初期物質が支配的な時代における摂動のより速い成長：原始ブラックホールと重力波
| Title |
A_Faster_Growth_of_Perturbations_in_an_Early_Matter_Dominated_Epoch:_Primordial_Black_Holes_and_Gravitational_Waves |
| Authors |
Subinoy_Das,_Anshuman_Maharana_and_Francesco_Muia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11486 |
宇宙論的摂動の急速な成長のシナリオを提示します。$\delta（t）\sima（t）^s$、$a（t）$はスケール係数であり、この記事で報告されているケースでは$5<s<10$です。シナリオの基本的な要素は、初期の物質が支配的な時代と、その時代にスカラーを介した力を経験する暗いフェルミ粒子です。これらは両方ともストリング/超重力モデルで発生します。急速な成長は、暗いフェルミ粒子のサブホライズン密度摂動で発生します。急速な成長には、現象学的な意味合いが豊富にあります。原始ブラックホールの形成と重力波の生成に対する影響について概説します。月下質量範囲（理想的な暗黒物質候補）の原始ブラックホールを生成することができます。重力波は、二次スカラー摂動と原始ブラックホールの蒸発と合体により、広範囲の周波数で生成される可能性があります。
タキオントラッピングメカニズムの典型的なインフレーションと非線形効果
| Title |
Quintessential_Inflation_and_the_Non-Linear_Effects_of_the_Tachyonic_Trapping_Mechanism |
| Authors |
Mindaugas_Kar\v{c}iauskas,_Stanislav_Rusak_and_Alejandro_Saez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11536 |
タキオントラップメカニズムの助けを借りて、典型的なインフレモデルに影響を与える多くの問題を潜在的に解決することができます。このメカニズムでは、自発的対称性の破れの可能性を持つトラッピングフィールドを導入します。典型的なインフラトンが臨界点を通過すると、粒子生成の突然のバーストが宇宙を再加熱し、インフラトンをそのポテンシャルの最小値から遠ざけることができます。ただし、トラップフィールドの自己相互作用は粒子の生成を抑制し、このプロセスの効率を低下させます。抑制の大きさを計算する方法を開発し、メカニズムを効果的に適用できるパラメーター空間を探索します。
ハッブル距離：宇宙論における距離測定に焦点を当てる
ハッブル-ルメートルの緊張は、現在、宇宙論で最も重要な質問の1つです。これまでの焦点のほとんどは、詳細な宇宙マイクロ波背景放射測定から推測されたハッブル定数値を、局所距離梯子からの値と調整することにありました。この1つの数値、つまり$H_0$の強調は、張力が基本的に距離測定の不一致から生じるという事実を見逃しています。成功するためには、提案された宇宙論的モデルは、単に$H_0$の与えられた値を推測するのではなく、これらの距離に正確に適合しなければなりません。ローカル距離ラダーをMontePythonに統合する、新しく開発された尤度パッケージ「distanceladder」を使用して、距離を犠牲にして$H_0$に焦点を合わせると、後期宇宙論を変更するモデルで新しい物理学の偽の検出につながる可能性があることを示します。そのため、観測的宇宙論のコミュニティでは、導出されたハッブル定数値を単に引用するのではなく、実際の距離測定値をモデルビルダーが広く利用できるようにすることをお勧めします。
この作品は、宇宙の再電離が終了している初期の宇宙における最初の銀河とそれらのホストする暗黒物質ハローとの間の関係を研究しています。私たちの数値モデル（以前の研究ですでに提示されています）は、$z=$4〜8での星形成の歴史、銀河の恒星質量関数、恒星からハローへの質量分布、およびその他の高赤方偏移銀河統計を追跡します。これらの予測はすべて、これまでの観測や他の高解像度の宇宙論的シミュレーションと一致しています。この研究の重要な発見は、宇宙の星形成の歴史（銀河と超新星の風と原子と分子の冷却プロセスの実施による）と銀河間媒体の自己無撞着な化学汚染の確固たる推定です。理論モデルは、再電離の終わりに、銀河の光度関数のかすかな端の傾き$\alpha=$-2と互換性があります。
この論文では、ベイジアンニューラルネットワークを介して宇宙論的パラメータを抽出するために、Quijoteシミュレーションを使用します。この種のモデルは、関連する不確実性を推定する優れた能力を備えています。これは、精密宇宙論時代の究極の目標の1つです。シミュレーションからより複雑な出力分布と非ガウス性情報を抽出するためのBNNの利点を示します。
本質的なインフレ：出現した対称性と壊れた対称性の物語
クインテセンシャルインフレーションは、単一のスカラー自由度であるコスモンの観点から、インフレーションとダークエネルギーの統一された記述を提供します。ここでは、この魅力的なパラダイムの包括的な概要を示し、その主要な要素を強調し、合理的で均質なレベルの詳細を維持します。単純な標準的なケースで宇宙論的進化を要約した後、典型的なインフレーションをより一般的なスカラーテンソル定式化に組み込む方法と、その可変重力シナリオとの関係について説明します。対称性が果たす役割に特に重点が置かれています。特に、量子重力定式化に現れる可能性のある紫外線と赤外線の不動点の観点から、コスモン場の進化について議論します。レビューの2番目の部分は、パラダイムの現象論的結果の調査に専念しています。まず、コスモン場と物質の直接結合がニュートリノの質量と原始構造の形成にどのように影響するかについて説明します。次に、Ricciを介した観客フィールドへの結合が、内部対称性の自発的対称性の破れを引き起こし、初期の宇宙のさまざまな物理プロセスにどのように影響するかについて説明します。
強い重力レンズを使用したシミュレーションベースの暗黒物質探索のためのドメイン適応
| Title |
Domain_Adaptation_for_Simulation-Based_Dark_Matter_Searches_Using_Strong_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Sergei_Gleyzer,_Pranath_Reddy,_Marcos_Tidball,_Michael_W._Toomey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12121 |
暗黒物質の同定を目的とした実験プログラムの範囲を考えると、暗黒物質の同一性への手がかりは驚くほどとらえどころのないままです。地上実験はモデルを突き止めることができるかもしれませんが、代替の、そして同様に有望な方法は、天体物理学または宇宙論のサインに基づいて暗黒物質を特定することです。特に感度の高いアプローチは、銀河系-銀河系の強いレンズ画像の暗黒物質下部構造の独自の特徴に基づいています。この信号だけを抽出するために、機械学習アプリケーションが詳細に検討されています。高品質の強いレンズデータの入手可能性が限られているため、これらのアプローチはシミュレーションのみに依存してきました。当然、実際の機器データとの違いにより、シミュレーションでトレーニングされた機械学習モデルは、実際のデータに適用すると精度が低下することが予想されます。これは、ドメインの適応がシミュレーションと実際のデータアプリケーションの間の重要な架け橋として機能できる場所です。この作品では、暗黒物質の下部構造を持つ強い重力レンズデータに適用されるドメイン適応技術の力を示しています。さまざまな複雑さのシミュレートされたデータセットを使用して、ドメインの適応によってモデルのパフォーマンスの低下を大幅に軽減できることを示します。この手法は、ドメインの専門家が、今後の調査で予想される強力な重力レンズデータから有用な情報を抽出するためのより優れた機械学習モデルを構築して適用するのに役立ちます。
内部運動学と強重力レンズ効果と弱重力レンズ効果を使用した銀河団によるVainstheinスクリーニング重力のプロービング
| Title |
Probing_Vainsthein-screening_gravity_with_galaxy_clusters_using_internal_kinematics_and_strong_and_weak_lensing |
| Authors |
Lorenzo_Pizzuti,_Ippocratis_D._Saltas,_Keiichi_Umetsu_and_Barbara_Sartoris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12139 |
観測された銀河団MACS〜J1206.2-0847とAbell〜S1063の総質量プロファイルの高精度な強/弱レンズ効果と運動学の組み合わせ測定を使用して、一般的なDHOSTダークエネルギー理論の相対論的セクターを制約します。宇宙論的背景の周りのスカラー変動の線形レベルでの、いわゆるVainstheinスクリーニングメカニズムの部分的な破壊。特に、Pizzutietal。で開発された\textsc{MG-MAMMPOSSt}フレームワークを使用します。2021年、レンズ質量プロファイルの再構築とともにクラスター内のメンバー銀河の運動学分析のために、レンズポテンシャルへの理論の相対論的寄与を支配する結合$Y_2$に新しい制約を提供します。MACS1206の運動学とレンズ測定の組み合わせからの新しい境界である$Y_2=-0.12^{+0.66}_{-0.67}$at$2\sigma$は、以前の制約の約2倍の改善を提供します。Abell〜S1063の場合、GRの期待値との$>2\sigma$の緊張が生じます。これについてある程度詳しく説明し、緊張を説明できる体系的な原因の可能性を調査します。さらに、メンバー銀河の運動学とレンズの組み合わせが、運動学またはレンズ単独と比較してはるかに狭い境界を提供できる理由について説明し、トレーサーの数密度プロファイルと速度異方性プロファイルの選択がどのように影響するかを説明します。最終結果。
プロファイル尤度を使用したPlanckおよびBOSSデータからの初期ダークエネルギーに対する新しい制約
初期の暗黒エネルギー（EDE）として知られている、初期の宇宙の暗黒エネルギーのようなコンポーネントは、ハッブルの緊張に対する提案された解決策です。現在、EDEがハッブル張力を同時に解決し、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と宇宙の大規模構造からのデータに適切に適合できるかどうかについてのコンセンサスは文献にありません。この作業では、PlanckCMBとバリオン振動分光調査（BOSS）の完全な形状のクラスタリングデータから現在の制約を分解して、文献のさまざまな結論の起源を理解します。グリッドサンプリングとプロファイル尤度の2つの異なる分析を使用して、現在の制約が周縁化の際のボリューム効果に影響され、EDE分数のいくつかの値$f_\mathrm{EDE}$に偏っているかどうかを調査します。データによって許可される$f_\mathrm{EDE}$は、モデルの他のパラメーターの特定の選択に強く依存し、これらのパラメーターのいくつかの選択は、$f_\mathrm{EDE}$の値がマルコフ連鎖モンテカルロ分析。これは、ボリューム効果が文献の不一致の背後にある理由であることを示唆しています。これに動機付けられて、プロファイル尤度を使用してEDEモデルを分析し、$f_\mathrm{EDE}$の信頼区間を計算して、$f_\mathrm{EDE}=0.072\pm0.036$（$68\％$CL）を見つけます。。この信頼区間は、ボリュームの影響を受けません。したがって、私たちのアプローチは、EDEに対してより堅牢な制約をもたらし、EDEがハッブル張力の可能な解決策であるかどうかを理解するための強力なツールを提供します。
準惑星セドナの表面と組成を至近距離で研究するための最速のアプローチルート
現在の研究は、太陽系外縁天体（TNO）（90377）セドナへの高速軌道の設計に焦点を当てており、近距離から表面と組成を研究しています。セドナを近距離から研究することで、原始惑星系円盤や関連するメカニズムなど、太陽系の進化過程に関する独自のデータを得ることができます。セドナへの軌道は、飛行時間と総特性速度（${\Delta}V$）の制約を考慮して決定されます。分析のための飛行時間は20年に制限されていました。直行便、金星、地球、木星型惑星と海王星の近くでの重力アシスト操作の使用、および太陽の近くでのオーバース操作による飛行が考慮されます。${\Delta}VEGA$（${\Delta}V$とEarthGravityAssist操作）とJupiter-Neptune重力アシストを使用した飛行方式を使用すると、${\Delta}V$のコストが最も低くなることが実証されています。=2041年の打ち上げで6.13km/s。${\Delta}$VEGA操作を使用するスキームの最大ペイロードはSoyuz2.1.bを使用して500kg、Proton-MおよびDeltaIVHeavyを使用して2,000kg、SLSを使用して$12,000$kgを超える。木星の重力アシストのみを使用するスキームの場合、ペイロードの質量は${\Delta}$VEGA操作を使用するスキームの2分の1になります。セドナへのミッションの可能な拡張として、セドナへの最初の飛行中に小さな宇宙船を別のTNOに送ることが提案されています。このシナリオに適した5つのTNO、3つの極端なTNO2012VP113、（541132）Lele\=ak\=uhonua（以前の2015TG387）、2013SY99）および2つの古典的なカイパーベルトオブジェクト：（90482）Orcus、（20000）Varuna。
