変曲点の膨張から誘発された重力波スペクトルの二重ピーク
3つの変曲点を持つインフレーションモデルの原始スカラー摂動から重力波スペクトルの二重ピークを誘発する可能性を調査します。変曲点は、多項式ポテンシャルから生成することも、四次結合を実行して$\phi^4$ポテンシャルのようなヒッグスから生成することもできます。このようなモデルでは、大規模な変曲点は、現在のCMB制約と一致するスカラースペクトルインデックスとテンソル対スカラー比を予測し、他の2つの変曲点は、小規模でスカラーパワースペクトルに2つの大きなピークを生成します。エネルギースペクトルが2つのピークを持つ重力波。誘導された重力波エネルギースペクトルを計算し、ダブルピーク信号が近い将来に検出され、他のシングルピークモデルと区別できることを発見しました。
地球のような惑星の周波数をスペクトル的に制約する将来の直接イメージングミッションの機能の調査
| Title |
Probing_the_capability_of_future_direct_imaging_missions_to_spectrally_constrain_the_frequency_of_Earth-like_planets |
| Authors |
Jade_H._Checlair,_Geronimo_L._Villanueva,_Benjamin_P.C._Hayworth,_Stephanie_L._Olson,_Thaddeus_D._Komacek,_Tyler_D._Robinson,_Predrag_Popovic,_Huanzhou_Yang,_Dorian_S._Abbot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07378 |
宇宙生物学における重要な問題は、exoEarth候補（EEC）が地球に似ているかどうかであり、地球と同様に大気を徐々に酸素化する生命を生み出します。HabExやLUVOIRなどのミッションでEECのO2とO3を検索することにより、この質問に統計的に答えることを提案します。観測されたすべてのEECでO2またはO3がヌル検出された場合に、地球に似たEECの割合fEを制限するこれらのミッションの能力を調査します。PlanetarySpectrumGeneratorを使用して、地球の履歴に基づいてO2およびO3レベルのEECの観測をシミュレートします。LUVOIR-A（15m）、LUVOIR-B（8m）、スターシェード付きのHabEx（4m、「HabEx/SS」）、スターシェードなしのHabEx（4m、「HabEx/no-SS」）の4つの機器設計を検討します。また、EEC（eta_earth）の発生率の3つの推定値：24％、5％、および0.5％。null検出の場合、eta_earth=24％の場合、LUVOIR-A、LUVOIR-B、およびHabEx/SSがfEをそれぞれ<=0.094、<=0.18、および<=0.56に制限することがわかります。これは、fEがこれらの上限よりも大きい場合、少なくとも1つのEECでO3を検出する可能性が高いことも示しています。逆に、コロナグラフの紫外線チャネルがないため、HabEx/no-SSはfEを制約できないことがわかります。eta_earth=5％の場合、LUVOIR-AとLUVOIR-BのみがfEをそれぞれ<=0.45と<=0.85に制限できます。eta_earth=0.5％の場合、検出可能なEECの数が少ないため、どのミッションでもfEを制限できません。fEを制約する機能は、より大きな開口ミラーを備えたミッションのeta_earthの不確実性に対してより堅牢であると結論付けます。ただし、eta_earthが十分に低い場合、すべてのミッションは決定的なヌル検出の影響を受けやすくなります。
ホットジュピターシステムの偏光：恒星活動の検出の可能性と惑星分極の検出の可能性
| Title |
Polarization_of_hot_Jupiter_systems:_a_likely_detection_of_stellar_activity_and_a_possible_detection_of_planetary_polarization |
| Authors |
Jeremy_Bailey,_Kimberly_Bott,_Daniel_V._Cotton,_Lucyna_Kedziora-Chudczer,_Jinglin_Zhao,_Dag_Evensberget,_Jonathan_P._Marshall,_Duncan_Wright,_P.W.Lucas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07411 |
4つの明るいホットジュピターシステム（$\tau$Boo、HD179949、HD189733、51Peg）の高精度直線偏光観測を提示し、そのデータを使用して惑星からの偏光反射光を検索します。51ペグのデータは、2.8$\sigma$の有意性と1.9％の誤警報確率で予想されるレベルの反射光偏光信号と一致しています。このシステムでの反射光の検出を確認するには、さらに多くのデータが必要になります。HD189733は、ホスト星の磁気活動の結果である可能性が最も高いと思われる非常に可変的な分極を示しています。これにより、反射光による偏光がマスクされますが、予想されるレベル$\sim$20ppmの偏光信号を除外することはできません。$\tau$BooとHD179949は、反射光による偏光の証拠を示していません。結果は、多くのホットジュピターの幾何アルベドが低いという考えと一致しています。ホットジュピターからの偏光反射光の最終的な検出には、機器の感度のさらなる改善が必要になる可能性があります。
太陽系外惑星用の大型干渉計（LIFE）：I。大型中赤外線宇宙干渉計ミッションの太陽系外惑星検出収量の推定値の改善
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE):_I._Improved_exoplanet_detection_yield_estimates_for_a_large_mid-infrared_space-interferometer_mission |
| Authors |
LIFE_collaboration,_S.P._Quanz,_M._Ottiger,_E._Fontanet,_J._Kammerer,_F._Menti,_F._Dannert,_A._Gheorghe,_O._Absil,_V.S._Airapetian,_E._Alei,_R._Allart,_D._Angerhausen,_S._Blumenthal,_J._Cabrera,_\'O._Carri\'on-Gonz\'alez,_G._Chauvin,_W.C._Danchi,_C._Dandumont,_D._Defr\`ere,_C._Dorn,_D._Ehrenreich,_S._Ertel,_M._Fridlund,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_C._Gasc\'on,_A._Glauser,_J.L._Grenfell,_G._Guidi,_J._Hagelberg,_R._Helled,_M.J._Ireland,_R.K._Kopparapu,_J._Korth,_S._Kraus,_A._L\'eger,_L._Leedj\"arv,_T._Lichtenberg,_J._Lillo-Box,_H._Linz,_R._Liseau,_J._Loicq,_V._Mahendra,_F._Malbet,_J._Mathew,_B._Mennesson,_M.R._Meyer,_L._Mishra,_K._Molaverdikhani,_L._Noack,_A.V._Oza,_E._Pall\'e,_H._Parviainen,_A._Quirrenbach,_H._Rauer,_I._Ribas,_M._Rice,_A._Romagnolo,_S._Rugheimer,_E.W._Schwieterman,_E._Serabyn,_S._Sharma,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07500 |
太陽系外惑星科学の長期的な目標の1つは、太陽系外惑星の多様性を理解し、居住可能な世界と潜在的な生命存在指標を検索するために、数十の小さな太陽系外惑星の気圧特性を評価することです。この目標を達成するには、十分な規模の宇宙ミッションが必要です。私たちは、太陽系外惑星の熱放射を測定する宇宙ベースの中赤外線ヌル干渉計の太陽系外惑星の検出性能を定量化しようとしています。このために、すべての主要な天体物理学的ノイズ源を考慮し、それを20pc以内の主系列星の周りの合成太陽系外惑星集団のモンテカルロシミュレーションと組み合わせた機器シミュレーターを開発しました。これにより、ミッションコンセプトが特定の期間に検出できる太陽系外惑星の数（およびタイプ）を定量化できます。観測時間を恒星のターゲット間で分散させるための2つの異なるシナリオについて説明し、異なるアパーチャサイズと波長範囲を検討します。2。5年の初期検索フェーズ内で、4〜18.5$\mu$mの波長範囲をカバーする4つの2mアパーチャで構成される干渉計は、半径0.5〜6R$_\oplus$の最大550個の太陽系外惑星を検出できます。統合されたSNR$\ge$7。検出された太陽系外惑星のうち少なくとも約160個の半径は$\le$1.5R$_\oplus$です。観測シナリオに応じて、ホスト星の経験的ハビタブルゾーン（eHZ）内を周回する約25〜45個の岩石系外惑星（半径が0.5〜1.5$_{\oplus}$のオブジェクト）が検出されます。3.5mのアパーチャサイズの4倍で、検出の総数は最大770まで増加する可能性があります。これには、60〜80個の岩の多いeHZ惑星が含まれます。1mのアパーチャサイズの4倍で、最大検出収量は、$\le$20の岩の多い、eHZ惑星を含む、約315個の太陽系外惑星です。予測される検出率の観点から、このようなミッションは、大規模な単一開口反射光ミッションと競合する可能性があります。（要約）
近年、小惑星全体の検索が大きな注目を集めており、小惑星を$L_1$または$L_2$ポイントの周りの周期的な軌道に取り込むために、円形制限多体問題の不変集合を利用する多くのアプローチがあります。太陽-地球システム。以前の作品では、「EasilyRetrievableObject」（ERO）を、$500$m/s未満の衝動的な$\Deltav$でこれらの不変多様体を使用して取得可能な地球近傍天体（NEO）として定義していました。初めて発見されたEROのパレートフロントを分析し、高性能コンピューティングを使用して以前の文献で使用された最適化制約を解除し、NEOカタログから不適切なNEOをフィルタリングするために使用される方法を変更することにより、以前の文献を拡張します。そうすることで、EROは、単一インパルス転送を含め、ほぼすべての可能な転送時間でほぼ同じ転送コストを持ち、ミッション設計者に大きな柔軟性を提供できることを実証できます。また、$44$のEROを特定し、そのうち$27$は新規であり、$\Deltav$のコストが$100$m未満の$17$の新しいキャプチャ軌道を含め、既知の転送ソリューションを最大$443$m/s改善します。/s。
ケプラー-411の3つの通過する惑星からの差動回転
太陽の差動回転は、その磁場の生成に関与するダイナモ理論の重要な要素です。現在、1つまたは複数の通過する惑星をホストする星の回転プロファイルを推定することができます。後の通過で同じ場所を検出することにより、その緯度での恒星の自転周期を推測することができます。この作業では、初めてトランジットスポットマッピングを適用して、平均自転周期が10。52日、半径が0.79R$_\odot$、質量が0.83のK2Vタイプの星であるKepler-411の回転差を決定します。M$_\odot$。Kepler-411は少なくとも4つの惑星をホストし、内惑星は半径1.88R$_\oplus$で公転周期が3。0051日のスーパーアースですが、2つの大きな通過惑星は半径3.27のミニネプチューンであり、3.31R$_\oplus$、およびそれぞれ7。834435日と58。0204日の期間。それらの軌道は、-11$^{\circ}$、-21$^{\circ}$、および-49$^{\circ}$の緯度で星を通過するようなものです。3つの惑星の通過光度曲線の分析の結果、合計198個のスポットが検出されました。各通過緯度について、星の自転周期が推定され、回転差パターンが個別に推定されました。次に、太陽のような差動回転プロファイルを異なる緯度での3つの回転周期に適合させました。結果は前の結果と非常によく一致し、$0.0500\pm0.0006$rd/dの差動せん断または$8.4\pm0.1$\％。
大きな地動説距離で活動する太陽系の小天体：サンラスの6メートル望遠鏡による研究
| Title |
Small_Bodies_of_the_Solar_System_Active_at_Large_Heliocentric_Distances:_Studies_with_the_6-Meter_Telescope_of_Sao_Ras |
| Authors |
A.V._Ivanovaa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07738 |
太陽系に初めて入り、その基本的な未処理の状態の物質で構成されている、大きな地動説の距離（4au以上）で活動する彗星の詳細な研究は、太陽系の歴史と進化の理解に役立ちますシステム。特に、現代の巨大惑星形成モデルでは、ネオン、アルゴン、クリプトン、キセノンなどの揮発性元素の降着が必要ですが、これらは当初、巨大惑星が形成された距離では生き残れませんでした。それにもかかわらず、揮発性成分は、30K未満の温度で形成されたカイパーベルトとオールトの雲体によって効果的に供給される可能性があります。このレビューは、太陽系の小天体の複数年にわたる包括的な研究の結果に捧げられています。大きなヘリオセントリック距離で彗星のような活動を示しています。データは、マルチモード焦点レデューサーSCORPIOおよびSCORPIO-2を搭載したSAORASの6メートル望遠鏡での観測から得られました。
電磁探査によるセレスの地下ブラインの特性評価の実現可能性
| Title |
Feasibility_of_characterizing_subsurface_brines_on_Ceres_by_electromagnetic_sounding |
