ベッチ数による再電離のトポロジーの測定
再電離の時代（EoR）におけるイオン化水素の分布は、複雑な形態をしています。ベッチ数を使用して、イオン化領域の3次元トポロジーを測定することを提案します。これらは、任意のフィールドのコンポーネント、トンネル、およびキャビティの数を使用してトポロジを定量化します。一連の再イオン化シミュレーションの結果に基づいて、イオン化フィールドのベッチ数が再イオン化中に特徴的な進化を示し、さまざまなベッチ数のピークがプロセスのさまざまな段階を特徴づけることがわかりました。それらの進化曲線の形状は、単純な分析関数で適合させることができます。また、ベッチ数の変化は、イオン化領域と中性領域のパーコレーションとの明確な関係を示しており、異なる再イオン化シナリオ間で異なることも確認しています。これらの特性を通じて、ベッチ数は、広く研究されているオイラー標数または属よりもトポロジーのより有用な説明を提供します。イオン化場の形態は、EoRからの赤方偏移された21cm信号に刻印されます。将来のSquareKilometerArrayの低周波要素のプロパティを使用して模擬画像キューブを構築し、1000時間の観測時間を使用すると、そのようなデータセットからベッチ数を抽出できることを示します。100時間というはるかに短い観測時間でも、再電離の中期および後期のトポロジ情報を抽出できます。また、21cmの模擬観測から抽出されたトポロジー情報は、再電離モデルに制約を課す可能性があることもわかりました。
銀河の楕円率相関に対する広角効果
3次元構成空間における銀河固有の整列の広角または全天統計を計算する効率的な方法を示します。この目的のために、新しく導入されたスピン依存の三極球面調和関数を使用して、2点相関関数を拡張します。したがって、小角度または平面平行（PP）近似の下での従来の分析では互いに縮退している、オブジェクトの各ペアを指す2つの見通し内（LOS）方向への角度依存性は明確です。分解した。これにより、初めて、銀河の固有楕円率、数密度、速度の間の広角自動相関と相互相関を計算し、それらをPP限界の結果と比較します。楕円率-楕円率と密度-楕円率の相関関係では、2つのLOS方向間の開き角が$30^\circ-50^\circ$を超えると、PP制限の結果から$10\％$以上の偏差が見られます。また、PP制限の結果が厳密にゼロであっても、純粋に湾曲した空の効果から生じる、さまざまなスケールで消失しない相関が得られることも示されています。私たちの結果は、宇宙論的パラメーターをより正確に決定するため、および/または進行中および今後の広角銀河調査を通じて新しい物理学を見つけるために、PP近似に依存しないデータ分析の重要性を示しています。
| Title |
Lithium_pollution_of_a_white_dwarf_records_the_accretion_of_an_extrasolar_planetesimal |
| Authors |
Benjamin_C._Kaiser,_J._Christopher_Clemens,_Simon_Blouin,_Patrick_Dufour,_Ryan_J._Hegedus,_Joshua_S._Reding,_Antoine_B\'edard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12900 |
白色矮星による微惑星の潮汐破壊とその後の降着は、太陽系外惑星系の岩体の元素の豊富さを明らかにすることができます。これらの存在量は、隕石の存在量が初期の太陽系の理解にどのように情報を与えるかに類似して、システムが形成された星雲の構成に関する情報を提供します。微惑星の降着に起因する白色矮星ガイアDR24353607450860305024の大気中のLi、Na、K、Caの検出を報告します。モデル大気を使用して、これらの元素の存在比を決定します。Liを除いて、それらは太陽系の隕石値と一致しています。測定されたLiの存在量を、古い星での測定値およびビッグバン元素合成からの期待値と比較します。
低粘度ディスクにおける木星質量惑星の移動
| Title |
Migration_of_Jupiter_mass_planets_in_low_viscosity_discs |
| Authors |
E._Lega,_R.P._Nelson,_A._Morbidelli,_W._Kley,_W._B\'ethune,_A._Crida,_D._Kloster,_H._M\'eheut,_T._Rometsch,_A._Ziampras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12930 |
巨大惑星のタイプIIの移動は、1.e-4より大きいアルファ粘度パラメータの値に対してディスクの粘度に比例する速度を持っています。低粘度では、2Dシミュレーションに基づく以前の研究では、移行は非常に混沌としている可能性があり、多くの場合、高速移行のフェーズによって特徴付けられることが示されています。その理由は、低粘度の円盤では、惑星によって開かれたギャップの端でのロスビー波の不安定性のために渦が現れるからです。次に、移動は渦と惑星の相互作用によって決定されます。私たちの目的は、低粘度の3Dディスクでの移行を研究することです。2D（自己重力を含む）と3Dコードを使用して数値シミュレーションを実行しました。自己重力が重要ではないディスク質量を選択した後、自己重力のない3Dシミュレーションを安全に使用できます。公称シミュレーションでは、数値粘度のみが存在します。次に、規定の粘度でシミュレーションを実行して、それを下回ると新しい移行プロセスが表示されるしきい値を評価しました。アルファ粘度<=1.e-5の場合、ディスクの粘度に比例しないという意味で、従来のタイプIIの移行とは異なる2つの移行モードが可能であることを示します。最初は、惑星によって開かれたギャップがそれほど深くないときに発生します。これは、3Dシミュレーションや、惑星のギャップの外縁に大きな渦が形成され、材料がギャップに拡散するときに発生します。このタイプの移行を「渦駆動型移行」と呼びます。この移行は非常に遅く、最終的に渦が溶解するため、無期限に継続することはできません。2番目の移行モードは、ギャップが深く、共回転共鳴による非効率的な離心率減衰により、惑星の離心率が約0.2の値に成長するときに発生します。この2番目の高速移行モードは、温度の摂動の減衰が遅いディスクの2Dモデルに典型的なようです。
GD424-岩石の微惑星を消化する過程で大量の微量水素を含むヘリウム大気白色矮星
| Title |
GD424_--_a_helium-atmosphere_white_dwarf_with_a_large_amount_of_trace_hydrogen_in_the_process_of_digesting_a_rocky_planetesimal |
| Authors |
Paula_Izquierdo,_Odette_Toloza,_Boris_T._G\"ansicke,_Pablo_Rodr\'iguez-Gil,_Jay_Farihi,_Detlev_Koester,_Jincheng_Guo,_Seth_Redfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12957 |
白色矮星の光球金属汚染は、現在、惑星の残骸の降着の兆候として十分に確立されています。しかし、ヘリウム気圧の白色矮星で検出された微量水素の起源については、まだ議論が続いています。ここでは、GD424の分析を報告します。これは、大量の微量水素を含む金属汚染されたヘリウム大気白色矮星です。大気組成に対する分光法の感度$\log（\mathrm{H/He}）$と、有効温度に対する測光および位置天文学の感度$T_{\mathrmを組み合わせたハイブリッド分析を使用して、大気パラメーターを決定しました。{eff}}$、および表面重力、$\logg$。結果として得られる白色矮星の質量、半径、および冷却年齢は、$M_{\mathrm{WD}}=0.77\pm0.01\、\mathrm{M}_{\odot}$、$R_{\mathrm{WD}}です。=0.0109\pm0.0001\、\mathrm{R}_{\odot}$、および$\tau_\mathrm{cool}=215\pm10$Myr、それぞれ。11個の光球金属の存在量を特定して測定し、降着イベントは増加状態または定常状態のいずれかである可能性が最も高く、破壊された微惑星はその組成の点でCIコンドライトまたはバルク地球のいずれかに似ていると主張します。GD424で観測された$1.33\times10^{22}$gの微量水素は、以前の降着エピソードでの水に富む惑星の残骸の降着によって少なくとも部分的に獲得されたことを示唆しています。
太陽系外惑星大気における偏光放射の3次元連続放射伝達
| Title |
Three-dimensional_continuum_radiative_transfer_of_polarized_radiation_in_exoplanetary_atmospheres |
| Authors |
Moritz_Lietzow,_Sebastian_Wolf,_Robert_Brunngr\"aber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12992 |
偏光測定は、太陽系外惑星の大気特性を決定するための強力なツールになりつつあります。観測結果の解釈と将来の観測を導くための予測研究の基礎を提供するには、高度な分析ツールが必要です。私たちの目標は、大気中、表面上、および局所的な惑星環境（惑星リングなど）での散乱から生じる偏光フラックスの包括的な分析のための、関連するすべての連続偏光メカニズムを含む放射伝達ツールを開発することです。、太陽系外惑星）の太陽系外惑星。さらに、私たちの目標は、局所的に平面に平行な惑星大気、緯度と縦方向の領域間のクロストークの欠落、点状の星または平面に平行な照明の仮定などの一般的な単純化を回避することです。新しく開発された数値アルゴリズムのプラットフォームとして、3Dモンテカルロ放射伝達コードPOLARISを使用します。コードは、太陽系外惑星の大気における放射伝達のために拡張および最適化されています。均一な雲のない大気と不均一な曇りの大気について、さまざまな位相角で反射フラックスとその偏光度を調査します。3D放射伝達を利用し、コードの可能性を実証するために、反射された偏光フラックスに対する追加の周惑星円盤の影響が研究されています。小さな水氷粒子からなる周惑星円盤の存在は、反射された偏光放射に顕著な影響を及ぼします。特に、惑星の軌道が真正面から見られる場合、考慮される粒子は前方に散乱する傾向があるため、反射フラックスはより大きな位相角で強く増加します。対照的に、偏光度はこれらの位相角で減少します。
21P /ジャコビニツィナー彗星のイメージング偏光測定と測光
| Title |
Imaging_polarimetry_and_photometry_of_comet_21P/Giacobini-Zinner |
| Authors |
E._Chornaya_E._Zubko,_I._Luk'yanyk,_A._Kochergin,_M._Zheltobryukhov,_O.V._Ivanova,_G._Kornienko,_A._Matkin,_A._Baransky,_I.E._Molotov,_V.S._Sharoshchenko,_G._Videen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13208 |
2018年9月10日から17日までの位相角{\alpha}=76-78度で行われた、21P/ジャコビニジナー彗星の偏光観測の結果を報告し、以前の測定値と比較します。以前に報告されたものと一致しているように見える偏光信号に有意な変動が見られます。これらの変動とその後のモデリングは、コマ内の粒子が約1日以内に補充されることを示唆しています。この期間は、吸収性の高い炭素質粒子の方が、非吸収性のMgに富むケイ酸塩粒子よりも大幅に短くなります。これらの成分の相対的な存在量のそのような違いは、コマ収差の偏光応答の変動につながる可能性があります。太陽直下方向の強い正の分極は、炭素質物質の相対的な存在量が多いことを示唆しており、これはジェット型の活動の指標である可能性があります。
