バリオンとの自己相互作用暗黒物質ハローの半解析的研究
| Title |
A_semi-analytic_study_of_self-interacting_dark-matter_haloes_with_baryons |
| Authors |
Fangzhou_Jiang_(1_and_2),_Andrew_Benson_(1),_Philip_F._Hopkins_(2),_Oren_Slone_(3_and_4),_Mariangela_Lisanti_(3_and_5),_Manoj_Kaplinghat_(6),_Annika_H._G._Peter_(7_and_8_and_9),_Zhichao_Carton_Zeng_(7_and_8),_Xiaolong_Du_(1),_Shengqi_Yang_(1),_Xuejian_Shen_(2)_((1)_Carnegie_Observatories,_(2)_Caltech,_(3)_Princeton,_(4)_NYU,_(5)_CCA,_(6)_UC_Irvine,_(7)_OSU_Physics,_(8)_OSU_CCAPP,_(9)_OSU_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12425 |
等温ジーンズモデルと断熱ハロー収縮のモデルを組み合わせて、住民の銀河からの重力の影響を受けた自己相互作用暗黒物質（SIDM）ハローの密度プロファイルを計算するための単純な半解析手順を作成します。モデルがコア形成段階全体から重力熱コア崩壊の開始までの宇宙論的SIDMシミュレーションとよく一致することを示します。このモデルを使用して、バリオンに対するハロー応答がCDMよりもSIDMでより多様であり、銀河のサイズに敏感に依存することを示します。これは、明るい矮小銀河の構造的多様性のコンテキストで望ましいリンクです。この方法は高速であるため、数値シミュレーションでは困難な分析が容易になります。特に、1）バリオンと総質量比がまたがる細かいメッシュグリッド上で、SIDMハロー応答をバリオン特性の関数として定量化します。、$M_{\rmb}/M_{\rmvir}$、および銀河のコンパクトさ、$r_{1/2}/R_{\rmvir}$;2）典型的な天の川のようなシステムの場合、SIDMプロファイルが対応するCDMプロファイルと類似していることを高い統計精度で示します。3）与えられた、$M_{\rmb}/M_{\rmvir}$-$r_{1/2}/R_{\rmvir}$空間での重力コア崩壊のレジームを描写します。断面積と特定のハロー濃度。最後に、等温ジーンズモデルをより洗練された重力流体モデルと比較し、前者がより速いコア形成をもたらし、宇宙論的シミュレーションとよりよく一致することを示します。この違いは、ターゲットCDMハローが境界条件として使用されるか、重力熱進化の初期条件として使用されるかに起因するため、流体モデルの将来の改善の可能性についてコメントします。モデルのプログラムは、https：//github.com/JiangFangzhou/SIDMで公開されています。
再電離前のクエーサー気泡からの動的スニヤエフゼルドビッチ効果による二次CMB歪みの再検討
| Title |
Revisiting_secondary_CMB_distortions_due_to_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_effect_from_quasar_bubbles_before_reionization |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Acharya,_Subhabrata_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12985 |
宇宙の再電離前の個々のクエーサーの周りのイオン化された気泡からの動的スニヤエフゼルドビッチ（kSZ）効果による二次宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性について説明します。気泡は、大規模構造の線形バルクフローとともに移動し、ソースkSZとして機能する局所的なイオン化変調を作成します。クエーサーの存在量のハローモデルベースの記述を使用して、この効果の以前の計算を改善し、銀河によって駆動される斑状の再電離からのkSZにサブドミナントである気泡からのkSZ歪みパワースペクトル$C_\ell$を見つけます。ただし、2つの$C_\ell$の形状は大きく異なり、クエーサーバブル$C_\ell$は$\ell\approx500-700$にピークがありますが、$C_\ell$はパッチ状の再電離によるものです。$\ell>1000$で平坦化されるため、CMB-HDのような将来の調査では、$C_\ell$テンプレートフィッティングを使用して2つを分離することが可能になります。また、クエーサーバブルによって誘発されたパワースペクトルの振幅は、再電離のエポックに強く依存し、初期の再電離モデルでは無視できることを示しています。次に、CMB上の単一のクエーサーバブルの痕跡を見て、CMB-HDのような高解像度で野心的な努力でそれを検出できることを示します。単一の気泡パワースペクトルの振幅と振動特性を使用して、相対論的に膨張するイオン化気泡の見かけの非対称形状を制約でき、クエーサー光子放出速度やクエーサー寿命などの固有のクエーサー物理パラメータと、高赤方偏移の大規模線形速度と中性水素分率。CMBでの高赤方偏移クエーサーバブルの検出は、HIまたはLyman-$\alpha$での検出に補足的な情報をもたらし、共同分析を使用してパラメーターの縮退を解消できます。
第三世代重力波検出器のための重力波のレンズ化からの原始ブラックホールの存在量に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_abundance_of_primordial_black_holes_from_lensing_of_gravitational_waves_for_the_third-generation_gravitational_wave_detector |
| Authors |
Huan_Zhou,_Zhengxiang_Li,_Kai_Liao,_Zhiqi_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13128 |
ブラックホール連星（BBH）からの最初の重力波（GW）イベントがLIGO-Virgoによって検出されて以来、GWは天体物理学と宇宙論の有用なプローブになりました。原始ブラックホール（PBH）が広い質量範囲で暗黒物質のかなりの部分に寄与する場合、それらは天体物理学の物体からの電磁信号のレンズ効果とは異なる長波長のGW信号にマイクロレンズを引き起こします。この論文では、BBHからのGWのレンズ効果を適用して、第3世代の地上ベースのGW検出器であるCosmicExplorerのPBHの存在量に対する制約を導き出します。最初に、天体物理学的起源のBBHシナリオと原始起源のBBHシナリオを含む、低赤方偏移と高赤方偏移のGWソースに寄与するBBHの形成の2つのチャネルを検討します。次に、光学的厚さの方法と比較して、ベイズ分析を使用して、レンズのさまざまな質量関数を考慮したPBHの存在量に対する制約を導き出します。BBHのGWイベントが$1000$検出されたヌル検索の場合、PBHの存在量は$68\％の質量範囲$\geq500〜M_{\odot}$で$\leq0.1\％$に制限される可能性があることがわかります。$信頼水準。さらに、$M_{\rmPBH}=100-300〜M_{\odot}$によってレンズ化されたGWイベントがBBHの$100$検出されたGWイベントで検出された場合、PBHの存在量は$2.3\から導き出すことができます。ベイズ分析によるこの質量範囲の％$から$25.2\％$。
ハッブル張力に対する電子質量解の変化に対するビッグバン元素合成の制約
時変質量の電子を持つ宇宙論的モデルは、いわゆるハッブル張力の有望な解決策のようです。電子質量が大きいほど中性子減衰率が小さくなり、軽元素の存在量に影響を与える可能性があるため、時変電子質量モデルに対するビッグバン元素合成（BBN）の制約を調べます。さらに、宇宙背景放射のパワースペクトルを変化させないようにするための、さまざまな推定宇宙パラメータ、主にバリオン非対称性が、軽元素の存在量に影響を与える可能性があります。BBN時の電子質量が大きくなると、予測されるヘリウムの割合が大きくなり、重水素の存在量が小さくなることがわかります。したがって、BBN時の許容可能な電子質量は、現在の電子質量よりも約1％大きいだけであると結論付けます。
インフレ中の一般化された非最小微分結合による大規模CMB異常の理解
| Title |
Understanding_large_scale_CMB_anomalies_with_the_generalized_non-minimal_derivative_coupling_during_inflation |
| Authors |
Yashi_Tiwari,_Nilanjandev_Bhaumik_and_Rajeev_Kumar_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13320 |
インフラトンが一般化された非最小微分結合（GNMDC）を介してアインシュタインテンソルに結合されるインフレーションモデルのクラスの観測的意味を研究します。このような結合は、ホルンデスキー理論または一般化されたガリレオン理論の枠組みで実現でき、斬新で識別可能なインフレ予測につながります。特に、そのようなモデルが、低多重極または大角度スケールでのCMB温度および偏光異方性に関連する電力抑制およびその他の局所的特徴などの大規模異常に可能な説明を提供できるかどうかを調査します。GNMDC結合関数の特定の選択については、これらのモデルが大規模なパワースペクトルの適切なローカライズされた機能につながる可能性があることがわかります。私たちの知る限り、このようなモデルは、CMBパワースペクトルにおけるこれらの変調の起源を説明するために以前は使用されていませんでした。勾配の不安定性とスカラー摂動の超光速伝播を回避するように、パラメーター空間の領域で作業します。私たちの分析の非常に興味深い側面は、丘の上の四次モデルなどのインフレモデルのクラスが、追加のGNMDC項の存在下でPlanckデータとのより良い一致をもたらすことです。さらに、GNMDCモデルをCosmoMCを使用したデータと比較し、これらのモデルが、特徴のないべき乗則、原始スペクトルを備えた最適な参照$\Lambda$CDMモデルよりも大幅に改善されていることを確認します。CMB-S4などの将来のCMB実験では、GNMDCシナリオのさまざまなパラメーターにより良い制約が確実に課されます。最後に、結果のより広い意味について説明し、これらのモデルがCMB観測に関連する他の異常の説明を提供するのにも役立つ可能性があると主張します。
星雲リレー仮説：分子雲の生命と化学浸透の起源のための宇宙線駆動の生体エネルギー論
以前、私たちは生命の起源の新しいモデル、Nebula-RelayNebula-Relayを提案しました。これは、地球上の生命が太陽の前身の星の惑星系で始まり、死後、太陽系前の星雲を埋めると仮定したものです。。分子雲の中の生命のエネルギー源は何ですか？このドラフトでは、メタン生成と宇宙線駆動の生体エネルギー論という2つの可能なメカニズムについて説明しました。メタン生成菌の化学反応から十分な自由エネルギーが放出されることがわかりました。しかし、炭素化合物の不足が制限要因となる可能性があります。2つ目は、宇宙線のイオン化によって駆動されます。これは、放射線の危険性が生命エネルギーの源になることを意味します。このシナリオではプロトンが自然に生成されますが、これが化学浸透の原因である可能性があります。
氷に富むスーパーアースの構造に及ぼす降着率と組成の影響
| Title |
The_Effect_of_Accretion_Rate_and_Composition_on_the_Structure_of_Ice-rich_Super-Earths |
| Authors |
Michael_Lozovsky_and_Dina_Prialnik_and_Morris_Podolak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12861 |
惑星の構造とその構成要素の内部分布は、その形成の歴史によって決定されると仮定することは合理的です。したがって、私たちは小さな胚からその後の進化を通して惑星の成長を追跡します。水氷が主成分となるために、中心星から十分に離れた原始惑星系円盤モデルに基づいて降着率の範囲を推定します。降着のタイムスケールは星雲ガスが放散するのに必要な時間よりもはるかに長いため、降着した物質はケイ酸塩岩と氷の混合物であり、H-Heエンベロープはないと仮定します。降着加熱、放射性エネルギー放出、氷と岩石の分離を含む熱進化モデルを採用しています。Safronovパラメーターと氷と岩石の比率を自由パラメーターとして、4.6Gyrのさまざまなパラメーターの組み合わせの成長と進化のシーケンスを計算します。最終的な構造は、両方のパラメーターに大きく依存することがわかります。低い初期の氷と岩石の比率と高い降着率は、それぞれ加熱速度の増加をもたらし、拡張された岩石コアの形成につながりますが、反対の条件は組成をほとんど変化させず、比較的低い内部温度をもたらします。岩のコアが形成されるとき、氷が豊富な外側のマントルには、氷と混合された岩がまだ含まれています。パラメータに応じて、氷のかなりの部分が降着時に蒸発することがわかり、それが失われたと仮定します。したがって、惑星の最終的な表面組成とかさ密度は、必ずしも原始惑星系円盤の組成を反映していません。
ヘイズ微物理学、不均衡化学、および放射フィードバックを含む自己無撞着モデルに基づいて、太陽系外惑星大気の光化学的ヘイズの研究を提示します。10個のホットジュピターのHST観測と一致するために必要なヘイズ特性を導き出します。HAT-P-12b、HD-189733b、HD-209458b、およびWASP-6bには、5x10$^{-15}$から9x10$^{-12}g.cm^{-2}.s^{のヘイズ質量流束が必要です。-1}$は観測値と一致します。平衡温度が2000Kを超えるWASP-12bおよびWASP-19bは、ヘイズの存在と互換性がなく、重金属によりよく適合します。HAT-P-1bおよびWASP-31bは、上部質量流束が10$^{-15}$および10$^{-16}g.cm^{-2}.sのヘイズの存在を示す明確な証拠を示していません。それぞれ^{-1}$ですが、WASP-17bとWASP-39bは、質量流束の上限が10$^{-16}g.cm^{-2}.s^{-1}$です。自己無撞着モデルの意味を議論し、光化学の結果に基づいてヘイズの存在量の上限を導き出します。私たちの結果は、HCNが1300Kの有効温度と上記のCOまでの主要なヘイズ前駆体であることを示唆しています。観測値への適合に基づいて導出されたヘイズ質量流束は、最大$\sim$6.4\％の生成収率で光化学と一致しています。不平衡化学は、使用される低解像度の観測を考慮すると、スペクトルにほとんど影響を与えませんが、化学組成と温度プロファイルに影響を与えます。ヘイズは、スペクトルに検出可能な影響を与える、より高温の高層大気温度を生成することがわかります。雲は、HD-209458b、WASP-31b、およびWASP-39bの通過スペクトルの解釈に影響を与える可能性があります。それにもかかわらず、ケイ酸塩と鉄の雲の存在は、WASP-12bとWASP-19bを除くすべての研究された大気で予想されます。
太陽系外惑星の特性評価への情報的アプローチ
太陽系外惑星の大気には、その居住性に関する重要な情報が含まれています。ただし、その情報を抽出して解釈するには、高品質の分光データと、結果を特徴付ける比較分析の両方が必要です。データの可用性を楽しみにして、イェンセン・シャノン発散（$\mathcal{D}_{JS}$）情報測定を適応させ、透過スペクトルを通じて地球のような惑星を識別する、新しい仮定のないアプローチを提案します。この方法を、Trappist-1eやGJ667Ccなどの高関心の観測された太陽系外惑星を含む、シミュレートされた地球のような惑星と木星のような惑星に適用し、$\mathcal{D}_{JS}$が異なる惑星を区別できることを示します種類。今後数年間でより正確な通過分光データが利用可能になるため、この方法を使用して居住可能な惑星や居住する惑星を特定できると主張します。
ニリ谷かんらん石-粘土-炭酸塩岩相の特性：S \'e\'itahでの軌道および原位置
| Title |
Properties_of_the_Nili_Fossae_Olivine-clay-carbonate_lithology:_orbital_and_in_situ_at_S\'e\'itah |
| Authors |
Adrian_J._Brown,_Linda_Kah,_Lucia_Mandon,_Roger_Wiens,_Patrick_Pinet,_Elise_Clav\'e,_St\'ephane_Le_Mou\'elic,_Arya_Udry,_Patrick_J._Gasda,_Cl\'ement_Royer,_Keyron_Hickman-Lewis11,_Agnes_Cousin,_Justin_I._Simon,_Jade_Comellas14,_Edward_Cloutis,_Thierry_Fouchet,_Alberto_G._Fair\'en,_Stephanie_Connell,_David_Flannery,_Briony_Horgan,_Lisa_Mayhew,_Allan_Treiman,_Jorge_I._N\'u\~nez,_Brittan_Wogsland,_Karim_Benzerara,_Hans_E.F._Amundsen,_Cathy_Quantin-Nataf,_Kevin_P._Hand,_Vinciane_Debaille,_Ari_Essunfeld,_Pierre_Beck,_Nicholas_J._Tosca,_Juan_M._Madariaga_and_Eleni_Ravanis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13380 |
軌道データからニリ谷のかんらん石-粘土-炭酸塩岩相の観測された特性を調べ、ジェゼロクレーターのS\'e\'itahユニットで火星2020ローバーによってその場で次のことを行います：1）組成（Liu、2022）2）粒子サイズ（Tice、2022）3）推定粘度（SuperCam（Wiens、2022）によって収集された地球化学に基づいて計算）。ユニットの低粘度と分布に基づいて、S\'e\'itahのかんらん石-粘土-炭酸塩の洪水溶岩起源を仮定します。粘土2.38{\mu}mバンドの新しいCRISMマップを含め、その場のデータを使用して、S\'e\'itah層のかんらん石堆積物の粘土が火星2020スーパーカムのタルクまたは蛇紋石と一致していることを示しますLIBSとVISIRおよびMastCam-Zの観測。岩相の歴史の2つの絡み合う側面について説明します。1）西オーストラリアのピルバラの陸域類似物に基づいて、以前に公開された洪水溶岩と溶岩湖のモデルを使用して、溶岩湖内の堆積層の定置と特性。2）粘土や炭酸塩の変質を含む、定置後の変質の範囲が限られている（Clave、2022;Mandon、2022）。
原始惑星系円盤に埋め込まれた低質量惑星によって引き起こされるガス流によるダストリングとギャップの形成$\rmI$。定常状態モデル
| Title |
Dust_ring_and_gap_formation_by_gas_flow_induced_by_low-mass_planets_embedded_in_protoplanetary_disks_$\rm_I$._Steady-state_model |
| Authors |
Ayumu_Kuwahara,_Hiroyuki_Kurokawa,_Takayuki_Tanigawa,_Shigeru_Ida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13453 |