| Authors |
Robert_Grimm,_Julie_Castillo-Rogez,_Carol_Raymond,_Andrew_R._Poppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07754 |
氷が豊富な準惑星セレスは、主な小惑星帯で最大の天体であり、数十キロメートルの深さに塩水または泥の層があると考えられています。さらに、ブライン源の材料の最近の表面堆積物は、敷居や堤防などの浅いフィーダー構造を暗示しています。セレスの誘導サウンディングは、アポロの間に月に対して行われたように、太陽風をソースとして使用して実行できます。ただし、磁気テルリック法（表面の電場と磁場の両方を測定する）は、軌道から表面への磁気伝達関数を使用したApolloで発生したプラズマ効果の影響を受けません。導電性の高いブラインターゲットは、抵抗性の氷や岩の内部から容易に分離できるため、深いブラインと浅いブラインまでの深さを同時に評価できます。計装は2023年に月でテストされ、セレス上陸ミッションでの実装の準備ができています。
経年重力不安定性によって生成されたリングの非軸対称フラグメンテーションについて
リング状の構造は、さまざまな原始惑星系円盤で観察されています。このような機能を生成できる可能性のあるプロセスの中で、SecularGravitationalInstability（SGI）が候補となる可能性があります。また、SGIは、不安定性の非線形段階で微惑星の形成につながる可能性があることも提案されています。これに関連して、SGIの作用下で成長するリング状摂動の非軸対称、非線形進化を研究するために、自己重力を伴う2流体流体力学シミュレーションを採用します。SGIの非線形進化の結果は、主に初期の線形成長率に依存することがわかります。通常の$\sigma\gtrsim10^{-4}-10^{-5}\Omega$よりも小さいSGI成長率の場合、ダストフィードバックによる散逸により、Toomreの場合でも、ガスに$m=1$のスパイラル波が発生します。非軸対称不安定性が純粋なガス状ディスクに現れるガス安定性パラメータ$Q_g>2$。この片腕スパイラルは、その後、ダスト対ガス比$\epsilon\sim1$が達成されるまで、ダスト粒子をトラップします。より高い線形成長率の場合、面密度プロファイルの隆起がロスビー波不安定性（RWI）を介してほこりの多い渦の形成を引き起こすのに十分強くなるまで、ダストリングは重力崩壊を受けることがわかります。このプロセスから生じるダスト密度の向上は、線形成長速度に比例することがわかり、ダスト密度がロシュ密度よりも高くなり、結合した塊が形成される可能性があります。したがって、SGIによって生成された軸対称リングの断片化は、微惑星の形成の可能なプロセスとして表示される可能性があります。
銀河の合体における逆回転で非常に偏心した巨大ブラックホール連星の形成
| Title |
Formation_of_counter-rotating_and_highly_eccentric_massive_black_hole_binaries_in_galaxy_mergers |
| Authors |
Imran_Nasim,_Cristobal_Petrovich,_Adam_Nasim,_Fani_Dosopoulou,_Fabio_Antonini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07266 |
超大質量ブラックホール（SMBH）バイナリは、レーザー干渉計宇宙アンテナやパルサータイミングアレイなどのミッションの主なターゲットを表しています。したがって、合体前のそれらの動的進化の理解は、検出戦略を改善し、重力波データの天体物理学的解釈にとって重要です。この論文では、高解像度の$N$体シミュレーションを使用して、中央のSMBHをホストしている2つの等質量銀河の合併をモデル化します。私たちのモデルでは、すべてのバイナリは最初は銀河の回転感覚に関して順行しています。しかし、離心率が高い$e\gtrsim0.7$で形成されるバイナリは、回転の感覚をすばやく逆転させ、バイナリ形成の瞬間にほぼ完全に逆行します。これらのバイナリの進化は、逆回転する恒星分布でのバイナリ硬化に期待されるように、より大きな奇行に向かって進行します。より低い離心率で形成されるバイナリは、順行性のままであり、比較的低い離心率です。バイナリ進化の初期段階を説明する分析モデルを使用して、軌道反転の起源を研究します。このモデルは、軌道面の反転が、銀河の合体プロセスから自然に発生する3軸のバックグラウンド質量分布からのトルクによるものであることを示しています。私たちの結果は、高い離心率を持つSMBHバイナリの母集団の存在を意味し、これらのシステムによって放出される重力波信号の検出に重大な影響を与える可能性があります。
星間粒子の形状と多孔性を制限するために積分された星光偏光効率の使用
| Title |
Using_the_Starlight_Polarization_Efficiency_Integral_to_Constrain_Shapes_and_Porosities_of_Interstellar_Grains |
| Authors |
B._T._Draine_and_Brandon_S._Hensley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07277 |
観測された星光偏光と偏光サブミリ波放射を使用して、星間粒子の形状と多孔性を制約するための新しい方法を紹介します。修正されたピケットフェンス近似（MPFA）を提示し、スターライトの偏光をモデル化するのに十分正確であることを確認します。観測された星の偏光の全体的な強度の尺度として星の偏光積分$\Pi_{\rmobs}$を導入し、星の偏光を生成するためのさまざまな粒子タイプの有効性を特徴付ける星の偏光効率積分$\Phi$を紹介します。スターライト。星の光の偏光積分$\Pi_{\rmobs}$は、粒子の質量加重整列$\langlef_{\rmalign}\rangle$を決定します。星間物質内の整列した粒子を回転楕円体として近似し、$\Pi_{\rmobs}/\Phi$を使用して、観測された星の光の偏光が粒子の非球面性を最小にすることを示します。気孔率${\calP}=0$の場合、最小軸比は扁球の場合は$\sim$1.4、扁球の場合は$\sim$1.8です。粒子が多孔質の場合、より極端な軸比が必要になります。星の光の偏光を生成する同じ粒子は、サブミリ波の波長で観測された偏光放射を提供することができますが、形状と多孔性にはさらに制限があります。気孔率${\calP}>0.75$は除外されます。星間粒子をアストロダスト回転楕円体で近似できる場合、10$\mu{\rmm}$偏光と星光偏光$p_V$の比率を予測します：$p（10\mu{\rmm}）/p_V=0.222\pm0.026$。CygOB2-12の場合、$p（10\mu{\rmm}）=（2.1\pm0.3）\％$を予測しますが、これは観察可能であるはずです。
セイファート1銀河における[OIII] $ \ lambda $ 5007プロファイルの分光学的研究
| Title |
Spectroscopic_study_of_the_[OIII]$\lambda$5007_profile_in_Seyfert_1_galaxies |
| Authors |
Eduardo_O._Schmidt,_Laura_D._Baravalle_and_Adriana_R._Rodr\'iguez-Kamenetzky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07288 |
活動銀河核のスペクトルは通常、[OIII]$\lambda\lambda$5007,4959などのいくつかの輝線に翼を示し、これらの翼は一般に青方偏移しており、強風と流出に関連しています。この研究の目的は、翼の存在を検出するためにブロードラインセイファート1（BLS1）銀河の[OIII]輝線を分析し、[OIII]線の特性と中央エンジンとの可能な接続を研究することでした。さらに、対称および青非対称[OIII]プロファイルを持つ両方のBLS1銀河のブラックホール質量分布を比較しようとしました。この目的のために、6度の散在銀河調査からの45個の近くの南BLS1銀河のサンプルの分光学的研究を実施しました。[OIII]輝線は、23個の銀河で単一のガウス関数を使用して適切に適合されましたが、22個のオブジェクトは翼成分を示し、二重ガウス分解が必要でした。翼とコア重心の間の視線速度差（つまり$\Delta$v）を計算することにより、青方偏移した翼を示す18個の銀河、赤い翼を示す2つのオブジェクト、対称的な翼を示す2つの銀河（$\Delta$v$=0$）。さらに、$\Delta$vはブラックホールの質量とわずかに相関していました。さらに、\emph{青色放射}パラメータを使用して、コアコンポーネントの重心に対する翼の青色側の完全な延長の視線速度差を計算しました。これにより、ブラックホールの質量との相関関係が明らかになりました。細い線の銀河について報告された結果。最後に、私たちのサンプルでは、対称および青方偏移した非対称[OIII]プロファイルを持つ両方のBLS1銀河で同様のブラックホール質量分布が観察されました。
SDSS-IV MaNGA：ローカル宇宙における銀河系外のH $ \ alpha $ブロブの物理的起源
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_the_physical_origin_of_off-galaxy_H$\alpha$_blobs_in_the_local_Universe |
| Authors |
Xihan_Ji,_Cheng_Li,_Renbin_Yan,_Houjun_Mo,_Lihwai_Lin,_Hu_Zou,_Jianhui_Lian,_David_V._Stark,_Rogemar_A._Riffel,_Hsi-An_Pan,_Dmitry_Bizyaev,_Kevin_Bundy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07293 |
H$\alpha$ブロブは、銀河系外の輝線領域であり、光学的な対応物が弱いか、まったくありません。それらは主にH$\alpha$行に表示され、集中したブロブとして表示されます。このような異常な物体はめったに観察および研究されておらず、それらの物理的起源はまだ不明です。$\sim4600$銀河系のSDSS光学画像とH$\alpha$線の空間分解能マップの両方を視覚的に検査することにより、MaNGA調査の公開データで13個のH$\alpha$ブロブを特定しました。13個のH$\alpha$ブロブのうち、2個は以前のMaNGAベースの研究で報告され、11個は新たに発見されました。このサンプルは、サイズはまだ小さいですが、ディープイメージングと面分光法の両方を備えた最大のサンプルです。したがって、初めて統計的研究を実行して、H$\alpha$ブロブの物理的起源を調査することができます。これらのH$\alpha$ブロブとそれに関連する銀河の物理的特性を調べます。これには、形態、環境、気相金属量、電離ガスの運動学、電離源などが含まれます。サンプルのH$\alpha$ブロブは、大きく2つのグループに分けることができます。1つは、銀河系の相互作用/融合に関連しており、その電離は衝撃または拡散電離ガスによって支配されます。これらのH$\alpha$ブロブは、以前は近くの銀河の一部であった可能性がありますが、潮汐の相互作用のためにある時点で剥ぎ取られました。もう1つのグループは、ガスが豊富なシステムに見られ、主な銀河から視覚的に切り離された低金属量の星形成領域として現れます。
RadioAstronは、3C273でスパインシースジェット構造を明らかにします
| Title |
RadioAstron_reveals_a_spine-sheath_jet_structure_in_3C_273 |
| Authors |
G._Bruni,_J._L._G\'omez,_L._Vega-Garc\'ia,_A._P._Lobanov,_A._Fuentes,_T._Savolainen,_Y._Y._Kovalev,_M._Perucho,_J.-M._Mart\'i,_P._G._Edwards,_L._I._Gurvits,_M._M._Lisakov,_A._B._Pushkarev,_and_K._V._Sokolovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07324 |
フラットスペクトル無線クエーサー3C273の1.6GHzおよび4.8GHzでのSpace-VLBIRadioAstron観測を示し、それぞれ最大4.5および3.3地球直径のベースラインで検出します。これまでに1.6GHzで最高の角度分解能を達成し、この光源ではこれまで検出されていなかった、ジェットでの手足の明るさを画像化しました。対照的に、4.8GHzでは、プラズマの中央ストリームからの放射が検出されました。空間分布は、手足が明るくなった放射と相補的であり、ジェットの背骨に起源があることを示しています。流れ密度、内部エネルギー、磁場、またはバルク流速のジェット幅全体の成層化は、通常、手足の明るさを説明するために呼び出されますが、2つの周波数で検出された異なるジェット構造は、おそらく放出電子エネルギーの成層化を必要とします分布。将来の専用数値シミュレーションにより、RadioAstronによって3C273で観察された脊椎/シース構造を再現するために必要な物理パラメータの組み合わせを決定できるようになります。
| Title |
Star_Formation_Activity_of_Galaxies_Undergoing_Ram_Pressure_Stripping_in_the_Virgo_Cluster |
| Authors |
Jae_Yeon_Mun,_Ho_Seong_Hwang,_Myung_Gyoon_Lee,_Aeree_Chung,_Hyein_Yoon,_Jong_Chul_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07472 |
