| Title |
Dynamics_of_Non-minimally_Coupled_Scalar_Fields_in_the_Jordan_Frame |
| Authors |
Daniel_G._Figueroa,_Adrien_Florio,_Toby_Opferkuch,_and_Ben_A._Stefanek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08388 |
$\xi|\phi|^2R$の形式の非最小重力相互作用を持つスカラー場の存在は、初期宇宙の物理学に重要な影響を与える可能性があります。多くの研究は、重力がアインシュタイン-ヒルベルト作用によって簡単に記述されるアインシュタインフレームの非最小結合スカラーのダイナミクスを解決しますが、代わりに、非最小結合が存在する元のジョーダンフレームで直接ダイナミクスを解決する手順を提案します。明示的に維持されます。私たちのアルゴリズムは、最小結合フィールドと任意の数の非最小結合スカラーを含むシナリオに適用でき、存在するすべてのフィールドによって供給される宇宙の膨張を伴います。これには、ダイナミクスが完全に不均一になり、完全に非線形になる場合（たとえば、逆反応またはモード再散乱効果のため）、および/または宇宙の膨張が非最小結合種によって支配される場合が含まれます。例として、インフラトンが膨張の終了後に振動するときの、最小に結合されていないスカラー観客場を使用した幾何学的予熱を研究します。将来的には、私たちの手法を使用して、量子レベルでのジョーダンフレームとアインシュタインフレームの同等性の側面に光を当てることができます。
ハローおよびサブハロークラスタリングの迅速なシミュレーション
| Title |
Rapid_Simulations_of_Halo_and_Subhalo_Clustering |
| Authors |
Pascale_Berner,_Alexandre_Refregier,_Raphael_Sgier,_Tomasz_Kacprzak,_Luca_Tortorelli,_Pierluigi_Monaco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08389 |
宇宙論的銀河調査の分析は、それらの解釈のために現実的なシミュレーションを必要とします。フォワードモデリングは、基礎となる複雑なモデルを必要とせずに銀河団をシミュレートするための強力な方法です。このアプローチでは、単一の銀河に関連する小さな暗黒物質ハローを解決するために、高解像度と大容量の高速宇宙論的シミュレーションが必要です。この作業では、ハローとマージツリーを生成するラグランジュ摂動理論コードPINOCCHIOに基づく高速ハローとサブハローのクラスタリングシミュレーションを紹介します。サブハロ前駆体は合併の歴史から抽出され、サブハロの生存がモデル化されます。サブハロ質量への追加の依存性を含む、サブハロマージ時間の新しいフィッティング関数を導入します。ホスト内のサブハロの空間分布は、数密度プロファイルを使用してモデル化されます。シミュレーションを、完全なN体コードGADGET-2に適用されたハローファインダーRockstarと比較します。ハローの質量が$5.7\cdot10^9$M$_\odot$/hまでの場合、サブハローの数の比率については良い一致が見られます。サブハロ質量関数とハローとサブハロの相関関数もよく一致しています。結果として生じるサブハロクラスタリングに対する選択された数密度プロファイルの影響を調査します。私たちのシミュレーションは、ハローファインダーと組み合わせた完全なN体シミュレーションと比較して、近似的でありながら現実的であり、大幅に高速です。高速ハローおよびサブハロークラスタリングシミュレーションは、サブハロー存在量マッチングを使用した銀河フォワードモデルの良い見通しを提供します。
$ \ texttt {PyCosmo} $ボルツマンソルバーの拡張のシンボリック実装
| Title |
Symbolic_Implementation_of_Extensions_of_the_$\texttt{PyCosmo}$_Boltzmann_Solver |
| Authors |
Beatrice_Moser,_Christiane_S._Lorenz,_Uwe_Schmitt,_Alexandre_Refregier,_Janis_Fluri,_Raphael_Sgier,_Federica_Tarsitano,_Lavinia_Heisenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08395 |
$\texttt{PyCosmo}$は、宇宙論的モデルの予測を高速に計算するためのPythonベースのフレームワークです。そのコア機能の1つは、アインシュタイン-ボルツマン連立方程式の記号表現です。効率的な$\texttt{C/C++}$コードは、$\texttt{sympy2c}$パッケージを使用して、$\texttt{SymPy}$シンボリック式から生成されます。これにより、新しい宇宙論モデルを実装するための連立方程式システムを簡単に拡張できます。これを$\texttt{PyCosmo}$ボルツマンソルバーの3つの拡張で説明し、一定の状態方程式、大量のニュートリノ、および放射ストリーミング近似を持つ暗黒エネルギー成分を含めます。$\texttt{PyCosmo}$フレームワークについて説明し、新機能と新しいモデルのシンボリック実装に焦点を当てます。$\Lambda$CDMモデル拡張の$\texttt{PyCosmo}$予測を、精度と計算速度の両方の観点から$\texttt{CLASS}$と比較します。高精度の設定と同等の計算速度を使用すると、0.1％を超える良好な一致が見られます。コードリリースのPythonPackageIndex（PyPI）ページ、およびパッケージがインストールされているオンラインプラットフォームであるPyCosmoHubへのリンクは、https：//cosmology.ethz.ch/research/software-lab/PyCosmoで入手できます。.html。
SHAMNetを使用した大規模構造の微分可能予測
| Title |
Differentiable_Predictions_for_Large_Scale_Structure_with_SHAMNet |
| Authors |
Andrew_P._Hearin,_Nesar_Ramachandra,_Matthew_R._Becker,_Joseph_DeRose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08423 |
銀河ハロー接続のシミュレーションベースのモデルでは、銀河団とレンズ効果の理論的予測は、通常、模擬宇宙のモンテカルロ実現に基づいて行われます。この論文では、サブハロアバンダンスマッチング（SHAM）をおもちゃのモデルとして使用して、模擬母集団に基づく確率的予測の代替案を紹介し、クラスタリングとレンズ化のシミュレーションベースの予測を行う方法を示します。モデルのパラメーター。SHAMの従来の実装は、Richardson-Lucyデコンボリューションなどの反復アルゴリズムに基づいています。ここでは、自動微分にJAXライブラリを使用して、アバンダンスマッチングによって定義された恒星とハローの質量関係（SMHM）を正確に近似するニューラルネットワークであるSHAMNetをトレーニングします。大規模構造の微分可能予測を行うためのアプローチでは、パラメーター化されたPDFをシミュレートされた各ハローにマッピングし、autodiffを使用して銀河分布の要約統計量の勾配を計算し、1つを測定するために使用される統計推定量を介してSMHMの勾配を伝播します。-および2点関数。私たちの手法は非常に一般的であり、それらをより複雑で高次元のモデルと組み合わせて適用する方法の概要で締めくくり、銀河の多波長宇宙の微分可能な予測を行う機能を作成します。
宇宙論的摂動に対する相互作用する暗黒エネルギーの痕跡
暗黒エネルギーが塵のような物質と相互作用し、後者のバックグラウンドエネルギー密度が通常よりも速く時間とともに低下するときの、進化する宇宙論的摂動の特徴的な変化を調査します。特に後期の宇宙進化に焦点を当てて、そのような相互作用（スカラーテンソル定式化で自然に発生する特定の形式、またはその広範囲の修正された重力等価物）がかなり重要な影響を与える可能性があることを示します$\L$CDMからあまり歪むことが予想されないバックグラウンド構成よりも摂動スペクトル。具体的には、物質密度のコントラストは、サブホライズンの深い限界で大規模に不変であり、相互作用が背景のハッブル膨張率に影響を与えるときにドラッグされるだけでなく、（スカラー場の摂動からの寄与も受けます）誘発された）暗黒エネルギー。これはゼロ以外の平均値で振動します。そのため、物質密度成長因子の標準的なパラメータ化仮説は不十分になります。そのため、適切に修正し、バックグラウンドパラメータの観点から成長指数の数値的適合を見つけて、そうでない場合に発生する問題を軽減します。このような適合により、赤方偏移空間歪み（RSD）サブサンプルとその観測ハッブルデータとの組み合わせを使用して適切に実行される、成長パラメーターと縮小ハッブルパラメーターだけでなく、バックグラウンドパラメーターの直接推定が可能になります。全体として、パラメトリック推定は、宇宙論的摂動の領域で重要性を持っていることは別として、バックグラウンドレベルの宇宙論に対する一般的な観測制約、および天体物理学的観測からのスカラーテンソル重力に対する制約との一貫性を示しています。
インフレ機能の最適化ベイジアンウェイ
現代の宇宙論的データは、現代のデータ分析技術を必要とします。ベイズ最適化アルゴリズムに基づいており、ランダムにサンプリングするのではなく関数を学習する、新しい尤度サンプリングおよび最大化手法であるBayOpを紹介します。BayOpを適用して、原始パワースペクトルのグローバルな周期的変調を伴うインフレ特徴モデルのトレースのPlanckデータを分析します。機能の新しい証拠は見つかりませんが、BayOpは、非常に複雑な尤度ランドスケープに対しても、低次元から中次元のパラメーター空間で尤度をサンプリングする非常に効率的な方法を提供することを示しています。
CSST調査でニューラルネットワークを使用してギャラクシーフラックスと画像データから測光赤方偏移を抽出する
| Title |
Extracting_Photometric_Redshift_from_Galaxy_Flux_and_Image_Data_using_Neural_Networks_in_the_CSST_Survey |
| Authors |
Xingchen_Zhou,_Yan_Gong,_Xian-Min_Meng,_Ye_Cao,_Xuelei_Chen,_Zhu_Chen,_Wei_Du,_Liping_Fu,_and_Zhijian_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08690 |
銀河測光赤方偏移（photo-z）の精度は、特に将来の高精度調査では、弱い重力レンズ効果の測定の分析に大きな影響を与える可能性があります。この作業では、ニューラルネットワークを使用して銀河フラックスと中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）によって取得された画像データの両方からphoto-z情報を抽出しようとします。ハッブル宇宙望遠鏡（HST-ACS）の高度なカメラとCOSMOSカタログからの観測画像に基づいて、CSSTの機器効果を考慮して、模擬銀河画像を生成します。次に、アパーチャ測光によってこれらの画像から銀河フラックスデータが直接測定されます。多層パーセプトロン（MLP）と畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、それぞれフラックスと画像から写真$z$を予測するように構築されています。また、MLPとCNNを組み合わせた効率的なハイブリッドネットワークを使用して、フラックスと画像の両方のデータを含めた結果の改善を調査するための伝達学習手法を採用することを提案します。photo-zの精度と外れ値の割合は、フラックスデータのみを使用したMLPではsigma_NMAD=0.023およびeta=1.43を達成でき、画像データのみを使用したCNNではsigma_NMAD=0.025およびeta=1.21％を達成できることがわかります。ハイブリッド転送ネットワークの場合、sigma_NMAD=0.020およびeta=0.90％であるため、結果をさらに高効率で改善できます。これは、私たちのネットワークが銀河フラックスと画像データからphoto-z情報を効果的かつ適切に抽出できることを示しています。これにより、CSST測光調査の科学的要件を達成できます。
銀河団HydraA / Abell780の降着過程
| Title |
Accretion_processes_in_the_galaxy_cluster_Hydra_A/Abell_780 |
| Authors |
M._Girardi,_W._Boschin,_M._Nonino,_C._Innocentin,_S._De_Grandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09056 |
銀河団は、主に小さな銀河系から進化し、質量を増やします。私たちの目的は、銀河団Abell780の速度場を研究することです。これは、その中心にある強力な電波源HydraAで知られており、銀河LEDA87445に関連する壮大なX線尾が発見されています。私たちの分析は、イタリアのTelescopioNazionale{\emGalileo}と超大型望遠鏡で得られた数百の銀河の新しい分光データに基づいています。623個の銀河の赤方偏移カタログを作成し、126個のクラスターメンバーのサンプルを選択しました。いくつかの手法を使用して、クラスターの内部構造を分析します。平均赤方偏移z=0.0545、見通し内速度分散シグマブ約800km/s、動的質量M200約5.410E14太陽質量を推定します。Abell780のグローバルなプロパティは、リラックスしたクラスターの典型です。小規模では、投影された位相空間でLEDA87445に関連する銀河群の存在を検出できます。グループの中心の平均速度と位置は、LEDA87445の速度と位置とよく一致しています。衝突の次のパラメーターを推定します。このグループは、メインシステムに比べて速度が速いという特徴があります。それはVrf=+870km/sの静止フレーム速度で落下し、クラスター中心のわずかに南東の南への投影距離D=1.1Mpcにあります。グループとクラスターの質量比は約1：5です。また、内部クラスター領域の銀河の速度分布に非対称性の証拠があります。これは、Vrf=-750km/sで下部構造として検出された小さな低速グループに関連している可能性があります。A780は、一見動的に緩和されていますが、コア領域のエネルギーにいくらかの影響を与える可能性のある小さな下部構造を含んでいると結論付けています。
異方性ブーストを使用したクラスター宇宙論：SDSSredMaPPerクラスターでの新しいフォワードモデリング分析とアプリケーションの検証
| Title |
Cluster_cosmology_with_anisotropic_boosts:_Validation_of_a_novel_forward_modeling_analysis_and_application_on_SDSS_redMaPPer_clusters |
| Authors |
Youngsoo_Park,_Tomomi_Sunayama,_Masahiro_Takada,_Yosuke_Kobayashi,_Hironao_Miyatake,_Surhud_More,_Takahiro_Nishimichi,_Sunao_Sugiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09059 |
銀河団の存在量、弱いレンズ効果、およびクラスター化を完全にフォワードモデル化するクラスター宇宙論の新しい分析を提示します。私たちの分析には、特に、光学クラスターのレンズ効果とクラスタリング信号に影響を与える異方性ブーストの経験的モデルが含まれています。これらのブーストは、異方性の大規模構造に囲まれたクラスターの優先的な選択から生じます。これは、測光調査によって提供される視線侵入者と真のクラスターメンバーとの間の限定された識別の結果です。モックでのブラインド宇宙論チャレンジを介して分析を検証し、モデルパラメータのいずれについても有益な事前確率や外部キャリブレーションなしで、厳密で偏りのない宇宙論的制約を取得できることを発見しました。次に、SDSSredMaPPerクラスターに分析を適用し、低い$\Omega_\mathrm{m}$と高い$\sigma_8$を優先する結果を見つけ、組み合わせてレンズ強度の制約$S_8=0.718_{-0.015}^{を生成します。+0.016}$。一連の非盲検化後のテストを通じて、これらの結果の背後にある潜在的な要因を調査します。結果は既存のクラスター宇宙論の制約と一致していますが、他のCMB/LSSベースの宇宙論の結果とは明らかに一致していません。これらのテストから、クラスターレンズ信号の抑制が結果を促進している可能性があるというヒントが見つかりました。
ライマンの評価-一般的な暗黒物質の速度分布に対する$ \ alpha $制約：複数のスケールと注意話
| Title |
Evaluating_Lyman-$\alpha$_Constraints_for_General_Dark-Matter_Velocity_Distributions:_Multiple_Scales_and_Cautionary_Tales |
| Authors |
Keith_R._Dienes,_Fei_Huang,_Jeff_Kost,_Brooks_Thomas,_Hai-Bo_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09105 |
