グローバルな21cmのトラフを持つ非回転および回転する原始ブラックホール暗黒物質の感度
| Title |
Sensitivities_on_non-spinning_and_spinning_primordial_black_hole_dark_matter_with_global_21_cm_troughs |
| Authors |
Akash_Kumar_Saha,_Ranjan_Laha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10794 |
中性水素から生じるグローバルな21cm信号の検出は、再結合後の宇宙の標準的な進化の理解に革命をもたらす可能性があります。さらに、それは暗黒物質（DM）の優れたプローブにもなり得ます。すべてのDM候補の中で、原始ブラックホール（PBH）は最も意欲的なものの1つです。低質量PBHからのホーキング放出は、初期宇宙の熱およびイオン化の履歴に大きな影響を与える可能性があり、その結果、グローバルな21cm信号に影響を与える可能性があります。最近、EDGESはグローバル21cm信号を主張しましたが、SARAS3はその主張を拒否しました。この作業では、グローバル21cm信号のEDGESのような測定から生じる非回転および回転PBHの感度を調査し、感度が他の天体物理学的観測量から生じる感度と競合することを発見します。さまざまな不確実な天体物理学的パラメータに応じて、感度を大幅に強化できることを示します。さらに、暗黒時代に予想された吸収トラフからPBH密度の予測も導き出します。私たちの仕事は、グローバルな21cmの吸収トラフの近い将来の明確な検出が、PBHDMの優れたプローブになる可能性があることを示しています。
分散抑制シミュレーションの共分散行列
| Title |
Covariance_matrices_for_variance-suppressed_simulations |
| Authors |
Tony_Zhang,_Chia-Hsun_Chuang,_Risa_H._Wechsler,_Shadab_Alam,_Joseph_DeRose,_Yu_Feng,_Francisco-Shu_Kitaura,_Marcos_Pellejero-Ibanez,_Sergio_Rodr\'iguez-Torres,_Chun-Hao_To,_Gustavo_Yepes,_Cheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10845 |
宇宙論的な$N$-bodyシミュレーションは、進行中および将来の調査からのデータを比較するための宇宙の構造の数値予測を提供します。ただし、調査対象の宇宙の量が増えると、ますます大規模なシミュレーションが必要になります。最近、固定振幅の初期条件を採用することにより、シミュレーションの分散を減らすことが提案されました。この方法は、銀河の赤方偏移調査データから宇宙論的パラメーターを抽出するために通常使用される銀河サンプルの2点統計を含む、さまざまな統計に偏りを導入しないことが実証されています。ただし、これらのシミュレーションを適切に使用できるようにするには、これらのシミュレーションの共分散行列を推定するための現在の方法を再検討する必要があります。この作業では、共分散行列を分析的に作成することは簡単ではありませんが、正確な2点および3点の統計を使用してモックカタログを作成するための最も効率的な方法であるEZmockが、分散の妥当な共分散行列の推定値を提供することを示します。抑制されたシミュレーション。さらに、銀河バイアス、3点統計、および小規模クラスタリングを変化させることにより、分散抑制の動作を調査します。
明日なき暴走：インフレのダイナミクスと観測の制約
| Title |
Born_to_Run:_Inflationary_Dynamics_and_Observational_Constraints |
| Authors |
Richard_Easther,_Benedict_Bahr-Kalus,_and_David_Parkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10922 |
インフレーション宇宙論は、初期の宇宙が加速膨張を受け、単純なシナリオでは、単一のスカラー場またはインフラトンによって駆動されることを提案しています。インフラトンポテンシャルの形は、密度摂動と重力波の初期スペクトルを決定します。インフレーションの持続時間の制約と重力波の背景のBICEP3/Keckの境界は、99％の信頼度でポテンシャルのより高い導関数が自明ではないことを意味することを示します。このような用語は、密度摂動スペクトルのスケール依存性または実行に寄与します。この限界におけるインフレーションモデルの「同値類」を明確にし、重力波のバックグラウンドが非常に小さいモデルは通常、ランニングが大きく、保留中の実験でこのバックグラウンドが観察されない場合、ランニングは検出可能性のしきい値になる可能性があることを示します。進行波と重力波の背景に対する相関する期待は、将来の観測が可能なインフレメカニズムへの洞察をもたらすかもしれない新しい道を提供します。
宇宙ひもの窓
宇宙ひもループからの粒子放出と重力放射は、結果として生じるループ分布に影響を与え、したがって、宇宙ひもの対応する観測結果に影響を与えます。ここでは、すべてのサイズのループが、与えられたべき乗則（Polchinski-Rochaループ生成関数）を使用して無限ストリングネットワークから生成されるモデルに焦点を当てます。粒子の生成により、確率的重力波バックグラウンド（SGWB）は、現在または計画されているGW実験よりも高い周波数で遮断されることがわかります。これは、LIGO-Virgo-Kagra（LVK）コラボレーションからの現在の制約が依然として保持されることを意味します。ただし、これらの粒子の一部$\gtrsim\mathcal{O}（10^{-3}）$が$\gamma$線にカスケードされ、重力逆反応スケールがPolchinski-Rochaモデルに従っている場合、張力は、拡散$\gamma$線バックグラウンドの測定によって下から、SGWBによって上から厳しく制限されます。合理的な仮定の下で、これらの2つの可能な観測量によって設定された弦張力のジョイント制約により、使用可能なパラメーター空間が狭帯域に減少します。LVKへの将来のアップグレードでは、このモデルが除外されるか、文字列が検出されます。
クエンチングとギャラクシー人口統計
| Title |
Quenching_and_Galaxy_Demographics |
| Authors |
Lucia_F._de_la_Bella,_Adam_Amara,_Simon_Birrer,_William_G._Hartley,_Philipp_Sudek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11110 |
天文学におけるオープンデータ革命により、コミュニティは現実的なシミュレーションに大きく依存する高度な分析手法を開発することを余儀なくされています。銀河の人口統計学の進化の現象学は、2つの消光メカニズムを呼び出す一連の連続方程式によって説明することができます：質量消光と衛星消光。これらの2つのメカニズムの組み合わせは、低赤方偏移の宇宙で観察されるように、静止状態の母集団に対して二重のSchechter関数を生成します。この論文では、明示的に伴銀河を含むこれらの消光メカニズムを検討し、星形成集団の正確な時間発展を追加します。これらの新機能は、これらの連続の方程式の現在のバージョンを完成させ、現代の銀河系外天体物理学で必要とされる現実的なシミュレーションに不可欠です。静止状態の母集団とアクティブな母集団の間の分析関係を導き出し、シミュレーションのパラメーター空間を大幅に削減します。さらに、Schechter関数の振幅の分析時間依存性を導き出します。最後に、SDSSDR7銀河サンプルに対して結果を検証します。モデルはSkyPyライブラリに実装され、メインプロットはSTRAUSSを使用してソニフィケーションされます。
HADES：DMの過密度を決定するための新しい数値ツール
| Title |
HADES:_a_new_numerical_tool_for_the_determination_of_DM_over-densities |
| Authors |
Anna_Balaudo,_Francesca_Calore,_Valentina_De_Romeri_and_Fiorenza_Donato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11138 |
宇宙論的シミュレーションは、暗黒物質が束縛された構造（すなわち、メインハロー）を形成し、銀河をホストし、最終的にはより質量の小さい暗黒物質の過密度（すなわち、サブハロー）の集団を形成することを予測します。ハローとサブハローの空間暗黒物質分布の決定は、銀河形成シミュレーションの分析における1つの主要な課題であり、通常、近似分析密度プロファイルと組み合わせたハローファインダーアルゴリズムに依存しています。このような決定は、とりわけ、宇宙素粒子の観測量における暗黒物質の特徴を導き出すために重要です。暗黒物質粒子消滅からのガンマ線光子のフラックス。ここでは、シミュレーションボリューム内の任意のポイントで暗黒物質の密度を高精度で局所的に再構築するための新しい数値ツール「HaloAccurateDensityEvaluationSystem」（HADES）を紹介します。分析的な暗黒物質プロファイル分布から始めて、ハローの専用の模擬実現でコードパフォーマンスの徹底的なテストを実行します。モックハローでは、HADESが数$\％$の精度で暗黒物質密度を回復し、1000個までの粒子を含むすべてのサブ構造を効率的に解決し、より小さなサブハローの控えめな推定値を提供できることを示します。HADESを使用して、暗黒物質の空間分布の全天図を計算する方法を説明します。これは、視線に沿って二乗および統合され、密度の変動による信号のブーストをすでに考慮しています。また、IllustrisTNGスイートのTNG50-1-Darkシミュレーションで1つのハローにコードを適用し、HADESがハローとサブハローの両方の暗黒物質の空間分布に存在する非対称性を自動的にマッピングする方法を強調します。膨大な数の天体物理学アプリケーションに役立つツールになります。
インフレ後の再加熱の歴史を特徴づける、パートI：二次-二次相互作用を伴う単一の娘フィールド
| Title |
Characterizing_the_post-inflationary_reheating_history,_Part_I:_single_daughter_field_with_quadratic-quadratic_interaction |
| Authors |
Stefan_Antusch,_Daniel_G._Figueroa,_Kenneth_Marschall,_Francisco_Torrenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11280 |
インフレーションの終わりから放射支配（RD）または物質支配の一時的な期間（MD）のいずれかの開始までの宇宙のエネルギー分布と状態方程式の進化を研究します。分析技術と格子シミュレーションの両方を使用します。インフラトン$\Phi$がインフレーション$V（\Phi）\propto|\Phi--v|^p$（$p\geq2$）の後に単項式ポテンシャルを持ち、娘に結合されている2フィールドモデルを検討します。二次-二次相互作用$g^2\Phi^2X^2$を介してフィールド$X$。ポテンシャルの最小値が$i）$$v=0$であるか、$ii）$$v>0$であるかに応じて、2つの状況を考慮します。シナリオ$i）$では、$X$に転送される最終エネルギーは$g^2$に依存せず、$p$によって完全に決定されます。$p<4$の場合、$\sim50\の順序では無視できます。$p\geq4$の場合は％$。システムは、$p=2$の場合は遅い時間にMDに移行しますが、$p>2$の場合はRDに移行します。後者の場合、RDまでのeフォールドの数を、$g^2$の関数として正確に計算できるため、スカラー傾斜$n_s$やテンソル対スカラー比$rなどのインフレーション観測量を正確に予測できます。$。シナリオ$ii）$では、有効質量$m_X^2=g^2（\Phi-v）^2$でない限り、エネルギーは常に$X$に完全に転送されます。無視できる。$p=2$の場合、$X$と$\Phi$のエネルギー密度の最終的な比率は$g^2$に強く依存します。すべての$p\ge2$について、システムは常に遅い時間にMDに移行します。
銀河人口統計に対する赤方偏移分布の感度
| Title |
The_Sensitivity_of_the_Redshift_Distribution_to_Galaxy_Demographics |
| Authors |
Philipp_Sudek,_Lucia_F._de_la_Bella,_Adam_Amara,_William_G._Hartley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11345 |
測光赤方偏移は、大規模な調査で銀河の分布を測定するために一般的に使用されます。ただし、進行中および将来の大規模な宇宙論調査の要求により、赤方偏移のパフォーマンスに非常に厳しい制限が課せられ、これを満たすことは困難です。この精度のニーズを満たすための新しいアプローチは、現実的なシミュレーションに支えられたフォワードモデリングです。ここで紹介する作業では、シミュレーションを使用して、基礎となる銀河集団の人口統計に対する赤方偏移分布の感度を調査します。これを行うには、2つの銀河集団、星形成銀河と急冷銀河のSchechter関数の赤方偏移進化パラメーターを変更します。各母集団は、8つのパラメーターによって特徴付けられます。SDSSなどの浅い調査の赤方偏移分布は、主に急冷銀河のパラメータに敏感であることがわかります。ただし、DESやHSCなどのより詳細な調査では、星形成パラメーターが赤方偏移の分布に大きな影響を与えます。具体的には、星形成銀河の特徴的な光度$a_\mathrm{M}$の傾きは、全体的に赤方偏移の分布に最も強い影響を及ぼします。$a_\mathrm{M}$を148％（与えられた不確実性）減らすと、平均赤方偏移が${\sim}45$％シフトします。色と等級の測定値のどの組み合わせが$a_\mathrm{M}$に最も敏感であるかを調べ、各色と等級のペアが$a_\mathrm{M}$の変更によって同様に影響を受けることがわかります。
宇宙から降着する原始惑星を効率的にイメージング：HST /
WFC3アーカイブPSFライブラリを使用したPDS70惑星系のリファレンススターディファレンシャルイメージング
| Title |
Efficiently_Imaging_Accreting_Protoplanets_from_Space:_Reference_Star_Differential_Imaging_of_the_PDS_70_Planetary_System_using_the_HST/WFC3_Archival_PSF_Library |
| Authors |
Aniket_Sanghi,_Yifan_Zhou,_Brendan_P._Bowler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10777 |