おとめ座銀河団で動圧ストリッピングを受けている銀河を研究して、それらの星形成活動に識別可能な傾向を特定できるかどうかを調べます。最初に、VIVA調査から、HIの形態、HIの不足、および恒星円盤への相対的な広がりに基づいて、さまざまな段階のストリッピングを受けている48個の銀河を使用します。次に、HIの質量分率と投影された位相空間内の位置を組み合わせた銀河分類の新しいスキームを採用し、365個の銀河の新しいサンプルを作成します。g-r、WISE[3.4]-[12]の色、星の質量と星形成率によって定義される星の破裂など、さまざまな星形成トレーサーを利用して、さまざまなストリッピング段階での銀河の星形成活動を比較します。早期から活発なストリッピングを受けている銀河の統合された星形成活動の強化についての明確な証拠は見つかりません。代わりに、以前の研究と一致して、ラム圧力ストリッピングの程度を増加させることで、星形成活動の全体的な消光を捉えることができます。我々の結果は、ラム圧力ストリッピングによって誘発された増強がある場合、それはせいぜい局所的に控えめであり、増強を受けている銀河は全サンプルのごく一部を構成することを示唆している。我々の結果はまた、高解像度のHIイメージングを欠く他の銀河団に拡張できる、HIガス含有量と投影された位相空間内の位置の組み合わせにより、ストリッピングのさまざまな段階で銀河を追跡できることを示しています。
Mrk〜766の活動銀河の近くにある一対のUV核またはコンパクトな星形成領域？
アストロサット/UVIT観測に基づいて、Mrk〜766の既知の活動銀河核（AGN）から1.1〜kpcの距離が予測される、明るくコンパクトな紫外線源の発見を報告します。ラジアルプロファイル分析を実行し、近くの汚染源からほとんどないUVフラックスを導き出します。新しい光源は、遠紫外線および近紫外線帯域でAGNよりも約2.5倍および5.6倍暗いです。2つのソースは、Mrk〜766では1対の核として表示されます。UVフラックス比、X線、発光に基づいて、新しい光源の性質を調査します。新しい線源は、X線放射がないため、Mrk〜766に降着する別の超大質量ブラックホールである可能性はほとんどありません。4つの異なるバンドで測定された新しい光源のUV/光フラックスは、スターバースト銀河のテンプレートスペクトルの形状に厳密に従っていることがわかります。これは、新しいソースがコンパクトな星形成領域であることを強く示唆しています。
大きな氷の粒子による3-$ \ mu $ mの水-氷の特徴の散乱分極
| Title |
Scattering_polarization_of_3-$\mu$m_water-ice_feature_by_large_icy_grains |
| Authors |
Ryo_Tazaki,_Koji_Murakawa,_Takayuki_Muto,_Mitsuhiko_Honda,_Akio_K._Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07635 |
水氷は、約$3〜\mu$mの波長で強いスペクトル特性を持っており、氷の宇宙を理解する上で重要な役割を果たしています。この研究では、この水氷の特徴の散乱偏光を調査します。$\mu$mサイズの氷の粒子によって散乱された光の直線偏光度は、氷のバンドで強化されることが知られています。ただし、この偏光増強のさまざまな粒子特性への依存性は不明です。氷帯での分極の強化は、$\mu$mサイズの粒子の存在とそれらの氷の存在量に敏感であることがわかります。この強化は、内部散乱を減衰させ、内部散乱よりも表面反射を支配的にする水氷機能の高い吸収性によって引き起こされることを示しています。さらに、モデルを低質量原始星L1551IRS5の偏光観測と比較します。我々の結果は、水氷の存在量が少ない数ミクロンの最大粒子半径による散乱が観測と一致していることを示しています。したがって、水-氷の特徴の散乱偏光は、さまざまな天文環境における氷の特性を特徴づけるための有用なツールです。
衝突する雲の電磁流体力学シミュレーションにおけるクラスターの特性、およびフィラメントに対する磁場の方向
| Title |
The_properties_of_clusters,_and_the_orientation_of_magnetic_fields_relative_to_filaments,_in_magnetohydrodynamic_simulations_of_colliding_clouds |
| Authors |
C._L._Dobbs,_J._Wurster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07637 |
衝突する雲のSmoothedParticleMagnetic-Hydrodynamics（SPMHD）計算を実行して、大規模な星団の形成を調査し、大きな発散エラーを防ぐためのタイムステップ基準を採用しました。結果は磁場の方向に強く依存しているが、磁場は若い大規模クラスター（YMC）の形成と高い星形成率の発達を妨げないことがわかった。場が最初に衝突に垂直で、十分に強い場合、星形成が遅れ、結果として生じるクラスターの形態が大幅に変化することがわかります。これを、この初期配向による磁場の大きな増幅に関連付けます。また、この構成で形成されたフィラメントの密度が低いこともわかります。場が衝突と平行である場合、場の増幅ははるかに少なく、高密度のフィラメントが形成され、クラスターの形成は純粋に流体力学的場合と同様です。私たちのシミュレーションは、磁場が高密度フィラメントに垂直に整列し、低密度フィラメントに平行になるという観察された傾向を再現します。全体として、私たちの結果は、グリッドコードを使用したこの分野での過去の作業とほぼ一致しています。
VANDELS ESO公開分光調査：2087スペクトルと分光測定の最終データリリース
| Title |
The_VANDELS_ESO_public_spectroscopic_survey:_final_Data_Release_of_2087_spectra_and_spectroscopic_measurements |
| Authors |
B._Garilli,_R._McLure,_L._Pentericci,_P._Franzetti,_A._Gargiulo,_A._Carnall,_O._Cucciati,_A._Iovino,_R._Amorin,_M._Bolzonella,_A._Bongiorno,_M._Castellano,_A._Cimatti,_M._Cirasuolo,_F._Cullen,_J._Dunlop,_D._Elbaz,_S._Finkelstein,_A._Fontana,_F._Fontanot,_M._Fumana,_L._Guaita,_W._Hartley,_M._Jarvis,_S._Juneau,_D._Maccagni,_D._McLeod,_K._Nandra,_E._Pompei,_L._Pozzetti,_M._Scodeggio,_M._Talia,_A._Calabro',_G._Cresci,_J._P.U._Fynbo,_N._P._Hathi,_P._Hibon,_A._M._Koekemoer,_M._Magliocchetti,_M._Salvato,_G._Vietri,_G._Zamorani,_O._Almaini,_I._Balestra,_S._Bardelli,_R.Begley,_G._Brammer,_E._F._Bell,_R.A.A._Bowler,_M._Brusa,_F._Buitrago,_C._Caputi,_P._Cassata,_S._Charlot,_A._Citro,_S._Cristiani,_E._Curtis-Lake,_M._Dickinson,_G._Fazio,_H.C._Ferguson,_F._Fiore,_M._Franco,_A._Georgakakis,_M._Giavalisco,_A._Grazian,_M._Hamadouche,_I._Jung,_S._Kim,_Y._Khusanova,_O._Le_Fevre,_M._Longhetti,_J._Lotz,_F._Mannucci,_D._Maltby,_K._Matsuoka,_H._Mendez-Hernandez,_J._Mendez-Abreu,_M._Mignoli,_M._Moresco,_M._Nonino,_M._Pannella,_C._Papovich,_P._Popesso,_G._Roberts-Borsani,_D.J._Rosario,_A._Saldana-Lopez,_P._Santini,_A._Saxena,_D._Schaerer,_C._Schreiber,_D._Stark,_L.A.M._Tasca,_R._Thomas,_E._Vanzella,_V._Wild,_C._Williams,_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07645 |
VANDELSはESOPublicSpectroscopicSurveyであり、1〜6.5の赤方偏移で銀河の高信号対雑音比の中解像度スペクトルのサンプルを作成するように設計されています。ここでは、2087年の赤方偏移測定を含むVANDELS調査の最終公開データリリースを紹介します。サンプルの選択、観察、およびデータ削減手順について詳しく説明します。最終的なカタログは、iAB=25で40％のターゲット選択の完全性に達します。スペクトルの高い信号対雑音比（スペクトルの80％で7以上）と2.5{\AA}の分散により、赤方偏移を次のように測定できました。高精度で、赤方偏移測定の成功率はほぼ100％に達します。赤方偏移カタログと縮小スペクトルとともに、SEDフィッティングによって得られた光学的中赤外測光と物理パラメータも提供します。観測された銀河サンプルは、8.3<Log（M*/Msolar）<11.7の恒星質量範囲をカバーする受動銀河と星形成銀河の両方で構成されています。すべてのカタログとスペクトルには、すべての情報をインタラクティブに照会できる調査データベース（http://vandels.inaf.it）、およびESOアーカイブ（https://www.eso.org/qi/）からアクセスできます。
z $ \ sim $ 2での巨大な塵で覆われた銀河とその青い仲間の多波長解剖
| Title |
Multiwavelength_dissection_of_a_massive_heavily_dust-obscured_galaxy_and_its_blue_companion_at_z_$\sim_$2 |
| Authors |
M._Hamed,_L._Ciesla,_M._B\'ethermin,_K._Ma{\l}ek,_E._Daddi,_M._T._Sargent,_R._Gobat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07724 |
この研究では、宇宙が星形成活動のピークを迎えていたときに、z$\sim$2にある2つの銀河AstarteとAdonisのシステムを研究します。アスタルトは主系列星（MS）の大質量端にあるほこりっぽい星形成銀河であり、アドニスは質量が小さく、紫外線（UV）が明るく、光学分光赤方偏移を伴うコンパニオン銀河です。このシステムの物理的性質を分析し、ALMACO放出でアスタルトのガス質量を調べて、この超巨大銀河が急冷しているかどうかを調査します。CIGALE（スペクトルエネルギー分布モデリングコード）を使用して、AstarteとAdonisの主要な物理的特性、主にそれらの星形成率（SFR）、恒星の質量、およびダストの光度を導き出します。想定されるダスト減衰法則に応じて、物理パラメータの変動を検査します。また、さまざまな$\alpha_{CO}$と遷移比（$r_{31}$）を使用して、CO排出量からAstarteの分子ガス質量を推定し、ガス質量の導出に対するさまざまな仮定の影響について説明します。アスタルトはMSのような星形成活動を示し、アドニスは強いスターバースト（SB）段階を経ていることがわかります。アスタルトの分子ガス質量は、z=2での典型的な星形成銀河のガス分率をはるかに下回っています。この低いガス含有量と高いSFRにより、枯渇時間は$0.22\pm0.07$Gyrsになり、この赤方偏移でのMS銀河に予想される時間よりもわずかに短くなります。COの光度と総IRの光度は、銀河の変換係数と低い遷移比を想定したMSのような活動を示唆しています。アスタルトのSFRは、浅い減衰法則を使用して増加する恒星の質量とは異なり、異なる減衰法則を使用して同じ次数です。これらの特性について議論し、Astarteが最近の星形成活動の低下を経験している可能性があり、SBエポックに続いてMSを介して消光していることを示唆しています。
f（R）重力の重力波：質量白色矮星を制限するサブチャンドラセカールとスーパーチャンドラセカールの可能なサイン
| Title |
Gravitational_wave_in_f(R)_gravity:_possible_signature_of_sub-_and_super-Chandrasekhar_limiting_mass_white_dwarfs |
| Authors |
Surajit_Kalita_and_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07278 |
Ia型超新星の光度の観測から、質量の白色矮星、したがって明らかに特異なクラスの白色矮星を制限する多くのサブチャンドラセカールおよびスーパーチャンドラセカール（後者の場合は少なくとも12）の予測の後、研究者は説明するためのさまざまなモデルを提案しましたこれらの2つのクラスの白色矮星は別々に。白色矮星のこれらの2つの特異なクラスは、通常の白色矮星とともに、f（R）重力の単一の形式によって説明できることを以前に示しました。その効果は、高密度領域でのみ重要であり、ほとんど消滅します。低密度体制で。しかし、そのような白色矮星を直接検出することはできないため、修正された重力理論の動物園から特定の理論を1つ選び出すことは困難です。重力波天文学におけるそのような白色矮星の直接検出の可能性について議論します。f（R）重力では、3つ以上の偏光モードが存在することはよく知られています。特異な白色矮星と通常の白色矮星に関連するすべてのモードの振幅を推定します。さらに、LISA、ALIA、DECIGO、BBO、EinsteinTelescopeなどの将来ベースの重力波検出器による検出の可能性について説明し、それによって制約を課したり、さまざまな修正された重力理論を除外したりします。この探索は、f（R）重力の重力波による可能な観測と理論を結び付けます。
