Mon 28 Dec 20 19:00:00 GMT -- Thu 31 Dec 20 19:00:00 GMT

原始超磁場に対するバリオン等曲率制約

Title	Baryon_isocurvature_constraints_on_the_primordial_hypermagnetic_fields
Authors	Kohei_Kamada,_Fumio_Uchida,_Jun'ichi_Yokoyama
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14435

電弱対称性破壊での超磁気ヘリシティ崩壊が、素粒子物理学の標準模型におけるカイラルアノマリーを通して観測された宇宙のバリオン非対称性を生み出したかもしれないことが指摘されています。観測されたバリオン非対称性を適切に生成できる完全ならせん状の磁場は、フェルミ衛星によって推測される銀河間磁場の起源を説明するのに十分な強さではありませんが、らせん状と非らせん状の原始磁場の混合は、バリオン数生成と銀河間磁場の両方を説明する可能性があります同時に。最初に、ビッグバン元素合成での重水素の過剰生成を回避するために、原始磁場によって生成されるバリオン等曲率摂動の振幅に対する制約によって、そのようなシナリオが除外されることを示します。次に、電弱対称性の破れの前に原始磁気生成によって銀河間磁場の起源を説明しようとする試みは、ヘリシティとバリオン数生成のメカニズムに関係なく、上記の制約のために機能しないことを示します。

マッスルアップ：拡張プレスシェクター形式とラグランジュ摂動論による物質場の近似の改善

Title	MUSCLE-UPS:_Improved_Approximations_of_the_Matter_Field_with_the_Extended_Press-Schechter_Formalism_and_Lagrangian_Perturbation_Theory
Authors	Federico_Tosone,_Mark_Christopher_Neyrinck,_Benjamin_Rudolph,_Luigi_Guzzo,_Nicola_Vittorio
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14446

コールドダークマター（CDM）の進化をシミュレートするラグランジュアルゴリズムは、モックハローカタログの大規模なスイートを生成するための非常に貴重なツールです。ただし、それらの精度は、今後の調​​査の課題に対応できない可能性があります。この論文では、現在のスキームの主な制限は、初期密度場での過密度の進展をモデル化できないことであるということを最初に示します。これは、初期条件でハロー粒子を検出することで回避できる制限です。したがって、我々は、\muscleupsと呼ばれる新しいスキームを提案します。これは、小規模での過密度のモデリングを改善しながら、大規模でラグランジアン摂動理論の結果を再現します。\muscleups\は、拡張されたPressandSchechter（EPS）形式を使用し、ラグランジュ画像に適合しています。半径$R$で平滑化された密度で崩壊しきい値を超える領域の場合、半径$R$内のすべての粒子が崩壊したと見なされます。初期密度のマルチスケール平滑化を利用して、ハロー候補の選択を最適化することにより、ハローカタログをその場で構築します。これにより、$N$-bodyシミュレーションで測定されたものと一致するハロー質量関数を持つ密度フィールドを生成できます。さらに、各ハローの粒子をプロファイルに明示的に収集し、ハローモデルの数値的なラグランジアンベースの実装を提供します。以前の半分析的ラグランジュ法と比較して、\muscleups\は、確率密度関数（PDF）、パワースペクトル、および$N$との相互相関のレベルで密度フィールドの統計の回復を改善することがわかります。-ボディ結果。

宇宙の曲率に対するモデルに依存しない制約：将来の重力波観測からの含意DECIGO

Title	Model-independent_constraints_on_cosmic_curvature:_implication_from_the_future_gravitational_wave_observation_DECIGO
Authors	Xiaogang_Zheng,_Shuo_Cao,_Yuting_Liu,_Marek_Biesiada,_Tonghua_Liu,_Shuaibo_Geng,_Yujie_Lian,_Wuzheng_Guo
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14607

宇宙論では、宇宙の曲率パラメータ$\Omega_k$のモデルに依存しないテストが非常に重要です。標準的なろうそくのような宇宙論的プローブから宇宙の曲率を推定するためには、光度距離$D_L（z）$を測定できなければなりません。これは、赤方偏移$D'_L（z）$に関する導関数であり、独立して膨張率を知ることができます。同じ赤方偏移での$H（z）$。この論文では、宇宙論に依存しない$H（z）$データを提供する宇宙クロノメーターと組み合わせて、次世代の宇宙ベースのDECi-hertz干渉計重力波観測所（DECIGO）でこのようなアイデアをどのように実装できるかを研究します。私たちの結果は、新しいタイプの標準サイレンとして機能するシミュレートされたDECIGOデータのハッブル図の場合、現在利用可能な31の測定値のサンプルを使用して、$\Delta\Omega_k=0.09$の精度で宇宙の曲率を制限できることを示しています。ハッブルパラメータ。第3世代の地上ベースの重力波検出器のフレームワークでは、アインシュタイン望遠鏡（ET）の空間曲率は$\Delta\Omega_k=0.13$に制限されています。さらに興味深いことに、空間曲率のモデルに依存しない推定を目的とした他のアプローチと比較して、私たちの分析は、ガウス過程（GP）のモデルに依存しない方法のフレームワークで、$\Omega_k（z）$の進化の再構築も実現します。特定の形式を想定せずに。したがって、新たに出現した重力波天文学は、遠方のソースを使用した宇宙の曲率の局所測定に役立つことが期待できます。

銀河団成長中のクールコアの安定性：9Gyrにまたがる共通の進化軌道に沿った67個の銀河団の共同$ Chandra $ / SPT分析

Title	Stability_of_Cool_Cores_During_Galaxy_Cluster_Growth:_A_Joint_$Chandra$/SPT_Analysis_of_67_Galaxy_Clusters_Along_a_Common_Evolutionary_Track_Spanning_9_Gyr
Authors	F._Ruppin,_M._McDonald,_L._E._Bleem,_S._W._Allen,_B._A._Benson,_M._Calzadilla,_G._Khullar,_B._Floyd
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14669

よく研究された近くのクラスターの前駆体として選択された、0.3<z<1.3$の銀河団の最初のサンプルを対象とした$Chandra$X線と南極点望遠鏡（SPT）SZ観測の共同分析の結果を示します。予想される降着率に基づいています。${\sim}150$X線カウントで低質量および高赤方偏移クラスターの銀河団ガス（ICM）特性を推定するという分析の課題に取り組むために、新しい手順を開発します。このような浅いX線データを使用した標準的なX線分析で推定されたICM密度プロファイルの不確実性の主な原因の1つは、バックグラウンドが支配的なX線の分析を通じて得られたICM温度に関連する体系的な不確実性によるものです。スペクトラム。$Chandra$によって測定されたX線表面輝度プロファイルとSPTクラスターで利用可能なSZ統合コンプトンパラメーターの共同デプロジェクションにより、密度プロファイルの不確実性を係数${\sim}5$削減できることを示します。カタログ。クラスター成長中のICMコア密度の変化を追跡するために、この手法を67クラスターのサンプル全体に適用します。ガス密度プロファイルの進化は、固定コアと自己類似的に進化する非冷却コアプロファイルの組み合わせによって適切にモデル化されていることを確認します。このサンプルのクールコアの割合は、過去の${\sim}9$Gyrでクラスターの総質量が${\sim}4$増加したにもかかわらず、redshiftで非常に安定していることを示しています。この新しいサンプルを新しいX線/SZ分析手順と広範な多波長データと組み合わせることで、$z>1$でのクラスター形成と進化に関する現在の理解における根本的な欠点に対処することができます。

途方もなく大きな原始ブラックホールの合併としてのNANOGrav信号

Title	NANOGrav_signal_as_mergers_of_Stupendously_Large_Primordial_Black_Holes
Authors	Vicente_Atal,_Albert_Sanglas,_Nikolaos_Triantafyllou
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14721

質量$M\sim（10^{11}-10^{12}）M_の原始的な「驚くほど大きなブラックホール」（SLAB）のバイナリマージからの確率的重力波背景としてNANOGravによって検出された信号について説明します。{\odot}$であり、暗黒物質のおよそ$0.1\％$に相当します。これらのBHをもたらす摂動が、パワースペクトルのスパイクを生成するインフレの単一フィールドモデルで予想される変動の非ガウス分布から生じる場合、CMBの$\mu$歪みから生じる厳しい境界を超えることができることを示します。$M\lesssim10^{11}M_{\odot}$のバイナリからの確率的背景のテールは、NANOGravに適合し、$\mu$の歪み制限を尊重できますが、大規模な構造制約から除外されます。

原始カーブラックホール

Title	Primordial_Kerr_Black_Holes
Authors	Alexandre_Arbey,_J\'er\'emy_Auffinger,_Joseph_Silk
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14767

原始ブラックホール（PBH）は宇宙の暗黒物質の魅力的な候補ですが、理論的および観測的制約によって厳しく制約されています。カーブラックホールに拡張されたホーキング蒸発限界に焦点を当てます。特に、スピンのソーン限界に基づいて、原始起源と恒星起源のブラックホールを区別する可能性について議論します。また、等方性銀河系外ガンマ線のバックグラウンド制約を確認し、PBHがすべての暗黒物質を構成できる「ウィンドウ」がPBHスピンに強く依存することを示します。最後に、いわゆるプラネット9が原始ブラックホールである可能性を検討します。

表面輝度とハッブル残差を相互分析することによる低赤方偏移Ia型超新星測定における系統的バイアスの調査

Title	Probing_Systematic_Bias_in_Low-Redshift_Type_Ia_Supernova_Measurements_by_Cross_Analyzing_Surface_Brightness_and_Hubble_Residuals
Authors	H._Solak,_R._Kessler,_D._O._Jones
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14839

過去10年間にいくつかの宇宙論的分析で使用された低赤方偏移（z<0.1）タイプIa超新星（SNIa）サンプルについて、表面輝度（SB）測定値とハッブル残差（HR）の間の相関を探すことにより、構造的偏りを調べます。292SNeIaの場合、公開されているPan-STARRS（PS1）画像からSNIaの位置でSBを測定します。ハッブル残差は、PS1フットプリントと重なる低zSNeIaを使用した最近の2つの測定からのものです。プロジェクト、および2）PS1単一望遠鏡分析、財団超新星調査からの172の重複する低zSNeIa。この研究は、明るい銀河の過渡現象に対する異常な非効率性とフラックス散乱の以前の報告によって動機付けられています。SB分布の明るい半分と暗い半分のHR分布を比較します。平均HR値は、デルタHR=0.031±0.018だけ異なり、2シグマレベルでの違いはありません。また、明るく暗い半分のHR分布に対してコルモゴロフ-スミルノフ（KS）検定を実行し、2つの分布が0.07のKSp値と統計的に一致していると結論付けます。ただし、より大きなデータセットを使用した将来の研究で、デルタHR〜0.03の有意性が高いことがわかった場合、この差は、暗黒エネルギーの状態方程式wの測定における主要な体系的な不確実性になります。

高速電波バースト分散測定分布

Title	The_Fast_Radio_Burst_Dispersion_Measure_Distribution
Authors	W._R._Arcus,_J.-P._Macquart,_M._W._Sammons,_C._W._James,_R._D._Ekers
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15051

ASKAPとパークスの電波望遠鏡によって検出されたFRBの分散測定（DM）統計を比較します。望遠鏡には異なる調査フルエンス制限がありますが、同じ基礎となる母集団をサンプリングする可能性が高いという事実を利用して、共同でDM分布をモデル化します。各サンプルの機器の時間的およびスペクトル分解能の影響を考慮した後、同一の母集団パラメーターを使用して、モデル化されたDM分布と観測されたDM分布の間の適合が、両方の分布に適切に適合することがわかります。均質銀河間媒体（IGM）のDMと赤方偏移の間の1対1のマッピングを想定して、母集団スペクトルインデックス$\hat{\alpha}$とのべき乗則インデックスの最適なパラメーターを決定します。さまざまな赤方偏移進化モデルのバーストエネルギー分布$\hat{\gamma}$。全体的な最適モデルでは$\hat{\alpha}=2.2_{-1.0}^{+0.7}$と$\hat{\gamma}=2.0_{-0.1}^{+0.3}$が得られますが、強力な赤方偏移進化モデルの場合、$\alpha=1.5$のさらなる制約を認めるとき、最適な$\hat{\gamma}=1.5\pm0.2$を優先し、赤方偏移の進化がない場合を優先します。さらに、サンプリングされた母集団のDM（赤方偏移）範囲での星形成率に関して、FRB母集団が線形よりも速く進化するという証拠は見つかりません。

MERGHERSパイロット：ACTからSunyaev-Zel'dovichが選択した9つの巨大な銀河団における拡散放出のMeerKAT発見

Title	MERGHERS_Pilot:_MeerKAT_discovery_of_diffuse_emission_in_nine_massive_Sunyaev-Zel'dovich-selected_galaxy_clusters_from_ACT
Authors	K._Knowles,_D._S._Pillay,_S._Amodeo,_A._J._Baker,_K._Basu,_D._Crichton,_F._de_Gasperin,_M._Devlin,_C._Ferrari,_M._Hilton,_K._M._Huffenberger,_J._P._Hughes,_B._J._Koopman,_K._Moodley,_T._Mroczkowski,_S._Naess,_F._Nati,_L._B._Newburgh,_N._Oozeer,_L._Page,_B._Partridge,_C._Pfrommer,_M._Salatino,_A._Schillaci,_C._Sif\'on,_O._Smirnov,_S._P._Sikhosana,_E._J._Wollack,_Z._Xu
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15088

ミーアキャットの遺物、巨大ハロー、銀河系外電波源の探査（MERGHERS）調査は、ミーアキャット天文台で銀河団の大規模な統計サンプルを研究するために計画されたプロジェクトです。ここでは、2019MeerKATSharedRisk提案の呼び出しに応じて観察された、16時間のパイロットプロジェクトの結果を示し、短い（0.2〜2.1時間）統合時間を使用して大規模なクラスター研究にMeerKATを使用する可能性をテストします。パイロットは、動的擾乱の多波長表示を示す、Sunyaev-Zel'dovichが選択したAtacamaCosmologyTelescope（ACT）DR5カタログからの13個の大規模な低から中程度の赤方偏移（$0.22<z<0.65$）クラスターの1.28GHz観測に焦点を当てています。。70％の検出率（9/13クラスター）で、このパイロット研究は提案されたMERGHERS観察戦略を検証し、拡散放出の12の検出を提供し、そのうち11は新しいものであり、そのようなタイプの研究に対するMeerKATの強さを示しています。検出（信号対雑音比$>$6）は次のように要約されます。2つのシステムが遺物と巨大な無線ハローの両方をホストし、5つのシステムが無線ハローをホストし、2つが候補無線ハローを持っています。

暗い標準サイレンからの重力波伝搬を使用した一般相対性理論のテスト

Title	Testing_the_general_theory_of_relativity_using_gravitational_wave_propagation_from_dark_standard_sirens
Authors	Suvodip_Mukherjee,_Benjamin_D._Wandelt,_Joseph_Silk
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15316

重力の代替理論は、時空を通る重力波（GW）の伝播の変化を予測します。このような理論の喫煙銃の予測の1つは、EMプローブから予想される電磁（EM）光度距離に対する赤方偏移の関数としてのGW光源までのGW光度距離の変化です。EMとGWの観測を組み合わせて、EMの対応物（ダークスタンダードサイレンとも呼ばれる）のないGWソースからのこれらの問題を解決することにより、重力波の伝搬からの一般相対性理論のマルチメッセンジャーテストを提案します。バリオン音響振動測定からアクセス可能な幾何学的距離とGWソースからの光度距離測定との関係を使用することにより、GWのネットワークによって検出可能な未知の赤方偏移のGWソースを介した一般相対性理論からの逸脱を測定できます。LIGO、Virgo、KAGRAなどの検出器。この手法を使用すると、赤方偏移依存性、宇宙論的パラメーター、およびGWバイアスパラメーターを$\simでマージナライズした後、摩擦項の基準値を精度$\Xi_0=0.98^{+0.04}_{-0.23}$で測定できます。3500$の暗い標準的な質量のサイレン$30\、\rmM_\odot$は、それぞれ赤方偏移$z=0.5$まで分散しました。固定の赤方偏移依存性の場合、$\Xi_0=0.99^{+0.02}_{-0.02}$の値は、同様の数のダークサイレンで測定できます。LISA、EinsteinTelescope、CosmicExplorerなどの次世代GW検出器で検出可能なはるかに多くの暗い標準サイレンに私たちの方法論を適用すると、明るい標準サイレンを使用するよりも高い精度を達成できます。

摂動論における銀河数は2次で数える：一次項の比較

Title	Galaxy_number_counts_at_second_order_in_perturbation_theory:_a_leading-order_term_comparison
Authors	Jorge_L._Fuentes,_Juan_Carlos_Hidalgo,_Karim_A._Malik
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15326

銀河の数密度は、理論的な予測を現在および将来の大規模構造調査からの観測データと比較するための重要な量です。これらのステージIV調査で要求される精度には、2次の宇宙論的摂動理論の使用が必要です。以前に発表された独立した計算に基づいて、他の3つのグループの結果との比較結果を先頭に示します。全体として、異なるアプローチの違いは主に特定の量の定義にあることがわかります。ここで、符号のあいまいさにより、摂動論の2次で余分な項が追加されます。

一次相転移からの磁場と重力波

Title	Magnetic_field_and_gravitational_waves_from_the_first-order_Phase_Transition
Authors	Yuefeng_Di,_Jialong_Wang,_Ruiyu_Zhou,_Ligong_Bian,_Rong-Gen_Cai,_and_Jing_Liu
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15625

この手紙では、一次相転移からの磁場と重力波の生成を研究します。ヒッグス場の進化の数値シミュレーションを行い、気泡核形成を補った後の場をゲージし、重力波と磁場強度のべき乗則スペクトルを取得します。私たちの研究は、宇宙磁場の強さと重力波の観測が、初期の宇宙で発生する一次相転移のプローブの特徴を補完することができることを示唆しています。

CMB偏光マップの非偏光点の統計

Title	Statistics_of_non-polarized_points_in_the_CMB_polarization_maps
Authors	Jaan_Kasak,_James_Creswell,_Hao_Liu,_Pavel_Naselsky
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15811

CMBの$Q$および$U$ストークスパラメータの非分極点（NPP）は、分極場の形状に従って分類できます。ピクセル化された空のこれらのポイントを識別し、NPPの近くの偏光角の形状を提示する手順について説明します。カルバック・ライブラー発散を使用してガウス性の検定を設計します。EファミリとBファミリの非偏光点の総数密度は、レンズの存在とテンソルとスカラーの比率$r$に密接に関連していることを示します。さらに、レンズ効果がない場合、すべてのタイプのNPPの総数が$r$に依存しない一方で、レンズ効果によってこの縮退が除去されることを示します。この分析は、2018PlanckリリースのCMBマップに適用されます。ガウスシミュレーションの参照セットと比較して、SMICAマップとNILCマップの一般的な一貫性があることを示します。最も強い不一致は、司令官（対応する$p$値$0.07$）とNILC（$p=0.15$）マップにあります。

原始惑星状星円盤の放射流体力学シミュレーション：円盤の光蒸発速度の恒星質量依存性

Title	Radiation_hydrodynamics_simulations_of_protoplanetary_disks:_Stellar_mass_dependence_of_the_disk_photoevaporation_rate
Authors	Ayano_Komaki,_Riouhei_Nakatani_and_Naoki_Yoshida
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14852

最近の多波長観測は、原始惑星状星（PPD）の内部は、より重いホスト星の寿命が短いことを示唆しています。高質量星の周りのPPDは強い紫外線で照射されているので、光蒸発は観測された傾向の説明を提供するかもしれません。$M_*=0.5$-$7.0M_{\odot}$の広範囲のホスト星の質量に対して、PPDの光蒸発の放射流体力学シミュレーションを実行します。ディスクの質量損失率$\dot{M}$を導き出します。これは、$\dot{M}\upperx7.30\times10^{-9}（M_{*}/M_{\odot}）^として強い恒星依存性を持っています。{2}M_{\odot}\rm{yr}^{-1}$。$\dot{M}$の絶対値は、採用された遠紫外線およびX線の光度に比例します。表面の質量損失率を導き出し、それらに近似する多項式関数を提供します。また、導出された質量損失率を十分に再現する半解析モデルを開発します。観測された傾向と一致して、推定された内部ディスクの寿命は、ホストの星の質量が増加するにつれて減少します。したがって、我々は、光蒸発が広範囲の恒星質量に対するPPD分散の主要な物理的メカニズムであり、内部ディスク寿命の観測された恒星質量依存性を説明できると主張します。

