コンパクトなバイナリの複数の母集団を第3世代の重力波検出器でプローブする
| Title |
Probing_multiple_populations_of_compact_binaries_with_third-generation_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Ken_K._Y._Ng,_Salvatore_Vitale,_Will_M._Farr,_Carl_L._Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09876 |
第3世代（3G）重力波（GW）検出器は、$\sim30$の赤方偏移までのブラックホール連星の併合（BBH）を観測できます。これは、宇宙の歴史を通してBBHの形成と進化への前例のないアクセスを提供します。この論文では、異なる進化チャネルに由来するBBHの3つのサブポピュレーションを検討します。銀河系フィールドでの孤立した形成、球状星団での動的形成、および非常に高い赤方偏移でのポピュレーションIII（ポップIII）星から形成されたブラックホールの融合です。母集団合成分析からの入力を使用して、2つのCosmicExplorerとEinsteinTelescopeで構成される3G検出器のネットワークの2か月のシミュレーションデータを作成しました。これは、$\sim16000$フィールドとクラスターBBHおよび$\sim400$PopIIIBBHで構成されています。。まず、ノンパラメトリックモデルを使用して、合併率分布の一次ピークと二次ピークの存在と特性を推測する方法を示します。特に、ポップIIIの残骸の合併から生じる、$z\約12$付近の二次ピークの位置と高さは、$\mathcal{O}（10\％）$レベルに制限できます。次に、3つのサブ母集団の合併率の現象論的テンプレートを使用してモデル化された分析を実行し、個々の形成チャネルの合併率密度の分岐比と特性パラメーターを抽出します。このモデル化された方法を使用すると、PopIIIBBHの割合の測定の不確実性を$\lesssim10\％$に改善できますが、フィールドBBHとクラスターBBHの比率は$\sim50\％の不確実性で測定できます。$。
モックハローカタログ：ローカルハロー環境との相関関係を使用して未解決のハロープロパティを割り当てる
| Title |
Mock_halo_catalogs:_assigning_unresolved_halo_properties_using_correlations_with_local_halo_environment |
| Authors |
Sujatha_Ramakrishnan_(IUCAA),_Aseem_Paranjape_(IUCAA)_and_Ravi_K._Sheth_(UPenn) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10170 |
大規模な空の調査には、コンパニオンの大量のシミュレートされた模擬カタログが必要です。正確な宇宙論研究に偏りがないことを保証するために、銀河の特性とそれらの大規模な環境との間のこれらのモックの相関関係は現実的でなければなりません。銀河はダークマターハローに埋め込まれているため、重要な最初のステップは、ダークマターハローにそのような相関関係（アセンブリバイアスと呼ばれることもあります）を含めることです。ただし、銀河の特性は、大規模なシミュレーションでは解決に苦労しているハローの小規模な物理学と相関しています。この問題に対処し、大幅に軽減するアルゴリズムについて説明します。私たちのアルゴリズムは、ハロープロパティ$c$と中規模の潮汐環境$\alpha$の間の相関が維持されている限り、ハローアセンブリバイアスが変更されないという事実を利用しています。したがって、$\alpha$の知識は、大規模なアセンブリバイアスを正確に維持する方法で、小規模な、そうでなければ未解決のプロパティをハローに割り当てるのに十分です。これを、形成履歴（濃度$c_{\rm200b}$）、形状$c/a$、ダイナミクス$c_{v}/a_{v}$、速度異方性$\beta$などのハロー内部プロパティについて明示的に示します。角運動量（スピン$\lambda$）。私たちのアルゴリズムは、ハローの質量と数密度のシミュレーションの到達範囲を1桁増やし、30粒子のハローのバイアス信号を45％も改善することで、将来の弱いレンズ効果と赤方偏移歪みのモックのコストを大幅に削減します。研究。
頻繁な自己相互作用を伴う暗黒物質のN体シミュレーション
| Title |
N-body_simulations_of_dark_matter_with_frequent_self-interactions |
| Authors |
Moritz_S._Fischer,_Marcus_Br\"uggen,_Kai_Schmidt-Hoberg,_Klaus_Dolag,_Felix_Kahlhoefer,_Antonio_Ragagnin,_Andrew_Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10277 |
自己相互作用暗黒物質（SIDM）モデルは、コールドダークマターパラダイムで発生する小規模な問題を解決する可能性があります。シミュレーションは、天体物理学のコンテキストでSIDMを研究するための強力なツールですが、小角散乱に有利な微分断面積を研究することは数値的に困難です（光メディエーターモデルのように）。ここでは、有効な抗力に基づいて頻繁な散乱をモデル化するための新しいアプローチを紹介します。これは、N-bodyコードGadget-3に実装されています。さまざまなテスト問題で、実装が頻繁な散乱を正確にモデル化することを示します。私たちの実装は、まれな散乱と頻繁な散乱を予測するSIDMモデル間の違いを研究するために使用できます。孤立した暗黒物質ハローのコア形成と、銀河団の主要な合併をシミュレートします。相互作用がまれで頻繁なSIDMモデルは、相互にマッピングできないことがわかりました。特に、頻繁な相互作用は、等質量の合併における銀河の分布と暗黒物質の間に大きなオフセットを生み出すことができます。
$ H_0 $のソース-ダークエネルギーシナリオでの緊張
$\Lambda$CDMへの単純な$w\neq-1$拡張に焦点を当てることにより、どのエポックが$H_0$張力を発生させる可能性があるかを評価します。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データは、次の3つの方法で検討されます。$i）$完全なCMBデータ。$ii）$$l<30$の温度と分極の可能性を除く。$iii）$初期の宇宙の先駆者を押し付け、初期と後期の物理学を解きほぐします。低赤方偏移のIa型超新星と重力レンズによる時間遅延データセットを使用した共同分析{および銀河団のバリオン音響振動（BAO）データの無視}を通じて、初期宇宙のCMB事前確率を含めることは$H_0$は、低い$l$+lowEの可能性を除外しながら、緊張を穏やかに緩和します。これは、完全なCMBデータを使用した共同分析とは対照的です。$H_0$推定値に対するさまざまなCMB事前分布の影響を対比する単純な実装は、後期物理学から切り離されたときのCMBデータからの初期宇宙情報が$H_0$のより高い値と一致する可能性があることを示しています。{また、CMBデータ内の初期宇宙物理学のみを使用した初期暗黒エネルギーモデルの証拠は見つかりません。最後に、さまざまな赤方偏移範囲のBAOデータを使用して逆距離ラダー分析を実行すると、初期の宇宙の変更は、BAO銀河団データを含めるときに$H_0$張力を完全に軽減できる一方で、Ly-$r_{\rmd}\と2つのBAOデータセット間のH_0$相関の違いによる、$\alpha$BAOデータ。}したがって、$H_0$-tensionのソースを推測し、推測します。CMBとローカル推定値の間は、CMB分析内の遅い時間の物理学のモデリングに起因する可能性があります。これにより、現在の初期のCMBとローカルの遅い時間の物理学の観点ではなく、CMBの遅い時間の物理学の効果として$H_0$張力が再キャストされます。
全天ビーム畳み込みシミュレーションによるCMB実験のための周波数依存半波長板分類学の調査
| Title |
Probing_frequency-dependent_half-wave_plate_systematics_for_CMB_experiments_with_full-sky_beam_convolution_simulations |
| Authors |
Adriaan_J._Duivenvoorden,_Alexandre_E._Adler,_Matteo_Billi,_Nadia_Dachlythra,_Jon_E._Gudmundsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10437 |
全天時間領域ビーム畳み込みシミュレーションを使用して、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験のための半波長板（HWP）からの系統的効果を研究します。基準となる宇宙搭載2レンズ屈折望遠鏡の光学モデルを使用して、95GHzと150GHzを中心とするダイクロイック検出器用に最適化されたさまざまなHWP構成が原始Bモード偏光の再構成にどのように影響するかを調査します。周波数に依存するHWPの非理想性と偏光銀河ダスト放出との相互作用、およびHWPと機器ビーム間の相互作用から生じる可能性のあるバイアスに特に注意を払います。これらのシミュレーションを作成するために、公開されているbeamconvコードの機能を拡張しました。私たちの知る限り、HWPの非理想性と現実的な全天ビーム畳み込みの両方を含む最初の時間領域シミュレーションを作成します。私たちの分析は、特定のアクロマティックHWP構成が、周波数依存性の異なる空のコンポーネントで変化する重要な系統的な偏光角オフセットをどのように生成するかを示しています。私たちの分析はまた、HWPとの相互作用を考慮すると、無視できない交差偏光とサイドローブを持つ現実的なビームモデルが、場合によっては広範囲にモデル化する必要がある重要なBモード残差を引き起こすことを示しています。
機械学習技術によるBRITEデータからの可能な太陽系外惑星トランジットの検索
| Title |
Searching_for_Possible_Exoplanet_Transits_from_BRITE_Data_through_a_Machine_Learning_Technique |
| Authors |
Li-Chin_Yeh_(ICMS,_NTHU,_Taiwan),_Ing-Guey_Jiang_(CICA,_NTHU,_Taiwan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10035 |
BRITE衛星の測光光度曲線は、機械学習技術によって調べられ、近くの明るい星の周りを移動する可能性のある太陽系外惑星があるかどうかを調査しました。さまざまな通過期間に焦点を当てて、通過候補を検索するためにいくつかの畳み込みニューラルネットワークが構築されました。畳み込みニューラルネットワークは、正解率が99.7$\％$より高くなるまで、BRITE光度曲線と組み合わせた合成トランジット信号でトレーニングされました。私たちの方法は、少数の可能な通過候補に効率的につながる可能性があります。これらの10の候補のうち、HD37465およびHD186882システムの2つは、より優先度の高い将来の観測を通じて追跡されました。この研究で採用された畳み込みニューラルネットワークのコードは、http：//www.phys.nthu.edu.tw/$\sim$jiang/BRITE2020YehJiangCNN.tar.gzで公開されています。
バイナリの破片ディスク：形態と測光署名
| Title |
Debris_discs_in_binaries:_morphology_and_photometric_signatures |
| Authors |
Philippe_Thebault,_Quentin_Kral_and_Johan_Olofsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10143 |
私たちは、2つの星の間で進化するデブリベルトがコンパニオンの存在によって影響を受ける可能性があるかどうか、そしてこれが現在または将来の機器で観察できる検出可能な兆候を残すかどうかを確認することを目指しています。2つの星の間の安定限界のすぐ内側に配置された一次親体（PB）微惑星ベルトを検討し、DyCoSSコードを使用して、このPBベルトによって生成されたダストの動的および衝突進化の結合を追跡します。ベルトの質量やバイナリの質量比や軌道など、いくつかの自由パラメーターを調べます。GraTeRパッケージを使用して、2D光度マップとシステム統合SEDを作成します。以前のDyCoSS研究によって得られた予備的な結果を確認します。それは、衝突活動、バイナリ摂動、および恒星放射圧の結合効果が、2つの星の間の動的に不安定な領域に小さな粒子のハローを維持することです。さらに、いくつかの空間構造、特にPBベルトからコンパニオンスターまで伸びる単一のスパイラルアームが識別されます。また、二次星の周りのより暗く、よりコンパクトな円盤を特定します。これは、非在来種であり、不安定なハローから小さな粒子を送り出します。ハロー、スパイラルアーム、セカンダリディスクの両方が、SPHEREと同様の容量の機器によって解像度の高い画像で検出可能である必要があります。コンパニオンフリーの場合と比較すると、システム全体として小さな粒子が枯渇しています。この枯渇は、システムの統合されたSEDに痕跡を残します。これは、単一の星の周りの同じ親体ベルトよりも冷たく見えます。この新しい発見は、いくつかの未解決のバイナリディスクのSEDから派生した場所$r_{disc}$が、2つの星の間の動的に「禁止された」領域にプライマリベルトを配置する理由を説明できます。この明らかなパラドックスは、実際に過大評価による可能性があります。単一の星の場合に有効な経験的処方を使用する場合の$r_{disc}$
木星の赤道帯の水量
| Title |
The_water_abundance_in_Jupiter's_equatorial_zone |
| Authors |
Cheng_Li,_Andrew_Ingersoll,_Scott_Bolton,_Steven_Levin,_Michael_Janssen,_Sushil_Atreya,_Jonathan_Lunine,_Paul_Steffes,_Shannon_Brown,_Tristan_Guillot,_Michael_Allison,_John_Arballo,_Amadeo_Bellotti,_Virgil_Adumitroaie,_Samuel_Gulkis,_Amoree_Hodges,_Liming_Li,_Sidharth_Misra,_Glenn_Orton,_Fabiano_Oyafuso,_Daniel_Santos-Costa,_Hunter_Waite,_Zhimeng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10305 |
酸素は木星の大気中の水素とヘリウムに次いで最も一般的な元素であり、原始惑星系円盤の主要な凝縮物（水氷として）であった可能性があります。ジュノーミッションの前に、木星の水量の現場測定値は、気象学的に異常な場所に落下したガリレオプローブから取得されました。ガリレオプローブの調査結果は、プローブが死んだときに水の濃度がまだ増加していたため、決定的ではありませんでした。ここでは、最初に、北緯0度から4度までの赤道域の水量について、約0.7から30バールの圧力を調査するJunoマイクロ波放射計からの1.25から22GHzのデータに基づいて報告します。ジュノは、深層大気が緯度の関数として驚くほど変動することを発見したため、赤道の豊富さが木星の世界的な水量を表しているかどうかを確認する必要があります。赤道域での水の存在量は、$2.5_{-1.6}^{+2.2}\times10^3$ppm、またはHに対する原始太陽系酸素元素比の$2.7_{-1.7}^{+2.4}$倍であると推測されます。（1$\sigma$の不確実性）。世界的な水の豊富さを反映している場合、結果は、木星に形成された微惑星が水に富む包接水和物である可能性が低いことを示唆しています。
TNGでのGAPSプログラム。 XXX。光学高分解能分光法を使用した51〜Peg〜bからの反射光の検出なし
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG._XXX._No_detection_of_reflected_light_from_51~Peg~b_using_optical_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
G._Scandariato_(1),_F._Borsa_(2),_D._Sicilia_(1_and_3),_L._Malavolta_(1_and_3),_K._Biazzo_(4),_A._S._Bonomo_(5),_G._Bruno_(1),_R._Claudi_(6),_E.Covino_(7),_P._Di_Marcantonio_(8),_M._Esposito_(9),_G._Frustagli_(2_and_10),_A._F._Lanza_(1),_J._Maldonado_(11),_A._Maggio_(11),_L._Mancini_(5_and_12_and_13),_G._Micela_(11),_D._Nardiello_(6_and_14),_M._Rainer_(15),_V._Singh_(1),_A._Sozzetti_(5)L._Affer_(11),_S._Benatti_(11),_A.Bignamini_(8),_V._Biliotti_(15),_R._Capuzzo-Dolcetta_(16),_I._Carleo_(17),_R._Cosentino_(18),_M._Damasso_(5),_S._Desidera_(6),_A._Garcia_de_Gurtubai_(18),_A._Ghedina_(18),_P._Giacobbe_(5),_E._Giani_(15),_A._Harutyunyan_(18),_N._Hernandez_(18),_M._Hernandez_Diaz_(18),_C.Knapic_(8),_G._Leto_(1),_A._F._Mart\`inez_Fiorenzano_(18),_E._Molinari_(19),_V._Nascimbeni_(6),_I._Pagano_(1),_et_al._(4_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10435 |