ブラックホール（BH）と中性子星（NS）のバイナリの融合は、重力波（GW）の放出の後に、短いガンマ線バーストに電力を供給する可能性のある電磁（EM）の対応物が続く可能性があるため興味深いものです。これまで、LIGO/Virgoは候補のBH-NSイベント、GW190426\_152155のみを観測しており、EMの対応物はこれに続きませんでした。EMの対応物に電力を供給するレムナントディスクの存在（不在）をLIGO/Virgoによるスピン測定とともに使用して、NSの半径の下限（上限）を導出する方法を示します。GW190426\_152155の場合、スピンの測定誤差が大きいと、NS半径に上限を設けることができません。私たちが提案する方法は、BHスピンの整列成分（軌道角運動量に関して）が最大の場合に最適に機能し、GW信号から抽出できる情報を補完してNS方程式に関する貴重な情報を導き出すために使用できます。状態の。
VLITEを使用したSN2004dkの電波観測により、遅い時間の再増光が確認されました
| Title |
Radio_observations_of_SN2004dk_with_VLITE_confirm_late-time_re-brightening |
| Authors |
Arvind_Balasubramanian,_Alessandra_Corsi,_Emil_Polisensky,_Tracy_E._Clarke,_Namir_E._Kassim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07348 |
SN噴出物と星周媒体（CSM）との強い相互作用の証拠を伴う、剥ぎ取られたエンベロープのコア崩壊超新星（SNe）の研究は、超新星前の前駆細胞への洞察と、前駆細胞の質量の早送りされたビューを提供します。損失履歴。これに関連して、銀河NGC6118の$d_L\約23$Mpcの距離にあるタイプIbc超新星であるSN2004dkの遅い時間の電波観測を提示します。爆発から約15年後、SN2004dkはH$\alpha$放出の証拠を示しました。これは、おそらくHリッチCSMと相互作用するSNイジェクタに関連しています。VLA低帯域電離層および過渡実験（VLITE）からのデータを使用して、観測されたH$\alpha$放射に伴う遅い時間の電波の再増光の存在を確認します。（球対称）シンクロトロン自己吸収（SSA）モデル内でSN2004dk電波光度曲線をモデル化します。このモデル内で、以前に収集されたVLAデータと組み合わされたVLITE観測は、SN前駆体からの非定常質量損失によって形成された複雑な環境を通過する強力なCSM相互作用無線SNとしてのSN2004dkの解釈を支持します。
パークス無線望遠鏡の超広帯域受信機による2年間のパルサー観測
| Title |
Two_years_of_pulsar_observations_with_the_Ultra-Wideband_Receiver_on_the_Parkes_radio_telescope |
| Authors |
Simon_Johnston,_C._Sobey,_S._Dai,_M._Keith,_M._Kerr,_R._N._Manchester,_L._S._Oswald,_A._Parthasarathy,_R._M._Shannon,_P._Weltevrede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07373 |
パークス望遠鏡でリサイクルされていない若いパルサーを観測するための主要なプログラムは、狭帯域システムから704〜4032MHzを観測できる超広帯域システムに移行しました。ここでは、この受信機での最初の2年間の観測について報告します。結果には、これまでよりも高い精度で決定された、時間による分散測定（DM）およびファラデー回転測定（RM）の変動、フラックス密度測定、およびいくつかのヌルおよびモード変化パルサーの発見が含まれます。PSRJ1703-4851は、時間の経過とともに急速に変化する弱いモードと強いモードを持つパルサーの小さなサブクラスの1つであることが示されています。PSRJ1114-6100は4番目に高い|RM|を持っています銀河中心から遠く離れた場所にあるにもかかわらず、既知のパルサーのPSRJ1825-1446は、おそらく前景の超新星残骸の背後での動きが原因で、DMとRMの両方に変動があることを示しています。
PSR B0656 + 14：赤外線からX線までの統一された展望
| Title |
PSR_B0656+14:_the_unified_outlook_from_the_infrared_to_X-rays |
| Authors |
S._Zharikov,_D._Zyuzin,_Yu._Shibanov,_A._Kirichenko,_R._E._Mennickent,_S._Geier,_A._Cabrera-Lavers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07459 |
狭い光学$F657$、$F754$、$F802$、$F902$および近赤外線$JHK_s$バンドでのGranTelescopioCanariasによるPSRB0656$+$14の検出を報告します。$K_s$バンドでのパルサー検出は、そのスペクトルを2.2$\mu$mに拡張し、赤外線に向かうフラックスの増加を確認します。また、VLTで得られた光スペクトルの徹底的な分析も紹介します。整合性チェックのために、\textit{HST}で取得したパルサー近赤外線および狭帯域測光を改訂しました。光スペクトルに狭いスペクトル線はありません。利用可能な近赤外光学UVおよびアーカイブ0.3-20keVX線データをコンパイルし、統一されたスペクトルモデルを使用してパルサーの回転位相積分スペクトルの自己無撞着な分析を実行します。スペクトルは、中性子星表面とその高温極キャップからの熱放射、パルサー磁気圏に由来するべき乗則の破れ、および$\sim付近の吸収線を表す、2つの黒体を含む4成分モデルに最もよく適合します。以前に検出された$0.5keV。近似は、単一のスペクトル領域のみを使用するよりも、モデルパラメーターに対してより良い制約を提供します。導出された表面温度は$T_{NS}^{\infty}=7.9（3）\times10^5$Kです。放出領域の固有半径（7.8-9.9km）は、典型的な中性子星半径（13km）よりも小さく、星表面全体の温度分布が不均一であることを示唆しています。対照的に、高温極冠の導出半径は、「標準」のものの約2倍です。非熱放射のスペクトルは、光学からX線に向かって急峻になり、0.1keV付近でブレークします。X線データは、0.3keV付近に別の吸収線が存在することを示唆しています。
ブラックホール連星のスペクトルにおける準等分配磁場の観測的特徴
| Title |
An_Observational_Signature_of_Sub-equipartition_Magnetic_Fields_in_the_Spectra_of_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
John_Wallace_and_Asaf_Pe'er |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07583 |
降着円盤の研究で使用される一般的な仮定は、磁気エネルギー密度と運動エネルギー密度が等分配でなければならないというものです。この仮定は、半径を小さくするために、流れの中の粒子の運動エネルギーに対する磁場強度のより速い成長速度と、等分配に向かう傾向のある散逸メカニズムに依存しています。この論文では、静止状態にあるいくつかのブラックホール連星の電波、mm、および光学スペクトルをモデル化することにより、この仮定を検証します。標準の2成分ディスクモデルを使用します。これは、幾何学的に厚く光学的に薄い内側のディスクで構成され、熱放射光を放射し、外側の薄いディスクは多色黒体として放射します。静止状態に典型的な低い降着率では、スペクトル形状は、以前に考えられていたよりもかなり小さい、等分配値の0.1％から1％の間の磁場を使用して定性的に再現されることがわかります。（1）ディスクの中央領域に強い磁場が存在することに依存すると一般に考えられているこれらの物体でのジェットの発射を考慮して、我々の発見について議論します。（2）流入の構造における磁気散逸の役割。
| Title |
When_are_LIGO/Virgo's_Big_Black-Hole_Mergers? |
| Authors |
Maya_Fishbach,_Zoheyr_Doctor,_Thomas_Callister,_Bruce_Edelman,_Jiani_Ye,_Reed_Essick,_Will_M._Farr,_Ben_Farr,_Daniel_E._Holz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07699 |
宇宙時間にわたるブラックホール連星（BBH）の質量分布の進化を研究します。LIGO/Virgoの2番目の重力波過渡カタログ（GWTC-2）には、赤方偏移$z\sim1$までのBBHイベントが含まれており、コンポーネントの質量は$\sim5$-$80\、M_\odot$の範囲です。このカタログでは、$m_1\gtrsim45\、M_\odot$の最大のブラックホールは、最も高い赤方偏移である$z\gtrsim0.4$でのみ見つかります。低赤方偏移で高質量BBH観測がないことは、天体物理学的BBH質量分布が進化していることを示しているかどうかを尋ねます。最大のBBHは高赤方偏移でのみマージし、低赤方偏移でマージを停止します。あるいは、この機能は重力波選択効果によって説明されるかもしれません。BBH一次質量スペクトルを鋭い最大質量カットオフのべき乗則としてモデル化すると（切り捨てられたモデル）、カットオフはレッドシフトとともに増加することがわかります（$>99.9\％$信頼性）。質量スペクトルの急激なカットオフは、（脈動）対不安定型超新星シミュレーションから予想されます。ただし、GWTC-2は、カットオフの位置が$z<0.4$の$45^{+13}_{-5}\、M_\odot$から$80^{+16に増加した場合にのみ、切り捨てられた質量モデルと一致します。}_{-13}\、M_\odot$at$z>0.4$。あるいは、一次マススペクトルに、鋭いカットオフではなく、${38^{+15}_{-8}\、M_\odot}$でべき乗則（べき乗則の破れ）が破られている場合、データは次のようになります。進化しない質量分布と一致します。この場合、すべての大衆において、合併の全体的な割合は、赤方偏移の増加とともに増加します。将来の観測では、赤方偏移で進化する鋭い最大質量カットオフと、べき乗則の破れなどの段階的なテーパーで進化しない質量分布を自信を持って区別します。$\sim100$BBHの合併観測の後、高質量、低赤方偏移のイベントが継続的に存在しないことは、質量分布が赤方偏移とともに進化するという明確な兆候を提供します。
| Title |
High-Energy_Neutrino_Production_in_Clusters_of_Galaxies |
| Authors |
Saqib_Hussain,_Rafael_Alves_Batista,_Elisabete_M._de_Gouveia_Dal_Pino_and_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07702 |
銀河団は、大規模な衝撃と乱流加速を介して、非常に高いエネルギーまでの宇宙線（CR）を生成する可能性があります。独自の磁場構成により、エネルギー$\leq10^{17}$eVのCRは、宇宙論的な時間スケールでこれらの構造内にトラップされ、バックグラウンドガスとの相互作用を通じてニュートリノやガンマ線などの二次粒子を生成できます。と光子。この作業では、銀河団から拡散ニュートリノ背景への寄与を計算します。乱流銀河間媒体をモデル化するために、構造形成の3次元宇宙論的電磁流体力学シミュレーションを採用しています。この宇宙論的ボリューム内のクラスターの分布を使用して、質量、磁場、温度、密度など、この集団の特性を抽出します。関連するすべての光ハドロニック、光核、およびハドロ核の相互作用プロセスを考慮して、さまざまな赤方偏移（$z\sim5$から$z=0$）にわたる多次元モンテカルロシミュレーションを使用して、CRをこの環境に伝播します。べき乗則エネルギースペクトル$\proptoE^{-2}$が注入されたCRの場合、クラスターが最大$\sim20\;\％$でIceCubeニュートリノ天文台によって観測された拡散フラックスに寄与することがわかります。一方、CRスペクトル$\proptoE^{-1.5}$の場合、寄与のほとんどは$M\gtrsim10^{14}M_のクラスターからのものですが、結果は観測されたIceCubeのフラックスと互換性があります。{\odot}$およびredshift$z\lesssim0.3$。これらの結果は、銀河団が拡散ニュートリノ背景のかなりの部分を占める可能性があることを示唆しています。
| Title |
Estimating_black_hole_masses_in_obscured_AGN_using_X-rays |
| Authors |
Mario_Gliozzi,_James_K._Williams,_Dina_A._Michel_(George_Mason_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07736 |
活動銀河核（AGN）のブラックホールの質量を決定することは、それらの中央エンジンの基本的な特性を制約し、それらの成長とそれらのホスト銀河との共進化に光を当てるために非常に重要です。ブラックホールの質量（MBH）は、可変一次放射とブロードライン領域（BLR）が直接観測される、明るいタイプ1AGNの動的手法で確実に測定できますが、直接測定は、不可能ではないにしても、かなり困難です。非常に不明瞭なタイプ2AGNの大部分。この作業では、X線ベースのスケーリング方法の有効性をテストして、吸収量の多いAGNでMBHを制約しました。この目的のために、nuSTAR衛星によって取得された高品質の硬X線データとメガメーザー測定から動的に制約されたMBHを備えたタイプ2AGNのサンプルを利用しました。私たちの結果は、X線広帯域スペクトルが、推定トーラスからの吸収、散乱、および輝線の寄与を適切に説明し、一次X線放射を制約する、物理的に動機付けられた自己無撞着モデルに適合している場合、X-光線スケーリング法は、それぞれの不確実性の範囲内でメガメーザー測定から決定された値と一致するMBH値を生成します。したがって、この方法では、高品質のX線データを持ち、中程度から高い速度で蓄積するという条件で、任意のタイプ2AGNのMBHを体系的に決定できます。