愛を込めたアイソスタシー：II粘弾性緩和

Title	Isostasy_with_Love:_II_Viscoelastic_relaxation
Authors	Mikael_Beuthe
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15226

現代の地球力学では、アイソスタシーは、偏差応力を最小限に抑える地殻の静的平衡、または非静水圧地殻形状の粘性緩和から生じる動的プロセスのいずれかと見なすことができます。論文〜ラブナンバーで解く荷重問題としてエアリーアイソスタシーの一般的な定式化を行い、最小応力アイソスタシーの場合に適用しました。この続編では、同じフレームワークを使用して、表面荷重と内部荷重を受けた粘弾性シェルの長期的な進化と同じエアリーアイソスタシーを研究します。アイソスタティック比は、時間依存の偏差愛数で定義されます。動的アイソスタシーは荷重履歴に依存します。その2つのフレーバーは、特定の時間に加えられる一定の荷重と、補償深度での材料の追加または除去によって維持される一定の形状です。前者のモデルには弾性アナログがありませんが、後者は表面でのたわみがゼロの弾性アイソスタシーと同等であり、Paper〜Iで最小応力アイソスタシーに対して二重であることが示されています。粘弾性アプローチと粘性アプローチは完全に同等です。したがって、アイソスタティックモデルは、弾性/定常アプローチと時間依存アプローチの2つの独立したグループに属します。シェルが均質である場合、すべてのモデルは大規模な重力摂動の同様の補償を予測します。シェルのレオロジーが深さに依存する場合、静止モデルは長波長でより多くの補償を予測しますが、時間依存モデルでは補償は無視できます。3つの均質な層を持つ非圧縮性物体の静水圧比の解析式は、補完的なソフトウェアで提供されます。

主なベルト小惑星の歴史：侵食、クレーター、壊滅的な分散、スピン、バイナリー、タンブラーのシミュレーション

Title	Main_Belt_Asteroid_Histories:_Simulations_of_erosion,_cratering,_catastrophic_dispersions,_spins,_binaries_and_tumblers
Authors	Keith._A._Holsapple
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15300

これは、主な小惑星帯の小惑星の歴史の研究です。衝突が支配的なプロセスでした。すべての小惑星は、他の小惑星から何度も影響を受けており、クレーター、侵食、スピンの増加、断片化、そして時折の壊滅的な混乱と分散の結果をもたらしています。これらの小惑星の小惑星の軌道、サイズ、形状、組成、および回転速度に関する広範な情報が利用可能になりました。それらはそれらの歴史の結果ですが、それらを解釈するにはプロセスを理解する必要があります。その理解は、歴史のシミュレーションによって改善することができます。シミュレーションには、動的イベントと衝突イベントの堅牢なモデルが必要です。このようなモデルは、過去数十年で大幅に進化してきました。ここでは、現在のモデル、方法、およびメインベルトの履歴の確率的シミュレーションのためのコード「SSAH」を紹介します。そのコードは、既存および将来のモデルの基礎となるフレームワークを提供します。結果は、スピンの分布を含む小惑星の歴史の新しいパラダイムにつながります。強度スピン制限の無関係性;2001OE84の「異常な」スピン。大きくて回転の遅いタンブリングオブジェクト（Mathilde）。スピン対直径プロットの「V字型」。与えられた直径範囲のスピンの非マクスウェル分布。予想されるタンブラーの数など。同時に、シミュレーションは、さらなる研究を必要とする私たちの知識のギャップを明らかにします。SSAHコードは、他のユーザーが自由に使用できます。

彗星12P /ポンスブルックス：彗星C / 1385U1およびC / 1457A1による識別

Title	Comet_12P/Pons-Brooks:_Identification_with_Comets_C/1385_U1_and_C/1457_A1
Authors	Maik_Meyer,_Takao_Kobayashi,_Syuichi_Nakano,_Daniel_W._E._Green
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15583

12P/ポンス彗星-ブルックス彗星は、1P/ハレー彗星に匹敵する中期彗星（公転周期約71年）です。彗星は1812年に最初に見られ、その後1883年と1954年に再び見られました。彗星は2020年に回収され、近日点通過2024を通過します。この彗星が歴史的な彗星C/1385U1およびC/1457と明確に識別されたことを報告します。A1;両方の歴史的な出現を12Pとリンクさせることができました。リンクは、その外観と明るさの歴史的な説明によってもサポートされています。さらに、12Pとの関係の可能性について他の歴史的な彗星について議論し、245で見られた彗星を12P/ポンスブルックスの最も初期に記録された目撃の可能性があるものとして特定します。

AGNの変動性と混同された$ \ textit {Kepler / K2} $内の以前に識別されていない機器署名のプロパティ

Title	Properties_of_a_Previously_Unidentified_Instrumental_Signature_in_$\textit{Kepler/K2}$_that_was_Confused_for_AGN_Variability
Authors	Jackeline_Moreno,_Rachel_Buttry,_John_O'Brien,_Michael_S._Vogeley,_Gordon_T._Richards,_and_Krista_Lynne_Smith
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14452

$\textit{Kepler}$衛星は、短期間の光学的変動を調査するために利用できる活動銀河核（AGN）の最高精度の測光を提供する可能性があります。$\textit{Kepler/K2}$キャンペーンの視野内にあるスローンデジタルスカイサーベイのクエーサーをターゲットにしました。これらの観察に基づいて、K2でこれまでに特定されていなかった機器の署名の発見と特性を報告します。K2の系統的なエラーは、検出器の動きによるエラーを超えて、AGNやその他のかすかなターゲットのゲストオブザーバー科学の提案を悩ませています。弱く照らされたピクセルは、非天体物理学的であり、オブジェクト間で相関している低周波数の傾向によって支配されています。このインストルメンタルノイズを理解するための重要な手がかりは、キャンペーン8（後向き）とキャンペーン16（前向き）の同じチャネルで観測された異なるターゲットが、キャンペーンの1つを時間反転した後、ほぼ同じ光度曲線を持っていたことです。この観察結果は、根本的な問題が、キャンペーン8の1日目とキャンペーン16の最終日とほぼ同じであった相対的な太陽宇宙船フィールドの向きに関連していることを強く示唆しています。チャネル境界を横切る、検出器の中心からの半径の関数。この調査で文書化された分類学は、Moir\'{e}ノイズ、ローリングバンド、またはポインティングジッターが原因である可能性は低いです。代わりに、この作業は、チャネルの変動の影響を受けやすい温度依存の焦点変化を強く示唆しています。このシグニチャのさらなる特性評価は、AGN光度曲線の調査で使用するためにK2データをリハビリするために重要です。

光解離領域のラマンマッピング

Title	Raman_mapping_of_photodissociation_regions
Authors	William_J._Henney
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14497

水素線の広いラマン散乱翼を使用して、星形成領域の高質量星によって照らされた中性ガスをマッピングできます。ラマン散乱は、遠紫外線の星の光をライマンベータ線の翼（1022オングストロームから1029オングストローム）からHアルファ線の翼の赤い視覚光（6400オングストロームから6700オングストローム）に変換します。オリオンバーとオリオン大星雲の他の領域の空間分解スペクトルの分析は、このプロセスがイオン化フロントと解離フロントの間の中性光解離領域で発生することを示しています。内側のラマンウィングは光学的に厚く、中性水素密度を決定できます。これは、オリオンバーのn（H0）〜=100,000/立方センチメートルを意味します。中性酸素の遠紫外線共鳴線は、イオン化フロントを通過するときに恒星の連続体に吸収を刻印し、幅が2オングストロームの6633オングストロームと6664オングストロームに特徴的な吸収線を生成します。これはラマン散乱のユニークな特徴であり、電子散乱や高速流出など、幅広いHアルファ翼を生成する可能性のある他のプロセスと簡単に区別できます。

LAMOSTとガイアからの天の川ディスクの年齢-金属量に依存する星の運動学

Title	Age-metallicity_dependent_stellar_kinematics_of_the_Milky_Way_disc_from_LAMOST_and_Gaia
Authors	Yaqian_Wu,_Maosheng_Xiang,_Yuqin_Chen,_Gang_Zhao,_Shaolan_Bi,_Chengdong_Li,_Yaguang_Li,_Yang_Huang
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14628

LAMOSTとガイアからの118\、945赤色巨星分枝（RGB）星のサンプルを使用して、7$<$$R$$<$13\、kpcで銀河円盤の星の運動学を調査します。年齢-金属量とディスク$R$-$Z$平面にわたる、3D恒星速度、アクション、軌道パラメーターの分布の中央値、分散、歪度を特徴づけます。私たちの結果は、時代の豊富であるが明確な恒星の運動学的パターンと構造を明らかにしています-金属量とディスク$R$-$Z$平面。最も顕著な特徴は、若い、金属が豊富な薄い円盤から古い、金属が少ない厚い円盤、速度ストリームなどのいくつかの小規模な構造までの速度、作用、および軌道パラメータ分布の強い変動です。、南北の非対称性、および渦巻腕の運動学的特徴が明確に示されています。特に、$V_{\phi}$と$J_{\phi}$の歪度は、$R\simeq12$\、kpcと$Z\simeq0$\、kpcに新しい下部構造を示し、おそらくスパイラルの動的効果に関連しています。外側のディスクの腕。さらに、恒星の軌道パラメータと恒星の誕生半径を分析することにより、恒星の移動を研究します。結果は、太陽半径の近くおよびそれを超える厚い円盤の星は、それらの高度に偏心した軌道のために、ほとんどが$R\sim4-6$\、kpcの内側の円盤から移動することを示唆しています。角運動量移動（チャーニング）を伴う動的プロセスによる恒星の移動は、古い金属に富む星（外向きの移動者）と若い金属に乏しい星（内向きの移動者）の両方で顕著です。$>$12\、kpcの銀河中心半径で生まれた内向きの移民の$R$-$Z$平面の空間分布は、明確な年齢層別化を示しています。おそらく、これらの内向きの移民が合併イベントによって引き起こされた水しぶきの結果であるという証拠です。過去数ギガ年に続いた伴銀河の。

重力レンズを使用した球状星団の中間質量ブラックホールの検出

Title	Detection_of_Intermediate-Mass_Black_Holes_in_Globular_Clusters_Using_Gravitational_Lensing
Authors	Takayuki_Tatekawa_and_Yuuki_Okamura
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14703

最近の観測は、多くの銀河の中心に超大質量ブラックホールが存在することを示唆しています。球状星団における中間質量ブラックホール（IMBH）の存在も予測されています。これらのエンティティを探索する新しい方法として、重力レンズに焦点を当てています。球状星団などの自己重力系の質量分布は、中央の巨大な物体の有無によって大きく変化することが知られています。天の川銀河に属する球状星団の可能な質量分布を考慮した後、IMBHによる重力レンズの分離角度への影響はミリ秒角のオーダーであると推定します。

SDSSの衛星と中央銀河：それらの特性に対する相互作用の影響

Title	Satellites_and_central_galaxies_in_SDSS:_the_influence_of_interactions_on_their_properties
Authors	Valeria_Mesa,_Sol_Alonso,_Georgina_Coldwell,_Diego_Garc\'ia_Lambas_and_Jose_Luis_Nilo_Castell\'on
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14782

SDSS-DR14を使用して、中央のオブジェクトと2つの衛星で構成される銀河系のサンプルを作成します。投影距離と視線速度の差の基準を採用し、より大きな構造のメンバーシップを回避するために分離基準を課します。また、銀河画像の目視検査を通じて各システムのメンバー間の相互作用を分類し、システムの$\sim80\％$には相互作用の証拠がなく、残りの$\sim20\％$には何らかの相互作用が含まれていることが推測されます。それらの観察された歪んだ形態から。衛星と中央銀河のサンプルを別々に検討し、これらのサンプルのそれぞれを適切なコントロールセットに対してテストして結果を分析しました。相互作用の兆候を示している中央の銀河は、星形成活動​​の強化とより若い星の種族の証拠を示していることがわかります。カウンターパートとして、衛星サンプルは、これらの銀河が、対照サンプルよりも低い星形成率で古い星の種族を示していることを示しています。観測された傾向は、銀河の恒星の質量含有量と、相互作用に関与するメンバー間の予測距離と相関しています。最も大規模なシステムは、星形成の過剰を示さないため、影響が少なくなります。これは、おそらく、より進化した段階と、新しい星を形成するために利用できるガスが少ないためです。我々の結果は、衛星が中央銀河へのドナーとして機能することで、相互作用の間に物質が移動することは議論の余地があることを示唆している。相互作用の結果として、衛星の星の種族は急速に老化し、星形成の新しいバーストが中央銀河で頻繁に発生する可能性があります。

銀河円盤を超えたVVV近赤外線銀河カタログ

Title	The_VVV_Near-IR_Galaxy_Catalogue_beyond_the_Galactic_disk
Authors	Laura_D._Baravalle,_M._Victoria_Alonso,_Dante_Minniti,_Jos\'e_Luis_Nilo_Castell\'on,_Mario_Soto,_Carlos_Valotto,_Carolina_Villal\'on,_Dar\'io_Gra\~na,_Eduardo_B._Am\^ores_and_F._Milla_Castro
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14856

銀河の大規模な分布についての知識は、銀河面吸収帯では完全にはほど遠いです。これは主に、星間減光が高く、銀河の緯度が低い場合に混乱が生じるためです。TwoMicronAllSkySurvey（2MASS）などの過去の近赤外線（NIR）調査は、これらの緯度で大規模な構造を調査する力を示しています。私たちの目的は、V\'iaL\'acteaSurvey（VVV）のVISTA変数を使用して、南銀河面全体の銀河分布をマッピングすることです。これは、2MASSよりも2〜4マグニチュード深くなります。SExtractor+PSFExを使用して、拡張オブジェクトを識別し、それらのサイズ、光濃度指数、大きさ、および色を測定しました。銀河を確認するために、形態学的および色の制約と目視検査が使用されました。結果として得られた5563個の視覚的に確認された銀河のVVVNIR銀河カタログを提示します。そのうち45個だけが以前に知られていました。これは銀河面に向かう銀河の最大のカタログであり、これらの銀河の99％が新しい発見です。銀河の密度分布は、既存のNIRマップの低い星間減光の分布に非常に似ていることがわかりました。また、この地域で観測された185個の2MASS拡張ソースの説明も示します。これらのオブジェクトの16％には以前の説明がなく、現在分類しています。銀河面吸収帯での背景銀河の検出には、星間減光と恒星密度が主な制限であると結論付けています。VVVNIRギャラクシーカタログは、銀河面での銀河系外研究のための情報を提供する新しいデータセットです。

カリーナ星雲とガム31分子複合体III：星雲全体にわたる1〜3GHzの電波連続体の分布

Title	The_Carina_Nebula_and_Gum_31_molecular_complex_III:_The_distribution_of_the_1-3_GHz_radio_continuum_across_the_whole_nebula
Authors	David_Rebolledo,_Anne_J._Green,_Michael_G._Burton,_Shari_L._Breen,_and_Guido_Garay
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14872

巨大な星形成の最も近い領域であるカリーナ星雲の最も詳細な$1〜3$GHzの電波連続放射マップを報告します。オーストラリアテレスコープコンパクトアレイを使用した大規模なプログラムの一環として、$\sim$12deg$^2$をカバーし、$\sim$16秒角の角度分解能を達成しました。これは、無線連続体の最大かつ最も完全なマップを表します。現在まで。私たちの連続体マップは、フィラメント、シェル、フロントなどの複数の構造がさまざまなサイズスケールにまたがっており、星雲全体の放射の壮大で複雑な分布を示しています。イオン化前線は銀河面の南と北の領域にまで進んでおり、前線は中央の星団から$\sim$80pcの距離ではっきりと検出されています。イオン化光子の光度$Q_\mathrm{H}=（7.8\pm0.8）\times10^{50}$s$^{-1}$を推定しました。これは、合計値の$\sim85\％$に相当します。星の種族の研究から得られました。したがって、電離フラックスの約$15\％$が星雲から拡散銀河星間物質に逃げています。電波連続体と水素原子および分子ガスマップの比較は、星団全体の分子ガスの割合にも影響を与える巨大な星団によって放出されたエネルギーによって駆動される双極流出の明確なビューを提供します。8$\mu$mと70$\mu$mの放射マップと無線連続体を比較すると、高温ガスが分子雲を透過し、材料を柱、小さなシェル、弧状の構造などの特徴に成形する方法が明らかになります。最終的に、脱出します。

カメの5つの軸：NGC6210の対称性と非対称性

Title	The_five_axes_of_the_Turtle:_symmetry_and_asymmetry_in_NGC_6210
Authors	William_J._Henney_(1),_J._A._L\'opez_(2),_Ma._T._Garc\'ia-D\'iaz_(2),_M._G._Richer_(2)_((1)_IRyA-UNAM,_Morelia,_Mexico_(2)_IA-UNAM,_Ensenada,_Mexico)
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14893

非対称の惑星状星雲、NGC6210、カメとして知られているものの包括的な運動学的および形態学的研究を実施します。星雲の見事に混沌とした外観は、それが三重星系での物質移動によって形作られたという提案につながりました。その殻、葉、結び目、ハローの三次元構造と運動学をコンビニンによって研究します。マルチエポックイメージングからの固有運動測定による複数のロングスリットスペクトルからの視線速度マッピング。星雲には5つの異なる放出軸があることがわかります。1つ目は、双極の風に吹かれた内殻の軸であり、2つ目は、片側が楕円形で、より暗いが、より重い中間殻の軸です。さらに2つの軸は、点対称の高イオン化外葉を形成する双極流であり、すべて空の平面に近い傾斜を持っています。視線の近くで傾斜している最後の軸は、低イオン化ノットのコリメートされた流出をトレースします。3500年前の星雲の最初のイオン化時またはその前に始まる、惑星状星雲の段階での流出方向の大きな変化を検出します。最も注目すべきは、赤方偏移した低イオン化ノットの大部分が2000年を超える運動学的年齢を持っているのに対し、青方偏移したノットの大部分は2000年未満の年齢を持っていることです。星雲の進化の比較的遅い段階での放出軸のそのような突然で永続的な180度の反転は、惑星状星雲の形成と形成のモデルへの挑戦です。

拡張Haloベースのグループ/クラスターファインダー：DESIレガシーイメージング調査DR8への適用

Title	An_Extended_Halo-based_Group/Cluster_finder:_application_to_the_DESI_legacy_imaging_surveys_DR8
Authors	Xiaohu_Yang,_Haojie_Xu,_Min_He,_Yizhou_Gu,_Antonios_Katsianis,_Jiacheng_Meng,_Feng_Shi,_Hu_Zou,_Youcai_Zhang,_Chengze_Liu,_Zhaoyu_Wang,_Fuyu_Dong,_Yi_Lu,_Qingyang_Li,_Yangyao_Chen,_Huiyuan_Wang,_Houjun_Mo,_Jian_Fu,_Hong_Guo,_Alexie_Leauthaud,_Yu_Luo,_Jun_Zhang,_Ying_Zu
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14998

ヤンらによって開発されたハローベースのグループファインダーを拡張します。（2005b）データを{\it同時に}測光または分光赤方偏移のいずれかで使用する。高解像度のN体シミュレーションから構築された模擬銀河赤方偏移サーベイを使用して、この拡張グループファインダーのパフォーマンスを評価します。DESIレガシーイメージング調査（レガシー調査）でマグニチュード${\rmz\le21}$と赤方偏移$0<z\le1.0$の銀河の場合、グループファインダーは約60\％以上のメンバーを正常に識別します。質量$\ga10^{12.5}\msunh$のハローの$90\％$。質量が$\ga10^{12.0}\msunh$の検出されたグループの純度（真のグループの割合）は90\％を超えています。各グループに割り当てられたハロー質量の不確実性は、高質量端で約0.2dex$\ga10^{13.5}\msunh$、低質量端で0.45dexです。メンバーが10人を超えるグループの赤方偏移の精度は、$\sim0.008$です。このグループファインダーをLegacySurveysDR8に適用し、少なくとも3人のメンバーがいる640万のグループを見つけます。これらのグループの約500,000には、少なくとも10人のメンバーがいます。結果として得られる3D座標、豊かさ、ハロー質量、およびグループ全体の光度を含むカタログが公開されます。