若いアクティブスターAUMicの周りの惑星系に対する新しい制約。平均運動共鳴の近くの2つの通過する暖かいネプチューン
| Title |
New_constraints_on_the_planetary_system_around_the_young_active_star_AU_Mic._Two_transiting_warm_Neptunes_near_mean-motion_resonance |
| Authors |
E._Martioli,_G._H\'ebrard,_A._C._M._Correia,_J._Laskar_and_A._Lecavelier_des_Etangs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13238 |
けんびきょうは若くて活発な星で、最近、通過する惑星が検出されました。ここでは、フレア活動と惑星通過と同時に恒星黒点による準周期的な回転変調をモデル化する、そのTESS光度曲線の分析を報告します。星フラックスの$0.06\％<f_{\rmmax}<1.5\％$の範囲の振幅を持つフレアについて、1日あたり6.35フレアのフレア発生率を測定しました。ベイジアンMCMC分析を使用して、TESSによって観測されたAUMicbの5つの通過をモデル化し、惑星パラメータの制約を改善します。測定された惑星対星の半径比$0.05345^{+0.00014}_{-0.00015}$は、物理半径$4.38\pm0.18$M$_\oplus$と惑星密度$1.1\pm0.3$を意味します。g\、cm$^{-3}$、AUMicbが海王星サイズの中程度に膨張した惑星であることを確認します。以前のTESSデータでは、おそらく2番目の惑星に起因する単一の特徴が以前に報告されていましたが、2020年7月の新しいTESS観測では、2つの追加のトランジットのようなイベントの検出を報告します。これは2番目の惑星（AUMicc）システム内。利用可能な3つのトランジットを分析し、公転周期$18.858991\pm0.000010$dと惑星半径$3.51\pm0.16$R$_\oplus$を取得しました。これは、AUMiccを海王星サイズの暖かい惑星として定義しています。1.7M$_\oplus<M_{\rmc}<27.7$M$_\oplus$の範囲の予想質量。けんびきょうシステムの2つの惑星は、9：4近くの平均運動共鳴にあります。この構成は動的に安定しており、TTVを生成するはずであることを示します。AUMicbで有意なTTVが検出されなかったことは、AUMiccの質量の上限が$<7$M$_\oplus$であることを示しています。AUMicは、少なくとも2つの通過する惑星を持つ若い多惑星系であるため、惑星進化の初期段階で、幼児惑星の大気や惑星惑星および惑星ディスクのダイナミクスを研究するための重要なシステムになります。
低赤方偏移と高赤方偏移で磁場を使って銀河風を駆動する
| Title |
Driving_galactic_winds_with_magnetic_fields_at_low_and_high_redshift |
| Authors |
Ulrich_P._Steinwandel,_Klaus_Dolag,_Harald_Lesch,_Andreas_Burkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12905 |
銀河の進化を理解する上で重要な役割を果たしていますが、観測された銀河の流出がどのように駆動されるかについての正確な方法はまだ理解されていないため、銀河の進化を制御する関連するフィードバックメカニズムの理解は依然として多くの謎に悩まされています。この作業では、銀河（棒、渦巻腕、ワープ）の軸対称でない不安定性が、等分配値を超える放射状の流れによって局所的な指数関数的磁場の成長にどのようにつながるかについての洞察を提供できる簡単なおもちゃモデルを提示します。数ドル100ドルの時間スケールで少なくとも2桁。私たちの予測は、私たちの数値シミュレーションと一致して、プロセスが質量負荷係数$\eta\約0.1$の棒渦巻銀河で銀河の流出につながる可能性があることを示しています。さらに、私たちの流出メカニズムは、CHANG-ES調査で銀河流出の兆候を示すむき出しの渦巻銀河の大部分の理解に貢献する可能性があります。私たちのモデルを拡張することは、磁気エネルギーと乱流エネルギーの間の等分配を仮定することによって、高赤方偏移銀河におけるそのようなプロセスの重要性を示しています。私たちのモデルの星形成率（SFR）の簡単な推定と、赤方偏移$z\sim2$での星形成主系列からの相互相関質量により、非軸による流出率と質量負荷係数を推定できます。対称的な不安定性とそれに続く放射状の流入ダイナモ。M$_{\star}=10^9-10^{12}$M$_{\の範囲の銀河に対して$\eta\約0.1$の質量負荷係数を与えます。odot}$、SinfoniとKMOS$^{3\mathrm{D}}$の最近の結果とよく一致しています。
Pan-STARRS1を使用したSDSSStripe82クエーサーの減衰ランダムウォークパラメーターの改善
| Title |
Improving_Damped_Random_Walk_parameters_for_SDSS_Stripe_82_Quasars_with_Pan-STARRS1 |
| Authors |
Krzysztof_Suberlak,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c,_Chelsea_MacLeod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12907 |
パノラマサーベイ望遠鏡とRapidResponseSystem1サーベイ（Pan-STARRS1、PS1）データを使用して、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）ストライプ82クエーサー光度曲線を拡張します。PS1とSDSSの光度曲線を組み合わせると、9248クエーサーの15年のベースラインが得られます。これは、SDSSのみを使用した以前の研究よりも5年長くなります。光度曲線を減衰ランダムウォーク（DRW）モデルモデルに適合させます-それらの変動性の統計的記述。結果として得られるDRWモデルパラメーター（漸近変動振幅SF$_{\infty}$、および特徴的なタイムスケール$\tau$）を、クエーサーの物理的特性（ブラックホールの質量、ボロメータの光度、および赤方偏移）と相関させます。シミュレートされた光度曲線を使用すると、ベースラインが長いほど、DRWパラメーターをより適切に制約できることがわかります。PS1データを追加した後、変動振幅はブラックホールの質量のより強い関数であり、クエーサーの光度への依存性はより弱くなります。さらに、クエーサーの光度に対する特徴的なタイムスケール$\tau$の依存性はわずかに弱いです。また、ZwickyTransientFacility（ZTF）およびRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）データを使用して光度曲線をさらに拡張する場合の、DRWモデルパラメーター検索の忠実度を予測します。最後に、更新されたDRWパラメーターが、外観が変化するクエーサー候補（CLQSO）を検出する独立した方法をどのように提供するかを示します。候補は、SDSSセグメントとPS1セグメント間の大きさとばらつきの違いという点で外れ値です。CLQSOに特徴的な明るさの大きな変化（0.5等以上）によるSDSSとSDSS--PS1データ間の変動タイムスケールの10倍の増加を伴う40個のオブジェクト（新たに報告された35個）を特定します。
ALMAは、強力な電波銀河TXS 0828 +193のハロー内の分子ガスを検出します
| Title |
ALMA_detects_molecular_gas_in_the_halo_of_the_powerful_radio_galaxy_TXS_0828+193 |
| Authors |
Judit_Fogasy,_Kirsten_K._Knudsen,_Guillaume_Drouart_and_Bitten_Gullberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12923 |
理論的結果と観測結果の両方から、高赤方偏移電波銀河（HzRG）は宇宙の過密領域に生息し、銀河団の中心にある局所的な巨大銀河の前駆体である可能性があります。この論文では、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用したHzRGTXS0828+193（z=2.57）とその環境のCO（3-2）線観測を示します。以前の観測とは対照的に、HzRGに関連するCO放出を検出し、$（0.9\pm0.3）\times10^{10}\、\rmM_{\odot}$の分子ガス質量を導き出します。さらに、以前に検出されたオフソースCO放出領域（コンパニオン＃1）の存在を確認し、3つの新しい潜在的なコンパニオンを検出します。各コンパニオンの分子ガス質量は、HzRGの分子ガス質量に匹敵します。コンパニオン＃1は、ラジオジェットの軸と位置合わせされており、スピッツァーによって恒星放射が検出されています。したがって、この源は通常の星形成銀河であるか、あるいはジェットによって誘発された星形成の結果である可能性があります。新たに発見されたCO源は、他の観測バンドに対応するものがなく、TXS0828+193のハロー内の高密度雲である可能性があり、したがって、宇宙ウェブの大規模なフィラメント構造にリンクしている可能性があります。
金属が豊富な銀河における恒星、中性、およびイオン化ガスの金属量の最初の共空間比較：M83
| Title |
First_Co-spatial_Comparison_of_Stellar,_Neutral-,_and_Ionized-gas_Metallicities_in_a_metal-rich_galaxy:_M83 |
| Authors |
Svea_Hernandez,_Alessandra_Aloisi,_Bethan_L._James,_Nimisha_Kumari,_Danielle_Berg,_Angela_Adamo,_William_P._Blair,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Andrew_J._Fox,_Alexander_B._Gurvich,_Zachary_Hafen,_Timothy_M._Heckman,_Vianney_Lebouteiller,_Knox_S._Long,_Evan_D._Skillman,_Jason_Tumlinson,_Bradley_C._Whitmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12933 |