高分解能分光法による太陽系外惑星の大気の分析は、太陽系外惑星の化学組成、熱構造、大気力学、軌道速度に関する情報を提供する拡大する研究分野です。この研究では、光学的高分解能分光法を使用して、太陽系外惑星51〜Peg〜bによって反射された光の検出を目指しています。惑星の昼間で反射された光を検出するために、惑星と星の間のフラックスコントラストが最大であるときに、惑星の上部結合の近くで取得された光学HARPSおよびHARPS-Nスペクトルを使用します。弱い惑星信号を検索するために、観測されたスペクトルを高いS/N恒星スペクトルと相互相関させます。利用可能なデータセットを均一に分析し、光学系の惑星と星のフラックスコントラストの上限$10^{-5}$を導き出します。惑星と星のフラックスコントラストの上限$10^{-5}$は、惑星大気の低いアルベドに変換されます（$\rmA_g\lesssim0.05-0.15$は、$の範囲の想定される惑星半径に対して\rm1.5-0.9〜R_{Jup}$、惑星の質量から推定）。
z = 1.88での大規模なゆっくりと急冷されたレンズ付き静止銀河における最近の星形成
| Title |
Recent_Star-formation_in_a_Massive_Slowly-Quenched_Lensed_Quiescent_Galaxy_at_z=1.88 |
| Authors |
Mohammad_Akhshik,_Katherine_E._Whitaker,_Joel_Leja,_Guillaume_Mahler,_Keren_Sharon,_Gabriel_Brammer,_Sune_Toft,_Rachel_Bezanson,_Allison_Man,_Erica_J._Nelson,_Camilla_Pacifici,_Sarah_Wellons,_Christina_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09864 |
この手紙では、MRG-S0851の形成経路を再構築します。これは、$z=1.883\pm0.001$にある巨大な$\logM_*/M_\odot=11.02\pm0.04$、強いレンズの赤い銀河です。。MRG-S0851のグローバル測光と空間分解された周辺は、ゆっくりと減少するか一定の星形成履歴を持つ初期の形成シナリオを意味しますが、2Dグリズム分光法と測光の共同適合はより複雑なシナリオを明らかにします：MRG-S0851は可能性が高いです進化の最後の$\sim$100Myrで内側の$\sim$1kpcに集中的に集中した若返りを経験すること。この段階で、全恒星質量の$0.5\pm0.1\％$が形成されると推定されます。$z\sim2$の巨大な銀河では、若返りのエピソードはまれであることが示唆されていますが、私たちの分析が示すように、複雑な星形成の歴史のより多くの例が既存のデータ内にまだ隠されている可能性があります。標準のUV/VJ診断にFUV色基準を追加し、それによって最近の星形成に対する感度を高めることにより、MRG-S0851と同様のスペクトルエネルギー分布を持つ銀河の集団を選択できることを示しますが、深いフォロー-これらの候補者の若返りを確実に確認するには、アップスペクトロスコピー観察および/または空間分解分析が必要です。MRG-S0851をプロトタイプとして使用した基準を使用して、$1<z<2$にある巨大な静止銀河の$\sim$1\％が潜在的に若返っていると推定します。
NGC6946の厚い円盤分子ガス分率
最近のいくつかの研究は、動的に冷たい薄い円盤とともに、銀河における厚い分子円盤の存在を強化しています。2成分分子ディスクを想定して、NGC6946のディスクを、星、HI、薄い円盤分子ガス、および垂直静水圧平衡にある厚い円盤分子ガスで構成される4成分システムとしてモデル化します。次に、静水圧平衡のポアソン-ボルツマン結合方程式を設定し、それを数値的に解いて、さまざまなバリオン成分の3次元密度分布を取得します。密度解と観測された回転曲線を使用して、分子ディスクの3次元動的モデルをさらに構築し、シミュレートされたCOスペクトルキューブとスペクトル幅プロファイルを連続的に生成します。シミュレートされたスペクトル幅プロファイルは、想定される厚いディスク分子ガスの割合が異なると、はっきりと異なることがわかります。次に、いくつかのCOスペクトル幅プロファイルが、想定されるさまざまな厚いディスク分子ガスフラクションに対して生成され、観測されたものと比較されて、最適な厚いディスク分子ガスフラクションプロファイルが得られます。NGC6946の厚い円盤の分子ガスの割合は、分子円盤全体でほぼ一定であり、平均値は$0.70\pm0.09$であることがわかります。また、NGC6946で面外分子ガスの量を推定します。全分子ガスの$\sim50\％$は中央領域で面外であるのに対し、この割合は$\sim15\％$に減少します。分子ディスクの端に。私たちの方法では、初めて、サブkpcの解像度で外部銀河の半径の関数として厚い円盤の分子ガスの割合を推定します。
LSB銀河の異常な星の種族
2つのLSB銀河F575-3とF615-1におけるCMDの新しいHSTWFC3近赤外観測を紹介します。これは、H$\alpha$放射の欠如に基づく現在の星形成がないことで注目に値します。赤色巨星分枝（RGB）、漸近巨星分枝（AGB）領域、青色巨星分枝（bMS）の上部など、近赤外CMDの主要な機能が解決されます。F575-3は、文献でCMDの中で最も青いRGBを持っており、平均金属量が非常に低いことを示しています。F615-1は異常に広いRGBおよびAGBシーケンスを持っており、金属の少ないガス、おそらく落下する物質からの星形成の複数のエピソードを示唆しています。どちらの銀河も、RGBの赤に近い異常な星の集団を持ち、典型的なAGB星よりも光度が低くなっています。これらの星は通常の光学色を持っていますが、異常な近赤外色を持っています。この星の集団は、周囲の高温ガスの円盤のために、強い近赤外過剰を伴うBe星のような局所特有の星に類似している可能性があることを示唆します。
超微弱矮小銀河でCEMP星を形成する際の微弱な集団III超新星の役割
| Title |
The_role_of_faint_population_III_supernovae_in_forming_CEMP_stars_in_ultra-faint_dwarf_galaxies |
| Authors |
Myoungwon_Jeon,_Volker_Bromm,_Gurtina_Besla,_Jinmi_Yoon,_and_Yumi_Choi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10012 |
CEMP-星なし、炭素強化金属貧弱（CEMP）星のサブセット（$\rm[C/Fe]\geq0.7$および$\rm[Fe/H]\lesssim-1$）がウルトラで発見されました-かすかな矮星（UFD）銀河、$M_{\rmvir}\sim10^8$Msunと$M_{\ast}\sim10^3-10^4$Msun、$z=0$天の川（MW）のハローで。これらのCEMP-星は、第1世代（Pop〜III）および第2世代（Pop〜II）の星の特性を反映している可能性のある局所的な化石ではありません。しかし、宇宙論的シミュレーションは、既知のCEMPの観測されたレベルの炭素増強を再現するのに苦労しました-星はありません。ここでは、$m_{\rmgas}\sim60$Msunのガス質量分解能を達成する孤立したUFDの新しい宇宙論的流体力学的ズームインシミュレーションを紹介します。CEMPの起源を理解するために、$E_{\rmSN}=0.6\times10^{51}$ergのPop〜IIIかすかな超新星（SNe）からの濃縮を含めます-星はありません。Pop〜IIIとPop〜IIの星が、それぞれCEMPとC-normal星の形成に主に関与していることを確認します。この研究の新機能として、CEMPの大部分-観測されたUFDとMWハローに星がないことは、通常の爆発エネルギーを持つPop〜IIISNeによって説明できることがわかりました（$E_{\rmSN}=1.2\times10^{51}$〜erg）およびPop〜II濃縮、ただしCEMPを生成するためにかすかなSNeも必要になる場合があります-$\rmA（Cの絶対炭素存在量に対応する$\rm[C/Fe]\gtrsim2$の星はありません）\gtrsim6.0$。さらに、CEMP（炭素比が高い星がない$\rm[C/Fe]\upperx3-4$）を作成する一方で、かすかなSNeを採用することにより、CEMP（極端なレベルの炭素を持つ星がない）を再現することは依然として困難であることがわかります。MWハローとUFDの両方で観測された、$\rmA（C）\approx7.0-7.5$の存在量。
MG1131+0456は、無線で選択された重力レンズであり、最初に知られているアインシュタインの環です。1988年に発見されたこのシステムは、リングに画像化された明るい電波源と、2.1秒角で分離された2つのコンパクトなフラットスペクトルコンポーネントで構成されています。リングは光学的に弱く（R=23.3）、近赤外線と中赤外線に向かって急上昇します（K=17.8;W2=13.4）。このシステムは、高解像度の無線イメージング、無線モニタリング、ハッブルとケックによる近赤外線イメージングなど、その間に集中的に研究されてきました。レンズ銀河はz（lens）=0.844にあります。しかし、今日まで、レンズ付き光源の分光学的赤方偏移は報告されていません。1997年のアーカイブケックデータを使用して、5438オングストロームでの単一の狭い輝線のロバストな検出を報告します。これは、z（ソース）=1.849のタイプ2クエーサーからのCIII]1909に関連付けられています。この赤方偏移の識別のサポートは、タイプ2クエーサーに典型的なCIV1549およびHeII1640に関連する弱い発光、およびアーカイブ近赤外ケック分光法における輝線の欠如に由来します。また、MG1131+0456のサイクル1チャンドラ観測を初めて提示します。これは、合計フラックスが〜1e-13erg/cm2/s、最適なカラム密度が〜3e22の2つの点光源に明確に分解されます。/cm2。eROSITAなどの低解像度X線調査から、中赤外線の光度を考慮して異常に高いX線光度を持つ線源をターゲットにすることにより、レンズ付き活動銀河核の候補を特定する新しい方法を提案します。
Gaia GraL：GaiaDR2重力レンズシステム。 VI。四重画像レンズクエーサーの分光学的確認とモデリング
| Title |
Gaia_GraL:_Gaia_DR2_Gravitational_Lens_Systems._VI._Spectroscopic_Confirmation_and_Modeling_of_Quadruply-Imaged_Lensed_Quasars |
| Authors |
D._Stern,_S._G._Djorgovski,_A._Krone-Martins,_D._Sluse,_L._Delchambre,_C._Ducourant,_R._Teixeira,_J._Surdej,_C._Boehm,_J._den_Brok,_D._Dobie,_A._Drake,_L._Galluccio,_M._J._Graham,_P._Jalan,_J._Klark,_J._F._LeCampion,_A._Mahabal,_F._Mignard,_T._Murphy,_A._Nierenberg,_S._Scarano,_J._Simon,_E._Slezak,_C._Spindola-Duarte,_J._Wambsganss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10051 |
ガイアの絶妙な角度分解能と光学光曲線およびWISE測光を組み合わせることで、ガイア重力レンズグループ（GraL）は機械学習技術を使用して、候補の強レンズクエーサーを特定し、ガイアデータリリース2から20を超える新しい強レンズクエーサーを確認しました。。この論文は、これまでのこの取り組みによって特定された12個の4重画像クエーサーについて報告しています。これは、確認された4重画像クエーサーの総数の約20％の増加です。候補者の選択、分光学的フォローアップ、およびレンズモデリングについて説明します。また、将来の調査の補助として、分光学的故障を報告します。
遠赤外線ライン診断：ほこりっぽい銀河のN / O存在量推定の改善
| Title |
Far-Infrared_Line_Diagnostics:_Improving_N/O_Abundance_Estimates_for_Dusty_Galaxies |
| Authors |
Bo_Peng,_Cody_Lamarche,_Gordon_Stacey,_Thomas_Nikola,_Amit_Vishwas,_Carl_Ferkinhoff,_Christopher_Rooney,_Catherine_Ball,_Drew_Brisbin,_James_Higdon,_Sarah_Higdon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10054 |
窒素と酸素（N/O）の存在比は、銀河の金属量の成長と星形成の歴史に密接に関係しているため、銀河の進化の重要な診断になります。N/O比の推定は、従来、消光および励起効果の影響を受ける可能性のある光ラインを使用して行われるため、N/O比は、間違いなく、遠赤外線（far-IR）微細構造ラインを介してより適切に測定されます。ここでは、[NIII]57$\mu$m/[OIII]52$\mu$mのライン比（$N3O3$で示される）が、物理的に堅牢なN/Oのプローブであることを示します。このパラメータはガス温度の影響を受けず、電子密度にわずかに依存します。電離放射線場の硬度に依存しますが、[NeIII]15.5$\mu$m/[NeII]12.8$\mu$mの線比を含めることで十分に補正されていることを示しています。メソッドを検証し、結果を光イオン化モデルと比較することにより、その固有の不確実性を特徴付けます。次に、SOFIA/FIFI-LSで得られた新しい観測値を利用可能なHerschel/PACSデータと組み合わせて使用して、近くの銀河のサンプルにこの方法を適用し、その結果を光学N/O推定値と比較します。遠赤外線と光学的に導出されたN/O比の間の体系的なオフセットの証拠を見つけます。これは、遠赤外線法が若くて密度の高いHII領域に偏っているのに対し、光学法は古いHII領域と拡散イオン化ガスに偏っていることが原因である可能性が高いと主張します。この作品は、初期の宇宙におけるISMの豊富さの研究のためのローカルテンプレートを提供します。
AGN駆動流出の複雑な構造の解明：V。40の中程度の光度のタイプ2AGNの面分光法
| Title |
Unraveling_the_complex_structure_of_AGN-driven_outflows:_V._Integral-field_spectroscopy_of_40_moderate-luminosity_Type-2_AGNs |
| Authors |
Rongxin_Luo,_Jong-Hak_Woo,_Marios_Karouzos,_Hyun-Jin_Bae,_Jaejin_Shin,_Nicholas_McConnell,_Hsin-Yi_Shih,_Yoo_Jung_Kim,_Songyoun_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10065 |
活動銀河核（AGN）からのフィードバックが、それらのホスト銀河の星形成活動を効果的に調節できるかどうかについては、現在も議論が続いています。AGNによる流出のフィードバック効果を調査するために、40の中程度の明るさ（10$^{41.5}$$<$L$_{\rm[OIII];cor}$$<$）の面分光観測を実行します。10$^{43.1}$ergs$^{-1}$）z$<$0.1のタイプ2AGN。統合された[OIII]キネマティクスで強力な流出シグネチャを示します。恒星速度分散による正規化された[OIII]速度分散の半径方向プロファイルに基づいて、運動学的流出サイズを測定し、Kang＆Woo（2018）で報告された運動学的流出サイズと光度の関係をより広い光度範囲（4桁以上）に拡張します。[OIII]光度の大きさ）。運動学的流出サイズと光度の関係の浅い傾斜は、電離光子がさらに到達できる一方で、さまざまな効果のために運動エネルギー伝達の効率がはるかに低いことを示しており、流出サイズとエネルギーの定量化における運動学的分析の重要性を示しています。流出運動学をホスト銀河の特性と比較することにより、強い流出を伴うAGNは、弱い流出を伴うAGNよりも高い星形成率と高いHIガス分率を持っていることがわかります。これらの結果は、AGN駆動の流出からの現在のフィードバックが、その効果が遅れている間、ホスト銀河の星形成を瞬時に抑制または抑制しないことを示唆しています。
天の川の棒と渦巻腕：構造と運動学
| Title |
The_Bar_and_Spiral_Arms_in_the_Milky_Way:_Structure_and_Kinematics |
| Authors |
Juntai_Shen_(Shanghai_Jiao_Tong_University)_and_Xing-Wu_Zheng_(Nanjing_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10130 |
天の川銀河は、シェクターの特徴的な光度$L_*$を持つ渦巻銀河であり、したがって、すべての渦巻銀河のハッブルシーケンスの重要なアンカーポイントです。それでも、天の川の本当の姿は何世紀にもわたってとらえどころのないままでした。私たちは、私たちの家の銀河の構造と運動学の現在の最良の理解をレビューし、太陽の視点でのCOBE画像とともに、渦巻腕のほぼすべてのコンポーネントを備えた天の川構造の更新された科学的に正確な視覚化を提示します。天の川には、強力な棒、4つの主要な渦巻腕、および以前に考えられていたよりも長くなる可能性のある追加の腕セグメント（ローカル腕）が含まれています。私たちが観測する銀河の箱型の膨らみは、ほとんどがピーナッツの形をした中央の棒で、太陽銀河の中心線から25〜30度の角度でほぼ真正面から見ています。バーは、中央のピーナッツ型の構造から、R〜5kpc付近で終わる細長い部分にスムーズに移行します。銀河バルジ/バーには、銀河の全恒星質量の約30〜40％が含まれています。恒星運動学とガス運動学の両方の動的モデリングにより、約35〜40km/s/kpcのバーパターン回転速度が得られます。これは、約160〜180Myrのバー回転周期に対応します。銀河形成の観点から、私たちの天の川はおそらく、重要な合併によって作られた「古典的な」回転楕円体の膨らみの余地がほとんどない純粋な円盤銀河であり、これが当てはまる理由はいくつかあります。
分子雲（GEMS）の気相元素存在量III。 CSケミストリーのロックを解除する：CS + O反応
| Title |
Gas-phase_Elemental_abundances_in_Molecular_cloudS_(GEMS)_III._Unlocking_the_CS_chemistry:_the_CS+O_reaction |
| Authors |