ガイアDR2データによるプレイアデス星団の星の動きについて

Title	On_the_Motion_of_Stars_in_the_Pleiades_according_to_Gaia_DR2_Data
Authors	Vladimir_M._Danilov,_Anton_F._Seleznev
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15289

プレイアデス星団のパラメータを推定するために、ガイアDR2データを使用しました。m_G<=18等の星のデータを使用して、密度マップとプロファイル、輝度と質量関数を作成し、クラスター半径、10.9+/-0.3度（26.3+/-0.7pc）、およびその半径を決定しました。コア、2.62度（6.24pc）、クラスター内の星の数、1542+/-121、およびそれらの質量、855+/-104太陽質量の推定値を取得しました。r_s<1pcの3次元空間でクラスター中心からr_sの距離にあり、r_s〜1.4-5pcにあるm_G<16等の星の分布には、放射状の密度波が含まれています。クラスターのコアの平均「順行」回転速度v_c=0.56+/-0.07km/sを、その中心から空平面d<=4.6pcの距離dで決定しました。中心からd〜5.5pcの距離でのクラスターコアの回転速度はゼロに近い：v_c=0.1+/-0.3km/s。中心からd〜7.1pcの距離でのクラスターの「逆行」回転の速度は、v_c=0.48+/-0.20km/sです。空面におけるクラスターコア星速度の接線成分と半径成分の弾性率のクラスター中心までの距離dへの依存性には、周期的な振動が含まれています。クラスターコア星の速度分散は、r_sの増加とともに平均して増加します。これは、半径方向の密度波や空面の速度場の振動波と同様に、通常の場でのクラスターの非定常性を示します。。銀河の重力場を考慮した後、クラスターコアのジーンズの波長は減少し、ジーンズの不安定性の下でのコア星の速度分散は増加します。プレアデス星団の重力不安定領域は、r_s=2.2-5.7pcの間隔にあり、検討対象のサンプルの星の総数の39.4-60.5％を含んでいます。

潜在的な短期光過渡準周期振動を考慮した後のMrk142の広い線領域半径への新しいアプローチ

Title	New_approach_to_broad_line_region_radius_in_Mrk142_after_considering_potential_short-term_optical_transient_quasi-periodic_oscillations
Authors	Zhang_XueGuang_(NNU)
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15417

Mrk142は、そのBLR半径が小さいため、中程度の降着率を持つ低赤方偏移局所残響マップブロードラインAGN（BLAGN）の中で、RL空間（BLR（ブロードライン領域）半径と連続光度の間の相関）の唯一の外れ値として知られています。RLの期待値。ここでは、可能性のある光過渡準周期振動（QPO）を考慮して、BLR半径を評価するための新しいアプローチを検討できます。ブラックホール付近からの高エネルギー放出における信頼性の高い過渡QPOは、いくつかの通常のAGNで報告されていますが、これまでのところ、通常のBLAGNでの短期間の低エネルギー光過渡QPOはほとんどありません（ブレーザーやAGNで報告されたQPOではありません）。バイナリBHシステム）。正弦関数によって直接記述された測光光度曲線を通じて、BLAGNMrk142で周期が約14日と43日である可能性のある短期光過渡QPOを報告します。これは、高エネルギーバンドのものと同様ですがスケーリングされた光QPOを示します。再処理手順に関連する14日間のQPOを考慮すると、BLR半径への新しいアプローチは、残響マッピング手法を介してMrk142で推定できます。Mrk142の新しいBLR半径は、R-L関係によく従っており、R-L関係が、超高降着率のないローカルの通常のBLAGNの基本であることを示しています。

変化する活動銀河核NGC3516の残響マッピング

Title	Reverberation_Mapping_of_Changing-look_Active_Galactic_Nucleus_NGC_3516
Authors	Hai-Cheng._Feng,_Chen._Hu,_Sha-Sha._Li,_H._T._Liu,_J._M._Bai,_Li-Feng._Xing,_Wei-Yang._Wang,_Zi-Xu._Yang,_Ming._Xiao,_Kai-Xing._Lu
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15572

広い輝線の変化は、変化する活動銀河核（CL-AGN）の物理的特性を理解するための重要な問題であるはずです。ここでは、CL-AGNセイファート銀河NGC3516の低活動状態における、集中的で均質な6か月の長さの残響マッピング（RM）モニタリングキャンペーンの結果を示します。測光および分光モニタリングは2018年から2019年に実施されました。Lijiang2.4m望遠鏡で。サンプリングはほとんどの夜で2日で、平均サンプリングは$\sim$3日です。H$\alpha$とH$\beta$の残りのフレームのタイムラグは$\tau_{\rm{H}\alpha}=7.56^{+4.42}_{-2.10}$日と$\tau_{\rm{H}\beta}=7.50^{+2.05}_{-0.77}$日、それぞれ。$\sigma_{\rm{line}}=1713.3\pm46.7$$\rm{km}$$\rm{s^{-1}}$のRMSH$\beta$ライン分散とビリアル因子から$f_{\sigma}$=5.5の場合、NGC3516の中央のブラックホールの質量は$M_{\rm{BH}}=2.4^{+0.7}_{-0.3}\times10^{7と推定されます。}M_{\odot}$、これは以前の見積もりと一致しています。速度分解遅延は、H$\alpha$とH$\beta$の両方でタイムラグが負の速度に向かって増加することを示しています。H$\alpha$の速度分解RMが初めて行われます。これらのRMの結果は、スペクトルタイプが変更される前の他の観測結果と一致しており、外観の変更プロセス中に基本的に一定のBLR構造を示しています。降着率の変化のCLモデルは、NGC3516の長期的なH$\beta$変動とRM観測によって支持されているようです。

天体物理学的および構造的パラメーター、および散開星団NGC1245およびNGC2099の動的進化

Title	Astrophysical_and_Structural_Parameters,_And_Dynamical_Evolution_Of_The_Open_Clusters_NGC_1245_And_NGC_2099
Authors	Hikmet_\c{C}akmak,_Orhan_G\"une\c{s},_Y\"uksel_Karata\c{s}
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15587

散開星団NGC1245およびNGC2099の天体物理学的および構造的パラメーターは、2MASSJHKおよびGaiaDR2測光/位置天文データベースから導出されます。彼らの可能性のあるメンバーは、ガイアDR2の固有運動データから決定されています。E（B-V）値（2MASS）は文献値よりわずかに小さいのに対し、E（B-V）値（GaiaDR2）は不確実性の範囲内で文献と一致しています。それらの距離係数/距離と年齢は、文献とよく一致しています。NGC1245には、急な負のコア質量関数勾配（MF）があります（{\chi}_core=-1.24）。そのハロー（{\chi}_halo=+0.78）および全体（{\chi}_overall=-0.95）MFは、その[{\）により、コアから外側の領域に小規模な質量分離の兆候を示すことを意味します。tau}_rlx（全体）、{\tau}_overall]=[302Myr、5]。NGC2099のMFは、コアでは非常に負の急勾配（{\chi}_core=-2.67）であり、ハローでは非常に正の急勾配（{\chi}_halo=+1.41）です。コアから周辺に向かって急勾配のこの種のMF傾斜は、コア内の低質量の星がクラスターの周辺に移動する一方で、質量分離のために質量の大きい星がコアに沈むことを示しています。NGC2099のフラットな全体的なMF（{\chi}_overall=+0.91）とその{\tau}_overall=8は、大量分離の兆候を示しています。質量が比較的大きい8700Msolar（NGC1245）および5660Msolar（NGC2099）のこれらのOCは、RGC>9kpcにあり、潮汐効果や衝撃波などの外部摂動にさらされ、低い割合で星を失います。

3次元ガスマップのベイズ推定：I。銀河CO

Title	Bayesian_inference_of_three-dimensional_gas_maps:_I._Galactic_CO
Authors	Philipp_Mertsch_and_Andrea_Vittino_(Aachen)
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15770

一酸化炭素（CO）は、銀河系分子水素（H2）の最良のトレーサーです。その最も低い回転輝線は無線体制にあり、さまざまな距離での銀河回転放射のおかげでドップラーシフトされます。したがって、所与のガス流モデルについて、観測されたスペクトルを視線に沿って投影解除して、ガス分布を推測することができる。DameらのCOライン調査を使用します。（2001）H2の3次元密度を再構築する。デプロジェクションはベイズ変分推論問題と見なされます。ガス密度の事後分布により、再構築された密度の平均と不確実性の両方を推定できます。以前のほとんどの試みとは異なり、さまざまなスケールでのガスの相関関係を考慮に入れて、神の指の効果など、よく知られている病状のいくつかを治療することができます。私たちが採用する両方のガス流モデルは、内側の数キロパーセクで放射状の動きを誘発し、したがって銀河中心に向かってスペクトル分解能を提供する銀河棒を組み込んでいます。ガスマップを以前の研究のものと比較し、それらの統計的特性を特徴づけます。平均面密度の半径方向のプロファイル。https://dx.doi.org/10.5281/zenodo.4405437で、3次元ガスマップとその不確実性をコミュニティで利用できるようにしました。

赤外線SSPテンプレートのAPOGEEライブラリ（A-LIST）：Hバンドの高解像度の単純な星の種族スペクトルモデル

Title	The_APOGEE_Library_of_Infrared_SSP_Templates_(A-LIST):_High-Resolution_Simple_Stellar_Population_Spectral_Models_in_the_H-Band
Authors	Aishwarya_Ashok,_Gail_Zasowski,_Anil_Seth,_Sten_Hasselquist,_Galen_Bergsten,_Olivia_Cooper,_Nicholas_Boardman,_Dmitry_Bizyaev,_Sofia_Meneses_Goytia,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez_and_Alexandre_Roman-Lopes
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15773

銀河からの統合光分光法を使用して、個々の星に分解できない星の種族を研究することができます。この分析は、星の種族合成（SPS）技術に依存して、銀河の形成履歴と構造を研究しています。ただし、SPSで使用できるスペクトルテンプレートは、特に近赤外線では制限されています。A-LIST（APOGEELibraryofInfraredSSPTemplates）を紹介します。これは、幅広い年齢（2〜12Gyr）、金属量（$\rm-2.2<[M/H]<+0.4$）および$\alpha$の存在量（$\rm-0.2<[\alpha/M]<+0.4$）。このSSPテンプレートのセットは、近赤外線で利用可能な最高の解像度（$R\sim22500$）であり、経験的な恒星ライブラリに基づく最初の解像度です。私たちのモデルは、APOGEEの調査から得られた、さまざまな金属量と存在量で、天の川全体に広がる$\sim$300,000の星のスペクトルを使用して生成されています。モデルスペクトルがAPOGEEで取得されたM31球状星団スペクトルに正確に適合し、最適な金属量が以前の推定値と一致して$\sim$0.1dex以内であることを示します。また、これらのモデルスペクトルを低解像度のE-MILESモデルと比較し、これらのモデルの年齢を$\sim$1.5Gyr以内に回復することを示します。このライブラリはhttps://github.com/aishashok/ALIST-libraryで入手できます。

分光データにおける速度と密度の寄与を分離するための技術とその乱流と磁場の研究への応用

Title	Technique_for_separating_velocity_and_density_contributions_in_spectroscopic_data_and_its_application_to_studying_turbulence_and_magnetic_fields
Authors	Ka_Ho_Yuen,_Ka_Wai_Ho_and_Alex_Lazarian
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15776

Lazarian＆Pogosyan（2000）のPosition-Position-Velocity（PPV）統計の理論的記述に基づいて、乱流速度の寄与を密度変動から分離するためのVelocityDecompositionAlgorithm（VDA）と呼ばれる新しい手法を紹介します。MHD乱流シミュレーションを使用して、さまざまな物理的条件で速度コースティクスを回復する可能性と、速度勾配手法（VGT）と組み合わせて、純粋な速度変動に基づいて磁場を正確に追跡する可能性を示します。Lazarian＆Pogosyan（2004）で開発された理論的枠組みを採用すると、局所的な雲の場合、速度変動がスペクトル線の翼部分で最も顕著であり、密度変動を支配することがわかります。同じ速度の優位性は、銀河の回転を伴う拡張されたHI領域に適用されます。私たちの数値実験は、水素原子（HI）の低温相から生じる速度チャネルが、小規模の速度コースティクスの影響を依然として強く受けていることを示しています。高速雲HVC186+19-114に対応するHIGALFA-DR2データと高緯度銀河拡散HIデータにVDAを適用します。私たちの研究は、PPVキューブ内で観察される線形構造の形成における速度コースティクスの重要な役割を確認しています。磁場研究と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）研究の前景として機能する偏光銀河放射の予測の両方に対するVDAの影響について説明します。さらに、HIチャネルマップのフィラメントの性質に関連する論争に対処し、PPVデータキューブの構造の形成における速度コースティクスの重要性を説明します。VDA法により、天文学者はほぼすべての分光PPVデータから速度苛性を取得でき、観測における乱流速度場の直接調査が可能になります。

日食連星系IGRJ18027-2016の恒星風構造

Title	Stellar_wind_structures_in_the_eclipsing_binary_system_IGR_J18027-2016
Authors	Federico_A._Fogantini,_Federico_Garc\'ia,_Jorge_A._Combi_and_Sylvain_Chaty
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14460

IGRJ18027-2016は、$\sim$4。57日の公転周期を持つ超巨星の風から降着する中性子星によって形成された不明瞭な高質量X線連星です。ソースは、数年にわたって安定したままであった非対称の日食プロファイルを示しています。コンパクト星と超巨星の相互作用によって形成される恒星風構造の幾何学的および物理的特性を調査することを目的としています。この作業では、6つのアーカイブXMM-Newton観測と、蓄積されたSwift/BAT硬X線光度曲線を使用して、軌道に沿ったこの光源の時間的およびスペクトル的進化を分析します。XMM-Newtonの光度曲線は、Swift/BATデータに見られる非対称プロファイルに従って、日食の出入り中に光源が硬化することを示しています。日食への進入では、パルス変調の減少が観察されます。FeK$\alpha$とFeK$\beta$に対応する2つのガウス輝線を追加する熱圧縮連続体（nthcomp）を使用して、XMM-Newtonスペクトルをモデル化します。星間および固有の媒体を説明するために、2つの吸収成分を含めました。日食の外側の局所吸収列は$\sim$6$\times$10$^{22}$〜cm$^{-2}$の周りで均一に変動するのに対し、ソースが日食に出入りするとき、列は$\gtrsim$3の係数で増加し、それぞれ最大$\sim$35および$\sim$15$\times10^{22}$〜cm$^{-2}$の値に達します。スペクトル分析から得られた物理的特性を組み合わせて、光イオン化後流（主に）と降着後流（二次）が吸収柱の軌道進化、連続放出、およびで見られる変動の原因となるシナリオを提案します。鉄線集合。

中性子星を降着させるための統一スペクトルモデル

Title	A_Unified_Spectral_Model_for_Accreting_Neutron_Stars
Authors	Ayan_Bhattacharjee_and_Sandip_K._Chakrabarti
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14502

最近の研究によると、弱磁性の中性子星の周りの付着流は、星の表面に到達する前に複数の衝撃を受け、X線で観測されるスペクトルとタイミングの変動に寄与します。ここでは、2成分移流パラダイムに基づいて、中性子星の周りの衝撃を受けた降着流の統一モデルのスペクトル特性を初めて報告します。理論的な結果を、さまざまな状態にわたるZおよび環礁の線源のX線スペクトルの特徴と比較します。また、ScoX-1および4U1705-44のRXTE/PCAスペクトルを適合させて、この新しいモデルの潜在的なアプリケーションを示します。

M31における宇宙線輸送とガンマ線放出

Title	Cosmic-ray_transport_and_gamma-ray_emission_in_M31
Authors	Audrey_Do,_Matthew_Duong,_Alex_McDaniel,_Collin_O'Connor,_Stefano_Profumo,_Justine_Rafael,_Connor_Sweeney,_Washington_Vera_III
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14507

アンドロメダ銀河（M31）から検出された大規模なガンマ線放出の起源に、拡張された宇宙線レプトンおよび/またはハドロンハローがある可能性を研究します。不均一な拡散シナリオと宇宙線注入源の幅広いアンサンブルを検討します。宇宙線の電子と陽子が、銀河の中心から100kpc以上までを含む、M31からのガンマ線放出の一部またはすべての原因である可能性があり、その原因である可能性が非常に高いことがわかりました。また、M31のパルサーからの放出の可能性をシミュレートし、チェレンコフ望遠鏡による最近のTeVハロー観測で示唆されているように、宇宙線加速サイト周辺の非常に非効率的な拡散領域の影響を検討します。

低質量の二元中性子星：長期の噴出物の進化と弱い青色放射を伴うキロノバ

Title	A_low-mass_binary_neutron_star:_long-term_ejecta_evolution_and_kilonovae_with_weak_blue_emission
Authors	Kyohei_Kawaguchi,_Sho_Fujibayashi,_Masaru_Shibata,_Masaomi_Tanaka,_Shinya_Wanajo
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14711

数値相対論シミュレーションの流出データを初期条件として流体力学シミュレーションを行うことにより、二元中性子星（BNS）の合併で形成された噴出物の長期的な進化を研究します。相同的に膨張する段階で、総噴出物の質量は$\approx0.1\、M_\odot$に達し、平均速度は$\upperx0.1\、c$、ランタニドの割合は$\upperx0.005$です。さらに、得られた噴出物プロファイルを用いて放射伝達シミュレーションを行います。イジェクタの質量が大きく、ランタニドの割合が低いという素朴な予想に反して、発光はGW170817/AT2017gfoほど明るくはありませんが、赤外線放射は明るくなる可能性があります。この光度曲線の特性は、扁長なエジェクタの形態、Zr、Y、およびランタニドの大きな不透明度の寄与、およびエジェクタの低い比加熱速度による、赤道方向への光子の優先的な拡散に起因します。私たちの結果は、これらの光度曲線の特徴が、長寿命の残留NSの存在の指標として使用できることを示唆しています。また、極域の高速エジェクタ成分を抑制した場合、GW170817/AT2017gfoとほぼ一致する明るい発光が実現することもわかりました。これらの結果は、GW170817/AT2017gfoの残骸が長寿命のNSである可能性は低いが、${\calO}（0.1）$秒以内にブラックホールに崩壊した可能性があることを示唆しています。

NGC315および他の近くのAGNにおけるジェットコリメーション

Title	Jet_collimation_in_NGC_315_and_other_nearby_AGN
Authors	B._Boccardi,_M._Perucho,_C._Casadio,_P._Grandi,_D._Macconi,_E._Torresi,_S._Pellegrini,_T.P._Krichbaum,_M._Kadler,_G._Giovannini,_V._Karamanavis,_L._Ricci,_E._Madika,_U._Bach,_E._Ros,_M._Giroletti,_J.A._Zensus
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14831

目的。銀河における相対論的ジェットのコリメーションは、よく理解されていないプロセスです。ジェットコリメーション領域の詳細な無線研究は、これまでいくつかの個別のオブジェクトで実行されており、ジェット形成モデルに重要な制約を提供しています。ただし、コリメーションゾーンの範囲と、ジェットを閉じ込める可能性のある外部媒体の性質については、まだ議論が続いています。メソッド。この記事では、ジェットコリメーションプロファイルの進化を明らかにすることを目的とした、86GHzまでのmm-VLBIデータの使用を含む無線銀河NGC315のマルチ周波数およびマルチスケール分析を紹介します。次に、文献の結果を考慮して、主に電波銀河とBLラックを含む、27個の低赤方偏移源のサンプルのジェット膨張プロファイルを比較します。降着特性に基づいて低励起（LEG）と高励起（HEG）に分類されます。）銀河。結果：NGC315のジェットコリメーションはサブパーセクスケールで完了します。放物線から円錐のジェット形状への遷移は、$z_{t}=0.58\pm0.28$パーセクまたは${\sim}5\times10^3$シュワルツシルト半径（$R_{S}$）で検出されます。中央エンジン、ボンダイ半径よりもはるかに小さい距離、$r_{B}{\sim}92$$\rmpc$、X線データに基づいて推定。これとサンプルの他のいくつかのLEGのジェットは、最初は${\sim}10^3$-$10^4$$R_{S}$まで伸びる厚い円盤によって閉じ込められている可能性があります。すべてのソースの質量スケールのジェット膨張プロファイルを比較すると、HEGのジェットは、より厚いディスク発射シースに囲まれ、LEGのジェットに対してより大きなスケールでコリメートされていることがわかります。これらの結果は、ディスク風がジェットコリメーションメカニズム、特に高光度源において重要な役割を果たしていることを示唆しています。電波銀河におけるFRI/FRII二分法の起源に対する風の影響についても議論されています。