銀河間媒体を通過する光子に関連するライマン$\alpha$吸収スペクトルにより、線形物質のパワースペクトルを比較的小さな距離スケールまでプローブすることができます。したがって、暗黒物質物理学の候補モデルの大規模なクラスにわたってライマン-$\alpha$制約を正確に評価する方法を見つけることが最も重要です。このような制約は、比較的単純な暗黒物質の速度分布を持つ暗黒物質モデルで評価されてきましたが、より複雑なモデル、特に複数のスケールにまたがる暗黒物質の速度分布を持つモデルがますます注目を集めています。この論文では、一般的な暗黒物質の速度分布に関連するライマン-$\alpha$制約の研究に着手します。これらの制約は原則として評価するのが難しいですが、実際には、評価しやすい形式に再キャストする2つの方法があり、したがって、特定の暗黒物質モデルが除外されるか除外されるかをより迅速に判断できます。暗黒物質の速度分布のさまざまなクラスのライマン-$\alpha$境界を決定するために、これらのリキャストの両方を利用します。また、これらの異なるリキャストの結果を比較できる一般的な方法を開発します。比較的単純な暗黒物質の速度分布の場合、これら2つのクラスのリキャストは整列する傾向があり、同様の結果が得られることがわかります。ただし、複数の速度スケールを含む分布の場合、状況ははるかに複雑です。これら2つのリキャストは、パラメーター空間の特定の領域内で同様の結果を生成し続けますが、それでも、現象論的に発生する可能性が高いパラメーター空間の領域内では、劇的に異なる結果を生成します。関連する。したがって、これは、複雑な暗黒物質の速度分布に対するそのようなリキャストの使用に関する警告の物語として機能します。
初期のダークセクター、ハッブルテンション、そして沼地
| Title |
The_Early_Dark_Sector,_the_Hubble_Tension,_and_the_Swampland |
| Authors |
Evan_McDonough,_Meng-Xiang_Lin,_J._Colin_Hill,_Wayne_Hu,_and_Shengjia_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09128 |
アーリーダークエネルギー（EDE）モデル、沼地距離予想（SDC）、および宇宙論的パラメーターの緊張の相互作用を検討します。EDEは、ほぼプランクのスカラー場の偏位に依存するハッブル張力の提案された解決策ですが、SDCは、そのような偏位に対する他の場の質量の指数関数的な感度を予測します。$m\proptoe^{-c|\Delta\phi|/M_{\rmpl}}$と$c\sim{\calO}（1）$。一方、EDEは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に適合させるために必要な標準の$\Lambda$CDMパラメーターのシフトにより、大規模構造（LSS）データと緊張関係にあります。モデルの適切な処理、たとえばSDCの説明により、LSSとの緊張が改善されることを期待する人もいるかもしれません。これらの考慮事項に動機付けられて、暗黒物質の質量がEDEスカラーの超プランクフィールドエクスカーションに指数関数的に敏感であるEarlyDarkSector（EDS）モデルを紹介します。EDSモデルは、初期宇宙と後期宇宙の両方で新しい現象論を示します。後者は、EDEを介した暗黒物質の自己相互作用によるものです。この暗黒物質に親和性のある「第5の力」は、小さいように制約されていますが、後期宇宙でアクティブなままであり、ガラス化されたハローでスクリーニングされません。暗黒物質との新しい相互作用がLSSの緊張を部分的に解決することがわかります。ただし、周縁化された事後確率は、ダークエネルギーサーベイの3年目の測定値$S_8$が含まれると、95$\％$CLで$f_{\rmEDE}=0$と一致します。AtacamaCosmologyTelescopeデータからモデルの制約を調査し、EDEコンポーネントの優先度の増加とともに、SDCパラメーター$c$のエラーバーの2倍の改善を見つけました。これらの制約がSDCに与える影響について説明し、沼地のパラメーターについてこれまでで最も厳しい観測制約を見つけました。これは、宇宙論データのEDE記述がSDCと緊張関係にあることを示唆しています。
0.4から3.5 {\ mu} mまでのタイタンヘイズアナログの光学定数：真空分光法を使用して決定
| Title |
Optical_Constants_of_Titan_Haze_Analogue_from_0.4_to_3.5_{\mu}m:_Determined_Using_Vacuum_Spectroscopy |
| Authors |
Chao_He,_Sarah_M._Horst,_Michael_Radke,_Marcella_Yant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08521 |
タイタンの厚い大気は、主に窒素とメタンで構成されています。タイタンの大気中で起こる複雑な化学作用は、光学的に厚い有機ヘイズを生成します。これらのヘイズは、タイタンの大気とその表面で重要な役割を果たしており、それらの光学特性は、タイタンで起こっている多くのプロセスを理解するために重要です。そのような情報が不足しているため、実験室で準備されたタイタンヘイズアナログの光学定数は、タイタンのリモートセンシング観測の大気モデリングとデータ分析に不可欠な入力です。ここでは、タイタン関連環境で実験室シミュレーションを実行し、真空フーリエ変換赤外分光法を使用して結果のタイタンヘイズ類似体を分析し、測定された透過率と反射率のスペクトルから光学定数を計算します。0.4〜3.5ミクロンの波長範囲で信頼できるタイタンヘイズアナログの光学定数のセットを提供し、近い将来28.5ミクロンに拡張されます。これは、タイタンの既存および将来の観測データの分析に使用できます。この研究は、（エキソ）惑星体のヘイズ類似体の光学定数を決定するための実行可能な方法を確立します。
地球大気中の宇宙線のシミュレーションと熱帯地域近くの気球高度でのX線検出器で観測されたカウントの解釈
| Title |
Simulation_of_Cosmic_Rays_in_the_Earth's_Atmosphere_and_Interpretation_of_Observed_Counts_in_an_X-ray_Detector_at_Balloon_Altitude_Near_Tropical_Region |
| Authors |
Ritabrata_Sarkar,_Abhijit_Roy,_and_Sandip_K._Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08668 |
地球の大気中の宇宙線相互作用によって生成される二次粒子の研究は、これらの粒子が主に気球および衛星高度の高エネルギー検出器で生成されるバックグラウンドカウントを構成するため、非常に重要です。本研究では、モンテカルロシミュレーションにより、大気のさまざまな高さで宇宙線によって生成された二次粒子の存在量を計算し、この結果を使用して、気球搭載機器を使用したX線観測のバックグラウンドカウントを理解します。熱帯緯度の近く（地磁気緯度：$\sim14.50^{\circ}$N）。この目的のために、地球を取り巻く大気および地磁気の構成の3D記述、およびGeant4シミュレーションツールキットを使用した電磁気および核の相互作用プロセスを検討します。続いて、検討中の検出器の現実的な質量モデル記述を使用して、二次宇宙線粒子によって検出器で生成されたカウントをシミュレートします。
宇宙線アルベド中性子崩壊（CRAND）は、少なくとも比較的高エネルギーの粒子では、内部陽子放射帯を形成するための主要なメカニズムであると考えられています。このメカニズムをモンテカルロシミュレーション手順で実装し、地球の大気中の宇宙線粒子と磁気圏でのそれらの輸送のイベントごとの相互作用を通じて、低地球軌道でトラップされた陽子線を計算します。大気中の宇宙線相互作用による二次中性子のその後の崩壊による陽子の生成と、地磁気におけるそれらの輸送（および/またはトラッピング）を検討します。このタイプの計算の計算上の課題に対処し、計算時間を最小限に抑えるために最適化されたアルゴリズムを開発します。最新の利用可能なモデルを使用して、地球の大気および磁場構成の完全な3D記述を検討します。低軌道での断熱不変量およびその他のパラメーターを考慮して、トラップされた陽子の空間および位相空間分布を示します。シミュレーション結果を低軌道でのPAMELA実験によって行われたトラップされた陽子フラックス測定と比較し、測定によって観察された特定の特徴を説明します。
アリエルと地上ベースの高分解能分光法の相乗効果について
| Title |
On_The_Synergy_Between_Ariel_And_Ground-Based_High-Resolution_Spectroscopy |
| Authors |
Gloria_Guilluy,_Alessandro_Sozzetti,_Paolo_Giacobbe,_Aldo_S._Bonomo,_Giuseppina_Micela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08956 |
主系列星の周りに太陽系外惑星が最初に発見されて以来、1995年に、検出された太陽系外惑星の数は大幅に増加しました。過去20年間で、観測機器（機内と地上の両方の施設）は、惑星の物理的特徴（つまり、質量と半径）、および軌道パラメーター（たとえば、周期、半主軸、傾斜）の驚くべき多様性を明らかにしました。太陽系外惑星の大気は、観測可能なスペクトルの痕跡を通してこれらの違いの起源を理解するための直接的な手がかりを提供します。近い将来、今後の地上および宇宙ベースの望遠鏡は、太陽系外惑星科学の焦点を「種の発見」の時代から「大気の特性評価」の時代に移すでしょう。この文脈では、大気リモートセンシング太陽系外惑星大惑星（アリエル）調査が重要な役割を果たします。太陽系外惑星の大きくて多様なサンプルを観察して特徴づけるように設計されているため、アリエルは大気特性の広い範囲に制約を与え、これまで可能であったよりもはるかに多くの情報を抽出できるようにします（たとえば、惑星の形成と進化のプロセスへの洞察）。Arielで得られた低解像度スペクトルは、地上ベースの高解像度分光法で観察されたものとは異なる層をプローブします。したがって、これら2つの手法の相乗効果により、惑星大気の物理を理解するユニークな機会が得られます。この論文では、Ariel低分解能分光法に基づくスペクトル検索分析を使用して、近赤外波長で高分解能データセット（相互相関法によって分析）を効果的に利用するためのフレームワークを構築するための基礎を設定しました。ベンチマークオブジェクト、つまりHD209458bを使用して、温度構造と分子/原子の存在量に対する制約を改善する可能性に対処する予備的な結果を示します。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星の気相の耐火元素
| Title |
Refractory_elements_in_the_gas_phase_at_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Martin_Rubin_and_Kathrin_Altwegg_and_Jean-Jacques_Berthelier_and_Michael_R._Combi_and_Johan_De_Keyser_and_Frederik_Dhooghe_and_Stephen_Fuselier_and_Tamas_I._Gombosi_and_Nora_H\"anni_and_Daniel_M\"uller_and_Boris_Pestoni_and_Susanne_F._Wampfler_and_Peter_Wurz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08965 |
結果。気相シリコンは、ロゼッタミッション全体に存在していました。さらに、彗星の近日点の近くにナトリウム原子と鉄原子が存在することは、スパッタリングが耐火性元素の気相への唯一の放出プロセスではないことを裏付けています。ニッケルは検出限界を下回っていました。同定された気相耐火物のいずれかの親種の検索は成功していません。より大きな親種と娘種の可能なフラグメント種（SiH、SiC、NaH、...）のスイートの上限が取得されています。さらに、宇宙船が原子核から離れる方向に向けられたとき、Siは一般的な彗星ガスのように信号の同じ低下を示さなかった。組み合わされた結果は、核の表面の小さな粒子および/または周囲のコマの小さな粒子からの元素種の直接放出が、ガス状の親分子の解離による放出よりも可能性が高いことを示唆している。
月食現象：モデル化と説明
天体の幾何学と大気物理学に基づくモデルは、月食の減光と色を予測します。2000年から2050年までの日食の視等級と色指数がリストされています。300年以上にわたって観測者によって報告された地球の陰影の拡大が説明されています。モデルの幾何学的側面は、太陽、月、地球のサイズと間隔です。大気の影響には、太陽光の屈折、吸収、集束が含まれます。
公開されているHARPS / ESO分光アーカイブの分析-HD103891およびHD105779周辺の木星のような惑星
| Title |
Analysis_of_the_public_HARPS/ESO_spectroscopic_archive_--_Jupiter-like_planets_around_HD_103891_and_HD_105779 |
| Authors |
K.R._Sreenivas,_V._Perdelwitz,_L._Tal-Or,_T._Trifonov,_S._Zucker,_and_T._Mazeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09029 |
目的。惑星候補を検索するために、15年間のHARPS/ESO観測から得られた視線速度（RV）の最近公開されたデータベース（Trifonovetal。2020）を使用します。メソッド。十分なRVデータを持つターゲットの場合、自動アルゴリズムを適用して重要な周期信号を識別し、軌道推定にケプラーモデルを適合させます。また、恒星活動指数の補助データを検索し、その結果を既存の文献と比較して、活動時系列に対応するものがない周期的なRV信号を検出します。次に、最も説得力のある信号を手動で検査して、追加の誤った惑星の検出を指定し、FGK矮星の周りの長周期（P>1000d）の大規模な候補に焦点を合わせます。結果。わずかに進化したF8V星HD103891と太陽のような星HD105779の周りの軌道にある、2つの木星類似体を識別します。ネストされたサンプリングを使用して軌道パラメータを導き出し、軌道周期が1919+/-16dおよび2412であることを確認します。+/-54d、最小質量はそれぞれ1.44+/-0.02MJupと0.64+/-0.06MJupです。HD103891bの軌道はわずかに偏心していますが（e=0.31+/-0.03）、HD105779bの軌道は円形である可能性があります（e<0.16）。結論。最小の位置天文シグネチャが59および42$\mu$asであるため、HD103891bおよびHD105779bは、ガイア天文測定で正確な質量がまもなく導出される可能性のある惑星の成長するサンプルに加わります。この発見はまた、太陽のような星の雪線を越えた惑星の発生を研究するための長期RV調査の重要性を浮き彫りにしている。
不均一なターミネータを持つ太陽系外惑星の大気回収について
大気検索モデルの複雑さは主にデータ駆動型であり、1次元モデルは一般に現在のデータ品質で適切であると考えられてきました。ただし、最近の研究では、検索で1Dモデルを使用すると、ホットジュピターの既存の透過スペクトルを使用しても、ターミネーターの温度が異常に低くなり、存在量の推定値に偏りが生じる可能性があることが示唆されています。これらの主張と今後の高品質の透過スペクトルに動機付けられて、合成および現在の観測を使用して1Dモデルの限界を体系的に調査します。分析と数値の両方でさまざまな複雑さの1Dモデルを使用して、不均一なターミネーター組成を持つホットジュピターの透過スペクトルを解釈する際のバイアスの主張を再検討します。全体として、報告されたバイアスは、非対称ターミネーターの現在の観測値を取得する際の1D大気モデルの固有の制限ではなく、特定のモデルの仮定に起因することがわかります。さらに、ホットジュピターWASP-43b（$T_{\rmeq}=1440$K）と超ホットジュピターWASP-103b（$T_{\rmeq}=2484$K）の大気検索を改訂します。以前の研究では、異常に冷たい大気温度が推測されていました。予想と一致する温度を取得します。ただし、極端なターミネータの不均一性と高いデータ品質の限界では、以前に主張されたよりも程度は低いものの、いくつかの大気の推論にバイアスがかかる可能性があることに注意してください。このような場合に対処するために、透過スペクトルの2D検索フレームワークを実装します。これにより、平均的な大気特性に対する正確な制約が可能になり、大気の不均一性の痕跡が最も強いスペクトル範囲への洞察が得られます。私たちの研究は、取得された推定値のバイアスを説明されていない大気の不均一性に帰する前に、モデルの仮定とデータ品質を注意深く検討する必要があることを強調しています。
z〜0.6-1.0の星の種族の銀河における自然と育成のLEGA-C：D4000とH-デルタは、異なる環境での静止銀河の異なる集合履歴を明らかにします
| Title |
The_LEGA-C_of_nature_and_nurture_in_stellar_populations_of_galaxies_at_z~0.6-1.0:_D4000_and_H-delta_reveal_different_assembly_histories_for_quiescent_galaxies_in_different_environments |
| Authors |
David_Sobral,_Arjen_van_der_Wel,_Rachel_Bezanson,_Eric_Bell,_Adam_Muzzin,_Francesco_D'Eugenio,_Behnam_Darvish,_Anna_Gallazzi,_Po-Feng_Wu,_Michael_Maseda,_Jorryt_Matthee,_Ana_Paulino-Afonso,_Caroline_Straatman,_Pieter_van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08372 |
