MEDUSA：3次元大規模構造のドローネテッセレーションから推定されたミンコフスキー汎関数
| Title |
MEDUSA:_Minkowski_functionals_estimated_from_Delaunay_tessellations_of_the_three-dimensional_large-scale_structure |
| Authors |
Martha_Lippich_and_Ariel_G._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08529 |
ミンコフスキー汎関数（MF）は、宇宙密度場の形状とトポロジーを特徴付ける統計のセットであり、標準の2点解析を補完する情報が含まれています。3次元の点分布のMFを推定するための正確な方法の実装であるMEDUSAを紹介します。これらの推定値は、入力ポイントサンプルのドロネーテッセレーションから構築された三角測量の等密度面から推測されます。以前の方法とは異なり、MEDUSAは周期境界条件を考慮することができます。これは、N体シミュレーションの分析に不可欠です。${\Lambda}$CDMパワースペクトルを持つガウス確率場を含む、既知のMFを使用したいくつかのテストサンプルに対してコードを検証し、理論予測との優れた一致を見つけます。MEDUSAを使用して、N体シミュレーションから作成された合成銀河カタログのMFを測定します。私たちの結果は、密度場の非線形重力進化から生じる明らかに非ガウスの特徴を示しています。赤方偏移空間の歪みはMFの推定値を大幅に変更しますが、これらの測定値を体積充填率の関数として表すと、その影響は大幅に減少することがわかります。また、MFに対するAlcock-Paczynski（AP）歪みの影響は、体積平均距離$D_{\rmV}で定義された等方性APパラメーター$q$のさまざまな累乗でスケーリングすることで説明できることも示します。（z）$。したがって、MEDUSAによるMFの推定値は、密度場の非線形性、および宇宙の構造履歴の拡大と成長の有用なプローブです。
Gaia EDR3視差とハッブル宇宙望遠鏡による75個の天の川セファイドの測光で1％の精度に校正された宇宙の距離は、LambdaCDMで張力を確認します
| Title |
Cosmic_Distances_Calibrated_to_1%_Precision_with_Gaia_EDR3_Parallaxes_and_Hubble_Space_Telescope_Photometry_of_75_Milky_Way_Cepheids_Confirm_Tension_with_LambdaCDM |
| Authors |
Adam_G._Riess,_Stefano_Casertano,_Wenlong_Yuan,_J._Bradley_Bowers,_Lucas_Macri,_Joel_C._Zinn,_Dan_Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08534 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）測光とガイアEDR3視差を備えた75個の天の川セファイドの拡張サンプルを提示します。これらを使用して銀河系外距離梯子を再校正し、ハッブル定数の決定を改善します。すべてのHST観測は、Ia型超新星（SNIa）ホストの銀河系外セファイドのイメージングに使用されたものと同じ機器（WFC3）とフィルター（F555W、F814W、F160W）を使用して取得されました。HST観測では、WFC3空間スキャンモードを使用して、飽和を緩和し、ピクセル間のキャリブレーションエラーを減らし、観測あたり5ミリマグの平均測光エラーに達しました。DR2以降大幅に改善された新しいガイアEDR3視差と、これらのセファイドの周期-光度（PL）関係を使用して、銀河系外距離ラダーを同時に較正し、ガイアEDR3視差オフセットの決定を改善します。結果として得られるCepheidの光度の幾何学的キャリブレーションは、1.0％の精度であり、他のどの幾何学的アンカーよりも優れています。SNe〜Iaのキャリブレーションに適用すると、73.0+/-1.4km/sec/Mpcのハッブル定数が測定され、以前のガイアデータリリースに基づく結論とよく一致します。また、天の川銀河のケフェイド変光星関係の傾きとそのゼロ点の金属量依存性は、他の銀河から得られた平均値とよく一致していることがわかります。Cepheidキャリブレーションの最良の補完的なソースと組み合わせると、1.8％の精度に達し、H_0=73.2+/-1.3km/sec/Mpcであり、LambdaCDMでのPlanckCMB観測からの予測と4.2シグマの違いがあります。Cepheidホストの約40SNeIaの拡張サンプルから、短期的には約1.3％の精度に達すると予想されます。
精密バイスペクトルによるインフレのプロービング
インフレーションのモデルによって予測された原始バイスペクトルを計算し、それを空に見えるものと比較することは、非常に計算集約的であり、近似の層を必要とし、制約できるモデルを制限します。分離可能な基底関数の展開を使用して、形式的にツリーレベルの固有の分離可能性を活用することで、これらの問題のいくつかを回避する手段が提供されます。ここでは、このアプローチをさらに実用的で効率的な数値手法に発展させ、より広く複雑な範囲のバイスペクトル現象学に適用できるようにし、特定のインフレモデルに直接直面できる観測パイプラインに向けて重要な一歩を踏み出しました。単純な拡張ルジャンドル多項式基底とその利点について説明し、次に、これらの係数の計算が高速で高次まで正確であることを示す、自明でない現象論を使用した単一フィールドインフレーションモデルでメソッドをテストします。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Redshift_Calibration_of_the_Weak_Lensing_Source_Galaxies |
| Authors |
J._Myles,_A._Alarcon,_A._Amon,_C._S\'anchez,_S._Everett,_J._DeRose,_J._McCullough,_D._Gruen,_G._M._Bernstein,_M._A._Troxel,_S._Dodelson,_A._Campos,_N._MacCrann,_B._Yin,_M._Raveri,_A._Amara,_M._R._Becker,_A._Choi,_J._Cordero,_K._Eckert,_M._Gatti,_G._Giannini,_J._Gschwend,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_E._M._Huff,_N._Kuropatkin,_H._Lin,_D._Masters,_R._Miquel,_J._Prat,_A._Roodman,_E._S._Rykoff,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_R._H._Wechsler,_B._Yanny,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bhargava,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_C._Conselice,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_T._F._Eifler,_J._Elvin-Poole,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_et_al._(45_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08566 |
ダークエネルギーサーベイのような広視野測光実験によって観測された銀河の赤方偏移の分布を決定することは、重力レンズで物質密度場をマッピングするための重要な要素です。この作業では、ダークエネルギーサーベイ3年目の弱いレンズ効果源カタログからの個々の弱いレンズ効果源銀河を4つの断層撮影ビンに割り当て、これらのビンの赤方偏移分布を推定するために使用される方法について説明します。これらの方法をデータに最初に適用したとき、我々は、行われた仮定がDESY3弱レンズ効果源銀河に適用されることを検証し、体系的な不確実性の完全な処理を開発します。私たちの方法は、3つの独立した尤度関数からの情報を組み合わせることで構成されています。自己組織化マップ$p（z）$（SOMPZ）、銀河測光からの赤方偏移を制約する方法。クラスタリング赤方偏移（WZ）、銀河密度関数の相互相関からの赤方偏移の制約。せん断比（SR）は、小規模での銀河とせん断の相関関数の比からの赤方偏移に対する制約を提供します。最後に、これらの独立したプローブを組み合わせて、完全な不確実性をカプセル化した赤方偏移分布のアンサンブルを生成する方法について説明します。各断層撮影ビンの平均赤方偏移について、$\sigma_{\langlez\rangle}\sim0.01$の有効な不確実性を組み合わせて赤方偏移を較正します。
DES Y3の結果：画像シミュレーションでのせん断バイアスと赤方偏移バイアスのブレンド
| Title |
DES_Y3_results:_Blending_shear_and_redshift_biases_in_image_simulations |
| Authors |
N._MacCrann,_M._R._Becker,_J._McCullough,_A._Amon,_D._Gruen,_M._Jarvis,_A._Choi,_M._A._Troxel,_E._Sheldon,_B._Yanny,_K._Herner,_S._Dodelson,_J._Zuntz,_K._Eckert,_R._P._Rollins,_T._N._Varga,_G._M._Bernstein,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_I._Sevilla-Noarbe,_A._Pieres,_S._L._Bridle,_J._Myles,_A._Alarcon,_S._Everett,_C._S\'anchez,_E._M._Huff,_F._Tarsitano,_M._Gatti,_L._F._Secco,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_M._Crocce,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_T._F._Eifler,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08567 |
銀河の弱いレンズ効果の統計的検出力がパーセントレベルの精度に達すると、特に調査深度が増加するにつれてオブジェクトの混合の重要性が増すため、観測体系を較正するために、大きくて現実的で堅牢なシミュレーションが必要になります。せん断とフォトメトリックの両方の赤方偏移キャリブレーションでのブレンドの連成効果をキャプチャするために、レンズの有効な赤方偏移分布$n_{\gamma}（z）$を定義し、画像シミュレーションを使用してそれを推定する方法を説明します。調整された画像シミュレーションの広範なスイートを使用して、ダークエネルギーサーベイ（DES）の3年目のデータセットに適用されるせん断推定パイプラインのパフォーマンスを特徴付けます。マルチバンド、マルチエポックシミュレーションについて説明し、実際のDESデータとの比較を通じてそれらの高レベルのリアリズムを示します。基準シミュレーションで変動を実行することにより、せん断キャリブレーションバイアスを生成する効果を分離し、ブレンド関連の効果が約$-2\％$の平均乗法バイアスへの主要な寄与であることを確認します。redshiftによって変化する入力せん断信号を使用してシミュレーションを生成することにより、有効なredshfit分布の推定におけるバイアスを較正し、ブレンドが存在する場合のこのアプローチの重要性を示します。統計的および体系的な不確実性を組み込んだ修正された効果的な赤方偏移分布を提供し、DES3年目の弱いレンズ効果分析ですぐに使用できます。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Covariance_Modelling_and_its_Impact_on_Parameter_Estimation_and_Quality_of_Fit |
| Authors |
O._Friedrich,_F._Andrade-Oliveira,_H._Camacho,_O._Alves,_R._Rosenfeld,_J._Sanchez,_X._Fang,_T._F._Eifler,_E._Krause,_C._Chang,_Y._Omori,_A._Amon,_E._Baxter,_J._Elvin-Poole,_D._Huterer,_A._Porredon,_J._Prat,_V._Terra,_A._Troja,_A._Alarcon,_K._Bechtol,_G._M._Bernstein,_R._Buchs,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_A._Choi,_J._Cordero,_M._Crocce,_C._Davis,_J._DeRose,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_F._Elsner,_S._Everett,_P._Fosalba,_M._Gatti,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_B._Jain,_M._Jarvis,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Muir,_J._Myles,_S._Pandey,_M._Raveri,_A._Roodman,_M._Rodriguez-Monroy,_E._S._Rykoff,_S._Samuroff,_C._S\'anchez,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_M._A._Troxel,_N._Weaverdyck,_B._Yanny,_et_al._(48_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08568 |
ダークエネルギーサーベイ3年目（DES-Y3）データセットの結合2点関数分析の基準共分散行列モデルについて説明し、テストします。共分散モデリングとテストにさまざまな新しい仮説を使用して、このモデルの仮定と近似を検証します。これらには、ガウス尤度の仮定、共分散への3スペクトルの寄与、誤ったパラメーターセットでのモデルの評価の影響、マスキングと調査ジオメトリの影響、ポアソンショットノイズからの偏差、銀河の重み付けスキームなどが含まれます。サブドミナント効果。共分散モデルは堅牢であり、その近似は適合度とパラメーター推定にほとんど影響を与えないことがわかります。最適な性能指数への最大の影響は、有限の測量領域を処理するためのいわゆる$f_{\mathrm{sky}}$近似から生じます。これにより、平均して最大事後確率の間で$\chi^2$が増加します。モデルと$3.7\％$（$\Delta\chi^2\約18.9$）による測定。この近似を超える標準的な方法はDES-Y3では失敗しますが、これらの機能を処理するための近似スキームを導き出します。パラメータ推定の場合、共分散モデルを評価するための正確なパラメータを知らないと、支配的な影響が生じます。$\Omega_m$と$\sigma_8$の最大事後値のばらつきが約$3\％$増加し、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターの分散が約$5\％$増加することがわかります。
eBOSSを使用した弱いレンズソースの赤方偏移分布のキャリブレーション
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Clustering_Redshifts_--_Calibration_of_the_Weak_Lensing_Source_Redshift_Distributions_with_redMaGiC_and_BOSS/eBOSS |
| Authors |
M._Gatti,_G._Giannini,_G._M._Bernstein,_A._Alarcon,_J._Myles,_A._Amon,_R._Cawthon,_M._Troxel,_J._DeRose,_S._Everett,_A._J._Ross,_E._S._Rykoff,_J._Elvin-Poole,_J._Cordero,_I._Harrison,_C._Sanchez,_J._Prat,_D._Gruen,_H._Lin,_M._Crocce,_E._Rozo,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_A._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_K._Dawson,_S._Desai,_H._T._Diehl,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_T._Giannantonio,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_D._Huterer,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_et_al._(35_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08569 |
クラスタリング測定からのダークエネルギーサーベイ3年目（DESY3）の弱いレンズ効果源銀河赤方偏移分布$n（z）$のキャリブレーションを提示します。特に、弱いレンズ効果（WL）ソース銀河サンプルをredMaGiC銀河（安全な測光赤方偏移を持つ明るい赤銀河）およびBOSS/eBOSSからの分光サンプルと相互相関させて、DESソースサンプルの赤方偏移分布を推定します。クラスタリング統計を使用するための2つの異なる方法について説明します。1つ目は、DESY1分析で行われたように、クラスタリング情報を個別に使用して、赤方偏移ウィンドウ内のソース銀河の平均赤方偏移を推定します。2番目の方法は、クラスタリングデータの尤度を$n（z）$の関数として確立します。これは、クラスタリングと測光の制約を組み合わせた$n（z）$のサンプルを生成するためのスキームに組み込むことができます。どちらの方法も、倍率や赤方偏移に依存する銀河物質のバイアスなど、さまざまな天体物理学の系統分類学に周辺化を組み込んでいます。シミュレーションにおける方法の不確実性を特徴づけます。最初の方法では、断層撮影ビンの平均$z$を$\sim0.014$のRMS（精度）に回復します。2番目の方法を使用すると、測光データから導出された$n（z）$の形状の精度が大幅に向上することが示されています。次に、2つの方法がDESY3データに適用されます。
濃度は銀河団の恒星とハローの質量関係の散乱を促進しますか？
| Title |
Does_Concentration_Drive_the_Scatter_in_the_Stellar-to-Halo_Mass_Relation_of_Galaxy_Clusters? |
| Authors |
Ying_Zu,_Huanyuan_Shan,_Jun_Zhang,_Sukhdeep_Singh,_Zhiwei_Shao,_Xiaokai_Chen,_Ji_Yao,_Jesse_B._Golden-Marx,_Weiguang_Cui,_Eric_Jullo,_Jean-Paul_Kneib,_Pengjie_Zhang,_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08629 |
濃度は、大規模なクラスターの恒星とハローの質量関係の散乱を促進する可能性のある重要な暗黒物質ハロー特性の1つです。SDSSredMaPPerクラスター内の最も明るい中心銀河（BCG）のサンプルのロバストな測光恒星質量を$0.17<z<0.3$で導出し、クラスターをBCG恒星質量$M_*$によって2つの等しいハロ質量サブサンプルに分割します。2つのクラスターサブサンプルの弱いレンズ効果プロファイル$\Delta\Sigma$は、1M$pc/h$未満のスケールで異なる勾配を示します。このような不一致を解釈するために、X線観測によって通知された2つのサブサンプル間に異なるレベルの誤中心効果を含めることにより、2つの$\Delta\Sigma$プロファイルの包括的なベイズモデリングを実行します。2つのサブサンプルの平均ハロー質量は$1.74\times10^{14}M_{\odot}/h$ですが、低$M_*$クラスターの濃度は$5.87_{-0.60}^であることがわかります。{+0.77}$、${\sim}1.5\sigma$は、高$M_*$の対応物よりも小さい〜（$6.95_{-0.66}^{+0.78}$）。さらに、クラスターの弱いレンズ効果とクラスター銀河の相互相関の両方が、低$M_*$、低濃度クラスターの大規模バイアスが高濃度クラスターのバイアスよりも${\sim}10\％$高いことを示しています。$M_*$、高濃度システム、したがって、クラスターアセンブリバイアス効果の可能性のある証拠。私たちの結果は、20{-}30k$pc/h$以内の恒星の質量、${\sim}$200k$pc/h$以内の暗黒物質の質量、および上記のスケールでの宇宙の過密度の間の顕著な物理的関係を明らかにしています。10M$pc/h$、大規模なクラスターとそれらの中心銀河の間の共進化の理論の重要な観測テストを可能にします。