既知の赤方偏移を伴うガンマ線バーストのKonus-Windカタログ。 II。 Swift / BATによって同時に検出された待機モードバースト

Title	The_Konus-Wind_catalog_of_gamma-ray_bursts_with_known_redshifts._II._Waiting_mode_bursts_simultaneously_detected_by_Swift/BAT
Authors	A._Tsvetkova,_D._Frederiks,_D._Svinkin,_R._Aptekar,_T._L._Cline,_S._Golenetskii,_K._Hurley,_A._Lysenko,_A._Ridnaia,_M._Ulanov
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14849

既知の赤方偏移を伴うガンマ線バーストのKonus-Windカタログの第2部（第1部：Tsvetkovaetal。2017;T17）では、信頼できる赤方偏移を伴うガンマ線バースト（GRB）の体系的な研究の結果を示します。2005年1月から2018年末までの期間にKonus-Wind（KW）実験（待機モード）とSwift/BAT（BAT）望遠鏡によって同時に検出された推定値。BATの高感度を利用してKWの広いスペクトル帯域は、167個の弱い比較的柔らかいGRB（4つの短いバーストを含む）の共同KW-BATサンプルのピークスペクトルエネルギー、広帯域エネルギーフルエンス、およびピークフラックスを制限することができました。$0.04\leqz\leq9.4$の範囲にまたがるGRB赤方偏移に基づいて、レストフレーム、等方性等価エネルギー、およびピーク光度を推定します。ジェットブレークが適度に制限された14個のGRBについて、コリメーション補正されたエネルギーの値を提供します。この作業は、既知の赤方偏移を持つKWGRBのサンプルを338GRBに拡張します。これは、広いエネルギー帯域にわたってこれまでに研究された宇宙論的GRBの最大のセットです。機器のバイアスを考慮した完全なKWサンプルを使用して、硬度と強度の相関関係、GRBの光度の変化、光度と等方性エネルギーの関数、GRBの形成率の変化など、GRBのレストフレームの特性を調べます。T17および他の以前の研究で報告されたものと一般的に一致している。

マイクロブレーザーMAXIJ1836-194の進化するジェットにおけるスペクトル特性とタイミング特性の相関

Title	Correlating_spectral_and_timing_properties_in_the_evolving_jet_of_the_micro_blazar_MAXI_J1836-194
Authors	M._Lucchini,_T._D._Russell,_S._B._Markoff,_F._Vincentelli,_D._Gardenier,_C._Ceccobello,_P._Uttley
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14967

爆発の間、ブラックホールX線連星（BHXB）の観測特性は、数日から数か月のタイムスケールで変化します。これらの比較的短いタイムスケールにより、これらのシステムは、降着率が変化するときに、降着物質と流出ジェットの間の結合を調査するための理想的な実験室になります。特に、硬X線放射の起源はよくわかっておらず、非常に議論されています。べき乗則の形をしたこのスペクトル成分は、ブラックホールの近くの光子のコンプトン化によるものですが、それが降着流自体に由来するのか、ジェットの基部に由来するのか、あるいはおそらくそれら。この論文では、2011年の爆発時のMAXIJ1836-194の多波長放射をモデル化することにより、ディスクジェット接続を調査します。X線スペクトル、X線タイミング情報、および堅牢なジョイントフィッティング法を介して無線を組み合わせて、ジェットの物理的特性をより適切に分離します。私たちの結果は、ジェットベースがかなりコンパクトで、放出電子の温度が相対論的でない場合、ジェットベースがこのシステム/バーストでべき乗則の硬X線放出を生成できることを示しています。エネルギー的な考慮事項のために、私たちのモデルは、陽子ごとに少なくとも20ペアを運ぶ穏やかなペア負荷ジェットを支持します。最後に、X線パワースペクトルの特性がジェット特性と相関していることを発見しました。これは、基礎となる物理プロセスが両方を制御していることを示唆しています。

一般化された分割単極磁気圏：現在のシートの影響

Title	Generalized_split_monopole_magnetospheres:_the_effects_of_current_sheets
Authors	Huiquan_Li_and_Jiancheng_Wang
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14989

エネルギーは、ミシェル分割単極子から逸脱した分割磁気圏の電流シート（CS）で散逸または抽出され、CSが加熱または冷却される必要があることを示します。しかし、電磁エネルギーはどこでも変わりません。対称性によって生成された偏心モノポールソリューションに基づいて、力線が任意の角度でCSと交差する2つの一般化されたスプリットモノポール構成を構築します。1つの構成は、いわゆる「新しいパルサー磁気圏モデル」の外側の形状に似ており、スピンダウンエネルギーの最大$47\％$がCSのジュール加熱プロセスに転送されます。もう1つの構成は、分割単極子に似ています。磁場自体を含む薄い降着円盤の存在下で、エネルギーは中央の星とCSから同時に抽出され、無限大の出力ポインティングフラックスに電力を供給します。したがって、星から抽出されるスピンダウンエネルギーは大幅に削減できます。ミシェルスプリットモノポールによるものの$11.6\％$に。

恒星質量ブラックホールGRS1915 +105の新しい不明瞭な状態

Title	The_Novel_Obscured_State_of_Stellar-mass_Black_Hole_GRS_1915+105
Authors	Mayura_Balakrishnan,_J._M._Miller,_M._T._Reynolds,_E._Kammoun,_A._Zoghbi,_B._E._Tetarenko
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15033

GRS1915$+$105は恒星質量ブラックホールであり、少なくとも12の異なるクラスのX線変動と相関する多波長挙動を示すことでよく知られています。このような異常な変動にもかかわらず、GRS1915$+$105は、X線の空で最も明るい線源の1つであり続けました。しかし、2019年の初めに、ソースは非常に暗くなり、明らかに新しい付加状態になりました。ここでは、ニールゲーレルスウィフト天文台によるGRS1915$+$105の大規模な1年にわたる監視キャンペーンの結果を報告します。この間、GRS1915$+$105のフラックスは徐々に減少しました。観測されたカウント率は、最終的に2桁低下しました。これらのモニタリング観測への単純だがロバストなスペクトル適合は、この新しい状態が、内部の不明瞭さの劇的で持続的な増加と、質量降着率の低下の組み合わせから生じることを示しています。内部の不明瞭化が支配的な影響であり、中央値は$N_{H}=7\times10^{23}〜{\rmcm}^{-2}$です。多くの観測では、ソースはコンプトンの厚さであるように見えます。この状態を「不明瞭な状態」として識別し、この新しい（またはめったに観察されない）降着モードが質量スケール全体のブラックホールに与える影響について説明することをお勧めします。

ANTARESは、天体物理学カタログを使用してニュートリノの点光源を検索します：尤度スタッキング分析

Title	ANTARES_search_for_point-sources_of_neutrinos_using_astrophysical_catalogs:_a_likelihood_stacking_analysis
Authors	A._Albert,_M._Andr\'e,_M._Anghinolfi,_G._Anton,_M._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Branzas,_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_V._Carretero,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_A._Coleiro,_M._Colomer-Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._Diaz,_G._de_Wasseige,_A._Deschamps,_C._Distefano,_I._di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eberl,_N._Khayati,_A._Enzenhofer,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._Fusco,_Y._Gatelet,_P._Gay,_H._Glotin,_R._Gozzini,_R._Gracia,_K._Graf,_C._Guidi,_S._Hallmann,_H._Haren,_A.J._Heijboer,_Y._Hello,_J.J._Hernandez-Rey,_J._H\"ossl,_J._Hofest\"adt,_F._Huang,_G._Illuminati,_et_al._(72_additional_authors_not_shown)
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15082

2007年1月29日から2017年12月31日までの間にANTARES検出器によって収集されたデータを使用した天体物理学的な点状ニュートリノ源の検索が提示されます。尤度スタッキング法は、可能なソースのリストの場所と相関して、トラックのようなイベントを誘発する過剰なミューニュートリノの重要性を評価するために使用されます。分析では、さまざまなオブジェクトのセットがテストされます。a）ブレーザーの\textit{Fermi}3LACカタログのサブサンプル、b）ジェットで隠されたAGN集団、c）軟ガンマ線で選択された電波銀河のサンプル、d）星を形成する銀河カタログ、およびe）IceCube実験からの56個の超高エネルギートラックイベントの公開サンプル。テストされたソースのいずれも、ANTARESによって検出されたニュートリノのサンプルとの有意な関連を示していません。最小のp値は、等しい重みの仮説を持つ電波銀河カタログで取得され、試行前のp値は$2.8\、\sigma$の超過に相当し、$1.6\、\sigma$の試行後に相当します。さらに、ブレーザーMG3J225517+2409の専用分析の結果も報告されています。このソースは、\textit{Fermi}3LACサンプル内で最も重要であり、5つのANTARESイベントが1度未満に位置しています。起源。このブレーザーは、IceCubeによって検出された高エネルギートラックと時空の一致で、\textit{Fermi}データにフレア活動の証拠を示しました。ANTARESとIceCubeデータの組み合わせに対する\emph{事後}の重要性$2.0\、\sigma$が報告されています。

磁気的に放出されたディスク：垂直に磁化されたブラックホールの近くの赤道流出

Title	Magnetically_Ejected_Disks:_Equatorial_Outflows_Near_Vertically_Magnetized_Black_Hole
Authors	Vladimir_Karas,_Kostas_Sapountzis,_Agnieszka_Janiuk
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15105

ブラックホールは周囲の環境からガス状物質を引き付けます。宇宙プラズマは、ブラックホールの近くの高伝導環境を流れる電流のために、主にイオン化および磁化されます。次に、降着のプロセスにより、磁束が事象の地平線$r\simeqR_+$に運ばれます。一方、磁力は降着に逆らって作用します。それは流入を阻止するだけでなく、磁気反発が優勢である場合、プラズマをブラックホールから押しのけることさえできます。ブラックホールはそれ自体では磁場を保持しません。この寄稿では、大規模な磁場によって引き起こされる赤道流出の例を示しています。球対称のガス分布から計算を開始します。ガスの分布は、長距離$r\ggR_+$からドメインに流れます。流れが定常（ボンダイ）溶液に落ち着いた後、ブラックホールの回転軸に沿った均一な（ウォルド）磁場の軸対称構成を課します。次に、完全に導電性の流体の力のない限界に近づくMHDコードを使用して、初期構成を数値的に進化させます。赤道間欠流出が発生し、ブラックホールから物質を放出し続ける間に、磁力線がプラズマとともにどのように降着し始めるかを観察します。

非線形拡散衝撃加速：電子注入のレシピ

Title	Non-linear_diffusive_shock_acceleration:_A_recipe_for_injection_of_electrons
Authors	Bojan_Arbutina,_Vladimir_Zekovi\'c
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15117

拡散衝撃加速プロセスへの電子注入の処方は、宇宙線天体物理学の多くの実際的な考慮事項、特に天体物理学源のシンクロトロン放射のモデリングで必要とされます。準平行磁化無衝突衝撃のセル内粒子シミュレーションでは、粒子スペクトルの進化を分析します。衝撃波の進化の後期段階で、イオンスペクトルの最初に強い超熱部分がフェードし、マクスウェル分布とべき乗則で構成されるスペクトルが残ることがわかります。電子とイオンのスペクトルが平坦になり、平行になると、宇宙線のイオンと電子の量が同じになることがわかります。粒子スペクトルと電子対プロトン比$K_{\を取得するために、この注入規則をBlasiの非線形拡散衝撃加速の半解析モデルに適用することにより、ミクロおよびマクロスケールの物理学を関連付けるための一歩を踏み出します。高エネルギーでのmathrm{ep}}$。電子加熱を含むショックジャンプ条件を使用することにより、マッハ数の関数として$K_{\mathrm{ep}}$を見つけます。マッハ数$\sim$100の場合、このモデルは、テスト粒子領域で銀河宇宙線$K_{\mathrm{ep}}\sim$1：100で通常観察される比率を細かく再現します。

フェルミ-LATの未確認のソースでアレシボで見つかった8つのバイナリミリ秒パルサーのタイミング

Title	Timing_of_Eight_Binary_Millisecond_Pulsars_Found_with_Arecibo_in_Fermi-LAT_Unidentified_Sources
Authors	J._S._Deneva,_P._S._Ray,_F._Camilo,_P._C._C._Freire,_H._T._Cromartie,_S._M._Ransom,_E._Ferrara,_M._Kerr,_T._H._Burnett,_and_P._M._Saz_Parkinson
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15185

アレシボ305m電波望遠鏡の327MHz受信機で未確認のフェルミ-LAT線源位置を検索することによって発見された、8つのバイナリミリ秒パルサー（MSP）のタイミングソリューションを紹介します。パルサーのうち5つは、軌道周期が8.1時間より短い「スパイダー」です。これらのうちの3つは「ブラックウィドウ」システム（0.02〜0.03太陽質量の縮退コンパニオン）、1つは「レッドバック」システム（$\gtrsim0.3$太陽質量の非縮退コンパニオン）、および1つ（J1908+2105）は、2つの観測クラス間の明らかな中間的なケースです。残りの3つのパルサーには、白色矮星の伴星とより長い公転周期があります。最初に導出された無線タイミングソリューションを使用して、すべてのMSPからのガンマ線脈動を検出し、完全なフェルミミッションからの光子を使用してタイミングソリューションを拡張し、Fermi-LATソースでこれらのMSPの識別を確認しました。セアカゴケグモの電波放射は、公転周期の50％の間に重なり型になります。これは、この種のシステムでは一般的です。黒人の未亡人のうち2人は、軌道の10〜20％で日食が続き、J1908+2105は軌道の40％で日食を示します。銀河円盤内の既知のバイナリMSP間で、ガンマ線放出と短い公転周期との明らかな関連性を調査し、選択効果を原因として除外することはできないと結論付けました。この分析に基づいて、現在および将来のパルサー検索で新しいMSP発見の可能性をどのように改善できるかについて概説します。

縞模様のブレーザージェットからの放射線サイン

Title	Radiation_Signatures_From_Striped_Blazar_Jet
Authors	Haocheng_Zhang_(1),_Dimitrios_Giannios_(1)_((1)_Purdue_University)
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15189

超大質量ブラックホールからの相対論的ジェットは、宇宙で最も強力で明るい天体物理学システムの1つです。強く磁化されたジェットを駆動するブラックホールを通る開いた磁力線は、ディスク内の磁気回転ダイナモの成長に関連する時間スケールで極性が反転し、ジェット内の散逸構造が特徴づけられる可能性があることを提案します。「ストライプ」と呼ばれるトロイダル磁場の極性を反転させることによって。ストライプ間の磁気リコネクションは、磁気エネルギーを散逸させ、ジェット加速を促進します。縞模様のジェットモデルは、ジェットの加速、大規模なジェットの放出、およびブレーザーの放出の特徴を、統一された物理的画像で一貫して説明できます。具体的には、ジェットが中央エンジンから1パーセクの距離内でバルクローレンツ因子$\Gamma\gtrsim10$まで加速することがわかります。加速は遅くなりますが、より長い距離で継続し、固有の加速率$\dot{\Gamma}/\Gamma$は$0.0005〜\rm{yr^{-1}}$と$0.005〜\rm{yr^{-1}}$数十パーセクで、これは最近の電波観測と非常によく一致しています。磁気リコネクションは、中央エンジンからの長距離にわたって非熱粒子を継続的に加速し、コアシフト効果と全体的なフラットから反転へのシンクロトロンスペクトルをもたらします。大規模なスペクトル光度ピーク$\nu_{\rmピーク}$は、最小ストライプ幅$l_{\rmmin}$によって設定される散逸のピークの位置に反比例します。ブレーザーゾーンはほぼ同じ場所にあります。この距離では、ジェットは適度に磁化され、共動磁場の強さと散逸力は、典型的なレプトンブレーザーモデルのパラメーターと一致します。

中性子-ミラー中性子混合と中性子星

Title	Neutron_-_mirror_neutron_mixing_and_neutron_stars
Authors	Zurab_Berezhiani,_Riccardo_Biondi,_Massimo_Mannarelli,_Francesco_Tonelli
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15233

中性子$n$のミラー中性子$n'$への振動は、ダークミラーセクターから正確にまたはほぼ質量が縮退した双晶であり、中性子星（NS）に興味深い影響を与える可能性があります。元のNSは、ミラー中性子の一部で構成される混合星（MS）に徐々に変換できます。MSの質量と半径の関係とその最大質量は、核物質の状態方程式（EoS）（通常のコンポーネントとミラーコンポーネントで同じである必要があります）、および星内のこれらのコンポーネント間の比率に依存します。つまり、通常の分数と鏡の分数の間の$50\％-50\％$の比率に時間内に漸近的に到達できる場合、そのような「双子の星」星（TS）の最大質量は比較して$\sqrt2$倍小さいはずです。同じEoSを持つ純粋なNSの最大質量まで。質量が$M^{\rmmax}_{TS}=M^{\rmmax}_{NS}/\sqrt2$より大きいNSは黒に崩壊するはずです。ここで評価する特定の進化時間後の穴。さらに、星はNS$\to$MS変換の過程でよりコンパクトになり、漸近TSの半径はの半径の約$\sqrt2$倍小さくなります。オリジナルのNS。また、中性子星の合併とそれに関連する重力波信号、キロノベおよびガンマ線バーストへの影響についても簡単に説明します。

SN2020ank-明るく急速に進化するH欠損超高輝度超新星

Title	SN_2020ank_--_a_bright_and_fast-evolving_H-deficient_superluminous_supernova
Authors	Amit_Kumar,_Brajesh_Kumar,_S._B._Pandey,_D._K._Sahu,_Avinash_Singh,_G._C._Anupama,_Amar_Aryan,_Rahul_Gupta,_Anirban_Dutta_and_Kuntal_Misra
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15251

水素欠乏超高輝度超新星（SLSN）SN2020ank（z=0.2485）の観測特性を、$g$バンドの最大値から$-$21から+52dの間に実行された初期段階の観測の助けを借りて調査します。測光的には、SN2020ankは最も明るいSLSN（$M_{g、peak}$$\sim$$-$21.84$\pm$0.10mag）の1つであり、ピーク前の上​​昇率とピーク後の減衰率が速い。SN2020ankのボロメータ光度曲線は、$\sim$（3.9$\pm$0.7）$\times$10$^{44}$ergs$^{のより高いピーク光度（$L_{max}$）を示します。-1}$であり、$L^{rise}_{max}$/e$\approx$$L^{fall}_{max}$/e$\upperx$15のピークの周りで対称に見えます。MINIMコードを使用した半解析的光度曲線モデリングは、$P_i$$\sim$2.2$\pm$0.5msおよび$B$$\sim$（2.9$\pm$0.1）$\のスピンダウンミリ秒マグネターを示唆しています。SN2020ankの可能な電源として$$10^{14}$Gを掛けます。初期のエポックでのマグネター起源の可能性と過剰な紫外線フラックスは、SN2020ankの中央エンジンベースの電源を示しています。SN2020ankのピーク付近のスペクトルは、W字型のOIIの特徴が豊富ですが、CIIとFeIIIの特徴は弱いです。推定立ち上がり時間$\sim$27.9dと光球速度$\sim$12,050kms$^{-1}$を使用して、噴出物の質量を$\sim$7.2$M_{\odot}$に制限します。$\sim$6.3$\times$10$^{51}$ergのエネルギー。SN2020ankのピークに近いスペクトルは、急速に進化するSN2010gxのスペクトルと非常によく似ています。SN2020ankの吸収特性は、Gaia16apdと比較して青方偏移しており、より高い膨張速度を示唆しています。SN2010gxとのスペクトルの類似性、およびPTF12dam（ゆっくりと進化するSLSN）よりも比較的速いスペクトル進化は、SN2020ankの急速に進化する動作を示しています。