銀河の進化は、宇宙時代のさまざまな暗黒物質のハローと環境に対してさまざまな速度で進行すると予測されるさまざまな物理的プロセスによって推進されます。この進化の記録は、吸収線分光法を使用してアクセスできる銀河の星の種族に保存されています。ここでは、大規模なLEGA-C調査（DR3）を調査して、COSMOSフィールドのz〜0.6-1.0での星の種族に対する環境と星の質量の役割を調査します。LEGA-Cの統計的検出力と深さを利用して、大規模な銀河集団（M>10^10M$_{\odot}$）z〜0.6-1.0で。D4000とH-deltaEWは主に恒星の質量に依存しますが、固定された恒星の質量の環境にも依存します。サンプルを中央銀河と衛星に分割することにより、星形成銀河と静止銀河の観点から、恒星の質量を制御する際のD4000とHデルタEWの重要な環境傾向が静止銀河によって駆動されることを明らかにします。中心または衛星であるかどうかに関係なく、星形成銀河は、それらの恒星の質量に強く依存し、0.6<z<1.0で環境から完全に独立しているD4000およびH-デルタEWを明らかにします。伴銀河に見られる環境の傾向は、静止銀河にのみ当てはまる傾向と、固定された恒星の質量での静止部分の強い環境依存性によって完全に推進されています。私たちの結果は、過密度または最もコンパクトな暗黒物質ハローで最初に形成される巨大な銀河を指すシミュレーションからの最近の予測と一致しています。
ブラックホールと銀河のつながり：フィードバック、隠蔽、およびホスト銀河下部構造間の相互作用
| Title |
The_Black_Hole-Galaxy_Connection:_Interplay_between_Feedback,_Obscuration,_and_Host_Galaxy_Substructure |
| Authors |
St\'ephanie_Juneau_(1_and_2),_Andy_D._Goulding_(3),_Julie_Banfield_(4),_Stefano_Bianchi_(5),_Pierre-Alain_Duc_(6_and_2),_I-Ting_Ho_(7),_Michael_A._Dopita_(8),_Julia_Scharw_\"achter_(9),_Franz_E._Bauer_(10,11_and_12),_Brent_Groves_(13_and_8),_David_M._Alexander_(14),_Rebecca_L._Davies_(15_and_8),_David_Elbaz_(2),_Emily_Freeland_(16),_Elise_Hampton_(8),_Lisa_J._Kewley_(8),_Robert_Nikutta_(1),_Prajval_Shastri_(17),_Xinwen_Shu_(18,2),_Fr\'ed\'eric_P._A._Vogt_(19_and_8),_Tao_Wang_(20_and_2),_O._Ivy_Wong_(21_and_13),_Jong-Hak_Woo_(22)_((1)_NSF's_NOIRLab,_USA,_(2)_CEA-Saclay,_France_(3)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_USA,_(4)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Australia,_(5)_Dipartimento_di_Matematica_e_Fisica,_Universita_degli_Studi_Roma_Tre,_Italy,_(6)_Observatoire_astronomique_de_Strasbourg,_Universit\'e_de_Strasbourg,_France,_(7)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(8)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Australia,_(9)_Gemini_Observatory/NSF's_NOIRLab,_USA,_(10)_Instituto_de_Astrof\'isica_and_Centro_de_Astroingenier\'ia,_Facultad_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Chile,_(11)_Millennium_Institute_of_Astrophysics_(MAS),_Chile,_(12)_Space_Science_Institute,_USA,_(13)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_The_University_of_Western_Australia,_Australia_(14),_Centre_for_Extragalactic_Astronomy,_Department_of_Physics,_Durham_University,_UK,_(15)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Extraterrestrische_Physik,_Giessenbachstrasse,_Germany,_(16)_Department_of_Astronomy,_The_Oskar_Klein_Center,_Stockholm_University,_Sweden,_(17)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_India,_(18)_Department_of_Physics,_Anhui_Normal_University,_Wuhu,_China_(19),_Federal_Office_of_Meteorology_and_Climatology_MeteoSwiss,_Switzerland,_(20)_Key_Laboratory_of_Modern_Astronomy_and_Astrophysics_in_Ministry_of_Education,_School_of_Astronomy_&_Space_Science,_Nanjing_University,_PR_China,_(21)_CSIRO_Space_&_Astronomy,_Australia,_(22)_Astronomy_Program,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Seoul_National_University,_Republic_of_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08380 |
超大質量ブラックホールとそれらのホスト銀河の間の物理的影響の証拠が増えています。近くの銀河NGC7582のケーススタディを紹介します。このケーススタディでは、銀河の下部構造が、イオン化された流出の視準に影響を与えるだけでなく、活動銀河核（AGN）の不明瞭化に寄与する重要な役割を果たしているという証拠が見つかりました。この結果は、単純な小規模のAGNトーラスモデルとは対照的です。このモデルによれば、AGN風のコリメーションは、サブパーススケールでトーラス自体の内部で行われる可能性があります。MUSE装置で3D分光法を使用して、輝線比の組み合わせから、恒星およびイオン化ガス成分の運動学とガスのイオン化状態を調べます。NGC7582の運動学的に異なるコア（KDC）を、約600pcのスケールで初めて報告します。このKDCは、以前に観測されたダストレーンおよびスターバースト複合体と空間的に一致します。私たちはそれを星の核周囲の輪とほこりっぽい、ガスが豊富な物質として解釈します。kpcスケールで流出するコーンの明確なビューを取得し、それらが主に中央エンジンによって光イオン化されることを示します。私たちは（銀河の後ろの）後部円錐を検出し、恒星の連続体とHII領域の両方の大きな核の覆い隠しの以前の結果を確認します。KDCの存在を大規模なバーや小規模な銀河の合体に暫定的に関連付けますが、AGNの燃料供給、フィードバック、および不明瞭化の制御における銀河下部構造の役割をよりよく理解することの重要性を強調します。
ラドクリフ波を超えた垂直運動学的振動の証拠
| Title |
Evidence_of_a_vertical_kinematic_oscillation_beyond_the_Radcliffe_Wave |
| Authors |
Lekshmi_Thulasidharan,_Elena_D'Onghia,_Eloisa_Poggio,_Ronald_Drimmel,_John_S._Gallagher_III,_Cameren_Swiggum,_Robert_A._Benjamin,_Jo\~ao_Alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08390 |
ラドクリフ波（RW）は、最近発見された、太陽の近くにある高密度ガスの正弦波垂直特徴です。ディスク平面では、ローカルアームと位置合わせされます。ただし、その垂直方向の起伏の起源はまだ不明です。この研究は、若い星と散開星団をトレーサーとして使用して、RWの運動学を制約し、この振動がより拡張された垂直モードの一部である可能性を調査します。RWとともに若い星とクラスターの垂直速度の中央値の傾向を研究し、それを超えた領域にさらに拡張します。星の種族の年齢に応じて振動の振幅が変化する、ワープとは異なる銀河の運動学的波を発見します。銀河円盤に衝突するいて座矮小銀河と同じくらい巨大な衛星のN体シミュレーションでも同様の分析を行います。平面に投影されると、衛星の衝突によって引き起こされた渦巻密度波はRWと整列し、両方が外部摂動に対するディスクの応答である可能性があることを示唆しています。ただし、観測された運動波はずれています。それは放射状に進行する運動学的波のように見え、RWによって一致する密度波よりも速く巻き上げられ、その起源に疑問を投げかけます。伴銀河がこの運動学的波の原因である場合、ディスク全体に形成される垂直速度双極子の存在を予測します。これは、次のガイアDR3およびDR4で測定できる可能性があります。
宇宙の夜明けにおける銀河の形態の出現：数値モデリングからの入力
| Title |
Emergence_of_Galactic_Morphologies_at_Cosmic_Dawn:_Input_from_Numerical_Modeling |
| Authors |
Da_Bi_(University_of_Kentucky,_USA),_Isaac_Shlosman_(University_of_Kentucky,_USA_and_Theoretical_Astrophysics,_Osaka_University,_Japan),_Emilio_Romano-Diaz_(Argelander-Institute_for_Astronomy,_Bonn,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08396 |
高解像度のズームイン宇宙論的シミュレーションを使用して、赤方偏移z>2の暗黒物質ハローに出現する銀河の形態を分析します。ターゲットの赤方偏移で同様の質量の対数（Mvir/Mo）〜11.65±0.05のDMハローを選択します。のz_f=6、4、2。この選択の理論的根拠は、とりわけ、これらのハローの異なる成長率が銀河スケールにどのように伝播するかを分析することを可能にします。ハロは高または低過密度領域に埋め込まれ、銀河風フィードバックの2つの異なるバージョンが採用されています。私たちの主な結果は次のとおりです。（1）私たちの銀河はさまざまな時代に進化していますが、それらのグローバルパラメータは狭い範囲内にとどまっています。それらの形態、運動学、星の種族は大きく異なりますが、それらはすべてサブkpcの星の種族をホストしています。（2）SFRは、エネルギーと運動量のフィードバックと並行して、z_fが大きいほど高く表示されます。（3）星の運動学は、星の回転楕円体からバルジを分離することを可能にしました。円盤状のバルジの存在は、恒星の面密度と測光に基づいて明らかにされましたが、運動学に基づいて、円盤状と古典的なバルジの混合を示しました。バルジと総質量の比率は、すべてのz_fの最後のマージ時間とは無関係に表示されます。これらの銀河の恒星回転楕円体と総質量比は、約0.5〜0.8の範囲にあります。（4）合成の赤方偏移、ピクセル化、およびPSFで劣化したJWST画像により、すべてのz_fで恒星円盤を検出できます。一部のバーは劣化した画像で消えますが、他のバーは表示されたままです。（5）運動学的分解に基づいて、バルジと回転楕円体から分離された恒星円盤の場合。ディスクの回転サポートはフィードバックタイプに依存しますが、z_fが減少すると増加します。（6）最後に、ALMA画像はすべてのz_fでディスクを検出しますが、それらの渦巻構造はz_f=2銀河でのみ検出可能です。
マルチエポック機械学習1：銀河形成のための自然の解明と育成
| Title |
Multi-Epoch_Machine_Learning_1:_Unravelling_Nature_vs_Nurture_for_Galaxy_Formation |
| Authors |
Robert_McGibbon,_Sadegh_Khochfar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08424 |
N体シミュレーションから暗黒物質のみのサブハロのバリオン特性を予測するための新しい機械学習法を提示します。私たちのモデルは、非常にランダム化されたツリー（ERT）アルゴリズムを使用して構築されており、入力特徴として広範囲の赤方偏移にわたるサブハロプロパティを取ります。IllustrisTNGシミュレーションを使用してモデルをトレーニングし、ブラックホールの質量、ガスの質量、マグニチュード、星形成率、恒星の質量、および金属量を予測します。私たちの方法の結果を、以前の研究からのベースラインモデルと比較し、サブハロの質量履歴のみを考慮したモデルと比較します。新しいモデルは、他のモデルの両方を大幅に上回っています。次に、ERTアルゴリズムからの特徴重要度スコアを調べることにより、各入力の予測力を調査します。バリオン特性ごとに特徴重要度プロットを作成し、それらが大幅に異なることを確認します。星形成率とガス質量を予測するために最も重要なのは低赤方偏移であり、星の質量と金属量を予測するために最も重要なのは高赤方偏移であると特定し、これが自然と育成に何を意味するかを検討します。この研究で調査された銀河の物理的特性はすべて、自然ではなく、育成によって推進されていることがわかりました。自然の影響がやや強いのは、現在の銀河の星形成率だけです。最後に、特徴重要度プロットが物理的なパターンを発見していること、および示されている傾向がERTアルゴリズムのアーティファクトではないことを確認します。
巨大伴銀河ポンプ座の変光星2
| Title |
Variable_Stars_in_the_giant_satellite_galaxy_Antlia_2 |
| Authors |
Kathy_Vivas,_Clara_Mart\'inez-V\'azquez,_Alistair_Walker,_Vasily_Belokurov,_Ting_Li,_Denis_Erkal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08467 |
ポンプ座2伴銀河をカバーする4つのDECamフィールド（$\sim12$sq。deg。）で見つかった350個の脈動変光星を報告します。変数のサンプルには、銀河系にある318個のRRライレ星と8個の異常なケフェイド変光星が含まれています。以前にRRLyraeとして指定されたいくつかのオブジェクトを異常なケフェイド変光星として再分類すると、視線に沿って介在する衛星の星が取り除かれます。これにより、ガイアEDR3に基づいて最近更新された固有運動と中心付近の測定値と一致して、矮星の大量の潮汐破壊の必要性がなくなります。また、フィールドには明るい前景のRRLyrae星がいくつかあり、Antlia2の後ろに$\sim45$kpcの位置にある2つの遠い背景変数があります。検索領域全体にRRLyrae星が見つかり、銀河が非常に大きく、おそらく広がっていることを示唆しています。私たちの観測領域を超えて。ポンプ座2のRRabの平均期間は0。599日ですが、RRcの平均期間は0。368日であり、銀河がOosterhoff中間システムであることを示しています。こと座RR型変光星に基づくポンプ座2までの距離は、$124.1$kpc（$\mu_0=20.47$）で、分散は$5.4$kpcです。銀河の準主軸に沿って明確な距離勾配を測定しました。ポンプ座2の南東側は、北西側から$\sim13$kpc離れています。視線に沿ったこの伸長は、Ant2の継続的な潮汐破壊による可能性があります。
重要な恒星の中央密度が近くの宇宙で銀河の急冷を促進する
近くの宇宙の中心コア密度（$\Sigma_{\rm1\kpc}$）に対する星の質量の平面上の星形成の構造的および環境的依存性を研究します。疎な環境で中心銀河を研究し、特徴的な人口平均$\rm\Sigma_{1\kpc}\sim10^9-10^{9.2}\M_{\odot}\kpc^{-2}を見つけます$、それを超えると急冷が作動します。この$\rm\Sigma^{crit}_{1\kpc}$は、恒星の質量にわずかに依存しているだけであり、中央の銀河の質量消光は、銀河の中央領域で動作するプロセスと密接に関連していることを示唆しています。衛星の場合、特定の恒星の質量で、環境消光は中央部での大量消光と同様の方法で動作するように見えます。これも、$\rm\Sigma_{1\kpc}$が高い銀河から$\rm\Sigma_が低い銀河から始まります。{1\kpc}$、および$\rm\Sigma^{crit}_{1\kpc}$は、特に密集した領域で、質量に強く依存します。これは、（1）より高密度の領域での環境効果によってより多くの低質量衛星がクエンチされ、（2）恒星の質量と環境が固定されている場合、環境でクエンチされた衛星は平均してより大きな$\Sigma_{\rmを持っているためです。1\kpc}$、$\rmM_{1\kpc}/M_{\star}$、セルシックインデックス$n$、および小さいサイズ。これらの結果は、いくつかの動的プロセスがクエンチング中に衛星の構造を変更するか、$\Sigma_{\rm1\kpc}$が高い衛星が環境の影響を受けやすいことを意味します。