金属が豊富な渦巻銀河M83の恒星、中性ガス、イオン化ガス成分からの金属量の比較分析を行います。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）、大双眼望遠鏡（LBT）、超大型望遠鏡（VLT）で行われた分光観測を分析します。この渦巻銀河の核領域のHIカラム密度から観察されるように、HIガスの明らかな枯渇を検出します。log[$N$（HI）の列密度とは対照的に、$<$0.18kpcの銀河中心距離でlog[$N$（HI）cm$^{-2}$]$<$20.0の列密度が見つかります。cm$^{-2}$]$\sim$21.0銀河円盤で、他の近くの渦巻銀河で観察される傾向。イオン化ガスの$-$0.03$\pm$0.01dexkpc$^{-1}$の金属量勾配を測定します。これは、$-$0.026$\の49個の近くの星形成銀河のローカルベンチマークの金属量勾配に匹敵します。pm$0.002dexkpc$^{-1}$。混相ガスと星の種族の共空間金属量の比較は、銀河の核の外側で優れた一致を示しており、星団の中で最も重い星から新しく合成された金属の混合がそれらの寿命よりも長くかかるシナリオを示唆しています（$\sim$10Myr）。最後に、私たちの研究は、星形成銀河の中性ガス成分の金属量勾配を研究するときは注意が必要であることを示しています。これらの環境は分子ガスによって支配される可能性があるため、これは強くバイアスされる可能性があるためです。これらの地域では、典型的な金属量トレーサーは、中性ガス成分と分子ガス成分の両方をトレースする可能性があるため、不正確な存在量を提供する可能性があります。
6.7GHzのメタノールメーザーに関連する3つの巨大な若い恒星状天体の周りのホットコア領域における炭素鎖化学
| Title |
Carbon_Chain_Chemistry_in_Hot-Core_Regions_around_Three_Massive_Young_Stellar_Objects_Associated_with_6.7_GHz_Methanol_Masers |
| Authors |
Kotomi_Taniguchi,_Eric_Herbst,_Liton_Majumdar,_Paola_Caselli,_Jonathan_C._Tan,_Zhi-Yun_Li,_Tomomi_Shimoikura,_Kazuhito_Dobashi,_Fumitaka_Nakamura,_Masao_Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12993 |
CCH（$N=1-0$）、CH$_{3}$CN（$J=5-4$）、およびHC$_{の3つの$^{13}$Cアイソトポログの観測を実行しました。3}$N（$J=10-9$）3つの巨大な若い恒星状天体（MYSO）、G12.89+0.49、G16.86--2.16、G28.28--0.36、野辺山45-m電波望遠鏡。HC$_{5}$Nの以前の結果と組み合わせると、列密度比は$N$（CCH）/$N$（HC$_{5}$N）、以降はCCH/HC$_{5}MYSOの$N比率は、$\sim15$として導出されます。この値は、低質量の温かい炭素鎖化学（WCCC）ソースの値よりも1桁以上低くなっています。観測されたCCH/HC$_{5}$N比をホットコアモデル計算と比較します（Taniguchietal.2019）。MYSOで観測された比率は、ガス温度が$\sim85$Kの場合にモデルで最もよく再現できます。これは、低質量WCCCソースであるL1527（$\sim35$K）よりも高くなっています。これらの結果は、MYSOの周囲で検出された炭素鎖分子が、低質量WCCCソースよりも高温領域に少なくとも部分的に存在することを示唆しています。G12.89+0.49とG16.86-2.16のHC$_{3}$Nの3つの$^{13}$Cアイソトポログ間でカラム密度に有意差はありませんが、HCC$^{13}$CNG28.28--0.36の他のものよりも豊富です。CCH/HC$_{5}$N比とHC$_{3}$Nの$^{13}$C同位体分別に基づいて、3つのMYSO周辺の炭素鎖化学について説明します。
NGC6334のダスト偏光放射観測。ビストロは、高質量の星形成ハブフィラメントネットワークの複雑であるが組織化された磁場構造の詳細を明らかにします
| Title |
Dust_polarized_emission_observations_of_NGC_6334;_BISTRO_reveals_the_details_of_the_complex_but_organized_magnetic_field_structure_of_the_high-mass_star-forming_hub-filament_network |
| Authors |
D._Arzoumanian,_R._Furuya,_T._Hasegawa,_M._Tahani,_S._Sadavoy,_C._L._H._Hull,_D._Johnstone,_P._M._Koch,_S.-i._Inutsuka,_Y._Doi,_T._Hoang,_T._Onaka,_K._Iwasaki,_Y._Shimajiri,_T._Inoue,_N._Peretto,_P._Andr\'e,_P._Bastien,_D._Berry,_H.-R._V._Chen,_J._Di_Francesco,_C._Eswaraiah,_L._Fanciullo,_L._M._Fissel,_J._Hwang,_J.-h._Kang,_G._Kim,_K.-T._Kim,_F._Kirchschlager,_W._Kwon,_C._W._Lee,_H.-L._Liu,_A.-R._Lyo,_K._Pattle,_A._Soam,_X._Tang,_A._Whitworth,_T.-C._Ching,_S._Coud\'e,_J.-W._Wang,_D._Ward-Thompson,_S.-P._Lai,_K._Qiu,_T._L._Bourke,_D.-Y._Byun,_M._Chen,_Z._Chen,_W._P._Chen,_J._Cho,_Y._Choi,_M._Choi,_A._Chrysostomou,_E._J._Chung,_S._Dai,_P._N._Diep,_H.-Y._Duan,_Y._Duan,_D._Eden,_J._Fiege,_E._Franzmann,_P._Friberg,_G._Fuller,_T._Gledhill,_S._Graves,_J._Greaves,_M._Griffin,_Q._Gu,_I._Han,_J._Hatchell,_et_al._(79_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13060 |
[要約]最近、星形成における役割を示す研究のおかげで、フィラメントとハブが特に注目されています。フィラメントとハブの両方のカラム密度と速度構造が研究されていますが、それらの磁場（Bフィールド）はまだ特徴付けられていません。NGC6334ハブフィラメントネットワークの動的進化におけるBフィールドの役割を理解することを目指しています。JCMT/POL-2で得られたNGC6334に向けた850$\mu$mでのダスト偏光放出の新しい観測を提示します。偏光強度（$PI$）、偏光率（$PF$）、およびB磁場角度（$\theta_{B}$）の分布と分散を調べます。尾根の頂上に沿った強度と$\theta_{B}$のパワースペクトルを導き出します。私たちの分析では、領域全体（$\sim10$pc）で観察すると、複雑なB磁場構造が示されていますが、小規模（$\sim1$pc）では、$\theta_{B}$はフィラメントに沿ってコヒーレントに変化します。$\theta_{B}$の観測されたパワースペクトルは、$I$よりも$\sim20\％$浅い勾配$-1.33\pm0.23$のべき乗則関数でよく表すことができます。この結果は、シミュレートされたフィラメントの特性と互換性があり、フィラメントの形成に関与しているプロセスを示している可能性があります。$\theta_{B}$は、ハブと合流するときに、フィラメントの山にほぼ垂直からほぼ平行に回転します。$\theta_{B}$のこの変化は、ハブに落下する物質の局所的な速度の流れを追跡している可能性があります。私たちの分析は、これらのフィラメントの頂上に沿って、遠端での磁気臨界/超臨界からハブ近くでの磁気亜臨界までのエネルギーバランスの変化を示唆しています。新生星からの恒星放射による粒子配列効率の増加に起因する可能性のある、高列密度の星団形成ハブに向かう$PF$の増加を検出します。
自由浮動ボックス内の理想気体の熱平衡
剛体容器内の理想気体の平衡と変動は、統計力学のすべての学生によって研究されています。ここでは、ボックスが自由に浮いているというあまり知られていないケースを調べます。特に、ボックスに含まれるガスとの相互作用による速度と位置のボックスの変動を決定します。このシステムは、銀河の中心にある星に囲まれたブラックホールの速度と位置の変動を描いたおもちゃのモデルです。これらの変動は近くの銀河で観測できるかもしれません。
スピンダウン限界以下のダイビング：エネルギッシュな若いパルサーPSRJ0537-6910からの重力波への制約
| Title |
Diving_below_the_spin-down_limit:_Constraints_on_gravitational_waves_from_the_energetic_young_pulsar_PSR_J0537-6910 |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_K._M._Aleman,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koya_Arai,_Koji_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_Y._Bae,_et_al._(1529_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12926 |
LIGOとVirgoの2回目と3回目の観測データを使用して、若くてエネルギッシュなX線パルサーPSRJ0537-6910からの連続重力波信号の検索を示します。検索は、NICERデータを使用して取得された同時タイミングエフェメリスによって可能になります。NICERエフェメリスも2020年10月まで延長され、3つの新しい不具合が含まれています。PSRJ0537-6910は、パルサーの中で最大のスピンダウン光度を持ち、グリッチに対して非常にアクティブです。その長期およびグリッチ間ブレーキング指数の分析は、そのスピンダウンエネルギー収支が時間変化する質量四重極モーメントからの重力波放出を含む可能性があるという興味深い証拠を提供しました。その62Hzの回転周波数は、LIGO/Virgo検出器の最も感度の高い帯域で重力波を放出する可能性もあります。これらの考察に動機付けられて、我々は回転周波数の1倍と2倍の両方で重力波放出を探します。ただし、信号は検出されず、上限が報告されます。剛直に回転する三軸星を仮定すると、私たちの制約は、この星の重力波スピンダウン限界を初めて2倍以上下回り、重力波を$l=m=2$モードから制限して説明します。スピンダウンエネルギー予算の14％未満。基準となる赤道の楕円率は約3e-5未満に制限されています。これは、若いパルサーにとって3番目に良い制約です。
超高エネルギー宇宙線の物理学と天体物理学：ピエールオージェ天文台からの最近の結果
| Title |
Physics_and_astrophysics_of_ultra-high_energy_cosmic_rays:_recent_results_from_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Joao_de_Mello_Neto_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12943 |