平面作業面の完全な分析的超相対論的1Dソリューション

Title	Full_analytical_ultrarelativistic_1D_solutions_of_a_planar_working_surface
Authors	M.E._de_la_Cruz-Hernandez_and_S._Mendoza
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15273

超相対論的ポリトロープ状態方程式を伴う1D平面超相対論的衝撃波管問題が、作業面の場合、つまり問題の流体力学的量の初期不連続性が2つの衝撃波分離を形成する場合に解析的に解けることを示します。接触の不連続性から。この手順は、相対論的衝撃波に対するタウブジャンプ条件の広範な使用、タウブ断熱、およびローレンツ変換の実行に基づいており、静止している外部の観測者に適した参照システムで解を提示します。解は、参照システム間で変換するときにローレンツ因子に関連する一連の非常に有用な定理を使用して見つけられます。作業面内で散逸するエネルギーは、相対論的天体物理ジェットで観測される光度曲線の研究に関連しているため、ジェットの基部に注入される超相対論的周期速度を想定して、この現象の完全な分析ソリューションを提供します。

HAWCJ1825-134からの200TeV光子の証拠

Title	Evidence_of_200_TeV_photons_from_HAWC_J1825-134
Authors	A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_V._Baghmanyan,_E._Belmont-Moreno,_S.Y._BenZvi,_C._Brisbois,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_K._Engel,_C._Espinoza,_K._Fang,_H._Fleischhack,_N._Fraija,_A._Galv\'an-G\'amez,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_G._Giacinti,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_G.J._Kunde,_A._Lara,_W.H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_V._Marandon,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_M.U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_N._Omodei,_A._Peisker,_Y._P\'erez_Araujo,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_H._Salazar,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_M._Schneider,_F._Serna,_R.W._Springer,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_E._Willox,_H._Zhou,_C._de_Le\'on
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15275

地球は、宇宙線（CR）として知られる超相対論的粒子によって衝撃を受けています。粒子スペクトルのひざである数PeV（=10$^{15}$eV）までのエネルギーを持つCRは、銀河起源であると考えられています。したがって、PeVCRまたはPeVatronの1つ以上のファクトリは、Galaxy内でアクティブである必要があります。それらの源からのPeV陽子の直接検出は、それらが銀河磁場で偏向されるので不可能です。PeVCRが周囲のガスと衝突したときに生成される100TeV$\gamma$-崩壊する$\pi^0$からの光線は、膝までの陽子加速の決定的な証拠を提供できます。ここでは、高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台による、$\gamma$線源HAWC〜J1825-134の発見を報告します。そのエネルギースペクトルは、中断やカットオフなしで200TeVをはるかに超えています。ソースは巨大な分子雲と一致していることがわかりました。周囲のガス密度は700陽子/cm$^3$と高いです。この極端な加速器の性質は不明なままですが、周囲のガスと衝突する数PeVのエネルギーに加速されたCRは、観測された放射線を生成する可能性があります。

マルチ周波数スペクトルエネルギー分布データに基づく深層学習ブレーザー分類

Title	Deep_Learning_Blazar_Classification_based_on_Multi-frequency_Spectral_Energy_Distribution_Data
Authors	Bernardo_M.O._Fraga,_Ulisses_Barres_de_Almeida,_Clecio_R._Bom,_Carlos_H._Brandt,_Paolo_Giommi,_Patrick_Schubert,_Marcio_P._de_Albuquerque
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15340

ブレーザーは、銀河系外ガンマ線源の最大の割合を形成し、高エネルギー天体物理学ニュートリノの対応物であるための主要な候補と見なされているため、高エネルギー天体物理学で最も研究されている源の1つです。多くのかすかな電波源の中でのそれらの信頼できる識別は、マルチメッセンジャーのカウンターパート協会にとって重要なステップです。天文学界は、ラジオからガンマ線まで、前例のない深さで非熱空を調査できる多くの新しい施設の到来に備えているため、高速で信頼性の高いソース識別のための機械学習技術がこれまで以上に重要になっています。この作業の目的は、公開されているマルチ周波数カタログから収集された非同時スペクトルエネルギー分布情報のみに基づいて、AGNの母集団内のブレーザーを識別する深層学習アーキテクチャを開発することでした。この調査では、OpenUniverseVOU-Blazarsツールで収集された$\約14,000$ソースのSEDを使用して、前例のない量のデータを使用します。これは、SED分類の問題のために意図的に構築された畳み込み長短期記憶ニューラルネットワークを使用します。これについて詳しく説明し、検証します。ネットワークは、サンプル全体のサブセットを減らしてトレーニングした場合でも、ブレーザーを他のタイプのAGNから満足のいく程度に区別することができました（0.98ドルの曲線下のROC領域を達成）。この最初の研究では、ブレーザーを異なるサブクラスに分類したり、マルチ周波数またはマルチメッセンジャーの関連付けの可能性を定量化したりすることはありませんが、これらのより実用的なアプリケーションに向けたステップとして提示されています。

定期的に変調されるFRBアクティビティのテストモデル

Title	Testing_Models_of_Periodically_Modulated_FRB_Activity
Authors	J._I._Katz
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15354

繰り返されるFRB20180916Bの活動は、16。3日の周期で定期的に変調され、FRB121102も同様に約160日の周期で変調されます。一部のモデルでは、周期導関数は不確実なパラメーターの影響を受けないため、モデルをテストできます。非周期的破裂活動の周期的変調は、X線連星の降着円盤などの歳差運動する円盤の軸に沿って円錐または漏斗内をさまよう細いビームによる放出から生じる可能性があります。降着もバイナリもしない中性子星によるFRB200428の生成は、普遍性を示します。コヒーレント放射は、広範囲の環境で発生する可能性があります。

弱く磁化された回転ブラックホールの周りの荷電粒子の脱出帯のほぼ水平な構造：斜め磁気圏の場合

Title	Near-horizon_structure_of_escape_zones_of_electrically_charged_particles_around_weakly_magnetized_rotating_black_hole:_case_of_oblique_magnetosphere
Authors	Vladimir_Karas,_Ondrej_Kopacek
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15490

回転するブラックホールの近くの荷電粒子のダイナミクスに対する大規模磁場の影響を研究します。赤道面の測地線軌道上の最初は中性の粒子がイオン化され、それによって帯電プロセスによって不安定化するシナリオを考えます。次に、荷電粒子の一部が赤道面から加速され、相対論的速度でジェットのような軌道をたどります。ブラックホールスピンに対して磁場が傾いている非軸対称系を探求します。脱出軌道のゾーンを特定し、最終脱出速度を計算するために、システムを数値的に研究します。軸対称性を破ることにより、超相対論的速度への加速を可能にする非束縛軌道の割合が増加していることに気づきます。

銀河系外ガンマ線バックグラウンドのスペクトルに対するアクシオン様粒子の影響

Title	The_effect_of_axion-like_particles_on_the_spectrum_of_the_extragalactic_gamma-ray_background
Authors	Yun-Feng_Liang,_Xing-Fu_Zhang,_Ji-Gui_Cheng,_Hou-Dun_Zeng,_Yi-Zhong_Fan,_En-Wei_Liang
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15513

アクシオン様粒子（ALP）は、観測された宇宙の低いTeV不透明度の実行可能な説明を提供します。低TeV不透明度がALPによって引き起こされる場合、未解決の銀河系外点光源の$>{\rmTeV}$フラックスがそれに応じて強化され、高エネルギーで観測されたEGBスペクトルが強化されます。この作業では、EGBスペクトルに対するALPの影響を初めて調査します。私たちの結果は、ALPの存在により、EGBスペクトルが純粋なEBL吸収の場合から逸脱する可能性があることを示しています。偏差は約$\sim$1TeVで発生し、Fermi-LATによる現在のEGB測定ではそのような影響を特定できません。LHAASOやCTAのような今後のVHE機器からの観察は、この効果を研究するのに役立つかもしれません。敏感なALPパラメーターのほとんどは既存のALPの結果によって除外されていますが、いくつかの制限されていないパラメーターは、約10TeVのEGB観察で調べることができます。

中性子星のマルチメッセンジャー天文学による閉じ込め解除の開始の研究

Title	Studying_the_onset_of_deconfinement_with_multi-messenger_astronomy_of_neutron_stars
Authors	David_Blaschke,_Mateusz_Cierniak
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15785

バイナリ中性子星合体（GW170817）の最初のマルチメッセンジャー観測により、中性子星の質量と半径に新しい制約が利用できるようになりました。これらすべての制約を満たし、クォーク物質コアを持つハイブリッド中性子星によってのみ存在する可能性のある質量半径図の領域を予測するハイブリッドEoSのクラスを紹介します。この推測の確認は、高質量パルサーPSRJ0740+6620のNICER半径測定で半径が11km未満の場合に提供されます。この半径の測定で12kmを超える結果が得られるとしたら、これにより、この星の純粋なハドロンとハイブリッドの両方の性質が可能になります。後者の場合、最大質量は$2.6〜M_\odot$に達する可能性があるため、非対称バイナリマージGW190814のより軽いオブジェクトはハイブリッドスターである可能性があります。この高質量は、$1〜M_\odot$未満の星の質量での制限解除の早期開始、および低質量の双子星の発生と互換性があることを示しています。そのような場合、GW170817の残骸は長寿命の超大規模なパルサーである可能性があります。

2020年11月から12月の巨大爆発時のX線パルサーA0535 +262のタイミングとスペクトル特性の研究

Title	Study_of_Timing_and_Spectral_Properties_of_the_X-ray_Pulsar_A_0535+262_During_the_Giant_Outburst_in_Nov-Dec_2020
Authors	Manoj_Mandal_and_Sabyasachi_Pal
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15839

2020年11月と12月の最近の巨大爆発時のX線パルサーA0535+262のタイミングとスペクトル特性の多波長研究を行いました。X線パルサーのフラックスは記録的な値に達しました2020年11月19日（MJD59172）の発見以来、ほぼ12.5匹のカニ。調査には、NuSTAR、Swift、NICERのデータを使用しました。巨大な爆発の間のパルス周波数、パルスプロファイル、およびさまざまなスペクトルパラメータの進化を研究しました。異なるエネルギー範囲でのパルス分率の変動が研究されています。硬度強度図から、フレア中のX線パルサーのqのような特徴を検出しました。パルス周期の進化を調べたところ、NuSTARデータに基づいて、中性子星の自転周期は$P=103.58\pm0.01$sであることがわかりました。自転周期は、フレア中に$\dotP=-1.50\pm0.05\times10^{-7}$ss$^{-1}$の割合で時間とともに減少することがわかりました。タイミングの結果は、非常に可変的なパルスプロファイルの存在を明らかにしました。パルスプロファイルは、より高いエネルギー範囲（40$-$79keV）でダブルピーク機能からシングルピークに進化し、パルスプロファイルの顕著なエネルギー依存性が確立されました。脈拍数はエネルギーと正の相関を示した。スペクトルからのサイクロトロン共鳴散乱機能（CRSF）は$\sim44$keVで検出され、対応する磁場はB$\sim4.9\times10^{12}$Gです。ソースの広帯域スペクトルを研究しました。これは、黒体放射とカットオフべき乗則の2つの連続体コンポーネントを持つ複合モデルで説明できます。エネルギースペクトルから、6.4keV付近の鉄の輝線（$K_{\alpha}$）が検出されました。

マオリのAO公演

Title	MAORY_AO_performances
Authors	Guido_Agapito,_Cedric_Plantet,_Lorenzo_Busoni,_Carmelo_Arcidiacono,_Sylvain_Oberti,_Christophe_Verinaud,_Miska_Le_Louarn,_Alfio_Puglisi,_Simone_Esposito,_Paolo_Ciliegi
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14484

マルチコンジュゲート補償光学リレー（MAORY）は、南銀河極の空の半分にKバンドで30％のSR（50％の目標）を提供する必要があります。設計段階でのパフォーマンスとパラメータ変動に対する感度を評価することは、このような複雑なシステムを設計するための基本的なステップです。数値シミュレーションを中心としたこのステップは、パフォーマンス要件と補償光学システム構成の間の関係です。この作業では、MAORYの構成とパフォーマンスを示し、AdaptiveOpticsシステムの設計の選択を正当化します。

MAVIS：システムモデリングとパフォーマンス予測

Title	MAVIS:_system_modelling_and_performance_prediction
Authors	Guido_Agapito,_Daniele_Vassallo,_Cedric_Plantet,_Valentina_Viotto,_Enrico_Pinna,_Benoit_Neichel,_Thierry_Fusco,_Francois_Rigaut
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14487

MCAO支援可視イメージャおよび分光器（MAVIS）補償光学モジュールには、光学の科学をサポートするという非常に厳しい目標があります。パラナルの標準的な大気条件で、直径30秒角の大きな視野でVバンドに15％のSRを提供します。H=19までの最大3つの自然なガイド星で閉ループで動作することができ、南銀河極で50％を超える空の範囲を提供します。このような目標と大規模なMCAOシステムパラメータ空間の調査では、パフォーマンス、空の範囲を評価し、設計を推進するために、分析シミュレーションとエンドツーエンドシミュレーションの組み合わせが必要でした。この作業では、フェーズAの機器研究で行われたベースラインパフォーマンス、統計的な空の範囲、およびパラメーターの感度分析について報告します。

欧州ELTのMCAOシステムであるMAORYの補償光学設計状況

Title	Adaptive_optics_design_status_of_MAORY,_the_MCAO_system_of_European_ELT
Authors	Lorenzo_Busoni,_Guido_Agapito,_Cedric_Plantet,_Sylvain_Oberti,_Christophe_Verinaud,_Miska_Le_Louarn,_Simone_Esposito,_Paolo_Ciliegi
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14626

MAORYは、位置天文学に焦点を当てた近赤外線分光画像装置であるMICADOに1分角の補正フィールドを提供することを目的とした、欧州ELT用のマルチコンジュゲート補償光学リレーです。このホワイトペーパーでは、現在の補償光学アーキテクチャとサブシステムの要件を正当化する主な要件と分析を再検討します。最悪の犯罪者の用語と、大気およびナトリウムプロファイルへの依存性の統計分析に焦点を当てて、波面エラーバジェットの割り当てについて説明します。主要なAOパラメータに関するトレードオフ研究の最新の改訂版を提示します。これらのパラメータは、光学および機械サブシステムからの考慮事項とともに、機器の予備設計を定義するために使用されます。

ピラミッド波面センサー用EMCCD：実験室での特性評価

Title	EMCCD_for_Pyramid_wavefront_sensor:_laboratory_characterization
Authors	Guido_Agapito,_Tommaso_Mazzoni,_Fabio_Rossi,_Alfio_Puglisi,_Cedric_Plantet,_Enrico_Pinna
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14634

電気増倍CCDは、速度、サブ電子ノイズ、および量子効率の独自の組み合わせを提供します。これらの機能により、天文補償光学にとって非常に魅力的です。SOULプロジェクトは、LBTSCAOシステムのピラミッド波面センサーのカメラアップグレードとしてFLIのOcam2kを選択しました。ここでは、SOULプロジェクト用の3台のカスタムOcam2kカメラの実験室での特性評価の結果を示します。カメラは非常に良好なノイズ（ビンモードの場合は$0.4e^-$および$0.4-0.7e^-$）と暗電流値（$1.5e^-$）を示しました。カメラのゲインを測定し、パワーサイクルとフレームレートへの依存性を特定しました。最後に、SOUL補償光学システムにおけるこれらのゲイン変動の影響を推定しました。SOULパフォーマンスへの影響はごくわずかでした。

宇宙関連氷の真空紫外線光吸収分光法：1〜keVの電子照射による固体炭酸の形成と破壊

Title	Vacuum_ultraviolet_photoabsorption_spectroscopy_of_space-related_ices:_Formation_and_destruction_of_solid_carbonic_acid_upon_1~keV_electron_irradiation
Authors	S._Ioppolo,_Z._Kanuchov\'a,_R._L._James,_A._Dawes,_A._Ryabov,_J._Dezalay,_N._C._Jones,_S._V._Hoffmann,_N._J._Mason,_G._Strazzulla
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14863

炭酸（H2CO3）は宇宙生物学に関連する弱酸であり、今日まで宇宙では検出されていません。実験的研究により、H2CO3のベータ多形は、CO2およびH2Oに富む氷のエネルギー（UV光子、電子、および宇宙線）処理を通じて、宇宙関連の条件下で形成されることが示されています。さまざまな星間および太陽系環境をシミュレートするために、20および80Kで1keVの電子にさらされた純粋および混合CO2およびH2O氷のVUV光吸収スペクトルの体系的なセットを提示します。次に、氷をアニールして純粋なH2CO3の層を取得し、さらに20Kと80Kで1keVの電子にさらして、その破壊経路を監視しました。フーリエ変換赤外（FT-IR）分光法は、氷内の物理化学的変化に関する補足情報を提供する二次プローブとして使用されました。私たちの研究室の研究では、CO2：H2O氷混合物のエネルギー処理による固体H2CO3、CO、およびO3の形成は、20〜80Kの範囲で温度に依存することが示されています。氷を200Kと225Kでアニーリングすることにより、VUVスペクトル範囲で初めて。139nmと200nmで2つの光吸収バンドを検出し、それぞれベータH2CO3とガンマH2CO3に割り当てました。CO2、H2O、およびCO氷への分解につながるさまざまな温度でのアニールされたH2CO3氷の電子照射のVUVスペクトルを示します。実験室の結果は、土星の衛星エンケラドゥス、ディオーネ、およびレアの70〜90Kの氷面のカッシーニ紫外線イメージング分光器による観測と比較されます。

JAXNS：JAXに基づく高性能のネストされたサンプリングパッケージ

Title	JAXNS:_a_high-performance_nested_sampling_package_based_on_JAX
Authors	Joshua_G._Albert
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15286

2004年のジョンスキリングによるデビュー以来、ネストされたサンプリングは科学者にとって貴重なツールであることが証明されており、特に天文学の分野で、複雑な事後分布の仮説証拠計算とパラメーター推論を提供しています。計算の複雑さと長時間実行の性質により、過去には、ネストされたサンプリングはオフラインタイプのベイズ推定用に予約されており、変分推論やMCMCなどのツールはオンラインタイプの時間制約のあるベイズ計算用に残されていました。これらのツールは、複雑なマルチモーダル事後確率、離散確率変数、および勾配のない事後確率を簡単に処理できず、ベイズ証拠の実用的な計算もできません。したがって、計算時間のギャップを埋めることができ、ネストされたサンプリングをデータサイエンスツールボックスの一般的な場所にすることができる、高性能のすぐに使用可能なネストされたサンプリングパッケージの可能性が残ります。JAXベースのネストされたサンプリング（JAXNS）、JAXを使用してXLAプリミティブで記述された高性能のネストされたサンプリングパッケージを提示し、PolyChord、MultiNEST、およびdynestyの現在利用可能なネストされたサンプリング実装よりも数桁高速であることを示します、証拠計算の同じ精度を維持しながら。JAXNSパッケージは、\url{https://github.com/joshuaalbert/jaxns}で公開されています。

VTXO：X線観測用の仮想望遠鏡

Title	VTXO:_The_Virtual_Telescope_for_X-ray_Observations
Authors	John_F._Krizmanic,_Neerav_Shah,_Philip_C._Calhoun,_Alice_K._Harding,_Lloyd_R._Purves,_Cassandra_M._Webster,_Michael_F._Corcoran,_Chris_R._Shrader,_Steven_J._Stochaj,_Kyle_A._Rankin,_Daniel_T._Smith,_Hyeongjun_Park,_Laura_E._Boucheron,_Krishna_Kota,_and_Asal_Naseri
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15311

