KiDS-DR3のAMICO銀河団：カウントと積み重ねられた弱いレンズ効果からの宇宙論的制約
| Title |
AMICO_galaxy_clusters_in_KiDS-DR3:_cosmological_constraints_from_counts_and_stacked_weak-lensing |
| Authors |
G._F._Lesci,_F._Marulli,_L._Moscardini,_M._Sereno,_A._Veropalumbo,_M._Maturi,_C._Giocoli,_M._Radovich,_F._Bellagamba,_M._Roncarelli,_S._Bardelli,_S._Contarini,_G._Covone,_L._Ingoglia,_L._Nanni_and_E._Puddu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12273 |
AMICOKiDS-DR3カタログを利用して、銀河団の存在量と積み重ねられた弱いレンズ効果のプロファイルの宇宙論的分析を提示します。サンプルは、赤方偏移の範囲$z\in[0.1、\、0.6]$で、有効領域377deg$^2$にわたって、固有の豊かさ$\lambda^*\geq20$を持つ3652個の銀河団で構成されています。シミュレーションを通じて、サンプルの純度と完全性を定量化しました。統計分析は、銀河団の共動数密度と、積み重ねられた弱いレンズ効果プロファイルモデリングによって評価された固有の豊かさとクラスター質量の間のスケーリング関係を同時にモデリングすることによって実行されました。スーパーサーベイモードによって引き起こされる物質バックグラウンド密度の変動は、尤度で考慮されています。フラットな$\Lambda$CDMモデルを想定して、$\Omega_{\rmm}$、$\sigma_8$、$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3)^{0.5}$を制約しました。質量と豊富さのスケーリング関係のパラメータ。$\Omega_{\rmm}=0.24^{+0.04}_{-0.03}$、$\sigma_8=0.89^{+0.06}_{-0.05}$、$S_8=0.80^{+0.04}を取得しました_{-0.04}$。$S_8$の制約は、1$\sigma$内で、WMAPおよびPlanckの結果と一致しています。さらに、以前の弱いレンズ効果のみの分析から得られたものと一致して、クラスターの質量スケーリング関係に制約がありました。
強くレンズ化された重力波による暗黒物質の粘度の測定
| Title |
Measuring_the_viscosity_of_dark_matter_with_strongly_lensed_gravitational_waves |
| Authors |
Shuo_Cao,_Jingzhao_Qi,_Marek_Biesiada,_Tonghua_Liu,_Jin_Li,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12462 |
コンパクトな二元合体からの強くレンズ化された重力波（GW）に基づいて、重力波領域における暗黒物質（DM）の流体せん断粘度、つまりGWが伝播するときに減衰効果を経験するかどうかを調べる新しい戦略を提案します。せん断粘度がゼロ以外のDM流体。暗黒物質の自己散乱が流体力学的記述が有効であるのに十分効率的であると仮定することにより、我々の結果は、将来の地上ベースのアインシュタイン望遠鏡（ET）と衛星GW天文台（ビッグバンオブザーバー;BBO）が暗黒物質の検出に成功する可能性があることを示しています銀河団や銀河団のスケールでの物質の自己相互作用。
原始磁場によって誘発された小規模CMB異方性
| Title |
Small-scale_CMB_anisotropies_induced_by_the_primordial_magnetic_fields |
| Authors |
Teppei_Minoda,_Kiyotomo_Ichiki,_and_Hiroyuki_Tashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12542 |
初期の宇宙で生成された原始磁場（PMF）は、大規模な宇宙磁場の起源であると予想されます。PMFは、電磁力と重力相互作用の両方により、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性に足跡を残すと考えられています。この論文では、PMFがCMB光子の平均自由行程よりも小さなスケールでCMB異方性にどのように影響するかを調査します。PMFによるローレンツ力でバリオンオイラー方程式を解き、PMFからのベクトル型摂動がシルクスケールより下のCMB異方性を$\ell>3000$として誘導することを示します。私たちの計算に基づいて、プランクと南極点望遠鏡（SPT）によって得られたCMB温度異方性の組み合わせからPMFに制約を課しました。$\ell\lesssim8000$でのSPT2017バンドパワーの高度に分解された温度異方性は、スケール依存性が小さいPMFモデルに有利であることがわかりました。その結果、PlanckとSPTの共同分析では、PMFスペクトルインデックスに95％信頼水準（CL）で$n_B<-1.14$の制約が課され、これはPlanckのみの制約$n_B<と比較してより厳格になります。-0.28$。共動1Mpcスケールで正規化されたPMF強度も、$B_{1\mathrm{Mpc}}<1.5$nGとして厳密に制約され、PlanckとSPTは95％CLであるのに対し、$B_{1\mathrm{Mpc}}<3.2$nG、95％CLのPlanckデータのみまた、PMFによって誘発されたSPTデータとCMB異方性を含めると、宇宙パラメータの推定値に与える影響についても説明します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Deep_Field_Optical_+_Near-Infrared_Images_and_Catalogue |
| Authors |
W._G._Hartley_(1),_A._Choi_(2),_A._Amon_(3),_R._A._Gruendl_(4_and_5),_E._Sheldon_(6),_I._Harrison_(7_and_8),_G._M._Bernstein_(9),_I._Sevilla-Noarbe_(10),_B._Yanny_(11),_K._Eckert_(9),_H._T._Diehl_(11),_A._Alarcon_(12),_M._Banerji_(13_and_14),_K._Bechtol_(15),_R._Buchs_(16),_S._Cantu_(17),_C._Conselice_(8_and_18),_J._Cordero_(8),_C._Davis_(3),_T._M._Davis_(19),_S._Dodelson_(20),_A._Drlica-Wagner_(21_and_11_and_22),_S._Everett_(23),_A._Fert\'e_(24),_D._Gruen_(25_and_3_and_16),_K._Honscheid_(2_and_26),_M._Jarvis_(9),_M._D._Johnson_(5),_N._Kokron_(25_and_3),_N._MacCrann_(27),_J._Myles_(25_and_3_and_16),_A._B._Pace_(20),_A._Palmese_(11_and_22),_F._Paz-Chinch\'on_(13_and_5),_M._E._S._Pereira_(28),_A._A._Plazas_(29),_J._Prat_(21),_M._Rodriguez-Monroy_(10),_E._S._Rykoff_(3_and_16),_S._Samuroff_(20),_et_al._(78_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12824 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）ディープフィールド、一連の画像、およびダークエネルギーカメラ（DECam）と天文学用可視および赤外線サーベイ望遠鏡（VISTA）データから構築された関連する多波長カタログ（$ugrizJHKs$）について説明します。DESディープフィールドは11個のフィールド（10個のDES超新星フィールドとCOSMOS）で構成され、$ugriz$バンドの総面積は$\sim30〜$平方度で、最大$i$バンドの深さは26.75（AB、$10\sigma$、2"）。マスキング後、合計$5.88〜$sq。deg。の4つのフィールドの完全な8バンドカバレッジのDES3年宇宙分析のカタログを提示します。カタログは、効果的にノイズのない銀河のサンプル（S/N$>\sqrt{10}\times$メインのDES調査での同等物）、DESで観測されたオブジェクトの母集団とそれらの配光の瞬間の事前情報として使用されます。弱いレンズ分析のためのソース銀河赤方偏移分布を構築する際の高品質の赤方偏移情報のソース、および銀河系外の深い科学のホスト。$r=25.7、i=25、z=24.3$等の一貫した深さ。上に構築された、新しいモデルフィッティングコードを使用します。ソースをデブレンドし、$u$バンドから$Ks$バンドの波長範囲で一貫した色を確保するための確立された方法。さらに、モデルのフィッティング、位置天文学、および4つのフィールド間の測光の一貫性に必要な点像分布関数モデリングに対して維持する厳密な制御について詳しく説明します。このカタログを使用すると、星と銀河を注意深く分離でき、優れた測光赤方偏移性能が得られます（${\rmNMAD}=0.023$at$i<23$）。Deep-Fieldsカタログは、DESの3年間の弱いレンズ効果と銀河団の宇宙論の作業が完了した後、宇宙論データ製品のリリースの一部として利用できるようになります。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Measuring_the_Survey_Transfer_Function_with_Balrog |
| Authors |
S._Everett_(1),_B._Yanny_(2),_N._Kuropatkin_(2),_E._M._Huff_(3),_Y._Zhang_(2),_J._Myles_(4_and_5_and_6),_A._Masegian_(7),_J._Elvin-Poole_(8_and_9),_S._Allam_(2),_G._M._Bernstein_(10),_I._Sevilla-Noarbe_(11),_M._Splettstoesser_(12),_E._Sheldon_(13),_M._Jarvis_(10),_A._Amon_(5),_I._Harrison_(14_and_15),_A._Choi_(8),_W._G._Hartley_(16),_A._Alarcon_(17),_C._S\'anchez_(10),_D._Gruen_(4_and_5_and_6),_K._Eckert_(10),_J._Prat_(18),_M._Tabbutt_(19),_V._Busti_(20_and_21),_M._R._Becker_(17),_N._MacCrann_(22),_H._T._Diehl_(2),_D._L._Tucker_(2),_E._Bertin_(23_and_24),_T._Jeltema_(1),_A._Drlica-Wagner_(18_and_2_and_7),_R._A._Gruendl_(25_and_26),_K._Bechtol_(19),_A._Carnero_Rosell_(27_and_28),_T._M._C._Abbott_(29),_M._Aguena_(20_and_21),_J._Annis_(2),_D._Bacon_(30),_S._Bhargava_(12),_D._Brooks_(31),_D._L._Burke_(5_and_6),_et_al._(58_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12825 |
DarkEnergySurvey（DES）の3年目（Y3）データセットの選択と測光バイアスを直接サンプリングするために使用される、更新されたキャリブレーションおよび診断フレームワークであるBalrogについて説明します。DESフットプリントのランダムな20％サブセットのシングルエポック画像に、DESディープフィールド観測から導出された約3,000万の現実的な銀河モデルのアンサンブルを体系的に注入します。これらの拡張画像は、元のデータと並行して分析され、従来の生成モデルではキャプチャするのが困難なことが多い測定体系を自動的に継承します。結果として得られるオブジェクトカタログは、DES伝達関数のモンテカルロサンプリングであり、さまざまなDESY3科学、特に遠方の「ソース」銀河の測光赤方偏移と倍率バイアスのキャリブレーションのための強力な診断およびキャリブレーションツールとして使用されます。より近い「レンズ」銀河。回収されたバルログ注入は、Y3GOLDカタログの測光特性分布と、特にカラーで厳密に一致し、典型的な銀河サンプルの1％以内の実際のデータの観測条件からの数密度変動をキャプチャすることが示されています。Y3の色は非常によく調整されており、通常は1〜8ミリマグニチュード以内ですが、オブジェクトの小さなサブセットでは、近接効果とブレンディングにより、注入されたオブジェクトサイズの大幅な過大評価と相関する有意なマグニチュードバイアスが検出されます。現在の方法論を拡張して伝達関数のより多くの側面をキャプチャし、将来の分析のために調査フットプリントを完全にカバーするためのアプローチについて説明します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Calibration_of_Lens_Sample_Redshift_Distributions_using_Clustering_Redshifts_with_BOSS/eBOSS |
| Authors |
R._Cawthon,_J._Elvin-Poole,_A._Porredon,_M._Crocce,_G._Giannini,_M._Gatti,_A._J._Ross,_E._S._Rykoff,_A._Carnero_Rosell,_J._DeRose,_S._Lee,_M._Rodriguez-Monroy,_A._Amon,_K._Bechtol,_J._De_Vicente,_D._Gruen,_R._Morgan,_E._Sanchez,_J._Sanchez,_I._Sevilla-Noarbe,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_A._Choi,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_K._Dawson,_S._Desai,_H._T._Diehl,_K._Eckert,_S._Everett,_I._Ferrero,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._Huterer,_D._J._James,_A._G._Kim,_J.-P._Kneib,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._Lima,_H._Lin,_M._A._G._Maia,_P._Melchior,_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12826 |
弱い重力レンズ効果と銀河団の研究で使用されるダークエネルギーサーベイ（DES）レンズサンプル銀河のクラスタリング赤方偏移測定を提示します。この測定を実行するために、バリオン音響振動調査（BOSS）とその拡張であるeBOSSからの分光銀河と相互相関します。銀河団の偏りによる系統的誤差を較正する新しい手法を含むシミュレーションで方法論を検証し、平均赤方偏移の較正において一般的に偏りのない方法を見つけます。私たちの方法をデータに適用し、11の異なる測光で選択されたビンの赤方偏移分布を推定します。クラスタリング赤方偏移と測光赤方偏移の推定値の間には一般的な一致が見られ、推定平均赤方偏移の差はほとんどのビンで$|\Deltaz|=0.01$未満です。また、一部のサンプルで使用する必要があることがわかった、redshift分布の幅パラメーターを調整する方法もテストします。平均赤方偏移に関する私たちの典型的な不確実性は0.003から0.008の範囲でしたが、幅に関する私たちの不確実性は4から9\％の範囲でした。これらの結果が、コンパニオンDESの3年目の結果ペーパーで使用されている測光赤方偏移分布をどのように較正するかについて説明します。
惑星共鳴の半解析モデル：単一星と連星の周りの惑星への適用
| Title |
Semi-analytical_model_for_planetary_resonances:_application_to_planets_around_single_and_binary_stars |
| Authors |
Tabar\'e_Gallardo,_Cristi\'an_Beaug\'e,_Cristian_A._Giuppone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12296 |
惑星系に作用する一般的な動的メカニズムである惑星共鳴にもかかわらず、それらの特性を説明するための一般的なモデルは存在しません。特に、任意の次数の相応しさと、奇行と傾斜の任意の値についてです。本研究は、固定点の共振強度、幅、位置、安定性、および小振幅の秤動の期間を説明する半分析モデルを提示します。このモデルは、重力的に相互作用する2つの巨大な物体に有効であるため、単一星または連星の周りの惑星に適用できます。ポアンカレとヤコビの参照システムの理論的枠組みを使用して、平均化された共鳴擾乱関数の数値評価を採用する半分析的方法を開発します。モデルの検証は、その予測を実際のシステムと架空のシステムの動的マップと比較して提示されます。このモデルは、惑星の共鳴の非常に多くの動的な特徴を非常によく説明していることが示されています。すべての場合に見られる良好な一致にもかかわらず、周連星系の共鳴中心の位置にわずかな偏差が見られます。HD31527システムへの適用の結果として、更新された最適なソリューションが、16/3平均運動共鳴内の中間惑星と外側惑星の間の高離心率の安定した秤動につながることを発見しました。これは、その長期的なダイナミクスがそのような高次の通約可能性によって支配されているように見える最初の惑星系です。周連星惑星の場合、N/1の平均運動共鳴の重なりは、バイナリに近いグローバルなカオス領域のサイズ、および相互の傾きとの依存性と非常によく一致します。
原始惑星状星円盤における小石の「ドリフトなし」の暴走パイルアップ。半径とともに中立面の乱流が増加します。
惑星形成の注目すべき課題は、小さな粒子から微惑星を直接形成するための道を見つけることです。乱流構造が不均一な原始惑星系円盤に、漂流する小石がどのように堆積するかを理解することを目指しています。デッドゾーンの外側の領域のように、原始惑星系円盤の半径とともに中立面の乱流粘度が増加している円盤構造を考えます。与えられた小石からガスへの質量流束に対する小石の半径方向のドリフトと垂直/放射状の拡散に対する逆反応（慣性）を含む小石の1D拡散移流シミュレーションを実行します。我々は、新しいメカニズムである「ドリフトなし」の暴走パイルアップを報告します。これは、ディスク内の小石の暴走蓄積につながり、したがって、ストリーミングおよび/または重力不安定による微惑星の形成に有利に働きます。これは、外側のディスクから流れ込んでデッドゾーンに入る小石が垂直方向の乱流の減少を経験したときに発生します。その後、小石サブディスクのスケールの高さが減少し、不感帯の乱流の値が十分に小さく、小石とガスのフラックス比の値が高い場合、ガスに対する小石の逆反応により、ドリフト速度が大幅に低下します。したがって、それらの漸進的な蓄積。これは、小石のフラックスとガスのフラックスの比率が十分に大きいため、ケルビン・ヘルムホルツせん断不安定性よりも効果が支配的である場合に発生します。このプロセスは、圧力バンプの存在とは無関係です。