原始惑星の降着は、惑星がそれらの出生の原始惑星系円盤からどのように組み立てられるかについての重要な洞察を提供します。最近、周等。（2021）ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3（HST/WFC3）で角度微分イメージング（ADI）を使用して、S/NでF656N（$\mathrm{H}\alpha$）の若い付着惑星PDS70bを回復しました7.9の。この論文では、同じデータセットに参照星微分イメージング（RDI）を適用することにより、降着する惑星を効率的にイメージングするための有望なアプローチを示します。宇宙望遠鏡科学研究所が提供するWFC3点像分布関数（PSF）のデータベースから参照ライブラリをコンパイルし、RDI減算を改善するための参照フレームの事前選択のための一連の形態有意性基準を開発します。このPSFライブラリを使用したRDIにより、S/N5.3でPDS70bが検出されます。PDS70bの位置天文学と測光は、フォワードモデリング法と注入回復テストを使用して較正され、$186\pm13$masの分離、$142\pm5^\circ$の位置角、およびH$をもたらします。$（1.7\pm0.3）\times10^{-15}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$の\alpha$フラックス。RDIでの検出の重要性が低いのは、ADIPSFと比較して参照PSFのピーク対バックグラウンド比が$\sim$100倍低いためです。WFC3を使用して高品質の参照ライブラリを構築すると、ロール角度スケジューリングの制約に制限されない短いタイムスケールで降着の変動性を研究し、地上にアクセスできないターゲットの周囲の$\mathrm{H}\alpha$で活発に降着する原始惑星を効率的に検索するユニークな機会が提供されます。かすかな遷移ディスクホストなどのベースの補償光学システム。
彗星45P / Honda-Mrkos-Pajdu \ u {s} \ 'akov \' aおよび46P / Wirtanenのダストコマの動径分布
| Title |
Radial_Distribution_of_the_Dust_Comae_of_Comets_45P/Honda-Mrkos-Pajdu\u{s}\'akov\'a_and_46P/Wirtanen |
| Authors |
C._Lejoly_(1),_W._Harris_(1),_N._Samarasinha_(2),_B._E._A._Mueller_(2),_E._Howell_(1),_J._Bodnarik_(1),_A._Springmann_(1),_T._Kareta_(1),_B._Sharkey_(1),_J._Noonan_(1),_L._R._Bedin_(3),_J.-G._Bosch_(4),_A._Brosio_(5),_E._Bryssinck_(6_and_7_and_8),_J.-B._de_Vanssay_(4),_F.-J._Hambsch_(9,7),_O._Ivanova_(10,11,12),_V._Krushinsky_(13),_Z.-Y._Lin_(14),_F._Manzini_(15),_A._Maury_(4),_N._Moriya_(16),_P._Ochner_(17,3),_V._Oldani_(15)_((1)_Lunar_and_Planetary_Laboratory,_(2)_Planetary_Science_Institute,_(3)_INAF,_(4)_SpaceObs,_(5)_L'Osservatorio_Astronomico_di_Savelli,_(6)_CARA-Consortium,_(7)_Vereniging_Voor_Sterrenkunde_(VVS),_(8)_BAA,_The_British_Astronomical_Association,_(9)_American_Association_of_Variable_Star_Observers_(AAVSO),_(10)_Astronomical_Institute_of_the_Slovak_Academy_of_Sciences,_(11)_Main_Astronomical_Observatory_of_the_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_(12)_Taras_Shevchenko_National_University_of_Kyiv,_(13)_Laboratory_of_Astrochemical_Research,_(14)_National_Central_University,_(15)_Station_Astronomica_di_Sozzago,_(16)_siOnet_Ltd,_(17)_University_of_Padova) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10808 |
12月から45P/Honda-Mrkos-Pajdu\u{s}\'akov\'a（45P/HMP）彗星の、塵とガスが完全に分離されていない内部の塵昏睡環境を研究する前例のない機会がありました。.26、2016-2017年3月15日、および46P/Wirtanen（2018年11月10日-2019年2月13日）、両方とも可視波長。これらの彗星の放射状プロファイルの傾きは、ほこりを最も代表するRおよびHB-BCフィルターで測定され、放射状に拡大するコマからの偏差が重要であると識別されました。彗星45P/HMPの方位角方向に平均化された半径方向のプロファイルの傾きは、近日点通過前5。24日での-1.81$\pm$0.20から近日点通過後74。41日での-0.35$\pm$0.16まで徐々に変化します。対照的に、46P/Wirtanenの半径方向のプロファイルの傾きは、観測された期間にわたって-1.05$\pm$0.05でかなり一定に保たれます。さらに、46P/Wirtanenの半径方向のプロファイルは、方位角的にスカイプレーンに投影された太陽の位置角に依存しますが、45P/HMPの半径方向のプロファイルは依存しません。これらの結果は、45P/HMP彗星と46P/ワータネン彗星のコマダスト環境が大きく異なり、ダスト特性が異なることを示唆しています。これらの2つの彗星から明らかなように、十分に分解された内部コマは、ダスト環境の詳細な特性評価に不可欠です。
アンモニアの生成は金星の雲を居住可能にし、観測された雲レベルの化学的異常を説明します
| Title |
Production_of_Ammonia_Makes_Venusian_Clouds_Habitable_and_Explains_Observed_Cloud-Level_Chemical_Anomalies |
| Authors |
William_Bains,_Janusz_J._Petkowski,_Paul_B._Rimmer,_Sara_Seager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10850 |
金星の雰囲気は神秘的であり、多くの優れた化学的難問があります。これらには次のものが含まれます。雲の層に約10ppmのO2が予期せず存在する。下層雲層の大きな粒子の未知の組成;そして、SO2とH2Oの測定された垂直存在量プロファイルを説明するのは難しい。上記のすべての異常に主に対処する、雲の化学に関する新しい仮説を提案します。ベネラ8号とパイオニアヴィーナス探査機の両方で暫定的に検出された主要成分であるアンモニア（NH3）が含まれています。NH3は一部の硫酸雲滴に溶解し、酸を効果的に中和し、溶解したSO2を亜硫酸アンモニウム塩としてトラップします。液滴がより高い温度に落ち着くにつれて、雲の中にSO2がトラップされ、雲の下にSO2が放出されることで、垂直方向のSO2存在量の異常が説明されます。NH3の存在の結果は、一部の金星雲の液滴は、濃硫酸ではなく、地球の好酸性環境に一致するpH〜1の半固体アンモニウム塩スラリーでなければならないということです。NH3の発生源は不明ですが、生物学的生産が関係している可能性があります。もしそうなら、最もエネルギー効率の良いNH3生成反応もO2を生成し、雲の層でのO2の検出を説明します。したがって、私たちのモデルは、雲が以前に考えられていたよりも住みやすく、住んでいる可能性があると予測しています。以前の大気モデルとは異なり、データと一致させるために強制的な化学的制約は必要ありません。既存の観測に基づいた私たちの仮説は、新しい金星のその場測定によってテストすることができます。
サブネプチューン（半径が2〜4R$_{\oplus}$の惑星）はM矮星の周りに豊富にありますが、これらの惑星の大気のダイナミクスは比較的未踏です。この論文では、一般的な低平均分子量、温帯のサブネプチューン雰囲気のドライダイナミクスの基本的な基盤を提供することを目指しています。理想化された灰色ガス放射スキームを備えたExoFMSGCMを使用して、K2-18bの大気を制御として使用し、さまざまなレベルの星座と回転速度の惑星大気をシミュレートします。自転と公転の温帯サブネプチューンの大気は、回転速度が遅く、水素が支配的な組成であるため、水平方向の温度勾配が弱いことがわかります。帯状風の構造は、角運動量の保存によって駆動される高緯度旋衡風によって支配されています。低圧では、超回転赤道ジェットが観測されます。これは、軸対称強制を伴う理想化された大気のシミュレーションで見られるタイプと同様のロスビー-ケルビン不安定性によって駆動されることを提案します。自転と公転の座標で流れを見ると、主な転覆循環が昼側と夜側の間にあることがわかり、自転と公転の流れ関数と鉛直速度を星座にリンクするスケーリング関係が導き出されます。私たちの結果をK2-18bの他の唯一のGCM研究と比較すると、ダイナミクスに有意な質的差異が見られ、さまざまなダイナミクスコアと物理的パラメーター化の影響をさらに協力して調査する必要があることがわかります。この論文は、温帯サブネプチューンの乾燥ダイナミクスを研究するためのベースラインを提供します。これは、パートIIで湿った効果を導入して構築されます。
TNGでのGAPSプログラム。 XXXII。ホットジュピターWASP-80bの大気中の準安定HeIの明らかな非検出
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG._XXXII._The_revealing_non-detection_of_metastable_HeI_in_the_atmosphere_of_the_hot_Jupiter_WASP-80b |
| Authors |
L._Fossati,_G._Guilluy,_I._F._Shaikhislamov,_I._Carleo,_F._Borsa,_A._S._Bonomo,_P._Giacobbe,_M._Rainer,_C._Cecchi-Pestellini,_M._L._Khodachenko,_M._A._Efimov,_M._S._Rumenskikh,_I._B._Miroshnichenko,_A._G._Berezutsky,_V._Nascimbeni,_M._Brogi,_A._F._Lanza,_L._Mancini,_L._Affer,_S._Benatti,_K._Biazzo,_A._Bignamini,_D._Carosati,_R._Claudi,_R._Cosentino,_E._Covino,_S._Desidera,_A._Fiorenzano,_A._Harutyunyan,_A._Maggio,_L._Malavolta,_J._Maldonado,_G._Micela,_E._Molinari,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto,_E._Poretti,_G._Scandariato,_A._Sozzetti,_H._Stoev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11179 |
ホットジュピターWASP-80bは、上層大気でのHeI吸収を検出および測定するための優れたターゲットとして特定されています。HeIトリプレットに焦点を当てたHARPS-NおよびGIANO-B高分解能分光器を使用して、光学および近赤外でWASP-80bの4つの主要な通過を観察しました。さらに、観測結果を理解するために、3次元の流体力学的超高層モデルを採用しました。上限が0.7％（つまり、1.11の惑星半径;95％の信頼水準）のHeIトリプレットの位置で惑星吸収の兆候は見つかりませんでした。流体力学モデリングの入力を生成するために、恒星の光球モデルと組み合わせた恒星の高エネルギー放出を再推定しました。太陽のHeとHの存在比を仮定すると、HeIの吸収が検出されたはずであることがわかりました。太陽の25分の1の恒星風を考えると、太陽の約16分の1のHeとHの存在比を仮定した場合にのみ、非検出を再現することができました。代わりに、太陽の10倍の恒星風を考えると、太陽の約10分の1のHe対Hの存在比でのみ非検出を再現することができました。過去のすべてのHeI測定値を収集して、恒星の高エネルギー放出と惑星の重力との相関関係を探して、この結果を理解しようとしましたが、何も見つかりませんでした。WASP-80bは、サブソーラーで推定されたHe対Hの存在比を持つ唯一の惑星ではありません。これは、高温の高層大気におけるHe対Hの含有量を大幅に変更できる効率的な物理メカニズム（相分離、磁場など）の存在を示唆しています。木星。惑星の巨視的特性と恒星のスペクトルエネルギー分布の形状は、惑星の大気中の検出可能な準安定Heの有無を予測するのに十分ではありません。Heの存在量も主要な役割を果たしているようです。
Mantis Network I：超高温ジュピター透過スペクトルの相互相関分析用のテンプレートとマスクの標準グリッド
| Title |
The_Mantis_Network_I:_A_standard_grid_of_templates_and_masks_for_cross-correlation_analyses_of_ultra-hot_Jupiter_transmission_spectra |
| Authors |
Daniel_Kitzmann,_Jens_H._Hoeijmakers,_Simon_L._Grimm,_Nicholas_W._Borsato,_Anna_Lueber,_Bibiana_Prinoth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11380 |
超高温の木星の雰囲気は非常に興味深く、ユニークな化学実験室です。気温が非常に高いため、エアロゾルが昼間に形成される可能性はほとんどありません。さらに、他の太陽系外ガス巨人の大気中に通常存在する分子は、ほとんどが解離しており、代わりに原子とイオンが支配的な化学組成を生成します。したがって、これらの惑星は、高分解能の昼側および通過分光法によって元素を直接検出することにより、詳細な化学的特性評価の可能性を提供します。これにより、原則として、これらのオブジェクトの元素の存在量を直接推測することができ、それらの形成プロセスと進化の歴史に重大な制約を与える可能性があります。より涼しい惑星の大気では、元素は通常、多数の分子または凝縮物にさえも結合しているため、金属量の導出ははるかに複雑です。最近では、相互相関法と組み合わせた高分解能分光法を使用して、主に原子とイオンの形でいくつかの化学種がすでに検出されています。この調査では、相互相関法と一緒に使用するように設計された標準テンプレートのグリッドを提供します。これにより、高温の太陽系外惑星の大気中の化学種を簡単に検出できます。合計で、いくつかの気温で140を超える種の高解像度テンプレートを計算します。高解像度テンプレートに加えて、スペクトル連続体に対するラインピークの位置とそれらの吸収深度を含むラインマスクも提供します。これらのラインマスクの別のバージョンでは、他の種のラインとの潜在的なブレンド効果も考慮されています。すべてのテンプレートとラインマスクは、CDSデータサーバーで公開されています。