アクティブなメインベルト小惑星（6478）ゴールト-その凝集力と太陽系で放出された粒子の運命に対する制約
| Title |
Active_Main-Belt_Asteroid_(6478)_Gault_--_Constraint_on_Its_Cohesive_Strength_and_the_Fate_of_Ejected_Particles_in_the_Solar_System |
| Authors |
Pierce_M._Jackson,_Ryota_Nakano,_Yaeji_Kim,_Masatoshi_Hirabayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11582 |
メインベルト彗星（6478）ゴールトは、軌道に沿った場所に関係なく質量を放出します。回転の不安定性は、観察された活動を誘発すると考えられています。この場合、Gaultsの崩壊イベントが検出されていないため、表面の破損が発生している可能性があります。これは、本体が無傷のまま、表面の材料が絶えず排出されていることを意味します。このシナリオを前提として、最初にGaultsのバルク凝集力を制限します。次に、何千年にもわたって放出された粒子の地動説の軌跡を特徴づけます。結果は、Gaultが現在の自転周期（約2.5時間）で構造的破壊に敏感である可能性があることを示しています。赤道面の粒子が遠心力によって放出されるためには、ゴールトのかさ密度が1.75g/cm^3未満である必要があります。この場合、Gaultは、構造を中央に維持するために少なくとも約200Paの凝集強度を必要としますが、大量の脱落を誘発するには、表面強度を約100Pa未満にする必要があります。これは、Gaults構造が強いコアの上の弱い表面層で構成されている可能性があることを示唆しています。ゴールトから放出される塵の軌道は、それらが太陽放射圧によってどれだけ効率的に加速されるかに依存します。100マイクロメートルのオーダーのサイズのエスケープされた粒子雲は、約700〜5300年後に、約0.2km/秒の速度でGaultと衝突する可能性があります。これは、衝撃フラックスの一時的な増加と、放出された粒子とそれらのホストボディ間の複雑な相互作用を意味します。
次元分析とシンボリック回帰を用いた太陽系外惑星トランジット分光法の分析モデリング
| Title |
Analytical_Modelling_of_Exoplanet_Transit_Specroscopy_with_Dimensional_Analysis_and_Symbolic_Regression |
| Authors |
Konstantin_T._Matchev,_Katia_Matcheva_and_Alexander_Roman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11600 |
新しく発見された太陽系外惑星の物理的特性と大気化学組成は、放射伝達の複雑な数値モデルから得られる通過スペクトルから推測されることがよくあります。あるいは、単純な分析式は、関連する大気プロセスへの洞察に満ちた物理的直感を提供します。ディープラーニング革命は、データに適合したコンピューターアルゴリズムを使用して、このような分析結果を直接導き出すための扉を開きました。概念実証として、対応する分析式を導出するために、一般的なホットジュピター太陽系外惑星の通過半径の合成データでのシンボリック回帰の使用を実証することに成功しました。前処理ステップとして、次元分析を使用して、変数の関連する無次元の組み合わせを識別し、独立した入力の数を減らします。これにより、シンボリック回帰のパフォーマンスが向上します。次元分析により、トランジット分光法による太陽系外惑星大気の特性評価に影響を与える入力大気パラメーターの中で最も一般的な縮退のファミリーを数学的に導き出し、適切にパラメーター化することもできました。
トリトンヘイズ類似体：ヘイズ形成における一酸化炭素の役割
| Title |
Triton_Haze_Analogues:_the_Role_of_Carbon_Monoxide_in_Haze_Formation |
| Authors |
Sarah_E._Moran,_Sarah_M._H\"orst,_Chao_He,_Michael_J._Radke,_Joshua_A._Sebree,_Noam_R._Izenberg,_V\'eronique_Vuitton,_Laur\`ene_Flandinet,_Fran\c{c}ois-R\'egis_Orthous-Daunay,_C\'edric_Wolters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11627 |
トリトンはネプチューンシステムの最大の衛星であり、微量の一酸化炭素とメタンを含む薄い窒素大気を持っており、準惑星冥王星と同様の組成になっています。冥王星や土星の衛星タイタンのように、トリトンは光化学によって形成された有機物で構成されていると考えられている霞の層を持っています。ここでは、分子窒素中の0.5％一酸化炭素と0.2％メタンの大気チャンバー実験を、90Kと1mbarで実行して、Tritonヘイズ類似体を生成します。次に、これらの粒子の物理的および化学的特性を特徴づけます。それらの生成率、燃焼分析によるバルク組成、非常に高分解能の質量分析による分子組成、フーリエ変換赤外（FTIR）分光法による光学から近赤外（0.4〜5ミクロン）への透過率と反射率を測定します。。これらの特性をトリトンの希薄な大気とその表面の既存の測定値と比較し、太陽系のすべての小さくてかすんでいる窒素が豊富な世界を考慮してこれらの結果を文脈化します。大気中にメタンよりも大きな混合比で存在する一酸化炭素は、酸素と窒素が著しく豊富なヘイズ物質につながる可能性があることがわかりました。これらのトリトンヘイズ類似体は、近赤外線スペクトルに明確な観測可能な特徴があり、多様な太陽系小天体全体でヘイズ形成プロセスの背後にあるメカニズムを区別するのに役立つ可能性があります。
| Title |
Past_and_present_dynamics_of_the_circumbinary_moons_in_the_Pluto-Charon_system |
| Authors |
Cristian_A._Giuppone,_Adri\'an_Rodr\'iguez,_Tatiana_A._Michtchenko,_Amaury_A._de_Almeida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11972 |
冥王星-カロン（PC）ペアは通常、潮汐進化の終点である二重同期状態のバイナリと考えられています。それぞれCharonとの平均運動共鳴（MMR）3/1、4/1、5/1、および6/1の近くに配置された、小さな周連星、Styx、Nix、Kerberos、およびHydraの発見は、システムの複雑な動的アーキテクチャ。PCシステムのいくつかの形成メカニズムが提案されています。私たちの目標は、衛星システムの過去と現在の軌道力学を分析することです。一定のタイムラグアプローチによってモデル化された、PCバイナリと小月との重力相互作用および潮汐進化を説明する、正確な運動方程式の数値積分の大規模なセットを通じて、PCシステムの過去および現在のダイナミクスを研究します。。疑似ジャコビアン座標系で安定性マップを作成します。さらに、冥王星の扁平率の帯球調和関数$J_2$とカロンの降着質量を説明するより現実的なモデルを考慮して、システム全体の潮汐進化を調査します。私たちの結果は、選択した基準座標系で、すべての衛星の現在の軌道がほぼ円形で、ほぼ平面であり、過去にシステムによって実験された収束散逸移動の指標として見ることができるカロンとほぼ共鳴していることを示しています。Charonが潮汐の拡大中にその形成を完了するという仮定の下で、月はその動きが強く励起されて結果として放出されることなく、メインのMMRを安全に横切ることができることを確認します。ここで提案されているより現実的なシナリオでは、小さな衛星は、共鳴輸送の仮説を呼び出す必要なしに、PCバイナリの潮汐膨張に耐えます。私たちの結果は、PCシステムで追加の小さな衛星を見つける可能性を排除することはできないことを指摘しています。
アッパースコーピウスの若い星の協会の自由に浮かぶ惑星の豊富な人口
| Title |
A_rich_population_of_free-floating_planets_in_the_Upper_Scorpius_young_stellar_association |
| Authors |
N\'uria_Miret-Roig,_Herv\'e_Bouy,_Sean_N._Raymond,_Motohide_Tamura,_Emmanuel_Bertin,_David_Barrado,_Javier_Olivares,_Phillip_A._B._Galli,_Jean-Charles_Cuillandre,_Luis_Manuel_Sarro,_Angel_Berihuete_and_Nuria_Hu\'elamo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11999 |
自由浮遊惑星（FFP）の性質と起源は、それらの特性の統計分析を可能にする大きな均質なサンプルがないため、依然としてほとんど制約されていません。これまでのところ、ほとんどのFFPは間接的な方法を使用して発見されています。マイクロレンズ調査は、これらの物体をいくつかの地球質量まで検出するのに特に成功していることが証明されています。ただし、マイクロレンズイベントの一時的な性質により、追跡観察や個々の特性評価が妨げられます。いくつかの研究では、若い星団と銀河系のフィールドでFFPが特定されていますが、それらのサンプルは、年齢と起源が小さいか、不均一です。ここでは、太陽に最も近い若いOB協会であるさそり座とへびつかい座を含む地域で、70〜170個のFFP（想定される年齢に応じて）が発見されたことを報告します。コア崩壊モデルの予測と比較して、最大7倍のFFPの過剰が見つかりました。これは、他の形成メカニズムが機能している可能性があることを示しています。惑星系からの放出は、FFPの形成におけるコア崩壊のそれに匹敵する寄与を持っているかもしれないと我々は推定します。したがって、巨大な太陽系外惑星システムの動的不安定性による放出は、システムの寿命の最初の10Myr以内に頻繁に発生する必要があります。
KELT-9bの大気中の中性酸素および非LTE効果の高解像度検出
| Title |
High-resolution_detection_of_neutral_oxygen_and_non-LTE_effects_in_the_atmosphere_of_KELT-9b |
| Authors |
Francesco_Borsa,_Luca_Fossati,_Tommi_Koskinen,_Mitchell_E._Young,_Denis_Shulyak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12059 |
酸素は、太陽系外惑星で検出された最も豊富な分子の多くの構成要素であり、惑星が形成された方法と場所を追跡するための重要な成分です。特に、OI777.4nmトリプレットは、地球上の大気光とオーロラ、および恒星大気中の酸素存在量を調べるために使用されますが、これまで太陽系外惑星大気では検出されていませんでした。最もホットな既知の巨大惑星である超ホットジュピターKELT-9bの透過スペクトルで、中性酸素777.4nmトリプレットラインの明確な地上ベースの検出を提示します。新規の非局所熱力学的平衡（NLTE）放射伝達計算を使用して計算された合成スペクトルは、局所熱力学的平衡を想定して計算されたものと比較して、データと大幅に一致します。これらのNLTE放射伝達計算は、10^8-10^9kgs-1の質量損失率を意味します。これは、酸素と鉄の逃げを容易にするために必要な下限の10^7-10^8kgs-1を超えています。大気から。太陽酸素の存在量を仮定すると、NLTEモデルは、微視的乱流とマクロ乱流の広がりがそれぞれ3.0pm0.7kms-1と13pm5kms-1である必要性を示しており、中層および上層大気に強風が存在することを示しています。現在および今後の高解像度分光器は、777.4nmOIトリプレットの他の太陽系外惑星での検出を可能にします。これは、NLTE効果を説明するフォワードモデリングと組み合わせると、太陽系外惑星の主要な特性を制約する強力なツールです。
経年的なせん断不安定性によって引き起こされる乱流輸送は、高温の木星大気での垂直方向の混合を強化し、それらの曇り、化学的性質、および全体的な垂直構造に影響を与える可能性があります。予想される乱流レジームについて説明し、垂直混合の強さに関する理論的な不確実性を評価します（つまり、$K_{\rmzz}$値）。気温の階層を持つ3つのよく研究されたホットジュピターに焦点を当てています：HD189733b（$T_{\rmeq}\simeq1200$K）、HD209458b（$T_{\rmeq}\simeq1450$K）およびKepler7b（$T_{\rmeq}\simeq1630$K）。$K_{\rmzz}$の不確実性は大きいです。それらは、i）乱流輸送の十分に理解されていない大きさ、およびii）惑星の光球の近くのせん断乱流の半透明の性質によって支配されています。特定のMoore-Spiegel不安定性しきい値を使用して、より高温のKepler7bおよび（わずかにそう）HD209458bのデイサイドがそうであるのに対し、より低温のHD189733bは半透明のせん断乱流による混合の強化を受けないと推測します。強化された垂直混合は、一般に、$T_{\rmeq}>1500-1600$Kで、十分に高温の太陽系外惑星に現れると予想されます。特定の惑星では、昼と夜の$K_{\rmzz}$プロファイルは、桁違いに異なる場合があります。大気の帯状シアーが最も強い赤道域では、垂直方向の混合がわずかに好まれます。研究された3つの惑星のすべてのケースで、大気平均流に関する運動量フィードバックはわずかから無視できる程度です。