N._Bulut,_O._Roncero,_A._Aguado,_J.-C._Loison,_D._Navarro-Almaida,_V._Wakelam,_A._Fuente,_E._Roueff,_R._Le_Gal,_P._Caselli,_M._Gerinm_K._M._Hickson,_S._Spezzano,_P._Riviere-Marichalar,_T._Alonso-Albi,_R._Bachiller,_I._Jimenez-Serra,_C._Kramer,_B._Tercero,_M._Rodriguez-Baras,_S._Garcia-Burillo,_J._R._Goicoechea,_S._P._Trevi\~no-Morales,_G._Esplugues,_S._Cazaux,_B._Commercon,_J._Laas,_J._Kirk,_V._Lattanzi,_R._Martin-Domenech,_G._Mu\~noz-Caro,_J._Pineda,_D._Ward-Thompson,_M._Tafalla,_N._Marcelino,_J._Malinen,_R._Friesen,_B.M._Giuliano,_M._Agundez_and_A._Hacar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10176 |
CSは、冷たい暗い分子雲の中で最も豊富な気相S含有分子の1つです。ミリメートル波長範囲のいくつかの遷移で簡単に観察でき、銀河や外部銀河の星間物質のガス密度のトレーサーとして広く使用されています。化学モデルは、硫黄の元素存在比の宇宙値を仮定するときに、観測されたCS存在比を説明できません。CS+O->CO+S反応は、低温での関連するCS破壊メカニズムとして提案されており、モデルと観測値の不一致を説明することができます。その反応速度は150-400Kの温度で実験的に測定されていますが、より低い温度への外挿は疑わしいです。ここでは、星間物質で一般的な150K未満の温度でのCS+O反応速度を計算します。CS+Oシステムの3つの最低PESを取得するために、abinitio計算を実行しました。これらのPESは、最終的にCS+O熱反応速度を計算するためのいくつかの方法を使用して、反応ダイナミクスを研究するために使用されます。150〜400Kの理論計算の結果を、実験室で得られた結果と比較します。150〜400Kで得られた実験データと一致する、CS+O反応に関する詳細な理論的研究は、私たちのアプローチの信頼性を示しています。低温で注意深く分析した結果、10Kでの速度定数は無視できることがわかりました。これは、アレニウスの式を使用した実験データの外挿と一致しています。更新された化学ネットワークを使用して、GEMSプロジェクトの観測から決定された分子量に基づいてTMC1の硫黄化学をモデル化します。私たちのモデルでは、雲に沿った宇宙線電離率の予想される減少を考慮に入れています。硫黄の存在量の宇宙的価値を仮定すると、CSの存在量は依然として過大評価されています。
HorizonシミュレーションのETGの構造、運動学、進化におけるAGNの役割
| Title |
The_role_of_AGN_in_the_structure,_kinematics_and_evolution_of_ETGs_in_the_Horizon_simulations |
| Authors |
M._S._Rosito,_S._E._Pedrosa,_P._B._Tissera,_N._E._Chisari,_R._Dominguez-Tenreiro,_Y._Dubois,_S._Peirani,_J._Devriendt,_C._Pichon,_A._Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10182 |
フィードバックプロセスは、星形成（SF）の調節、特にLambdaCDM宇宙モデルの数値研究によって推測された初期型銀河（ETG）の消光において基本的な役割を果たすことはよく知られています。同時に、ETGは特定の基本的なスケーリング関係の影響を受けますが、ETGとETGの進化に影響を与える物理的プロセスとの関係は不明なままです。この研究は、ETGの形成と進化における活動銀河核（AGN）によるエネルギーフィードバックの影響を研究することを目的としています。特に、形態、運動学、主要なスケーリング関係の進化などの観察上の制約を再現するために、AGNフィードバックのモデリングがどの程度必要かを評価します。Horizon-AGNおよびHorizon-noAGNの宇宙論的流体力学シミュレーションは、前者のAGNフィードバックを除いて、同じ初期条件で同じ物理プロセスを含めて実行されました。同じ基準を使用して両方のシミュレーションからETGのサンプルを選択し、SFアクティビティ、運動学、スケーリング関係に関する徹底的な調査を行います。Horizon-AGNの銀河は、観測された基本的なスケーリング関係（質量平面、基本平面、質量サイズの関係）に従い、z=0でのスピンパラメーター分布の二峰性などの運動学的特徴を定性的に再現することがわかります。特定の星AGNをオンにすると、地層活動は観測範囲内になります。代わりに、AGNフィードバックがない状態で形成された銀河は、恒星の面密度が過剰な銀河群の基本平面（FP）からの逸脱や、若い銀河が存在する浅い質量サイズの関係などの観測結果との違いを示しています。恒星の年齢。要約
ドラドとそのメンバーの銀河II。 NGC1533下部構造のUVIT画像
| Title |
Dorado_and_its_member_galaxies_II._A_UVIT_picture_of_the_NGC_1533_substructure |
| Authors |
R._Rampazzo,_P._Mazzei,_A._Marino,_L._Bianchi,_S._Ciroi,_E.V._Held,_E._Iodice,_J._Postma,_E._Ryan-Weber,_M._Spavone,_M._Uslenghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10306 |
ドラドは南半球の近く（17.69Mpc）の強く進化している銀河群です。このグループの星形成を調査しています。この論文は、ドラドグループの重心の南西にある下部構造を形成するNGC1533、IC2038、およびIC2039のFUVイメージングを提供します。FUVCaF2-1UVIT-アストロサット画像は、GALEXが提供するシステムに関する知識を豊かにします。深部光学広視野、狭帯域Halpha、21cmの電波画像と組み合わせて、FUVの形態を調べ、星形成率を導き出す相互作用メカニズムの特徴を探します。FUVの光度プロファイルの形状は、3つの銀河すべてに円盤が存在することを示唆しています。FUV放射は、IC2038の光学サイズまで、NGC1533のHalphaおよびHIIの明るい特徴に対応するコンパクトな構造で検出されます。光学的対応物のないかすかなFUV放射は、NGC1533の周辺を囲むHI構造を彷彿とさせます。IC2038/2039まで拡張され、ローカルバックグラウンドノイズの上に表示されます。
KMOS $ ^ {\ rm 3D} $調査：$ 1 \ lesssim {z} \ lesssim {3} $での星形成銀河の上昇した電子密度の起源の調査
| Title |
The_KMOS$^{\rm_3D}$_Survey:_Investigating_the_Origin_of_the_Elevated_Electron_Densities_in_Star-Forming_Galaxies_at_$1\lesssim{z}\lesssim{3}$ |
| Authors |
Rebecca_L._Davies,_N._M._F\"orster_Schreiber,_R._Genzel,_T._T._Shimizu,_R._I._Davies,_A._Schruba,_L._J._Tacconi,_H._\"Ubler,_E._Wisnioski,_S._Wuyts,_M._Fossati,_R._Herrera-Camus,_D._Lutz,_J._T._Mendel,_T._Naab,_S._H._Price,_A._Renzini,_D._Wilman,_A._Beifiori,_S._Belli,_A._Burkert,_J._Chan,_A._Contursi,_M._Fabricius,_M._M._Lee,_R._P._Saglia,_and_A._Sternberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10445 |
主にKMOS$^{\rm3D}$（$0.6\lesssim{z}\lesssim）から抽出された140個の銀河のサンプルを使用して、星形成銀河の典型的な電子密度（$n_e$）の赤方偏移の進化を推進するものを調査します。{2.6}$）とSAMIからの471個の銀河（$z<0.113$）。HII領域内の平均的な状態を制約するために、AGN活動または流出の証拠を示さない銀河を選択します。4つの赤方偏移ビンでの[SII]$\lambda$6716/[SII]$\lambda$6731比の測定は、線放出材料のローカル$n_e$が187$^{+140}_{-132}から減少することを示しています。$cm$^{-3}$at$z\sim$2.2〜32$^{+4}_{-9}$cm$^{-3}$at$z\sim$0;以前の結果と一致しています。H$\alpha$の光度を使用して、各赤方偏移での星形成ディスクのボリューム全体で平均された二乗平均平方根（rms）$n_e$を推定します。局所および体積平均の$n_e$は同様の速度で変化し、ライン放出ガスの体積充填率が$0\lesssim{z}\lesssim{2.6}$全体でほぼ一定である可能性があることを示唆しています。KMOS$^{\rm3D}$銀河とSAMI銀河は、$n_e$と星形成率の間でほぼ単調な傾向をたどりますが、KMOS$^{\rm3D}$銀河は、SAMI銀河よりも体系的に高い$n_e$を持っています。星形成の主系列からのオフセットを修正しました。これは、$n_e$の進化と進化する主系列の正規化の間のリンクを示唆しています。密度進化の潜在的なドライバーを定量的にテストし、$n_e$（rms）$\simeq{n_{H_2}}$を見つけます。これは、高$z$HII領域での$n_e$の上昇が直接的な可能性があることを示唆しています。親分子雲の密度が高い結果。$n_e$は、HII領域の拡大を促進する恒星のフィードバックと、それらの拡大に抵抗する周囲圧力との間のバランスによって影響を受ける可能性があるという暫定的な証拠もあります。
NANOGrav 12。5年データセット：星間散乱遅延の監視
| Title |
The_NANOGrav_12.5-Year_Data_Set:_Monitoring_Interstellar_Scattering_Delays |
| Authors |
Jacob_E._Turner,_Maura_A._McLaughlin,_James_M._Cordes,_Michael_T._Lam,_Brent_J._Shapiro-Albert,_Daniel_R._Stinebring,_Zaven_Arzoumanian,_Harsha_Blumer,_Paul_R._Brook,_Shami_Chatterjee,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Justin_A._Ellis,_Robert_D._Ferdman,_Elizabeth_C._Ferrara,_Emmanuel_Fonseca,_Nathan_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Deborah_C._Good,_Megan_L._Jones,_T._Joseph_W._Lazio,_Duncan_R._Lorimer,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Nihan_S._Pol,_Scott_M._Ransom,_Renee_Spiewak,_Ingrid_H._Stairs,_Kevin_Stovall,_Joseph_K._Swiggum,_Sarah_J._Vigeland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09884 |
NANOGrav電波パルサータイミングプログラムで観測されたパルサーの星間シンチレーションパラメータを抽出します。各パルサーの観測エポックの動的スペクトルを使用して、シンチレーションタイムスケール、シンチレーション帯域幅、および周波数依存スケーリングを説明するストレッチアルゴリズムを使用した対応する散乱遅延の推定値を取得しました。1500MHzで28パルサー、820MHzで15パルサーのシンチレーション帯域幅を測定することができました。17個のパルサーのスケーリング動作を調べ、$-0.7$から$-3.6$の範囲のインデックスを見つけます。また、1500MHzで6つのパルサーと820MHzで7つのパルサーのシンチレーションタイムスケールを測定することができました。ほとんどのパルサーの散乱遅延測定と電子密度モデルの予測の間には公正な一致があり、この範囲外の周波数チャネルの解像度制限に起因する可能性のあるいくつかの重大な外れ値があります。パルサーと地球の中間の散乱スクリーンを仮定して、星間散乱ベースの横方向速度を導き出します。また、固有運動と星間散乱から導出された横方向速度が等しいと仮定して、散乱スクリーンの位置を計算します。散乱遅延の変動と分散測定値またはフラックス密度の変動との間に相関関係は見つかりません。散乱遅延が測定可能であったほとんどのパルサーでは、特定のエポックの到着時間の不確実性が散乱遅延測定よりも大きいことがわかります。これは、可変散乱遅延が現在、全体的なノイズバジェットで支配的であるが、数十の精度を達成するために重要であることを示しています。ns以下の。
フェルミ大面積望遠鏡によるプラズモイド駆動の$ \ gamma $線フレアの可観測性
| Title |
The_observability_of_plasmoid-powered_$\gamma$-ray_flares_with_the_Fermi_Large_Area_Telescope |
| Authors |
Manuel_Meyer,_Maria_Petropoulou,_Ian_Christie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09944 |
ブレーザーで高速の$\gamma$線変動を生成するための正確なメカニズムについては議論が続いています。相対論的粒子と磁場で満たされたプラズモイドが形成される磁気リコネクションは、これらの物体の広帯域電磁スペクトルと変動性を説明するための実行可能な候補です。最先端の磁気リコネクションシミュレーションを使用して、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）で観測される現実的な$\gamma$線光度曲線を生成します。フラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）から観測された$\gamma$線フレアとの比較により、磁気リコネクションイベントは、特に再接続層が視線とわずかにずれている場合に、同等のフラックスレベルと変動パターンにつながることがわかります。視線の近くを移動する高速プラズモイドからの放出は、FSRQの観測で証拠が見つかった分の時間スケールでの高速変動を説明する可能性があります。私たちの結果は、既存の放射伝達シミュレーションの改善と、磁気リコネクションイベントの証拠としての高速変動の専用検索の動機付けとなっています。
GRB 180418A：かすかなホスト銀河で広角の流出を伴うおそらく短いGRB
| Title |
GRB_180418A:_A_possibly-short_GRB_with_a_wide-angle_outflow_in_a_faint_host_galaxy |
| Authors |
Alicia_Rouco_Escorial,_Wen-fai_Fong,_Peter_Veres,_Tanmoy_Laskar,_Amy_Lien,_Kerry_Paterson,_Maura_Lally,_Peter_K._Blanchard,_Anya_E._Nugent,_Nial_R._Tanvir,_Dylaan_Cornish,_Edo_Berger,_Eric_Burns,_Brad_Cenko,_Bethany_E._Cobb,_Antonio_Cucchiara,_Adam_Goldstein,_Raffaella_Margutti,_Brian_Metzger,_Peter_Milne,_Andrew_Levan,_Matt_Nicholl_and_Nathan_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09961 |
Swift/BATとFermi/GBMによって発見されたGRB180418Aの残光とホスト銀河のX線およびマルチバンド光学観測を提示します。それぞれT_90〜2.56sと〜1.90sの迅速な放出の期間を導き出すGBMとBATデータの再分析を提示します。Hardness-T_90平面での1405バースト（2008-2014）のFermi/GBMカタログをモデル化すると、GRB180418Aがショートハードバーストである確率が約60％になります。Swift/XRTとChandraの観測の組み合わせから、X線の残光はバースト後約38。5日まで検出され、f_Xがt^-0.98に比例する単一のべき乗則の低下を示します。ふたご座の最近の観測では、角度オフセットが約0.16インチのかすかなr〜24.95等のホスト銀河が明らかになっています。z〜1〜1.5の赤方偏移の可能性のある範囲で、GRB180418AのX線残光光度は、同時データが存在するすべてのエポックで短いGRBと長いGRBの中間であり、GRB180418AはE_に近いことがわかります。（{\gamma}、peak）-短いGRBのE_（{\gamma}、iso）相関。標準のシンクロトロンモデルを使用して多波長残光をモデル化し、バースト爆発特性を導き出し、{\theta}_j=>9-14度のジェット開口角を見つけます。GRB180418Aが中性子星合体に由来する短いGRBである場合、それは非常にかすかなホスト銀河とともに最も明るく長寿命の残光の1つを持っています。代わりに、イベントが大規模な星の崩壊に起因する長いGRBである場合、それは最も低い光度の残光の1つであり、硬度-T_90およびE_（{\gamma}、peak）-E_（の点で独特の空間にあります。{\gamma}、iso）平面。
中央電源を備えた超新星噴出物の2D放射流体力学シミュレーション
中心エネルギー源で膨張する超新星噴出物の二次元放射流体力学シミュレーションの結果を提示します。以前の多次元流体力学シミュレーションで示唆されたように、十分に強力な中央エネルギー源は、拡大する超新星噴出物を吹き飛ばすことができ、噴出物内の層状層の効率的な混合につながります。エネルギー注入は、噴出物の中心に埋め込まれた風星雲からの非熱放射の形で実現されると仮定します。イジェクタでの多次元混合が、注入された非熱放射がイジェクタから逃げるのを助けることがわかりました。非熱放射が噴出物によって吸収されると、それは明るい熱放射に変換されるか、超新星噴出物の運動エネルギーとして消費されます。光子拡散タイムスケールと同様の注入タイムスケールを持つ中央エネルギー源が、注入エネルギーの熱放射への効率的な変換を実現することを発見しました。一方、急速なエネルギー注入は、明るい熱放射を引き起こすのではなく、噴出物を加速することになります。この顕著な違いは、幅の広いIcや超高輝度超新星を含む高エネルギー超新星の多様性を説明する可能性があります。
eROSITAによってXMMUJ053108.3-690923から観測された高速フレアリング：大マゼラン雲における超巨星高速X線過渡現象
