| Title |
Gaussian_Processes_Reconstruction_of_the_Dark_Energy_Potential |
| Authors |
J._F._Jesus,_R._Valentim,_A._A._Escobal,_S._H._Pereira_and_D._Benndorf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09722 |
スカラー場（SF）は、典型的な場と暗黒エネルギーモデルからの暗黒エネルギーの自然な候補として浮上しています。したがって、SFは、この問題の1つの解決策を提案するための明白な経路と見なすことができます。ただし、この作業では、スカラー場ポテンシャルの形式を想定する代わりに、観測データ、つまりハッブルデータとSNeIaから直接SFポテンシャルを再構築します。SFポテンシャルの2つの一般的な形式、つまりべき乗則と2次自由場が、このようにして得られた再構成と互換性があることを示します。赤方偏移の間隔。
| Title |
Type_Ia_Supernova_Magnitude_Step_from_the_local_Dark_Matter_Environment |
| Authors |
Heinrich_Steigerwald,_Davi_Rodrigues,_Stefano_Profumo,_Valerio_Marra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09739 |
光波長とホスト銀河の恒星質量でのハッブル図の残差は、Ia型超新星（SNeIa）で相関することが観察されています（「マグニチュードステップ」）。関連する爆発の可能性のある前駆チャネルの中で、暗黒物質（DM）に基づくものが大きな注目を集めています。これには、チャンドラセカール下の白色矮星の裸の爆発からの「通常の」SNeIaが小惑星の通過によって引き起こされるという最近の提案が含まれます。質量原始ブラックホール（PBH）：マグニチュードステップは、恒星の特性、DMの特性、またはその両方への明るさの依存性から生じる可能性があります。ここでは、SNIa前駆体の環境の局所DM密度と速度分散を推定する方法を提示します。OpenSupernovaCatalogからの222の低赤方偏移イベントのサンプルで、高対低DM密度のビンに対応する$0.52\pm0.11\、$magの光度ステップが見つかりました。小惑星質量PBHを仮定して、マグニチュードステップがローカルDMプロパティのみに起因するかどうかを調査します。SNIaの明るさとPBHの質量の間に逆相関があることを考えると、興味深い説明は、空間的に不均一なPBHの質量関数です。その場合、マグニチュードステップを説明するために、DM密度に依存するPBH質量スケールでの強い質量分離が必要です。質量分離は密集したクラスターで観察されますが、銀河系のスケールでは実現されそうにありません。したがって、DMが小惑星質量のPBHで構成されている場合、マグニチュードステップが存在する可能性が高く、主に局所的な恒星の特性に起因する可能性があります。
BOSSDR12およびeBOSSDR16銀河からの薄い赤方偏移シェルにおけるバリオン音響振動
| Title |
Baryon_acoustic_oscillations_in_thin_redshift_shells_from_BOSS_DR12_and_eBOSS_DR16_galaxies |
| Authors |
Ranier_Menote_and_Valerio_Marra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10000 |
天文学的な日付が大きく、宇宙論的な緊張が激しい時代では、モデルに依存しない分析のケースは説得力があります。赤方偏移範囲$0.32<z<0.66$のBOSSDR12およびeBOSSDR16銀河を分析することによって得られた、3％の精度の薄い赤方偏移シェルでの14個のバリオン音響振動測定のセットを示します。薄いシェルを使用しているため、分析は赤方偏移と角度のみを使用して実行されるため、共分散行列の推定とパイプラインの検証に必要な模擬カタログを検討する場合にのみ基準モデルが導入されます。超新星データがある場合とない場合の測定値を、Planck2018の対応する制約と比較し、良好な互換性を見つけます。この可能性のためのMontePythonモジュールは、https：//github.com/ranier137/angularBAOで入手できます。
非平坦な指数$ f（R）$重力に対する宇宙論的制約
自由な空間曲率パラメーター$\Omega_{K}$を使用して、FLRW背景で実行可能な$f（R）$重力モデルを調べます。数値計算では、$f（R）=R-\lambdaR_{ch}（1-\exp{（-R/R_{ch}}））$の指数$f（R）$モデルに焦点を当てます。ここで、$R_{ch}$は、$\Omega_K$に依存しない特徴的な曲率スケールであり、$\lambda$はモデルパラメータに対応し、$R_{ch}\lambda=2\Lambda$は$\に対応します。ラムダ$宇宙定数。特に、開いた宇宙、平らな宇宙、閉じた宇宙における指数関数的な$f（R）$重力の暗黒エネルギー密度と状態方程式の進化を研究し、$\Lambda$CDMのそれらと比較します。現在の観測データから、68$\％$CLおよび$\Omega_K=-0.00050^{+0.00420}_で$\lambda^{-1}=0.42927^{+0.39921}_{-0.32927}$であることがわかります。{-0.00414}$at95$\％$CL指数$f（R）$モデルで。赤池情報量基準（AIC）、ベイズ情報量基準（BIC）、逸脱度情報量基準（DIC）を使用することにより、指数関数的な$f（R）$重力モデルと$\Lambda$CDMモデルの間に強い優先順位はないと結論付けます。非平坦な宇宙。
宇宙ひも進化と異方性確率的重力波背景の新しい画像
| Title |
A_New_Picture_of_Cosmic_String_Evolution_and_Anisotropic_Stochastic_Gravitational-Wave_Background |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Zong-Kuan_Guo,_Jing_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10131 |
大統一理論の自発的なU（1）対称性の破れに関連する宇宙ひもによって生成される確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の異方性を調査します。これは、膨張の開始時に発生します。ストリングネットワークの進化は、原始ゆらぎによって決定され、スケーリングレジームに達することはありません。ストリングループは大規模な領域に不均一に分布しているため、SGWBに大きな異方性が生じます。SGWB異方性の角度パワースペクトルは周波数に依存することがわかります。これは、GWのマルチバンド観測でテスト可能です。特に、宇宙ひもからのGWは、NANOGravコラボレーションによって報告された共通スペクトルプロセス、およびナノヘルツバンドの角度パワースペクトル$\mathtt{l}（\mathtt{l}+1）C_{\mathttを適切に解釈できます。{l}}=5.6\times10^{-2}$は大規模であり、近い将来、パルサータイミングアレイ実験によって検出可能になると予想されます。
大規模な原始ゆらぎは断熱的ですが、小規模な場合はそうである必要はありません。ここでは、小規模な原始的なコールドダークマターの等曲率変動によって引き起こされる確率的重力波バックグラウンドを計算するための一般的な分析フレームワークを導き出します。大きな等曲率変動は、断熱摂動によって誘発されたものとは異なるスペクトルを持つ観測可能な重力波信号を生成できることを発見し、この信号を計算するために必要なカーネルの正確な解析的表現を初めて提供します。次に、暗黒物質の等曲率に対する将来の重力波検出器の拘束力を小規模に予測し、既存の拘束を劇的に改善することを発見しました。
銀河系外成分に対するブーストの効果：方法と統計的研究
| Title |
Effects_of_boosting_on_extragalactic_components:_methods_and_statistical_studies |
| Authors |
William_R._Coulton,_Sydney_Feldman,_Karime_Maamari,_Elena_Pierpaoli,_Siavash_Yasini_and_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10228 |
この作業では、CMBとSunyaev-Zeldovich（SZ）のシミュレートされたマップの1点、2点、3点、および4点の統計を調べることにより、CMBレストフレームに関するモーションがCMBマップの統計に与える影響を調べます。）効果。$\ell\simeq6000$までの温度および偏光パワースペクトルの結果を比較することにより、ブースティングコードを検証します。一般的な周波数依存性を持つ信号のブーストされたパワースペクトルを計算するための新しい分析式を導き出し、検証します。例として、これにより、CMB強度測定のパワースペクトルに対するブースティング補正が150GHzで$\sim30\％$増加することを示します。半解析的および流体力学的シミュレーションから、熱および動的SZパワースペクトルに対するブーストの影響を調べます。tSZnullに近い周波数を考慮する場合を除いて、両方のシミュレーションでブースティング補正は一般に小さいです。非ガウス統計の場合、一般に、2つの例外を除いてブースティングは影響を与えないことがわかります。CMB収束フィールドの統計は影響を受けませんが、このフィールドの測定に使用される2次推定量は、効果を高めることによって$O（1）\％$レベルでバイアスされる可能性があることがわかります。このバイアスを取り除く標準的な推定量への簡単な変更を提示します。第二に、バイスペクトル推定器は、空に異方性がある場合、ドップラー誘導四重極から系統的バイアスを受け取る可能性があります。実際には、この異方性はマスキングと不均一ノイズに起因します。この影響は観察できず、既存の分析方法ではすでに除去されています。
ブラックホールの質量分布の赤方偏移依存性：それは標準的なサイレン宇宙論にとって信頼できるか？
| Title |
The_redshift_dependence_of_black_hole_mass_distribution:_Is_it_reliable_for_standard_sirens_cosmology? |
| Authors |
Suvodip_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10256 |
対不安定型超新星（PISN）プロセスによって設定されたブラックホールの質量の上限は、質量と赤方偏移の間の縮退を持ち上げることによって、重力波（GW）源の赤方偏移を推測するのに役立ちます。ただし、この手法が機能するためには、PISNの質量スケールが赤方偏移に依存しないか、少なくとも予測可能な赤方偏移依存性を持っていることが不可欠です。観測されたPISN質量スケールは、星の形成と2つのブラックホールの合体の間の遅延時間の値がゼロではないため、強い赤方偏移依存性を示す可能性が高いことを示しています。これは、異なる宇宙時間に形成されたブラックホールの合併につながり、その上で親星の恒星の金属量が大幅に変化する可能性があります。その結果、GWソースから推測される観測されたPISN質量スケールは、赤方偏移に依存します。遅延時間分布の形式が不明であるため、ブラックホール連星（BBH）のPISN質量カットオフの赤方偏移依存性を十分に特徴付けることができず、赤方偏移の変化に伴って大きな変動を示します。結果として、観測された質量からBBHの赤方偏移を推測するための固定PISN質量スケールの使用は、体系的にバイアスされます。この不確実性は、LIGO-Virgo-KAGRAのコラボレーションによって実施された3回目の観測では深刻ではありませんが、将来、この不確実性により、PISN質量スケールから推測される赤方偏移に系統的誤差が生じます。対応する系統的誤差は、将来この方法を使用して宇宙論的パラメータの数パーセントの精度の測定を達成する際のボトルネックになります。この分析で提案されたBBHの質量分布の赤方偏移依存性の起源は、十分に検出されたイベントと確率的GWバックグラウンドの両方を使用して推測されたGWソースの母集団を理解するのにも役立ちます。
ニュートリノの質量を制限するための固有速度調査の使用
| Title |
Using_peculiar_velocity_surveys_to_constrain_neutrino_masses |
| Authors |
Abbe_M._Whitford,_Cullan_Howlett,_Tamara_M._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10302 |
初期の宇宙における大量のニュートリノの存在は、観測された銀河の分布とそれらの観測された運動に影響を与えたと予想されます。この研究では、銀河特有の速度の測定が、銀河の赤方偏移調査だけからのニュートリノの質量の制約を改善することができるかどうかを調査します。フィッシャー行列予測を使用して、銀河特有の動き$\textit{do}$に、ニュートリノの質量の合計$\summ_{\nu}$に関する情報が含まれていること、およびこの情報を使用して制約を改善できることを示します。これは、宇宙マイクロ波背景放射の$\textit{Planck}$測定と組み合わせた低赤方偏移銀河調査（$z<0.5$）から得られる可能性があります。$\textit{Planck}$およびより高い赤方偏移DESI/Euclidデータによって提供される完全な制約力と比較して、固有速度を含めることの利点は、ニュートリノの質量制約をわずかに改善するだけであることがわかります。ただし、準線形スケールのみのモデリングに制限されている場合、さまざまな数の有効なニュートリノ種（$N_{\text{eff}}$）を介して自由度を追加するか、$\textit{からの情報を含めない場合Planck}$、私たちの結果は、固有の速度測定値を含めることで、制約を大幅に改善できることを示しています。そのため、$\summ_{\nu}$（$\sigma_{\summ_{\nu}}=0.051$eV;68％の信頼限界）でこれらに匹敵する上限を達成できる可能性があることを示します。$\textit{Planck}$から、固有速度データが利用可能である限り、分光銀河調査のみから。これにより、現在の宇宙論的パラメーターの緊張が特にタイムリーに与えられている初期および後期の宇宙プローブからの$\summ_{\nu}$の制約間の独立した比較が可能になります。
不安定な原始遺物からの宇宙論的標準タイマー
この記事では、一連のいわゆる標準タイマーを導入することにより、宇宙の進化を追跡するという仮説的な可能性を研究します。非常に初期の宇宙で生成された不安定な原始遺物は、標準のタイマーとして機能する可能性があります。これは、宇宙論的背景全体を最後まで進化させることができる一方で、特定の時変特性は、それ以降に経過した物理時間の量を記録することによって可能なタイマーになる可能性があるためです。非常に早い瞬間。したがって、これらの量を異なる赤方偏移で観測できれば、宇宙史の赤方偏移と時間の関係を得ることができます。このような仮説の可能性を説明するために、原始ブラックホールの泡を具体例として考え、ホーキング放射の逆問題を調べることにより、赤方偏移した泡の内部の質量関数を分析します。理論的に分析を完了するために、質量分布は標準タイマーのキャリブレーションとして機能します。
超軽量アクシオン様粒子のオシロン/ Iボールによる宇宙論的21cmバックグラウンドの異方性
| Title |
Anisotropies_in_Cosmological_21_cm_Background_by_Oscillons/I-balls_of_Ultra-light_Axion-like_Particle |
| Authors |
Masahiro_Kawasaki,_Kazuyoshi_Miyazaki,_Kai_Murai,_Hiromasa_Nakatsuka,_and_Eisuke_Sonomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10464 |
質量$m\sim10^{-22}〜\mathrm{eV}$の超軽量アクシオン様粒子（ULAP）は、小規模な危機に対する可能な解決策として最近注目されています。ULAPは、赤方偏移$z\sim10$まで存続し、スケール$\sim\mathcal{O}（0.1）〜\mathrm{Mpcで構造形成に影響を与えることができるoscillons/I-ballsと呼ばれる準安定オブジェクトを形成します。}$密度の変動を増幅することによって。ミニハロ中性水素によって引き起こされる21cmの異方性に対するオシロンの効果を研究します。暗黒物質の総密度に対するULAPの割合が$\mathcal{O}（0.01\text{--}0.1）$。
X-COPサンプルの銀河団基本平面のテスト
12個のクラスターのX-COPサンプルを使用して、銀河団の基本平面をテストします。基本平面は、関係$T_X\proptoM_s^{\alpha}r_s^{\beta}$で与えられます。ここで、$T_X$、$M_s$、および$r_s$は、ガス温度、NFWハロー質量、およびそれぞれスケール半径。この分析は、300kpcの温度と質量加重温度の2つの異なる温度を使用して行いました。これらの両方の温度で、約0.02dexの分散を持つ非常にタイトな基本平面が見つかります。$\alpha$と$\beta$の最適値は、ビリアル平衡と二次的な落下と崩壊の自己類似性ソリューションから期待される値の中間です。ただし、質量加重温度はビリアル平衡からの期待に近いです。私たちの結果は、$T_X>12$keVのクラスターを除外した後、および緩和されたクラスターサブセットのみを使用した後の、CLASHサンプルの基本平面の最近の再分析とも一致しています。
AliCMB偏光望遠鏡によるニュートリノ宇宙論の制約に関する将来の展望
| Title |
Future_prospects_on_constraining_neutrino_cosmology_with_the_Ali_CMB_Polarization_Telescope |
| Authors |
Dongdong_Zhang,_Jiarui_Li,_Jiaqi_Yang,_Yufei_Zhang,_Yi-Fu_Cai,_Wenjuan_Fang,_Chang_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10539 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）温度、Eモード偏光、および地上ベースのAli宇宙マイクロ波背景放射望遠鏡（AliCPT）のレンズスペクトルの構築により、ニュートリノ物理学のパラメーターに対する制約を予測します。予測計算を実装するために、AliCPTが結果$\sigma（N_{\mathrm{eff}}）=0.42$および$\sigma（M_{\nu}）=0.18$を生成することを示す数値シミュレーションを実行します。初年度の観測。さらに、ノイズレベル、半値全幅（FWHM）、空のカバレッジなどの機器パラメータが、これら2つのパラメータの制約にどのように影響するかを調査します。私たちの予測結果は、大空調査戦略を備えた大口径望遠鏡が現在の制約を大幅に改善することを発見しました。
