eROSITA最終赤道深度調査での超銀河団の発見：X線特性、電波ハロー、および二重遺物
| Title |
Discovery_of_a_Supercluster_in_the_eROSITA_Final_Equatorial_Depth_Survey:_X-ray_Properties,_Radio_Halo,_and_Double_Relics |
| Authors |
V._Ghirardini,_E._Bulbul,_D._N._Hoang,_M._Klein,_N._Okabe,_V._Biffi,_M._Bruggen,_M._E._Ramos-Ceja,_J._Comparat,_M._Oguri,_T._W._Shimwell,_K._Basu,_A._Bonafede,_A._Botteon,_G._Brunetti,_R._Cassano,_F._de_Gasperin,_K._Dennerl,_E._Gatuzz,_F._Gastaldello,_H._Intema,_A._Merloni,_K._Nandra,_F._Pacaud,_P._Predehl,_T._H._Reiprich,_J._Robrade,_H._R\"ottgering,_J._Sanders_R._J._van_Weeren,_W._L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11607 |
SRG/eROSITAパフォーマンス検証フェーズで発見された新しいスーパークラスターのメンバークラスターのX線、光学、および無線のプロパティを調べます。140deg2eROSITAFinalEquatorialDepthSurvey（eFEDS）フィールドでは、z=0.36にある8つの銀河団の連鎖からなる未知の超銀河団を検出します。これらのメンバーの赤方偏移は、HSC測光測定によって決定されます。メンバーのR500までのX線の形態学的および動的特性、ガス、および総質量を調べ、eFEDSフィールドで検出されたクラスターの一般的な母集団と比較します。さらに、潜在的なWHIM検出のために、クラスターメンバー間のブリッジ領域のガスを調査します。LOFARとuGMRTを使用した無線追跡観測は、拡散放射を検索し、システムの動的状態を制約するために使用されます。eFEDSクラスターと比較して、この大規模フィラメントに埋め込まれたクラスターの銀河団ガスの形態学的パラメーターと特性に有意差は見られません。また、eROSITAデータによって提供される、暖かく熱い銀河間媒体の電子数密度と質量の上限も提供します。これらの限界は、銀河団の近くでの検出について以前に報告された値と一致しています。この超銀河団の北部のLOFARとuGMRTの追跡観測では、システム内の主要な合併活動の結果である2つの新しい電波遺物が見つかりました。これらの初期の結果は、eROSITAがスーパークラスターなどの大規模構造とそのメンバーの特性を調査する可能性を示しています。私たちの予測では、eROSITA全天調査の最終深度でeROSITA_DE領域にある3000個のメンバークラスターを持つ450個のスーパークラスターを検出できることが示され、宇宙ウェブに埋め込まれたスーパークラスターとその構成要素の特性の統計的研究が可能になります。
赤方偏移した21cmのバイスペクトルII：宇宙の夜明けからの信号に対するスピン温度変動と赤方偏移空間の歪みの影響
| Title |
Redshifted_21-cm_bispectrum_II:_Impact_of_the_spin_temperature_fluctuations_and_redshift_space_distortions_on_the_signal_from_the_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Mohd_Kamran,_Raghunath_Ghara,_Suman_Majumdar,_Rajesh_Mondal,_Garrelt_Mellema,_Somnath_Bharadwaj,_Jonathan_R._Pritchard,_Ilian_T._Iliev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11616 |
CosmicDawn（CD）からの21cm信号バイスペクトル（信号の非ガウス性を定量化する）の研究を紹介します。分析では、Ly$\alpha$結合とIGMのX線加熱用の2種類のソース（ミニQSOとHMXB）を考慮しながら、放射伝達コードGRIZZLYを使用して21cm信号をシミュレートしました。このシミュレートされた信号を使用して、すべての一意の$k$三角形とさまざまな$k$モードのCD21cmバイスペクトルを初めて推定しました。バイスペクトルの大きさと符号の赤方偏移の進化は、両方のソースモデルの一般的な傾向に従うことがわかります。ただし、バイスペクトルの大きさが最大値と最小値に達し、符号の反転を示す赤方偏移は、ソースモデルによって異なります。Ly$\alpha$カップリングとIGMのX線加熱が同時に発生すると、（ソースモデルに関係なく）小さな$k$三角形のバイスペクトルで2つの連続した符号反転が観察されます。1つはIGM加熱の開始時に発生し、もう1つはLy$\alpha$結合飽和の終了時に発生します。この機能は、原則として、CDの履歴を制限したり、特定のCDシナリオを識別したりするために使用できます。また、スピン温度（$T_{\rmS}$）の変動がバイスペクトルに与える影響を定量化します。$T_{\rmS}$の変動は、小さな$k$三角形のバイスペクトルの大きさに、Ly$\alpha$結合が飽和に達した段階で最大の影響を与えることがわかります。さらに、CDバイスペクトルに対する赤方偏移空間歪み（RSD）の影響を定量化した最初の企業でもあります。CD21cmバイスペクトルに対するRSDの影響は大きく（$>20\％$）、レベルはCDのステージとバイスペクトルが推定されている$k$三角形に依存することがわかります。
| Title |
Self-interacting_neutrinos,_the_Hubble_parameter_tension,_and_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Thejs_Brinckmann,_Jae_Hyeok_Chang,_Marilena_LoVerde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11830 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）とバリオン音響振動データを使用して、非標準ニュートリノ自己相互作用に対する宇宙論的制約の包括的な研究を行います。自己相互作用に参加することを許可されたニュートリノ状態の割合と、相対論的エネルギー密度N$_{\textrm{eff}}$がどのように変化するかによって区別される、ニュートリノ自己相互作用のさまざまなシナリオを検討します。具体的には、次のようなケースを研究します。すべてのニュートリノ状態が自己相互作用し、N$_{\textrm{eff}}$が変化する。追加の相互作用状態のエネルギーが変化する一方で、実験室の制約による緊張を緩和することを示す2つの種のフリーストリーム。そして、ニュートリノの可変部分は、標準模型の値に固定された、または変化させられた合計N$_{\textrm{eff}}$と自己相互作用します。新しいニュートリノ相互作用やN$_{\textrm{eff}}$の非標準値の説得力のある証拠はありません。いくつかのケースでは、より低い赤方偏移$z_{\textrm{dec}}\sim10^{3-4}$で発生するニュートリノデカップリングを伴う追加のモードが見つかります。新しいニュートリノの自己相互作用がいわゆる$H_0$張力を解決または緩和するかどうかを調べるために注意深い分析を行い、すべてのPlanck2018CMB温度および分極データが含まれている場合、これらの例のいずれも許容以上に張力を緩和しないことを発見します自由ストリーミング粒子で構成される変数N$_{\textrm{eff}}$。ニュートリノ相互作用に焦点を当てていますが、これらの制約はあらゆる軽い遺物粒子に適用できます。
急速に膨張する宇宙におけるNANOGravの結果とUVフリーズインの意味
NANOGravコラボレーションによって報告された最近のパルサータイミングデータは、周波数$f\sim10^{-8}〜\rmHz$での確率的重力波（GW）バックグラウンドの存在を示しています。標準模型（SM）ゲージの一重項フェルミオン$\chi$と一重項スカラー$\phi$で構成されるダークセクターは、どちらも$Z_4$対称性の下で帯電し、強いを介してこのような低周波GWを生成できることを示します。標準的な宇宙史の修正による一次相転移（SFOPT）。ここでは、エネルギー密度がスケールファクターで赤シフトする新しい宇宙種$\varphi$によって駆動される、BBN以前の時間での通常よりも速い膨張を想定しています。$\rho_\varphi\proptoa^{-\left（4+n\right）}$として。高速膨張パラメータ、再加熱温度、理論の有効スケールの選択に応じて、フリーズインを介して正しい暗黒物質（DM）の熱的残存粒子に対処することも可能です。NANOGravの結果を説明する成功した一次相転移とPLANCKで観察されたDMの存在量が、両方を説明するために$n\lesssim4$を必要とする高速拡張パラメーターに制限されることを示します。
機械学習と真髄と沼地予想の宇宙線図による再構成
| Title |
Machine_Learning_and_cosmographic_reconstructions_of_quintessence_and_the_Swampland_conjectures |
| Authors |
Rub\'en_Arjona_and_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12202 |
機械学習（ML）と宇宙誌の両方を使用して、真髄と沼地予想（SC）のモデルに依存しない再構成を提示します。特に、理論的分析とMLの相乗効果が、ダークエネルギーと修正された重力の性質に関する重要な洞察をどのように提供できるかを示します。宇宙クロノメーターからのハッブルパラメーター$H（z）$データを使用して、SCのMLおよび宇宙誌再構成が低赤方偏移での観測と互換性があることがわかります。最後に、成長率データ$f\sigma_8（z）$を含めて、2つの状態図、つまり$Hf\sigma_8$と$\eta-f\sigma_8$を介して、修正された重力宇宙論のモデルに依存しないテストを実行します。パラメータ$\eta$は、重力レンズデータに関連する$E_g$統計を介して取得されます。最初の図は$\Lambda$CDMモデルのエラー内で一貫していますが、2番目の図には$z\sim0.3$と$\sim4での1からの異方性応力の$\sim2\sigma$偏差があります。$z\sim0.9$での\sigma$偏差。したがって、一般相対性理論からの軽度の偏差を示しています。これは、今後の大規模構造調査でさらにテストできます。
速度に依存する相互作用する暗黒エネルギーと暗黒物質と完全流体のラグランジュ記述
| Title |
Velocity-dependent_interacting_dark_energy_and_dark_matter_with_a_Lagrangian_description_of_perfect_fluids |
| Authors |
Jose_Beltr\'an_Jim\'enez,_Dario_Bettoni,_David_Figueruelo,_Florencia_A._Teppa_Pannia,_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12204 |
ダークセクターが速度依存の結合を介して相互作用する2つの完全流体によって記述される宇宙論的シナリオを検討します。この結合は、コンポーネントの相対速度によって駆動されるダークセクターでの相互作用を引き起こします。したがって、バックグラウンドの進化は相互作用に気づかず、摂動されたオイラー方程式のみが1次で影響を受けます。完全流体のシュッツ-ソーキンラグランジュ定式化を使用してこのシステムを支配する方程式を取得し、ゴーストとラプラシアン不安定性を回避するための対応する安定条件を導き出します。特定の例として、暗黒エネルギーが高赤方偏移で放射流体として振る舞い、宇宙後期に宇宙定数になるモデルを研究します。このシナリオでは、両方の暗黒物質の相互作用が、遅い時間に暗黒物質のクラスター化を抑制することにつながることを示しています。また、初期の追加の暗放射とともにこのクラスタリングの抑制が、$\sigma_8$と$H_0$の緊張を同時に緩和できる可能性についても議論します。
太陽系と太陽系外惑星科学の間の基本的な関係
| Title |
The_Fundamental_Connections_Between_the_Solar_System_and_Exoplanetary_Science |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Giada_N._Arney,_Paul_K._Byrne,_Paul_A._Dalba,_Steven_J._Desch,_Jonti_Horner,_Noam_R._Izenberg,_Kathleen_E._Mandt,_Victoria_S._Meadows,_Lynnae_C._Quick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11628 |
過去数十年にわたって、何千もの惑星が私たちの太陽系の外で発見されました。これらの惑星は非常に多様性を示しており、それらの数が多いと、太陽系を惑星の構造、大気、建築、形成、進化のより広い文脈の中に置くための統計的な機会が提供されます。一方、太陽系外惑星科学の分野は、大気の特性評価、表面状態と内部の推測、居住性の可能性の評価という目標に向けて急速に前進しています。ただし、太陽系外惑星データの解釈には、太陽系からのみ取得可能な、その場のデータに依存する太陽系外惑星モデルの開発と検証が必要です。したがって、惑星科学と太陽系外惑星科学はどちらも、情報の双方向の流れとの共生関係から大きな恩恵を受けるでしょう。ここでは、惑星科学からの重要な教訓と未解決の質問について説明します。これらの研究は、さまざまな太陽系外惑星のトピックの基本的な側面に対処するために不可欠です。地球型惑星、木星型惑星、衛星、小天体など、太陽系小天体の主要なカテゴリに関するこれらのレッスンと質問の概要を説明します。これらの惑星科学の問題のうち、現在および将来の太陽系外惑星の発見に対する批判的な洞察をもたらす太陽系外惑星の観測量に変換される可能性のあるものの数について説明します。
地球型外惑星と太陽系外惑星の磁気圏：居住性と検出への影響
| Title |
Magnetospheres_of_Terrestrial_Exoplanets_and_Exomoons:_Implications_for_Habitability_and_Detection |
| Authors |
James_Green,_Scott_Boardsen,_and_Chuanfei_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11694 |
ハビタブル外惑星および/またはそれらの衛星を特徴づけることは最も重要です。ここでは、地球型外惑星と太陽系外衛星が結合した磁気圏が連携して、太陽系外惑星と太陽系外惑星の両方の初期大気を保護することを示す、磁場トポロジーモデリングの結果を示します。太陽系外惑星の磁気圏が太陽系外惑星の磁気圏空洞内にある場合、太陽系外衛星は保護磁気圏のように機能し、月が昼間にあるときに恒星風に直面する追加の磁気圏境界面を提供します。さらに、磁気リコネクションは、初期の太陽系外惑星と太陽系外衛星の間の大気交換のための重要な経路を作成します。太陽系外惑星の磁気圏が太陽系外惑星の磁気圏の外側にあるとき、それは強い恒星風に対する最初の防衛線になり、宇宙への太陽系外惑星の大気損失を減らします。このタイプの太陽系外衛星が磁化された太陽系外惑星からの電波放射をどのように変更するかについて簡単に説明します。
エウロパの後部半球の可視波長スペクトルへの内因性および外因性の寄与
| Title |
Endogenic_and_Exogenic_Contributions_to_Visible-wavelength_Spectra_of_Europa's_Trailing_Hemisphere |
| Authors |
Samantha_K._Trumbo,_Michael_E._Brown,_and_Kevin_P._Hand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11737 |
エウロパの後部半球の構成は、内因性の地質学的リサーフェシングと外因性の硫黄放射線分解の複合的な影響を反映しています。ハッブル宇宙望遠鏡で得られたエウロパの空間分解された可視波長スペクトルを使用して、後続の半球全体に複数のスペクトル特徴をマッピングし、それらの地理を大規模な地質、磁気圏爆撃、および表面色の分布と比較します。このような比較に基づいて、スペクトルのいくつかの側面を純粋に外因性の硫黄放射線分解生成物を示すものとして解釈し、他の側面を内因性物質と磁気圏硫黄の混合物から形成される放射線分解生成物を示すものとして解釈します。私たちのスペクトルに見られる2つの吸収の空間分布（近紫外線への広範な下降と530nmでの明確な特徴）は、地上の分光光度法から以前に示唆された硫黄同素体と一致しているように見えます。ただし、2つの追加機能（360nmでの吸収機能と赤色波長でのスペクトル勾配）の地理は、硫黄放射線分解によって変更された内因性物質とより一致しています。この材料の潜在的な候補として照射された硫酸塩を提案しますが、入手可能なデータで特定の種を特定することはできません。