惑星間ミッションの軌道決定法：Orbit14ソフトウェアの開発と使用
ここ数年、太陽系の探査のために新世代の惑星間宇宙ミッションが設計されました。同時に、電波科学機器は前例のないレベルの精度に達し、天体に関する知識の大幅な向上につながりました。このハードウェアのアップグレードに伴い、惑星間ミッション用のソフトウェア製品が大幅に改良されました。これに関連して、ピサ大学で開発された、ベピコロンボとジュノのミッションの電波科学データを処理するための正確な軌道決定ソフトウェアであるOrbit14を紹介します。長年にわたり、多くのツールがソフトウェアに実装され、Orbit14はシミュレーションと実際のデータの処理から得られた経験を活用してきました。この論文では、惑星間ミッションの電波科学実験のためにピサ大学で開発された軌道決定法のレビューを提示します。地球から数百万キロメートル離れた宇宙船を周回する実験を完全に制御するために必要なパラメータ推定プロセスの基本理論と洗練された方法について説明します。私たちの目的は、宇宙ミッションの文脈で軌道決定の分野に近づいている人々のために、無線科学実験の取り扱いの広範な説明と段階的な指示の両方を提供することです。また、Orbit14ソフトウェアを使用してJunoおよびBepiColomboミッションで実施された作業も示します。特に、Junoの重力実験で得られた最近の結果と、BepiColomboの重力回転および相対性理論でこれまでに実行されたシミュレーションを要約します。
平衡熱力学的考察に基づく岩石惑星の分類スキームに向けて
相転移のランダウ-ギンツブルグ理論の観点からの地球システムの記述に基づいて、岩石惑星の分類スキームが提案されています。3つの主要な平衡状態を特定でき、関連する惑星の状態または相は次のとおりです。地球のような完新世の状態。熱い金星のような状態;冷たい火星のような状態。このスキームは、地球システムに対する人間の行動の影響によって引き起こされる、完新世から人新世への地球の移行を理解するために提案されたアプローチに基づいています。現在の研究では、惑星に変化を引き起こし、惑星を上記で特定された状態の1つに強制する自然条件を特定します。関連する物理的パラメータを分析する際、1つは地球と金星の類似性による脳卒中であり、人新世の移行が温室の地球シナリオにつながる可能性がどの程度あるかです。
$ z = 6.5 $でのX線の弱い広い吸収線クエーサーの深いXMM-Newton観測
| Title |
Deep_XMM-Newton_Observations_of_an_X-ray_Weak,_Broad_Absorption_Line_Quasar_at_$z=6.5$ |
| Authors |
Jinyi_Yang,_Xiaohui_Fan,_Feige_Wang,_Giorgio_Lanzuisi,_Riccardo_Nanni,_Massimo_Cappi,_George_Chartas,_Mauro_Dadina,_Roberto_Decarli,_Xiangyu_Jin,_Charles_R._Keeton,_Bram_P._Venemans,_Fabian_Walter,_Ran_Wang,_Xue-Bing_Wu,_Minghao_Yue,_Ann_Zabludoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10785 |
XMM-NewtonObservatoryを使用して、最も遠い既知の重力レンズクエーサーであるJ0439+1634のX線観測を$z=6.52$で報告します。これは、広い吸収線（BAL）クエーサーでもあります。130ksの露出で、クエーサーはEPIC機器を使用して、合計358$^{+19}_{-19}$のネットカウントで光学位置の点光源として大幅に検出されます。べき乗則と銀河吸収モデルを観測されたスペクトルに適合させることにより、$\Gamma=1.45^{+0.10}_{-0.09}$のスペクトル勾配が得られます。導出された光学からX線へのスペクトル勾配$\alpha_{\rm{ox}}$は$-2.07^{+0.01}_{-0.01}$であり、J0439+1634のX線放射が2500オングストロームの光度と平均$\alpha_{\rm{ox}}$対光度の関係に基づく予想よりも18倍弱い。$z>6$のX線弱いBALクエーサーが分光的に観測されたのはこれが初めてです。そのX線の弱さは、より低い赤方偏移でのBALクエーサーの特性と一致しています。固有の吸収成分を含むモデルをフィッティングすることにより、$N_{\rm{H}}=2.8^{+0.7}_{-0.6}\times10^{23}\、\rm{cm}の固有の柱密度が得られます。^{-2}$および$N_{\rm{H}}=4.3^{+1.8}_{-1.5}\times10^{23}\、\rm{cm}^{-2}$、$\Gamma$をそれぞれ1.9に修正しました。$\Gamma$は無料です。固有のレストフレーム2〜10keVの光度は、レンズ倍率（$\mu=51.3$）。吸収されたべき乗則モデルのフィッティングは、J0439+1634が、吸収カラム密度を直接測定した、最も高い赤方偏移の不明瞭なクエーサーであることを示しています。固有の高いカラム密度の吸収により、X線の輝度が3〜7ドル低下する可能性があります。これは、このクエーサーが本質的にX線の弱いクエーサーの候補であることも示しています。
星の初期質量関数と銀河の星形成率
| Title |
The_initial_mass_function_of_stars_and_the_star-formation_rates_of_galaxies |
| Authors |
Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague),_Tereza_Jerabkova_(ESTEC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10788 |
銀河の測定された星形成率（SFR）は、銀河の進化とそれらの宇宙論的境界条件に対する重要な制約を構成します。SFRの利用可能なトレーサーは、形成された星の質量分布の形状、つまり恒星の初期質量関数（IMF）に依存します。明るい質量の星が観測された光子束を支配し、薄暗い低質量の星が新たに形成された集団の質量を支配します。質量の大きい星と質量の小さい星の数の比率の誤差は、SFR測定の誤差につながり、したがって、銀河のガス降着率とガス消費の時間スケールに関する誤差につながります。恒星IMFは、従来、スケール不変の確率密度分布関数（PDF）であると解釈されてきましたが、代わりに最適な分布関数である可能性があります。PDFの解釈では、個々の星団の星団で観測された恒星のIMFは、銀河全体のIMF（gwIMF）に等しく、これは暗示的には不変です。この章では、IMFとgwIMFの基本的な特性、両方の性質、および測定値と理論的期待によって示されるそれらの系統的変動性について説明し、銀河のSFRとその主系列星への影響について説明します。推定上の最も大規模な星の質量とホスティングが埋め込まれたクラスターの恒星の質量（mmax-Mecl）の関係の重要性と、原始星形成段階での確立の可能性が強調されています。
原始的な調査-XV。天の川のハローと円盤の個体数に関するCFHTESPaDOnSビュー
| Title |
The_Pristine_survey_--_XV._A_CFHT_ESPaDOnS_view_on_the_Milky_Way_halo_and_disc_populations |
| Authors |
R._Lucchesi,_C._Lardo,_P._Jablonka,_F._Sestito,_L._Mashonkina,_A._Arentsen,_W._Suter,_K._Venn,_N._Martin,_E._Starkenburg,_D._Aguado,_V._Hill,_G._Kordopatis,_J._F._Navarro,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_K._Malhan,_Z._Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10792 |
ESPaDOnSを使用して高解像度で観測された132個の星の1次元の局所熱力学的平衡（1D-LTE）均一解析を示します。これは、Pristine調査から高解像度（R$\sim$40,000）で観測された最大のサンプルを表しています。このサンプルは、Pristineカタログの最初のバージョンに基づいており、[Fe/H]$\sim-3$から$\sim+0.25$までの金属量の全範囲をカバーしており、サンプルのほぼ半分（58個の星）が構成されています。非常に金属量の少ない星の数（[Fe/H]$\le$$-$2）。この広範囲の金属量は、天の川の星の種族の新しい詳細な研究の機会を提供します。矮星と巨星の両方が含まれているため、原始的な選択プロセスによって引き起こされる潜在的なバイアスの分析も可能になります。GaiaEDR3に基づいて、このPristine$-$Espadonsサンプルの軌道分析は、65個のハロー星と67個のディスク星で構成されていることを示しています。$\alpha$元素のMgとCaを使用してサンプルの化学的特性を一般的に評価した後、炭素の存在量と中性子捕獲元素のBaとSrに焦点を当てます。また、[Fe/H]$\leq$$-$2の38個の星のうち14個の星と、測定された炭素存在量は、炭素強化金属欠乏（CEMP）星であることがわかります。これらのCEMP星は、Cが豊富な巨星に対するプリスティンフィルターのバイアスの結果として解釈される、低光度の未発達の矮星の領域にほぼ排他的に存在することを示します（つまり、14個中12個の星）。非常に金属の少ない（VMP）星の中で、中性子捕獲プロセス要素が強化されていない2つのCEMP星（CEMP-no）とsプロセス要素が豊富なもう1つのCEMP星（CEMP-s）を特定します。最後に、1つのVMP星は、それが超微弱な矮小銀河から付着した場合に予想されるように、その金属量に対して非常に低い[Sr/Fe]存在比で発見されます。
集団IIIの星形成における断片化によって誘発された飢餓：解決研究
| Title |
Fragmentation_induced_starvation_in_Population_III_star_formation:_a_resolution_study |
| Authors |
Lewis_R._Prole,_Paul_C._Clark,_Ralf_S._Klessen,_Simon_C._O._Glover |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10800 |
ポピュレーションIIIの初期質量関数（IMF）は現在不明ですが、最近の研究では、原始ガスの断片化により、最初に提案されたハローあたりの特異星よりも広いIMFが得られることに同意しています。この研究では、シンク粒子の合併をアレポに導入し、原始星形成シミュレーションの最初の解像度研究を実行し、シンクの形成後数百年間、10-6gcm-3の密度まで実行される最初のポピュレーションIIIシミュレーションを提示します粒子。形成されるシンクの総数は、数値の収束を達成することなく、シンク粒子の作成密度の増加とともに増加します。シンクの総質量は最大解像度に対して不変であり、低解像度の研究を使用して安全に推定できます。これにより、解像度が高くなるにつれて質量が小さくなるIMFが得られます。シンクの数が多いと、断片化によって引き起こされる最も大きなシンクの飢餓が増加し、1秒あたりに放出される降着率、質量、および電離光子が低くなります。関連するすべての化学反応よりも2桁高い密度まで収束しないことは、H2が完全に解離し、崩壊が10-4gcm-3でほぼ断熱になるまで、シンクの数が解像度の増加とともに増加し続けることを示唆しています。これらの結果は、シンク粒子を利用した多くのポピュレーションIIIの研究が、原始星の質量を過大評価し、形成された星の数を過小評価しているIMFを生成したことを意味します。最高解像度の実行では、現在まで生き残ることができる質量を持つシンクの駆出率は0.21でした。
コアポテンシャルの力学的摩擦による密度の覚醒
力学的摩擦は、広く使用されているチャンドラセカールの公式によって妥当な精度でモデル化されることがよくあります。ただし、状況によっては、Chandrasekharの局所的で均一な近似が大幅に機能しなくなる可能性があります。天体物理学的に重要な例は、恒星系の一定密度のコアのほぼ調和のとれたポテンシャルにインスピレーションを与える大規模な摂動体のN体シミュレーションで見られる「コアストール」現象です（そしておそらく球状星団を持つ矮小銀河の直接観測でも）。この論文では、線形化された無衝突ボルツマン方程式を使用して、大規模な摂動体の存在に対するコア銀河のグローバルな応答を計算します。摂動体による密度変形または伴流を評価し、その幾何学的構造を研究して、コアエンストの現象をよりよく理解します。また、Lynden-Bell--Kalnajs（LBK）の式から、摂動体に作用する動摩擦トルクを評価します。過去の研究と一致して、共回転共鳴から生じる動摩擦力は、一定密度のコア内で、チャンドラセカールの公式と比較して大幅に弱まっていることがわかります。ただし、過去の研究とは対照的に、以前は無視されていた高次の非共回転共振の母集団は、チャンドラセカールの式からのトルクの約10％で最小レベルの摩擦トルクを維持することがわかりました。これは、完全なコアエンストには、LBKアプローチを超える現象が必要になる可能性が高いことを示しています。考えられるいくつかの説明について説明します。さらに、複数の摂動体のコア失速を研究するために、コア星系を周回する2つの摂動体間の近似的な経年的動的相互作用（Lidov-Kozaiダイナミクスに類似）を調査し、それらの接近により生じる不安定性の基準を導き出します。
SDSS-IV MaNGA：法に捕らえられた共食い-最も明るい銀河団における複数のコアの発生頻度について
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Cannibalism_Caught_in_the_Act_--_on_the_Frequency_of_Occurrence_of_Multiple_Cores_in_Brightest_Cluster_Galaxies |
| Authors |
Yun-Hsin_Hsu,_Yen-Ting_Lin,_Song_Huang,_Dylan_Nelson,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Hsuan-Ting_Lai,_Jenny_Greene,_Alexie_Leauthaud,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Kevin_Bundy,_Eric_Emsellem,_Michael_Merrifield,_Surhud_More,_Nobuhiro_Okabe,_Yu_Rong,_Joel_R._Brownstein,_Richard_R._Lane,_Kaike_Pan,_Donald_P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10805 |