今後のステージIV実験は、宇宙の大規模構造を高精度でマッピングすることを目的としています。調査されたスケールには、分析用の統計ツールに加えて、相対論的記述が必要です。この論文では、相対論的で原始的な非ガウス性の寄与をパワースペクトルに追加することの効果を研究します。まず、標準的な宇宙論を確認し、次に、主な結果の計算に必要な数学的ツールである宇宙論的およびニュートン摂動論を提示します。その後、この論文への主な貢献を紹介します。まず、長波長近似でアインシュタイン方程式の解を示します。これにより、2次および3次の相対論的密度パワースペクトルの式を取得できます。これらの式には、パラメーターの観点から、原始的な非ガウス性からの寄与も含まれます。$f_{\mathrm{NL}}$および$g_{\mathrm{NL}}$。これらの結果は、密度コントラストのよく知られたニュートン解で補完され、合計（相対論的+ニュートン）1ループパワースペクトルの計算に使用されます。完全を期すために、ツリーレベルでバイスペクトルも計算します。$f_{\mathrm{NL}}$と$g_{\mathrm{NL}}$の異なる制限値を考慮した将来の調査で、これらの相対論的効果が検出される可能性について説明します。続いて、相対論的および原始的な非ガウス性効果を含む、実空間の銀河パワースペクトルを計算します。これらの効果は、相対論的な1ループのパワースペクトル項と、非線形バイアスパラメーター$b_{\mathrm{NL}}$の要因から生じます。モデリングを使用して、原始的な非ガウス性を制約するステージIV調査の能力を評価します。最後に、この非線形バイアスパラメータが大規模で発散する相対論的寄与を効果的に繰り込むことができる方法を示します。
宇宙論的観測は負の$ \ Lambda $を可能にしますか？
HSTおよびSH0ESチームからの最近の$H_{0}$の測定を考慮して、宇宙に負の宇宙定数が存在する可能性を探ります。この点で、負の宇宙定数に加えて典型的なフィールドを検討し、CMB+lensing+SnIa+BAO+$H_{0}$データの組み合わせを使用してそのような構造を$\Lambda$CDMモデルと比較します。さまざまなモデル比較推定器は、負の$\Lambda$を持つ典型的なモデルが常に$\Lambda$CDMよりも優先されることを示しています。これは、弦理論で自然に発生する可能性のある、私たちの宇宙における負の$\Lambda$（AdS基底状態）の存在が宇宙論的観測と一致していることを確認します。
質量、スピン、離心率、および変形性の測定値を使用して、単一の重力波イベントの原始的な起源を評価する方法
| Title |
How_to_assess_the_primordial_origin_of_single_gravitational-wave_events_with_mass,_spin,_eccentricity,_and_deformability_measurements |
| Authors |
Gabriele_Franciolini,_Roberto_Cotesta,_Nicholas_Loutrel,_Emanuele_Berti,_Paolo_Pani,_Antonio_Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10660 |
初期の宇宙で形成された原始ブラックホールの集団は、現在および将来の重力波干渉計によって検出可能なブラックホール合併イベントの少なくとも一部に寄与する可能性があります。検出数が増え続ける中で、重要な未解決の問題は、特定のイベントが原始的なものなのか天体物理学的なものなのかをどのように区別するかです。赤方偏移、質量、スピン、離心率、潮汐変形能などのさまざまなパラメーターを測定することにより、バイナリの原始的な起源を除外する、または潜在的に主張することを可能にする、包括的で相互接続された弁別子のリストを体系的に提示します。将来の検出器（アインシュタイン望遠鏡やLISAなど）がこれらの量をどれだけ正確に測定できるかを推定し、現在の干渉計に対する各弁別器の拘束力を定量化します。この戦略をコンパクトな連星合併のGWTC-3カタログに適用します。現在の測定の不確かさでは、個々のイベントの根本的な起源について確固たる結論を導き出すことはできませんが、これは次世代の地上ベースの検出器で可能になる可能性があります。
無線SZ信号の洗練されたモデリング：運動学的項、相対論的温度補正、および無線バックグラウンドの異方性
| Title |
Refined_modelling_of_the_radio_SZ_signal:_kinematic_terms,_relativistic_temperature_corrections_and_anisotropies_in_the_radio_background |
| Authors |
Elizabeth_Lee,_Jens_Chluba_and_Gilbert_P._Holder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10666 |
重要な宇宙論的ラジオバックグラウンドは、必然的にラジオスニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果につながります。最も単純な限界では、散乱無線と宇宙マイクロ波背景放射からの結合信号は、約$\nu\simeq735$MHzでヌルを示します。ここでは、この無線SZ信号に対する運動学的および相対論的温度補正が簡単に計算できることを示します。クラスターとオブザーバーの両方の動き、および無線バックグラウンドでの異方性の散乱を扱い、それぞれの場合に無線SZ効果のスペクトルがどのように影響を受けるかを強調します。相対論的温度補正は数パーセントのレベルでしか入りませんが、私たちの式はこれらの項の高精度モデリングを可能にします。電波ヌルの周りのSZ信号を測定することにより、原則として、宇宙論的な電波背景の特性に制約を課すことができます。大規模なクラスターサンプルからの標準的なSZ測定との組み合わせは、異なる寄与間の縮退を打破するための有望な手段を提供する可能性があります。スタッキング分析は、無線バックグラウンドの運動学的補正と双極子異方性の影響を減らすことができ、それによって平均的な無線バックグラウンドの赤方偏移依存性を制限する方法を提供します。私たちの定性的な議論は、さまざまな影響を分析的に理解し、それらの可観測性の定量的な予測を取得することを目的としたさらなる研究の動機付けとなることを目的としています。この段階では、補正の検出はかなり未来的なように見えますが、大きなSZおよびX線クラスターサンプルの出現により、さまざまな効果を解きほぐす能力が大幅に向上する可能性があります。
重力の宇宙論的テスト：将来の展望
このレビューでは、今後数十年で宇宙規模で達成されると予想される重力のテストの概要を説明します。モデルに依存しない方法で重力をテストすることを可能にする一般相対性理論からの現象論的にパラメータ化された偏差の制約に主に焦点を当てますが、より物理的に動機付けられたアプローチで得られる予想される制約のいくつかも確認します。このような制約について最新技術を検討した後、主に将来の大規模構造と宇宙マイクロ波背景放射に焦点を当てながら、重力の性質に関する新しいプローブを調べて、将来の宇宙論的調査が達成すると予想される改善について概説します。。また、理論的予測における精度の問題、将来の実験の予想される感度のために関連する問題を克服する必要性を強調します。
健全な地平線のないハッブル定数の決定：将来の銀河調査による展望
| Title |
Determining_the_Hubble_Constant_without_the_Sound_Horizon:_Perspectives_with_Future_Galaxy_Surveys |
| Authors |
Gerrit_S._Farren_and_Oliver_H._E._Philcox_and_Blake_D._Sherwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10749 |
銀河調査からの$H_0$制約は、2つの標準化可能な定規の幾何学的特性によって供給されます：音の地平線スケール$r_s$と物質放射平等スケール$k_{\rmeq}$。過去10年間のほとんどの分析は最初のスケールに焦点を合わせていましたが、最近の研究では、2番目のスケールが宇宙の膨張率に関する独立した情報源を提供できることが強調されています。等式スケールから$H_0$のサウンドホライズンに依存しない測定値を取得する最近のアプローチでは、バリオン密度の前にサウンドホライズンキャリブレーションを削除することにより、$r_s$ベースの情報を回避しています。$r_s$を超えてマージナル化する新しい方法を紹介します。これにより、バリオン情報を保持できるため、パラメーターの制約が厳しくなります。ユークリッドのような分光学的調査では、サウンドホライズンに依存しない$H_0$制約の$\sigma_{H_0}=0.7\rm{\km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$を予測します。サウンドホライズンからの$\sigma_{H_0}=0.5\rm{\km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$と比較した、等式スケールを使用した方法。したがって、今後の等式スケール$H_0$の測定値は非常に競争力がありますが、そのような測定値に対する観測体系の影響を詳細に調査する必要があることに注意してください。新しいアプローチをBOSSパワースペクトルに適用すると、等式のみから$H_0=69.5^{+3.0}_{-3.5}\rm{\km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$が得られます。以前の制約よりも厳しくなります。$r_s$-と$k_{\rmeq}$ベースの$H_0$測定の一貫性は、宇宙論モデルの貴重な内部一貫性テストを提供できます。例として、初期の暗黒エネルギーによって作成された$H_0$の変化を考えます。\textit{Planck}+SH0ESに最適なEDEモデルを想定すると、$2.6\sigma$シフト（$\DeltaH_0=2.6\rm{\km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$）Euclidの2つの測定値の間。代わりにACT最適モデルを想定すると、これは$9.0\sigma$（$\DeltaH_0=7.8\rm{\km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$）に増加します。
SPT-3G公開データからの再結合前の初期ダークエネルギーに対する制約
| Title |
Constraints_on_Pre-Recombination_Early_Dark_Energy_from_SPT-3G_Public_Data |
| Authors |
Adrien_La_Posta_and_Thibaut_Louis_and_Xavier_Garrido_and_J._Colin_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10754 |
初期暗黒エネルギー（EDE）は、新しい宇宙論的場が再結合の前に宇宙膨張を加速し、音の地平線の物理的サイズを縮小するハッブル張力に対する提案された解決策です。以前の研究では、最新のAtacamaCosmologyTelescopeデータ（ACTDR4）で、ゼロ以外のEDE寄与に対するわずかな好みが見つかりましたが、Planck衛星のレガシーデータだけではその証拠は示されていません。この作業では、南極点望遠鏡（SPT-3G）からの最新の公開データを使用して、EDEシナリオのパラメーターを制約します。SPT-3Gの現在の精度レベルでは、$\sim10\％$の再結合前の宇宙の総エネルギー密度へのEDEの寄与を除外することはできませんが、データはEDE。ACTDR4およびSPT-3GとPlanckの大規模な温度異方性測定の組み合わせは、ゼロ以外のEDEのヒント（$2.6\sigma$）を示しています。ただし、Planck2018の完全なデータセットが含まれている場合、この設定は表示されなくなります。
分光学的位相曲線検索について：超高温木星WASP-103bの大気中のH2解離と熱逆転
| Title |
On_spectroscopic_phase-curve_retrievals:_H2_dissociation_and_thermal_inversion_in_the_atmosphere_of_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-103_b |
| Authors |
Quentin_Changeat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09973 |
この作品は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）とスピッツァー望遠鏡によって得られた超高温木星WASP-103bの分光位相曲線観測の再分析を提示します。従来の1Dおよび統一された1.5Dスペクトル検索技術が採用されており、経度の関数としてこの惑星の微量ガスの熱構造と存在量をマッピングすることができます。昼側では、大気は強い熱逆転層を持っていることがわかり、連続体のH-不透明度によって追跡された熱解離の兆候があります。水蒸気は大気全体に見られますが、この分子の熱解離と一致して、約1e-5の枯渇した存在量があります。金属酸化物と水素化物に関しては、FeHはWASP-103bのホットスポットとデイサイドで検出されますが、TiOとVOは検出可能な量では存在しません。COやCH4などの炭素含有種も検出されますが、それらの検出はHSTとSpizerの組み合わせに依存しているため、取得された存在量は注意して解釈する必要があります。自由化学と平衡化学の検索は全体的に一貫しており、この惑星の金属量とC/O比に対する堅牢な制約を回復することができます。分析された位相曲線データは、WASP-103bの大気が太陽元素比と一致していることを示しています。
太陽系外惑星の測光、視線速度、および位置天文学のための正確な3D分析モデル
| Title |
An_Accurate_3D_Analytic_Model_for_Exoplanetary_Photometry,_Radial_Velocity,_and_Astrometry |
| Authors |
Yair_Judkovsky,_Aviv_Ofir,_Oded_Aharonson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10132 |
偏心と傾斜の4次への妨害関数の拡張に基づいて、非共面相互作用を含む惑星系の動的モデリングのための新しい分析方法とコード実装であるAnalyticLCを開発し、提供します。AnalyticLCは、システムダイナミクスを3Dで計算し、結果として得られるモデルの光度曲線、視線速度、および位置天文学の特徴を計算して、これらのデータの同時フィッティングを可能にします。2つの超周期が互いに近接している、3つの惑星のほぼ共鳴するチェーンの場合、超周期自体が共鳴するため、ペアワイズ相互作用のTTVを直接合計して完全なシステムTTVを与えることはできないことを示します。。同時3惑星補正を導き出し、AnalyticLCに含めます。AnalyticLCによって計算されたモデルを、N体積分器によって生成された合成データと比較し、その精度を評価します。保持される拡張項の最大次数に応じて、AnalyticLCの計算時間は、最新の公開されたN体積分器TTVFastよりも最大1桁速くなり、高次でより小さな拡張が見られます。私たちのアプローチの計算時間はデータの期間に依存しないため、長期的な観察の利点が高まります。システムパラメータに応じて、測光精度は通常数ppmであり、通常のケプラーや他の観測所のデータの不確実性よりも大幅に小さくなります。私たちの非常に効率的で正確な実装は、コンパニオンペーパーで提示されている惑星の物理的および軌道パラメータについて観測された多数のシステムの完全な反転を可能にします。
分析的光度曲線モデリングからのケプラー惑星の物理的性質と衝突パラメータの変動
| Title |
Physical_Properties_and_Impact_Parameter_Variations_of_Kepler_Planets_from_Analytic_Light_Curve_Modeling |
| Authors |
Yair_Judkovsky,_Aviv_Ofir,_Oded_Aharonson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10144 |
添付の論文で説明されている分析モデルであるAnalyticLCを適用して、2つまたは3つの通過する惑星を含むシステムのケプラーデータを解釈します。得られた解が完全なN体統合と一致し、モデルパラメータの数が統計的に正当化されることを確認するためにテストを実行します。分析モデルによって可能になった衝突パラメータ変動（TbV）を介して、非共面相互作用を調査します。有効なソリューションを備えたシステムのサブセットには、140の惑星で構成される54のシステムが含まれ、その半分以上は以前に報告された質量の制約がありません。全体として、以下を提供します。（1）分析されたすべてのシステムの物理的および軌道特性に関する推定。（2）質量検出が3標準偏差よりも大きい102個の惑星で、そのうち43個は5個の地球質量よりも軽い。（3）35TbVは、3標準偏差よりも重要です。既知の通過する惑星間または非通過オブジェクトとの相互作用のいずれかから生じる可能性のある強力なTbVを示す選択されたシステムに焦点を当て、次の機能を提供します。（4）そのような見えないコンパニオンのパラメーターを制約する方法。これらの結果は、数十年の測光および複合（RV、位置天文学）データセットのモデリングにとってますます重要になると予想される種類の正確な3D光力学モデルによって可能になります。
外側の主帯小惑星と炭素質コンドライトの親体の遠方の形成と分化
| Title |
Distant_formation_and_differentiation_of_outer_main_belt_asteroids_and_carbonaceous_chondrite_parent_bodies |
| Authors |
H._Kurokawa,_T._Shibuya,_Y._Sekine,_B._L._Ehlmann,_F._Usui,_S._Kikuchi,_M._Yoda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10284 |
小惑星の揮発性成分は、太陽系の歴史と地球の揮発性物質の起源に関する情報を提供します。$<2.5\{\rm\mum}$の波長での近赤外観測により、$2.5$-$4\{\rmau}$にある外側の主帯小惑星と炭素質コンドライト隕石（CC）との間に遺伝的関連があることが示唆されました。）地球上の揮発性元素との同位体類似性を示します。ただし、大きな外側のメインベルト小惑星の最近の長波長データは、CCには存在せず、現在の距離で安定した材料からは容易に形成できないアンモニア化フィロケイ酸塩の吸収特性を$3.1\{\rm\mum}$示しています。ここでは、AKARI宇宙望遠鏡によって収集されたデータと、水岩反応の水文、地球化学的、およびスペクトルモデルを組み合わせることにより、$3.1\{\rm\mum}$の吸収特性とCCを持つ小惑星の表面材料が発生する可能性があることを示します単一の水岩で分化した親体のさまざまな領域から。アンモニア化フィロケイ酸塩は、高い水岩比（$>4$）と低温（$<70^\circ$C）の下で、NH$_3$とCO$_2$を含む分化した物体の水に富むマントル内に形成されます。CCは岩石が優勢なコアに由来する可能性があり、破壊および輸送プロセスによって隕石として優先的にサンプリングされる可能性があります。私たちの結果は、NH$_3$とCO$_2$の雪線（現在は$>10$au）を超えて複数の大きな主帯小惑星が形成され、現在の場所に輸送できることを示唆しています。地球の高い水素対炭素比は、これらの水に富む前駆体の降着によって説明されるかもしれません。