海王星の最大の衛星であるトリトンは、寒くてかすんでいる雰囲気を持っています。1989年のボイジャーフライ中に表面近くのヘイズ層が発見されて以来、ヘイズ形成メカニズムは詳細に調査されていません。ここでは、Tritonで最初のヘイズ微物理モデルを提供します。私たちのモデルは、ヘイズ粒子のサイズと多孔性の両方の分布の変化を自己矛盾のない方法で解決します。C$_2$H$_4$氷の凝縮がある場合とない場合の、球体と凝集体のヘイズの形成をシミュレートしました。ヘイズ粒子は、質量に相当する球のサイズが$\sim0.1$-$1〜{\rm{\mu}m}$でフラクタル次元が$D_{\rmf}=1.8$-のフラクタル集合体に成長する可能性があります。-$2.2$。氷のないヘイズは、ボイジャー2号の紫外線観測と可視観測の両方を同時に説明することはできませんが、C$_2$H$_4$氷の凝縮を含めると2つのより良い解決策が得られます。氷の骨材の場合、必要な総ヘイズ質量流束は$\sim2\times{10}^{-15}〜{\rmg〜{cm}^{-2}〜s^{-1}}$です。氷球シナリオの場合、列統合C$_2$H$_4$生産率は$\sim8\times{10}^{-15}〜{\rmg〜{cm}^{-2}〜s^です。{-1}}$、および$\sim6\times{10}^{-17}〜{\rmg〜{cm}^{-2}〜s^{-1}}の氷のない質量流束$。短波長$<0.15〜{\rm{\mu}m}$でのUV掩蔽観測は、氷の凝集体をわずかに支持する可能性があります。ヘイズの光学的厚さとUVおよび可視光での前方散乱の程度を観察することで、トリトンのヘイズが将来のトリトンミッションで氷球であるか氷の集合体であるかを区別できるはずです。
ローマのコロナグラフ機器のシミュレーションとパフォーマンスモデリングのレビュー
| Title |
A_review_of_simulation_and_performance_modeling_for_the_Roman_coronagraph_instrument |
| Authors |
Ewan_S._Douglas,_Jaren_N._Ashcraft,_Ruslan_Belikov,_John_Debes,_Jeremy_Kasdin,_John_Krist,_Brianna_I._Lacy,_Bijan_Nemati,_Kian_Milani,_Leonid_Pogorelyuk,_A.J._Eldorado_Riggs,_Dmitry_Savransky,_and_Dan_Sirbu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12119 |
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡コロナグラフ機器（CGI）は、反射光で太陽系外惑星を特徴づけることができ、地球のような太陽系外惑星のスペクトルを取得する将来のミッションに不可欠な宇宙技術を実証します。ミッションと機器が設計の最終段階に移行するにつれて、検索深度計算機から詳細な回折モデルに至るまでのシミュレーションツールがさまざまなチームによって作成されました。公開されているデータセットとソフトウェアツールに特に焦点を当てて、これらの取り組みを要約します。これらには、スペックルおよび点像分布関数モデル、信号対雑音比計算機、および科学製品シミュレーション（例：破片ディスクおよび太陽系外惑星スペクトルの予測観測）が含まれます。このレビューは、CGI機器の技術的および科学的機能との関わりを促進するための参照として役立つことを目的としています。
移動IV。ホットジュピターHD189733bの大気組成に対する恒星XUVフラックス、宇宙線、および恒星エネルギー粒子の影響のモデリング
| Title |
MOVES_IV._Modelling_the_influence_of_stellar_XUV-flux,_cosmic_rays,_and_stellar_energetic_particles_on_the_atmospheric_composition_of_the_hot_Jupiter_HD_189733b |
| Authors |
Patrick_Barth,_Christiane_Helling,_Eva_E._St\"ueken,_Vincent_Bourrier,_Nathan_Mayne,_Paul_B._Rimmer,_Moira_Jardine,_Aline_A._Vidotto,_Peter_J._Wheatley,_Rim_Fares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12132 |
ホットジュピターは、太陽系外惑星の大気中でのプレバイオティクス合成への高エネルギー放射線の潜在的な寄与を研究するための貴重な自然実験室を提供します。MOVES（eVaporatingExoplanetとその星の多波長観測）プログラムのこの4番目の論文では、ホットジュピターHD189733bの大気中の有機分子と前生物分子の生成に対するさまざまなタイプの高エネルギー放射線の影響を研究します。私たちのモデルは、MOVESプログラムのX線およびUV観測と、3DMetOffice統合モデルの3D気候シミュレーションを組み合わせて、STAND2019ネットワークで大気組成と速度論的化学をシミュレートします。また、銀河宇宙線と恒星のエネルギー粒子の効果が含まれています。照射された昼側と影のある夜側の間の放射場の違いが、ホスト星のXUV放射の変動よりも化学物質の存在量の強い変化につながることがわかります。銀河宇宙線と恒星粒子の両方による大気のイオン化の指紋イオンとして、アンモニウム（NH4+）とオキソニウム（H3O+）を特定します。考えられるすべての種類の高エネルギー放射線は、シアン化水素（HCN）、ホルムアルデヒド（CH2O）、エチレン（C2H4）などの主要な有機分子の存在量を高める効果があります。後者の2つは、アミノ酸グリシン（C2H5NO2）の生成経路の中間体であり、JWSTで検出できる可能性があるほど豊富です。
地動説距離約4.1AUでの観測からのC / 2013 A1彗星（サイディングスプリング）の測光および動的研究
| Title |
A_Photometric_and_Dynamic_Study_of_Comet_C/2013_A1_(Siding_Spring)_from_Observations_at_a_Heliocentric_Distance_of_~4.1_AU |
| Authors |
Yu.S._Andrienko,_A.V._Golovin,_A.V._Ivanova,_V.N._Reshetnik,_S.N._Kolesnik,_S.A._Borisenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12172 |
大きなヘリオセントリック距離（4.1AU付近）での観測からの彗星C/2013A1（サイディングスプリング）の測光データの分析が提示されます。彗星C/2013A1（サイディングスプリング）は、ヘリオセントリック距離が比較的大きいにもかかわらず、激しい活動を示しています。彗星のコマの形態を分析します。次のパラメータが測定されます：カラーインデックスV-R、彗星のダストS'の反射率の正規化されたスペクトル勾配、およびダスト生成率Af\r{ho}。火星との接近遭遇後の彗星の軌道の進化について、数値シミュレーションが実行されます。最も可能性の高い値は、100年の期間にわたる彗星のケプラー軌道要素について得られます。彗星の軌道は、すべての太陽系惑星の軌道を通過した後もほぼ放物線のままです。
MUSE2D星の種族分析で明らかになったHydraIクラスターのBCGの中心にある保存された赤いナゲット
| Title |
A_preserved_red_nugget_in_the_heart_of_the_BCG_of_the_Hydra_I_cluster_revealed_with_MUSE_2D_stellar_population_analysis |
| Authors |
C.E._Barbosa,_C._Spiniello,_M._Arnaboldi,_L._Coccato,_M._Hilker,_T._Richtler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11609 |
赤いナゲットとして知られている受動的でコンパクトな高赤方偏移銀河の集団は、現在の巨大な初期型銀河の中心にあると考えられています。HydraIクラスターの中で最も明るい銀河であるNGC3311についてこのシナリオを調査します。これは、低速分散コアや拡張された恒星ハローなど、複数の構造コンポーネントを持つ巨大な初期型銀河です。MUSE観測を使用して、NGC3311の星の種族を2つの有効半径にマッピングし、その質量集合を過去にさかのぼって追跡します。最先端の単一星の種族モデルEMILESのカスタマイズおよび拡張バージョンと、新しく開発されたパラメトリック完全ベイズフレームワークを使用して、フルスペクトルフィッティングを使用して観測スペクトルをモデル化し、星の速度分散の2Dマップを作成します。年齢、総金属量、$\alpha$-元素、ナトリウムの存在量、および初期質量関数（IMF）の傾き。赤いナゲットとして識別されるコアは、$R\lesssim1.5$kpc内の光バジェットを支配し、速度分散が比較的小さくなっています（$\sigma_*\約180$kms$^{-1}$）、古く（ages$\gtrsim11$Gyr）、金属が豊富（[Z/H]$\sim0.2$および[Na/Fe]$\sim0.4$）で、底部が重いIMF（勾配$\Gamma_b\sim2.4$）。外側の領域では、星はますます熱くなり、若くなり、金属とナトリウムが少なくなり、$\alpha$元素が豊富になり、ガラクトセントリック距離が長くなるにつれてIMFの傾きはシャブリエのようになります。NGC3311の複数の構造コンポーネントは、NGC3311の2相形成シナリオの期待を裏付けています。このシナリオでは、赤いナゲットが最初に非常に短い高z星形成エピソードで形成され、その後、衛星。興味深いことに、外側の星の種族には過剰な[$\alpha$/Fe]があります。これは、銀河団の中心にあるNGC3311が急速に急冷された衛星から星を降着させたためと考えられます。[要約]
3C187のメガパーセクスケールでの拡張X線放射を覗き込む
| Title |
Peering_Into_the_Extended_X-ray_Emission_on_Megaparsec_Scale_in_3C_187 |
| Authors |
A._Paggi,_F._Massaro,_H._A._Pena-Herazo,_V._Missaglia,_F._Ricci,_C._Stuardi,_R._P._Kraft,_G._R._Tremblay,_S._A._Baum_and_B._J._Wilkes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11610 |
環境。電波銀河を取り巻く拡散X線放射は、一般に、宇宙マイクロ波背景放射（IC/CMB）での非熱放射電子の逆コンプトン散乱によるもの、または宇宙マイクロ波背景放射（IC/CMB）の高温ガスから生じる熱放射によるものとして解釈されます。そのような銀河をホストする銀河クラスターに浸透する銀河間媒体（IGM）、または両方の組み合わせとして。この作業では、その拡散X線放射を調査し、これらのさまざまな物理的メカニズムの寄与を制約するために、ラジオ銀河3C187のチャンドラ観測のイメージングとスペクトル分析を提示します。目的。この作業の主な目標は、（i）この線源からの拡散X線放射の拡大を評価すること、（ii）その起源を説明できる2つの主要なプロセス（IC/CMBとIGM-および（iii）3C187が銀河団に属する可能性をテストします。これは、観測された拡散X線放射を説明できます。メソッド。3C187周辺のX線放射の広がりを評価するために、電波軸に沿って、また電波軸を横切って表面フラックスプロファイルを抽出しました。また、電波を利用して、電波ローブの領域とクロスコーン領域のX線スペクトルを抽出し、観測された放射に対する非熱（IC/CMB）および熱（IGM）プロセスの寄与を推定しました。（VLAおよびGMRT）ローブから発生する多波長放射を調査するためのデータ。Pan-STARRS測光データを収集して、3C187をホストする銀河団の存在を調査し、色空間内の銀河の密集した形でソースフィールドに「赤いシーケンス」が存在するかどうかを調べました。
原子的に冷却された原始ハローの崩壊。 I.ハイライマン-ヴェルナーの背景
| Title |
The_Collapse_of_Atomically-Cooled_Primordial_Haloes._I._High_Lyman-Werner_Backgrounds |
| Authors |
Samuel_J._Patrick,_Daniel_J._Whalen,_Jacob_S._Elford,_Muhammed_A._Latif |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11612 |
原子冷却は急速なバリオン崩壊を引き起こし、10$^4$-10$^5$M$_{\odot}$ブラックホールシードを生成する可能性があるため、原始的なクエーサー形成のサイトの主要な候補は、原始的な原子冷却ハローです。しかし、これまで、ブラックホールを形成するのに必要な時間、崩壊に続いて、広範囲のハロースピンとアセンブリ履歴を使用した数値シミュレーションはありませんでした。超大質量星が直接崩壊ブラックホール（DCBH）として形成され、死ぬのに十分な時間、原子冷却されたハローでのバリオン崩壊の宇宙論的シミュレーションを実行しました。私たちのシミュレーションは、$\sim$500kyr後のハローの中心での降着円盤の断片化がほぼ遍在し、ほとんどの場合、バイナリまたは複数の超大規模な恒星系の形成につながることを明らかにしています。彼らはまた、これらの星がDCBHを形成するのに必要な時間、急速なバリオン崩壊が進行することを確認しています。私たちの発見は、DCBHとLISAの合併による重力波と、今後10年間にJamesWebbSpaceTelescopeと地上望遠鏡を使用した近赤外線での潮汐破壊現象を検出するというエキサイティングな可能性をもたらします。
高速電波バーストホスト環境の高解像度ビュー
| Title |
A_High-Resolution_View_of_Fast_Radio_Burst_Host_Environments |
| Authors |
Alexandra_G._Mannings,_Wen-fai_Fong,_Sunil_Simha,_J._Xavier_Prochaska,_Marc_Rafelski,_Charles_D._Kilpatrick,_Nicolas_Tejos,_Kasper_E._Heintz,_Shivani_Bhandari,_Cherie_K._Day,_Adam_T._Deller,_Stuart_D._Ryder,_Ryan_M._Shannon,_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11617 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST/WFC3）の、3つの既知の繰り返しFRBのホストを含む、1秒未満のローカリゼーションを持つ8つの高速電波バースト（FRB）ホスト銀河の紫外線および赤外線観測を紹介します。ホスト銀河の光分布に関してそれらの空間分布と位置を定量化し、1.4$r_e$（[0.6,2.1]$r_e$;68％間隔）の中程度のホスト正規化オフセットで発生し、より暗い領域で発生することを発見しました。IR光の観点から彼らのホストの、しかし全体的に彼らの銀河におけるIR光の放射状の分布をたどります。テストした分布のFRBは、既知の前駆体を持つ他の一時的な母集団の分布を明確に追跡しておらず、LGRB、Hの少ないSLSNe、SGRB、およびCaが豊富な一時的な場所と統計的に異なります。さらに、ほとんどのFRBは、それらのホストの平均グローバル値と比較して、局所的な星形成率と恒星の質量表面密度が高い領域にないことがわかります。また、FRBの位置$m_{\rmIR}\gtrsim\！24.8-27.6$〜AB〜magでIRフラックスの上限を設定し、衛星銀河と背景銀河の両方を、FRB121102のホスト光度よりもはるかに低い光度に制限します。5/8FRBホストは、IR光で明確な渦巻腕の特徴を示し、そのようなホストにあるすべてのよく局在化したFRBの位置は、最も明るい領域ではありませんが、渦巻腕と一致していることがわかります。私たちの結果は、最も重い（剥ぎ取られたエンベロープ）星、またはキックと長い遅延時間を必要とするイベント（中性子星合体）のいずれかに接続されているFRBの主要な前駆体チャネルを強くサポートしていません。
高赤方偏移でのLy $ \ alpha $エミッターの観測
この一連の講義では、高$z$Ly$\alpha$エミッター（LAE）と関連する科学的トピックについての観察的理解を確認します。1990年代後半にLAEが発見されて以来、$z\sim0$から$z\sim10$で1万を超えるLAEが測光（分光）で識別されています。これらのLAEの大規模なサンプルは、銀河形成と宇宙の再電離という2つの主要な天体物理学的問題に対処するのに役立ちます。統計的研究により、LAEの物理的特性の全体像が明らかになりました。若い星の種族、顕著な光度関数の進化、コンパクトな形態、金属/ダスト含有量の少ない高度にイオン化された星間媒体（ISM）、暗黒物質ハローの質量が小さいことです。典型的なLAEは、低質量の高$z$銀河、矮小銀河の高$z$アナログを表しており、そのうちのいくつかは種族III銀河の候補であると考えられています。これらの観察研究はまた、物理的起源が議論されている、Ly$\alpha$ブロブと呼ばれる$\sim10-100$kpcに拡張されたまれな明るいLy$\alpha$ソースを特定しました。LAEは、宇宙マイクロ波背景放射と21cmの観測を補完する、銀河間媒体（IGM）の中性水素によって与えられるLy$\alpha$減衰翼吸収による、宇宙の再電離履歴のプローブとして使用されます。低質量で高度にイオン化されたLAEの集団は、宇宙の再電離の主要な原因となる可能性があります。宇宙の再電離のための電離光子の予算は制約されていますが、パラメータには大きな観測の不確実性が残っています。銀河の形成と宇宙の再電離を超えて、銀河周辺の媒体や大規模構造のフィラメントにおける{\scHi}ガスの分布など、科学の最前線でのLAEのいくつかの新しい使用法が提案されています。JWST、ELT、SKAなどの進行中のプログラムと将来の望遠鏡プロジェクトは、科学のフロンティアの地平を押し上げるでしょう。