| Title |
Fast_flaring_observed_from_XMMU_J053108.3-690923_by_eROSITA:_a_supergiant_fast_X-ray_transient_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
C._Maitra,_F._Haberl,_G._Vasilopoulos,_L._Ducci,_K.Dennerl,_S._Carpano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10100 |
超巨星高速X線トランジェント（SFXT）は、X線領域の極端な変動を特徴とする超巨星高質量X線連星（HMXB）システムの独特なクラスです。現在のモデルでは、これは主に、中性子星のスピンと磁場を含むゲーティングメカニズムと相まって、恒星風の塊状の性質に起因しています。大マゼラン雲の中の超巨星HMXBXMMUJ053108.3-690923のX線特性を調べて、その性質を理解しました。XMMUJ053108.3-690923のeROSITAおよびXMM-Newtonデータの詳細な時間およびスペクトル分析を実行しました。以前に報告された推定脈動を高い信頼性で確認し、超巨星と一緒に軌道上にある中性子星としての性質を証明します。eROSITA光度曲線に見られるフレアの形で光源の非常に変化しやすい性質を識別します。ソースフラックスは、3桁を超える合計ダイナミックレンジを示します。これは、SFXTとしての性質を確認するものであり、銀河外のHMXBからの最初の直接的な証拠であり、光度が非常に高く、高速です。フレアの振る舞い。フレアのピーク時に硬度比が最小になり、その後すぐに急激に増加するフレア間隔で硬度比の変化を検出します。これは、ピークおよびオフフレア間隔で実行されたスペクトル分析の結果によっても裏付けられています。このシナリオは、XMMUJ053108.3-690923の超巨星風に高密度の構造が存在することと一致しており、フレアのピークで塊状の媒体が光イオン化され、光電吸収が低下します。さらに、スピン平衡条件を仮定して、媒体の凝集性と中性子星の磁場の推定値を提供します。
| Title |
New_equation_of_state_involving_Bose-Einstein_condensate_of_antikaon_for_supernova_and_neutron_star_merger_simulations |
| Authors |
Tuhin_Malik,_Sarmistha_Banik,_and_Debades_Bandyopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10127 |
コア崩壊超新星と中性子星合体シミュレーションのために、$K^{-}$中間子のボーズ-アインシュタイン凝縮を含む新しい状態方程式表を計算します。不均一物質の核子と相互作用する核子は、排除体積効果を含む核統計平衡モデルの拡張バージョンで説明されていますが、高密度の均一物質は、密度依存結合を伴う相対論的ハドロン場理論で扱われます。状態方程式テーブルは、広範囲の密度（$10^{-12}$から$\sim1$fm$^{-3}$）、正電荷の割合（0.01から0.60）、および温度（0.1から158.48MeV）。アンチカオン凝縮物の影響は、さまざまな熱力学的量、たとえばバリオンあたりの自由エネルギー、バリオンあたりのエントロピー、圧力、および物質の組成について調査されます。さらに、アンチカオン凝縮の臨界温度と物質の状態図もこの記事で研究されています。
FASTで観測されたPSRB1929 +10の周期的およびフェーズロック変調
| Title |
Periodic_and_Phase-locked_Modulation_in_PSR_B1929+10_Observed_with_FAST |
| Authors |
F._F._Kou,_W._M._Yan,_B._Peng,_J._G._Lu,_K._Liu,_C._M._Zhang,_R._G._Strom,_L._Wang,_J._P._Yuan,_Rai_Yuen,_Y._Z._Yu,_J._M._Yao,_B._Liu,_J._Yan,_P._Jiang,_C._J._Jin,_D._Li,_L._Qian,_Y._L._Yue,_Y._Zhu_(The_FAST_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10156 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）での観測に基づいて、PSRB1929+10の詳細な単一パルス分析を示します。メインパルスとインターパルスは、パルサーの自転周期（$P$）の$\sim12$倍の周期で変調されていることがわかります。$\sim12P$変調は、系統的なドリフトではなく、周期的な振幅変調として確認されます。IPの周期的振幅変調は、MPの弱い先行コンポーネント（MP_I）のそれと反相関していることがわかりますが、MPの最初の2つのコンポーネント（MP_II）のそれと相関しており、変調パターンがIPとMPはフェーズロックされています。さらに興味深いのは、MP_IIの変調がIPの変調よりも約1P遅れていることです。さらに、FASTによる高感度観測により、MPとIPの間に弱い発光が存在することが明らかになりました。さらに、IPとMPの分離が無線周波数に依存しないことを確認します。上記の結果はパルサー理論の難問であり、現在のパルサーモデルでは十分に説明できません。したがって、FASTで観測された結果は、パルサー放出の構造と中性子星の磁気圏を調べる機会を提供します。
| Title |
Spritz:_General_Relativistic_Magnetohydrodynamics_with_Neutrinos |
| Authors |
Federico_Cipolletta,_Jay_Vijay_Kalinani,_Edoardo_Giangrandi,_Bruno_Giacomazzo,_Riccardo_Ciolfi,_Lorenzo_Sala,_Beatrice_Giudici |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10174 |
ここでは、公開されている一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）コード$\texttt{Spritz}$の新しいバージョンを紹介します。これには、ニュートリノの冷却と加熱を処理できるおおよそのニュートリノ漏れスキームが含まれています。リークスキームは、公開されている$\texttt{ZelmaniLeak}$コードに基づいていますが、$\texttt{Spritz}$を適切に操作するためにいくつかの変更が加えられています。磁場の有無にかかわらず実行される一般相対論的テストの大規模なバッテリーとともに、関連する方程式、物理的仮定、および実装された数値手法について説明します。私たちのテストは、ニュートリノ漏れスキームの正しい実装を示し、ニュートリノ処理のさらなる改善と磁化された二元中性子星合体への最初の応用への道を開きます。また、流体力学的量をより正確に進化させるための高次メソッドの$\texttt{Spritz}$コードでの実装についても説明します。
2019dsgでの潮汐破壊現象における降着円盤の冷却と狭い吸収線
| Title |
Accretion_disc_cooling_and_narrow_absorption_lines_in_the_tidal_disruption_event_AT_2019dsg |
| Authors |
G._Cannizzaro,_T._Wevers,_P._G._Jonker,_M._A._P\'erez-Torres,_J._Moldon,_D._Mata-S\'anchez,_G._Leloudas,_D._R._Pasham,_S._Mattila,_I._Arcavi,_K._Decker_French,_F._Onori,_C._Inserra,_M._Nicholl,_M._Gromadzki,_T.-W._Chen,_T._E._M\"uller-Bravo,_P._Short,_J._P._Anderson,_D._R._Young,_K._C._Gendreau,_Z._Arzoumanian,_M._L\"owenstein,_R._Remillard,_R._Roy,_D._Hiramatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10195 |
低から高解像度の光学分光法、X線、および電波観測に焦点を当てた、潮汐破壊現象（TDE）\dsgの大規模な多波長追跡キャンペーンの結果を示します。銀河は質量$\rm（5.4\pm3.2）\times10^6\、M_\odot$の超大質量ブラックホールをホストしており、注意深い分析では活動銀河核の存在の証拠は見つかりません。代わりにTDEホスト銀河です。は、星形成活動から生じる可能性が高い狭い光輝線を示しています。トランジェントは、X線、ラジオ、UV、および光学系で発光します。X線放射は$\sim$125日後に検出されなくなり、無線光度密度は5.4GHzを超える周波数で$\sim$180日で減衰し始めます。TDEの輝線シグネチャは、トランジェントの発見から最大$\sim$250日後に存在します。中解像度から高解像度のスペクトルは、自己重力デブリストリームに由来することを提案する吸収線の痕跡を示しています。遅い時間に、$\sim$200日後、細いFe線がスペクトルに現れます。TDEは以前はN-strongとして分類されていましたが、ホスト銀河の恒星の寄与を注意深く差し引いた後、OBowen線が検出されたとしても、TDEスペクトルにこれらのN線の証拠は見つかりません。X線放射の観測された特性は、冷却降着円盤の内部領域の検出と完全に一致しています。光学的および無線特性は、低い傾斜で見られる（つまり、極から見た）この中央エンジンと一致しています。
H.E.S.S.によるPKS1510-089での超高エネルギーガンマ線フレアの突然の停止の観測と2016年5月のMAGIC
| Title |
Observation_of_a_sudden_cessation_of_a_very-high-energy_gamma-ray_flare_in_PKS_1510-089_with_H.E.S.S._and_MAGIC_in_May_2016 |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration,_H._Abdalla,_R._Adam,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_C._Arcaro,_C._Arm,_T._Armstrong,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_A._Barnacka,_M._Barnard,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_S._Bonnefoy,_M._de_Bony_de_Lavergne,_J._Bregeon,_M._Breuhaus,_F._Brun,_P._Brun,_M._Bryan,_M._B\"uchele,_T._Bulik,_T._Bylund,_S._Caroff,_A._Carosi,_S._Casanova,_T._Ch,_S._Ch,_A._Chen,_G._Cotter,_M._Cury{\l}o,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_I.D._Davids,_J._Davies,_C._Deil,_J._Devin,_P._deWilt,_L._Dirson,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_A._Donath,_V._Doroshenko,_J._Dyks,_K._Egberts,_F._Eichhorn,_S._Einecke,_G._Emery,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_M._Filipovic,_et_al._(372_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10254 |
フラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）PKS1510-089は、その複雑な多波長動作で知られており、非常に高いエネルギー（VHE、$E>100\、$GeV）$\gamma$-で検出された数少ないFSRQの1つです。光線。H.E.S.S.によるVHE$\gamma$線観測2016年5月下旬から6月上旬にかけてのMAGICにより、前例のないフレアが検出されました。これにより、このソースのVHE$\gamma$線の夜間変動が初めて明らかになりました。$1.5\、$hrの一般的な変動タイムスケールが見つかりましたが、フレアの終わり近くに有意な偏差があり、$\sim20\、$minのタイムスケールがイベントの停止を示しています。ピークフラックスは、低レベルの放射をほぼ2桁上回っています。曲率は、PKS1510-089のVHE$\gamma$線スペクトルで初めて検出されました。これは、銀河系外の背景光による吸収によって完全に説明されています。ATOMを使用した光学Rバンド観測では、詳細なフラックスの変化がVHEの右曲線とは異なりますが、$\gamma$線フレアの対応物が明らかになります。興味深いことに、VHEフレアの停止と同時に急激なフラックスの減少が観察されます。高エネルギー（HE、$E>100\、$MeV）$\gamma$線バンドでは、Fermi-LATで中程度のフラックス増加のみが観察されますが、HE$\gamma$線スペクトルは最大で大幅に硬化します。1.6のフォトンインデックス。$\gamma$線スペクトルでのブロードライン領域（BLR）吸収特性の検索は、発光領域がBLRの外側にあることを示しています。ラジオVLBI観測は、フレアの前後に立っているジェット機能と相互作用する動きの速い結び目を明らかにします。スタンディングフィーチャーはブラックホールから$\sim50\、$pcに位置しているため、フレアの放出領域はブラックホールからかなり離れた位置にある可能性があります。この相関関係が実際に当てはまる場合、VHE$\gamma$線は、乱流プラズマが定常衝撃波と交差するジェットのはるか下で生成されています。
中性子星クラストにおける超流動ダイナミクス：Iordanskii力と化学ゲージ共分散
中性子星の超流動内部地殻の相対論的力学の幾何学的導出を提示します。結果として得られるモデルは、有限温度での単一成分超流動のHall-Vinen-Bekarevich-Khalatnikov流体力学に類似していますが、中性子の一部が原子核内の陽子の運動にロックされているという事実に特に注意を払う必要があります。。これにより、モデルが構築される2つの電流（通常の電流と超流動電流）の定義にあいまいさが生じます。これは、理論の化学ゲージの自由度として現れる問題です。流体力学モデルの化学ゲージ共変を保証するために、量子化された渦の現象論的運動方程式には、超流動ヘリウムの文脈で説明されているIordanskii力の相対論的バージョンである余分な横力が含まれている必要があります。したがって、Langloisらの相互摩擦モデルを拡張します。（1998）このIordanskiiのような力の存在の可能性を説明するため。さらに、超流動ヘリウムおよび中性子星におけるIordanskii力の存在に関する（まだ完全には解決されていない）論争のより良い理解は、文献に存在する異なる互換性のない結果が関係することを考慮することによって達成される可能性があることを提案します。流体システムの2つの反対の動的レジームに。
非常に変化しやすい活動銀河核のクラスであるブレーザーは、孤立した$\gamma$線フレアを示すことがあります。$\gamma$線エネルギーでのみ高フラックスを持つこれらのフレアは、低エネルギーでのフラックスの有意な変動を示しません。3つの$\gamma-ray$ブレーザー、3C273、PKS1510-089、3C279からのこれらの孤立した$\ガンマ$線フレアの時間的およびスペクトルプロファイルと、それらの同時広帯域放射を詳細に研究します。孤立した$\gamma$線フレアの変動タイムスケールは$（0.96\pm0.28）$日、$（3.12\pm2.40）$時間、$（2.16\pm0.72）$時間であることがわかります。それぞれ、3C273、PKS1510-089、および3C279の場合。これらのフレア中の広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）は、2つの放出領域からのレプトンモデルでモデル化されています。このモデルは、孤立した$\gamma$線フレアが、最初の領域であるブロードライン領域またはダストトーラスからのシード光子による相対論的電子の逆コンプトン散乱に起因している可能性があることを示唆しています。ジェットのさらに下にある2番目に広い領域は、X線と電波の放射の原因となる可能性があります。3つのソースのジェットにおけるこれらの放出領域の可能な位置は、SEDモデリングから推定されています。
国際宇宙ステーションの高エネルギー電子望遠鏡を使用した、10 GeV $ / n $から2.2TeV $ / n
$までの宇宙線炭素および酸素スペクトルの直接測定
| Title |
Direct_Measurement_of_the_Cosmic-Ray_Carbon_and_Oxygen_Spectra_from_10_GeV$/n$_to_2.2_TeV$/n$_with_the_Calorimetric_Electron_Telescope_on_the_International_Space_Station |
| Authors |
O._Adriani,_Y._Akaike,_K._Asano,_Y._Asaoka,_M._G._Bagliesi,_E._Berti,_G._Bigongiari,_W.R._Binns,_M._Bongi,_P._Brogi,_A._Bruno,_J._H._Buckley,_N._Cannady,_G._Castellini,_C._Checchia,_M._L._Cherry,_G._Collazuol,_K._Ebisawa,_H._Fuke,_S._Gonzi,_T._G._Guzik,_T._Hams,_K._Hibino,_M._Ichimura,_K._Ioka,_W._Ishizaki,_M._H._Israel,_K._Kasahara,_J._Kataoka,_R._Kataoka,_Y._Katayose,_C._Kato,_N._Kawanaka,_Y._Kawakubo,_K._Kobayashi,_K._Kohri,_H._S._Krawczynski,_J._F._Krizmanic,_J._Link,_P._Maestro,_P._S._Marrocchesi,_A._M._Messineo,_J._W._Mitchell,_S._Miyake,_A._A._Moiseev,_M._Mori,_N._Mori,_H._M._Motz,_K._Munakata,_S._Nakahira,_J._Nishimura,_G._A._de_Nolfo,_S._Okuno,_J._F._Ormes,_N._Ospina,_S._Ozawa,_L._Pacini,_F._Palma,_P._Papini,_B._F._Rauch,_S._B._Ricciarini,_K._Sakai,_T._Sakamoto,_M._Sasaki,_Y._Shimizu,_A._Shiomi,_R._Sparvoli,_P._Spillantini,_F._Stolzi,_S._Sugita,_J._E._Suh,_A._Sulaj,_M._Takita,_T._Tamura,_T._Terasawa,_S._Torii,_Y._Tsunesada,_Y._Uchihori,_E._Vannuccini,_J._P._Wefel,_K._Yamaoka,_S._Yanagita,_A._Yoshida,_K._Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10319 |