非平衡化学を伴う未臨界星前コアの非理想的なMHDシミュレーション
非理想的な電磁流体力学（MHD）効果は、磁場のサポートを克服し、星を形成する上で重力に最も近い同盟国であると考えられています。ここでは、公開されているバージョンのアダプティブメッシュリファインメントコードFLASH（Fryxelletal。2000;Dubeyetal。2008）を変更して、非理想的なMHDの詳細な処理を含め、星前コアの崩壊におけるそのような影響を調べます。2つの非常に拡張された非平衡化学ネットワークを実装します。そのうちの最大のものは$\sim$300種で構成され、重水素化学の詳細な説明が含まれています。次に、両極拡散、オームおよびホールの抵抗率が、帯電した化学種の存在量から自己無撞着に計算されます。化学モデル、宇宙線イオン化率、および粒子分布を変化させる一連の2次元軸対称シミュレーションを提示します。理想的なMHDシミュレーションと以前に公開された結果に対して実装のベンチマークを行います。高密度（$n_{\rm{H_2}}>〜10^6〜\rm{cm^{-3}}$）では、垂直および平行の導電率のほとんどを運ぶイオンは$ではないことを示します以前考えられていたように\rm{H_3^+}$ですが、代わりに$\rm{D_3^+}$です。
近くの棒渦巻銀河NGC1300における$ \ sim $ 100パーセクスケールでのCO（2-1）/ CO（1-0）線比
| Title |
CO(2-1)/CO(1-0)_line_ratio_on_$\sim$100_parsec_scale_in_the_nearby_barred_galaxy_NGC1300 |
| Authors |
Fumiya_Maeda,_Fumi_Egusa,_Kouji_Ohta,_Yusuke_Fujimoto,_Asao_Habe,_Yoshihisa_Asada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11470 |
CO（2-1）放出は、近年、CO（1-0）放出の代替として、巨大分子雲（GMC）のトレーサーとしてよく使用されます。したがって、GMCの質量を正確に推定するには、CO（2-1）/CO（1-0）の線比$R_{21}$のGMCスケールでの環境依存性を理解することが重要です。このように、私たちは強く棒渦巻銀河NGC1300で$R_{21}$を測定しました。ここで、星形成活動は銀河構造に強く依存し、$\sim100$pcスケールで行われました。CO画像はALMAと野辺山45m望遠鏡から得られました。結果として得られるNGC1300の典型的な$R_{21}$は、$0.57\pm0.06$です。$R_{21}$に環境変動があります。バーエンド領域（$0.72\pm0.08$）で最も高く、次にアーム（$0.60\pm0.07$）およびバー領域（$0.50\pm0.06$）が続きます。H$\alpha$放出のあるGMCは、H$\alpha$のないGMC（$0.47\pm0.05$）よりも体系的に高い比率（$0.67\pm0.07$）を示します。大規模な星形成が抑制されているバー領域では、H$\alpha$放出はほとんどのGMCに関連付けられていないため、$R_{21}$が最も低くなります。これらの結果は、定数$R_{21}$を仮定したCO（2-1）観測から得られたGMCの特性が、CO（1-0）観測から得られたものとは異なる可能性を示しています。さらに、kpcスケールで測定された$R_{21}$は、おそらくNGC1300に拡張拡散分子ガスが存在するため、GMCよりも低くなる傾向があることがわかります。
掃天観測施設強制測光サービスによって生成された軽量超大質量ブラックホールの光度曲線
| Title |
Optical_light_curves_of_light-weight_supermassive_black_holes_produced_by_the_Zwicky_Transient_Facility_Forced_Photometry_Service |
| Authors |
Mariia_Demianenko,_Igor_Chilingarian,_Kirill_Grishin,_Vladimir_Goradzhanov,_Victoria_Toptun,_Ivan_Katkov,_and_Ivan_Kuzmin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11520 |
この論文では、ZwickyTransientFacilityForcedPhotometryServiceを使用して得られた光学光曲線を補正するアルゴリズムと、「軽量」超大質量ブラックホール（軽量）を搭載した136活動銀河核（AGN）の光学変動の分析への応用を紹介します。SMBH;$M_{BH}$<2*10^6$\odot$）24個の中間質量ブラックホール（IMBH;$M_{BH}$<2*10^5$\odot$）を含む。ほぼすべての線源で変動を検出し、101個のオブジェクトのX線輝度への依存性も分析しました。また、SDSS〜J112637.74+513423.0で、これまで知られていなかった潮汐破壊現象（TDE）の候補を特定しました。
銀河の異方性速度分散場における力学的摩擦で計算された球状星団の軌道
| Title |
Orbits_of_globular_clusters_computed_with_dynamical_friction_in_the_Galactic_anisotropic_velocity_dispersion_field |
| Authors |
Edmundo_Moreno,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Leonardo_Chaves-Velasquez_and_William_J._Schuster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11589 |
銀河団の球状星団の一部の軌道に対する力学的摩擦の影響の予備分析を提示します。私たちの研究は、文献の研究結果を使用して近似された異方性速度分散場を考慮しています。計算には、円盤、バルジ、ダークハローからなる質量成分を持つ軸対称銀河モデルが採用されています。速度空間で同様の密度を持つ楕円体、扁球、および扁長速度分布関数の動摩擦加速度を計算する方法を提供します。銀河系領域にある球状星団について、銀河周辺および銀河系外の距離、エネルギー、角運動量のz成分の平均時間変化などの軌道特性が取得されます。$R\lesssim$10kpc、$|z|\lesssim$5kpc、$R、z$円筒座標。これらには、順行および逆行軌道運動のクラスターが含まれます。いくつかのクラスター、特に銀河系の内部領域にあるLiller1、Terzan4、Terzan5、NGC6440、およびNGC6553は力学的摩擦の影響を強く受けます。銀河団のダイナミクスに関する結果のより関連性のある意味についてコメントします。たとえば、カテゴリ「ハロ」、「バルジ」、「厚い円盤」の間の誤分類の可能性、結果として生じる球状星団のバイアス、球状星団とその親矮小銀河との付加イベントの誤った関連付けの可能性、および「核星団」の形成の可能性。
近くのガム星雲における2つのアソシエーションの衝突
GaiaDR2データと新しいCHIRON視線速度に基づいて、2つの近くのアソシエーションUPK535（318.08$\pm$0.29pc、$25^{+15}_{-10}$Myr、174つ星）とYep3を発見しました。（339.54$\pm$0.25pc、$45^{+55}_{-20}$Myr、297つ星）ガム星雲で最近衝突しました。10,000試行のモンテカルロシミュレーションで、星の現在の位置、動き、および測定の不確かさを時間の前後に投影します。平均して、協会の質量中心は、0.84$\pm$0.03Myr前に互いに18.89$\pm$0.73pc以内にあります。衝突中に54$\pm$7クローズ（$<$1pc）の恒星遭遇のモードが発生します。現在の$\sim$7.6pcの距離精度と21.5パーセントの完全な視線速度サンプルでは特定の星と星の接近遭遇を予測することはできません。それでもなお、UPK535の2つの星とYep3の2つの星は、試行の$>$70％で非特異的な接近遭遇を経験し、$\sim$30％で複数の接近遭遇を経験します。平均して、任意の2つの星の最も近いアプローチは0.13$\pm$0.06pc、または27,000$\pm$12,000auです。最大$2.7^{+3.1}_{-1.1}$M$_{\odot}$pc$^{-2}$km$^{-1}$sのインパルストレース値では、このような接近した遭遇は混乱する可能性があります星のオールトの雲彗星（存在する場合）は、太陽系外惑星（存在する場合）に激しい爆撃イベントを引き起こし、太陽系のアーキテクチャを再形成します。最後に、シミュレーションの拡張は、この地域の他の関連も相互作用していることを示唆しています。連想衝突は、少なくとも銀河面にまたがるガム星雲では当たり前のことであり、以前に認識されていた以上に太陽系の進化に拍車をかける可能性があります。
COSMOSフィールドにおけるz = 5.7での大規模なダスティスターバーストCRLEと主系列銀河HZ10の分子ガス励起
| Title |
Molecular_Gas_Excitation_of_the_Massive_Dusty_Starburst_CRLE_and_the_Main-Sequence_Galaxy_HZ10_at_z=5.7_in_the_COSMOS_Field |
| Authors |
Daniel_Vieira,_Dominik_A._Riechers,_Riccardo_Pavesi,_Andreas_L._Faisst,_Eva_Schinnerer,_Nicholas_Z._Scoville_and_Gordon_J._Stacey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11705 |
ほこりっぽいスターバースト銀河CRLE（$z=5.667$）と主系列（MS）銀河HZ10（$z=5.654$）でのCO（5$\rightarrow$4）とCO（6$\rightarrow$5）の線観測を報告します。）NorthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）を使用します。CRLEはCOSMOS分野で最も明るい$z>5$スターバーストであり、HZ10は現在$z>5$で知られている最もガスが豊富な「通常の」銀河です。CO（5$\rightarrow$4）とCO（6$\rightarrow$5）の線の光度は（4.9$\pm$0.5）と（3.8$\pm$0.4）$\times$10$^{10}であることがわかります。$Kkms$^{-1}$pc$^{2}$（CRLEの場合）および上限$<0.76$および$<0.60$$\times$10$^{10}$Kkms$^{-1}$pc$^{2}$（HZ10の場合）。CRLEのCO励起は、他の$z>5$のほこりっぽい星形成銀河（DSFG）に匹敵するように見えます。HZ10の場合、これらの線の光度制限は、$z>5$のMS銀河に対してこの種の最初の重要な制約を提供します。HZ10の$L'_{5\rightarrow4}/L'_{2\rightarrow1}$の上限は、約$z\約1.5$のMS銀河の平均値に類似している可能性があります。ビッグバンから10億年後、同等のガス励起がすでに存在していた可能性があります。CRLEの場合、COラインラダーの励起モデリングに基づいて、H$_2$密度、運動温度、およびダスト温度の最も可能性の高い値を決定します。また、総ガス質量$（7.1\pm1.3）\times10^{10}M_\odot$を導き出します。私たちの調査結果は、銀河プロトクラスター環境での星形成の条件を$z>5$に設定する、ガス励起に関する現在最も詳細な制約のいくつかを提供します。
銀河の合体における大規模なブラックホール連星の形成に対する衝突パラメータの影響
| Title |
The_Effect_of_Impact_Parameters_on_the_Formation_of_Massive_Black_Hole_Binaries_in_Galactic_Mergers |
| Authors |
Yu-Heng_Ho,_Ing-Guey_Jiang,_Yu-Ting_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11732 |
N体シミュレーションを採用することにより、銀河の合体中に2つの巨大なブラックホール（MBH）が沈むことにより、巨大なブラックホール連星（MBHB）の形成を推定します。異なる衝突パラメータと前駆銀河の異なる中心恒星密度を使用して、合併の開始から結合されたMBHBが形成されるまでのMBHの軌道を分析します。動的半径に入るデュアルMBHのタイミングは、束縛されたMBHBの形成のタイミングと類似しているという以前の理論とは対照的に、これら2つのタイミングは、前駆銀河の中心恒星密度が低い場合に逸脱する可能性があることがわかります。一方、前駆銀河の中心星密度が高く、合併の衝突径数が小さい場合、各MBHは他の前駆銀河のコア半径に直接移動するため、MBHBのタイミングにばらつきが生じます。形成。