最近の高空間分解能の観測により、リングやギャップなどの原始惑星系円盤のダスト下部構造が明らかになりましたが、これらは常にガスと相関しているわけではありません。低質量でガスギャップが開いていない惑星によって引き起こされる放射状のガスの流れは、ダストの放射状のドリフトに影響を与える可能性があるため、ディスク内にこれらのダストの下部構造を形成する可能性があります。低質量惑星によって引き起こされたガス流が、ダストプロファイルのリングとギャップを形作る可能性を調査します。最初に、惑星を通過する局所的なガスの流れを解決する3次元流体力学シミュレーションを実行します。次に、惑星によって引き起こされたガスの流れによって影響を受けた塵の軌道を計算します。最後に、惑星によって誘発されたガス流の影響を1次元のダスト移流拡散モデルに組み込むことにより、定常状態のダスト表面密度を計算します。惑星軌道の外側へのガスの流出は、塵の放射状のドリフトを抑制し、塵の蓄積（ダストリング）につながります。惑星軌道の内側への流出は、塵の内向きのドリフトを促進し、惑星軌道の周りの塵の枯渇（塵のギャップ）を引き起こします。弱い乱流（$\alpha_{\rmdiff}\lesssim10^{-4}$、ここで$\alpha_{\rmdiff}$は乱流強度パラメーター）の下で、$\gtrsim1\で惑星によって誘発されたガスの流れ、M_{\oplus}$（地球質量）は、ガススケールの$\sim1\text{-}10$倍の半径方向の範囲で、小さなダスト粒子（$\lesssim1$cm）の分布にダストリングとギャップを生成しますガスギャップと圧力バンプを作成せずに惑星軌道の周りの高さ。低質量でガスギャップが開いていない惑星によって引き起こされたガスの流れは、ディスクで観測されたダストの下部構造の考えられる起源と見なすことができます。私たちの結果は、ダストの下部構造がガスの下部構造と相関していないことがわかったディスクを説明するのに役立つかもしれません。
太陽系の10万年の安定性のためのコンピューター支援証明
次の10万年間の8つの主要な惑星と冥王星の動的安定性のためのコンピューター計算によって支援された分析的証拠を提示します。これは、惑星の準主軸がこの期間中に大幅に変化しないことを意味します。また、軌道の離心率と傾斜角は十分に小さいままです。標準的な線形4段階数値法を使用して、水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星の軌道をほぼ統合します。軌道要素で書かれた9つの惑星のダイナミクスは、54個の一次常微分方程式のシステムを表しています。数値解法のステップサイズ（約6日）は、6,290,000回実行されました。丸め誤差の合計、天文データの不確実性に関連する偏差、およびコンピューター計算の精度を推定します。
おとめ座銀河団（SHIVir）調査の分光法とHバンドイメージング：データカタログと運動学的プロファイル
| Title |
The_Spectroscopy_and_H-band_Imaging_of_Virgo_cluster_galaxies_(SHIVir)_Survey:_Data_Catalogue_and_Kinematic_Profiles |
| Authors |
Nathalie_N.-Q._Ouellette,_St\'ephane_Courteau,_Jon_A._Holtzman,_Michael_McDonald,_Michele_Cappellari,_Joel_C._Roediger,_Patrick_C\^ot\'e,_Julianne_J._Dalcanton,_Elena_Dalla_Bont\`a,_Laura_Ferrarese,_R._Brent_Tully,_Connor_Stone,_Eric_W._Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12431 |
「Virgoクラスター銀河の分光法とHバンドイメージング」（SHIVir）調査は、190個のVirgoクラスター銀河のSDSS測光、ディープHバンド測光、およびロングスリット光学分光法を組み合わせた光学および近赤外調査です（VCG）は、恒星の質量範囲ログ（M_*/M_Sun）=7.8-11.5$ですべての形態学的タイプをカバーします。このSHIVirサンプルの分光サンプルの選択、データ削減、および分析を紹介します。\texttt{pPXF}ルーチンを使用して最適化し、データから運動星団を抽出しました。最終的に、分解された運動学的プロファイル（回転曲線と速度分散プロファイル）は、133個のSHIVir銀河で利用できます。SHIVirサンプルの測光および運動学的パラメータの包括的なデータベースは、grizHの光度、有効な表面輝度、有効および等光度の半径、回転速度、速度分散、恒星および動的質量で示されます。パラメータ分布は、いくつかのバイモーダル分布と可能なサンプルバイアスを強調しています。分解された拡張速度分散プロファイルの定性的研究は、いわゆる「シグマドロップ」運動学的プロファイルとレンズ状S0銀河のリングの存在との間の関連を示唆しています。上昇する分散プロファイルは、回転成分が重要な初期型の渦巻きまたは矮小楕円にリンクされていますが、ピークのプロファイルは、特徴のない巨大な楕円に関連付けられています。
Gaia DR3 $ \alpha$要素の存在量を使用した2つの落下モデルを超えて
| Title |
Beyond_the_two-infall_model_with_Gaia_DR3_$\alpha$-element_abundances |
| Authors |
E._Spitoni,_A._Recio-Blanco,_P._de_Laverny,_P._A._Palicio,_G._Kordopatis,_M._Schultheis,_G._Contursi,_E._Poggio,_D._Romano,_F._Matteucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12436 |
最近のガイアデータリリース3（DR3）は、銀河考古学における比類のない革命を表しており、地上ベースの分光調査が地上ベースの調査で被る空間バイアスを克服し、数百万の星に多数の視線速度の化学的存在量を提供します。GaiaDR3のGSP仕様モジュールによって提供され、i）恒星によって制約される新しい存在比を再現するように設計された、銀河円盤コンポーネント（高および低$\alpha$シーケンス星）の新しい化学進化モデルを提示します。年齢とii）以前のガイアのリリースから推測された厚い円盤と薄い円盤の両方の星の詳細な星形成の歴史。GaiaDR3は、いくつかの要素における最近の化学的貧困の証拠を示す、若い（大規模な）低$\alpha$ディスクスターの存在を強調しました。さらに、以前のGaiaリリースでは、最近推測された強化されたSFの狭いエピソードの証拠が見つかりました。これらの観測量を再現するために、低$\alpha$シーケンスが2つの異なる落下エピソードによって生成される新しい化学進化モデルを提案します。したがって、この研究では、GaiaDR3の化学的存在量を、高$\alpha$コンポーネントの3つの落下化学進化モデルの予測と比較します。提案された3落下化学進化モデルは、異なるガイアDR3星の存在比[X/Fe]対[M/H]（X=Mg、Si、Ca、Ti、$\alpha$）の主な特徴をうまく再現しています。考慮される$\alpha$要素の年齢ビン。さらに、2.7Gyr前に$\sim$で始まった最新のガスの流入により、最近の化学的貧困を経験したGaiaDR3の若い人口をうまく予測することができます。
| Title |
Modelling_time_delays_from_two_reprocessors_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Vikram_Kumar_Jaiswal,_Raj_Prince,_Swayamtrupta_Panda,_and_Bo\.zena_Czerny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12497 |
環境。活動銀河核（AGN）の降着円盤からの連続時間遅延は、監視対象のソースまでの距離を測定するためのツールとしてずっと前に提案されてきました。ただし、ブロードライン領域（BLR）からの寄与を含む多くの影響を考慮に入れる必要があるため、この方法は深刻な問題に直面します。目的。この論文では、入射X線束のディスク再処理とBLRによるさらなる再処理の両方が含まれる場合に予想される時間遅延をモデル化し、2つの効果を解くことができるかどうかを確認します。メソッド。降着円盤には相対論的効果のない単純な応答関数を使用し、パラメトリック記述を使用してBLRの寄与を説明します。BLRクラウド間媒体によるディスク放射の散乱のみが含まれます。また、1日間のサンプリングで人工光度曲線を使用して、実際のデータで影響が見られる可能性があるかどうかを確認します。結果。予測された時間遅延に対するBLR散乱の影響は、BLRの寄与がない場合、X線源の高さの上昇の影響と非常に類似していることを示します。これにより、将来、特定のオブジェクトで観測された時間遅延からシステムのパラメーターを回復したい場合に、追加の縮退が発生します。ただし、どちらの効果も、対数空間にプロットした場合の遅延対波長曲線の傾きを変更し、宇宙論に必要なベアディスク時間遅延を取得する方法を開きます。また、ディスク照射が強い場合、BLR散乱とX線源の高さによる予測遅延の変化は大きく異なります。ただし、1日のサンプリングを使用した人工曲線ではかなりノイズの多い結果が得られるため、必要なデータ品質は高くなければなりません。
z = 2.431のコンパクトグループに関連付けられた複雑な混相流DLAは、降着、流出、および潮流をトレースします
| Title |
A_Complex_Multiphase_DLA_Associated_with_a_Compact_Group_at_z=2.431_Traces_Accretion,_Outflows,_and_Tidal_Streams |
| Authors |
Nikole_M._Nielsen,_Glenn_G._Kacprzak,_Sameer,_Michael_T._Murphy,_Hasti_Nateghi,_Jane_C._Charlton,_Christopher_W._Churchill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12501 |
KeckCosmicWebImager（KCWI）を使用して既知のz=2-3MgII吸収体のホスト銀河を特定するプログラムの一環として、クエーサーフィールドJ234628で超強力なMgII吸収を伴うz=2.431DLAを生成するコンパクトグループを発見しました。+124859。このグループは、8〜28kpc以内にある4つの星形成銀河と$v\sim50-300$kms$^{-1}$で構成されており、深いHSTイメージングでは潮流が弱く見えます。グループの幾何学的中心は、クエーサーからD=25kpcです（各銀河に対してD=20-40kpc）。GalaxyG1がグループを支配し（$1.66L_{\ast}$、${\rmSFR}_{\rmFUV}=11.6$M$_{\odot}$yr$^{-1}$）、G2、G3、およびG4はそれほど大きくありません（$0.1-0.3L_{\ast}$、${\rmSFR}_{\rmFUV}=1.4-2.0$M$_{\odot}$yr$^{-1}$）。HIライマン系列とMgII、SiIII、CIVなどの金属線をカバーするVLT/UVESクエーサースペクトルを使用して、雲ごとの多相ベイズモデリングを使用して、視線に沿った運動学的構造と物理的条件を特徴付けました。吸収システムの合計は$\log（N（HI）/{\rmcm}^{-2}）=20.53$で、$N（HI）$加重平均金属量は$\log（Z/Z_{\odot}）=-0.68$、MgIIの線幅が$\Deltav\sim700$kms$^{-1}$と非常に大きい。非常に運動学的に複雑なプロファイルは、値${13\lesssim\log（N（HI）/{\rmcm}^{-2}）\lesssim20}$および$の低および中程度のイオン化フェーズにわたる30個の雲で適切にモデル化されています。-3\lesssim\log（Z/Z_{\odot}）\lesssim1$。これらの特性を銀河の特性と比較すると、金属が豊富な流出、金属が少ないIGMの降着、銀河と銀河の相互作用からの潮流など、さまざまなガス環境が推測されます。この構造の多様性は、星形成活動のピークの時期に、複雑なコンパクトグループ環境の周りにグループ内媒体を形成します。低赤方偏移コンパクトグループの調査は、進化経路を特徴づけるためにこの媒体のより完全な国勢調査を取得することから利益を得るでしょう。
遺物銀河NGC〜1277は、大規模な初期型銀河におけるCOの強い吸収の起源である中年の星の種族を除外します
| Title |
The_relic_galaxy_NGC~1277_rules_out_intermediate-age_stellar_populations_origin_of_CO-strong_absorptions_in_massive_early-type_galaxies |
| Authors |
Elham_Eftekhari,_Francesco_La_Barbera,_Alexandre_Vazdekis,_Michael_Beasley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12578 |
大規模な初期型銀河（ETG）は、HバンドおよびKバンドのスペクトルに、最先端の星の種族モデルでは説明できないいくつかの強力なCO吸収特性を示しています。長年の間、この不一致は、漸近巨星分枝（AGB）段階の星によって支配される中年の恒星成分の存在に起因してきました。ただし、これまでのところ、このシナリオの確固たる証拠は提供されていません。この主張をテストする1つの方法は、ETGと遺物銀河のCO指数を比較することです。中年の星の種族が不足しているため、遺物銀河は、ETGにおける強いCO吸収の起源に取り組むユニークな機会を私たちに提供します。ここでは、プロトタイプの遺物銀河NGC1277を利用し、この銀河のCO吸収特性を、大規模なETGの代表的なサンプルのものと比較します。両方のシステムのCO線が同様の強さを持ち、星の種族合成モデルの予測よりも大幅に強いことを示します。大規模なETGの中年の星の種族は、強力なCO吸収の原因ではないと結論付けています。
銀河形成におけるコールドモードとホットモードの降着：エントロピーアプローチ
| Title |
Cold-mode_and_hot-mode_accretion_in_galaxy_formation:_an_entropy_approach |
| Authors |
\'Edouard_Tollet,_Andrea_Cattaneo,_Andrea_V._Macci\`o,_Xi_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12637 |
フィードバックありとなしの両方で、NIHAOシリーズの$M_{\rmvir}\sim10^{12}{\rm\、M}_\odot$を使用した2つの宇宙論的ズームシミュレーションを分析しました。銀河間媒体の状態方程式に基づくエントロピー基準が、コールドモードとホットモードの降着をうまく分離できることを示します。衝撃加熱されたガスは、無視できない乱流サポートを持ち、非効率的に冷却します。フィードバックのないシミュレーションでは、星の質量のごく一部（$\sim20$パーセント）のみが、高温の銀河系の媒体にあるバリオンに由来しますが、統計の数が少ないため、定量的な結論は慎重に取る必要があります。。フィードバックがあると、超新星によって加熱されたガスが再降着するため、その割合は大きくなります。超新星は、降着衝撃によって加熱されたガスよりもエントロピーが低く、冷却時間が短くなります。NIHAOの結果を、銀河形成のGalICS2.1半解析モデルの予測と比較しました。GalICS2.1に実装された衝撃安定性基準は、コールドモードからホットモードへの降着への移行を正常に再現します。
太陽型原始星に向けたリン分子の新しい検出
リンは地球上の生命に必要な元素ですが、現在、星や惑星を形成する領域での化学の制約は限られています。現在まで、リンのキャリアは少数の低質量原始星に対してのみ検出されています。リン分子の放出と流出衝撃の明らかな関連性に動機付けられて、IRAM30m望遠鏡を使用して、PNおよびPO線を、よく特徴付けられた流出を伴う7つの太陽型原始星に向け、3つの新しいソースでリン分子をしっかりと検出しました。このサンプルは、3つの追加ソースのアーカイブ観測と組み合わされて、低質量原始星のリン化学の人口統計の最初の調査を可能にします。PNが検出されたソースは、H$_2$O1$_{10}$-1$_{01}$フラックスに基づいて、強い流出ショックの証拠を示しています。一方、原始星の特性やバルク流出の機械的特性は、PNの検出と相関することはありません。これは、気相リンが流出内の衝撃を受けたガスに特に関連していることを意味します。それでも、PNおよびPOラインの運動学は、直接衝撃を受けた物質ではなく、衝撃を受けた後のガスに放出源があることを示唆しています。広範囲の原始星の特性と流出特性をサンプリングしたにもかかわらず、（PN+PO）/CH$_3$OH（PN+PO）/CH$_3$OH（PN+PO）/CH$_3$OH（$\sim$1-3％）。これらの発生源におけるリン化学の放出源と環境要因をさらに制約するには、空間的に分解された観測が必要です。
Blanco DECam Bulge Survey（BDBS）V.GaiaEDR3を使用した銀河バルジの色と大きさの図から前景の個体群をクリーンアップする
| Title |
Blanco_DECam_Bulge_Survey_(BDBS)_V._Cleaning_the_foreground_populations_from_Galactic_bulge_colour-magnitude_diagrams_using_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Tommaso_Marchetti,_Christian_I._Johnson,_Meridith_Joyce,_R._Michael_Rich,_Iulia_Simion,_Michael_D._Young,_William_I._Clarkson,_Catherine_A._Pilachowski,_Scott_Michael,_Andrea_Kunder,_Andreas_J._Koch-Hansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12817 |
BlancoDECamBulgeSurvey（BDBS）は、銀河バルジ南部の200平方度以上を画像化し、$\sim2億5000万個のユニークな星の醜いフィルターで測光を提供します。強い前景の円盤の集団の存在は、複雑な赤みと極端な画像の混雑とともに、バルジの集団における若年および中年の星の存在を制限することを困難にしました。ガイアミッションからの最新のデータリリース（EDR3）とBDBSの正確なクロスマッチを採用し、1億4000万を超えるソースをBDBS測光およびガイアEDR3測光と位置天文学と照合しました。クリーンなBDBSバルジ色-マグニチュード図（CMD）を作成するために、測光を選択せずにGaiaEDR3位置天文学に依存しました。ガイア視差を使用して明るい前景光源を除外し、銀河の固有運動に適合したガウス混合モデルにより、バルジメンバーシップと運動学的に一致する星を特定できました。この方法を、それぞれ$1$deg$^2$の127の異なるバルジフィールドに適用しました。$|\ell|\leq9.5^\circ$および$-9.5^\circ\leqb\leq-2.5^\circ$。位置天文のクリーニング手順では、各フィールド、特に銀河面の近くにある青い星の大部分が削除されます。銀河面では、青い星と赤い星の比率は$\lesssim10\％$であり、銀河系が高いほど値$\sim20\％$に増加します。緯度。私たちは、2Gyr未満の星の広範な集団の存在を除外します。測定された位置天文学によると、ターンオフより明るい青い星の大部分は前景の集団に属しています。観測された赤色巨星分枝と赤色巨星分枝の間の距離を、フィールドの支配的な個体群の単純な年齢代理として紹介し、主に古い膨らみの写真を確認します。この方法を適用して高緯度のフィールドの年齢を推定し、銀河バルジの複雑な形態をモデル化するには、さらなる作業が必要です。
{\slGaia}初期のデータリリース3でOBアソシエーションを検索する
| Title |
Search_for_OB_associations_in_{\sl_Gaia}_early_Data_Release_3 |
| Authors |
Alexander_A._Chemel_and_Richard_de_Grijs_and_Elena_V._Glushkova_and_Andrey_K._Dambis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12935 |