巨大な銀河は二段階で形成されると一般に認められていますが、激しいスターバースト活動による急速な質量の蓄積から始まり、主に周辺に恒星の質量を堆積させる乾式合併、最も明るい銀河団の遅い時期の恒星の質量成長が続きます（BCG）は、宇宙で最も巨大な銀河ですが、まだよく理解されていません。いくつかの独立した測定は、理論モデルからの予測よりも遅い質量成長速度を示しています。中央地域の合併率の代用として機能し、理論的予測とのより直接的な比較を容易にするマルチコアを備えたBCGの頻度を測定することにより、不一致の解決を試みます。$z=0.06-0.15$の79個のBCGと、APO（MaNGA）プロジェクトの近くの銀河のマッピングからの面分光（IFS）データを使用して、$z\approx0.1で$0.11\pm0.04$のマルチコアフラクションを取得します。中心から半径18kpc以内の$。これは、宇宙力学シミュレーションIllustrisTNGからの218個のシミュレートされたBCGの模擬観測から得られた$0.08\pm0.04$の値に相当します。イメージングデータからBCGの近くに表示されるコアのほとんどは、物理的に関連付けられたシステムであることがわかります。MaNGAとIllustrisTNGのマルチコア周波数の類似性に基づいて、過去4.5GyrにわたるBCGの質量成長率について説明します。
TMC-1の新しい重水素化種：QUIJOTEライン調査によるCH2DC4Hの検出
| Title |
New_deuterated_species_in_TMC-1:_Detection_of_CH2DC4H_with_the_QUIJOTE_line_survey |
| Authors |
C._Cabezas,_R._Fuentetaja,_E._Roueff,_M._Agundez,_B._Tercero,_N._Marcelino,_J._R._Pardo,_P._de_Vicente_and_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11146 |
メチルジアセチレンの単一重水素化アイソトポログ、CH2DC4Hの宇宙での最初の検出を報告します。Yebes40m電波望遠鏡を使用して、31.0〜50.4GHzの範囲のTMC-1で、この種のJ=8〜12およびKa=0および1の合計12の回転遷移が識別されました。観測された周波数により、この重水素化アイソトポログの分光パラメータを初めて取得することができました。（5.5+/-0.2）e11cm-2のカラム密度を導き出しました。CH3C4HとCH2DC4Hのアバンダンス比は24+/-2です。この比率は、CH3C3N/CH2DC3Nアナログシステムで見られる22+/-2と同様です。実験室での実験ですでに観察されている、重水素化種CH3C4Dは検出されませんでした。重水素化CH3C4Hの検出により、複数の重水素化分子を含む新しい気相化学モデルを使用して、TMC-1で機能する重水素分別の化学的メカニズムに関する議論を拡張することができます。CH3CCHと原子重水素の間に可能な重水素交換反応を導入することで、CH3C4H/CH2DC4Hの存在比を説明することができます。
孤立したスパイラルKIG銀河の質量
高度なデジタルスカイサーベイを使用して、孤立銀河カタログ（KIG）に表示されている後期型銀河の分類を更新しました。959KIG銀河の周りの仲間を検索したところ、330kpc未満の相互投影間隔と500kms$^{-1}$を超えない視線速度差の範囲内で、111KIG銀河に関連する141個の隣接銀河が見つかりました。コンパニオンの典型的な光度は、主要な銀河の光度よりも1桁以上弱いことが判明しました。これらの小さなコンパニオンを、離心率$e\simeq0.7$のケプラー軌道に沿ってKIG銀河の周りを移動するテスト粒子と見なして、渦巻KIG銀河の総（軌道）質量を推定しました。それらの平均軌道質量対$K$バンド光度比$（20.9\pm3.1）M_{\odot}/L_{\odot}$は、近くの天の川の対応する値とよく一致しています。、M31およびM81タイプの大規模なスパイラル。孤立した円盤状の銀河は、孤立したバルジ型の銀河に比べて、平均して総質量対恒星質量比が2〜3倍小さくなっています。
SDSS-IV MaNGA：4500個の星形成円盤銀河の面分光法を使用したイオン化ガス乱流の理解
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Understanding_Ionized_Gas_Turbulence_using_Integral_Field_Spectroscopy_of_4500_Star-Forming_Disk_Galaxies |
| Authors |
David_R._Law,_Francesco_Belfiore,_Matthew_A._Bershady,_Michele_Cappellari,_Niv_Drory,_Karen_L._Masters,_Kyle_B._Westfall,_Kevin_Bundy,_Renbin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11281 |
スローンデジタルスカイサーベイMaNGAプログラムは、現在、近くの宇宙にある10,000を超える銀河の面分光法を取得しています。最終的なMaNGAデータリリースDR17を使用して、イオン化ガス速度分散と銀河星形成率の相関関係を調査し、銀河系HII領域のsigma_Haが以前の研究とほぼ一致して18〜30km/sから大幅に増加するという緊密な相関関係を見つけました。。対照的に、拡散イオン化ガス（DIG）からのsigma_Haは、20〜60km/sでより急速に増加します。MaNGAの統計的検出力を使用して、複数の輝線を使用してこれらの相関をより詳細に調査し、sigma_Haと局所的な星形成率の面密度との観測された相関が、より高い総SFRでの速度分散の増加というグローバルな関係によって完全に駆動されることを確認します。恒星の質量との明らかな相関関係です。HII領域モデルがsigma_[OIII]<sigma_Ha<sigma_[OI]であるという我々の発見と一致すると仮定して、個々のHII領域が埋め込まれている分子ガスの速度分散を推定し、値sigma_Mol=5-30km/sが一貫していることを見つけます。同様の質量範囲でのALMA観測で。最後に、傾斜角とディスク方位角の関係の変化を使用して、イオン化ガスの速度分散楕円体sigma_z/sigma_r=0.84+-0.03およびsigma_phi/sigma_r=0.91+-0.03を制約します。これは、銀河円盤。私たちの結果は、現代の銀河系ディスクの乱流が主に星形成のフィードバックによって引き起こされる理論モデルと最も一致しています。
[CII]での自己吸収、$ ^ {12} $ CO、およびRCW120でのHI。地域の幾何学的および物理的モデルの構築
| Title |
Self-absorption_in_[CII],_$^{12}$CO,_and_HI_in_RCW120._Building_up_a_geometrical_and_physical_model_of_the_region |
| Authors |
S._Kabanovic,_N._Schneider,_V._Ossenkopf-Okada,_F._Falasca,_R._G\"usten,_J._Stutzki,_R._Simon,_C._Buchbender,_L._Anderson,_L._Bonne,_C._Guevara,_R._Higgins,_B._Koribalski,_M._Luisi,_M._Mertens,_Y._Okada,_M._R\"ollig,_D._Seifried,_M._Tiwari,_F._Wyrowski,_A._Zavagno,_and_A.G.G.M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11336 |
HII領域とそれに関連する分子雲の3Dダイナミクスを明らかにすることは、星間物質の密度構造と運動学に星のフィードバックがどのように影響するかに関する長年の問題を理解するために重要です。[CII]のHII領域RCW120の観測を採用し、SOFIAレガシープログラムFEEDBACK内で観測し、$^{12}$COおよび$^{13}$CO（3$\to$2）行で取得しました。頂点。さらに、南銀河面調査からのHIデータを使用しました。観測データを適合させるために、2つの放射伝達モデルが使用されました。1D非LTE放射伝達コードSimLineを使用したラインプロファイル分析は、CO放出が球対称分子雲構成から生じることができないことを証明しています。次に、2層の多成分モデルを使用して、暖かいバックグラウンドガスと冷たいフォアグラウンドガスの量を定量化しました。HII領域の中心に向かう視線に沿って、CO放出の不足があります。これは、HII領域が平坦化された分子雲に関連していることを示しています。COラインでの自己吸収は、分子ガスの落下と膨張の兆候を隠す可能性があります。[CII]放出は、拡大する[CII]バブルとPDRから発生します。[CII]放出のかなりの部分は、数パーセクの厚さの冷たい（〜60-100K）、低密度（<500cm$^{-3}$）の原子前景層に吸収されます。RCW120HII領域は、平坦化された分子雲で形成され、現在、その親雲からはじけていることを提案します。圧縮された周囲の分子層は、球形に膨張するHIIバブルの周りにトーラスを形成しました。このシナリオは、他のHIIバブルに一般化できる可能性があり、HIIバブルに関連する分子雲の観測された「フラット」構造を説明します。多くの星形成領域で観測された[CII]吸収は、少なくとも部分的には、分子雲を取り巻く低密度で涼しいHIエンベロープによって引き起こされていることを示唆しています。
掃天観測施設からの10,000を超える光度曲線の超新星ホスト銀河関連と測光分類
| Title |
Supernova_host_galaxy_association_and_photometric_classification_of_over_10,000_light_curves_from_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Braden_Garretson,_Dan_Milisavljevic,_Jack_Reynolds,_Kathryn_E._Weil,_Bhagya_Subrayan,_John_Banovetz,_and_Rachel_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10766 |
ここでは、掃天観測施設からの12,993個の測光的に分類された超新星のような光度曲線のカタログと、候補となるホスト銀河の関連性を示します。BrightTransientSurveyから分光学的に分類された超新星でランダムフォレスト分類器をトレーニングすることにより、4つの超新星クラスで80％の精度を達成し、最終的なデータセットは8208TypeIa、2080TypeII、1985TypeIb/c、および720になります。SLSN。私たちの仕事は、爆発パラメータの人口規模のモデリングを可能にし、ホスト銀河環境を調査するために使用できる付加価値情報を備えた超新星光度曲線の大規模なデータセットを提供するパスファインダーの取り組みを表しています。
$\sim0.1M_\odot$の比較的低いエジェクタ質量を持つ超ストリップ超新星（USSN）（たとえば、iPTF14gqrおよびSN2019dge）は、近接連星系のウルトラストリップ炭素酸素（CO）コアに由来すると考えられています。連星中性子星（BNS）の前駆体である可能性があります。ここでは、ニュートリノ放射流体力学の結果に基づいて、さまざまな質量（$1.45\、M_\odot\leqM_\mathrm{CO}\leq2.0\、M_\odot$）を持つ超ストリップ前駆体からのUSSNeの長期シミュレーションを実行します。シミュレーションを行い、元素合成とSN光度曲線を一貫して計算します。より大規模な前駆体からのUSSNは、主にフォールバックのために、噴出物の質量は大きくなりますが、$^{56}$Niの質量は小さくなります。これにより、光度曲線が暗くなり、遅くなります。合成光度曲線を観測されたものと比較することにより、SN2019dgeは、$M_\mathrm{CO}\lesssim1.6\、M_\odotを使用した前駆体の爆発中に合成された$^{56}$Niによってのみ電力を供給できることを示します。$一方、iPTF14gqrは$^{56}$Ni搭載モデルでは説明できません。光度曲線のあてはめから推測される$^{56}$Niの$\sim0.05M_\odot$は、超ストリップ前駆体では合成が難しいと主張されています。代替エネルギー源として、新生児NSへのフォールバック付着と回転動力の相対論的風を考慮し、iPTF14gqrが$B_p\sim10^{15}\、\mathrm{Gの磁場を持つ新生児NSによって動力を供給できることを示します。}$および$P_i\sim0.1\、\mathrm{s}$の初期ローテーション期間。
新しい状態方程式に影響されないアプローチによる中性子星の性質の制約
| Title |
Constraining_neutron_star_properties_with_a_new_equation_of_state_insensitive_approach |
| Authors |
Bhaskar_Biswas_and_Sayak_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10824 |
中性子星（NS）の圧力密度関係をパラメーター化する代わりに、質量（$M$）、半径（$R$）、無次元潮汐変形性（$\Lambda$）などの巨視的特性をパラメーター化して推測することができます。電磁波と重力波（GW）の観測を組み合わせた状態方程式（EoS）。$R（M）$と$\Lambda（M）$の関係をパラメーター化する新しい方法を紹介します。これは、すべての質量に対して5\％よりも高い精度で候補EoSを近似し、$MR-\Lambda$の広い領域にまたがります。飛行機。この方法を使用して、GW170817とGW190425からの$M-\Lambda$測定と、PSRJ0030+0451とPSRJ0740+6620の同時$M-R$測定を組み合わせて、NSプロパティにジョイントコンストレイントを設定します。90\％の信頼度で、$R_{1.4}=12.05_{-0.87}^{+0.98}$kmと$\Lambda_{1.4}=372_{-150}^{+220}$を$1.4M_で推測します。{\odot}$NS、および$R_{2.08}=12.65_{-1.46}^{+1.36}$kmで$2.08M_{\odot}$NS。さらに、非回転NS$M_{\rmmax}=2.52_{-0.29}^{+0.33}M_{\odot}$の最大質量の推定値を使用して、3つの二次天体の性質を調査します。潜在的な中性子星-ブラックホール連星（NSBH）システム。
銀河団のクールコアクラスターにおけるクールコア、寒冷前線、らせん構造の起源