タイプ2活動銀河核における流出運動学の追跡
| Title |
Tracing_the_outflow_kinematics_in_Type_2_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Jelena_Kovacevic-Dojcinovic,_Ivan_Dojcinovic,_Masa_Lakicevic_and_Luka_C._Popovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11797 |
スローンデジタルスカイサーベイから取得した577個の活動銀河核タイプ1.8-2スペクトル（z<0.25）のサンプルを使用して、さまざまな輝線のプロファイルに対する流出運動学の影響を追跡しました（Hbeta、[OIII]、Halpha、[NII]、[SII]）。考慮されるすべての線には、2つのガウスコンポーネントが取り付けられています。1つは線のコアに適合し、もう1つは翼に適合します。これらの線が重なるスペクトルについて、Halpha+[NII]波長帯域の分解手順を示しました。線成分の分散を恒星速度分散と比較することにより、線成分に対する重力/非重力運動学の影響を調査します。考慮されたすべての輝線の翼成分は純粋な非重力運動学を持ち、コア成分はHalpha、[NII]、および[SII]線の重力運動学と一致し、[OIII]には証拠があることがわかりました。非重力運動学からの貢献に対して。流出の寄与の代用として翼の構成要素を採用し、異なる線の翼の構成要素の幅とシフトの間の相関を分析することによって流出の運動学を調査しました。Hbetaの翼コンポーネントの幅を除いて、シフト間および考慮されたすべてのラインの翼コンポーネントの幅間に強い相関関係があることがわかりました。これらの相関関係は、流出ダイナミクスがスペクトル内のすべての輝線に体系的に影響を与えることを示しています。しかし、それはそれらのプロファイルに異なる強度で反映され、それは翼コンポーネントの異なる幅として観察されます。最も強い流出の兆候は、[OIII]線で観察されます。これらの線は、翼の構成要素が最も広く、Halpha線と[NII]で弱く、[SII]で最も弱くなります。これらの結果は、考慮された線が流出領域のさまざまな部分で発生することを意味します。
TMC-1でのとらえどころのないチオケテニリウム、HCCS +の発見
| Title |
Discovery_of_the_elusive_thioketenylium,_HCCS+,_in_TMC-1 |
| Authors |
C._Cabezas,_M._Agundez,_N._Marcelino,_B._Tercero,_Y._Endo,_R._Fuentetaja,_J._R._Pardo,_P._de_Vicente,_and_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11855 |
広く普及しているラジカルCCSのプロトン化型である陽イオンHCCS+（3Sigma-）のTMC-1での検出を報告します。冷たい暗い雲の中でプロトン化されたラジカルが検出されたのはこれが初めてです。Yebes40mおよびIRAM30m電波望遠鏡では、12の回転遷移からの26の超微細成分が観測されています。天文と理論の分光パラメータ間の良好な一致に基づいて、特徴的な回転スペクトルパターンをHCCS+に自信を持って割り当てます。HCCS+のカラム密度は（1.1+/-0.1）e12cm-2であり、CCS/HCCS+の存在比は50+/-10であり、CS/HCS+（35+/-8）と非常によく似ています。CCCS/HCCCS+（65+/-20）。最先端の気相化学モデルから、HCCS+は主に、HCO+、H3O+、H3+などの豊富なカチオンからラジカルCCSへのプロトン移動の反応によって形成されると結論付けています。
4.8GHzのホルムアルデヒドメーザーは、Galaxyにある珍しいタイプの分子メーザーの1つです。現在の計算の目的は、以前の計算を改善するためにパラメータ空間のより広い領域を探索し、それによって4.8GHz遷移の反転が発生する物理的条件の範囲をよりよく理解することです。4次のルンゲクッタ法を使用して、o-ホルムアルデヒドの最初の40回転レベルの反応速度式を解きます。ガスの運動温度は10K〜300K、H_2密度は1ccあたり10^4〜10^6、さまざまなダスト温度と灰色体のスペクトルエネルギー密度分布を考慮します。Arp220に適した灰色体のダスト放射場を使用すると、100K未満の運動温度では、4.8GHz、14GHz、および28GHzの遷移が反転しないことがわかります。計算では、理論的には4.8GHzの遷移が外部遠赤外線放射場の存在下で、探索されたパラメータ空間の広い領域で反転します。ただし、o-ホルムアルデヒドの存在量を10^{-5}未満に制限すると、反転が発生する領域がH_2密度>10^5/ccおよび運動温度>100Kに減少します。ホルムアルデヒドのポンピングスキームを提案します。衝突が4.8GHz遷移を反転させる際に中心的な役割を果たす理由、したがって外部放射場だけでは反転を引き起こさない理由を説明できるメーザー。衝突は、4.8GHz遷移の反転に不可欠なメカニズムです。私たちの結果は、4.8GHzのホルムアルデヒドメガメーザーが、冷たい物質ではなく、高質量の星形成領域に典型的な高温で高密度のガスに関連していることを示唆しています。
赤外線およびサブミリ波分光法による銀河の進化：JWSTとALMAによる星形成とブラックホールの付着の測定
| Title |
Galaxy_evolution_through_infrared_and_submillimeter_spectroscopy:_Measuring_star_formation_and_black_hole_accretion_with_JWST_and_ALMA |
| Authors |
Sabrina_Mordini,_Luigi_Spinoglio,_Juan_Antonio_Fern\'andez-Ontiveros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11969 |
レストフレーム中赤外から遠赤外分光法は、銀河がどのように形成され進化したかを研究するための強力なツールです。銀河の進化の大部分は、特にいわゆる宇宙正午に、塵に覆われた環境で発生するためです。IR線のキャリブレーションを使用して、中〜高赤方偏移銀河の星形成率とブラックホール降着率を測定することを目的として、線と特徴の予想されるフラックスを予測します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の打ち上げにより、宇宙時間の関数として、SFとBHAの両方の不明瞭なプロセスの詳細な調査が可能になります。赤方偏移z=3までの銀河と活動銀河母斑でJWST-MIRIによって検出できるスペクトル線と特徴を評価します。[MgIV]4.49umと[ArVI]4.53umの微細構造線が良好なBHAであることを確認します。1<z<3の範囲のレートトレーサーであり、z<1.5の赤方偏移に最適なトレーサーとして[NeVI]7.65um線を提案します。z<3およびz<2の場合、SFレートを測定するために[ArII]6.98umおよび[ArIII]8.99umラインを使用することをお勧めします。より高い赤方偏移では、6.2umと7.7umのPAH機能がそれぞれz<3とz<2.7で観察されます。レストフレーム遠赤外分光法は、現在、アタカマ大型ミリ波アレイを使用して高赤方偏移銀河（z>3）で収集されています。[CII]158umラインがSFレートの優れたトレーサーであり、ほとんどの場合（0.9<z<2および3<z<9）を観察できることを確認し、[OIII]の組み合わせの使用を提案します。z>3より上で検出できる代替SFレートトレーサーとしての88umおよび[OI]145umライン。しかし、現在および予測される施設は、銀河の進化の宇宙正午での不明瞭なSFおよびBHA活動のピークと、非常に優れた感度を得るために積極的に冷却された新しいIR宇宙望遠鏡を適切にカバーできないと結論付けています。約10umから300umまでの完全なIRスペクトル範囲が必要になります。
OHメガメーザー銀河の電波連続体の性質
| Title |
Radio_continuum_properties_of_OH_megamaser_galaxies |
| Authors |
Yu._V._Sotnikova_(1),_Z._Z._Wu_(2),_T._V._Mufakharov_(1,3,4),_A._G._Mikhailov_(1),_M._G._Mingaliev_(1,3),_A._K._Erkenov_(1),_T._A._Semenova_(1),_N._N._Bursov_(1),_R._Y._Udovitskiy_(1),_V._A._Stolyarov_(1,3,5),_P._G._Tsybulev_(1),_Y._J._Chen_(4),_J._S._Zhang_(6),_Z._Q._Shen_(4),_and_D._R._Jiang_(4)._((1)_Special_Astrophysical_Observatory,_(2)_Guizhou_University,_(3)_Kazan_Federal_University,_(4)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_(5)_University_of_Cambridge,_(6)_Guangzhou_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11985 |
2つの発光/超高光度赤外線銀河サンプルの無線連続特性の研究を提示します：OHメガメーザー（OHM）サンプル（74オブジェクト）と検出されたメーザー放出のないコントロールサンプル（128オブジェクト）。2019年から2021年にかけて、電波望遠鏡RATAN-600を使用して、1.2、2.3、4.7、8.2、11.2、22.3GHzで140個の天体のパイロット観測を実施しました。OHMサンプルには、コントロールサンプルの2倍のフラットスペクトルソース（32パーセント）があります。両方のサンプルで急峻な電波スペクトルが優勢です。OHMサンプルの場合は4.7GHz$\alpha_{4.7}=-0.59$で、非OHM銀河の場合は$\alpha_{4.7}=-0.71$でのスペクトルインデックスの中央値。OHMサンプルの遠赤外線（FIR）と電波光度の密接な相関関係を確認します。等方性OH線の光度$L_{OH}$とスペクトルインデックス$\alpha_{4.7}$（$\rho$=0.26、p-val。=0.04）の間、および$L_{OH}$と無線の間の相関が見つかりました光度$P_{1.4}$（$\rho$=0.35、p-val。=0.005）。活動銀河核（AGN）と星形成を動力源とするメーザーのサブサンプルを検討すると、FIRと電波の特性にわずかな違いがあることが明らかになりました。それにもかかわらず、AGNを動力源とする銀河は、さまざまなパラメーターとその標準偏差でより大きな散乱を示します。2つのサンプルのラジオ特性とFIR特性の類似性は、おそらく両方のサンプルにかなりの量のAGNソースが存在すること（OHMおよびコントロールサンプルでは47％と30％）、および/または検出されないものが存在することによって引き起こされます。対照サンプルのOH放出源。
内部衝撃モデルの文脈におけるブレーザーのRMS-フラックス関係とディスクジェット接続
| Title |
RMS-Flux_Relation_and_Disc-Jet_Connection_in_Blazars_in_the_Context_of_the_Internal_Shocks_Model |
| Authors |
Aritra_Kundu,_Ritaban_Chatterjee_(Presidency_U.,_Kolkata),_Kaustav_Mitra_(Yale_U.)_and_Sripan_Mondal_(Presidency_U.,_Kolkata) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11519 |
ブレーザー変動の最近の分析は、平均フラックスと平均フラックスに関する二乗平均平方根（rms）変動との間の比例関係を明らかにしました。このようなrms-fluxの関係は、X線連星とセイファート銀河の降着円盤/コロナの変動性で以前に観察され、広範囲にモデル化されていますが、ブレーザーのジェット光度曲線での出現は、この特徴の改訂された理論的理解を必要とします。この作業では、特にrms-flux関係に焦点を当てて、内部衝撃モデルの簡略化されたバージョンのコンテキストでシミュレートされた、現実的な多波長ジェット光度曲線の時間変動特性を分析します。これらの衝撃は、ジェット電子を相対論的エネルギーに加速し、次にシンクロトロンおよび逆コンプトンプロセスを介して放射的に冷却します。rms-fluxの関係は、同じ振幅を持つすべての衝撃とは対照的に、衝突するブロブの速度に基づいて衝撃の振幅が異なる場合に一貫して回復する可能性があることがわかります。rms-flux関係の傾きは、変動が観測される波長と電子集団のエネルギー分布に依存することがわかります。降着円盤とジェット変動は反相関しており、後者は降着円盤よりも遅れていることがわかります。私たちの結果は、ジェットの物理的特性、および降着円盤とジェットが関連している可能性のある接続モードに重大な制約を与えています。
降着した中性子星クラストの加熱と冷却に対する中性子移動反応の影響
| Title |
The_Impact_of_Neutron_Transfer_Reactions_on_Heating_and_Cooling_of_Accreted_Neutron_Star_Crusts |