OB協会への若い星の分布は、長い間更新する必要がありました。高精度の{\slGaia}初期のデータリリース3の位置天文学と、最新の機械学習手法を組み合わせることで、これを実現できます。OB星と若い散開星団を含む明確に定義されたサンプルをまとめました。合計で約47,700個のオブジェクトで構成されています。サンプルを関連付けに似たグループに分割するために、HDBSCAN$^{*}$クラスタリングアルゴリズムを適用しました。モンテカルロ法を使用して、結果のクラスターの運動学的年齢を推定し、スチューデントの$t$テストを使用して、固有運動と座標の間の線形相関の重要性を評価し、クラスター展開シグネチャの存在を示しました。1$\sigma$の信頼水準での一般的な拡大を示すクラスターの大部分の年齢は、数十Myrであり、OBアソシエーションの予想年齢と一致しています。結果として得られたグループのメンバーであることが判明した32個の散開星団が見つかりました。彼らの年齢は不確実性の中で互いに一致しています。このようにして得られたクラスターと文献のOB関連の歴史的構成との比較は、銀河におけるそれらの位置の間の対応を示していますが、良好な1対1の恒星の一致が明らかに欠如しています。したがって、OBアソシエーションの履歴構成を修正する必要があることをお勧めします。
いて座矮小楕円体銀河系ガイアEDR3に由来する60個の高速星候補
| Title |
60_candidate_high-velocity_stars_originating_from_the_Sagittarius_dwarf_spheroidal_galaxy_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Hefan_Li,_Cuihua_Du,_Jun_Ma,_Jianrong_Shi,_Heidi_Jo_Newberg,_Yunsong_Piao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13002 |
GaiaEarlyDataRelease3（GaiaEDR3）からの適切な動きといくつかの調査からの視線速度を使用して、おそらく射手座矮星球形銀河（Sgr）に由来する75\％を超える脱出速度を持つ60個の候補高速星を特定します。軌道解析による。Sgrの重力は結果にほとんど影響を与えず、大マゼラン雲の重力はごく少数の星に無視できない影響を及ぼします。これらの星がSgrに最も接近するのは、Sgrがその中心を通過したとき（$\sim$38.2Myr前）であり、これは、それらがSgrからきちんと剥ぎ取られたことを示唆しています。HR図におけるこれらの星の位置と利用可能な[Fe/H]を持つそれらの19の化学的性質は、Sgrストリームメンバーの星と類似しています。これは、それらの降着起源の仮定と一致しています。60個のうち2個は超高速星であり、これもヒルズメカニズムによって生成される可能性があります。
近くのクエーサーのイオン化された流出は、それらのホスト銀河との結合が不十分です
| Title |
Ionized_Outflows_in_Nearby_Quasars_are_Poorly_Coupled_to_their_Host_Galaxies |
| Authors |
Juan_Molina,_Luis_C._Ho,_Ran_Wang,_Jinyi_Shangguan,_Franz_E._Bauer,_Ezequiel_Treister,_Ming-Yang_Zhuang,_Claudio_Ricci,_and_Fuyan_Bian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13189 |
9つの低赤方偏移（z<0.1）パロマー-グリーンクエーサーホスト銀河のマルチユニット分光エクスプローラー観測を分析して、活動銀河の効率を検索して制約することを目的として、暖かいイオン化星間物質の空間分布と運動学を調査します銀河核（AGN）フィードバック。明るいAGNを星光と輝線星雲から分離した後、ピクセル単位のkpcスケールの診断を使用して、線放射の基礎となる励起メカニズムを決定し、狭線領域（NLR）の運動学を測定してイオン化された流出の物理的特性。NLRの放射状のサイズは、AGNの光度と相関しており、$\sim5\、$kpc以上のスケールに達します。NLRの形状は、投影された双円錐構造によってよく表されており、AGN放射がイオン化コーンを通って逃げることが好ましいことを示唆しています。イオン化コーン内の局所ゾーンのH$\alpha$輝線によってトレースされた、強化された速度分散（$\sim100\、$km$\、$s$^{-1}$）が見つかります。これらの運動学的特徴を、AGN駆動のイオン化ガス流出とホスト銀河星間物質との間の相互作用の兆候として解釈し、$\sim0.008-1.6\、M_\odot\、$yr$^{-1}の質量流出率を導き出します。$および$\sim10^{39}-10^{42}\、$erg$\、$s$^{-1}$の動的注入率。これにより、$\lesssim10^{の非常に低い結合効率が得られます。-3}$。これらの発見は、AGNフィードバックが近くのAGNのホスト銀河では非常に効果がないという最近の観測証拠の増加に加えています。
MUSEの運動星団からの最も明るい銀河群の合併の歴史
| Title |
Merger_histories_of_brightest_group_galaxies_from_MUSE_stellar_kinematics |
| Authors |
S._I._Loubser,_P._Lagos,_A._Babul,_E._O'Sullivan,_S._L._Jung,_V._Olivares,_K._Kolokythas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13215 |
マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）分光法を使用して、完全なローカルボリュームグループサンプル（CLoGS）から選択された18個の最も明るいグループの初期型（BGE）銀河の運動学を分析します。運動学的マップを分析して明確な特徴を探し、1つの有効半径（$\lambda_{e}$）内の特定の恒星角運動量を測定します。BGEを高速（10/18）または低速（8/18）の回転子として分類し、少なくとも2つの異なる進化経路を示唆します。高次の運動学的モーメント$h_{3}$とV/$\sigma$（$\xi_{3}$パラメーターを使用）の間の反相関、およびフォトメトリックと運動学的位置角度の間の運動学的不整合角度を定量化します。（$\Psi$パラメーターを使用）、高速回転と低速回転のBGEのこれらのパラメーター分布の明確な違いに注意してください。オブレート銀河の形状と一致して、10個の高速回転子すべてが形態軸と運動軸の間に整列しているのに対し、低速回転子は3つのクラスすべてに広がっていることがわかります：オブレート（1/8）、3軸（4/8）、と扁長（3/8）。既知の無線特性、X線特性、および分子ガスの観測を使用して、結果をコンテキストに配置します。高速回転するBGEの観測から推測される一貫した合併履歴が見つかり、ガスが豊富な合併または相互作用を経験したことを示しています。これらは、低温ガスの起源である可能性が非常に高いです。遅い回転子の観測的証拠は、ガスの少ない合併と一致しています。低温ガスを使用する低速回転子の場合、すべての証拠は、グループ内媒体からの低温ガス冷却を示しています。
M101 /NGC5474遭遇の動的モデル
渦巻銀河M101の典型的な近くの主要な特性を再現する最初の動的シミュレーションを提示します。私たちのモデルは、約200Myr前に、コンパニオン銀河NGC5474がM101の外側の円盤を通過する、かすめているが比較的近い（14kpc）通過を示しています。通路は両方のディスクで逆行し、長い潮汐尾の形成を抑制しながら、比較的強い重力応答をもたらします。シミュレーションは、M101の全体的な偏り、および拡張されたNEプルームと銀河の円盤の鋭い西端を再現します。M101のNEプルームで観測されたスターバースト後の集団は、銀河が衝突した接触点で引き起こされた星形成の結果である可能性があります。時間の経過とともに、この物質は方位角方向に混合し、M101の外側の円盤に拡散した運動学的にコヒーレントな恒星の流れを残します。遭遇後の遅い時間に、M101のディスクの密度プロファイルは、より密度の高い環境の渦巻銀河で見られるものと同様の壊れた「上向き」プロファイルを示し、銀河ディスクの相互作用と長期的な構造変化との関係をさらに示しています。
ファウストVI。 VLA 1623--2417 B：50auスケールの原始星周辺の天体化学のための新しい実験室
| Title |
FAUST_VI._VLA_1623--2417_B:_a_new_laboratory_for_astrochemistry_around_protostars_on_50_au_scale |
| Authors |
C._Codella,_A._L\'opez-Sepulcre,_S._Ohashi,_C._J._Chandler,_M._De_Simone,_L._Podio,_C._Ceccarelli,_N._Sakai,_F._Alves,_A._Dur\'an,_D._Fedele,_L._Loinard,_S._Mercimek,_N._Murillo,_E._Bianchi,_M._Bouvier,_G._Busquet,_P._Caselli,_F._Dulieu,_S._Feng,_T._Hanawa,_D._Johnstone,_B._Lefloch,_L._T._Maud,_G._Moellenbrock,_Y._Oya,_B._Svoboda,_S._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13339 |
ALMA干渉計は、高感度と高角度分解能の前例のない組み合わせにより、太陽系スケールでの原始星システムの（サブ）mm波長マッピングを可能にします。天体化学は、これらのジェットディスクシステムで星間複合有機分子をイメージングすることで恩恵を受けています。ここでは、ALMALargeProgramFAUSTのコンテキストで取得された、トリプル原始星システムVLA1623-2417A1+A2+Bに向けたメタノール（CH3OH）とギ酸メチル（HCOOCH3）の放出の最初の検出を報告します。コンパクトなメタノール放出は、Eu=45Kから61Kおよび537KまでのラインでそれぞれコンポーネントA1およびBに向かって検出されます。VLA1623-2417Bに向かうCH3OHラインのLVG分析は、サイズが0.11-0.34arcsec（14-45au）、カラム密度N（CH3OH）=10^16-10^17cm-2、動的温度>170Kであることを示しています。、および体積密度>10^8cm-3。LTEアプローチはVLA1623-2417A1に使用され、Eu範囲が制限されており、Trot<135Kを生成します。VLA1623-2417A1とBの両方の周りのメタノール放出は、各ディスクの主軸に沿った速度勾配を示します。2つのディスクの軸方向の形状は似ていますが、観測された速度勾配は逆になっています。BからのCH3OHスペクトルは、2つの広い（4-5kms-1）ピークを示しています。これらのピークは、全身速度から約6-7kms-1だけ赤と青にシフトしています。降着円盤内の、遠心力障壁に近い化学的に濃縮されたリングを想定すると、その半径は33auと計算されます。A1に向かうメタノールスペクトルはやや狭く（約4kms-1）、半径12〜24auを意味します。
分解された渦巻銀河のダスト放射率
| Title |
Dust_emissivity_in_resolved_spiral_galaxies |
| Authors |
S._Bianchi,_V._Casasola,_E._Corbelli,_F._Galliano,_L._Magrini,_A._Nersesian,_F._Salvestrini,_M._Baes,_L.P._Cassara,_C.J.R._Clark,_I._De_Looze,_A.P._Jones,_S.C._Madden,_A._Mosenkov,_N._Ysard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13375 |
コンテキスト：天の川（MW）巻雲の遠赤外線（FIR）およびサブミリ（サブミリ）放射率は、ダスト粒子モデルの重要なベンチマークです。他の銀河のダスト質量は、一般に、これらのMWキャリブレーションされたモデルの放射特性を使用してFIR/submmから導き出されます。目的：MWサーラス測定との互換性を確認するために、近くにある9つの渦巻銀河のFIR/サブミリ波放射率を導き出すことを目指しています。方法：ハーシェル衛星からのダスト放出のマップと、THINGSおよびHERACLES調査からのガス面密度のマップを使用して、70〜500umでの放射率の値を、一般に440pcに対応するスケールで取得しました。塵を加熱する星間放射場の強度の代用である表面輝度比I（250um）/I（500um）による放射率の変化を研究しました。結果：放射率の平均値は、巻雲と同じ色を共有するピクセルのMW推定値、つまりI（250um）/I（500um）=4.5と一致することがわかります。I（250um）/I（500um）>5の場合、測定された放射率は、より強い放射場によって加熱されたMWダストモデルから予測されたものよりも最大で約2倍低くなります。I（250um）/I（500um）が高い領域は、銀河中心に優先的に近く、全体的な（恒星+ガス）面密度と分子分率が高くなります。結果は、採用されたCOから分子への変換係数に強く依存せず、加熱条件の混合による影響を受けないようです。結論：私たちの結果は、低密度でのMWダストモデルの妥当性を確認していますが、高密度環境での粒子進化の予測とは相容れません。高いI（250um）/I（500um）での予想よりも低い放射率が、ダスト特性の固有の変動の結果である場合、使用時に最大2倍のダスト質量面密度の過小評価を意味します。現在のダストモデル。
銀河面分子雲におけるソレノイド乱流モードと星形成効率
| Title |
Solenoidal_turbulent_modes_and_star_formation_efficiency_in_Galactic-plane_molecular_clouds |
| Authors |
Raffaele_Rani,_Toby_J._T._Moore,_David_J._Eden,_Andrew_J._Rigby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13442 |
銀河腕分子雲で観測された高い星形成効率は、圧縮（カールフリー）乱流モードの普及に関連していると推測されますが、せん断駆動ソレノイド（発散フリー）モードが主な原因であるように見えます中央分子ゾーンの雲を特徴付ける低い星形成効率の。同様に、OrionB分子雲の分析により、乱流モードは局所的に変化し、雲内のスケールは異なりますが、支配的なソレノイド乱流はその低い星形成率と互換性があることが確認されています。この証拠は、ソレノイドモードの雲間および雲内変動が星形成効率の変動の要因であることを示しています。\ce{^{13}CO}/\ce{C^{18}O}（$J=3\rightarrow2$）ヘテロダイン内部天の川平面調査（CHIMPS）。ソレノイドの割合と星形成効率の間に負の相関関係があることがわかります。この機能は、ソレノイドモードが高密度コアの崩壊を防止または減速するという仮説と一致しています。さらに、乱流のソレノイドモード（ソレノイド分数）の相対パワーは、ガラクトセントリック距離の増加に伴って浅い勾配で減少する内部銀河でより高いように見えます。内側の銀河の外側では、ゆっくりと単調に減少する値は、ソレノイドの割合が銀河腕の影響を受けていないことを示しています。
原始惑星ディスクのナノダイヤモンド：端の生命
ナノダイヤモンドは、放出で観察されたいくつかの発生源のダストの興味深い成分のままです。この作品は、星周円盤で観察されるナノダイヤモンドに焦点を当てており、最近導出された一連の光学定数を使用して、それらの可能なサイズ、組成、および進化に関する重要な情報を導出する試みです。ナノダイヤモンドの複雑な屈折率とその光学特性（効率係数Qext、Qsca、Qabs、およびQpr）を使用して、半径（0.5〜100nm）の関数として、温度、寿命、およびドリフト速度を決定しました。、組成（表面の水素化と照射状態）、および恒星周辺領域の中心星からの距離。ナノダイヤモンドの温度プロファイルは、光学的厚さの限界にあるHR4049、Elias1、およびHD97048の星について決定されました。結果は、大きなナノダイヤモンド（a=30〜100nm）が最も高温であり、したがって内側のディスク領域（〜10〜50AU）で最も耐性が低く、小さな（a<10nm）完全に水素化されたナノダイヤモンドがダイヤモンドは、これらの同じ地域でかなり涼しいままです。星周円盤におけるナノダイヤモンド形成の文脈の中でこれらの結果を議論します。最も高温である大きなナノダイヤモンドは、恒星の放射場の影響を最も受けますが、放射圧の影響は、それらを害から遠ざけるには不十分であるように見えます。生き残り、したがって原始惑星ディスクの内部領域で輝くナノダイヤモンドは、一見小さく（<10nm）、水素化され、プレソーラーナノダイヤモンド（〜1.4nm）に近いサイズになります。それにもかかわらず、そのような地域での彼らの存在を一見短い寿命と調和させることはまだ可能ではないようです。
2014年から2021年までのTeVブレーザー1ES1727+502の多波長時間およびスペクトル研究
| Title |
Multiwavelength_temporal_and_spectral_study_of_TeV_blazar_1ES_1727+502_during_2014_to_2021 |
| Authors |
Raj_Prince,_Rukaiya_Khatoon,_Pratik_Majumdar,_Bo\.zena_Czerny,_and_Nayantara_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12506 |
ブレーザー物理学で最も重要な問題の1つは、広帯域放射と高速フラックス変動の起源です。この作業では、TeVブレーザー1ES1727+502の広帯域の時間的およびスペクトル特性を研究し、広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）に適合する1ゾーンシンクロトロン-自己コンプトン（SSC）モデルを調査しました。ソースの低フラックス状態と高フラックス状態の両方を含む長期（2014-2021）マルチバンドデータを収集しました。光度曲線全体が異なるフラックス状態の3つのセグメントに分割され、3つのフラックス状態に対応するブロードバンドSEDモデリングによって得られた最適なパラメータが比較されました。TeVブレーザー1ES1727+502は、X線で最も明るいフレアエピソードを示し、続いて光学UVとガンマ線を示すことが観察されています。さまざまなセグメントで推定された部分的な変動は、複数の波長帯で異なる動作をし、このソースでの放射の複雑な性質を示唆しています。この情報源は、2014年から2021年までのこの長期間の観測の間に、日スケールから月スケールまでの変動時間の範囲を示しています。「より明るくなるとより硬くなる」傾向はX線では顕著ではありませんが、光学UVで見られ、逆の傾向がガンマ線で観察されます。さまざまなバンド間の相関の複雑な性質が観察されます。SEDモデリングは、1ゾーンSSC放出モデルが、光UVから非常に高エネルギーのガンマ線までのエネルギー範囲で広帯域スペクトルを再現できることを示唆しています。
回転する中性子星の質量と半径の増加のための普遍的な関係
回転は、中性子星の質量と赤道半径の増加を引き起こします。質量と半径は、冷たくて密度の高い物質の未知の状態方程式（EOS）に敏感に依存します。ただし、回転による質量と半径の増加は、EOSとはほとんど関係ありません。EOSの独立性は、中性子星の普遍性のアイデアにつながります。この論文では、一定の中心密度を持つ回転する中性子星のシーケンスを計算します。ランダムに生成されたEOSのコレクションを使用して、非回転中性子星の静水圧平衡方程式から計算された質量と半径に対する単純な補正係数を作成します。補正係数は、回転していない星の質量と半径にのみ依存し、EOSにはほとんど依存しません。これにより、回転する中性子星の観測をEOS推論コードに含めることが計算コストが低くなります。また、回転する中性子星の測定された質量と半径から、対応する非回転の星へのマッピングを構築します。マッピングにより、スピンの異なる多くの中性子星の質量と半径を測定すれば、ゼロスピンの質量半径曲線を作成することができます。極半径と赤道半径の変化は対称的であり、極半径は赤道半径が大きくなるのと同じ速度で縮小することを示します。この対称性は、赤道のコンパクトさ（質量と半径の比率）が一定密度のシーケンスの1つでほぼ一定であるという観察結果に関連しています。
潮汐破壊現象AT2021ehb：相対論的ディスク反射の証拠とディスクコロナシステムの急速な進化
| Title |
The_Tidal_Disruption_Event_AT2021ehb:_Evidence_of_Relativistic_Disk_Reflection,_and_Rapid_Evolution_of_the_Disk-Corona_System |
| Authors |