井上（2014、PASJ、66、60）の研究に続いて、最も明るい銀河団（BCG）が、銀河団の冷たいコアクラスターの中央領域の周囲の高温ガスの中を移動する状況を考えます。BCGの残りのフレームでは、高温ガスは十分に長い距離からBCGに向かって平行に流れると想定されています。次に、効率的な放射冷却のために、臨界値未満の衝突パラメータで流れるガスのみがBCGの重力場にトラップされ、冷却流が得られ、残りの外部ガスがポテンシャルも。このような状況では、次の図を描くことができます。流出ガスとトラップされたガスの境界層は、BCGの裏側のよどみ点の周りに発生します。境界温度はX線が暗くなるほど低いため、X線では寒冷前線として境界を観測することができます。閉じ込められたガスは、境界の内側に停滞し、BCGに向かって落下し始めます。BCGの徘徊運動は回転成分を持っている可能性が高いため、コリオリの力は停滞場所からBCGへの流入流に回転運動を引き起こし、BCGの周りにらせん構造を形成します。らせん状の流れは、メインフローの上流側のBCGをはるか外側から回転させ、メインの高温ガスフローとの接触の不連続性を持つ別の境界層を生じます。これらの写真は、クールコア、寒冷前線、スパイラル構造などの観測された特徴をよく再現しています。また、加熱メカニズムなしで、冷却流の仮説が予測するものから冷却流がどのように抑制されるかを解決することもできます。
発生源に近い高速電波バーストの放射場について
高速電波バースト（FRB）は、宇宙起源のコヒーレントで強力な電波トランジェントです。検出された銀河系FRBは、マグネターがFRBを生成できることを示していますが、メカニズムは依然として謎のままです。FRBの特性は、光度、持続時間、スペクトル、繰り返しなどの観測可能な量に制限されます。中性子星の磁気圏内外のトリガーメカニズムとソースサイトの不確実性のため、それらのソースに近いFRBの状態は不明です。極端な天文現象として、FRBは、エネルギーに匹敵する、またはさらに強力なX線対応物を伴う可能性があります。ここでは、GHzの超強電波パルスとGeVの高エネルギー光子の相互作用を研究します。粒子内セルシミュレーションは、約3*10^12V/cmの電界強度で、量子カスケード効果が高密度のペアプラズマを生成し、無線パルスが大幅に減少することを示しています。したがって、GeV光子を伴う場合、3*10^12V/cmより強いGHz無線パルスはエミッターから逃げることが困難です。このプロセスは、ソースの近くのFRB電界強度に制限を与える可能性があります。中性子星のシーンリオスにおける潜在的なプラズマ/ビームエミッターに対する>10^12V/cmの電波の許容度に関する調査は、FRBの正確なメカニズムを区別するのに役立つはずです。
| Title |
Hot_Circumsingle_Disks_Drive_Binary_Black_Hole_Mergers_in_Active_Galactic_Nucleus_Disks |
| Authors |
Ya-Ping_Li_(1),_Adam_M._Dempsey_(1),_Hui_Li_(1),_Shengtai_Li_(1),_Jiaru_Li_(1,2)_((1)_LANL_(2)_Cornell_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11057 |
連星ブラックホール（BBH）の合併、特に対不安定型ギャップに成分質量があるものは、活動銀河核（AGN）を取り巻くディスクの階層的合併によって生成される可能性があります。埋め込まれたBBHとAGNディスクの相互作用は、通常、合併を容易にするために想定されていますが、最近の高解像度の流体力学シミュレーションは、この想定に挑戦しています。ただし、これらのシミュレーションでは、ガスの熱力学の処理が簡略化されていることがよくあります。この作業では、各バイナリコンポーネントの周囲の強化された温度プロファイルを維持する単純なモデルを使用して、埋め込まれたBBHからのさまざまなフィードバックの考えられる結果をモデル化します。各BHの周りのミニディスクが背景よりも3倍熱くなると、BBH軌道の進化が膨張から収縮に切り替わることが示されています。重力トルクプロファイルを分析することにより、この方向の変化は、ミニディスクスパイラルの弱体化とバイナリの正のトルクによって引き起こされることがわかります。私たちの結果は、BBHの周りの熱力学の重要な役割と、それらの軌道進化への影響を強調しており、AGNディスクがBBHの合併のための効率的な工場である可能性を示唆しています。
1150年から1 0000年までの31年でのSN1987Aの噴出物の形態{\ AA}
| Title |
The_morphology_of_the_ejecta_of_SN_1987A_at_31_years_from_1150_to_10000_{\AA} |
| Authors |
Tuomas_Kangas,_Claes_Fransson,_Josefin_Larsson,_Kevin_France,_Roger_Chevalier,_Robert_Kirshner,_Peter_Lundqvist,_Seppo_Mattila,_Jesper_Sollerman_and_Victor_Utrobin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11158 |
ハッブル宇宙望遠鏡と超大型望遠鏡からの2017年と2018年のSN1987Aの噴出物の分光法を紹介します。これは、1150ドルから10000ドルの波長範囲をカバーしています{\AA}。31年で、これは1995年以来、紫外線から近赤外線の範囲をカバーする最初のエポックです。H$\alpha$、MgII$\lambda\lambda2796,2804$、および[OI]$\lambda\lambda6302,6366$（真空）輝線とその形態を研究します。3つの線はすべて類似した形態を持っていますが、MgIIは他の線と比較して$\sim$1000kms$^{-1}$だけブルーシフトされており、北西でより強くなっています。また、ラインフラックスの進化を研究し、MgIIでは1999年以来$\sim$9の係数で明るくなっていることを発見しましたが、他のラインフラックスは1999年と2018年に類似しています。遅い時間：エジェクタリング相互作用からのX線による加熱による熱励起が紫外線MgII線を支配するのに対し、赤外線MgIIダブレットは主にLy$\alpha$蛍光によって駆動されることがわかっています。X線沈着は、SN1987Aの合併モデルに基づいて計算されます。H$_2$の遠紫外線輝線は検出されません。最後に、赤道リングの外側で最近発見されたホットスポットの複合スペクトルを調べます。ゼロ速度に近いそれらの未解決のバルマー輝線は、速い噴出物と塊状のゆっくりと移動する流出の相互作用と一致しています。$\sim$1500kms$^{-1}$にある赤道リングの南にあるこのスペクトルの放射の塊は、逆衝撃に関連している可能性があります。
天体物理シミュレーションの状態方程式の表の進捗状況とニュートリノ移動の数値解法の概要を説明します。熱くて密度の高い物質は、コア崩壊超新星と中性子星で重要な役割を果たします。状態方程式は、熱力学的量の振る舞いを通じて、コンパクトオブジェクトの構造とそのダイナミクスを決定します。さらに、ニュートリノは超新星コアと中性子星合体に閉じ込められ、物質と頻繁に相互作用して、爆発メカニズムとコンパクトオブジェクトの最終形態を決定する際のダイナミクスに決定的な影響を与えます。したがって、状態方程式と反応速度の信頼できるデータセットを使用して、数値シミュレーションで核物理学とニュートリノ物理学の詳細なプロセスを実装することが不可欠です。状態方程式とニュートリノ移動の発達例を示し、第一原理計算による爆発現象の理解に向けた研究の方向性について議論します。
厳密な電気中性がない状態での非圧縮性物質からなる相対論的星の構造
| Title |
Structure_of_Relativistic_Stars_Composed_of_Incompressible_Matter_in_the_Absence_of_Strict_Electroneutrality |
| Authors |
N.I._Kramarev_and_A.V._Yudin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11205 |
一般相対性理論の枠組みの中で、局所的に非電気的に中性の非圧縮性の3成分物質で構成される星の構造が考えられます。圧力などの熱力学的量の場合、解は小さなパラメーター$1/\Lambda_{\mathrmG}\sim10^{-36}$の系列として表すことができます。ここで、最初の近似はよく知られている電気的中性解です。ただし、物質成分の化学ポテンシャルの平衡方程式には、ゼロ次であっても非電気的中性効果からの有限の寄与が含まれていることがわかります。検討中の問題のすべてのパラメータについて解析解が得られました。これらは数値例で示されています。
亜音速の風の降着率（均一なガスの中を移動するニュートンの質量の点での降着）は、風速とは無関係であり、球形のボンダイ率に等しいことが示されています-5/3に等しい断熱指数の場合。この結果を確認する降着流の（非常に正確な）数値計算も提示されます。
ヘイワードブラックホールの観測された影とリングに対する降着流と磁気電荷の影響
| Title |
Influence_of_Accretion_Flow_and_Magnetic_Charge_on_the_Observed_Shadows_and_Rings_of_the_Hayward_Black_Hole |
| Authors |
Sen_Guo,_Guan-Ru_Li,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11227 |
天体物理学的ブラックホール（BH）の観測された影とリングの特徴は、その降着流と磁気電荷に依存する可能性があります。ヘイワードBHの影の半径と臨界衝突パラメータは、磁気電荷の増加とともに減少することがわかります。レイトレーシング法を使用してシュワルツシルトBHとヘイワードBHを比較すると、光の密度とたわみは電荷とともに増加し、BHの特異点は影の生成に影響を与えないことがわかります。3つの光学的に薄い降着流モデルに基づいて、天球座標の2次元の影が導き出されます。落下する球形降着流に囲まれたHaywardBHの影と光子球の光度は、静的な球形降着流よりも暗いことがわかります。降着流が放射を停止する3種類の内部半径をとると、薄い円盤降着流に囲まれたヘイワードBHの観測された光度は直接放射によって支配され、光子リング放射はそれに弱い影響を与えることがわかります。これらの結果は、観測された影のサイズが時空の形状に関連しており、影とリングの両方の光度が降着流特性とBH磁気電荷の影響を受けることを示唆しています。
IXPEミッションでAGNの拡張冠状形状を差別化するための見通し
X線偏光測定は、AGNコロナの未知の幾何学的形状を潜在的に制約する可能性があります。スラブ、球形、円錐形の3つの異なる形状を想定して、AGNコロナから予想されるX線偏光信号のシミュレーションを示します。完全に相対論的なモンテカルロコンプトン化コードモンクを使用して、X線の偏光度と角度を計算します。形状、サイズ、位置、光学的厚さなどのさまざまな冠状パラメーターを調べます。異なる冠状形状は、著しく異なるX線偏光信号を与えます。スラブコロナは、視線の傾きに応じて最大14％の高い偏光度を生成します。球形のコロナは約1〜3％の低い値を生成しますが、円錐形のコロナは中間の値を生成します。また、スラブコロナと球形または円錐形のコロナの間で偏光角に90度の違いが見られます。IXPEのような今後のX線偏光測定ミッションでは、AGNのさまざまな冠状形状を初めて観測的に区別できるようになります。
ブレーザーS50716 + 714、OJ 287、Mrk 501、およびRBS2070のX線タイミングおよびスペクトル変動特性
| Title |
X-ray_timing_and_spectral_variability_properties_of_blazars_S5_0716+714,_OJ_287,_Mrk_501,_and_RBS_2070 |
| Authors |
Maksym_Mohorian,_Gopal_Bhatta,_Tek_P._Adhikari,_Niraj_Dhital,_Radim_P\'anis,_Adithiya_Dinesh,_Suvas_C._Chaudhary,_Rajesh_K._Bachchan_and_Zde\v{n}ek_Stuchl\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11272 |
ブレーザーからのX線放射は、いくつかの宇宙望遠鏡を使用して広く調査されています。この作業では、2002年から2020年までのXMM-Newton望遠鏡からのアーカイブ観測を使用して、ブレーザーS50716+714、OJ287、Mkn501、およびRBS2070のX線変動の統計的特性を調査しました。分数変動、最小変動タイムスケール、パワースペクトル密度分析およびカウントレート分布を含むタイミングおよびスペクトル分析のいくつかの方法が実行されました。さらに、さまざまなスペクトルモデルを観測値と推定硬度比に適合させました。結果は、ソースが日中のタイムスケール内で適度に変動することを示しています。4つのソースのうち3つは、カウントレート分布に明確なバイモーダルパターンを示し、2つの異なるカウントレート状態、つまりハードカウントレート状態とソフトカウントレート状態を示している可能性があります。パワースペクトル密度のスロープインデックスは、約0.5を中心としていることがわかりました。さらに、ソースのスペクトルには、単一のべき乗則、壊れたべき乗則、対数放物線モデル、および黒体+対数放物線モデル（後者はOJ287のみ）が適合しました。ほとんどの観測では、対数放物線モデルが最適であると結論付けています。パワースペクトル密度分析により、光源の光度曲線におけるPSDスロープの性質が変化することが明らかになりました。この分析の結果は、日中のタイムスケールでのブレーザープロセスの非定常性を示している可能性があります。観測された特徴は、現在のブレーザーモデルのコンテキスト内で説明できます。このモデルでは、非熱放射は主にキロパーセクスケールの相対論的ジェットから発生します。
K-EUSO宇宙ベースの天文台の期待される性能
| Title |
Expected_performance_of_the_K-EUSO_space-based_observatory |
| Authors |
Francesco_Fenu,_Sergei_Sharakin,_Mikhail_Zotov,_Naoto_Sakaki,_Yoshiyuki_Takizawa,_Marta_Bianciotto,_Mario_Bertaina,_Marco_Casolino_and_Pavel_Klimov_(for_the_JEM-EUSO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11302 |
K-EUSOは、国際宇宙ステーションに配備される、宇宙からの超高エネルギー宇宙線（UHECR）の研究のためのJEM-EUSOプログラムの計画されたミッションです。K-EUSO天文台は、広い視野を持つUV望遠鏡で構成されており、大気中の大規模な空気シャワー（EAS）から放出される蛍光を検出することを目的としています。EASイベントは、$\sim$1〜2.5秒の時間分解能でサンプリングされ、シャワープロファイル全体を高精度で再構築します。$\sim$$10^5$の独立したピクセルで構成される検出器は、地上で$\sim$700mの空間分解能を可能にします。K-EUSOは、高度400kmから、UHECRスペクトルの最高エネルギー範囲をサンプリングするために、大きくて全天の露出を実現します。この寄稿では、天文台のパフォーマンスの推定値を提示します。エネルギーの関数としての予想される露出とトリガーされたイベント率の推定値、および到着方向の解決とUHECRのエネルギーを含むイベント再構築のパフォーマンスです。