本稿では、2015年10月から2019年10月までの国際宇宙ステーションでの高エネルギー電子ガンマ線（CALET）による観測に基づいた宇宙線中の炭素と酸素のエネルギースペクトルの測定を紹介します。体系的な詳細な評価を含む分析不確実性、および結果が報告されます。エネルギースペクトルは、核子相互作用の長さに対応する総厚の全熱量測定装置を使用して、10GeV$/n$から2.2TeV$/n$までの核子あたりの運動エネルギーで測定されます。観測された炭素と酸素のフラックスは、$>3\sigma$の有意性で確立された約200GeV$/n$のスペクトルインデックスの変化を示しています。それらは同じエネルギー依存性を持ち、25GeV$/n$を超えると一定のC/Oフラックス比$0.911\pm0.006$になります。スペクトル硬化はAMS-02で測定されたものと一致していますが、フラックスの絶対正規化は約27％低くなっていますが、PAMELA分光計や熱量測定バルーン搭載実験CREAMなどの以前の実験からの観察結果と一致しています。
核対称エネルギーのマルチメッセンジャープローブとしての共鳴粉砕フレア
| Title |
Resonant_Shattering_Flares_as_Multimessenger_Probes_of_the_Nuclear_Symmetry_Energy |
| Authors |
Duncan_Neill,_William_G._Newton_and_David_Tsang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10322 |
飽和密度に近い核対称エネルギーの振る舞いは、高密度核物質を理解するために重要です。この密度依存性は、核対称エネルギーと核飽和密度で評価されたその導関数によってパラメータ化できます。この研究では、中性子星のコア-クラスト界面モードが、クラスト内の（密度加重）せん断速度を通じてこれらのパラメーターに敏感であることを示します。これは、高密度物質の対称エネルギープロファイルに依存します。。中性子星四重極（$\ell=2$）クラストコアインターフェースモードが、共鳴粉砕フレア（RSF）をトリガーするために、そのバイナリパートナーの潮汐場によって駆動されなければならない周波数を計算します。中性子星合体からのRSFと重力波チャープの同時マルチメッセンジャータイミングにより、現在の核実験からのものと競合する対称エネルギーパラメータに強い制約を課すことができることを示します。
MAXIJ1348-630のタイプBQPOの2成分コンプトン化モデル
| Title |
A_two-component_Comptonisation_model_for_the_type-B_QPO_in_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
Federico_Garc\'ia_(1),_Mariano_M\'endez_(1),_Konstantinos_Karpouzas_(1),_Tomaso_Belloni_(2),_Liang_Zhang_(3)_and_Diego_Altamirano_(3)_((1)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_NL_(2)_INAF-Brera,_IT_(3)_University_of_Southampton,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10354 |
X線で観測された高速変動のスペクトルタイミング分析は、ブラックホール連星の降着/放出流の物理的および幾何学的特性を研究するための強力なツールです。タイプBの準周期的振動（QPO）の起源は、主にソフト中間状態のブラックホール候補で観察され、相対論的ジェットから生じる放出に関連しています。この状態では、X線スペクトルは、付加ディスクによる軟熱黒体のような放出、鉄の輝線（6〜7keVの範囲）、およびコロナまたは相対論的ジェット自体のホットエレクトロンによる軟光子源の逆コンプトン散乱。MAXIJ1348-630のスペクトルタイミング特性は、NICER天文台で得られた観測を使用して最近研究されました。データは、約4.5Hzで強いタイプBQPOを示し、エネルギーとともに分数rms振幅が増加し、2〜2.5keVの基準帯域に対して正の遅れがあります。コンプトン化されたX線束の正弦波コヒーレント振動とQPO周波数でのコロナの物理パラメータを想定する可変コンプトン化モデルを使用して、このQPOのエネルギー依存の二乗平均平方根振幅と位相遅れを同時に適合させます。2つの物理的に接続されたComptonisation領域が、0.8〜10keVの全エネルギー範囲でQPOの放射特性をうまく説明できることを示します。
高エネルギー宇宙粒子
高エネルギー宇宙粒子の分野における知識の状況のレビューが提示されます。スペクトル、到着方向の分布、および組成の測定値が、宇宙線の起源とその伝搬を理解するためのいくつかの意味とともに要約されています。銀河系外起源の粒子に対応する超高エネルギー範囲に特に重点が置かれています。
単眼モードでTALE検出器で観測された2PeVと2EeVの間の宇宙線組成
| Title |
The_Cosmic-Ray_Composition_between_2_PeV_and_2_EeV_Observed_with_the_TALE_Detector_in_Monocular_Mode |
| Authors |
Telescope_Array_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10372 |
望遠鏡アレイ低エネルギー拡張（TALE）空気蛍光検出器（FD）による宇宙線組成の測定について報告します。TALEFDは、宇宙線（CR）によって誘発された大規模な空気シャワーからの空気蛍光光に加えてチェレンコフ光信号を利用することにより、$\sim2$PeVから1を超えるエネルギーで宇宙線の特性を測定できます。EeV。この論文では、このエネルギー範囲で観測されたシャワーの$X_{\rmmax}$分布の測定結果を示します。この調査では、$\sim4$年の期間にわたって収集されたデータを分析しました。結果として得られる$X_{\rmmax}$分布は、さまざまな組成を持つ一次宇宙線のモンテカルロ（MC）シミュレーションデータ分布と比較され、4成分近似が実行されます。比較と適合は、測定されたエネルギーの全範囲にまたがる、$\log_{10}（E/{\rmeV}）$の幅0.1または0.2のエネルギービンに対して実行されます。また、$10^{15.8}$eVを超えるエネルギーを持つ宇宙線のエネルギーの関数としての平均$X_{\rmmax}$値を調べます。$10^{17.3}$eV未満では、データのエネルギー（伸び率）の関数としての平均$X_{\rmmax}$の傾きは、モデル内のすべての要素の傾きよりも大幅に小さく、このエネルギー範囲のエネルギーでは、組成が重くなります。これは、銀河系の発生源からのイベントの剛性に依存するカットオフと一致しています。最後に、$X_{\rmmax}$の伸び率の増加は、$10^{17}$eVのすぐ上のエネルギーで観察され、宇宙線の組成に別の変化があることを示しています。
謎めいた高速電波バーストの理解の進歩
10年足らずで、高速電波バーストは、単一の議論された好奇心から、確立されたホスト銀河とエネルギースケールを持つ多様な銀河系外の集団になりました。広範囲のモデルが実行可能なままですが、FRBの中央エンジンは、これらの銀河系外バーストの銀河系アナログの最近の発見によって確認されたように、エネルギッシュな若いマグネターを含む可能性があります。ここでは、これらの謎めいたイベントの観測における最近の急速な進歩、それらの中央エンジンの理解、および銀河間媒体のプローブとしてのそれらの使用に焦点を当てて、高速電波バーストの簡単な紹介レビューを提供します。すべてのFRBのメカニズムと分類に関する判断が急がれることには注意が必要です。現時点では、主要な中央エンジンが1つ存在する可能性があり、電波バーストが多くの異なるメカニズムによって生成される一般的な機能である可能性もあります。また、銀河ハローと銀河ハローのモデリングを改善することの重要性を強調します。そうしないと、FRBのすべての視線に系統的なエラーが発生します。高速電波バーストによる科学の未来は明るいように見えます。
天の川の孤立したブラックホールの多波長検出可能性
| Title |
Multi-wavelength_detectability_of_isolated_black_holes_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Francesca_Scarcella,_Daniele_Gaggero,_Riley_Connors,_Julien_Manshanden,_Massimo_Ricotti,_Gianfranco_Bertone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10421 |
私たちの銀河の孤立したブラックホールは、これまでのところ検出を逃れてきました。ここでは、局所領域と中央分子ゾーンの両方の分子雲から星間ガスを降着させる、孤立した恒星質量天体物理学的ブラックホールの検出可能性に関する包括的な研究を紹介します。数値シミュレーションに裏打ちされた降着物理学の最先端モデルを採用し、さまざまなパラメータの関数として、電波帯域とX線帯域の両方で観測可能な線源の数を研究します。特に、銀河の中央領域にある明るいX線源の数の予測に対する天体物理学的不確実性の影響について説明します。最後に、無線領域の将来の開発を検討し、銀河にガスを降着させる天体物理学的ブラックホールの集団を検出するSKAの可能性を評価します。
ESOのExposureTime Calculator 2.0
LaSillaParanalObservatoryのユーザーは、ESO露出時間計算機（ETC）を使用して観測を準備する必要があります。PythonバックエンドとAngularベースのフロントエンドに基づいてETCを最新化するプロジェクトがESOで開始されました。ETC2.0には、結果を自動化された品質管理ループに含め、フェーズ1の提案準備ツールとフェーズ2の観察準備ツール、ESOサイエンスアーカイブ、およびによって実行されるスクリプトと通信できるようにするプログラムインターフェイスがあります。外部ユーザーまたは機器。ETC2.0の最初のバージョンは4MOST機器用にリリースされており、今後数年間ですべての新しいLaSilla、VLT、およびELT機器用にさらにバージョンがリリースされる予定です。現在のLaSillaおよびVLT機器のETCも段階的に移行され、機器の説明が改善されます。
分光フラットフィールドは、高精度のCCDゲインおよびノイズテストに使用できます
CCDカメラの基本的なパラメータの1つは、そのゲイン、つまり、出力アナログデジタルユニット（ADU）ごとに検出された電子の数です。これは通常、実質的な領域でほぼ一定のレベルの一連のフラットフィールド露光から統計的分散を見つけ、フォトン（ポアソン）ノイズの分散が平均に等しいという事実を利用して決定されます。しかし、CCDが多数の光ファイバーによって供給される分光機器に取り付けられている場合、またはエシェル形式の場合、広い領域にわたって一定の照明を得ることができなくなります。ここでは、選択した小さな領域を処理する代わりに、分光学的「フラットフィールド」での信号レベルの幅広い変動を使用して、CCDゲインの正確な値を取得できることを示します。必要なのは、一致する露出のペア（異なるノイズの実現において）。ゲインがわかれば、CCD読み出しノイズ（電子単位）はバイアスフレームのペアから簡単に見つかります。2つのフラットフィールドでの画像の空間的安定性は重要ですが、マイナーシフトの修正は可能であることが示されていますが、さらなる分析が犠牲になります。
最も近い天王星型惑星である天王星または海王星へのミッションの鍵
| Title |
Keys_of_a_Mission_to_Uranus_or_Neptune,_the_Closest_Ice_Giants |
| Authors |
Tristan_Guillot_(LAGRANGE),_Jonathan_Fortney,_Emily_Rauscher,_Mark_S._Marley,_Vivien_Parmentier,_Mike_Line,_Hannah_Wakeford,_Yohai_Kaspi,_Ravit_Helled,_Masahiro_Ikoma,_Heather_Knutson,_Kristen_Menou,_Diana_Valencia,_Daniele_Durante,_Shigeru_Ida,_Scott_J._Bolton,_Cheng_Li,_Kevin_B._Stevenson,_Jacob_Bean,_Nicolas_B._Cowan,_Mark_D._Hofstadter,_Ricardo_Hueso,_Jeremy_Leconte_(LAB),_Liming_Li,_Christoph_Mordasini,_Olivier_Mousis,_Nadine_Nettelmann,_Krista_Soderlund,_Michael_H._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09863 |
天王星と海王星は「天王星型惑星」の原型であり、銀河系で最も一般的な惑星の一種です。それらは、太陽系の内外に水素大気がある惑星の大気力学と構造を理解するための鍵を握っています。しかし、それらは太陽系の最後の未踏の惑星でもあります。それらの大気は活発であり、嵐は非常に豊富で光学的厚さが低いときに発生するメタン凝縮によって促進されると考えられています。これは、位置と深さの関数として温度とメタンの存在量をマッピングすることで、対流が表面のない大気と周囲の空気より重い凝縮物でどのように組織化されるかを知ることができることを意味します。これらの大気の空間的および時間的変動性のために、オービターが必要です。プローブは、遠隔観測に固有の曖昧さを取り除くための参照大気プロファイルを提供します。また、太陽系の惑星形成の歴史を再構築するために使用できる希ガスの存在量を測定します。最後に、惑星の重力と磁場のマッピングは、惑星の地球規模の構成、大気のダイナミクス、構造、および進化を制約するために不可欠です。天王星や海王星の探査は、これらの惑星を理解するために不可欠であり、木星、土星、および水素大気を伴う多数の太陽系外惑星で得られたデータを制約および分析するための鍵にもなります。
アポダイズされた瞳孔のLyotコロナグラフ設計のための対称性と漸進的な改良の活用
最新のコロナグラフ設計は、ますます多くの計算リソースを必要とする高度な大規模最適化プロセスに依存しています。この論文では、アポダイズされた瞳孔リオコロナグラフ（APLC）の設計に限定します。将来の巨大宇宙望遠鏡用のAPLC設計を作成するには、望遠鏡の瞳孔のセグメントギャップなどのすべての小さな特徴を解決するために、アポダイザーの細かいサンプリングが必要です。さらに、コロナグラフは広帯域光で動作し、Lyotストップの小さなずれに鈍感である必要があります。将来の設計では、低次収差と有限の恒星直径の受動的抑制を含めたいと考えています。このような最適化のメモリ要件は、問題のマトリックスだけで数テラバイトを超えます。したがって、変数と制約の数を減らして、問題の行列のサイズを最小限に抑えたいと考えています。瞳孔とLyotストップの対称性が完全な最適化問題でどのように表現されるかを示し、変数と制約の両方を削除できるようにします。各ミラー対称性により、問題のサイズが4分の1に減少します。次に、高解像度の事前設定として低解像度の最適化を使用するプログレッシブリファインメントを紹介します。これにより、高解像度の最適化から変数の大部分を削除できます。これら2つの改善を合わせると、必要なコンピュータメモリは最大256分の1になり、それに応じて速度が向上します。これにより、焦点面マスクの位相空間とLyot-stopジオメトリのより詳細な調査が可能になり、Lyot-stopのミスアライメントに対する感度のシミュレーションが容易になります。さらに、アポダイザーは、ネイティブで製造された解像度で最適化できるようになりました。
補償光学の原子遷移
この論文では、中層金属Na、Fe、Mg$^+$、Si$^+$、Ca$^+$、K、および非金属種N、N$^+を含む上層大気の原子とイオンについて概説します。$、O、H、天文補償光学の可能性を考慮。NaとFeは、多色レーザーガイド星を作成するための最良の候補であり、2つの波長での励起によって到達できる遷移から最も強いリターンが得られます。Ca$^+$とSi$^+$は強い可視光遷移を持っていますが、基底状態からの励起には、大気のカットオフを超える短い波長が必要です。アトミックO、N、N$^+$は、中間圏で強い遷移と豊富な存在量を持っています。これらの種のカラム密度と断面積の積は、Oで$10^5$、NとN$^+$で数百に達する可能性があり、増幅自然放出の潜在的な候補になります。ただし、励起には真空紫外線波長が必要です。
低重力小惑星の周りの軌道下の小さな物体の捕獲を可能にする技術の開発
| Title |
Development_of_Techniques_Enabling_Suborbital_Small_Object_Capture_Around_Low_Gravity_Asteroids |
| Authors |
Leonard_Vance,_Jekan_Thangavelautham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10329 |
小天体小惑星の探査は、私たちの太陽系の原始的な構成要素への直接アクセスを提供します。サンプルおよびリターンミッションは、化学および放射性同位元素の研究を可能にし、太陽系の形成の証拠を提供するだけでなく、将来の開発のために資源がどこにあるかについての基本的な理解も提供します。はやぶさ2とOSIRIS-RExによって確立されたタッチダウンとサンプル技術は、小惑星を物理的にタッチダウンし、宇宙船の底からプローブを介して延長されたバスケットにサンプルを収集することによって、この使命を果たします。この手法は機能することが実証されていますが、ミッション操作と収集メカニズム自体のサイズと複雑さの両方に高いコストがかかります。このホワイトペーパーでは、ベンヌからのレゴリス粒子の放出に関する最近の発見を活用して、代替のサンプルとリターンの手法について説明します。ベンヌの表面から放出された粒子は通常1cmのサイズで、飛行に数時間を費やします。これは、母宇宙船から配備されたナノ宇宙船が、最小限のセンサーとデルタV機能でサンプルを追跡、収集、および返す可能性を示唆しています。このミッションの重要な側面はリスクを軽減するために開発され、全体的なミッションの概念は妥当性を確立するために開発されています。