Yuhan_Yao,_Wenbin_Lu,_Muryel_Guolo,_Dheeraj_R._Pasham,_Suvi_Gezari,_Marat_Gilfanov,_Keith_C._Gendreau,_Fiona_Harrison,_S._Bradley_Cenko,_S._R._Kulkarni,_Jon_M._Miller,_Dominic_J._Walton,_Javier_A._Garc\'ia,_Sjoert_van_Velzen,_Kate_D._Alexander,_James_C._A._Miller-Jones,_Matt_Nicholl,_Erica_Hammerstein,_Pavel_Medvedev,_Daniel_Stern,_Vikram_Ravi,_R._Sunyaev,_Joshua_S._Bloom,_Matthew_J._Graham,_Erik_C._Kool,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Josiah_Purdum,_Ben_Rusholme,_Yashvi_Sharma,_Roger_Smith,_Jesper_Sollerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12713 |
進化の最初の430日間の、近くの（$\approx78$Mpc）潮汐破壊現象（TDE）AT2021ehb/ZTF21aanxhjvのX線、UV、光学、および無線による観測を示します。AT2021ehbは、$\approx10^{7}\、M_\odot$ブラックホール（ホスト銀河のスケーリング関係から推測される$M_{\rmBH}$）をホストしている銀河の核で発生します。ハイケイデンスのSwiftとNICERの監視により、X線の増光が遅れていることがわかります。スペクトルは最初に徐々に${\rmsoft}\rightarrow{\rmhard}$遷移を経て、3日以内に$\deltat\approx272$日で突然再び柔らかくなります。その間にX線フラックスは10の因数。NICER+NuSTARの共同観測（$\deltat=264$日、より硬い状態）では、30keVまでの顕著な非熱成分と、鉄のKバンドの非常に広い輝線が観測されます。X線スペクトルが最も硬い場合、AT2021ehbのボロメータ光度は最大$\sim0.05L_{\rmEdd}$に達します。劇的なX線の進化の間、電波放射は検出されず、UV/光度は比較的一定に保たれ、光学スペクトルは特徴がありません。次の解釈を提案します。（i）${\rmsoft}\rightarrow{\rmhard}$遷移は、磁気的に支配されたコロナの段階的な形成によって引き起こされる可能性があります。（ii）硬X線光子は、散乱光学的厚さが低い（$\sim\、$数）立体角に沿ってシステムから逃げますが、UV/光学的放出は、はるかに大きなカラム密度の材料を再処理することによって生成される可能性があります。システムは非常に非球形です。（iii）X線フラックスの急激な低下は、内部降着流の熱粘性不安定性によって引き起こされ、ディスクがはるかに薄くなる可能性があります。
| Title |
Constraining_the_ellipticity_of_new-born_magnetar_with_the_observational_data_of_Long_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Lang_Xie,_Da-Ming_Wei,_Yun_Wang_and_Zhi-Ping_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12874 |
多くのロングガンマ線バースト（LGRB）で観測されたX線プラトー放射は、通常、急速に回転する高度に磁化された中性子星（ミリ秒マグネター）のスピンダウン光度として解釈されてきました。これが真実である場合、マグネターは、非軸対称変形またはさまざまな恒星振動のために、X線プラトーに関連する拡張重力波（GW）放出を放出する可能性があります。高度なLIGOおよびVirgo検出器は、数年にわたって長期間のGW過渡現象を検索してきましたが、これまでマグネターからのGWの証拠は見つかりませんでした。この研究では、マグネターモデルを想定して、30個のLGRBの電磁観測におけるGW放射の特徴を探ることを試みます。LGRBプラトーの観測結果を利用して、初期の自転周期$P_0$、板間層の磁場の強さ$B_p$、楕円率$\epsilon$など、新生マグネターの特性を制約します。$\epsilon\proptoB_p^{1.29}$と$B_p\proptoP_0^{1.14}$のように、マグネターパラメータ間には密接な関係があることがわかります。さらに、スピンダウンプロセスを介してマグネターサンプルのGWひずみを導き出し、これらのオブジェクトからのGWがaLIGOおよびET検出器で検出できない可能性があることを発見しました。急速に回転するマグネター（$P\sim1\mbox{ms}$、$B\sim10^{15}\mbox{G}$）の場合、高度なLIGOO5検出器の検出範囲は$\sim180\mbox{です。Mpc}$。X線プラトーに関連するこのようなGW信号の検出は、GRBの中央エンジンがマグネターであるという煙を吐く銃になります。
強い広帯域ノイズの存在下でのQPO特性の決定：MAXI J1820+070のデータに関するケーススタディ
| Title |
Determination_of_QPO_properties_in_the_presence_of_strong_broad-band_noise:_a_case_study_on_the_data_of_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Deng-Ke_Zhou,_Shuang-Nan_Zhang,_Li-Ming_Song,_Jin-Lu_Qu,_Liang_Zhang,_Xiang_Ma,_You-Li_Tuo,_Ming-Yu_Ge,_Yanan_Wang,_Shu_Zhang_and_Lian_Tao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12905 |
準周期的振動（QPO）の位相遅れを正確に計算することで、それらの起源についての洞察が得られます。この論文では、MAXIJ1820+070のQPOの固有の位相遅れを計算するために適用された位相遅れ補正方法を調査します。時間領域でのBBNとQPOの間の従来の加法モデルは拒否されますが、畳み込みモデルは受け入れられます。時間領域に畳み込みメカニズムを導入することにより、フーリエクロススペクトル分析は、異なるエネルギー帯域のQPOコンポーネント間の位相遅れが、全信号間の位相遅れと単純な線形関係を持つことを示しています。QPOは、線形補正によって取得できます。したがって、パワー密度スペクトル（PDS）には、データを解釈するための乗法モデルが必要です。畳み込みを解釈するための物理的なシナリオについて簡単に説明します。このシナリオでは、コロナはローパスフィルターとして機能し、ノイズを含むグリーン関数はQPOと畳み込まれて、PDSの低周波数部分を形成しますが、高周波数部分には付加的なコンポーネントが必要です。乗法PDSモデルを使用して、Insight-HXMTによって観測されたデータを適合させます。全体的なフィッティング結果は、従来の加法PDSモデルと比較して類似しています。2つのPDSモデルのそれぞれから得られたQPOの幅も重心周波数も、r.m.sを除いて有意差はありませんでした。QPOの。したがって、私たちの仕事は、ノイズとQPOの結合に関する新しい視点を提供します。
低エネルギー宇宙線反陽子に対するGAPS実験の感度
| Title |
Sensitivity_of_the_GAPS_Experiment_to_Low-energy_Cosmic-ray_Antiprotons |
| Authors |
Field_Rogers,_Tsuguo_Aramaki,_Mirko_Boezio,_Steven_Boggs,_Valter_Bonvicini,_Gabriel_Bridges,_Donatella_Campana,_William_W._Craig,_Philip_von_Doetinchem,_Eric_Everson,_Lorenzo_Fabris,_Sydney_Feldman,_Hideyuki_Fuke,_Florian_Gahbauer,_Cory_Gerrity,_Charles_J._Hailey,_Takeru_Hayashi,_Akiko_Kawachi,_Masayoshi_Kozai,_Alex_Lenni,_Alexander_Lowell,_Massimo_Manghisoni,_Nadir_Marcelli,_Brent_Mochizuki,_Isaac_Mognet,_Kazuoki_Munakata,_Riccardo_Munini,_Yusuke_Nakagami,_Jerome_Olson,_Rene_Ong,_Guiseppe_Osteria,_Kerstin_M._Perez,_Sean_Quinn,_Valerio_Re,_Elisa_Riceputi,_Brandon_Roach,_Jaime_Ryan,_Nathan_Saffold,_Valentina_Scotti,_Yuki_Shimizu,_Roberta_Sparvoli,_Achim_Stoessl,_Alessio_Tiberio,_Elena_Vannuccini,_Takuya_Wada,_Mengjiao_Xiao,_Masahiro_Yamatani,_Kelsey_Yee,_Atsumasa_Yoshida,_Tetsuya_Yoshida,_Gianluigi_Zampa,_Jiancheng_Zeng,_and_Jeffrey_Zweerink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12991 |
GeneralAntiparticleSpectrometer（GAPS）は、少なくとも3日間の南極飛行中に低エネルギー宇宙線反核を測定するための今後の気球ミッションです。GAPSは、その大きな幾何学的受容性と新しいエキゾチックな原子ベースの粒子識別により、飛行ごとに約500の宇宙反陽子を検出し、大気の上部で約0.07〜0.21GeV/nの運動エネルギー範囲で正確な宇宙反陽子スペクトルを生成します。これらの高い統計は以前のどの実験よりも低いエネルギーにまで及び、従来の磁気分光計と比較して実験の不確実性の補完的な原因により、GAPS反陽子測定は暗黒物質、原始ブラックホール、宇宙線伝搬に敏感になります。反陽子測定はまた、反陽子および反ヘリウムのまれなイベントの検索のためのGAPS反核同定技術を検証します。この分析は、完全な機器シミュレーションとイベントの再構築を使用し、太陽と大気の影響を含めて、宇宙線反陽子に対するGAPSの感度を示しています。
相対論的せん断流における粒子加速：エネルギースペクトル
ローレンツ因子が$\Gamma_0\sim20$までの、相対論的せん断流における荷電粒子の加速を考慮します。粒子輸送方程式の数値解法を提示し、これらを解析計算の結果と比較します。非常に相対論的な限界では、加速から生じる粒子エネルギースペクトルがべき乗則$N（E）\proptoE^{-\tilde{q}}$に近づき、普遍的な値$\tilde{q}を持つことを示します。=（1+\alpha）$は、このべき乗則の傾きを表します。ここで、$\alpha$は、粒子の平均自由行程のべき乗則の運動量依存性をパラメーター化します。穏やかに相対論的な流速では、エネルギースペクトルは柔らかくなり、基礎となる流れのプロファイルに敏感になります。ガウス型およびべき乗則型の速度プロファイルを含むさまざまな流れの例を調べ、後者が比較的硬いスペクトルを生成し、$\Gamma_0\simeq3$およびコルモゴロフ乱流に対して$\tilde{q}\simeq2$を生成することを示します。簡略化されたリーキーボックスアプローチとの比較を提供し、最大せん断流速の関数としてスペクトルインデックスを推定するための近似関係を導き出します。せん断加速は、荷電粒子を相対論的エネルギーに加速するための有望なメカニズムであり、観測された高エネルギー放射に寄与する可能性が高いため、これらの結果は、アクティブな銀河核などの噴射された高エネルギー天体物理源に関連しています。
掃天観測施設の調査で見つかった潮汐破壊現象の候補
| Title |
A_candidate_tidal_disruption_event_found_in_the_Zwicky_Transient_Facility_survey |
| Authors |
Jie_Li,_Zhongxiang_Wang,_Dong_Zheng_(1),_Jujia_Zhang_(2),_Litao_Zhu,_Zhangyi_Chen_(1)_(1._Yunnan_University,_2._Yunnan_Observatories) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13148 |
掃天観測（ZTF）調査データで見つかった潮汐破壊現象（TDE）の候補を報告します。ZTF18aawxosgという名前のこの候補は、MJD〜59500付近で$\sim$1\、magの明るさの増加と、それに続くべき乗則のような明るさの低下を示しました。2.4mのLijiang望遠鏡で複数の光学分光観測を行い、{\itNeilGehrelsSwiftObservatory（Swift）}でX線および紫外線（UV）バンドで1つの観測を行いました。光源の光学スペクトルは、幅広いHおよびHe輝線とFe輝線の特徴を示しています。X線は検出されませんでしたが、光源の明るいUV放射が検出されました。光度曲線の低下、光スペクトルの放射特性、およびUVフラックス測定を含む構築された広帯域スペクトルを分析します。導出されたプロパティは、報告されたTDEのプロパティと一致しているため、このフレアイベントがH+Heクラスに属する候補TDEであることを強く示しています。
| Title |
Temperature_properties_in_magnetised_and_radiatively_cooled_two-temperature_accretion_flows_onto_a_black_hole |
| Authors |
Indu_K._Dihingia,_Yosuke_Mizuno,_Christian_M._Fromm,_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13184 |
電子の熱力学に関する単純化された仮定は、通常、ブラックホールへの降着の一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションで使用されます。これに対抗するために、我々は、2つの空間次元でカーブラックホールの周りの磁化および放射冷却された2つの温度の降着流を研究するための自己無撞着なアプローチを開発しました。このアプローチには、いくつかの加熱プロセス、放射冷却、およびクーロン相互作用を介した電子とイオン間の結合が含まれます。さまざまな天体物理学的シナリオの下で、カーブラックホールに降着する磁化されたトーラスの軸対称GRMHDシミュレーションを実行することにより、アプローチをテストします。このように、クーロン相互作用と放射冷却を含めると、イオンと電子の両方の熱力学的特性に影響を与え、後者の温度分布が大幅に変化することがわかります。電子はこれらの降着流からの電磁放出の原因であるため、我々の結果は、これらの流れを画像化する際の2温度アプローチの重要性を強調しています。さらに、降着率が流れのバルク特性と電子とイオンの熱力学に影響を与えることがわかります。興味深いことに、同じ降着率を維持しながら、SANEとMADの降着モードの質的に異なる温度特性を観察します。これは、観測によってMADとSANEの降着流を区別するのに役立ちます。最後に、プラズマ-$\beta$パラメータの観点から、電子、イオン、およびガスの温度比に関する2つの新しい関係を提案します。新しい関係は、関連するすべてのレジームにおける降着流の熱力学のより正確な説明を提供するだけでなく、SgrA*やM\などの超大質量ブラックホール上の2温度降着流を処理するためのシンプルで効果的なアプローチも表します。、87*。
銀河暗黒物質ハローにおける原始ブラックホールの存在に関する確固たる議論
| Title |
A_robust_argument_on_the_existence_of_primordial_black_holes_in_galactic_dark_matter_halos |
| Authors |
Marek_Abramowicz,_Michal_Bejger,_Andrzej_Udalski,_Maciek_Wielgus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13335 |
小惑星/月の質量範囲内の原始ブラックホール（PBH）が実際に銀河系の暗黒物質ハローに存在する場合、それらは必然的に銀河系の中性子星（NS）と衝突する必要があります。これらの衝突は、やはり必然的に、典型的なNSの質量$M_{\rmLBH}\approx\、1.5\、M_{\odot}$を持つライトブラックホール（LBH）を形成する必要があります。LBHは、地上ベースの重力波検出器（GW170817、GW190425、および混合恒星ブラックホール-中性子星質量イベントGW191219\_163120など）によって、最近ではマイクロレンズ法（OGLE-BLG-2011）によってすでに検出されたイベントの背後にある可能性があります。-0462）。LBHを含むこれらの観測の状態は確認されていませんが、重力波検出器とマイクロレンズが原理的にそして実際にLBHを検出することができることは疑いの余地がありません。これらの軽い原始ブラックホールと中性子星との衝突から生じるLBHの生成率を計算しました。これに基づいて、改善された重力波検出器とLBHイベントのマイクロレンズ統計が、計算された作成率から得られるものよりもLBHの数が大幅に少ないことを示している場合、これは銀河系暗黒物質ハローへの重要な軽いPBHの寄与。そうでなければ、観測され計算されたLBHの数がほぼ一致する場合、原始ブラックホールの存在の仮説は強力な観測の支持を得て、さらに中性子星との衝突はLBHの自然な創造チャネルと見なされ、それらの起源の問題を解決します。、それらは標準的な恒星進化の産物ではあり得ないことが知られているので。
ピエールオージェ天文台のフェーズ1からの32EeVを超える宇宙線の到着方向
| Title |
Arrival_Directions_of_Cosmic_Rays_above_32_EeV_from_Phase_One_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_et_al._(319_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13492 |
銀河系外起源の宇宙線とそれらの源との間の角度相関を探すための有望なエネルギー範囲は、数十EeV（$1\：{\rmEeV}\equiv10^{18}\：$eV）を超える最高エネルギーにあります。。これらの粒子のフラックスは非常に低いにもかかわらず、ピエールオージェ天文台でカバーされた${\sim}\：3{、}000\：\text{km}^2$の領域、および17年間のデータ取得その運用のフェーズ1の期間では、$32\：\text{EeV}$を超える2,600を超える超高エネルギー宇宙線の到着方向を測定することができました。このデータセットを公開します。これは、$122{、}000\：\text{km}^2\：\text{sr}\：\text{yr}$の統合露出から、このようなエネルギーで利用可能な最大のものです。天文台で覆われた$3.4\pi$ステラジアンを超える異方性の場合。${\sim}\：15^\circ$ガウススプレッドまたは${\sim}\：25^\circ$トップハット半径で、中間角度スケールで等方性を超える偏差の証拠は、${\sim}\：40\：\text{EeV}$を超える宇宙線エネルギーの$4\：\sigma$有意水準。
離心率からの潮汐破壊現象と注目すべきASASSN-14koから学んだ教訓
| Title |
Tidal_disruption_events_from_eccentric_orbits_and_lessons_learned_from_the_noteworthy_ASASSN-14ko |
| Authors |
Chang_Liu,_Brenna_Mockler,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Ricardo_Yarza,_Jamie_A.P._Law-Smith,_Smadar_Naoz,_Denyz_Melchor,_Sanaea_Rose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13494 |