X線観測用仮想望遠鏡（VTXO）は、焦点距離が$\sim$1km、角度分解能が$\sim$50の仮想X線望遠鏡で軽量の位相フレネルレンズ（PFL）を使用します。VTXOは、2つのSmallSatの精密編隊飛行を使用して形成されます。PFLとナビゲーションビーコンを収容する小型のOpticsSatと、大型のDetectorSatには、X線カメラ、精密なスタートトラッカー、および編隊飛行の推進力が含まれます。ベースラインの飛行ダイナミクスは、高度に楕円形の超同期軌道を使用しており、約1年のミッション寿命で32.5時間の軌道の10時間、90,000kmのアポジの周りの慣性系でフォーメーションを保持できます。VTXOの優れた角度分解能により、明るくコンパクトなX線源の中央エンジンに近い環境を測定できます。このX線イメージング機能により、CygX-3やGX5-1などの中央の物体の近くで散乱するダストの影響を調べ、X線新星のコンパクトな物体の近くのジェット構造を検索できます。CygX-1およびGRS1915+105として、そしてかにパルサー風星雲の終結衝撃における構造の探索のために。VTXOSmallSatと機器の設計、ミッションパラメータ、および科学性能について説明します。VTXOの開発は、選択された2018NASAAstrophysicsSmallSatStudy（AS$^3$）ミッションの1つとしてサポートされました。

ディープラーニングを使用して将来の天文現象を予測する

Title	Predicting_future_astronomical_events_using_deep_learning
Authors	Shashwat_Singh,_Ankul_Prajapati,_and_Kamlesh_N_Pathak
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15476

インテリジェントな意思決定マシンへの探求において、もっともらしい予測を行う能力は、そのインテリジェンスの中心的な柱です。予測アルゴリズムの中心的な考え方は、支配する物理的ルールを理解し、同じ支配法に基づいてもっともらしく適切な予測を行うことです。モデルはイベントのダイナミクスを支配するさまざまなパラメーターを理解し、もっともらしい法則を適用することによって空間的および時間的進化を理解する必要があるため、研究を天体物理学的現象に向けて拡張すると、モデルのテスト能力が高まります。この作品は、空間的および時間的コヒーレンスを維持するもっともらしい将来のイベントを予測するための深層学習モデルを提示します。Sa、Sb、S0、Sd銀河の合併の進化と、前景銀河の赤方偏移が$15M_{\odot}$の重力レンズの進化という、2つの幅広いクラスでトレーニングを行いました。予測アルゴリズムのパフォーマンスメトリックの直接測定の開発に向けて作業を拡張しました。これにより、予測の正確さを直接出力する新しいメトリック、CorrectnessFactor（CF）を導入します。

VSTデータログ分析用の自動パイプライン

Title	An_Automated_Pipeline_for_the_VST_Data_Log_Analysis
Authors	Salvatore_Savarese,_Pietro_Schipani,_Giulio_Capasso,_Mirko_Colapietro,_Sergio_D'Orsi,_Laurent_Marty,_Francesco_Perrotta
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15597

VST望遠鏡制御ソフトウェアは、望遠鏡と機器の操作に関する詳細情報を継続的に記録します。コマンド、テレメトリ、エラー、気象条件などは、機器のメンテナンスに関連する可能性があり、問題の原因の特定は定期的に保存されます。すべての情報はテキスト形式で記録されます。これらのログファイルは、特定の問題や夜間に発生した問題への取り組みについて、観測所の担当者によって個別に検査されることがよくあります。したがって、通常、情報のごく一部のみが日常のメンテナンスに使用されます。それにもかかわらず、長期間にわたって収集されたアーカイブ情報の分析を利用して、望遠鏡に関する有用な傾向と統計を明らかにすることができます。そうしないと、見落とされてしまいます。アーカイブのサイズが大きいため、ログの手動検査と処理は面倒です。適切なユーザーインターフェイスを備えた自動化ツールが開発され、ログファイル内の特定のエントリを取得し、データを処理して、わかりやすい方法で表示します。このパイプラインは、5年間の望遠鏡活動で収集された情報をスキャンするために使用されています。

加速された分極電流から発射された電磁放射によって運ばれる情報

Title	Information_carried_by_electromagnetic_radiation_launched_from_accelerated_polarization_currents
Authors	John_Singleton,_Andrea_C._Schmidt,_Connor_Bailey,_James_Wigger_and_Frank_L._Krawczyk
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15743

超光速偏波電流分布が加速する連続線形誘電体アンテナを使用して、選択したターゲット距離と角度でわかりやすい形式で再生される広帯域信号を送信できることを実験的に示します。放送信号と受信信号の間のこの正確な対応の要件は、偏波電流分布の各移動点が、アンテナに沿って通過する間、常に光速でターゲットに近づくことです。これにより、移動する偏波電流の各ポイントがアンテナに入る時間と、アンテナを通過する間にこの特定のポイントから放出される放射の{\itall}が到着する時間との間に1対1の対応が生じます。同時にターゲットで。これは、元の放送信号の望ましい時間依存性を再現する効果があります。他のオブザーバー/検出器の位置では、信号の時間依存性は、放出（遅延）時間と受信時間の間の重要な関係のためにスクランブルされます。この手法は、従来の無線送信方法とは対照的です。後者のほとんどの例では、信号はほとんどまたはまったく指向性なしで放送され、受信の選択性は狭い周波数帯域を使用することによって達成されます。これの代わりに、現在の論文は特定の場所に情報を送信するために周波数の広がりを使用しています。信号は弱く、他の場所ではスクランブルされた時間依存性があります。このメカニズムが5G近隣ネットワークに関連している可能性があることを指摘します。この研究はまた、パルサーの放出メカニズムに向けた強力な手がかりを与える地上の天体物理学実験を構成します。

高速銀河のためのハイブリッドフーリエ-実ガウス混合法-PSF畳み込み

Title	A_hybrid_Fourier--Real_Gaussian_Mixture_method_for_fast_galaxy--PSF_convolution
Authors	Dustin_Lang
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15797

ピクセルグリッドとして表される点像分布関数（PSF）モデルによるモデル銀河プロファイルの高速畳み込みの方法を紹介します。この方法は、3つの観測に依存しています。まず、共通の関心のある最も単純な放射状銀河プロファイル（deVaucouleurs、指数関数、セルシック）は、ガウス分布の混合として近似できます。第2に、ガウス分布のフーリエ変換はガウス分布であるため、銀河のガウス分布混合近似のフーリエ変換は、フーリエ空間におけるガウス分布の混合として直接評価できます。第3に、混合成分がフーリエ空間エイリアシングを引き起こす場合、その成分を実空間で評価できます。フーリエ空間で評価される混合成分については、PSFモデルのFFT、銀河のフーリエ変換の直接評価、および逆FFTを使用して結果をピクセル空間に返します。混合成分が実空間で評価される場合（混合成分がPSFよりもはるかに大きい場合にのみ発生します）、PSFの単純なガウス近似を使用して、畳み込みを分析的に実行し、実ピクセル空間で評価します。ピクセル化されたPSFモデルが十分にサンプリングされている限り、この方法は高速で正確です（銀河プロファイルのガウス混合近似が正確である限り）。このフーリエ法は、PSFピクセルモデルグリッドのナイキスト周波数で、PSFによる畳み込みの前に、完全なローパスフィルターを（通常は強くアンダーサンプリングされた）銀河プロファイルに適用する方法と見なすことができます。このようにして、従来の超解像アプローチの計算コストを回避します。この方法により、トラクターなどの銀河前方モデルフィッティングアプローチでピクセル化されたPSFモデル（つまり、ピクセル値のグリッドとして表されるPSF）を効率的に使用できます。

天文画像のコレクションにおける原理的な点光源検出

Title	Principled_point-source_detection_in_collections_of_astronomical_images
Authors	Dustin_Lang_and_David_W._Hogg
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15836

天文画像内の点光源を検出するためのよく知られた整合フィルター法を確認します。これは、非常に強力な条件（完全に既知のバックグラウンドレベル、点像分布関数、およびノイズモデルを使用したバックグラウンドが支配的なイメージングの分離されたソース）の下で最適である（つまり、クラメール-ラオ境界を飽和させる）ことが示されています。整合フィルターが、意図された点光源の明るさの最尤推定値を生成することを示します。これにより、同じバンドパスフィルターを介して、ノイズレベルと点広がりが異なる複数の画像を簡単に組み合わせることができます。関数---最適な点光源検出マップを作成します。次に、さまざまなバンドパスフィルターを介して撮影された画像へのアプローチを拡張し、SED整合フィルターを導入します。これにより、さまざまなフィルターを介して撮影された画像を組み合わせることができますが、検出するオブジェクトの色を指定する必要があります。このアプローチは、従来から採用されているいくつかの方法よりも優れていること、および他の従来の方法は、暗黙の（そして多くの場合不合理な）事前分布を使用したSED整合フィルタリングのインスタンスと見なすことができることを示します。低計算コストで閉形式の式につながるフラックス事前分布を含むベイズ定式化を提示します。

SDSSとLAMOSTのスペクトルの大規模なサンプルを使用した非基本モードRRLyraeでの衝撃波の検出

Title	Detecting_shock_waves_in_non-fundamental_mode_RR_Lyrae_using_large_sample_of_spectra_in_SDSS_and_LAMOST
Authors	Xiao-Wei_Duan,_Xiao-Dian_Chen,_Li-Cai_Deng,_Fan_Yang,_Chao_Liu,_Anupam_Bhardwaj,_Hua-Wei_Zhang
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14444

こと座RR型変光星の自然へのステップは、変光星の理解を深めるだけでなく、それらをトレーサーとして使用して宇宙の構造をマッピングする際の精度を向上させることができます。この作業では、衝撃の最も顕著な観測特性である「最初の出現」を取得するために、手作りの1次元パターン認識パイプラインを開発します。最初の倍音とマルチモードのRRLyrae変数での水素輝線の最初の検出を報告します。発光信号の強度と視線速度の間に反相関があることがわかります。これは、ヘリウムイオン化ゾーンの不透明度の変化が原因である可能性があります。さらに、Blazhkoタイプの変調を示す可能性のある水素放出を伴う1つのRRd星を見つけます。私たちの発見によると、変光星とスペクトルの今後の膨大な量のデータリリースにより、衝撃波と非基本モードのRRライレ星のブラツコ効果のような大きな問題との間の架け橋を築くことが可能になるかもしれません。

主要な太陽フレアによる磁束ロープの変化

Title	Variation_of_Magnetic_Flux_Ropes_Through_Major_Solar_Flares
Authors	Aiying_Duan,_Chaowei_Jiang,_Zhenjun_Zhou,_Xueshang_Feng,_Jun_Cui
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14588

太陽フレアがどのように引き起こされ、どのような条件でコロナ質量放出によって噴火する可能性があるのか​​は不明なままです。磁束ロープ（MFR）は、太陽噴火の中心的な磁気構造として提案されており、主にキンク不安定性（KI）やトーラス不安定性（TI）などの理想的な不安定性は、トリガーメカニズムの重要な候補となります。ここでは、観測された光球マグネトグラムからの磁場外挿を使用して、29回の噴火と16回の閉じ込められたイベントを含む主要なフレアを通して、MFRに焦点を当てて冠状磁場の変化を体系的に研究しました。ほぼ90\％のイベントがフレア前にMFRを持ち、70\％がフレア後でもMFRを持っていることがわかりました。MFRの最大ツイスト数とそのストラッピングフィールドの減衰指数を含む、KIとTIの制御パラメーターを計算しました。プレフレアMFRのみから経験的に導出されたKIおよびTIしきい値を使用して、フレアを介したMFR制御パラメータのバリエーションに2つの異なるレジームが示されています。フレアの前に両方のパラメータがしきい値を下回ったイベントの場合、噴火イベントでも限定イベントでも、フレア後のパラメータの体系的な変化は見つかりませんでした。対照的に、フレア前に2つのパラメーターのいずれかがしきい値を超えている（ほとんどが噴火している）イベントの場合、フレア後にパラメーターがしきい値を下回るまで体系的に減少します。これらの結果は、不安定性のしきい値の値に強い制約を与え、理想的な不安定性に加えて他の噴火メカニズムを調査する必要性も強調しています。

ケプラーデータを使用した連星母集団の構築と較正

Title	Building_and_Calibrating_the_Binary_Star_Population_Using_Kepler_Data
Authors	Mark_Wells_and_Andrej_Pr\v{s}a
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14673

連星の種族のモデリングは、星形成と星の進化の理論を観測と結び付けるために重要です。これらの理論をテストするには、観測可能なバイナリ母集団の正確なモデルが必要です。KeplerEclipsingBinaryCatalog（KEBC）は、推定$>$90％の完全性を備えており、バイナリ母集団モデルの観測アンカーを提供します。この作業では、ケプラーフィールドの連星集団の新しいフォワードモデルの結果を示します。フォワードモデルは、銀河のモデルから単一の星の種族を取得し、arXiv：1007.0414やarXiv：1303.3028などの観測的なバイナリ母集団調査の結果から母集団に制約を適用することにより、星をバイナリにペアリングします。合成バイナリ母集団は、軌道パラメータの初期分布から構築されます。生成された連星集団から食変光星サンプルを特定し、これをKEBCに含まれる食変光星の観測サンプルと比較します。最後に、合成母集団の分布を更新し、合成食変光星サンプルがKEBCと一致するまでこのプロセスを繰り返します。このプロセスの最終結果は、観測に適合した基礎となる連星の種族のモデルです。固定のフラット質量比と離心率の入力分布の場合、バイナリ周期分布は$\sim$3.2dを超えると対数的にフラットであることがわかります。観測からの分布に追加の制約を追加すると、質量比や離心率などの他の入力制約を緩和することで、合成バイナリ母集団をさらに調整できます。

星周天体化学における紫外線光子の役割

Title	The_Role_of_Ultraviolet_Photons_in_Circumstellar_Astrochemistry
Authors	T._J._Millar
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14715

質量が1から8の太陽質量（M$_\odot$）の星は、漸近巨星分枝の段階で、恒星進化の後期にガスや塵の形で大量の物質を失います。このような星は、星間物質の塵の最大35％を供給し、したがって、太陽系が形成された物質に寄与します。さらに、これらの星の星周エンベロープは、80を超える分子が検出された、複雑な有機化学のサイトです。星自体から、または近くを周回するコンパニオンから放出される内部紫外線光子が、特にエンベロープが本質的に塊状である場合に、エンベロープで発生する化学的性質を大幅に変える可能性があることを示します。少なくともここで調べたケースでは、白色矮星などの恒星の伴星の存在により、UV光子の高フラックスが炭素に富むAGB星の内部領域のH$_2$Oを以下のレベルまで破壊することがわかります。星周化学の伝統的な記述の期待とは対照的に、それらは観測され、エンベロープの奥深くにC$^+$などの種を生成します。

ハビタブルゾーン惑星ファインダー分光法からの赤色巨星の化学組成

Title	Chemical_Compositions_of_Red_Giant_Stars_from_Habitable_Zone_Planet_Finder_Spectroscopy
Authors	Christopher_Sneden,_Melike_Afsar,_Zeynep_Bozkurt,_Gamze_Bocek_Topcu,_Sergen_Ozdemir,_Gregory_R._Zeimann,_Cynthia_S._Froning,_Suvrath_Mahadevan,_Joe_P._Ninan,_Chad_F._Bender,_Ryan_Terrien,_Lawrence_W._Ramsey,_9_Karin_Lind,_Gregory_N._Mace,_Kyle_F._Kaplan,_Hwihyun_Kim,_Keith_Hawkins,_and_Brendan_P._Bowler
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14742

ハビタブルゾーン惑星ファインダー（HPF）を使用して、13個のフィールド赤色水平分枝（RHB）星、1個の散開星団、1個の非常に金属の少ない星の高解像度、高信号対雑音比の近赤外線スペクトルを収集しました。ハビタブルゾーン。HPFスペクトルは、$zyJ$バンドの0.81$-$1.28\ミクロン\波長範囲をカバーし、光学（0.4$-$1.0〜\ミクロン）スペクトルと赤外線（1.5$-$2.4〜\ミクロン）スペクトルの間のギャップをすでに埋めていますプログラムスターが利用できます。相当幅とスペクトル合成を含むLTEベースの計算から17種の存在量を導き出し、RHBスターのLTEからの逸脱によって最も影響を受ける種の存在量補正を推定します。一般に、HPFベースの金属量と存在比、および光学スペクトル領域と赤外線スペクトル領域の金属量の間には、良好な一致が見られます。軽元素の遷移がこれらの赤色巨星のHPFスペクトルを支配し、HPFデータを使用して、光学スペクトルでの表現が不十分またはまったくない種から存在量を導き出すことができます（\eg、\species{C}{i}、\species{P}{i}、\species{S}{i}、\species{K}{i}）。特に関心のある2つのフィールド太陽金属量RHB星のHPF存在量に注意が向けられます。1つは極端な炭素同位体比を持ち、もう1つはまれに非常に大きなリチウム含有量を持ちます。後者の星は、非常に強い\species{He}{i}10830〜\AA\吸収を示すことにより、サンプルでユニークです。散開星団の巨人の存在量は、他の波長領域に由来するものと一致しています。HD〜122563での\species{C}{i}および\species{S}{i}の検出が報告されており、複数のマルチプレットからの[S/Fe]の金属量の決定が最も低くなっています。

空間的に分解された[NeIII]マイクロジェットによるSz102のイオン化条件の明らかに

Title	Revealing_Ionization_Conditions_of_Sz_102_with_Spatially_Resolved_[Ne_III]_Microjets
Authors	Chun-Fan_Liu_(1),_Hsien_Shang_(1),_Gregory_J._Herczeg_(2),_and_Frederick_M._Walter_(3)_((1)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica,_(2)_The_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Stony_Brook_University)
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15044

小規模マイクロジェットからの禁止されたネオン輝線は、低質量の若い恒星系における高エネルギープロセスを精査することができます。ハッブル宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフ（HST/STIS）を使用して、古典的なTTauriStarSz102からマイクロジェットの空間分解能[NeIII]スペクトルを空間分解能〜0で取得しました。1。ブルーシフトおよびレッドシフト[NeIII]放出は、星の約0.1.1以内で強度がピークに達し、流れに沿って徐々に減衰して約0".24になります。[NeIII]マイクロジェットの空間分布と範囲は、近くでイオン化されたジェットと一致しています。CaIIHおよびK線は、赤方偏移したマイクロジェットからも検出され、全幅の線は最大で約170km/sであり、他の線と一致しています。300km/s幅の恒星成分の頂上にある禁止された輝線観測された線のセントロイドと文献からの傾斜角と恒星の質量の範囲から推測されるSz102ジェットの発射半径は約0.03です。au。発射領域がthに近接している可能性eスターは、星周イオン化源からの距離希釈なしで即時のイオン化を可能にします。おそらく、スターディスクシステムの磁気リコネクションイベントによって生成されたkeVX線フレアで、観測された[NeIII]フラックスを維持します。

ALMAを用いたHH211の2​​5AU角度分解能観測：SiO、CO、およびSOにおけるジェット特性と衝撃波構造

Title	25_AU_Angular_Resolution_Observations_of_HH_211_with_ALMA_:_Jet_Properties_and_Shock_Structures_in_SiO,_CO,_and_SO
Authors	Kai-Syun_Jhan,_Chin-Fei_Lee
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15057

HH211は高度にコリメートされたジェットで、若いクラス0原始星の両側に一連の結び目と小刻みに動く構造があります。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）データの2つのエポックを使用して、CO（J=3-2）、SiO（J=8-7）、およびSO（N_J=8_9-7_8）ラインの内部ジェットを調査しました。$\sim$25AUの解像度で。これらのALMAおよび以前の2008SubmillimeterArray（SMA）データを使用すると、中央ソースから$\sim$250AU内の8ノットの固有運動は、年間$\sim$0.068"（$\sim$102km/s）であることがわかります。アウタージェットでの以前の測定と一致します。$\sim$4倍高い解像度でも、反射対称ウィグルは、以前に提案された軌道ジェットソースモデルによって適合できます。インナージェットで以前に検出された連続構造は、少なくとも5つのサブノット。これらのサブノットは、外側のノットよりも短い$\sim$4。5年の周期でのジェットの放出速度の変動として解釈されます。さらに、後方および前方の衝撃は完全に形成されたノットBK3で分解され、内部作業面と横方向の放出の特徴が位置-速度図で識別されます。このノットでは、低密度のSO層とCO層が高密度のSiO層に囲まれています。