2つの超高温木星の昼間の大気中のシリコン
| Title |
Silicon_in_the_dayside_atmospheres_of_two_ultra-hot_Jupiters |
| Authors |
D._Cont,_F._Yan,_A._Reiners,_L._Nortmann,_K._Molaverdikhani,_E._Pall\'e,_M._Stangret,_Th._Henning,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_J._A._Caballero,_M._R._Zapatero_Osorio,_P._J._Amado,_J._Aceituno,_N._Casasayas-Barris,_S._Czesla,_A._Kaminski,_M._L\'opez-Puertas,_D._Montes,_J._C._Morales,_G._Morello,_E._Nagel,_A._S\'anchez-L\'opez,_E._Sedaghati,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10461 |
高度に照射されたガス巨大惑星の大気は、多種多様な原子種とイオン種をホストしています。ここでは、CARMENESを使用して、2つの超高温木星WASP-33bとKELT-20b/MASCARA-2bの近赤外波長範囲での熱放射スペクトルを観察します。高分解能ドップラー分光法により、昼間の大気中の中性シリコン（Si）を検索しました。モデルスペクトルとの相互相関を介して、両方の惑星のSiスペクトルシグネチャを検出します。太陽大気組成を仮定すると、それぞれ4.8$\mathrm{\sigma}$と5.4$\mathrm{\sigma}$の検出レベルが観測されます。これは、太陽系外惑星の大気中のSiの最初の検出です。Siの存在は、雲の形成、したがって惑星のエネルギーバランスにおけるその基本的な役割のために重要な発見です。スペクトル線は放射で検出されるので、我々の結果はまた、両方の惑星の昼間の大気における逆の温度プロファイルの存在を確認します。
TESS観測によるCoRoT惑星の公転周期の精密化
CoRoTは、太陽系外惑星の検出に特化した最初の宇宙ミッションでした。2007年から2012年にかけて運用されたこのミッションでは、測定されたサイズの最初の地球系外惑星であるCoRoT-7bを含む37個の通過する惑星が発見されました。これらの惑星のほとんどの公開されたトランジットエフェメリスの精度は、CoRoTポインティングの比較的短い期間によって制限されています。これは、将来のトランジットエポックの不確実性のためにトランジットが数年以内に観測できなくなる危険性を意味します。CoRoT惑星の大部分の地上での追跡観測は、近年公開されています。2018年12月から2021年1月の間に、セクター6と33のTESSミッションは、銀河系の反中心を指すCoRoTフィールドを再観測しました。これらのデータにより、9つのCoRoT惑星からのトランジットの識別、および正確な新しいトランジットエポックの導出が可能になりました。この研究の主な動機は、CoRoT惑星の正確な新しい天体暦を導き出し、これらの惑星の通過を将来の世代の望遠鏡で観測できるようにすることでした。TESSデータはトランジットの存在について分析され、これらの再観測されたトランジットのエポックが測定されました。元のCoRoTエポック、地上ベースの追跡観測からのエポック、およびTESSからのエポックが収集されました。これらのデータから、更新された天体暦が、銀河系の反中心に向かっているフィールドでCoRoTミッションによって発見された9つの通過する惑星について提示されます。3つのケース（CoRoT-4b、19b、および20b）では、前の天体暦の大きな不確実性のために地上観測のために失われたであろうトランジットが回復されました。更新された天体暦では、少なくとも2030年までの観測で、不確実性が30分未満のトランジット予測が可能です。これらのシステムでは、トランジットタイミングの大きな変動は見つかりませんでした。
ラム圧力が剥ぎ取られた銀河における磁場の役割
| Title |
Role_of_magnetic_fields_in_ram_pressure_stripped_galaxies |
| Authors |
Ancla_M\"uller,_Alessandro_Ignesti,_Bianca_Poggianti,_Alessia_Moretti,_Mpati_Ramatsoku,_and_Ralf-J\"urgen_Dettmar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09712 |
動圧ストリッピングは、銀河団の重要な進化の推進力であり、ストリッピングされたガスの非常に長い尾を特徴とするクラゲ銀河は、実際の銀河の最も顕著な例です。最近、これらの拡張された尾は進行中の星形成を示していることがわかり、剥ぎ取られた冷たいガスがどのようにして恒星円盤の外側に新しい星を形成するのに十分長く生き残ることができるのかという疑問が生じています。この作業では、GASPコラボレーション内で達成された最新の結果を要約して、この現象の全体的な説明を提供します。クラゲ銀河の2つの教科書の例、JO206とJW100に焦点を当てます。これらの例では、ラジオからX線までの多波長観測と数値シミュレーションを通じて、さまざまな気相（中性、分子、拡散イオン化、および高温）を調査しました。。追加の多相ガス研究に基づいて、磁気ドレープシースによって駆動されるすべての相を含むストリップテール進化のシナリオを提案します。クラスター内の乱流磁化プラズマは銀河ディスクとテールに凝縮し、磁化されたインターフェースを生成して、蒸発から銀河の尾部ガスを取り除いた。このようなシナリオでは、付着した環境プラズマが冷却され、最終的にはテールガスに加わり、星を形成するための追加のガスが提供されます。私たちの発見の意味は、多くの天体物理学的現象の基本である、冷たい雲を取り巻く熱いガスのドレープ、凝縮、および冷却のより一般的なシナリオに光を当てることができます。
z〜2MOSDEFおよびKBSS-MOSFIRE調査の結果の調整
| Title |
Reconciling_the_Results_of_the_z~2_MOSDEF_and_KBSS-MOSFIRE_Surveys |
| Authors |
Jordan_N._Runco,_Naveen_A._Reddy,_Alice_E._Shapley,_Charles_C._Steidel,_Ryan_L._Sanders,_Allison_L._Strom,_Alison_L._Coil,_Mariska_Kriek,_Bahram_Mobasher,_Max_Pettini,_Gwen_C._Rudie,_Brian_Siana,_Michael_W._Topping,_Ryan_F._Trainor,_William_R._Freeman,_Irene_Shivaei,_Mojegan_Azadi,_Sedona_H._Price,_Gene_C._K._Leung,_Tara_Fetherolf,_Laura_de_Groot,_Tom_Zick,_Francesca_M._Fornasini,_Guillermo_Barro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09715 |
MOSDEFとKBSS-MOSFIREの調査の組み合わせは、これまでのKeck/MOSFIREの最大の共同投資であり、1.4<=z<=3.8で約3000個の銀河があり、その約半分がz〜2にあります。MOSDEFは、測光および分光赤方偏移であり、残りの光学的大きさの制限がありますが、KBSS-MOSFIREは、主に残りのUVの色と残りのUVの大きさの制限に基づいて選択されます。一貫したスペクトルエネルギー分布（SED）モデルを使用して2つの調査を均一に分析すると、MOSDEFz〜2ターゲットサンプルのM_*の中央値が高く、残りのUVカラーがKBSS-MOSFIREz〜2ターゲットよりも赤いことがわかります。サンプル、およびより小さな中央値のSEDベースのSFRおよびsSFR（SFR（SED）およびsSFR（SED））。具体的には、MOSDEFはU-VおよびV-J>=1.25の赤い銀河のより多くの集団を対象としましたが、KBSS-MOSFIREには強い星形成を伴うより多くの若い銀河が含まれています。z〜2の対象サンプルにおけるこれらの違いにもかかわらず、以前に公開された研究で検出および分析された複数の輝線を含む調査のサブセットは、はるかに類似しています。星の種族の年齢（つまり、M_*、SFR（SED）、sSFR（SED）、A_V、およびUVJの色）を除くすべての中央値のホスト銀河の特性は、不確実性の範囲内で一致します。さらに、均一な輝線フィッティングと恒星バルマー吸収補正技術が適用される場合、[OIII]$\lambda$5008/H$\beta$と[NII]$\lambda$6585の2つのサンプル間に有意なオフセットはありません。以前に報告された不一致とは対照的に、/H$\alpha$診断図。これで、MOSDEFとKBSS-MOSFIREの調査を組み合わせて、中程度の解像度の静止光学スペクトルを持つ最大のz〜2サンプルを形成し、この重要な時代の星形成銀河の基本的なスケーリング関係を構築できます。
宇宙の夜明けにおける銀河バーの進化のモデリング
| Title |
Modeling_Evolution_of_Galactic_Bars_at_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Da_Bi_(University_of_Kentucky,_USA),_Isaac_Shlosman_(University_of_Kentucky,_USA_and_Theoretical_Astrophysics,_Osaka_University,_Japan),_Emilio_Romano-Diaz_(Argelander-Institute_for_Astronomy,_Bonn,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09718 |
高赤方偏移、z〜9-2での銀河の非常に高解像度のズームイン宇宙論的シミュレーションのスイートを使用して、銀河バーの進化を研究します。私たちのモデルは、高および低過密度環境で、赤方偏移6、4、および2で、同様の質量暗黒物質（DM）ハローlog（Mvir}/Mo）〜11.65+/-0.05内にあるように選択されています。銀河モデルごとに2つの銀河風フィードバックメカニズムを適用します。すべての銀河は、その特性が異なるサブkpc恒星バーを発達させます。（1）高zバーは、さまざまな摂動、すなわち、合併、接近フライバイ、宇宙論的フィラメントに沿った低温降着流入などに応答して形成されることがわかります。（2）これらのバーは、親銀河の大質量分率を占めています。（3）バーは、フーリエ振幅を測定することにより、大きな共回転対バーのサイズ比を示し、低赤方偏移の対応物と比較して弱いです。（4）高zバーは非常にガスが豊富であり、（5）それらのパターン速度の変化は、低zの場合のように、DMに対するブレーキの結果として時間とともに単調な低下を示しません。（6）星の種族（星形成率と金属濃縮）を含むバーの特性は、一般的なフィードバックに敏感に依存します。（7）最後に、バーは宇宙論的進化の間に大幅に弱まり、弱い楕円形の歪みになる可能性があることを発見しました。したがって、バーは、低zの対応物とは異なり、何度も破壊され、再形成されます。さらに、すべての場合において、シミュレーションのバーは相互作用によってトリガーされています。要約すると、恒星バーは現代的な現象であるだけでなく、合併、フライバイの頻度の増加、および高$z$での低温降着流の強さに基づいて、赤方偏移>2-で遍在すると予想されます。急速な銀河の成長とより大きな恒星の分散速度の時代。
速度分散のディスク分率、質量光度比、赤方偏移への弱い依存性：銀河とブラックホールの進化への影響
| Title |
The_weak_dependence_of_velocity_dispersion_on_disk_fractions,_mass-to-light_ratio_and_redshift:_Implications_for_galaxy_and_black_hole_evolution |
| Authors |
Christopher_Marsden_(1),_Francesco_Shankar_(1),_Mariangela_Bernardi_(2),_Ravi_Sheth_(2),_Hao_Fu_(1),_Andrea_Lapi_(3)_((1)_University_of_Southampton,_(2)_University_of_Pennsylvania,_(3)_SISSA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09720 |
速度分散（$\sigma$）は、銀河の構造と進化の重要な推進力です。ここでは、一定およびスケール依存の質量光度比$M^*/L$の両方を想定して、詳細なジーンズモデリングを介して$\sigma$を計算するための包括的な半経験的アプローチを示します。MaNGAからのローカル銀河の大規模なサンプルと比較すると、両方のモデルがフェイバージャクソン（FJ）関係と、バルジ対合計比$B/T$（$の場合）に対する$\sigma$の弱い依存性を再現できることがわかります。B/T\gtrsim0.25$）。$R\lesssimR_e$内の力学対恒星の質量比は、$M^*/L$の勾配によって完全に説明できます。次に、速度分散の進化的トラック$\sigma_{ap}[M^*、z]$（開口部内）を主な前駆体の暗黒物質ハローに沿って構築し、さまざまな存在量のマッチングを介して、経験的に恒星の質量、有効半径、セルシック指数を割り当てます。やる気のある関係。1）前駆体トラックに沿った$\sigma_{ap}[M^*、z]$でのダウンサイジングの明確な証拠。2）$M^*/L$の勾配の有無に応じて、固定された恒星質量$\sigma\propto（1+z）^{0.2-0.3}$で。TNG50流体力学シミュレーションから$\sigma_{ap}[M^*、z]$を抽出し、定数$M^*/L$のモデルと非常によく似た結果を見つけます。$R_e$内で増加する暗黒物質の割合は、一定の$M^*/L$モデルで$z\gtrsim1$の前駆体に沿って、$\sigma_{ap}[M^*、z]$を平坦化する傾向があります。\sigma_{ap}[M^*、z]$は、恒星の勾配が存在する場合、より急な進化を遂げます。次に、合併とガス降着の組み合わせが、時間の経過とともに$\sigma_{ap}[M^*、z]$を一定または増加させる原因である可能性が高いことを示します。最後に、$\sigma_{ap}[M^*、z]$は、$z\lesssim2$でのほぼ一定で急な$M_{bh}-\sigma$の関係と一致しており、ブラックホールの質量は$L_X-M^*$関係。
z = 0.4での銀河の郊外でのH $ \ alpha $放出
| Title |
H$\alpha$_emission_in_the_outskirts_of_galaxies_at_z=0.4 |
| Authors |
Rhythm_Shimakawa,_Masayuki_Tanaka,_Satoshi_Kikuta,_Masao_Hayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09843 |
この論文は、H$\alpha$放出と恒星の連続体の検出を約30物理kpcまで報告し、H$\alpha$放出銀河（H$\alpha$エミッター）の周辺でのH$\alpha$方向性を$で報告します。z=0.4$。この研究では、林らによる輝線オブジェクトカタログから$z=0.4$で狭帯域で選択されたH$\alpha$エミッターを採用しています。（2020）、これはHyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramのDeep層とUltradeep層のデータに基づいています。16.8度$^2$にわたる8625H$\alpha$エミッターの深い狭帯域および広帯域画像により、深い複合輝線および連続画像を構築できます。積み重ねられた画像は、拡散したH$\alpha$放出を示しています（$\sim5\times10^{-20}$erg〜s$^{-1}$cm$^{-2}$arcsec$^{-2}まで）$）と恒星の連続体（$\sim5\times10^{-22}$erg〜s$^{-1}$cm$^{-2}$A$^{-1}$arcsec$^{-2}$）、恒星の質量$>10^9$M$_\odot$で10kpcを超えて広がり、その一部は恒星のハローに由来する可能性があります。これらの放射状プロファイルは、互いにほぼ一致しています。さらに、銀河円盤に向かう短軸に沿って比較的高いH$\alpha$等価幅が検出されたため、H$\alpha$放射の位置角度への依存性が得られます。H$\alpha$の方向性はバイコニカル流出に起因する可能性がありますが、正確な原因を特定するために、流体力学シミュレーションによるさらなる研究が強く求められています。
| Title |
Evolution_and_Kinematics_of_Protostellar_Envelopes_in_the_Perseus_Molecular_Cloud |
| Authors |
Daniel_J._Heimsoth,_Ian_W._Stephens,_Hector_G._Arce,_Tyler_L._Bourke,_Philip_C._Myers,_Michael_M._Dunham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09848 |
MASSES調査のデータを使用して、ペルセウス分子雲の原始星系を取り巻くエンベロープの進化に関する包括的な分析を提示します。C$^{18}$O（2--1）スペクトル線に注目し、54個のエンベロープの形状、サイズ、および方向を特徴付け、それらのフラックス、速度勾配、および線幅を測定します。進化の傾向を探すために、これらのパラメーターを原始星の年代のトレーサーであるボロメータ温度Tbolと比較します。C$^{18}$Oエンベロープの伸長角と流出軸方向の角度差は、Tbolの増加に伴って一般に垂直になり、エンベロープの進化が流出の進化に直接影響されることを示唆しています。この角度の違いは、Tbol=$53\pm20$Kで変化することを示しています。これには、クラス0とIの原始星70Kの間の従来の描写が含まれます。C$^{18}$Oエンベロープを他の分子雲のより大きなガス状構造と比較し、半径が減少するにつれて速度勾配が増加することを示します（$|\mathcal{G}|\simR^{-0.72\pm0.06}$）。速度勾配から、比角運動量が1pcから$\sim$500auまでのスケールのべき乗則適合$J/M\proptoR^{1.83\pm0.05}$に従うことを示し、可能性を排除することはできません。$\sim$1000auよりも小さい半径で平坦化。
不規則で質量の小さい渦巻銀河の最も明るい星
| Title |
Brightest_stars_of_irregular_and_low-massive_spiral_galaxies |
| Authors |
Nickolay_Tikhonov,_Olga_Galazutdinova,_Gulnara_Karataeva,_Olga_Sholukhova,_Valentin_Ivanov,_Antoniya_Valcheva,_Petko_Nedialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09917 |