束縛された軌道上で超大質量ブラックホール（SMBH）を放牧している星は、潮汐破壊に耐え、周期的なフレアを引き起こす可能性があります。周期的な核過渡現象ASASSN-14koの最近の発見に触発されて、繰り返しの潮汐破壊現象（TDE）の有望な候補であり、離心率でSMBHに接近する星の潮汐変形を研究します。分析と流体力学の両方の方法で、離心率が臨界値を上回っていれば、星の全体的な潮汐変形が放物線軌道のそれと類似していることを示します。これにより、放物線状の遭遇からの既存のシミュレーションライブラリを利用して、偏心TDEの質量フォールバック率を計算できます。偏心TDEのフレア構造は、SMBHの質量と公転周期の両方に複雑に依存していることがわかります。比較的短い周期でSMBHを周回する星の場合、SMBHの質量を個別に測定できる場合は、繰り返しイベントを予測するために使用できる放物線TDEよりも大幅に短命の持続時間フレアを予測します。断熱質量損失モデルを使用して、複数のパッセージにわたるフレアの進化を研究し、進化した星が主系列星よりもはるかに多くのパッセージを生き残ることができることを示します。この理論的フレームワークを繰り返しTDE候補のASASSN-14koに適用し、その再発フレアが適度に大規模（$M\gtrsim1\、\mathrm{M_\odot}$）、拡張（$\approx$数個）から発生することを示唆します。$\mathrm{R_\odot}$）、SMBHの周りの放牧、束縛された軌道上の進化した星。複数の潮汐相互作用の将来の流体力学シミュレーションにより、個々のフレア構造と複数のフレアにわたる進化に関する現実的なモデルが可能になります。
巴御前一過性調査のための深層学習実/偽分類
| Title |
Deep-learning_Real/Bogus_classification_for_the_Tomo-e_Gozen_transient_survey |
| Authors |
Ichiro_Takahashi,_Ryo_Hamasaki,_Naonori_Ueda,_Masaomi_Tanaka,_Nozomu_Tominaga,_Shigeyuki_Sako,_Ryou_Ohsawa_and_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12478 |
トレーニングデータのラベルエラーを処理することにより、巴御前過渡調査の分類パフォーマンスを向上させるディープニューラルネットワークReal/Bogus分類器を紹介します。巴御前による広視野高周波過渡調査では、毎晩約$10^6$の偽の検出が行われるため、従来の畳み込みニューラルネットワーク分類器のパフォーマンスは十分ではありません。より優れた分類器が必要なため、新しい2段階のトレーニング方法を開発しました。このトレーニング方法では、トレーニングデータのラベルエラーは、最初に通常の教師あり学習分類によって検出され、次にラベルが付けられず、半教師あり学習のトレーニングに使用されます。実際に観測されたデータの場合、この方法を使用した分類器は、0.9998の曲線下面積（AUC）と、0.9の真陽性率（TPR）で0.0002の偽陽性率（FPR）を達成します。このトレーニング方法は、人間によるラベルの付け直しの労力を節約し、ラベルエラーの割合が高いデータのトレーニングでより効果的に機能します。開発した分類器を巴御前パイプラインに実装することで、実際のトランジェントの回復率を維持しながら、トランジェント候補の数を1泊あたり$\sim$40オブジェクトに減らしました。これは、以前のバージョンの$\sim$1/130です。。これにより、フォローアップ観測のターゲットをより効率的に選択できます。
ガンマ線検出器とミッション設計シミュレーション
ガンマ線天文学用の検出器は複雑です。それらは多くの場合、複数のサブシステムで構成され、新しいおよび/またはカスタム開発された検出器コンポーネントと読み出し電子機器を利用します。ガンマ線は通常、直接検出されません。地上の検出器は、宇宙のガンマ線によって開始される荷電粒子の広範囲の空気シャワーを測定し、バルーンや衛星でのいわゆる「直接検出」実験でさえ、通常、入ってくるガンマ線光子の特性を再構築します。検出器で生成された二次粒子から。同時に、「標準光源」はほとんどなく、検出器の校正に使用できる高エネルギーおよび超高エネルギーのガンマ線の実現可能な地上線源はありません。したがって、大気中および/または機器と相互作用する粒子のシミュレーションは、ガンマ線天文学に遍在しています。これらのシミュレーションは、イベントの再構築とデータ分析、検出器のパフォーマンスの特性評価、および検出器の設計の最適化に使用されます。この章では、シミュレーションがガンマ線天文学で使用される方法と理由の概要と、それらの制限について説明します。広範なエアシャワーシミュレーション、検出器内で相互作用するガンマ線と二次粒子のシミュレーション、および読み出し電子機器のシミュレーションについて説明します。ガンマ線天文学のシミュレーションのさまざまな側面に使用されるソフトウェアパッケージの例を提供します。最後に、これらのシミュレーションから生成されるパフォーマンスメトリックと機器応答関数について説明します。これらは、機器の設計とデータ分析に不可欠です。
MIRAC-5：ガスジャイアント中のアンモニアを検出する可能性のある地上ベースの中赤外線機器
| Title |
MIRAC-5:_A_ground-based_mid-IR_instrumentwith_the_potential_to_detect_ammonia_in_gas_giants |
| Authors |
R._Bowens,_J._Leisenring,_M._R._Meyer,_M._Montoya,_W._Hoffmann,_K._Morzinski,_P._Hinz,_J._D._Monnier,_E._Bergin,_E._Viges,_P._Calissendorff,_W._Forrest,_C._McMurtry,_J._Pipher,_M._Cabrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12682 |
新しいGeoSnap（3〜13ミクロン）検出器を使用する中赤外線アレイカメラ（MIRAC-5）機器の5番目の化身を紹介します。補償光学（AO）システムと検出器の進歩により、高い空間分解能と深いコントラストが可能な地上ベースの中赤外線システムが可能になっています。AOと組み合わせて使用される唯一の3〜13ミクロンカメラの1つとして、MIRAC-5はJamesWebbSpaceTelescope（JWST）を補完し、ガス巨大太陽系外惑星の特性評価と原始惑星形成のイメージング（周惑星円盤の特性評価に役立ちます）が可能になります。。テレダインイメージングセンサー（TIS）によって生成された長波水銀-カドミウム-テルル化物（MCT）アレイであるMIRAC-5GeoSnap検出器の主な機能について説明します。これには、高い量子効率（>65％）、大きな井戸の深さ、と低ノイズ。MIRAC-5の重要な機能を要約します。これには、いくつかの巨大ガスの最初の連続中赤外線測定値と、暖かいコンパニオンGJ504b（Teff〜550K）の大気中での最初の10.2〜10.8ミクロンNH3検出の見通しが含まれます。観察時間の。最後に、コロナグラフの追加など、MIRAC-5への将来のアップグレードの計画について説明します。MIRAC-5は、2022年後半に新しいMAPSAOシステムを利用してMMTに委託され、将来的にはMagAOシステムを備えたマゼランに移動する予定です。
べき法則のスペクトル密度を使用したランダムプロセス
| Title |
Random_Processes_With_Power_Law_Spectral_Density |
| Authors |
Robert_Kimberk_(1),_Keara_Carter_(1),_Todd_Hunter_(2)_(_(1)_Smithsonian_Astrophysical_Observatory,_(2)_National_Radio_Astronomy_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12722 |
負のべき乗則のスペクトル密度を持つ離散有限長ランダムプロセスの統計モデルが提示されます。用語の定義の後に、スペクトル密度の傾向の説明が続きます。ランダムプロセスのアルゴリズム構築、およびランダムプロセスの構築を実装するためのコンピュータコードの短いブロックが与えられます。ランダムプロセスの2次特性と構造のパラメーターとの関係が開発され、実証されています。この論文は、ランダムなプロセス符号の変化の頻度とべき乗則の指数との関係のデモンストレーションで終わります。
中国SKA地域センタープロトタイプの状況と進捗状況
| Title |
Status_and_progress_of_China_SKA_Regional_Centre_prototype |
| Authors |
Tao_An,_Xiaocong_Wu,_Baoqiang_Lao,_Shaoguang_Guo,_Zhijun_Xu,_Weijia_Lv,_Yingkang_Zhang,_and_Zhongli_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13022 |
スクエアキロメートルアレイ（SKA）プロジェクトは、SKA天文台（SKAO）によって構築されている2つの最大の電波望遠鏡アレイを提供することで構成されています。SKA望遠鏡によって生成される膨大な量のデータを処理、配布、キュレート、および使用するために必要なコンピューティングリソースは、SKAOが単独で管理するには大きすぎます。この課題に対処するために、SKAOは国際社会と協力して、SKAリージョナルセンターアライアンスと呼ばれる共有の分散データ、コンピューティング、およびネットワーキング機能を作成しています。このモデルでは、SKAOは、加盟国に世界中に分散しているSKA地域センター（SRC）のグローバルネットワークによってサポートされ、天文学者に高品質の科学製品を提供するエンドツーエンドの科学データシステムを構築します。SRCは、ユーザーサポートだけでなく、SKAデータの詳細な処理、科学的分析、長期保存を行います。中国はSRCの建設に積極的に参加し、推進してきました。本稿では、グローバルSRCネットワークの国際協力と継続的なプロトタイピング、中国SRCの建設計画を紹介し、中国SRCプロトタイプについて詳しく説明します。この論文は、中国のSRCプロトタイプからのリソースを使用して完成したSKA前駆体とパスファインダー望遠鏡の科学的応用の例を示しています。最後に、中国SRCの将来の見通しが提示されます。
| Title |
Supernova_Light_Curves_Approximation_based_on_Neural_Network_Models |
| Authors |
Mariia_Demianenko,_Ekaterina_Samorodova,_Mikhail_Sysak,_Aleksandr_Shiriaev,_Konstantin_Malanchev,_Denis_Derkach,_Mikhail_Hushchyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13306 |
超新星の測光データ駆動型分類は、天文学におけるビッグデータのリアルタイム処理の出現により、課題になります。最近の研究では、さまざまな機械学習モデルに基づいたソリューションの優れた品質が実証されています。これらのモデルは、光度曲線を入力として使用して超新星のタイプを分類することを学習します。これらの曲線の前処理は、最終的な品質に大きく影響する重要なステップです。この講演では、多層パーセプトロン（MLP）、ベイジアンニューラルネットワーク（BNN）、および正規化フロー（NF）を適用して、単一の光度曲線の観測値を概算します。これらの近似を超新星分類モデルの入力として使用し、提案された方法が、掃天観測施設の明るい過渡測量の光度曲線に適用されるガウス過程に基づく最先端の方法よりも優れていることを示します。MLPは、ガウス過程および速度の向上と同様の品質を示します。フローの正規化は、近似品質の点でもガウス過程を上回ります。
近くの銀河の内容全体でNEDとSIMBADの分類を比較する
| Title |
Comparing_NED_and_SIMBAD_classifications_across_the_contents_of_nearby_galaxies |
| Authors |
L._Kuhn,_M._Shubat,_P._Barmby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13311 |
天体の目録作成と分類は、観測天体物理学の基本的な活動の1つです。この作業では、NASA銀河外データベース（NED）と、近くの銀河の近くにある天文データの識別、測定、および参考文献のセット（SIMBAD）の2つの包括的なデータベースの内容を比較します。これらの2つのデータベースは、異なる分類スキーム（1つはフラットと1つは階層）を採用しており、私たちの目標は、共通のオブジェクトの分類の互換性を判断することでした。LocalVolumeGalaxyサンプルの約1300個の個々の銀河のそれぞれの等光半径内のオブジェクトを両方のデータベースで検索すると、平均して、NEDにはSIMBADの約10倍のエントリが含まれ、SIMBADオブジェクトの約3分の2が一致していることがわかりました。5秒角の許容誤差でNEDオブジェクトへの位置によって。これらの量は、親銀河の特性に強く依存していません。2つのデータベース間で個々のオブジェクト分類を比較するアルゴリズムを開発し、分類の88％が一致することを発見しました。NEDとSIMBADには、近くの銀河の近くに共通する情報源に関する一貫した情報が含まれていると結論付けています。多くの銀河には、NEDまたはSIMBADのいずれかにのみ含まれる多数のソースがあるため、個々の銀河の内容の最も完全な全体像を求める研究者は、両方のデータベースを使用するのが最適です。
乳児期の発赤と過剰放出を伴う通常のIa型SN2018aozの起源と進化
| Title |
The_origin_and_evolution_of_the_normal_Type_Ia_SN_2018aoz_with_infant-phase_reddening_and_excess_emission |
| Authors |
Yuan_Qi_Ni,_Dae-Sik_Moon,_Maria_R._Drout,_Abigail_Polin,_David_J._Sand,_Santiago_Gonz\'Alez-Gait\'An,_Sang_Chul_Kim,_Youngdae_Lee,_Hong_Soo_Park,_D._Andrew_Howell,_Peter_E._Nugent,_Anthony_L._Piro,_Peter_J._Brown,_Llu\'Is_Galbany,_Jamison_Burke,_Daichi_Hiramatsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_Stefano_Valenti,_Niloufar_Afsariardchi,_Jennifer_E._Andrews,_John_Antoniadis,_Rachael_L._Beaton,_K._Azalee_Bostroem,_Raymond_G._Carlberg,_S._Bradley_Cenko,_Sang-Mok_Cha,_Yize_Dong,_Avishay_Gal-Yam,_Joshua_Haislip,_Thomas_W.-S._Holoien,_Sean_D._Johnson,_Vladimir_Kouprianov,_Yongseok_Lee,_Christopher_D._Matzner,_Nidia_Morrell,_Curtis_Mccully,_Giuliano_Pignata,_Daniel_E._Reichart,_Jeffrey_Rich,_Stuart_D._Ryder,_Nathan_Smith,_Samuel_Wyatt,_Sheng_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12437 |
SN〜2018aozはタイプIaSNであり、最初の光の1日後に$B$バンドのプラトーがあり、幼児期の光度曲線に過剰な放射があり、表面の鉄ピーク要素の密度が高すぎることを示しています。私たちの以前の研究。ここでは、星雲期までの進化に基づいて、SN〜2018aozの性質と起源に関する制約を進めます。ピークに近い分光学的特徴は、SNが通常のタイプIaの2つのサブタイプ（コア-通常とブロードライン）の中間であることを示しています。過剰な放出は、表面の鉄ピーク元素の放射性崩壊、および星周物質のバイナリコンパニオンまたは小さなトーラスのいずれかとの噴出物の相互作用からの寄与を持っている可能性があります。H$\alpha$とHe〜Iの星雲相の制限は、白色矮星のコンパニオンを好みます。これは、初期のSNの光度が低いために制約される小さなコンパニオンのサイズと一致しますが、[O〜I]とHe〜Iがない場合は暴力を嫌います祖先の合併。SN〜2018aozの表面鉄ピーク元素の分布を説明するために提案された2つの主要な爆発メカニズムのうち、非対称チャンドラセカール質量爆発は、始祖の制約および観測された星雲相のブルーシフト[Fe〜II]および[Ni〜II]。ヘリウムシェルの二重爆轟爆発は、観測されたCスペクトルの特徴の欠如と互換性がありますが、現在の1-Dモデルは、乳児期の過剰放出、$B_{\rmmax}-V_{\rmmax}$と互換性がありません。色、および星雲相の欠如[Ca〜II]。SN〜2018aozの爆発プロセスをより正確に理解する必要がありますが、同じプロセスにより、$\sim$1日後に正常に見えるタイプIaSNeのかなりの部分が生成される可能性があります。
静止に近づく古典的なFUorV1515Cygのマルチエポック、マルチ波長研究
| Title |
A_multi-epoch,_multi-wavelength_study_of_the_classical_FUor_V1515_Cyg_approaching_quiescence |
| Authors |
Zs._M._Szab\'o,_\'A._K\'osp\'al,_P._\'Abrah\'am,_S._Park,_M._Siwak,_J._D._Green,_A._P\'al,_J._A._Acosta-Pulido,_J.-E._Lee,_M._Ibrahimov,_K._Grankin,_B._Kov\'acs,_Zs._Bora,_A._B\'odi,_B._Cseh,_G._Cs\"ornyei,_Marek_Dr\'ozdz,_O._Hanyecz,_B._Ign\'acz,_Cs._Kalup,_R._K\"onyves-T\'oth,_M._Krezinger,_L._Kriskovics,_Waldemar_Ogloza,_A._Ordasi,_K._S\'arneczky,_B._Seli,_R._Szak\'ats,_A._Szing,_K._Vida,_J._Vink\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12446 |
歴史的に、FUオリオニス型星は低質量の前主系列星です。このクラスのメンバーは、強力な降着爆発を経験し、数十年または数世紀の間、降着状態が強化されたままになります。古典的なFUorであるV1515Cygは、1940年代に明るくなり始め、1970年代後半にピーク輝度に達しました。明るさが急激に低下した後、数ヶ月間は最小状態を保ち、その後数年間は明るさを増し始めました。光学/NIR分光モニタリングで補完された地上測光モニタリングの結果を提示します。私たちの光度曲線は、週次および月次の時間スケールで強い変動を伴う長期的な退色を示しています。光学スペクトルは、はくちょう座のプロファイルと広い青にシフトした吸収線、FUorsの一般的な特性を示しています。ただし、V1515Cygは、流出する風によって形成されるCa赤外線トリプレット（IRT）の一部であるCaII8498\r{A}ラインのPシグニプロファイルを欠いており、風の吸収ガスが光学的に薄いことを示唆しています。新たに得られた近赤外スペクトルは、COバンドヘッドとFeH分子バンドの強化を示しており、2015年の最後の分光観測以降、ディスクが低温になったことを示しています。降着円盤の現在の輝度は、ピーク値の138ドルから低下しました。L_{\odot}$から約45$L_{\odot}$まで。これは、長期的な衰退も部分的に降着率の低下によって引き起こされていることを示唆しています。
二重食変光星CzeV343の複雑な動的過去と未来：軌道のずれと周期共鳴
| Title |
The_complex_dynamical_past_and_future_of_double_eclipsing_binary_CzeV343:_misaligned_orbits_and_period_resonance |