$ {\ bf ^ 3He ^ {\ bf +}} $のグリーンバンク望遠鏡による観測：惑星状星雲
グリーンバンク望遠鏡を使用して、4つの銀河惑星状星雲（NGC3242、NGC6543、NGC6826、およびNGC7009）のサンプルから$^3He^+$放射を検索します。原始核合成の時代には、軽元素$^2H$、$^3He$、$^4He$、および$^7Li$はかなりの量で生成され、その後、これらの存在量は主に星によって変更されました。ミルキーウェイディスク全体に位置するHII領域での$^3He^+$の観測は、$^3He/H$存在比（「$^3He$高原」）の変化がほとんどないことを示しています。星での$^3He$の生成はごくわずかです。これは、いくつかの惑星状星雲で報告されているはるかに高い$^3He/H$存在比とは対照的です。この不一致は「$^3He$問題」として知られています。$^3He^+$遷移と同時に観測された電波再結合線を使用して、これらの観測が達成するスペクトル感度の堅牢な評価を行います。$\sim$1〜2mKの強度でスペクトル線を検出しますが、これらのレベルでは、機器の影響により、正確なスペクトル線パラメーターを測定する能力が損なわれます。NGC3242での$^3He^+$の以前の検出の報告を確認していません。また、どのソースからの$^3He^+$放出も検出していません。この結果は、惑星状星雲からの$^3He^+$放出の報告されたすべての検出に疑問を投げかけています。ここでNGC3242について導き出した$^3He/H$の存在量の上限は、$^3He$の標準的な恒星の生成と一致しないため、ある種の追加の混合プロセスが低質量の星で動作する必要があります。
| Title |
On_the_formation_and_stability_of_fermionic_dark_matter_halos_in_a_cosmological_framework |
| Authors |
Carlos_R._Arg\"uelles,_Manuel_I._D\'iaz,_Andreas_Krut,_Rafael_Yunis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11709 |
無衝突の自己重力システムの形成と安定性は長年の問題であり、それは暴力的な緩和に関するD.リンデンベルの研究にまでさかのぼり、暗黒物質（DM）ハローのガラス化の問題にまで及びます。このような緩和プロセスの重要な予測は、粗視化エントロピーの極値に達したときに、球形の平衡状態がフェルミ-ディラック位相空間分布によって記述できることです。DMフェルミ粒子の場合、最も一般的な解決策は、希釈されたハローに囲まれた縮退したコンパクトなコアを発達させます。最近示されているように、後者は銀河の回転曲線を説明することができますが、DMコアは中央のブラックホールを模倣することができます。まだ未解決の問題は、この種の天体物理学的コアハロー構成がまったく形成できるかどうか、そしてそれらが宇宙論的タイムスケール内で安定したままであるかどうかです。ミクロカノニカルアンサンブルで熱力学的安定性解析を実行し、宇宙論的フレームワークでのハローガラス化で与えられた粒子数のソリューションを評価します。上記のコアハロDMプロファイルが安定しており（つまり、エントロピーの最大値）、非常に長寿命であることを初めて実証しました。フェルミオンコアが超大質量ブラックホールに向かって崩壊するコアハロー解の不安定性の開始時に臨界点の存在を発見します。keV範囲の粒子質量の場合、コア崩壊は$M_{\rmvir}\gtrsim10^9M_\odot$でのみ発生する可能性があります。。私たちの結果は、コアハロー形態を持つDMハローが構造形成の非線形段階内で非常にもっともらしい結果であることを証明しています。
へび座フィラメントの物理的および化学的構造-高速形成と重力駆動降着
| Title |
Physical_and_chemical_structure_of_the_Serpens_filament_--_fast_formation_and_gravity-driven_accretion |
| Authors |
Y._Gong,_A._Belloche,_F._J._Du,_K._M._Menten,_C._Henkel,_G._X._Li,_F._Wyrowski,_R._Q._Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11924 |
へび座フィラメントは、比較的近くの分子雲にある顕著な細長い構造であり、進化の初期段階にあると考えられているため、その物理的および化学的特性を研究することで、フィラメントの形成と初期の進化に光を当てることができます。主な目標は、$\sim$0.07pcの空間分解能と$\lesssim$0.1〜km〜s$^{-1}のスペクトル分解能で、へび座フィラメントの物理的および化学的特性と動的状態に対処することです。$。$^{13}$CO（1--0）、C$^{18}$O（1--0）、C$^{17}$O（1--0）、$^{13を実行しました}$CO（2--1）、C$^{18}$O（2--1）、およびC$^{17}$O（2--1）Institutdeによるへび座フィラメントへのイメージング観測RadioastronomieMillim{\'e}trique30m（IRAM-30m）およびAtacamaPathfinderEXperiment（APEX）望遠鏡。このフィラメントでは、広範囲にわたる狭い$^{13}$CO（2--1）の自己吸収が観察され、$^{13}$COの形態がC$^{18}$によってトレースされたフィラメント構造とは異なります。OおよびC$^{17}$O。私たちの励起分析は、C$^{18}$O遷移の不透明度がほとんどの地域で1より高くなることを示唆しており、この分析は広範囲にわたるCO枯渇の存在を確認しています。さらに、局所的な速度勾配は、周辺のフィラメントの長軸に垂直であり、大規模な磁場方向に平行である傾向があることを示します。局所的な速度勾配の大きさは、フィラメントの頂上に向かって減少します。観測された速度構造は、重力駆動の降着流の結果である可能性があります。C$^{18}$Oフリーズアウトプロセスの等時性進化トラックは、フィラメントが$\lesssim$2Myrの年齢で若いことを示しています。へび座フィラメントは、周囲のガスから物質を活発に降着させているように見える、新しく形成されたわずかに超臨界の構造であることを提案します。
近くの銀河の面分光法による超新星の遅延時間分布
| Title |
The_delay_time_distribution_of_supernovae_from_integral-field_spectroscopy_of_nearby_galaxies |
| Authors |
Asier_Castrillo,_Yago_Ascasibar,_Llu\'is_Galbany,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_Carles_Badenes,_Joseph_P._Anderson,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Joseph_D._Lyman,_Angeles_I._D\'iaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11958 |
さまざまな超新星（SN）タイプの遅延時間分布（DTD）を制約することで、銀河のダイナミクスに影響を与える銀河の化学的濃縮とフィードバックプロセスのタイムスケール、およびSN前駆体の特性に光を当てることができます。ここでは、ホスト銀河の面分光法（IFS）に基づいてSNDTDを回復するためのアプローチを紹介します。102個の銀河にある116個の超新星のサンプルの統計分析を使用して、SNタイプIa（73）、II（28）、およびIb/c（15）のさまざまなDTDモデルを評価します。最適なSNIaDTDは、指数$\alpha=-1.1\pm0.3$（50\％信頼区間）と時間遅延（星形成と最初のSNeの間）$\Deltaのべき乗則であることがわかります。=50^{+100}_{-35}〜Myr$（50\％CI）。コア崩壊（CC）SNeについては、Zapartasetal。（2017）単一およびバイナリの恒星進化のDTDモデルは、私たちの結果と一致しています。SNeIIおよびIb/cの場合、$\sigma=82^{+129}_{-23}〜Myr$および$\sigma=56^{+141}_{-のガウスDTDモデルとの相関が見つかります。9}〜Myr$（50\％CI）それぞれ。この分析は、面分光法がローカル宇宙でSNDTDモデルを研究する新しい方法を開くことを示しています。
電波銀河における直線偏光の低周波研究
| Title |
A_low_frequency_study_of_linear_polarization_in_radio_galaxies |
| Authors |
Vijay_H._Mahatma,_Martin_J._Hardcastle,_Jeremy_Harwood,_Shane_P._O'Sullivan,_George_Heald,_Cathy_Horellou_and_Daniel_J._B._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11990 |
電波銀河は直線偏光です。これは、電波源とその環境の磁場の特性を推測できる重要な特性です。ただし、低周波数では、ファラデー回転によって放射が大幅に偏光解消されます。つまり、低周波数で知られている偏光電波銀河は比較的少数です。150MHzおよび20秒角の分解能でのLOFAR2メートル空調査を使用して、50mJyより明るく100秒角より大きい角度サイズの342個の電波銀河を選択します。そのうち67個は偏光しています（検出率18％）。これらは主にFanaroffRileyタイプII（FR-II）ソースです。検出率は全磁束密度とともに増加し、1Jyより明るい光源では50％を超えます。LOFARによって検出されたサンプルのソースを1400MHzのNVSSでも検出されたソースと比較すると、明るい電波銀河への選択バイアスにより、1400〜150MHzで偏光解消されたソースがその周波数範囲でより平坦なスペクトルを持つ傾向があることがわかります。150MHzで分極されたままのもの。観測された回転測定値を分析モデルと比較することにより、低質量環境のソースに優先的に敏感であることがわかります。また、1つの偏光ホットスポットを持つ光源は視線に対して小さな角度で傾斜しているのに対し、両方のローブにホットスポットがある光源は空の平面にあると推測します。電波銀河の低周波偏波は、環境、フラックス密度、ジェット方位の組み合わせに関係していると結論付けています。
バルジと初期型銀河のスケーリング関係について
バルジの形態と進化の歴史の研究は、関連するスケーリング関係とともに、銀河の形成と進化の研究に不可欠です。以前の研究（Pastrav2020）に続いて、KINGFISH/SINGS調査から得られた近くの渦巻銀河と初期型銀河の代表的なサンプルの詳細な構造解析を示します。バルジの測光パラメータは、GALFITデータ分析アルゴリズムを使用したバルジディスク分解から取得されます。Pastravらで以前に得られた方法と修正。（2013a、b）は、固有の測光および構造バルジパラメータを導出するために使用され、投影およびダストの影響を補正します。光学領域での主なバルジスケーリング関係とブラックホール関係（観測されたものと固有のものの両方）を示します。渦巻銀河のバルジは初期型銀河よりも急な傾斜関係にあり、渦巻銀河の方が渦巻銀河の傾斜とゼロ点に重要な変化をもたらすダストと傾斜の影響が見られます。バルジS\'{e}rsicインデックス（$n_{b}$）のしきい値と組み合わせたコルメンディ関係は、バルジの正確な形態学的分離を明確に生成しないが、$n_{b}$-bulge-対総フラックス比（$B/T$）と$B/T$-恒星の質量（$M_{\star}$）は、異なる形態のバルジ間、または初期型と後期型の銀河を区別するために使用できます。。渦巻のバルジと初期型銀河、バルジの光度（または絶対等級）とS\'{e}rsicインデックスの間、および中央のブラックホールの質量とバルジの間の2つの異なる固有の関係の存在を確認します。それぞれ、光度。エラーの範囲内で、すべてのバルジについて統一された固有のブラックホール質量-$n_{b}$の関係を確認します。前述のすべての関係のパラメータは、他の作品に見られる値と一致しています。
スバルHSC調査における$ z> 1 $での[OII]エミッターの角度クラスタリングとホストハロー特性
| Title |
Angular_clustering_and_host_halo_properties_of_[OII]_emitters_at_$z_>1$_in_the_Subaru_HSC_survey |
| Authors |
Teppei_Okumura,_Masao_Hayashi,_I-Non_Chiu,_Yen-Ting_Lin,_Ken_Osato,_Bau-Ching_Hsieh,_Sheng-Chieh_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12224 |
スバルハイパーサプリムカム（HSC）調査を使用して、星形成銀河の角度相関関数と、$z>1$でのそれらのホスト暗黒物質ハローの特性を研究します。Deep/UltraDeepレイヤーでは、2つの狭帯域（NB）フィルターNB816とNB921を使用して識別された[OII]エミッターを使用します。これらは、それぞれ$16.3〜{\rmdeg}^2$と$16.9〜{\の大きな角度領域をカバーします。rmdeg}^2$。サンプルには、それぞれ$z=1.19$（NB816）と$z=1.47$（NB921）に8302と9578[OII]エミッターが含まれています。$0.001<\theta<1$[deg]の広い角度範囲で、バイアス$b=1.61^{+0.13}_{-0.11}$（$z=1.19$）および$で強いクラスタリング信号を検出します。b=2.09^{+0.17}_{-0.15}$（$z=1.47$）。また、単純なべき乗則形式からの相関の明らかな偏差も見つかります。測定されたクラスタリング信号を解釈するために、星形成率によって選択された銀河の空間分布を説明するために構築されたハロー占有分布（HOD）モデルを採用します。観測された相関関数と数密度は、最適なHODモデルによって同時に説明されます。制約付きHODモデルから、[OII]エミッターをホストするハローの平均質量は$\log{M_{\rmeff}/（h^{-1}M_\odot）}=12.70^{+0.09と導出されます。}_{-0.07}$と$12.61^{+0.09}_{-0.05}$はそれぞれ$z=1.19$と$1.47$で、現在の質量$M\sim1.5\timesでハローになります10^{13}h^{-1}M_\odot$。[OII]エミッターサンプルの衛星部分は$f_{\rmsat}\sim0.15$であることがわかります。これらの値はすべて、同様のサンプルの以前の研究と一致していますが、サンプルの数密度が高く、角度範囲が広いため、より厳しい制約が得られます。この論文で[OII]エミッターのホストハローについて得られた結果は、スバルプライムフォーカススペクトログラフ調査などの今後の輝線銀河調査に適用できると期待されています。
拡散星間物質中のOH：物理モデリングと今後のSKA前駆体/パスファインダー調査による展望
| Title |
OH_in_the_diffuse_interstellar_medium:_physical_modelling_and_prospects_with_upcoming_SKA_precursor/pathfinder_surveys |
| Authors |
Sergei_Balashev,_Neeraj_Gupta,_Daria_Kosenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12241 |
ヒドロキシル（$\rmOH$）は、分子$\rmH_2$とともに低温ガス（$T\sim100$K）で効率的に形成されることが知られており、星間物質の拡散分子ガスの効率的なトレーサーとして使用できます。中（ISM）。$\rmH\、I/H_2$遷移と主要な化学反応のネットワークの縮小を説明する単純な形式を使用して、拡散ISM内のO含有分子の存在量を推定するための半分析的処方箋を提示します。私たちの処方に基づく予測は、完全な反応ネットワークを利用するMEUDONPDRコードを使用して得られた推定値とよく一致していることを示しています。$\rmOH/H\、I$と$\rmOH/H_2$の相対存在量の、物理的条件の変化、つまり金属量、数密度（$n$）、宇宙線イオン化率への依存性を調査します。（$\zeta$）および媒体内のUVフィールドの強度（$\chi$）。銀河系ISMで観測された$\rmOH/H\、I$の存在量は、$n\sim50$cm$^{-3}$、$\chi\sim1$（Mathis）のモデルで再現できることがわかりました。フィールド）および$\zeta\sim3\times10^{-17}$s$^{-1}$で、これらの値の周囲に約1dexの変動が許容されます。$z\sim3$での制約付き$\rmH_2$列密度分布関数を使用して、$\rmOH$列密度分布関数を推定し、今後の大規模な電波吸収線調査で将来の見通しについて話し合います。
太陽の$ pp $連鎖反応の詳細：光メディエーターの陽子への結合の制約
| Title |