最も明るい星の光度とそれらのホスト銀河の光度の間の相関関係の検索は、アーカイブされたハッブル宇宙望遠鏡（HST）F606WまたはF555W（V）および約150の近くの銀河のF814W（I）画像で実行されました。サンプルには、進行中の星形成（SF）があり、TRGB法で導出した既知の距離を持つ銀河のみが含まれています。3つの最も明るい青と3つの最も明るい赤の星の平均絶対光度をホストの光度と相関させました。不規則で低質量の渦巻銀河では、青い星と赤い星の両方に線形関係があることがわかりました。それらの散乱は十分に小さく（0.m4）、この関係を低質量銀河の距離決定に役立てることができます。私たちのサンプルの31個の矮小銀河（M_B>-13m）はすべて、おそらくそれらの誕生を妨げる物理的条件のために、明るい星（M_V（BS）<-7.m0）を欠いていることがわかりました。-18m<M_B<-13mの範囲で光度が高い銀河の場合、線形依存性に対する銀河の数の分布に非対称性があり、明るい星を持つ銀河の割合が増加していることを示しています。
宇宙正午頃の活動銀河核のホスト銀河のHARMONIビュー：解決された恒星の形態運動学とM $ _ {BH} $-$ \ sigma _
{\ star} $の関係
| Title |
HARMONI_view_of_the_host_galaxies_of_active_galactic_nuclei_around_cosmic_noon:_Resolved_stellar_morpho-kinematics_and_the_M$_{BH}$-$\sigma_{\star}$_relation |
| Authors |
Bego\~na_Garcia-Lorenzo,_Ana_Monreal-Ibero,_Miguel_Pereira-Santaella,_Niranjan_Thatte,_Cristina_Ramos_Almeida,_Luis_Galbany,_Evencio_Mediavilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10435 |
環境。銀河の形成と進化は、近くの銀河における経験的なスケーリング関係によって証明されるように、超大質量ブラックホールの成長に関連しているように見えます。宇宙時間にわたるこの共進化を理解するには、銀河の動的状態を明らかにし、宇宙距離の範囲でそれらの中央のブラックホール（MBH）の質量を測定する必要があります。明るい活動銀河核（AGN）は、この目的に理想的です。目的。超大型望遠鏡（ELT）の最初の光積分面分光器である高角度分解能モノリシック光学および近赤外面分光器（HARMONI）は、感度の向上により、可視および近赤外の地上ベースの天体物理学を変換しますと角度分解能。私たちは、HARMONIの能力を分析して、宇宙の正午頃にAGNのホスト銀河の恒星の形態運動学的特性を明らかにすることを目指しています。メソッド。HARMONI（HSIM）のシミュレーションパイプラインを利用して、宇宙正午頃の赤方偏移での代表的なAGNホスト銀河の模擬観測を作成しました。近くの銀河のマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）で行われた観測を使用して、さまざまな形態と動的段階を理論的なAGNスペクトルと組み合わせて示し、HSIMのターゲット入力を作成しました。結果。私たちのシミュレーションによると、MBHを測定し、宇宙の正午以降にAGNの最も明るいホスト銀河の形態と星の運動学を追跡するには、3時間のオンソース統合時間で十分なはずです。星の質量が$<$10$^{11}$の太陽質量を持つホスト銀河の場合、星の運動学を空間的に解決するには、より長い露出時間が必須です。
球形自己重力モデルのダイナミクスへのシンプレクティック粗視化アプローチ
| Title |
Symplectic_coarse_graining_approach_to_the_dynamics_of_spherical_self-gravitating_models |
| Authors |
Luca_Barbieri,_Pierfrancesco_Di_Cintio,_Guido_Giachetti,_Alicia_Simon-Petit,_Lapo_Casetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10709 |
わずかに摂動された定常状態の周りの位相空間分布関数の進化と、孤立した球形の自己重力システムの散逸のない崩壊の文脈での激しい緩和のプロセスを調査します。最近導入されたシンプレクティック粗視化手法を使用して、定常状態周辺の周波数のスケーリングと、分布関数のフーリエモードの減衰時間を次の大きさで計算できる効果的な進化方程式を取得します。フーリエ$k-$ベクトル自体。分析結果を$N$-bodyシミュレーションと比較します。
巨大な低表面輝度銀河の形成シナリオに関する観測的洞察
| Title |
Observational_insights_on_the_formation_scenarios_of_giant_low_surface_brightness_galaxies |
| Authors |
Anna_Saburova,_Igor_Chilingarian,_Anastasia_Kasparova,_Olga_Sil'chenko,_Ivan_Katkov,_Kirill_Grishin,_Roman_Uklein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10731 |
最大130kpcのディスク半径を持つ巨大な低表面輝度銀河（gLSBG）は、拡張ディスクを保存する合併によってそのような大きな動的に冷たいシステムを構築することは困難であるため、現在受け入れられている銀河の形成と進化の理論に対する課題を表しています。ロシアのSAORASの6mBTA望遠鏡で実行されたスペクトルロングスリット観測の結果、表面測光、および文献で入手可能なHIデータに基づいて、7gLSBGのサンプルの詳細な研究を要約します。私たちの研究では、ほとんどのgLSBGがタリーフィッシャー関係から逸脱していないことが明らかになりました。これら7つの銀河のうち2つでコンパクトな楕円（cE）衛星を発見しました。gLSBGとcEの統計的頻度が低い場合、チャンスの調整はありそうにないため、gLSBGとcEが進化的に関連していることを示し、主要な合併形成シナリオを支持する証拠を提供します。gLSBGの他の形成経路についても説明します。
散在銀河の周りやグループで衛星の存在量を定量化するための新しい方法を紹介します。このメソッドは、ローカル測光赤方偏移カタログなど、完全な分光学的カバレッジを持たないが、一部の赤方偏移または距離情報が利用可能なサンプルを処理するように設計されています。これは、中心となる可能性が最も高い銀河を特定し、それらの周囲のクラスタリング信号をテンプレートとして使用して、全母集団を衛星と中心母集団に繰り返し分解することで構成されます。その意味では、最初に孤立した星を使用して画像の点像分布関数を決定した後、混雑したフィールドの測光を実行することに似ています。この方法では、個々の衛星や中央衛星を最終的に特定するのではなく、各銀河にどちらか一方である確率を割り当てます。大きなサンプルで平均化すると、赤方偏移の不確実性が大きい混雑したフィールドでも、衛星の存在量の統計的推定値が得られます。正確な測光赤方偏移を備えたローカルオブジェクトの大規模なセットを含むCOSMOSフィールドからのデータを使用してメソッドをテストします。衛星の存在量を中央の恒星またはハローの質量の関数として、また衛星の光度関数として測定し、以前の研究と一致するが、より広い範囲の中央の質量に及ぶ結果を見つけます。また、この方法で考えられるいくつかの体系的な不確実性を考慮し、それらが一般にランダムエラーよりも小さいことを示します。この論文でこの方法を提示したので、これを使用して、次の衛星集団の特性を研究します。
パルサーが優勢な銀河中心過剰と一致する光度関数
| Title |
Luminosity_functions_consistent_with_a_pulsar-dominated_Galactic_Center_Excess |
| Authors |
Jack_T._Dinsmore_and_Tracy_R._Slatyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09699 |
ミリ秒パルサーの新しい集団は、天の川の中心を取り巻く領域から放出されるGeVスケールのガンマ線の過剰（「銀河中心の過剰」）についての長年の提案された説明です。この母集団の可能な光度関数のいくつかの単純なパラメーター化、および文献で提案されているいくつかのベンチマーク光度関数を調べ、解決された点光源の予測された母集団を、Fermi4FGL-DR2点光源カタログおよび最近特定されたサブ母集団と比較します。ウェーブレットベースの方法を使用します。超過に関連する解決された点光源の数の上限、および解決された光源に起因する可能性のある超過のフラックスの割合を、光度関数パラメーター空間の制限に変換するために使用できる一般的な結果を提供します。検出しきい値モデルや過剰に起因する総フラックスなど、いくつかの重要な体系的な不確実性について説明します。現在のデータで明らかな緊張がなく、過剰を説明するために必要なパルサーの総数がO（10,000〜100,000）の範囲にあるパラメーター空間（既存のベンチマークモデルを含む）の領域を描きます。低下した点光源検出しきい値の影響を予測して、サブしきい値の点光源母集団をプローブする新しい分析方法が、過剰のフラックスの30％以上を解決することを期待できることを示します。
3回目の重力波観測実行中の中性子星合体からのキロノバ候補の系統的探査
| Title |
A_Systematic_Exploration_of_Kilonova_Candidates_from_Neutron_Star_Mergers_During_the_Third_Gravitational_Wave_Observing_Run |
| Authors |
J._Rastinejad_(Northwestern/CIERA),_K._Paterson,_W._Fong,_D._J._Sand,_M._J._Lundquist,_G._Hosseinzadeh,_E._Christensen,_P._N._Daly,_A._R._Gibbs,_S._Hall,_F._Shelly_and_S._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09701 |
3回目の重力波（GW）観測の実行中に報告された653個の光学候補の対応物の包括的な分析を提示します。私たちのサンプルは、真のキロノバとしての実行可能性を評価するために、中性子星を含める可能性が$>$1％の15のイベントからの候補に焦点を当てています。特に、合併前の検出やカタログとのクロスマッチング（点光源、変光星、クエーサー、ホスト銀河の赤方偏移データセットなど）など、リアルタイムで利用できるツールを活用して、サンプル内の候補の$>$67％を排除します。さらに、分光学的分類、遅延時間検出、および光度曲線の振る舞い分析を採用し、60人の候補者が実行可能なキロノバのままであると結論付けています。これらの候補者は、分類を決定するための十分な情報が不足しており、大多数はAT2017gfoよりも高い光度を必要とします。公開測光調査データでの合併前の検出と、カタログ化されたホスト銀河の赤方偏移とGWイベント距離の比較は、これらのツールが候補のそれぞれ$>$20％と$>$33％を排除したため、審査手順に組み込むために重要です。アーカイブ情報を活用するこのようなツールは、将来の観測実行における分光および測光のフォローアップリソースへの負担を大幅に軽減することを期待しています。最後に、GW天文学者からEMコミュニティへの迅速な更新が、審査を必要とする候補者の数を減らす上で果たす重要な役割について説明します。
テンプレートの復活：マルチメッセンジャー天文学による銀河中心過剰の再考
| Title |
The_Return_of_the_Templates:_Revisiting_the_Galactic_Center_Excess_with_Multi-Messenger_Observations |
| Authors |
Ilias_Cholis,_Yi-Ming_Zhong,_Samuel_D._McDermott_and_Joseph_P._Surdutovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09706 |
銀河中心過剰（GCE）は、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）の観測から得られた最も興味深い発見の1つです。最初に、星間物質との宇宙線の相互作用に起因する高解像度の銀河拡散ガンマ線放出テンプレートの新しいセットを作成することにより、GCEの特性を再検討します。マルチメッセンジャー天文学の観測を使用して、銀河の拡散放出の特性を制約します。この新しいテンプレートセットが導入されたにもかかわらず、この作業で見つかったGCEの幅広い特性は、以前の分析で得られたものとはわずかに異なるように見えますが、質的には変化していません。特に、以前に報告されたよりも重要度の高い高エネルギーテールが見つかりました。この尾は北半球では非常に目立ち、南半球ではそれほど目立ちません。これは、過剰の1つの顕著な解釈に強く影響します。既知のミリ秒パルサーは、比較的柔らかい南半球でもこの高エネルギー放出を生成できないため、GCEの唯一の説明として嫌われています。質量$40^{+10}_{-7}$GeV（95$\％$CL）の暗黒物質粒子の$\sigmav=1.4^{+0.6の断面積を持つ$b$クォークへの消滅}_{-0.3}\times10^{-26}$cm$^{3}$s$^{-1}$は、特に比較的きれいな南の空で、過剰にうまく適合します。同じ質量範囲の暗黒物質が$b$クォークに消滅するか、より重い暗黒物質粒子がより重い標準模型ボソンに消滅することで、ミリ秒パルサーと組み合わせて南半球の放出にうまく適合させることができます。このペーパーの一部として、体系的な不確実性を説明するために生成したすべてのテンプレートとデータ共分散行列を公開します。[要約]
脈動対不安定型超新星：重力崩壊、ブラックホール形成、およびそれ以降
| Title |
Pulsational_pair-instability_supernovae:_gravitational_collapse,_black-hole_formation,_and_beyond |
| Authors |
Ninoy_Rahman_(1,2,3),_Hans-Thomas_Janka_(2),_Georg_Stockinger_(2,1)_and_Stan_Woosley_(4)_((1)_Physik-Department,_TUM,_(2)_MPI_f._Astrophysics_Garching,_(3)_GSI_Darmstadt,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California_at_Santa_Cruz,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09707 |
回転および非回転の脈動対不安定型超新星前駆体の最終的な崩壊を調査します。主系列星の質量は60、80、115$\mathrm{M}_\odot$で、鉄のコアは2.37$\です。2D流体力学シミュレーションによるmathrm{M}_\odot$および2.72$\mathrm{M}_\odot$。フラックス制限拡散によるエネルギー依存の3フレーバーニュートリノ輸送を伴う一般相対論的NADA-FLDコードを使用すると、一時的に形成される中性子星（NS）がブラックホール（BH）に崩壊する瞬間を超えた進化を追跡できます。すべての場合において、バウンス後350$-$580ミリ秒以内に発生します。ニュートリノの光度と平均エネルギーが高いため、ニュートリノの加熱は、急速に回転する60$\mathrm{M}_\odot$モデルを除くすべてのケースで、バウンス後$\lesssim$250ms以内に衝撃波の復活をもたらします。後者の場合、遠心効果は10％高いNS質量をサポートしますが、放射ニュートリノの光度と平均エネルギーをそれぞれ$\sim$20％と$\sim$10％削減し、ニュートリノ加熱率を約2分の1に削減します。非回転の対応物と比較して。BH形成後、ニュートリノの光度は急激に低下しますが、ニュートリノと衝撃加熱された物質の非球面降着のため、ニュートリノと衝撃加熱された物質の非球面降着のために1$-$2桁低いレベルで継続し、その後、外側の前駆体シェルの最終的な球形の崩壊がニュートリノ放出は無視できる値になります。すべての衝撃波復活モデルにおいて、BH降着はニュートリノで加熱された物質全体を飲み込み、爆発エネルギーは最大値から約1.5$\times$10$^{51}$ergまで数秒以内にゼロに減少します。それにもかかわらず、衝撃または音波パルスは外側に移動し、質量損失を引き起こす可能性があります。これは、PROMETHEUSコードを使用した長時間のシミュレーションによって推定されます。また、重力波信号も提供しています。
超新星残骸の周りの低エネルギー宇宙線の自己閉じ込め
| Title |
Self-confinement_of_low-energy_cosmic_rays_around_supernova_remnants |
| Authors |
Hanno_Jacobs,_Philipp_Mertsch_and_Vo_Hong_Minh_Phan_(Aachen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09708 |
超新星残骸は、銀河宇宙線の発生源の有望な候補として長い間考えられてきました。ただし、これらのソースの周りの宇宙線輸送のモデリングは、加速サイトに近い宇宙線の過密度が自己閉じ込め、つまりこれらの粒子が散乱する乱流の生成につながる可能性があるという事実によって複雑になります。このような高度に非線形な問題は、逃げる粒子と乱流プラズマ波の空間と時間の進化を記述する連立微分方程式を数値的に解くことによって対処できます。この研究では、星間物質の温かいイオン化および温かい中性相における超新星残骸からの宇宙線の伝播に本質的に焦点を当て、以下の宇宙線に関連するエネルギー損失の影響も考慮に入れる拡張フレームワークを提案します。10GeV。興味深いことに、低エネルギー宇宙線の拡散係数は、衝撃から逃れた後、数十キロ年の間、最大2桁抑制できました。超新星残骸の外側の宇宙線スペクトルは、ボイジャーによって観測されたスペクトルの振る舞いを彷彿とさせる十分に遅い時間に1GeV未満で平坦になります。また、ソースの周りに蓄積されたグラメージは無視できないものであり、宇宙線スペクトルの正確なフィッティングに重要な意味を持っています。
高密度中性子星コアの特性の制約：低質量X線連星HETEJ1900.1-2455の場合
| Title |
Constraining_the_properties_of_dense_neutron_star_cores:_The_case_of_the_low-mass_X-ray_binary_HETE_J1900.1-2455 |
| Authors |
N._Degenaar,_D._Page,_J._van_den_Eijnden,_M.V._Beznogov,_R._Wijnands,_M._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09711 |