スペースデブリは衛星インフラへの大きな脅威です。小さな粒子との衝突、例えば1cmのサイズは、親体、宇宙船、または上段が数百の追跡可能なフラグメントに分割されるときに壊滅的なイベントを引き起こす可能性があります。スペースデブリの研究は、これらの物体を発見、監視、特性評価し、それらの起源を特定し、それらの積極的な除去をサポートするのに役立ちます。光学望遠鏡による調査は、目録作成のための新しいオブジェクトを発見し、スペースデブリの人口モデルの精度を高めることを目的としています。軌道を改善したり、物理的特性を調査したりするために、追跡観測が行われます。スペースデブリの個体数、その軌道上および物理的特性を示し、スペースデブリの研究において光学望遠鏡が果たす役割について説明します。また、スペースデブリの領域で使用される位置天文学、測光、分光法などの採用された天文学技術についても説明します。
46P /ワータネン彗星の偏光の監視
| Title |
Monitoring_polarization_in_comet_46P/Wirtanen |
| Authors |
M._Zheltobryukhov,_E._Zubko,_E._Chornaya,_I._Luk'yanyk,_O._Ivanova,_A._Kochergin,_G._Kornienko,_D._Mkrtichian,_S._Poshyachinda,_I.E._Molotov,_S.S._Kim,_G.Videen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12781 |
ワータネン彗星の直線偏光の程度を2か月間測定し、2018年12月の近日点通過を{\alpha}=18.1から46.4度の範囲の位相角で受け入れます。得られた偏光応答PQは、C/1975V1彗星（西）で以前に発見されたものに似ています。これは、46P/ワータネン彗星が最大正偏光の高い彗星のグループに属していることを示唆しています。46PのBVRI測光を実施したところ、C/1975V1（西）の測定値とよく一致する、その塵の中間色または青色のいずれかが見つかりました。46P/Wirtanenの開口平均偏光測定では、最小位相角{\alpha}=18.1度でほぼゼロの偏光PQが明らかになりますが、同時イメージング偏光測定では、5000km以内の領域で負の偏光（PQ<0）が発生することが示唆されます。負の分極がPQ=-（1.44+/-0.15）パーセントと同じくらい強い可能性がある核。この観察結果は、核周囲のハローの存在と、コマが少なくとも2種類のダスト粒子で占められていることを示唆しています。それらの1つは、側方散乱での低い正の偏光と後方散乱での高い負の偏光を示しています。両方の偏光測定機能は、Mgに富むケイ酸塩粒子を弱く吸収することによって同時に生成されます。別の種類のダストは、炭素質粒子に起因する可能性のある正の分極のみを生成します。この46P/ワータネン彗星の組成は、C/1975V1彗星（西）で以前に発見されたものと類似しているようです。
CCDUBV測光とGaiaDR2位置天文学を使用した散開星団Frolov1とNGC7510の研究
| Title |
A_Study_of_Open_Clusters_Frolov_1_and_NGC_7510_using_CCD_UBV_Photometry_and_Gaia_DR2_Astrometry |
| Authors |
T._Yontan,_S._Bilir,_T._Ak,_B._Akbulut,_R._Canbay,_T._Banks,_E._Paunzen,_S._Ak,_Z._F._Bostanci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12269 |
CCDUBV測光およびガイアデータに基づいて、フロロフ1およびNGC7510散開星団の赤化、測光金属量、年齢および距離の推定値を示します。測光観測は、T\"UB\.ITAK国立天文台の1m望遠鏡を使用して収集されました。2つのグループの方向のガイアDR2固有運動データを使用して、クラスターメンバーシップを特定しました。平均固有運動値（$\mu_{\alpha}\cos\delta、\mu_{\delta}$）=（$-3.02\pm0.10$、$-1.75\pm0.08$）および（$-3.66\pm0.07$、$-2.17\pmFrolov1とNGC7510の場合はそれぞれ0.06$）masyr$^{-1}$。2色の図を使用してFrolov1とNGC7510の$E（BV）$の過剰色を$0.65\pm0.06$として取得しました。Frolov1の測光金属度を[Fe/H]=0.03$\pm$0.03dexとして導き出し、NGC7510に太陽金属度を採用しました。これらの赤みと金属度に基づいて、PARSEC等時線をクラスターの色-マグニチュード図にフィッティングすることによるクラスターの距離係数と年齢Frolov1とNGC7510の等時性フィッティング距離はそれぞれ$2864\pm254$と$2818\pm247$pcであり、これらはtに対応します。彼の年齢は$35\pm10$Myrと$18\pm6$Myrです。また、平均ガイア距離を計算し、それらを文献およびこの研究で与えられたものと比較し、我々の結果は以前の研究とよく一致していると結論付けました。最後に、質量関数の傾きを、Frolov1では$X=-1.21\pm0.18$、NGC7510では$X=-1.42\pm0.27$として計算しました。
TNG50のステラハロー形態：ツイストおよびツイストストレッチハロー
| Title |
Stellar_Halo_Morphology_from_TNG50:_Twisted_and_Twisted-Stretched_Halos |
| Authors |
Razieh_Emami_(Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian),_Lars_Hernquist,_Charles_Alcock,_Shy_Genel,_Sownak_Bose,_Rainer_Weinberger,_Mark_Vogelsberger,_Xuejian_Shen,_Joshua_S._Speagle,_Federico_Marinacci,_John_C._Forbes,_Paul_Torrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12284 |
TNG50シミュレーションで、銀河のような天の川（MW）のサンプルの恒星ハロー（SH）の形態を調査します。主なアプローチとしてローカルインシェル反復法（LSIM）を使用して、実空間でのねじれ（ハローの約52％）と伸長（ハローの48％）の証拠を明示的に示します。これは、慣性テンソルの固有ベクトルで観察された再配向と一致し、再配向されたSHを持っていることを明確に示しています。暗黒物質（DM）ハローとSHの形状プロファイルを比較すると、特に恒星円盤が配置されている小さなガラクトセントリック半径で、それらの半径方向プロファイルがかなり近いことが非常に顕著にわかります。これは、DMハローがバリオンポテンシャルに応じて恒星円盤とある程度整列していることを意味します。アライメントのレベルは、ほとんどの場合、中心から離れるにつれて減少します。軌道真円度パラメータの下部構造の影響を研究します。いくつかのハローでは、遠く離れた下部構造が中央の星と比較して逆回転しており、全角運動量の符号、したがって軌道の真円度パラメータを反転させる可能性があることが示されています。ただし、150kpcを超えてそれらを切り捨てると、最初の選択に従って銀河の円盤状の構造が保持されます。SHの形をした下部構造の影響を含めて、それらの寄与がサブドミナントであることを明示的に示します。私たちの理論的結果を以前の文献からの観察的制約に重ね合わせて、私たちは公正な合意を確立します。
VMC調査-XL。レッドクランプ星に由来する小マゼラン雲の三次元構造
| Title |
The_VMC_Survey_--_XL._Three-dimensional_structure_of_the_Small_Magellanic_Cloud_as_derived_from_red_clump_stars |
| Authors |
B.L._Tatton,_J.Th._van_Loon,_M.-R.L._Cioni,_K._Bekki,_C.P.M._Bell,_S._Choudhury,_R._de_Grijs,_M.A.T._Groenewegen,_V.D._Ivanov,_M._Marconi,_J.M._Oliveira,_V._Ripepi,_S._Rubele,_S._Subramanian_and_N.-C._Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12288 |
銀河の相互作用はバリオン物質の分布を歪め、星形成に影響を与える可能性があります。近くのマゼラン雲は、進行中の銀河相互作用プロセスの代表的な例です。ここでは、中年（$\sim1$-$10$Gyr）のレッドクランプ星を使用して、小マゼラン雲（SMC）の3次元構造をマッピングし、大マゼラン雲との相互作用の歴史の中で解釈します。雲（LMC）と天の川。レッドクランプ星は、マゼラン雲のVISTA調査のデータに基づいて、近赤外線の色と等級の図から選択されます。星間赤みが測定されて除去され、補正された明るさが星ごとに距離に変換されます。レッドクランプ星の空間分布に適合した平面は、傾斜が$i=35\deg$-$48\deg$で、位置角がPA$=170\deg$-$186\deg$です。ただし、特にSMCの周辺部と東側では、この平面からの大幅な逸脱が見られます。後者の部分では、2つの異なる集団が存在し、距離が10kpcも離れています。遠くの赤い塊の星はSMCの北に見られ、おそらく極西にも見られます。これらは、予測された「カウンターブリッジ」に関連している可能性があります。また、ダストが一般的に恒星の質量をトレースしていることを示す、ダスト赤化マップを提示します。SMCの中年の恒星成分の構造は、数Gyr前のLMCとの強い相互作用の痕跡を持っています。これは、純粋に潮汐ではありませんが、ラム圧力ストリッピングを含んでいたに違いありません。
CFHTLenS：スケール、恒星の質量、色の関数としての銀河バイアス。半分析モデルによる予測との競合
| Title |
CFHTLenS:_Galaxy_bias_as_function_of_scale,_stellar_mass,_and_colour._Conflicts_with_predictions_by_semi-analytic_models |
| Authors |
Patrick_Simon_and_Stefan_Hilbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12299 |
銀河モデルは、宇宙論的スケールで銀河団と暗黒物質の間の密接な関係を予測しますが、予測は特に詳細が異なります。この機会を利用して、ミュンヘンとダーラムのグループによる2つの半分析モデルを、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡レンズ調査（CFHTLenS）のデータを使用してテストしました。テストでは、スケールに依存する銀河バイアス係数$b（k）$と相関係数$r（k）$を、線形スケールから非線形スケールまで$k\approx10\、h\、\rmMpc^{-で測定しました。1}$2つの赤方偏移$\bar{z}=0.35,0.51$で、恒星の質量が$5\times10^9$から$3\times10^{11}\、h_{\rm70}^{-2}の銀河の場合\、{\rmM}_\odot$。私たちの改良された重力レンズ技術は、銀河と物質の相関$r（k）$のより良い制約のために、光源の固有の整列とレンズ銀河の倍率を説明します。CFHTLenSの銀河バイアスは、$k$と恒星の質量とともに増加し、色に依存し、銀河タイプの個々の足跡を明らかにします。スケールと銀河の両方の特性による相対的な変化についての合理的なモデル合意にもかかわらず、モデルの優先順位がない$b（k）$には明らかな矛盾があります。つまり、モデル銀河のクラスターが弱すぎます。これは、すべての恒星の質量について、$z\gtrsim0.3$でモデルの問題にフラグを立てる可能性があります。ただし、モデルと同様に、すべてのスケールで物質と銀河密度の間に高い相関$r（k）$があり、銀河バイアスは通常、線形スケールでの決定論的バイアスと一致しています。$\bar{z}=0.51$で約$7\times10^9\、h_{\rm70}^{-2}\、{\rmM}_\odot$の青い銀河と低質量銀河だけが表示されます、モデルとは逆に、$r_{\rmls}=0.75\pm0.14\、{\rm（stat。）}\pm0.06\、{\rm（）の線形スケールで確率的バイアスに向かう弱い傾向sys。）}$。この結果は、決定論的な銀河バイアスに依存する$E_{\rmG}$などの宇宙論的プローブにとって興味深いものです。
星形成の速度は銀河の種類によって異なり、赤方偏移とともに進化します。宇宙のほとんどの星は、一般にスターバーストと呼ばれる、非常に高い星形成活動のエピソードで形成されています。ここでは、スターバーストの基本的な定義と一般的な特性を、それらの観測の特徴とともに要約します。ローカル宇宙と、はるかに一般的であった高赤方偏移の両方でのスターバースト銀河の主なタイプの概要を説明します。ローカルサンプルと遠隔サンプルの類似点と相違点を指定し、可能な進化的リンクを指定します。宇宙の再電離の時代におけるスターバースト銀河の役割を、最新の観測結果に基づいて説明します。
発光クエーサーHE0435-4312のMgII放出応答の時間遅延：宇宙論における高加速度半径-光度関係の適用に向けて
| Title |
Time_Delay_of_MgII_Emission_Response_for_the_Luminous_Quasar_HE_0435-4312:_Towards_Application_of_High-Accretor_Radius-Luminosity_Relation_in_Cosmology |
| Authors |
Michal_Zaja\v{c}ek,_Bo\.zena_Czerny,_Mary_Loli_Martinez-Aldama,_Mateusz_Ra{\l}owski,_Aleksandra_Olejak,_Robert_Przy{\l}uski,_Swayamtrupta_Panda,_Krzysztof_Hryniewicz,_Marzena_\'Sniegowska,_Mohammad-Hassan_Naddaf,_Raj_Prince,_Wojtek_Pych,_Grzegorz_Pietrzy\'nski,_C._Sobrino_Figaredo,_Martin_Haas,_Justyna_\'Sredzi\'nska,_Magdalena_Krupa,_Agnieszka_Kurcz,_Andrzej_Udalski,_Vladim\'ir_Karas,_Marek_Sarna,_Hannah_L._Worters,_Ramotholo_R._Sefako,_Anja_Genade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12409 |
測光データ（CATALINA、OGLE、SALTICAM、およびBMT）と組み合わせて、南部アフリカ大型望遠鏡（SALT）を使用した発光クエーサーHE0435-4312（$z=1.2231$）の6年間の分光モニタリングを使用して、7つの異なる時間遅延推論方法を使用して、MgIIブロードライン放出と電離連続体の間の残りのフレームの時間遅延$296^{+13}_{-14}$日を決定しました。MgII放出はかなり変動し、$\sim5.4\％$の部分変動があり、これは連続体の変動に匹敵します。その高い光度（$L_{3000}=10^{46.4}\、{\rmerg\、s^{-1}}$）のため、光源はMgIIに沿った散乱をさらに減らすのに有益です-ベースの半径と光度の関係とその拡張バージョン、特にRMS散乱が$\sim0.2$dexである高降着サブサンプルを検討する場合。これにより、宇宙論的パラメーターを制約するために、高精度のMgIIベースの半径-光度関係を使用する可能性が開かれます。27の残響マップソースの現在のサンプルでは、最適な宇宙論的パラメーター$（\Omega_{\rmm}、\Omega_{\Lambda}）=（0.19;0.62）$は、1以内の標準的な宇宙論モデルと一致しています。$\sigma$信頼水準。
| Title |
Multiple_populations_in_low_mass_globular_clusters:_Palomar_13 |
| Authors |
Baitian_Tang,_Yue_Wang,_Ruoyun_Huang,_Chengyuan_Li,_Jincheng_Yu,_Doug_Geisler,_Bruno_Dias,_Jose_G._Fernandez-Trincado,_Julio_A._Carballo-Bello,_and_Antonio_Cabrera-Lavers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12479 |
前世紀に球状星団で化学的に特異な星が発見されて以来、ほとんどすべての球状星団に化学的不均一性が見られることを考えると、複数の集団の研究がますます重要になっています。この現象を説明しようとするさまざまな提案された理論にもかかわらず、球状星団のすべての観測証拠を単一の理論に適合させることは、悪名高いほど困難であり、現在は成功していません。既存のモデルを改善し、新しいモデルを動機付けるために、金属が豊富な端、金属が少ない端、低質量の端などの重要な条件で球状星団を観察しています。この論文では、低質量球状星団の複数の集団を調査する最初の試みを紹介します。GranTelescopioCanariasに搭載されたOSIRIS/Multi-objectSpectrographを使用して、球状星団Palomar13の30個のメンバーのうち4000A付近の低解像度スペクトルを取得しました。赤色巨星分枝のメンバーシップは、ガイアDR2からの最新の固有運動と文献の速度によって確認されています。測定されたCNおよびCHスペクトル指数を恒星モデルのものと比較した後、赤色巨星分枝星の間で窒素変動の明確な兆候が見つかりました。パロマー13は、複数の集団を示す最も質量の小さい球状星団である可能性があります。
クラスターコアとその周辺のバルジとディスクの色
| Title |
Bulge_and_disk_colors_in_the_cluster_core_and_outskirts |
| Authors |
S._Barsanti,_M._S._Owers,_R._M._McDermid,_K._Bekki,_J._J._Bryant,_S._M._Croom,_S._Oh,_A._S._G._Robotham,_N._Scott,_J._van_de_Sande |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12480 |
S0銀河の形成における環境の役割は、特に銀河団の郊外では、まだよく理解されていません。クラスター中心の距離$\sim2.5\、R_{200}$までの銀河メンバーを分析して、8つの低赤方偏移クラスターを研究します。$g$-、$r$-、および$i$バンドで2D測光バルジディスク分解を実行し、そこから469個の2成分銀河を識別します。バルジとディスクの色、およびそれらの投影されたクラスター中心距離と局所銀河密度への依存性を別々に分析します。クラスターS0銀河のサンプルでは、バルジは周囲の円盤よりも赤く、色と大きさの傾向が大きく、環境メトリックと相関しない色を持っていることがわかります。一方、クラスターS0に関連付けられたディスクは、クラスター中心の半径が大きくなるにつれて大幅に青くなりますが、色と大きさの関係の証拠は示されていません。ディスクの色と半径の関係は、主に$0\leqR/R_{200}<0.5$の銀河団によって駆動されます。投影された位相空間でのバックスプラッシュと落下する銀河の円盤の色に有意差は見られません。$R_{200}$を超えると、ディスクの色は局所的な銀河の密度によって変化しません。これは、2成分銀河の色が前処理の影響を受けないことを示しています。$R_{200}$を超える単一成分のディスクが支配的な銀河では、重要な色密度の関係が観察されます。クラスターS0銀河の形成は、主にディスクに作用するクラスターコアプロセスによって駆動されると結論付けていますが、前処理の証拠は、単一コンポーネントのディスクが支配的な銀河で見られます。バルジディスク分解からデータを公開します。