A_closer_look_at_the_$pp$-chain_reaction_in_the_Sun:_Constraining_the_coupling_of_light_mediators_to_protons |
| Authors |
Anna_M._Suliga,_Shashank_Shalgar_(Niels_Bohr_Institute),_George_M._Fuller_(University_of_California,_San_Diego) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11620 |
核反応の$pp$チェーンは、太陽のエネルギー生産の主要なルートです。その反応シーケンスの最初のステップでは、陽電子と電子ニュートリノを放出して、2つの陽子を重水素原子核に変換します。この反応は弱い相互作用であるため非常に遅く、重要なことに、クーロン障壁を通過する量子トンネリングが含まれます。標準模型では反応速度は高い信頼性で計算できますが、太陽エネルギーでは測定されていません。非標準のメディエーターによって引き起こされる相互作用が存在する場合、太陽におけるこの反応の速度が変化する可能性があります。現在の太陽系の年齢に対する太陽進化の自己無撞着な計算を実行し、太陽ニュートリノの結果を含む太陽の測定された特性と比較することによって、2つの陽子間のそのような非標準的な相互作用を精査します。これにより、これらの標準模型を超えるシナリオでのメディエーターの質量と結合に対する制約が得られます。これらの非標準パラメータに対する制約は、太陽の金属量と太陽ニュートリノCNOフラックスの値に対する信頼性を高めることでさらに拡張できます。
R_500を超えた猛烈な人生：SRG / eROSITAを使ったかみのけ座銀河団のX線写真。 I. X線形態、最近の合併、および無線ハロー接続
| Title |
Tempestuous_life_beyond_R_500:_X-ray_view_on_the_Coma_cluster_with_SRG/eROSITA._I._X-ray_morphology,_recent_merger,_and_radio_halo_connection |
| Authors |
E._Churazov,_I._Khabibullin,_N._Lyskova,_R._Sunyaev,_and_A.M._Bykov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11627 |
これは、キャリブレーションとパフォーマンス検証の観測の過程で得られた\textit{SRG}/eROSITAX線データを使用したかみのけ座銀河団の一連の研究の最初の論文です。データは、クラスター周辺の$\sim3^\circ\times3^\circ$領域をカバーし、通常の露出時間は20ksを超えます。機器の背景の安定性とスキャンモードでの\textit{SRG}天文台の動作により、コマから$\sim1.5R_{200}$の距離までの拡散放射の研究のための優れたデータセットが提供されました。センター。この研究では、X線観測（SZデータとの組み合わせでも）によって明らかにされた豊富な形態について議論し、最も顕著な特徴は、NGC4839グループとの最近の（進行中の）合併によって自然に説明できると主張します。特に、グループとクラスターを接続するかすかなX線ブリッジを特定します。これは、NGC4839がすでにメインクラスターを通過したことの説得力のある証拠です。Comaコア内のガスは、2つの衝撃を受けました。最初は、数Gyr前にクラスターを最初に通過したときにNGC4839によって駆動された衝撃であり、最近では、ガスがコア内の準静水圧平衡。一次衝撃波を通過した後、ガスは、ガスがミニ降着衝撃波によって再び圧縮されるまで、電子の放射損失が小さい希薄化領域で多くの時間を費やす必要があります。「滑走路」の合併ショックとは異なり、ミニ降着ショックは下流の希薄化領域を特徴としないため、電波放射はより長く存続することができます。このような2段階のプロセスは、かみのけ座銀河団における電波ハローの形成を説明するかもしれません。
周期的な無線周波数干渉のフーリエ領域切除
時間領域の無線データにおけるパルサーと高速電波バースト（FRB）の発見と研究は、無線周波数干渉（RFI）によって妨げられることがよくあります。この地上のRFIの一部は衝動的で明るく、比較的簡単に識別して削除できます。しかし、他の人為的信号は弱いが周期的であり、それらの持続性は天体物理学的信号をかき消す可能性があります。ここでは、周期的なRFIのフーリエ領域切除が、弱い宇宙信号を検出する上で効果的かつ強力なステップであることを示します。この方法を適用すると、過渡的および周期的なパルサー信号の信号対雑音比が大幅に向上することがわかります。ライブ研究では、パルサーとFRBからの単一パルスを検出しましたが、そうでなければバックグラウンドノイズに埋もれていたでしょう。この方法がパルサーパルス形状に悪影響を及ぼさず、タイミングキャンペーンを強化することを示します。多数の大型電波望遠鏡からの実際のデータでこの方法を示し、フーリエドメインRFI切除により、天体物理学的ソースに対する有効感度が大幅に向上し、強い場合は1桁よりも大きくなる可能性があると結論付けています。RFI。このメソッドの高速実装は、標準の時間領域無線データ形式で実行され、公開されています。
2016年のH1743-322の爆発のアストロサット観測
| Title |
AstroSat_Observation_of_2016_Outburst_of_H_1743-322 |
| Authors |
Swadesh_Chand,_V._K._Agrawal,_G._C._Dewangan,_Prakash_Tripathi_and_Parijat_Thakur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11656 |
2016年の低気圧の爆発中に行われた単一のAstroSat観測で、$\sim0.6$Hzと$\sim1.2$Hzのそれぞれの周波数での高次高調波とともにタイプC準周期振動（QPO）の検出を示します。-質量ブラックホールX線連星H〜1743--322。これらの周波数は、同時の\textit{XMM-Newton}と\textit{NuSTARに見られる周波数に対して、QPOの場合は$\sim0.4$Hz、高次高調波の場合は$\sim0.8$Hzだけシフトしていることがわかります。}AstroSat観測より5日遅れて行われた観測で、システムの特定の幾何学的変化を示しています。ただし、QPOの重心周波数と高次高調波はエネルギーによって変化せず、エネルギーに依存しない性質を示しています。エネルギーを伴うQPOの分数rmsの減少傾向は、低/ハード状態でのこのソースの以前の結果と一致しています。光子指数の値（$\Gamma\sim1.67$）は、この特定の観測中に光源が低/ハード状態にあったことも示しています。さらに、同じバースト中の\textit{XMM-Newton}観測と同様に、$\sim1-5$Hzの周波数範囲で$\sim21$msのハードラグが見つかります。平均化されたタイムラグとエネルギーの間の対数線形傾向は、降着円盤の外側部分から内側の高温領域への質量降着率の変動の伝播を示しています。
ポピュレーションIIIマイクロクエーサーのジェットによって駆動される赤道流出
星の1つがブラックホールに崩壊すると、種族IIIの連星系はマイクロクエーサーに進化する可能性があります。コンパクトな物体がエディントンの速度よりも速い速度で物質を降着させると、強い放射圧によって駆動される強力なジェットと風が形成されるはずです。ジェット風形成領域を超えたスケールでの人口IIIマイクロクエーサーのモデルのためのジェット風システムの構造を調査します。相対論的流体力学シミュレーションを使用して、ジェットとディスク風の間の運動力の比率がシステムの構成を決定することがわかります。電力が風によって支配されている場合、ジェットは狭いチャネルを満たし、高密度の流出によってコリメートされます。ジェットがシステムのパワーを支配すると、そのエネルギーの一部が迂回され、風が準赤道流に変わり、ジェットが広がります。シミュレーションの結果から、バイナリシステムのサイズのオーダーのスケールでの準赤道風の影響の半分析計算を実装します。私たちの結果は、PopulationIIIマイクロクエーサーがガンマ線と相対論的粒子を初期の銀河間媒体に注入し、バイナリシステムから遠い距離での再電離に寄与する可能性があることを示しています。
HMXB Cen X-3のX線変動：不均一な付着流の証拠
| Title |
X-ray_variability_of_the_HMXB_Cen_X-3:_evidence_for_inhomogeneousaccretion_flows |
| Authors |
Graciela_Sanjurjo-Ferr\'in,_Jose_Miguel_Torrej\'on,_Konstantin_Postnov,_Lida_Oskinova,_Jose_Joaqu\'in_Rodes-Roca_and_Guillermo_Bernabeu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11683 |
CenX-3は、ロッシュローブオーバーフローを動力源とするコンパクトな高質量X線連星です。2つの尖ったXMM-Newton観測の位相分解X線スペクトルおよびタイミング分析を提示します。最初の問題は、光源の通常の状態で、光度が$L_{\rmX}\sim10^{36}$ergs$^{-1}$のときに発生しました。この観測は、軌道位相$\phi=0.00-0.37$、つまり日食からの出口をカバーしていました。出口の光度曲線は高度に構造化されており、独特の間隔を示しています。我々は、異なる間隔が異なる放出構造の出現に対応すると主張する。光度曲線分析により、コンパクト星の周りのそのような構造のサイズを推定することができます。その中で最も目立つのは、ロッシュローブの半径のオーダーのサイズ$\sim0.3R_{*}$です。出口の間、高度にイオン化された種からのFe輝線の相当幅は、X線連続体が成長するにつれて減少します。一方、中性付近のFeからのFeK$\alpha$線の相当幅は強くなります。この線は、降着流のX線照明が原因で形成されている可能性があります。2番目の観測は、線源がX線の10倍明るく、軌道相$\phi=0.36-0.80$をカバーしているときに行われました。高状態のX線光度曲線はディップを示しています。これらの低下は吸収によって引き起こされるのではなく、降着流の不安定性が原因である可能性があります。約1000秒の典型的なディップ期間は、巨大なドナー星の塊状の恒星風の降着に起因するタイムスケールよりもはるかに長いですが、降着円盤の内側の半径での粘性のタイムスケールに似ています。
ARizona Observatories（SAGUARO）を使用した重力波後の検索：高度なLIGO / Virgoの3回目の観測実行からの観測と分析
| Title |
Searches_after_Gravitational_Waves_Using_ARizona_Observatories_(SAGUARO):_Observations_and_Analysis_from_Advanced_LIGO/Virgo's_Third_Observing_Run |
| Authors |
K._Paterson,_M._J._Lundquist,_J._C._Rastinejad,_W._Fong,_D._J._Sand,_J._E._Andrews,_R._C._Amaro,_O._Eskandari,_S._Wyatt,_P._N._Daly,_H._Bradley,_S._Zhou-Wright,_S._Valenti,_S._Yang,_E._Christensen,_A._R._Gibbs,_F._Shelly,_C._Bilinski,_L._Chomiuk,_A._Corsi,_M._R._Drout,_R._J._Foley,_P._Gabor,_P._Garnavich,_C._J._Grier,_E._Hamden,_H._Krantz,_E._Olszewski,_V._Paschalidis,_D._Reichart,_A._Rest,_N._Smith,_J._Strader,_D._Trilling,_C._Veillet,_R._M._Wagner,_A._Zabludoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11700 |
AdvancedLIGO/Virgo（O3）の3回目の観測の結論として、重力波（GW）イベント17件（トリガー7件と純粋に偶発的10件）のトリガーされた観測と偶然の観測の両方の詳細な分析を示します。ARizonaObservatories（SAGUARO）プログラムを使用した波。SAGUAROの発見エンジンであるMtLemmon1.5m望遠鏡を使用して、合計4935deg$^2$を中央値5$\sigma$の過渡検出深度21.1ABmagまで検索しました。24時間以内にトリガーされたイベントに加えて、一時的な検索では、GWイベントに続く$<120$〜hrsの時間間隔が含まれ、レモン山1.5m望遠鏡でアクセス可能なイベントの$\sim$1/2の観測が提供されました。個々のイベントのLVC合計確率（$P_{\rmtotal}$）の2.1--86\％をカバーし、$<120$〜時間以内に中央値$P_{\rmtotal}\約8\％$を使用しました。。パイプラインの改善と偶然の観測の追加に続いて、追加情報を検索し、キロノバモデルと比較した後、除外できない5つのGWイベント全体で合計7つの新しい光学候補が見つかりました。公開されているデータと私たち自身の遅い時間のデータの両方を使用して、これらの17のイベントの合計252の光学候補を調査し、コミュニティによってある程度の容量でフォローアップされたのは65\％のみであることがわかりました。合計252人の候補者のうち、以前に報告された12人の対応する候補者を除外することができます。これらの結果に照らして、SAGUAROGWのカウンターパート検索から学んだ教訓について説明します。観察と候補者のフォローアップのコミュニティ調整、およびアーカイブデータの役割が、フォローアップ作業の効率を改善し、限られたEMリソースで作業の不必要な重複を防ぐためにどのように重要であるかについて説明します。
パルサータイミングに対する太陽風変動の影響
| Title |
The_impact_of_Solar_wind_variability_on_pulsar_timing |
| Authors |
C._Tiburzi,_G._M._Shaifullah,_C._G._Bassa,_P._Zucca,_J._P._W._Verbiest,_N._K._Porayko,_E._van_der_Wateren,_R._A._Fallows,_R._A._Main,_G._H._Janssen,_J._M._Anderson,_A-.S._Bak_Nielsen,_J._Y._Donner,_E._F._Keane,_J._K\"unsem\"oller,_S._Os{\l}owski,_J-.M._Grie{\ss}meier,_M._Serylak,_M._Br\"uggen,_B._Ciardi,_R.-J._Dettmar,_M._Hoeft,_M._Kramer,_G._Mann,_C._Vocks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11726 |
高精度のパルサータイミングでは、特にこれらの遅延が時間的に可変である場合、分散測定（DM）によってパラメーター化された電波の分散遅延を正確に補正する必要があります。以前の論文では、パルサータイミングで使用される太陽風（SW）モデルを研究して、SWによって毎年誘発されるDMの過剰を軽減しましたが、これらは高精度のパルサータイミングには不十分であることがわかりました。ここでは、追加のパルサーデータセットを分析して、パルサータイミングで現在使用されているSWモデルのどの側面を容易に改善できるか、およびどのレベルのタイミング精度でSW緩和が可能かをさらに調査します。私たちの目標は、次のことを検証することです。a）データが、文献で示唆されているような時不変の振幅ではなく、時不変の振幅を持つSWの球形モデルによってより適切に記述されているかどうか、b）そのようなモデルの振幅の時間的傾向かどうか検出することができます。低周波パルサー観測でパルサータイミング技術を使用して、DMを推定し、地球が太陽の周りを移動するときにこの値がどのように変化するかを定量化します。具体的には、最大6年の期間にわたってLOFARで取得された14個のパルサーの毎週から毎月の観測でDMを監視します。DMの星間変動をSWによって引き起こされる変動から分離するための情報に基づくアルゴリズムを開発し、広範なシミュレーションでこのアルゴリズムの機能を実証します。SW密度の球対称モデルを想定して、観測の各年についてこのモデルの振幅を導き出します。時間可変振幅の球形モデルは、一定振幅の球形モデルよりも観測をモデル化することを示しますが、どちらのアプローチでも、サンプル内の多数のパルサーでSWによって引き起こされる大幅な遅延が修正されないままになります。球形モデルの振幅は、以前に提案されたものとは対照的に、時間的に可変であることがわかります。
SRG / eROSITAで発見されたブラックホール過渡MAXIJ1348-630の周りの巨大なX線ダスト散乱リング
| Title |
A_giant_X-ray_dust_scattering_ring_around_the_black_hole_transient_MAXI_J1348-630_discovered_with_SRG/eROSITA |
| Authors |
G._Lamer,_A.D._Schwope,_P._Predehl,_I._Traulsen,_J._Wilms,_M._Freyberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11754 |