混合磁場における宇宙線輸送と観測された異方性に対するそれらの役割
| Title |
Cosmic_Ray_transport_in_mixed_magnetic_fields_and_their_role_on_the_observed_anisotropies |
| Authors |
Margot_Fitz_Axen_and_Julia_Speicher_and_Aimee_Hungerford_and_Chris_L._Fryer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07759 |
宇宙線が小規模な異方性（5〜30度）を示し、振幅偏差が平均宇宙線フラックスの0.01〜0.1パーセントであることを示す一連の観測データが増えています。有限スケールの磁場構造から暗黒物質の消滅に至るまで、これらの異方性を説明するために幅広いモデルが提案されています。宇宙線伝搬で使用される標準的な拡散輸送法は、有限スケールまたはコヒーレント磁場構造を持つ媒体での輸送物理学をキャプチャしません。ここでは、モンテカルロ輸送法を提示し、それを一連の有限スケールの磁場構造に適用して、観測された宇宙線の小規模な異方性を説明する際のそのような磁場の要件を決定します。
未確認の銀河TeV線源に対する多波長制約HESSJ1427 $-$ 608、HESS J1458 $-$ 608、および新しいVHE $
\ gamma $線源候補
| Title |
Multiwavelength_constraints_on_the_unidentified_Galactic_TeV_sources_HESS_J1427$-$608,_HESS_J1458$-$608,_and_new_VHE_$\gamma$-ray_source_candidates |
| Authors |
Justine_Devin,_Matthieu_Renaud,_Marianne_Lemoine-Goumard_and_Georges_Vasileiadis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07775 |
H.E.S.S.銀河面調査（HGPS）は、78個のTeVソースを明らかにしましたが、そのうち47個は既知のオブジェクトと明確に関連付けられていません。未確認のHGPSソースからの放射の発生源を制約するための多波長アプローチを提示します。銀河面の任意の領域に向けた多波長アーカイブデータの大規模なデータベースを探索する一般的なパイプラインを紹介します。取得した多波長観測を目視検査して、かすかなカタログ化されていない対応物を検索するとともに、レプトンシナリオの場合にX線およびTeVデータを通じて非熱放射から熱を解きほぐすのに役立つ無線スペクトルインデックスと平均磁場を導き出します。また、未確認のHGPSソースに関連付けられている可能性のあるFermi-LATカタログソースを使用して、GeVとTeVレジーム間のスペクトル接続を検索します。既知のオブジェクトのカタログと、データが取得された機器のソースカタログを使用して、関連付け手順を完了します。この方法は、2つの未確認のソース、つまりHESSJ1427$-$608とHESSJ1458$-$608に適用されます。これらのソースでは、多波長制約がパルサー風星雲（PWN）シナリオに有利です。磁場$B\lesssim10$$\mu$Gを使用して、レプトンシナリオで広帯域非熱スペクトルをモデル化します。これは、古代のPWNeから得られたものと一致しています。スピンダウンパワーと推定パルサーの特徴的な年齢を推定するために、両方のソースをTeVPWN母集団のコンテキスト内に配置します。また、HGPSの2つのおそらく重要な$\gamma$線の過剰に光を当てます。1つは未確認のソースHESSJ1632$-$478の南にあり、2つ目はシンクロトロン放出超新星残骸G28と空間的に一致しています。6$-$0.1。両方の$\gamma$線の過剰に対して見つかった多波長の対応物は、これらの有望な候補を新しい非常に高エネルギーの$\gamma$線源にします。
ユニットの分割が改善され、接触の不連続性の追跡が改善された、SmoothedParticleの一体型流体力学
| Title |
Integral_smoothed_particle_hydrodynamics_with_an_improved_partition_of_unit_and_a_better_track_of_contact_discontinuities |
| Authors |
Domingo_Garc\'ia-Senz,_Rub\'en_M._Cabez\'on_and_Jos\'e_A._Escart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07364 |
勾配の正しい評価は、SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）技術の基礎にあります。積分アプローチを使用して勾配を推定すると、精度が大幅に向上することが証明されています。このようなアプローチは、SPH方程式のラグランジアン構造を保持し、完全に保守的です。この論文では、とりわけ、SPHの合計に入力されるボリューム要素（VE）の選択と、積分アプローチスキーム（ISPH）内の勾配推定の精度との関係を研究します。ユニットの分割を改善し、grad-h補正を含む、SPHのラグランジュ定式化と完全に互換性のある新しい種類のVEが提案されています。分析上の考慮事項、1Dの単純な静的玩具モデル、およびいくつかの完全な3Dテストケースを使用して、ユニットの分割を改善すると、積分アプローチを併用した場合の勾配の計算も改善されることを示します。さらに、シャープな濃度コントラストを処理するのにより適した、ISPHスキームの実装が簡単なバリアントを提案します。
軌道性能における大面積X線比例計数管（LAXPC）：校正、バックグラウンド、分析ソフトウェア
| Title |
Large_Area_X-ray_Proportional_Counter_(LAXPC)_in_Orbit_Performance_:_Calibration,_background,_analysis_software |
| Authors |
H._M._Antia,_P._C._Agrawal,_Dhiraj_Dedhia,_Tilak_Katoch,_R._K._Manchanda,_Ranjeev_Misra,_Kallol_Mukerjee,_Mayukh_Pahari,_Jayashree_Roy,_P._Shah,_J._S._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07514 |
AstroSatに搭載された大面積X線比例計数管（LAXPC）機器には、3〜80keVのエネルギー範囲でタイミングとスペクトルを研究するための3つの名目上同一の検出器があります。アストロサットの発売後5年間のこれらの検出器の性能について説明します。現在、検出器の1つだけが正常に機能しています。時間の経過に伴う圧力、エネルギー分解能、ゲイン、バックグラウンドの変化について説明します。機器の機能と制限について説明します。利用可能な分析ソフトウェアの簡単な説明も提供されます。
VLT / BlueMUSE機器用の湾曲した検出器ベースの光学設計
| Title |
Curved_detector-based_optical_design_for_the_VLT/BlueMUSE_instrument |
| Authors |
Alexandre_Jeanneau,_Johan_Kosmalski,_Eduard_Muslimov,_Emmanuel_Hugot,_Roland_Bacon,_Johan_Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07605 |
BlueMUSE（BlueMultiUnitSpectroscopicExplorer）は、超大型望遠鏡（VLT）用に提案され、MUSEの概念に基づいた、青に最適化された中程度のスペクトル解像度のパノラマ面分光器です。BlueMUSEは、350〜580nmの範囲の特定の機能によって可能になる、銀河系および銀河系外の科学の新しい範囲を開きます。350nmまでの最適化されたエンドツーエンドの伝送、より大きなFoV（最大$1.4\times1.4$arcmin$^2$）は0.3秒角でサンプリングされ、MUSEと比較してより高いスペクトル分解能（$\lambda/\Delta\lambda\sim3500$）です。私たちの知る限り、同等の機械的フットプリントと同一の検出器フォーマット（$4\text{k}\times4\text{k}$、15$\mathrm{\mum}$CCD）でこのような機能を実現することは不可能です。従来の分光器の設計で。この論文では、湾曲した検出器の使用など、いくつかの独自の側面に特に注意を払いながら、プレフェーズAレベルでのBlueMUSEのオプトメカニカルアーキテクチャと設計を紹介します。
CTLearnで深層学習技術を使用したIACTイベントの再構築
| Title |
Reconstruction_of_IACT_events_using_deep_learning_techniques_with_CTLearn |
| Authors |
D._Nieto,_T._Miener,_A._Brill,_J._L._Contreras,_T._B._Humensky,_R._Mukherjee_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07626 |
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）のアレイは、非常に高エネルギーのガンマ線空を探査するための優れた機器です。このタイプの望遠鏡は、非常に高エネルギーのガンマ線と宇宙線によって開始された、エアシャワーから放出されたチェレンコフ光をカメラ面に集束させます。次に、高速度カメラがエアシャワーの縦方向の発達をデジタル化し、その空間的、時間的、および熱量測定情報を記録します。次に、エアシャワーを開始する一次超高エネルギー粒子の特性をこれらの画像から推測できます。一次粒子はガンマ線または宇宙線に分類でき、そのエネルギーと入射方向を推定できます。ガンマ線に対するアレイの感度に重要な、このいわゆるフルイベント再構成は、機械学習技術によって支援することができます。CTLearnを使用してシミュレートされたIACTイベントに適用される、ディープラーニング主導のフルイベント再構成を紹介します。CTLearnはPythonパッケージであり、IACTデータを読み込んで操作し、ピクセル単位のカメラデータを入力として使用してTensorFlowで深層学習モデルを実行するためのモジュールが含まれています。
宇宙の課題のための新しいEOSCサービス：NEANIASの最初の成果
| Title |
Novel_EOSC_Services_for_Space_Challenges:_The_NEANIAS_First_Outcomes |
| Authors |
Eva_Sciacca,_Mel_Krokos,_Ugo_Becciani,_Cristobal_Bordiu,_Filomena_Bufano,_Alessandro_Costa,_Carmelo_Pino,_Simone_Riggi,_Fabio_Vitello,_Carlos_Brandt,_Angelo_Rossi,_Eugenio_Topa,_Simone_Mantovani,_Laura_Vettorello,_Thomas_Cecconello,_Giuseppe_Vizzari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07639 |
EuropeanOpenScienceCloud（EOSC）イニシアチブは、科学コミュニティの進化するニーズに対応できる、機敏で目的に適合した持続可能なサービス指向プラットフォームを開発するという課題に直面しています。NEANIASプロジェクトは、EOSCの技術的、手続き的、戦略的、および事業開発に積極的に貢献することにより、EOSCエコシステムの実現に積極的な役割を果たしています。データ管理と視覚化（SPACE-VIS）、地図作成とモザイク化（SPACE-MOS）、パターンと構造の検出（SPACE）のための宇宙研究のための新しい革新的なサービスの共同設計と提供に関連する、NEANIAS活動の最初の成果を紹介します。-ML）。サービスへのアクセスの詳細と今後の作業へのポインタとともに、サービスを推進する収集されたユーザー要件の概要とその提供方法を含めます。
Aalto-1、マルチペイロードCubeSat：軌道上での結果と学んだ教訓
| Title |
Aalto-1,_multi-payload_CubeSat:_In-orbit_results_and_lessons_learned |
| Authors |
M.R._Mughal,_J._Praks,_R._Vainio,_P._Janhunen,_J._Envall,_A._N\"asil\"a,_P.Oleynik,_P._Niemel\"a,_A._Slavinskis,_J._Gieseler,_N._Jovanovic,_B._Riwanto,_P._Toivanen,_H._Leppinen,_T._Tikka,_A._Punkkinen,_R._Punkkinen,_H.-P._Hedman,_J.-O._Lill,_J.M.K._Slotte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07722 |
この論文では、最初のフィンランドの衛星Aalto-1の軌道上での結果と教訓を簡単に紹介します。2017年6月に打ち上げられた3ユニットのCubeSatであるAalto-1は、AaSI（AaltoSpectralImager）、放射線モニター（RADMON）、および静電プラズマブレーキ（EPB）ミッションを実行しました。衛星はその任務の目的を部分的に達成し、実験を実行または試行することを許可されました。姿勢制御は部分的に機能していましたが、AaSIとRADMONは貴重な測定値を取得することができました。EPBは正常に試運転されましたが、テザーの展開は成功しませんでした。