初期の宇宙のユニークな再構築のための高速半離散最適輸送アルゴリズム
| Title |
A_fast_semi-discrete_optimal_transport_algorithm_for_a_unique_reconstruction_of_the_early_Universe |
| Authors |
Bruno_L\'evy_and_Roya_Mohayaee_and_Sebastian_von_Hausegger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09074 |
最適な輸送理論に由来する強力な数学的ツールを活用し、それらを効率的なアルゴリズムに変換して、モンジュアンペールカントロビッチ方程式を解くことに基づいて構築された原始密度場の変動を再構築します。私たちのアルゴリズムは、Laguerreセルに分割された初期の均一な連続密度場と、初期から後期の宇宙にリンクする離散点質量の最終入力セットとの間の最適な輸送を計算します。完全離散コンビナトリアル法に基づく既存の初期宇宙再構成アルゴリズムは数十万ポイントに制限されていますが、ニュートン法を使用して解かれる適切な滑らかな凸最適化問題の形をとるため、この制限をはるかに超えてスケールアップします。。AbacusCosmosスイートからの宇宙論的な$N$-bodyシミュレーションでアルゴリズムを実行し、既製のパーソナルコンピューターを使用して数時間以内に$\mathcal{O}（10^7）$粒子の初期位置を再構築します。。私たちの方法が、バリオン音響振動などの初期パワースペクトルの微妙な特徴のユニークで高速かつ正確な回復を可能にすることを示します。
酸化プロセスはエンケラドスの代謝メニューを多様化します
| Title |
Oxidation_Processes_Diversify_the_Metabolic_Menu_on_Enceladus |
| Authors |
Christine_Ray,_Christopher_R._Glein,_J._Hunter_Waite,_Ben_Teolis,_Tori_Hoehler,_Julie_A._Huber,_Jonathan_Lunine,_Frank_Postberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08582 |
土星システムへのカッシーニミッションは、衛星エンケラドスの氷の表面の亀裂から噴出する氷粒と水蒸気のプルームを発見しました。この月は、その氷のような外面の下の岩のコアと接触している地球規模の海を持っており、太陽系の地球外生命の証拠を探すための有望な場所になっています。プルームでのH$_2$の以前の検出は、メタン生成、つまりH$_2$とCO$_2$の代謝反応でメタンと水を形成するために利用できる自由エネルギーがあることを示しています。追加の代謝経路は、エンケラドスの海にエネルギー源を提供する可能性がありますが、プルームで検出されていない他の酸化剤の使用が必要です。ここでは、化学モデリングを実行して、放射線分解O$_2$とH$_2$O$_2$の生成、および海洋と岩石コアでの非生物的酸化還元化学が、エンセラダスの代謝プロセスをサポートする可能性のある化学的不均衡にどのように寄与するかを判断します。海洋。海洋レドックス化学の3つの可能なケースを検討します。還元剤がかなりの量で存在せず、酸化剤が時間の経過とともに蓄積するケースIと、水性還元剤または海底鉱物がそれぞれO$_2$とH$を変換するケースIIとIIIです。_2$O$_2$からSO$_4^{2-}$およびオキシ水酸化第二鉄。追加の非生物的反応を無視して、3つのケースすべてで代謝反応に利用できる酸化剤と化学エネルギーの濃度の上限を計算します。3つのケースすべてについて、地球上の微生物が使用する多くの好気性および嫌気性代謝反応が、地球上の生命がADPをATPに変換するために必要な最小自由エネルギーしきい値を満たし、エンセラダス海底内で正の細胞密度値を維持できることがわかりました。または海。これらの発見は、酸化剤の生成と酸化化学が、エンケラドスの可能な生命と代謝的に多様な微生物群集のサポートに貢献する可能性があることを示しています。
TESS時代のKELT-19Ab、WASP-156b、WASP-121bの再考
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からのデータを含む、KELT-19Ab、WASP-156b、およびWASP-121bの通過深度の再分析を提示します。大きな$\sim21''$TESSピクセルとポイントスプレッド関数により、近くのオブジェクトによる恒星フラックスの重大な汚染が発生します。Gaiaデータを使用してこの寄与を適合および除去し、この修正のための汎用ソフトウェアを提供します。以前の作業と比較して、3つのソースすべての傾向が大きいことがわかります。WASP-121bの場合、2分のケイデンスデータと比較して、30分のケイデンスデータを使用すると、傾斜の値が大幅に小さくなります（13.5度）。シミュレーションを使用して、一般に30分のビニングデータが25$\sigma$での実際の入力値よりも小さい傾きを生成することを示します。また、より大きなサンプリング時間間隔を適用すると、傾斜と半主軸が小さくバイアスされることがわかります。これは、バンド間のサブパーセント通過差を導出するために特に重要です。傾斜を前の作品に制約すると、広いTESSバンドでの太陽系外惑星と星の半径比（$R_{p}/R_{\ast}$）は、KELTの前の作品より3.5$\sigma$小さいことがわかります-19Abであり、WASP-156bおよびWASP-121bの場合は$\sim$2$\sigma$以内で一貫しています。KELT-19Abの結果は、ヘイズが支配的な雰囲気を支持します。これらの星のTESSバンドの通過深度を汚染している$\sim$0.95\、$\mu$mの水景の統計的に有意な証拠は見つかりませんが、500ppmの測光精度と約200回の観測のサンプリングでそれを示していますトランジット全体で、この機能はより狭い$z-$bandで検出できる可能性があります。さらに、TESS測光を含めることで、WASP-121bは、不透明な特徴のないモデルと同様に、水蒸気のある雲のない大気にも適合できることがわかりました。
おそらく放射線トルクによる小惑星2012TC4のスピン変化
| Title |
Spin_Change_of_Asteroid_2012_TC4_probably_by_Radiation_Torques |
| Authors |
Hee-Jae_Lee,_Josef_\v{D}urech,_David_Vokrouhlick\'y,_Petr_Pravec,_Hong-Kyu_Moon,_William_Ryan,_Myung-Jin_Kim,_Chun-Hwey_Kim,_Young-Jun_Choi,_Paolo_Bacci,_Joe_Pollock_and_Rolf_Apitzsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08771 |
小惑星2012TC4は、2012年と2017年の地球接近中に観測された小さな（$\sim$10m）地球近傍天体です。光度曲線の初期の分析により、その励起された回転状態が明らかになりました。2つの出現から利用可能なすべての測光データを収集して、その回転状態と凸形状モデルを再構築しました。2012年と2017年の光度曲線は、単一のモデルパラメータセットに適合できないことを示しています。回転と歳差運動の期間は、これら2つのデータセットで大幅に異なり、2つの出現の間または間に変化したに違いありません。それにもかかわらず、2012年と2017年の2012TC4のスピン状態が異なると仮定すると、動的に自己無撞着なモデルですべての光度曲線を適合させることができました。結果を解釈するために、スピン進化の数値モデルを開発しました。このモデルには、関連する可能性のある2つの摂動が含まれています。（i）太陽と地球による重力トルク、および（ii）ヤルコフスキーオキーフとして知られる放射トルクです。Radzievskii-Paddack（YORP）効果。モデルが単純であるにもかかわらず、重力トルクの役割は無視できることがわかりました。代わりに、観測されたスピン状態の変化は、YORPトルクの結果としてもっともらしく説明できると主張します。この解釈を強化するために、（i）材料の非弾性による内部エネルギー散逸、および（ii）十分に大きな惑星間粒子による衝突が、観測されたスピン状態の変化を引き起こす可能性が非常に低いことを確認します。trueの場合、これは、タンブリングボディでYORP効果が検出された最初のケースです。
太陽系外惑星HAT-P-12bの非正弦波トランジットタイミング変動
| Title |
Non-Sinusoidal_Transit_Timing_Variations_for_the_Exoplanet_HAT-P-12b |
| Authors |
Devesh_P._Sariya,_Ing-Guey_Jiang,_Li-Hsin_Su,_Li-Chin_Yeh,_Tze-En_Chang,_V._V._Moskvin,_A._A._Shlyapnikov,_V._Ignatov,_David_Mkrtichian,_Evgeny_Griv,_Vineet_Kumar_Mannaday,_Parijat_Thakur,_D._K._Sahu,_Swadesh_Chand,_D._Bisht,_Zhao_Sun,_Jianghui_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08820 |
通過する太陽系外惑星の通過タイミング変動（TTV）を調査することの重要性を考慮して、HAT-P-12bの追跡調査を提示します。公開された文献から取得した25の光度曲線に関連して、3つの異なる観測所から2011年から2015年の間に観測された6つの新しい光度曲線を含めます。したがって、使用されたデータのサンプルは、太陽系外惑星HAT-P-12bの通過イベントのエポック（1160）の広い範囲で、約10。2年の期間をカバーしています。光度曲線は、軌道パラメータを決定し、可能な通過タイミングの変動の調査を行うために使用されます。新しい線形エフェメリスは、減少したカイ2乗=7.93の大きな値を示し、ピリオドグラムからの顕著な周波数を使用した正弦波フィッティングは、約4の減少したカイ2乗を示します。これらの値と対応するOCダイアグラムに基づいて、この惑星系に非正弦波TTVが存在する可能性があります。最後に、追加の非通過太陽系外惑星を使用したシナリオでは、このTTVを、約2のさらに小さいカイ2乗値の減少で説明できることがわかりました。
マーズ2020と火星のサンプルリターン
マーズサンプルリターンは3つの別々のミッションで構成され、最初のミッションは2021年2月18日にジェゼロクレーターに着陸するMars2020ローバーです。ここでは、ジェゼロクレーターで露頭する可能性が高い特定のユニットのリモートセンシング研究について説明します。返品サンプルスイートの一部。かんらん石の粒径やFe/Mg（Fo）数など、CRISM機器からのデータを使用して、かんらん石ユニットの特性を明らかにする取り組みについて報告します。また、西オーストラリアのストロマトライトを含む初期始生代Warrawoonaグループとの類推によって、ユニットの宇宙生物学的重要性についても説明します。また、MSRアーキテクチャの現在の状態についても説明します。
コマのダスト構造（ジェット）から決定された29P / Schwassmann-Wachmann1彗星の自転周期
| Title |
The_Rotation_Period_of_Comet_29P/Schwassmann-Wachmann_1_Determined_from_the_Dust_Structures_(Jets)_in_the_Coma |
| Authors |
A.V._Ivanova,_V.L._Afanasiev,_P.P._Korsun,_A.R._Baranskii,_M.V._Andreev,_V.A._Ponomarenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09007 |
29P/Schwassmann-Wachmann1彗星の測光観測の結果を分析します。この彗星は、水氷昇華帯の外側で、5AUを超える地動説の距離でかなりの活動を示しています。彗星のCCD画像は、ロシア科学アカデミーの特殊天体物理観測所（SAORAS）の6m望遠鏡とピークテルスコル天文台の2m望遠鏡の広帯域Rフィルターで取得されました。特殊なデジタルフィルターで画像を処理することにより、彗星のダストコマでアクティブな構造（ジェット）を区別することができました。相互相関法では、2008年12月と2009年2月の観測で、彗星核の自転周期はそれぞれ12。1日と11。7日と決定されました。異なる著者によって得られた彗星核の自転周期の推定値の違いの考えられる原因が議論されています。
遠方彗星C / 2002 VQ94（LINEAR）および29P / Schwassmann-Wachmann-1の測光調査
| Title |
Photometric_investigations_of_distant_comets_C/2002_VQ94_(LINEAR)_and_29P/Schwassmann-Wachmann-1 |
| Authors |
A.V._Ivanova,_P.P._Korsun,_V.L._Afanasiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09008 |
ロシア科学アカデミーの特殊天体物理観測所の6m望遠鏡で得られた2つの遠方の彗星、C/2002VQ94（LINEAR）と29P/Schwassmann-Wachmann1の測光調査の結果の分析を提示します。研究中の彗星は、水氷昇華帯の外で十分な活動を示しています（5AUより長い地動説の距離で）。調査した彗星のスペクトルでは、CO+とN2+の放出が見られました。この放射の存在は、彗星が太陽系の外側の部分、原始惑星系円盤の温度<=25Kで形成されたことを示している可能性があります。我々は、彗星C/2002VQ94（LINEAR）は、太陽への方向から63度偏向した方向に、ダストコマの測光中心に対して1.4秒角（7.44*10^3km）シフトしています。特殊なフィルターを使用して画像を処理し、29P/Schwassmann-Wachmann1彗星のダストコマ内のアクティブな構造（ジェット）を選択しました。
近くの銀河のCOマルチラインイメージング（近日公開）。 IX。キロパーセクスケールでの$ ^ {12} $ CO（$ J $ =
2-1）/ $ ^ {12} $ CO（$ J $ = 1-0）ライン比
| Title |
CO_Multi-line_Imaging_of_Nearby_Galaxies_(COMING)._IX._$^{12}$CO($J$=2-1)/$^{12}$CO($J$=1-0)_line_ratio_on_kiloparsec_scales |
| Authors |
Yoshiyuki_Yajima_(1),_Kazuo_Sorai_(1,2),_Yusuke_Miyamoto_(3),_Kazuyuki_Muraoka_(4),_Nario_Kuno_(2,5),_Hiroyuki_Kaneko_(6,3),_Tsutomu_T._Takeuchi_(7,8),_Atsushi_Yasuda_(2),_Takahiro_Tanaka_(2),_Kana_Morokuma-Matsui_(9),_Masato_I._N._Kobayashi_(10,11)_((1)_Hokkaido_University,_(2)_University_of_Tsukuba,_(3)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(4)_Osaka_Prefecture_University,_(5)_Kwansei_Gakuin_University,_(6)_Joetsu_University_of_Education,_(7)_Nagoya_University,_(8)_The_Institute_of_Statistical_Mathematics,_(9)_The_University_of_Tokyo,_(10)_Osaka_University,_(11)_Tohoku_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08523 |
分子ガスの質量は通常、$^{12}$CO（$J$=1-0）（分子ガスを探索するための最も基本的な線）から導出されますが、多くの場合、$^{12}$CO（$J$=2-1）一定の$^{12}$CO（$J$=2-1）/$^{12}$CO（$J$=1-0）ライン比（$R_{2/1}$）。$R_{2/1}$のバリエーションと、野辺山45m電波で得られた$^{12}$COデータを使用して、$R_{2/1}$が24個の近くの銀河で定数であるという仮定の効果を示します。望遠鏡とIRAM30m望遠鏡。すべての銀河の$R_{2/1}$の中央値は0.61であり、$^{12}$CO（$J$=1-0）積分強度による$R_{2/1}$の加重平均は0.66で、標準偏差は0.19です。$R_{2/1}$の半径方向の変動は、すべての銀河がコンパイルされたときに、ディスクの中央値が0.60でほぼ一定であるのに対し、内側の〜1kpcで高い（〜0.8）ことを示しています。0.7の定数$R_{2/1}$が採用された場合、$^{12}$CO（$J$=2-1）から導出された総分子ガス質量は過小評価/過大評価されていることがわかりました。〜20％、最大で35％。各銀河内の分子ガスの面密度のばらつきは、約30％、最大で120％大きくなります。$^{12}$CO（$J$=2-1）による空間的に分解されたケニカット-シュミット関係の指標は、10〜20％過小評価されており、24個の銀河のうち17個で最大39％です。$R_{2/1}$は、星形成率および赤外線の色と良好な正の相関があり、分子ガスの枯渇時間と負の相関があります。運動温度（$T_{\rmkin}$）の増加に伴い、$R_{2/1}$が増加するという明らかな傾向があります。さらに、$R_{2/1}$の変動を理解するには、$T_{\rmkin}$だけでなく、分子ガスの圧力も重要であることがわかりました。$^{12}$CO（$J$=1-0）ではなく$^{12}$CO（$J$=2-1）から推測される分子ガスの質量と分子ガスの特性について説明する場合は、特別な考慮が必要です。。
M31およびM33の金属量の関数としての赤色超巨星二元分数
マゼラン雲の進化した赤色超巨星（RSG）の二元的割合を測定する最近の研究は、15-30％の値を示しており、コンパニオンの大部分は、恒星進化によって決定されるように、進化していないB型星です。ここでは、この研究を局部銀河群M31とM33に拡張し、金属量の関数としてのRSG二元分数を調査します。M31およびM33の最近の近赤外測光調査により、制限$\logL/L_{\odot}\geq4.2$までのRSGの完全なサンプルが特定されました。これらのM31およびM33RSGのバイナリ部分を決定するために、新しく取得した分光法の組み合わせを使用して、単一のRSGおよびRSG+OBバイナリを識別し、アーカイブのUV、可視および近IR測光を使用して、RSGを単一またはバイナリとして確率的に分類しました。それらの色に基づいています。次に、観測バイアスを説明するために、観測されたRSG+OBバイナリフラクションを調整しました。結果として得られるM33のRSGバイナリフラクションは、ガラクトセントリック距離に強く依存し、内側の領域は外側の領域（$15.9^{+12.4}よりもはるかに高いバイナリフラクション（$41.2^{+12.0}_{-7.3}$％）を持ちます_{-1.9}$％）。このような傾向はM31では見られません。代わりに、わずかに赤くなった領域の2進分数は、$33.5^{+8.6}_{-5.0}$％で一定のままです。M33でのRSGバイナリフラクションの変化は、RSGバイナリフラクションが高い金属量環境での金属量依存性によるものであると結論付けています。この依存性は、金属量によるRSGの物理的特性の変化ではなく、OBバイナリの親分布の変化に起因する可能性があります。
天の川の郊外にある未発見の球状星団の可能性
| Title |
The_Likelihood_of_Undiscovered_Globular_Clusters_in_the_Outskirts_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Jeremy_J._Webb_and_Raymond_G._Carlberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08535 |
現在知られている銀河系球状星団の母集団は、最大ガラクトセントリック距離$\sim$145kpcまで伸びており、最も外側のクラスターが主に内向きの速度を持っているという特徴があります。軌道平均は、この構成が偶然に約$6\％$の確率で発生することを発見し、正の視線速度を持ついくつかの球状星団が発見されないままであることを示唆しています。クラスター集団が滑らかな動径分布を持ち、天の川のビリアル半径内で平衡状態にあるという仮定の下で、遠距離での未発見クラスターの予想数を評価します。外側のクラスターの現在の運動学的特性を、軌道平均化によって銀河系球状星団システムのランダムな軌道構成と比較することにより、天の川内に少なくとも1つの未発見の球状星団が存在する可能性を$73\％$と推定します。この見積もりでは、現在の人口が50kpcまで完了し、人口が150kpcまで完了すると、$91\％$に増加すると想定しています。2つの未発見のクラスターが存在する可能性は$60\％$から$70\％$の間であり、3つの未発見のクラスターが存在する可能性は$50\％$のオーダーです。最も可能性の高いシナリオは、未発見のクラスターが外側に移動していることです。その結果、外側のクラスターの母集団は平衡状態と一致します。今後のディープイメージング調査では、遠方の、場合によっては非常に低濃度で、非常に低金属量の球状星団の検索が可能になります。