超高エネルギー宇宙線（UHECR）は、宇宙で最もエネルギーの高いメッセンジャーであり、最大$10^{20}$eVのエネルギーを持っています。観測された最高のエネルギーでの天体物理学粒子（原子核、電子、ニュートリノ、光子）の研究は、天体物理学だけでなく基本的な物理学にも影響を及ぼします。一次粒子は大気中（または地球内）で相互作用し、広範囲の空気シャワーを生成します。これらのシャワーの分析により、一次宇宙粒子のエネルギー、方向、および最も可能性の高い質量を推定できるだけでなく、電流でアクセス可能なエネルギーよりも1桁以上高いエネルギーでのハドロン相互作用の特性に関する情報を取得することもできます。最高エネルギーの人工加速器。アルゼンチンのメンドーサ州にあるピエールオージェ天文台は、これまでに建設された中で最大の宇宙線実験です。天文台は3000km$^2$の領域をカバーするハイブリッド検出器として設計されており、ほぼ20年間データを取得しています。この論文では、最新の結果の選択が提示されます：宇宙線エネルギースペクトル、ハドロン物理学の研究、方向異方性の検索、および質量組成の研究（光子とニュートリノの検索を含む）。最後に、超高エネルギー宇宙線の粒子タイプと質量に対する感度を改善することを主な目的とする、天文台の現在のアップグレード（"AugerPrime"）について説明します。
球状星団Terzan5のミリ秒パルサー集団のチャンドラ深部X線天文台研究
| Title |
A_Deep_Chandra_X-ray_Observatory_Study_of_the_Millisecond_Pulsar_Population_in_the_Globular_Cluster_Terzan_5 |
| Authors |
Slavko_Bogdanov,_Arash_Bahramian,_Craig_O._Heinke,_and_Scott_M._Ransom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12944 |
豊富な銀河系球状星団Terzan5のミリ秒パルサー（MSP）集団の2000年から2016年の間に蓄積された745.6ksのアーカイブチャンドラX線天文台高度CCDイメージング分光計データの分析を提示します。正確な位置を持つ37のMSPのうち8つはもっともらしいX線源の一致があることがわかりました。深い露出にもかかわらず、残りのMSPはわずかに検出されるか、明らかなX線の対応物がありません。これは、回転動力のMSPの通常は柔らかい熱スペクトルに起因する可能性があり、高介在吸収カラム（〜$10）によって強く減衰されます。^{22}$cm$^{-2}$）クラスターに向かって、場合によっては深刻なソースの混雑/混合。「レッドバック」MSPバイナリ、PSRJ1748-2446PとJ1748-2446ad、および「ブラックウィドウ」バイナリPSRJ1748-2446Oの場合、バイナリ内ショックと一致する軌道周期での大振幅X線変動の明確な証拠が見つかります。原点。クラスター内の3番目のレッドバックMSPであるPSRJ1748-2446Aは、年の時間スケールでフラックスの大きな振幅変動を示しています。これは、状態遷移または二次星からの激しいフレアエピソードが原因である可能性があります。
| Title |
Probing_planetary-mass_primordial_black_holes_with_continuous_gravitational_waves |
| Authors |
Andrew_L._Miller,_S\'ebastien_Clesse,_Federico_De_Lillo,_Giacomo_Bruno,_Antoine_Depasse,_and_Andres_Tanasijczuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12983 |
重力波は、惑星質量の原始ブラックホールの存在を調べることができます。$[10^{-7}-10^{-2}]M_\odot$の質量範囲を考慮すると、原始ブラックホールを刺激すると、連続重力波、何年も続く準単色信号、または一時的な連続波のいずれかが放出される可能性があります。波、周波数の変化がべき法則に従い、$\mathcal{O}$（時間-月）続く信号。私たちの銀河の原始ブラックホール連星は、さまざまな質量関数と形成メカニズムに対して検出可能な重力波を生成する可能性があることを示しています。これらのインスピレーションを検出するために、非対称に回転する中性子星からの重力波を検索するために元々設計された方法を採用しています。最初の方法であるFrequency-Houghは、軌道周波数を小さなスピンアップで線形として近似できるように、十分に明るく離れたインスピレーションを与えるブラックホールの連続的な準単色の性質を利用します。2番目の方法であるGeneralizedFrequency-Houghは、線形性の仮定を破棄し、信号周波数がべき乗則の展開に従うことを可能にします。各メソッドが敏感なパラメーター空間を調査し、理論的な感度推定値を導き出し、最適な検索パラメーターを決定し、全天および有向検索の計算コストを計算します。銀河内の原始ブラックホールの存在量の限界を予測し、原始ブラックホールが構成する暗黒物質の割合$f_{\rmPBH}$を$f_{\rmPBH}\lesssimに制限できることを示しています。現在の検出器の$[4\times10^{-5}-10^{-3}]M_\odot$の間のチャープ質量の場合は1$。アインシュタイン望遠鏡の場合、[$10^{-4}-10^{-3}]M_\odotの間のチャープ質量に対して、制約が$f_{\rmPBH}\lesssim10^{-2}$に改善されると予想されます。$。
界面モードを介した重力波によるハイブリッド星のプロービング
原子核物理学の不確実性の1つは、ハドロン核物質からクォーク物質への相転移が核上物質の状態方程式に存在するかどうかです。このような特徴は、誘発された潮汐の情報を含む二元中性子星インスピレーションからの重力波信号を介して調べることができます。潮汐の動的な部分は、星の脈動モードの共鳴によって引き起こされ、重力波の位相のシフトを引き起こします。この論文では、ハイブリッド星内のクォークハドロン位相遷移に関連する界面によって引き起こされる非放射状モードである球形度$l=2$の界面モード（$i$モード）の動的潮汐を調査します。。特に、結晶性クォーク物質コアと流体ハドロンエンベロープを持つハイブリッド星に焦点を当てています。このような$i$モードの共振周波数は通常300Hzから1500Hzの範囲であり、クォークコアのせん断弾性率が増加するにつれて周波数が増加することがわかります。次に、フィッシャー分析を使用して、吸気波形から既存および将来の重力波イベントを使用して、このようなモードの検出可能性を推定します。クォークハドロン相転移が十分に低い圧力で起こり、クォーク物質相のせん断弾性率が十分に大きい場合、GW170817とGW190425は$i$モードを検出する可能性があることがわかります。また、第3世代の重力波検出器は、中間の遷移圧力で$i$モードをさらにプローブできることもわかりました。この発見は、中性子星内のクォークコアの存在を調査するための新しい興味深い方向性を開きます。
StellarICS：静かな太陽からの逆コンプトン放出とkeVからTeVへの星
| Title |
StellarICS:_Inverse_Compton_Emission_from_the_Quiet_Sun_and_Stars_from_keV_to_TeV |
| Authors |
Elena_Orlando_and_Andrew_Strong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13126 |
ガンマ線での静かな太陽の研究は10年以上前に始まり、急速に幅広い関心を集めました。静かな太陽からのガンマ線は、その表面（ディスクコンポーネント）およびその光子場（空間的に拡張された逆コンプトンコンポーネント、IC）と相互作用する宇宙線（CR）によって生成されます。後者の成分は太陽に最も近く、大きな角距離でも背景の上にあり、空全体に広がっています。EGRETで最初に検出されましたが、現在、統計的有意性の高いFermi-LATで研究されています。ICコンポーネントの観測により、太陽活動と極性のさまざまな期間について、太陽に近い太陽圏と太陽圏のCR電子と陽電子に関する情報を取得できます。それらは、CRの相互作用と星の近く、太陽圏、太陽表面での伝播について学び、太陽自体、その環境、そしてその活動を理解することを可能にします。太陽観測の分析は通常、モデル駆動型です。したがって、モデル計算の進歩と正確なCR測定による制約は、タイムリーで必要です。ここでは、太陽および単一の星からのガンマ線IC放射を計算するためのStellarICSコードを示します。このコードは公開されており、Fermi-LATデータを分析するために科学界で広く使用されています。これは、FSSCフェルミツールでリリースされたソーラーモデルを作成するためにフェルミ-LATコラボレーションによって使用されています。私たちのモデリングは、太陽と星の高エネルギーデータを分析および解釈するための基礎を提供します。さまざまなCR測定を説明するFermi-LATエネルギー範囲で更新されたソーラーICモデルの例を示した後、AMEGO、GECCO、e-ASTROGAMなどの将来の可能な望遠鏡の予測のためにモデルをkeV、MeV、およびTeVエネルギーに拡張します、HAWC、LHAASO、SWGO、および現在のX線望遠鏡。また、最も近くて最も明るい星のいくつかの予測を提示します。
スイフトJ0243.6 + 6124の洞察-HXMT観測：超エディントン光度でのRMSパルスフラクションの進化
| Title |
Insight-HXMT_observations_of_Swift_J0243.6+6124:_the_evolution_of_RMS_pulse_fractions_at_super-Eddington_luminosity |
| Authors |
P._J._Wang,_L._D._Kong,_S._Zhang,_Y._P._Chen,_S._N._Zhang,_J._L._Qu,_L._Ji,_L._Tao,_M._Y._Ge,_F._J._Lu,_L._Chen,_L._M._Song,_T._P._Li,_Y._P._Xu,_X._L._Cao,_Y._Chen,_C._Z._Liu,_Q._C._Bu,_C._Cai,_Z._Chang,_G._Chen,_T._X._Chen,_Y._B._Chen,_W._Cui,_W._W._Cui,_J._K._Deng,_Y._W._Dong,_Y._Y._Du,_M._X._Fu,_G._H._Gao,_H._Gao,_M._Gao,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_Y._Huang,_J._Huo,_S._M._Jia,_L._H._Jiang,_W._C._Jiang,_J._Jin,_Y._J._Jin,_B._Li,_C._K._Li,_G._Li,_M._S._Li,_W._Li,_X._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Y._G._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_B._S._Liu,_G._Q._Liu,_H._W._Liu,_X._J._Liu,_Y._N._Liu,_B._Lu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_N._Sai,_R._C._Shang,_X._Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_Y._L._Tuo,_C._Wang,_G._F._Wang,_J._Wang,_L._J._Wang,_W._S._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._Y._Wu,_B._B._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_J._W._Yang,_S._Yang,_Yan_Ji_Yang,_Yi_Jung_Yang,_Q._B._Yi,_Q._Q._Yin,_Y._You,_A._M._Zhang,_C._M._Zhang,_F._Zhang,_H._M._Zhang,_J._Zhang,_T._Zhang,_W._C._Zhang,_W._Zhang,_W._Z._Zhang,_Y._Zhang,_Y._F._Zhang,_Y._J._Zhang,_Y._Zhang,_Zhao_Zhang,_Zhi_Zhang,_Z._L._Zhang,_H._S._Zhao,_X._F._Zhao,_S._J._Zheng,_Y._G._Zheng,_D._K._Zhou,_J._F._Zhou,_Y._X._Zhu,_Y._Zhu,_R._L._Zhuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13228 |