最初のX線全天調査中に、SRG/eROSITAを使用したブラックホール過渡MAXIJ1348-630の周りの巨大なダスト散乱リングの発見を報告します。2020年2月の発見観測では、リングの外径は1.3度でしたが、2020年8月の2回目の全天観測スキャンまでに1.6度に成長しました。これにより、新しいダストリングは圧倒的に最大のX線散乱リングになります。これまでに観察された。ダスト散乱ハロー、特に一時的な線源の周りに見られるリングは、元のX線源に向かって正確な距離測定の可能性を提供します。SRG/eROSITA、XMM-Newton、MAXI、およびGaiaのデータを組み合わせて、MAXIJ1348-630の幾何学的距離を測定します。Gaiaデータは、測定されたタイムラグとリングの形状から、散乱ダストを2050pcの距離に配置し、MAXIJ1348-630は3390pcの距離にあり、統計的不確実性はわずか1.1％、系統的不確実性があります。主にガイアの視差オフセットによって引き起こされる10％の。この結果により、MAXIJ1348-630は最適な距離でブラックホールトランジェントの1つになります。新しい距離は、11+-2太陽質量のブラックホールの修正された質量推定につながります。爆発中のソフト状態への遷移は、MAXIJ1348-630のボロメータ光度がエディントン光度の1.7％に達したときに発生しました。
| Title |
X-ray_flares_from_the_stellar_tidal_disruption_by_a_candidate_supermassive_black_hole_binary |
| Authors |
Xinwen_Shu,_Wenjie_Zhang,_Shuo_Li,_Ning_Jiang,_Liming_Dou,_Zhen_Yan,_Fu-Guo_Xie,_Rongfeng_Shen,_Luming_Sun,_Fukun_Liu,_and_Tinggui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11818 |
光学的過渡現象の調査により、銀河の中心にある巨大なブラックホールによる数十の恒星の潮汐破壊現象（TDE）が発見されました。広範囲にわたる検索にもかかわらず、X線追跡観測では、ほとんどのX線検出がまったくまたは弱いものしか生成されていません。ここでは、TDEOGLE16aaaでの光学的爆発の約140日後の遅延X線増光の発見と、それに続く崩壊段階でのいくつかのフラックスディップを報告します。これらの特性は、標準的なTDEには珍しく、超大質量ブラックホール連星または斑状の不明瞭さの存在によって説明できます。どちらのシナリオでも、X線は破壊後すぐに生成できますが、初期段階ではブロックされます。これは、おそらく放射線が支配的な噴出物によって、大量の光および紫外線放射につながります。私たちの発見は、再処理がTDEの初期進化において重要であることを示唆しており、X線観測は超大質量ブラックホール連星を明らかにする上で有望です。
コア崩壊超新星の爆発メカニズムとその観測的特徴
巨大な星の死は多くの謎に包まれています。それらの1つは、縮退した鉄心の崩壊を爆発に転覆させるメカニズム、超新星爆発エネルギー、生き残ったコンパクトな残骸の特性、および元素合成収量を決定するプロセスです。現代の時間領域の天文調査のおかげで、コア崩壊超新星観測の数は加速するペースで増加しており、爆発メカニズムの新しいテストが可能になりつつあります。パラメータ化された超新星爆発モデルの予測をレビューし、観測された光度曲線、スペクトル、および中性子星の質量から推測される爆発特性と比較します。
コンパクトオブジェクトの食中の超巨星HMXB4U1700 $-$ 37の高解像度X線分光法
| Title |
High_resolution_X-ray_spectroscopy_of_Supergiant_HMXB_4U1700$-$37_during_the_compact_object_eclipse |
| Authors |
M._Mart\'inez-Chicharro,_V._Grinberg,_J.M._Torrej\'on,_N._Schulz,_L._Oskinova,_M._Nowak,_F._F\"urst,_N._Hell_and_R._Hainich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11901 |
X線食中の\chandra高エネルギー透過型回折格子を使用した象徴的な高質量X線連星の最初の観測の分析を示します。観測の目的は、高分解能分光法により、塊状の恒星風の構造/物理的条件を研究することでした。a）ほぼ中性の種に対応するK殻遷移からの輝線の明るさは、連続体の照明と直接相関します。ただし、これらの線は日食中に大幅に減少することはありません。これは、蛍光K$\alpha$放射が風の大部分から発生する場合に簡単に説明できます。b）高度にイオン化されたFexxvとFexxviLy$\alpha$は、日食中に減少します。したがって、それらは$\log\xi>3$であるコンパクトオブジェクトの近くで生成される必要があります。c）輝線スペクトルを記述するために、低イオン化（$\log\xi\sim-1$）と高イオン化（$\log\xi\sim2.4$）の2つの自己無撞着光イオン化モデルの合計が必要です。それらの排出量の測定値から、凝集塊と凝集塊の密度比は$n_c/n_i\sim300$と見積もることができます。複雑なHeのような\ion{Si}{xiii}{}プロファイルに適合するには、プラズマは$v_{\rmBulk}\sim840$kms$^{-1}$で拡大する必要があります。観測された$r\upperxf$ラインフラックスを再現するには、3番目の衝突イオン化プラズマを追加する必要があります。d）輝線の幅は、シリコンを除いて、\textsc{hetg}グレーティングの解像度では未解決に見えます。（準）中性種とイオン化種の間に明確な放射状の分離はなく、高温の希薄化された凝集塊媒体に散在する冷たい風の凝集塊と一致しています。
中性子星合体におけるコンパクトな暗い天体
| Title |
Compact_Dark_Objects_in_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Andreas_Bauswein,_Gang_Guo,_Jr-Hua_Lien,_Yen-Hsun_Lin,_Meng-Ru_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11908 |
バイナリ中性子星（NS）の合併後の、コンパクトな暗い物体の長期的な重力波（GW）放出を推定します。最初はNSの中心に存在し、自己相互作用する暗黒物質（DM）で構成されている可能性があるコンパクトな暗黒物質を検討します。コンパクトな暗いオブジェクトをテスト粒子として近似することにより、DMコンポーネントをホストするNSバイナリのマージを3次元の相対論的シミュレーションでモデル化します。私たちのシミュレーション結果は、DMコンポーネントが重力によって拘束されたままであり、通常は数kmの軌道分離で合併残骸の内部を周回していることを示唆しています。その後のDMコンポーネントの軌道運動により、周波数が数kHzの範囲のGW信号が生成されます。さまざまなバイナリ質量と高密度状態方程式（EoS）を検討すると、軌道を回るDMコンポーネントのGW周波数がNSのコンパクトさに比例することがわかります。同様に、DMGW周波数と、恒星流体の主要なマージ後GW周波数または潮汐変形能との関係を見つけます。これは、バイナリインスパイラル中のEoS効果を定量化します。したがって、これらの量の測定値を使用して、DMによるGW放射の周波数範囲を指定できます。GWの逆反応が唯一の関連する散逸プロセスであるという仮定の下で、GW信号は、DMコンポーネントの質量に応じて数秒から数年続く場合があります。GW信号の検出可能性を推定し、NS合併のDMコンポーネントは、暗いオブジェクトが約0.01〜0.1M_sunの大きさである場合にのみ、既存および投影されたGW機器で検出できる可能性があることを発見しました。GW排出量は、残骸の寿命によって制限されることを強調します。ブラックホールを形成すると、DMオブジェクトの軌道がブラックホールの最内安定円軌道よりも小さいため、すぐに飲み込まれます。
銀河系外ブラックホール連星LMCX-1およびLMCX-3のブロードバンド「スペクトル時間」機能：AstroSatパースペクティブ
| Title |
Broadband_'spectro-temporal'_features_of_extragalactic_black_hole_binaries_LMC_X-1_and_LMC_X-3:_An_AstroSat_perspective |
| Authors |
Bhuvana_G._R.,_Radhika_D.,_V._K._Agrawal,_Samir_Mandal_and_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11918 |
2016年から2020年の期間にアストロサットが行ったすべてのアーカイブとレガシー観測を使用して、銀河系外ブラックホールX線連星LMCX-1とLMCX-3の最初の結果を示します。AstroSatに搭載されたSXTおよびLAXPCから得られた両方のソースのブロードバンドエネルギースペクトル（$0.5-20$keV）は、強力なサーマルディスク黒体成分（$kT_{in}\sim1$keV、$f_{disc}>79\％$）と急なべき乗則（$\Gamma\sim2.4-3.2$）。LMCX-1の放射光度はエディントン光度（$L_{Edd}$）の$7-10\％$から変化し、LMCX-3の場合は$L_{Edd}$の$7-13\％$の範囲にあります。MAXIデータを使用して光度曲線の長期変動を調査し、部分分散がLMCX-1では$\sim25\％$、LMCX-3では$\sim53\％$であることがわかりました。両方のソースの時間的特性を調べ、周波数範囲$0.002-10$HzでのPDSのrms変動の割合を取得します。LMCX-1の場合は$\sim9\％-17\％$、$\sim7\％-11LMCX-3の場合は\％$。「スペクトル時間的」特性は、両方のソースが熱的に支配的なソフト状態にあることを示しています。相対論的降着円盤モデルでスペクトルをモデル化することにより、LMCX-1とLMCX-3の質量を$7.64-10.00$$M_{\odot}$と$5.35-6.22$$M_{\odot}$の範囲で決定します。それぞれ。また、LMCX-1のスピンを$0.82-0.92$の範囲に、LMCX-3のスピンを$0.22-0.41$の範囲に、90\％の信頼度で制約します。ブラックホール連星の周りの降着ダイナミクスの文脈で私たちの結果の意味を議論し、それを両方の情報源の以前の発見と比較します。
Q2237 + 0305クエーサーでのスーパーエディントン降着？
Q2237+0305クエーサーのフラックス変動間のバンド間タイムラグは、Johnson-CousinsV、R、およびIスペクトルバンドの光度曲線から決定されています。フィルタペアR-V、I-R、およびI-Vのタイムラグの値は、ShakuraおよびSunyaevによる標準降着円盤モデルによって予測された値よりも大幅に高くなっています。不一致を説明するために、1973年にShakuraとSunyaevによって検討されたクエーサーにおける超臨界降着体制の考えが適用されます。この体制は、降着円盤の周りに拡張された散乱エンベロープを引き起こすことが彼らによって示されています。エンベロープは、降着円盤からの放射を効率的に散乱および再放出するため、見かけの円盤サイズが大きくなります。シャクラとスニャーエフがスーパーエディントン降着の分析に導き出したエンベロープ半径と温度の分析式を利用し、その結果がそのようなエンベロープの存在と一致していることを示しました。降着レジームの対応するパラメータが計算されました。これらは、V、R、およびIスペクトルバンドのエンベロープの半径を提供します。これは、私たちの作業で決定されたバンド間タイムラグと一致しています。
GRBの巨大X線および光学バンプ：フォールバック降着モデルの証拠
専用の検出器の操作が成功したことで、中央エンジンとガンマ線バースト（GRB）の前駆体を理解するための貴重な情報が得られました。たとえば、一部の長期間のGRB（GRB121027Aおよび111209Aなど）に見られる巨大なX線および光学的隆起は、後期X線フレアなどの一部の拡張された中央エンジン活動がフォールバックによる可能性が高いことを意味します。前駆体エンベロープ材料の。ここでは、SwiftGRBサンプルからの巨大なX線または光学バンプで構成される長いGRBを体系的に検索し、最終的に19の新しい候補を見つけます。フォールバック降着モデルは、妥当なパラメータ空間内のすべての候補のX線および光学バンプを適切に解釈できます。X線と光学の両方の観測で同時にバンプシグネチャを示す6つの候補は、X線束を1桁縮小するときに同時にうまく適合させることができ、標準の$F_{\nuと一致しています。}\propto\nu^{1/3}$シンクロトロンスペクトル。典型的なフォールバック半径は$10^{10}\rm-10^{12}$cmの周りに分布しており、これはウォルフ・ライエ星の典型的な半径と一致しています。ピークフォールバック降着率は、時間$\sim10で$\sim10^{-11}-10^{-4}M_{\odot}\\text{s}^{-1}$の範囲にあります。^{2}-10^{5}〜\rms$。これは、前駆体の金属量が高すぎない限り、比較的簡単に実行できます。私たちが見つけたサンプルと組み合わせると、異なる質量、金属量、および角運動量分布を持つ前駆体の質量供給率の将来の研究は、長いGRBの前駆体特性をよりよく制約するのに役立ちます。
SN 2014C：VLBI画像はシェル構造と減速膨張を示しています
| Title |
SN_2014C:_VLBI_image_shows_a_shell_structure_and_decelerated_expansion |
| Authors |
Michael_F._Bietenholz,_Norbert_Bartel,_Atish_Kamble,_Raffaella_Margutti,_David_Jacob_Matthews_and_Danny_Milisavljevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12049 |
爆発から約5年後にヨーロッパVLBIネットワークで行われた渦巻銀河NGC7331での超新星2014Cの新しい超長基線干渉計無線測定、およびJansky超大型アレイ（VLA）で行われたフラックス密度測定について報告します。。SN2014Cは、最初はタイプIbの異常な超新星でしたが、約1年の間に、強いH$\alpha$線を発達させ、Hに富む星周円盤（CSM）との強い相互作用の開始を意味します。拡大する衝撃波面は、最初の1年間に星周物質の高密度シェルと相互作用しましたが、現在は高密度シェルから出現し、それを超えて低密度CSMに拡大しています。私たちの新しいVLBI観測は、比較的明確なシェル構造と、ある程度の減速を伴う継続的な膨張を示しており、減速が最近増加していることを示唆しています。私たちの多周波VLA観測は、$S_\nu\propto\nu^{-0.56\pm0.03}$で比較的平坦なべき乗則スペクトルを示し、$t\sim1$yr以降の電波光度の低下を示していません。
| Title |
Search_for_Low-energy_Electron_Antineutrinos_in_KamLAND_Associated_with_Gravitational_Wave_Events |
| Authors |
S._Abe,_S._Asami,_A._Gando,_Y._Gando,_T._Gima,_A._Goto,_T._Hachiya,_K._Hata,_S._Hayashida,_K._Hosokawa,_K._Ichimura,_S._Ieki,_H._Ikeda,_K._Inoue,_K._Ishidoshiro,_Y._Kamei,_N._Kawada,_Y._Kishimoto,_T._Kinoshita,_M._Koga,_N._Maemura,_T._Mitsui,_H._Miyake,_K._Nakamura,_K._Nakamura,_R._Nakamura,_H._Ozaki,_T._Sakai,_H._Sambonsugi,_I._Shimizu,_J._Shirai,_K._Shiraishi,_A._Suzuki,_Y._Suzuki,_A._Takeuchi,_K._Tamae,_K._Ueshima,_Y._Wada,_H._Watanabe,_Y._Yoshida,_S._Obara,_A._Kozlov,_D._Chernyak,_Y._Takemoto,_S._Yoshida,_S._Umehara,_K._Fushimi,_A.K._Ichikawa,_K.Z._Nakamura,_M._Yoshida,_B._E._Berger,_B.K._Fujikawa,_J.G._Learned,_J._Maricic,_S._Axani,_L._A._Winslow,_Z._Fu,_J._Ouellet,_Y._Efremenko,_H._J._Karwowski,_D._M._Markoff,_W._Tornow,_A._Li,_J._A._Detwiler,_S._Enomoto,_M.P._Decowski,_C._Grant,_T._O'Donnell,_S._Dell'Oro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12053 |
カムランドでのMeVスケールの電子反ニュートリノイベントの検索結果を、LIGO/Virgoのコラボレーションによって2回目と3回目の観測実行中に報告された60の重力波イベント/候補と一致して提示します。各重力波からの$\pm$500秒のタイミングウィンドウ内に有意な一致信号は見つかりません。90％C.L。1.8〜111MeVのエネルギー範囲のニュートリノエネルギーに対する$10^{8}$-$10^{13}\、{\mathrmcm^2}$の間の電子ニュートリノフルエンスの上限。