完全なローカルボリュームグループのサンプル-IV。グループ優勢銀河における星形成とガス含有量
| Title |
The_Complete_Local_Volume_Groups_Sample_--_IV._Star_formation_and_gas_content_in_group-dominant_galaxies |
| Authors |
Konstantinos_Kolokythas,_Sravani_Vaddi,_Ewan_O'Sullivan,_Ilani_Loubser,_Arif_Babul,_Somak_Raychaudhury,_Patricio_Lagos_and_Thomas_H._Jarrett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08498 |
マルチバンドデータを使用して、完全なローカルボリュームグループサンプル（CLoGS）の近くのグループ優勢の初期型銀河の星形成活動、および星形成、ガス含有量、およびローカル環境の間の関係を調べます。銀河のごく一部（13％;6/47）のみが遠紫外線（FUV）で明るく、FUVから近赤外色は最近の活発な星形成を示しています（NGC252、NGC924、NGC940、NGC1106、NGC7252、およびESO507-25）。これらのシステムは、サンプルで最も高いFUV固有の星形成率（sSFRFUV>5$\times$10$^{13}$yr$^{-1}$）、重要な低温ガス貯留層（M（H2））を示すレンチキュラーです。=0.5-61$\times$10$^8$M$_\odot$）、X線のかすかなグループに存在し、強力な無線AGN（P$_{1.4GHz}$<$10^{23}$WHz$^{-1}$）。グループ優勢銀河の大部分（87％;41/47）は、FUVのかすかな星形成がなく、ほとんどの場合、赤外線星形成主系列上の位置に基づいて回転楕円体として分類されます（87％;46/53）。電波出力、SFRFUV、および恒星の質量の関係を調べると、これらの銀河の低温ガスの起源の組み合わせを示唆する相関関係の欠如が見つかります。これには、恒星の質量損失、グループ内媒体（IGrM）または銀河からの冷却が含まれます。ハロー、および合併または潮汐相互作用による獲得。X線ブライトシステムは、強力な無線AGNをホストすることに加えて、さまざまなSFRを備えていますが、NGC315を除いて、FUVブライトシステムで見られる最高のレートには達しません。中央グループの銀河の進化はガスの質量の利用可能性に関連しており、グループスケールのX線ハローがない場合は星形成が好まれますが、冷却IGrMを備えたシステムではAGNジェットの発射がより可能性が高いことをお勧めします。
軌道情報との大規模なブラックホールの合併：ASTRIDシミュレーションからの予測
| Title |
Massive_Black_Hole_Mergers_with_Orbital_Information:_Predictions_from_the_ASTRID_Simulation |
| Authors |
Nianyi_Chen,_Yueying_Ni,_A._Miguel_Holgado,_Tiziana_Di_Matteo,_Michael_Tremmel,_Colin_DeGraf,_Simeon_Bird,_Rupert_Croft,_Yu_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08555 |
大容量の宇宙論的シミュレーションAstridから、大規模なブラックホール（MBH）の合併とそれに関連する重力波信号を調べます。Astridには、$3\times10^4M_{\odot}/h$と$3\times10^5M_{\odot}/h$の間のMBHシード母集団とサブグリッド力学的摩擦で最近更新された銀河形成とブラックホールモデルが含まれています（DF）MBHダイナミクスを$1.5\;\text{ckpc}/h$まで追跡するモデル。KBH軌道の初期離心率は、kpcスケールでのシミュレーションから直接計算し、数値マージの前に、ほとんどのMBHペアで$0.7$を超える軌道離心率を見つけます。${\sim200\、\text{pc}}$未満のスケールで未解決の進化を概算した後、大規模なシミュレーション内DFが総軌道減衰時間（$\sim500\）の半分以上を占めることがわかりました。、\text{Myrs}$）DFによる。バイナリ硬化時間は、特にシードマスバイナリ（$M_\text{BH}<2M_\text{seed}$）の場合、DF時間よりも1桁長くなります。その結果、未解決のDFの進化とバイナリ強化の両方を考慮した後、シードMBHペアの$\lesssim20\％$のみが$z>3$でマージされます。これらの$z>3$シード質量の合併は、$>10^9\、M_\odot$の最高の恒星質量を持つ偏った銀河集団でホストされています。Astridからのより高い初期離心率予測により、$z>3$MBH人口から年間$0.3-0.7$の予想合併率を推定します。これは、円軌道の仮定を使用した予測よりも$\sim7$高い係数です。LISAイベントは同様の割合で予想され、$\gtrsim60\％$シードシードの合併、$\sim30\％$は1つのシードマスMBHのみを含み、$\sim10\％$は非シードの合併で構成されます。-シードMBH。
中間質量ブラックホールを含むと予測される低質量の後期型銀河に豊富に存在することが判明した中央X線点光源
| Title |
Central_X-ray_point-sources_found_to_be_abundant_in_low-mass,_late-type_galaxies_predicted_to_contain_an_intermediate-mass_black_hole |
| Authors |
Alister_W._Graham,_Roberto_Soria,_Benjamin_L._Davis,_Mari_Kolehmainen,_Thomas_Maccarone,_James_Miller-Jones,_Christian_Motch,_Douglas_A._Swartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08599 |
$\sim$10$^5$M$_{\odot}$未満の予測ブラックホール質量と中央に配置されたX線点光源の両方を備えた、Virgoクラスター内の3つの後期型銀河に基づいて構築します。この集団の中でアクティブな中間質量ブラックホール候補の数を3倍以上に増やし、さらに11個のそのような銀河を明らかにします。さらに、これは36$\pm$8％のX線検出率になります（X線を吸収するHIカラム密度が高い場合もありますが）。）おとめ座銀河団の矮星初期型銀河。銀河の内部フィールド星からのX線連星の予想される寄与はごくわずかです。さらに、渦巻銀河と矮小銀河の両方に核星団が含まれていることを考えると、上記の不平等は核星団のX線連星を嫌うように見えます。渦巻銀河の中でより高い占有率、またはむしろ検出率は、代わりに、強化された冷たいガス/燃料供給とエディントン比を反映している可能性があります。実際、11の新しいX線検出のうち4つは、既知のLINERまたはLINER/HIIコンポジットに関連付けられています。X線束がチャンドラバンドのスペクトルエネルギー分布を確立するのに十分強い新しい検出のすべて（4つ）について、それはべき乗則スペクトルと一致しています。さらに、フラックスが最も高い線源（NGC4197：$L_X\approx10^{40}$ergs$^{-1}$）からのX線放射は、Xが-線スペクトルは「低/ハード状態」に対応します。ブラックホールの質量をさらに精査するための追跡観測、および中間質量ブラックホールの周りの重力勢力圏を空間的に分解するための見通しが、いくらか詳細にレビューされています。
LoTSSクラゲ銀河III。ペルセウス座銀河団におけるクラゲ銀河の最初の同定
| Title |
LoTSS_Jellyfish_Galaxies_III._The_first_identification_of_jellyfish_galaxies_in_the_Perseus_cluster |
| Authors |
Ian_D._Roberts,_Reinout_J._van_Weeren,_Roland_Timmerman,_Andrea_Botteon,_Marie-Lou_Gendron-Marsolais,_Alessandro_Ignesti,_Huub_J.A._Rottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08728 |
この論文では、ペルセウス座銀河団（エイベル426）におけるクラゲ銀河の最初の同定を報告します。中央の$2^\circ\times2^\circ$（$2.6\、\mathrm{Mpc}\times2.6\）内に4つのクラゲ銀河（LEDA2191078、MCG+07-07-070、UGC2654、UGC2665）を特定しました。、\mathrm{Mpc}$）は、LOwFrequencyARray（LOFAR）によって$144\、\mathrm{MHz}$で検出された片側無線連続体テールの存在に基づいています。観測された電波テール、およびレストフレーム光学系の形態的特徴の方向は、これらの4つの銀河が、ペルセウス銀河団ガスを周回するときに、ラム圧力ストリッピングの影響を受けていることと一致しています。144MHzでのLOFARイメージングとKarlG。Jansky超大型アレイからの344MHzイメージングを組み合わせることにより、これらのクラゲ銀河の円盤と剥ぎ取られた尾のスペクトル指数を導き出しました。銀河円盤上のスペクトル指数は非常に平坦であるのに対し、剥ぎ取られた尾の指数は実質的に急勾配であることを示しています。また、Isaacニュートン望遠鏡からの狭帯域光観察を使用して、多数のコンパクトな$\mathrm{H\alpha+[NII]}$ソースを特定しました。これらの源は銀河の前側に沿って（すなわち、剥ぎ取られた尾の方向と反対に）より明るく、これは動圧によって引き起こされた星形成と一致しています。最後に、他のクラスターでの以前の研究と一致して、これらのクラゲ銀河は、観測された星形成率に対して強化された電波光度を示すことがわかりました。ペルセウス座銀河までの距離が短いことを考えると（$D\sim70\、\mathrm{Mpc}$、$1''\simeq340\、\mathrm{pc}$）、これらの銀河は多波長追跡観測の優れた候補です。サブキロペルセウス座銀河スケールでの銀河星形成に対するラム圧力ストリッピングの影響を調査する。
| Title |
Collisional_excitation_and_non-LTE_modelling_of_interstellar_chiral_propylene_oxide |
| Authors |
K._Dzenis,_A._Faure,_B._A._McGuire,_A._J._Remijan,_P._J._Dagdigian,_C._Rist,_R._Dawes,_E._Quintas-Sanchez,_F._Lique,_M._Hochlaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08924 |
冷たいHe原子と衝突するプロピレンオキシド（CH3CHCH2O）の理論断面積の最初のセットは、高精度のポテンシャルエネルギー曲面を使用して完全な量子レベルで取得されました。衝突換算質量をスケーリングすることにより、パラH2との衝突の回転速度係数が5〜30Kの温度範囲で推定されます。これらの衝突係数は、プロピレンの観測を再現するために、非LTE放射伝達モデルの放射データと組み合わされます。GreenBankとParkesの電波望遠鏡でSagittariusB2（N）分子雲に向かって作られた酸化物。検出された3つの吸収線は、拡張されたSgrB2（N）エンベロープの外縁にある冷たい（〜10K）および半透明（nH〜2000cm-3）のガスをプローブすることがわかります。プロピレンオキシドの得られたカラム密度はNtot〜3e12cm-2であり、総水素の約2.5e-11に対するフラクショナルアバンダンスに対応します。現在の結果は、冷たい星間物質における潜在的な鏡像体過剰率を含む、酸化プロピレンの化学の理解に役立つと期待されています。
通常の銀河の構造と進化
論文は、以前は独立していた3つの領域、つまり銀河の星の種族の構造と運動学、銀河の測光および動的モデル、銀河の動的および物理的進化のモデルからのデータを組み合わせる試みです。この合成は、銀河の構造と進化の広大なトピックをよりよく理解することを目的として行われました。研究の主な結果は、系統的と天文学に分けることができます。系統的な結果は次のとおりです。1）太陽の距離を超えた質量分布関数の外挿、および銀河中心からの太陽の距離での円速度の決定。2）モデルの物理的正しさの条件が開発され、一般化された指数モデルが提案されます。3）集団に関する観測データと集団の物理的進化に関するデータの組み合わせを使用して、恒星系の空間的および流体力学的モデルを構築する方法が開発されました。主な天文学的結果は次のとおりです。1）銀河とアンドロメダ銀河M31の空間的および流体力学的モデルは、いくつかの近似で作成されています。2）銀河の動的進化は、さまざまな年齢の星の種族の運動学的特性を使用して再構築されます。3）恒星進化論と星形成関数に基づいて、銀河の進化論を詳しく説明します。研究の基本的な結論は次のとおりです。既知の星の種族を持つ銀河の観測された回転曲線を再現することは不可能です。
星団の動的進化の新しい観測シグネチャの検索
| Title |
Searching_for_new_observational_signatures_of_the_dynamical_evolution_of_star_clusters |
| Authors |
B._Bhat_(1,2),_B._Lanzoni_(1,2),_F._R._Ferraro_(1,2),_E._Vesperini_(3)_((1)_Bologna_University,_Italy,_(2)_INAF-OAS,_Bologna,_Italy,_(3)_Indiana_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08989 |
モンテカルロシミュレーションに基づいて、観測から測定可能な新しい経験的パラメーターを定義し、星団の動的進化のさまざまな段階を追跡できるようにすることを目的とした数値研究を提示します。予想通り、キングモデルプロファイルから逸脱した中心密度カスプは、コア崩壊（CC）イベント中に発生します。傾斜はCC後の振動中に変化しますが、カスプはすべてのCC後の段階で密度プロファイルの中央部分を特徴付ける安定した特徴のままです。次に、三次元半質量半径の半分（R<0.5rh）内に含まれるすべての星団によって描かれた正規化された累積動径分布（nCRD）を調査し、その形態がクラスターの動的段階に応じて時間とともに変化することを発見します。これらの変化を定量化するために、3つのパラメーターを定義しました。A5、半質量半径の5％以内のnCRDによって範囲が定められた領域、P5、同じ距離で測定されたnCRDの値、およびS2.5、直線の傾きR=2.5％rhで測定されたnCRDに接する線。3つのパラメーターは、クラスターの動的進化中に同様に進化します。本質的に一定である初期段階の後、値は急速に増加し、CCエポックで最大に達し、CC後の段階でわずかに減少します。平均値は大幅に維持されます。多少の変動はあるものの、当初のものよりも大きい。論文で提示された結果は、これらの3つの観測可能なパラメータが、観測データから星団の動的段階を特定するための非常に有望な経験的ツールであることを示唆しています。
D型HII領域の拡大が数値分解能にどのように依存するか
Str\"{o}mgren球を超えて拡大するHII領域の解像度依存性を調査します。その構造とサイズ、および特定の時間に達成する半径方向の運動量は、Str\"{o}mgren半径は$dr\leq0.3\、R_{\rmst}$で解決されます。これが満たされない場合、半径方向の運動量は、最大10以上の要因によって過大評価または過小評価される可能性があります。私たちの仕事は、数値シミュレーションでHII領域が周囲の媒体に与えることができる半径方向の運動量の量、したがって、大質量星からの電離フィードバックの相対的な重要性に重要です。
銀河磁場Xフィールド
このノートの目的は、ファラデー回転（XRM）の銀河Xパターンの最近の説明を、古典的なダイナモの対流部分によって生成されたものと比較することです。空の平面での特徴的なX磁場分極がわかります。は、エッジオンスパイラル銀河に見られ、風と回転を組み合わせた初期の円盤磁場から磁気流体磁気的に発達する可能性があります。回転メジャーは、対応するX分布を符号で作成しますが、この分布は主に速度フィールドに依存するため、「普遍的な」動作ではありません。初期磁場のコーシー進化を使用して、後の時間と場所で磁場を見つけます。最近、銀河から常に電流が流れ出る必要がある「バッテリー」メカニズムが提案されました。これは、この論文の結論とは対照的です。どちらの説明も、渦巻銀河の構造に重大な影響を及ぼします。バッテリーメカニズムが適用される場合、従来のダイナモとは独立した磁場を生成する新しい方法があります。ただし、フローメカニズムが適用される場合。次に、銀河風の存在と性質に関する制約を、平均放射状磁場の特徴とともに推測することができます。
$ z = 5.24 $での光学的に暗いALMA-AzTECサブミリ波銀河のNOEMA確認。急冷前の後期スターバースト
| Title |
NOEMA_confirmation_of_an_optically_dark_ALMA-AzTEC_submillimetre_galaxy_at_$z=5.24$._A_late-stage_starburst_prior_to_quenching |
| Authors |