| Title |
Exploring_and_Interrogating_Astrophysical_Data_in_Virtual_Reality |
| Authors |
T.H._Jarrett,_A._Comrie,_L._Marchetti,_A._Sivitilli,_S._Macfarlane,_F._Vitello,_U._Becciani,_A._R._Taylor,_T._van_der_Hulst,_P._Serra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10342 |
すべての分野の科学者は、現在一般的であり、量と複雑さが急速に増大している膨大な量のデータを分析するために、機械学習コードにますます依存しています。説得力のある傾向と外れ値が特定されているので、天体物理学を分類学や誤検出などから解きほぐすために、注意深く綿密な検査が依然として必要です。科学的な分析と調査を容易にするために、新しいテクノロジーに移行することが明らかに必要です。天体物理学データは本質的にマルチパラメータであり、イメージング、スペクトル、時間領域、およびシミュレーションデータの中核に空間次元があります。主流のバーチャルリアリティ（VR）ヘッドセットの登場と、GPUパワーの向上、およびビデオゲーム用の多用途の開発ツールの利用可能性により、科学者はそのようなテクノロジーを展開して、複雑な多次元データを効果的に調査および操作できるようになりました。この論文では、IDAVIEスイートと呼ばれるカスタムビルドのインタラクティブVRツールの開発と結果を紹介します。これらのツールは、銀河の進化、宇宙のウェブの大規模構造、銀河と銀河の相互作用、および近くのガス/運動学に関する研究によって情報が提供され、推進されます。調査および対象を絞った観測における銀河。SKAとそのパスファインダーによってもたらされたビッグデータの時代は、ストレージ、キャリブレーション、削減、改良の方法に挑戦します。また、新しい発見に必要な直感的なレベル（視覚を活用）でデータを調査する革新的な方法も必要です。
Simons Observatory：データ収集、制御、監視、およびコンピューターインフラストラクチャの概要
| Title |
The_Simons_Observatory:_Overview_of_data_acquisition,_control,_monitoring,_and_computer_infrastructure |
| Authors |
Brian_J._Koopman,_Jack_Lashner,_Lauren_J._Saunders,_Matthew_Hasselfield,_Tanay_Bhandarkar,_Sanah_Bhimani,_Steve_K._Choi,_Cody_J._Duell,_Nicholas_Galitzki,_Kathleen_Harrington,_Adam_D._Hincks,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Laura_Newburgh,_Christian_L._Reichardt,_Joseph_Seibert,_Jacob_Spisak,_Benjamin_Westbrook,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10345 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠から観測する3つの小口径望遠鏡と1つの大口径望遠鏡を使用した今後の偏光宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査実験です。合計で、SOは27〜280GHzを中心とする6つのスペクトル帯域で60,000を超える遷移エッジセンサー（TES）ボロメータをフィールドし、テンソル対スカラー比、実効数など、多数の宇宙パラメータを測定または制約するために必要な感度を実現します。相対論的種の数、およびニュートリノ質量の合計。SOの科学的目標には、現場の4つの望遠鏡に分散されたハードウェアの調整と制御が必要です。このニーズを満たすために、ObservatoryControlSystem（ocs）と呼ばれる分散システム管理用のオープンソースプラットフォームを設計および構築しました。この制御システムは、望遠鏡制御ユニット、マイクロ波多重化読み出し電子機器、極低温温度測定を含むすべてのサブシステムとインターフェースします。また、遠隔観測に欠かせないハウスキーピングデータやアラートのライブモニタリングシステムも開発しました。RPCとPubSubのクロスバー、非同期イベントのツイスト、オンラインリモートモニタリングのグラファナ、コンテナ化のDockerなど、既存のオープンソースプロジェクトを利用します。SOで開発されたコードとオープンソースリソースの統合や、展開の準備としてハードウェアシステムを開発するSOラボでのテスト中に学んだ教訓など、SOソフトウェアとコンピューターインフラストラクチャの概要を説明します。
CCAT-prime：最初のライト280 GHzMKIDアレイとMod-Camレシーバーの設計とステータス
| Title |
CCAT-prime:_Designs_and_status_of_the_first_light_280_GHz_MKID_array_and_Mod-Cam_receiver |
| Authors |
Cody_J._Duell,_Eve_M._Vavagiakis,_Jason_Austermann,_Scott_C._Chapman,_Steve_K._Choi,_Nicholas_F._Cothard,_Brad_Dober,_Patricio_Gallardo,_Jiansong_Gao,_Christopher_Groppi,_Terry_L._Herter,_Gordon_J._Stacey,_Zachary_Huber,_Johannes_Hubmayr,_Doug_Johnstone,_Yaqiong_Li,_Philip_Mauskopf,_Jeff_McMahon,_Michael_D._Niemack,_Thomas_Nikola,_Kayla_Rossi,_Sara_Simon,_Adrian_K._Sinclair,_Michael_Vissers,_Jordan_Wheeler,_Bugao_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10411 |
CCAT-primeプロジェクトの最初のライトアレイは、2022年後半にチリの高アタカマ砂漠にあるフレッドヤングサブミリ波望遠鏡（FYST）の単一モジュールテストベッドおよび最初のライトクライオスタットであるMod-Camに配備されます。FYSTは6メートルです。ミリ波とサブミリ波の波長で観測するために、標高5600メートルのCerroChajnantor上に構築されている開口望遠鏡。空を観察し、プロトスターの監視から遠方の銀河クラスターの調査、宇宙マイクロ波背景（CMB）の特性評価まで、さまざまな科学目標を研究します。280GHzを中心とするマイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）のフィードホーン結合アレイが少なくとも1つ、最初の光でMod-Camに含まれ、追加の機器モジュールがPrime-Camとともに段階的に展開されます。最初の280GHz検出器アレイは、コロラド州ボールダーにあるNISTのQuantumSensorsGroupによって製造され、3,456個の偏光に敏感なMKIDが含まれています。現在の機械設計では、最大3つの六角形アレイを各単一の機器モジュールに配置できます。機械設計やコールド読み出し計画など、この最初の光検出器アレイの詳細を紹介し、テストベッドとしてPrime-Camの前身としてMod-Camを紹介します。
LION：月のレーザー干渉計
重力波天文学は今やその初期段階を去り、私たちの宇宙で最も暴力的な現象を調査するための重要なツールになりました。LIGO/Virgo-KAGRAのコラボレーションは、10HzからkHz領域までの周波数帯域をカバーする地上ベースの検出器を操作します。一方、パルサータイミングアレイと間もなく開始されるLISAミッションは、0.1Hz未満の周波数をカバーし、検出可能な重力波にギャップを残します。周波数。ここでは、mooN（LION）重力波検出器のレーザー干渉計がサブHzからkHzまでの周波数にどのように敏感であるかを示します。感度曲線は、LIONが宇宙論的距離で質量が10〜100Mのコンパクトなバイナリを測定できるようなものであり、バイナリのスピンと質量比に応じて、赤方偏移がz=100以上になることがわかります。LIONは、信号対雑音比が非常に大きい、質量の大きいコンパクトオブジェクトのバイナリを検出でき、超大質量ブラックホールが宇宙の風景でどのように巨大な質量を獲得したかを理解するのに役立ちます。また、中間質量比のインスピレーションを詳細に観察できます。少なくとも100Gpcの距離。LIGO/Virgo感度帯域に到達しないコンパクトなバイナリは、LION帯域でかなりの時間を費やす可能性がありますが、LISA帯域に存在するソースは、検出器によってピックアップされ、最終的なマージまで観察されます。LIONは、このような大きな信号対雑音比でデシヘルツ体制をカバーしているため、マルチメッセンジャー天文学の夢を真に実現します。
CHARISの自動データ抽出、処理、追跡システム
| Title |
The_Automated_Data_Extraction,_Processing,_and_Tracking_System_for_CHARIS |
| Authors |
Taylor_L._Tobin,_Jeffery_Chilcote,_Timothy_Brandt,_Thayne_Currie,_Tyler_Groff,_Julien_Lozi,_Olivier_Guyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10444 |
CHARISは、ディスクと亜恒星のコンパニオンのイメージングと分光法のために設計されたIFSです。科学生産の使いやすさと効率を改善するために、CHARISの完全自動化されたバックエンドの進歩を紹介します。この自動データ抽出、処理、追跡システム（ADEPTS）は、CHARISからのデータファイルを検索可能なデータベースに記録し、すべてのキャリブレーションとデータ抽出を実行して、サイエンスグレードのデータキューブを生成します。抽出されたデータは、事前に設定された後処理ルーチンの配列でも実行されます。データ処理の大幅な並列化により、ADEPTSは、データ収集から科学グレードのデータ製品の可用性までの時間を劇的に短縮します。
パルス間のピーク：さそり座AR星でこれまでに見られなかった白色矮星の遠紫外線スペクトル
| Title |
Peeking_Between_the_Pulses:_The_Far-UV_Spectrum_of_the_Previously_Unseen_White_Dwarf_in_AR_Scorpii |
| Authors |
Peter_Garnavich,_Colin_Littlefield,_Maxim_Lyutikov,_and_Maxim_Barkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09868 |
相互作用するバイナリARScoのコンパクトオブジェクトは、急速に回転する磁化された白色矮星（WD）であると広く推定されていますが、直接検出されたことはありません。WDのスピンダウンにより、WDの光球をはるかに超えるパルスシンクロトロン放射が生成されるため、そのスペクトルを分離することは困難であることが証明されています。その結果、ARScoの以前の研究では、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の観測からの平均遠紫外線スペクトルでWDを検出できませんでした。WDのスペクトルを明らかにするために、シンクロトロンパルス間のトラフの平均スペクトルを計算することにより、これらのHST観測を再分析します。以前に見られなかったWDから弱いスペクトルの特徴を特定し、その表面温度を11500$\pm$500Kと推定します。さらに、シンクロトロンパルス中に、ホットWDスペクトルモデルと一致する幅広いライマン-$\alpha$吸収を検出します。WDの磁極の近くに、温度が23000Kから28000Kの一対のホットスポットが存在することを推測します。WDはそのコンパニオンから降着するとは予想されないため、磁極を加熱するための2つの可能なメカニズムについて説明します。ホットスポットのライマン-$\alpha$吸収は、ゼーマン分割によって比較的歪んでいないように見え、WDの電界強度を100MGに制限しますが、データは、より低い電界強度で予想される微妙なゼーマン分割を検索するには不十分です。
二重の問題：ガイアは、複数の密な星形成環境を経験する可能性のある（原始）惑星系を明らかにします
| Title |
Double_trouble:_Gaia_reveals_(proto)-planetary_systems_that_may_experience_more_than_one_dense_star-forming_environment |
| Authors |
Christina_Schoettler_and_Richard_J._Parker_(The_University_of_Sheffield) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09879 |
惑星系は、若い星形成領域内の若い星の周りに同時に形成されているように見えます。これらの環境内では、生存の可能性、およびこれらのシステムの長期的な進化は、他の星との動的相互作用や巨大な星からの光蒸発などの要因の影響を受けます。これらの相互作用はまた、若い星が彼らの誕生地域から追い出されて暴走する原因となる可能性があります。ガイア計画のDR2データで見つかったオリオン大星雲クラスター（ONC）の近くにある、放出プロセス中に円盤を保持しているそのような暴走星の例を示します。一旦彼らの道に着くと、これらの暴走は通常、彼らの円盤や若い惑星系の生存を危険にさらす可能性のある他の密集した地域に遭遇しません。しかし、おそらく1つの高密度の星形成領域から放出されたスターディスクシステムが、2番目の高密度領域（この場合はONC）に遭遇する可能性があることを示します。2番目の領域で放出されたスターディスクシステムの相互作用がそれらの誕生領域と同じである可能性は低いですが、2回目の遭遇は、悪性の外部効果によるディスクまたは惑星系へのリスクを高めます。
{\ it TESS}データに基づく、近くの銀河散開星団の閃光星
この研究は、{\itTESS}ミッションからの高ケイデンス測光を使用して、銀河散開星団の確認されたメンバーの中から閃光星を検索することに専念しています。136個の散開星団からのメンバーの957個の高ケイデンス光度曲線を分析しました。その結果、56個の閃光星が見つかり、その中には8個の熱いB-A型の天体がありました。すべてのフレアのうち、63\％がクールな星のサンプル（$T_{\rmeff}<5000$〜K）で検出され、29\％-スペクトル型Gの星で検出され、23\％がK-タイプの星と検出されたすべてのフレアの約34\％はMタイプの星にあります。FLATW'RM（FLAredeTectionWithRansacMethod）フレア検出アルゴリズムを使用して、フレアのパラメーターと検出されたフレア星の自転周期を推定しました。M3タイプのEQ\、Chaスターに最大振幅のフレアが現れます。統計分析では、年齢、自転周期、フレア活動の間に直接的な相関関係は見られませんでした。
多波長観測による全球冠状磁場の解きほぐし
| Title |
Untangling_the_global_coronal_magnetic_field_with_multiwavelength_observations |
| Authors |
S._E._Gibson,_A._Malanushenko,_G._de_Toma,_S._Tomczyk,_K._Reeves,_H._Tian,_Z._Yang,_B._Chen,_G._Fleishman,_D._Gary,_G._Nita,_V._M._Pillet,_S._White,_U._B\k{a}k-St\k{e}\'slicka,_K._Dalmasse,_T._Kucera,_L._A._Rachmeler,_N._E._Raouafi_and_J._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09992 |
磁性は、複雑で動的な太陽コロナを定義します。コロナ質量放出（CME）は、エネルギーを蓄積し、最終的にはプラズマを惑星間空間に投げ込むコロナ磁場の応力、ねじれ、およびもつれによって引き起こされると考えられています。常に存在する太陽風でさえ、地球規模の冠状磁場によって形成された3次元の形態を持ち、地球に有効な共回転相互作用領域を形成します。CMEの進化と太陽風の構造は、コロナ磁場に密接に依存しているため、地球の磁気熱大気の包括的な観測は、科学の進歩と宇宙天気予報の両方にとって重要です。局所的に冠状磁場を測定することにおいていくつかの進歩がなされたが、全体的な冠状磁場の概要測定はまだ利用可能ではない。2050年の主要な目標は、地球規模の冠状磁場の包括的で継続的な3D総観気象図であると結論付けています。これには、冠状磁場に敏感な補完的な多波長観測を得るために、地上および宇宙ベースの新しい望遠鏡の建設が必要になります。また、多波長データを組み込むことができる反転フレームワークの開発、および提案された望遠鏡の観測要件に優先順位を付けて確立するための前方分析ツールとシミュレーションテストベッドも必要になります。
ケプラー赤色巨星との星震学的スケーリング関係の固有の散布図のテスト
| Title |
Testing_the_intrinsic_scatter_of_the_asteroseismic_scaling_relations_with_Kepler_red_giants |
| Authors |
Yaguang_Li,_Timothy_R._Bedding,_Dennis_Stello,_Sanjib_Sharma,_Daniel_Huber,_Simon_J._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10038 |