Insight-HXMTデータに基づいて、新たに発見された最初の銀河系超大光度X線源（ULX）SwiftJ0243.6+6124の2017年から2018年の爆発時のパルスフラクションの進化について報告します。同様の光度を持つ立ち上がりフェーズとフェージングフェーズで選択された19の観測ペアのパルスフラクションが調査されます。結果は、超臨界光度での光度とエネルギーとともに増加するパルス分率の一般的な傾向を示しています。ただし、各ペア間の脈動の相対的な強さは、光度とともに強く変化します。立ち上がりフェーズのパルスの割合は、光度が$7.71\times10^{38}$〜erg〜s$^{-1}$未満の場合は大きくなりますが、それ以上の場合は小さくなります。遷移光度はエネルギーに依存しないことがわかっています。このような現象は、Insight-HXMTの観測によって最初に確認され、放射圧が支配的な降着円盤と関係があるのではないかと推測されます。
正常なパルサーの銀河集団を理解する：飛躍
「進化的」アプローチで銀河系の分野における正常なパルサーの集団を再考します。ParkesMultibeamPulsarSurvey、PulsarAreciboL-bandFeedArraySurvey、および2つのSwinburneMultibeamサーベイで検出可能な合成パルサーのさまざまなパラメーターの分布を、同じサーベイで検出された実際のパルサーの分布と比較することにより、物理的に現実的なモデルは、2.5から3.0の範囲のブレーキングインデックスの均一な分布、0から1の範囲のスピンと磁気軸の間の角度のコサインの均一な分布、logを使用することによって取得できます。-表面磁場の通常の出生分布。平均と標準偏差はそれぞれ12.85と0.55であり、他のパラメーターの分布は、文献で最も一般的に使用されているものから変更されていません。また、普遍的な「死の線」を、個々のパルサーに固有の「死の状態」に置き換えました。私たちのモデルは、最も人気のあるモデルよりも優れていることがわかりました。改良されたモデルを使用して、フェーズISKA-MIDを使用した全天パルサー調査で、銀河系のフィールドで約9000個の正常なパルサーが検出されると予測します。これらのパルサーの中で、かなりの数がLIGOA$+$のような将来の地上ベースの重力波検出器の動作範囲で連続的な重力波を生成し、場合によっては、重力波ひずみのスピンダウン限界がうまくいくでしょう検出感度限界以下。また、銀河系フィールド（潜在的に観測可能）の通常のパルサー集団全体のスピン周期と1400MHzの光度の現在の分布に適合し、スナップショットアプローチの下で将来の集団研究に使用できます。
巨大な星周円盤に埋め込まれた非常にエネルギッシュな超新星爆発：SN2016apsの場合
| Title |
Extremely_energetic_supernova_explosions_embedded_in_a_massive_circumstellar_medium:_the_case_of_SN_2016aps |
| Authors |
Akihiro_Suzuki,_Matt_Nicholl,_Takashi_J._Moriya,_Tomoya_Takiwaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13283 |
SN2016aps、おそらくこれまでに観測された中で最も明るい超新星を説明することを目的として、巨大な星周媒体（CSM）と衝突する高エネルギー超新星噴出物の1次元放射流体力学シミュレーションを実行します。SN2016apsは、超高輝度のType-IInSNであり、$\gtrsim5\times10^{51}$ergの熱放射を放出しました。私たちの結果は、SN2016apsのマルチバンド光度曲線が$30\M_\odot$SNイジェクタと$10^{52}$ergの爆発エネルギーおよび$\simeq8\M_\の衝突によって十分に説明されることを示唆しています。外半径が$10^{16}$cmのodot$風のようなCSM、つまり、大規模なCSMに埋め込まれた超新星爆発。この発見は、初期質量が$40\M_\odot$を超える非常に重い星が、非常にエネルギーの高いSNeを生成すると考えられ、コアが崩壊する直前に水素に富むエンベロープを放出することがあることを示しています。脈動対不安定型SNeは、大規模なCSMとエネルギー爆発の自然な説明を提供する可能性があることを示唆します。また、SNeと$10^{52}$ergの運動エネルギーとの相互作用のピーク光度、放射エネルギー、および立ち上がり時間の関係も示します。これは、将来の調査でSN2016apsのようなオブジェクトを解釈するために使用できます。
銀河の中心にある超大質量ブラックホールは、それらの極軸に沿ってプラズマの相対論的ジェットを発射することができます。ブラックホールジェットの物理学は、ジェット発射の物理的メカニズム、ジェット内の粒子加速、および放射プロセスに関して多くの疑問が残っているという事実のために、天体物理学において非常に活発な研究トピックです。この研究では、最後の項目に焦点を当て、超大質量ブラックホールジェットにおける放射放出プロセスの現在の理解のレビューを提示します。
ガンマ線バースト残光の非常に高いエネルギー放出とカスケード放射：均一対風外部媒体
| Title |
Very_High_Energy_Emission_and_Cascade_Radiation_of_Gamma-Ray_Burst_Afterglows:_Homogeneous_Versus_Wind_External_Media |
| Authors |
Xiao-Li_Huang_(NJU),_Ze-Rui_Wang_(NJU),_Ruo-Yu_Liu_(NJU),_Xiang-Yu_Wang_(NJU),_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13313 |
ガンマ線バースト（GRB）からのサブTeV放出の最近の検出は、GRB研究の突破口を表しています。GRB190114Cの残光の多波長データは、そのサブTeV放射のシンクロトロン自己コンプトン（SSC）起源をサポートしています。前方衝撃モデルの枠組みの中で、均一な風環境におけるGRB残光のSSC放出に関する比較分析を提示します。ソース内での対生成による非常に高エネルギーの光子の$\gamma\gamma$吸収と、逆コンプトン散乱に対するクライン-仁科の効果が考慮されます。一般に、コンプトンパラメータが大きいため、バースト密度が大きいほどSSCフラックスが高くなると予想されますが、TeV未満の放出では内部$\gamma\gamma$吸収がより厳しくなります。SSC成分とシンクロトロン成分の間のフラックス比は、均一密度媒体の場合よりも風媒体の場合の方が時間とともに急速に減少します。SSC放射の光度曲線も、2種類のメディアで異なります。また、吸収された高エネルギー光子から生じるカスケード放出を計算します。$n>1\、\rmcm^{-3}$のISM環境では、カスケードシンクロトロン放射は、光帯域内の一次電子のシンクロトロン放射に匹敵する可能性があります。これにより、次の光度曲線が平坦になる可能性があります。早い時間（$t<1$h）。$A_{\ast}>0.1$の風媒体では、eV-GeVバンドのカスケード放出は、初期の一次電子の放出に匹敵するか、それよりもさらに大きくなります。
| Title |
Modeling_particle_acceleration_and_non-thermal_emission_in_supernova_remnants |
| Authors |
S._Orlando,_M._Miceli,_S._Ustamujic,_A._Tutone,_E._Greco,_O._Petruk,_F._Bocchino,_G._Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13394 |
宇宙線（CR）の起源に関する最も一般的なモデルによると、超新星残骸（SNR）はCRが加速される場所です。電磁スペクトル全体の観測は、高エネルギー電子からのシンクロトロンまたは逆コンプトン放射、または陽子-陽子相互作用によるパイ中間子崩壊と互換性のある非熱放射の検出を通じて、この状況を裏付けています。増加する量と質のこれらの観察は、CR加速の多くの側面を明らかにすることを約束し、それらの解釈のためにますます正確なツールを必要とします。ここでは、加速されたCRの逆反応による衝撃ダイナミクスへの影響や非熱放射の合成など、SNRの多次元MHDモデルが、CR加速の特徴を調査するのに非常に役立つことがわかったことを示します。高エネルギー粒子の加速メカニズムに制約を課す。これらのモデルは、さまざまな帯域（ラジオ、X線、および$\gamma$線）でのSNRの観測を正確に解釈し、それらからCR加速に関する重要な情報を抽出するために使用されています。
ASTROnomical NearInfraRedCAMeraのHawaii-2RG検出器の不良ピクセルの分類
| Title |
Classification_of_bad_pixels_of_the_Hawaii-2RG_detector_of_the_ASTROnomical_NearInfraRed_CAMera |
| Authors |
N.A._Maslennikova_(1),_N.I._Shatsky_(1),_A.M._Tatarnikov_(1)_((1)_Lomonosov_Moscow_State_University,_Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12915 |
ASTRONIRCAMは、CMOSAIの2.5メートル望遠鏡に設置された赤外線カメラ分光器です。機器にはHAWAII-2RGアレイが装備されています。ASTRONIRCAM検出器の不良ピクセル分類が提案されています。分類は、フラットフィールドの連続する非破壊読み取り値の差のヒストグラムに基づいています。不良ピクセルは5つのグループに分類されます：ホット（最初の読み出しで飽和）、ウォーム（信号の蓄積率が平均値を5標準偏差以上上回っている）、コールド（レートが平均値を5標準偏差以上下回っている）偏差）、デッド（信号の蓄積なし）、および逆（最初の読み出しで負の信号の蓄積がある）。ASTRONIRCAM検出器の通常のピクセルは全体の99.6％を占めています。不良ピクセルの量と機器のクールダウンサイクル数の依存性を調査しました。ホットピクセルは同じままですが、他のタイプの不良ピクセルはグループ間で移行する可能性があります。各グループのピクセル数はほぼ一定です。各グループの不良ピクセル量の平均と分散、およびグループ間の遷移は、通常のクールダウンと遅いクールダウンの間で目立った違いがないことがわかりました。
ソーラーセイルベースのスタタイトコンセプトを使用した星間天体のランデブーミッション
| Title |
Rendezvous_Mission_for_Interstellar_Objects_Using_a_Solar_Sail-based_Statite_Concept |
| Authors |