INGOT波面センサー：光学設計から予備実験室試験まで
| Title |
INGOT_Wavefront_Sensor:_from_the_optical_design_to_a_preliminary_laboratory_test |
| Authors |
Simone_Di_Filippo,_Davide_Greggio,_Maria_Bergomi,_Kalyan_Radhakrishnan,_Elisa_Portaluri,_Valentina_Viotto,_Carmelo_Arcidiacono,_Demetrio_Magrin,_Luca_Marafatto,_Marco_Dima,_Roberto_Ragazzoni,_Pierre_Janin-Potiron,_Lauren_Schatz,_Benoit_Neichel,_Olivier_Fauvarque,_Thierry_Fusco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07742 |
インゴット波面センサーは、レーザーガイド星（LGS）の拡張された性質に典型的な伸びに対処するように特別に設計された、新しい瞳孔面波面センサーです。ELTの枠組みの中で、望遠鏡の瞳孔の外側にあるレーザー発射望遠鏡に適した光学ソリューションを提案します。この論文では、焦点面のレベルで、3つのビームを生成するLGSからの光を分割する反射屋根型プリズムに基づく現在の光学設計を提示します。次に、望遠鏡の瞳孔の3つの画像を使用して、波面の一次導関数を取得できます。このようなデバイスの3Dの性質により、新しいアライメント技術を理論的に決定し、現実の世界で検証する必要があります。プリズムをLGSの画像に位置合わせするために、3つの瞳孔で観察された照明のみに依存する可能な完全に自動化された手順について説明します。システムのテレセントリック性と、3D空間でのインゴット調整の参照システムの両方に注意を払う必要があります。これは、起こりうるすべてのミスアライメントの影響を解きほぐすために重要です。これに関連して、設計を検証し、位相回復の予備テストを実行するために、インゴットがELTで直面する3D照明をスケーリングされた方法で再現できるテストベンチを考案しました。
パラメータ推定のための重力波データの誤ったモデリングの問題
ベイズ推定は、重力波信号から未知のパラメータを抽出するために使用されます。LIGOおよびVirgo検出器からのデータは定常ではありませんが、検出器のノイズは通常、定常としてモデル化されます。推定された波形パラメーターの事後は、定常性の仮定の下ではもはや有効ではないことを示します。事後偏りはないものの、真の事後と比較して誤差が過小評価または過大評価されることを示します。ミスモデリングの影響を測定するために形式主義が開発され、あらゆる形式の非定常性の影響が結果に影響を与えることがわかりましたが、特定の状況では重要ではありません。ブラックホール連星のような信号に対する、短期間のガウスノイズバーストとノイズの持続的な振動変調の影響を示します。短い信号の場合、データの非定常性はパラメータ推定に大きな影響を与えませんが、数十秒以上続く信号を含む非定常データからのエラーは、ノイズがあった場合よりも数倍悪化します。定常。パラメータ感度のこの制限要因を考慮することは、ハッブルパラメータの推定を含む正確な天文学的結果を達成するために非常に重要である可能性があります。非定常性を処理するためのこの方法論は、アインシュタイン望遠鏡で見られると予想されるような、数分以上続く波形の分析にも非常に役立ちます。
ケプラーの短いケイデンス観測における混合星と隣接星からの恒星フレア
| Title |
Stellar_flares_from_blended_and_neighbouring_stars_in_Kepler_short_cadence_observations |
| Authors |
James_A._G._Jackman,_Evgenya_Shkolnik,_R._O._Parke_Loyd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07269 |
ケプラーの短いケイデンスデータで、ターゲットソースに隣接する星からの恒星フレアの検索結果を示します。これらのフレアは以前の調査で汚染物質として廃棄されたため、フレアイベント、特にかすかな星からの高エネルギーイベントの未踏のリソースを提供します。M矮星のフレアエネルギーを最大1.5$\times$10^35ergまで測定し、ケプラーデータを使用して測定されたフレアエネルギーの限界を押し上げました。サンプルを使用して、ワイドバイナリのフレアリングアクティビティを調査し、ワイドバイナリの低質量の対応物が特定のエネルギーでより頻繁にフレアすることを発見しました。最初の検索で検出された4430個のフレアのうち、298個は隣接する星からのもので、ケプラーの短いケイデンス光度曲線では6.7$\pm$0.4パーセントの割合でした。サンプルを使用して、TESSの短いケイデンスデータを使用した研究で、偽陽性フレアイベントの5.8$\pm$0.1パーセントの割合を推定しました。
ファウストII。 IRAS 15398-3359での二次流出の発見：星形成の初期段階での流出方向の変動？
| Title |
FAUST_II._Discovery_of_a_Secondary_Outflow_in_IRAS_15398-3359:_Variability_in_Outflow_Direction_during_the_Earliest_Stage_of_Star_Formation? |
| Authors |
Yuki_Okoda,_Yoko_Oya,_Logan_Francis,_Doug_Johnstone,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Cecilia_Ceccarelli,_Claudio_Codella,_Claire_Chandler,_Nami_Sakai,_Yuri_Aikawa,_Felipe_Alves,_Nadia_Balucani,_Eleonora_Bianchi,_Mathilde_Bouvier,_Paola_Caselli,_Emmanuel_Caux,_Steven_Charnley,_Spandan_Choudhury,_Marta_De_Simone,_Francois_Dulieu,_Aurora_Dur\'an,_Lucy_Evans,_C\'ecile_Favre,_Davide_Fedele,_Siyi_Feng,_Francesco_Fontani,_Tetsuya_Hama,_Tomoyuki_Hanawa,_Eric_Herbst,_Tomoya_Hirota,_Muneaki_Imai,_Andrea_Isella,_Izaskun_J\'imenez-Serra,_Claudine_Kahane,_Bertrand_Lefloch,_Laurent_Loinard,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_Luke_T._Maud,_Maria_Jose_Maureira,_Francois_Menard,_Seyma_Mercimek,_Anna_Miotello,_George_Moellenbrock,_Shoji_Mori,_Nadia_M._Murillo,_Riouhei_Nakatani,_Hideko_Nomura,_Yasuhiro_Oba,_Ross_O'Donoghue,_Satoshi_Ohashi,_Juan_Ospina-Zamudio,_Jaime_Pineda,_Linda_Podio,_Albert_Rimola,_Takeshi_Sakai,_Dominique_Segura_Cox,_Yancy_Shirley,_Brian_Svoboda,_Vianney_Taquet,_Leonardo_Testi,_Charlotte_Vastel,_Serena_Viti,_Naoki_Watanabe,_Yoshimasa_Watanabe,_Arezu_Witzel,_Ci_Xue,_Yichen_Zhang,_Bo_Zhao,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07404 |
ALMA大規模プログラムFAUSTの一環として、50auから1800auの範囲のスケールで非常に低質量のクラス0原始星IRAS15398-3359を観測しました。H2CO、SO、およびC18O線放射に見られる線形の特徴を明らかにします。これは、既知のアクティブな流出にほぼ垂直な方向に沿ってソースから伸びています。H2CO、SO、SiO、およびCH3OHからの分子線放出は、線形フィーチャの外端に接続され、原始星IRAS15398-3359から1200au離れた弧状の構造をさらに明らかにします。弧状の構造は、全身速度に対して青方偏移しています。H2CO放出に見られる線形特徴に沿った1200auを超える1.2km/sの速度勾配は、原始星と弧状構造を運動学的に接続します。SO、SiO、およびCH3OHは衝撃を追跡することが知られており、アークのような構造は、IRAS15398-3359によって以前に開始された流出によって生成された遺物の衝撃領域として解釈されます。線形構造に沿った速度勾配は、遺物の流出運動として説明できます。新たに観測された弧状構造と拡張線形特徴の起源は、原始星コア内の乱流運動と原始星進化の初期段階での一時的な降着イベントに関連して説明されています。
Gaia Early Data Release3の測光カラーの修正
この作業では、LAMOSTDR7とGaiaEDR3の間に約70万個の共通の星がある分光法ベースの恒星色回帰（SCR）法を使用して、G-GRPおよびGBP-GRPの色補正を取得します。サブメガ精度が達成されます。私たちの結果は、EDR3のキャリブレーションプロセスの改善により、GBP-GRPの色名が削除され、機器構成の変更によって引き起こされる不連続性が大幅に排除されたことを示しています。ただし、Gの大きさの適度な体系的な傾向はまだ検出されます。Gの関数としての対応する色補正項は、9.5<G<17.5で提供され、他の決定と比較されます。考えられるアプリケーションと結果の制限について説明します。
新興活動地域における主要なフレアとCMEの発生源の場所
主要なフレアとコロナ質量放出（CME）は、太陽活動領域（AR）のコンパクトな極性反転線（PIL）から発生する傾向があります。最近、「衝突せん断」という名前のシナリオが\citet{Chintzoglou_2019}によって提案され、この現象を説明しています。これは、異なる出現する双極子間の衝突がコンパクトなPILを形成し、せん断とフラックスのキャンセルを促進することを示唆しています。その後の大規模な活動。この作業では、19個の新しいARの誕生から、最初の主要なフレアまたはCMEを生成するまでの進化を追跡することにより、アクティビティのソースPIL、つまりアクティブPILを調査し、「衝突せん断」の一般性を調査しました。アクティブなPILのいずれも、単一の双極子の自己PIL（sPIL）ではないことがわかります。さらに、11回の噴火は異なる双極子間の衝突によって形成された衝突PIL（cPIL）から発生し、6回はsPILとcPILの結合システムから、2回はsPILとePILの結合システム（ARとePIL間の外部PIL）から発生することがわかります。近くの既存の極性）。せん断とフラックスキャンセルを伴う衝突は、噴火前のすべてのPILで発生しており、衝突の長さが18〜Mmを超える$84\％$（16/19）のケースがあります。さらに、フレアの大きさはアクティブなPILの衝突の長さと正の相関関係があることを発見しました。これは、より激しい活動がより激しい衝突を伴うPILから発生する傾向があることを示しています。結果は、「衝突剪断」、すなわち、フラックス出現中の双極子-双極子相互作用が、出現するARの主要な活動を推進する際の一般的なプロセスであることを示唆している。
デシメトリック電波スパイクおよび微弱X線バーストからのタイプIII電波バーストの加速領域に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_acceleration_region_of_type_III_radio_bursts_from_decimetric_radio_spikes_and_faint_X-ray_bursts |
| Authors |
Sophie_Musset,_Eduard_Kontar,_Lindsay_Glesener,_Nicole_Vilmer,_Abdallah_Hamini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07543 |
フレアの段階的な段階でのエネルギーの放出を研究します。これは、高周波で始まり太陽圏に広がるデシメトリック電波スパイクとタイプIII電波バーストに関連する非熱硬X線（HXR）放射のかすかなバーストを特徴とします。コロナの電子加速の場所を特徴づけ、高コロナの電波源サイズの放射状の進化を研究します。FermiとRHESSIを使用したHXR発光のイメージングと分光法は、コロナ内の加速された電子の診断と、加速領域の高さの下限を提供します。ORFEESスペクトログラフを使用したデシメトリック範囲の電波観測は、加速領域に近い電波診断を提供します。メートル範囲のLOFARを使用した電波分光イメージングは、高コロナでの太陽からの距離に応じて電波源のサイズを進化させます。非熱的HXRバーストと無線スパイクは短いタイムスケールでよく相関しています。非熱的HXR放出電子のスペクトル指数は-4であり、その数は約$2\times10^{33}$電子/秒です。加速領域の密度は、$1-5\times10^9$cm$^{-3}$の間に制限されます。上向きに加速された電子は、ラングミュア波の生成に対して急速に不安定になり、タイプIII電波バーストの高い開始周波数につながり、そのソースでの電波ビームの伸びは0.5〜11.4Mmです。LOFARで観測された電波源のサイズとその勾配は、磁束管の膨張に追随すると仮定すると、電子ビームの予想サイズとサイズの勾配よりも大きくなります。これらの観察結果は、電波放射のスパイクへの断片化が加速プロセス自体の断片化に関連しているという考えを支持しています。コロナでのHXRと無線診断の組み合わせは、電子加速のサイトに強い制約を提供します。