密度が高すぎて通過できない：衛星消光のための低質量クラスターの重要性
| Title |
Too_dense_to_go_through:_The_importance_of_low-mass_clusters_for_satellite_quenching |
| Authors |
Diego_Pallero,_Facundo_A._G\'omez,_Nelson_D._Padilla,_Yannick_M._Bah\'e,_Cristian_A._Vega-Mart\'inez,_S._Torres-Flores |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08593 |
EAGLEコードに基づく30の高解像度宇宙力学流体力学ズームインシミュレーションのスイートであるC-EAGLEシミュレーションのクラスターにおける伴銀河の進化を研究します。$z=0$（$\gtrsim$80$\％$）で急冷された銀河の大部分は、密集した環境（log$_{10}$M$_{200}$[M$_{\odot}$]$\geq$13.5）。低赤方偏移では、最終的なクラスターの質量に関係なく、銀河は低質量のクラスターで消光状態に達するように見えます。さらに、$z=0$にあるクラスター内で急冷された銀河は、低質量クラスターの支配的な集団であり、異なるハローで急冷された銀河は、最も質量の大きいクラスターで支配的です。$z>0.5$でクラスターを見ると、その場で急冷された集団がすべてのクラスター質量で支配的です。これは、銀河が最初に陥るクラスター内でクエンチされていることを示唆しています。銀河がクラスターの$r_{200}$を通過すると、銀河は急速に急冷されます（$\lesssim$1Gyr）。銀河のごく一部（$\lesssim15\％$）は、ガスを長期間保持することができますが、4Gyrの後、ほとんどすべての銀河が急冷されます。この現象は、ラム圧力ストリッピングに関連しており、銀河団ガスの密度がしきい値$\rho_{\rmICM}$$\sim3\times10^{-5}$n$_{\rmに達したときに発生します。H}$（cm$^{-3}$）。これらの結果は、銀河が$r_{200}$内に最初に落下した直後に急速急冷段階を開始し、$r_{500}$に到達するまでに、ほとんどの銀河がすでに急冷されていることを示唆しています。
SAMI銀河調査：最も明るいグループ銀河における星とガスの運動学;グループダイナミクスの役割
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_Kinematics_of_stars_and_gas_in_brightest_group_galaxies;_the_role_of_group_dynamics |
| Authors |
Mojtaba_Raouf,_Rory_Smith,_Habib_G._Khosroshahi,_Jesse_van_de_Sande,_Julia_J._Bryant,_Luca_Cortese,_S._Brough,_Scott_M._Croom,_Ho_Seong_Hwang,_Simon_Driver,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Jongwan_Ko,_Jae-Woo_Kim,_Jihye_Shin,_Nicholas_Scott,_Joss_Bland-Hawthorn,_Samuel_N._Richards,_Matt_Owers,_J.S._Lawrence_and_Iraklis_S._Konstantopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08634 |
SAMI銀河調査では、154個の銀河のサンプルについて、動的に緩和された銀河群と緩和されていない銀河群の最も明るいグループ銀河（BGG）の恒星とガスの運動学を研究します。最も明るい2つの銀河間の光度ギャップと、グループの光度重心からオフセットされたBGGを使用して、グループの動的状態を特徴付けます。ガスの回転軸と恒星成分の間の不整合は、統計的有意性は非常に低いものの、緩和されていないグループのBGGでより頻繁に発生することがわかります。一方、恒星のダイナミクスが運動測定に基づいて「通常の回転子」として分類される銀河は、リラックスしたグループでより一般的です。グループの動的状態へのこの依存性は、固定された恒星の質量とセルシック指数で引き続き有効であることを確認します。観察された傾向は、ウイルス化され進化しているグループの異なるBGG降着履歴に起因する可能性があります。ハロー緩和プローブの中で、グループBGGオフセットは、BGGの恒星の運動学的差異の光度ギャップよりも強い役割を果たしているように見えます。ただし、グループBGGオフセットと光度ギャップの両方が、ガスとBGGの恒星成分との間の不整合を一方向にほぼ等しく駆動しているように見えます。この研究は、銀河群の動的状態がBGGの恒星とガスの運動学に影響を与える可能性があるという最初の証拠を提供し、より高い信号対雑音比を備えたより大きなサンプルを使用したさらなる研究を求めています。
ハーシェルIIIによる銀河ハローのダスト含有量の調査。 NGC 891
| Title |
Exploring_the_Dust_Content_of_Galactic_Halos_with_Herschel_III._NGC_891 |
| Authors |
J._H._Yoon,_Crystal_L._Martin,_S._Veilleux,_M._Melendez,_T._Mueller,_K._D._Gordon,_G._Cecil,_J._Bland-Hawthorn,_C._Engelbracht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08686 |
ハーシェル宇宙天文台とスピッツァー宇宙望遠鏡で得られた、近くのエッジオン銀河NGC891の深遠遠赤外線観測を紹介します。マップは、銀河系内部の媒体（ハロー）からの熱放射の検出を確認し、ほこりの多いスーパーバブルとほこりの拍車（フィラメント）を空間的に分解します。ハローコンポーネントのダスト温度はディスクのダスト温度よりも低いですが、ディスクの片側から垂直方向に少なくとも7.7kpc伸びる、直径約8.0kpcの領域全体で上昇します。この領域は、熱Xとの関連からスーパーバブルと呼ばれます。-光線放射とシンクロトロンスケール高さの最小値。この流出は厚い円盤を突破し、銀河風に発展しています。これは、NGC891がスターバースト銀河とは見なされていないため、特に興味深いものです。星形成率の表面密度は0.03Msun/年/平方キロパーセクであり、ガスの割合は内側の円盤でわずか10％であり、風の形成のしきい値が以前の研究で示唆されているよりも低いことを示しています。星形成の面密度は、ハローへのスーパーバブルの噴出には十分であると結論付けていますが、宇宙線の電子は、この流出が噴水に発展するか、重力ポテンシャルから逃れるかを決定する上で重要な役割を果たす可能性があります。ダストスパーのダスト対ガス比が高いことは、ミニハロとNGC891のディスクとの衝突によって材料がNGC891から引き出されたことを示唆しています。NGC891は、ダストを輸送するフィードバックと衛星相互作用の両方の例を提供すると結論付けます。典型的な銀河のハローに。
オリオンプランク銀河の冷たい塊のALMA調査（ALMASOP）：星前のコアと内部の複数の下部構造の非常に高密度のコンパクトな構造の検出
| Title |
ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP):_Detection_of_extremely_high_density_compact_structure_of_prestellar_cores_and_multiple_substructures_within |
| Authors |
Dipen_Sahu,_Sheng-Yuan_Liu,_Tie_Liu,_Neal_J._Evans_II,_Naomi_Hirano,_Ken'ichi_Tatematsu,_Chin-Fei_Lee,_Kee-Tae_Kim,_Somnath_Dutta,_Dana_Alina,_Leonardo_Bronfman,_Maria_Cunningham,_David_J._Eden,_Guido_Garay,_Paul_F._Goldsmith,_Jinhua_He,_Shih-Ying_Hsu,_Kai-Syun_Jhan,_Doug_Johnstone,_Mika_Juvela,_Gwanjeong_Kim,_Yi-Jehng_Kuan,_Woojin_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Di_Li,_Pak_Shing_Li,_Shanghuo_Li,_Qiu-Yi_Luo,_Julien_Montillaud,_Anthony_Moraghan,_Veli-Matti_Pelkonen,_Sheng-Li_Qin,_Isabelle_Ristorcelli,_Patricio_Sanhueza,_Hsien_Shang,_Zhi-Qiang_Shen,_Archana_Soam,_Yuefang_Wu,_Qizhou_Zhang_and_Jianjun_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08737 |
星の前のコアは、将来の星が生まれる分子雲内の自己重力の密で冷たい構造です。それらは、原始星相への移行の段階で、新しい星またはバイナリ/複数の恒星システムの形成をシードする中央に集中した密な（サブ）構造を宿すことが期待されています。進化のこの重要な段階を特徴づけることは、星形成を理解するための鍵です。この作業では、高密度の星前コアのサンプルで千オースケールの高密度（サブ）構造の検出を報告します。オリオン分子雲に対する最近のALMA観測を通じて、5つの非常に密度の高い星前コアが見つかりました。これらのコアは、中央に集中した領域$\sim$2000auのサイズで、平均でいくつかの$10^7$$cm^{-3}$です密度。これらの中央に密集した領域の質量は、0.30〜6.89M$_\odot$の範囲です。{\it初めて}、高解像度の観測（0.8$''\sim$320au）により、コアの1つが断片化の明確な兆候を示していることがさらに明らかになりました。このような個々の下部構造/フラグメントのサイズは800〜1700au、質量は0.08〜0.84M$_\odot$、密度は$2〜8\times10^7$$cm^{-3}$、間隔は$\sim1200$au。下部構造は、若い恒星状天体を形成するのに十分な大きさ（$\gtrsim0.1〜M_\odot$）であり、広く（$\sim$1200au）分離された複数のシステムにつながる可能性のある恒星胚の初期段階の例である可能性があります。
赤方偏移$ z = 0.76 $で得られた中央の赤いディスク候補
XMM-LSS北域の巨大赤色巨星円盤銀河候補を報告します。この地域は、多種多様なマルチバンド測光および分光観測で覆われています。カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡レガシー調査（CFHTLS）の測光データと、バリオン振動分光調査（BOSS）の分光観測を使用すると、銀河の恒星の質量は$\sim10^{11.6}$倍であることがわかります。太陽質量$M_\odot$の。銀河は赤い色をしていて、古い星の種族を持っているので、その星形成は止まっています。HyperSuprime-Cam（HSC）スバル戦略プログラムの測光画像データを使用して、その光度プロファイルがディスクの形態を示す$n=1.22$のS\'esic形式で完全に記述されていることを示します。また、VIMOSPublicExtragalacticRedshiftSurvey（VIPERS）測光カタログに基づいてその環境を分析し、その近くの銀河はすべてそれほど質量がないことを発見しました。これは、観測された銀河がホストハローの中心にあることを示しています。巨大な赤い中央円盤銀河の存在は、その星形成の消光を説明する既知の物理的メカニズムがないため、銀河形成の現在の標準的なパラダイムに深刻な挑戦をしています。この結論は、銀河形成の最先端の流体力学的シミュレーションによって裏付けられています。
巨大な無線クエーサー：サンプルと基本的な特性
巨大な無線クエーサー（GRQ）の最大のサンプルを提示します。これは、0.7Mpcを超える投影線形サイズを持つと定義されています。サンプルは272個のGRQで構成され、そのうち174個はNRAOVLAスカイサーベイ（NVSS）とスローンデジタルスカイサーベイ14$^{\rmth}$データリリースクエーサーカタログ（DR14Q）のクロスマッチングによって発見され、確認された新しいオブジェクトです。20センチメートル（FIRST）のラジオマップでのラジオスカイのかすかな画像の使用。私たちの分析では、GRQを、検索方法を使用して見つかった367個の小さい、ローブが優勢な電波クエーサー、およびSDSSDR14クエーサーカタログのクエーサーと比較し、それらの電波放射を特徴付けるパラメーター（つまり、全電波光度とコア電波光度、電波コアプロミネンス）、光学特性（ブラックホールの質量、降着率、固有ベクトル1平面での分布）、および赤外線の色。GRQとより小さな電波クエーサーの場合、[OIII]の光度と1.4GHzでの電波の光度の間に強い相関関係があり、電波放射と狭線領域の条件との間に強い相関関係があることを示しています。GRQと小さな電波クエーサーの間に有意差は見られませんが、ほとんどの拡張電波クエーサーは、ブラックホールの質量が大きく降着率が低い進化したAGNのクエーサー集団に属していることを示しています。また、最初に検出されたSDSSクエーサーと比較してGRQのW2-W3の色が青く、ほこりっぽいトーラスの構造の違いを示しています。
初期のジェットによる惑星状星雲の「耳」の形成
惑星状星雲（PN）の形状の三次元流体力学的数値シミュレーションを実施し、メインPNシェルの放出に先行するジェットが耳の形態的特徴を形成できることを示します。耳は、主星雲からの2つの反対側の突起であり、主星雲よりも小さく、断面はシェルの耳の基部から遠端まで単調に減少します。PNeのごく一部だけが耳を持っています。現在のシミュレーションでは約1年の短命のジェットが、通常のAGB風と相互作用して耳を形成し、後で吹き付けられた高密度の風がメインのPN高密度シェルを形成します。つまり、ジェットはメインのPNシェルよりも古いものです。また、ジェットが耳を膨らませるには、エネルギーが大きすぎたり、幅が広すぎたり、遅すぎたりすることはできません。短命のジェットが星雲放出の主な段階に数年以内に先行する流れ構造は、共通外層の進化に入るシステムから生じる可能性があります。コンパニオンは降着円盤を通して質量を降着させ、PNの巨大な前駆星のエンベロープに入る直前にジェットを発射します。その後すぐに、コンパニオンはエンベロープに入り、スパイラルインしてメインPNシェルを形成するエンベロープを排出します。
SDC335の塊からクラス0の高質量原始星への降着の連続性
| Title |
Continuity_of_accretion_from_clumps_to_Class_0_high-mass_protostars_in_SDC335 |
| Authors |
A._Avison,_G._A._Fuller,_N._Peretto,_A._Duarte-Cabral,_A._L._Rosen,_A._Traficante,_J._E._Pineda,_R._G\"usten,_N._Cunningham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08948 |
IRDCSDC335.579-0.292（SDC335）は、銀河系で最も巨大な星形成コアの1つに向かって世界的に崩壊していることがわかっている巨大な星形成雲です。SDC335は、進化の初期段階で3つの高質量原始星オブジェクトをホストし、アーカイブALMAサイクル0データは、この領域に少なくとも1つの分子流出が存在することを示しています。巨大な原始星の天体からの分子の流出を観測することで、原始星の降着率を推定したり、星が出生雲に与える破壊的な影響を評価したりすることができます。この作業の目的は、SDC335内の原始星駆動の分子流出の特性を特定および分析し、これらの流出を使用して原始星の特性を改善することです。ASPEXとアーカイブALMACOで行われた4つのCO遷移の観測とともに、SiOおよびクラスICH$_3$OHメーザー放出（〜3秒角）のATCAからの新しいデータを使用して、SDC335の分子流出を画像化しました。CO（〜1arcsec）、およびHNCデータ。観察された流出特性に基づいて流出傾斜角を制約する一般化された議論を導入しました。各流出の特性を使用して、それらを駆動する原始星源の降着率を推測し、源の進化的特徴を推定しました。SDC335で3つの分子流出を特定します。1つは既知のコンパクトHII領域のそれぞれに関連しています。流出特性は、SDC335原始星が進化の初期段階（クラス0）にあり、50M$_{\odot}$を超える星を形成する可能性があることを示しています。プロトスターへの測定された総降着率は$1.4（\pm0.1）\times10^{-3}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$であり、2.5$（\pm1.0）\times10^{-3}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$のパーセクスケールでの雲の中心。これは、雲からへの物質のほぼ連続的な流れを示唆しています。コアスケール。[要約]。
天文学におけるボロノイ分割法
| Title |
The_Voronoi_tessellation_method_in_astronomy |
| Authors |
Irina_Vavilova_and_Andrii_Elyiv_and_Daria_Dobrycheva_and_Olga_Melnyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08965 |
ボロノイ分割は、空間セグメンテーションの自然な方法であり、科学技術のさまざまな分野だけでなく、社会科学や視覚芸術にも多くの用途があります。ボロノイテッセレーション法の種類は、計算流体力学、計算幾何学、ジオロケーションとロジスティクス、ゲーム開発プログラミング、カートグラフィー、エンジニアリング、液晶電子技術、機械学習などで一般的に使用されています。非常に革新的な結果が天文学で得られました。大規模な銀河分布と宇宙ウェブパターン、ペンシルビーム調査で準周期性を明らかにするため、等方性宇宙マイクロ波背景と爆発シナリオの制約の説明のため、画像処理、適応平滑化のため、セグメンテーション、信号対ノイズ比のバランス調整、分光データ分析、および移動メッシュ宇宙シミュレーション。空間的な大規模銀河分布に関連するボロノイ分割の実際の適用にさらに注意を払いながら、これらの結果について簡単に説明します。
球状星団の複数の星の種族が中解像度の積分光スペクトルに及ぼす影響について
| Title |
On_the_influence_of_multiple_stellar_populations_in_globular_clusters_on_their_medium-resolution_integrated-light_spectra |
| Authors |
M.E._Sharina_and_V.V._Shimansky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09044 |
これらのデータで複数の星の種族の現象の可能な兆候を見つけるために、銀河系球状星団の年齢、金属量、ヘリウム質量分率、および化学元素の存在量の決定に関する公開された結果を詳しく調べます。私たちの分析は、研究されたクラスターの星の大気中の炭素の存在量が、それらの進化の間に徐々に変化することを明らかにしています。分析された統合光スペクトルに対する複数の星の種族の影響によって引き起こされたヘリウムの質量分率とC、O、Mg、およびNaの存在量の異常の変化は、化学進化のモデルおよび銀河の文献データとの結果の比較を通じて検出されます。フィールドスター。
球状星団（GC）が形成された親雲の残骸として銀河団（CGC）を考える可能性を私たちが確立した（Acharova＆Sharina2018）は、以下の事実の比較に基づいています。まず、赤方偏移$z<1$でのCGCと、私たちの銀河や他の銀河のGCの金属量は、$\rm[Mg/H]=-1$付近で最小値を持つ二峰性分布を示しています。$\rm[Mg/H]<-1$および$\rm[Mg/H]>-1$のGCおよびCGCのMg存在量の平均値と標準偏差は、雲：0.3デックス（Acharova＆Sharina2018）。次に、赤方偏移$2<z<3$で$\rm[X/H]<-1$および$\rm[X/H]>-1$のGCとCGCで同様の一致が観察されます。ここで$[X/H]$は、いくつかの元素の存在量の合計から決定される金属量です（Diasetal。2016、Rafelskietal。2012、Wottaetal。2019、Quiretetal.2016）。第三に、高金属量のCGCは、赤方偏移$\rmz\le2.5$から、つまり約11Gyrs前に観測されます。同時に、球状星団が活発に形成され、それらの超新星は周囲のガスを濃縮することができ、そこから雲の高金属成分が形成されました。