| Authors |
H._Schatz,_Z._Meisel,_E._F._Brown,_S._S._Gupta,_G._W._Hitt,_W._R._Hix,_R._Jain,_R._Lau,_P._M\"oller,_W.-J._Ong,_P._S._Shternin,_Y._Xu,_M._Wiescher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11544 |
核反応は、降着する中性子星の地殻を加熱および冷却し、X線バーストの観測および一時的に降着するシステムでの長期冷却の観測を解釈するために理解する必要があります。最近、以前は無視されていた中性子移動反応が核プロセスにおいて重要な役割を果たす可能性があることが示唆されました。これらの反応を含む完全な核ネットワーク計算の結果を提示し、地殻組成、地殻不純物、加熱、および冷却への影響を判断します。多数の中性子移動反応が実際に発生し、地殻モデルに影響を与えることがわかります。特に、中性子捕獲と中性子放出を交互に行い、中性子移動を散在させて、核チャート全体の核のペアを平衡状態にする新しいタイプの反応サイクルを特定します。中性子移動反応は地殻モデルの予測に変化をもたらし、将来の研究で考慮する必要がありますが、加熱、冷却、および組成の進化に関する以前の結論は非常に堅固です。
長期にわたる超エディントンの潮汐破壊現象候補3XMM〜J150052.0 + 015452の追跡観測：ゆっくりとした衰退が続く
| Title |
Follow-up_Observations_of_the_Prolonged,_super-Eddington,_Tidal_Disruption_Event_Candidate_3XMM~J150052.0+015452:_the_Slow_Decline_Continues |
| Authors |
Dacheng_Lin,_Olivier_Godet,_Natalie_A._Webb,_Didier_Barret,_Jimmy_A._Irwin,_S._Komossa,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_W._Peter_Maksym,_Dirk_Grupe,_Eleazar_R._Carrasco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11545 |
X線源3XMM〜J150052.0+015452は、長期（$>11$年）の爆発の間に壮大な潮汐破壊現象の候補として発見されました（Linetal.2017）。それは、ピーク時に数年間、特徴的な温度$kT\sim0.3$keVのユニークな準軟X線スペクトルを示しましたが、最近のチャンドラ観測（爆発の10年後）では、$kT\sim0.15$keVが検出されました。このような劇的なスペクトルの軟化は、スーパーエディントンから熱状態への遷移または暖かい吸収体の一時的な存在を示す可能性があります。ここでは、ソースの4つの新しいXMM-Newtonフォローアップ観測の研究について報告します。それらはすべて非常にソフトなスペクトルを示していることがわかりました。これは、ソースが$>5$年間非常にソフトなままであったことを示唆しています。次に、そのスペクトル変化は、スーパーエディントンから熱スペクトル状態への遷移によるものとして最もよく説明されます。熱状態スペクトルへの適合は、Linetal。で得られたものよりもソースへの吸収が小さいことを示唆しました。（2017）。これにより、数$\times10^5$msunの巨大なブラックホールによって、0.75msunの星が破壊されたため、イベントのモデリングを更新することになりました。また、F606WフィルターとF814Wフィルターで2つのHST画像を取得し、矮星を形成するホスト銀河を支配的な円盤と小さなバルジに分解できることを発見しました。どちらのフィルターにも中心点光源ははっきりと見られず、X線活動に関連する強い発光は除外されました。
$ \ textit {Fermi} $-高エネルギーニュートリノアラートのLATリアルタイムフォローアップ
| Title |
$\textit{Fermi}$-LAT_realtime_follow-ups_of_high-energy_neutrino_alerts |
| Authors |
S._Garrappa,_S._Buson,_A._Franckowiak,_M._Giroletti,_I._Liodakis_(on_behalf_of_the_Fermi-LAT_Collaboration),_C._Nanci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11586 |
高エネルギーニュートリノIC-170922Aとの空間的および時間的一致におけるフレアガンマ線ブレーザーTXS0506+056の検出は、マルチメッセンジャー天文学のマイルストーンを表しています。$\textit{Fermi}$-LargeAreaTelescope（LAT）の重要な役割のおかげで、この特別なイベントのいくつかの地上および宇宙ベースの施設からの迅速な多波長カバレッジが可能になり、ガンマ線の空を継続的に監視しました。ブレーザーの明るいガンマ線フレアなどの例外的な変動および一時的なイベントは、天体物理学のソースの迅速な多波長観測を可能にするために、天文学コミュニティ全体に定期的に報告されます。リアルタイムのIceCube高エネルギーニュートリノイベントアラートが受信されるとすぐに、関連する位置が、ニュートリノの局在と位置的に一致する既知のソースおよび新たに検出されたエミッターからのガンマ線活動について、複数のタイムスケールで検索されます。この寄稿では、ガンマ線源で観察されたいくつかの興味深い偶然の一致に焦点を当てて、$\textit{Fermi}$-LATを使用したリアルタイムニュートリノアラートのフォローアップ活動と戦略の概要を示します。また、単一の高エネルギーニュートリノのガンマ線対応物を特定するための戦略の将来の計画と改善についても説明します。
XMM-NewtonによるTDE候補AT2018fykのソフトタイムラグの検出
この手紙では、ソースがハードスペクトル状態。ラグは$6.51\times10^{-5}〜\rmHz$で検出されます。0.5$-$1keVに関するラグの振幅は、光子エネルギーとともに単調に減少し、0.3$-$0.5keVの$\sim1200〜\rms$から3$の$\sim-4200〜\rms$になります。-$5keV（私たちの慣例では、正の遅れは基準帯域より遅れることを意味します）。振幅は、調べたバンドと参照バンドの間のエネルギー分離の対数に比例することがわかります。エネルギー依存の共分散スペクトルは、相関する変動が非熱放射に関連している可能性が高いことを示しています。ソフトラグは、活動銀河核のソフトラグを説明するために使用される残響シナリオと一致させるのは困難です。一方、観察されたソフトラグは、TDEの「統一」モデルによって予測されたように、流出によって軟X線が下向きに散乱された硬X線であるという画像と一致しています。
Swift J1753.5-0127：周波数分解分光法による降着形状の理解
| Title |
Swift_J1753.5-0127_:_Understanding_the_accretion_geometry_through_frequency_resolved_spectroscopy |
| Authors |
Blessy_E._Baby_and_Ramadevi_M._C |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11704 |
ブラックホール連星のソースSwiftJ175.5-0127は、2005年5月から2017年4月までの12年間、$\sim$の爆発を続けました。爆発のほとんどの部分で、ソースは低ハード状態（LHS）のままで、よりソフトへの遷移を示しました。短期間の爆発の終わりに向かってのみ述べています。準周期的振動（QPO）は、減衰中にのみパワー密度スペクトル（PDS）で観察されました。LHSでスペクトルをモデル化するには、ソフトサーマルコンポーネントが必要でしたが、これは一般的に受け入れられているディスクトランケーション理論に準拠していません。この作業では、周波数分解分光法（FRS）を使用してQPOの変動性を研究することにより、降着円盤の形状のより明確な画像を取得しようとします。ブライトハード状態のソースのQPOrmsスペクトルを取得し、物理コンポーネントを使用してモデル化します。QPOrmsスペクトルは、サーマルディスクからの寄与がなく、Comptonisationコンポーネントによってのみ記述できることがわかります。これは、PDSで観察された変動がコンプトン化コンポーネントに起因し、QPOの進化は、ディスクの切り捨てではなく、高温の内部流のさまざまな半径への変動の局在化の結果である可能性が高いことを示しています。ディスクパラメータの最小の変動は、バースト全体を通して安定したディスクが存在することも示しています。
CORSIKA 8--ドイツのベルリンで開催された第37回国際宇宙線会議（ICRC 2021）への寄稿
| Title |
CORSIKA_8_--_Contributions_to_the_37th_International_Cosmic_Ray_Conference_in_Berlin_Germany_(ICRC_2021) |
| Authors |
Jean-Marco_Alameddine,_Johannes_Albrecht,_Jaime_Alvarez-Muniz,_Antonio_Augusto_Alves_Jr,_Luisa_Arrabito,_Dominik_Baack,_Konrad_Bernl\"ohr,_Marcus_Bleicher,_Johan_Bregeon,_Mathieu_Carrere,_Hans_Dembinski,_Hannah_Elfner,_Dominik_Els\"asser,_Ralph_Engel,_Hu_Fan,_Anatoli_Fedynitch,_Dieter_Heck,_Tim_Huege,_Karl-Heinz_Kampert,_Nikolaos_Karastathis,_Lukas_Nellen,_Maximilian_N\"othe,_David_Parello,_Tanguy_Pierog,_Maria_Pokrandt,_Anton_Poctarev,_Remy_Prechelt,_Maximilian_Reininghaus,_Wolfgang_Rhode,_Felix_Riehn,_Maximilian_Sackel,_Alexander_Sandrock,_Pranav_Sampathkumar,_Michael_Schmelling,_Andr\'e_Schmidt,_G\"unter_Sigl,_Jan_Soedingrekso,_Bernhard_Spaan,_Donglian_Xu,_Juan_Ammerman-Yebra,_Enrique_Zas,_Ralf_Ulrich_(for_the_CORSIKA_8_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11761 |
CORSIKA8コラボレーションによるICRC会議2021への6つの貢献の編集。プロジェクトの状況が示されています。特に、二次ハドロンと電磁カスケードは個別に検証されており、現在の結果がレビューされています。CoREASとZHS形式の両方をサポートするために、CORSIKA8のモジュール式の性質を考慮して設計された、電波放射シミュレーションの新しいフレームワークが提示されます。同時に、GPUチェレンコフ放射コードと組み合わせたCORSIKA8に基づく最初のチェレンコフ放射計算が示されています。最後に、CORSIKA8の新しい強力な機能が示されています。ここでは、エアシャワー粒子の系譜全体を詳細に調べることができます。
等方性コルモゴロフ乱流における異方性宇宙線拡散
| Title |
Anisotropic_cosmic-ray_diffusion_in_isotropic_Kolmogorov_turbulence |
| Authors |
P._Reichherzer,_J._Becker_Tjus,_E.G._Zweibel,_L._Merten,_and_M.J._Pueschel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11827 |
拡散過程の時間スケールとその異方性の程度を理解することは、乱流磁場における宇宙線輸送をモデル化するために不可欠です。拡散時間スケールは、秩序ある磁場成分を持つ場合の拡散テンソルの成分によって示される高度な異方性にもかかわらず、広範囲のエネルギーおよび乱流レベルにわたって等方性であることを示します。平行拡散係数と垂直拡散係数の関係の説明としての古典的な散乱関係の予測力について説明し、数値シミュレーションと比較します。大きなパラメータ空間に対して非常に良い一致が見られ、古典的な散乱関係の予測を垂直成分の計算処方に変換します。これらの発見、特に粒子が天文環境に存在する時間スケール、いわゆる脱出時間スケールと拡散する時間スケールについて議論し、比較します。結果は、特に高エネルギーでは、拡散係数から得られる脱出時間が拡散に必要な時間スケールを超える可能性があることを示しています。これらの場合、脱出時間は拡散係数によって決定することはできません。
明るいパルサーB1133 + 16のシンチロメトリーで局所的な星間物質を調べる
| Title |
Probing_the_local_interstellar_medium_with_scintillometry_of_the_bright_pulsar_B1133+16 |