隆起噴火とループ収縮の観察
| Title |
Observations_of_a_prominence_eruption_and_loop_contraction |
| Authors |
Pooja_Devi,_Pascal_D\'emoulin,_Ramesh_Chandra,_Reetika_Joshi,_Brigitte_Schmieder,_and_Bhuwan_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07682 |
環境。顕著な噴火は、それらの冷たいプラズマが不安定な磁気構成の一部を追跡するときに、コロナ質量放出の開始を理解するための重要な観察を提供します。目的。よく観察されたケースを選択して、噴火モデルの観測制約を導き出します。メソッド。大気イメージングアセンブリ（AIA）とReuvenRamatyHighEnergySolarのデータを使用して、GOESM3.7クラスフレア（SOL2015-03-02T15：27）に関連して2015年3月2日に観測された顕著な噴火とループの膨張と収縮を分析します。分光イメージャー（RHESSI）。時間距離法を用いて、隆起噴火とループの進化を研究します。結果。ソース領域は、噴火前の数日間磁束のキャンセルが存在する減衰する双極アクティブ領域です。AIA観測は、そのローカル軸方向に沿って見たフラックスロープ内の噴火隆起を特定します。噴出するフラックスロープの側面にある収縮と膨張のループの動きを特定して定量化します。最後に、RHESSIの硬X線観測により、ループトップと2つのフットポイント光源が特定されます。結論。AIAとRHESSIの両方の観測は、噴火フレアの標準モデルをサポートしています。収縮は、プロミネンス噴火の開始から19分後に発生し、この収縮が噴火ドライバーに関連付けられていないことを示しています。むしろ、この顕著な噴火は、横方向のループの収縮と膨張がフラックスロープが発射された後に発生する側渦の結果である不安定なフラックスロープと互換性があります。
非可換押しつぶされたファジー球の出現現象としての質量白色矮星を制限する超チャンドラセカール
| Title |
Super-Chandrasekhar_limiting_mass_white_dwarfs_as_emergent_phenomena_of_noncommutative_squashed_fuzzy_spheres |
| Authors |
Surajit_Kalita_(IISc),_T._R._Govindarajan_(IMSc)_and_Banibrata_Mukhopadhyay_(IISc) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06272 |
チャンドラセカール限界に違反する少なくとも12個の巨大な白色矮星の間接的な証拠は、10年以上にわたって天文学における素晴らしい発見の1つであると考えられています。研究者たちは、この驚くべき現象を説明するために、すでにさまざまな量のモデルを提案しています。ただし、これらの各モデルには常にいくつかの欠点があります。一方、非可換幾何学は量子重力の最良のレプリカの1つであり、これはまだ観測から証明されていません。マドーレは、非可換幾何学の形式を説明するためにファジー球のアイデアを導入しました。この記事は、押しつぶされたファジー球のアイデアが、質量の白色矮星を制限する超チャンドラセカールを自己無撞着に説明できることを示しています。さらに、非可換性が顕著になる長さスケールは創発的な現象であり、アドホックな長さスケールの前提条件がないことを示します。
ブラックホール時空は閉じた光の輪を持っていることが知られています。ここでは、これらのユニークなヌル円形測地線が、漸近観測者によって測定されるように、回転するカーブラックホールの周りを一周する{\itfast}方法を提供するという、物理的に興味深い事実を明らかにする非常にコンパクトな定理を提示します。
電荷交換Qボールとその寿命
球対称Qボールに対応するスカラー理論の場合、電荷交換Qボール（CSQ）と呼ばれる準安定複合Qボールの塔もあります。効率的な2次吸収境界条件を使用した数値シミュレーションを使用して、2+1Dおよび3+1Dでのこれらの長寿命CSQの特性、特に寿命を調査します。CSQの進化は、通常、初期緩和、第1プラトー（CSQステージ）、高速減衰、第2プラトー（オシロンステージ）の4つの異なるステージで構成されていることがわかります。初期条件とポテンシャルのさまざまなパラメータについてCSQの寿命をグラフ化し、CSQのアトラクタの動作とその他のプロパティを示します。
非常に柔軟なモデルの適合：多数のパラメーターを使用した線形回帰
| Title |
Fitting_very_flexible_models:_Linear_regression_with_large_numbers_of_parameters |
| Authors |
David_W._Hogg_(NYU)_and_Soledad_Villar_(JHU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07256 |
線形フィッティングには多くの用途があります。ここでのコンテキストは、キャリブレーションデータがあり、それらのデータにスムーズで柔軟な関数を適合させたい場合のように、データの補間とノイズ除去です。または、時系列のトレンドを除去したり、スペクトルを正規化したりするために、柔軟な関数を適合させたい場合。これらのコンテキストでは、研究者は、多項式基底、フーリエ基底、ウェーブレット、または同様に一般的なものを選択することがよくあります。また、順序、または適合する基底関数の数、および（多くの場合）ある種の正則化を選択します。この基底関数フィッティングがどのように行われるかについて、通常の最小二乗法とその拡張法を使用して説明します。反対の民俗規則にもかかわらず、データポイントよりもはるかに多くのパラメーターを選択することがしばしば価値があることを強調します。過剰適合は、（主に）パラメーターが多すぎるという問題ではありません。基底と正則化が正しく選択されている場合、最小二乗近似がガウス過程の平均になる無限パラメーターの制限を取ることも可能です。モデル選択（パラメーターの数や正則化の形式の設定など）の優れた経験的方法として相互検証を、モデルによって行われた予測の不確実性を推定するための優れた経験的方法としてジャックナイフリサンプリングをお勧めします。また、安定した計算実装を構築するためのアドバイスも提供します。
大規模なベクトル場の非相対論的限界を導き出します。ベクトルのデカルト空間成分が、3つの同一の相互作用しないスカラー場として動作することを示します。ニュートン極限には、球形、円筒形、平面の自己重力ベクトルソリトンのクラスがあります。最も低いエネルギーのベクトルソリトンの重力特性$\mathrm{-}$重力ポテンシャルと密度場$\mathrm{-}$は、ソリトンの正味質量とベクトル粒子の質量にのみ依存します。特に、これらの自己重力基底状態ベクトルソリトンは、ベクトル場成分全体のエネルギー分布とは無関係であり、対応するスカラー場と区別がつきません。したがって、ファジーベクトル暗黒物質モデルは、スカラーファジー暗黒物質モデルのものと同一の観測特性を持つハローコアを生じさせる可能性があります。また、スカラー場の理論では観察できない新しいハリネズミベクトルソリトン解を提供します。最低エネルギーのハリネズミハローの重力結合は、基底状態のベクトルソリトンよりも約3倍弱い。最後に、発散のないベクトル場を持つ球対称ソリトンが存在しないことを示します。
曲がりくねったインフレと隆起におけるゴパクマー・ヴァファ階層
| Title |
Gopakumar-Vafa_Hierarchies_in_Winding_Inflation_and_Uplifts |
| Authors |
Federico_Carta,_Alessandro_Mininno,_Nicole_Righi,_Alexander_Westphal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07272 |
曲がりくねったインフレとド・ジッターの上昇の両方を実現するための複合メカニズムを提案します。複雑な構造係数の真空期待値を調整するのではなく、基礎となるカラビ・ヤウのゴパクマー・ヴァファ不変量の階層によって、スカラーポテンシャルで競合する項の必要な構造を実現します。所定の階層を持つカラビ・ヤウの3重が実際に存在することを示すために、カラビ・ヤウのピカード番号$9$までのすべての完全交差について、合計度$10$までのすべての属$0$Gopakumar-Vafa不変量のデータベースを明示的に作成します。副産物として、ピカード番号$13$まで、CICYリストに存在するすべての冗長性も特定します。両方のデータベースには、次のリンクからアクセスできます：https：//www.desy.de/~westphal/GV_CICY_webpage/GVInvariants.html。
地球磁気圏におけるカッパ分布関数とプラズマベータパラメータの関係について：THEMIS観測
| Title |
On_the_Relation_between_Kappa_Distribution_Functions_and_the_Plasma_Beta_Parameter_in_the_Earth_Magnetosphere:_THEMIS_observations |
| Authors |
Adetayo_V._Eyelade,_Marina_Stepanova,_Cristobal_M._Espinoza,_Pablo_S._Moya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07305 |
地球の磁気圏は、通常はカッパ分布によって記述されるクーロン衝突がない場合の粒子分布関数の振る舞いを研究することを可能にする自然プラズマ実験室を表しています。さまざまな磁気圏領域のイオンと電子に対するこれらの関数の特性を調査しました。これにより、広範囲のプラズマベータ（$\beta$）値（$10^{-から）の$\kappa$パラメータを明らかにすることができます。3}$から$10^{2}$）。これは、2008年から2018年にかけてのサブストーム中のイベントとマクロスケール相互作用の5つの時間履歴（THEMIS）宇宙船からのイオンと電子の同時測定を使用して行われました。固定プラズマ$\beta$の場合、$\kappa$-分布のインデックスとコアエネルギー（$E_c$）は、両方の種のパワーロー$\kappa=AE_c^\gamma$と、$\beta$、$\kappa$、および$の関係によってモデル化できます。E_c$は、以前に報告されたものよりもはるかに複雑です。$A$と$\gamma$はどちらも、$\beta$との体系的な依存関係を示します。私たちの結果は、$\beta\sim0.1-0.3$が磁場と温度変動の両方の影響を受けるため、プラズマがより動的になる範囲であることを示しています。これは、磁気的に支配されたプラズマから速度論的に支配されたプラズマへの遷移が$\beta$のこれらの値。$\beta>1$の場合、$A$と$\gamma$の両方がほぼ一定の値を取ります。これは、電子で特に注目に値する機能であり、それらの減磁に関連している可能性があります。私たちが提示する$\beta$、$\kappa$、および$E_c$の間の関係は、将来の理論モデルで使用できる重要な結果です。
ゼロアクション境界としての宇宙定数
測定された宇宙定数$\Lambda$は通常、ダークエネルギー（DE）または修正重力（MG）として解釈されます。ここでは、代わりに$\Lambda$が古典的な一般相対性理論の作用における境界項に対応することを提案します。完全流体ソリューションの場合、アクションはゼロです。これにより、$\Lambda$が平均密度$\rho$に固定され、インフレによって設定された原始因果境界内の圧力$p$が固定されます：$\Lambda=4\piG<\rho+3p>$。これは、$\Lambda$の観測値が今日の物質密度に関連している理由と、DEやMGなどの$\Lambda$への他の寄与が宇宙膨張を生成しない理由の両方を説明しています。宇宙の加速は、膨張が因果的地平線に達したときに発生する反発境界力から生じます。この宇宙は$\Lambda$CDM宇宙に似ていますが、最近の観測で示された宇宙論的パラメーターの変動など、均一性/等方性からの逸脱が予想される最大の観測可能なスケールが異なります。
半教師ありノイズ再構成生成的敵対的ネットワークによる銀河画像変換
| Title |
Galaxy_Image_Translation_with_Semi-supervised_Noise-reconstructed_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Qiufan_Lin_and_Dominique_Fouchez_and_J\'er\^ome_Pasquet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07389 |
ディープラーニングニューラルネットワーク、特にGenerativeAdversarialNetworks（GAN）を使用した画像から画像への変換は、天体画像をシミュレートするための最も強力な方法の1つです。ただし、現在の作業は、監視された翻訳を使用したペア画像の利用に限定されており、機器および観測効果をエンコードするノイズバックグラウンドの再構築に関する議論はほとんどありません。これらの制限は、天体物理学におけるその後の科学的応用にとって有害である可能性があります。そのため、対になっていない画像を使用し、画像変換でノイズ特性を維持する方法の開発を目指しています。この作業では、半教師あり方式でペア画像と非ペア画像の両方を活用するGANを使用した双方向画像変換モデルを提案し、高周波特徴によって特徴付けられるノイズを学習および再構築できるノイズエミュレートモジュールを紹介します。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）とカナダフランスハワイ望遠鏡レガシーサーベイ（CFHT）のマルチバンド銀河画像を実験することにより、私たちの方法がグローバルおよびローカルプロパティを効果的に回復し、ベンチマーク画像変換モデルよりも優れていることを示します。私たちの知る限り、この研究は、天体物理学の研究に半教師あり法とノイズ再構成技術を適用する最初の試みです。