中性子星の有効表面温度の時間発展を測定することで、それらの高密度コアの特性に関する貴重な情報を得ることができます。ここでは、一時的な中性子星の低質量X線連星HETEJ1900.1-2455の新しいチャンドラ観測について報告します。これは、約10年の長い降着爆発の終了から約2。5年後に得られたものです。観測中に発生源はほとんど検出されず、すべて2keV未満の6つの正味光子のみが収集されます。スペクトルが中性子星大気モデルとして形作られていると仮定して、統計分析を実行して、その質量に応じて、中性子星の温度が約30〜39eV（無限遠の観測者の場合）の1シグマの信頼度の上限範囲を決定します。半径と距離。全天モニターによって提供されたデータから推定された、降着爆発中に中性子星に注入された熱を考えると、推定される非常に低い温度は、コアが非常に高い熱容量を持っているか、非常に急速なニュートリノ冷却を受けていることを示唆しています。現在のデータでは、これら2つの可能性を解きほぐすことはできませんが、どちらも、高密度コアのかなりの部分が超流動/超伝導体ではないことを示唆しています。中性子星の熱進化の私たちのモデリングは、それが約15eVの温度までさらに冷える可能性があることを予測しています。将来の観測でそのような低温を測定することは、恒星の核で対になっているバリオンの割合に制約を与えるかもしれません。
K中間子凝縮内の連星中性子星合体：GW170817
| Title |
Binary_neutron_star_mergers_within_kaon_condensation:_GW170817 |
| Authors |
Z._Sharifi,_M._Bigdeli,_D._Alvarez-Castillo,_and_E._Nasiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09730 |
K中間子凝縮を考慮して中性子星（NS）物質の状態方程式（EoS）を調べた。さらに、二元中性子星合体の成分に関連する潮汐パラメータが決定され、これらの量に課せられたGW170817の制約と比較されます。この研究では、最低次の制約付き変分（LOCV）アプローチを採用し、{AV6$'$、AV8$'$、およびAV18ポテンシャル}と3つの核子相互作用（TNI）{を利用して核子を検討します。核子相互作用}。NSのコアにK中間子が存在すると、EoSが柔らかくなり{したがって}、2M$_\odot$よりも大きいと予想される最大質量の値が低くなることが知られています。我々の結果は、ストレンジネス値を持つK中間子凝縮を考慮すると、a$_{3}$m$_s$=-134MeVは、AV8$'$+TNIポテンシャルを除いて最大質量制約を満たすことを示しています。しかし、無次元の潮汐変形性の計算は、ストレンジネス値の減少に伴い、中性子星の変形が少なくなることを示しています。
合併に近づいている超大質量連星ブラックホールからの電磁署名
| Title |
Electromagnetic_signatures_from_supermassive_binary_black_holes_approaching_merger |
| Authors |
Eduardo_M._Guti\'errez,_Luciano_Combi,_Scott_C._Noble,_Manuela_Campanelli,_Julian_H._Krolik,_Federico_G._L\'opez_Armengol,_Federico_Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09773 |
融合の危機に瀕している回転および非回転の超大質量連星ブラックホールを取り巻く降着円盤によって生成される電磁放射の完全に相対論的な予測を提示します。コードBothrosを使用して、レイトレーシング計算を介した3D一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションからのデータを後処理します。これらのシミュレーションは、20の重力半径の初期間隔で互いに周回する2つの等質量ブラックホールの周りに形成される周連星ディスクとミニディスクのダイナミクスをモデル化し、インスピレーションレジームで10軌道以上のシステムを進化させます。光学的に厚い降着円盤から放射される熱黒体放射と、光学的に薄い高温のコロナから放射される硬X線に及ぶべき乗則スペクトルの合計として放射をモデル化します。さまざまな周波数で時間依存のスペクトル、画像、光度曲線を生成して、ブラックホールスピンの影響だけでなく、発光に固有の周期信号を調査します。物質が地平線に突入する前に、ISCOの角運動量が小さいほど、より多くの散逸が必要になるため、プログレードブラックホールスピンによってミニディスクが明るくなることがわかります。ただし、回転するブラックホールを備えたより大きな分離バイナリのミニディスクと比較して、私たちのミニディスクは光度が低くなります。これらのシステムとは異なり、それらの質量降着率は周連星ディスクよりも低く、流入時間のために放射効率が低くなります。短いです。最後に、これらのシステムの潜在的な可観測性に対する調査結果の影響について説明します。
FRBの新モデルとしての若い帯電マグネターの突然の放出
| Title |
Sudden_discharge_of_young_charged_magnetars_as_a_new_model_for_FRBs |
| Authors |
Marcio_G.B._de_Avellar,_Pedro_P.B._Beaklini,_S\'ilvia_P._Nunes,_Pedro_H.R.S._Moraes,_Manuel_Malheiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09782 |
反対に帯電した粒子がマグネターに短時間落下することによって引き起こされる、帯電した若いマグネターの突然の放電に基づく高速電波バースト（FRB）の新しいモデルを提案します。このシナリオでは、曲率放射は、突然の放電によって引き起こされるプロセスである磁力線の切断とそれに続く再接続によって生成される強い電界によって相対論的に加速された粒子によって放出されます。ライスナー・ノルドストロームによる外部計量を使用して、静的近似でマグネターを荷電中性子星としてモデル化しました。また、質量エネルギー密度に比例する電荷分布を採用しましたが、結果は特定の物質に強く敏感ではありません。星の電荷分布、総電荷のみ。私たちの計算によると、放電と放出のタイムスケールは数ミリ秒であり、総電荷が$\sim10^{20}〜\mathrm{C}$のマグネターのFRB現象と互換性があります。質量と半径はそれぞれ1.5〜3.0$\mathrm{M_{\odot}}$と10〜45kmの範囲です。さらに、コヒーレントパルスの計算された総放出電力は$P_{tot}\sim10です。^{42-43}erg/s$であり、周波数範囲と時間スケールもFRBの天文観測と一致しています。最後に、マグネターが放電後に崩壊しない場合、FRBリピーターソースの存在はその存在を除外できません。時間の必要性の後の爆風の繰り返しの磁気圏に再充電され、新しい放電が発生します。
正確で長期的な合併後のシミュレーションのためのバイナリ中性子星合体の結果の引き渡し
| Title |
Handing-Off_the_Outcome_of_Binary_Neutron_Star_Mergers_for_Accurate_and_Long-Term_Post-Merger_Simulations |
| Authors |
Federico_G._Lopez_Armengol,_Zachariah_B._Etienne,_Scott_C._Noble,_Bernard_J._Kelly,_Leonardo_R._Werneck,_Brendan_Drachler,_Manuela_Campanelli,_Federico_Cipolletta,_Yosef_Zlochower,_Ariadna_Murguia-Berthier,_Lorenzo_Ennoggi,_Mark_Avara,_Riccardo_Ciolfi,_Joshua_Faber,_Grace_Fiacco,_Bruno_Giacomazzo,_Tanmayee_Gupte,_Trung_Ha,_Julian_H._Krolik,_Vassilios_Mewes,_Richard_O'Shaughnessy,_Jes\'us_M._Rueda-Becerril,_Jeremy_Schnittman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09817 |
適応メッシュ細分化を使用したデカルトグリッド上で、IllinoisGRMHDを使用して完全な動的一般相対性理論でバイナリ中性子星（BNS）マージシミュレーションを実行します。残りのブラックホール（BH）がほぼ静止した後、プラズマが座標線を斜めに横切って流れ、数値誤差が速くなるため、長いタイムスケール（${\sim}$1s）にわたるデカルトグリッド上の周囲の降着円盤の進化は最適ではありません。ディスクから角運動量を放散します。これに対処するために、一般相対性理論の電磁流体力学（GRMHD）と時空データをIllinoisGRMHDからHarm3dに転送できる一連の計算ツールであるHandoffを紹介します。これは、長い時間スケールでの静的時空におけるBH降着円盤のモデリングに特化したGRMHDコードです。球面トポロジーを持つ一般的な座標系を利用します。HandOffにより、GRMHDフィールドと時空データのスムーズで信頼性の高い移行が可能になり、合併をはるかに超えてBNSダイナミクスを効率的かつ確実に進化させることができることを示します。また、HandOffアプローチを使用して、高度な状態方程式とニュートリノ物理学をBNSシミュレーションに組み込むことを含む将来の計画についても説明します。
BL Lac S5 0716 +714の43日間の光学的準周期振動の研究
| Title |
Study_of_a_43_day_optical_quasi-periodic_oscillation_for_BL_Lac_S5_0716+714 |
| Authors |
Lin_Lu,_Hao-Jing_Zhang,_Guo-Wei_Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09883 |
BLLacオブジェクトS50716+714光学B、R、およびIバンドのデータは、2017年11月10日から2018年5月15日まで収集されます。生データは21396の準同時マルチバンドポイントで構成され、それぞれに7132のデータポイントがあります。バンド。S50716+714の準周期振動（QPO）信号を検索するには、LombScargleピリオドグラム（LSP）法とWeightedWaveletZ-transform（WWZ）法を使用し、光度曲線シミュレーション法を使用して推定します。QPOの有意水準。これらの手法を使用して、43日（>95％の信頼水準）のおおよその月のような振動を伴うQPOが初めて明らかになりました。さらに、さらなる研究は、光放射が相対論的ジェットの結果として生成されることを示しています。この43日間のQPOは、ジェットに沿った速度$\vec\beta$のブロブのスパイラル運動によって説明できます。さらに、この43日間のQPOは、より長いQPOに重ね合わされ、この重ね合わせ現象は、線形の上昇傾向を説明できます。ブロブの視角は周期的に変化しますが、ジェット歳差運動はQPOを長くします。より長いQPOフラックスが増加している状態では、周期的な上昇傾向が観察される場合があります。
「スーパーチャンドラセカール」タイプIaSN2020esmの爆発から数日後の炭素/酸素が支配的な大気
| Title |
A_Carbon/Oxygen-dominated_Atmosphere_Days_After_Explosion_for_the_"Super-Chandrasekhar"_Type_Ia_SN_2020esm |
| Authors |
Georgios_Dimitriadis,_Ryan_J._Foley,_Nikki_Arendse,_David_A._Coulter,_Wynn_V._Jacobson-Gal\'an,_Matthew_R._Siebert,_Luca_Izzo,_David_O._Jones,_Charles_D._Kilpatrick,_Yen-Chen_Pan,_Kirsty_Taggart,_Katie_Auchettl,_Christa_Gall,_Jens_Hjorth,_Daniel_Kasen,_Anthony_L._Piro,_Sandra_I._Raimundo,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Armin_Rest,_Jonathan_J._Swift,_Stan_E._Woosley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09930 |
Ia型超新星（SNIa）爆発でドナー星からの原始的な物質を見ると、バイナリシステムの性質を明らかにすることができます。この論文では、「スーパーチャンドラセカール」SNeIa（SCSNeIa）のクラスで最もよく研究されているSNeの1つであるSN2020esmの測光および分光観測を、相対的な$-12$から+360日で取得したデータとともに示します。さまざまな地上および宇宙ベースの望遠鏡から得られるピーク輝度まで。当初はII型超新星として誤分類されていましたが、SN2020esmは$M_{B}=-19.9$magでピークに達し、ゆっくりと減少し（$\Deltam_{15}（B）=0.92$mag）、特に青色のUVと光学色を持っていました。早い時期に。測光および分光法では、SN2020esmは他のSCSNeIaと同様に進化し、通常の低い噴出速度、弱い中間質量要素（IME）、および遅い時間でのフェージングの強化を示していますが、その初期のスペクトルは独特です。最初のいくつかのスペクトル（ピークの10日前の$\gtrsim$10日のフェーズに対応）は、爆発後の最初の数日間はほぼ純粋な炭素/酸素雰囲気を示しています。この組成物は、核燃焼の影響を比較的受けない、原始的な材料によってのみ製造することができます。HとHeの欠如は、SN2020esmが2つの炭素/酸素白色矮星（WD）の合併の結果であることをさらに示している可能性があります。そのボロメータ光度曲線をモデル化すると、$^{56}$Niの質量が$1.23^{+0.14}_{-0.14}$M$_{\odot}$でエジェクタの質量が$1.75^{+0.32}_であることがわかります。{-0.20}$M$_{\odot}$、チャンドラセカール質量を超えています。最後に、SN2020esm、および一般的にはSCSNeIaクラスの可能な前駆体システムと爆発メカニズムについて説明します。
| Title |
A_Large_Population_of_Sub-Threshold_Gamma-ray_Pulsars |
| Authors |
Yuzhe_Song,_Timothy_A._D._Paglione,_Joshua_Tan_and_Charles_Lee-Georgescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10030 |
既知の電波パルサーの位置と一致する525の高緯度位置でのガンマ線パルサーの尤度スタッキング検索について報告します。新たに検出または関連付けられた8つのパルサー候補と36のサブスレッショルドパルサー候補を報告します。それらの尤度プロファイルをスペクトルパラメータ空間に積み重ねることは、パルサーのようなスペクトルインデックスとフェルミ感度より1桁低いフラックスを意味します。空の制御フィールドで実行された同じ手順は、積み重ねられたスペクトルがパルサーよりも明らかに柔らかいにもかかわらず、高い誤検出率（20〜50％）を意味します。この研究では、古い、過渡的な、リサイクルされた（ミリ秒）パルサーが存在するパラメーター空間の固有の領域も調べます。これらの線源の多くは回転エネルギー損失率が低く、経験的なガンマ線の「死線」が主に感度限界である可能性があることを意味します。ただし、それらの光度は、スピンダウンパワーとガンマ線光度の間のヒューリスティックな関係と一致しています。それらのパルサーの性質が確認できれば、これらの結果はガンマ線パルサーの数を16％拡大するでしょう。さらに、これらの新しい光源による改善されたミリ秒パルサー光度関数は、銀河中心のGeV過剰へのそれらの可能な寄与を特徴づけるのに役立ちます。
| Title |
Promise_of_persistent_multi-messenger_astronomy_with_the_blazar_OJ_287 |
| Authors |
Mauri_J._Valtonen,_Lankeswar_Dey,_A._Gopakumar,_Staszek_Zola,_S._Komossa,_Tapio_Pursimo,_Jose_L._Gomez,_Rene_Hudec,_Helen_Jermak_and_Andrei_V._Berdyugin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10102 |
ユニークな明るいブレーザーOJ287からの7つの予測制動放射フレアの観測の成功は、超大質量ブラックホール（SMBH）バイナリ中央エンジンを放出するナノヘルツ重力波（GW）の存在をしっかりと示しています。OJ287のSMBHバイナリ中央エンジン記述のさまざまな詳細をしっかりと確立するために、いくつかの電磁ウィンドウでソースを継続的に監視するための議論を提示します。この記事では、特に降着に関して、このシステムについてさらに知ることができることを探ります。そしてその2つの降着円盤からの流出。私たちは主に、2021年12月3日のプライマリのディスクに対するセカンダリブラックホールの予想される影響と、その後の数年間に生じる電磁信号に焦点を当てています。また、例外的な衰退の時期を予測し、ホスト銀河の研究におけるそれらの有用性を概説します。スペクトル調査が実施され、二次線からのスペクトル線が検索されましたが、見つかりませんでした。二次のジェットは研究されており、将来のVLBI観測でそれを発見するための提案が言及されています。結論として、ブラックホール連星モデルは、OJ287でのさまざまな種類の多数の観測を説明しています。慎重にタイミングを合わせた将来の観測により、その中央エンジンの詳細をさらに提供できるようになります。このような多波長で学際的な努力は、今後数十年でOJ287を使用してマルチメッセンジャーナノヘルツGW天文学を追求するために必要となるでしょう。
質量ギャップの極端な質量比のインスピレーション
この作業では、極限質量比インスピレーション（EMRI）の新しいサブクラスを提案します。質量ギャップEMRIは、より低い質量ギャップ$\sim（2.5-5）M_\odot$内のコンパクトオブジェクトで構成されます。巨大ブラックホール（MBH）。質量ギャップオブジェクト（MGO）は、原始ブラックホールであるか、超新星爆発の遅延から生成されたものである可能性があります。位相空間分布のフォッカープランク型方程式を解くことにより、（乾いた）損失円錐チャネルと（湿った）活動銀河核ディスクチャネルの両方での質量ギャップEMRIの形成率を計算します。ドライチャネルでは、質量分離効果の結果として、恒星ブラックホール（sBH）のEMRI率と比較して、質量ギャップEMRI率が大幅に抑制されます。活動銀河核ディスク内のコンパクトオブジェクトの移動速度はその質量に比例するため、ウェットチャネルでは、抑制はMGOに対するsBHの質量比にほぼ等しくなります。ウェットチャネルは、宇宙搭載重力波検出器で観測可能な質量ギャップEMRIを生成するためにはるかに有望であることがわかります。質量ギャップEMRIの（非）検出は、さまざまな超新星爆発メカニズムを区別し、MBHの周りの原始ブラックホールの存在量を制限するために使用できます。
銀河バルジX線放射を構成する微弱なX線点源の深部近赤外イメージング観測
| Title |