星震学のスケーリング関係は、特に恒星、太陽系外惑星、銀河系の研究で、恒星の質量と半径を導出するためによく使用されます。したがって、それらの精度を知ることが重要です。ここでは、H--R図（または関連する図）で形成される2つの鋭い特徴を使用して、$\Delta\nu$と$\nu_{\rmmax}$の基礎となる地震スケーリング関係の固有の散布図を測定します。赤色巨星の個体群。これらの特徴は、ゼロエイジコア-ヘリウム燃焼相の近くのエッジ、およびいわゆる赤色巨星分枝バンプでの星の強いクラスター化です。これらの特徴の広がりは、スケーリング関係自体の固有のばらつきを含む要因によって決定されるため、それらに制約を課すことができます。銀河の合成母集団でケプラー星をモデル化し、その上で、観測で見られるシャープネスの程度に一致するようにスケーリング関係の固有の散布図を適用しました。$\Delta\nu$と$\nu_{\rmmax}$の測定によるランダムエラーが、特徴をぼかす支配的な散乱を提供することがわかりました。結果として、スケーリング関係には$\sim0.5\％$（$\Delta\nu$）、$\sim1.1\％$（$\nu_{\rmmax}$）の固有の分散があると結論付けます。、$\sim1.7\％$（$M$）および$\sim0.4\％$（$R$）、測定されたSYDパイプラインの場合$\Delta\nu$および$\nu_{\rmmax}$。これは、スケーリング関係が非常に強力なツールであることを確認しています。さらに、標準的な進化モデルでは、HeB星とRGB星の両方の観測された母集団の構造の一部を予測できないことを示しています。正確な分布を再現するには、さらに恒星モデルの改善が必要です。
更新されたBaSTI恒星進化モデルと等時線：II。アルファ強化計算
| Title |
The_updated_BaSTI_stellar_evolution_models_and_isochrones:_II._alpha-enhanced_calculations |
| Authors |
A._Pietrinferni_(INAF-OAAb,_Italy),_S.L._Hidalgo_(Instituto_Astrofisico_de_Canarias,_Spain),_S._Cassisi_(INAF-OAAb,_INFN,_Italy),_M._Salaris_(Liverpool_John_Moores_Univ,_UK),_A._Savino_(Astronomy_Depart.,_Univ._of_California,_Berkeley,_USA),_A._Mucciarelli_(Dip._Fisica_e_Astronomia,_Univ._di_Bologna,_Italy),_D._Verma_(SAC,_Aarhus_University,_DK),_V._Silva_Aguirre_(SAC,_Aarhus_University,_DK),_A._Aparicio_(Instituto_Astrofisico_de_Canarias,_Spain),_J._Ferguson_(Depart._of_Physics,_Wichita_State_Univ.,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10085 |
これは、BaSTI（BagofStellarTracksandIsochrones）恒星モデルと等年齢線ライブラリの更新リリースを紹介するためのシリーズの2番目の論文です。更新されたソーラースケールライブラリの公開に続いて、ここでは$\alpha-$enhanced重元素分布用のライブラリを紹介します。これらの新しいアルファ強化モデルは、新しいソーラースケールライブラリと同様に、参照ソーラーメタル分布と物理入力のすべての改善と更新を説明します。モデルは、0.1〜$15〜M_{\odot}$の質量範囲、[Fe/H]=-3.20〜+0.06の18の金属量（α/Fe]=+0.4）、およびヘリウムと金属の濃縮比Deltaをカバーします。{Y}\Delta{Z}=1.31。金属量ごとに、Heで強化された恒星モデルも提供されます。等時線は（通常）20Myrから14.5Gyrの年齢範囲をカバーし、一貫して前主系列星相を含みます。理論モデルの星震特性も計算されています。モデルと等時線は、これらの新しい計算の精度/信頼性をテストするために、以前のBaSTIリリース、および選択された観測値と、独立した計算の結果と比較されています。すべての恒星進化トラック、星震特性、および等時線は、http：//basti-iac.oa-teramo.inaf.itで公開されています。
ライマンアルファ太陽望遠鏡（LST）の飛行中のフラットフィールド校正の方法論
| Title |
Methodology_for_In-flight_Flat-field_Calibration_of_the_Lyman-alpha_Solar_Telescope_(LST) |
| Authors |
Jing-Wei_Li,_Hui_Li,_Ying_Li,_Li_Feng,_Yu_Huang,_Jie_Zhao,_Lei_Lu,_Bei-Li_Ying,_Jian-Chao_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10110 |
フラットフィールドは、電荷結合素子（CCD）や相補型金属酸化膜半導体（CMOS）などのデジタルイメージセンサーを使用する機器の焦点面での測光応答の不均一性を反映しています。この不均一性は、科学研究に使用する前に修正する必要があります。この論文では、ライマンアルファ太陽望遠鏡（LST）の飛行中のフラットフィールド校正方法を理解するために、利用可能なデータを使用したシミュレーションによってさまざまな候補手法を評価します。LSTは、高度な宇宙ベースの太陽観測所（ASO-S）ミッションのペイロードの1つであり、白色光太陽望遠鏡（WST）、太陽ディスクイメージャー（SDI）、およびデュアル波長帯太陽コロナの3つの機器で構成されています。イメージャ（SCI）。シミュレーションでは、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）ミッションに搭載された日震磁気イメージャー（HMI）と大気イメージングアセンブリ（AIA）からのデータが使用されます。私たちの結果は、通常のKLL法がWSTの飛行中のフラットフィールド校正に適切であり、透過型ディフューザーの実装がSCIに適用可能であることを示しています。SDIの飛行中のフラットフィールドキャリブレーションには、焦点がぼけた解像度が約18インチのオフポインティング画像を使用するKLL法をお勧めします。また、リムフィッティングの代わりにローカル相関追跡（LCT）アルゴリズムを使用して、相対的なディス-異なる画像間の配置。
2013年5月1日の太陽フレアとCMEの多波長立体観測
| Title |
Multiwavelength_Stereoscopic_Observation_of_the_May_1,_2013_Solar_Flare_and_CME |
| Authors |
Erica_Lastufka,_S\"am_Krucker,_Ivan_Zimovets,_Bulat_Nizamov,_Stephen_White,_Satoshi_Masuda,_Dmitriy_Golovin,_Maxim_Litvak,_Igor_Mitrofanov,_Anton_Sanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10179 |
2013年5月1日のMクラスの手足の後ろの太陽フレア（SOL2013-05-01T02：32）は、（$\sim$400km/s）CMEを伴い、異なる視野を持ついくつかの宇宙ベースの天文台によって観測されました。角度。フレアサイトの少なくとも0.1\solrad{}から発生した、RHESSIで観測された掩蔽された硬X線放射を調査しました。$\sim$10keV未満の放射は、約$10^{9}$cm$^{-3}$の密度で、エスケープするCMEコアからの高温の拡張（11MK、>60秒角）熱源を明らかにしました。このような希薄な高温プラズマでは、イオン化時間のスケールは数分であり、SDO/AIAの131\AA{}フィルターで高温のCMEコアが検出されないことと一致しています。非熱RHESSIソースは、ホットコアの上にあるがCMEフロントの後ろにある低密度（$10^{8}$cm$^{-3}$）のさらに広い領域（$\sim$100arcsec）から発生しました。。これは、非熱電子の観測された部分がCMEコアの加熱に関与していないことを示しています。おそらく、ホットコアは地球から見えるようになる前に非熱電子によって加熱されました。つまり、非熱放射の掩蔽されていない部分は、非熱電子が長く生き残るCMEコアのより希薄な部分から発生している可能性があります。地球から見えるようになるのに十分です。ディスク上のフレアを観測したマーズオデッセイミッションからの同時硬X線スペクトルは、高冠状源内の非熱電子の数$>$20keVが数と比較して$\sim$0.1-0.5\％であることを示しました彩層フレアリボン内。この中程度のサイズのイベントでの高冠状硬X線源の検出は、そのような線源が太陽噴火イベント内の一般的な特徴である可能性が高いことを示唆しています。
コダイカナル太陽黒点地域の太陽周期特性：南北非対称性、相分布およびグネビシェフギャップ
| Title |
Solar-Cycle_Characteristics_in_Kodaikanal_Sunspot_Area:_North--South_Asymmetry,_Phase_Distribution_and_Gnevyshev_Gap |
| Authors |
B._Ravindra,_Partha_Chowdhury,_and_J._Javaraiah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10190 |
太陽活動は、ほぼすべてのサイクルで両方の半球で非対称です。この非対称性は、サイクルの振幅と周期の両方で観察されます。コダイカナル天文台からの約90年の黒点面積データを使用して、黒点活動の南北非対称性を研究しました。月平均黒点面積は、北半球が太陽周期16、19、および20で優勢であり、南半球が周期18、22、および23で優勢であることを示しました。13か月の平滑化データは、周期17および21で北半球と南半球は等しい振幅を示しました。累積黒点面積は、北半球がサイクル18、19、20、および21で優勢であり、サイクル19および20の2つの半球の間に大きな違いがあることを示しました。北半球の活動はサイクル20で12、15、および2か月主導、21、および22、それぞれ。サイクル16、17、18、19、および23では、2つの半球の間に有意な位相差は見られません。ウェーブレット手法を使用して、太陽黒点サイクルのリーガー型周期性を見つけます。これらのデータセットのクロスウェーブレット分析は、リーガー型周期性や準2年周期振動のようないくつかの統計的に有意な共通周期性を示しました。Gnevyshevギャップは、サイクル16、18、21、22、および23の両方の半球データで見つかりました。これらの結果は、黒点面積データで以前に報告された南北非対称の特性と一致しています。これらの結果は、コダイカナル天文台のデータが他の天文台からの既存の黒点データを補完して、長期および短期間の太陽活動を研究していることを示唆しています。
AMBRE-HARPSサンプルIからの1,674個のFGK星のステラ彩層活動。均一な彩層活動のカタログ
| Title |
Stellar_chromospheric_activity_of_1,674_FGK_stars_from_the_AMBRE-HARPS_sample_I._A_catalogue_of_homogeneous_chromospheric_activity |
| Authors |
J._Gomes_da_Silva_(1),_N.C._Santos_(1,_2),_V._Adibekyan_(1,_2),_S.G._Sousa_(1),_Tiago_L._Campante_(1,_2),_P._Figueira_(3,_1),_D._Bossini_(1),_E._Delgado-Mena_(1),_M\'ario_J.P.F.G._Monteiro_(1,_2),_P._de_Lavern_(4),_A._Recio-Blanco_(4),_C._Lovis_(5)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_CAUP,_Rua_das_Estrelas,_PT4150-762_Porto,_Portugal,_(2)_Departamento_de_Fi\'isica_e_Astronomia,_Faculdade_de_Ci\^encias,_Universidade_do_Porto,_4169-007_Porto,_Portugal,_(3)_European_Southern_Observatory,_Alonso_de_Cordova_3107,_Vitacura,_Santiago,_Chile,_(4)_Universit\'e_C\^ote_d'Azur,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_CNRS,_Laboratoire_Lagrange,_France,_(5)_Observatoire_Astronomique_de_l'Universit\'e_de_Gen\`eve,_51_Ch._des_Maillettes,_1290,_Versoix,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10199 |
均一に決定された彩層放射（CE）、恒星の大気パラメーター、および1,674個のFGK主系列（MS）、準巨星、巨星の年齢のカタログを提示します。CEレベルと変動性の分析も実行されます。2003年から2019年の間に取得されたAMBREプロジェクトで編集されたHARPSスペクトログラフからの180,000以上の高解像度スペクトルを使用して、CaIIラインのCEを測定しました。フラックスをボロメータおよび光球補正彩層放射比$R'_に変換しました。\text{HK}$。ステラ大気パラメータ$T_\text{eff}$、$\logg$、および[Fe/H]は、文献から取得されたか、均一な方法を使用して決定されました。$M_\star$、$R_\star$、および年齢は、等時線フィッティングから決定されました。さまざまな光度クラスとスペクトルタイプのCE分布を分析し、$\logR'_\text{HK}<-5.1$およびそれぞれ$>-4.2$dex。VIS集団は主に準巨星と巨星で構成されており、$\logR'_\text{HK}=-5.1$dexは恒星進化の遷移を示していることがわかりました。非アクティブ、アクティブ、および非常にアクティブな星には、少なくとも3つの変動レジームがあり、非アクティブとアクティブのレジームは、対角線のVaughan-Prestonギャップによって分離されているようです。活動レベルが低い星は、必ずしも変動性が低いとは限らないことを示します。高いCE変動を示すK型矮星の場合、非活動星と活動星は同様のレベルの活動変動を持っています。これは、活動レベルだけでは、星の活動の変動性を推測するのに十分ではないことを意味します。また、CEの変動レベル図を使用して、CEの分布で観察されたVPギャップの形状について説明しました。CE変動レベル図では、太陽は非アクティブなMS星ゾーンの高変動領域にあります。（要約）
MESSENGERSAXを使用した手足の後ろの太陽フレアのGOESクラス推定
マーキュリーミッションメッセンジャーの％（マーキュリー表面、宇宙環境、地球化学、およびX線用測距太陽アセンブリ（SAX）は、\citet{dennisSOLARFLAREELEMENT2015}によってカタログ化されているように、2007年5月28日から2013年8月19日までの間に約700の太陽フレアを観測しました。X線分光計（XRS）の一部であるSAX機器は、1〜10keVで動作し、GOESX線分光計のエネルギー範囲と部分的に重なります。SAXは、地球と太陽の線とは異なる視角を提供するため、地球から見た部分的または完全に遮蔽されたフレアのGOESプロキシとして使用されます。両方の機器のディスク上で見られるC2を超えるGOESクラスのフレアについては、両方のSAXで測定された軟X線（SXR）フラックス間に経験的な関係が見つかりました。2つのSXR機器のエネルギー応答が異なるため、個々のイベントは、経験的な関係から平均して約2倍逸脱する可能性があります。これは、SAXデータからのGOESクラスの掩蔽フレアの予測が同じ係数内で正確です。フレアの多熱性と組み合わされた独特のGOESエネルギー応答により、他の軟X線分光計でさえ、2倍よりも正確なGOESプロキシを提供することは困難です。
60分のAMCVnの爆発は、独特の色の進化を明らかにします：長期間の二重白色矮星における爆発への影響
| Title |
The_outburst_of_a_60_min_AM_CVn_reveals_peculiar_color_evolution:_implications_for_outbursts_in_long_period_double_white_dwarfs |
| Authors |
L._E._Rivera_Sandoval,_T._J._Maccarone,_Y._Cavecchi,_C._Britt_and_D._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10356 |
静止状態で、最初に検出された約60分の軌道周期AMCVnシステムSDSSJ113732+405458の爆発中に行われた多波長観測について報告します。X線とUVの観測を使用して、イベント期間の上限を決定しました。これは約1年でした。爆発の振幅は著しく小さく、ピーク付近でrで約1マグニチュード、gで0.5マグニチュードでした。また、爆発におけるSDSSJ113732+405458およびその他の長期AMCVnsの色の変化を調査し、ディスク不安定性モデルで予想されるものと互換性のない色-マグニチュード図のトラックを特定しました。これは、爆発が長いことを示唆しています。期間AMCVnsにはディスクの不安定性の原因はありませんが、物質移動の強化が原因です。私たちの知る限り、これらはAMCVnシステムの色の進化に関する最初の研究です。静止中に、X線源としてSDSSJ113732+405458を検出し、X線の光度は0.5〜10keVの帯域で約3E29erg/sでした。これは、長期間のシステムのディスク不安定性モデルと一致して、非常に低い降着率を示しています。同じ状態で、ドナー星に起因する可能性のある赤外線超過を特定しました。これにより、SDSSJ113732+405458はドナーが直接検出された2番目のAMCVnになります。
AMCVnバイナリSDSSJ113732.32 +405458.3による爆発
| Title |
An_Outburst_by_AM_CVn_binary_SDSS_J113732.32+405458.3 |
| Authors |
Tin_Long_Sunny_Wong,_Jan_van_Roestel,_Thomas_Kupfer,_Lars_Bildsten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10419 |