Soh_Ikarashi_(1,_2,_3),_R._J._Ivison_(4),_William_I._Cowley_(1),_Kotaro_Kohno_(5,_6)_((1)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_(2)_Delft_University_of_Technology,_(3)_Durham_University,_(4)_European_Southern_Observatory,_(5)_Institute_of_Astronomy,_The_University_of_Tokyo,_(6)_Research_Center_for_the_Early_Universe,_The_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09026 |
NOEMAを使用して、ASXDF1100.053.1の1mmおよび3mmのスペクトルスキャンを取得しました。ASXDF1100.053.1は、レンズなしの光学的に暗いミリメートルの明るいSMGで、$K_{\rmAB}>25.7$（$2\sigma$）であり、ラジオサブミリ波の写真に基づいて$z=$5-7にあると予想されていました-$z$。私たちのデータは、$^{12}$CO（$J=$5-4）と（$J=$6-5）によるラインエミッションを検出し、$z_{\rmCO}=5.2383\pm0.0005$を提供しました。エネルギー結合SEDモデリングは、$L_{\rmIR}=8.3^{+1.5}_{-1.4}\times10^{12}$L$_{\odot}$、SFR$=630^{+のプロパティを示します260}_{-380}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$、$M_{\rmdust}=4.4^{+0.4}_{-0.3}\times10^{8}$M$_{\odot}$、$M_{\rmstellar}=3.5^{+3.6}_{-1.4}\times10^{11}$M$_{\odot}$、および$T_{\rmdust}=37.4^{+2.3}_{-1.8}$K.COの明るさにより、ガスの質量を推定できます$M_{\rmgas}=3.1\pm0.3\times10^{10}$M$_{\odot}$は、ガスとダストの質量比が約70であることを示しており、$z\sim2$SMGではかなり一般的です。ASXDF1100.053.1には$R_{\rme、mm}=1.0^{+0.2}_{-0.1}$kpcがあるため、その表面$L_{\rmIR}$密度$\Sigma_{\rmIR}$は$1.2^{+0.1}_{-0.2}\times10^{12}$L$_{\odot}$kpc$^{-2}$。これらの特性は、ASXDF1100.053.1が異常にコンパクトなスターバーストを伴う巨大なほこりっぽい星形成（SF）銀河であることを示しています。$z\sim5$のSF主系列に近く、$M_{\rmgas}$/$M_{\rmstellar}=0.09$、SFR/SFR$_{\rmMS}（R_{\rmSB}）=0.6$、およびガス枯渇時間$\tau_{\rmdep}$$\approx50$Myr、そのようなオブジェクトの恒星の初期質量関数に関するモジュロ仮定。ASXDF1100.053.1の極値は、$z\simのSMGと比較して、$M_{\rmgas}/M_{\rmstellar}$、$R_{\rmSB}$、および$\tau_{\rmdep}$です。$2-4、およびASXDF1100.053.1のものは$z>5$でSMGの中で最小です。ASXDF1100.053.1は、不動態化前の後期のほこりっぽいスターバーストである可能性があります。$z=$5.1-5.3のレンズなしSMGの数は、現在、数密度$dN/dz=30.4\pm19.0$deg$^{-2}$を示唆しており、最新の宇宙論的シミュレーションとほとんど一致していません。
銀河系外の$ \ gamma $線の背景：星形成銀河集団の物理的特性と進化からの痕跡
| Title |
The_extragalactic_$\gamma$-ray_background:_imprints_from_the_physical_properties_and_evolution_of_star-forming_galaxy_populations |
| Authors |
Ellis_R._Owen,_Albert_K._H._Kong,_Khee-Gan_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09032 |
星形成銀河（SFG）は、宇宙線（CR）の豊富な貯留層を抱えていると予想されます。GeVエネルギーでは、これらのCRは星間ガスとハドロン相互作用して$\gamma$線を生成する可能性があり、SFGの集団からの未解決の$\gamma$線放出は、銀河系外の$\gamma$線バックグラウンドの成分を形成します（EGB）。この作業では、赤方偏移$z=3$までのSFG母集団からの0.01〜50GeVEGBへの寄与を調査します。赤方偏移の進化と物理的特性の変化を考慮し、これがEGBへの貢献にどのように影響するかをモデル化します。これはスターバーストによって支配されていることがわかりますが、主系列SFGからの寄与はすべてのエネルギーでわずかです。また、SFGからの$\gamma$線の寄与のほとんどは低質量銀河から放出され、放出の80％以上は、恒星質量が$10^8未満の銀河から発生していることを示しています\;\！{\rmM}_{\odot}$。さまざまなエネルギーでのEGBが、ソース銀河の進化のさまざまな段階を捉えていることを示します。0.01GeVでは、放出は宇宙の星形成の正午、約$z\sim2$で銀河によって支配されますが、代わりに、より高いエネルギーの$\gamma$線は、主に、より高い赤方偏移での低質量のスターバースト集団から寄与されます。\sim$700Myr以前。さまざまなエネルギーでのEGBソースの赤方偏移分布は、さまざまな角度スケールで強度シグネチャを刻印し、小規模なEGB強度異方性の分析を使用してそれらの寄与を区別できるようにします。EGBは、特に$z\sim2-2.5$付近の銀河の低質量集団の進化に敏感であり、正午の前と正午の間にこれらの銀河におけるCRの関与を調査する新しい手段を提供することを示します。宇宙の星形成。
AMS-02を使用して陽子から酸素までの宇宙線核の普遍性をテストする
| Title |
Testing_the_universality_of_cosmic-ray_nuclei_from_protons_to_oxygen_with_AMS-02 |
| Authors |
Michael_Korsmeier_and_Alessandro_Cuoco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08381 |
AMS-02実験は、いくつかの宇宙線（CR）種の高精度測定を提供しました。達成されたパーセントレベルの精度により、異なる種間の小さなスペクトルの違いにアクセスでき、これにより、CRショック加速の標準シナリオで期待されるCR加速の普遍性を精査することができます。AMS-02以前のデータは、陽子とヘリウムの間の普遍性の違反をすでに示していますが、少なくともヘリウムとより重い原子核を調和させることができるかどうかは、依然として未解決の問題です。この問題に対処するために、反陽子、陽子、ヘリウム、ヘリウム3、ホウ素、炭素、窒素、および酸素のAMS-02CR測定を使用して共同分析を実行しました。2つの競合する伝播シナリオを検討します。1つは数GVで拡散係数が途切れ、再加速がない場合と、もう1つは再加速があり、原色の注入スペクトルが途切れている場合です。さらに、我々は、適合に迷惑パラメータを含めることにより、二次的な核生産断面積の不確実性の影響を明確に考慮します。結果として得られるパラメーター空間は、モンテカルロ法を使用して探索されます。素朴な予想に反して、標準的な伝播シナリオでは、一方ではHeについても、他方ではC、N、およびOについても、CRの普遍性が侵害されていることがわかります。つまり、説明するには異なる注入勾配が必要です。観測されたスペクトル。別の方法として、普遍性を保存する可能性のある不均一な拡散に触発された、さらなる伝播シナリオを検討します。最後に、CR伝搬の普遍性についても調査します。つまり、軽い原子核（$\bar{p}$、p、He、$^3$He）のみを使用して推定された伝搬特性と、重い原子核のみを使用して推定された伝搬特性を比較します。（B、C、N、O）。
ペリセンターとバックから：潮汐破壊現象における完全なデブリストリームの進化
| Title |
From_Pericenter_and_Back:_Full_Debris_Stream_Evolution_in_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Cl\'ement_Bonnerot,_Martin_E._Pessah,_Wenbin_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08384 |
星が超大質量ブラックホールに近づきすぎると、強い潮汐力によって星が崩壊します。その後、恒星の破片は、ブラックホールに向かって部分的に後退する細長いガスの流れに進化します。このような潮汐破壊現象（TDE）中のフルストリームの進化を初めて説明する分析モデルを提示します。私たちのフレームワークは、ストリームを楕円幾何学のさまざまなセクションに分割することで構成されています。そのプロパティは、潮汐力、圧力、および自己重力の下で、共動フレーム内で独立して進化します。潮汐力を明示的に処理し、ガスの角運動量を含めることで、中心付近の小川の進化を正確に追跡できます。私たちのモデルは、縦方向の流れの伸びと両方の横方向の幅を同時に進化させます。後者の場合、ダイナミクスが完全に潮汐力によって支配されるか（弾道レジーム）、さらに圧力と自己重力によって影響を受けるか（静水圧レジーム）に応じて、2つのレジームを識別します。考慮された進化のレジームによって決定された特定の場所で、ストリームが恒星の崩壊の直後とブラックホールの近くに戻ったときの両方で横方向の崩壊を経験することがわかります。私たちのモデルによって予測されたストリームの進化は、TDEからのほとんどの電磁放射の発生源であるこのガスが経験するその後の相互作用を決定するために使用できます。我々の結果は、降着円盤が標準のフォールバック速度とは異なる速度で供給される可能性があることを示唆しており、これはブラックホールのスピンに依存する新しい観測の特徴を提供するだろう。
ケプラーの超新星残骸における前方衝撃の第3エポック固有運動研究
| Title |
A_Third_Epoch_Proper_Motion_Study_of_The_Forward_Shock_in_Kepler's_Supernova_Remnant |
| Authors |
Sadie_C._Coffin,_Brian_J._Williams,_Satoru_Katsuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08448 |
2000年、2006年、2014年のチャンドラX線観測の3つのエポックにわたるケプラーの超新星残骸（SNR）の拡大の測定値を提示します。歴史的な超新星の残骸（1604CEで観測）として、ケプラーのSNRはまれな機会を示しますそのような物体の動的進化をリアルタイムで研究すること。前方衝撃速度の非対称性の測定はまた、爆発の性質と星周物質の密度への洞察を提供することができます。2014年のデータと2000年および2006年の以前のエポックを組み合わせると、SNRの外縁に沿ったフィラメントの固有運動を観察できます。ケプラーのSNRの以前の研究では、残骸周辺の北部と南部の地域間で最大3倍の固有運動の違いが示されています。ここで使用する時間ベースラインが長くなると、以前の研究と一致する結果が得られますが、不確実性は小さくなります。さらに、観測の3番目のエポックを追加することにより、TychoのSNRで最近報告されたように、爆風の減速という形で速度の体系的な変化を検索します。このような減速の決定的な証拠はほとんどまたはまったく見つかりません。ケプラーのSNRは、周囲で大幅に変化しているものの、密度がほぼ一定の星周物質に遭遇していると結論付けています。
赤色超巨星ドナーからマグネターへの凝集した風の降着は、X線連星3A 1954
- 319のXMM-NewtonおよびNuSTAR観測の分析によって示唆されています。
| Title |
Accretion_of_a_clumped_wind_from_a_red_supergiant_donor_onto_a_magnetar_is_suggested_by_the_analysis_of_the_XMM-Newton_and_NuSTAR_observations_of_the_X-ray_binary_3A_1954+319 |
| Authors |
E._Bozzo,_C._Ferrigno,_L._Oskinova,_and_L._Ducci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08517 |
3A1954+319は、ゆっくりと回転する中性子星と老化したM赤色巨星をホストする、共生X線連星として長い間分類されてきました。最近、この分類は、ドナー星がM超巨星であるという発見のおかげで改訂されました。これにより、3A1954+319は、中性子星と赤色超巨星ドナーからなる珍しいタイプの高質量X線連星になります。この論文では、ソースの2つのアーカイブおよび未公開のXMM-NewtonおよびNuSTAR観測を分析します。詳細な硬度比分解スペクトル分析を実行して、中性子星が降着している不均一なM超巨星風の構造を調査するのに役立つ可能性のあるスペクトル変動を検索します。風力供給された超巨大X線バイナリのコンテキストで結果を議論し、3A1954+319に関する最新の発見が、このシステムの中性子星がマグネターのような磁場強度（$\gtrsim10^{14}$G）。
光学位相分解偏光測定によるARScoの非熱放射形状のプロービング
| Title |
Probing_the_Non-thermal_Emission_Geometry_of_AR_Sco_via_Optical_Phase-Resolved_Polarimetry |
| Authors |
Louis_du_Plessis,_Christo_Venter,_Zorawar_Wadiasingh,_Alice_K._Harding,_David_A._H._Buckley,_Stephen_B._Potter_and_P._J._Meintjes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08708 |
ARScoは、白と赤の矮星を含むバイナリシステムです。白色矮星の回転速度は、回転動力の電波パルサーと同様に遅くなることが観察されています。したがって、それは「白色矮星パルサー」と呼ばれています。以前は、従来のラジオパルサー回転ベクトルモデルをこのソースからの線形偏光光学データに適合させ、システムの形状と白色矮星の質量を制限していました。はるかに広範なデータセットを使用して、非熱放射光の結果であると考えられるバイナリ位相分解光学偏光測定データへの同じモデルの適用を検討し、磁気傾斜角$\alpha$とオブザーバーを導き出します。異なる軌道位相での角度$\zeta$。公転周期にわたって、$\alpha$で$\sim10^{\circ}$の変動が得られ、$\zeta$で$\sim30^{\circ}$の変動が得られます。これら2つのパラメーターの変動パターンは、使用されるデータのビニングやエポックに関係なく、堅牢です。観測者は、いくつかの公転周期にわたって安定した構造である非対称放射領域からの放射線を検出していると推測されます。この単純なモデルの成功は、最後に、粒子のピッチ角が小さく、パルス状の非熱放射が白色矮星の表面の比較的近くで発生することを意味します。
| Title |
Origin_of_the_gamma-ray_emission_from_supernova_remnant_HB9 |
| Authors |
T\"ul\"un_Ergin,_Lab_Saha,_Hidetoshi_Sano,_Aytap_Sezer,_Ryo_Yamazaki,_Pratik_Majumdar,_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08748 |
HB9（G160.9+2.6）は、$\sim$0.6kpcの距離にある混合形態の銀河系超新星残骸（SNR）です。以前の分析では、HB9の空間範囲と相関していた、X線でのプラズマ発光とHIおよびCO発光でのシェル構造の拡大が明らかになりました。GeVエネルギーでは、HB9は、対数放物線タイプのスペクトルを示す電波連続放射と一致する形態で、拡張されたガンマ線放射を示すことがわかりました。ガスデータとSNRのシェルの南部領域での過剰なガンマ線放出との間に報告された重複は、それらの間の相互作用の可能性を示している可能性があります。分子環境とSNRの間の可能な相互作用を明らかにするために、スペクトル内のハドロンガンマ線放出シグネチャを検索しました。ここでは、HB9のガンマ線スペクトルモデリング研究の結果を報告します。
私たちの銀河の過去の爆発からの超高エネルギーガンマ線
私たちの銀河の高高度水チェレンコフガンマ線天文台と大規模高高度空気シャワー天文台による超高エネルギー光子の源の発見は、過去数年でガンマ線天文学の分野に革命をもたらしました。これらの放出は、巨大な分子雲に関連する強力なパルサーや超新星残骸の近くで見つかることがあります。パルサーから放出される衝撃加速電子による逆コンプトン放出と、超新星残骸から放出される衝撃加速陽子と分子雲内の冷たい陽子との陽子-陽子相互作用が、これらの放出の原因としてしばしば特定されます。この論文では、巨大分子雲に関連する2つの超高エネルギー光子源LHAASOJ2108+5157とLHAASOJ0341+5258を選択しましたが、それらの近くで強力なパルサーや超新星残骸は検出されていません。衝撃で加速された電子と陽子は、数千年前に起こった過去の爆発からこれらの源の局所環境に注入されます。観測された超高エネルギー光子束は、時間発展した相対論的電子および陽子スペクトルによって生成された二次ガンマ線で説明できることを示します。
ブレーザーTXS0506 +056およびPKS0502