| Authors |
Ond\v{r}ej_Pejcha,_Pavel_Caga\v{s},_Camille_Landri,_Michael_M._Fausnaugh,_Gisella_De_Rosa,_Jose_L._Prieto,_Zbyn\v{e}k_Henzl,_Milan_Pe\v{s}ta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12456 |
CzeV343は以前、2つの食変光星（2+24連星）の候補として特定されていました。2つの食変光星の公転周期（$P_A\約1.2$日と$P_B\約0.8$日）は3：2に非常に近いです。共振。ここでは、11年間の地上測光、4セクターのTESS2分およびフルフレーム測光、および2つの光学スペクトルを分析します。バイナリAのアプシダル運動と相互外軌道の光移動時間効果（LTTE）を含む測光のグローバルモデルを構築し、マルコフ連鎖モンテカルロでパラメータ空間を探索します。バイナリA（$1.8+1.3M_\odot$）とバイナリB（$1.4+1.2M_\odot$）の成分質量を推定します。TESS測光でバイナリAの疑似同期回転信号を識別します。約33年の周期でバイナリAのアプシダル運動を検出します。これは、軌道に沿った星の潮汐と回転の寄与によって完全に説明されます。相互軌道の周期は約1450日で、離心率は約0.7です。LTTEの振幅は小さく、これは外側の軌道の傾きが小さく、内側の軌道とのずれが大きいことを示しています。アプシダル運動と相互軌道を考慮に入れると、軌道周期の共振は正確に1日あたり$10^{-5}$サイクル以内であることがわかります。CzeV343の多くの特性は、共面軌道の3：2共鳴捕獲理論の要件と互換性がありません。CzeV343の将来の進化は、合併、三重共通外層、二重白色矮星バイナリ、またはIa型超新星につながる可能性があります。より複雑な進化経路は、いずれかのバイナリが物質移動を受けるときに軌道の拡大によって引き起こされる動的な不安定性から生じる可能性があります。この不安定性は、これまで2+2の4倍で調査されていません。
ガイアはTESSの関心のあるオブジェクトの恒星の仲間を探しますIII
ESA-Gaiaミッションからの天体および測光データを使用して、（コミュニティ）TESS対象オブジェクトの進行中の多重度研究からの最新の結果が提示され、これらの星の恒星の仲間を検出し、それらの特性を特徴付けます。2175個のターゲットから合計124個のバイナリおよび7個の階層型トリプルスターシステムが検出されました。これらのターゲットの多重度は、太陽の周囲約500pcよりも近い距離にある調査の過程で調査されました。検出されたコンパニオンとターゲットは同じ距離にあり、正確なガイアEDR3位置天文学で証明されているように、重力によって束縛された恒星系のコンポーネントに期待されるように、共通の固有運動を共有しています。コンパニオンの質量は約0.09〜2.5$M_\odot$の範囲であり、最も頻繁に見られるのは0.15〜0.8$M_\odot$の範囲です。コンパニオンは、ターゲットに対して約50〜9700auの予測分離を示し、その頻度は最大で約500auまで一定ですが、予測分離が大きくなると減少します。この調査では、主に中期から初期のKの矮星に加えて、4つの白色矮星の仲間が検出されました。これらの白色矮星の真の性質は、測光特性で識別できます。
その振幅を予測するための太陽黒点周期の上昇期の最大成長率
| Title |
Maximal_growth_rate_of_the_ascending_phase_of_a_sunspot_cycle_for_predicting_its_amplitude |
| Authors |
Tatiana_Podladchikova,_Shantanu_Jain,_Astrid_M._Veronig,_Olga_Sutyrina,_Mateja_Dumbovic,_Frederic_Clette,_Werner_Poetzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12606 |
太陽周期の振幅を予測することは、太陽ダイナモをよりよく理解するためだけでなく、多くの宇宙天気アプリケーションにとっても重要です。太陽黒点指数の4つのデータセットに基づいて、周期の上昇期における黒点活動の最大成長率とその後の周期振幅との間に安定した関係を示しました：総黒点数、1874年からの新しいカタログからの半球黒点数以降、総黒点面積、および半球黒点面積。すべてのデータセットについて、最大成長率の前兆に基づく線形回帰は、有意な相関関係を示しています。サイクル1〜24の予測の検証は、真のサイクル振幅と予測されたサイクル振幅の間に高い相関関係があり、太陽黒点の総数がr=0.93に達していることを示しています。予測のリードタイムは2〜49か月で、平均値は21か月です。さらに、北半球と南半球の黒点数について別々に決定された最大成長率指標の合計が、総黒点数を使用した場合よりも正確な予測を提供することを実証しました。利点は、rmsと相関係数の点でそれぞれ平均27％と11％に達します。総黒点面積に対して半球黒点面積でも優れた性能が確認されています。太陽周期の上昇期における黒点活動の最大成長率は、その後の周期振幅の信頼できる前兆として機能します。さらに、私たちの調査結果は、太陽活動と太陽磁場の非対称的な振る舞いをキャプチャし、太陽周期予測方法を強化する半球太陽黒点データを使用して、太陽活動の定期的な監視、記録、および予測をサポートするための強力な基盤を提供します。
水素欠乏バイナリのまれなクラスのメンバーである射手座ウプシロンSgrシステムの剥ぎ取られた一次磁場の磁場
| Title |
The_magnetic_field_of_the_stripped_primary_in_the_upsilon_Sgr_system,_a_member_of_the_rare_class_of_hydrogen-deficient_binaries |
| Authors |
S._Hubrig,_S.P._Jarvinen,_I._Ilyin,_M._Sch\"oller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12813 |
まれな水素欠乏バイナリシステム射手座ウプシロンSgrの光学的に支配的なコンポーネントの高解像度分光偏光観測の結果を提示します。現在、ヘリウムシェル燃焼の非常に遅い段階にあるそのようなシステムはごく少数しか知られていません。連星系のドナー星からの物質移動は、通常、その水素エンベロープのストリッピングにつながります。その結果、二次の質量が増加するので、それは若返ったように見えます。このシステムのいくつかのESOFORS1低解像度分光偏光観測を使用して、Hubrigetal。2009年に-70-80Gのオーダーの磁場の存在を発表しました。ここでは、最近の高解像度ESOHARPS分光偏光観測で、いて座ウプシロンSgrの主星がスペクトル変光星であり、数十ガウスのオーダーの弱い磁場を持っていることを示しています。このまれな水素欠乏バイナリーでの磁場の検出は、そのようなシステムがコア崩壊超新星と重力波源の可能性のある前駆体として頻繁に議論されるので、特に興味深いものです。そのようなシステムの将来の磁気研究は、連星システムの大質量星の進化における磁場の役割についてのより深い洞察を得るために価値があります。
コア振動とエンベロープ振動の結合によって引き起こされる、急速に回転するかじき座ガンマ星の周期間隔におけるディップ構造の星震学
| Title |
Asteroseismology_of_the_dip_structure_in_period-spacings_of_rapidly_rotating_gamma_Doradus_stars_caused_by_the_coupling_between_core_and_envelope_oscillations |
| Authors |
Takato_Tokuno,_Masao_Takata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12818 |
$\itケプラー$宇宙ミッションによる最近の星震学的観測は、急速に回転する$\gamma$ドラダス星の周期間隔対周期図の微細構造を明らかにしました。以前の研究での数値計算によるディップ構造の再現に成功した後、この論文では、放射エンベロープ内の重力慣性波と純粋な慣性波との間の相互作用の結果としてディップがどのように形成されるかの物理的メカニズムを示します。対流コアで。放射エンベロープと対流コアの両方の波動解を分析的に記述し、それらを境界面で一致させて固有モードを構築します。分析から、次の点がわかりました。ディップ構造は、主に、境界面でのブラント-V\"ais\"al\"周波数と逆相関するパラメータ、ディップの深さと幅によって制御されます。パラメータが大きくなるにつれて、それぞれ浅く、大きくなります。ディップの形状はローレンツ関数で近似できます。ディップの中心位置での周期は、関連する純粋な慣性モードの周期と同じか、わずかに小さくなります。また、主シーケンス星の進化モデルに基づいて、パラメータが対流コア境界での化学組成勾配と逆相関していることも理解しました。したがって、ディップ構造は、よく理解されていない物理的プロセスに関する情報を提供します。、対流コアと放射エンベロープの間の境界の周りの拡散、対流オーバーシュート、回転混合など。
散開星団NGC2516の化学的に特異なメンバーの進化状態
| Title |
The_evolutionary_state_of_the_chemically_peculiar_members_of_the_open_cluster_NGC2516 |
| Authors |
N.V._Kharchenko,_A.E._Piskunov,_S._Hubrig,_M._Sch\"oller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12824 |
散開星団NGC2516の領域に存在し、しばしばクラスターメンバーと呼ばれる11個の化学的に特異な（CP）星の安全なメンバーシップと進化の状態を確立することを目指しています。半径1度の領域でガイアEDR3カタログを調べ、G=19等より明るい37508個の星を選びました。クラスターのメンバーシップは視差固有運動空間で決定され、719の推定メンバーと764の可能なメンバーが見つかりました。得られたクラスターの平均位置天文および測光パラメータは、最新の文献データとよく一致しています。ターゲット星の進化の状態は、パドヴァの等時線に関して決定されました。金属量、赤み、および変換スケールの変動を含む小さな調整の後、観測されたマグニチュード範囲全体にわたる観測へのモデルの完全な適合が達成されました。考えられる11個のCP星のうち、可能性の高いクラスターメンバーとして分類できるのは5個だけでした。以前に検出された磁場を持つAp/Bp星の中で、HD65987とHD65712は高いメンバーシップ確率を持っており、磁気スターCPD-60944Bはクラスターメンバーの可能性があります。さらに、HD66194と磁気星HD65987の青色はぐれ星の性質について説明します。私たちの知る限り、HD65987は現在、数百ガウスのオーダーのフィールドを持つ唯一の既知の青色はぐれ星です。私たちの研究の最も印象的な結果は、以前に報告された非常に低い分数年齢の強磁性A0pスターHD66318は、高い信頼度でNGC2516クラスターに属していないということです。
ホットスター磁気圏の紫外線分光偏光診断
| Title |
Ultraviolet_Spectropolarimetric_Diagnostics_of_Hot_Star_Magnetospheres |
| Authors |
Asif_ud-Doula,_M._C._M._Cheung,_A._David-Uraz,_C._Erba,_C._P._Folsom,_K._Gayley,_Y._Naze,_C._Neiner,_V._Petit,_R._Prinja,_M._E._Shultz,_N._Sudnik,_J._S._Vink,_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12838 |
提案されているNASAMIDEXPolstarプロジェクト、提案されているESAMミッションArago、将来のLUVOIRのようなNASAフラッグシップミッションのPollux機器など、UV分光偏光測定用のいくつかの宇宙ミッションと機器が準備中です。ポルスターの枠内で、これらの天文台がホットスターの磁気圏の磁気およびプラズマ特性に関する情報を取得するために提供する機能を研究し、磁気圏が角運動量を急速に排出するように作用し、それによって回転するという基本的な仮説をテストするのに役立ちますスターダウンしながら、同時に正味の質量損失率を減らします。両方の効果は、磁気星と非磁気星の進化に劇的な違いをもたらすと予想されます。
巴御前による1秒周期の調査で検出されたM型矮星からの高速光学フレア
| Title |
Fast_optical_flares_from_M_dwarfs_detected_by_a_one-second-cadence_survey_with_Tomo-e_Gozen |
| Authors |
Masataka_Aizawa,_Kojiro_Kawana,_Kazumi_Kashiyama,_Ryou_Ohsawa,_Hajime_Kawahara,_Fumihiro_Naokawa,_Tomoyuki_Tajiri,_Noriaki_Arima,_Hanchun_Jiang,_Tilman_Hartwig,_Kotaro_Fujisawa,_Toshikazu_Shigeyama,_Ko_Arimatsu,_Mamoru_Doi,_Toshihiro_Kasuga,_Naoto_Kobayashi,_Sohei_Kondo,_Yuki_Mori,_Shin-ichiro_Okumura,_Satoshi_Takita,_Shigeyuki_Sako |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12847 |
木曽シュミット望遠鏡に搭載された巴御前カメラを用いたM型矮星フレアの1秒周期広視野調査を報告します。立ち上がり時間と振幅が$5\、\mathrm{sec}\lesssimt_\mathrm{rise}\lesssim100\、\mathrm{sec}$、$0.5\lesssim\DeltaFの範囲のM3-M5ドワーフから22個のフレアを検出します。/F_{\star}\lesssim20$、それぞれ。フレア光度曲線は、主にケプラーの1分間のケイデンスデータから得られたものよりも急な上昇と浅い減衰を示し、平坦なピーク構造を持つ傾向があります。温度が$9,000-15,000\、\mathrm{K}$の黒体スペクトルを想定すると、ピーク光度とボロメータエネルギーは$10^{29}\、\mathrm{erg\、sec^{-1}}\と推定されます。lesssimL_\mathrm{peak}\lesssim10^{31}\、\mathrm{erg\、sec^{-1}}$および$10^{31}\、\mathrm{erg}\lesssimE_{\rmbol}\lesssim10^{34}\、\mathrm{erg}$、これはMドワーフの高速光フレアの明るい端を構成します。LAMOSTによって得られたH$\alpha$輝線強度に基づいて、検出されたフレアのホスト星の90\％以上が磁気的にアクティブであることを確認します。検出されたフレアの推定発生率は、アクティブな星ごとに1日あたり$\sim0.7$であり、磁気的にアクティブなM矮星で一般的であることを示しています。フレア光度曲線は彩層圧縮モデルによって説明できると主張します。立ち上がり時間は、長さスケールが$l_\mathrm{loop}\sim10^4\、\mathrm{km}$、電界強度が$1,000\の磁気ループのAlfv\'en通過時間とほぼ一致しています。、\mathrm{G}$ですが、減衰時間は、$\gtrsim10,000\、\mathrm{K}$の温度で、圧縮された彩層を光球の近くまで放射冷却することによって決定される可能性があります。M矮星からのこれらのフレアは、未知のタイプの高速光過渡現象の将来の探索のための主要な汚染源となる可能性があります。
非放射状モードのRR型変光星の星震学
最初の倍音の周期と約0.61の周期比を形成する、最初の倍音のRRLyrae星の周波数スペクトルで観測される追加の信号は、RRcとRRdの星、および最初の倍音の古典的セファイド星に共通の現象です。セファイド。最近提案されたモデルは、これらの信号を、RRライレ星の場合は8度または9度の非放射モードの高調波として、古典的セファイド星の場合は7、8、または9度の高調波として説明しています。星震学モデリングのために、放射状モードと非放射状モードで脈動する少なくともトリプルモードのRRライレ星を選択しました。モデルによって予測された非放射モードの識別を想定しています。エンベロープ脈動コードを使用して、RRLyrae星のモデルの密なグリッドを計算しました。最初の倍音周期と周期比を一致させることにより、トリプルモード星の選択されたサンプルの物理パラメータを取得しました。これは、非放射状モードでRRLyrae星をモデル化する最初の試みです。私たちの結果を恒星進化論の予測と比較しました。その結果、長周期の星では質量の不一致がより顕著になりました。脈動変光星は進化論の質量よりも高いようです。モデル化されたサンプルからのRRc星の金属量推定値を、太陽近傍のRRc星のサンプルについて分光学的に決定された金属量と比較しました。両方の分布は一貫しています。
放射内部におけるダイナモ作用による太陽タコクラインの閉じ込め
| Title |
Confinement_of_the_Solar_Tachocline_by_Dynamo_Action_in_the_Radiative_Interior |
| Authors |
Loren_I._Matilsky,_Bradley_W._Hindman,_Nicholas_A._Featherstone,_Catherine_C._Blume,_Juri_Toomre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12920 |
太陽物理学における主要な顕著な問題は、対流層での強い差動回転から放射内部でのほぼ固体の回転を分離する薄いせん断層である太陽タコクラインの閉じ込めです。ここでは、タコクラインが自励ダイナモによって閉じ込められている最初の3Dグローバルソーラーシミュレーションを紹介します。非軸対称の磁性は、最初は対流層に組み込まれ、次に拡散的に下向きに刻印されます。さらに、フィールドは、赤道ロスビー波とおそらくせん断不安定性から生じる激しい水平運動によって、放射内部全体で局所的に増幅されます。したがって、私たちの仕事は、太陽のダイナモ磁場がタコクラインと同じくらい深く増幅され、静止した放射内部に保存されるという長年の概念に挑戦しています。
II型超新星始祖の光度分布
始祖測光と放射補正技術から直接計算された、または始祖光度と[OI]$\lambda\lambdaの間の経験的相関から間接的に計算された、112タイプII超新星（SNeII）のサンプルの始祖光度（$L$）を示します。$6300、爆発から350日での6364線光度、$^{56}$Ni質量、または爆発から50日での絶対$V$バンドの大きさ。これらの相関関係を較正するために、私は、始祖測光から測定された始祖光度を持つ12個のSNeIIを使用します。上記の相関関係は強く、統計的に有意であり、始祖の光度を20〜24パーセントの精度で推定できることがわかりました。SNサンプルの選択バイアスを修正し、修正されたサンプルの完全性の限界に対応する$\log（L/L_{\odot}）=4.6$dexの始祖の光度を持つ112SNeIIのサブサンプルを定義します。$\log（L/L_{\odot}）=5.091$dexの観測された始祖の光度。このサブサンプルの光度分布は、LMC、SMC、M31、およびM33の赤色超巨星（RSG）の光度分布と統計的に一致しており、$4.6\leq\log（L/L_{\odot}）\leq5.091$です。これは、SNII前駆体がRSGに対応することをサポートします。RSG問題として知られているRSG光度分布で観察されるものに関して$\log（L/L_{\odot}）>5.1$dexのSNII前駆体の顕著な欠如は、$5.2\pm0.5で重要です。\、\sigma$レベル。
低太陽彩層における紫外線バースト生成の妥当性