私たちは、59.63分の公転周期AMCVnバイナリSDSSJ113732.32+405458.3の光学輝度の1つの大きさの増加の発見を報告します。ZwickyTransientFacility（ZTF）からの公開$g$、$r$、および$i$バンドのデータは、300日間にわたって減少を示していますが、試運転からのいくつかのデータポイントは、ピークが見られた可能性が高いことを示しています。このような爆発は、降着円盤の状態の変化が原因である可能性が高く、これが最も長い期間のAMCVnバイナリになり、不安定な降着円盤が明らかになります。これで、オブジェクトは以前に観測された（SDSSおよびPS-1によって）静止輝度に戻ります。これは、降着する白色矮星によって設定される可能性があります。このオブジェクトの以前の観察はまた、そのような爆発の再発時間はおそらく12年以上であることを意味します。
スイッチバック：統計的特性とalfv \ 'enicityからの偏差
| Title |
Switchbacks:_statistical_properties_and_deviations_from_alfv\'enicity |
| Authors |
A._Larosa,_V._Krasnoselskikh,_T._Dudok_de_Wit{\i}nst,_O._Agapitov,_C._Froment,_V._K._Jagarlamudi,_M._Velli,_S._D._Bale,_A._W._Case,_K._Goetz,_Keith_P._Harvey,_J._C._Kasper,_K._E._Korreck,_D._E._Larson,_R._J._MacDowall,_D._Malaspina,_M._Pulupa,_C._Revillet_and_M._L._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10420 |
{パーカーソーラープローブの最初の太陽の遭遇は、スイッチバックと呼ばれ、遅いalfv\'{e}nic太陽風の陽子速度の向上に関連する突然の磁場偏向の存在を明らかにしました。}{私たちは特別な方法でそれらの統計的特性を研究しますそれらの境界に焦点を合わせます。}{SWEAPとFIELDSからのデータを使用して、粒子と波動場の特性を調査します。磁気境界は最小分散手法で分析されます。}{スイッチバックは、73\％のケースでalfv\'{e}nicであり、27\％で圧縮可能であることがわかります。磁場の大きさと密度の変動の間の相関は、正と負の両方の相関の存在、および磁場の大きさの摂動の欠如を明らかにします。スイッチバックは、周囲の磁場に磁気せん断を引き起こしません。それらの境界は、回転または接線方向の不連続性の観点から解釈できます。前者の方が頻繁です。}{私たちの調査結果は、スイッチバックの可能な生成メカニズムに制約を与えています。これは、純粋にalfv\'{e}nicではない構造も説明できる必要があります。とりわけ、記述された特徴を明らかにする可能性のある候補の1つは、ファイアホースの不安定性です。}
暗いバリオンの宇宙物理学的および天体物理学的プローブ
中性子と混合する中性フェルミ粒子である「ダークバリオン」の宇宙論的および天体物理学的特徴を調べます。混合はクォークレベルの高次元演算子を介して行われるため、高エネルギーでの暗いバリオンの生成が強化され、初期宇宙でのその存在量が重要になる可能性があります。その初期の存在量を自由パラメーターとして扱い、暗いバリオンの特性に対する新しい強力な制限を導き出します。原始元素合成と宇宙マイクロ波背景放射は、誘導された遷移双極子を介した中性子の暗いバリオンへの相互変換と、暗いバリオンの遅い崩壊のために、強い制約を提供します。さらに、中性子星の中性子はゆっくりと崩壊して暗いバリオンになり、パルサー温度の測定によって制約される新しい熱源を提供する可能性があります。すべての制約を考慮に入れて、ダークバリオンが実行可能な暗黒物質候補になる可能性のあるパラメーター空間を特定し、それを精査するための有望な方法について説明します。
質量が$10^{-5}-10^9$gの範囲にある、シュヴァルツシルト原始ブラックホールの蒸発に由来する明暗黒物質の候補を検討します。これらの候補は標準模型を超えており、他の粒子との結合はごくわずかであるため、重力によってのみ相互作用します。ウォームダークマターのカテゴリーに属しているにもかかわらず、それらは構造形成を台無しにし、候補スピンの値を増加させるためのより柔らかい影響を与えます。観測された暗黒物質を完全に説明するためにそのような候補を必要とすることで、ブラックホール支配のシナリオは2までのすべてのスピン値で除外されることがわかります。放射線支配のシナリオでは、パラメーター$\beta$の上限を導き出します。（放射よりも形成時の原始ブラックホールのエネルギー密度）、これは候補スピンが高いほど厳密性が低くなります。
物理理論を分析するためのシンプルで統計的に健全な戦略
| Title |
Simple_and_statistically_sound_strategies_for_analysing_physical_theories |
| Authors |
Shehu_S._AbdusSalam,_Fruzsina_J._Agocs,_Benjamin_C._Allanach,_Peter_Athron,_Csaba_Bal\'azs,_Emanuele_Bagnaschi,_Philip_Bechtle,_Oliver_Buchmueller,_Ankit_Beniwal,_Jihyun_Bhom,_Sanjay_Bloor,_Torsten_Bringmann,_Andy_Buckley,_Anja_Butter,_Jos\'e_Eliel_Camargo-Molina,_Marcin_Chrzaszcz,_Jan_Conrad,_Jonathan_M._Cornell,_Matthias_Danninger,_Jorge_de_Blas,_Albert_De_Roeck,_Klaus_Desch,_Matthew_Dolan,_Herbert_Dreiner,_Otto_Eberhardt,_John_Ellis,_Ben_Farmer,_Marco_Fedele,_Henning_Fl\"acher,_Andrew_Fowlie,_Tom\'as_E._Gonzalo,_Philip_Grace,_Matthias_Hamer,_Will_Handley,_Julia_Harz,_Sven_Heinemeyer,_Sebastian_Hoof,_Selim_Hotinli,_Paul_Jackson,_Felix_Kahlhoefer,_Kamila_Kowalska,_Michael_Kr\"amer,_Anders_Kvellestad,_Miriam_Lucio_Martinez,_Farvah_Mahmoudi,_Diego_Martinez_Santos,_Gregory_D._Martinez,_Satoshi_Mishima,_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09874 |
多くのパラメータに依存する、または多くの異なる実験からのデータに対してテストされる物理理論は、パラメータ推定に固有の課題をもたらします。素粒子物理学、天体物理学、宇宙論の多くのモデルは、これらのカテゴリの一方または両方に分類されます。これらの問題は、複数の実験によって推定されたパラメーター間隔の単純な共通部分、およびモデルパラメーターのランダムまたはグリッドサンプリングを含む、非常に単純で統計的に不健全なアドホックな方法で回避されることがよくあります。これらの方法は簡単に適用できますが、低次元のパラメータ空間でも病状を示し、高次元での使用と解釈がすぐに問題になります。この記事では、これらの基本的な手順を超えるための明確なガイダンスを提供し、統計的に適切な推論を実行するためのいくつかの簡単な方法を提案し、それを支援できるすぐに利用できるソフトウェアツールと標準の推奨事項を示します。私たちの目的は、分析の負担をわずかに増やすだけで、正しい科学的結論に到達するための推奨事項を物理学者に提供することです。
宇宙プラズマ中の超熱イオンによって刺激された電磁イオンサイクロトロン不安定性：準線形アプローチ
| Title |
Electromagnetic_ion_cyclotron_instability_stimulated_by_the_suprathermal_ions_in_space_plasmas:_A_quasi-linear_approach |
| Authors |
S.M._Shaaban,_M._Lazar,_R._Schlickeiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09899 |
衝突の少ない空間プラズマでは、バックグラウンド磁場に垂直な方向に過剰な運動エネルギーまたは温度を持つ陽子が、電磁イオンサイクロトン（EMIC）の不安定性を励起する可能性があります。この不安定性は、超熱陽子に非常に敏感であると予想されます。超熱陽子は、観測された速度分布の高エネルギーテールを強化し、（bi-）カッパ分布関数によってよく再現されます。この論文では、EMIC不安定性の拡張された時間的進化に対する超熱陽子の影響を説明できる、洗練された準線形（QL）アプローチの結果を示します。したがって、超熱はEMICの不安定性に対して体系的な刺激効果を持ち、成長速度と不安定な波数の範囲だけでなく、飽和時に到達する磁気変動エネルギー密度も高めることが示されています。事実上、異方性温度の緩和もより効率的になります。つまり、時間的に速く、等方性に近くなります。
異方性固体暗黒エネルギー
| Title |
Anisotropic_solid_dark_energy |
| Authors |
J._Motoa-Manzano,_J._Bayron_Orjuela-Quintana,_Thiago_S._Pereira,_C\'esar_A._Valenzuela-Toledo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09946 |
この論文では、均質であるが異方性の暗黒エネルギーの源として、「固体」として知られる不均一なスカラー場のトライアドを研究します。動的システムアプローチを使用することにより、モデルのパラメーターを適切に選択するためのアトラクターポイントとして異方性加速解を実現できることがわかります。初期条件が深層放射エポックに設定されている数値解法で動的解析を補完します。このモデルは、初期にゼロに設定されていたとしても、今日では観測範囲内の無視できない空間シアーを予測しています。異方性アトラクタと$-1$に非常に近い暗黒エネルギーの非常にゆっくりと変化する状態方程式は、このシナリオの重要な機能です。同様のアプローチに従って、モデルの等方性バージョンも分析しました。固体はほぼ一定の状態方程式によって特徴付けることができ、したがって宇宙定数の振る舞いをシミュレートできることがわかります。
| Title |
Interactive_Cosmology_Visualization_Using_the_Hubble_UltraDeep_Field_Data_in_the_Classroom |
| Authors |
Liam_Nolan_(1),_Mira_Mechtley_(1),_Rogier_Windhorst_(1),_Karen_Knierman_(1),_Teresa_Ashcraft_(1),_Seth_Cohen_(1),_Scott_Tompkins_(1),_and_Lisa_Will_(2)_((1)_ASU/SESE,_Tempe,_AZ,_USA,_(2)_SDCC,_San_Diego,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.09994 |
私たちは、Javaベースの教育ツール「AppreciatingHubbleatHyper-speed」（$\textit{AHaH}$）を開発しました。これは、オンラインで利用できるようにした天文学と宇宙論のコースを開始する際に学生とインストラクターが使用することを目的としています。このツールを使用すると、ユーザーは、赤方偏移$z\！=\！から、光速の$\sim500\！\times\！10^{12}$倍を超える速度で、ハッブルウルトラディープフィールド（HUDF）を3次元で仮想的にトラバースできます。今日は0$から$z\！=\！6$、ビッグバンから約1Gyr後。ユーザーは、さまざまな宇宙論構成と2つの異なるジオメトリモード（宇宙の膨張を含む標準ジオメトリと、比較のための静的擬ユークリッドジオメトリ）で宇宙を表示することもできます。このホワイトペーパーでは、このJavaアプリケーションの機能の基礎となる数式について詳しく説明し、これらの特定の数式を使用する理由を説明します。これらには、オブジェクトの角度サイズがさまざまな宇宙論で計算される方法、およびアプリケーションの座標系が相対論的に拡張する宇宙論で定義される方法が含まれます。また、アプリケーションで画像を選択して準備するために使用される方法、銀河の赤方偏移を測定するために使用されるデータ、および視覚化の定性的な意味、つまり、ユーザーが仮想を「移動」したときに正確に表示されるものについても簡単に説明します。シミュレーションによる望遠鏡。最後に、教室でのこの教育ツールの有効性の調査を実施します。その結果は、学生による$\sim$90％以上の承認を得て、ツールの有効性を示し、教室でのさらなる使用の正当性を示しています。。
| Title |
A_proposal_for_Heisenberg_uncertainty_principle_and_STUR_for_curved_backgrounds:_an_application_to_white_dwarf,_neutron_stars_and_black_holes |
| Authors |
Stefano_Viaggiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10103 |
コンパクトオブジェクトに適用される一般化された不確定性原理（GUP）の批判的な概要の後、湾曲した時空（CHUP）におけるハイゼンベルグの不確定性原理のテクスチャを提案します。CHUPを使用すると、物理的に動機付けられたSTUR（時空の不確定性関係）を、4つの変数の観点から非可換時空の一般的な背景に書き留めることができます。白色矮星、中性子星、ブラックホールなどのコンパクトな天体物理学の物体に対して考えられる量子効果を研究するために、量子ゆらぎの表現について概説します。その結果、GUPに基づく主張とは反対に、白色矮星と中性子星の平衡方程式と臨界質量$M_c$に関する量子効果の証拠は見つかりませんでした。逆に、CHUPの式は、一般相対論効果が、中性子星のような非常にコンパクトな天体物理学オブジェクトのオッペンハイマー-ボルコフニュートン極限を大幅に減少させることを確認しています。特に、縮退した相対論的フェルミガスの場合、ブッフダール限界で最小臨界質量$M_c\simeq0.59M_{\odot}$を使用して、星のコンパクト性を高めるために最大質量が減少することがわかりました。最後に、ブラックホールの事象の地平線の近くで起こりうる非可換効果を研究します。
Newton-Cartan方程式の共分散1+3分割を実行します。結果として得られる\textit{1+3-ニュートン-カルタン方程式}と呼ばれる3次元連立方程式は、1+3-アインシュタイン方程式と構造的に同等です。特にそれは運動量制約を特徴とし、適応された座標の選択はシフトベクトルの選択に対応します。これらの方程式は、特別なガリラヤ座標を必要とせずに、古典的なニュートン方程式に還元されることを示します。1+3-ニュートン-カルタン方程式の解は、空間がコンパクトであると想定される場合、または無限大での減衰条件が想定される場合、古典的なニュートン方程式の解と同等です。次に、空間膨張がニュートン-カルタン理論の基本的な分野として発生し、ニュートン宇宙論の古典的な定式化のように構築によって発生するのではないことを示します。ニュートン宇宙論における一般膨張法則のBuchert-Ehlers定理を復元します。
中性子捕獲断面積のイメージング：機械学習技術に基づくi-TEDの概念実証と将来の展望
| Title |
Imaging_neutron_capture_cross_sections:_i-TED_proof-of-concept_and_future_prospects_based_on_Machine-Learning_techniques |
| Authors |
V._Babiano-Su\'arez,_J._Lerendegui-Marco,_J._Balibrea-Correa,_L._Caballero,_D._Calvo,_I._Ladarescu,_C._Domingo-Pardo,_F._Calvi\~no,_A._Casanovas,_A._Tarife\~no-Saldivia,_V._Alcayne,_C._Guerrero,_M.A._Mill\'an-Callado,_M.T._Rodr\'iguez_Gonz\'alez,_M._Barbagallo,_O._Aberle,_S._Amaducci,_J._Andrzejewski,_L._Audouin,_M._Bacak,_S._Bennett,_E._Berthoumieux,_J._Billowes,_D._Bosnar,_A._Brown,_M._Busso,_M._Caama\~no,_M._Calviani,_D._Cano-Ott,_F._Cerutti,_E._Chiaveri,_N._Colonna,_G._Cort\'es,_M._A._Cort\'es-Giraldo,_L._Cosentino,_S._Cristallo,_L._A._Damone,_P._J._Davies,_M._Diakaki,_M._Dietz,_R._Dressler,_Q._Ducasse,_E._Dupont,_I._Dur\'an,_Z._Eleme,_B._Fern\',_ez-Dom\'inguez,_A._Ferrari,_P._Finocchiaro,_V._Furman,_K._G\"obel,_R._Garg,_A._Gawlik,_S._Gilardoni,_I._F._Gon\c{c}alves,_E._Gonz\'alez-Romero,_et_al._(79_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.10374 |
i-TEDは、コンプトンイメージング技術を活用して、飛行時間技術を使用した（$n、\gamma$）断面測定で優れた信号対バックグラウンド比を実現する革新的な検出システムです。この作品は、高解像度の飛行時間実験のためのi-TED装置の最初の実験的検証を提示し、バックグラウンド除去のために提案された概念を初めて示します。この目的のために、$^{197}$Au（$n、\gamma$）と$^{56}$Fe（$n、\gamma$）の両方の反応が、i-TEDデモンストレーターベースのCERNn\_TOFで測定されました。3つの位置感知検出器のみ。2つの\cds検出器も、i-TEDのパフォーマンスのベンチマークに使用されました。この研究のために構築されたi-TEDプロトタイプは、天体物理学的に関心のある$\sim$10〜keV中性子エネルギー範囲で、最先端の\cds検出器よりも$\sim$3高い検出感度を示しています。このホワイトペーパーでは、20個の位置検出器と機械学習技術に基づく新しい分析手法で構成される最終的なi-TEDアレイで達成可能なパフォーマンスのさらなる向上の視点についても説明します。