深層学習による高赤方偏移銀河の構造の測定
赤方偏移が大きい場合、観察の制限により、視覚的な形態学的分類の有効性が低下します。初期の宇宙では銀河の形態が多様であるため、銀河構造の定量的測定は代替手段を提供し、モデルに依存しないアプローチが好まれます。したがって、CASシステムなどのノンパラメトリック測定は重要なツールになりました。最近、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は画像分析に長けていることが示され、視覚形態やモデルベースの従来の測定に取って代わり始めています。構造パラメータ。この作業では、CNNを拡張して、よく知られているノンパラメトリック構造量（濃度（$C$）と非対称性（$A$））を測定することにより、さらに一歩踏み出します。ベイズハイパーパラメータ最適化を使用して適切なネットワークアーキテクチャを選択し、CANDELSフィールドの$0<z<7$にある$\sim150,000$銀河の個々の画像から$C$と$A$を予測するようにCNNをトレーニングします。結果として得られるネットワークは、標準のアルゴリズムと比較して測定値を正確に再現します。さらに、シミュレートされた画像を使用して、低信号対雑音比でネットワークが標準アルゴリズムよりも安定していることを示します。どちらのアプローチも、レッドシフトによる同様の体系的なバイアスに悩まされていますが、これらは$z\sim7$まで小さいままです。トレーニングが完了すると、ネットワークを使用した測定は、以前の方法よりも$>10^3$倍速くなります。したがって、私たちのアプローチは、ノンパラメトリック量の標準的な測定値を再現できるだけでなく、大幅に短い時間で優れた結果をもたらします。これは、EuclidやRubin-LSSTなどの今後の銀河調査によって提供される大規模で複雑なデータセットを最大限に活用するために不可欠です。
時間による宇宙の再電離と分子ガス成長のプロービング
| Title |
Probing_Cosmic_Reionization_and_Molecular_Gas_Growth_with_TIME |
| Authors |
Guochao_Sun,_Tzu-Ching_Chang,_Bade_D._Uzgil,_Jamie_Bock,_Charles_M._Bradford,_Victoria_Butler,_Tessalie_Caze-Cortes,_Yun-Ting_Cheng,_Asantha_Cooray,_Abigail_T._Crites,_Steve_Hailey-Dunsheath,_Nick_Emerson,_Clifford_Frez,_Benjamin_L._Hoscheit,_Jonathon_R._Hunacek,_Ryan_P._Keenan,_Chao-Te_Li,_Paolo_Madonia,_Daniel_P._Marrone,_Lorenzo_Moncelsi,_Corwin_Shiu,_Isaac_Trumper,_Anthony_Turner,_Alexis_Weber,_Ta-Shun_Wei,_Michael_Zemcov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09160 |
線強度マッピング（LIM）は、赤方偏移全体のすべての銀河からの総線放射を測定することにより、宇宙構造を精査するためのユニークで強力な手段を提供します。この方法は、オブジェクトベースであり、絶妙な点光源感度を必要とする従来の銀河赤方偏移調査を補完するものです。断層撮影イオン化炭素マッピング実験（TIME）は、赤方偏移した[\ion{C}{ii}]158$\mu$m線（$6\lesssimz\lesssim）を観測することにより、宇宙の再電離中の星形成率（SFR）を測定します。9$）LIM体制で。TIMEは、$0.5\lesssimz\lesssim2$で銀河から放出される回転CO線を観察することにより、ピーク星形成の時代の分子ガスの存在量を同時に研究します。線の光度関数を含む多くの観測量に対するTIMEの制約力、および外部銀河トレーサーとの相乗効果を含む自己相関および相互相関力スペクトルを予測するモデリングフレームワークを提示します。最適化された調査戦略と既存の観測から得られた基準モデルパラメータに基づいて、再電離中の電離光子の脱出率、銀河の光度関数のかすかな端の傾斜など、再電離と銀河の進化に関連する物理量の制約を予測します。高い赤方偏移、および宇宙の正午の宇宙の分子ガス密度。これらの制約が、2021年から始まるTIMEの2つの異なる宇宙時代における宇宙銀河の進化の理解をどのように前進させることができるか、そして実験の将来の段階でそれらをどのように改善できるかについて説明します。
核爆発の\ textit {Swift}修正
| Title |
A_\textit{Swift}_Fix_for_Nuclear_Outbursts |
| Authors |
Jason_T._Hinkle,_Thomas_W.-S._Holoien,_Benjamin._J._Shappee,_and_Katie_Auchettl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08521 |
2020年11月、\textit{Swift}チームは、時間の経過に伴う感度の低下を補正するためのUltraVioletおよび光学望遠鏡のキャリブレーションの更新を発表しました。この補正は、3つの近紫外線（UV）フィルターの観測に最大0.3等の影響を与える場合があります。UV測光は、潮汐破壊現象（TDE）やその他の特異な核爆発の特性を明らかにするために重要であるため、2017年以降に公開されたTDEやその他の特異な核爆発の\textit{Swift}データを\textit{Swift}測光で再計算しました。コミュニティへのサービス。アーカイブUV、光学、および赤外線測光を使用して、各ホスト銀河に対してホストSEDフィットを実行しました。これらから、合成ホストの大きさとホスト銀河の特性を計算しました。各過渡現象についてホストを差し引いた大きさを計算し、黒体の適合を計算しました。核爆発に加えて、中間質量ブラックホールの潜在的なTDEとして分類されているあいまいな一時的なATLAS18qqn（AT2018cow）が含まれています。最後に、更新されたボロメータ光度曲線を使用して、\citet{hinkle20a}の関係を回復します。ここでは、元の関係と比較して、散乱が減少し、発光の少ないTDEよりも発光の多いTDEの方がゆっくりと減衰します。
バイナリ相互作用は、拡散超新星ニュートリノの背景を強化します
バイナリ相互作用、特に物質移動と合併は、大質量星の進化に強く影響し、それらの最終的な特性と超新星の発生を変える可能性があります。ここでは、バイナリ相互作用がニュートリノの拡散フラックスの予測にどのように影響するかを調査します。バイナリ相互作用の処方を含む星の種族合成を実行することにより、拡散超新星ニュートリノバックグラウンドの結果の検出率がバイナリを考慮しない推定と比較して15〜20％向上することを示しますが、これは75％にもなる可能性があります。可能な強化の広い範囲は、特に白色矮星からコア崩壊境界の近くでの合併の結果として作成された、急速に回転する炭素-酸素コアの進化に関する現在のまばらな知識によって推進されています。
ミューオン生成がある場合とない場合の1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変換
| Title |
Fast_neutrino_flavor_conversions_in_one-dimensional_core-collapse_supernova_models_with_and_without_muon_creation |
| Authors |
Francesco_Capozzi_(MPP_Munich_and_Virginia_Tech),_Sajad_Abbar_(MPP_Munich),_Robert_Bollig_(MPA_Garching)_and_H.-Thomas_Janka_(MPA_Garching) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08525 |
非常に密度の高い環境では、ニュートリノのレプトン数の角度分布がゼロと交差する場合、ニュートリノは数センチメートルという短いスケールで高速のフレーバー変換を受ける可能性があります。この作品は、超新星のコアでの無視できないミューオンの生成がそのような交差の発生に影響を与えることができるかどうかを確立する最初の試みを提示します。この目的のために、ミューオンの生成がある場合とない場合の両方で、最先端の1次元コア崩壊超新星シミュレーションを採用しています。ミューオンの生成は、高速モードの発生条件を大幅に変更するようには見えませんが、興味深い現象、つまり$\mu-\tau$セクターの高速不安定性の存在を可能にします。また、超新星衝撃波の下での交差は、1次元シミュレーションの比較的一般的な特徴であり、これは文献の以前の報告とは対照的であることも示しています。私たちの結果は、ミューオン生成を伴う多次元シミュレーションの重要性を浮き彫りにします。そこでは、私たちの結果を将来テストする必要があります。
キロノバ光度曲線の視野角依存性に対するジェット-イジェクタ相互作用の影響
| Title |
The_Effect_of_Jet-Ejecta_Interaction_on_the_Viewing_Angle_Dependence_of_Kilonova_Light_Curves |
| Authors |
Hannah_Klion,_Paul_C._Duffell,_Daniel_Kasen,_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08577 |
2つの中性子星の合体は、放射性の重い原子核の流出を生み出します。合併から1秒以内に、中央の残骸は相対論的ジェットも発射すると予想されます。これは、放射性噴出物の一部を衝撃加熱して破壊します。数時間以内に、放射性物質からの放出により、紫外線、光学、および赤外線の過渡現象（キロノバ）が発生します。ジェット-イジェクタ相互作用の一連の2D相対論的流体力学的シミュレーションの最終状態を、マージ後1.5時間で開始する結果の視野角依存光度曲線とスペクトルの多次元モンテカルロ放射輸送シミュレーションの初期条件として使用します。このタイムスケールでは、ジェットショック加熱はキロノバ放出に影響を与えないことがわかります。ただし、噴出物の密度構造へのジェットの混乱は、光度曲線を変更します。ジェットは、他の点では回転楕円体の噴出物にチャネルを刻み、高温の内部領域を明らかにします。ジェット軸の近く（$\lesssim30\deg$）から見ると、キロノバは数倍明るく、青いです。この効果の強さはジェットパラメータに依存します。これは、より激しく破壊されたエジェクタの光度曲線がより強く影響を受けるためです。光度曲線とスペクトルも、光学よりも紫外線で大きく変化します。
グルーオンの凝縮：HESS J1826-130、J1641-463、J1741-302に隠された秘密
| Title |
The_gluon_condensation:_a_secret_hidden_in_HESSs_J1826-130,_J1641-463_and_J1741-302 |
| Authors |
J.H._Ruan,_Z.C._Zheng_and_W._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08767 |
非線形QCD進化方程式によって予測されたグルーオン凝縮は、非常に高いエネルギーでの$\gamma$線スペクトルの典型的なべき乗則を自然に説明できます。この結果は、不完全なスペクトルHESSJ1826-130、J1641-463、およびJ1741-302を完成させるために使用されます。これらのスペクトルの特徴的な特性を示します。これらは他のスペクトルモデルとは異なり、さらに観察することでテストできます。
合併する銀河団システムの電波観測Abell3391-Abell 3395
| Title |
Radio_observations_of_the_merging_galaxy_cluster_system_Abell_3391-Abell_3395 |
| Authors |
M._Br\"uggen,_T.H._Reiprich,_E._Bulbul,_B.S._Koribalski,_H._Andernach,_L._Rudnick,_D.N._Hoang,_A._G._Wilber,_S.W._Duchesne,_A._Veronica,_F._Pacaud,_A.M._Hopkins,_R.P._Norris,_M._Johnston-Hollitt,_M.J.I._Brown,_A._Bonafede,_G._Brunetti,_J.D._Collier,_J.S._Sanders,_E._Vardoulaki,_T._Venturi,_A.D._Kapinska,_J._Marvil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08775 |
平均赤方偏移0.053に位置する銀河団Abell3391-Abell3395の事前マージシステムは、ASKAP/EMUEarlyScience観測およびeROSITAを使用したX線で1GHzで観測されています。2つのクラスターのX線ピークの予測される分離は$\sim$50$'$または$\sim$3.1Mpcです。ここでは、このクラスター合併に関連するこの分野の興味深い電波源の一覧を示します。eROSITA観測は、クラスター間の熱ガスのブリッジの明確な指標を提供しますが、ASKAP観測もMWA観測も、X線ブリッジと一致する拡散電波放射を示していません。$\langleJ\rangle_{1\、{\rmGHz}}<1.2\times10^{-44}{\rmW}\、{\rmのブリッジ領域での無線放射率の上限を導き出しますHz}^{-1}{\rmm}^{-3}$。これら2つのクラスター間のX線ブリッジでの拡散電波放射の非検出は、宇宙論的な大規模構造における粒子加速メカニズムに影響を及ぼします。また、Abell3391-Abell3395周辺の30deg$^2$フィールドで、拡張された、またはその他の注目すべき電波源を報告します。線形投影サイズが1Mpcを超える20個の巨大電波銀河と7個の候補を特定しました。最大の線形サイズが$>0.7$Mpcの電波銀河の空の密度は$\約1.7$deg$^{-2}$で、以前に報告されたものの3倍です。巨大電波銀河の集団の宇宙論的進化の証拠は見つかりません。さらに、クラスター電波遺物と電波ハローの候補が7つ見つかりました。
超小型X線源XB1916-053における非保存的な物質移動の証拠
| Title |
Evidence_of_a_non-conservative_mass_transfer_in_the_ultra-compact_X-ray_source_XB_1916-053 |
| Authors |
R._Iaria,_A._Sanna,_T._Di_Salvo,_A._F._Gambino,_S._M._Mazzola,_A._Riggio,_A._Marino,_L._Burderi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08826 |
浸漬源XB1916-053は、中性子星を含む公転周期が50分のコンパクトな連星です。10個の新しい{\itChandra}観測と1個の{\itSwift/XRT}観測を使用して、軌道天体暦のベースラインを拡張することができます。これにより、ディップの到着時間を説明する一部のモデルを除外できます。チャンドラ観測は、イオン化された吸収体の優れたプラズマ診断を提供し、降着円盤の外縁に配置されているのか、コンパクトオブジェクトの近くに配置されているのかを判断できます。利用可能な観測から、軌道天体暦のベースラインを37年から40年に延長する3つの新しいディップ到着時間を取得することができます。伏角の到着時間の分析から、$\dot{P}=1.46（3）\times10^{-11}$ss$^{-1}$の公転周期導関数を確認します。$\dot{P}$値と光度値は、物質移動率の10\％未満の物質移動率と互換性があることを示しています。0.048の質量比$q=m_2/m_1$が、近点移動期間とノード歳差運動期間を説明していることを示します。観測された吸収線は、\ion{Ne}{x}、\ion{Mg}{xii}、\ion{Si}{xiv}、\ion{S}{xvi、}、および\ion{の存在に関連しています。Fe}{xxvi}イオン。$1.1\times10^{-3}$と$1.3\times10^{-3}$の間の吸収線に赤方偏移が見られます。最近文献で議論されているように、それを重力赤方偏移として解釈することにより、イオン化された吸収体が、質量1.4M$_{\odot}$の中性子星から$10^8$cmの距離に配置されていることがわかります。$10^{15}$cm$^{-3}$を超える水素原子密度。（要約）
宇宙原理を適用して、ブラックホール連星の合体率の赤方偏移の進化をよりよく調査する
| Title |
Applying_Cosmological_Principle_to_Better_Probe_the_Redshift_Evolution_of_Binary_Black_Hole_Merger_Rate |
| Authors |
Vaibhav_Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08839 |
重力波は、観測された信号が発生した可能性のある距離について通知します。複数の観測値を組み合わせた場合のこの情報は、合併率の赤方偏移の進化のモデリングに使用されます。これは、宇宙の星形成の歴史や星団の動的進化と密接な関係があると予想される、ブラックホール連星の人口分析の重要な側面です。少なくとも、それは星形成と残骸の合併の間の時間遅延を精査することができます。ただし、バイナリの傾斜角と光度距離の間の縮退のため、測定された光度距離には大きな不確実性があり、合併の赤方偏移分布を正確に測定する能力が制限されます。この手紙では、宇宙原理を課すことにより、この不確実性を抑制し、ブラックホール連星の合体率の赤方偏移の進化をモデル化する異なる分布をよりよく区別できることを示しています。さらに、そのような面付けを行わない分析と比較することにより、宇宙原理を精査できることを示します。
ケプラー円盤からの放射駆動風のシミュレーション
恒星質量ブラックホールの周りの薄い降着円盤からの風の放出と、降着円盤によって生成された放射場の存在下でのこれらの風の時間発展を研究します。風は、輻射、熱圧力、およびディスクの遠心力によって生成されます。風は穏やかに相対論的であることがわかり、速度はエディントン単位での降着率$4$に対して最終速度$0.1$に達します。放出された物質が、角運動量を円盤から風に輸送することによって回転することを示します。また、放射抵抗が降着円盤の風に非常に大きな影響を与えることも示しています。放射抗力によって端末速度が1桁低下するだけでなく、放射抗力の非線形効果により、付着ディスクから放出された物質からの風の形成を軽減できることも示しています。放射抵抗が風速を低下させると、その存在下でも質量流出速度が低下します。
電子イオンプラズマにおける穏やかに相対論的な磁化ショックI.電磁ショック構造
| Title |
Mildly_relativistic_magnetized_shocks_in_electron-ion_plasmas_I._Electromagnetic_shock_structure |
| Authors |
Arianna_Ligorini,_Jacek_Niemiec,_Oleh_Kobzar,_Masanori_Iwamoto,_Artem_Bohdan,_Martin_Pohl,_Yosuke_Matsumoto,_Takanobu_Amano,_Shuichi_Matsukiyo,_Yodai_Esaki,_Masahiro_Hoshino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08969 |
磁化された電子イオンプラズマの軽度の相対論的衝撃は、ブレーザーコアの内部衝撃で見られる可能性のある条件について、前例のない高解像度と大規模の2D動的パーティクルインセルシミュレーションで調査されます。イオンスケール効果は、衝撃面に沿って波形を引き起こし、その特性は、シミュレーション平面の内外の平均垂直磁場の構成にいくらか依存します。シンクロトロンメーザーの不安定性は、理論的予測と一致して、穏やかな相対論的ショックで動作し続け、上流に伝播する電磁波のコヒーレント放出を生成することを示します。衝撃波面の波紋は両方の平均場構成で励起され、効果的な波の増幅を引き起こします。これらの波と上流のプラズマとの相互作用により、静電航跡場が生成されます。
ブラックホールX線連星GRS1915 + 105の可変磁気ディスク風？
| Title |
A_variable_magnetic_disc_wind_in_the_black_hole_X-ray_binary_GRS_1915+105? |
| Authors |
Ajay_Ratheesh,_Francesco_Tombesi,_Kiego_Fukumura,_Paolo_Soffitta,_Enrico_Costa,_Demosthenes_Kazanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09023 |