TW Hya周辺の原始惑星系円盤における窒素分別のモデル化：粒子集団と炭素対酸素元素存在比に対するモデル制約
| Title |
Modeling_Nitrogen_Fractionation_in_the_Protoplanetary_Disk_around_TW_Hya:_Model_Constraints_on_Grain_Population_and_Carbon-to-Oxygen_Elemental_Abundance_Ratio |
| Authors |
Seokho_Lee,_Hideko_Nomura,_Kenji_Furuya,_and_Jeong-Eun_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12531 |
TWHya周辺の原始惑星系円盤でアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用して実施された観測は、半径半径HC$^{14}$N/HC$^{15}$N$\sim$120のHCN分子の窒素分別を示しています。$\sim$20AU。この研究では、この窒素分別プロセスを制御する物理的および化学的条件を調査しました。この目的のために、N$_2$の同位体選択的光分解と同位体交換化学反応が組み込まれた新しいディスクモデルが開発されました。私たちのモデルは、気相の炭素と酸素の元素存在量が星間物質の元素存在量に比べて2桁減少し、炭素が酸素よりも豊富である場合に、観測されたHCNカラム密度を正常に再現できます（[C/O]$_{\rmelem}>$1）。N$_2$の同位体選択的光分解は、私たちのモデルにおける主要な窒素分別プロセスです。観測されたHC$^{14}$N/HC$^{15}$N比は、外側に向かって増加しますが、外側のディスクの大気中の小さなダスト粒子がより多く枯渇していると仮定することによって、モデルによって再現することもできます。内側のディスクにあるもの。これは、外側のディスクから放射状にドリフトする大きなダスト粒子の断片化により、小さなダスト粒子が内側のディスクに連続的に補充されるという粒子進化モデルと一致しています。
新たに発見されたマゼラン雲星団の天体物理学的性質
大小のマゼラン雲（L/SMC）に向けて投影された新しい星団候補が、比較的深い画像調査から最近発見されました。ここでは、マゼラン星の歴史の調査によって生成されたPSF測光を使用して、L/SMCの外側の領域にある24個の星団候補の健全な分析を行います。唯一の例外を除いて、研究されたオブジェクトは本物の恒星の集合体でした。観測された色-マグニチュード図（CMD）がフィールド星の存在によって統計的に除染された後、物理的現実について結論を下し、割り当てられたメンバーシップ確率が50\％を超える星のクリーンなCMDを、数千個の合成CMDと比較しました。年齢、距離、金属量、星団の質量、およびバイナリの割合の組み合わせ。尤度アプローチから得られた最もよく一致する合成CMDのパラメーターは、星団の天体物理学的特性として採用されました。現在の星団のサンプルは、LMCの前にある星団から、マゼラニックブリッジの始まりに沿った星団、SMCの後ろにある星団まで、幅広い距離に広がっています。彼らの年齢は、銀河の相互作用の結果として銀河の形成と他のものに沿って起こったさまざまな形成のエピソードを明らかにしています。それらの推定された金属量と年代から、我々は、ほぼ最後の1Gyr（log（age/yr）$\approx$9.0）の間にこれらの銀河の間に比較的金属不足のガス流が存在し、その形成を可能にした可能性があると推測します。銀河周辺の若い星団。L/SMCの相互作用にかかわらず、研究された星団は天の川の対応する星団と類似しているか、より大規模です。これは、私たちの銀河では潮汐効果が比較的重要であることを示唆しています。
MaNGA銀河のガス速度分散の2つのタイプの分布
| Title |
Two_types_of_distribution_of_the_gas_velocity_dispersion_of_MaNGA_galaxies |
| Authors |
L.S._Pilyugin,_I.A._Zinchenko,_M.A._Lara-Lopez,_Y.A._Nefedyev,_J.M._Vilchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12787 |
1146個のMaNGA銀河の画像全体にわたるガス速度分散シグマの分布が分析されます。銀河の画像全体のガス速度分散の分布には2つのタイプがあることがわかります：（i）909銀河の分布は、中心でシグマ増強がある場合とない場合の放射状対称性を示します（R分布）および（ii）分布中心にシグマ増強がある場合とない場合の159個の銀河の画像の短軸に沿って増強されたシグマのバンドがある（B分布）78個の銀河の画像全体のシグマ分布は信頼できる分類ができません。特性が最もよく定義された806個の銀河（このサンプルには、R分布の687個の銀河とB分布の119個の銀河が含まれます）を選択し、RおよびB分布の銀河の特性を比較します。B分布の銀河におけるガス速度分散sigma_mの中央値は、R分布の銀河よりも平均して約5km/s高いことがわかります。B分布の銀河の光学半径R_25は、R分布の同様の質量を持つ銀河よりも、平均して約0.1dex低くなっています。したがって、銀河の特性は、その画像全体のガス速度分散の分布のタイプに関連しています。これは、強化されたガス速度分散のバンドの存在が、銀河の特定の進化（または進化の特定の段階）の指標になり得ることを示唆しています。
分子雲におけるフィラメント崩壊流
| Title |
Filamentary_collapse_flow_in_molecular_clouds |
| Authors |
Ra\'ul_Naranjo-Romero_(1),_Enrique_V\'azquez-Semadeni_(1)_and_Robert_M._Loughnane_(1)_((1)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12819 |
中程度の初期フィラメント摂動の星前重力崩壊の理想的な数値シミュレーションを提示し、均一で層状の背景を考慮した追加の中央楕円体増強（コア）を使用します。後者は平坦な雲を表します。どちらのシミュレーションも、崩壊中にフィラメント構造を維持し、雲から平面への階層的な降着流を発達させます。そこからフィラメントへ、そしてフィラメントからコアへ。流れは階層のすべてのステップでスムーズに方向を変え、研究された星前の進化の間に密度の発散やフィラメントの軸に衝撃が発生することはありません。流れは中心コアへの降着を促進し、フィラメントから材料を排出し、フィラメントの成長を遅くします。結果として、フィラメント密度に対するコアの中心密度の比率は時間とともに増加し、コアの特異点形成時に発散する。層状シミュレーションでは、フィラメントの観測されたプランマーのような放射状の柱密度プロファイルに最適な一致が生成されますが、均一なシミュレーションでは、平坦な中心密度プロファイルは生成されません。この結果は、MCが優先的に平坦化された構造である可能性があるという最近の提案を裏付けています。フィラメントの流れが、フィラメントへの半径方向の降着がコアへの縦方向の降着と釣り合う準定常状態に近づく可能性を検討します。簡単な議論は、そのような定常状態がシステムのアトラクタである可能性があることを示唆しています。私たちのシミュレーションは、この静止段階には到達していませんが、星の前の段階でそれに近づいているように見えます。
自己重力古典粒子と量子粒子のランダウ方程式：暗黒物質への応用
| Title |
Landau_equation_for_self-gravitating_classical_and_quantum_particles:_Application_to_dark_matter |
| Authors |
Pierre-Henri_Chavanis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12858 |
重力相互作用における古典粒子と量子粒子（フェルミ粒子とボソン）の運動論を発展させます。量子粒子の運動論は、暗黒物質の文脈で応用できるかもしれません。簡単にするために、無限で空間的に均質なシステムを検討し（または局所近似を行い）、集合効果を無視します。これは、[Chavanis、PhysicaA332、89（2004）]でヒューリスティックに導出された量子ランダウ方程式につながります。その主な特性を確立します：保存則、$H$定理、平衡状態、緩和時間、量子拡散および摩擦係数、量子ローゼンブルースポテンシャル、自己無撞着進化、（熱）浴近似、量子フォッカープランク方程式、量子キングモデル...ボソン粒子の場合、ランダウ方程式はボーズ-アインシュタイン凝縮のプロセスを説明できます。私たちの研究と[Levkovetal。、Phys。レット牧師121、151301（2018）;Bar-Oretal。、Astrophys。J.871、28（2019）]ファジーダークマターハローとボーズ星とソリトンの形成について。
SDSS-IV / MaNGA：衝動的なガスの流入は、急な酸素存在量プロファイルと異常に低い金属量の領域を説明できますか？
| Title |
SDSS-IV/MaNGA:_Can_impulsive_gaseous_inflows_explain_steep_oxygen_abundance_profiles_\&_anomalously-low-metallicity_regions? |
| Authors |
Zachary_J._Pace,_Christy_Tremonti,_Adam_L._Schaefer,_David_V._Stark,_Catherine_A._Witherspoon,_Karen_L._Masters,_Niv_Drory,_Kai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12887 |
ガスの流入は銀河の星形成燃料の必要な供給者ですが、調査規模で特徴づけることは困難です。気相金属量の面分光測定と全原子ガス質量のシングルディッシュラジオ測定を使用して、星形成銀河に入射するガス流入の大きさと頻度を推定します。0.25〜1.5R_e$の急な酸素存在量プロファイル、1.25〜1.75R_e$の金属量の変動の増加、および固定された全銀河恒星質量でのHI含有量の上昇の間の相互相関を明らかにします。シンプルだが直感的な流入モデルを採用すると、総恒星質量が$10^{10.1}{\rmM_{\odot}}$未満の銀河は、流入による再活性化と一致する局所的な酸素存在比プロファイルを持っていることがわかります。低質量銀河の約10〜25\％は最近の降着の兆候を持っており、局所的なガス質量面密度が約10〜90\％向上すると推定されています。質量の大きい銀河は、そのような流入の証拠が限られています。HI質量の大きな多様性は、流入に関連するガスが星形成ディスクから遠くに存在するはずであることを意味します。したがって、高HI質量、0.25〜1.5R_e$の急勾配の金属量プロファイル、および1.25〜1.75R_e$の広い金属量分布関数の組み合わせを使用して、高解像度の無線フォローアップのために流入ガスの可能なホストをターゲットにすることを提案します。
潮汐破壊現象からの最初の光
星が超大質量ブラックホールに近づきすぎると、潮汐破壊現象（TDE）で強い潮汐力によって星が引き裂かれます。細長いデブリの流れの半分は恒星の近地点に戻り、そこで相対論的な近点移動が自己交差ショックを引き起こします。その結果、ガスは流出に放出され、追加の相互作用を経験する可能性があり、降着円盤の形成につながります。このプロセスの最初の放射流体力学シミュレーションを実行し、以前の断熱研究（Bonnerot＆Lu2020）と同じ注入手順を使用して自己交差衝撃を処理します。この初期相互作用のさまざまな強さに対応する、問題の2セットの現実的なパラメーターが考慮されます。どちらの場合も、注入された物質の軌道は、ブラックホールの近くで発生する二次衝撃によって即座に循環することがわかります。ただし、生成された内部エネルギーは放射の形で効率的に拡散し、その結果、形成されたディスクの垂直プロファイルが薄くなります。拡散する光子は、周囲の破片が$L\約10^{44}\、\rmerg\、s^{-1}$の光度で現れるまで、すぐに周囲の破片を照射します。しかしながら、自己交差衝撃に向かって、拡散は遅くなり、その結果、光度の増加が浅くなり、光学帯域に潜在的に重要な成分が生じる。長距離に発射された物質は、放射圧によって継続的にエネルギーを獲得します。これにより、かなりの部分が束縛されなくなる可能性があります。この作業は、急速に増加する観測数によってアクセスされるTDEからの初期放出の起源への直接的な洞察を提供します。
長時間のガンマ線バースト（GRB）は、一般に、大質量星のコア崩壊に関連しています。崩壊シナリオでは、超付加ディスクに囲まれた回転する恒星質量ブラックホール（BH）が、GRB中央エンジンのもっともらしい候補の1つと見なされています。この論文では、マルチバンド残光に重要なジェットブレーク機能を備えた146個の長いGRBを含むサンプルに取り組んでいます。ジェット開口角は、ジェットブレーク時間によって取得できます。BH超降着システムのブランドフォード-ナエック（BZ）メカニズムを搭載したGRBジェットを想定することにより、サンプル内の長いGRBの光度と持続時間の分布を分析し、さまざまなBHスピンの降着率を制限します。その結果、BZメカニズムが非常に強力であり、合理的な降着率の範囲内で長いGRBプロンプトエミッションを解釈できることがわかりました。
銀河系ブラックホール連星GRS1716-249の多波長ビュー
| Title |
Multi-wavelength_view_of_the_galactic_black-hole_binary_GRS_1716-249 |
| Authors |
Sandeep_K._Rout_(1_and_2),_Santosh_V._Vadawale_(1),_Aarthy_E._(1_and_2),_Shashikiran_Ganesh_(1),_Vishal_Joshi_(1),_Jayashree_Roy_(3),_Ranjeev_Misra_(3),_J._S._Yadav_(4)_((1)_Physical_Research_Laboratory_Ahmedabad_India_(2)_Indian_Institute_of_Technology_Gandhinagar_India_(3)_The_Inter-University_Center_for_Astronomy_and_Astrophysics_Pune_India_and_(4)_Indian_Institute_of_Technology_Kanpur_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12616 |
X線連星爆発中のX線および電波放射の起源は、紫外線、光学、および赤外線放射の起源よりも比較的よく理解されています。これは、複数の競合するメカニズムがこれらの中間エネルギー範囲でピークに達するためです。真の放出メカニズムを確認し、異なるメカニズムの寄与を分離することは、存在する場合、システムのエネルギー、したがってその形状を正しく理解するために重要です。AstroSat、Swift、MountAbuInfraredObservatoryの観測を使用して、近赤外線（0.0005keV）から硬X線（120keV）までの銀河X線連星GRS1716-249の多波長スペクトルエネルギー分布を研究しました。。広帯域スペクトルフィッティングは、照射された降着円盤が紫外線および光学領域での発光を支配することを示唆しています。近赤外線放射は、照射されたディスクモデルの予測よりもいくらか過剰を示します。これは、電波放射によって示唆されるように、ジェットからのシンクロトロン放射が原因である可能性が最も高いです。コロナからの硬X線放射による内部ディスクの照射も、軟X線放射の説明に重要な役割を果たします。
SN 2017gci：でこぼこの尾を持つ近くのタイプI超高輝度超新星
| Title |
SN_2017gci:_a_nearby_Type_I_Superluminous_Supernova_with_a_bumpy_tail |
| Authors |
Achille_Fiore,_Ting-Wan_Chen,_Anders_Jerkstrand,_Stefano_Benetti,_Riccardo_Ciolfi,_Cosimo_Inserra,_Enrico_Cappellaro,_Andrea_Pastorello,_Giorgos_Leloudas,_Steve_Schulze,_Marco_Berton,_Claudia_Patricia_Guti\'errez,_Jamison_Burke,_Mariusz_Gromadzki,_Matt_Nicholl,_Arne_Rau,_Jesper_Sollerman,_Curtis_McCully,_Wen-fai_Fong,_Llu\'is_Galbany,_Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Erkki_Kankare,_Ragnhlid_Lunnan,_Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_David_O_Neill,_David_R._Young,_Giacomo_Terreran,_Stefano_Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12755 |
近くの（z=0.087）タイプI超高輝度超新星（SLSNI）SN2017gciの光学分光測光観測を提示し、議論します。そのピークK補正絶対等級はMg=-21.5等に達します。その測光および分光学的進化には、ゆっくりと進化するSLSNIと急速に進化するSLSNIの両方の機能が含まれているため、2つのSLSN-Iサブクラス間の連続分布に有利に働きます。特に、他のSLSNeIと同様に、SN2017gciのマルチバンド光度曲線は、最大光の約103日後と142日後に2回の再輝度化を示しています。興味深いことに、これは、最大光から51日後に6520A付近に現れる幅広い発光の特徴とほぼ一致し、その後に光度曲線の鋭い膝が続きます。この特徴をHalphaと解釈すると、これは、隆起が噴出物と（水素が豊富な）星周物質との遅い相互作用の兆候であるという事実を裏付ける可能性があります。次に、マグネターとCSM相互作用を利用した合成光度曲線をSN2017gciのボロメータに適合させました。マグネターの場合、適合は、極磁場Bp=6x1e14G、マグネターの初期周期Pinitial=2.8ms、噴出物の質量Mejecta=9Msun、および噴出物の不透明度k=0.08cmg^{-1}。CSM相互作用シナリオは、5MsunのCSM質量と12Msunの噴出物質量を意味します。最後に、フェーズ187日の星雲スペクトルがモデル化され、噴出物の質量が10Msunになりました。私たちのモデルは、マグネターまたはCSMの相互作用が、SN2017gciの動力源である可能性があり、その前駆体が巨大な（40Msun）星であったことを示唆しています。
マルチメッセンジャー宇宙論において、バイナリ中性子星合体の残光はどのような役割を果たしますか？
| Title |
What_role_will_binary_neutron_star_merger_afterglows_play_in_multimessenger_cosmology? |
| Authors |
S._Mastrogiovanni,_R._Duque,_E._Chassande-Mottin,_F._Daigne,_R.Mochkovitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12836 |