TUS宇宙ベースの宇宙線観測所の被ばくの推定
| Title |
Estimation_of_the_exposure_of_the_TUS_space-based_cosmic_ray_observatory |
| Authors |
Francesco_Fenu,_Kenji_Shinozaki,_Mikhail_Zotov,_Mario_Bertaina,_Antonella_Castellina,_Alberto_Cellino_and_Pavel_Klimov_(for_the_JEM-EUSO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11316 |
TUS天文台は、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の検出を目的とした最初の軌道検出器でした。2016年4月28日にロシアのボストチヌイ宇宙基地から打ち上げられ、2017年12月まで運用されました。0.8〜$\mu$sの時間分解能で$\sim80,000$イベントを収集しました。宇宙線研究のために決定されるべき基本的なパラメータは、実験の露出です。このパラメータは、エネルギーの関数として平均予想イベント率を推定し、イベント検出の場合の絶対フラックスを計算するために重要です。ここでは、TUSがミッション中に蓄積した曝露を計算することを目的とした研究の結果を示します。雲、検出器のデッドタイム、人工的な発生源、嵐、落雷、大気光、月の満ち欠けの役割が詳細に研究されています。地理的分布を伴うばく露推定値が提示されます。JEM-EUSO計画の今後の使命を踏まえ、応用手法と本研究の展望について報告します。
iPTF 16asuの再考：急速に進化する超高輝度ブロードラインIc超新星？
| Title |
iPTF_16asu_Revisited:_A_Rapidly_Evolving_Superluminous_Broad-lined_Ic_Supernova? |
| Authors |
Shan-Qin_Wang_and_Wen-Pei_Gan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11334 |
この論文では、光の急速に進化するブロードラインIc超新星（SNIc-BL）iPTF16asuのスペクトルエネルギー分布（SED）を適合させ、そのピーク後のボロメータ光度曲線を再構築します。iPTF16asuのポストピークボロメータ光度曲線の光度は、文献で導出された疑似ボロメータ光度曲線の約3倍であり、外挿されたピーク光度は$\sim10^{44}$ergsを超える可能性があることがわかります。$^{-1}$、これは超高輝度SNe（SLSNe）のしきい値よりも高くなっています。次に、$^{56}$Niモデルとマグネタープラス$^{56}$Niモデルを使用して、iPTF16asuのマルチバンド光度曲線に適合させ、最適な理論的マルチを使用して理論的光度曲線を構築します。バンドの光度曲線。マグネターと$^{56}$Niモデルは、iPTF16asuの光度を説明でき、理論的なボロメータ光度曲線のピーク光度は$\sim1.06\times10^{44}$ergs$^であることがわかります。{-1}$。iPTF16asuおよび同様のSNe（SN2018gepなど）は、急速に進化するSLSNeIc-BLのクラスを構成することをお勧めします。
4つのガンマ線バーストとそれに関連する超新星の光学--NIR残光のマルチバンド光度曲線のモデリング
| Title |
Modeling_the_Multi-band_Light_Curves_of_the_Optical--NIR_Afterglows_of_Four_Gamma-Ray_Bursts_and_Their_Associated_Supernovae |
| Authors |
Ji-Shun_Lian_and_Shan-Qin_Wang_and_Wen-Pei_Gan_and_Jing-Yao_Li_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11357 |
この論文では、（壊れた）べき乗則と$^{56}$Niモデルを使用して、4つのガンマ線バースト（GRB011121）の対応する光学および近赤外（NIR）のマルチバンド光度曲線に適合させます。100316D、130702A、およびGRB161219B）。モデルは、GRB残光とそれに関連する超新星（それぞれSNe2001ke、2010bh、2013dx、および2016jca）に分割できる光学NIR対応物の光度曲線を説明できることがわかります。私たちが導き出すほとんどのパラメータは、以前の研究と一致しています。ただし、私たちが導き出した$^{56}$Niの質量は、文献の質量よりも高くなっています（GRB100316D/SN2010bhの質量を除く）。$^{56}$Niの質量の違いは、文献の$^{56}$Niの質量が、通常（大幅に）過小評価されている準放射光度曲線をフィッティングすることによって得られるという事実に起因する可能性があります。私たちが導き出した最適なパラメータによって再現された理論的なボロメータ光度曲線よりも暗い。私たちの結果は、GRBに関連するSNeのスペクトルエネルギー分布（SED）が黒体モデルによって十分に記述でき、$^{56}$Niモデルがそれらのマルチバンド光度曲線を説明できることを示しています。GRB-SNeの一部の$^{56}$Ni質量が過小評価されていることをお勧めします。
CHIME高速電波バーストと低エネルギーIceCubeニュートリノの間の重要な関連
| Title |
A_Significant_Association_Between_CHIME_Fast_Radio_Bursts_and_Low-Energy_IceCube_Neutrinos |
| Authors |
Jia-Wei_Luo_and_Bing_Zhang_(UNLV) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11375 |
多くの研究にもかかわらず、IceCube宇宙ニュートリノの発生源はこれまで特定されていませんでした。最近リリースされたIceCubeニュートリノとCHIMEFRBカタログを利用して、方向性マッチング法を使用して、FRB集団全体と個々のFRBの両方についてニュートリノとFRBの間の関連の可能性を調べます。FRBと低エネルギーIceCubeニュートリノとの関連を報告します。エネルギーは0.1〜3TeVで、有意水準は$21.3\sigma$です。また、ニュートリノの関連源候補である20個のFRBを特定します。これらはすべて、明らかに非反復FRBです。このFRBのサブサンプルは、CHIMEFRBサンプル全体と比較して特別な特性を示していません。我々は、FRBのマグネターモデルの枠組みの中でそのような関連の可能な物理的起源について議論します。
太陽の近くで発生した宇宙線アンサンブルのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_Cosmic_Ray_Ensembles_originated_nearby_the_Sun |
| Authors |
David_E._Alvarez-Castillo,_Oleksandr_Sushchov,_Piotr_Homola,_Dmitriy_Beznosko,_Nikolai_Budnev,_Dariusz_G\'ora,_Alok_C._Gupta,_Bohdan_Hnatyk,_Marcin_Kasztelan,_Peter_Kovacs,_Bartosz_{\L}ozowski,_Mikhail_V._Medvedev,_Justyna_Miszczyk,_Alona_Mozgova,_Vahab_Nazari,_Micha{\l}_Nied{\'z}wiecki,_Maciej_Pawlik,_Mat{\'_i}as_Rosas,_Krzysztof_Rzecki,_Katarzyna_Smelcerz,_Karel_Smolek,_Jaros{\l}aw_Stasielak,_S{\l}awomir_Stuglik,_Manana_Svanidze,_Arman_Tursunov,_Yuri_Verbetsky,_Tadeusz_Wibig,_Jilberto_Zamora-Saa,_Bo\.zena_Poncyljusz,_Justyna_M\k{e}drala,_Gabriela_Opi{\l}a,_{\L}ukasz_Bibrzyck,_and_Marcin_Piekarczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11421 |
宇宙線アンサンブル（CRE）は、共通の主要な相互作用頂点または同じ親粒子を持つ宇宙線の観測されたグループではありません。識別可能なCREを開始できるプロセスの1つは、超高エネルギー（UHE）光子と太陽磁場との相互作用であり、電子対の生成とそれに続く放射光をもたらします。結果として生じる電磁カスケードは、数万から数百万キロメートルに及ぶ非常に狭い幅（$\sim$メートル）の非常に特徴的な線のような前面を形成します。この寄稿では、おもちゃのモデルを適用して、さまざまな寸法の理想的な検出器のアレイを使用して、地上レベルでのこのようなCREの検出をシミュレートした結果を示します。採用されたアプローチにより、検出器アレイの特定の構成に対するCRE検出の実現可能性を評価できます。太陽の近くを通過するUHE光子に起因する電磁カスケードの開始と伝播のプロセス、および結果として生じる地上の粒子分布は、PRESHOWERオプションを備えたCORSIKAプログラムを使用してシミュレートされ、両方ともそれに応じて変更されました。研究されたシナリオでは、光子が地球の大気圏の最上部に到達すると、数千万キロメートルを超えるカスケードを形成し、光子エネルギーは実質的に宇宙線エネルギースペクトル全体に広がります。信号のトポロジーは非常に拡張されたCRE形状で構成され、地上の粒子分布の特徴的な非常に細長いディスク形状は、このタイプのCREの識別の可能性を示しています。
超高エネルギー宇宙線を検出するためのEUSO-SPB2に搭載された蛍光望遠鏡
| Title |
The_Fluorescence_Telescope_on_board_EUSO-SPB2_for_the_detection_of_Ultra_High_Energy_Cosmic_Rays |
| Authors |
G._Osteria,_J._Adams,_M._Battisti,_A._Belov,_M._Bertaina,_F._Bisconti,_F._Cafagna,_D._Campana,_R._Caruso,_M._Casolino,_M._Christi,_T._Ebisuzaki,_J._Eser,_F._Fenu,_G._Filippatos,_C._Fornaro,_F._Guarino,_P._Klimov,_V._Kungel,_S._Mackovjak,_M._Mese,_M._Miller,_H._Miyamoto,_A._Olinto,_Y._Onel,_E._Parizot,_M._Pech,_F._Perfetto,_L._Piotrowski,_G._Prevot,_P._Reardon,_M._Ricci,_F._Sarazin,_V._Scotti,_K._Shinozaki,_P._Shovanec,_J._Szabelski,_Y._Takizawa,_L._Valore,_L._Wiencke_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11130 |
蛍光望遠鏡は、超高圧気球II（EUSO-SPB2）の極限宇宙宇宙天文台に搭載されている2つの望遠鏡のうちの1つです。EUSO-SPB2は、蛍光技術（蛍光望遠鏡を使用）による超高エネルギー宇宙線（UHECR）の検出と、チェレンコフ放射による超高エネルギー（UHE）ニュートリノの検出（チェレンコフ望遠鏡）。ミッションは2023年に飛行する予定であり、ProbeofExtremeMulti-MessengerAstrophysics（POEMMA）の前身です。蛍光望遠鏡は、EUSO-気球およびEUSO-SPB1ミッションで飛行する望遠鏡が先行する第2世代の機器です。シュミット光学系を備え、直径1メートルの開口部を備えています。望遠鏡の焦点面には、37.4x11.4度の視野をカバーする6912ピクセルのマルチアノード光電子増倍管（MAPMT）カメラが装備されています。このような大きなリガードフィールドは、最大100日間の飛行目標期間とともに、初めて、軌道下の高度からUHECR蛍光トラックの検出を可能にします。この寄稿は、望遠鏡開発の現在の状況を含む機器の概要を提供します。
この論文では、Markertらによる以前の研究に基づいた不連続ガラーキンソルバーを紹介します。（2021）確立された有名なマルチフィジックスシミュレーションコードFLASHに統合された新しい流体ソルバーモジュールの形での電磁流体力学用。私たちの目標は、天体物理学の設定における複雑なマルチフィジックスシミュレーションのための不連続ガラーキン法の機能と潜在的な利点に関する将来の研究を可能にすることです。FLASHフレームワーク内での実装の具体的な詳細と調整を示し、広範な検証とテストケース、特に（自己）重力や放射伝達などの他のいくつかの物理モジュールとの相互作用を示します。FLASHの新しいDGソルバーモジュールは、天体物理学シミュレーションで使用する準備ができているため、評価と調査の準備ができていると結論付けます。
大規模な恒星トリプルの進化とコンパクトオブジェクトのバイナリ形成への影響
ほとんどのバックホールと中性子星の前駆体は、トリプル以上の多重度システムで見つかります。ここでは、新しい三重恒星進化コード${\ttTSE}$を紹介します。これは、星の物理学とそれらの重力相互作用を同時に考慮に入れています。${\ttTSE}$は、銀河系のフィールドで、ゼロエイジメインシーケンスからコンパクトオブジェクトを形成するまでの大規模な恒星トリプルの進化をシミュレートするために使用されます。この目的のために、初期型の星の軌道パラメータ間で観測された高い相関関係を組み込んだ初期条件を実装します。三次コンパニオンとの相互作用が内部バイナリの進化に大きな影響を与える可能性があることを示します。高い偏心は、サードボディの動的効果によって引き起こされる可能性があり、ロッシュローブのオーバーフロー、または初期のバイナリ分離$〜10^3$-$10^5\、\rmR_\odot$からの恒星の合併にさえつながります。システムの$\sim5\、\％$では、3次コンパニオン自体がロッシュローブを満たしますが、すべてのシステムの$\sim10\、\％$は動的に不安定になります。$0.3\％$から$5\％$のシステムが、内部のコンパクトオブジェクトバイナリと安定したトリプルを形成することがわかります。正確な割合は、金属量と出生時のキック処方に依存します。これらのトリプルの大部分は、ブラックホールコンパニオンを持つバイナリブラックホールです。出生キックがゼロであると仮定されない限り、生き残ったトリプルには二元中性子星は見つかりません。私たちのモデルで形成されたすべてのブラックホール連星の約半分はトリプルであり、大部分は三次ブラックホールがそれらの長期的な進化を混乱させることができます。私たちの結果は、三重相互作用が大規模な星の進化とコンパクトオブジェクトのバイナリ形成を完全に理解するための鍵であることを示しています。