MAXI J1820 +070の非物理的スピン進化の物理的起源
| Title |
Physical_origin_of_the_nonphysical_spin_evolution_of_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
J._Guan,_L._Tao,_J._L._Qu,_S._N._Zhang,_W._Zhang,_S._Zhang,_R._C._Ma,_M._Y._Ge,_L._M._Song,_F._J._Lu,_T._P._Li,_Y._P._Xu,_Y._Chen,_X._L._Cao,_C._Z._Liu,_Y._P._Chen,_Q._C._Bu,_C._Cai,_Z._Chang,_L._Chen,_T._X._Chen,_Y._B._Chen,_W._W._Cui,_Y._Y._Du,_G._H._Gao,_H._Gao,_Y._D._Gu,_C._C._Guo,_D._W._Han,_Y._Huang,_J._Huo,_S._M._Jia,_W._C._Jiang,_J._Jin,_L._D._Kong,_B._Li,_C._K._Li,_G._Li,_W._Li,_X._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_B._S._Liu,_H._W._Liu,_H._X._Liu,_X._J._Liu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_X._Q._Ren,_N._Sai,_X._Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_C._Wang,_L._J._Wang,_P._J._Wang,_W._S._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._B._Wu,_B._Y._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_R._J._Yang,_S._Yang,_Y._J._Yang,_Y._J._Yang,_Q._B._Yi,_Q._Q._Yin,_Y._You,_F._Zhang,_H._M._Zhang,_J._Zhang,_P._Zhang,_W._C._Zhang,_Y._F._Zhang,_Y._H._Zhang,_H._S._Zhao,_X._F._Zhao,_S._J._Zheng,_Y._G._Zheng,_D._K._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12067 |
2018年の爆発中の新しいブラックホールX線連星MAXIJ1820+070のInsight-HXMT観測について報告します。連続体フィッティング法による詳細なスペクトル分析は、その高いソフト状態の間に推定されたスピンの進化を示しています。さらに、ハーネス比、非熱的光度、および反射率も変化し、推定されるスピン遷移が発生する期間と正確に一致します。スピンの非物理的な進化は、凝縮メカニズムによる高温コロナの崩壊によって引き起こされる、またはジェット状コロナの減速に関連している可能性がある、内側ディスクの進化に起因します。内側ディスク半径およびディスクの光度と内側ディスク半径の関係の研究は、特定のエポックでのみ、ディスクの内側の端が最も内側の安定した円軌道に到達し、スピン測定が信頼できることを示唆しています。次に、MAXIJ1820+070のスピンをa*=0.2^{+0.2}_{-0.3}に制約します。強いジェットを持っているそのようなゆっくりと回転するブラックホールは、そのジェット活動がブラックホールのスピンではなく主に降着円盤によって駆動されることを示唆しています。
衝撃時のスペクトル急峻化に及ぼすエネルギー粒子の加速と脱出の影響
惑星間衝撃波でのエネルギー粒子スペクトルは、多くの場合、より高いエネルギーで軟化する狭い運動量範囲内でべき乗則を示します。衝撃に近い自己生成乱流とはるか上流の既存の乱流によってもたらされる拡散を伴う粒子加速と脱出を説明する輸送方程式を紹介します。上流の粒子強度は、拡散衝撃加速ロールオーバーと比較して、衝撃から1拡散長以内で急勾配になります。衝撃波の圧縮、速度、はるか上流の拡散係数、衝撃波での脱出時間などの巨視的なパラメータによって制御される運動量スペクトルは、対数放物線およびべき乗則に減らすことができます。上流の均一拡散係数の場合、主に使用されるべき乗則/指数カットオフ解が取得されます。
現象論的状態方程式からの中性子星の潮汐変形性に関する更新された普遍的関係
| Title |
Updated_universal_relations_for_tidal_deformabilities_of_neutron_stars_from_phenomenological_equations_of_state |
| Authors |
Daniel_A._Godzieba,_Rossella_Gamba,_David_Radice,_Sebastiano_Bernuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12151 |
状態方程式（EOS）の影響を受けない関係、いわゆる普遍的な関係、中性子星（NS）のコンパクトさ、その多極潮汐変形係数、および連星システムの潮汐パラメーターの間は、重力波データ分析の縮退を打破するために不可欠です。ここでは、現在の観測と一致するほぼ200万の現象論的EOSの大規模なセットを使用して、これらの普遍的な関係を検証および再調整します。そうすることで、普遍的な関係をEOSパラメーター空間のより広い領域に拡張します。特に、よりソフトなEOSとより大きなコンパクトさに拡張します。NSの高次の潮汐変形を無視する波形モデルは、$20\、{\rmHz}$から合併まで$3.5$ラジアンの位相緩和を蓄積することを示します。また、GW170817データの完全なベイズパラメーター推定を実行し、文献からの普遍的な関係を使用して生成されたNS半径制約と、ここで提案する更新された近似を比較します。新しいフィットにより、NS半径が約500メートル小さくなることがわかります。この差は、GW170817の信号対雑音比での半径の統計的不確かさよりも小さいですが、次世代の検出器で予想される精度よりも大幅に大きくなっています。
CHARA / MIRC-X-高感度の6望遠鏡干渉画像装置のコンセプト、試運転、および初期の科学
| Title |
CHARA/MIRC-X_--_a_high-sensitive_six_telescope_interferometric_imager_concept,_commissioning,_and_early_science |
| Authors |
Narsireddy_Anugu,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_John_D._Monnier,_Stefan_Kraus,_Gail_Schaefer,_Benjamin_R._Setterholm,_Claire_L_Davies,_Tyler_Gardner,_Aaron_Labdon,_Cyprien_Lanthermann,_Jacob_Ennis,_Theo_ten_Brummelaar,_Judit_Sturmann,_Matt_Anderson,_Chris_Farrington,_Norm_Vargas,_and_Olli_Majoinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11666 |
MIRC-Xは、CHARAアレイの6望遠鏡ビームコンバイナーで、JおよびH波長帯域で動作し、直径$B$=331mの望遠鏡と同等の角度分解能を提供します。従来のMIRCコンバイナーは、恒星の天体物理学とバイナリーの分野で卓越した結果をもたらしました。ただし、若い恒星状天体、太陽系外惑星を含む連星系、活動銀河核などのかすかなターゲットの野心的な科学的測定を行うには、より高い感度が必要でした。そのために、MIRC-Xが構築され、2017年半ばからコミュニティに提供されています。MIRC-Xは、ベストケースのH<=8で、最大2マグニチュードの微弱マグニチュード感度の向上を実証しました。ここでは、機器のレビューと初期の科学結果を示し、進行中の科学プログラムのいくつかに焦点を当てます。
CHARAアレイ補償光学：複雑な運用ソフトウェアとパフォーマンス
| Title |
CHARA_Array_adaptive_optics:_complex_operational_software_and_performance |
| Authors |
Narsireddy_Anugu,_Theo_ten_Brummelaar,_Nils_H._Turner,_Matthew_D._Anderson,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Judit_Sturmann,_Laszlo_Sturmann,_Chris_Farrington,_Norm_Vargas,_Olli_Majoinen,_Michael_J._Ireland,_John_D._Monnier,_Denis_Mourard,_Gail_Schaefer,_Douglas_R._Gies,_Stephen_T._Ridgway,_Stefan_Kraus,_Cyril_Petit,_Michel_Tallon,_Caroline_B._Lim,_and_Philippe_Berio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11667 |
CHARAアレイは、世界で最も長いベースライン光干渉計です。自然な光景で動作し、恒星のイメージング、バイナリ、および恒星の直径の領域で画期的なサブミリ秒秒の結果をもたらしました。ただし、若い恒星状天体や活動銀河核などのかすかなターゲットの野心的な観測を実現するには、より高い感度が必要です。その目的のために、補償光学は、各望遠鏡とビームコンバイナーラボの間の大気の乱流と一般的でない経路収差を補正するために開発されています。このホワイトペーパーでは、AOソフトウェアとそのCHARAシステムへの統合について説明します。また、感度の向上と、より悪い観測条件での有用な観測時間を延長することにより、科学スループットの向上を実証する最初の空中テストについても報告します。数十の重要な位置合わせと制御ループを備えた6つの望遠鏡と12のAOシステムは、運用に課題をもたらします。1人の科学者がシステム全体を操作できるようにする方法について説明します。
MMTAOシステム用の高速可視ピラミッド波面センサーの設計と開発
| Title |
Design_and_development_of_a_high-speed_Visible_Pyramid_Wavefront_Sensor_for_the_MMT_AO_system |
| Authors |
Narsireddy_Anugu,_Olivier_Durney,_Katie_M._Morzinski,_Phil_Hinz,_Suresh_Sivanandam,_Jared_Males,_Andrew_Gardner,_Chuck_Fellows,_Manny_Montoya,_Grant_West,_Amali_Vaz,_Emily_Mailhot,_Jared_Carlson,_Shaojie_Chen,_Masen_Lamb,_Adam_Butko,_Elwood_Downey,_Jacob_Tyler,_and_Buell_Jannuzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11668 |
MMT補償光学exoPlanet特性評価システムであるMAPSは、従来の6.5mMMT補償光学システムのアップグレードです。これは、（i）MMTアダプティブセカンダリミラー（ASM）の改修、（ii）新しい高感度、高空間秩序の可視および近赤外線ピラミッド波面センサー、および（iii）のアップグレードを含むNSFMSIP資金によるプロジェクトです。アリゾナ赤外線イメージャーとエシェル分光器（ARIES）およびMMT高精度イメージング偏光計（MMTPol）サイエンスカメラ。この論文では、可視ピラミッド波面センサーの設計と開発について説明します。このシステムは、取得カメラ、高速ステアリングチップチルト変調ミラー、ダブルピラミッド、瞳孔イメージングトリプレットレンズ、および低ノイズで高速フレームレートベースのCCID75カメラで構成されています。ハードウェアとソフトウェアについて報告し、個々のサブシステムの実験室での特性評価の結果を示し、空での試運転計画の概要を説明します。
重力取得カメラ：特性評価結果
| Title |
GRAVITY_acquisition_camera:_characterization_results |
| Authors |
Narsireddy_Anugu,_Paulo_Garcia,_Antonio_Amorim,_Erich_Wiezorrek,_Ekkehard_Wieprecht,_Frank_Eisenhauer,_Thomas_Ott,_Oliver_Pfuhl,_Paulo_Gordo,_Guy_Perrin,_Wolfgang_Brandner,_Christian_Straubmeierfan_and_Karine_Perraut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11670 |
重力取得カメラは、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）の複数のビームを追跡するために、4つの光学機能を実装しています。b）フィールドトラッカー：画像科学オブジェクト。c）瞳孔イメージャ：望遠鏡の瞳孔を再イメージングします。d）収差トラッカー：シャックハルトマンの画像。取得カメラ検出器画像からのビーム安定化パラメータの推定は、専用のデータ削減ソフトウェアを使用して、0.7秒ごとに実行されます。測定されたパラメータは次の場合に使用されます。a）GRAVITYとVLTIの位置合わせ。b）アクティブな瞳孔とフィールドの安定化。c）焦点ぼけ補正とエンジニアリングの目的。これで、機器は閉ループで空上で正常に動作します。関連するデータ削減と空の特性評価の結果が報告されます。
SKAプリカーサーとパスファインダーの運用が本格化する中、ラジオと（サブ）mm天文学は超ビッグデータの時代に突入しています。大きな問題は、できればFAIR（検索可能、アクセス可能、相互運用可能、再利用可能、Wilkinsonetal。2016）の原則を使用して、（サブ）mmおよび無線データを天文学コミュニティで利用できるようにする方法です。ALMA、LOFAR、MWA、NRAO、ASKAPなどの施設は、すでに多くの画像データを「科学対応」製品の形で公開しており、SKA地域センターが形成されており、世界中ですでに多くの取り組みが行われています。電波天文学の利益団体がIVOA内で開始されました。さらに、タイミング、パルサー、ビームフォーミングデータなどの非イメージングデータもコミュニティで利用できる必要があります。このBoFは、このトピックに関心のあるすべての人を1つの仮想テーブルに集めて、次の質問について聞き、話し合うことを目的としています。可視性と科学対応データの両方を公開する取り組みの状況はどうなっていますか。すでにそこにあるものは何ですか、おそらく伝統的な天文台によって何十年も使用されてきましたか？まだ何が欠けていますか？次はどこに行きたいですか？
言葉を広める-VOチュートリアルと学校の現状
| Title |
Spreading_the_word_--_current_status_of_VO_tutorials_and_schools |
| Authors |
Katharina_A._Lutz,_Mark_Allen,_Caroline_Bot,_Miriam_Cort\'es-Contreras,_S\'ebastien_Derriere,_Markus_Demleitner,_Hendrik_Heinel,_Fran_Jim\'enez-Esteban,_Marco_Molinaro,_Ada_Nebot,_Enrique_Solano,_and_Mark_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11909 |
一部の望遠鏡が静止している現在、天文学者にとってアーカイブデータへの簡単なアクセスはこれまで以上に重要であり、天文学者はその方法を知る必要があります。AIDA（2008-2010）、ICE（2010-2012）、CoSADIE（2013-2015）、ASTERICS（2015-2018）、ESCAPE（2019以降）などのヨーロッパの仮想天文台（VO）プロジェクトでは、仮想を提供しています。長年の天文台学校。これらの学校の目的は2つあります。仮想天文台内の機能と可能性について（初期のキャリアで）研究者に教えることと、天文コミュニティからフィードバックを収集することです。ヨーロッパレベルのVO学校に加えて、さまざまな代表チームもVOの普及に力を注いでいます。CenterdeDonn\'eesastronomiquesdeStrasbourg（CDS）のチームは、コミュニティと対話するためのより多くの新しい方法を模索し始めました。AstroBetter.comの一連のブログ投稿、または仮想EAS会議2020でのランチタイムセッションです。スペインのVOは、仮想VOスクールを実施しています。GAVOは、オンラインアーカイブワークショップをサポートし、VirtualObservatoryTextTreasuresを維持しています。このホワイトペーパーでは、さまざまな形式について詳しく説明し、コミュニティとの相互作用の結果と推定リーチについて報告します。
増幅された自然放出は、補償光学用の強力なレーザーガイド星を生成できますか？
| Title |