バイナリ中性子星合体は、重力波から推定された光源の光度距離と電磁追跡から得られた赤方偏移を組み合わせることにより、ハッブル定数$H_0$を測定する新しい独立した手段を提供します。この方法は、システム距離と重力波信号の軌道傾斜角との間の固有の縮退によって制限されます。合併に対応する残光を観察すると、傾斜角がさらに制限され、この縮退が部分的に解除され、$H_0$の測定が向上します。バイナリ中性子星合体GW170817の場合、残光の光度曲線と画像のモデリングにより、$H_0$の測定値を3倍向上させることができました。ただし、残光データへの体系的なアクセスは保証されていません。実際、それぞれが$H_0$の精度で飛躍することを可能にしますが、これらの残光の対応物は、今後のマルチメッセンジャーキャンペーンではまれであることが証明されるはずです。バイナリ中性子星合体からの重力波と電磁放射の放出と検出のためのモデルを、現実的な人口モデルと残光傾斜角制約の推定値と組み合わせます。これらのモデルを使用して、残光がある場合とない場合の連続するマルチメッセンジャーイベントによって$H_0$がどれだけ速く絞り込まれるかを定量化します。その希少性のため、角度の推定値を大幅に改善しますが、残光の対応物は、長期的には$H_0$の測定に大きく貢献するべきではないことがわかります。
| Title |
Explaining_cosmic_ray_antimatter_with_secondaries_from_old_supernova_remnants |
| Authors |
Philipp_Mertsch_(Aachen),_Andrea_Vittino_(Aachen),_Subir_Sarkar_(Oxford) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12853 |
過去10年間の多大な努力にもかかわらず、宇宙線陽電子過剰の起源はまだ明確に確立されていません。候補の人気のあるクラスはパルサーまたはパルサー風星雲ですが、これらは宇宙線反陽子の観測されたハードスペクトルを説明することはできません。観測された高エネルギー陽電子が、同じ衝撃によってさらに加速される一次宇宙線の拡散衝撃加速中に超新星残骸の核破砕によって生成された二次的なものであるという別の可能性を再検討します。結果として得られる高エネルギーの陽電子のソーススペクトルは、反陽子などの他の二次スペクトルと同様に、一次スペクトルよりも自然に硬くなります。このモデルの全パラメーター空間の最初の包括的な調査を提示します-ソースパラメーターと銀河輸送を支配するパラメーターの両方。陽電子と反陽子の生成のための断面積のさまざまなパラメーター化が考慮され、モデルパラメーターの不確実性が説明されています。宇宙線陽子、ヘリウム、陽電子、反陽子、およびさまざまな一次核と二次核のAMS-02による最近の精密測定に優れた適合性が得られます。唯一の顕著な偏差は、約10GeVの反陽子の過剰です。したがって、このモデルは、すべての二次種のスペクトルの経済的な説明を提供します-単一の動機付けられたソースの集団から。
マゼランIMACSスペクトログラフでのROSIE面分光器の開発
| Title |
Development_of_the_ROSIE_Integral_Field_Unit_on_the_Magellan_IMACS_Spectrograph |
| Authors |
Rosalie_C._McGurk_(1),_Stephen_A._Shectman_(1),_Leon_Aslan_(1),_Chung-Pei_Ma_(2)_((1)_Carnegie_Observatories,_(2)_University_of_California_Berkeley) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12293 |
ラスカンパナス天文台のマゼランバード望遠鏡でのIMACS広視野イメージング分光器、再フォーマット光学感度IMACSエンハンスメントIFU、またはROSIEIFUに使用するために、イメージスライサー面分光器（IFU）を構築しています。50.4"x53.5"の視野は、4つの12.6"x53.5"のサブフィールドに事前にスライスされ、次に各サブフィールドは21の0.6"x53.5"のスライスに分割されます。4つのメインイメージスライサーは、IMACSf/2カメラの視野全体に6分間隔で配置された4つの疑似スリットを生成し、2000のスペクトル解像度で1800オングストロームの波長範囲を提供します。光学部品が手元にあり、最初のイメージスライサーです。アルミ化され、マウントが設計および製造され、ソフトウェアが作成されています。このIFUは、星雲、銀河、流出などの拡張オブジェクトの効率的なマッピングを可能にし、IMACSへの強力な追加となります。
ダイクロイックフィルターのミュラー行列マップは偏光収差を明らかにします
| Title |
Mueller_matrix_maps_of_dichroic_filters_reveal_polarization_aberrations |
| Authors |
James_Heath,_Meredith_Kupinski,_Ewan_Douglas,_Kira_Hart_and_James_Breckinridge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12301 |
ダイクロイックフィルターは、異なるスペクトルバンドを同時に測定するために、視野を異なる光路に分割するために機器設計者によって使用されます。ダイクロイックミラーの偏光収差の定量化は、下流の入射偏光状態の予測に関連しており、回折限界システムの性能に影響を与える可能性があります。重要なアプリケーションの1つは、太陽系外惑星のイメージングコロナグラフの前光学系です。この作業では、Edmund＃69-205650nmロールオフダイクロイックの偏光特性を、回転リターダミュラー行列イメージング偏光計を使用して測定します。この市販のダイクロイックミラーの偏光特性は、法線と45$^{\circ}$の入射角で比較されます。偏光収差が観察されなかったため、法線入射測定により機器の校正が検証されます。680nmおよび45$^{\circ}$での透過率測定では、2.9radの大きさのリターダンスと0.95の減衰が得られます。事実上、630nmでは、ダイクロイックミラーは水平速軸の$\lambda$/4波長板です。
Keck Planet Imager and Characterizer：フェーズIファイバーインジェクションユニットの初期のパフォーマンスと試運転
| Title |
The_Keck_Planet_Imager_and_Characterizer:_Phase_I_fiber_injection_unit_early_performance_and_commissioning |
| Authors |
Evan_C._Morris,_Jason_J._Wang,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Jacques-Robert_Delorme,_Jacklyn_Pezzato,_Charlotte_Z._Bond,_Dimitri_Mawet,_and_Andrew_J._Skemer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12318 |
KeckPlanetImagerandCharacterizer（KPIC）は、巨大な太陽系外惑星の直接イメージングと高解像度分光特性評価機能を向上させることを目的とした、KeckII補償光学システムと機器スイートのアップグレードです。KPICフェーズIには、新しいピラミッド波面センサーの下流にファイバー注入ユニット（FIU）が含まれ、惑星の光を、ケックの高解像度赤外線分光器であるNIRSPECに供給されるシングルモードファイバーに結合します。これにより、直接画像化された太陽系外惑星の高分散分光法（HDS）がより小さな分離とより高いコントラストで可能になり、これらのオブジェクトのスペクトル特性評価機能が向上します。ここでは、機器のスループット、安定性、感度の分析など、KPICフェーズIFIUコミッショニングのパフォーマンス結果を報告します。
測光LSST天文時系列分類チャレンジ（PLAsTiCC）の結果
| Title |
Results_of_the_Photometric_LSST_Astronomical_Time-series_Classification_Challenge_(PLAsTiCC) |
| Authors |
R._Hlo\v{z}ek,_K._A._Ponder,_A._I._Malz,_M._Dai,_G._Narayan,_E._E._O._Ishida,_T._Allam_Jr,_A._Bahmanyar,_R._Biswas,_L._Galbany,_S._W._Jha,_D._O._Jones,_R._Kessler,_M._Lochner,_A._A._Mahabal,_K._S._Mandel,_J._R._Mart\'inez-Galarza,_J._D._McEwen,_D._Muthukrishna,_H.V._Peiris,_C.M._Peters,_C.N._Setzer_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration,_and_for_the_LSST_Transient_and_Variable_Stars_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12392 |
ベラC.ルービン天文台での宇宙と時間のレガシー調査（LSST）のような次世代の調査は、以前の調査よりも桁違いに多くの過渡現象と変光星の発見を生み出します。このデータの氾濫に備えるために、大規模な測光テスト用の非代表的なトレーニングセットのLSSTのような条件下で、堅牢な分類器の開発を促進することを目的としたコンテストである、測光LSST天文時系列分類チャレンジ（PLAsTiCC）を開発しました。不均衡なクラスのセット。2018年9月28日から2018年12月17日までKaggleデータサイエンスコンペティションプラットフォームでホストされたPLAsTiCCに1,000以上のチームが参加し、最終的に2019年2月に3人の勝者を特定しました。さまざまなアプローチのアンサンブル平均。その中には、意思決定ツリー、ニューラルネットワーク、多層パーセプトロンが含まれています。Ia型超新星とキロノバの上位3つの分類器の強力なパフォーマンスは、天文学における現在の最先端技術を大幅に上回っています。このホワイトペーパーでは、最も有望な方法を要約し、その結果を詳細に評価し、分類器の開発と次世代PLAsTiCCデータセットのシミュレーションニーズの両方の将来の方向性を強調します。
SPIDER 280GHz受信機の設計と飛行前の性能
| Title |
Design_and_pre-flight_performance_of_SPIDER_280_GHz_receivers |
| Authors |
E._C._Shaw_(1),_P._A._R._Ade_(2),_S._Akers_(3),_M._Amiri_(4),_J._Austermann_(5),_J._Beall_(5),_D._T._Becker_(5),_S._J._Benton_(6),_A._S._Bergman_(6),_J._J._Bock_(7_and_8),_J._R._Bond_(9),_S._A._Bryan_(10),_H._C._Chiang_(11),_C._R._Contaldi_(12),_R._S._Domagalski_(13),_O._Dor\'e_(7_and_8),_S._M._Duff_(5),_A._J._Duivenvoorden_(6),_H._K._Eriksen_(14),_M._Farhang_(15),_J._P._Filippini_(1_and_16),_L._M._Fissel_(17),_A._A._Fraisse_(6),_K._Freese_(18_and_19),_M._Galloway_(14),_A._E._Gambrel_(20),_N._N._Gandilo_(13),_K._Ganga_(21),_A._Grigorian_(5),_R._Gualtieri_(22),_J._E._Gudmundsson_(19),_M._Halpern_(4),_J._Hartley_(13),_M._Hasselfield_(23),_G._Hilton_(5),_W._Holmes_(8),_V._V._Hristov_(7),_Z._Huang_(9),_J._Hubmayr_(5),_K._D._Irwin_(24_and_25),_W._C._Jones_(6),_A._Kahn_(1),_C._L._Kuo_(24),_Z._D._Kermish_(6),_et_al._(38_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12407 |
この作業では、現在2021年12月に計画されている2回目の飛行に備えて、スパイダーバルーン搭載望遠鏡のアップグレードについて説明します。スパイダー機器は、宇宙マイクロ波背景放射の原始的なBモード偏光シグネチャを角度スケールで検索するように最適化されています。。2015年の最初の飛行中に、スパイダーは95GHzと150GHzで空の約10％をマッピングしました。2回目の南極飛行のペイロードには、スパイダーの最初の飛行からの3つの改装された95GHzおよび150GHz受信機に加えて、3つの新しい280GHz受信機が組み込まれます。この作業では、1500を超えるフィードホーン結合遷移エッジセンサーを採用するこれらの新しいレシーバーの設計と特性評価について説明します。検出器の特性の飛行前の実験室測定、および完成した受信機の光学性能について説明します。これらの受信機は、280GHzで空の広い領域をマッピングし、宇宙論的信号からそれを分離するのに役立つ偏光銀河ダスト放出に関する新しい情報を提供します。
| Title |
FIRST,_a_Pupil-Remapping_Fiber_Interferometer_at_the_Subaru_Telescope:_on-sky_results |
| Authors |
S\'ebastien_Vievard,_Elsa_Huby,_Sylvestre_Lacour,_Kevin_Barjot,_Guillermo_Martin,_Nick_Cvetojevic,_Vincent_Deo,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_Takayuki_Kotani,_Nemanja_Jovanovic,_Franck_Marchis,_Guillaume_Duch\`ene,_Vincent_Lapeyrere,_Daniel_Rouan,_Guy_Perrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12416 |
まず、単一望遠鏡用のファイバーイメージャーは、瞳孔の再マッピングにシングルモードファイバーを使用する分光イメージャーであり、望遠鏡の回折限界を超える測定を可能にします。スバル望遠鏡のスバルコロナグラフ極限補償光学機器に統合されており、非常に安定した可視光波面の恩恵を受けて、長時間露光を取得し、以前よりも大幅に暗い光源で動作することができます。天空の結果は、カペラバイナリシステムの場合、43mas離れた恒星の仲間を検出する機器の能力を示しました。非常に大きな望遠鏡での同様のアプローチは、非常に高い角度分解能でのコンパニオンの検出と特性評価のためのユニークな科学的機会を提供します。
SUBARU / SCExAOでの焦点面波面センシング
| Title |
Focal_Plane_Wavefront_Sensing_on_SUBARU/SCExAO |
| Authors |
Sebastien_Vievard,_Steven_P._Bos,_Frederic_Cassaing,_Thayne_Currie,_Vincent_Deo,_Olivier_Guyon,_Nemanja_Jovanovic,_Christoph_Keller,_Masen_Lamb,_Coline_Lopez,_Julien_Lozi,_Frantz_Martinache,_Kelsey_Miller,_Aurelie_Montmerle-Bonnefois,_Laurent_M._Mugnier,_Mamadou_N'Diaye,_Barnaby_Norris,_Ananya_Sahoo,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage,_Nour_Skaf,_Frans_Snik,_Michael_J._Wilby,_Alisson_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12417 |
焦点面波面センシングは、検出器によって撮影された光源の焦点に近い画像が収差の存在下で歪みを示すため、波面センシングの洗練されたソリューションです。Non-CommonPathAberrationsとLowWindEffectはどちらも、最高の極端な補償光学システムと組み合わせた最高のコロナグラフの達成可能なコントラストを制限する機能を備えています。これらの収差を補正するために、スバルコロナグラフ極限補償光学機器は、科学検出器に可能な限り近い検出器を使用して、多くの焦点面波面センサーをホストしています。それらのうちの7つを紹介し、SCExAOでの実装と効率を比較します。この作業は、同様の制限を提示する可能性のある次世代の超大型望遠鏡での波面センシングにとって重要です。
ASCLおよびADSで組織のソフトウェアを見つけやすくする
| Title |
Making_organizational_software_easier_to_find_in_ASCL_and_ADS |
| Authors |
Alice_Allen,_Siddha_Mavuram,_Robert_J._Nemiroff,_Judy_Schmidt,_and_Peter_Teuben |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12526 |
ソフトウェアは天文学で最も使用されている機器であり、NASAやハイデルベルク理論物理学研究所（HITS）などの組織は、研究ソフトウェアに資金を提供し、開発し、リリースしています。たとえば、NASAは、ソフトウェアを世界と共有するためにcode.nasa.govなどのサイトを作成しましたが、NASAが何を持っているかを確認するのはどれほど簡単ですか？最近まで、NASAの天体物理データシステム（ADS）でNASAの天文学研究ソフトウェアを検索することは有益ではありませんでした。NASAは、ADAPプログラムを通じて、これらのコードの発見可能性を向上させるために天体物理学ソースコードライブラリに資金を提供しました。ASCLエントリに機関タグを追加すると、ASCLだけでなく、ADSやASCLにインデックスを付けるその他のサービスでもこのソフトウェアを簡単に見つけることができます。このプレゼンテーションでは、この資金提供の結果としてASCLが行った変更と、この作業の結果を使用してASCLおよびADSで組織のソフトウェアをより適切に見つける方法について説明しました。
紫外線ミッション用のマイクロチャネルプレート検出器の開発
| Title |
Microchannel-Plate_Detector_Development_for_Ultraviolet_Missions |
| Authors |
Lauro_Conti,_J\"urgen_Barnstedt,_Sebastian_Buntrock,_Sebastian_Diebold,_Lars_Hanke,_Christoph_Kalkuhl,_Norbert_Kappelmann,_Thomas_Kaufmann,_Thomas_Rauch,_Beate_Stelzer,_Thomas_Schanz,_Klaus_Werner,_Hans-Rudolf_Elsener,_Sarah_Bougueroua,_Thomas_Keilig,_Alfred_Krabbe,_Philipp_Maier,_Andreas_Pahler,_Mahsa_Taheran,_J\"urgen_Wolf,_Kevin_Meyer,_Daniel_M._Schaadt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12548 |