X線で最も明るい過渡ブラックホール連星（BHB）の1つであるGRS1915+105は、BHBの降着メカニズムと放出メカニズムの関係を研究するための独自のテストベッドを提供します。特に、このソースは、降着円盤の風と、それがBHBの状態変化にどのように依存するかを研究するために使用できます。私たちの目的は、GRS1915+105の降着円盤風の起源と形状を調査することです。ChandraHETGSが提供する高分解能分光法を使用して、ソフト$\phi$クラスとハード$\chi$クラスのGRS1915+105のスペクトルを分析しました。ソフト状態では、イオン化に関して速度幅、速度シフト、および相当幅の非線形依存性に従う一連の風吸収線が見つかり、複数の成分または層状の流出を示します。硬い状態では、かすかなFeXXVI吸収線しか見つかりません。専用のMHD風モデルを使用して両方の状態の吸収線をモデル化し、風の磁気的起源を調査し、2つの状態間で観測された線フラックスの変動の原因を調査します。MHDディスク風モデルは両方の状態によく適合し、風の磁気起源の可能性を示しています。風の複数のイオン化成分は、同じ磁気流出の成層としてよく特徴付けられます。ソフト状態とハード状態の間で観測されたラインフラックスの変動は、光イオン化だけでは説明できませんが、風密度の大幅な（3桁）増加が原因である可能性が高いことがわかります。風の質量流出速度は降着速度に匹敵することがわかり、BHBの状態変化につながる降着と放出プロセスの間の密接な関係を示唆しています。
| Title |
GRBs_from_neutrino_pair_annihilation_in_the_presence_of_quintessence_surrounding_a_black_hole |
| Authors |
G._Lambiase_and_L._Mastrototaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09100 |
宇宙の高速化を説明するために導入されたクインテセンスフィールドは、標準のシュヴァルツシルトとカーの幾何学と比較して、ブラックホールを取り巻く時空の幾何学に影響を与える可能性があります。このフレームワークでは、ニュートリノペアの消滅を中性子星の表面近くの電子-陽電子ペア（$\nu{\bar\nu}\toe^-e^+$）に研究し、特に典型的な場の存在下でのシュヴァルツシルトのような幾何学。後者の効果は、最小光子球半径（$R_{ph}$）を増加させ、$R_{ph}$に近い最大エネルギー蓄積率を増加させることです。速度は、一般相対性理論の枠組みで計算された速度よりも数桁大きいことがわかりました。これらの結果は、GRBを生成するための効率的なメカニズムを提供し、典型的なモデルのパラメーターに制約をもたらす可能性があります。
短いガンマ線バーストの拡張およびプラトー放射に関連する外部逆コンプトン放射：GRB160821Bへの適用
| Title |
External_Inverse-Compton_Emission_Associated_with_Extended_and_Plateau_Emission_of_Short_Gamma-Ray_Bursts:_Application_to_GRB_160821B |
| Authors |
B._Theodore_Zhang,_Kohta_Murase,_Chengchao_Yuan,_Shigeo_S._Kimura,_Peter_M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09143 |
2つのガンマ線バースト（GRB）、GRB190114CおよびGRB180720BからのTeV光子の最近の検出は、高エネルギー過渡現象のマルチメッセンジャーおよびマルチ波長天体物理学のための新しいウィンドウを開きました。MAGICコラボレーションが$\sim3\sigma$統計的有意性を報告した、短いGRB160821Bからの超高エネルギー（VHE）$\gamma$線の起源を研究します。短いGRBは、長持ちする中央エンジンの活動に起因する内部散逸に起因する、拡張されたプラトー放出を伴うことがよくあります。（2018）最近、短いGRBと中性子星合体のVHE対応物のための外部逆コンプトン（EIC）シナリオを提案しました。このシナリオをGRB160821Bに適用すると、EICフラックスが$\の期間内に$\sim10^{-12}\rm〜erg〜cm^{-2}〜s^{-1}$に到達できることを示します。sim10^3-10^4\rm〜s$、これはMAGICの観測と一致しています。延長およびプラトー放射中に予想されるEIC$\gamma$線は、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）などの将来の検出器によってより重要に検出可能になります。結果として得られる光度曲線には、VHE放出がシード光子の終わり付近でピークに達すると予測される、識別可能な特徴があります。
SimonsObservatory遷移エッジセンサーの複素インピーダンスとバイアスステップの測定値の比較
| Title |
Comparing_complex_impedance_and_bias_step_measurements_of_Simons_Observatory_transition_edge_sensors |
| Authors |
Nicholas_F._Cothard,_Aamir_M._Ali,_Jason_E._Austermann,_Steve_K._Choi,_Kevin_T._Crowley,_Bradley_J._Dober,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Patricio_Gallardo,_Gene_C._Hilton,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Johannes_Hubmayr,_Michael_D._Niemack,_Rita_F._Sonka,_Suzanne_T._Staggs,_Eve_M._Vavagiakis,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08547 |
サイモンズ天文台（SO）は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の地上観測を、それぞれが数千から数万の超伝導アルミニウムマンガン（AlMn）遷移エッジセンサーボロメータ（TES）を備えたいくつかの大口径および大口径望遠鏡で実行します。）。CMBマップ作成中にタイムストリームを較正するために、TESの応答性と有効時定数のその場での特性評価が各観測日に複数回必要になります。有効時定数は通常、TESDCバイアスの上に小振幅の方形波を短時間適用し、ボロメータ応答に指数関数的減衰を当てはめることにより、現場で推定されます。これらのいわゆる「バイアスステップ」測定は、アレイ全体に迅速に実装できるため、観察時間がほとんどかからないため魅力的です。ただし、個々の検出器の複雑なインピーダンス測定は、観測中に実装するには遅すぎますが、TESモデルの全体像と、その時間応答のより良い理解を提供できます。ここでは、多くのプロトタイプSOボロメータのダークTES特性評価の結果を示し、バイアスステップを介して測定された実効熱時定数を複雑なインピーダンスデータから得られたものと比較します。
あなたの科学的研究を促進するためのウェブサイトを作成するためのリソース
自分の科学的研究を促進するためのウェブサイトを作成することは、多くの科学分野で当たり前になっています。フレームワークには、Webサイトのコンテンツを生成し、それをホストし、ドメイン名を登録するためのオプションが多数あります。このドキュメントの目的は、初期のキャリア科学者に（1）プロのペルソナを宣伝するためのWebサイトを作成するための現在のオプションの概要、および（2）Webサイトの記述コンテンツとWebプレゼンスに関する一般的なアドバイスを提供することです。他の科学者がどのようにウェブサイトを作成したかを理解するために、私は同僚にウェブサイトの作成に使用したサービスと、ウェブサイトを作成する人へのアドバイスについて尋ねる調査を作成しました。53人の天文学者と1人のコンピューター科学者から54件の回答があり、そのうち23人はポスドクを超えた学術的立場にあり（教員、科学者など）、1人は個人研究員、4人は3番目のポスドク、4人は2番目のポスドクでした。、16人が最初のポスドクで、6人が大学院生でした。この調査の結果をここに報告します。
近赤外イメージャ分光計および偏光計器（NISP）の光学的側面
| Title |
Optical_aspects_of_Near-Infrared_Imager_Spectrometer_and_Polarimeter_instrument_(NISP) |
| Authors |
Archita_Rai_(1_and_2),_Shashikiran_Ganesh_(1),_Sukamal_K._Paul_(3),_Prashanth_K._Kasarla_(1),_Prachi_V._Prajapati_(1),_Deekshya_R._Sarkar_(1),_Alka_Singh_(1),_Pitambar_S._Patwal_(1),_Hitesh_K_L_Adalja_(1),_Satya_N._Mathur_(1),_Sachindra_Naik_(1),_Amish_B._Shah_(1),_Kiran_S._Baliyan_(1)_((1)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India,_(2)_IIT,_Gandhinagar,_India,_(3)_Space_Application_Center,_Ahmedabad,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08563 |
NISPは、PRLの今後の2.5m望遠鏡の近赤外線機器として、多面的な機器として機能するようにPRLで独創的に設計されています。光学、機械、電子サブシステムは、PRLで社内で設計および開発されています。これは、波長帯域Y、J、H、Ks、つまり0.8〜2.5ミクロンのイメージング、分光法、およびイメージング偏光測定モードで構成されます。検出器は、テレダインの2Kx2KH2RG（MCT）アレイ検出器であり、イメージングモードで10'x10'の大きなFOVを提供します。R〜3000の分解能を持つ分光モードは、グリズムを使用して実現されます。分光法は一次で利用可能であり、同時スペクトルのために相互分散モードが計画されなければならない。この装置は、ウェッジドダブルウォラストン（WeDoWo）プリズムを使用した多波長イメージング偏光測定を可能にし、直線偏光のシングルショットストークスパラメーター（I、Q、U）を同時に取得するため、偏光測定の効率が向上し、観察時間が短縮されます。
ミリメートル波長イメージング用の平面シリコンメタマテリアルレンズレットアレイ
| Title |
Planar_Silicon_Metamaterial_Lenslet_Arrays_for_Millimeter-wavelength_Imaging |
| Authors |
Christopher_M._McKenney,_Jason_E._Austermann,_James_A._Beall,_Nils_W._Halverson,_Johannes_Hubmayr,_Gregory_Jaehnig,_Giampaolo_Pisano,_Sarah_A._Stevenson,_Aritoki_Suzuki,_and_Jonathan_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08636 |
ミリ波およびサブミリ波の波長での検出器の大規模なイメージングアレイには、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）での微弱な偏光信号の測定、およびサブミリ波天文学を含むアプリケーションがあります。シリコンウェーハを用いてマイクロリシックに作製されたメタマテリアルを用いたミリ波長イメージング用の平面レンズレットアレイを開発しています。このメタマテリアル技術には、従来の半球型レンズレットアレイと比較して、高精度と均一性、平面統合反射防止層、シリコン検出器ウェーハに適合した熱膨張係数など、多くの潜在的な利点があります。ここでは、シリコン上にパターン化された金属メッシュと、金属メッシュとエッチングされた穴のメタマテリアル反射防止層の組み合わせを使用した、屈折率分布型（GRIN）メタマテリアルレンズレットの設計プロセスについて説明します。バルク材料モデルを使用して設計を最適化し、小型レンズの設計を迅速にシミュレートして反復します。プロトタイプのGRINメタマテリアルレンズレットアレイを製造し、曲がりくねった平面アンテナを備えたPolarbear/Simonsアレイ90/150〜GHzバンド遷移エッジセンサー（TES）ボロメータ検出器アレイにマウントしました。プロトタイプのレンズレットアレイのビーム測定は、モデルシミュレーションとかなりよく一致しています。設計をさらに最適化し、広帯域反射防止コーティングと組み合わせて、70〜350GHzの帯域幅での動作を実現する予定です。
月の恒久的に影のある領域を探索するためのFemtoSats
| Title |
FemtoSats_for_Exploring_Permanently_Shadowed_Regions_on_the_Moon |
| Authors |
Alvaro_Diaz-Flores,_Jos\'e_Fern\'andez,_Leonard_Vance,_Himangshu_Kalita,_Jekan_Thangavelautham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08651 |
宇宙探査における最近の急速な進歩は、衛星の質量、体積、およびコストを削減している宇宙船の電子部品の加速された小型化のおかげです。それでも、衛星に必要なものがますます複雑になり、宇宙交通が増加しているため、宇宙へのアクセスは遠い夢のままです。惑星間探査はさらに難しく、低コストのミッションの可能性は限られています。これらすべての要因により、CubeSatsでさえ、エントリーレベルの標準はほとんどの人にとって高すぎるため、より良い方法を見つける必要があります。このレポートで提案されているソリューションは、エレクトロニクスの最新の進歩を活用し、比較的簡単に統合できる、低質量、低コスト、使い捨てのソリューションです。FemtoSats。FemtoSatsは100グラム未満の宇宙船です。FemtoSatの概念は、主なタスクが群れのメンバー間で分割される群れの起動に基づいています。これは、失敗した場合に群れが代わりになり、ミッション全体を危険にさらすことなく代用できることを意味します。この論文では、月のPSRの最初の調査とマッピングを実行するためのFemtoSatsの有用性を調査します。このコンセプトは、2020年のNASABIGコンペティションのファイナリストとして認められました。これは、通常の衛星ミッションのように1つのFemtoSatを失っても、ミッションが危険にさらされていることを意味しない、高リスク、高報酬のミッションの例です。
PALM-3000 3.5kHzアップグレードの設計とパフォーマンス
| Title |
Design_and_performance_of_the_PALM-3000_3.5_kHz_upgrade |
| Authors |
Seth_R._Meeker,_Tuan_N._Truong,_Jennifer_E._Roberts,_J._Chris_Shelton,_S._Felipe_Fregoso,_Rick_S._Burruss,_Richard_G._Dekany,_J._Kent_Wallace,_John_W._Baker,_Carolyn_M._Heffner,_Dimitri_Mawet,_Kevin_M._Rykoski,_Jonathan_A._Tesch,_and_Gautam_Vasisht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08659 |
パロマー天文台の5.1メートルヘール望遠鏡用の第2世代補償光学（AO）機器であるPALM-3000（P3K）は、2011年10月に施設クラスの機器としてリリースされ、その後600夜以上空で使用されています。コロナグラフと検出器の開発のための主力科学機器とテストベッド。2019年後半、P3Kは、波面センサー（WFS）アームとリアルタイム制御（RTC）システムを大幅にアップグレードして、最先端のAO施設としての地位を強化し、ハイエンド機能を拡張しました。KeplerおよびTESSターゲットの解像度イメージングと正確な視線速度のフォローアップ。このアップグレードの主な機能には、3.5kHzフレームレートが可能なEM-CCDWFSカメラ、および老朽化したGPUベースのシステムに代わる高度なデジタルシグナルプロセッサ（DSP）ベースのRTCシステムが含まれます。アップグレード前のシステムと同様に、シャックハルトマン波面センサーは、電動レンズレットステージを使用して複数の瞳孔サンプリングモードをサポートします。64x64サブアパーチャを備えたデフォルトのサンプリングモードは、2019年後半に空で再稼働し、2019年11月に科学観測に正常に戻りました。64xモードでは、アップグレードされたシステムはすでに空で最大85％のKバンドStrehl比を達成しています。そして、mV=16のようにかすかな自然のガイド星をロックすることができます。16x16サブアパーチャモードは2020年秋にオンスカイコミッショニングが予定されており、システムの微弱な制限をさらに拡張します。ここでは、P3K-IIと呼ばれるアップグレードされたシステムの設計と空での再試運転の結果を示します。
太陽系外惑星アナログスペクトログラフ（PEAS）としての惑星：設計とファーストライト
| Title |
The_Planet_as_Exoplanet_Analog_Spectrograph_(PEAS):_Design_and_First-Light |
| Authors |
Emily_C._Martin,_Andrew_J._Skemer,_Matthew_V._Radovan,_Steven_L._Allen,_David_Black,_William_T._S._Deich,_Jonathan_J._Fortney,_Gabriel_Kruglikov,_Nicholas_MacDonald,_David_Marques,_Evan_C._Morris,_Andrew_C._Phillips,_Dale_Sandford,_Julissa_Villalobos_Valencia,_Jason_J._Wang,_Pavl_Zachary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08675 |
太陽系外惑星は私たちの銀河に豊富にありますが、それでもそれらを特徴づけることは技術的な課題のままです。太陽系の惑星は、太陽系外惑星ではアクセスできない高い信号対雑音比のデータを使用して、太陽系外惑星の観測の実際的な制限をテストする機会を提供します。ただし、太陽系の惑星に関するデータは、太陽系の惑星が空間的に分解されているのに対し、太陽系外惑星は未解決の点光源であるという点で、太陽系外惑星とは異なります。太陽系の惑星を太陽系外惑星であるかのように観測するように設計された新しい機器、太陽系外惑星アナログ分光器（PEAS）としての惑星を紹介します。PEASは、リック天文台にある専用の0.5m望遠鏡と既製の光学系で構成されています。PEASは、積分球を使用して太陽系の惑星からの光をディスク積分し、太陽系外惑星から取得できるスペクトルにより類似した空間的に混合された光を生成します。このホワイトペーパーでは、PEAS機器の一般的なシステム設計と初期の結果について説明します。
ロシア最大の光学望遠鏡BTA：現状と近代化の見通し
| Title |
The_Largest_Russian_Optical_Telescope_BTA:_Current_Status_and_Modernization_Prospects |
| Authors |
D.O._Kudryavtsev_and_V.V._Vlasyuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08754 |
ロシアの6m望遠鏡（BTA）は、かつては世界最大の望遠鏡であり、現在はロシアで最大の光学望遠鏡であり、45年近くにわたって正常に運用されています。この論文では、施設が現在提供できる観測方法、科学機器の開発に関する進行中のプロジェクト、世界とロシアの天文コミュニティにおける望遠鏡の状況、新しいユーザーを引き付けるという私たちの野心、そして天文台の展望について簡単に概説します。近い将来実現したいと考えています。
EMPOL：EMCCDベースの光学イメージング偏光計
| Title |
EMPOL:_an_EMCCD_based_optical_imaging_polarimeter |
| Authors |
Shashikiran_Ganesh_(1),_Archita_Rai_(1_and_2),_Aravind_K_(1_and_2),_Alka_Singh_(1),_Prachi_Vinod_Prajapati_(1),_Ashish_Mishra_(3),_Prashanth_Kasarla_(1),_Deekshya_Roy_Sarkar_(1),_Pitamber_Singh_Patwal_(1),_Namita_Uppal_(1_and_2),_Sunil_Chandra_(4),_Satyanarain_Mathur_(1),_Amish_B_Shah_(1),_Kiran_S_Baliyan_(1),_U_C_Joshi_(1)_((1)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India,_(2)_IIT_Gandhinagar,_India,_(3)_University_of_Toledo,_USA,_(4)_Centre_for_Space_Research,_North-West_University,_Potchefstroom,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08768 |