Can_amplified_spontaneous_emission_produce_intense_laser_guide_stars_for_adaptive_optics? |
| Authors |
P._Hickson,_J._Hellemeier,_R._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11946 |
補償光学（AO）は、地上ベースの光学および赤外線天文学の重要な技術であり、高い角度分解能と感度を提供します。レーザーガイド星（LGS）を採用したAOシステムは、高い空のカバレッジを実現できますが、そのパフォーマンスはLGSの戻りフラックスによって制限されます。高強度の大気レーザービーコンを生成する可能性のある2つの新しいアプローチの可能性を検討します。増幅された自然放出は、上層大気中の原子種または分子種の従来の共鳴励起によって生成されるビーコンの強度を潜在的に高める可能性があります。これには、誘導放出に対して光学的に厚い電子遷移における反転分布の生成が必要です。潜在的な励起メカニズムには、連続波ポンピング、パルス励起、プラズマ生成が含まれます。あるいは、高出力のフェムト秒パルスレーザーは、大気中に高い白色光のスーパーコンティニウムを生成する可能性があります。そのような発生源からの広帯域放射はまた、大気乱流の傾斜成分の感知を容易にする可能性があります。
| Title |
Optimising_a_magnitude-limited_spectroscopic_training_sample_for_photometric_classification_of_supernovae |
| Authors |
Jonathan_E._Carrick,_Isobel_M._Hook,_Elizabeth_Swann,_Kyle_Boone,_Chris_Frohmaier,_Alex_G._Kim,_Mark_Sullivan_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12122 |
LegacySurveyofSpaceandTime（LSST）からのトランジェントの測光分類の準備として、さまざまなトレーニングデータセットを使用してテストを実行します。4メートルのマルチオブジェクト分光望遠鏡（4MOST）の時間領域銀河系外調査（TiDES）がトランジェントを分類できる深さの推定値を使用して、$r_{\textrm{AB}}\approx$に到達するマグニチュードが制限されたサンプルをシミュレートします。22.5等機械学習を使用した測光分類パイプラインであるソフトウェアsnmachineを使用してシミュレーションを実行します。機械学習アルゴリズムは、代表的なトレーニングサンプルとは対照的に、トレーニングサンプルの大きさが制限されている場合、超新星を分類するのに苦労します。マグニチュードが制限されたトレーニングサンプルにほんの少しのかすかな超新星を追加することをシミュレートすると、分類のパフォーマンスが著しく向上します。10回の実行にわたるROC曲線下の平均面積（AUC）スコアは、k最近傍（KNN）アルゴリズムの0.554から0.760に増加します。拡張ソフトウェアアボカドを使用して新しい人工光度曲線を作成することにより、人工ニューラルネットワークを使用して分類されたサンプルで95％の純度を達成し、10回の実行のうち9回で完全性$\about$0.4を達成します。また、KNNで最高の平均AUCスコア0.962に到達します。私たちの結果は、4MOST分光トレーニングサンプルの最適化において増強が重要な要件であるという概念実証です。ただし、最適なトレーニングサンプルを作成し、最良の分類結果を達成するには、拡張する前に、マグニチュードが制限されたサンプルを補完するために、少なくともいくつかの「真の」かすかな超新星が必要です。
NDRIOホワイトペーパー：サイモンズ天文台のデジタル研究インフラストラクチャの構想
| Title |
NDRIO_White_Paper:_Envisioning_Digital_Research_Infrastructure_for_the_Simons_Observatory |
| Authors |
Adam_D._Hincks,_Simone_Aiola,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Andrei_Frolov,_Jos\'e_Tom\'as_G\'alvez_Ghersi,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Matthew_Johnson,_Mathew_S._Madhavacheril,_Moritz_M\"unchmeyer,_Lyman_A._Page,_Jonathan_Sievers,_Suzanne_T._Staggs_and_Alexander_Van_Engelen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12205 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測は、宇宙の起源と進化を研究するための信じられないほど肥沃な情報源です。カナダのデジタル研究インフラストラクチャ（DRI）は、過去にAtacamaCosmologyTelescope（ACT）によって生成された多くの科学的結果に例示されるように、これまでになく大量の生データを科学的分析に適したCMBのマップに削減する上で重要な役割を果たしてきました。10年。サイモンズ天文台（SO）は、2023年に観測を開始するため、ACTや他の現在の望遠鏡よりも約1桁高い感度でCMBを測定できるようになります。このホワイトペーパーでは、新しいデジタル研究インフラストラクチャ組織（NDRIO）の下のカナダのDRIが、ACTのレガシーに基づいて構築され、SOデータの処理において中心的な役割を果たし、宇宙論コミュニティの中心となるデータ製品の作成を支援する方法について概説します。これからの年。この作業に必要なDRIリソースの見積もりを含めて、SOのようなプロジェクトをサポートするのに最適な高度なリサーチコンピューティング（ARC）の種類を示します。最後に、SOのような大規模なコラボレーションのためにARC割り当てをどのように構成できるかについてコメントし、公開データリリースをダウンロードだけでなくカナダのDRIで直接分析できるようにする研究データ管理（RDM）システムを提案します。
Rかんむり座R星の人口調査I：パロマーガッティーニIRからの赤外線光度曲線
| Title |
Census_of_R_Coronae_Borealis_stars_I:_Infrared_light_curves_from_Palomar_Gattini_IR |
| Authors |
Viraj_R._Karambelkar_(1),_Mansi_M._Kasliwal_(1),_Patrick_Tisserand_(2),_Kishalay_De_(1),_Shreya_Anand_(1),_Michael_C._B._Ashley_(3),_Alex_Delacroix_(4),_Matthew_Hankins_(5),_Jacob_E._Jencson_(6),_Ryan_M._Lau_(7),_Dan_McKenna_(4),_Anna_Moore_(8),_Eran_O._Ofek_(9),_Roger_M._Smith_(4),_Roberto_Soria_(10,_11),_Jamie_Soon_(8),_Samaporn_Tinyanont_(12),_Tony_Travouillon_(8),_and_Yuhan_Yao_(1)_((1)_California_Institute_of_Technology,_(2)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris_(3)_University_of_New_South_Wales,_(4)_Caltech_Optical_Observatories,_(5)_Arkansas_Tech_University,_(6)_University_of_Arizona,_(7)_Japan_Aerospace_Exploration_Agency,_(8)_Australian_National_University,_(9)_Weizmann_Institute_of_Science,_(10)_University_of_the_Chinese_Academy_of_Sciences,_(11)_The_University_of_Sydney,_(12)_University_of_California_Santa_Cruz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11629 |
私たちは、パロマーガッティーニIR（PGIR）調査からのIR光度曲線から始めて、天の川のかんむり座R星（RCB）星の最初の体系的な赤外線（IR）国勢調査に着手しています。PGIRは、北の空の18000度$^{2}$を測量する25度$^{2}$カメラを備えた30cm$J$バンド望遠鏡です（$\delta>-28^{o}$）2日のリズムで。中赤外カラーベースのカタログ（Tisserandetal。2020）から選択された922個のRCB候補のPGIR光度曲線を示します。これらの922のうち、149は、RCBスターと同様に脈動または衰退を示すため、有望なRCB候補です。RCB星ではない候補の大部分は、長周期変光星（LPV）またはRV-タウリ星のいずれかです。RCB星とLPVをよりよく区別するために、IRカラーベースの基準を特定します。パイロット分光分析の一環として、149の有望な候補のうち26のNIRスペクトルを取得し、11の新しいRCB星を分光的に確認しました。すべてのRCB星のスペクトルで、強いHeI$\lambda10830$の特徴を検出します。これは、大気中の高速（200-400km-s$^{-1}$）風の中で発生している可能性があります。これらのRCB星のうち9つは、$^{12}$C$^{16}$Oと$^{12}$C$^{18}$Oの分子吸収特性を示しており、白色矮星の合併によって形成されていることを示唆しています。5つのRCB星の光度曲線で準周期的な脈動を検出します。期間は30〜125日の範囲であり、おそらくこれらの星の奇妙なモードの不安定性に起因します。私たちのパイロットランの結果は、すべてのRCB候補を分類するための専用のIR分光キャンペーンを動機付けています。
| Title |
Semi-Empirical_Modeling_of_the_Atmospheres_of_the_M_Dwarf_Exoplanet_Hosts_GJ_832_and_GJ_581 |
| Authors |
Dennis_Tilipman,_Mariela_Vieytes,_Jeffrey_L._Linsky,_Andrea_P._Buccino,_and_Kevin_France |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11738 |
ステラ紫外線（UV）放射は光化学を駆動し、極紫外線（EUV）放射は惑星外大気の質量損失を駆動します。ただし、特にEUV範囲（100〜912A）では、星間吸収のためにUVフラックスが部分的に観測できません。したがって、太陽系外惑星の放射環境を特徴づけるために、観測不可能なスペクトルを再構築する必要があります。本研究では、放射伝達コードSSRPMを使用して、2つのM矮星系外惑星ホストGJ832とGJ581の1次元半経験的モデルを構築し、それらのスペクトルを合成します。SSRPMは、広範な原子および分子データベースと完全なNLTE機能を備えています。モデル化された星の大気構造を制約するために、可視、紫外線、およびX線の範囲での観測を使用します。合成された統合EUVフラックスは、他の再構成手法とよく一致していることがわかりますが、スペクトルエネルギー分布（SED）はEUV範囲全体で大幅に一致していません。EUVフラックスの2/3以上が$10^5$K以上で形成されています。遠紫外線（FUV）連続体が、1450-1700Aの間のFUVフラックス全体の42〜54％に寄与していることがわかります。恒星の比較GJ832とGJ581の構造は、GJ832がより磁気的に活動的な星であることを示唆しており、他の活動指標によって裏付けられています。
分光測光標準星のガイアグリッド
| Title |
The_Gaia_grid_of_spectro-photometric_standard_stars |
| Authors |
Nicoletta_Sanna,_Elena_Pancino,_Giuseppe_Altavilla,_Silvia_Marinoni,_Monica_Rainer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11930 |
内部$\simeq1$\％の精度（およびサブパーセントの精度）で、約200個の分光測光標準星（SPSS）のグリッドを構築することを目的とした、地上での観測キャンペーンの予備的な結果について説明します。$\simeq1$\％以内のCALSPECVegaおよびSiriusシステム、{\itGaia}、欧州宇宙局（ESA）の位置天文ミッションによって収集されたデータの絶対フラックスキャリブレーション用。選択の基準と候補者のリストが、調査の戦略と採用されたデータ分析方法の説明とともに提示されます。すべての候補者は、恒常性についても監視されました（$\pm5$mmag以内、およそ）。グリッドの現在のバージョンには、最終サンプルの約半分が含まれており、すでに目標の精度に達していますが、将来のリリースで精度が大幅に向上します。これは、スペクトルと測光の{\itGaia}（E）DR3リリースを較正するために使用されます。
地上および宇宙からのマルチバンド高時間分解能測光を使用したszlynの星震学
| Title |
Asteroseismology_of_sz_lyn_using_multi-band_high_time_resolution_photometry_from_ground_and_space |
| Authors |
J._Adassuriya,_S._Ganesh,_J._L._Gutierrez,_G._Handler,_Santosh_Joshi,_K._P._S._C._Jayaratne,_K._S._Baliyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11940 |
成分の1つが高振幅$\delta$Scutiである連星であるSZリンシスの高時間分解能の地上および宇宙ベースの測光観測の分析を報告します。UBVR測光観測は山から得られました。アブ赤外線天文台とフェアボーン天文台。WASPプロジェクトからのアーカイブ観測も含まれていました。さらに、TESSプロジェクトからの連続的で高品質の光度曲線が分析に広く使用されました。TESSからの十分に分解された光度曲線は、4つの独立したモードを持つ23の周波数、8.296943$\pm$0.000002d$^{-1}$の主な脈動周波数の13の高調波およびそれらの組み合わせの存在を明らかにします。周波数8.296d$^{-1}$は、振幅比法と推定脈動定数を使用して、基本的なラジアルモードとして識別されます。周波数14.535d$^{-1}$、32.620d$^{-1}$、および4.584d$^{-1}$は、SZLynで新たに発見されました。これら3つのうち、14.535d$^{-1}$と32.620d$^{-1}$は、非放射状の低次pモードとして識別され、4.584d$^{-1}$は次のことを示している可能性があります。$\delta$Scutiスターのgモード。周波数の決定とモードの識別の結果として、SZLynの物理的パラメーターは、観測された周波数での星の脈動モデルの最適化によって修正されました。理論モデルは、7500K$\le$T$_{\rmeff}$$\le$7800K、log（g）=3.81$\pm$0.06に対応します。SZLynの質量は、進化的シーケンスを使用して1.7〜2.0M$_\odot$に近いと推定されました。周期と密度の関係は、平均密度$\rho$を0.1054$\pm$0.0016gcm$^{-3}$と推定します。
Li $ ^ + $ + H $ ^-$ / D $ ^-$およびNa $ ^ + $ + H $ ^-$ / D $
^-$衝突における相互中和：非LTEモデリングの実験結果の意味恒星スペクトル
| Title |
Mutual_neutralisation_in_Li$^+$+H$^-$/D$^-$_and_Na$^+$+H$^-$/D$^-$_collisions:_Implications_of_experimental_results_for_non-LTE_modelling_of_stellar_spectra |
| Authors |
Paul_S._Barklem,_Anish_M._Amarsi,_Jon_Grumer,_Gustav_Eklund,_Stefan_Ros\'en,_MingChao_Ji,_Henrik_Cederquist,_Henning_Zettergren,_Henning_T._Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11968 |