アクティブな高速回転子FRCncのコロナ

Title	Coronae_of_an_active_fast_rotator_FR_Cnc
Authors	Jeewan_C._Pandey,_Gurpreet_Singh,_Subhajeet_Karmakar,_Arti_Joshi,_I._S._Savanov,_S._A._Naroenkov,_M._A._Nalivkin
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15062

アクティブな高速回転星FRCncの最初の詳細なX線研究と同時光学観測を提示します。X線スペクトルは、低温成分と高温成分の温度がそれぞれ0.34と1.1keVの2温度プラズマモデルによって説明されることがわかります。0.5〜2.0keVのエネルギー帯域のX線光度曲線は、約17％の回転変調度で回転変調されていることがわかります。また、X線光度曲線は、最大X線光がFRCncの表面の最小光学光とより低温の領域に対応するという意味で、光学光と色の曲線と反相関していることもわかりました。FRCncのX線光度は、過去30年間でほぼ一貫しており、0.5〜2.0keVのエネルギー帯域で平均値4.85x10^{29}erg/sであることがわかっています。

A型星におけるCaIIK線の振る舞い

Title	Behaviors_of_Ca_II_K_line_in_A-type_stars
Authors	Yoichi_Takeda
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15152

合成スペクトルフィッティング分析は、広範囲の回転速度（10<vsini<300km/s）で122個のA型星（7000<Te<10000K）の3933.68AでCaIIラインに順番に適用されました。このCaII3934ラインから決定されたCa存在量（[Ca/H]39）の振る舞いを、特に（i）それらがAm現象とどのように関連しているか（遅い回転子でよく見られる）および（ii）それらは、より弱いCaI6162ラインに由来するCa存在量（[Ca/H]61）と一致しています。同じTeの非Am星に比べて、Am星のCa線強度が弱く、関連する存在量が少ないことが確認され、Am星の光球におけるCaの不足を示しています。しかし、クールなAm星（Te<8000K）のかなりの部分が、説明が難しい異常なCaII3934線の特徴（つまり、その弱さのために異常に広い）を示すことがわかりました。[Ca/H]39と[Ca/H]61の比較に関しては、どちらも高温の星（Te>8000K）でほぼ一貫していますが、前者は低くなる傾向があります（最大-1dex以上）。これらの「弱い広いK線」オブジェクトを含むより冷たいA星（Te<8000K）の後者よりも、この事実は、CaII3934線の強度を低下させるいくつかの特別なメカニズムがTe<8000Kで関与していることを示唆しています。]39はこれ以上信頼できません。一方、より深い放射エンベロープでの元素分離の結果として光球でCaの不足を引き起こす原子拡散は、A型星の[Ca/H]61の定性的傾向に適合しているように見えるため、有望な説明と見なすことができます。、古典的なAm星のかなり弱いCaIIK線のよく知られた特徴は、必ずしもこの元素拡散シナリオだけに起因するわけではなく、この共鳴線に固有のいくつかの未知の弱化メカニズムが独立して機能する可能性があります。

CMa星形成領域でのアクティブな低質量星の検索：T80Sを使用したマルチバンド測光

Title	Searching_for_active_low-mass_stars_in_CMa_star-forming_region:_multi-band_photometry_with_T80S
Authors	J._Gregorio-Hetem,_F._Navarete,_A._Hetem,_T._Santos-Silva,_P.A.B._Galli,_B._Fernandes,_T._Montmerle,_V._Jatenco-Pereira,_M._Borges_Fernandes,_H._D._Perottoni,_W._Schoenell,_T._Ribeiro,_A._Kanaan
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15166

エキゾチックな環境は、おおいぬ座（CMa）OB1/R1領域に関連する若い恒星群を取り囲んでいます。これは、おそらく数百万年前に発生した少なくとも3つの超新星イベントからのフィードバックの下で形成されました。Gaia-DR2の位置天文データを使用して、固有運動と視差に基づいてCMaR1の星のメンバーシップを確認し、514人の新しいメンバーと候補者を明らかにしました。色と大きさの図から推定された5Myrの平均年齢は、ソースを前主系列星の候補として特徴づけます。合計で、T80-South望遠鏡で検出された694個の星のサンプルを、さまざまな色-色図に従って分析し、進化モデルの理論上の色と比較して、降着過程によって過剰な色を示すオブジェクトを明らかにしました。降着と磁気活動も、それぞれHalphaとCaIIの三重項放出に関連するF660とF861などの経験的なフラックスとフラックスの関係に基づいて調査されました。サンプルの低い部分（3パーセント）には、彩層活動を示す星に期待されるHalpha過剰および他の色があります。赤外線（WISE）の色で識別されるクラスIおよびクラスIIオブジェクトの数は、ディスクの割合が6％であることを示しています。これは、同じ年齢の星団で予想されるよりも少ない値です。星周降着の証拠のないCMaR1に関連するオブジェクトのそのような大きなサンプルは、若い星形成領域では珍しい、円盤を持った星の欠如として解釈することができます。しかし、これは超新星イベントの結果として説明されるかもしれません。

アクティブなKジャイアントシグマジェムの表面構造の変化をSONGで観察する

Title	Observing_the_changing_surface_structures_of_the_active_K_giant_sigma_Gem_with_SONG
Authors	H._Korhonen_(ESO),_R.M._Roettenbacher_(Yale),_S._Gu_(Yunnan_Observatories),_F._Grundahl_(Aarhus),_M._F._Andersen_(Aarhus),_G.W._Henry_(Tennessee_State),_J._Jessen-Hansen_(Aarhus),_V._Antoci_(DTU),_and_P.L._Pall\'e_(IAC)
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15177

目的：広帯域測光と150夜にわたる連続分光観測から、磁気的にアクティブなクールなK型巨星シグマジェムのスポット進化と差動回転を研究することを目指しています。方法：HertzsprungSONG望遠鏡で得られた高解像度、高信号対雑音比のスペクトルを使用して、ドップラーイメージング技術で表面（光球）温度マップを再構築します。303回の観測は150泊に及び、スポットの進化と表面の差動回転の詳細な分析を可能にします。ドップラーイメージングの結果は、テネシー州立大学T30.4m自動測光望遠鏡の同時ブロードバンド測光と比較されます。恒星大気中でより高い恒星彩層からの活動も、バルマーHアルファ線プロファイルのSONG観測を使用して研究され、光球活動と相関しています。結果：8回の連続した恒星の回転中に得られた温度マップは、主に高緯度または極地のスポットを示しており、主なスポット濃度は緯度45度を超えています。スポットは、観測の開始近くのフェーズ0.25付近と、終了に向かってフェーズ0.75付近に集中します。測光観測により、2016年2月に発生したスポットフェーズの小さなジャンプが確認されます。温度マップの相互相関により、かなり強い太陽のような差動回転が明らかになり、相対的な表面差動回転係数は$\alpha$=0.10+/-になります。0.02。いくつかの時代では、星黒点の位置と彩層の増強された放射との間に弱い相関関係があります。

太陽磁気活動の解読。 II。太陽周期時計と太陽極小期の始まり

Title	Deciphering_Solar_Magnetic_Activity._II._The_Solar_Cycle_Clock_and_the_Onset_of_Solar_Minimum_Conditions
Authors	Robert_Leamon,_Scott_McIntosh,_Sandra_Chapman,_Nicholas_Watkins,_Subhamoy_Chatterjee_and_Alan_Title
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15186

太陽の変動は、22年の磁気活動周期（「ヘイル周期」）を形成する磁化されたシステムの進行と相互作用によって制御されます。磁化された系は、緯度$\sim$55度の原点から、$\を超えて赤道まで進みます。sim$19年。その進行の終点、「ターミネーター」イベントと呼ばれるもの、およびそれらを診断する方法について説明します。HaleMagneticCyclesの終了に基づいて、すべての太陽磁気活動を単一の正規化されたエポックにマッピングする新しい太陽活動「時計」を構築します。ターミネーターはこの時計の位相$0*2\pi$で表示され、太陽極小期の反転は$0.2*2\pi$で始まり、太陽極小期を中心とした地磁気的に静かな間隔は$0.6*2\piで始まります。$で終了し、正規化されたサイクル長の40％続くターミネータで終了します。「プレターミネーター」と呼ばれるこの静止の開始により、太陽はアクティブ領域の複雑さの根本的な減少を示し、（ターミネーターイベントのように）太陽の電波フラックスがF10.7=90sfuを横切る時間に関連付けられます-太陽極小期の開始を効果的にマークします。この論文では、ターミネーターベースの時計を使用して、ヘイルサイクルの地球規模の磁気システムの強い相互作用をさらに強調する、ターミネーター前の「イベント」に関連する一連の現象を説明します。

クラス0原始星からのジェットのCALYPSOIRAM-PdBI調査。ジェット機は若い星に遍在していますか？

Title	The_CALYPSO_IRAM-PdBI_survey_of_jets_from_Class_0_protostars._Are_jets_ubiquitous_in_young_stars_?
Authors	L._Podio,_B._Tabone,_C._Codella,_F._Gueth,_A._Maury,_S._Cabrit,_B._Lefloch,_S._Maret,_A._Belloche,_P._Andr\'e,_S._Anderl,_M._Gaudel,_L._Testi
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15379

CALYPSOの大規模プログラムの一環として、内部光度Lintが0.035から47Lsunの21個のクラス0原始星のサンプルで、原始星のジェットと流出の特性を制限します。CO（2-1）、SO（$5_6-4_5$）、およびSiO（5-4）での高角度分解能（〜0.5"-1"）IRAMPdBI観測を分析します。流出ガスを探査するCO（2-1）は、すべての発生源で検出されます（SerpS-MM22およびSerpS-MM18bで初めて）。SiO（5-4）のコリメートされた高速ジェットは、ソースの67％で検出され（IRAS4B2、IRAS4B1、L1448-NB、SerpS-MM18aで初めて）、これらの77％もジェット/流出放出を示しますSOで（$5_6-4_5$）。5つのソース（サンプルの24％）で、SO（$5_6-4_5$）は内部エンベロープおよび/またはディスクをプローブします。CALYPSOの調査によると、流出現象は遍在しており、高速ジェットの検出率は原始星の降着とともに増加し、Lint>1Lsunのソースの少なくとも80％がジェットを駆動します。原始星の流れはタマネギのような構造を示し、SiOジェット（開口角〜10$^o$）がより広い角度のSO（〜15$^o$）とCO（〜25$^o$）の流出に入れ子になっています。300auを超えるスケールでは、SiOジェットはクラスIIソースからの原子ジェットよりもコリメートされません（〜3$^o$）。クラスII原子ジェットと同様に、2つのジェットローブ間の速度の非対称性がソースの3分の1で検出され、同じ発射メカニズムが機能していることを示唆しています。ほとんどのジェットはSiOリッチ（>2.4e-7から>5e-6のSiO/H2）であり、これは、内部から発射された、無塵風の可能性が高い気相でのシリコンの>1％-10％の効率的な放出を示しますダスト昇華半径。質量損失率（〜7e-8から〜3e-6Msun/年）は、クラスIIジェットで測定されたものよりも大きくなっています。クラスIIの情報源と同様に、質量損失率は質量降着率の約1％〜50％であり、若い星の放出と降着の相関関係が1e4年から数Myrまで維持されることを示唆しています。

3Heに富む太陽エネルギー粒子の太陽源の温度とイオン存在量との関係

Title	Temperature_in_Solar_Sources_of_3He-rich_Solar_Energetic_Particles_and_Relation_to_Ion_Abundances
Authors	R._Bucik,_S._M._Mulay,_G._M._Mason,_N._V._Nitta,_M._I._Desai,_M._A._Dayeh
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15390

3Heに富む太陽エネルギー粒子（SEP）は、イオンの電荷対質量（Q/M）比に依存するメカニズムによって、太陽フレアまたはジェットで加速されると考えられています。これは、フレアプラズマ特性（温度など）が3Heに富むSEPの元素存在量を決定するのに効果的である可能性があることを意味します。この研究では、AdvancedCompositionExplorerで測定されたHe-Feイオンの超熱（<0.2MeV/nuc）存在量と、2010〜2015年の24の3HeリッチSEPイベントの太陽源の温度との関係を調べます。太陽ダイナミクス天文台での極紫外線イメージング観測から光源領域の温度を導出するために、微分放射測定技術が適用されます。得られた温度分布は2.0〜2.5MKでピークに達します。これは、その場での元素の存在量または電荷状態の測定に基づく以前の調査結果と驚くほど一致しています。3He/4He比と太陽源温度の間に係数-0.6の有意な反相関があることがわかりました。両方の同位体が推定温度範囲で完全にイオン化されるため、非電荷ストリッピングプロセスが原因である可能性があります。この研究は、元素比4He/O、N/O、Ne/O、Si/O、S/O、Ca/O、Fe/Oが、イオン化平衡での存在比増強計算から予想されるように、一般に温度とともに動作することを示しています。得られた温度範囲でQ/M比の変化が小さい2種であるCとMgは、温度によるそのような挙動を示さず、3He/4He比と同様のプロセスの影響を受ける可能性があります。

太陽活動領域の周りの平坦な磁場に欠けている冷たいコロナ

Title	The_Missing_Cool_Corona_in_the_Flat_Magnetic_Field_around_Solar_Active_Regions
Authors	Talwinder_Singh,_Alphonse_C._Sterling,_Ronald_L._Moore
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15406

SDO/AIAは、1つまたは複数の特定の温度の冠状プラズマ放射にそれぞれ敏感ないくつかのEUVバンドで完全なソーラーディスクを画像化します。孤立したアクティブ領域（AR）がディスク上にある場合、一部のコロナルEUVチャネルのフルディスク画像は、ARの周辺をARを囲む暗い堀として示していることがわかります。ここでは、ディスク上にARが1つしか存在しなかった期間から選択した7つの具体例を示します。視覚的には、log10T=5.8でプラズマからの発光に対して最も感度が高いAIA171オングストロームバンドで堀が最も顕著であることがわかります。6つのAIAEUVチャネルから検出された1D見通し内放射測定温度分布を調べることにより、ほとんどの場合、堀の強度がlog10T〜5.7〜6.2の温度範囲で最も低下していることがわかります。ARから広がる強い磁場からの圧力が下にある磁気ループを押し下げ、それらのループを平らにし、堀の上にあるAR自身のループの中で最も低いものを低くするため、暗い堀が存在すると主張します。高度。Antiochos＆Noci（1986）によると、通常は171オングストローム放射の大部分を放射するこれらのループは、表面からの高さが低すぎて171オングストローム放射プラズマを維持できないように制限されています。放出するプラズマは、上にある高高度の長いARルートのコロナルループで維持されます。これは、ARを取り巻く低冠状温度の暗い堀を説明する可能性があります。

一次元不均一性によってモデル化された太陽光球導波路における遅い表面キンクモードの減衰

Title	Damping_of_slow_surface_kink_modes_in_solar_photospheric_waveguides_modeled_by_one-dimensional_inhomogeneities
Authors	Shao-Xia_Chen,_Bo_Li,_Tom_Van_Doorsselaere,_Marcel_Goossens,_Hui_Yu,_Michael_Geeraerts
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15426

細孔と黒点傘内の電磁流体力学（MHD）波への最近の関心を踏まえ、均一な内部、均一な外部、および連続遷移を含む円筒形の不均一性を持つ太陽光球導波路をモデル化することにより、低速表面キンクモード（SSKM）の減衰を調べます。間にレイヤー（TL）。線形、抵抗性、重力のないMHDで固有モード解析を実行することで、私たちのアプローチは、とりわけ、平衡が半径方向にのみ構造化されるという点で理想化されています。それでも、2つの減衰メカニズムに同時に対処できます。1つはオーミック抵抗率であり、もう1つはカスプとAlfv$\acute{\rme}$n連続体でのSSKMの共鳴吸収です。2つのメカニズムの相対的な重要性は、磁気レイノルズ数（$R_{\rmm}$）に敏感に依存することがわかります。共鳴吸収は、現実的に大きな値の$R_{\rmm}$の唯一の減衰メカニズムであり、軸方向の波数が下端にない限り、一般にカスプ共鳴がAlfv$\acute{\rme}$nを支配します。観測的に関連する範囲の。また、TL幅と半径の比率が名目上予想されるよりもはるかに小さい場合にのみ、薄い境界の近似が成り立つこともわかります。現実的に小さい$R_{\rmm}$の場合、オーム抵抗率ははるかに重要です。この場合でも、SSKMはわずかに減衰するだけであり、減衰時間と周期の比率は、調査したパラメーター範囲で$\sim10$に達します。

ヘリオ地震学的データからの太陽周期24に​​おける地下帯状および子午線流の進化

Title	Evolution_of_Subsurface_Zonal_and_Meridional_Flows_in_Solar_Cycle_24_from_Helioseismological_Data
Authors	Alexander_V._Getling,_Alexander_G._Kosovichev,_and_Junwei_Zhao
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15555

2010年5月から2020年9月までの緯度-60{\deg}から+60{\度}と光球の下約19Mmまでの深さは、太陽の差動回転と子午面循環の時空間変動を分析するために使用されます。ねじれ振動のパターン、または高緯度から赤道に向かって移動する「速い」帯状流と「遅い」帯状流が交互に現れる緯度帯は、時間間隔全体にわたって時間-緯度図に広がることがわかります。振動周期は、2倍の太陽活動周期に匹敵し、延長された太陽周期として説明することができます。帯状速度の変動は太陽活動レベルに関連しており、局所速度は太陽スポット数の増加に対応して増加し、最も強い磁場が記録されている緯度に局在しています。2018年の帯状速度の劇的な成長は、活動サイクル25の開始の前兆であるように思われます。2020年までの帯状速度場の強い対称化は、別の前兆と見なすことができます。極方向の子午線流の一般的なパターンは、帯状流の拡張された太陽周期の振る舞いに類似した緯度の変動によって変調されます。活動の最大値の間、これらの変動は、スポット形成緯度に収束する子午線流に対応するより高い高調波と重ね合わされます。我々の結果は、帯状流と子午線流の両方の変動が、太陽ダイナモの固有の特徴である拡張された太陽周期挙動を示すことを示しています。

2004年11月7日に観測された太陽中性子崩壊陽子

Title	Solar_Neutron_Decay_Protons_observed_in_November_7,_2004
Authors	Yasushi_Muraki,_Jose_F._Valde-Galicia,_Ernesto_Ortiz,_Yutaka_Matsubara,_Shoichi_Shibata,_Takashi_Sako,_Satoshi_Masuda,_Munetoshi_Tokumaru,_Tatsumi_Koi,_Akitoshi_Ooshima,_Takasuke_Sakai,_Tsuguya_Naito,_and_Pedro_Miranda
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15623

ボリビア（5250ma.s.l.）とメキシコ（4600ma.s.l.）の高山に設置された太陽中性子望遠鏡によって登録された興味深いイベントを発見しました。このイベントは、マグニチュードX2.0の大きな太陽フレアに関連して2004年11月7日に観測されました。私たちのレジスターと2つの衛星（GOES11とSOHO）のいくつかの特徴は、中性子崩壊の可能な生成物としての電子と陽子の存在を明らかにしています。太陽中性子崩壊陽子（sndp）は、1982年6月3日にISEE3衛星に搭載されて記録されました。1989年10月19日、グースベイとディープリバーに設置された地上レベル検出器は、太陽中性子崩壊陽子（sndp）の登録を明らかにしました。したがって、これはそのような証拠が地球の表面に登録されている2番目の例です。

へび座SMM1のプレバイオティクス分子目録I.異性体CH $ _ {3} $ NCOおよびHOCH $ _ {2} $ CNの調査

Title	The_prebiotic_molecular_inventory_of_Serpens_SMM1_I._An_investigation_of_the_isomers_CH$_{3}$NCO_and_HOCH$_{2}$CN
Authors	N.F.W._Ligterink,_A._Ahmadi,_A._Coutens,_{\L}._Tychoniec_H._Calcutt,_E.F._van_Dishoeck,_H._Linnartz,_J.K._J{\o}rgensen,_R.T._Garrod,_and_J._Bouwman
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15672