Deep_Near-infrared_Imaging_Observation_of_the_Faint_X-ray_Point_Sources_Constituting_the_Galactic_Bulge_X-ray_Emission |
| Authors |
Kumiko_Morihana,_Masahiro_Tsujimoto,_Ken_Ebisawa,_and_Poshak_Gandhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10355 |
銀河面に沿った明らかに拡張された硬（2-10keV）X線放射の存在は、1980年代初頭から知られています。銀河バルジのわずかに面外の領域のチャンドラX線天文台を使用した深いX線曝露により、拡張された放射のほとんどは、FeKバンドのかすかな離散X線源に分解されました（Revnivtsevetal。、2009）。これらの線源の主成分は、X線活性星と磁気激変星（CV）であると長い間考えられてきました。しかし、私たちのNIRイメージングや分光学的研究（Morihanaetal。、2013、2016）を含む最近の研究は、他の集団がより優勢であるべきだと主張しています。これをさらに調査するために、チャンドラの露光フィールドの中心で、はるかに深いNIRイメージング観測を実施しました。私たちはすばる望遠鏡でMOIRCSを使用し、この混雑した地域のJ、H、およびKsバンドで最大18等の限界等級に達し、NIR候補の対応物でX線源の約50％を特定しました。X線源をX線カラーカラー図での位置に基づいて3つのグループ（A、B、およびC）に分類し、X線およびNIRの特徴に基づいて特性を評価しました。グループAとグループCのソースの主要な集団は、それぞれCV（高い降着率を持つ磁性または非磁性の白色矮星を含むバイナリ）とX線活動星であると主張します。グループBのソースの主要な母集団は、おそらく質量降着率の低いWDバイナリです。グループB線源の複合X線スペクトルのFeK等価幅は、3つの中で最大であり、銀河バルジX線放射の幅に匹敵します。これにより、質量降着率の低いWDバイナリが多数存在し、CVとしては認識されませんが、明らかに拡張されたX線放射の主な原因であると推測されます。
過去数十年にわたって、確率的サンプラーが高次元の尤度表面の効率的な調査を可能にしたため、ベイズ法は天文学と物理学でますます人気が高まっています。この作業では、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）からのデータ内の暗黒物質消滅イベントの存在を検出するために、階層ベイズ推定フレームワークを開発します。宇宙線は、暗黒物質の速度平均断面積$\langle\sigmav\rangle$の事後分布を導出するために、測定された空の位置$\hat\Omega_m$とエネルギー$E_m$に基づいて重み付けされます。暗黒物質信号モデルと天体物理学的背景モデルは、$（\hat\Omega_m、E_m）$の事前分布としてキャストされます。これらの事前分布の形状は、第一原理モデルに基づいて修正できます。または、たとえば暗黒物質の消滅スペクトルや空の位置の天体物理学的分布など、理論的な不確実性を含めるために柔軟な事前確率を採用することもできます。スカラー一重項暗黒物質モデルからの寄与を伴うシミュレーションデータを使用して、この形式の有用性を示します。私たちの方法の感度は、CTAの感度の以前の推定値に匹敵します。
急速に回転する低温および高温のハイブリッド星の普遍的な関係
| Title |
Universal_relations_for_rapidly_rotating_cold_and_hot_hybrid_star |
| Authors |
Noshad_Khosravi_Largani,_Tobias_Fischer,_Armen_Sedrakian,_Mateusz_Cierniak,_David_E._Alvarez-Castillo,_David_B._Blaschke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10439 |
コンパクト星のいくつかのグローバルパラメータは、経験的関係を介して関連付けられています。これらは、密度の高い物質の基礎となる状態方程式から（ほぼ）独立しているため、普遍的であると言われています。星のコンパクトさの観点から、非回転および最大回転の構成の最大質量と半径、およびそれらの慣性モーメントを表す関係の普遍性を調査します。このために、最初に低温（ゼロ温度）と高温（等エントロピー）のヌクレオニックEoSのコレクションを利用し、EoSのコレクションに普遍的な関係が保持されていることを確認します。次に、コレクションに追加して、核物質から非閉じ込めクォーク物質への強力な一次相転移を認めるEoSの同じ普遍性モデルをテストします。また、この場合、特に高温の等エントロピーハイブリッド星については、普遍的な関係が成り立つことがわかります。計算されたデータに普遍的な関係を当てはめることにより、これらの関係に入る係数とそれらが保持する精度を決定します。
ホログラフィック核物質からの中性子星の予測
ホログラフィックWitten-Sakai-Sugimotoモデルから構築された中性子星の質量、半径、および潮汐変形性について議論します。星の地殻とコアに同じモデルを使用して、理論結果を最新の天体物理学データと組み合わせ、データだけで与えられるよりも厳しい制約を導き出します。たとえば、私たちの計算では、モデルパラメータとは関係なく、星の最大質量の上限は約2.46太陽質量であり、（無次元の）潮汐変形性の下限は1.4太陽質量の星であると予測されています。約277。
揺れ動くジェット爆発メカニズムにおけるコア崩壊超新星の残留質量
| Title |
Remnant_masses_of_core_collapse_supernovae_in_the_jittering_jets_explosion_mechanism |
| Authors |
Dmitry_Shishkin,_Noam_Soker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10697 |
コア崩壊時までの初期質量が$11-48M_\odot$の範囲で、内部対流層の比角運動量変動の基準を使用して、非回転星の1次元（1D）恒星進化シミュレーションを実行します。ゾーンでは、ジッタージェットの爆発メカニズムに従って中性子星（NS）の残骸の質量を推定します。1Dシミュレーションから、$j_{conv}>2.5\times10^{15}cm^2s^{-1}$の比角運動量変動を伴ういくつかの対流層がすべての鉄心の端の近くに発達することがわかります。モデル。この爆発の条件では、NSの残留質量は$1.3-1.8M_\odot$の範囲にあることがわかりますが、2倍の大きな値が必要な場合、つまり$j_{conv}>5\times10^{15}cm^2s^{-1}$の場合、NSの残留質量は$1.4〜2.8M_\odot$の範囲にあることがわかります（ここでの上限値はブラックホールを形成する可能性があります）。一般に、ジッタージェット爆発メカニズムでのブラックホールの形成には、回転しない星をシミュレートする一方で、急速に回転する崩壊前のコアが必要であることに注意してください。
複屈折フィルターの通過帯域統合プロパティ
| Title |
The_passband_integrationproperties_of_Birefringent_filter |
| Authors |
Xiaofan_Wang,_Mikhail_Leonidovich_Demidov,_Yuanyong_Deng,_and_Haiying_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09692 |
この記事では、複屈折フィルターの全通過帯域内の光子の総量が、機器の透過率に関係なく光源のスペクトルを除去することによって考慮される一定の数であるという観測現象について説明します。この結論は、1980年代以降、懐柔太陽観測基地でのみ認識され、正しいと見なされています。この記事では、以前の研究者によって提案された質問についてさらに議論します。記事の構造は、歴史（Sec。1）、実験（Sec。2）、数学（Sec。3）、およびディスカッション（Sec。4）として編成されています。この問題は、この光子の保存が秒で数学的一般性を持っていることを厳密に示しているにもかかわらず、天文学的な測定に現れるPaseval-Theoremであるはずです。3.3。
極低温での赤外線吸収とそのCdZnTe源
| Title |
Infrared_Absorption_and_its_Sources_of_CdZnTe_at_Cryogenic_Temperature |
| Authors |
Hiroshi_Maeshima,_Kosei_Matsumoto,_Yasuhiro_Hirahara,_Takao_Nakagawa,_Ryoichi_Koga,_Yusuke_Hanamura,_Takehiko_Wada,_Koichi_Nagase,_Shinki_Oyabu,_Toyoaki_Suzuki,_Takuma_Kokusho,_Hidehiro_Kaneda,_and_Daichi_Ishikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09879 |
電子吸収と格子吸収の間の波長領域での赤外線吸収の原因を明らかにするために、$p$タイプの低抵抗率（$\sim10^2〜{\rm\Omegacm}$）の吸収係数の温度依存性を測定しました。）CdZnTe結晶。$T=8.6-300$Kの温度範囲で、4波長帯（$\lambda=6.45$、10.6、11.6、15.1$〜\mu$m）のCdZnTe結晶の吸収係数を測定しました。システム。CdZnTe吸収係数は、$T=300$Kおよび$\alpha=0.4-0.9$${\rmcm^で$\alpha=0.3-0.5$${\rmcm^{-1}}$と測定されました。調査した波長範囲で$T=8.6$Kの{-1}}$。フリーホールとアクセプターレベルでトラップされたホールの遷移に基づく吸収モデルを使用して、$T=150-300$Kでのフリーホールによる吸収と、$T<50$Kでのトラップされたホールによる吸収を結論付けます。CdZnTeの主な吸収原因です。また、室温の抵抗率に基づいて極低温でのCdZnTe吸収係数を予測する方法についても説明します。
EUSO-TA望遠鏡で測定された星を使った校正方法の研究
| Title |
Study_of_the_calibration_method_using_the_stars_measured_by_the_EUSO-TA_telescope |
| Authors |
Z._Plebaniak,_M._Przybylak,_D._Barghini,_M._Bertaina,_F._Bisconti,_M._Casolino,_D._Gardiol,_R._Lipiec,_L.W._Piotrowski,_K._Shinozaki_and_J._Szabelski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09904 |
EUSO-TAは、JEM-EUSO（ExtremeUniverseSpaceObservatoryの共同実験ミッション）プログラムの一環として、望遠鏡アレイサイトのブラックロックメサに設置された地上実験です。2304ピクセル（36マルチアノード光電子増倍管、各64ピクセル）で構成される約10.6度x10.6度の視野を持つUV蛍光イメージング望遠鏡は、2.5マイクロ秒の時間分解能で動作します。2つのフレネルレンズを使用した実験セットアップでは、TA実験と並行して超高エネルギー宇宙線を測定できるだけでなく、稲妻の閃光、UVキャリブレーションレーザーからの人工信号、流星、星などの他の光源も測定できます。星は、点のようなソースとして視野を横切っている間、ピクセルのカウントを増やします。この作業では、いくつかのキャンペーン中にEUSO-TA実験によって登録された星からの信号に基づいてEUSO蛍光検出器のキャリブレーションを行う方法について説明します。星の位置がわかっているので、信号の分析は、検出器のポインティング精度を決定する機会を与えます。これは、宇宙搭載または気球搭載のEUSOミッションに適用できます。点像分布関数の形状などの検出器パラメータに関する情報を提供し、EUSOカメラの絶対キャリブレーションを実行する方法である分析方法について詳しく説明します。
パイプラインプロトタイピングにスクリプトジェネレーターを使用する
完全に自動化された天文データのキャリブレーションとイメージングのパイプラインは、天文台の試運転からデータとその処理の特別な機能や起こりうる問題を完全に理解するまでの時間を埋めることができる優れたプロトタイピング方法なしでは開発が困難です。この論文では、ALMA天文台でうまく機能し、他のほとんどのプロジェクトに移行できるほど一般的な方法を紹介します。つまり、3レベルのデータ分析ソフトウェア設計（スクリプト可能なツールキット、スクリプトジェネレーター、自動パイプライン）と、それに対応するソフトウェア開発のタイミングを使用して、建設の開始から3段階で作業を強化するというアイデアです。試運転の開始時と試運転の終了時にそれぞれ。ここで強調したい重要なデザインパターンは、自動パイプラインのプロトタイプとしてスクリプトジェネレーターを使用することです。
位置時系列分析からのICRF安定性の評価
| Title |
Evaluation_of_the_ICRF_stability_from_position_time_series_analysis |
| Authors |
Niu_Liu_and_Sebastien_Lambert_and_Felicitas_Arias_and_Jia-Cheng._Liu_and_Zi_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10079 |
天文基準座標系は、宇宙に固定されていると想定される銀河系外天体の絶対位置によって実現されます。軸の固定は、国際天文基準座標系（ICRS）の概念の重要なポイントの1つです。ただし、固有の活動などのさまざまな影響により、銀河系外天体の見かけの位置は時間とともに変化する可能性があり、その結果、これらの天体の位置によって定義されるフレーム軸の時間依存の偏差が生じます。国際天文基準座標系（ICRF3）の3番目の実現の軸安定性を評価することを目指しています。最初に、1979年8月から2020年12月までのデュアル$S/X$バンド（2.3/8.4〜GHz）での超長基線干渉法（VLBI）の観測から、銀河系外のソース位置の時系列を導き出します。ICRF3の安定性を測定しました。平均周りのドリフトと散乱に関する軸：（i）ICRF3を定義するソースの見かけの適切な動き（位置時系列の勾配）に基づいて、ICRF3軸のグローバルスピンを推定します。（ii）また、ICRF3を定義するソースの年平均位置を介して、ICRF3の年次表現を構築し、これらの年次フレームの軸方向の分散を推定します。グローバルスピンは、各ICRF3軸の$\mathrm{0.8\、\muas\、yr^{-1}}$以下であり、不確実性は$\mathrm{0.3\、\muas\、yr^{です。-1}}$、1979.6--2021.0の天体フレーム軸の$\mathrm{30\、\muas}$よりも小さい累積変形に対応します。年次天体フレームの軸方向は、時間の経過とともにより安定し、各軸の標準偏差は10〜20$\mathrm{\、\muas}$になります。ICRF3の軸は、1979.6--2021.0から約10-20〜$\mathrm{\muas}$で安定しており、ICRF3の採用後も軸の安定性は低下しません。
PICOLON暗黒物質探索プロジェクト
| Title |
PICOLON_dark_matter_search_project |
| Authors |
K._Fushimi,_D._Chernyak,_H._Ejiri,_K._Hata,_R._Hazama,_T._Iida,_H._Ikeda,_K._Imagawa,_K._Inoue,_H._Ishiura,_H._Ito,_T._Kishimoto,_M._Koga,_K._Kotera,_A._Kozlov,_K._Nakamura,_R._Orito,_T._Shima,_Y._Takemoto,_S._Umehara,_Y._Urano,_Y._Yamamoto,_K._Yasuda,_and_S._Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10116 |
PICOLON（低エネルギーNeutr（al）inoの純粋な無機結晶観測所）は、高純度のNaI（Tl）シンチレータによって宇宙の暗黒物質を探すことを目的としています。ハイブリッド精製法により超高純度NaI（Tl）結晶を開発しました。NaI（Tl）での$^{210}$Pbの最近の結果は、5.7$\mu$Bq/kg未満です。神岡地下研究所での低バックグラウンド測定での試験実験を報告します。年間変調信号の感度と暗黒物質粒子の検出について説明します。
畳み込みニューラルネットワークを使用したTAIGA-IACT画像の分析に関する予備的結果
| Title |
The_Preliminary_Results_on_Analysis_of_TAIGA-IACT_Images_Using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Elizaveta_Gres_and_and_Alexander_Kryukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10168 |
ブリヤート共和国のツンカ渓谷にあるイメージングチェレンコフ望遠鏡TAIGA-IACTは、短時間で大量のデータを蓄積し、効率的かつ迅速に分析する必要があります。このような分析の方法の1つは機械学習であり、これは近年多くの技術および科学分野でその有効性が証明されています。この作業の目的は、機械学習アプリケーションがTAIGA-IACTに設定されたタスクを解決する可能性を研究することです。つまり、宇宙線の一次粒子の識別とその物理的パラメーターの再構築です。この作業では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）の方法を適用して、CORSIKAでシミュレートされたモンテカルロイベントを処理および分析しました。また、処理のためのさまざまなCNNアーキテクチャが検討されました。この方法は、広範囲の空気シャワー（EAS）の一次粒子のタイプを決定し、ガンマ線エネルギーを再構築するのに良い結果をもたらすことが実証されています。立体視の場合、結果は大幅に改善されます。
畳み込みニューラルネットワークを使用したTAIGA実験でのHiSCOREシミュレーションイベントの分析
| Title |
Analysis_of_the_HiSCORE_Simulated_Events_in_TAIGA_Experiment_Using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Anna_Vlaskina_and_Alexander_Kryukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10170 |
TAIGAは、10TeVから数EeVの範囲の高エネルギーでのガンマ線天文学のためのハイブリッド天文台です。TAIGA-IACT、TAIGA-HiSCOREなどの楽器で構成されています。特にTAIGA-HiSCOREは、広角タイミングのチェレンコフライトステーションの配列です。TAIGA-HiSCOREデータを使用すると、エアシャワーのエネルギー、到着方向、軸座標などのエアシャワーの特性を再構築できます。このレポートでは、エアシャワー特性の決定のタスクで畳み込みニューラルネットワークの使用を検討することを提案します。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、HiSCOREイベントを分析し、画像のように扱います。このために、HiSCOREステーションで記録されたイベントの時間と振幅が使用されます。この作業では、単純な畳み込みニューラルネットワークとそのトレーニングについて説明します。さらに、シャワー軸の方向と位置、一次粒子のエネルギーなどのエアシャワーのパラメータの決定に関するいくつかの予備的な結果を提示し、それらを従来の方法で得られた結果と比較します。