マージビーム機器の進歩により、Li$^+$イオンとNa$^+$イオンの両方が1eV未満のエネルギーでD$^-$と衝突する際の相互中和（MN）プロセスの実験的研究が可能になりました。これらの実験結果は、後期型星のLiおよびNaスペクトルの非LTEモデリングにとって重要な、H$^-$を使用したLi$^+$およびNa$^+$のMNプロセスの理論的予測に制約を課します。実験結果を、MNプロセスの計算に通常使用される方法、つまり完全量子（FQ）アプローチ、および結合を導出するための原子軌道（LCAO）法と半経験的（SE）法の線形結合に基づく漸近モデルアプローチの計算と比較します。。FQ計算は、実験と全体的に最もよく比較され、LCAOが続き、SEアプローチが続きます。実験結果と理論計算により、モデル化されたスペクトルと導出された存在量への影響、およびMN率の不確実性から生じるそれらの不確実性を調査することができます。1Dモデル雰囲気の大きなグリッドと3Dモデルの小さなセットでの数値実験は、MNを無視すると、低金属量のLiで最大0.1dex（26\％）、0.2dex（58\％）高金属量のNaの場合、実験によって制約された関連するMN率の不確実性は、0.01〜dex（2\％）よりはるかに少ない存在量の不確実性に対応します。単純な原子に関するこの合意により、FQ、LCAO、およびSEモデルのアプローチに自信が持てるようになり、恒星大気での非LTEモデリングに必要な精度でMNを予測できるようになります。
周期が増加する3つの完全に日食するおおぐま座W星の測光分析：TYC 3700-1384-1、V1511 Her、V1179 Her
| Title |
Photometric_analysis_of_three_totally_eclipsing_W_UMa_stars_with_increasing_periods:_TYC_3700-1384-1,_V1511_Her_and_V1179_Her |
| Authors |
Eric_Broens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12152 |
完全に日食をしているおおぐま座W星TYC3700-1384-1、V1511HerおよびV1179Herの最初のマルチカラー光度曲線モデルと周期研究が提示されます。3つの星はすべてスペクトルタイプFのAサブタイプWUMa星です。光度曲線の解は、TYC3700-1384-1の質量比がq=0.182+/-0.001と適度に低く、過接触の程度がf=49であることを示しています。％。V1179Herの場合、質量比q=0.153+/-0.001およびf=48％の過接触度が導き出されます。V1511Herの解決策は決定的ではありませんが、質量比は0.13<q<0.15の間であると予想されます。進化の状態は、一次成分から二次成分へのエネルギー移動を考慮に入れて、ゼロ年齢の主系列星と比較されます。TYC3700-1384-1の主要コンポーネントはメインシーケンスにうまく適合しますが、V1179Herはさらに進化しています。周期研究は、3つの星すべてについて、dP/dt=6.1x10-7d/yr、dP/dt=5.0x10-7d/yr、およびdP/dt=9.6x10-7d/の割合で連続的に増加する周期を明らかにしています。TYC3700-1384-1、V1511Her、V1179Herのそれぞれの年。これらの期間の変化から導き出された推定物質移動速度は、TYC3700-1384-1では1.6x10-7solMass/年、V1179Herでは1.9x10-7solMass/年です。
GALAH +調査：観測された恒星スペクトルの新しいライブラリは、視線速度を改善し、M67内の動きを明らかにします
| Title |
The_GALAH+_Survey:_A_New_Library_of_Observed_Stellar_Spectra_Improves_Radial_Velocities_and_Reveals_Motions_within_M67 |
| Authors |
Toma\v{z}_Zwitter,_Janez_Kos,_Sven_Buder,_Klemen_\v{C}otar,_Martin_Asplund,_Joss_Bland-Hawthorn,_Andrew_R._Casey,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Kenneth_C._Freeman,_Michael_R._Hayden,_Geraint_F._Lewis,_Jane_Lin,_Karin_Lind,_Sarah_L._Martell,_Katharine_J._Schlesinger,_Sanjib_Sharma,_Jeffrey_D._Simpson,_Dennis_Stello,_Daniel_B._Zucker,_Kevin-Luke_Beeson,_Richard_de_Grijs,_Thomas_Nordlander,_Gregor_Traven,_Fred_Watson,_Rob_Wittenmyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12201 |
GALAH+は、オーストラリア天文台のHERMESスペクトログラフによって取得された高解像度の恒星スペクトルのマグニチュードが制限された調査です。その3番目のデータリリースは、584,015個の矮星と巨人の30の化学元素の新しい導出と、それらの88％がガイアのマグニチュード範囲11<G<14である、減少したスペクトルを提供します。恒星パラメータを使用して個々のスペクトル線の変動を研究するのに役立つ観測スペクトルのライブラリを構築します。この改善およびその他の改善は、一般に0.1kms-1以内、または以前のリリースよりも約25％小さい不確実性のある視線速度を導出するために使用されます。一致するオブジェクトの225,082スペクトルのガイアDR2からの視線速度の中央値の差は、矮星では+0.009kms-1、巨人では-0.122kms-1に等しくなります。本質的に可変速度の4483個の星と、1年以上にわたる3回以上の訪問にわたって速度が一定に保たれる225個の星を特定します。GALAH+からの視線速度と、ガイアからの距離および空の平面の動きとの組み合わせにより、小川やクラスター内のダイナミクスの研究が可能になります。たとえば、散開星団M67が約0.36kms-1の速度で収縮することを示します。このような呼吸運動は、約40Myr前の銀河円盤をクラスターが最後に通過したときの摂動の結果である可能性があります。
太陽系、天体物理学、および微分展開からの宇宙論
この論文では、太陽系、銀河系、宇宙論的スケールが、単一のフレームワーク、つまり微分展開フレームワークにどのように適応するかを示します。アインシュタイン方程式と、暗黒物質と暗黒エネルギーに浸されたシュワルツシルトブラックホールを記述する微分展開法に基づいて、局所慣性静的メトリックを構築します。拡張の1次メトリックは太陽系に対応し、1次メトリックは銀河に対応し、2次メトリックは宇宙論に対応します。この測定基準が各スケールでの主な観測をどのように捉えているかが示されています。太陽系ではケプレリア物理学を簡単に与え、銀河では回転曲線の平坦な部分とバリオニックタリーフィッシャー関係を与え、宇宙論的スケールでそれは宇宙の赤方偏移、加速膨張を与え、そしてそれは適切な限界と近似でロバートソン-ウォーカー時空と一致します。
重力と宇宙論における次元変換
質量スケールが次元変換によるものであるすべての相互作用（重力を含む）の一般理論の分析をレビュー（および拡張）します。クォンタムの一貫性には、メトリックの4つの導関数を使用したアクションに用語が存在する必要があります。それにもかかわらず、どのように単一性が達成され、古典的なオストログラドスキーの不安定性を回避できるかが示されています。4つの微分項により、UVの完全なフレームワークと、ヒッグス質量とプランクスケールの比率を自然に小さくすることもできます。さらに、特定の（微視的）スケールよりも小さい地平線を持つアインシュタイン重力のブラックホールは、特異点がなく、興味深い現象学的用途を持つ地平線のない超小型オブジェクトに置き換えられます。また、マイクロ波背景放射の異方性の観測と比較できる予測について説明し、このシナリオが実行可能であり、将来のデータでテストできることを確認します。最後に、おおよそのスケール対称性を持つこのタイプのモデルでどのように強い相転移が現れるか、およびGW検出器でそれらをテストする方法をレビューして説明します。
暗い閉じ込められた風景のテスト：格子から重力波まで
| Title |
Testing_the_Dark_Confined_Landscape:_From_Lattice_to_Gravitational_Waves |
| Authors |
Wei-Chih_Huang,_Manuel_Reichert,_Francesco_Sannino,_Zhi-Wei_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11614 |
私たちは、主に重力によって私たちの世界に結合された$SU（N）$ヤンミルズ閉じ込め理論で作られたダークセクターを調査します。最先端の格子結果を有効場の理論アプローチと組み合わせて使用し、初期宇宙における重力波の生成と検出に対する暗黒の非閉じ込め相転移の影響を推測します。2より大きい任意の数の暗い色$N$について、誘導された重力波の詳細な分析を通じて、暗い強いセクターの風景がLISA、ビッグバンなどの将来の重力波検出実験によって強く制約されることを示します。オブザーバー、およびGeV範囲のDECIGO、およびTeV領域のEinstein望遠鏡とCosmicExplorerによる。
ダークフレーバーセクターに対する超新星の制約
コア崩壊超新星の数秒後に形成されるプロト中性子星は、弱いプロセスによってハイペロンを効率的に生成できる高温で高密度の環境です。$\Lambda$ハイペロンを含む状態方程式の適切な拡張と組み合わせたさまざまな最先端の超新星シミュレーションを利用することにより、暗いボソン$X^0$の放出によって引き起こされる星の冷却を計算します。崩壊$\Lambda\tonX^0$を介して。この新しいエネルギー損失プロセスをSN1987Aのニュートリノ冷却と比較することで、クォークへのフレーバー違反の結合を伴う質量のない暗い光子とアクシオンに厳しい制約を設定することができます。この新しい超新星の限界は、ダークセクターモデルの他の限界よりも桁違いに強い可能性があることがわかります。
ブラックホール時空における光エコーとコヒーレント自己相関
| Title |
Light_echos_and_coherent_autocorrelations_in_a_black_hole_spacetime |
| Authors |
Paul_M._Chesler,_Lindy_Blackburn,_Sheperd_S._Doeleman,_Michael_D._Johnson,_James_M._Moran,_Ramesh_Narayan,_Maciek_Wielgus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11778 |
イベントホライズンテレスコープは最近、ブラックホールの最初の画像を作成しました。これらの画像は、地球全体に配置された望遠鏡で測定された複素電場のコヒーレント相関関数を測定することによって合成されました。この相関関数は、光源が空間的にインコヒーレントな放射線を放出するという仮定の下での画像のフーリエ変換に対応します。ただし、ブラックホールは、標準的な天体物理学のオブジェクトとは異なります。吸収と散乱がない場合、観測者は、各放出位置の一連のますます縮小されたエコーを確認します。これらのエコーは、観測者に到達する前にブラックホールを1回以上周回する光線に対応します。このマルチパス伝搬は、固有の変動性に関係なく、ブラックホールの特性をエンコードする電界に空間的および時間的相関を導入します。単一の望遠鏡で測定されたコヒーレントな時間的自己相関関数を調査します。具体的には、シュワルツシルトブラックホールの近くにある変動物質に由来するスカラー場相関関数$\langle\Psi（t）\Psi（0）\rangle$の単純化されたトイプロブレムを研究します。相関関数は、光子軌道周期の整数倍に等しい時間にピークに達することがわかります。対応するパワースペクトル密度は$\lambda/r_{\rmg}$のように消えます。ここで、$r_{\rmg}=GM/c^{2}$はブラックホールの重力半径であり、$\lambda$はブラックホールの重力半径です。観測された放射線の波長。ミリメートル波長で観測された超大質量ブラックホールの場合、エコーのパワーは、直接放射に比べて$\sim10^{-13}\lambda_{\rmmm}/M_{6}$によって抑制されます。ここで、$\lambda_{\rmmm}=\lambda/（1\、{\rmmm}）$および$M_6=M/（10^6M_\odot）$。その結果、コヒーレント電界自己相関を使用してブラックホールの近くのマルチパス伝搬を検出することは、現在の技術では実行不可能です。
球形回転対流における大規模渦と帯状流
恒星と惑星の内部のダイナミクスを理解することを動機として、回転する全球内のブシネスク対流の一連の直接数値シミュレーションを実行しました。ドメインは、固定温度と応力のない境界条件で内部的に加熱されますが、固定熱流束と滑りのない境界条件も簡単に考慮されます。特に、大規模なコヒーレント構造と、システム内で発生する可能性のある平均帯状流に焦点を当てています。プラントル数が1の場合、熱強制（レイリー数で測定）が対流の開始値を超えて増加すると、緩和振動レジームとそれに続く地衡乱流レジームが見つかります。これを超えて、回転軸上に形成される大規模なコヒーレント渦の存在を初めて確認します。すべてのレジーム境界は、対流ロスビー数$Ro_c$の臨界値によって十分に説明され、振動乱流から地衡乱流への遷移、そして値$Ro_c\approx0.2$および$Ro_c\approx1.5$での大規模渦レジームへの遷移があります。それぞれ。帯状流は対流ロスビー数によって制御され、流れが地衡乱流領域から大規模渦領域に移行するときにその方向を変えます。非帯状流速度と熱伝達は、地衡乱流レジームにおけるいわゆる慣性スケーリングによって説明できますが、大規模な渦の形成は、非帯状流速度と対流熱伝達の効率の両方を低下させるように見えます。
宇宙論、宇宙生物学、そしてRNAワールド。典型的な水を加えるだけです
豊富なアモルファス氷でコーティングされた宇宙塵から星間空間に放出された水ナノクラスターは、暗黒物質、暗黒エネルギー、宇宙論、宇宙生物学、RNAワールドなどの宇宙の主要な謎をつなぐ架空のシナリオを提供します。
連星系の未知の中性子星からの連続重力波信号の初期O3LIGOデータの全天検索
| Title |
All-sky_search_in_early_O3_LIGO_data_for_continuous_gravitational-wave_signals_from_unknown_neutron_stars_in_binary_systems |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_K._M._Aleman,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_K._Arai,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_Y._Asali,_G._Ashton,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_A._M._Baer,_S._Bagnasco,_Y._Bai,_J._Baird,_M._Ball,_G._Ballardin,_S._W._Ballmer,_M._Bals,_A._Balsamo,_G._Baltus,_S._Banagiri,_et_al._(1304_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12128 |
急速に回転する中性子星は、持続的で連続的な重力波の有望な源です。このような信号を検出することで、極端な条件下での物質の物理的特性の調査が可能になります。既知のパルサー集団のかなりの部分が連星系に属しています。連星系で未知の中性子星を検索するには、未知の軌道周波数変調に対処するための特殊なアルゴリズムが必要です。セミコヒーレントなGPU加速のBinarySkyHoughパイプラインを使用したAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器の3回目の観測実行からの初期データで、連星系の中性子星から放出される連続重力波の検索を示します。この検索では、LIGO検出器の最も感度の高い周波数帯域である50〜300Hzを分析します。バイナリ軌道パラメータは4つの領域に分割され、3〜45日の軌道周期と、2〜40光秒の投影された半主軸で構成されます。検出は報告されません。シミュレートされた連続波信号を使用して検索の感度を推定し、分析されたパラメーター空間全体でこれまでで最も感度の高い結果を達成します。
| Title |
Detecting_Planetary-mass_Primordial_Black_Holes_with_Resonant_Electromagnetic_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Nicolas_Herman,_Andr\'e_F\"uzfa,_S\'ebastien_Clesse,_L\'eonard_Lehoucq |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12189 |
高周波GWの電磁（EM）検出器を使用して、惑星質量原始ブラックホール（PBH）バイナリから重力波（GW）を検出する可能性を調査します。逆Gertsenshtein効果に基づいて、2つの特許取得済みの実験計画を検討します。この効果では、静磁場を通過する入力GWがTMキャビティまたはTEM導波路のいずれかの内部にEM励起を誘導します。検出器の周波数応答は、ポストニュートンGW波形に対して計算されます。現在の技術に基づくそのようなEM検出器は、$h\sim10^{-30}$までのひずみ感度を達成する可能性があり、$10^{-10}$WのEM電力変動を生成することがわかります。これにより、最近のマイクロレンズ観測で示唆されているように、暗黒物質の$0.01$パーセント以上を構成する場合、質量が約$10^{-5}M_\odot$のPBHバイナリマージ。このクラスの検出器は、宇宙論的なGWバックグラウンドを検出し、GUTスケールまでのエネルギーで初期宇宙のソースをプローブするためにも使用できると考えています。