| Authors |
James_W._McKee,_Hengrui_Zhu,_Daniel_R._Stinebring_and_James_M._Cordes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11980 |
星間物質は、起源が不明な散乱スクリーンの集団をホストしています。パルサーのシンチレーション研究は、これらの散乱スクリーンを解決するための高感度のツールと、それらの特性を測定する手段を提供します。この論文では、PSRB1133+16の34年間のアレシボ天文観測の分析を報告します。この観測から、パルサーへの視線に沿って配置された散乱スクリーンから生じる高品質の動的スペクトルとそれに関連するシンチレーションアークが得られました。。観測されたシンチレーションアークの原因となる6つの個別の散乱スクリーンを特定しました。これは、数十年にわたって持続します。今回は散乱スクリーンが大きく変化していないことを前提に、地球軌道全体の弧曲率の変化をモデル化し、6つのスクリーンのうち5つのスクリーンの配置、向き、速度に関する情報を最高の精度で抽出しました。地球からわずか$5.46^{+0.54}_{-0.59}$pcに画面を配置する距離測定。これらの画面のより遠い部分を、ローカルバブルの密度の低い領域に関連付けます。
核マルチメッセンジャー天体物理学環境における統一された地殻とコア状態方程式のアンサンブル
| Title |
Ensembles_of_unified_crust_and_core_equations_of_state_in_a_nuclear-multimessenger_astrophysics_environment |
| Authors |
William_G._Newton,_Lauren_Balliet,_Srdan_Budimir,_Gabrial_Crocombe,_Brianna_Douglas,_Thomas_Blake_Head,_Luis_Rivera,_Zach_Langford,_Josh_Sanford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12108 |
統一された中性子星クラストとコアの状態方程式のアンサンブルを提示します。これは、クラストと外核を介して関数化された拡張Skyrmeエネルギー密度を使用して構築され、高密度の2つの区分的ポリトロープが追加されています。状態方程式は、対称エネルギー$J、L$と$K_{\rmsym}$の密度展開の最初の3つの係数、1.338M$_{\odot}$星の慣性モーメントによってパラメーター化されます。$I_{1.338}$と最大中性子星質量$M_{\rmmax}$。5つのパラメーターすべてに均一な事前分布を持つアンサンブルを構築し、データフィルターをアンサンブルに適用して、PREXからの中性子スキンデータとNICERおよびLIGO/VIRGOからの半径および潮汐変形性の天体物理学的測定を組み合わせた効果を調査します。中性子スキンは、EDFを使用して直接計算されます。核データと天体物理学データの両方が、地殻とその中の核パスタ層の質量、厚さ、慣性モーメントなどの地殻特性を制約する役割を果たし、天体物理学データが$K_{\rmsym}をより適切に制約することを示します。PREXデータよりも$。
拡散放射のためのフルスカイ無線干渉計測定方程式の検証ソリューション
| Title |
Validation_Solutions_to_the_Full-Sky_Radio_Interferometry_Measurement_Equation_for_Diffuse_Emission |
| Authors |
Adam_E._Lanman,_Steven_G._Murray,_Daniel_C._Jacobs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11501 |
低周波電波観測所は、宇宙の夜明けからの21cmの信号を検出するために、前例のないレベルの感度に到達しています。予想される信号は、主にいわゆる拡散放射光（銀河シンクロトロン放射光と電波銀河を含む非局在化グロー）による前景汚染に圧倒されるため、高精度が必要です。この拡散放射が観測に与える影響は、特定の機器と空のモデルの天文干渉計測定式（RIME）を評価する詳細なシミュレーションを通じてよりよく理解できます。RIMEの評価には、全天で積分を実行することが含まれます。これは、点光源では自然に離散化されますが、拡散放射では近似する必要があります。統合スキームの選択により、調査中の機器の影響から理解および分離する必要のあるエラーが発生する可能性があります。この論文では、RIME積分が管理可能であり、閉じた形または直列の可視性関数を生成する、無偏光の拡散空放射のいくつかの分析的に定義されたパターンを提示します。シミュレーションデータと比較することにより、検証のためのこれらのRIMEソリューションの有用性を示し、残りの違いがさまざまな空の解像度とベースラインの向きと長さで期待どおりに動作することを示します。
コロナグラフとヘリオスフェアイメージャにおける直線偏光の3偏光子処理
| Title |
Three-Polarizer_Treatment_of_Linear_Polarization_in_Coronagraphs_and_Heliospheric_Imagers |
| Authors |
Craig_E._DeForest,_Daniel_B._Seaton,_and_Matthew_J._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11504 |
直線偏光は、150年以上にわたって太陽コロナを観察するために使用されてきました。おなじみの偏光測定のストークス表現は完全ですが、実験室の設定に最もよく一致するため、コロナル機器の設計またはコロナルデータ分析のいずれにも最も便利な表現ではありません。コロナグラフと太陽圏イメージャの開発の過去100年間にわたって、さまざまな表現が直接測定と分析の両方に使用されてきました。これらのシステムには、太陽観測座標のストークスシステムに類似した（B、pB）システムなどの有名な表現や、固定または可変の「垂直」方向の機器内ストークスパラメータなどの内部表現、および特定の偏光光学系またはそのセット。多くの偏光測定機器は、現在、対称3偏光子測定および表現システムを使用しており、これを「（M、Z、P）」と呼び、（B、pB）またはストークスパラメーターを導出します。（B、pB）と（M、Z、P）からのストークスパラメータの対称的な導出を提示し、機器設計のコンテキストで（M、Z、P）のノイズ特性を分析し、（M、Z、P）を開発しますバックグラウンド減算を含むデータ分析のための有用な中間システムとして、そして線形偏光測定システムと測光測色に関する多くの既存の研究との間の有用な類似性を引き出します。
テンプレートバンクアルゴリズムを使用した、電波観測における5つのケプラーパラメータすべてにわたる連星パルサーのコヒーレント検索
| Title |
Coherent_Search_for_Binary_Pulsars_across_all_Five_Keplerian_Parameters_in_Radio_Observations_using_the_template-bank_algorithm |
| Authors |
Vishnu_Balakrishnan,_David_Champion,_Ewan_Barr,_Michael_Kramer,_V._Venkatraman_Krishnan,_Ralph_P._Eatough,_Rahul_Sengar,_Matthew_Bailes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11991 |
白色矮星と中性子星を周回する相対論的連星パルサーは、すでに優れた重力テストを提供しています。しかし、観測の努力にもかかわらず、ブラックホールを周回するパルサーはとらえどころのないままです。考えられる理由の1つは、観測中に見かけのスピン周波数を変化させるパルサーの軌道運動によって引き起こされる極端なドップラースミアリングです。この問題の古典的な解決策は、観測全体で一定の加速またはジャークを想定することでした。ただし、観測が軌道の大部分をサンプリングすると、この仮定は破綻します。これにより、検索観測の長さが制限され、したがってそれらの感度が制限されます。これは、より長い観測でコンパクトな連星を見つけることができる技術を開発する強い動機を提供します。ここでは、テンプレートバンクアルゴリズムを使用して3つまたは5つのケプラーパラメーターを直接検索することにより、連星パルサーのコヒーレント検索を実行できるGPUベースの無線パルサー検索パイプラインを紹介します。シミュレートされたパルサー-恒星-質量ブラックホール連星とPSRJ0737-3039Aの観測について、パイプラインから得られた感度を加速およびジャーク検索パイプラインと比較します。また、ターゲットを絞らないパルサー調査とターゲットを絞った検索のためのパイプラインの計算の実現可能性についても説明します。私たちのベンチマークは、3-10T$\mathrm{_{obs}}$レジームをカバーするスピン周期P$_{\rmspin}\geq20\rmms$のP-BHバイナリの円軌道検索が実行可能であることを示しています高時間分解能宇宙パルサー調査用。さらに、球状星団でのP$_{\rmspin}\geq20\rmms$パルサーの楕円軌道探索は、5-10T$\mathrm{_{obs}}$レジームで中間質量ブラックホールを周回しています。離心率の限界が0.1で、2時間未満の観測に適しています。
異常なガイアフラックスエラーから識別され、TESSによって観測され、フーリエ診断によって分類された新しい可変準矮星
| Title |
New_Variable_Hot_Subdwarf_Stars_Identified_from_Anomalous_Gaia_Flux_Errors,_Observed_by_TESS,_and_Classified_via_Fourier_Diagnostics |
| Authors |
Brad_N._Barlow,_Kyle_A._Corcoran,_Isabelle_M._Parker,_Thomas_Kupfer,_P\'eter_N\'emeth,_J.J._Hermes,_Isaac_D._Lopez,_Will_J._Frondorf,_David_Vestal,_Jazzmyn_Holden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11463 |
高温の準矮星は、ほとんどが赤色巨星であり、脈動変光星、食、反射効果、楕円体変調、およびドップラービームによる測光変動を示す可能性があります。それらの光度曲線の詳細な研究は、星状地震解析またはバイナリ光度曲線モデリングを通じて恒星パラメータを制約するのに役立ち、一般に、恒星進化のこの謎めいた段階の統計的に意味のある絵を描く能力を向上させます。GaiaDR2フラックスエラーの分析から、その大きさのフラックスエラーが膨らんだ約1200の候補準矮星を特定しました。これは、測光変動の強力な指標です。パイロット研究として、異常なガイアフラックスエラーを伴う187個の候補準矮星の2分間のケイデンスTESSサイクル2観測を取得しました。ターゲットの90％以上が、TESS光度曲線に大きな測光変動を示しています。発見された新しいシステムの多くは激変星ですが、HWVir連星、反射効果システム、脈動するsdBV星、楕円形に変調されたシステムなど、いくつかの新しい可変準矮星の発見を報告します。3mシェーン望遠鏡からの追跡分光法を使用して、選択したシステムの大気パラメータを決定します。最後に、ピリオドグラム内の基本信号と高調波信号の相対的な振幅と位相を使用して、バイナリ光度曲線を分類するためのフーリエ診断プロットを示します。このプロットは、光度曲線を直接調査することなく、特定のタイプの変数を効率的に識別することを可能にし、大規模な測光調査で観察されるシステムの迅速な分類に役立つ可能性があります。
銀河潮汐力によって引き起こされるワイドトリプルのカオスダイナミクス：コンパクトな連星、合併、衝突を生み出すための新しいチャネル
| Title |
Chaotic_dynamics_of_wide_triples_induced_by_galactic_tides:_a_novel_channel_for_producing_compact_binaries,_mergers,_and_collisions |
| Authors |
Evgeni_Grishin_and_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11475 |
最近の調査によると、フィールドには幅の広い（>10^4AU）バイナリとトリプルが豊富にあります。広い階層的三項系の長期的な進化と銀河潮汐力が果たす役割を研究します。世俗的なフォン-ツィーペル-リドフ-コザイのタイムスケールと銀河潮汐力の振動が同等である場合、三重進化は混沌とし、極端な偏心を達成できることがわかります。その結果、内部バイナリコンポーネントの近距離アプローチは、強力な相互作用、さらには合併や衝突につながります。新しい経年進化コードを使用して、銀河潮汐力に関連するトリプル進化の主要なパラメーターを定量化し、低質量および中間質量のワイドオービットトリプルの集団合成研究を実行します。低質量のワイドトリプルの約9％で、内側の主系列星のバイナリが10Gyr以内に衝突するか、潮汐によってインスピレーションを受け、直接衝突が発生する可能性はインスピレーションの6倍であることがわかります。中質量のサンプルの場合、約7.6のシステムがほぼ等しい確率でマージまたはインスピレーションを与えます。進化段階（主系列星、MS、赤色巨星、RG、または白色矮星、WD）の関数として、さまざまな結果の相対的な割合を見つけ、それらの一時的な電磁特性と合併/インスピレーションの産物について説明します。特に、熱核型Ia型超新星につながるWD-WD直接衝突の割合は、他の動的チャネルに匹敵し、全体の割合の最大0.1％を占めています。RGインスピレーションは、エキセントリックな共通外層進化バイナリを形成するための新しいチャネルを提供します。また、銀河潮汐力によるトリプルでの合併/衝突の触媒作用は、フィールド内の青色はぐれ星のかなりの部分または大部分を説明し、激変星の前駆体を生成し、合併と衝突を引き起こす可能性があることもわかりましたダブルRGバイナリの。