- 049の相対論的パーセクスケールジェットとそれらのガンマ線フレアおよびニュートリノ生成との関連の可能性
| Title |
The_relativistic_parsec-scale_jets_of_the_blazars_TXS_0506+056_and_PKS_0502+049_and_their_possible_association_with_gamma-ray_flares_and_neutrino_production |
| Authors |
Viktor_Y._D._Sumida_(NAT-Universidade_Cidade_de_S\~ao_Paulo),_Andr\'e_de_A._Schutzer_(Universit\'e_Grenoble_Alpes),_Anderson_Caproni_(NAT-Universidade_Cidade_de_S\~ao_Paulo),_Zulema_Abraham_(IAG/USP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08858 |
活動銀河核（AGN）でのニュートリノの放出に関与するメカニズムの物理的性質は、高エネルギーニュートリノの発生源となる可能性のある候補として、ラジオラウドAGNの相対論的ジェットで議論されてきました。これまでで最も著名な候補は、ニュートリノイベントIceCube-170922Aに関連していることが判明しているブレーザーTXS0506+056です。さらに、IceCubeは、2014年9月から2015年3月の間にTXS0506+056に向けてニュートリノが過剰であると報告しましたが、近くのガンマ線源であるクエーサーPKS0502+049の存在を考慮すると、この関連には追加の調査が必要です。これに動機付けられて、8GHzと15GHzでの電波干渉法により、TXS0506+056とPKS0502+049のパーセクスケールの構造を研究しました。TXS0506+056で12個のジェットコンポーネントを識別し、PKS0502+049で7個のコンポーネントを識別しました。最も信頼性の高いジェットコンポーネントは、TXS0506+056の場合は9.5cから66cの範囲の超光速を示し、PKS0502+049の場合は14.3cから59cの範囲で、ローレンツ因子の下限（上限）を推定するために使用されました。（ジェット視角）両方のソース。コア領域の輝度温度とジェットコンポーネントの見かけの速度を同時に使用する新しいアプローチにより、異なるエポックでのTXS0506+056の基本的なジェットパラメータを推測することができました。また、新しいジェットコンポーネントの出現は、ガンマ線フレアの発生と一致することもわかりました。興味深いことに、PKS0502+049の場合のこれらの一致のうちの2つと、TXS0506+056の場合の1つは、IceCube天文台によって検出されたニュートリノイベントと相関しているようです。
DArk Matter ParticleExplorerでガンマ線スペクトル線を検索する
| Title |
Search_for_gamma-ray_spectral_lines_with_the_DArk_Matter_Particle_Explorer |
| Authors |
Francesca_Alemanno,_Qi_An,_Philipp_Azzarello,_Felicia_Carla_Tiziana_Barbato,_Paolo_Bernardini,_Xiao-Jun_Bi,_Ming-Sheng_Cai,_Elisabetta_Casilli,_Enrico_Catanzani,_Jin_Chang,_Deng-Yi_Chen,_Jun-Ling_Chen,_Zhan-Fang_Chen,_Ming-Yang_Cui,_Tian-Shu_Cui,_Yu-Xing_Cui,_Hao-Ting_Dai,_Antonio_De_Benedittis,_Ivan_De_Mitri,_Francesco_de_Palma,_Maksym_Deliyergiyev,_Margherita_Di_Santo,_Qi_Ding,_Tie-Kuang_Dong,_Zhen-Xing_Dong,_Giacinto_Donvito,_David_Droz,_Jing-Lai_Duan,_Kai-Kai_Duan,_Domenico_D'Urso,_Rui-Rui_Fan,_Yi-Zhong_Fan,_Fang_Fang,_Kun_Fang,_Chang-Qing_Feng,_Lei_Feng,_Piergiorgio_Fusco,_Min_Gao,_Fabio_Gargano,_Ke_Gong,_Yi-Zhong_Gong,_Dong-Ya_Guo,_Jian-Hua_Guo,_Shuang-Xue_Han,_Yi-Ming_Hu,_Guang-Shun_Huang,_Xiao-Yuan_Huang,_Yong-Yi_Huang,_Maria_Ionica,_Wei_Jiang,_Jie_Kong,_Andrii_Kotenko,_Dimitrios_Kyratzis,_et_al._(93_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08860 |
DArkMatterParticleExplorer（DAMPE）は、前例のない高エネルギー分解能のおかげで、GeV$-$TeV範囲の単色で鋭い$\gamma$線構造の検索に最適です。この作業では、5年間のDAMPEデータを使用して$\gamma$線の線構造を検索します。感度を向上させるために、2種類の専用データセット（熱量計ベースのガンマ線観測所のデータ分析で初めて使用されるBgoOnlyデータを含む）を開発し、最適化された信号対雑音比を採用していますさまざまなDM密度プロファイルの関心領域（ROI）。銀河系では10から300GeVの間に線信号や候補は見つかりません。$\chi\chi\to\gamma\gamma$の速度平均断面積と$\chi\to\gamma\nu$の減衰寿命の制約が計算され、両方とも95\％の信頼水準で計算されました。体系的な不確実性が考慮されています。以前のFermi-LATの結果と比較すると、DAMPEの許容誤差は$\sim10$の係数で小さくなっていますが、DMパラメータに対する同様の制約が達成され、100GeV未満では、減衰寿命の下限がさらに1倍強くなります。いくつかの。私たちの結果は、暗黒物質の検出における高エネルギー分解能の観測の可能性を示しています。
ブレーザーのスペクトルエネルギー分布と分光偏光測定のモデリング-2016- 2017年の4C + 01.02への適用
| Title |
Modeling_the_Spectral_Energy_Distributions_and_Spectropolarimetry_of_Blazars_--_Application_to_4C+01.02_in_2016-2017 |
| Authors |
Hester_M._Schutte,_Richard_J._Britto,_Markus_B\"ottcher,_Brian_van_Soelen,_Johannes_P._Marais,_Amanpreet_Kaur,_Abraham_D._Falcone,_David_A._H._Buckley,_Andry_F._Rajoelimanana_and_Justin_Cooper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08871 |
ブレーザーによって放出される光放射には、ジェット内の相対論的電子によるシンクロトロン放射からの寄与と、主に降着円盤（AD）、ブロードライン領域（BLR）、およびホスト銀河によって放出される熱放射が含まれます。AD、BLR、およびホスト銀河からの非偏光放射成分は、光学/紫外線（UV）スペクトルの全偏光を減少させることによって現れます。スペクトルエネルギー分布（SED）と光/UV偏光度の組み合わせモデルが構築され、シンクロトロンとADコンポーネントのもつれを解くことができます。私たちのモデルは、Fermiのデータを使用して、2016年7月から8月のフレア状態と2017年7月から8月の静止状態でのフラットスペクトルラジオクエーサー4C+01.02（$z=2.1$）の多波長SEDおよび分光偏光観測に適用されます。大面積望遠鏡、南部アフリカの大望遠鏡、ラス・クンブレス天文台の望遠鏡ネットワーク。AD成分を拘束することにより、超大質量ブラックホールの質量は$3\times10^9\rmM_{\odot}$として得られます。さらに、このモデルは、ジェット内の相対論的電子分布の特性と磁場の秩序度を取得します。私たちの結果は、非熱（ジェット）放出成分から熱を解きほぐし、活動銀河核ジェットにおける粒子加速と高エネルギー放出の物理学を明らかにするための分光偏光観測の可能性を強調しています。
TeVブレーザーPKS1510-089の$ \ gamma $線での一時的な準周期的振動
| Title |
Transient_Quasi-Periodic_Oscillations_at_$\gamma$-rays_in_the_TeV_Blazar_PKS_1510-089 |
| Authors |
Abhradeep_Roy_(1),_Arkadipta_Sarkar_(1),_Anshu_Chatterjee_(1),_Alok_C._Gupta_(2),_Varsha_R._Chitnis_(1),_Paul_J._Wiita_(3)_((1)_Department_of_High_Energy_Physics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Homi_Bhabha_Road,_Mumbai,_India,_(2)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_Sciences_(ARIES),_Manora_Peak,_Nainital,_India,_(3)_Department_of_Physics,_The_College_of_New_Jersey,_Ewing,_NJ,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08955 |
\textit{Fermi}大面積望遠鏡によって観測されたTeVブレーザーPKS1510-089の$\gamma$線光度曲線に関する周期性検索分析を示します。2つの一時的な準周期的振動の検出を報告します。5サイクル続いた2009年の爆発中の3。6日間のQPO（MJD54906--54923）。そして、2018年から2020年までの650日にわたる92日の周期性（MJD58200--58850）は、7サイクル続きました。Lomb-Scargleピリオドグラム、加重ウェーブレットZ変換、REDFIT、およびモンテカルロ光度曲線シミュレーション手法を使用して、周期性と対応する重要性を見つけました。3。6日間のQPOは$\sim$3.5$\sigma$の中程度の有意性で検出されましたが、92日間のQPOの検出有意性は$\sim$7.0$\sigma$でした。ブラックホール連星システム、ジェットの進行、最内安定円軌道近くの中央ブラックホールの周りを回転する非軸対称不安定性、内部の準等距離磁気島の存在など、このような一時的なQPOのいくつかの物理モデルを調べます。ジェット、および湾曲したジェット内でらせん状に移動するプラズマブロブを含む幾何学的モデル。
重力波/ガンマ線バーストGW/GRB170817イベントは、マルチメッセンジャー天体物理学の時代の始まりを示しました。このイベントでは、重力波（GW）の新しい観測が、まったく同じ天体物理源からの従来の電磁観測と組み合わされています。今後数年間で、日本とLIGO-インドのAdvancedLIGO/VIRGOとKAGRAは、公称/最終感度に到達します。電磁気の領域では、ヴェラC.ルービン天文台とチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）が数年以内にオンラインになり、光学およびTeVバンドの過渡的および可変宇宙源の調査に革命をもたらします。優れた位置特定機能を備えた効率的なX線/ガンマ線全天モニターの操作は、GW干渉計とルービン天文台の高エネルギー対応物を提供する上で極めて重要な役割を果たし、マルチメッセンジャー天体物理学を成熟させます。時間と空間における予測不可能な物理的イベントのローカリゼーションと適時性に必要な精度を達成するには、空全体をカバーするセンサー分布が必要です。感度の高いX線/ガンマ線全天モニターを構築するための大規模で小規模なプラットフォーム分散アーキテクチャとコンステレーションの可能性と、効率的な組立ラインのセットアップを含む、これのプログラムによる影響について説明します。ハードウェア開発とデータ分析の両方。また、他の波長（UV/IR）で動作する一連の小さなプラットフォームの可能性についても説明します。これらのプラットフォームは、高エネルギーの過渡現象を追跡するために迅速にリポイントすることができます。
| Title |
Radio_astronomy_locates_the_neutrino_origin_in_bright_blazars |
| Authors |
A.V._Plavin_(ASC_Lebedev,_MIPT),_Y.Y._Kovalev_(ASC_Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_Y.A._Kovalev_(ASC_Lebedev),_S.V._Troitsky_(INR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09053 |
高エネルギーの天体物理学的ニュートリノは、過去10年間にいくつかの望遠鏡で観測されてきましたが、それらの起源はまだ不明のままです。天体物理学的ニュートリノの発生源を統計的に特定する問題に取り組んでいます。IceCubeニュートリノ検出に位置的に関連するブレーザーは、サンプルの残りの部分よりも強いパーセクスケールの無線コアを持っていることを示します。偶然の一致の確率は、4.1シグマの有意性に対応するわずか4*10^-5です。200TeVを超えるニュートリノの発生源として、3C279、NRAO530、PKS1741-038、およびPKS2145+067の4つの強力な電波ブレーザーを明示的にリストします。TeVから始めて、より低いエネルギーのニュートリノを放出する少なくとも70以上のラジオブレーザーブレーザーがあります。VLBIで選択されたブレーザーの継続的なRATAN-600モニタリングを使用して、10GHzを超える周波数での無線フレアがニュートリノの到着日と一致することを発見しました。このような振る舞いの最も顕著な例は、2019年に大きなフレアを経験したPKS1502+106です。ミューオントラック分析から得られたIceCube天体物理ニュートリノフラックスの大部分は、ブレーザー、つまり明るいドップラーを備えたAGNによって説明できることを示しています。ブーストされたジェット。高エネルギーニュートリノは、パーセクスケールの相対論的ジェット内の光ハドロニック相互作用で生成される可能性があります。ニュートリノの検出に関連する電波の明るいブレーザーは、非常に多様なガンマ線特性を持っています。これは、ガンマ線とニュートリノがブレーザーのさまざまな領域で生成され、直接関連していない可能性があることを示唆しています。ただし、どちらかを検出するには、ジェットの視野角を狭くする必要があります。最後に、最近の独立したテストと調査結果の拡張について説明します。
セイファート1銀河NGC3783における短い時間スケールのX線スペクトル変動
| Title |
Short_time-scale_X-ray_spectral_variability_in_the_Seyfert_1_galaxy_NGC_3783 |
| Authors |
D._Costanzo,_M._Dadina,_C._Vignali,_B._De_Marco,_M._Cappi,_P._O._Petrucci,_S._Bianchi,_G._A._Kriss,_J._S._Kaastra,_M._Mehdipour,_E._Behar,_G._A._Matzeu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09096 |
NGC3783のXMM-Newton観測のX線時間分解スペクトル分析について報告します。主な目標は、最も内側の降着流のダイナミクスを研究するために、FeK線複合体の過渡的特徴を検出することです。一時的なFe線が報告された明るい局所AGNであるNGC3783のアーカイブ観測を再分析し、このデータセットを新しい利用可能な観測で補完します。これにより、一連の長い観測結果が得られ、一時的な特徴の重要性をより適切に評価し、場合によってはそれらの再発時間をテストすることができます。さらに、新しいデータは不明瞭な状態でソースをキャッチするため、この分析では、一時的な特徴の出現/消失が不明瞭なガスの存在に関連しているかどうかをテストすることもできます。観測のさまざまな時間での発光と吸収の両方で、>=90％の有意水準で離散的な特徴を検出し、5ksの時間分解スペクトルに分割します。個々の機能の全体的な重要性は、あいまいなデータセットの方が高くなります。検出のエネルギー分布は、ソースの2つの状態間で変化し、特徴は異なるエネルギーでクラスター化するように見えます。同じエネルギーでの輝線/吸収線の発生を数えて、$\geq3\sigma$検出のいくつかのグループを特定します。4〜6keVバンドの輝線の特徴はすべての観測に存在し、吸収体の影響が原因である可能性が最も高いです。ソースに存在します。中性のFeK$\beta$/イオン化されたFeKaの輝線ブレンドが隠されていないデータセットに存在します。異なる流出速度とイオン化状態でガスによって生成された吸収線は、2つのエポック間のエネルギーの増加を示し、約6keVから約6.7〜6.9keVにシフトします。残差マップを介した時間エネルギー平面での特徴の表現は、吸収媒体の凝集性に関連する、FeKa線強度の変調の可能性を浮き彫りにしました。