イソシアン酸メチル（CH$_{3}$NCO）とグリコロニトリル（HOCH$_{2}$CN）は、それぞれペプチド構造と核酸塩基アデニンの形成に関与する異性体とプレバイオティクス分子です。中間質量クラス0原始星へび座SMM1-aのALMA観測と、低質量クラス0原始星IRAS〜16293BのALMA-PILSデータが使用されます。スペクトルは、分子を識別して特徴づけるために、CASSISライン分析ソフトウェアパッケージで分析されます。CH$_{3}$NCO、HOCH$_{2}$CN、およびその他のさまざまな分子がSMM1-aに対して検出されます。HOCH$_{2}$CNは、ピーク連続体からハーフビームオフセット位置で抽出されたスペクトルのIRAS〜16293Bに向かうPILSデータで識別されます。CH$_{3}$NCOとHOCH$_{2}$CNは、5.3$\times$10$^{-4の[X]/[CH$_{3}$OH]でSMM1-aに等しく豊富にあります。}$と6.2$\times$10$^{-4}$、それぞれ。SMM1-aとIRAS〜16293Bを比較すると、HOCH$_{2}$CNとHNCOは前者のソースでより豊富ですが、CH$_{3}$NCOの存在量に大きな違いはありません。他のソースからのデータは、[CH$_{3}$NCO]/[HNCO]の比率が$\sim$10\％内のこれらすべてのソースで類似していることを示すために使用されます。CH$_{3}$NCOとHOCH$_{2}$CNの新しい検出は、地球型惑星での生体分子の形成に寄与する可能性のあるプレバイオティクス分子の大きな星間貯留層の追加の証拠です。HOCH$_{2}$CNのもっともらしい形成経路は、CN$^{-}$とH$_{2}$COの熱ストレッカーのような反応です。同様の[CH$_{3}$NCO]/[HNCO]比は、これら2つの種が化学的に関連しているか、それらの形成が同じように物理的条件の影響を受けることを示しています。SMM1-aにおけるHOCH$_{2}$CNとHNCOの比較的高い存在量は、比較的暖かい氷のマントルの長期にわたる段階によって説明される可能性があります。。

LHAASOWFCTAカメラの構築とオンサイトパフォーマンス

Title	Construction_and_On-site_Performance_of_the_LHAASO_WFCTA_Camera
Authors	F.Aharonian,_Q.An,_Axikegu,_L.X.Bai,_Y.X.Bai,_Y.W.Bao,_D.Bastieri,_X.J.Bi,_Y.J.Bi,_H.Cai,_Z.Cao,_Z.Cao,_J.Chang,_J.F.Chang,_X.C.Chang,_B.M.Chen,_J.Chen,_L.Chen,_L.Chen,_L.Chen,_M.J.Chen,_M.L.Chen,_Q.H.Chen,_S.H.Chen,_S.Z.Chen,_T.L.Chen,_X.L.Chen,_Y.Chen,_N.Cheng,_Y.D.Cheng,_S.W.Cui,_X.H.Cui,_Y.D.Cui,_B.Z.Dai,_H.L.Dai,_Z.G.Dai,_Danzengluobu,_D.della_Volpe,_B.D'Ettorre_Piazzoli,_X.J.Dong,_J.H.Fan,_Y.Z.Fan,_Z.X.Fan,_J.Fang,_K.Fang,_C.F.Feng,_L.Feng,_S.H.Feng,_Y.L.Feng,_B.Gao,_C.D.Gao,_Q.Gao,_W.Gao,_M.M.Ge,_L.S.Geng,_G.H.Gong,_Q.B.Gou,_M.H.Gu,_J.G.Guo,_X.L.Guo,_Y.Q.Guo,_Y.Y.Guo,_Y.A.Han,_H.H.He,_H.N.He,_J.C.He,_S.L.He,_X.B.He,_Y.He,_M.Heller,_Y.K.Hor,_C.Hou,_X.Hou,_H.B.Hu,_S.Hu,_S.C.Hu,_X.J.Hu,_D.H.Huang,_Q.L.Huang,_W.H.Huang,_X.T.Huang,_Z.C.Huang,_F.Ji,_X.L.Ji,_H.Y.Jia,_K.Jiang,_Z.J.Jiang,_C.Jin,_et_al._(170_additional_authors_not_shown)
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14622

焦点面カメラは、イメージングエアチェレンコフ望遠鏡のコアコンポーネントです。月明かりの下で経年劣化することなく動作できるため、シリコン光電子増倍管（SiPM）は、このアプリケーションの代替であるだけでなく、従来の光電子増倍管（PMT）の改良でもあることが証明されています。大型高高度エアシャワー天文台（LHAASO）の広視野チェレンコフ/蛍光望遠鏡アレイ（WFCTA）用に、正方形の光漏斗を備えた8台のSiPMベースのカメラが構築されました。望遠鏡は5000万を超える宇宙線イベントを収集しており、予備的な結果は、これらのカメラが月明かりの下で動作でき、約30％のデューティサイクルを達成したことを示しています。ただし、ライトファンネルとSiPMの特性にも課題があります（ダイナミックレンジ、ダークカウント率、組み立て技術など）。この論文では、これらのカメラの設計上の特徴、製造技術、および性能を紹介します。最後に、カメラ内のすべての8192SiPMのテスト設備、テスト方法、および結果がここに報告されます。

ディラック-ボルン-インフェルト予熱中のオシロン

Title	Oscillons_during_Dirac-Born-Infeld_Preheating
Authors	Yu_Sang_and_Qing-Guo_Huang
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14697

オシロンは、膨張後の予熱中に豊富に生成される可能性のある、実際のスカラー場の長寿命で局所化された振動非線形励起です。非標準的な運動項を使用した予熱中のオシロン形成の最初の$（3+1）$次元シミュレーションを提供します。Dirac-Born-Infeld形式であり、オシロンの形成が非標準効果によって大幅に抑制されていることを確認します。

摂動レジームにおけるインフレーション磁気発生

Title	Inflationary_magnetogenesis_in_the_perturbative_regime
Authors	Massimo_Giovannini
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14720

インフレーション中、ゲージ結合が増加するフェーズでは、スケール不変の超電気スペクトルが可能になりますが、結合が減少すると、有効範囲よりも大きい一般的な波長に対して平坦な超磁気スペクトルを生成できます。ゲージ結合が平坦化した後、放射エポックの地平線の外側の遅い時間の超磁気パワースペクトルは、膨張の終わりの超電界によって決定されますが、結合が減少する場合は逆になります。インフレーション後に急激な凍結を課す代わりに、ゲージ結合とその共形時間微分が常に背景の外因性曲率と連続していると仮定することにより、モード関数のスムーズな進化を検討します。増幅されたゲージパワースペクトルは、双対対称性の下での変換特性に従って分類されます。関連する磁気発生制約の定式化における共動および物理スペクトルの役割を明確にした後、シナリオのパラメーター空間を精査します。インフレーション中のわずかに青い超電気スペクトルは、物質の放射が等しくなる前、および関連する波長が有効範囲に再び入る前に、準平坦な超磁気スペクトルにつながる可能性があることが判明しました。このフレームワークでは、ゲージ結合は常に摂動ですが、誘導される大規模磁場は、数百分の1nGのオーダーであり、重力崩壊前のMpcの一部から$100$Mpcまでの一般的な長さスケールを超える可能性があります。原始銀河。

ホログラフィック宇宙論における単極子問題

Title	The_monopole_problem_in_holographic_cosmology
Authors	Horatiu_Nastase_and_Ulisses_M._Portugal
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14829

この手紙では、単極子問題は、インフレーションの「希釈」の類似物によって、ボソンホログラフィック宇宙論で常に解決できることを明確にします。これは、{\em電流}電流がデュアルフィールド理論では無関係な演算子であるという事実です。特定のおもちゃモデルが問題を解決するだけでなく、超繰り込み可能で一般化された共形対称モデルの現象論的クラスの純粋なボソンメンバーを示します。

原子核による中性子放出による超新星ニュートリノ検出

Title	Supernova_neutrino_detection_through_neutron_emission_by_nuclei
Authors	Pijushpani_Bhattacharjee_and_Kamales_Kar
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14888

コア崩壊超新星からのニュートリノは、いくつかの検出器材料の核をそれらの中性子放出閾値を超えて励起する可能性があります。これらの中性子の検出は、超新星爆発メカニズムに関する貴重な情報を提供し、ニュートリノの特​​性にも光を当てることができます。この記事では、ニュートリノ誘起中性子放出の基本的な物理学の簡単なレビューを行い、電子フレーバーニュートリノの荷電電流（CC）相互作用による特定のターゲット検出器材料の超新星ニュートリノ誘起中性子の最近の計算結果について説明します。および抗ニュートリノ、ならびにすべてのフレーバーのニュートリノおよび抗ニュートリノと検出器核との中性カレント（NC）相互作用によるもの。中性子過剰が比較的大きい鉛などの検出器材料は、$\nu_e$sのCC相互作用によって主に中性子を生成するのに対し、中性子過剰が小さい鉄などの材料は、結合されたNC相互作用によって主に中性子を生成するという事実を強調します。6つのニュートリノおよび反ニュートリノ種すべての。これにより、たとえば鉛と鉄の検出器で超新星を同時に検出することにより、超新星ニュートリノフラックス内のムフレーバーニュートリノとタウフレーバーニュートリノ（NC相互作用によってのみ相互作用する）の割合を調べるという興味深い可能性が高まります。

キックアラインメント：物質の非対称性が原因の暗黒物質

Title	Kick-alignment:_matter_asymmetry_sourced_dark_matter
Authors	Rodrigo_Alonso_and_Jakub_Scholtz
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14907

暗黒物質の存在量が初期宇宙のバリオン/レプトン非対称性によって引き起こされている可能性を調査します。標準模型で古典的に保存された局所的な対称性のゴールドストーンフィールドは、バリオン/レプトン数の生成期間中にキックを経験することがわかりました。このメカニズムは、ミスアラインメントの初期条件の動的生成と見なすことができますが、熱的残存粒子の予測は、フリーズインとフリーズアウトと並行して結合に逆依存します。このメカニズムの2つの実現を探求し、レプトジェネシスと組み合わせて、質量10MeV-1GeVおよび$10^{10の範囲の減衰定数fを持つ暗黒物質生成のためのパラメーター空間の実行可能な有望な領域を特定できることを示します。}-10^{12}$GeV。

超重力によるド・ジッタースワンプランド推測対インフレ張力の解決策

Title	A_Solution_to_the_de_Sitter_Swampland_Conjecture_versus_Inflation_Tension_via_Supergravity
Authors	Ugur_Atli_and_Omer_Guleryuz
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14920

超重力の方法により、マルチフィールドF項ポテンシャルを導出することができます。これを使用して、一般的で非正の単一フィールドF項ポテンシャルを示します。$SU（2,1|1）$不変超共形作用のスカラー重力部分に理論を挿入します。その行動は、インフレ軌道でのド・ジッター解につながります。K\"ahler運動項と単一フィールドのスローロールインフレーションパラメータの観点からフィールドの安定化を表すことができます。これらをドジッター湿地予想と組み合わせて、有界予想を生成します。このアプローチにより、単一フィールドがフィールドスローロールインフレは、凹型インフレの可能性についての有界ドジッター予想と調和して機能します。

超軽量の原始ブラックホールと強い重力波からのバリオン数生成

Title	Baryogenesis_from_ultralight_primordial_black_holes_and_strong_gravitational_waves
Authors	Satyabrata_Datta,_Ambar_Ghosal,_Rome_Samanta,_Roopam_Sinha
URL	https://arxiv.org/abs/2012.14981

超軽量原始ブラックホール（PBH）（$\lesssim10^9$g）は、ホーキング放射（HR）を介して完全に蒸発し、他の相互作用に関係なく、特定の理論ですべての粒子を生成します。右巻き（RH）ニュートリノがPBH蒸発から生成される場合、レプトジェネシスによるバリオン数生成の成功は、RHニュートリノとブラックホールの質量スケールを予測します。理論におけるレプトン数違反（RH質量の生成）が、測定された$U（1）$の破壊の結果であり、その後にPBHが形成されることを考えると、宇宙ひものネットワークが自然に発生することを示します。たとえば、パルサータイミングアレイ（PTA）やLIGOのレベルでの強力な確率的重力波（GW）信号。それとは別に、バリオン非対称性が初期のPBH密度に依存しない初期宇宙でのブラックホール支配の期間のために、GWスペクトルの中断はMHz周波数付近で発生します。したがって、HRを介した重力子の放出による通常のGW信号と一緒にブレークを観察するには、より高い周波数のGW検出器が必要です。PBHバリオン数生成シナリオ内で、NANOGravPTAによる、多くのパルサーにわたる確率的共通スペクトルプロセス（GWとして解釈される）の最近の発見は、より小さなサイズ（$\alpha<0.01$）のストリングループによりよく適合します。

重い暗黒物質と重力波

Title	Heavy_dark_matter_and_Gravitational_waves
Authors	Xin_Deng,_Xuewen_Liu,_Jing_Yang,_Ruiyu_Zhou,_and_Ligong_Bian
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15174

磁壁は、一次相転移によって引き起こされる離散対称性の崩壊後に形成される可能性があります。$\mathbb{Z}_{3}$対称性の崩壊をもたらす、相転移の温度付近で生成される重い暗黒物質を研究します。。磁壁崩壊によって生成された重力波は、パルサータイミングアレイと将来のスクエアキロメートルアレイによって精査できることがわかっています。

一般化されたホログラフィック宇宙論：低赤方偏移の観測的制約

Title	Generalized_Holographic_Cosmology:_low-redshift_observational_constraint
Authors	Sunly_Khimphun,_Bum-Hoon_Lee,_and_Gansukh_Tumurtushaa
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15219

4次元宇宙モデルは、AdSライスナーノルドストロームおよびスカラー荷電ライスナーノルドストロームブラックホールソリューションを使用して、5次元反ドジッター（AdS_5）ブラックホールの境界で研究されます。前者は「ヘアレス」ブラックホールと呼ばれます。後者は「ヘアリー」ブラックホールです。AdS_5ブラックホールの境界でフリードマン-ロバートソン-ウォーカー（FRW）時空間メトリックを取得するために、バルクジオメトリにエディントン-フィンケルスタイン（EF）座標を使用します。次に、AdS/CFT対応を介してAdS_5ブラックホールの境界で修正されたフリードマン方程式を導出し、その宇宙論的意味について説明します。宇宙の加速膨張は、私たちのモデルで調査されています。バルク側からの寄与はダークエネルギー源として扱われ、観測データを使用してMCMC分析を実行します。LCDMモデルと比較して、私たちのモデルには追加の自由パラメーターが含まれています。したがって、公正な比較を行うために、赤池情報量基準（AIC）とベイズ情報量基準（BIC）を使用して結果を分析します。私たちの数値分析は、私たちのモデルが、LCDMモデルが現在のデータに対して行うのと同じくらい信頼できる観測データを説明できることを示しています。

インフレーション、再加熱、レプトジェネシス、およびソフト超対称性破壊パラメーターの限界

Title	Inflation,_reheating,_leptogenesis_and_bounds_on_soft_supersymmetry_breaking_parameters
Authors	Imtiyaz_Ahmad_Bhat,_Girish_Kumar_Chakravarty,_Rathin_Adhikari
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15256

非最小超対称標準模型（NMSSM）のタイプIシーソーモデルによる非スケール超重力において、インフレーション、再加熱、およびレプトジェネシスを分析しました。単純なベス・ズミノモデルにおけるスタロビンスキーのインフレーションモデルのスケールのない超重力の実現は、Ellisらによって以前に示されています。ここでは、NMSSMのタイプIシーソーフレームワークにおけるインフレーションのスタロビンスキーモデルのスケールなしの超重力実現を示します。このフレームワークでは、スケールのないカーラーポテンシャルを適切に選択すると、CMB観測と一致するヒッグス-スレプトン$D$-フラット方向に沿ったスタロビンスキーのようなプラトーインフレーションが発生します。重要な役割。$CP$の非対称性とレプトジェネシスの成功への非熱的寄与の条件と、インフレーション終了時の適切な再加熱を使用して、ソフト超対称性破壊パラメーターに対する重要な制約を取得しました。

バイアス電流を再利用した2段SQUIDアンプ

Title	Two-stage_SQUID_amplifier_with_bias_current_re-use
Authors	Mikko_Kiviranta
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15362

1つのバイアスラインと1つのフラックスセットポイントラインのみを必要とする、統合された2ステージSQUIDアンプを設計および製造しました。バイアスの観点からは2つのステージが直列に接続され、信号伝搬の観点からはステージがカスケード接続されます。T=4.2Kでの原理実証のデモンストレーションが提示されます。

スカラーディレプトンメディエーターとの自己相互作用暗黒物質

Title	Self-interacting_Dark_Matter_with_Scalar_Dilepton_Mediator
Authors	Chung_Kao,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_and_Gwo-Guang_Wong
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15380

相互作用の弱い塊状粒子を持つコールドダークマター（CDM）候補は、宇宙規模で観測された暗黒物質の遺物密度と宇宙の大規模構造をうまく説明することができます。しかし、伴銀河スケールでの多くの観測は、CDMシミュレーションと矛盾しているようです。これは、CDMの小規模な問題として知られています。近年、光メディエーターとの自己相互作用暗黒物質（SIDM）が、小規模な問題の合理的な説明を提供することが実証されています。SIDMを使用した単純なモデルを採用し、ゾンマーフェルト強化の効果に焦点を当てます。このモデルでは、暗黒物質の候補は、光メディエーターを持つレプトンスカラー粒子です。観測されたCDM遺物密度と一致する遺物密度を生成する適切な質量と結合強度を持つパラメーター空間のいくつかの領域を発見しました。さらに、このモデルは、暗黒物質の最近の直接探索と間接検出の制約、およびニュートリノの有効数と観測された宇宙の小規模構造を満たしています。さらに、好ましいパラメータを使用したこのモデルは、天体物理学的観測と$N$体シミュレーションの間の不一致を解決できます。

アインシュタイン方程式のすべての静的球対称（非）等方性流体解を生成するためのアルゴリズム

Title	Algorithms_for_Generating_All_Static_Spherically_Symmetric_(An)isotropic_Fluid_Solutions_of_Einstein's_Equations
Authors	M_M_Akbar_and_R_Solanki
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15479

曲率座標でのアインシュタイン方程式の静的球対称異方性流体解を研究して、システムのすべての解を生成するアルゴリズムと、中心で規則的なすべての解を生成するサブアルゴリズムを見つけます。このために、異方性システムを特徴付ける4つの関数のセットからの入力関数のすべての可能な組み合わせを研究し、流体球の中心規則性（等方性および異方性）の条件を再検討して、初期条件のさまざまなセットが規則性。ポテンシャル関数と異方性を使用するよく知られたアルゴリズムによって生成された解の最初の規則性分析を提供します。これには、特別な場合として等方性システムのアルゴリズムが含まれます。いずれかのアルゴリズムによって生成されたソリューションの1パラメーターファミリーが、入力関数の通常の初期条件の中心で規則的であることを示します。これらの条件だけでは幾何学的な規則性には不十分ですが、アインシュタイン方程式がギャップを埋めます。ポテンシャル関数と接線圧力の観点から異方性アルゴリズムを再定式化することにより、すべての通常の異方性解を入力で1対1の方法でさらに取得できます。これにより、等方性および異方性システムの既存のアルゴリズムのパラメーターを中心密度として解釈できます。入力関数ペアの他の3つの選択肢（3つの関数のいずれか2つ：ポテンシャル関数、密度、および半径方向の圧力）については、非常に単純なアルゴリズムが続きます。このアルゴリズムの3つのペアの同等性は、これら3つの関数間の同じ代数的関係により、異なる同等の規則性条件のセットが可能になったために発生します。これにより、このアルゴリズムは通常の異方性解を生成するために非常に合理化されます。

液体アルゴン検出器に適用するための波長シフター

Title	Wavelength_shifters_for_applications_in_liquid_argon_detectors
Authors	Marcin_Ku\'zniak_and_Andrzej_M._Szelc
URL	https://arxiv.org/abs/2012.15626

波長シフターとその液体アルゴン検出器への応用は、過去10年間にわたって広範な研究開発の対象となってきました。この作品は、この分野の最新の結果をレビューします。さまざまな波長シフトソリューションに関連する課題とともに、光学特性と使用法の詳細を比較します。波長シフターの主なクラスの現状と将来の研究開発の方向性について説明します。