Richard_Linares,_Damon_Landau,_Daniel_Miller,_Benjamin_Weiss,_and_Paulo_Lozano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12935 |
「スタタイト」または静的衛星の概念（ソーラーセイルを使用して所定の位置にホバリングできる人工衛星）を使用して、この作業は、太陽系を通過する恒星間天体（ISO）を見越して動的な軌道スリングショットを作成することを提案します。。これらのISOの存在は、太陽系の揮発性物質の起源、太陽系外の組成、および太陽系間の物質の移動速度に関する基本的な科学的質問に答えるユニークな科学的機会を提供します。ただし、地動説の速度が高く、リードタイムが比較的短いため、現在の衛星推進システムでISOにアクセスするのは非常に難しい場合があります。この作業では、ISOミッションに適用されるスタタイトの概念を調査し、最適なISOフライバイおよびランデブーミッションの潜在的な構成を示します。
バルーンボーンコンプトン旋光計のデータ分析
ガンマ線偏光計実験（GRAPE）は、50〜500keVのガンマ線用のバルーン搭載コンプトン偏光計で、2014年に2度目の飛行に成功しました。GRAPEは24個のコリメートされた偏光計モジュールで構成されています。各モジュールは、8$\times$8のグリッド内の64個の長方形シンチレータ要素で構成されています（28個のCsIシンチレータで囲まれた36個のプラスチックシンチレータ）。GRAPEは、2つの検出器要素間の光子散乱イベントを使用して、測定された光子の偏光を測定します。GRAPEは、2014年9月26日の朝にニューメキシコ州フォートサムナーから飛行しました。$^{\text{th}}$2014。GRAPEはフロート高度で14.4時間、カニ（主なターゲット）は1.8時間観測されました（当初の計画）8時間）。背景は、飛行高度での観測を支配します。これは、多くの飛行および機器のパラメーター（高度、機器のポインティング、温度など）に依存します。主成分分析（PCA）に基づく手法が実装され、さまざまなパラメーターを使用してカニの背景が推定されました。当社の機器設計では、シンチレータ素子を出て隣接するアノードに光がこぼれることから生じる光クロストーク（既知の問題）が考慮されています。クロストークを表すモデルが開発され、シミュレーションと機器の応答に組み込まれました。分析は、位相統合データに焦点を合わせました（短縮された観測期間の統計が限られているため）。光子指数が1.70$\pm$0.24で正規化が1.01$\pm$1.35ph/keV/s/cm$^2$のべき乗則スペクトルを測定しました。偏光率0.43$\pm$0.4および偏光角56$^\circ\pm$30$^\circ$が、70〜200keVのエネルギー範囲での位相積分カニ観測で測定されました。この結果は、放出メカニズムの理解を深めるのに十分なほど重要ではありませんでした。
ライセンスのベストプラクティス
研究成果をオープンにすべきであるという原則は、近年、データとソフトウェアにますます適用されています。ライセンスはオープン性の重要な側面です。オープンソースライセンスの状況をナビゲートすると、複雑な議論につながる可能性があります。2019年のADASSXXIXの間に、世界中のいくつかのグループがソフトウェアやその他のデジタル資産のライセンスの正式化に取り組んでいることが明らかになりました。この記事では、天文科学ソフトウェアへのライセンスの適用に関してADASSXXXで行った議論を要約し、準備として配布したアンケートを要約します。このトピックは、私たちのコミュニティの多くのメンバーによって関連性があり興味深いものであると考えられており、さらに追求する必要があると結論付けています。
次世代の月面再帰反射器のための二面角オフセットの設計と最適化
| Title |
Design_and_optimization_of_dihedral_angle_offsets_for_the_next_generation_lunar_retro-reflectors |
| Authors |
C._Wu,_D._Currie,_D._Wellnitz,_B._Behr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13081 |
一般相対性理論のテストで最も長続きする実験を特徴とするアポロ再帰反射器への月レーザー測距（LLR）は、過去40年にわたって運用され続けています。現在まで、地上の天文台の状態が大幅に改善されたため、LLRの精度のボトルネックは再帰反射器にあります。NASAの最近の月面プロジェクトに基づいて、意図された二面角オフセットを備えた新世代の大口径再帰反射器が提案され、実装されて、その範囲の不確実性を1.0mm未満に減らしました。この手法は、地上のLLR天文台（LLRO）に対して相対角速度をオフセットする再帰反射器の機能に依存しているため、ビーム反射のより広い領域とともにLLRの精度を確保できます。展開では、アポロ11号と15号のアレイの経験的成功に基づくソリッドコーナーキューブリフレクター（CCR）が、月の熱とほこりの問題に対する安定性のために、次世代の月面リフレクター（NGLR）に選択されました。この作業では、意図された上反角オフセット（DAO）のさまざまなセットが与えられた新しい再帰反射器を設計する際の光学効果を示し、2つの製造されたNGLRの測定で設計原理をサポートします。
天文画像の自己教師あり表現学習
| Title |
Self-Supervised_Representation_Learning_for_Astronomical_Images |
| Authors |
Md_Abul_Hayat,_George_Stein,_Peter_Harrington,_Zarija_Luki\'c,_Mustafa_Mustafa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13083 |
空の調査は天文学で最大のデータジェネレータであり、意味のある科学情報を抽出するための自動化されたツールが絶対に必要です。ラベルを必要とせずに、自己教師あり学習により、さまざまな科学的タスクに意味的に役立つ空の調査画像の表現が復元されることを示します。これらの表現は、機能として直接使用することも、微調整して、ラベル付きデータでのみトレーニングされた教師ありメソッドよりも優れたパフォーマンスを発揮することもできます。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のマルチバンド銀河測光に対照的な学習フレームワークを適用して、画像表現を学習します。次に、それらを銀河の形態分類に使用し、GalaxyZoo2データセットとSDSS分光法のラベルを使用して、測光赤方偏移推定に微調整します。両方のダウンストリームタスクで、同じ学習表現を使用して、監視ありの最先端の結果を上回り、トレーニングに2〜4倍少ないラベルを使用しながら、監視ありモデルの精度を達成できることを示します。
CatWISE2020カタログ
| Title |
The_CatWISE2020_Catalog |
| Authors |
Federico_Marocco_(1,2),_Peter_R._M._Eisenhardt_(2),_John_W._Fowler_(3),_J._Davy_Kirkpatrick_(1),_Aaron_M._Meisner_(4),_Edward_F._Schlafly_(5),_S._Adam_Stanford_(6),_Nelson_Garcia_(2),_Dan_Caselden_(7),_Michael_C._Cushing_(8),_Roc_M._Cutri_(2),_Jacqueline_K._Faherty_(9),_Christopher_R._Gelino_(2),_Anthony_H._Gonzalez_(10),_Thomas_H._Jarrett_(11),_Renata_Koontz_(12),_Amanda_Mainzer_(13),_Elijah_J._Marchese_(12),_Bahram_Mobasher_(14),_David_J._Schlegel_(15),_Daniel_Stern_(1),_Harry_I._Teplitz_(2),_and_Edward_L._Wright_(16)_((1)_JPL,_USA,_(2)_Caltech/IPAC,_USA,_(3)_230_Pacific_St._Santa_Monica,_USA,_(4)_NOIR_Lab,_USA,_(5)_LBNL,_USA,_(6)_UC_Davis,_USA,_(7)_Gigamon_ATR,_USA,_(8)_University_of_Toledo,_USA,_(9)_AMNH,_USA,_(10)_University_of_Florida,_USA,_(11)_University_of_Cape_Town,_South_Africa,_(12)_UC_Riverside,_USA,_(13)_University_of_Arizona,_USA,_(14)_UC_Riverside,_USA,_(15)_LBNL,_USA,_(16)_UCLA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13084 |
CatWISE2020カタログは、2010年1月7日から2018年12月13日までに収集された3.4および4.6$\mu$m（W1およびW2）のWISEおよびNEOWISE調査データから選択された全天の1,890,715,640のソースで構成されています。CatWISEPreliminaryCatalog（Eisenhardtetal。、2020）に使用され、AllWISEカタログの16倍の時間ベースラインにまたがる合計で6倍の露出をもたらしました。CatWISEPreliminaryCatalogからのもう1つの大きな変更点は、CatWISE2020カタログの検出リストが${\itcloudsource}$を使用して生成されたのに対し（Schlaflyetal。2019）、CatWISEPreliminaryCatalogはAllWISEに使用される検出ソフトウェアを使用したことです。これらの2つの要因により、CatWISE2020カタログのソース数は約2倍になります。銀河面の外にあり、黄道緯度が低い（WISEカバレッジ深度が低いことに対応する）COSMOSフィールドの微弱な大きさでの${\itSpitzer}$測光に関する散布図は、CatWISE予備カタログの散布図と同様です。。CatWISE2020カタログの90％の完全度の深さは、W1=17.7等、W2=17.5等で、CatWISE予備カタログより1.7等深くなっています。${\itGaia}$との比較から、CatWISE2020の動きは、W1$\sim$15マグソースの場合は20masyr$^{-1}$レベルで、$\sim100$masyr$^{-で正確です。W1$\sim$17マグソースの1}$レベル。このレベルの精度は、AllWISEよりも12$\times$向上しています。CatWISEカタログは、NASA/IPAC赤外線科学アーカイブのWISE/NEOWISE拡張および寄稿製品領域で入手できます。
深層学習を使用した実際のLIGOデータにおけるバイナリ中性子星合体からの重力波の検出とパラメータ推定
| Title |
Detection_and_Parameter_Estimation_of_Gravitational_Waves_from_Binary_Neutron-Star_Mergers_in_Real_LIGO_Data_using_Deep_Learning |
| Authors |
Plamen_G._Krastev,_Kiranjyot_Gill,_V._Ashley_Villar,_Edo_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13101 |