ボックス内の太陽コロナループ：エネルギー生成と加熱
| Title |
A_solar_coronal_loop_in_a_box:_Energy_generation_and_heating |
| Authors |
C._Breu,_H._Peter,_R._Cameron,_S.K._Solanki,_D._Przybylski,_M._Rempel,_L.P._Chitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11549 |
コロナループは、上部太陽大気の基本的な構成要素です。これらがどのようにエネルギーを与えられ、構造化され、進化するかを理解することは、恒星コロナを理解するための鍵です。ここでは、ループを加熱するエネルギーが光球の磁気対流によってどのように生成され、上層大気に輸送されるか、そして冠状ループの内部構造がどのように形成されるかを調査します。3D電磁流体力学（MHD）モデルでは、MURaMコードを使用して、対流層内の浅い層にある両方のフットポイントをルートとする孤立したコロナループを研究します。その内部構造を解決するために、計算領域を、真っ直ぐな磁束管として単一のコロナループを含む長方形のボックスに限定しました。磁場に沿った熱伝導、光球と彩層での灰色の放射伝達、およびコロナでの光学的に薄い放射損失が考慮されました。フットポイントは、それらを取り巻く顆粒と自己無撞着に相互作用することができました。ループは、光球内の個々の磁気濃度内の小規模な動きによって自己無撞着に生成されるポインティングフラックスによって加熱されます。乱気流は、フットポイントの動きへの応答として大気の上層で発生します。与えられたフットポイントでの異なる光球濃度からの磁束管の大規模な編組による加熱の兆候はほとんど見られません。合成された放射は、大気イメージングアセンブリまたはX線望遠鏡によって観察されるように、加熱イベントに応答して形成される一時的な明るいストランドを明らかにします。全体として、私たちのモデルは、コロナループ内で観察されたプラズマの特性と進化を大まかに再現しています。このモデルを使用すると、上層大気を加熱するためのエネルギーフラックスが太陽表面の近くでどのように生成され、このプロセスがコロナルループの加熱とダイナミクスをどのように駆動および制御するかについての一貫した画像を構築できます。
光球の輝点におけるソーセージ波の可能な特徴
ソーセージ波は、黒点、細孔、冠状ループなどの太陽磁気構造で頻繁に報告されています。ただし、それらは光球輝点（BP）で明確に識別されていません。ビッグベアーソーラー天文台のグッドソーラー望遠鏡で得られた高解像度のTiO画像シーケンスを使用して、4つの孤立したBPを分析しました。それらの面積と平均強度は同相で数サイクル振動することがわかった。発振周期は100〜200秒の範囲です。ソーセージ波理論と不透明効果について議論した後、位相関係をソーセージ波、特に徐波のサインとして解釈しました。
小マゼラン雲での$ ^ 7 $ BeIIの検出
| Title |
Detection_of_$^7$Be_II_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Luca_Izzo,_Paolo_Molaro,_Gabriele_Cescutti,_Elias_Aydi,_Pierluigi_Selvelli,_Eamonn_Harvey,_Adriano_Agnello,_Piercarlo_Bonifacio,_Massimo_Della_Valle,_Ernesto_Guido,_Margarita_Hernanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11859 |
小マゼラン雲で爆発した2つの古典的な新星の高解像度スペクトルを分析します。$^7$BeIIの共鳴遷移は、ASASSN-19qvとASASSN-20ni新星の両方で検出されます。これは銀河の外での最初の検出であり、$^7$Beの形成につながる熱核暴走反応が、SMCの特徴である低金属量レジームでも有効であることを確認しています。導出された利回りは、N（$^7$Be=$^7$Li）/N（H）=（5.3$\pm$0.2）$\times$10$^{-6}$であり、これは4分の1になります。銀河の典型的な値より。1991年と1992年にIUEで観測された大マゼラン雲の2つの歴史的な新星の検査でも、$^7$Beと同様の収量の存在の可能性が示されました。$M_{H、ej}=$10$^{-5}$M$_{\odot}$のイジェクタの場合、生成される$^7$Liの量は$M_{^7Li}=（3.7\pm0.6）\times10^{-10}$M$_{\odot}$/新星イベント。SMCの詳細な化学進化モデルは、新星がSMC内でA（Li）$\approx$2.6のわずかな存在量に対応する量のリチウムを生成した可能性があることを示しています。したがって、星間物質によって測定されたSMC内のLiの存在量との比較は、現在物議を醸している原始的なLiの初期存在量の量を効果的に制約する可能性があると主張されています。
全可視光画像と偏光可視光画像の時間相関によるFコロナ強度の測定
| Title |
Measuring_the_F-corona_intensity_through_time_correlation_of_total_and_polarized_visible_light_images |
| Authors |
A._Burtovoi_(1),_G._Naletto_(2,3),_S._Dolei_(4),_D._Spadaro_(4),_M._Romoli_(5,1),_F._Landini_(6)_and_Y._De_Leo_(7,8)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Florence,_Italy,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy_-_University_of_Padova,_Padova,_Italy,_(3)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Catania,_Catania,_Italy,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy_-_University_of_Florence,_Florence,_Italy,_(6)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Turin,_Italy,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy_-_University_of_Catania,_Catania,_Italy,_(8)_Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_G\"ottingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11930 |
Fコロナ強度分布を導出するための新しい相関法を提示します。これは、全および偏光可視光（VL）画像の進化の分析に基づいています。広角分光コロナグラフ（LASCO-C2）で取得した全輝度と偏光輝度の1か月の変動プロファイルを調べたところ、一部の地域では相関が高いことがわかりました。Fコロナが1か月のタイムスケールで大きく変化しないと仮定して、高相関領域での強度を推定し、太陽極小期と太陽極大期の両方で対応する強度マップを再構築しました。体系的な不確実性は、専用のシミュレーションを実行することによって推定されました。得られたFコロナ画像を反転技術を使用して決定された画像と比較し、相関法がより滑らかな強度分布を提供することを発見しました。また、連続した月について計算されたFコロナ画像は有意な変動を示さないこともわかりました。最後に、この方法は、メティス/ソーラーオービターコロナグラフで実行される将来の高ケイデンスVL観測に適用できることに注意してください。
直線偏光の変動性と解析的動的磁気圏モデルによる磁気質量星のもつれを解く
| Title |
Untangling_magnetic_massive_star_properties_with_linear_polarization_variability_and_the_Analytic_Dynamical_Magnetosphere_model |
| Authors |
M._S._Munoz,_G._A._Wade,_D._M._Faes,_A.C._Carciofi,_J._Labadie-Bartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11942 |
粒子から散乱された光は直線偏光になる可能性があります。したがって、斜めの共回転エンベロープに囲まれた星は、周期的な線形偏光変化を示すと予想されます。磁気質量星の電子散乱磁気圏は、この効果を観測するための適切な候補であると期待されています。この論文では、光学的に薄い単一電子散乱限界で磁性O型星の連続偏光シグニチャを合成できる最初の半解析モデルを提示します。この調査の目的は、それらの偏光挙動を特徴づけることによって、磁気ホットスターの一般的な理解を向上させることです。私たちの直線偏光モデルは、斜めに回転するエンベロープの偏光変化の分析式を分析動的磁気圏モデルと組み合わせて、エンベロープ密度構造の物理モデルを表すことによって構築されます。モデルストークス$Q$および$U$曲線のグリッドを計算し、それらの形状が傾斜角と傾斜角の選択に固有であることを示します。モデルをHD191612に適用します。これは、偏光観測と測光観測の両方を備えた、典型的なOf？p型星です。偏光変調は、$i=19^{+12}_{-3}$$^\circ$、$\beta=71^{+3}_{-9}$$^\で最もよく再現されることがわかります。circ$、および$\log\dot{M}_{B=0}=-6.11^{+0.12}_{-0.06}$[M$_{\odot}$yr$^{-1}$]。これらの結果は、この星の以前の調査と一致しています。偏光合成ツールと測光合成ツールの両方を組み合わせることにより、観測を同時にモデル化し、HD191612の風と磁気の特性をさらに洗練させます。
解決されたガイアトリプル
個別のソースとしてGaiaによって解決された100pc内の392個の低質量階層トリプルステラシステムのサンプルが定義されています。均一な選択により、サンプルはワイドトリプルの偏りのない統計を研究するのに理想的に適しています。内側と外側のペアの投影分離の中央値はそれぞれ151と2569auであり、分離比の中央値は15に近いです。一部のトリプルは非階層構成で表示され、多くは動的安定限界をわずかに上回っています。これらのシステムの内部運動は、外側と内側のペアの軌道運動感覚を決定し、離心率分布を再構築するのに十分な精度で知られています。平均の内側と外側の離心率は、それぞれ0.66+-0.02と0.54+-0.02です。偏心の少ない外側の軌道は、動的安定性によって説明されます。内側と外側のペアの動きの感覚はほとんど無相関であり、83.1+-4.5度の平均相互傾斜を意味します。最も質量の大きいコンポーネントの質量の中央値は0.71Msunで、システムの質量の中央値は1.53Msunです。サンプルの0.69の部分では、プライマリは内部バイナリに属していますが、残りのシステムでは、プライマリはターシャリです。内部サブシステムの0.21の割合は、質量比が0.95を超える双子です。外側の質量比の中央値は0.41です。外側の間隔が大きくなると、緩やかに減少します。おそらく、これらの広い階層は、低密度環境での孤立したコアの崩壊と断片化によって形成され、動的な減衰を回避した初期システムのごく一部を表しています。おうし座の広い前主系列星の倍数は、それらの前駆体である可能性があります。
Gaia-ESO調査：散開星団のターゲット選択
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Target_selection_of_open_cluster_stars |
| Authors |
A._Bragaglia,_E._Alfaro,_E._Flaccomio,_R._Blomme,_P._Donati,_M._Costado,_F._Damiani,_E._Franciosini,_L._Prisinzano,_S._Randich,_E.D._Friel,_D._Hatztidimitriou,_A._Vallenari,_A._Spagna,_L._Balaguer-Nunez,_R._Bonito,_T._Cantat-Gaudin,_L._Casamiquela,_R.D._Jeffries,_C._Jordi,_L._Magrini,_J.E._Drew,_R.J._Jackson,_U._Abbas,_M._Caramazza,_C._Hayes,_F.M._Jimenez-Esteban,_P._Re_Fiorentin,_N._Wright,_T._Bensby,_M._Bergemann,_G._Gilmore,_A._Gonneau,_U._Heiter,_A._Hourihane,_E._Pancino,_G._Sacco,_R._Smiljanic,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11974 |