O型星のコンパニオン質量関数の低質量端を調べる
| Title |
Probing_the_low-mass_end_of_the_companion_mass_function_for_O-type_stars |
| Authors |
M._Reggiani,_A._Rainot,_H._Sana,_L._A._Almeida,_S._Caballero-Nieves,_K._Kratter,_S._Lacour,_J.-B._LeBouquin,_H._Zinnecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10831 |
ほとんどすべての大質量星は連星の一部です。これらのコンパニオンが見られる分離の範囲が広いことを考えると、それらを特徴づけるためにいくつかの観測手法が採用されていますが、Hバンドで4を超えるコントラストは0.1.1と1"の間で到達したことはありません。VLT/SPHEREを使用して、IRDISおよびIFSサブシステムと同時に6kpc内の18個のO型星を観測し、1〜5Myrsの年齢で、角距離0。15〜6の範囲の恒星コンパニオンの存在を調べました。「非常に低い質量比まで。IFSYJHバンドの観測により、1".7x1".7の視野で、0".4でのdeltaH=10の光度限界までの太陽直下コンパニオンの存在を調べることができました。"x12"IRDISの視野では、1"でdeltaK=12のコントラストに到達し、より暗いコンパニオンを探すことができました。この論文では、新たに発見された5つの中間（<1）分離コンパニオンを紹介し、そのうち3つは0.2M_sun未満です。固有運動の将来の分析によって確認された場合、これらの新しい検出は、O型星の周りでこれまでに見つかった最小質量のコンパニオンを表します。1"以内に検出されたすべてのソースが物理的にバインドされていると仮定すると、0".15と0-0.9の間のO型星のコンパニオンの観測された割合は、0.39+/-0.15ですが、分離範囲は0".9〜6"です。これらの発見は、大質量星がほぼ排他的に複数のシステムで形成され、以前は未踏であったパラメータ空間の領域で大質量星の伴星の多重度特性に制約を課す上で、より大規模なAO支援コロナグラフィック調査が重要であるという概念を明確にサポートします。コンパニオン質量関数が最も低い恒星質量まで入力されていることを示します。
散乱整列粒子の光学的厚さ効果を使用したHLタウの多波長偏光遷移の説明
| Title |
Explaining_the_multiwavelength_polarization_transition_of_HL_Tau_using_optical_depth_effects_of_scattering_aligned_grains |
| Authors |
Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Zhi-Yun_Li,_Haifeng_Yang,_Ian_Stephens,_Leslie_Looney,_Rachel_Harrison,_Manuel_Fern\'andez-L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10998 |
望遠鏡は、複数の波長で星周円盤全体の塵の偏光を解決できるようになり、偏光スペクトルの研究が可能になりました。ほとんどのディスクは、通常、$\sim870\mu$mのより短い波長で、一方向の偏光パターンを介してダストが散乱していることを明確に示しています。ただし、特定のディスクは$\sim3$mmで楕円パターンを示します。これは、粒子が整列していることが原因である可能性があります。HLTauを使用すると、$\sim1.3$mmでの偏光パターンは、2つのパターン間の遷移を示し、そのような遷移を明らかにする最初の例になります。T行列法を使用して、細長いダスト粒子をモデル化し、平行平面スラブモデルを使用して整列した非球形粒子の散乱を適切に処理します。光学的厚さの変化がHLタウの偏光遷移を自然に説明できることを示します。光学的厚さが浅い場合は熱偏光が支配的ですが、光学的厚さが高い場合はダイクロイック消光が効果的に熱偏光を取り除き、散乱偏光が支配的になります。平面平行スラブの結果に動機付けられて、分極率の方位角変化を使用して、整列した粒子$T_{0}$の熱分極と散乱$S$による分極を解きほぐす簡単な手法を開発します。波長が長くなると、散乱成分$S$の分数偏光スペクトルが減少し、熱成分$T_{0}$が増加することがわかります。これは、光学的厚さが減少するために予想されます。光学的厚さの影響を含めると、方位角方向に整列した散乱扁長粒子によって説明できる、HLタウに類似した他のいくつかの情報源が見つかります。さらに、散乱を伴うらせん状に整列した粒子が偏光画像にどのように現れるかを調べます。
金属に乏しい星と太陽系に関するデータを用いた大規模な星の元素合成の調査
金属の少ない星は、巨大な星だけが進化して化学物質の濃縮に寄与する時間があった初期の時代に形成されました。低質量の金属の少ない星は現在まで生き残り、初期の質量のある星の元素合成の化石記録を提供します。一方、初期の太陽系（ESS）の短寿命放射性核種（SLR）は、時空の両方で原始太陽系星雲の近くで発生した元素の元素合成を反映しています。金属の少ない星で観測された重元素の多様な存在比のパターンについて説明します。初期の大質量星で動作した可能性のあるさまざまな中性子捕獲プロセスにおけるそれらの考えられる起源をレビューします。さらに、隕石データは、太陽系の形成を引き起こし、ESSにいくつかのSLRを提供した可能性のある超新星を制約するために議論されています。
CatWISE2020からの固有運動を使用したソーラーネイバーフッドの16人の新しいメンバーの発見
| Title |
Discovery_of_16_New_Members_of_the_Solar_Neighborhood_using_Proper_Motions_from_CatWISE2020 |
| Authors |
Tarun_Kota,_J._Davy_Kirkpatrick,_Dan_Caselden,_Federico_Marocco,_Adam_C._Schneider,_Jonathan_Gagn\'e,_Jacqueline_K._Faherty,_Aaron_M._Meisner,_Marc_J._Kuchner,_Sarah_Casewell,_Kanishk_Kacholia,_Tom_Bickle,_Paul_Beaulieu,_Guillaume_Colin,_Leslie_K._Hamlet,_J\"org_Sch\"umann,_Christopher_Tanner_and_the_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11314 |
太陽の近くにある近くの異常な寒い物体を特定するために、CatWISE2020の固有運動データと機械学習手法を組み合わせて、これまで特定されていなかった移動物体を検索しました。モーション候補を2MASS、UHS、およびVHSの対応する候補とペアにしました。次に、結果の色-色図で白色矮星、褐色矮星、準矮星の外れ値を検索しました。その結果、近くにある2つのM型矮星（<30pc）、若いL型矮星の可能性、動きの速い初期のT型矮星、3つの後期のT型矮星を含む16の新しい矮星が発見されました。この研究は、太陽の隣人の人口調査を完了するための一歩を表しています。
RHESSIによって観測されたフレアリングループのプラズマダイナミクス
厚いターゲットモデルは、フレアフットポイントでは、エネルギーの増加に伴ってHXRソースの高度が低下することを観察する必要があると予測しています。HXR源のフットポイントは、密度が急速に増加する太陽大気の下部で、非熱電子ビームとプラズマとの直接相互作用に起因します。したがって、HXRフットポイント光源で得られた高度とエネルギーの関係の観測から、非熱電子ビームに沿ったプラズマ密度分布を直接推定することができます。関係の形状は密度に依存し、非熱電子のべき乗則分布によっても決定されます。さらに、衝動的な段階では、これらのパラメータが劇的に変化する可能性があります。したがって、観測されたHXRフットポイントソースの高度の解釈は簡単ではなく、電子沈殿プロセスの詳細な数値モデリングが必要です。数値モデルは、非熱ビーム降水量にフォッカープランク形式を適用した流体力学1Dモデルを使用して計算されました。RHESSIからのHXRデータを使用して、非熱放射バースト中の彩層密度の変化を詳細に追跡しました。彩層から蒸発した質量の量は、フレアループの流体力学的モデリング、ループ上部で観測された発光測定の分析、および特定のスケーリング則から得られた範囲とよく一致していることがわかりました。得られた値の間の一貫性は、HXR画像がモデルに重要な制約を提供する可能性があることを示しています-彩層にエネルギーを蓄積する非熱的電子ビームのために蒸発したプラズマの質量。高エネルギーの非熱源（この場合は20keV以上）の位置は、流体力学モデルから得られたカラム密度の変化に完全に適合します。密度の変化は、電子のスペクトル指数の影響をあまり受けないようです。
SpaceQ-宇宙量子センサーによる超軽量暗黒物質の直接検出
| Title |
SpaceQ_--_Direct_Detection_of_Ultralight_Dark_Matter_with_Space_Quantum_Sensors |
| Authors |
Yu-Dai_Tsai,_Joshua_Eby,_Marianna_S._Safronova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07674 |
原子時計を含む量子センサーの最近の進歩により、広範囲の暗黒物質候補の検索が可能になりました。太陽系における暗黒物質の分布の問題は、暗黒物質の直接検出実験の範囲に重大な影響を及ぼします。NASA深宇宙原子時計（DSAC）に一部動機付けられて、宇宙量子センサーが超軽量暗黒物質探索、特に太陽に結合した暗黒物質状態の新しい機会を提供することを示します。宇宙量子センサーが超軽量暗黒物質の未踏のパラメーター空間を精査し、自然とヒッグス混合によって動機付けられた理論的緩和ターゲットをカバーできることを示します。原子時計が太陽系の内部を測定できれば、この非常に敏感な領域を直接調べて、太陽系にそのような束縛状態のハローが存在することを非常に強く制限することができます。現在および将来の原子、分子、および核時計に基づいて、電子、光子、およびグルーオン場に結合する超軽量暗黒物質の宇宙ベースのプローブの感度予測を提示します。
重力波のレンズ効果：鼓動パターンの普遍的な特徴
重力波が巨大な物体の近くを伝播するとき、それらの経路は曲がり、重力レンズ効果をもたらします。これは、天体物理学の有望な新しい機器であると期待されています。異なるパス間の時間遅延が波の周期に匹敵する場合、レンズ効果は波形にビートパターンを誘発する可能性があり、これらの影響が観察される可能性が高いのはコースティクスに非常に近いです。ただし、苛性アルカリの近くでは、幾何光学近似に関連する短波漸近解析が機能しなくなります。レンズのシュヴァルツシルト直径と波長の比率であるフレネル数とともに、波動光学から幾何光学領域へのクロスオーバーを適切に記述するために、別のパラメーター、つまり、苛性アルカリに関する情報源。点質量レンズモデルを検討することにより、2次元パラメーター空間で、伝達係数の節線と反節線が、苛性アルカリの近くの広範囲の値で双曲線に密接に従うことを示します。これにより、アインシュタイン角度の単位でフレネル数を光源の角度位置に関連付ける幾何光学振動の開始の簡単な式を提案できます。レンズの質量は、特定のレンズ波形の干渉縞の分析から推測できることがわかります。
クインテセンスと沼地：モジュライ空間のパラメトリックに制御されたレジーム
| Title |
Quintessence_and_the_Swampland:_The_parametrically_controlled_regime_of_moduli_space |
| Authors |
Michele_Cicoli,_Francesc_Cunillera,_Antonio_Padilla,_Francisco_G._Pedro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10779 |
弦理論のモジュライ空間のパラメトリックに制御されたレジームではスローロールが不可能であるという証拠を提供します。これは、タイプIIのモジュライ空間の漸近限界と、ディラトンおよび任意の数のK\"ahlerモジュライのヘテロティック・カラビ・ヤウコンパクト化で完全に一般的に証明されています。モジュライ空間の内部で作業します。ここでは、パラメトリックでなくても、数値による制御を実現できます。
クインテセンスと沼地：モジュライ空間の数値制御レジーム
| Title |
Quintessence_and_the_Swampland:_The_numerically_controlled_regime_of_moduli_space |
| Authors |
Michele_Cicoli,_Francesc_Cunillera,_Antonio_Padilla,_Francisco_G._Pedro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10783 |
弦理論のモジュライ空間の数値的に制御されたレジームでの真髄モデル構築の主な理論的および現象論的課題の詳細な説明を提供します。実用的な典型モデルには、軸方向に平坦な方向を持つ一次非超対称（近く）ミンコフスキー真空が必要であると主張します。このアクシオンは、サブドミナントの非摂動効果によって持ち上げられた場合、高度に調整された初期条件と非常に低いインフレスケールに対してのみ丘の頂上の真髄を駆り立てることができます。私たちの分析には2つの重要な意味があります。第一に、暴走、または超対称AdSとミンコフスキー空間を含むシナリオなどの沼地予想と一致するシナリオは、完全な計算制御を備えた現象論的に実行可能な真髄を生み出すことはできません。これは、量子重力と観測の間の強い緊張を意味するので、沼地のdS予想の妥当性に疑問を投げかけます。第二に、データが動的ダークエネルギーを好む場合、アライメントメカニズムに基づくアクシオンモデルは、高度に考案された丘の上のシナリオよりも有望に見えます。
ダークフリーズアウトコジェネシス
多成分暗黒物質の存在量とバリオン非対称性を生成し、2つの間の一致に対処する新しいメカニズムを提案します。準安定な暗黒物質パートナーに消滅する暗黒物質の熱凍結は、バリオン数生成の平衡状態から外れた状態を提供しながら、暗黒物質の遺物の存在量を設定します。準安定状態は、凍結後の崩壊によってバリオン非対称性の生成を引き起こし、崩壊する前に初期の物質支配の期間を引き起こす可能性があります。暗黒物質とバリオンの存在量は、暗黒物質内の数の保存（コジェネシス）によって関連付けられています。「偶然の一致」は、GeVからTeVスケールの対称暗黒物質と、暗黒物質と標準模型クォークとの相互作用による自然な結果です。UV完全モデルを提示し、暗黒物質の直接検出信号、色荷を伴う新しい質量粒子と変位した頂点を持つ長寿命粒子のLHCシグネチャ、暗黒物質によって誘発される核子変換、（エキゾチック）暗黒物質を含むその現象論的予測を調査します間接的な検出信号、および宇宙物質のパワースペクトルへの影響。副次的な結果として、ダークセクターのフリーズアウトに対する新しい分析処理を提供します。これは、関連するシナリオの研究に役立つ可能性があります。