Andor1K$\times$1KEMCCD検出器は、PRLの1.2m望遠鏡のカセグレン焦点で使用するための光学イメージング偏光計の開発に使用されています。光学系は、古い単一要素の検出器機器から派生しており、変調器としての回転半波長板とアナライザーとしてのフォスタープリズムで構成されています。計器の視野は3$\times$3平方分です。このドキュメントでは、機器と観測方法について説明します。この機器を使用して、さまざまなソースをカバーする広範な観測が実施されています。地球近傍小惑星、彗星、リンズ暗黒星雲、散開星団、ブレーザーなどのAGN。現在の通信では、最初のキャリブレーション実行からのいくつかの結果について説明し、他の結果は他の場所で提示します。
近赤外イメージャ、分光計、旋光計の電子機器の設計と開発
| Title |
Electronics_design_and_development_of_Near-Infrared_Imager,_Spectrometer_and_Polarimeter |
| Authors |
Deekshya_Roy_Sarkar_(1),_Amish_B._Shah_(1),_Alka_Singh_(1),_Pitamber_Singh_Patwal_(1),_Prashanth_Kumar_Kasarla_(1),_Archita_Rai_(1_and_2),_Prachi_Vinod_Prajapati_(1),_Hitesh_Kumar_L._Adalja_(1),_Satya_N._Mathur_(1),_Sachindra_Naik_(1),_Shashikiran_Ganesh_(1),_Kiran_S._Baliyan_(1)_((1)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_Gujarat,_India,_(2)_Indian_Institute_of_Technology,_Gandhinagar,_Gujarat,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08805 |
NISPは、インドのラジャスタン州マウントアブのMIROグルシカルにある次の2.5mIR望遠鏡用の多面近赤外線機器で、アーメダバードのPRLで開発されています。NISPには、広視野（FOV=10'x10'）、中程度（R=3000）の分光法、およびイメージング偏光測定の動作モードがあります。Teledyneの0.8〜2.5ミクロンの感度、2048X2048HgCdTe（MCT）アレイ検出器に基づいて設計されています。光学、機械、電子サブシステムは、PRLで社内で設計および開発されています。HAWAII-2RG（H2RG）検出器は、LN2で満たされた極低温冷却デュワー内にSIDECARASICを制御するとともに取り付けられます。H2RGおよびASIC用のFPGAベースのコントローラーは、デュワーの外に室温で取り付けられます。スマートステッピングモーターは、フィルターホイールと光学部品の動きを容易にして、さまざまな動作モードを実現します。検出器とASICの温度は、LakeshoreのTemperatureController（TC）336を使用してサーボ制御されます。また、機器のヘルスチェックのために、いくつかの極低温がTCによって監視されます。望遠鏡に搭載された検出器、モーション、温度コントローラーは、USBハブと光ファイバートランスレシーバーに接続されます。リモートエンドトランスレシーバーへのリモートホストコンピューターインターフェイスには、NISPのすべての機能を制御するために社内で開発されたGUIソフトウェアが装備されます。この会議では、NISPエレクトロニクスの設計と開発の側面について説明します。
近赤外イメージャ分光計と旋光計の機械的側面
| Title |
Mechanical_aspects_of_Near-Infrared_Imager_Spectrometer_and_Polarimeter |
| Authors |
Prashanth_Kumar_Kasarla_(1),_Pitamber_Singh_Patwal_(1),_Hitesh_Kumar_L._Adalja_(1),_Satya_Narain_Mathur_(1),_Deekshya_Roy_Sarkar_(1),_Alka_Singh_(1),_Archita_Rai_(1_and_2),_Prachi_Vinod_Prajapati_(1),_Sachindra_Naik_(1),_Amish_B._Shah_(1),_Shashikiran_Ganesh_(1),_Kiran_S._Baliyan_(1)_((1)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India,_(2)_Indian_Institute_of_Technology,_Gandhinagar,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08813 |
近赤外イメージャ分光計および偏光計（NISP）は、インドのマウントアブにある物理研究所の今後の2.5m望遠鏡用に開発されているカメラ、中解像度分光器、およびイメージング偏光計です。NISPは、H2RG検出器を使用して近赤外線（0.8〜2.5ミクロン）で動作するように設計されています。コリメータとカメラのレンズは、望遠鏡の焦点面から検出器面に画像を転送します。光学系全体、機械的支持構造、検出器-SIDECARアセンブリは、真空デュワー内のオープンサイクル液体窒素タンクを使用して低温に冷却されます。GFRP支持構造は、極低温システムをデュワーから分離するために使用されます。放射熱伝達を減らすために、2層の熱シールドが使用されます。モレキュラーシーブ（ゲッター）は、デュワー内部の真空レベルを高めるために使用されます。マグネットリードスイッチの組み合わせは、フィルターホイールの絶対位置決めに使用されます。ここでは、機械的な側面について詳しく説明します。
一般化微分画像モーションモニターによるCalern天文台での乱流モニタリング
| Title |
Turbulence_monitoring_at_Calern_observatory_with_the_Generalised_Differential_Image_Motion_Monitor |
| Authors |
Eric_Aristidi,_Yan_Fant\'e\"i-Caujolle,_Aziz_Ziad,_Julien_Chab\'e,_Christophe_Giordano,_Catherine_Renaud,_Alohotsy_Rafalimanana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08818 |
GeneralizedDifferentialImageMotionMonitor（GDIMM）は、乱気流を監視するための新世代の機器として数年前に提案されました。これは、光学的乱流の統合パラメータ、つまり、シーイング、アイソプラナティック角度、シンチレーションインデックス、コヒーレンス時間、波面コヒーレンスの外部スケールを測定します。GDIMMは、全自動の小型望遠鏡（直径28cm）に基づいており、入射瞳に3穴マスクが装備されています。この機器は、Calern天文台（フランス）に設置されており、夜間の乱気流パラメータの継続的な監視を実行します。この通信では、Calernで取得した長期および季節の統計を提示し、GDIMMデータを組み合わせて、同等の乱気流高度や有効風速などの量を提供します。
長周期回転子のTESS観測で周期を見つけるための分類学に依存しないピリオドグラム
| Title |
Systematics-insensitive_Periodogram_for_finding_periods_in_TESS_observations_of_long-period_rotators |
| Authors |
Christina_Hedges_and_Ruth_Angus_and_Geert_Barentsen_and_Nicholas_Saunders_and_Benjamin_T._Montet_and_Michael_Gully-Santiago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08972 |
NASAのTESSミッション\citep{tess}は、コミュニティに何百万もの星の高精度測光を作成しました。TESS観測の大部分は、TESSセクターでの1回の観測に対応して、$\約$27日の期間があります。TESSターゲットの小さなサブセットが複数のセクターで観測され、ターゲットの約1〜2\％がプライムミッション\citep{yield}中に連続表示ゾーン（CVZ）に分類され、ターゲットは1年間継続的に観測されます。これらのターゲットは、恒星の年齢にリンクすることができる長期の自転周期を抽出するために非常に価値があります。TESSCVZで長期間の回転速度を抽出すると同時に、機器の体系を緩和するためのpipインストール可能なPythonツールを紹介します。
ALMA角度スケールベースの観測スケジューリング、品質評価、およびビーム成形の新しい方法
| Title |
New_methods_for_ALMA_angular-scale_based_observation_scheduling,_quality_assessment,_and_beam_shaping |
| Authors |
Dirk_Petry,_Mar\'ia_D\'iaz_Trigo,_R\"udiger_Kneissl,_Ignacio_Toledo,_Stefano_Facchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08993 |
これまで、ALMA干渉観測の完了は、合成されたビームの特定の形状とサイズ、および代表的なスペクトル範囲でのノイズRMSの達成に基づいて決定されていました。角度分解能に関するこのアプローチは、主に干渉計の最長のベースラインを調査し、より大きな角度スケールでの感度についてはほとんど言及していません。観測効率と画像の忠実度の両方を最適化するためのステップとして、角度スケールベースのスケジューリングと品質評価、および角度スケールベースの可視性の重み付けのアイデアを模索しています。このアプローチは、干渉計がデータを記録する可視性空間に画像品質保証をもたらし、したがって、手順の多くの側面を簡素化します。同様に、スケジューリング中に、期待されるイメージング特性のそのような詳細な評価は、スケジューリングプロセスの最適化に役立ちます。この方法論は、約1を超えるすべての無線干渉計に適用できます。10アンテナ。
CTAのMSTプロトタイプの構造モニタリング
| Title |
The_structure_monitoring_of_the_MST_prototype_of_CTA |
| Authors |
Victor_Barbosa_Martins,_Markus_Garczarczyk_(for_the_The_Cherenkov_Telescope_Array_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08995 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、次世代の地上ベースのガンマ線観測所です。天文台は、南半球（チリのパラナル）と北半球（スペインのカナリア諸島）にある2つのアレイで構成され、観測範囲内の全天をカバーします。100台以上の望遠鏡が30年もの間運用される予定であり、それが個々の望遠鏡の継続的な状態監視の開発の動機となった。監視の主な目的は、重大な損傷が発生する前に劣化と障害を検出することです。2つのアプローチが考慮されます。望遠鏡の固有周波数とその減衰率が測定および監視される構造監視システム。望遠鏡の移動中に回転部品のパワースペクトルが測定されるドライブモニタリング。構造モニタリングコンセプトシステムは、2018年後半から2019年にベルリンでCTAのプロトタイプ中型望遠鏡（MST）プロトタイプに適用され、最初の結果がここに示されています。システムは、望遠鏡の構造が変更されていない期間中、妥当な安定性を示しました。このシステムは、機械的な変化を検出することもできました。カメラサポート構造のスチールロープの張力の変化。構造モニタリングシステムの実装が成功すると、将来のすべてのMSTにシステムを実装するという決定がサポートされます。
KalAOは、チリのラシラにある1.2mオイラースイス望遠鏡の高速補償光学イメージャです。
| Title |
KalAO_the_swift_adaptive_optics_imager_on_1.2m_Euler_Swiss_telescope_in_La_Silla,_Chile |
| Authors |
Janis_Hagelberg_(1),_Nathana\"el_Restori_(1),_Fran\c{c}ois_Wildi_(1),_Bruno_Chazelas_(1),_Christoph_Baranec_(2),_Olivier_Guyon_(3_and_4_and_5),_Ludovic_Genolet_(1),_Micha\"el_Sordet_(1),_Reed_Riddle_(6)_((1)_Geneva_Observatory,_University_of_Geneva,_Geneva,_Switzerland,_(2)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawai'i_at_M\=anoa,_Hilo,_HI,_USA,_(3)_Astrobiology_Center,_National_Institutes_of_Natural_Sciences,_Tokyo,_Japan,_(4)_Steward_Observatory,_The_University_of_Arizona,_Tucson,_USA,_(5)_Subaru_Telescope,_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_Hilo,_HI,_USA,_(6)_Caltech_Optical_Observatories,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09065 |
KalAOは、チリのラシラにある1.2mオイラースイス望遠鏡の2番目のナスミス焦点に設置される自然ガイドスター補償光学（AO）イメージャーです。システムの初期設計は、ナチュラルガイドスター（NGS）モードで動作するように変更を加えたRoboAOに着想を得ています。KalAOは、主にTESS衛星調査からのフォローアップ候補によって、惑星をホストしている星の二元性を検索するために構築されました。光学設計は450〜900nmの波長範囲に最適化されており、SDSS\emph{g、r、i、z}フィルターが取り付けられています。このシステムは、HARPSやNIRPSなどの視線速度計器と同じパラメータ空間をプローブするために、$I$-マグニチュード11の星までの波面制御用に設計されています。システムの主要コンポーネントは、11x1110.9cmサブアパーチャ電子増倍CCD（EMCCD）シャックハルトマン波面センサー、140アクチュエータ微小電気機械システム（MEMS）変形可能ミラー、高速チップ/チルトミラー、およびグラフィックス処理ユニット（GPU）パワードグリコール冷却リアルタイムコンピューター。150masの可視光回折限界に近いコンパニオンを検出するために、最大1.8kHzで動作するように設計されています。リアルタイム補償光学制御は、GPUで実行されているCACAOソフトウェアを使用しています。機器は、covidの制限が解除された場合、チリで2021年初頭に試運転する予定です。
SCALES面分光器のエンドツーエンドシミュレーション
| Title |
End-to-end_Simulation_of_the_SCALES_Integral_Field_Spectrograph |
| Authors |
Zackery_Briesemeister,_Steph_Sallum,_Andrew_Skemer,_R._Deno_Stelter,_Philip_Hinz,_Timothy_Brandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09084 |
SCALESのエンドツーエンドのシミュレーション、第3世代の熱赤外線回折限界イメージャ、およびKeck用に設計された低/中解像度の面分光器（IFS）を紹介します。SCALESの2〜5ミクロンの感度により、長いベースラインの位置天文学で検出された太陽系外惑星、広い軌道上の視線速度の惑星、近くの星形成領域での原始惑星の降着、反射光惑星など、さまざまな太陽系外惑星の検出と特性評価が可能になります。最も近い星の周り。シミュレーションの目標は、現在および将来の設計段階でSCALES機器の科学的能力を評価するために、忠実度の高い模擬データを生成することです。シミュレーションは、提案された観測パターンを持つ任意の解像度の入力強度フィールドを、キャリブレーションとメタデータを含む生の検出器読み出しレンズレットベースのIFSフレームのモックデータセット全体に処理します。これらは、IFSデータ削減パイプラインによって削減され、ユーザー。
SCALESの予備設計に関する最新情報：太陽系外惑星分光法用のレンズレットのサンタクルスアレイ
| Title |
Update_on_the_Preliminary_Design_of_SCALES:_the_Santa_Cruz_Array_of_Lenslets_for_Exoplanet_Spectroscopy |
| Authors |
R._Deno_Stelter,_Andrew_J._Skemer,_Steph_Sallum,_Renate_Kupke,_Phil_Hinz,_Dimitri_Mawet,_Rebecca_Jensen-Clem,_Christopher_Ratliffe,_Nicholas_MacDonald,_William_Deich,_Gabriel_Kruglikov,_Marc_Kassis,_Jim_Lyke,_Zackery_Briesemeister,_Brittany_Miles,_Benjamin_Gerard,_Michael_Fitzgerald,_Timothy_Brandt,_and_Christian_Marois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09098 |
SCALES（SantaCruzArrayofLensletsforExoplanetSpectroscopy）は、太陽系外惑星の特性評価科学要件によって駆動される2〜5ミクロンの高コントラストレンズレット面分光器（IFS）であり、W。M。KeckObservatoryで動作します。その完全極低温光学トレインは、カスタムシリコンレンズレットアレイ、選択可能なコロナグラフ、および分散プリズムを使用して、低（$<300$）スペクトル分解能でケックの2.2秒角の視野にわたって面分光法を実行します。レンズレットアレイの小さな専用セクションは、中程度のスペクトル分解能（$5000-10000$）を可能にするイメージスライサーモジュールに給電します。これは、これまでコロナグラフ装置では回折限界では利用できませんでした。以前のIFS太陽系外惑星機器とは異なり、SCALESは、関連する分子スペクトルの特徴をキャプチャしながら、これらの物体がほとんどの放射線を放出するバンドパスで、冷たい太陽系外惑星と褐色矮星の大気（$<600$K）を特徴付けることができます。
ライフシグネチャー検出偏光計LSDpolの設計
| Title |
Design_of_the_Life_Signature_Detection_Polarimeter_LSDpol |
| Authors |
Christoph_U._Keller,_Frans_Snik,_C._H._Lucas_Patty,_Dora_Klind\v{z}i\'c,_Mariya_Krasteva,_David_S._Doelman,_Thomas_Wijnen,_Vidhya_Pallichadath,_Daphne_M._Stam,_Brice-Olivier_Demory,_Jonas_G._K\"uhn,_H._Jens_Hoeijmakers,_Antoine_Pommerol,_Olivier_Poch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09105 |