紫外線（UV）バーストとエラマン爆弾（EB）は、高度に層化された低太陽大気で発生する小規模な磁気リコネクションイベントです。UVバーストをEBよりも高い大気層で生成する必要があるのか、それともUVバーストとEBの両方が低彩層で発生する可能性があるのかはまだ明らかではありません。太陽温度最小領域（TMR）周辺の低$\beta$磁気リコネクションプロセスを数値的に研究しました。水素とヘリウムの時間依存イオン化度はMHDコードに含まれており、電子中性衝突と両極拡散によって引き起こされるより現実的な磁気拡散につながります。Carlsson＆Leenaarts2012のより現実的な放射冷却モデルがシミュレーションに含まれています。高解像度での我々の結果は、再接続磁場が$500$Gと同じくらい強い場合、再接続領域のプラズマが$20,000$K以上に加熱されることを示しています。これは、高密度の低彩層でUVバーストが生成される可能性があることを示しています。低彩層でUVバーストを生成する主なメカニズムは、再接続プロセスでの局所的な圧縮の結果としての加熱です。再結合領域で発生する熱エネルギーは、プラズモイドによって媒介される乱流再接続が呼び出された後、急速に増加します。再接続領域で生成された熱エネルギーの平均電力密度は、$1000$ergcm$^{-3}$s$^{-1}$を超える可能性があります。これは、UVバーストを説明する平均電力密度に匹敵します。再接続磁場の強度が$900$Gを超えると、複数のピークを持つ合成SiIV1394Aラインプロファイルの幅は最大$100$kms$^{-1}$に達する可能性があり、これは観測結果と一致しています。
特異な矮星WISEJ181005.5$-$101002.3の物性と三角距離
| Title |
Physical_properties_and_trigonometric_distance_of_the_peculiar_dwarf_WISE_J181005.5$-$101002.3 |
| Authors |
N._Lodieu_(1,2),_M._R._Zapatero_Osorio_(3),_E._L._Martin_(1,2,4),_R._Rebolo_Lopez_(1,2,4),_B._Gauza_(5,6) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13097 |
私たちの目標は、金属の少ない褐色矮星集団の物理的特性を特徴づけることです。特に、最近発見された独特の矮星WISEJ1810055$-$1010023に焦点を当てています。光学的izと近赤外線Jバンドイメージングを1.5年以上にわたって何度も収集し、金属が枯渇した超低温矮星候補WISE1810の正確な三角視差と固有運動を導き出しました。また、WISE1810の低解像度光学分光法（0.6$-$1.0$\mu$m）と新しい赤外線（0.9$-$1.3$\mu$m）スペクトルを取得しました。これらのスペクトルは、測光、その他の文献からの既存のデータと組み合わせて使用しました。0.6から16$\mu$mまでの観測されたスペクトルエネルギー分布の積分からオブジェクトの光度を決定するための三角測光距離。完全な光学および赤外線スペクトルを最先端の大気モデルと比較して、その有効温度、表面重力、および金属量をさらに制限しました。WISE1810は、PanSTARRSシステムのAB等級が$i$=23.871$\pm$0.104および$z$=20.147$\pm$0.083等の$iz$バンドで検出されます。$z$-および$J$バンドフィルターのいずれにおいても、0.1$-$0.2等を超える明らかな測光変動は示されていません。非常に赤い$z-J\approx2.9$等の色は、超低温矮星の性質と互換性があります。視差と固有運動に合わせて、WISE1810の三角関数の視差を112.5$^{+8.1}_{-8.0}$masで測定し、オブジェクトを8.9$^{+0.7}_{-0.6}$pcに配置します。以前考えられていたよりも約3倍近く。視差と固有運動の誤差を推定するためにモンテカルロ法を採用しました。オブジェクトの光度は、log$L/L_\odot$=$-$5.78$\pm$0.11dexで決定されました。大気モデルとの比較から、[Fe/H]$\approx-1.5$の可能性のある金属量と、1000Kよりも低い有効温度を推測します。要約
食変光星V889AqlとV402Lacの絶対寸法とアプシダル運動
| Title |
Absolute_dimensions_and_apsidal_motion_of_the_eclipsing_binaries_V889_Aql_and_V402_Lac |
| Authors |
D._Baroch,_A._Gim\'enez,_J._C._Morales,_I._Ribas,_E._Herrero,_V._Perdelwitz,_C._Jordi,_T._Granzer_and_C._Allende_Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13121 |
二重線の食変光星は、恒星モデルをテストするための鍵となる質量と半径の直接決定を可能にします。TESSミッションの開始に伴い、多くの有名な食変光星がより高い測光精度で観測され、絶対寸法の決定を改善することができます。TESSデータと新たに得られた分光観測を使用して、偏心食変光星V889AqlとV402Lacの質量と半径を、それらのアプシダル運動パラメーターとともに決定することを目指しています。各ターゲットの視線速度曲線と日食の時間を同時にモデル化して、システムの軌道パラメーターを正確に決定しました。これを使用して、光度曲線を分析し、それらの絶対寸法を取得しました。得られた値を理論モデルで予測した値と比較しました。相対的な不確実性が2％未満の場合、両方のシステムのコンポーネントの質量と半径を決定しました。V889Aqlは、質量$2.17\pm0.02$M$_{\odot}$と$2.13\pm0.01$M$_{\odot}$と半径$1.87\pm0.04$R$_{の2つの星で構成されています。\odot}$および$1.85\pm0.04$R$_{\odot}$。私たちは、67年の周期でV889Aqlを周回する第3の天体の存在の決定的な証拠を発見しました。検出された3番目の光とスペクトルに信号がないことに基づいて、この3番目の物体は2つの$\sim$1.4M$_{\odot}$星で構成されるバイナリである可能性があります。V402Lacは、質量$2.80\pm0.05$M$_{\odot}$と$2.78\pm0.05$M$_{\odot}$と半径$2.38\pm0.03$R$_{の2つの星で構成されています。\odot}$および$2.36\pm0.03$R$_{\odot}$。最小光の時間は、このシステムのサードボディの存在とも互換性がありますが、その周期はまだ完全にはサンプリングされていません。どちらの場合も、観測されたアプシダル運動速度とモデル予測の間に良好な一致が見られました。
太陽型原始星の第一段階における有機化学
| Title |
Organic_chemistry_in_the_first_phases_of_Solar-type_protostars |
| Authors |
C._Ceccarelli,_C._Codella,_N._Balucani,_D._Bockel\'ee-Morvan,_E._Herbst,_C._Vastel,_P._Caselli,_C._Favre,_B._Lefloch,_K._\"Oberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13270 |
私たちのような惑星系は、物質が拡散した雲から星、惑星、小惑星、彗星、残留塵に凝縮する長いプロセスの後に形成され、数百万年以内に物理的および化学的状態が劇的に変化します。いくつかの研究は、太陽型惑星系の初期形成中の化学組成が、システム自体の歴史を追跡するための強力な診断であることを示しています。ISMでこれまでに検出された約270の分子の中で、いわゆる星間複合有機分子（iCOM）は、その進化的診断力と、生体分子の潜在的な前駆体である可能性があるため、特に興味深いものです。陸生生物。この章では、太陽系の初期段階での有機分子の進化に焦点を当て、前星、クラス0/I、原始惑星系円盤の段階で表され、現在太陽系の彗星で観測されているものと比較します。私たちの2つの目標は、太陽型星形成中の有機化学の基礎となるプロセスをレビューし、さらに、私たち自身の惑星系の初期の歴史に制約を与えることです。
蝶ネクタイの調整：NGC40の形態運動学的研究
| Title |
Adjusting_the_bow-tie:_A_morpho-kinematic_study_of_NGC40 |
| Authors |
J.B._Rodr\'iguez-Gonz\'alez,_J.A._Toal\'a,_L._Sabin,_G._Ramos-Larios,_M.A._Guerrero,_J.A._L\'opez,_and_S._Estrada-Dorado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13368 |
惑星状星雲（PN）NGC40（別名ボウタイ星雲）のイオン化構造と運動学の包括的な研究を紹介します。北欧光学望遠鏡（NOT）のALhambraFaintObjectSpectrographandCamera（ALFOSC）で得られた一連の狭帯域画像を使用して、主空洞内のガスの乱流分布、イオン化成層、およびこのPNの密度を研究します。。SanPedroM\'{a}rtir（SPM）天文台の2.1m望遠鏡で得られた高解像度マンチェスターエシェル分光器（MES）観測は、NGC40のすべての形態学的特徴の運動学的特徴を詳細に明らかにするために使用されます。画像とスペクトルは、NGC40が最近の形成史に複数の大量放出を持っていたことを示唆しています。NGC40の主軸（PA=20$^{\circ}$）と整列していない4つのジェット状の噴出が見つかりました。そのうちのいくつかは、SW-NE方向と南葉に沿って主空洞を貫通しています。SHAPEで作成されたNGC40のテーラーメードの形態運動学的モデルを使用して、主空洞の運動学的年齢は6,500年であり、NおよびS方向に拡張する2対のローブの平均年齢は4,100$\pm$550であることがわかりました。年したがって、NGC40は、PN形成のモデルに挑戦する、異なる軸に沿った複数の放出を伴うPNeのグループに追加されます。
ジョイントパーカーソーラープローブのモデリング-メティス/ソーラーオービター観測
| Title |
Modeling_of_Joint_Parker_Solar_Probe_-_Metis/Solar_Orbiter_Observations |
| Authors |
Laxman_Adhikari,_Gary_P._Zank,_Daniele_Telloni,_and_Lingling_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13423 |
パーカーソーラープローブ（PSP）の最初の理論的モデリング-メティス/ソーラーオービター（SolO）直交観測Tellonietal2022cを紹介します。組み合わされた観測は、拡張された太陽コロナ（$3.5-6.3$R$_\odot$）から非常に内側の太陽圏（23.2R$_\odot$）への遅い太陽風プラズマ小包の進化を説明しています。Metis/SolO機器は、太陽風の速度をリモートで測定し、$96〜201$kms$^{-1}$の範囲を見つけます。また、PSPは、太陽風のプラズマをその場で測定し、半径方向の速度219.34kms$^{-1を観測します。}$。理論的および観測的に、太陽風の速度は3.3〜4R$_\odot$以内で急速に加速し、距離とともに徐々に増加することがわかります。同様に、理論上の太陽風密度は、遠隔および現場で観測された太陽風密度と一致していることがわかります。PSPによって観測された正規化されたクロスヘリシティと正規化された残留エネルギーはそれぞれ0.96と-0.07であり、遅い太陽風が非常にAlfv\'enicであることを示しています。理論的なNI/スラブの結果はPSPの測定値と非常によく似ています。これは、PSPが2Dではなくスラブの変動を測定できることを保証する高度に磁場に沿った放射状の流れの結果です。最後に、理論上の2Dおよびスラブ乱流圧力を計算し、理論上のスラブ圧力がPSPで観察されたものと非常に類似していることを確認します。
ヘリウムフラッシュとリチウム強化クランプ星の間の波動加熱
赤色巨星は、赤色巨星の枝（TRGB）の先端にある星と比較して、リチウムが強化されていることがわかっています。これは、現在の恒星モデルでは予想外のことです。TRGBでは、星はヘリウムフラッシュを受けます。その間、ヘリウムの燃焼により、約$10^9\、L_\odot$の電力が生成され、星のコア内で激しい対流が発生します。ヘリウム燃焼シェルは、内部重力波の大きなフラックスを励起します。ここでは、これらの波が水素燃焼シェルを不安定にするのに十分な熱を蓄積し、そこに対流層を生成し、それによってキャメロン-ファウラープロセスを駆動して表面$^{7}\mathrm{Li}$を強化できるかどうかを調査します。詳細な恒星進化モデルでこれを研究し、波が水素燃焼シェルの近くに$\sim10^6\、L_\odot$を堆積させている間、これは一般に対流層を生成しますが、結果として生じる対流は生成しないことを発見しますエンベロープとマージするのに十分な高さに達するため、サーフェス$^{7}\mathrm{Li}$の拡張を説明できません。
GW200129の奇妙なケース：スピン歳差運動の推論とデータ品質の問題の間の相互作用
| Title |
The_curious_case_of_GW200129:_interplay_between_spin-precession_inference_and_data-quality_issues |
| Authors |
Ethan_Payne,_Sophie_Hourihane,_Jacob_Golomb,_Richard_Udall,_Derek_Davis,_Katerina_Chatziioannou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.11932 |
重力波で観測されたブラックホール連星の歳差運動の測定は、一般相対性理論と天体物理学の連星形成シナリオの両方に関連しているため、エキサイティングなマイルストーンです。この研究では、GW200129でのスピン歳差運動の証拠を再検討し、信号振幅が与えられた非歳差運動のバイナリから予想されるものよりも低い20〜50Hzの周波数範囲で、LIGOリビングストンのデータにその起源をローカライズします。他のすべてのデータ。これらのデータは、検出器のひずみデータからグリッチが差し引かれているため、既知のデータ品質の問題の影響を受けます。LIGOハンフォードでのスピン歳差運動の証拠の欠如は、2つのLIGO検出器での推定バイナリ質量比と歳差運動スピンの間に顕著な不一致をもたらします。これは、ガウスノイズの実現だけでは予想されないことです。LIGOリビングストンのグリッチ緩和を再検討し、GW200129のスピン歳差運動と非歳差運動の解釈の違いが、グリッチ減算の統計的および体系的な不確実性よりも小さいことを示し、スピン歳差運動のサポートは、グリッチモデリング。また、感度の低いVirgo検出器の信号対雑音比$\sim7$トリガーについても調査します。スピン歳差運動の研究には影響を与えませんが、おとめ座のトリガーは、はるかに重いシステムを指しているため、LIGOハンフォードやLIGOリビングストンのものとは大きく矛盾しています。Virgoデータは、さらなるデータ品質の問題のコンテキストで解釈されます。私たちの結果はGW200129のスピン歳差運動の存在を否定するものではありませんが、そのような推論はグリッチ緩和の統計的および体系的な不確実性に左右されると主張します。私たちの研究は、高質量システムによって生成される信号などの短い信号のスピン歳差運動などの微妙な影響を推測する際のデータ品質調査の役割を強調しています。
ブラックホールの超放射によって生じる$U（1）$の暗黒光子暗黒物質と暗黒光子雲における渦の形成と進化を研究します。縦モードと横モードの両方の暗黒光子暗黒物質の生成がどのように渦の形成につながるかを示します。渦形成後、暗黒光子暗黒物質に蓄えられたエネルギーは、多数の渦列に変換されます。暗光子磁場が発生した場合、渦ストリングの束が過熱相転移で形成され、凝縮物質の融解相転移と同様に、大規模に相関のない多くのストリングループからなる構成に向かって進化します。。その過程で、それらは暗い光子と重力波の放出を介して散逸し、実験的な検索のターゲットを提供します。渦列も最近、ブラックホールの周りの暗い光子超放射雲に形成されることが示されました。この現象のダイナミクスと観測結果について、現象論的に動機付けられたパラメーターを使用して説明します。その場合、重力波を生成することは別として、超放射雲から放出されたストリングループも量子化された磁束線であり、磁力計で探すことができます。これらのシナリオでのダイナミクスと、第二種超伝導体で見られる同様の渦ダイナミクスとの関係について説明します。
効果的なループ量子宇宙論における摂動へのドレスドメトリックとハイブリッドアプローチの間の密接な関係について
| Title |
On_a_close_relationship_between_the_dressed_metric_and_the_hybrid_approach_to_perturbations_in_effective_loop_quantum_cosmology |
| Authors |
Bao-Fei_Li,_Parampreet_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12434 |
ドレスドメトリックと摂動へのハイブリッドアプローチは、ループ量子宇宙論の原始パワースペクトルにおける量子幾何学の効果を捉えるための2つの主要なアプローチです。どちらも、ループ量子化バックグラウンド上のフォック量子化摂動を考慮し、プランクレジームの有効時空で地平線を出るモードを除いて、非常に類似した予測をもたらします。両方のアプローチ間の正確な関係を理解することは、これまでのところ、構造と技術的な仮定の違いのためにあいまいなままです。両方のアプローチでパワースペクトルの実際の計算がこれまでに実行されたレベルである逆反応を無視して、線形摂動の古典的で効果的な時空レベルでこの問題を調査します。最初に、古典的なレベルで、両方のアプローチが摂動の2次まで同じハミルトニアンにつながり、物理解のムハノフ-佐々木方程式で同じ古典的な質量関数をもたらすことを示します。有効時空レベルでは、Planckレジームの2つのアプローチ間の現象論的予測の違いは、Mukhanov-Sasaki変数$Q_{\veck}$（ドレスドメトリックアプローチ）を使用するか、その再スケーリングされたバージョン$を使用するかによって追跡できます。\nu_{\veck}=aQ_{\veck}$（ハイブリッドアプローチ）は、摂動のハミルトニアンと関連する重合のあいまいさを記述します。ドレスドメトリックアプローチで$\nu_{\vec{k}}$を使用することを選択した場合、有効質量関数はハイブリッドアプローチとまったく同じように記述できるため、すべてのレジームで同一の現象論的予測が得られます。。私たちの結果は、実際の計算レベルでの線形摂動のドレスメトリックとハイブリッドアプローチが同じコインの両面として見ることができることを明示的に示しています。
LISAを使用したGWTC-3イベントの検出可能性とパラメータ推定
| Title |
Detectability_and_parameter_estimation_of_GWTC-3_events_with_LISA |
| Authors |
Alexandre_Toubiana,_Stanislav_Babak,_Sylvain_Marsat,_Sergei_Ossokine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12439 |
恒星質量ブラックホールバイナリの合体のマルチバンド観測は、それらのソースの形成と一般相対性理論からの潜在的な逸脱に関する貴重な情報を提供する可能性があります。これらのバイナリのいくつかは、最初に宇宙ベースの検出器LISAによって検出され、その後、数年後に地上ベースの検出器で観測される可能性があります。天体物理学モデルには大きな不確実性があるため、LISAが観測できるようなバイナリの人口を予測することは困難です。この作業では、LIGO/Virgo/KAGRAのコラボレーションによってリリースされた重力波源の3番目のカタログのイベントを検出するLISAの能力を評価します。地上の検出器でイベントが観測された後、LISAでソースを直接検出し、LISAデータストリームでアーカイブ検索を実行する可能性を検討します。また、LISAがソースパラメータの決定をどれだけ改善できるかを評価します。GW150914以外のイベントが検出されたという保証はありません。それにもかかわらず、LISAによって何らかのイベントが検出された場合、信号対雑音比が非常に低くても、特にチャープ質量について、LISAと地上ベースの検出器の観測を組み合わせることにより、ソースパラメータの測定が向上します。
行列理論からの創発的距離時空