トゥビンゲンの天文学および天体物理学研究所（IAAT）は、紫外線波長範囲で感度の高い、宇宙で認定されたイメージングおよびフォトンカウンティングマイクロチャネルプレート（MCP）検出器の開発と構築に長年の経験があります。私たちの目標太陽のブラインドと低ノイズ特性を維持しながら、高い量子効率と空間分解能を実現することです。当社の柔軟な検出器設計は、現在3つのミッションの特定のニーズに合わせて調整されています。ESBODS（EuropeanStratosphericBalloonObservatoryDesignStudy）では、STUDIO機器（イメージング天文台の成層圏紫外線デモンストレーター）への密閉検出器、高度37〜41kmで動作するUVイメージャーを備えた50cm望遠鏡。インド天体物理学研究所と共同で、CubeSatサイズの遠紫外線分光イメージング機器。検出器のオープンバージョンを備えています。パープルマウンテンが率いる中国のミッション天文台は、オープンおよびシールされた検出器バージョンを使用するマルチチャネルイメージャで構成されています。当社のMCP検出器には、セシウムで活性化されたpドープ窒化ガリウム光電陰極があります。代わりに、セシウムテルリドや臭化カリウムなどの他の光電陰極材料を使用することもできます。密封バージョンの場合、光電陰極は、カットオフ波長が約118nmのMgF$_2$ウィンドウ上で半透明モードで動作します。このカットオフ未満の感度を必要とするミッションについては、オープンバージョンを計画しています。コプレーナクロスストリップアノードと、128チャネルのチャージアンプチップを備えた高度な低電力読み出し電子機器を採用しています。この出版物は、主な開発課題である光電陰極パラメータの最適化と高度な検出器電子機器に関する進捗状況に焦点を当てています。
パルサー検索のための市民コンピューティング：CICLOPS
| Title |
Citizen_COmputing_for_Pulsar_Searches:_CICLOPS |
| Authors |
Matteo_Bachetti_(1),_Maura_Pilia_(1),_Stefano_Curatti_(2),_Giada_Corrias_(3),_Andrea_Addis_(2),_Claudia_Macci\`o_(1),_Daniele_Muntoni_(2),_Viviana_Piga_(1),_Nicol\`o_Pitzalis_(2)_and_Alessio_Trois_(1)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_Selargius_(CA),_Italy,_(2)_Infora_Societ\`a_Cooperativa,_Cagliari,_Italy,_(3)_Universit\`a_degli_Studi_di_Cagliari,_Cagliari,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12629 |
今日のパルサー天文学で使用されているほとんどの周期性検索アルゴリズムは非常に効率的で、複数のCPUまたはGPUを利用しています。ボトルネックは通常、専門家の目からの情報に基づいた選択を必要とする操作によって表されます。典型的なケースは、データに無線周波数干渉が存在することです。これは、パルサーの周期信号を模倣することが多く、事前に選択されたいくつかの基準を満たす数百または数千のパルサー「候補」の目視検査が必要です。CICLOPSは、パルサーの検索を面白い3Dビデオゲームに変換するために設計された市民科学プロジェクトです。分散コンピューティングプラットフォームを構築し、ユーザーのCPUとGPUを使用して計算を実行し、パターン認識における独自の人間の能力を使用して、最適な候補脈動を見つけます。
| Title |
Analytical_framework_for_space_debris_collision_avoidance_maneuver_design |
| Authors |
Juan_Luis_Gonzalo,_Camilla_Colombo,_Pierluigi_Di_Lizia_(Politecnico_di_Milano,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12651 |
最大偏差と最小衝突確率の場合の解決策を含む、宇宙船とスペースデブリを含む衝突回避操作の分析定式化が提示されます。ガウスの惑星方程式と相対運動方程式を使用して、特定の時間での操縦を、予測された近接アプローチでの変位にマッピングします。次に、モデルを拡張して2回の状態変化をマッピングし、共分散行列を伝播できるようにします。分析の定式化は、最大偏差と最小衝突確率の両方について、最適化問題を固有問題に減らします。欧州宇宙機関の流星物質およびスペースデブリの地球環境リファレンス（MASTER-2009）モデルから導出された、宇宙船とデブリの結合ジオメトリの大規模なセットについて、2つの最大偏差のケースである合計偏差と影響パラメータが比較されます。さらに、最大衝突パラメータと最小衝突確率操作は、衝突確率におけるリードタイムの正味の影響を評価するために、操作時に既知の共分散を想定して比較されます。すべての場合において、解はb平面で分析され、位相効果と形状変化効果の自然な分離を活用します。不確実性と最大偏差の両方が長いリードタイムの時間軸に沿って大きくなり、衝突確率の低下を制限します。
LaSillaでのリモート操作用のSOXSスケジューラ：コンセプトと設計
| Title |
The_SOXS_scheduler_for_remote_operation_at_LaSilla:Concept_and_design |
| Authors |
Marco_Landoni,_Dave_Young,_Laurent_Marty,_Laura_Asquini,_Stephen_J._Smartt,_Alberto_Trombetta,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben_Ami,_Federico_Biondi,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_Jani_Achren,_Jose_Antonio_Araiza-Duran,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_De_Pascale,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_DOrsi,_Avishay_Gal_Yam,_Matteo_Genoni,_Marcos_Hernandez,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Michael_Rappaport,_Kalyan_Radhakrishnan,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Maximilian_Stritzinger_and_Hector_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12677 |
この論文では、SOXSコンソーシアムと通常のESO提案の両方の科学的トピックのコンテキストで、NTT-ESOでのリモート観測を最適化することを目的としたWebベースのアプリケーションであるSOXSスケジューラを紹介します。GTO時間（SOXSコンソーシアムの場合）とESO提案から定期的に承認された観測時間との間の正しい共有を維持しながら、NTTでのSOXSによる観測のために、さまざまな調査が挿入され、優先順位が付けられ、選択されます。SOXSの5年間の運用では、この重要なソフトウェアが夜間の動的スケジュールを提供し、さまざまな気象条件や頻繁な機会目標（ToO）の観測に起因する可能性のある運用中の急速な変化にユーザーが直面できるようにします。迅速な対応が必要です。スケジューラーは、利用可能性が高くスケーラブルなアーキテクチャーを念頭に置いて開発されており、DockerContainers、APIGateway、PythonベースのFlaskフレームワークなどのAPIRestfulアプリケーション向けの最先端テクノロジーを実装しています。
SOXSデータ削減パイプライン
| Title |
The_SOXS_Data-Reduction_Pipeline |
| Authors |
David_R._Young,_Marco_Landoni,_Stephen_J._Smartt,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben-Ami,_Federico_Biondi,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_Jani_Achr\'en,_Jos\'e_Antonio_Araiza-Duran,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_De_Pascale,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal-Yam,_Matteo_Genoni,_Marcos_Hernandez,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Michael_Rappaport,_Kalyan_Radhakrishnan,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Maximilian_Stritzinger,_Hector_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12678 |
SOXSは、LaSillaのESO3.6mNTTに搭載されているため、デュアルアーム分光器（UV-VIS＆NIR）およびACです。350〜2050nmの光学波長範囲とNIR波長範囲を同時にカバーするように設計されたこの機器は、多くのターゲットオブオポチュニティ要求が予想される一時的および変動的なイベントの研究に専念します。SOXSデータ削減パイプラインの目標は、キャリブレーションデータを使用して、サポートされている各機器モードのSOXS科学データフレームからすべての機器シグネチャを削除し、このデータを物理単位に変換して、関連するエラーバーとともにESOSAFに配信することです。フェーズ3準拠の科学データ製品として、すべて30分以内。主な還元製品は、UV-VIS+NIRアームが縫い合わされた、トレンド除去され、波長とフラックスが校正され、地電流が補正された1Dスペクトルです。パイプラインは、望遠鏡、機器、検出器の状態を監視するためのQCメトリックも生成します。パイプラインはPython3で記述されており、適応計画と進化的開発を含むアジャイル開発哲学で構築されています。パイプラインは、SOXSコンソーシアムおよびSOXSデータの調整された処理を実行する可能性のある一般ユーザーコミュニティによって使用されます。テスト駆動開発は、「極端な」モックデータを使用したビルド全体で使用されています。パイプラインのインストールが簡単で、広範囲かつ明確に文書化されることを目指しています。
X-Shooterの息子の共通パスのAIV戦略
| Title |
The_AIV_strategy_of_the_Common_Path_of_Son_of_X-Shooter |
| Authors |
Federico_Biondi,_Kalyan_Kumar_Radhakrishnan_Santhakumari,_Riccardo_Claudi,_Matteo_Aliverti,_Luca_Marafatto,_Davide_Greggio,_Marco_Dima,_Gabriele_Umbriaco,_Nancy_Elias-Rosa,_Sergio_Campana,_Pietro_Schipani,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben-Ami,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Marco_Landoni,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_David_Young,_Jani_Achr\'en,_Jos\'e_Antonio_Araiza-Dur\'an,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_De_Pascale,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal-Yam,_Matteo_Genoni,_Marcos_Hernandez_Diaz,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Michael_Rappaport,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Stephen_Smartt,_Ricardo_Z\'anmar_S\'anchez,_Maximilian_Stritzinger,_H\'ector_P\'erez_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12679 |
SonOfX-Shooter（SOXS）は、LaSillaのESO-NTTに搭載されるように設計されたダブルアーム（UV-VIS、NIR）分光器で、現在、AssemblyIntegrationandVerification（AIV）フェーズにあります。機器はモジュラーアプローチに従って設計されているため、各サブシステムをシステムレベルで組み立てる前に並列に統合できます。INAF-OsservatorioAstronomicodiPadovaは、機器全体のバックボーンを表すCommonPath（CP）サブシステムを提供します。この論文では、CPアライメントの予想される操作について説明し、すでに達成されたいくつかの結果を報告します。これは、オプトメカニカル要件を満たすための適切なセットアップと戦略を想定していることを示しています。
SOXS：重力のたわみ、温度変化、およびサブシステムの調整による光学性能への影響
| Title |
SOXS:_Effects_on_optical_performances_due_to_gravity_flexures,_temperature_variations,_and_subsystems_alignment |
| Authors |
Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Matteo_Aliverti,_Matteo_Munari,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben-Ami,_Federico_Biondi,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Marco_Landoni,_Giuliano_Pignata,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_David_Young,_Jani_Achr\'en,_Jos\'e_Antonio_Araiza-Duran,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_de_Pascale,_Rosario_di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal-Yam,_Matteo_Genoni,_Marcos_Hernandez,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Michael_Rappaport,_Kalyan_Radhakrishnan,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Stephen_Smartt,_Maximilian_Stritzinger,_Hector_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12680 |
SOXS（SonOfX-Shooter）は、ラシラの3.6m新技術望遠鏡（NTT）に設置される新しい中解像度の広帯域分光器です。SOXSは、0.35〜2.0{\mu}mの同時波長カバレッジを提供し、過渡および可変ソースの研究に専念します。システムの公称光学性能は以前の手順（arXiv：1809.01521）で提示されましたが、ここでは、位置合わせおよび操作中の機器の温度と向きの変化による光学効果を特定および定量化することを目的とした一連のさらなる分析を示します。
SOXSのUV-VISアームの進歩
| Title |
Progress_on_the_UV-VIS_arm_of_SOXS |
| Authors |
Adam_Rubin,_Sagi_Ben-Ami,_Ofir_Hershko,_Michael_Rappaport,_Avishay_Gal-Yam,_Rachel_Bruch,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Andrea_Baruffolo,_Federico_Biondi,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Marco_Landoni,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Giuliano_Pignata,_Salvatore_Scuderi,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_David_Young,_Jani_Achr\'en,_Jos\'e_Antonio_Araiza-Duran,_Jos\'e_Antonio_Araiza-Duran,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucalassi,_Anna_Brucalassi,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_De_Pascale,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Thomas_Fl\"ugel-Paul,_Matteo_Genoni,_Marcos_Hernandez,_Jari_Kotilainen,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Kalyan_Radhakrishnan,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Susann_Sadlowski,_Bernardo_Salasnich,_Stephen_Smartt,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Maximilian_Stritzinger,_Hector_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12681 |
NTTの新しい分光器であるSonOfX-Shooter（SOXS）のUV-VISアームの進捗状況を紹介します。私たちの設計では、スペクトルバンドを4つのサブバンドに分割し、1つの検出器に画像化します。各バンドは、1次（m=1）で動作する最適化された高効率グレーティングを使用します。前回の論文では、コンセプトと予備設計について説明しました。SOXSは2018年7月に最終設計レビューに合格し、建設段階に入っています。ここでは、最終的な設計、主要な製造要素の性能、および組み立ての進捗状況を示します。構築時の要素に基づくと、ビジュアルアームの予想スループットは>55％になります。このペーパーには、SOXS機器の進歩を説明する一連の寄稿が付属しています。