O'TRAIN：光学的過渡空の研究のための堅牢で柔軟なReal / Bogus分類器
| Title |
O'TRAIN:_a_robust_and_flexible_Real/Bogus_classifier_for_the_study_of_the_optical_transient_sky |
| Authors |
K._Makhlouf,_D._Turpin,_D._Corre,_S._Karpov,_D._A._Kann_and_A._Klotz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10280 |
宇宙における高エネルギーの過渡現象を研究することへの科学的関心は、過去10年間で大きく成長しました。現在、複数の地上ベースの調査プロジェクトが出現し、より高い画像ケイデンスで光学的（およびマルチメッセンジャー）の一時的な空を継続的に監視し、毎晩空のより大きな部分をカバーしています。これらの斬新なアプローチは、特に誤警報を可能な限り低く保つことによって注意深く処理する必要があるグローバルアラート率の大幅な増加につながります。したがって、以前は狭視野機器用に設計された標準の過渡検出パイプラインは、アラートと誤警報の数と多様性の増加に対処するために、より高度なツールを統合する必要があります。深層機械学習アルゴリズムは、画像のパターンを認識する効率が証明されています。この方法を検討して、あらゆる種類の過渡検出パイプラインに含めることができる堅牢で柔軟なアルゴリズムを提供します。さまざまな種類の光学望遠鏡によって提供される一時的な候補カットアウト（減算残差）に対して実/偽の分類タスクを実行するために、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）アルゴリズムを構築しました。トレーニングには、\textit{True}と\textit{False}の点のようなソース候補を使用して2つのバランスの取れたデータセットに分割されたカットアウトの人間が監視するラベル付けが含まれていました。2つの異なる過渡検出パイプラインによって生成された候補でCNNモデルをテストしました。私たちのCNNアルゴリズムは、非常に異なるピクセルスケールを持つ多種多様な画像で正常にトレーニングできることを示しています。4つの異なる望遠鏡からの光学画像でテストされ、2つの異なる過渡検出パイプラインを利用して、CNNモデルは、適切に分類された候補の93％から98％までの堅牢な実/偽の分類パフォーマンス精度を提供します。
顕微鏡：系統的エラー
| Title |
MICROSCOPE:_systematic_errors |
| Authors |
Manuel_Rodrigues,_Pierre_Touboul1,_Gilles_Metris,_Alain_Robert,_Oceane_Dhuicque,_Joel_Berge,_Yves_Andre,_Damien_Boulanger,_Ratana_Chhun,_Bruno_Christophe,_Valerio_Cipolla,_Pascale_Danto,_Bernard_Foulon,_Pierre-Yves_Guidotti,_Emilie_Hardy,_Phuong-Anh_Huynh,_Vincent_Lebat,_Francoise_Liorzou,_Benjamin_Pouilloux,_Pascal_Prieur,_Serge_Reynaud,_Patrizia_Torresi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10559 |
MICROSCOPEミッションは、抗力のないマイクロに搭載された静電加速度計のおかげで、E\"otv\"osパラメータで前例のない精度10$^{-15}$で軌道上の弱い等価原理（WEP）をテストすることを目的としています。衛生。テストの精度は、環境と機器のノイズに起因する統計的エラー、およびこのペーパーが当てはまる体系的なエラーによって決定されます。系統的誤差の原因は、3つのカテゴリに分類できます。衛星の高度での残留大気抗力や重力勾配などの外部摂動、熱または磁気摂動などの衛星設計に関連する摂動、および機器の内部原因からの摂動です。WEPパラメータ推定の不確実性に信頼できる上限を設定するために、各系統的誤差が評価または制限されます。
8年間の使用後のVERITAS光電子増倍管の研究
VERITASガンマ線望遠鏡アレイは2007年から運用されており、2012年から浜松R10560-100-20PMTが搭載されています。2020年代半ばまで運用を継続することが2019年に決定されたため、PMTを交換する必要があるかどうかが問題になりました。重要になり、研究が開始されました。LEDフラッシャーで20個の浜松R10560-100-20PMTの2つのグループをスキャンした結果を示します。1つのグループは4つのVERITAS望遠鏡のそれぞれからの5つのPMTで構成され、もう1つのグループは同じタイプで製造日が使用されたことのない20のPMTで構成されていました。ゲインと高電圧応答に関連する3つのテスト変数を測定したところ、2つのグループ間に有意差はなかったことがわかりました。これは、望遠鏡で使用されているPMTの経年劣化がほとんどなく、交換が不要であることを示しています。
He I 10830 \ AA \ライン上の太陽フレアのマルチ通過帯域観測
| Title |
Multi-Passband_Observations_of_A_Solar_Flare_over_the_He_I_10830_\AA\_line |
| Authors |
Yan_Xu,_Xu_Yang,_Graham_S._Kerr,_Vanessa_Polito,_Viacheslav_M._Sadykov,_Ju_Jing,_Wenda_Cao_and_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09949 |
この研究は、BBSO/GSTとIRISによって2018年5月28日17：10UT頃に観測されたC3.0フレアを示しています。GSTの近赤外線イメージング分光偏光計（NIRIS）は、スペクトルイメージングモードに設定され、$\pm$0.8\AA、$\pm$0.4\AAおよびHeI10830のライン中心の5つのスペクトル位置をスキャンしました。フレアリボンの先頭エッジの線は吸収が強化されているのが観察され、リボンの残りの部分は放出されているのが観察されます。発光しているとき、プレフレアと比較したコントラストは、さまざまなスペクトル位置で約$30〜\％$からほぼ$100〜\％$の範囲です。2種類のスペクトル、ラインコアでより高い強度を持つ「凸」形状とラインウィングでより高い放射を持つ「凹」形状が、それぞれトレーリング領域とピークフレア領域で見られます。リボンの前面では、5つの波長すべてで約$\sim10\％-20\％$の負のコントラストまたは強化された吸収が現れます。この観察結果は、以前にモノフィルターグラムを使用してHeI10830で観察された負のフレアが、このスペクトル線の純粋なドップラーシフトによって引き起こされたものではないことを強く示唆しています。代わりに、吸収の強化は、フレアエネルギー注入の結果であるように見えます。つまり、最近の数値モデリングの結果に見られるように、高エネルギー電子の沈殿によって引き起こされるヘリウムの非熱衝突イオン化です。さらに、厳密には同時ではありませんが、IRIS宇宙船からのMgIIの観測は、HeI10830の吸収の強化が見られる場所で明らかな中央反転パターンを示しています。これは、以前の観測と一致しています。
マグネトグラフの飽和とオープンフラックスの問題
見通し内光球磁場測定の外挿は、半径方向の惑星間磁場（IMF）の強さを予測します。これは、2〜4倍低すぎる要因です。この「オープンフラックス問題」に対処するために、マウントウィルソン天文台（MWO）とウィルソン山天文台（WSO）によって飽和しやすいFeI525.0nm線で行われたものに特に焦点を当てて、さまざまな天文台からのマグネトグラフ測定を再分析します。）全開放フラックスを決定する全双極子強度は、それらの全光球フラックスが一致している場合でも、一般に観測所間で大きな変動を示します。ただし、MWOとWSOの双極子強度、およびそれらの全フラックスは非常によく一致しています。Ulrichetal。が以前に示したように、飽和補正$\delta^{-1}$は、525.0nmラインのMWO測定値を不飽和のFeI523.3nmラインは、不規則な形状の523.3nmラインウィングに沿って出口スリットが配置される場所に敏感に依存します。523.3および525.0nm信号がthから発生するようにスリットが配置されている場合e同じ高さ、ディスクの中心で$\delta^{-1}$〜4.5、手足の近くで〜2に低下します。この補正をMWOまたはWSOマップのいずれかに適用すると、導出された開放フラックスは観測されたIMFの大きさと一致します。他の研究者は、右円偏光成分と左円偏光成分の間のシフトが大幅に小さい翼の523.3nmの線をサンプリングしたため、スケーリング係数は半分しか得られませんでした。
白色矮星のスペクトル進化について。 II。 STELUMを用いて進化する白色矮星における元素輸送の時間依存シミュレーション
| Title |
On_the_Spectral_Evolution_of_Hot_White_Dwarf_Stars._II._Time-dependent_Simulations_of_Element_Transport_in_Evolving_White_Dwarfs_with_STELUM |
| Authors |
A._B\'edard,_P._Brassard,_P._Bergeron,_and_S._Blouin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09989 |
白色矮星は、さまざまな元素輸送メカニズムの影響を受けます。これらのメカニズムにより、冷却時に表面組成が急激に変化する可能性があります。これは、スペクトル進化として知られる現象です。この論文では、白色矮星のスペクトル進化の包括的な理論的調査を行います。まず、モントリオール大学で開発された恒星進化コードの新しい実装であるSTELUMを紹介します。恒星進化論と化学輸送の両方の処理をカバーする、コードの物理的内容と数値的手法の完全な説明を提供します。次に、進化する白色矮星における元素輸送の2つの最先端の数値シミュレーションを紹介します。原子拡散、対流混合、および質量損失は、時間依存の拡散プロセスとして同時に考慮され、冷却と完全に結合されます。最初に、PG1159$-$DO$-$DB$-$DQ進化チャネルをモデル化します。ヘリウム、炭素、および酸素に富むPG1159星は、重力による沈降により、純粋なヘリウムDB白色矮星に変化します。次に、対流式のドレッジアップによって、ヘリウムが優勢で炭素が汚染された白色矮星になります。また、完全なDO$-$DA$-$DC進化チャネルも初めて計算します。残留水素を含むヘリウムに富むDO白色矮星は、フロートアッププロセスによって純粋な水素のDA星になり、次にヘリウム-対流混合により、水素を含むDCスターが優勢です。私たちの結果は、利用可能な経験的制約と非常によく一致していることを示しています。特に、DO$-$DA$-$DCシミュレーションは、ガイアの色-マグニチュード図で観察された分岐の下部ブランチを完全に再現します。これは、スペクトル進化のサインとして解釈できます。
s過程元素が過剰に存在するAGB後の星のガイアEDR3データと、それらの進化の状態と二元性
| Title |
Gaia_EDR3_data_of_post-AGB_stars_with_overabundance_of_s-process_elements_and_their_evolutionary_status_and_binarity |
| Authors |
M.Parthasarathy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10185 |
最近、Kamathetal。（2021）s-process要素が過剰にある18のポストAGB超巨星のガイアEDR3データを分析しました。それらのサンプルのこれらの星のいくつかについて、彼らは、進化のAGB段階でのs過程元素合成と一致しない異常に非常に低い絶対光度を見つけます。彼らはこれらの星のRUWE値を考慮していないようです。s-process要素が豊富にあるこれらの18個のポストAGB星のRUWE値を調べました。18個の星のうち13個のRUWE値は1.4をはるかに超えているため、それらの距離（絶対光度）は信頼できません。StassunandTorres（2021）の研究によると、ガイアEDR3RUWE値が1.4より大きい星は、ガイアデータベースの未解決のバイナリである可能性が最も高いです。したがって、s過程が豊富なポストAGB星のいくつかには、未解決の低質量のバイナリコンパニオンが含まれている可能性があります。これらの18個のs過程に富む星のうち5つ星（IRAS07134+1005、IRAS08143-4406、IRAS12360-5740、IRAS19500-1709、IRAS22272+5435）のみが、正確なガイアEDR3パララックスとRUWE値が1.4未満であり、絶対光度は、AGB後の進化の軌跡と一致しています。
Br $ \ gamma \ラインを使用してHerbigAe / Be星に降着を追跡する
降着は原始惑星系円盤の進化において重要な役割を果たしており、降着メカニズムは低質量星と高質量星の間で変化すると考えられています。ここでは、中間質量、前主系列星のHerbigAe/Be（HAeBe）星の降着を特徴づけて、降着とシステム特性の相関関係を検索します。102HAeBesのイマージョングレーティング赤外線スペクトログラフからの新しい高解像度の近赤外線スペクトルを提示し、2.166$\mu$mでの降着追跡Br$\gamma$ラインを分析します。Fairlambらのサンプルも含まれています。とDonehew\＆Brittain、合計155のターゲット。Br$\gamma$と恒星の光度の間には正の相関があり、HerbigAesとHerbigBesの間の傾きが変化しています。$L_{Br\gamma}$を使用して、降着光度と降着率を決定します。降着の光度と速度は、恒星の質量と年齢に依存することがわかります。ただし、降着光度を恒星の光度で正規化すると、この傾向はなくなります。オブジェクトをフレア（グループI）またはフラット（グループII）のディスクに分類し、降着の光度または速度に傾向がないことを確認しました。これは、ディスクのダスト構造が降着に影響を与えていないことを示しています。サンプルと以前の研究に共通するオブジェクトのBr$\gamma$の変動性をテストします。Br$\gamma$の線の等価幅は、降着率の変化が見られる場合を除いて、文献の観察結果とここで提示する観察結果の間でほぼ一貫していることがわかります。
ソーラーオービター/日震学および日震学イメージャー（PHI）およびソーラーダイナミクス天文台（SDO）/日震学および磁気イメージャー（HMI）からの立体観測によるベクトルマグネトグラムの明確化
| Title |
Disambiguation_of_Vector_Magnetograms_by_Stereoscopic_Observations_from_the_Solar_Orbiter/Polarimetric_and_Helioseismic_Imager_(PHI)_and_the_Solar_Dynamic_Observatory_(SDO)/Helioseismic_and_Magnetic_Imager_(HMI) |
| Authors |
Gherardo_Valori_(1_and_2),_Philipp_L\"oschel_(1),_David_Stansby_(2),_Etienne_Pariat_(3_and_4),_Johann_Hirzberger_(1),_Feng_Chen_(5)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Sonnensystemforschung,_(2)_University_College_London,_Mullard_Space_Science_Laboratory,_(3)_Laboratoire_de_Physique_des_Plasmas,_\'Ecole_Polytechnique,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_Observatoire_de_Paris,_Univ._Paris-Sud,_(4)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_Universit\'e_de_Paris,_(5)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_Nanjing_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10650 |
光球ベクトル磁場の分光偏光再構成は、横成分の方向のいわゆる180$^\circ$のあいまいさによって本質的に制限されます。ソーラーオービターの打ち上げと運用の成功により、2つの異なる視点から得られた観測のみを使用して180$^\circ$のあいまいさを取り除くことが可能になりました。このような可能性の利用は原則として簡単ですが、実際にはそれほど簡単ではないため、衛星の軌道と測定原理の両方の関数として、精度と制限を評価することが重要です。この作業では、立体視曖昧性解消法（SDM）を提示し、モデル化されたアクティブ領域と静かな太陽観測への適用におけるその精度の徹底的なテストについて説明します。最初の一連のテストでは、3つの異なる数値シミュレーションから抽出されたマグネトグラムをテストフィールドとして使用し、さまざまな角度と距離からのマグネトグラムの観測をモデル化します。これらのより理想的なテストでは、SDMは、中程度から十分に解決されたフィールドに適用された場合、100％の曖昧性解消の精度に達することが証明されています。スケールが大幅に不足している静かな太陽マグネトグラムの曖昧性解消の場合でも、SDMは電界強度に応じて82％から98％の精度を提供します。SDMの精度は、その高度に楕円軌道上のソーラーオービターの可変解像度と、観測されたフィールドの固有のスケールにほとんど敏感であることがわかります。最後に、より現実的なテストとして、放射伝達反転コードと、細孔の3Dシミュレーションに適用されたSOPHISM機器シミュレーターを使用して取得されたマグネトグラムを検討し、観測されたフィールドに対する視野角の影響についての予備的な説明を示します。。
MATISSEから見た、クールな進化星VX射手座の拡張された大気と星周環境
| Title |
The_extended_atmosphere_and_circumstellar_environment_of_the_cool_evolved_star_VX_Sagittarii_as_seen_by_MATISSE |
| Authors |