IKKTマトリックスモデルは、創発的な時空を生み出します。これらのアイデアをさらに発展させ、新たな指標の提案を行います。このモデルの以前の数値研究に基づいて、出現時空が空間と時間の両方で連続的かつ無限の範囲であり、メトリックが空間的にフラットであるという証拠を提供します。時間の進化は、ストリング理論の出現段階から、モデルの$SO（9）$対称性が自発的に$SO（6）\timesSO（3）$に破られる段階への遷移を表します。空間は拡大し、古典的になり、後に放射線が支配する宇宙のように進化し、残りの6次元の空間はストリングスケールで安定しました。この分析をどのように拡張して初期の宇宙宇宙論を生み出すことができるかについて推測します。これは、上記の特性に加えて、宇宙論的変動と重力波のほぼスケール不変のスペクトルにもつながります。
$ \ mathbb {Z} _{3}$対称性の下での非最小結合インフレと暗黒物質
| Title |
Non-minimal_Coupling_Inflation_and_Dark_Matter_under_the_$\mathbb{Z}_{3}$_Symmetry |
| Authors |
Wei_Cheng,_Xuewen_Liu_and_Ruiyu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12624 |
$Z_3$の複雑なスカラーモデル内で統一された方法で宇宙のインフレーションと暗黒物質（DM）を研究します。複素スカラーの実数部と虚数部は、それぞれインフラトンとDMとして機能します。メートル法とパラティーニ形式の両方で非最小結合を伴うゆっくりとしたインフレを実現できます。理論的および実験的制約を十分に考慮して、パラメータ空間全体を調べます。低エネルギースケールでは、DMレリック密度とDM核子直接散乱実験が混合角$|\theta|を支持することがわかります。\lesssim0.25$、DM質量$m_\chi\gtrsim80\rm{GeV}$、およびHiggsのようなスカラー$m_{h_2}\gtrsim300\rm{GeV}$の質量。高エネルギースケールでは、スカラースペクトルインデックスの宇宙論的制約と2つの形式のインフレーションのテンソル対スカラー比をさらに考慮した後、スカラースペクトルインデックスは両方とも$\sim0.965$であり、非最小結合です。係数は$\sim10^4$と$\sim10^9$であり、テンソルとスカラーの比率はそれぞれ$\sim10^{-3}$と$\lesssim10^{-11}$です。これは、2つの形式の下でのインフレーションは、テンソルとスカラーの比率をより高い精度で測定することによって区別できることを示唆しています。
嘘の対称性からの新しいインフレの正確な解
インフラトンフィールドの場合、Lie対称性解析を使用して新しい正確な解を決定します。具体的には、密度摂動$n_{s}$のスペクトルインデックスとスカラー対テンソル比$r$が$n_{s}-として関連していると仮定して、任意のスカラー場ポテンシャルの2階微分マスター方程式を構築します。1=h\left（r\right）$。関数$h\left（r\right）$は、マスター方程式で認められているLie対称性に従って分類されます。認められる可能性のあるリー対称性は、$A_{2}$、$A_{3,2}$、$A_{3,3}$、および$sl\left（3、R\right）$リー代数を形成します。新しいインフレ解は、$A_{3,3}$代数のLie対称性によって回復されます。結果として得られるスペクトル指標を観測値と比較しながら、スカラー場のポテンシャルを明示的に導き出します。
ワイル可積分時空における宇宙論的場の方程式のPainlev\'e解析
| Title |
Painlev\'e_analysis_for_the_cosmological_field_equations_in_Weyl_Integrable_Spacetime |
| Authors |
Andronikos_Paliathanasis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12642 |
特異点解析を適用して、理想気体で誘導された空間的に平坦なフリードマン・ルマ・イトル・ロバートソン・ウォーカー時空のワイル積分可能時空における重力場方程式の積分可能性を調査します。宇宙定数の存在下で場の方程式がPainlev\'e特性を持ち、解析解が左ローラン展開によって与えられることがわかります。
極端な条件下での物質の正確な温度診断
| Title |
Accurate_Temperature_Diagnostics_for_Matter_under_Extreme_Conditions |
| Authors |
Tobias_Dornheim_and_Maximilian_B\"ohme_and_Dominik_Kraus_and_Tilo_D\"oppner_and_Thomas_Preston_and_Zhandos_Moldabekov_and_Jan_Vorberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12805 |
たとえば天体物理学の物体や核融合の応用で発生する極端な密度と温度の下での物質の実験的調査は、物質科学、プラズマ物理学、および工学のインターフェースで最も活発なフロンティアの1つを構成します。温度Tのような基本的なパラメータの診断でさえ、極端な条件によって非常に困難になるため、中心的な障害は実験結果の厳密な解釈によって与えられます。この作業では、シミュレーションや明示的なデコンボリューションを必要とせずに、散乱実験から任意の複雑な材料の温度を抽出するための、単純で近似のない方法を紹介します。この新しいパラダイムは、最新の施設で容易に実装でき、対応する実験は、温かい高密度物質およびそれ以降の理解に大きな影響を与え、熱核融合、実験室天体物理学、および関連分野のコンテキストで魅力的な可能性の範囲を開きます。
9個のパルサーで16個の小さなグリッチが検出されました
グリッチの探索には、2000年から2014年までの9つのパルサーの南山26m電波望遠鏡によるタイミング観測が使用されています。9つのパルサーのデータスパンは11。6年から14.2年の範囲です。パルサーの回転履歴の合計114年から、9つのパルサーで16の新しいグリッチが識別されました。グリッチパラメータは、タイミング残差データをフィッティングすることによって測定されました。16個のグリッチはすべて小さな小数サイズです。PSRJ1833-0827で6つの新しいグリッチが検出され、別の頻繁なグリッチパルサーになっています。16のグリッチのいくつかは、指数関数的または線形の回復を経験する可能性がありますが、データセットの大きなギャップでさらに分析を行うことはほとんどありません。南山から得られたすべてのグリッチ率は、ジョドレルバンク天文台から得られたものよりも高いです。グリッチサイズが小さく、グリッチ率が高いのは、観測ケイデンスが高いことが原因である可能性があります。
| Title |
Gravitational_waves_at_the_first_post-Newtonian_order_with_the_Weyssenhoff_fluid_in_Einstein-Cartan_theory |
| Authors |
Emmanuele_Battista_and_Vittorio_De_Falco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12907 |
ヴァイセンホフ流体によってモデル化された、量子スピンを備えたポストニュートン源からの重力波の生成は、ブランシェット-ダムール形式に頼ることによって、最初のポストニュートンレベルでのアインシュタイン-カルタン理論の文脈で調査されます。アインシュタイン-カルタンフレームワークの流体力学の基本原理を理解した後、ポストニュートン近似スキーム内でワイセンホフ流体を研究します。基礎となる動的方程式の複雑さは、点粒子限界を介した離散記述を採用することを示唆しています。これは、刺激的な回転するコンパクト連星の分析を可能にする手順です。次に、連星中性子星システムを検討することにより、結果の最初のアプリケーションを提供します。
Tsallis宇宙論とIceCube高エネルギーニュートリノデータに焦点を当てた暗黒物質物理学におけるその応用
| Title |
Tsallis_cosmology_and_its_applications_in_dark_matter_physics_with_focus_on_IceCube_high-energy_neutrino_data |
| Authors |
Petr_Jizba_and_Gaetano_Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12910 |
この論文では、C。Tsallisの最近の提案を採用し、広範囲であるが非加法的なエントロピーの観点から、重力システムの熱力学の第1法則を定式化します。熱ワンフォームの積分因子に特に注意を払い、従来の熱力学とは対照的に、熱とエントロピーの部分に分解されることを示します。熱力学の第1法則は、Tsallis宇宙論を意味します。これは、その後、暗黒物質の熱的残存粒子に制限された電流と高エネルギーニュートリノに関するIceCubeデータとの間で観測された不一致に対処するために使用されます。この矛盾を解決するために、標準模型と暗黒物質粒子の間の従来の最小限の湯川型相互作用を維持しますが、通常のフリードマン場の方程式をツァリス宇宙論ベースの修正フリードマン方程式に置き換えます。Tsallisスケーリング指数$\delta\sim1.57$（または同等にホログラフィックスケーリング指数$\alpha\sim3.13$）を実行すると、前述の不一致がなくなることを示します。
ローレンツがカーセンとキセレフのブラックホールを破壊する際の磁気リコネクションによるエネルギー抽出
| Title |
Energy_Extraction_via_Magnetic_Reconnection_in_Lorentz_breaking_Kerr-Sen_and_Kiselev_Black_Holes |
| Authors |
Amodio_Carleo,_Gaetano_Lambiase,_Leonardo_Mastrototaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.12988 |
ブラックホールは大量のエネルギーを蓄積する可能性があり、高エネルギーの天体物理学的現象の原因となる最近、磁場の高速磁気リコネクション（MR）がエネルギーを抽出する新しい方法として提案され、この論文では、バンブルビーカーでこの現象を調査します。-センBH。電荷パラメータの存在は単純なカーの場合を大きく変え、極端に回転していないブラックホール（$a\sim0.7$）でもこの抽出メカニズムを可能にすることがわかります。また、適切な状況下では、MRがブランドフォード-ナエヘクメカニズムと比較してより効率的であることも示しています。最後に、これらの結果を、カー解に関して発見および強化されていない典型的なブラックホール解と比較します。
地上レベルでの低運動量大気ミューオンの角度分布
| Title |
Angular_distribution_of_low_momentum_atmospheric_muons_at_ground_level |
| Authors |
Issa_Briki_and_Malek_Mazouz_and_Lotfi_Ghedira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13061 |
南北方向に-60度から60度の間の天頂角$\theta$について、海抜38mでの低運動量大気ミューオンの角度分布の測定値を報告します。ミューオン検出は、2つのNaI（Tl）シンチレーション検出器を同時に取り付けて実行しました。検出器の間に配置された調整可能なリードの厚さにより、0.3〜0.9GeV$/$cの範囲の最小運動量でミューオンを選択することができました。積分および微分ミューオンフラックスは、実験装置のGeant4シミュレーションによってバックアップされたシンチレータに蓄積されたエネルギースペクトルを分析することによって決定されました。結果は、文献とよく一致する$\cos^{n}（\theta）$分布と一致しています。これらのデータは、これまで同様の測定が行われていなかった地磁気カットオフ剛性間隔8〜GV$<P_c<$14〜GVのギャップを埋めるのに役立ちます。ミューオンモーメントカットオフ$P_{\mu}^c$<1GeV$/$cのこの領域で$n=1.88-0.12〜P_{\mu}^c$であることがわかりました。現在の測定値は、正確な積分フラックスを必要とする多くのミューオン研究に役立ちます。
非線形電気力学によって駆動されるインフレーション
NLEDラグランジアン密度${\calL}_{nled}=-{\calF}f\left（{\calF}\right）$に基づいて、非線形電磁場によって引き起こされるインフレーションを調査します。ここで、$f\left（{\calF}\right）$は、${\calF}$に依存する一般化された関数です。最初に、より一般的な関数$f\left（{\calF}\right）$を使用して$f$-NLED宇宙論モデルを定式化し、すべてのNLEDモデルをこのフレームワークで表現できることを示します。次に、機能的な$f\left（{\calF}\right）$の2つの興味深い例を詳細に調査します。NLEDの新しいラグランジアンに基づく現象論的モデルを提示します。宇宙論的パラメータの物理的性質を持つ場の方程式の解が得られます。初期の宇宙には、過去に加速したビッグバンの特異点がなかったことを示します。また、スローロールパラメーター、スペクトルインデックス$n_s$、テンソル対スカラー比$r$などのインフレパラメーターを調査することにより、NLEDの定性的影響を調査し、結果を観測データと比較します。NLED宇宙論モデルの詳細な位相空間分析は、物質源の有無にかかわらず実行されます。最初のアプローチとして、有効ポテンシャルにおける単位質量の粒子の運動を検討します。私たちのシステムは、電磁界の物理的値とインフレーション終了時のエネルギー密度の高速-低速システムに対応しています。ハッブル正規化変数を使用して補体系を分析し、物質が支配する宇宙の前の宇宙論的進化を調査します。
希薄平衡系への近似の保存。ペアの相互作用の可能性
| Title |
Conserving_approximations_to_dilute_equilibrium_systems._Pair_interaction_potential |
| Authors |
E.E._Kolomeitsev,_P.D._Lukianov,_and_D.N._Voskresensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13185 |
平衡状態で強く相互作用するシステムを希釈するための$\Phi$-derivableおよびvirialアプローチなどの自己無撞着近似を研究します。2体ポテンシャルを介して相互作用する1種類の非相対論的フェルミ粒子のシステムを検討します。熱力学的量は、さまざまなスペクトル関数で表されます。NoetherとBotermans-Malflietのフェルミオン数密度の正確な保存を示す$\Phi$の導出可能な近似スキームを確認し、オタマジャクシとサンドイッチの図で記述された$\Phi$について、これら2つの数密度の一致を示します。テストペアポテンシャルの例として、Walecka、CDBonn、およびReidパラメーター化内の湯川中心核子-核子ポテンシャル、および対応する古典的なレナードジョーンズポテンシャルを検討します。2番目と3番目のビリアル係数の式が導出され、オタマジャクシとサンドイッチの図で記述された$\Phi$について分析されます。次に、状態方程式へのビリアルアプローチに焦点を当てます。古典的、半古典的、そして純粋に量子的なアプローチが詳細に研究されています。次に、ファンデルワールス形式や排除体積モデルなど、ビリアル状態方程式のさまざまな外挿が検討されます。散乱振幅の有効範囲近似を使用して2番目のビリアル係数の式を導き出し、その結果を実験的な位相シフトを使用した純粋な量子結果と比較します。核子-核子散乱における準束縛状態の存在のために現れる異常に大きな値の核子-核子散乱長の問題に注意が向けられており、これはパウリブロッキングの作用のために物質中で破壊される可能性がある。この項を差し引いた2番目のビリアル係数の結果を示します。ビリアル定理における核物質の状態方程式を記述するためのそのような手順の有効性について議論します。
PT対称性による高周波重力波検出器の感度の向上
| Title |
Boosting_the_sensitivity_of_high_frequency_gravitational_wave_detectors_by_PT-symmetry |
| Authors |
Chuming_Wang,_Chunnong_Zhao,_Xiang_Li,_Enping_Zhou,_Haixing_Miao,_Yanbei_Chen,_Yiqiu_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13224 |
中性子星合体の残骸から放射されるキロヘルツの重力波は、高密度の核物質状態の物理学、およびガンマ線バーストやブラックホール形成などの多くの重要な天体物理学的現象に関する豊富な情報を運びます。LIGO、VIRGO、KAGRAなどの現在のレーザー干渉計重力波検出器は、キロヘルツ帯域での信号応答が制限されているため、これらの重要な物理的現象を捉えることができません。この作業は、オプトメカニカル量子増幅器を実装することにより、高周波での重力波検出器の感度を高めるための代替プロトコルを提案します。補助量子増幅器を使用すると、この設計にはパリティ時間（PT）対称性の特徴があり、検出帯域がキロヘルツの範囲内で大幅に広がります。この作業では、この設計の量子ノイズ制限感度と動的安定性を注意深く分析します。私たちのプロトコルに基づいて、私たちの結果は、量子ノイズが制限された感度が3kHz付近で1桁改善されることを示しています。これは、中性子星合体信号の将来の検索のための私たちの設計の可能性を示しています。
この章では、ニュートリノ物理学の基本的な概念を紹介します。まず、標準模型の電弱相互作用の簡単な紹介から始め、その後、いくつかの関連するニュートリノ相互作用断面積の計算を行います。標準模型の電弱ラグランジアンからの物質効果の自己完結型の導出とともに、ディラック方程式から振動形式を取得します。ニュートリノ振動現象学のいくつかの重要な特徴についても説明します。次に、最も正確な振動測定を確認し、ニュートリノ物理学における現在の未解決の質問についての幅広い議論で締めくくります。
非線形超対称性に対する因果関係の制約
標準的な超重力でのグラビティーノの伝播には因果関係の問題がないことはよく知られています。しかし、グラビティーノの伝播に関連する2つの問題が、非線形超対称性を持つ特定の超重力で最近明らかになりました。それらの1つは、潜在的な非因果性/超輝度に関するものですが、2つ目は、膨張中の特定のポイントでの音速の消失から生じます。前者は、散乱振幅のエネルギー成長部分の分散関係から導き出された、特定のEFT演算子の陽性制約に関連していることで有名です。実際、グラビティーノのサブルミナリティ制約は、等価定理を介して低エネルギーの陽性限界に関連していることを示しています。ゴールドスティーノアクション。ただし、前者は、基底状態だけでなく、$2\to2$から導出された境界とは異なり、時間依存の解によってスキャンされたフィールド値などのスカラー場の関数に適用されるという意味で、より強力です。真空中の散乱振幅。また、物質セクターの非線形超対称性が、微視的な2微分ラグランジュからは生じないように見えるスーパーフィールド制約にエンコードされている場合、特にインフレーションの最小モデルを構築するために使用される直交制約の場合にのみ、自明でない因果関係制約が生じると主張します。超重力で。これにより、スペクトルの最小性を維持し、理論パラメータ空間のすべての点で因果関係がある単純な代替案を提案できます。また、これらの線に沿ったインフレーションの最小超重力モデルについても説明します。
離散相対論的種によって引き起こされた宇宙論的摂動
| Title |
Cosmological_Perturbations_Engendered_by_Discrete_Relativistic_Species |
| Authors |
Maksym_Brilenkov,_Ezgi_Canay,_Maxim_Eingorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2206.13495 |
$\Lambda$CDMモデルの拡張内で、ニュートリノまたはウォームダークマターの存在を考慮して、分析的な宇宙論的摂動理論を開発します。それは、弱い重力場レジームが有効な近似を表すすべての空間スケールをカバーします。不均一な重力場の源である離散粒子は、相対論的である可能性があります。以前に調査された非相対論的物質の場合と同様に、湯川相互作用範囲は自然に1次スカラーメトリック補正に組み込まれます。