SOXSの取得およびガイドシステムの最終的な設計および開発状況
| Title |
Final_design_and_development_status_of_the_acquisition_and_guiding_system_for_SOXS |
| Authors |
A._Brucalassi,_G._Pignata,_J._A._Araiza_Duran,_S._Campana,_R._Claudi,_P._Schipani,_M._Aliverti,_A._Baruffolo,_S._Ben_Ami,_F._Biondi,_G._Capasso,_M._Colapietro,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_M._Genoni,_O._Hershko,_H._Kuncarayakti,_M._Landoni,_M._Munari,_K._Radhakrishnan,_M._Rappaport,_D._Ricci,_A._Rubin,_S._Scuderi,_F._Vitali,_R._Z._Sanchez,_D._Young,_J._Achren,_I._Arcavi,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Della_Valle,_M._De_Pascale,_R._Di_Benedetto,_S._D'Orsi,_A._Gal_Yam,_M._Hernandez,_J._Kotilainen,_G._Li_Causi,_S._Mattila,_M._Riva,_B._Salasnich,_S._Smartt,_M._Stritzinger,_and_H._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12682 |
SOXS（SonOfX-Shooter）は、LaSillaのESONTT向けの新しい中解像度（1インチスリットでR〜4500）、高効率、広帯域スペクトログラフであり、一時的なイベントの分類とフォローアップに最適化されています。SOXSは、2つの異なるアームと事前にスリットされたCommonPath給電システムを使用して、UV光学バンドとNIRバンド（0.35〜2.00ミクロン）を同時にカバーします。機器には、キャリブレーションユニットとアクイジションカメラ（AC）システムも装備されます。この論文では、ACシステムの最終的なオプトメカニカル設計を提示し、その開発状況について説明します。プロジェクトは現在、製造および統合段階にあります。
SOXS計器制御ソフトウェアの開発状況
| Title |
Development_status_of_the_SOXS_instrument_control_software |
| Authors |
Davide_Ricci,_Andrea_Baruffolo,_Bernardo_Salasnich,_Marco_De_Pascale,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Sagi_Ben-Ami,_Federico_Biondi,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Marco_Landoni,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Kalyan_Radhakrishnan,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_David_Young,_Jani_Achr\'en,_Jos\'e_Antonio_Araiza-Duran,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal-Yam,_Matteo_Genoni,_Marcos_Hernandez,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Michael_Rappaport,_Marco_Riva,_Stephen_Smartt,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Maximilian_Stritzinger,_and_Hector_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12683 |
SOXS（SonOfX-Shooter）は、ESO-NTTの今後の機器であり、主に一時的なイベントの分光学的研究に特化しており、現在AIT（Assembly、Integration、andTest）フェーズを開始しています。それは、可視分光器、近赤外線（NIR）分光器、および光イメージングと二次ガイド用の取得カメラを予見します。SOXSの最適なセットアップと監視は、ソフトウェア制御の電動コンポーネントとセンサーのセットを使用して実行されます。機器制御ソフトウェア（INS）は、観測と校正の手順、およびメンテナンスとセルフテストの操作も管理します。VLTソフトウェアの最新リリース（VLT2019）に基づくINSのアーキテクチャは、凍結されています。コード開発は、シミュレーションで実行されるサポートされているコンポーネントと監視手順に関係する高度な状態にあります。この手続きでは、特に2つの非標準の「特別な」デバイスをサポートするための継続的な取り組みに焦点を当てて、INSの現在の状況を示します。最初の特別なデバイスは、NIR分光器用の圧電スリット交換器です。2番目の特別なデバイスは、機器の機械的たわみをアクティブに補正するために使用される圧電チップチルトコレクターです。
SOXSエンドツーエンドシミュレーター：パイプライン設計の開発とアプリケーション
| Title |
SOXS_End-to-End_simulator:_development_and_applications_for_pipeline_design |
| Authors |
M._Genoni,_M._Landoni,_G._Li_Causi,_G._Pariani,_M._Aliverti,_S._Campana,_P._Schipani,_R._Claudi,_M._Munari,_A._Rubin,_P._D'Avanzo,_M._Riva,_A._Baruffolo,_F._Biondi,_G._Capasso,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_O._Hershko,_H._Kuncarayakti,_G._Pignata,_S._Scuderi,_K._Radhakrishnan,_S._Ben-Ami,_F._Vitali,_D._Young,_A._Brucalassi,_J._Achr\.en,_J._A._Araiza-Duran,_I._Arcavi,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Colapietro,_M._Della_Valle,_M._De_Pascale,_R._Di_Benedetto,_S._D'Orsi,_A._Gal-Yam,_M._Hernandez_Diaz,_J._Kotilainen,_S._Mattila,_M._Rappaport,_D._Ricci,_B._Salasnich,_S._Smartt,_R._Zanmar_Sanchez,_M._Stritzinger,_H._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12684 |
ESO-NTT3.5m望遠鏡でSOXS機器用のエンドツーエンドシミュレーターの開発を紹介します。SOXSは、2アームの高効率分光器で作られた分光装置であり、分解能R=4500で350〜2000nmのスペクトル範囲をカバーできます。E2Eモデルを使用すると、対象の科学的ターゲットから検出器までの光子の伝搬をシミュレートできます。シミュレーターの出力は合成フレームであり、主にパイプライン開発を最適化するために利用され、実験室や望遠鏡での適切な位置合わせと統合フェーズを支援する可能性があります。この論文では、モジュール性と柔軟性によって強く特徴付けられるシミュレータと計算モデルのアーキテクチャについて詳しく説明します。さまざまな観察条件と観察条件に関連する合成スペクトル形式、およびパイプラインによって取り込まれるキャリブレーションフレームも表示されます。
| Title |
Design_and_development_of_the_SOXS_calibration_unit |
| Authors |
Hanindyo_Kuncarayakti,_Jani_Achren,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben-Ami,_Federico_Biondi,_Giulio_Capasso,_Rosario_Cosentino,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Ofir_Hershko,_Marco_Landoni,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_David_Young,_Jose_Antonio_Araiza-Duran,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucalassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_De_Pascale,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal-Yam,_Matteo_Genoni,_Marcos_Hernandez,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Kalyan_Radhakrishnan,_Michael_Rappaport,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Stephen_Smartt,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Maximilian_Stritzinger,_and_Hector_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12685 |
SOXSは、新技術望遠鏡（NTT）の新しい分光器であり、350〜2000nmの広い波長範囲をカバーする、過渡および可変オブジェクト用に最適化されています。SOXSには、機器のシグネチャを削除し、データに波長キャリブレーションを提供するために使用されるキャリブレーションユニットが装備されています。校正ユニットは、7つの校正ランプを使用します。フラットフィールド補正用の石英タングステンハロゲンと重水素ランプ、波長校正用のThArランプと4つの鉛筆型希ガスランプです。キャリブレーションランプからの光は、積分球とカスタムダブレットを使用して、NTTのf/11入力ビームを模倣した分光器に注入されます。特大の照明パッチは、$<1\％$の変動で、分光器スリットの長さを均一にカバーします。光学系は、ユニットの2番目のモードであるピンホールマスクを利用して点光源をエミュレートするスターシミュレーターモードもサポートしています。直接照明モードとピンホールモードの切り替えは、リニアステージによって実行されます。ランプボックスのカバーを外すと、安全インターロックが主電源をオフにし、サービス担当者が誤って紫外線にさらされるのを防ぎます。すべての電源と制御モジュールは、望遠鏡のプラットフォームから離れた電子ラックに配置されています。このプレゼンテーションでは、SOXSキャリブレーションユニットの光学的、機械的、および電気的設計について説明し、ユニットが現在テストおよび検証段階にある開発のステータスを報告します。
SOXSの製造、統合、および機械的検証
| Title |
Manufacturing,_integration,_and_mechanical_verification_of_SOXS |
| Authors |
M._Aliverti,_L._Oggioni,_M._Genoni,_G._Pariani,_O._Hershko,_A._Brucalassi,_G._Pignata,_H._Kuncarayakti,_R._Zanmar_Sanchez,_M._Munari,_S._Campana,_P._Schipani,_R._Claudi,_A._Baruffolo,_S._Ben-Ami,_F._Biondi,_G._Capasso,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_M._Landoni,_A._Rubin,_S._Scuderi,_F._Vitali,_D._Young,_J._Achr\'en,_J._A._Araiza-Duran,_I._Arcavi,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Colapietro,_M._Della_Valle,_M._De_Pascale,_R._Di_Benedetto,_S._D'Orsi,_A._Gal-Yam,_M._Hernandez,_J._Kotilainen,_G._Li_Causi,_S._Mattila,_M._Rappaport,_K._Radhakrishnan,_E.M.A._Redaelli,_D._Ricci,_M._Riva,_B._Salasnich,_S._Smartt,_M._Stritzinger,_E._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12693 |
SOXS（SonOfX-Shooter）は、2018年に最終設計レビューに合格した中解像度（〜4500）広帯域（0.35〜2.0{\mu}m）分光器です。この機器は、NTTに設置される予定です。LaSillaは、主に5つの異なるオプトメカニカルサブシステム（CommonPath、NIRスペクトログラフ、UV-VISスペクトログラフ、カメラ、キャリブレーション）とその他のメカニカルサブシステム（インターフェイスフランジ、プラットフォーム、ケーブルコロテーター、冷却）で構成されています。現在、調達と統合の段階にあります。このホワイトペーパーでは、メーカーとのさまざまな反復と実際の調達状況による、機械設計におけるFDR後の変更について説明します。最後の部分では、サブシステム間の機械的インターフェースを制御し続けるために使用される戦略について説明します。
シンチレーションの存在下での位相誤差の測定
| Title |
Measuring_Phase_Errors_in_the_Presence_of_Scintillation |
| Authors |
Justin_R._Crepp,_Stanimir_O._Letchev,_Sam_J._Potier,_Joshua_H._Follansbee,_Nicholas_T._Tusay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12695 |
強い乱流条件は、近接場回折の影響によって振幅収差を発生させます。長い光路長にわたって統合されると、振幅収差（シンチレーションとして見られる）がコヒーレントビームの記録画像の局所領域を無効にし、波面再構成プロセスを複雑にする可能性があります。強い乱流の存在下で望遠鏡のビーム制御システムが経験する位相収差を推定するには、補償光学の波面センサー（WFS）がシンチレーションに対してロバストである必要があります。近接場回折を使用して中程度から強い乱流条件下で位相誤差を測定する「フレネルセンサー」と呼ばれるWFSを設計および構築しました。その感度の体系的な研究は、点光源ビーコンを使用した実験室実験で行われました。次に、結果をシャックハルトマンWFS（SHWFS）と比較しました。SHWFSが中程度の乱気流の存在下で放射照度のフェードを経験すると、フレネルWFSは定期的に位相情報を抽出し続けます。シンチレーションインデックスが$S=0.55$の場合、フレネルWFSはSHWFSよりも感度が$9\times$向上することを示しています。フレネルWFSは、非常に低い光レベルで動作できることがわかりました。これは、ピクセルあたりわずか$\mbox{SNR}\約2〜3$の信号対雑音比に対応します。このようなデバイスは、コヒーレントビーム伝搬、レーザー通信、リモートセンシング、および長い光路長、地平線に沿ったサイトライン、および微弱な信号を含むアプリケーションに最適です。
ESO-NTT望遠鏡用のSOXSスペクトログラフの開発状況
| Title |
Development_status_of_the_SOXS_spectrograph_for_the_ESO-NTT_telescope |
| Authors |
P._Schipani,_S._Campana,_R._Claudi,_M._Aliverti,_A._Baruffolo,_S._Ben-Ami,_F._Biondi,_G._Capasso,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_O._Hershko,_H._Kuncarayakti,_M._Landoni,_M._Munari,_G._Pignata,_A._Rubin,_S._Scuderi,_F._Vitali,_D._Young,_J._Achren,_J._A._Araiza-Duran,_I._Arcavi,_A._Brucalassi,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Colapietro,_M._Della_Valle,_M._De_Pascale,_R._Di_Benedetto,_S._D'Orsi,_A._Gal-Yam,_M._Genoni,_M._Hernandez,_J._Kotilainen,_G._Li_Causi,_L._Marty,_S._Mattila,_K._Radhakrishnan,_M._Rappaport,_D._Ricci,_M._Riva,_B._Salasnich,_S._Savarese,_S._Smartt,_R._Zanmar_Sanchez,_M._Stritzinger,_H._Ventura,_L._Pasquini,_M._Scholler,_H._U._Kaufl,_M._Accardo,_L._Mehrgan,_and_E._Pompei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12703 |
SOXS（SonOfX-Shooter）は、ラシヤ天文台にある3.6mESO新技術望遠鏡の国際コンソーシアムによって構築された、UバンドからHバンドまでの幅広い同時スペクトルカバレッジを提供することを特徴とする単一オブジェクト分光器です。チリのアタカマ砂漠の南部にあります。コンソーシアムは、明確な科学的目標に焦点を当てています。スペクトログラフは、さまざまな調査によって発見されたあらゆる種類の一時的および変動的なソースを、ターゲットオブオポチュニティの概念に基づいて毎日更新される非常に柔軟なスケジュールで観察します。これは、あらゆる種類のイメージング調査の主要な分光パートナーを提供し、南半球で最高の一時的なフォローアップ機器の1つになります。SOXSは、高速アラート（ガンマ線バーストや重力波など）、中期アラート（超新星やX線トランジェントなど）、固定時間など、すべての距離スケールと天文学の分岐を含むトランジェントの混合を研究します。イベント（小惑星や太陽系外惑星の近くの通過など）。また、活動銀河の核やブレーザー、潮汐破壊現象、高速電波バーストなどを観測する余地もあります。保証された時間のコンソーシアムプログラムに加えて、この機器はあらゆる種類の天体物理学的ターゲットのためにESOコミュニティに提供されます。プロジェクトは最終設計レビューに合格し、現在製造および統合段階にあります。本稿では、プロジェクトの開発状況について説明する。