天文学では不適切な逆問題が一般的であり、それらの解はデータのノイズに関して不安定です。このような問題の解決策は、通常、2つのクラスの方法を使用して検出されます。パラメーター化と、事前定義された関数に対するデータのフィッティング、または正則化を使用した非パラメーター関数の解決策です。ここでは、観測された銀河スペクトルから複雑な恒星の見通し内速度分布（LOSVD）を回復するために適用される後者のノンパラメトリックアプローチに焦点を当てています。このようなアプローチの開発は、2つの恒星の逆回転ディスク、薄いディスクと厚いディスク、運動学的に分離されたコアなど、運動学的にずれた複数の恒星コンポーネントをホストする銀河にとって非常に重要です。観測された銀河スペクトルからの恒星LOSVD回復は、デコンボリューションと同等であり、線形逆問題として解くことができます。その不適切な性質を克服するために、平滑化正則化を適用します。最適な程度の平滑化正則化を検索することは、このアプローチの難しい部分です。ここでは、ノンパラメトリックフィッティング手法を紹介し、その潜在的な警告について説明し、合成模擬スペクトルに基づいて多数のテストを実行し、MaNGAスペクトルデータキューブと恒星の逆回転銀河のいくつかのロングスリットスペクトルへの実際の適用を示します。GitHubリポジトリ：https：//github.com/gasymovdf/sla
EUSO-SPB2の科学とミッションの状況
超高圧気球II（EUSO-SPB2）の極限宇宙宇宙観測所は、蛍光技術と超高エネルギー（UHECR、E>1EeV）を介して超高エネルギー宇宙線（UHECR、E>1EeV）を検出するための第2世代成層圏気球装置です。VHE、E>10PeV）チェレンコフ放射によるニュートリノ。EUSO-SPB2は、提案されている極限マルチメッセンジャー天文学（POEMMA）のプローブのような機器のパスファインダーミッションです。このような宇宙ベースの天文台の目的は、高い統計と均一な露出でUHECRとUHEニュートリノを測定することです。EUSO-SPB2は、それぞれの観測目標に合わせて最適化された2つのシュミット望遠鏡で設計されています。蛍光望遠鏡は天底を見て、UHECRによって誘発された大規模な空気シャワー（EAS）からの蛍光放射を測定します。一方、チェレンコフ望遠鏡は、高速信号（$\sim$10ns）と地球の手足の近くを指すように最適化されています。これにより、地球のスキミングVHEニュートリノが手足の少し下を向いている場合はEASから、UHECRが少し上を向いている場合はチェレンコフ光を測定できます。EUSO-SPB2の発売予定日は、ニュージーランドのワナカからの2023年春で、目標期間は最大100日です。このような飛行は、数十のUHECR蛍光トラックに加えて、数千のVHECRチェレンコフ信号を提供します。これらの種類のイベントはいずれも、これまで軌道高度または準軌道高度のいずれからも観測されていなかったため、EUSO-SPB2は宇宙ベースの機器に向けて前進するために不可欠です。また、両方の検出技術の潜在的なバックグラウンドシグナルの理解を深めます。この寄稿は、検出器の簡単な概要とミッションの現在のステータス、およびその科学的目標を提供します。
Mini-EUSO $ \ mu $ sトリガーロジックパフォーマンスの概要
| Title |
Overview_of_the_Mini-EUSO_$\mu$s_trigger_logic_performance |
| Authors |
Matteo_Battisti,_Dario_Barghini,_Alexander_Belov,_Mario_Bertaina,_Francesca_Bisconti,_Karl_Bolmgren,_Giorgio_Cambi\`e,_Francesca_Capel,_Marco_Casolino,_Toshikazu_Ebisuzaki,_Francesco_Fenu,_Christer_Fuglesang,_Alessio_Golzio,_Philippe_Gorodetzki,_Fumiyoshi_Kajino,_Pavel_Klimov,_Massimiliano_Manfrin,_Laura_Marcelli,_Wlodzimierz_Marsza{\l},_Hiroko_Miyamoto,_Etienne_Parizot,_Piergiorgio_Picozza,_Lech_Wiktor_Piotrowski,_Zbigniew_Plebaniak,_Guillame_Pr\'ev\^ot,_Enzo_Reali,_Marco_Ricci,_Naoto_Sakaki,_Kenji_Shinozaki,_Jacek_Szabelski,_Yoshisada_Takizawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08834 |
Mini-EUSOは、ISSに配備されたJEM-EUSOプログラムの最初の検出器です。これは、ISSの天底に面したUV透過窓から現在動作している広視野望遠鏡です。これは、2.5$\mu$sの時間分解能でフォトンカウンティングモードで動作するMAPMTのアレイに基づいています。さまざまな科学的目的の中で、大気中で相互作用するEECRによって生成された広範囲の空気シャワー（EAS）から期待されるものと互換性のある持続時間の光信号を検索します。宇宙線シャワーのエネルギーしきい値は$E>10^{21}$eVを超えていますが、UV透過ウィンドウのサイズによる制約により、専用のトリガーロジックは他の興味深いクラスの検出が可能です。エルフやグラウンドフラッシャーなどのイベント。トリガーシステムの一般的なパフォーマンスの概要が提供され、トリガーの原因となるイベントのクラスの識別に特に焦点が当てられています。
TNGを伴う星の種族天体物理学（SPA）-ペルセウス座複合体の赤色超巨星集団の化学成分
| Title |
Stellar_population_astrophysics_(SPA)_with_the_TNG_--_The_chemical_content_of_the_red_supergiant_population_in_the_Perseus_complex |
| Authors |
C._Fanelli,_L._Origlia,_E._Oliva,_E._Dalessandro,_A._Mucciarelli,_and_N._Sanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08402 |
環境。銀河の外側の円盤にあるペルセウス座の複合体は、若い星のいくつかのクラスターと関連をホストしています。Gaiaは、それらの運動学的構造と進化的特性の詳細な特性を提供しています。目的。TNGのSPAラージプログラムでは、正確な視線を取得するために、ペルセウス複合体の若い赤色超巨星（RSG）星のHARPS-NおよびGIANO-B高解像度光学および近赤外線（NIR）スペクトルを確保しました。速度、恒星パラメータ、詳細な化学物質の存在量。メソッド。スペクトル合成を使用して、観測された27個のRSGのスペクトルに数百の原子線と分子線を最適に適合させました。25の異なる元素について、恒星の温度、重力、ミクロおよびマクロの乱流速度、および化学的存在量の正確な推定値を取得しました。また、$^{12}$C/$^{13}$Cの存在比も測定しました。結果。私たちの光学的およびNIR化学的研究の組み合わせにより、分散が小さく、鉄ピーク、アルファ、およびその他の軽元素の太陽スケールの存在比と、Na、K、および中性子捕獲元素のわずかな増強が一貫した均一な半太陽鉄が得られます。薄い円盤の化学的性質は、約10kpcの同様のガラクトセントリック距離にある古い恒星集団によって追跡されました。RSG進化中の恒星内部の混合プロセスと一致して、Nの増強、Cの枯渇、および$^{12}$C/$^{13}$C同位体存在比の増加を推測しました。
IWの公転周期And型星STチャ
通常の矮新星状態におけるIW型矮新星STチャのTESSデータを解析した。0.285360（1）の公転周期を特定しました。1970年代に得られたデータを使用して、過去に食されたと報告されましたが、現在のデータとは一致していません。一定の平均輝度にもかかわらず、軌道信号の強度は大幅に変動し、軌道信号の強度が必ずしも物質移動速度を反映しているとは限らないことを示唆しています。肩のある爆発の間に、V363Lyrで記録された軌道周期より長い周期でこぶが再発するという証拠は見つかりませんでした。この発見は、V363Lyrが珍しい物体であるという考えを強化します。肩で爆発した後、軌道信号の強度が増加することがわかりました。この爆発によりディスクの状態が変化した可能性があり、ホットスポットがより明確になりました。このようなディスクの変化は、通常の矮新星型の状態からIWAnd型の状態への移行を引き起こした可能性があり、この可能性についてはさらに調査が必要です。
惑星系から降着するクールな白色矮星のスペクトル分析：UVから光学まで
| Title |
Spectral_analysis_of_cool_white_dwarfs_accreting_from_planetary_systems:_from_the_UV_to_the_optical |
| Authors |
Mark_A._Hollands,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Boris_T._G\"ansicke,_Detlev_Koester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08887 |
白色矮星の大気への惑星の破片の降着は、それらのスペクトルに金属線の存在をもたらします。何年も前に主系列星を残した、金属が豊富な白色矮星は、最古の惑星系の残骸の研究を可能にします。有効温度が低い（$T_\mathrm{eff}$）にもかかわらず、無視できない量のフラックスが近紫外線（NUV）で放出され、多くの重なり合う金属線が検出される可能性があります。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）に搭載された宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフ（STIS）で3つの金属が豊富なクールな白い矮星を観測し、NUVデータから決定された結果を以前に光学分光法の分析から得られた結果と比較します。白色矮星のうちの2つ、SDSSJ1038-0036とSDSSJ1535+1247については、以前の分析と、光学データとNUVデータの新しい組み合わせの適合との合理的な一致が見られます。3番目のオブジェクトの場合、STISデータを含むSDSSJ0956+5912は、$T_\mathrm{eff}$を10％低くしますが、この不一致の説得力のある説明は特定していません。SDSSJ0956+5912で見つかった異常な存在量は、付着した親体が主に水氷とケイ酸マグネシウムで構成され、質量が最大$\simeq2\times10^{25}$gであることを示唆しています。さらに、SDSSJ0956+5912は、NUVに微量の原子状炭素が含まれている可能性を示しています。光学系では分子状炭素は観察されませんが、SDSSJ0956+5912によって降着した大量の金属がC$_2$分子バンドを抑制できることを示しています。これは、惑星降着がDQ星をDZに変換できることを示しています（DQZ/DZQではありません）。。
ディープニューラルネットワークアンサンブルを使用した宇宙天気指数の同時多変量予報
| Title |
Simultaneous_Multivariate_Forecast_of_Space_Weather_Indices_using_Deep_Neural_Network_Ensembles |
| Authors |
Bernard_Benson,_Edward_Brown,_Stefano_Bonasera,_Giacomo_Acciarini,_Jorge_A._P\'erez-Hern\'andez,_Eric_Sutton,_Moriba_K._Jah,_Christopher_Bridges,_Meng_Jin,_At{\i}l{\i}m_G\"une\c{s}_Baydin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09051 |
地磁気指数とともに太陽電波フラックスは、太陽活動とその影響の重要な指標です。フレアや地磁気嵐などの極端な太陽イベントは、低軌道の衛星を含む宇宙環境に悪影響を与える可能性があります。したがって、これらの宇宙天気指数を予測することは、宇宙運用と科学において非常に重要です。本研究では、時系列と太陽画像を使用して宇宙天気指数の同時多変量27日間予報を提供する機能を備えた時系列データの分布を学習するために、長短期記憶ニューラルネットワークに基づくモデルを提案します。データ。時系列データのみを使用した場合と比較して、時系列データに太陽画像データを含めた場合、二乗平均平方根誤差が30〜40％向上することを示しています。持続性や移動平均予測などの単純なベースラインも、トレーニング済みのディープニューラルネットワークモデルと比較されます。また、モデルアンサンブルを使用して予測の不確実性を定量化します。
アクティブな巨星とガイアEDR3のカタログを使用してフィールド準巨星の母集団を明らかにする
| Title |
Revealing_the_Field_Sub-subgiant_Population_Using_a_Catalog_of_Active_Giant_Stars_and_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Emily_M._Leiner,_Aaron_M._Geller,_Michael_A._Gully-Santiago,_Natalie_M._Gosnell,_and_Benjamin_M._Tofflemire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09100 |
準巨星星（SSG）は、標準的な恒星進化トラックが存在しない色-マグニチュード図（CMD）の領域である、開いた球状星団の準巨星分枝および/または巨星分枝の赤の下にあります。1つの仮説は、SSGは、近接連星での潮汐同期による準巨星または巨星の急速な回転に起因するというものです。生成された強い磁場は対流を抑制し、対流は大きな恒星黒点、半径の膨張、および予想よりも低い平均表面温度と光度を生成します。ここでは、フィールド内のアクティブなジャイアントバイナリ（RSCVns）のカタログをGaiaEDR3と相互参照します。Gaia測光と視差を使用して、RSCVnをCMDに正確に配置します。14Gyrを下回る、金属が豊富な等時線をフィールドSSGの候補として特定します。1723RSCVnのサンプルから、448個のSSG候補が見つかりました。これは、以前に知られている65個のSSGから劇的に拡張されたものです。ほとんどのSSGのローテーション期間は2〜20日で、最も短い期間のRSCVnの中で最も高いSSGの割合が見つかります。この集団の中でSSGが遍在していることは、SSGがRSCVnタイプのシステムの進化の正常な段階であり、一部の人が示唆しているように、密な星団でのみ見られる動的な遭遇のまれな副産物ではないことを示しています。ガイア測光と位置天文学を含む1723のアクティブな巨人のカタログ、およびTESSとVSXからの自転周期を提示します。このカタログは、進化した星の磁場の影響を研究するための重要なサンプルとして役立ちます。
超新星からの弱く相互作用する粒子に対する511keVの線の制約
| Title |
511_keV_line_constraints_on_feebly_interacting_particles_from_supernovae |
| Authors |
Francesca_Calore,_Pierluca_Carenza,_Maurizio_Giannotti,_Joerg_Jaeckel,_Giuseppe_Lucente,_Leonardo_Mastrototaro,_Alessandro_Mirizzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08382 |
O（10-100）MeVの質量を持つ弱く相互作用する粒子は、コア崩壊超新星（SNe）によって大量に生成される可能性があります。この論文では、MeVっぽいステライルニュートリノと通常のニュートリノと光子をそれぞれ混合した暗い光子の場合を考えます。さらに、ステライルニュートリノと暗い光子の両方が、地球に向かう途中で陽電子に崩壊する可能性があります。このような陽電子は銀河系媒体中の電子で消滅し、511keVラインの光子束に寄与します。この線のSPI（SPectrometeronINTEGRAL）観測を使用すると、SN1987Aのエネルギー損失の議論ですでに除外されているものよりも、これらの粒子の混合パラメーターの境界が数桁改善されます。
パラティーニ$ f（R）$理論への新しい力学系アプローチとその指数重力への応用
| Title |
New_dynamical_system_approach_to_Palatini_$f(R)$_theories_and_its_application_to_exponential_gravity |
| Authors |
Jo\~ao_C._Lobato,_Isabela_S._Matos,_Maur\'icio_O._Calv\~ao_and_Ioav_Waga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08404 |
力学系のアプローチは、修正された重力理論から続く宇宙論の歴史を調査するための便利なツールです。これは、固定点とその特性（アトラクター、リペラー、またはサドル）の計算を通じて、パラメーター化されたモデルファミリーの典型的なバックグラウンドソリューションに関する定性的な情報を提供します。これにより、たとえば、モデルは、望ましい放射、物質、および暗黒エネルギーが支配的な時代を生成します。ただし、パラティーニ形式で$f（R）$理論の力学系を構築するための従来の提案では、特定のラグランジアン関数形式に依存する関数の可逆性を想定しています。これは、たとえば、指数重力（$f（R）=R-\alphaR_*（1-e^{-R/R_*}）$）。この作業では、指数関数的な重力を含む、Palatini定式化で$f（R）$モデルを処理するための変数の代替選択を提案します。関心のある特定のモデルに適用できるいくつかの一般的な結果を導き出し、指数重力の位相空間の完全な説明を提示します。パラティーニ指数重力理論には、有効な状態方程式パラメーター$w_{\text{eff}}=-1$（$\alpha>1$の場合）、$w_{\text{eff}}=-2/3$（$\alpha=1$の場合）および$w_{\text{eff}}=0$（$\alpha<1$の場合）。最後に、解析結果を場の方程式の数値解と比較します。