コンパクトなバイナリマージからの重力波のリアルタイム検出とパラメータ推定の重要な課題の1つは、従来の整合フィルタリングとベイズ推定アプローチの計算コストです。特に、重力波検出器が利用できる全信号パラメータ空間へのこれらの方法の適用、および／またはリアルタイムパラメータ推定は、計算上禁止されている。一方、迅速な検出と推論は、バイナリ中性子星とブラックホール中性子星合体などの重要な過渡現象に伴う電磁気とアストロ粒子の対応物の迅速なフォローアップにとって重要です。ディープニューラルネットワークをトレーニングして特定の信号を識別し、重力波信号とそのパラメーター間のマッピングの計算効率の高い表現を学習することで、検出と推論の両方を高感度と高精度で迅速かつ確実に実行できます。この作業では、深層学習アプローチを適用して、実際のLIGOデータ内のバイナリ中性子星合体からの過渡重力波信号を迅速に識別して特性評価します。人工ニューラルネットワークが実際のLIGOデータ内のバイナリ中性子星重力波信号を迅速に検出して特性評価し、それらをノイズや合体するブラックホール連星からの信号と区別できることを初めて示します。ディープラーニングフレームワークが、重力波過渡カタログGWTC-1[Phys。からすべての重力波イベントを正常に回復することを示します。Rev.X9（2019）、031040]。これらの結果は、機械学習アプローチで現実的な重力波検出器データを使用することの重要性を強調しており、重力波のリアルタイム検出と推論を実現するためのステップを表しています。
宇宙通信ネットワーク用の自由空間光リンク
将来の宇宙船は、宇宙リンクを必要とするデータの量が継続的に増加するため、情報の送信方法にパラダイムシフトが必要になります。現在の無線周波数ベースの通信システムは、技術的および規制上の理由により、地球に送り返すことができるデータの量にボトルネックを課しています。自由空間光通信は、衛星通信システムのサイズ、重量、電力を削減し、ライセンスのないスペクトルを利用しながら、宇宙通信の帯域幅制限の増加を解決するための重要な技術としてようやく登場しました。過去数年間で、多くのミッションが軌道上でこの技術の基本原理を実証し、運用展開の準備ができていることを証明しました。現在、科学分野で宇宙レーザー通信（lasercom）を活用することを目的としたプロジェクトが増えています。および商用アプリケーション。この章では、この新しいテクノロジーの基本原則と現在の傾向について説明します。
HCGrid：ハイブリッドコンピューティング環境における電波天文学のための畳み込みベースのグリッドフレームワーク
| Title |
HCGrid:_A_Convolution-based_Gridding_Framework_for_RadioAstronomy_in_Hybrid_Computing_Environments |
| Authors |
Hao_Wang,_Ce_Yu,_Bo_Zhang,_Jian_Xiao_and_Qi_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13173 |
不均一なデータサンプルを均一に分散されたグリッドにマッピングするグリッド操作は、電波天文データ削減プロセスの重要なステップの1つです。グリッド化の主なボトルネックの1つは、コンピューティングパフォーマンスの低下であり、このようなパフォーマンスの問題の一般的な解決策は、マルチコアCPUプラットフォームの実装です。このような方法は通常は良好な結果を達成できますが、多くの場合、グリッドの主なワークロードは多数の単一命令、マルチデータストリームの組み合わせであるため、CPUの制限により、グリッドのパフォーマンスはある程度制限されます。CPUの実装よりもGPUに適した操作。Cygridなどの既存のマルチコアCPUグリッドアルゴリズムに触発された、最新の大型シングルディッシュ電波望遠鏡、たとえば500メートル球面電波望遠鏡（FAST）の大規模データグリッドの課題に対応するために、ここでは簡単なものを紹介します。CPU-GPU異種プラットフォームにインストールする、高性能でオープンソースの畳み込みグリッドフレームワークHCGrid。CPUでマルチスレッドを採用することでデータ検索を最適化し、GPUの大規模な並列化を利用してコンボリューションプロセスを加速します。HCGridをより適応性の高いソリューションにするために、スレッドの編成と粗大化の戦略、およびさまざまなGPUアーキテクチャでの最適なパラメーター設定も提案します。いくつかのGPU並列最適化戦略を使用したコンピューティング時間とパフォーマンスの向上を徹底的に分析すると、ハイブリッドコンピューティング環境で優れたパフォーマンスを実現できることがわかります。
WISEとスピッツァーの中赤外データに基づく大マゼラン雲の酸素と炭素に富むミラの周期$-$絶対等級の関係
| Title |
Period$-$Absolute_Magnitude_Relations_for_Oxygen-_and_Carbon-rich_Miras_in_the_Large_Magellanic_Cloud_based_on_the_WISE_and_Spitzer_mid-IR_data |
| Authors |
Patryk_Iwanek,_Igor_Soszy\'nski_and_Szymon_Koz{\l}owski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12910 |
大マゼラン雲（LMC）のミラ型変光星の中間赤外線（mid-IR）期間$-$光度関係（PLR）を示します。3つのWISE（W1、W2、W3）と4つのスピッツァー（$[3.6]$、$[4.5]$、$[5.8]$、$[8.0]$）バンドの関係を初めて提供します。酸素が豊富な（Oが豊富な）ミラと炭素が豊富な（Cが豊富な）ミラで別々に。PLRのモデルは、線形フィット、キンクを伴う二重線形フィット、およびベイズ情報量基準（BIC）を使用した2次フィットから選択されています。PLRは、LMCのOGLE赤化マップと、Araucariaプロジェクトによって決定された正確なLMC距離を適用することにより、絶対スケールに変換されています。私たちの関係により、個々のOリッチおよびCリッチのミラ星までの距離をそれぞれ$7\％$および$11\％$の精度で測定できます。これらは、これまでのミッドIRで最も正確なMiraPLRです。
星震学データの逆分析：レビュー
星震学は、近くの星の全体的および内部的な特性を特徴づける最良の方法として浮上しています。多くの場合、この特性評価は、恒星進化モデルを星震学の観測に適合させることによって達成されます。調査中の星は、その年齢など、最適なモデルの特性を持っていると想定されます。ただし、モデルは観測値に完全には適合していません。これは、恒星進化計算の物理学が正しくないか欠落しているためであり、現実と矛盾する予測された恒星構造をもたらします。星震学データの逆解析により、恒星モデルのフィッティングよりもさらに進んで、代わりに、内部のいくつかの場所での星の実際の内部構造に関する詳細を推測することができます。理論上の恒星構造と観測された恒星構造を比較することで、恒星モデルの構造が矛盾している場所を特定でき、恒星進化の理解を深めるための道が開かれます。この招待レビューでは、星震学の逆転の方法を説明し、星の内部の測定に向けて行われている進歩の概要を説明します。
APOGEE調査のデータを使用した、以前に分類された白色矮星-主系列バイナリの分析
| Title |
Analysis_of_Previously_Classified_White_Dwarf-Main_Sequence_Binaries_Using_Data_from_the_APOGEE_Survey |
| Authors |
Kyle_A._Corcoran,_Hannah_M._Lewis,_Borja_Anguiano,_Steven_R._Majewski,_Marina_Kounkel,_Devin_J_McDonald,_Keivan_G._Stassun,_Katia_Cunha,_Verne_Smith,_Carlos_Allende_Prieto,_Carles_Badenes,_Nathan_De_Lee,_Christine_N._Mazzola,_Pen\'elope_Longa-Pe\~na,_Alexandre_Roman-Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.12997 |
光学SDSSおよびLAMOST調査によって特定された45個の以前に確認されたまたは候補の白色矮星主系列（WDMS）バイナリについて、アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）調査からの近赤外分光データの分析を提示します。これらの45のシステムのうち、LAMOSTサンプルでは赤色巨星の原色が3つ、測光的に識別されたSDSSサンプルでは14が若い恒星状天体の汚染物質であると分類しています。MS原色があることが確認された28のシステムのサブサンプルの中から、14の軌道周期と速度振幅を導出して制限します。7つのシステムには、共通外層（PCE）後の二項分類を保証する大きな速度変動があります。そのうちの4つは新しく分類され、3つは新しく確認され、5つは完全な軌道パラメーターを導出できます。確認された場合、これらの新しく発見されたシステムの1つ（2M14544500+4626456）は、典型的なコンパクトなPCEWDMSバイナリ（$P=15.1$日）について報告された2番目に長い軌道周期を持ちます。上記の7つに加えて、APOGEEデータを使用して、よく知られているPCEWDMSシステムEGUMaおよびHZ9も復元し、特性評価します。また、これらのシステムではあまり調査されないパラメーター空間であるWDMSサンプルの全体的な金属量分布を調査します。。注目すべきことに、1つのシステム（2M14244053+4929580）は、他の太陽に近いサンプルと比較して、非常に金属が少ない（${\rm[Fe/H]}=-1.42$）ことがわかります。さらに、サンプルのPCEシステムは、平均して、ワイドバイナリの対応するシステムよりも金属量が高いことがわかりますが、この少数のシステムでは、サンプルがWDMSシステムの全体的な分布を表していない可能性があることに注意してください。。
| Title |
Mode_Angular_Degree_Identification_in_Subgiant_Stars_with_Convolutional_Neural_Networks_based_on_Power_Spectrum |
| Authors |
Minghao_Du,_Shaolan_Bi,_Xianfei_Zhang,_Yaguang_Li,_Tanda_Li_and_Ruijie_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13120 |
振動モードの角度度$l$を特定することは、星震学にとって不可欠であり、いわゆるピークハント分析でパワースペクトルをフィッティングする前の視覚的なタグ付けに依存します。振動する準巨星では、ラジアル（$l$=0）モードの周波数は周波数が線形に分布しますが、非ラジアル（$l$>=1）モードは、周波数の分布が複雑なpg混合モードであるため、識別が困難になります。$l$。この研究では、平滑化された振動スペクトルを使用してこのタスクを実行するために、1D畳み込みニューラルネットワークをトレーニングしました。シミュレーションデータをトレーニングし、事前にトレーニングしたネットワークを微調整することで、ケプラーデータで95％の精度を達成しました。
シミュレートされたMHD降着円盤の逆流
磁気双極子を備えた回転星に降着する、アルファ粘度の降着円盤の抵抗性MHDシミュレーションを実行します。強い磁場と大きな抵抗率の存在下で逆流を見つけ、プラントル数への依存性を調べます。磁気の場合、逆流が始まる星からの距離、停滞半径は、流体力学的の場合とは異なり、逆流は非定常的な振る舞いを示します。結果を流体力学シミュレーションと比較します。