SOXS用機器制御電子機器の進歩とテスト
| Title |
Progress_and_tests_on_the_Instrument_Control_Electronics_for_SOXS |
| Authors |
M._Colapietro,_G._Capasso,_S._D'Orsi,_P._Schipani,_L._Marty,_S._Savarese,_I._Coretti,_S._Campana,_R._Claudi,_M._Aliverti,_A._Baruffolo,_S._Ben-Ami,_F._Biondi,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_O._Hershko,_H._Kuncarayakti,_M._Landoni,_M._Munari,_G._Pignata,_A._Rubin,_S._Scuderi,_F._Vitali,_D._Young,_J._Achr\'en,_J._A._Araiza-Duran,_I._Arcavi,_A._Brucalassi,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Della_Valle,_M._De_Pascale,_R._Di_Benedetto,_A._Gal-Yam,_M._Genoni,_M._Hernandez,_J._Kotilainen,_G._Li_Causi,_S._Mattila,_K._Radhakrishnan,_M._Rappaport,_D._Ricci,_M._Riva,_B._Salasnich,_S._Smartt,_R._Zanmar_Sanchez,_M._Stritzinger,_H._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12722 |
今後のSOXS（SonOfX-Shooter）は、LaSillaにあるESO新技術望遠鏡の新しい分光施設であり、一時的なイベントに焦点を当て、UV-VIS帯域とNIR帯域の両方をカバーできます。この機器は2018年に最終設計レビューに合格し、現在製造および統合段階にあります。このホワイトペーパーでは、すべての電動機能、アラーム、センサー、および電気インターロックを管理する機器制御電子機器の組み立てとテストに焦点を当てています。電子機器は2つのメインコントロールキャビネットでホストされ、いくつかのサブラックに分割されています。これらのサブラックは、簡単なアクセスと移動性を確保し、テスト、統合、およびメンテナンスを簡素化するために組み立てられています。両方のラックには独立した電源装置が装備されており、独自の統合冷却システムがあります。このホワイトペーパーでは、組み立て戦略を示し、開発状況を報告し、機器全体に統合する前にシステムを検証するために実行されたテストについて説明します。
SOXSの動作モードと効率
| Title |
Operational_modes_and_efficiency_of_SOXS |
| Authors |
R._Claudi,_F._Biondi,_N._Elias-Rosa,_M._Genoni,_M._Munari,_K._Radhakrishnan,_D._Ricci,_R._Zanmar_Sanchez,_S._Campana,_P._Schipani,_M._Aliverti,_A._Baruffolo,_S._Ben-Ami,_A._Brucalassi,_G._Capasso,_R._Cosentino,_F._D'Alessio,_P._D'Avanzo,_O._Hershko,_H._Kuncarayakti,_M._Landoni,_G._Pignata,_A._Rubin,_S._Scuderi,_F._Vitali,_D._Young,_J._Achr\'en,_J.A._Araiza-Duran,_I._Arcavi,_Bruch,_E._Cappellaro,_M._Colapietro,_M._Della_Valle,_R._Di_Benedetto,_M._De_Pascale,_S._D'Orsi,_M._Hernandez,_A._Gal-Yam,_G._Li_Causi,_L._Marafatto,_S._Matila,_M._Rappaport,_M._Riva,_B._Salasnich,_S._Smartt,_M._Stritzinger,_M._Turatto,_H._Perez_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12736 |
SonofX-Shooter（SOXS）は、350〜2000nmの全スペクトル範囲を同時に観測できる、全帯域にわたる平均解像度スリット積が$\sim4500$の高効率分光器になります。これは、CommonPathシステムによってNTTに接続された3つの科学アーム（UV-VISスペクトログラフ、NIRスペクトログラフ、およびアクイジションカメラ）とキャリブレーションユニットで構成されています。CommonPathは、機器のバックボーンであり、NTTNasmythフォーカスフランジへのインターフェイスです。機器プロジェクトは2018年に最終設計レビューを経て、現在、アセンブリ統合およびテスト（AIT）フェーズにあります。この論文では、SOXSの観測モードと各サブシステムの効率、およびそれを評価するための実験室試験計画について概説します。
ESO-NTT望遠鏡用SOXSのUV-VIS検出器システムの開発状況
| Title |
Development_status_of_the_UV-VIS_detector_system_of_SOXS_for_the_ESO-NTT_telescope |
| Authors |
Rosario_Cosentino,_Marcos_Hernandez,_Hector_Ventura,_Sergio_Campana,_Riccardo_Claudi,_Pietro_Schipani,_Matteo_Aliverti,_Andrea_Baruffolo,_Sagi_Ben_Ami,_Federico_Biondi,_Giulio_Capasso,_Francesco_D'Alessio,_Paolo_D'Avanzo,_Ofir_Hershko,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Marco_Landoni,_Matteo_Munari,_Giuliano_Pignata,_Adam_Rubin,_Salvatore_Scuderi,_Fabrizio_Vitali,_David_Young,_Jani_Achren,_Jose_Antonio_Araiza_Duran,_Iair_Arcavi,_Anna_Brucallassi,_Rachel_Bruch,_Enrico_Cappellaro,_Mirko_Colapietro,_Massimo_Della_Valle,_Marco_De_Pascale,_Rosario_Di_Benedetto,_Sergio_D'Orsi,_Avishay_Gal_Yam,_Matteo_Genoni,_Jari_Kotilainen,_Gianluca_Li_Causi,_Seppo_Mattila,_Michael_Rappaport,_Kalyan_Radhakrishnan,_Davide_Ricci,_Marco_Riva,_Bernardo_Salasnich,_Stephen_Smartt,_Ricardo_Zanmar_Sanchez,_Maximilian_Stritzinger,_Matteo_Accardo,_Leander_H._Mehrgan,_Derek_Ives,_Josh_Hopgood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12769 |
SOXSは、UV-VIS（350-850nm）とNIR（800-2000nm）の2つの異なるアームを使用して、光学帯域とNIR帯域をカバーできるESONTT望遠鏡の新しい分光設備になります。この記事では、可視カメラクライオスタットの開発状況、取得システムのアーキテクチャ、および電子設計の進歩について説明します。UV-VIS検出器システムは、e2vのCCD検出器44-82、カスタム検出器ヘッド、ESO連続フロークライオスタット（CFC）、プログラマブルロジックコントローラー（PLC）に基づくカスタム冷却システム、およびESOによって開発された新しいGeneralController（NGC）。このペーパーでは、システムの開発状況の概要を説明し、UV-VISアームを構成するさまざまな部品の設計について説明し、メカニックおよび電子部品のSOXS設計ソリューションを説明する一連の情報を添付します。UV-VISカメラを使用した検出器システムの最初のテストが示されます。
ESO / NTT望遠鏡での新しいSoXS機器のNIRアームの開発状況
| Title |
The_development_status_of_the_NIR_Arm_of_the_new_SoXS_instrument_at_the_ESO/NTT_telescope |
| Authors |
F._Vitali,_M._Aliverti,_G._Capasso,_F._D'Alessio,_M._Munari,_M._Riva,_S._Scuderi,_R._Zanmar_Sanchez,_S._Campana,_P._Schipani,_R._Claudi,_A._Baruffolo,_S._Ben-Ami,_F._Biondi,_A._Brucalassi,_R._Cosentino,_D._Ricci,_P._D'Avanzo,_H._Kuncarayakti,_A._Rubin,_J._Achr\'en,_J._A._Araiza-Duran,_I._Arcavi,_A._Bianco,_R._Bruch,_E._Cappellaro,_M._Colapietro,_M._Della_Valle,_M._De_Pascale,_R._Di_Benedetto,_S._D'Orsi,_D._Fantinel,_A._Gal-Yam,_M._Genoni,_M._Hernandez,_O._Hershko,_J._Kotilainen,_M._Landoni,_G._Li_Causi,_S._Mattila,_G._Pignata,_K._Radhakrishnan,_M._Rappaport,_B._Salasnich,_S._Smartt,_M._Stritzinger,_E._Ventura,_D._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12804 |
ここでは、LaSilla（チリ）のESO/NTT望遠鏡用のSonOfX-Shooter（SOXS）機器のNIR分光器の開発状況を紹介します。SOXSはR〜4,500の平均分解能分光器であり、同時に約0.35〜2.00ミクロンをカバーします。NTTのナスミス式望遠鏡に搭載されます。2つのUV-VIS-NIR波長範囲は、2つの別々のアームでカバーされます。NIRスペクトログラフは、完全に極低温のエシェル分散スペクトログラフであり、0.80〜2.00ミクロンの範囲で動作し、テレダインのハワイH2RGIRアレイを備えています。分光器全体を約150K（ただしアレイは40K）に冷却して熱バックグラウンドを下げ、2.0ミクロンを超える熱放射を遮断する熱フィルターを装備します。この作業では、NIRスペクトログラフの統合の高度なフェーズを示します。
JWSTを見て、LMCにおける炭素星の進化とダスト形成を理解する
| Title |
Understanding_the_evolution_and_dust_formation_of_carbon_stars_in_the_LMC_with_a_look_at_the_JWST |
| Authors |
E._Marini,_F._Dell'Agli,_M._A._T._Groenewegen,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_L._Mattsson,_D._Kamath,_P._Ventura,_F._D'Antona,_M._Tailo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12289 |
炭素星は、その複雑な内部構造とその独特の化学組成を考慮して、広く研究されてきました。これにより、炭素星は、進化した星の星の構造と進化論をテストするための生きた実験室になります。彼らは最も関連性の高いダストメーカーであり、したがって銀河の進化において重要な役割を果たしています。大マゼラン雲（LMC）のC星の星周エンベロープ（CE）のダスト鉱物学を研究し、これらの天体の流出におけるダスト形成過程のより良い理解を達成します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）に搭載されたMIRIフィルターで構築された観測面でのC星の予想される分布を調査し、星の徹底的な特性評価を可能にする最適な面を選択します。漸近巨星分枝星と風の塵形成過程のモデリングによって得られた合成スペクトルエネルギー分布を、スピッツァー宇宙望遠鏡に搭載された赤外線分光器（IRS）で撮影されたLMCの炭素星のスペクトルと比較します。。合成モデリングと観測の詳細な比較から、個々のソースを特徴付け、CE内のダストの詳細な鉱物学を導き出します。SiCシードへのMgSの析出は、すべての非金属に乏しい炭素星に共通していることがわかります。固体炭素が主要なダスト成分であり、すべての場合で80\％$を超える割合です。カーボンダストの$10\％$から$20\％$の間のパーセンテージはグラファイトの形をしており、残りはアモルファスカーボンです。MIRIフィルターに基づく観測面については、色の大きさ（[F770W]-[F1800W]、[F1800W]）面により、星の不明瞭度を最もよく理解できます。]、[F1800W]）ダイアグラムにより、異なる金属量の星をより適切に区別できます。
太陽のような星の位置天文ジッターの予測。 I.黄道から見たモデルとその太陽への応用
| Title |
Predictions_of_astrometric_jitter_for_Sun-like_stars._I._The_model_and_its_application_to_the_Sun_as_seen_from_the_ecliptic |
| Authors |
Alexander_I._Shapiro,_Sami_K._Solanki_and_Natalie_A._Krivova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12312 |
軌道を回る惑星によって引き起こされる恒星のぐらつきを測定することができるガイアの出現は、太陽系外惑星の位置天文学的検出への関心を高めました。このようなぐらつき（ジッターとも呼ばれる）のもう1つの原因は、恒星の磁気活動です。恒星の位置天文ジッターの定量的評価は、太陽系外惑星のより信頼性の高い位置天文検出と特性評価にとって重要です。ほぼ16年間（1999年2月2日〜2014年8月1日）の磁気活動による太陽フォトセンターの変位を計算します。また、今後のJAXAのSmall-JASMINEミッションでカバーされる波長範囲など、観測用に選択されたスペクトル通過帯域に変位がどのように依存するかを調査します。これは、太陽放射照度変動のSATIRE-Sモデルを拡張して、太陽の表面の磁気的特徴によって引き起こされる太陽光中心の変位を計算することによって行われます。太陽が観測者から10pc離れた場所にあり、ガイアGフィルターで観測された場合、太陽の光中心変位のピークツーピーク振幅は0.5masに達することがわかりました。これは、ガイア計画で検出するには小さすぎます。しかし、太陽は比較的不活発な星であるため、若い星、ひいてはより活発な星に対しては、かなり大きな信号が期待できます。この研究で開発されたモデルは、広範囲の磁気活動にわたる位置天文ジッターをモデル化するために最近利用可能になった磁束の出現と表面輸送のシミュレーションと組み合わせることができます。
食変光星の楕円軌道を持つ3番目のコンポーネント：BDおよびSV Cam、V0836 Cyg＆XZ CMi
| Title |
Third_components_with_elliptical_orbits_in_the_eclipsing_binaries:_BD_and,_SV_Cam,_V0836_Cyg_&_XZ_CMi |
| Authors |
D.E._Tvardovskyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12322 |
これは、周期的なO-C変更と3番目のコンポーネントの分野での定期的な調査です。この記事では、4つの新しい星の調査の結果について説明します。これらの星は、BDAnd、SVCam、V0836Cyg、XZCMiです。それらはすべて、線形（BDAnd、SVCamおよびXZCMi）または放物線トレンド（V0836Cyg）の周期的なO-C曲線を持っています。調査した各星について、物質移動係数、第3成分の可能な最小質量、およびそれらの誤差を計算しました。
ケプラーによる発光赤色巨星の星震学。 II。脈動と放射に対する質量損失の依存性
| Title |
Asteroseismology_of_luminous_red_giants_with_Kepler._II._Dependence_of_mass_loss_on_pulsations_and_radiation |
| Authors |
Jie_Yu,_Saskia_Hekker,_Timothy_R._Bedding,_Dennis_Stello,_Daniel_Huber,_Laurent_Gizon,_Shourya_Khanna,_and_Shaolan_Bi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12414 |
赤色巨星による質量損失は、恒星進化の最終段階と星間物質の化学的濃縮を理解するための重要なプロセスです。質量損失率は、脈動によって強化されたダスト駆動の流出によって制御されると考えられています。ここでは、3213個の発光ケプラー赤色巨星と135000個のASAS-SNセミレギュラーおよびミラを使用して、質量損失、脈動、および放射の関係を調査します。質量損失率は、2MASSとWISEを使用した赤外線カラー、および観測からモデルへのWISEフラックスによって追跡され、一般的なガスとダストの質量比を400と仮定して、文献からのダストの質量損失率を使用して推定されます。脈動、振動のパワースペクトルの最高ピークの周期と高さを抽出します。絶対等級は、2MASSKsバンドとガイアDR2視差から得られます。結果は次のとおりです。（i）実質的な質量損失は、周期-光度シーケンスC'およびCのベースにある漸近巨星分枝星に対応する約60日および約100日を超える脈動期間で始まります。（ii）質量損失率が始まります。光度が赤色巨星分枝の先端のすぐ上にある半規則的に急速に増加し、ミラと同様のレベルまで徐々にプラトーになります。（iii）ミラの質量損失率は光度に依存せず、脈動によって強化されたダスト駆動の風と一致します。（iv）星震学の予測と一致する赤色巨星分枝の累積質量損失は、星震学の質量の典型的な不確実性よりも少ない、6.3％のレッドクランプ星の質量を減少させます。したがって、質量損失は現在、銀河考古学研究の恒星年齢推定の制限ではありません。
惑星間シンチレーション観測に基づく電磁流体力学シミュレーションによるコロナ質量放出到着時間予測の検証
| Title |
Validation_of_Coronal_Mass_Ejection_Arrival-Time_Forecasts_by_Magnetohydrodynamic_Simulations_based_on_Interplanetary_Scintillation_Observations |
| Authors |