アミノ酸や糖などの生物学的に生成されたキラル分子の多くは、左利きまたは右利き（ホモキラリティー）を優先します。したがって、藻類や葉などの生体物質によって反射された光は、波長に強く依存する少量の円偏光を示します。当社の生命署名検出旋光計（LSDpol）は、これらの生命の署名を測定するように最適化されています。LSDpolは、可動部品のないコンパクトな分光偏光計の概念であり、視野全体で平均化された直線偏光と円偏光を1e-4よりも優れた感度で瞬時に測定します。地上および航空機からの性能を検証した後、軌道上に機器を打ち上げる予定です。LSDpolは、パターン化された液晶で実装された、空間的に変化する1/4波長リターダーに基づいています。これは、偏光感度を最大化する最初の光学素子です。このパターンと分光器の入口スリットを検出器に画像化する必要があるため、スリットは開口部として機能し、内部のフィールドストップが視野を制限します。リターダの速軸角度は、1つの空間次元に沿って直線的に変化します。偏光格子と組み合わされた固定1/4波長リターダーは、分散器および偏光ビームスプリッターとして機能します。これにより、円偏波と直線偏波は、スペクトル全体で互換性のない変調周波数でエンコードされ、直線偏波から直線偏波への潜在的なクロストークが最小限に抑えられます。
赤色超巨星VYCMaの質量損失履歴
| Title |
The_Mass-Loss_History_of_the_Red_Hypergiant_VY_CMa |
| Authors |
Roberta_M._Humphreys,_Kris_Davidson,_A._M._S._Richards,_L._M._Ziurys,_Terry_J._Jones,_and_Kazunori_Ishibashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08550 |
VYCMaの複雑な噴出物の結び目、塊、および拡張アークのイメージングと分光法は、過去数百年にわたる高質量損失イベントの記録を確認します。星に近い多数の小さな結び目のHST/STIS分光法により、強いKI放出からの視線速度を測定し、それらの別々の運動、空間的方向、および噴出からの時間を決定することができます。彼らの年齢は約70、120、200、250年前に集中しています。1985年から1995年にかけて放出された星からわずか50masのKI放出ノットは、H2Oメーザーと一致する可能性があります。1800年から現在までのVYCMaの歴史的な光度曲線との比較は、長期間の変動と深い最小値に対応する放出時間を持ついくつかの結び目を示しています。VYCMaにおけるこの対応と、最近のベテルギウスの顕著な調光およびガスの流出との類似性は明らかです。より典型的な赤色超巨星の表面からの同様の流出の証拠は、離散的な放出がより一般的であり、表面または対流活動が赤色超巨星の質量損失の主な原因であることを示唆しています。
極端なAGB星は、共通外層バイナリの後ですか？
| Title |
Are_extreme_AGB_stars_post-common_envelope_binaries? |
| Authors |
F._Dell'Agli_(1),_E._Marini_(1,2),_F._D'Antona_(1),_P._Ventura_(1),_M._A._T._Groenewegen_(3),_L._Mattsson_(4),_D._Kamath_(5),_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez_(6,7),_M._Tailo_(8) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08598 |
漸近巨星分枝（AGB）の炭素星段階を経て進化する単一星の塵の形成をモデル化すると、大マゼラン雲（LMC）のほとんどのCに富む光源の中赤外線の色と大きさが、極度に赤いオブジェクト（ERO）の小さなサブセット。EROのスペクトルエネルギー分布の分析は、大量のダストの存在を示唆しており、理論的モデリングから予想されるよりも大幅に高い流出ガス密度を要求します。共通外層（CE）の進化を伴うバイナリ相互作用メカニズムが、これらの特異星の考えられる説明になる可能性があることを提案します。CEフェーズは、C$/$Oが1を克服した後に発生する恒星半径の急速な成長によって支持されます。ダストのモデリングにより、質量損失率の観測値と一致する結果が得られます$\dotM\sim5\times10^{-4}〜\dotM/$yr、経験したエンベロープの急速な損失の下限CEフェーズで。EROは、公転周期$\sim$daysのバイナリを隠す可能性があり、銀河のダスト生成率の大部分を占める可能性が高いことを提案します。
VLT/SINFONI分光法と分光イメージング観測を使用して、6つのクラス0/I褐色矮星（プロトBD）における降着と流出活動の近赤外研究を提示します。スペクトルは、ジェット/流出活動に関連するいくつかの[FeII]およびH$_{2}$線、およびPa$\beta$およびBr$\gamma$線の降着診断での放出を示しています。[FeII]ラインのピーク速度（$>$100kms$^{-1}$）は、H$_{2}$ラインよりも高速です。クラス0プロトBDはH$_{2}$ラインで強い発光を示しますが、[FeII]ラインは検出されませんが、クラスIオブジェクトは[FeII]ラインとH$_{2}$ラインの両方で発光を示します。分子からイオン組成へのジェットの進化傾向を示唆している。ノットを伴う拡張発光は、3つのプロトBDの[FeII]およびH$_{2}$スペクトル画像で見られますが、残りは、ソースにピークがあるコンパクトな形態を示しています。プロトBDの降着率は、（2$\times$10$^{-6}$-2$\times$10$^{-8}$）Msunyr$^{-1}$の範囲に及びます。質量損失率は（4$\times$10$^{-8}$-5$\times$10$^{-9}$）Msunyr$^{-1}$の範囲です。これらの率は、低質量の原始星で測定された範囲内であり、クラスII褐色矮星よりも高くなっています。原始星で測定されたプロトBDのジェット効率にも同様の範囲があります。プロトBDで検出されたBr7-Br19ラインからのブラケット減少の研究を実施しました。Br13-Br19の上部ブラケット線は、初期段階のシステムでのみ検出されます。Br$\gamma$線強度に関するさまざまなブラケット線の比率は、ケースBの再結合から予想される比率と一致しています。
低金属量で進化した大質量星III。大マゼラン雲のソースカタログ
| Title |
Evolved_Massive_Stars_at_Low-metallicity_III._A_Source_Catalog_for_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Ming_Yang,_Alceste_Z._Bonanos,_Biwei_Jiang,_Jian_Gao,_Panagiotis_Gavras,_Grigoris_Maravelias,_Shu_Wang,_Xiao-Dian_Chen,_Man_I_Lam,_Yi_Ren,_Frank_Tramper,_Zoi_T._Spetsieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08623 |
LMC用のクリーンで大きさが制限された（IRAC1またはWISE1$\leq$15.0等）多波長ソースカタログを紹介します。カタログは、SEIPソースリストとGaiaDR2の間のクロスマッチング（$1''$）とデブレンディング（$3''$）に基づいて作成され、前景の汚染を除去するためにGaiaの位置天文ソリューションに厳しい制約があります。カタログには、2つの紫外線、21の光学、および29の赤外線バンドを含む52の異なるバンドの197,004のターゲットが含まれています。視線速度とスペクトル/測光分類に関する追加情報は、文献から収集されました。サンプルの明るい端は、ほとんどが青いヘリウム燃焼星（BHeB）と赤いHeBで構成されており、青い端で主系列星の汚染が避けられません。以前の研究に基づいて修正されたマグニチュードとカラーカットを適用した後、6つのCMDでLMCの2,974RSG、508YSG、および4,786BSG候補を識別してランク付けします。LMCとSMCのCMDを比較すると、最も明確な違いは、光学および近赤外線CMDの明るい赤の端に現れ、そこではクールな進化した星（RSG、AGB、RGなど）が配置されていることがわかります。金属量とSFHの影響による可能性があります。絶対等級が等しいビン内の大規模な星候補の色をさらに定量的に比較すると、基本的にBSG候補に違いはありませんが、LMCターゲットとしてのRSG候補の大きな不一致は、SMCターゲットよりも赤くなります。スペクトル型と質量損失率の両方に対する金属量の複合効果、および年齢効果。大規模な星の種族の$T_{\rmeff}$も、$（J-K_{\rmS}）_0$の赤みのない色に由来します。$T_{\rmeff}$の範囲は、RSG母集団の場合は$3500<T_{\rmeff}<5000$K、YSG母集団の場合は$5000<T_{\rmeff}<8000$K、および$T_{\rmeffです。}>BSG人口の8000$K、より熱い星に向かってより大きな不確実性。
亜巨星と赤色巨星の双極混合モード周波数に対する化石磁場の影響
| Title |
The_impact_of_a_fossil_magnetic_field_on_dipolar_mixed-mode_frequencies_in_sub-_and_red-giant_stars |
| Authors |
L._Bugnet,_V._Prat,_S._Mathis,_R._A._Garc\'ia,_S._Mathur,_K._Augustson,_C._Neiner,_and_M._J._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08684 |
$\sim1.3$M$_\odot$よりも重い星は、主系列星の間に対流コアを発達させることが知られています。この対流によって引き起こされるダイナモプロセスは、星のコア内の強い磁場の起源である可能性があります。、安定して成層化したとき、およびその進化の残りの間、閉じ込められます。高度に磁化された白色矮星の存在は、進化した低質量星のコア内に埋もれた化石磁場の仮説を強化します。そのような化石場が存在する場合、赤色巨星はこれらの星の最深層に影響を与えるプロセスに敏感であるため、赤色巨星の混合モードに影響を与えるはずです。双極振動モードに対する磁場の影響は、Prの1つでした。日震学のSoHO宇宙ミッションを準備する際の90年代のマイケルJ.トンプソンの研究トピック。太陽の重力モードの検出はまだ議論の余地があるので、太陽の振動モードの調査は、太陽の放射コアに磁場が存在することのヒントを提供しませんでした。今日、CoRoT、Kepler、K2、TESSミッションからの混合モードの星震学的観測のおかげで、進化した星のコアにアクセスできます。太陽のために行われた仕事を適用して一般化するという考えは、Prとの議論から生まれました。私たちが彼を失う前の2018年初頭のマイケルトンプソン。私たちが一緒に描いた道をたどって、典型的な進化した低質量星の混合モード周波数に対する、星の回転軸に沿った安定した軸対称混合ポロイダル磁場とトロイダル磁場の影響を理論的に調査します。これにより、磁場の強さと星の進化状態に応じて、混合双極子モードの固有周波数に対する磁気摂動を推定することができます。$\sim$1MGの強い磁場は、現在の星震学データ内でその影響を検出できるように、混合モード周波数パターンを十分に乱すはずであると結論付けます。
近くのフィラメントの噴火によって加速されたループ間の磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_reconnection_between_loops_accelerated_by_nearby_filament_eruption |
| Authors |
Leping_Li,_Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Hongqiang_Song,_Kaifan_Ji,_Yongyuan_Xiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08710 |
太陽大気の非局所的擾乱によって変調された磁気リコネクションは理論的に調査されてきたが、めったに観察されなかった。この研究では、Haおよび極紫外線（EUV）画像と見通し内マグネトグラムを使用して、隣接するフィラメントの噴火による再結合の加速を報告します。Ha画像では、彩層フィブリルの4つのグループがサドルのような構造を形成していることが観察されます。それらの中で、フィブリルの2つのグループが収束して再接続します。次に、2つの新しく再接続されたフィブリルが形成され、再接続領域から離れます。EUV画像では、同様の構造とコロナルループの進化が確認されています。現在のシートは、幅と長さが1-2および5.3-7.2Mm、再接続率が0.18-0.3の、再接続ループの境界面で繰り返し形成されます。これはEUV低温チャネルに現れ、平均微分放射測定（DEM）で重み付けされた温度とEMは2MKおよび2.5*10^27cm-5です。プラスモイドは現在のシートに表示され、それに沿って伝播し、さらに再接続ループに沿って伝播します。再接続領域の南東にあるフィラメントが噴出し、再接続領域を覆っているループを押しのけます。その後、現在のシートの幅と長さは2と3.5Mm、再接続率は0.57です。それははるかに明るくなり、EUV高温チャネルに現れ、平均DEM加重温度とEMは5.5MKおよび1.7*10^28cm-5です。現在のシートでは、より高温のプラズモイドが形成されます。したがって、より多くの熱エネルギーと運動エネルギーが変換されます。これらの結果は、近くのフィラメントの噴火によって引き起こされた伝播する外乱によって、再接続が大幅に加速されることを示唆しています。
$ \ sim $ 200pc内の318個の新しい若い星の分光学的に確認されたガイア選択サンプル
| Title |
A_spectroscopically_confirmed_Gaia-selected_sample_of_318_new_young_stars_within_$\sim$200_pc |
| Authors |
Maru\v{s}a_\v{Z}erjal,_Adam_D._Rains,_Michael_J._Ireland,_George_Zhou,_Jens_Kammerer,_Alex_Wallace,_Brendan_Orenstein,_Thomas_Nordlander,_Harrison_Abbot,_Seo-Won_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08756 |
ガイア時代には、太陽近傍の星の大部分は視差と固有運動が正確に決定されていますが、低質量の若い星の大部分については、分光学的年齢指標がまだ欠落しています。この作業では、南の空で756個の明るい後期Kおよび初期Mの若い星の候補を選択し、サイディングスプリング天文台のANU2.3m望遠鏡で、エシェル（R=24,000）および広視野分光器（WiFeS、R=3000-7000）。私たちの選択は、最初に散逸する星のアソシエーションの低質量メンバーに対する選好を最小限に抑え、拡散成分の潜在的なメンバーを含めるために、運動学的に偏りがありません。H$\alpha$とカルシウムのH＆K放出の測定値、およびリチウム吸収線を提供します。これにより、アソシエーションの典型的な年齢である$\sim$10-30Myrという若い星を識別できます。検出可能なリチウム線を示す346個の星について報告しますが、そのうち318個は既知の若い星のカタログにはありません。また、サンプルには、検出可能なリチウムはないが、若さを示す恒星活動の兆候がある126個の追加の星が報告されています。視線速度は、WiFeSスペクトルに対して3.2$\mathrm{km\;s^{-1}}$の精度で、Echelleサンプルでは1.5$\mathrm{km\;s^{-1}}$の精度で決定されます。
開いた冠状構造におけるMHD波
| Title |
MHD_Waves_in_open_coronal_structures |
| Authors |
D._Banerjee,_S._Krishna_Prasad,_V._Pant,_J.A._McLaughlin,_P._Antolin,_N._Magyar,_L._Ofman,_H._Tian,_T._Van_Doorsselaere,_I._De_Moortel,_and_T._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08802 |
現代の天文台は、太陽コロナに電磁流体力学的波が遍在していることを明らかにしています。（定在波とは対照的に）伝搬波は通常、より低い太陽大気で発生するため、特に恒星コロナの加熱に関連します。さらに、開いた冠状構造は太陽風の発生源領域であると考えられているため、これらの構造でのMHD波の検出は、太陽風の加速にも関係します。さらに、現世代の望遠鏡の高度な機能により、MHD地震学を通じて重要な冠状特性を抽出することができました。遅いマンゴトアコースティック波とAlfv\'{e}nic波の両方の検出、起源、および減衰においてなされた最近の進歩は、特に開いた冠状構造の文脈でこの総説に示されています。必要に応じて、関連する理論的モデリング研究の概要を説明します。これらの波の重要な地震学的応用のいくつかが議論されています。太陽風の加速におけるAflv\'{e}nic波の可能な役割にも触れられています。
Mg I 12 $ \ mu $ mラインによる太陽磁場の赤外線診断：フォワードモデルの結果
| Title |
Infrared_diagnostics_of_the_solar_magnetic_field_with_Mg_I_12_$\mu$m_lines:_forward-model_results |
| Authors |
Xin_Li,_YongLiang_Song,_H._Uitenbroek,_Xiao_Yang,_XianYong_Bai,_YuanYong_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08912 |
MgI12.32および12.22$\mu$m線は、正確な太陽磁場測定に大きな利点をもたらす輝線のペアです。それらは、高い磁気感度を通じて太陽大気パラメータの診断に貢献する可能性があります。この研究の目的は、これらの線の放射伝達プロセスを詳細に理解し、赤外線での磁場診断の能力を調査することです。Rybicki-Hummer（RH）放射伝達コードを使用して、1次元の太陽大気モデルに基づいて2つのMgI12$\mu$mラインのストークスプロファイルと応答関数を計算しました。波長に関するこれらのプロファイルの積分を使用して、縦方向および横方向のフィールドに関連する検量線を生成しました。弱磁場近似に基づく従来の単一波長検量線も、赤外線に適しているかどうかを判断するためにテストされました。12.32$\mu$mラインは、その相対的な発光強度と偏光信号が12.22$\mu$mラインよりも強いため、磁場診断に適しています。応答関数の結果は、12.32$\mu$mの線で得られた磁場と速度が主に450kmの高さから発生しているのに対し、温度の場合は約490kmであることを示しています。波長積分法で得られた検量線は非線形分布を示しています。MgI12.32$\mu$mラインの場合、縦（横）フィールドは、$\sim600$G（$\）より下の線形範囲でストークスV/I（Q/IおよびU/I）から効果的に推測できます。静かな地域ではsim3000$G）、半影では$\sim400$G（$\sim1200$G）未満。与えられた線形範囲内で、この方法は、Zeemanコンポーネントが不完全に分割されている場合の磁場キャリブレーションの補足です。
連星の長期活動最小値の検出。 $ \ zeta ^ {2} $ Retの場合
| Title |
Detecting_prolonged_activity_minima_in_binary_stars._The_case_of_$\zeta^{2}$_Ret |
| Authors |
M._Flores,_M._Jaque_Arancibia,_R._V._Iba\~nez_Bustos,_A._P._Buccino,_J._Yana_Galarza,_N._E._Nu\~nez,_P._Miquelarena,_J._Alacoria,_C._Saffe,_and_Pablo_J._D._Mauas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08983 |
環境。1645年から1715年にかけて太陽活動が著しく低くなり、黒点の数が極端に減少したことはよく知られています。この時代はマウンダー極小期（MM）として知られています。MMのような長期活動の最小値での星の研究は、この謎めいた時代に光を当てるのに役立つ可能性があります。目的。バイナリシステムに属する星$\zeta^{2}$RetがMMと同様の状態にあるかどうかを調べるため。HARPS、REOSC、UVES、およびFEROSスペクトログラフを使用して、2000年から2019年の間に取得された430を超えるスペクトルを収集しました。メソッド。CaIIH\＆Kラインから取得したMountWilsonインデックスを使用して、両方のコンポーネントの詳細な長期アクティビティ調査を実行しました。活動サイクルの兆候を検索するために、結果の時系列を一般化されたLomb-ScargleおよびCLEANピリオドグラムで分析しました。結果。私たちの分光分析は、zet01Retの高い活動レベルと、$\zeta^{2}$Retの磁気活動サイクル振幅の大幅な減少を示しています。したがって、以前に報告された値と比較した場合、両方のコンポーネント間のアクティビティの差はわずかに増加しています（$\Delta$log（RHK）$\sim$0.24dex）。ここで分析された長いシリーズにより、$\zeta^{2}$Retの期間を再計算して$\sim$7。9年に制限することができました。また、$\zeta^{1}$Retで$\sim$4。2年の長期活動サイクルを検出しました。結論。MM中の弱い太陽周期を提案するシナリオとの類推により、$\zeta^{2}$Retによって示される活動の特徴、つまり、恒星の仲間と比較した場合の活動レベルが非常に低く、振幅が著しく減少することを示唆します。（$\sim$47％）、および周期的な動作は、この星がMM状態にある可能性があることを示す可能性のある証拠です。私たちの知る限り、これは連星系での非常に矛盾した活動行動によって検出された最初のMM候補星です。