SiおよびOに富む層における崩壊前のシェル燃焼の3次元流体力学シミュレーション
| Title |
Three-dimensional_Hydrodynamics_Simulations_of_Pre-collapse_Shell_Burning_in_the_Si_and_O-rich_Layers |
| Authors |
Takashi_Yoshida,_Tomoya_Takiwaki,_Kei_Kotake,_Koh_Takahashi,_Ko_Nakamura,_Hideyuki_Umeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13261 |
重力の開始までの$\sim$65および200秒のゼロ年齢主系列質量22および27$M_{\odot}$の2つの前駆体におけるシェル燃焼の3次元（3D）流体力学シミュレーションを提示します。それぞれ崩壊します。22個と27個の$M_{\odot}$星は、1次元（1D）の前駆体のスイートから選択されます。前者と後者は、それぞれ$\sim10^9$cmと$\sim5\times10^9$cmの幅の拡張されたSiとOに富む層を持っています。私たちの3D結果は、乱流混合が両方の前駆体で発生し、角度平均乱流マッハ数が最大で$\sim$0.1を超えることを示しています。対流ベースの下で発生するOとNeの一時的な燃焼が、それぞれ22と27の$M_\odot$モデルの乱流混合を促進することを観察します。元素合成収率の分布は、1Dシミュレーションの分布とは大きく異なります。つまり、半径方向と角度方向でそれぞれ3Dがより均一で不均一です。スペクトル解析を実行することにより、乱流の成長と対流層での材料混合の役割を調査します。また、乱流マッハ数のスカラー球面調和関数モード解析を示します。この分析式は、超新星モデラーがコア崩壊超新星シミュレーションで崩壊前の摂動を実装するのに役立ちます。結果に基づいて、摂動支援ニュートリノ駆動超新星爆発の可能性のある開始の影響について説明します。
最初の倍音およびマルチモードのRRLyrae変数における水素放出の考えられる証拠
| Title |
Possible_evidence_of_hydrogen_emission_in_the_first-overtone_and_multi-mode_RR_Lyrae_variables |
| Authors |
Xiao-Wei_Duan,_Xiao-Dian_Chen,_Li-Cai_Deng,_Fan_Yang,_Chao_Liu,_Anupam_Bhardwaj,_and_Hua-Wei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13396 |
非基本モードのこと座RR型変光星の衝撃波の性質は、分光学的観測が限られているため、謎のままです。SDSSとLAMOSTからの分光データにパターン認識アルゴリズムを適用し、RRの衝撃の最も顕著な観測特性である「最初の出現」を示す最初の倍音とマルチモードのRRライレ星における水素放出の最初の証拠を報告しますLyrae変数。SDSSに10個のRRc星、LAMOSTに10個のRRc星、LAMOSTに3個のRRd星があり、青方偏移したバルマー放出を示しています。放出の特徴は、おそらく衝撃波の存在を示しています。衝撃波の放射層で発生する物理的条件に関連する輝線の視線速度を計算します。ZTFからの測光観測を使用して、可能な変調について、水素放出を伴うRRd星の1つであるRRdl3の周波数成分の詳細な光度曲線分析を提示します。変光星の今後のスペクトル観測の膨大な量で、私たちの研究は、説明のつかないブラツコ効果を非基本モードのRRライレ星の衝撃波に結び付ける可能性を高めています。
BlackHawk：ブラックホール蒸発を計算するためのツール
公開コード\texttt{BlackHawk}を紹介します。これは、シュヴァルツシルトとカーブラックホールの分布の蒸発とホーキング放射の発光スペクトルを計算するための強力なツールです。
シュレディンガーの猫のような状態を含む、重要な量子配置の物質を探索することは非常に興味深いことです。このような状態は、環境からのデコヒーレンスに敏感です。最近、参考文献で。[1]非相対論的近似の範囲内で、主に重力によってのみ相互作用する暗黒物質-シュレディンガー-猫状態（DMSCS）の重なり合った物質のデコヒーレンス率を計算しました。この作業では、これを一般相対論的分析に改善します。まず、DMSCSを通過するプローブ粒子の単一粒子相対論的シュレディンガー方程式を導き出します。相互作用は、ソースからの一般相対性理論の弱い場の測定基準によって提供されます。静的DMSCSの場合、以前の結果の適切な一般化が見つかります。次に、時間依存のDMSCSの興味深い新しいケースに目を向けます。これは、コヒーレントに振動するアクシオンフィールドによって提供され、メトリックに時間依存の振動が重なります。真に量子一般相対論的現象。これらすべての場合において、散乱理論を使用してデコヒーレンス率を導き出します。DMSCSが異なる密度プロファイルの重ね合わせにある場合、デコヒーレンス率がかなり高くなる可能性があることがわかります。次に、密度が重ね合わせではなく、その場の振動の位相が次のような新しい特殊なケースを検討します。これは、非相対論的フレームワーク内でデコヒーリングできないプロパティです。プローブ粒子および/またはDMSCSの速度分散が遅い場合、位相のデコヒーレンスの速度が指数関数的に抑制されることがわかります。ただし、プローブとDMSCSの速度分散の両方が相対論的である場合、位相はより迅速にデコヒーレンスする可能性があります。アプリケーションとして、相が重なった拡散銀河アクシオンはデコヒーレンスに対してロバストであるが、密なボソン星やブラックホールの地平線に近い領域はそうではないことがわかり、実験への影響について議論します。
膨張宇宙のプラズマの存在下でブラックホールを回転させるための影の分析
磁化されていない無圧力プラズマが周囲にあるカー・ド・シッターブラックホールの影の構造を調べます。ハミルトン-ヤコビ方程式を分離し、光子領域を見つけるために、特定のプラズマ分布が考慮されます。地平線の外側の任意の有限点での観測者の膨張宇宙におけるそのようなブラックホールの影の境界曲線を記述する分析式が導き出されます。プラズマの存在下および非存在下でのそのような構造の特定の点での曲率半径を計算することによってさらに調査される偏差を観察し、影の直径を計算します。
準正規リンギングと遅い時間の振る舞いの2つの段階を介した共形Weyl重力
等角ワイル重力のブラックホール（BH）解は、シュワルツシルト時空の一般化であり、重力場の3階微分方程式を積分するときに現れる2つの追加定数が含まれています。1つの定数は、解のド・ジッター漸近線を提供する有効な宇宙定数のように見えます。もう1つの定数は、暗黒物質を導入することなく銀河の平坦な回転を表すことを可能にします。ここでは、距離関数の有効な「暗黒物質」項が、スカラー場の波動関数の進化の漸近的振る舞いを劇的に変化させることを示します。シュヴァルツシルトのようなリンギングフェーズの後、別の非シュヴァルツシルディアンでのリンギングが長くなります。-生存頻度は、指数漸近テールの開始前に発生します。したがって、スカラー場の進化は、3つの質的に異なる段階で構成されます。シュヴァルツシルトのようなリンギングフェーズ、効果的な暗黒物質のリンギングフェーズ、および指数関数的なテールによって特徴付けられるデシッターフェーズです。電磁界の遅い時間の振る舞いも質的に異なります。有効なド・ジッター項がない場合でも、指数関数的なテールが現れます。
アクシオン、磁壁、宇宙ひもに関するコメント
アクシオンはしばらくの間、暗黒物質のもっともらしい候補と考えられてきました。それらはミスアラインメントによって生成される可能性がありますが、ペッチェイ・クイン遷移の前にインフレーションが発生すると、かなりの生成が宇宙ひもから生じる可能性があると主張されています。これは、広範なシミュレーションの対象となっています。しかし、アクシオンストリングの可能な役割について懐疑的になる理由があります。これらの質問を確認して詳しく説明し、パラメトリック文字列はランダムなミスアライメント角度の仮定によってすでに説明されていると主張します。議論は、ストリングソリューションの集合モードの考慮、特定のモデルでのアクシオン放射の計算、およびシミュレーションのレビューに基づいています。
拡張重力宇宙論におけるグラビティーノ問題
グラビティーノ問題は、拡張重力宇宙論の枠組みの中で調査されます。特に、ヒルベルト-アインシュタイン作用の最も自然な拡張である$f（R）$重力と、テレパラレル等価重力の拡張である$f（\calT）$重力を考慮します。これらの理論では、標準の$\Lambda$CDM宇宙論と比較して、宇宙の膨張法則が変更されているため、粒子の熱履歴も変更されます。$f（R）$モデルは、グラビティーノの遅い存在を回避することを可能にすることを示します。特に、$f（R）$モデルを特徴付けるパラメーターを適切に選択すると、グラビティーノの存在量は再加熱温度に依存しないことがわかりました。$f（\calT）$重力のコンテキストでも、同様の動作が実現されます。この観点から、標準一般相対性理論（および一般相対性理論のテレパラレル等価物）に対する幾何学的補正は、粒子の標準模型を超える宇宙論と統一理論の両方の欠点を改善できると結論付けることができます。
磁気圏および地磁気活動における半年ごと、年ごと、および世界時の変動：4。極冠運動と世界時効果の起源
| Title |
Semi-annual,_annual_and_Universal_Time_variations_in_the_magnetosphere_and_in_geomagnetic_activity:_4._Polar_Cap_motions_and_origins_of_the_Universal_Time_effect |
| Authors |
Mike_Lockwood,_Carl_Haines,_Luke_A._Barnard,_Mathew_J._Owens,_Chris_J._Scott,_Aude_Chambodut,_and_Kathryn_A._McWilliams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.13324 |
am、an、as、およびa-sigma地磁気インデックスを使用して、磁気圏電気力学でこれまで見過ごされてきた要因、つまり地球の自転によって引き起こされる太陽に向かう、または太陽から離れる地球の磁極の日周運動の誘導効果を調査します。南半球では、自転軸からの（偏心双極子）地磁気極のオフセットが北半球の約2倍であるため、その影響は振幅の約2倍になると予測されます。半球の違いは、極性電離層伝導率の観点から以前に議論されてきました。これは、指標の年ごとの変動に対する双極子傾斜効果を研究することによって可能になります。天動説のフレームに誘導された電場も重要な要因であることが示され、南半球の太陽風の流れによって印加される電圧の変調を、静かな時間に76％に上昇する乱れた間隔に対して通常30％の日周変調を与えます。。太陽に向かう/太陽から離れる動きは、直接駆動される電離層電圧を減少/増強し、地球に近い尾に蓄積される磁気エネルギーを減少/増強します：効果の10％は直接駆動され、90％は尾のエネルギー貯蔵/放出にあります。太陽風の動圧と双極子の傾きが地球に近い尾の圧力バランスに及ぼす影響と組み合わせると、この効果は、磁気圏に入力された駆動力で観測されたラッセル-マクフェロンパターンがどのように等距離に変換されるかについての優れた説明を提供します。平均地磁気活動のパターン（電離層伝導率に対する双極子傾斜効果を補正した後）は、02-10UTで最小の顕著なUT変動に追加されます。さらに、平均地磁気活動の予測および観測されたUT変動が、正味のUT変動も示す最大のイベントの発生に影響を与えることを示します。