A._Chiavassa,_K._Kravchenko,_M._Montarg\`es,_F._Millour,_A._Matter,_B._Freytag,_M._Wittkowski,_V._Hocd\'e,_P._Cruzal\`ebes,_F._Allouche,_B._Lopez,_S._Lagarde,_R._G._Petrov,_A._Meilland,_S._Robbe-Dubois,_K.-H._Hofmann,_G._Weigelt,_P._Berio,_P._Bendjoya,_F._Bettonvil,_A._Domiciano_de_Souza,_M._Heininger,_Th._Henning,_J._W._Isbell,_W._Jaffe,_L._Labadie,_M._Lehmitz,_K._Meisenheimer,_A._Soulain,_J._Varga,_J.-C._Augereau,_R._van_Boekel,_L._Burtscher,_W._C._Danchi,_C._Dominik,_J._Drevon,_V._G\'amez_Rosas,_M.R._Hogerheijde,_J._Hron,_L._Klarmann,_E._Kokoulina,_E._Lagadec,_J._Leftley,_L._Mosoni,_N._Nardetto1,_C._Paladini,_E._Pantin,_D._Schertl,_P._Stee,_L._Szabados,_R._Waters,_S._Wolf,_and_G._Yoffe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10695 |
環境。射手座VX星は、その分類に影響を与える恒星のパラメーターを決定するのが難しい、クールで進化した明るい赤い星です。目的。私たちは、光球の広がりと星周環境を空間的に解決することを目指しています。メソッド。L（3〜4{\mu}m）、M（4.5〜5{\mu}m）、およびN（8〜13{\mu}m）バンドでMATISSE機器を使用して得られた干渉観測を使用しました。MIRAソフトウェアを使用して単色画像を再構成しました。CO5BOLDと均一ディスクモデルを使用して実行された3D放射流体力学（RHD）シミュレーションを使用して、視直徑直径を推定し、恒星の表面構造を解釈しました。さらに、放射伝達コードOptim3DおよびRadmc3Dを使用して、それぞれL、M、およびNバンドのスペクトルエネルギー分布を計算しました。結果。MATISSEの観測により、L、M、およびNバンドにわたるVXSgrの形態が初めて明らかになりました。再構成された画像は、プローブされた波長に特性が依存する明るい領域を持つ複雑な形態を示しています。波長の関数として角直径を測定し、LおよびMバンドの光球範囲が大気中の不透明度に依存することを示しました。これに加えて、観測された光球の不均一性は、対流に関連する表面構造として解釈できるとも結論付けました。Nバンドでの比較により、Nバンドスペクトルと単純なダスト放射伝達シミュレーションの間に定性的な一致が得られました。ただし、絶対フラックスキャリブレーションの精度が限られているため、モデルパラメータを制約することが難しいため、現在のデータの解釈をしっかりと結論付けることはできません。結論。MATISSEの観測と導出された再構成画像は、非常に大きなスペクトル領域にわたる星の表面と星周環境の外観を初めて明らかにします。
| Title |
The_Phonon_Background_from_Gamma_Rays_in_Sub-GeV_Dark_Matter_Detectors |
| Authors |
Kim_V._Berghaus,_Rouven_Essig,_Yonit_Hochberg,_Yutaro_Shoji,_Mukul_Sholapurkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09702 |
放射性汚染物質からの$\mathcal{O}$（MeV）エネルギーを持つ高エネルギー光子は、固体ターゲット物質に散乱し、サブGeV暗黒物質直接検出検索の重要な低エネルギーバックグラウンドを構成する可能性があります。このバックグラウンドは、前方散乱方向の部分的にコヒーレントな散乱増強により、$1〜100$meVの範囲のエネルギー堆積物で最も顕著になります。低質量暗黒物質検索で対象となるターゲット材料の代表である、Si、Ge、GaAs、SiC、およびAl$_2$O$_3$ターゲット材料で得られたシングルフォノンおよびマルチフォノンのバックグラウンドを包括的に定量化します。高エネルギー光子バックグラウンドの現実的な表現を使用し、予想されるバックグラウンドフォノンスペクトルと予想される暗黒物質信号フォノンスペクトルを対比します。十分にシールドされた環境でも暗黒物質信号の検出を可能にするために、このバックグラウンドを十分に抑制するためにアクティブな拒否権が必要です。
| Title |
Solar_mass_black_holes_from_neutron_stars_and_bosonic_dark_matter |
| Authors |
Raghuveer_Garani,_Dmitry_Levkov,_Peter_Tinyakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09716 |
質量が$\approx1\、M_{\odot}$のブラックホールは、恒星進化論では生成できません。それらの形成の一般的なシナリオは、中性子星の核変換を含みます-暗黒物質の蓄積によって、星の中心で重力崩壊を引き起こします。このシナリオは、暗黒物質粒子の相互作用に関する明らかに矛盾する要件にもかかわらず、ボソン暗黒物質のモデルで実現できることを示します。一方で、それらは、中性子星の内部で捕獲されるのに十分な強さで中性子に結合する必要があります。他に、それらのループによって引き起こされる自己相互作用は崩壊を妨げます。これらの相反する条件が異なるスケールで課せられていることを観察して、暗黒物質の効率的な蓄積を伴うモデルが大きなフィールドで変形して、その後のブラックホールへの崩壊を避けられないことを示します。実行可能な例には、曲がった無限の谷を持つ弱く結合されたモデルが含まれます。
フォーブッシュ減少プロファイルにおける極端な地磁気嵐の役割
| Title |
The_role_of_extreme_geomagnetic_storms_in_the_Forbush_decrease_profile |
| Authors |
Anil_Raghav,_Prathmesh_Tari,_Kalpesh_Ghag,_Zubair_Shaikh,_Omkar_Dhamane,_Utsav_Panchal,_Mayuri_Katvankar,_Komal_Choraghe,_Digvijay_Mishra,_Kishor_Kumbhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09918 |
フォーブッシュ減少（FD）と地磁気嵐（GS）は、惑星間コロナ質量放出（ICME）や共回転相互作用領域（CIR）などの一般的な原因物質を持つ2つの異なる宇宙天気イベントです。一般に、ICMEは高振幅のFDと極端なGSを引き起こします。ただし、極端なGSと強力なFDの間の相互リンクは十分に研究されていません。ここでは、5つのICMEによって引き起こされた極端な嵐と、それぞれのFDプロファイルに対するそれらの影響を示します。GSの突然の嵐の開始がFDの開始と一致することを観察しました。興味深いことに、GSの主段階と回復段階で中性子数が徐々に増加することにも気づきました。中性子数の最大の増加は、Sym-H指数の最小値と一致します。増強は主にすべての中性子モニターで見られますが、低エネルギー中性子と比較して高エネルギー中性子で顕著に顕著です。ICMEと磁気圏の相互作用による地球の磁気シールドの弱体化により、より多くの宇宙線が地面に到達できるようになります。したがって、地磁気嵐の状態は、外部の原因物質とともにFDプロファイルに大きな影響を与えると結論付けます。したがって、FDプロファイルを再現するために使用されるモデルに地磁気変動の影響を含めることが不可欠です。
$ R ^ 2 $-摂動QCDからの重力クォーク星
| Title |
$R^2$-gravity_quark_stars_from_perturbative_QCD |
| Authors |
Jos\'e_C._Jim\'enez,_Juan_M._Z._Pretel,_Eduardo_S._Fraga,_Sergio_E._Jor\'as_and_Ribamar_R._R._Reis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09950 |
繰り込みスケールのみでパラメータ化された摂動QCDから得られた冷たいクォーク物質の状態方程式を用いて、$f（R）=R+\alphaR^2$重力の枠組みの中でクォーク星の構造を調べます。以前に文献で報告された制約の範囲内およびそれを超えて、かなり広い範囲の自由パラメーター$\alpha$が、大きな中心質量密度を持つ星の質量と半径に無視できない変更をもたらすことを示します。関連する重力結合エネルギーの振る舞いを通してそれらの全体的な安定性を分析し、これらのエネルギーが高い適切な（バリオン）質量の領域で修正された重力項によってわずかに影響を受けることを示します。
JEM-EUSOプログラムの概要と結果
UHECR（超高エネルギー宇宙線）の分野と宇宙での粒子加速の理解は、宇宙で最も強力な源の振る舞いの重要な要素として、宇宙素粒子物理学と基本的なものにとって最も重要です。物理学と宇宙の私たちの一般的な理解を向上させます。現在の主な目標は、UHECRのソースとその構成を特定することです。このためには、統計を増やす必要があります。UHECR研究用の宇宙ベースの検出器には、非常に大きな露出と天球の均一なカバレッジという利点があります。JEM-EUSOプログラムの目的は、UHECRの研究を宇宙にもたらすことです。観測の原理は、地球の大気中の大規模な空気シャワー（EAS）によって励起された大気中の窒素の等方性蛍光によって放出されるUV光と、地球の表面または密な雲の頂上から反射される前方ビームのチェレンコフ放射の検出に基づいています。UHECR研究の主な目的に加えて、JEMEUSOは、約1マイクロ秒の極端な時間分解能で非常に弱いUV信号を検出する機器の独自の能力により、いくつかの二次研究を行います。人間が生成した紫外線の地図、ストレンジクォーク物質（SQM）や高エネルギーニュートリノの検索など。JEM-EUSOプログラムには、地上（EUSO-TA）、成層圏気球（EUSO-Balloon、EUSO-SPB1、EUSO-SPB2）、および蛍光検出器を使用してUHECRを実証する宇宙（TUS、Mini-EUSO）からのいくつかのミッションが含まれます宇宙からの観測と大型ミッションK-EUSOとPOEMMAの準備。プログラムの現在の状況、さまざまなプロジェクトによってこれまでに得られた主要な結果、および近い将来の展望のレビューが提示されます。
煙突格子宇宙における重力相互作用
宇宙の煙突トポロジー$T\timesT\timesR$が、点状の巨大な物体によって生成される重力ポテンシャルと力に与える影響を調査します。ソリューションに対して3つの異なる式を取得します。1つは、2つのトロイダル次元の周期性を使用したデルタ関数の級数へのフーリエ展開から得られます。2つ目は、湯川ポテンシャルの形をしたソース質量とその無限に多くの画像に対するヘルムホルツ方程式の解の合計です。ポテンシャルの3番目の代替解は、湯川型ポテンシャルに適用されるEwaldsums法を介して定式化されます。現在の宇宙では、湯川ポテンシャルの単純な合計を含む式は、適切な精度に到達するためにシリーズ内の項の数が少ないため、計算目的に適していることを示します。
遺物重力子の屈折率とnHzバンド
インフレーション進化の従来の段階で遺物重力子の屈折率が増加すると、スペクトルエネルギー密度はfHzを超える中間周波数で青色になり、通常はmHzよりも小さい膝の後で平坦になります。ここでは、パルサータイミングアレイで観測されたいくつかの特有の特徴が最近宇宙重力子に起因するnHz範囲で十分に大きなスペクトルエネルギー密度につながる条件を調査します。これらの潜在的な証拠が、オーディオ範囲（つまり、数HzからkHzの間）の広帯域干渉計によって提供される最新の境界と組み合わされる場合、パラメーター空間の許可された領域は、両方の決定および関連する他のすべての制約と互換性がありますインフレ中に生成された遺物重力子の背景を持つ。現在の分析は、パルサータイミングアレイがインフレーション進化の初期段階での屈折率の進化に敏感であることを示唆しています。高周波の正規化、青色のスペクトルインデックス、テンソルとスカラーの比率は個別に割り当てることはできませんが、最終的には膝の周波数に関連しているため、予備的な経験的証拠のこの物理的解釈は他の観点から区別できます。屈折率の変化率とスローロール補正の間の競合。
数値相対論における適応メッシュ細分化の教訓
| Title |
Lessons_for_adaptive_mesh_refinement_in_numerical_relativity |
| Authors |
Miren_Radia,_Ulrich_Sperhake,_Amelia_Drew,_Katy_Clough,_Eugene_A._Lim,_Justin_L._Ripley,_Josu_C._Aurrekoetxea,_Tiago_Fran\c{c}a_and_Thomas_Helfer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10567 |
オープンソースの数値相対論コードGRChomboで使用されるBerger-Rigoutsosアダプティブメッシュリファインメント（AMR）アルゴリズムの柔軟性と有用性を示し、バイナリブラックホールインスピレーションから重力波形を生成し、重要な物質構成を含む他の問題を研究します。。GRChomboは、確立された数値相対論コードLeanとのコード比較を通じて、高品質の連星ブラックホール波形を生成できることを示します。また、再グリッド時にさまざまな細分化基準を使用することによって生じる数値効果など、完全なAMRの使用に伴う技術的な課題のいくつかについても説明します（たとえば、移動ボックスメッシュ細分化とは対照的です）。さまざまな物理現象をシミュレートするためにさまざまなタグ付け基準をいつ使用するかについて、いくつかの「経験則」を提案します。スカラー場の理論の進化の例を通して、これらの異なる基準の使用を示します。最後に、GRChomboの現在のステータスと一般的な機能についても確認します。
クロックのネットワークを使用して基本定数の安定性を測定する
| Title |
Measuring_the_stability_of_fundamental_constants_with_a_network_of_clocks |
| Authors |
G._Barontini,_L._Blackburn,_V._Boyer,_F._Butuc-Mayer,_X._Calmet,_J._R._Crespo_Lopez-Urrutia,_E._A._Curtis,_B._Darquie,_J._Dunningham,_N._J._Fitch,_E._M._Forgan,_K._Georgiou,_P._Gill,_R._M._Godun,_J._Goldwin,_V._Guarrera,_A._Harwood,_I._R._Hill,_R._J._Hendricks,_M._Jeong,_M._Y._H._Johnson,_M._Keller,_L._P._Kozhiparambil_Sajith,_F._Kuipers,_H._S._Margolis,_C._Mayo,_P._Newman,_A._O._Parsons,_L._Prokhorov,_B._I._Robertson,_J._Rodewald,_M._S._Safronova,_B._E._Sauer,_M._Schioppo,_N._Sherrill,_Y._V._Stadnik,_K._Szymaniec,_M._R._Tarbutt,_R._C._Thompson,_A._Tofful,_J._Tunesi,_A._Vecchio,_Y._Wang_and_S._Worm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10618 |
標準模型の基本定数の変動を検出することは、新しい物理学の説得力のある証拠を私たちに提供し、暗黒物質と暗黒エネルギーの性質のベールを持ち上げることができます。この作業では、原子時計と分子時計のネットワークを使用して、広範囲の時間スケールで前例のない感度でこのような変動を探す方法について説明します。これはまさに最近立ち上げられたQSNETプロジェクトの目標です。基本定数の安定性を測定するためのクロックのネットワークです。QSNETには、最先端の原子時計が含まれますが、基本定数の変動に対する感度が向上した次世代の分子および高電荷イオン時計も開発されます。QSNETの技術的および科学的目的について説明し、期待されるパフォーマンスを評価します。QSNETによって調べられたパラメータの範囲で、新しい物理学を発見するか、暗黒物質や暗黒エネルギーモデルを含む標準模型を超える基本対称性と理論の範囲の違反に新しい制約を課すことを示します。
タイプ1a超新星の光度に対する進化的物理定数の影響
タイプ1a超新星、SNeIaは、それらを収容する銀河の距離を決定するための宇宙論の標準光源として使用されます。SNIaの光度は、物理定数（光速$c$、重力定数$G$、プランク定数$h$）の進化が許可されている場合、私たちからの距離に依存することを示します。SNIaを作成するために爆発する白色矮星のチャンドラセカール質量は、SNIaが形成されるエポックでの定数の値に依存するためです。SNeIaの光度は、過去に現在よりも最大で約4倍高かったことを示しています。したがって、最も初期のSNeIaの光度距離の推定は、最大2倍ずれている可能性があります。赤方偏移対距離係数データベース（PantheonSNeIa）に適用されたこの補正で決定された宇宙パラメータは、暗黒エネルギー密度と曲率を除いて、この補正なしの標準の$\Lambda$CDMモデルとそれほど変わりません。エネルギー密度;後者は前者を犠牲にして増加します。定数のバリエーションは、$\dot{G}/G=3.90（\pm0.04）\times10^{-10}yr^{-1}$および$\dot{c}/c=\dot{で与えられます。h}/h=1.30(\pm0.01）\times10^{-10}yr^{-1}$現在。これらのバリエーションは、$G$、$c$、および$h$が個別にではなく同時に変更できる場合にのみ有効です。
ポリクロニックトンネリング：ユークリッドとローレンツの進化を同時に体験する新しいトンネリングプロセス
| Title |
Polychronic_Tunneling:_New_Tunneling_Processes_Experiencing_Euclidean_and_Lorentzian_Evolution_Simultaneously |
| Authors |
Naritaka_Oshita,_Yutaro_Shoji_and_Masahide_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10736 |
重力の存在下で可能な新しいトンネリングプロセスについて説明します。Wheeler-deWitt正準量子化とWKB近似を使用して量子トンネリングを定式化します。私たちの定式化の際立った特徴は、それがユークリッドとローレンツの進化の共存に対応していることです。それは量子トンネリングの新しい可能性を開きます。例えば泡の壁自体がポテンシャル障壁を通り抜けて近くのフィールドを引っ張ります。壁の領域はユークリッド時間で進化し、他の領域はローレンツ時間で同時に進化します。数値解析を実行すると、そのようなプロセスは、Coleman-DeLucciaバウンスよりもはるかに高いトンネリングレートを持つ可能性があることがわかります。また、重力のデカップリングレジームにも新しいトンネリングプロセスが存在し、低エネルギー現象に影響を与えることもわかりました。