高いコロナループに関連する太陽型Uバースト
| Title |
Solar_Type_U_Burst_Associated_with_a_High_Coronal_Loop |
| Authors |
V._V._Dorovskyy,_V._N._Melnik,_A._A._Konovalenko,_S._N._Yerin,_I._N._Bubnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08991 |
2017年4月18日に巨大ウクライナ電波望遠鏡（GURT）によってメートル波長帯で観測された、等しく発達した上向きと下向きの枝を持つ逆Uバーストについて説明します。このUバーストは、四肢の活動領域NOAA12651の上の高いコロナループに起因していました。バーストに関連して、コロナルループは、ボルツマン密度関係、ループの幾何学的および物理的パラメータに従って層化された等温プラズマを閉じ込めると仮定します。推定されました。私たちのモデルによると、コロナループには周囲のコロナプラズマよりも最大20倍密度の高いプラズマが含まれている可能性があります。一般に、提案されたモデルは、関連するＵバーストの所与のパラメータの下で、より高いループがより冷たいプラズマを含み、逆もまた同様であるように、プラズマ温度とループの高さとの間の関係を与える。冠状動脈ループの高さを決定する別の方法が提案された。観測されたUバーストと先行するタイプIIIバーストが同じ励起装置によって生成されたと仮定して、特定の周波数での後者に対する前者の遅延からループの高さを定義します。コロナルループの高さを別の独立した方法で定義することを示します。干渉計またはタイアレイイメージングは、ループ内プラズマ温度測定の不確実性を解決する可能性があります。
2000年7月14日のバスティーユデーイベントのためにシミュレートされたエネルギー陽子伝搬と加速
| Title |
Energetic_Proton_Propagation_and_Acceleration_Simulated_for_the_Bastille_Day_Event_of_July_14,_2000 |
| Authors |
Matthew_A._Young,_Nathan_A._Schwadron,_Matthew_Gorby,_Jon_Linker,_Ronald_M._Caplan,_Cooper_Downs,_Tibor_T\"or\"ok,_Pete_Riley,_Roberto_Lionello,_Viacheslav_Titov,_Richard_A._Mewaldt,_and_Christina_M._S._Cohen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09078 |
この作品は、2000年7月14日（「パリ祭」）の太陽粒子現象のシミュレーションの結果を示しています。SPE脅威評価ツール（STAT）フレームワーク内のエネルギー粒子放射線環境モデル（EPREM）およびCORona-HELiosphere（CORHEL）ソフトウェアスイートを使用して、CMEが低太陽コロナを通過することによるGeVエネルギーへのプロトン加速をモデル化しました。、モデルの結果をGOES-08の観測値と比較しました。連成シミュレーションは、1から20$R_\odot$までの粒子加速をモデル化し、その後、粒子輸送のみをモデル化します。シミュレーションは、ピークイベントフラックス、およびエネルギー粒子イベントのタイミングと空間的位置を大まかに再現します。シミュレーションの最初の数時間以内のピークフラックスと全体的な変動は観測結果とよく一致しますが、モデル化されたCMEは数時間後にシミュレーションの内側の境界を超えて移動します。したがって、このモデルは、低コロナでの加速プロセスを正確に記述し、太陽に近い最も急速な加速のサイトを解決します。地球近くの複数のシミュレートされた観測者からの積分フラックスエンベロープのプロットは、観測との比較をさらに改善し、太陽粒子イベントを予測する可能性を高めます。フルエンススペクトルへのべき乗則の適合は、低エネルギー範囲での拡散加速理論と一致します。高エネルギー範囲にわたって、それらは加速率の変動性を示し、太陽周期23GLEで観測されたイベント間の変動性を反映しています。修正されたGOESエネルギービンの使用やシードスペクトルへの適合の計算など、STAT予測を改善する方法について説明します。この論文は、低冠状SEP加速をシミュレートするための予測ツールを示しています。
HR図全体でのXシュータースペクトルとPHOENIXモデルの比較
| Title |
A_comparison_between_X-shooter_spectra_and_PHOENIX_models_across_the_HR-diagram |
| Authors |
A._Lan\c{c}on,_A._Gonneau,_K._Verro,_P._Prugniel,_A._Arentsen,_S.C._Trager,_R._Peletier,_Y.-P._Chen,_P._Coelho,_J._Falc\'on-Barroso,_P._Hauschildt,_T.-O._Husser,_R._Jain,_M._Lyubenova,_L._Martins,_P._S\'anchez_Bl\'azquez,_A._Vazdekis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09129 |
星の種族モデルの堅牢な近赤外線拡張への道は、光球放射の波長範囲にわたる経験的および合成の星のスペクトルライブラリ間の対立を伴います。[...]近紫外線から近赤外線までの範囲をカバーするX-shooterSpectralLibrary（XSL）を使用すると、モデルが恒星のエネルギー分布（SED）と恒星の吸収線スペクトルを同時に再現するのにどの程度成功するかを調べることができます。この研究では、XSLの恒星スペクトルをゲッティンゲンスペクトルライブラリのPHOENIXスペクトルと比較します。比較は、Xシュータースペクトルグラフの3つのアームで別々に、およびスペクトル全体で共同で実行されます。恒星を採用する場合XSLのデータリリースDR2で公開されたパラメーターでは、モデルのSEDがTeff>5000KでのデータのSEDと一致していることがわかります。5000K未満では、SEDに大きな不一致があります。恒星パラメーターを自由に調整できるようにしておくと、SEDの満足のいく表現が約4000Kまで得られます。ただし、特に5000K未満およびUVBスペクトル範囲では、中間解像度のスペクトル特徴に関連する強い局所残差が見られます。ラインの再現間の妥協の必要性スペクトルとSEDの再現により、さまざまなスペクトル範囲で優先されるパラメーター間の分散が発生します。観察された主な傾向について説明し、ローカライズを指摘します。SEDへのこのグローバルフィットで優先されるパラメーターとDR2のパラメーターの間のオフセット。これらは、HR図（HRD）内の位置に複雑に依存します。オフセットがHRD内の位置の関数として放射補正に与える影響を推定し、これを使用して、星の種族の研究への影響について簡単に説明します。[要約]
非特異な跳ね返り宇宙論におけるエントロピー摂動を伴うソーシング曲率モード
| Title |
Sourcing_curvature_modes_with_entropy_perturbations_in_non-singular_bouncing_cosmologies |
| Authors |
Anna_Ijjas_and_Roman_Kolevatov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08249 |
宇宙マイクロ波背景放射で観測された温度変動は、断熱および/またはエントロピー物質の摂動によって引き起こされる原始曲率モードにまでさかのぼることができます。この論文では、非特異な跳ね返り宇宙論の文脈でエントロピーメカニズムを探求します。曲率モードは、「正常な終了」中、つまり、平滑化の遅い収縮フェーズが終了し、宇宙がバウンス段階に入るときに自然に生成されることを示します。ここで重要な役割は、エネルギー密度を支配し、宇宙論的跳ね返りに向けて進化を推進するようになる運動エネルギー成分によって果たされます。
統一されたフープ推測が存在しないことのさらなる証拠
ほぼ50年前にソーンによって導入されたフープ推測は、ブラックホールは質量と円周の関係$4\pi{\calM}/{\calC}\geq1$によって特徴付けられるのに対し、地平線のないコンパクトオブジェクトは特徴付けられると主張しています。反対の不等式によって$4\pi{\calM}/{\calC}<1$（ここで、${\calC}$は、すべての方位方向に自己重力コンパクトオブジェクトを飲み込むことができる最小のリングの円周です。）。最近、空間的に規則的な荷電コンパクトオブジェクトの地平線のない時空におけるこの予想の有効性の必要条件は、質量${\calM}$が巻き込み球内に含まれる質量として解釈されることであることが証明されました（漸近的に測定された総ADM質量）。本論文では、次の物理的に興味深い質問を提起します。ブラックホールと地平線のないコンパクトオブジェクトの両方に有効なフープ推測の統一バージョンを定式化することは可能ですか？この重要な問題に対処するために、カー・ニューマンブラックホールの質量対円周比の振る舞いを分析します。フープ関係の質量${\calM}$が、ブラックホールの地平線内に含まれる準局所的なEinstein-Landau-Lifshitz-PapapetrouおよびWeinbergの質量として解釈される場合、これらの帯電した回転するブラックホールが特徴付けられることを明示的に証明します。臨界未満の質量対円周比$4\pi{\calM}/{\calC}<1$による。私たちの結果は、ブラックホール時空と空間的に規則的な地平線のないコンパクトオブジェクトの両方に有効なフープ推測の統一バージョンが存在しないことの証拠を提供します。
加速され、スケーラブルで再現性のある重力波検出のための人工知能と高性能コンピューティングの合流点
| Title |
Confluence_of_Artificial_Intelligence_and_High_Performance_Computing_for_Accelerated,_Scalable_and_Reproducible_Gravitational_Wave_Detection |
| Authors |
E._A._Huerta,_Asad_Khan,_Xiaobo_Huang,_Minyang_Tian,_Maksim_Levental,_Ryan_Chard,_Wei_Wei,_Maeve_Heflin,_Daniel_S._Katz,_Volodymyr_Kindratenko,_Dawei_Mu,_Ben_Blaiszik_and_Ian_Foster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08545 |
人工知能（AI）を使用して重力波データの分析を加速する新しい方法を見つけ、開発されたモデルが簡単に再利用できるようにすることで、マルチメッセンジャー天体物理学（MMA）の新しい機会を開拓し、より幅広い使用、厳密な検証を可能にします。コミュニティによる開発モデルの共有。この作業では、最近展開されたDOEとNSFが後援するサイバーインフラストラクチャを接続することで、モデルを公開し、その後、ラップトップから高性能コンピューティングクラスターに至るまでのコンピューティングプラットフォームを使用してこれらのモデルをアプリケーションに展開する方法を示します。funcXをユニバーサル分散コンピューティングサービスとして使用して、機械学習モデルを公開するためのリポジトリであるDataandLearningHubforScience（DLHub）とHardwareAcceleratedLearning（HAL）ディープラーニングコンピューティングクラスターを接続するワークフローを開発します。次に、このワークフローを使用して、オープンソースの高度なLIGOデータでバイナリブラックホール重力波信号を検索します。このワークフローを使用すると、4つのオープンに利用可能なディープラーニングモデルのアンサンブルをHALで実行し、2017年8月の高度なLIGOデータの月全体をわずか7分で処理して、このデータセットで以前に識別された4つのバイナリブラックホールマージすべてを識別できることがわかりました。、および誤分類を報告しません。AI、分散コンピューティング、科学データインフラストラクチャの進歩を組み合わせたこのアプローチは、再現性のある高速化されたデータ駆動型重力波検出を実行するための新しい経路を開きます。
GPU加速シミュレーションからの等方性乱流における大規模および小規模ダイナモの相互作用
| Title |
Interaction_of_large-_and_small-scale_dynamos_in_isotropic_turbulent_flows_from_GPU-accelerated_simulations |
| Authors |
Miikka_S._V\"ais\"al\"a_(1),_Johannes_Pekkil\"a_(2),_Maarit_J._K\"apyl\"a_(3_and_2_and_4),_Matthias_Rheinhardt_(2),_Hsien_Shang_(1),_Ruben_Krasnopolsky_(1)_((1)_Academia_Sinica,_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Taipei,_Taiwan,_(2)_Department_of_Computer_Science,_Aalto_University,_Espoo,_Finland,_(3)_Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_G\"ottingen,_Germany,_(4)_Nordita,_KTH_Royal_Institute_of_Technology_and_Stockholm_University,_Stockholm,_Sweden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08758 |
電磁流体力学（MHD）ダイナモは、乱流が存在する多くの異なる天体物理学的状況で出現しますが、大規模（LSD）と小規模ダイナモ（SSD）の間の相互作用は完全には理解されていません。指数関数的成長段階に焦点を当てて、磁気プラントル数が1の等温MHDで等方性強制によって駆動される乱流ダイナモの体系的な研究を行いました。らせんと非らせんの両方の強制を使用して、周期領域でLSDとSSDの効果を分離しました。$\upperx250$までのレイノルズ数（Rm）が調べられ、収束チェックに複数の解像度が使用されました。グラフィックスプロセッシングユニット（GPU）での3Dステンシル計算を高速化し、ピアツーピア通信で複数のGPUを採用するように設計された、Astarothコードを使用してシミュレーションを実行しました。広く使用されているマルチCPUMHDソルバーのペンシルコードと比較して、シングルノードのパフォーマンスが$\約35$向上することがわかりました。平均化された磁場とそれらのパワースペクトルの両方から成長率を推定しました。低Rmでは、LSDの成長が支配的ですが、高Rmでは、ヘリカルと非ヘリカルの両方の強制ケースでSSDが支配的であるように見えます。純粋なSSDの成長率は、Rmの関数としての対数目盛に従います。成長段階からの磁場の確率密度関数は、中間Rmでもらせん状に強制された場合にSSDの動作を示します。二次相関近似（SOCA）のようなクロージャを使用して、平均場乱流輸送係数を推定しました。それらは直接測定されたものと同様の成長率をもたらし、$\alpha$消光の証拠を提供します。私たちの結果は、中程度のRmでLSDの成長を阻害するSSDと一致していますが、ダイナモの成長はより高いRmで強化されています。
非特異な回転ブラックホールの観測結果からのループ量子重力のテスト
| Title |
Testing_loop_quantum_gravity_from_observational_consequences_of_non-singular_rotating_black_holes |
| Authors |
Suddhasattwa_Brahma,_Che-Yu_Chen,_Dong-han_Yeom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08785 |
ループ量子重力（LQG）に、自然界で一般的に見られる回転ブラックホールモデルの欠如は、観測からのLQGのテストの進行を実質的に妨げます。シードメトリックとして非回転LQGブラックホールから始めて、改訂されたNewman-Janisアルゴリズムを使用して回転時空を構築します。回転解はどこでも特異ではなく、漸近的にカーブラックホールに還元されます。パラメータ空間のさまざまな領域で、ソリューションはi）事象の地平線のないワームホール（これは観測によってほとんど除外されます）、ii）事象の地平線の内側に空間のような遷移面を持つブラックホール、またはiii）を記述します。内側の地平線の内側に時空の遷移領域を持つブラックホール。LQGの基本的なパラメータが、このオブジェクトによって投影される影の観測的影響によってどのように制約されるかが示されています。私たちのソリューションの因果構造は、非回転シードメトリックの空間的な遷移面にのみ決定的に依存し、後者の特定の詳細にはとらわれないため、LQGの効果的な回転非特異ブラックホールの普遍的な特徴を捉えます。
暗黒物質消滅からの粒子スペクトル：物理モデリングとQCDの不確実性
| Title |
Particle_spectra_from_dark_matter_annihilation:_physics_modeling_and_QCD_uncertainties |
| Authors |
Simone_Amoroso,_Sascha_Caron,_Adil_Jueid,_Roberto_Ruiz_de_Austri,_Peter_Skands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08901 |
この講演では、暗黒物質（DM）の消滅または減衰から生じる粒子スペクトルの物理モデリングについて説明します。DMの間接検索のコンテキストでは、最終状態の生成物は、一般に、共鳴崩壊、QED/QCD放射、ハドロン化、ハドロン崩壊などの一連の複雑なプロセスを経ます。この一連のプロセスにより、安定した粒子（光子、陽電子、反陽子、ニュートリノなど）が生成され、検出器に到達する前に非常に長い距離を移動します。それらのスペクトルのモデリングには、関連する分析でしばしば無視されるいくつかの不確実性が含まれています。これらの不確実性の原因について説明し、$m_\chi\in[10、1000]\、$GeVを使用したベンチマークDMシナリオの光子エネルギースペクトルへの影響を推定します。Zenodoから完全なテーブルを取得する方法についても説明します。
| Title |
Nucleon_Structure_and_Strong_Interactions_in_Dark_Matter_Capture_in_Neutron_Stars |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_Giorgio_Busoni,_Theo_F._Motta,_Sandra_Robles,_Anthony_W._Thomas,_Michael_Virgato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08918 |
中性子星の暗黒物質捕獲率のほとんどの評価から欠落している2つの重要な効果を概説します。星の核子による暗黒物質の散乱は大きな運動量移動を伴うため、核子構造はハドロン形態因子の運動量依存性を介して考慮されなければなりません。さらに、中性子星物質の密度が高いため、核子を理想的なフェルミガスとしてモデル化するのではなく、核子の相互作用を考慮する必要があります。これらの効果を適切に組み込むと、暗黒物質の捕捉率が最大3桁抑制されることがわかります。
| Title |
Nonlinear_curvature_effects_in_gravitational_waves_from_inspiralling_black_hole_binaries |
| Authors |
Banafsheh_Shiralilou,_Tanja_Hinderer,_Samaya_Nissanke,_N\'estor_Ortiz,_Helvi_Witek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09162 |
ブラックホールの合体からの重力波（GW）は、強い場の重力の前例のないプローブを可能にします。これには、一般相対性理論の拡張におけるGWの正確な予測が必要です。量子重力パラダイムの低エネルギー限界によって動機付けられた二次重力理論のサブセットで波形を計算します。スカラーフィールドを超える曲率非線形性の新しい効果が最初に現れる最初のポストニュートン近似で作業し、GWの位相とパラメーター依存性への影響を定量化します。私たちの結果は、重力の将来の精密試験の重要な基盤を築きます。