二元合併によって生成された超大質量中性子星における乱流磁場の普遍性
| Title |
Universality_of_the_turbulent_magnetic_field_in_hypermassive_neutron_stars_produced_by_binary_mergers |
| Authors |
Ricard_Aguilera-Miret,_Daniele_Vigan\`o,_Carlos_Palenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08406 |
2017年に重力波と電磁放射の両方を介して二元中性子星合体が検出されたことで、マルチメッセンジャー天文学の新時代が開かれました。合併中のケルビン・ヘルムホルツ不安定性によって引き起こされる磁場増幅の理解は、関連する小規模なものであるため、数値的に未解決の問題です。不確実性の1つは、中性子星の合体の初期磁気トポロジーで通常想定される単純化に起因します。新しく形成された残骸を最大$30$ミリ秒追跡した後、バイナリ中性子星合体の高解像度の収束ラージエディシミュレーションを実行します。ここでは、各星の中に閉じ込められた広く使用されている整列した双極子を超えて、異なる初期磁気構成でのシミュレーション間の比較に特に焦点を当てます。得られた結果は、合併後数ミリ秒のタイムスケールで、初期トポロジーがすぐに忘れられることを示しています。さらに、シミュレーションの最後に、平均強度（$B\sim10^{16}$G）と空間スケールでの磁気エネルギーのスペクトル分布は、初期構成にほとんど依存しません。これは、小規模で効率的なダイナモが関与しているために予想され、したがって、次の条件が満たされている限り有効です。（i）初期の大規模磁場が非現実的に高くない（合併研究でしばしば課せられる）。（ii）乱流の不安定性は数値的に（少なくとも部分的に）解決されるため、増幅された磁気エネルギーは広範囲のスケールに分散され、最初のスケールよりも桁違いに大きくなります。
二元中性子星合体における乱流磁場増幅
| Title |
Turbulent_magnetic_field_amplification_in_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
C._Palenzuela,_R._Aguilera-Miret,_F._Carrasco,_R._Ciolfi,_J.V._Kalinani,_W._Kastaun,_B._Mi\~nano_and_D._Vigan\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08413 |
磁場は、2つの中性子星の融合に伴うダイナミクスと放出メカニズムにおいて重要な役割を果たすことが期待されています。一般相対論的電磁流体力学（MHD）シミュレーションは、進行中の物理的プロセスの詳細を解明するためのユニークな機会を提供します。それにもかかわらず、現在の数値研究は、最初はケルビン・ヘルムホルツ不安定性によって引き起こされ、後に差動回転を含むいくつかのMHDプロセスによって供給された、小規模なダイナモを完全にキャプチャするには手頃な解像度が不十分なままであるという事実によって厳しく制限されています。ここでは、明示的なラージエディシミュレーションを使用してこの制限を緩和します。これは、サブグリッドスケール（SGS）で発生する未解決のダイナミクスが、解決されたフィールドとその導関数の関数である追加の項によってモデル化される手法です。高次の数値スキーム、高解像度、および勾配SGSモデルの組み合わせにより、バイナリ中性子星合体中に生成された小規模ダイナモをキャプチャできます。ここでは、合併後の最初の50ミリ秒を追跡し、初めて、統合されたエネルギーと空間スケールにわたるスペクトル分布の観点から、磁場増幅の数値収束を見つけます。また、合併後の残りの磁場の平均強度は、$\sim10^{16}$〜Gで約$5$〜msで飽和することがわかります。$20-30$〜msの後、トロイダルとポロイダルの両方の磁場成分が連続的に成長し、ゆっくりとした逆カスケードを提供する巻線メカニズムによって供給されます。磁気回転不安定性の明確なヒントはなく、シミュレーションの残骸の角運動量の再分布に対する磁場の有意な影響はありません。これはおそらく、すべての段階での磁場の非常に乱流で動的なトポロジーによるものです。大規模なコンポーネントよりも主に小規模なコンポーネントが支配的です。
天文データの多変量時系列における異常のリアルタイム検出
| Title |
Real-time_Detection_of_Anomalies_in_Multivariate_Time_Series_of_Astronomical_Data |
| Authors |
Daniel_Muthukrishna,_Kaisey_S._Mandel,_Michelle_Lochner,_Sara_Webb,_Gautham_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08415 |
天文学的な過渡現象は、さまざまなタイムスケールで一時的に明るくなる恒星の天体であり、宇宙論と天文学で最も重要な発見のいくつかにつながっています。これらの過渡現象のいくつかは超新星として知られている星の爆発的な死ですが、他のものはまれな、エキゾチックな、またはまったく新しい種類の刺激的な恒星の爆発です。新しい天文空の調査では、前例のない数の多波長トランジェントが観測されており、新しく興味深いトランジェントを視覚的に識別する標準的なアプローチは実行不可能になっています。この需要を満たすために、異常な過渡光度曲線をリアルタイムで迅速かつ自動的に検出することを目的とした2つの新しい方法を紹介します。どちらの方法も、既知のトランジェントの母集団からの光度曲線を正確にモデル化できる場合、モデル予測からの逸脱は異常である可能性が高いという単純な考えに基づいています。最初のアプローチは、時間畳み込みネットワーク（TCN）を使用して構築された確率的ニューラルネットワークであり、2番目のアプローチは、トランジェントの解釈可能なベイズパラメトリックモデルです。ニューラルネットワークの柔軟性、つまり多くの回帰タスクに非常に強力なツールとなる属性が、パラメトリックモデルと比較した場合に異常検出に適さないことを示しています。
コンパクト星へのホログラフィックアプローチとそれらのバイナリ合併
この総説では、コンパクト星とそれらのバイナリマージの説明に関連する、高密度QCD物質の物理学の解読におけるホログラフィーの役割について説明します。大きなバリオン密度で強く相互作用する物質を記述する際のホログラフィック二重性の長所と制限を確認し、これまでのホログラフィックアプローチを使用して得られた最も重要な結果を読者に説明し、フィールドでの未解決の未解決の問題の数を強調します。最後に、ホログラフィーが今後数年間でコンパクト星の物理学にどのように貢献するかを予測する方法について説明します。
| Title |
Cosmological_imprints_of_non-thermalized_dark_matter |
| Authors |
Quentin_Decant,_Jan_Heisig,_Deanna_C._Hooper,_Laura_Lopez-Honorez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08853 |
非熱化暗黒物質は、広く研究されている弱く相互作用する巨大粒子の宇宙論的に実行可能な代替物です。フリーズインとsuperWIMPの生成、および両方の組み合わせから生じる暗黒物質の位相空間分布の進化を研究します。CLASSでの実装を利用して、ライマン-$\alpha$の森の観測によって制約された、物質のパワースペクトルに対する宇宙論的痕跡を調査します。色付きの$t$チャネルメディエーターモデルの明示的な例として、宇宙論的に許可されたパラメーター空間を調べ、ライマン-$\alpha$制約とビッグバン元素合成およびLHCの制約との相互作用を強調します。
民主的な大学に向けて：再帰的評価と参加型文化の呼びかけ
研究評価におけるパフォーマンス指標への広範な焦点は、科学研究における批判に直面しています。新自由主義のパラダイムに端を発するメトリクスは、研究者のパフォーマンスについて客観化し、確実性を生み出すと言われています。これにより、研究の不正行為などの逸脱した行動がゲームのルールになっている可能性のある、公開または消滅の文化が生まれました。この文化は、科学者の幸福の低下を助長するだけでなく、研究の質の低下も助長します。近年、IchbinHannahの下での有害な文化的側面の議論から、研究文化と研究の完全性との関係を実証する研究まで、文化の変化に対する要求が高まっています。この研究は、天文学者がどのように彼らの研究文化を再考するかについての定性分析です。これには、代替の出力形式、代替の評価基準、およびそれらがどのように異なる方法で研究を行うことを目指しているかが含まれます。要約すると、より参加型で多様な職場環境に向けた研究文化の変革の時期が到来していることがわかります。これには、さまざまな段階のあらゆる種類の研究成果を保存および共有できるオープンな知識管理インフラストラクチャの使用が含まれる場合があります。さらに、研究者のニーズに継続的に適応するより反射的な評価を通じて、ますます多くの出版物を作成するのではなく、科学的品質が奨励される可能性があります。この研究は、科学者が学問分野の境界を越えて創造的な精神を繁栄させ、協力させることができる、より参加型の文化に向けて学術文化を変革することを目的とした将来のアクションリサーチの基礎を設定します。
フィルタリングされたバリオン数生成
観測された暗黒物質の存在量と宇宙のバリオン非対称性を同時に説明する新しいメカニズムを提案します。このメカニズムは、暗黒物質の粒子が一次相転移中に大きな質量を獲得する、フィルター処理された暗黒物質のシナリオに基づいています。これは、それらのごく一部だけが、前進する真の真空泡に入り、今日まで生き残るのに十分なエネルギーを持っている一方で、残りは反射されてすぐに消滅することを意味します。このシナリオをCP対称性の破れの相互作用で補足します。これにより、暗黒物質粒子の集団にキラル非対称性が生じます。偽の真空段階では、ポータルの相互作用により、ダークセクターのキラル非対称性が標準モデルのレプトン非対称性にすばやく変換されます。次に、レプトンの非対称性は、標準的な電弱スファレロンプロセスによって部分的にバリオンの非対称性に変換されます。生成された非対称性の2つの異なるポータル相互作用のモデルのパラメーターへの依存性について説明し、両方のバリオン数生成の成功を示します。ポータルの1つについては、暗黒物質の質量の何桁にもわたって、観測された暗黒物質の存在量を同時に説明することも可能です。
| Title |
A_Minimal_Dark_Matter_Model_for_Muon_g-2_with_Scalar_Lepton_Partners_up_to_the_TeV_Scale |
| Authors |
Jan_Tristram_Acu\~na,_Patrick_Stengel,_Piero_Ullio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08992 |
フェルミ国立研究所でのE989実験では、ミューオンの測定された磁気双極子モーメントと標準模型（SM）での予測との間に4.2$\sigma$の不一致が報告されました。この研究では、ダークマター（DM）候補も提供するSMへの最小限の一般的な拡張を検討することにより、異常に対処します。このフレームワークの追加の状態は次のとおりです。DMの役割を果たすSMシングレットマヨラナフェルミオン（Binoと呼ばれる）。スレプトンと呼ばれるミューオニックスカラー。スカラーミューオンパートナーまたはスミューオンがキラリティーを混合する場合、スレプトン、SMミューオン、およびBino間の結合は、ミューオン$g-2$の異常を説明できます。一方、DM遺物密度は、主にBinoとより軽いスレプトンが関与する共消滅効果によって満たされます。私たちのモデルの実行可能なパラメーター空間には、最小超対称標準模型（MSSM）の以前のスキャンで見つかったものと同様に、比較的軽い共消滅粒子を含む領域が含まれています。MSSMで通常想定される最小限のフレーバー違反の想定を緩和すると、かなりのスミューオン混合とスミューオン間の大きな質量分割を伴うシナリオで、ミューオン$g-2$異常と最大の粒子質量を同時消滅させるためのDM遺物密度の両方を満たすことができることがわかります。そしてTeVスケールを超えて。左右のスミューオン混合の起源をスミューオンとSMヒッグスボソンの間の三線形結合であると指定すると、摂動ユニタリー性と電弱真空安定性から生じるこれらのシナリオの制約により、共消滅粒子の質量が$\lesssim$1に制限されます。TeV。次世代の直接検出実験は、モデルの実行可能なパラメーター空間にわずかにしか敏感ではないことを示しています。したがって、将来のレプトンコライダーは、ミューオン$g-2$に対する他のBSMソリューションからモデルを区別するために必要な必須プローブになる可能性があります。異常。
とらえどころのないミューオニックWIMP
弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）パラダイムは、暗黒物質（DM）理論で最も一般的なシナリオの1つですが、特に直接検出実験によって強く制約されます。WIMP仮説に固執し、スピン1$Z'$を介して標準模型（SM）と相互作用するDMのディラックフェルミオン候補を検討します。これは、アベリアの$U（1）'_{\の自発的対称性の破れから生じます。mu}$ゲージ対称性。この対称性の下では、第2世代のレプトンとDMのみが適切に帯電します。電荷の割り当てにより、モデルはゲージ異常であり、低エネルギーでの有効場の理論（EFT）としてのみ解釈できます。$Z'$は、ツリーレベルで、ベクトルDM電流、軸方向ミューオン電流、および左巻きミューオンニュートリノにのみ結合するため、WIMP-核子断面積は、スピン非依存（SI）直接検出の実験範囲を超えています。検索します。DMの直接的および間接的な検出、コライダー検索、$（g-2）_{\mu}$への寄与、およびニュートリノトライデント生成から生じるこのモデルの現在の限界を研究します。パラメータ空間の大きな領域はまだ調査されていないことがわかります。LHC検索のコンテキストでは、$m_{Z付近の不変質量ウィンドウを持つ$3\mu$+${E}^{{\rmmiss}}_T$チャネルのミューオン排他信号領域の影響を調べます。'}$。この検索により、現在の衝突型加速器の境界が大幅に改善されることを示します。最後に、EFTの異常な性質から、$Z'$と電弱（EW）SMゲージボソンの間に低エネルギーのトリボソン異常相互作用が残っています。LHCと100TeV陽子衝突型加速器でこれらの相互作用を調査する可能性を探ります。一方、ミューオンコライダーの場合、共鳴チャネル$\mu^{+}\mu^{-}\toZ'\toZZ$は、光度が$\mathcal{O}の最も有望なシナリオで発見できます。（{\rm少数}\;10）$${\rmfb}^{-1}$。
標準模型に、最小のバリオン数1/3の新しいフェルミ粒子$\chi$を追加します。非相対論的$\chi$への中性子崩壊$n\to\chi\chi\chi$は、中性子星からの境界と互換性のある中性子崩壊異常を説明することができます。$\chi$は暗黒物質である可能性があり、その宇宙論的存在量は$T\simm_n$で支配される凍結によって生成される可能性があります。関連するプロセス$n\to\chi\chi\chi\gamma$、水素崩壊${\rmH}\to\chi\chi\chi\nu（\gamma）$およびDMによる中性子消失$\bar\chin\to\chi\chi（\gamma）$のレートは実験範囲を下回っており、将来の実験で役立つ可能性があります。
非最小結合パラティーニインフレーションにおけるQボールとそれらの宇宙論への影響
| Title |
Q-balls_in_Non-Minimally_Coupled_Palatini_Inflation_and_their_Implications_for_Cosmology |
| Authors |
A._K._Lloyd-Stubbs,_J._M._McDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09121 |
重力のパラティーニ定式化における複雑なインフラトンを伴う非最小結合インフレーションモデルにおけるQボールの存在を示します。インフレーションと互換性のあるQボールソリューションが存在することを示し、これが当てはまるインフラトンの質量の2乗でウィンドウを導き出します。特に、$\phi\sim10^{17}-10^{18}\GeV$でQボールソリューションの存在を確認します。これは、スローロールパラティーニインフレーションの終了後のフィールド値の範囲と一致しています。Qボールとその特性を数値的および分析的近似の両方で研究します。このようなQボールの存在は、複雑なインフラトン凝縮物がQボールに断片化する可能性があること、および中性オシロンへの断片化を伴う実際のインフラトンの場合と同様のプロセスが存在する可能性があることを示唆しています。初期のQボール物質支配（eMD）期間を含む、Qボールの形成に続く可能性のあるインフレーション後の宇宙論と、モデルの再加熱ダイナミクス、将来検出される可能性のある重力波の特徴に対するこれの影響について説明します。実験、およびQボールが原始ブラックホール（PBH）の形成につながる可能性。特に、インフラトン凝縮物の断片化に典型的な電界強度を持つパラティーニQボールは、自己結合が$\lambda=0.1$の場合、質量が約500kg以上のブラックホールを直接形成できることを示しています。100GeV）ブラックホールの崩壊による再加熱温度。ブラックホールの質量が小さく、$\lambda$の値が小さいほど再加熱温度が高くなる可能性があります。非最小結合のパラティーニインフレからのQボール暗黒物質も将来の作業の方向性となる可能性があります。