パートンエネルギー損失による大気ニュートリノフラックスの枯渇
| Title |
Depletion_of_atmospheric_neutrino_fluxes_from_parton_energy_loss |
| Authors |
Fran\c{c}ois_Arleo,_Greg_Jackson_and_St\'ephane_Peign\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10791 |
陽子が軽イオンに衝突する際の完全コヒーレントエネルギー損失（FCEL）の現象は、宇宙線の空気シャワーの物理に影響を与えます。実例として、2つの密接に関連する観測可能なものに対処します。LHCでの今後の陽子-酸素衝突におけるハドロン生成と、陽子-空気衝突で生成されたハドロンの半レプトン崩壊によって誘発される大気ニュートリノフラックスです。どちらの場合も、FCELによる重大な核抑制が予測されます。従来の迅速なニュートリノフラックスは、関連するニュートリノエネルギー範囲で$\sim10...25\％$によって抑制されます。大気ニュートリノフラックスの以前の推定値は、FCELを考慮してそれに応じて縮小する必要があります。
レプトン数生成は、エネルギースケールが非常に高いため、一般的に直接テストするのは困難です。この作業では、宇宙論的衝突型加速器物理学によるレプトン数生成の新しいプローブを提案します。宇宙論的ヒッグス衝突型加速器の例を用いて、インフレーション中にレプトン数生成モデルが、レプトン数違反カップリング、マヨラナ右ニュートリノ質量、およびCP相に関する情報をエンコードする独特の振動パターンを持つ検出可能な原始非ガウス性を生成できることを示します、レプトン数生成に不可欠です。
軸対称回転磁化プラズマの安定および不安定な超音速停滞
| Title |
Stable_and_unstable_supersonic_stagnation_of_an_axisymmetric_rotating_magnetized_plasma |
| Authors |
Andrey_Beresnyak,_Alexander_L._Velikovich,_John_L._Giuliani,_Arati_Dasgupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10828 |
この論文で説明されている海軍研究所の「マグノ問題」は、自己相似磁化された内破流であり、一定速度の高速MHD外向き伝播衝撃を含んでいます。古典的な能（1983）の問題を一般化して、回転だけでなく方位角および軸方向の磁場も含めます。私たちの理想的なMHDソリューションのファミリーは、5つのパラメトリックであり、各ソリューションには、独自の自己相似性指数、ガスガンマ、磁化、軸方向と方位方向の磁場の比率、および回転があります。古典的なNoh問題は衝撃波を生成するために超音速の衝撃波を持っている必要がありますが、私たちのソリューションには、衝撃波の流れの代わりに磁気張力が$t=0+$で衝撃波を生成する、初速度がゼロの興味深い3パラメトリックの特殊なケースがあります。。有限体積MHDコードAthenaを使用して初期値MHD問題を解くと、私たちの自己相似解が実際に実現されます。これらの解の安定性を数値的に調査し、パラメーター空間に安定領域と不安定領域の両方を見つけました。安定したソリューションを使用して、数値コードの精度をテストできます。不安定なソリューションは、コードが線形成長、乱流への遷移、および混合の実際に重要な効果をどのように再現するかをテストするためにも広く使用されています。現在、磁気駆動爆縮に関連する3つの要素すべて、収束流、磁場、衝撃波を特徴とする不安定なソリューションのファミリーを提供しています。
高次の修正重力に対するビッグバン元素合成の制約
| Title |
Big_Bang_Nucleosynthesis_constraints_on_higher-order_modified_gravities |
| Authors |
Petros_Asimakis,_Spyros_Basilakos,_Nick_E._Mavromatos,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10863 |
高次の修正重力、特に（i）$f（G）$ガウス・ボンネ重力、および$f（P）$立方重力に制約を課すために、ビッグバン核合成（BBN）データを使用します。二次曲率ガウス-ボンネ$G$項、および三次曲率の組み合わせ、（ii）ディラトン場に結合されたストリングに触発された二次ガウス-ボンネ重力、および（iii）実行中の真空モデルの使用によってそれぞれ発生します。BBNエポックの詳細な調査を実行し、$\Lambda$CDMパラダイムと比較したフリーズアウト温度$T_f$の偏差を計算します。次に、さまざまなモデルの関連パラメーターの制約を抽出するために、$\left|\frac{\delta{T}_f}{{T}_f}\right|$の観測限界を使用します。すべてのモデルがBBNの制約を満たすことができ、BBN中の軽元素の形成を損なうことなく、ダークエネルギーセクターと遅い時間の加速を定量的に説明できるため、実行可能な宇宙論的シナリオを構成することがわかります。時代。それにもかかわらず、関連するモデルパラメータで得られた制約は非常に強力です。
狭帯域は、LIGO-Virgoの3回目の観測で、既知のパルサーからの連続的かつ長期間の過渡重力波を検索します
| Title |
Narrowband_searches_for_continuous_and_long-duration_transient_gravitational_waves_from_known_pulsars_in_the_LIGO-Virgo_third_observing_run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koji_Arai,_Koya_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_et_al._(1598_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.10990 |
スピン軸に関して非対称である孤立した中性子星は、検出可能な連続重力波の可能な源です。この論文は、LIGOとおとめ座の3回目の観測（O3）からのデータで、18個のパルサーからのそのような信号の完全にコヒーレントな検索を示しています。既知のパルサーの場合、重力放射が電磁放射に位相ロックされていると仮定すると、効率的で高感度の整合フィルター検索を実行できます。ここに示す検索では、この仮定を緩和し、重力波の周波数と周波数時間微分を、電磁観測から推測されるものの周りの小さな範囲で変化させることができます。連続的な重力波の証拠は見つからず、各ターゲットのひずみ振幅に上限を設定します。これらの制限は、すべての回転エネルギー損失を重力放射に帰することによって定義されるスピンダウン制限よりも、7つのターゲットに対してより制約があります。追加の検索では、合計9つのグリッチを持つ6つのターゲットのパルサーグリッチの余波での長期間（数時間-月）の一時的な重力波のO3データを調べます。この検索から2つのわずかな外れ値を報告しますが、そのような放出の明確な証拠も見つかりません。結果として生じる持続時間に依存するひずみの上限は、これらのターゲットのいずれについても間接的なエネルギー制約を超えません。
ブラックホールリングダウンにおける非線形効果：吸収誘起モード励起
| Title |
Nonlinear_effects_in_the_black_hole_ringdown:_absorption-induced_mode_excitation |
| Authors |
Laura_Sberna,_Pablo_Bosch,_William_E._East,_Stephen_R._Green,_Luis_Lehner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11168 |
ブラックホールのリングダウンの重力波観測は、バイナリマージの残骸を特徴付け、一般相対性理論をテストするために一般的に使用されます。これらの分析は、線形ブラックホール摂動理論を前提としています。特に、合併に近づいているときでも、リングダウンは準ノーマルモードの観点から説明できると仮定しています。ここでは、リングダウン中の非線形効果、つまり、初期に励起されたモードがブラックホールに吸収されるときに追加のモードを励起する方法を調査します。これは3次の経年効果です。ブラックホールの質量の変化によりモードスペクトルがシフトし、元のモードが新しいモードに投影されます。非線形シミュレーションを使用して、漸近的に反ドジッターブラックホールの周りの球対称スカラー場のリングダウンを研究し、この「吸収誘起モード励起」（AIME）が支配的な非線形効果であることを発見しました。この効果は非断熱領域内で十分に発生することを示しているため、突然の質量変化近似を使用して分析的に推定できます。漸近的に平坦なシュワルツシルトブラックホールに推定手法を適応させることで、AIMEが現在および将来の重力波観測の分析と解釈に役割を果たすことを期待しています。
ブラックホール連星における一般相対論的歳差運動の測定
| Title |
Measurement_of_general-relativistic_precession_in_a_black-hole_binary |
| Authors |
Mark_Hannam,_Charlie_Hoy,_Jonathan_E._Thompson,_Stephen_Fairhurst,_Vivien_Raymond,_members_of_the_LIGO_and_Virgo_collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11300 |
ニュートン重力では、バイナリシステムの各コンポーネントの角運動量が保存されます。つまり、バイナリの軌道角運動量と、軌道上の2つのオブジェクトの個々の角運動量です。一般相対性理論では、これはもはや真実ではありません。バイナリコンポーネントの個々の角運動量の間にはスピン軌道とスピンスピンの結合があり、その結果、軌道面は全角運動量の方向の周りで進行します。一般相対論的軌道歳差運動は、以前は連星パルサーで測定されており、連星軸は1年に数度歳差運動することがわかっています。この効果は、近い軌道にあるブラックホールで構成される連星ではるかに強くなる可能性があります。強磁場歳差運動は、2つのブラックホールの遅いインスピレーションと合体の重力波観測で測定されることが長い間予想されていました。ブラックホール連星の母集団には歳差運動するバイナリーが含まれているという説得力のある証拠がありますが、これまでの$\sim$90LIGO-Virgo-Kagra（LVK）重力波検出のいずれにおいても歳差運動は明確に測定されていません。ここでは、LVK重力波信号GW200129に見られる、強磁場歳差運動の測定に関する強力な証拠を報告します。連星の軌道は、連星パルサーから以前に測定されたものよりも10桁大きい速度で歳差運動します。また、主要なブラックホールが高度に回転している可能性が高いことも報告しています。
| Title |
Cosmology_and_direct_detection_of_the_Dark_Axion_Portal |
| Authors |
Juan_Cortabitarte_Guti\'errez,_Bradley_J._Kavanagh,_N\'uria_Castell\'o-Mor,_Francisco_J._Casas,_Jose_M._Diego,_Enrique_Mart\'inez-Gonz\'alez,_Roc\'io_Vilar_Cortabitarte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11387 |
DarkAxionPortalは、DarkPhotons$\gamma^\prime$とAxions$a$の両方が現在のDMの豊富さに寄与することができるDarkMatter（DM）のモデルを提供します。DarkAxionPortalのパラメーター空間を研究して、$\gamma^\prime$と$a$を、計画された直接で検出可能でありながら、宇宙のDM密度を説明するのに十分な量で生成できるパラメーター空間の領域を特定します。検出およびアクシオンハロースコープ実験。特に、DarkAxionPortalでのeVスケールの暗い光子の生成を調査します。これは、直接検索での吸収による暗い光子の検出に不可欠な、暗い光子と可視光子の動的混合の可能性を考慮したものです。非ゼロの動的混合は、一般にモデルの現象論を損なうことはなく、アクシオンと暗光子の両方を安定させておくことが示されています。実行可能な生成メカニズムは、DMの$\lesssim10\％$を構成する暗い光子のサブドミナント集団を示し、残りはアクシオンDMで構成されます。質量範囲$m_{\gamma^\prime}\sim20-200\、\mathrm{eV}$の暗い光子と質量範囲$m_a\sim30-460\、\mu\mathrm{eV}のアクシオン$は、DarkAxionPortalでこれらの豊富さを一貫して生成することができ、将来の直接検索の範囲内にあります。
| Title |
Asteroids_for_microhertz_gravitational-wave_detection |
| Authors |
Michael_A._Fedderke,_Peter_W._Graham,_and_Surjeet_Rajendran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11431 |
$\mu$Hz帯域での重力波（GW）検出の主な課題は、十分に低い加速ノイズでテスト質量（TM）を設計することです。内太陽系にある小惑星をTMとして用いたGW検出コンセプトを提案します。私たちの主な目的は、$\mu$Hz帯の小惑星の加速ノイズを評価することです。多種多様な環境摂動が十分に小さいため、適切なクラスの$\sim10$km-直径の小惑星をTMとして使用できることを示します。これにより、帯域$\text{（few）}\times10^{-7}\text{Hz}\lesssimf_{\text{GW}}\lesssim\text{（few）}の高感度GW検出器が可能になります。\times10^{-5}\text{Hz}$、$f_{\text{GW}}\sim10\mu$Hz付近でひずみ$h_c\sim10^{-19}$に到達、多種多様な情報源。これらの小惑星TMを活用するために、人間が設計した基地局を複数の小惑星に配備し、それぞれに電磁（EM）送信機/受信機を装備してそれらの間の距離の変動を測定できるようにすることができます。それぞれがレーザー測距を介して往復EMパルス移動時間を測定する空間認定された光原子時計を備えた2つの基地局を備えた潜在的な概念設計について説明します。Tradespaceは、このミッションの複数の側面を最適化するために存在します。たとえば、レーザーレンジングの代わりに無線レンジングまたは干渉計リンクシステムを使用します。これは、将来の専用の技術設計研究の動機となります。このミッションのコンセプトは、このGW周波数帯にアクセスするための非常に有望です。