Kazumasa_Iwai,_Daikou_Shiota,_Munetoshi_Tokumaru,_Kenichi_Fujiki,_Mitsue_Den,_Y\^uki_Kubo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12635 |
コロナ質量放出（CME）は、宇宙環境のさまざまな障害を引き起こします。したがって、到着時間を予測することは非常に重要です。ただし、惑星間空間でのCME観測が限られているため、予測精度が妨げられています。この研究では、惑星間シンチレーション（IPS）観測に基づく3次元（3D）電磁流体力学（MHD）シミュレーションによって予測された、地球へのCME到着時間の精度を調査します。このシステムでは、CMEはさまざまな初速度のスフェロマックとして近似されます。CMEの初速度が異なる10回のMHDシミュレーションをテストし、各シミュレーションの実行から得られた密度分布を、名古屋大学宇宙地球環境研究所（ISEE）によって観測されたIPSデータと比較します。予測時間として、IPSデータと最もよく一致するシミュレーション実行のCME到着時間が選択されます。次に、12個のハローCMEイベントを使用して、この予測の精度を検証します。IPSベースのMHD予測の平均絶対到着時間誤差は約5.0時間であり、これはこれまでに検証された中で最も正確な予測の1つですが、IPSデータを使用しないMHDシミュレーションでは、初期CME速度は白色光コロナグラフ画像は、約6.7時間です。これは、IPSデータをMHDシミュレーションに同化することで、CME到着時間予測の精度を向上できることを示唆しています。平均予測到着時間は実際の到着時間よりも早いです。これらの初期の予測は、スフェロマックに含まれる磁場の過大評価および/または背景の太陽風からの抗力の過小評価に起因する可能性があり、後者はCMEサイズまたは背景の太陽風密度の過小評価に関連している可能性があります。
ALMAによるCOの2つの遷移から推測される若い星の動的質量
| Title |
Dynamical_Masses_of_Young_Stars_Inferred_from_Two_Transitions_of_CO_with_ALMA |
| Authors |
Pranav_H._Premnath,_Ya-Lin_Wu,_Brendan_P._Bowler,_Patrick_D._Sheehan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12690 |
恒星の質量は基本的ですが、測定が難しいことがよくあります。アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）と$Gaia$のおかげで、原始惑星系円盤のケプレリアン回転を使用して、前主系列星の動的質量を正確に測定できます。CTChaとDSTauのALMACO（2-1）とCO（3-2）の観測値を使用して、ベイズベースの放射伝達モデリングコード$を使用してディスクの形状、運動学、および物理的特性をモデリングすることにより、それらの質量を決定しました。pdspy$。2つの遷移からの質量の事後分布は、2〜4$\sigma$レベルで一貫していないことがわかりました。これらの体系的なエラーは、ディスクモデルの仮定、またはこの調査で使用された適度な空間解像度またはスペクトル解像度に起因する可能性があります。とにかく、これは、ディスクキネマティクスを使用した動的質量測定は、これらの系統的なエラーのために、単一の遷移線のみを使用する場合は注意して扱う必要があることを示しています。
MassiveProtostarsからの電波連続放射のマルチエポック研究
| Title |
A_Multi-Epoch_Study_of_Radio_Continuum_Emission_from_MassiveProtostars |
| Authors |
W._O._Obonyo,_S._L._Lumsden,_M._G._Hoare,_S.E._Kurtz_and_S.J.D_Purser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12822 |
6GHzと22.2GHzでの5つの巨大な原始星のJansky超大型アレイ（JVLA）観測の結果を報告します。この研究の目的は、現在のフラックスと位置を以前の観測と比較して、変動の証拠を探すことでした。観測されたソースのほとんどは、原始星をホストし、固有運動を示さない熱コアの形態、および固有運動を特徴とし、熱コアから離れて配置された関連する非熱電波ローブを示します。一部の原始星は、ローブの変位ベクトルが異なるジェットを駆動します。これは、ジェットの歳差運動または複数のジェットドライバーの存在を意味します。原始星のジェットは、170$\leqv\leq$650kms$^{-1}$の範囲にある固有運動と、40$\leqp\leq$50年と角度2$の歳差運動を持っていることがわかりました。\leq\alpha\leq$10$^\circ$、速度$v=$500kms$^{-1}$と仮定します。観測時に爆発したソースの1つであるS255NIRS3のコアは、他のソースと比較してフラックスに大きな変化を示しました。そのスペクトル指数は爆発中に減少し、膨張する気泡のモデルと一致しました。バーストの放出を、熱コアから出現する新しい非熱ローブの放出としてモデル化すると、その放出がローブの放出を覆い、フラックスの増加とソースのスペクトルインデックスの減少を説明する可能性もあります。爆発。
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。
太陽風の比較分析：太陽圏における電荷状態分布のモデル化
| Title |
Comparative_Analysis_of_the_Solar_Wind:_Modeling_Charge_State_Distributions_in_the_Heliosphere |
| Authors |
Marcus_DuPont,_Chengcai_Shen,_Nicholas_A._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12297 |
非平衡イオン化（NEI）は、イオン化と再結合のタイムスケールよりもはるかに短い熱力学的タイムスケールで天体プラズマをモデル化するときに、しばしば無視される重要なプロセスです。この論文では、全太陽月（1996年8月22日から9月18日までのCarringtonRotation1913）の太陽風の電磁流体力学（MHD）シミュレーションでNEIモデリングを実行し、結果の電荷状態分布をで行われたその場測定と比較します。ユリシーズの太陽風イオン組成分光計（SWICS）。ユリシーズが約4AUで測定した速度を使用して風の軌跡を20$R_\odot$までさかのぼり、PredictiveScienceIncが実行したMHDシミュレーションデータを使用して20$R_\odot$以内のプラズマの流れの軌跡を取得します。風が太陽表面から始まり、最初はイオン化平衡にあったことを確認し、各軌道に沿った太陽風の時間依存イオン化状態を分析します。私たちの分析では、次のことを行います。（1）NEIモデルに基づいて、低速風と高速風の電荷状態の密度と比率を取得し、その場での観測と比較します。（2）SWICSによって観測されたいくつかのイオンの「フリーズイン」距離を測定して、イオン化状態が固定されたときと、フリーズイン高さでのプラズマの電子密度および外向き速度との間の可能な相関関係を決定します。この研究は、シミュレーションから予測された外側コロナからの電荷状態分布を、遠い太陽圏で行われたその場測定と比較するための厳格なテストを提供します。これは、コロナ近くのプラズマ条件を惑星間空間で観測されたものと一致させる際の課題を示しています。
天体物理学磁場における原始ニュートリノヘリシティの進化とそれらの検出への影響
| Title |
Evolution_of_Primordial_Neutrino_Helicities_in_Astrophysical_Magnetic_Fields_and_Implications_for_their_Detection |
| Authors |
Gordon_Baym_and_Jen-Chieh_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12421 |
ヘリシティ状態の初期宇宙でのデカップリング以来、天体物理学的磁場で伝播する原始ニュートリノは歳差運動し、ヘリシティ変化を受けます。太陽ニュートリノの大きな磁気モーメントを発見する可能性のあるXENON1T実験を考慮して、宇宙磁場と銀河磁場の両方での遺物ニュートリノのヘリシティフリッピングを推定します。フリッピング確率は、ニュートリノの磁気モーメントと磁場の構造の両方に敏感であり、したがって、潜在的に磁場のプローブです。私たちが見つけたように、XENON1Tによって示唆されたものよりはるかに低い磁気モーメントでさえ、逆トリチウムベータ崩壊を介して遺物ニュートリノヘリシティとそれらの検出率に大きな影響を与える可能性があります。
eVスケールのしきい値と100keVスケールのダイナミックレンジを備えたフォノン媒介極低温粒子検出器の設計と特性評価
| Title |
Design_and_Characterization_of_a_Phonon-Mediated_Cryogenic_Particle_Detector_with_an_eV-Scale_Threshold_and_100_keV-Scale_Dynamic_Range |
| Authors |
R._Ren,_C._Bathurst,_Y.Y._Chang,_R._Chen,_C.W._Fink,_Z._Hong,_N.A._Kurinsky,_N._Mast,_N._Mishra,_V._Novati,_G._Spahn,_H._Meyer_zu_Theenhausen,_S.L._Watkins,_Z._Williams,_M.J._Wilson,_A._Zaytsev,_D._Bauer,_R._Bunker,_E._Figueroa-Feliciano,_M._Hollister,_L._Hsu,_P._Lukens,_R._Mahapatra,_N._Mirabolfathi,_B._Nebolsky,_M._Platt,_F._Ponce,_M._Pyle,_T._Reynolds,_and_T._Saab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12430 |
Neganov-Trofimov-Luke効果を利用して単一電荷励起を検出する極低温フォノン感受性Si検出器の設計と特性評価を示します。このデバイスは、結晶全体の電圧バイアスなしで動作したときに2.65（2）eVフォノンエネルギー分解能を達成し、100Vバイアスで0.03電子-正孔対の対応する電荷分解能を達成しました。連続読み出しデータ収集システムとオフライン最適フィルタートリガーを使用して、20Hzのオーダーのトリガーレートで9.2eVのしきい値を取得します。検出器のエネルギースケールは、パルス面積に基づくエネルギー推定器を使用して最大120keVまで校正されます。このデバイスの高性能により、暗黒物質探索、コヒーレントニュートリノ核散乱の精密測定、イオン化収率測定など、優れたエネルギー分解能、低しきい値、広いダイナミックレンジが必要なさまざまな分野への適用が可能になります。
ランダムに不均一なプラズマにおける調和無線放射
| Title |
Harmonic_radio_emission_in_randomly_inhomogeneous_plasma |
| Authors |
Anna_Tkachenko,_Vladimir_Krasnoselskikh,_Andrii_Voshchepynets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12773 |
本稿では、タイプIIIの太陽電波バーストの高調波放射の生成の理論モデルについて説明します。私たちの研究の目標は、太陽風のランダムに不均一なプラズマにおけるラングミュア波の非線形結合を介した調和電磁放射の生成に関与する最も効率的な物理プロセスを完全に考慮することです（$l+l^{'}\rightarrowt$）。準均質プラズマで主に生成され後方散乱されたラングミュア波の合体の従来のメカニズムを再検討します。さらに、強く不均一なプラズマでのみ高調波放射を生成する別のメカニズムを提案し、調査します。反射点のすぐ近くで、プラズマ密度が向上した局所領域（クランプ）内の入射ラングミュア波と反射ラングミュア波の非線形結合です。どちらのメカニズムも、プラズマに強い密度変動が存在することを意味します。ビームとプラズマの相互作用の確率モデルの結果を使用して、ラングミュア波から高調波放射へのエネルギー伝達の効率を評価します。準均質プラズマからの調和放射は、以前の研究で見られたものよりも大幅に強いと推測されます。ラングミュア波の電磁高調波放射への変換効率は、準均質プラズマで動作するメカニズムの場合は太陽圏の距離が大きい場合、および不均一で動作するメカニズムの場合は地動説の距離が小さい場合に高くなると予想されます。準均質プラズマの放射強度の評価は、タイプIIの太陽電波バーストにも適用できます。どちらの場合も放射パターンは四重極であり、密度の塊からの放射が調和無線放射の可視性に効率的に寄与する可能性があることを示しています。
超放射による重いクエーサースピンからの超軽量ボソンの性質
| Title |
Properties_of_Ultralight_Bosons_from_Heavy_Quasar_Spins_via_Superradiance |
| Authors |
Caner_Unal,_Fabio_Pacucci,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12790 |
活動銀河核（AGN）の中心にある、降着および噴射されたブラックホールの質量とスピンは、それらの電磁スペクトルを分析することによって調べることができます。この目的のために、ブラックホール活動のスピン修正基本平面を使用します。これは、次の4つの変数（ソースフレーム内）を非線形に接続します：電波光度、X線、または光度（[OIII]輝線を介して））、ブラックホールの質量とスピン。AGNシステムの光度測定、変換係数、相対論的ビーミング、および物理的特性の不確実性を考慮して、重いジェットAGNのグループのスピンの下限を導き出します。これらの結果を使用して、スカラー（アクシオンのような）、ベクトル（暗い光子）、テンソルタイプ（追加のスピン2粒子）の超軽量粒子の質量スペクトルへの直接的な影響を研究します。パラメータ空間$10^{-20}-10^{-19}$eVの未踏のギャップを埋めます。自己相互作用がアクシオン粒子の不安定性への侵入を防ぎ、超放射が観測されない理由となる可能性があることを考慮して、アクシオン減衰定数の上限（自己相互作用強度の下限と同等）を取得します。アクシオンが質量と減衰定数で表されると仮定すると、超軽量粒子によって形成できる暗黒物質の割合の上限が得られ、単一のスピースアクシオンのような光粒子が暗黒物質の最大$10\％$を構成できることがわかります。質量範囲：$10^{-21}<\mu\、（\mathrm{eV}）<10^{-17}$。
中層および上層大気に対する緯度依存の重力波源変動の影響
| Title |
Effects_of_latitude-dependent_gravity_wave_source_variations_on_the_middle_and_upper_atmosphere |
| Authors |
Erdal_Yi\u{g}it_and_Alexander_S._Medvedev_and_Manfred_Ern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12829 |
大気重力波（GW）は、さまざまな気象現象によって下層大気で生成されます。それらは上向きに伝播し、エネルギーと運動量をより高い高度に運び、中層および上層大気にそれらを堆積させると、大循環にかなりの影響を及ぼします。非線形全大気GWパラメータ化を実装した3次元第一原理大循環モデル（GCM）を使用して、波動活動の全球気候学を研究し、上部熱圏までの高度で効果を生み出しました。数値実験は、NASAのTIMED（ThermosphereIonosphereMesosphereEnergeticsDynamics）衛星に搭載されたSABRE（SoundingoftheAtmosphereusingBroadbandEmissionRadiometry）機器によって2010年に測定されたGW運動量フラックスと温度変動によって導かれました。これには、北方の夏季の下部成層圏における緯度依存性とGW活動の規模が含まれます。モデリングの結果は、セイバー温度と全絶対運動量フラックス、および中間圏と下部熱圏の上部大気研究衛星（UARS）データと比較されました。シミュレーションは、中層大気で観測された循環と波動活動を再現するために、測定されたGWフラックスよりも小さいものを下層大気のソースレベルで使用する必要があることを示唆しています。これは、観測にはより広いスペクトルのGWが含まれているのに対し、パラメータ化では中層および上層大気のダイナミクスに関連する部分のみがキャプチャされるためです。ソースの緯度変動を考慮すると、シミュレーションが大幅に改善されます。
宇宙線が月面に衝突して中間子を生成し、それがレゴリスの内部で減衰します。それらは遅くなり、弱く崩壊してほとんどがサブGeVニュートリノになり、表面を離れます。したがって、月はニュートリノで輝いています。ここでは、月に向かう方向の等方性ニュートリノ背景の上で潜在的に認識できる明るい特徴を示す低エネルギーニュートリノのスペクトルを計算します。彼らの観測は、将来のニュートリノ大量実験にとって非常に困難な作業ですが、月をマルチメッセンジャー天文学の概念が真に機能する最も近い天体物理学の源にするでしょう。注目すべきことに、月のニュートリノフラックスのいくつかの特徴は、月の表面質量密度に敏感です。
高エネルギー天体物理ニュートリノフレーバー測定の未来
| Title |
The_Future_of_High-Energy_Astrophysical_Neutrino_Flavor_Measurements |
| Authors |
Ningqiang_Song,_Shirley_Weishi_Li,_Carlos_A._Arg\"uelles,_Mauricio_Bustamante,_Mauricio_Bustamante,_Aaron_C._Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12893 |
Baikal-GVD、KM3NeT、P-ONE、TAMBO、IceCube-Gen2などの将来のニュートリノ望遠鏡が高エネルギー天体物理ニュートリノのフレーバー組成、つまり相対数$\nu_e$を決定する能力を批判的に調べます。、$\nu_\mu$、および$\nu_\tau$は、ニュートリノ混合パラメーターの測定を改善することを考慮して。2020年以降、JUNO、DUNE、およびHyper-Kamiokandeによる測定が、天体物理学的ソースによって放出されるフレーバー組成のさまざまな仮定の下でニュートリノ振動によって許容される地球のフレーバー組成の領域を決定する能力にどのように影響するかを示します。。2020年から2040年にかけて、ソースでフレーバー組成を推測する際のエラーは、$>40\％$から$6\％$未満に改善されます。2040年までに、パイ中間子崩壊が高エネルギー天体物理ニュートリノの主要な生成メカニズムであるという仮定の下で、サブドミナントメカニズムは99.7\％の信頼性でフラックスの20\％未満に寄与するように制約される可能性があります。これらの結論は、ニュートリノ混合が非単一である非標準シナリオ、特にIceCube-Upgradeの次世代実験のターゲットであるシナリオで確固たるものです。最後に、標準模型を超える物理をテストするためにフレーバー組成を使用することの改善を説明するために、ニュートリノ崩壊の可能性を調べ、2040年までに、ニュートリノ望遠鏡の組み合わせ測定がより重いものの崩壊率を制限できることを発見します。ニュートリノは$1.8\times10^{-5}（m/\mathrm{eV}）$〜s$^{-1}$未満、95\％の信頼性。