重力の共変正準ゲージ理論に対する低Redshiftの制約
低赤方偏移宇宙論からの共変正準ゲージ重力（CCGG）理論への制約が研究されています。この定式化は、アインシュタインの一般相対性理論（GR）を、「変形」パラメーターによって制御されるラグランジアンの2次リーマン-カルタン項によって拡張します。フリードマン宇宙では、これは追加の幾何学的応力エネルギーにつながり、ねじれの必要な存在のために、宇宙定数を時間依存関数に促進します。Ia型超新星、宇宙クロノメーター、バリオン音響振動を組み合わせたデータセットのMCMC分析により、$\Lambda$CDMの結果によく匹敵する近似が得られます。CCGGアプローチで暗示される変更は、低赤方偏移宇宙論ではサブドミナントであることが判明しました。ただし、ゼロ以外の空間曲率と変形パラメータは、観測結果と一致していることが示されています。
ストークス現象と重力粒子の生成-実際にそれを評価する方法
| Title |
Stokes_phenomenon_and_gravitational_particle_production_--_How_to_evaluate_it_in_practice |
| Authors |
Soichiro_Hashiba,_Yusuke_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07634 |
ストークス現象の観点から重力粒子の生成を再検討します。これは、時間に依存する周波数でのモード関数の漸近的振る舞いを理解するために重要です。この作業の目的の1つは、ストークス現象に焦点を当てた分析を使用して、非摂動的粒子生成率を分析的に推定する方法を示すことです。特に、時間依存の背景のいくつかの例を使用して、分析をより実用的にするいくつかの方法を検討します。具体的には、単純な拡大バックグラウンド、$R^2$インフレーション、および滑らかに変化する質量を持つモデルでの粒子生成を検討します。一部のモデルではストークス現象の分析が困難であるため、問題の単純化と近似内の分析的推定の精度について説明します。また、無限の数の転換点と極の間で最も重要な寄与を考慮に入れるための近似を提案します。これにより、問題が大幅に単純化されますが、それでも優れた分析的推定が得られます。
| Title |
Loop_Quantum_Gravity_on_Dynamical_Lattice_and_Improved_Cosmological_Effective_Dynamics_with_Inflaton |
| Authors |
Muxin_Han_and_Hongguang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07659 |
縮小位相空間ループ量子重力（LQG）の経路積分定式化では、空間立方格子（グラフ）が物理的な時間発展で動的に変化することを可能にする新しいアプローチを提案します。経路積分の運動方程式は、均一で等方性の対称性を持つ解に焦点を当てると、完全なLQGから宇宙論の効果的なダイナミクスを導き出します。結果として得られる動的格子による宇宙論的有効ダイナミクスは、固定空間格子との経路積分から以前に得られた有効ダイナミクスを改善します。改善された有効ダイナミクスは、低エネルギー密度でFLRW宇宙論を回復し、バウンスでビッグバン特異性を解決します。バウンス時の臨界密度$\rho_c$はPlanckian$\rho_c\sim\Delta^{-1}$です。ここで、$\Delta$は、有効な理論の特定のUVカットオフとして機能するPlanckian領域です。効果的なダイナミクスは非対称のバウンスを与え、バウンスの過去のデシッター（dS）時空を持ちます。dS時空の宇宙定数$\Lambda_{eff}$は、量子効果$\Lambda_{eff}\sim\Delta^{-1}$から発生します。これらの結果は、$\bar{\mu}$-schemeLoopQuantumCosmology（LQC）の特性と質的に類似しています。さらに、効果的な宇宙論的ダイナミクスのスローロールインフレーションを駆動する追加の実スカラー場との結合を考慮に入れることにより、完全なLQGの初期の経路積分定式化を一般化します。さらに、力学格子上の宇宙論的摂動理論と、ムハノフ-佐々木方程式との関係について議論します。
太陽風陽子と電子の不安定性の相互作用について：線形および準線形アプローチ
| Title |
On_the_interplay_of_solar_wind_proton_and_electron_instabilities:_Linear_and_quasi-linear_approaches |
| Authors |
S._M._Shaaban,_M._Lazar,_R._A._L\'opez,_R._F._Wimmer-Schweingruber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07689 |
現在、太陽風と地球磁気圏に存在するさまざまな種類のプラズマ粒子の異方性によって引き起こされる、いわゆる運動不安定性を理解するために重要な努力が払われています。これらの不安定性は、プラズマ粒子の自由エネルギーを、プラズマ粒子の異方性を調整する、複数の意味を持つ強化された（小規模な）変動に効率的に変換するのに十分な速さです。この論文では、線形および準線形（QL）フレームワークの両方を使用して、電子とイオン（陽子）の異なる温度異方性を現実的に組み合わせた複雑な不安定領域を記述します。このようにパラメータ化されているのは、陽子と電子のファイアホース、電磁イオンサイクロトロン、ホイスラの不安定性などのさまざまな不安定性であり、異方性電子と陽子の相互作用によってそれらの主な線形特性が著しく変化することを示しています。線形理論は、それらの成長率が同等である場合、異なる性質の2つの不安定性の激しい競争を予測する可能性があります。QL位相では、陽子または電子の不安定性の個々の励起と比較して、波の変動はさまざまなレベルおよび時間スケールで成長および飽和します。さらに、陽子と電子によって引き起こされる変動の組み合わせの累積効果は、それらの温度異方性の緩和を著しく刺激する可能性があります。ウィスラー変動のみが、異方性プロトンの緩和におけるプロトンファイアホース変動の効率を阻害します。これらの結果は、宇宙プラズマにおける異方性電子と陽子の相互作用から生じる運動不安定性の全スペクトルをデコードするために、数値シミュレーションでさらに調査するための貴重な前提を提供します。
MAVENによって観測された火星熱圏における砂嵐によって強化された重力波活動と大気散逸への影響
| Title |
Dust_storm-enhanced_gravity_wave_activity_in_the_Martian_thermosphere_observed_by_MAVEN_and_implication_for_atmospheric_escape |
| Authors |
Erdal_Yi\u{g}it_and_Alexander_S._Medvedev_and_Mehdi_Benna_and_Bruce_Jakosky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07698 |
より低い大気の地球規模の砂嵐は、火星の大気全体の小規模および大規模な天候と変動に影響を及ぼします。NASAの火星大気揮発性進化（MAVEN）宇宙船に搭載された中性ガスおよびイオン質量分析装置（NGIMS）からのCO$_2$密度データの分析は、2018年の主要な砂塵の間に熱圏でGWによって誘発された密度変動の顕著な増加を示しています明確な緯度と現地時間の変動を伴う嵐。熱圏の平均GW活動は、暴風雨の際に2倍に増加します。相対密度の摂動の大きさは、平均で約20％、局所的には40％です。1か月半後、GWの活動は徐々に減少します。火星の熱圏における強化された温度擾乱は、大気散逸を促進する可能性があります。初めて、GWによって引き起こされた擾乱が20％と40％の場合、Jeansが水素のフラックスを逃がす正味の増加はそれぞれ1.3倍と2倍であると推定します。
タリー・フィッシャー関係と一般相対性理論への新しいアプローチとの関係
| Title |
Tully-Fisher_relation_and_its_connection_to_a_novel_approach_to_general_relativity |
| Authors |
Godwill_Mbiti_Kanyolo_and_Titus_Masese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07763 |
弱い重力体制における銀河の回転曲線の平坦化は、何十年にもわたって科学的な議論の中心でした。コールドダークマター（$\rmCDM$）パラダイムは、標準的な説明として仮定されています。ここで、ダークハローの質量$m（r）=r/Gn$は、$G$が遠い距離で半径方向の距離とともにほぼ直線的に増加します。万有引力定数と$n$は、銀河内のバリオニック物質$M$の量に依存する無次元パラメーターです。宇宙論におけるダークエネルギー-コールドダークマター（$\Lambda{\rmCDM}$）モデル内での銀河の形成と進化のモデリングにおける多くの進歩にもかかわらず、無次元パラメーター$n=（GMa_{0}）^{-1/2}$は、銀河内のバリオニック物質$M$の質量（タリーフィッシャー関係）、および宇宙定数$\Lambda$と加速パラメーター$a_の関係です。{0}\sim（\Lambda/3）^{1/2}$はとらえどころのないままです。ここでは、相対論的な重力方程式（$\nabla_{\nu}\mathcal{K}^{\nu}_{\、\、\mu}=8\piGM\Psi^{*}\mathcal{D}_{\mu}\Psi$、ここで$\mathcal{K}_{\mu\nu}$はエルミートテンソル、$\mathcal{D}_{\mu}$は共変微分、$\Psi$は複素数値関数）であり、アインシュタイン場の方程式を含むだけでなく、タリーフィッシャー関係も満たしていることを示しています。弱い場の限界では、重力方程式は$n$ボソンの理論（ギンツブルグ-ランダウ理論）に還元され、秩序パラメーター$\Psi$は$\int_{0}^{1/a_{0}}drとして正規化されます。\、4\pir^2\Psi^*\Psi=n$および$1/a_{0}\sim（\Lambda/3）^{-1/2}$は、サイズに相当するカットオフ半径です。ド・ジッター宇宙の。アインシュタインの一般相対性理論の文脈の中で銀河のタリー・フィッシャー関係が満たされるフレームワークを提供するので、私たちの調査は暗黒物質対修正ニュートン力学（MOND）の議論に重要な意味を持っています。
| Title |
Agile_Scrum_Development_in_an_ad_hoc_Software_Collaboration |
| Authors |
A._L._Baxter,_S._Y._BenZvi,_W._Bonivento,_A._Brazier,_M._Clark,_A._Coleiro,_D._Collom,_M._Colomer-Molla,_B._Cousins,_A._Delgado_Orellana,_D._Dornic,_V._Ekimtcov,_S._ElSayed,_A._Gallo_Rosso,_P._Godwin,_S._Griswold,_A._Habig,_S._Horiuchi,_D._A._Howell,_M._W._G._Johnson,_M._Juric,_J._P._Kneller,_A._Kopec,_C._Kopper,_V._Kulikovskiy,_M._Lamoureux,_R._F._Lang,_S._Li,_M._Lincetto,_W._Lindstrom,_M._W._Linvill,_C._McCully,_J._Migenda,_D._Milisavljevic,_S._Nelson,_R._Novoseltseva,_E._O'Sullivan,_D._Petravick,_B._W._Pointon,_N._Raj,_A._Renshaw,_J._Rumleskie,_R._Tapia,_J._C._L._Tseng,_C._D._Tunnell,_C._F._Vigorito,_C._J._Virtue,_C._Weaver,_L._Winslow,_R._Wolski,_X._J._Xu,_Y._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07779 |
マルチメッセンジャー天体物理学の高まるニーズに対応するサイバーインフラストラクチャを開発するには、ソフトウェア開発とドメインサイエンスの両方の専門知識が必要です。ただし、科学的なソフトウェア開発の性質上、多くの科学者はソフトウェアエンジニアリングのベストプラクティスを無視しており、その結果、ソフトウェアの保守が困難になっています。ここでは、科学者がプロのソフトウェア開発者と協力してソフトウェア開発のベストプラクティスを採用する緩和戦略を紹介します。このようなパートナーシップは、固有の課題をもたらします。科学者にとって、これは外部リソースへの依存と開発プロセスの制御の欠如である可能性があります。開発者にとって、これはコアで非科学的な開発目標に利用できる労力の削減になる可能性があります。これらの問題は、アジャイルスクラムフレームワークなどの確立されたソフトウェア開発手法を使用してパートナーシップを構築することで軽減できます。このホワイトペーパーでは、科学者ユーザーグループである超新星早期警報システム（SNEWS）が、科学ソフトウェア開発者のグループであるマルチメッセンジャー天体物理学のためのスケーラブルサイバーインフラストラクチャ（SCiMMA）プロジェクトと協力したケーススタディを紹介します。2つの組織は、アジャイルスクラムフレームワークを利用して、各組織のニーズに対応し、コラボレーションの懸念を軽減し、科学的なソフトウェア開発に共通する落とし穴を回避しました。結局、科学者は成功したプロトタイプから利益を得て、ソフトウェア開発者は強化されたサイバーインフラストラクチャと改善された開発スキルから利益を得ました。これは、構造化されたコラボレーションが、科学計算における一般的な困難に対処するのに役立つ可能性があることを示唆しています。