Gaia-ESOSurvey（GES）は、FLAMES@VLTを使用した公開の高解像度分光調査です。GESは、特にすべての年齢の散開星団（OC）の大規模なサンプルを対象としました。さまざまな種類のOCは、OCの構造とダイナミクスの研究、恒星進化モデルを制約および改善するためのOCの使用、銀河円盤の特性（金属量分布など）の定義など、主な科学目標を達成するのに役立ちます。GESは19のワーキンググループ（WG）で構成されています。ここでは、各クラスター内のターゲットの選択を担当するWG4、最も可能性の高い候補メンバーの定義を担当するWG1、および観測の準備を担当するWG6の3つの作業について説明します。GESはガイアDR2の前に実施されていたため、ガイアの位置天文学を利用してクラスターメンバーを定義することはできませんでした。FLAMESで観測する星を選択するために、公的および私的な測光を利用しました。候補ターゲットの選択は、地上の固有運動、視線速度、および必要に応じてX線特性に基づいており、色と大きさの図でクラスターの進化シーケンスの位置を定義するために主に使用されました。GIRAFFEのターゲットは、偏りのない方法でシーケンスの近くで選択されました。メンバーシップに関する入手可能な情報は、少数のUVESスターについてのみ使用しました。62の確認済みOCのスペクトルを収集しました（ESOアーカイブからさらにいくつかを取得しました）。それらの中には、主系列星が主系列星である非常に若いクラスター、現在主系列星に非常に熱くて重い星があるクラスター、進化した星が主系列星である中年および古いクラスターがあります。ターゲットの選択は可能な限り包括的で偏りがなく、すべての可能なターゲットの代表的な部分を観察し、これまでに達成された中で最も大きく、最も正確で、最も均質な分光データセットを収集しました。[要約]
ウォルフ・ライエ星[WN]星の周りの惑星状星雲、エイベル48の3D空間運動学的モデリング
惑星状星雲（PN）Abell48（PNG029.0+00.4）は、恒星の歴史がまだわかっていない珍しいウォルフ・ライエ星[WN5]の周りにあります。H$\alpha$$\lambda$6563および[NII]$\lambda$6584の線放出の面分光観測を使用して、このPNの包括的な空間運動学的分析を実施しました。三次元の空間運動学的イオン化モデルは、運動学的モデリングツールSHAPEを使用して開発され、観測された空間分解速度チャネルと位置-速度図を複製しました。H$\alpha$放射の運動学的分析によると、このオブジェクトは、23秒角の外角と15秒角の厚さの変形した楕円形のトロイダルシェルを持ち、統合されたH$\alpha$放射線の拡張に関連付けられています。\sim35\pm5$kms$^{-1}$、傾斜角$\sim30^{\circで約$70\pm20$kms$^{-1}$の最大ポロイダル拡張}$視線に対して、赤道座標系で東から北に向かって測定された$\sim130^{\circ}$の位置角。さらに、[NII]運動学的モデリングは、星間物質との衝撃衝突の結果として形成された可能性のある、主楕円殻を取り巻く狭い（$\sim3$arcsec）外部低イオン化構造の存在を明らかにしています。このPNのトーラス型の形態は、さらに検査する必要があるその異常な水素欠乏[WN]核に関連している可能性があります。
天の川銀河と大マゼラン雲におけるII型ケフェイド変光星の近赤外周期-光度関係の絶対較正
| Title |
An_absolute_calibration_of_the_near-infrared_Period-Luminosity_Relations_of_Type_II_Cepheids_in_the_Milky_Way_and_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Piotr_Wielg\'orski_and_Grzegorz_Pietrzy\'nski_and_Bogumi{\l}_Pilecki_and_Wolfgang_Gieren_and_Bart{\l}omiej_Zgirski_and_Marek_G\'orski_and_Gergely_Hajdu_and_Weronika_Narloch_and_Paulina_Karczmarek_and_Rados{\l}aw_Smolec_and_Pierre_Kervella_and_Jesper_Storm_and_Alexandre_Gallenne_and_Louise_Breuval_and_Megan_Lewis_and_Miko{\l}aj_Ka{\l}uszy\'nski_and_Dariusz_Graczyk_and_Wojciech_Pych_and_Ksenia_Suchomska_and_M\'onica_Taormina_and_Gonzalo_Rojas_Garcia_and_Aleksandra_Kotek_and_Rolf_Chini_and_Francisco_Pozo_Nu\~nez_and_Sadegh_Noroozi_and_Catalina_Sobrino_Figaredo_and_Martin_Haas_and_Klaus_Hodapp_and_Przemys{\l}aw_Miko{\l}ajczyk_and_Krzysztof_Kotysz_and_Dawid_Mo\'zdzierski_and_Piotr_Ko{\l}aczek-Szyma\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12122 |
近赤外J、H、およびKs通過帯域内の21個の近くのII型ケフェイド変光星の時系列測光を示します。この測光を第3ガイア初期データリリースパララックスと一緒に使用して、近赤外領域のこれらの古い脈動星のフィールド代表からのII型ケフェイド変光星の周期-光度関係（PLR）を初めて決定します。BLHerculisの星では、PLRが非常に狭いことがわかりました。これにより、PLRは高精度の距離インジケーターの候補になります。次に、アーカイブ測光と食変光星から得られた最も正確な距離を使用して、大マゼラン雲（LMC）のII型ケフェイド変光星のPLRを再校正します。天の川銀河とLMCのPLRの傾きは、2{\sigma}をわずかに超える程度で異なり、LMC、銀河バルジ、銀河球状星団のII型ケフェイド変光星のサンプルに関する以前の研究とよく一致しています。天の川タイプII型ケフェイド変光星のPLRを使用してLMCまでの距離を測定し、WJKのWesenheitインデックスで18.540$\pm$0.026（stat。）$\pm$0.034（syst。）magの距離係数を取得します。また、天の川のサンプル内の金属量の影響を調査したところ、各バンドで約-0.2mag/dexというかなり有意な値が見つかりました。これは、金属が豊富なタイプII型ケフェイド変光星が、金属が少ない対応するケフェイド変光星よりも本質的に明るいことを意味します。銀河系球状星団のII型ケフェイド変光星から得られた値。天の川のPLRキャリブレーションとLMC距離の系統的誤差の主な原因は、ガイア視差ゼロ点の現在の不確実性です。
閉じた宇宙における密度摂動と原始的な非ガウス性
| Title |
Density_Perturbations_and_Primordial_Non-Gaussianities_in_a_Closed_Universe |
| Authors |
Sebastian_Cespedes,_Senarath_de_Alwis,_Francesco_Muia_and_Fernando_Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11650 |
宇宙の空間的な曲率はまだわかっていません。現在、宇宙は本質的に平坦に近く、曲率のほとんどの兆候はインフレーションによって希釈されているように見えますが、インフレーション中の電子折り畳みの数が地平線問題を説明するために必要な最小値に近い場合、宇宙は宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に痕跡を残している可能性があり、これは特に大きな角度で観測できる可能性があります。量子宇宙論に関する一般的な結果に動機付けられ、有効場の理論手法を使用して、閉じた宇宙の密度摂動のパワースペクトルを分析的に計算するための一般的なアプローチを開発します。ハミルトニアン形式に従って、対応するBunch-Davis真空を決定し、$S^3$高調波の観点から拡張して、2点関数とより高い相関関係の解析式を見つけます。特に、観測可能な非ガウス性に対する潜在的な影響に焦点を当てています。音速$c_s\neq1$の結果を調べるために、3次相互作用と高微分相互作用を検討します。大きな多重極の場合、曲率の影響は無視でき、フラットケースの既知の結果を再現します。ただし、それらは、比較的小さな多重極のフラットスペースの結果から逸脱します。この制限では、非ガウス性は$f_{\rmNL}$の潜在的に観測可能な値につながる可能性があります。特に、フラットスペースの場合には存在しない$f_{\rmNL}$の用語が見つかります。これは大規模で重要であり、長期間のインフレーションによって曲率が希釈された場合でも観察できる可能性があります。私達は私達の結果を文献の以前の議論と比較します。
サブGeVの暗黒物質は原子内の電子上でコヒーレントに散乱することができますか？
サブGeV暗黒物質の新しい検出が論文で提案されています。電子雲は暗黒物質によってブーストされ、重い原子核によって引き戻されるときに電子を捨てます。つまり、原子の電子雲のコヒーレント散乱です。X線回折の調査は、原子形態因子が素朴な考察よりもはるかに複雑であることを示しています。相対論的ハートリーフォック法の結果は、原子の自明でない形状を与えます。電子雲の反跳の詳細な計算。動力学、基準断面積、および対応する検出率の計算が分析的に示されます。数値結果は、RHFフォームファクタの限界が単一電子の反跳よりもはるかに厳しく、ほぼ4桁強いことを示しています。RHFフォームファクタの制限は、約数百MeV未満のミグダル効果よりも厳格です。物理的な画像とそれに対応する結果は有望であり、さらなる調査が必要です。
液相で比例シンチレーションを伴う液体キセノンTPCの電荷信号分析の見通し
| Title |
Prospects_of_charge_signal_analyses_in_liquid_xenon_TPCs_with_proportional_scintillation_in_the_liquid_phase |
| Authors |
Fabian_Kuger,_Julia_Dierle,_Horst_Fischer,_Marc_Schumann,_Francesco_Toschi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11844 |
液体キセノンTPCは、WIMP暗黒物質の直接検出を追求しながらターゲット質量が増加するため、そのサイズが原因で発生する技術的課題は、新しいソリューションを必要とし、代替検出器の概念に関する議論を開きます。液体キセノンの比例シンチレーションにより、単相設計が可能になり、二相TPCで必要とされる液体-気体界面および正確なガスギャップに関連するすべての問題を回避できます。異なるシンチレーションメカニズムは別として、最先端の実験の成功した検出および分析スキームは、このアプローチで維持されます。比例シンチレーション信号の高速タイミングにより、イオン化信号内の単一電子を正確に識別できる、DARWIN寸法の単相検出器での電荷信号分析への影響を調べます。このような離散的な電子カウントアプローチは、従来の二相連続法と比較した場合、低エネルギーの信号分解能を向上させます。液体-気体界面がないことは、S2のみのエネルギー分解能にさらに大きなメリットをもたらします。これにより、シンチレーションおよび信号検出プロセスからの不確実性が、一次イオン化の既約変動を大幅に下回るレベルにまで減少します。正確な電子時間情報を活用することで、93％の除去効率と98％の信号受け入れにより、強力な単一サイトと複数サイトの相互作用の識別がさらに可能になります。これは、拒否されなかった複数サイトの中性子イベントで4.2の削減係数で、ダーウィン天文台の設計目標を上回ります。
数値相対論シミュレーションによる即発崩壊閾値の質量比依存性の調査
| Title |
Investigating_the_mass-ratio_dependence_of_the_prompt-collapse_threshold_with_numerical-relativity_simulations |
| Authors |
Maximilian_K\"olsch,_Tim_Dietrich,_Maximiliano_Ujevic,_Bernd_Bruegmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11851 |
高度な重力波検出器の次の観測実行は、さまざまなバイナリ中性子星検出と、バイナリ中性子星システムのマルチメッセンジャー観測の多くの可能性につながります。この文脈では、排出される材料の量は合併のダイナミクスに強く依存するため、合併プロセスと合併後の迅速なブラックホール形成の可能性を明確に理解することが重要です。これらのダイナミクスは、主にバイナリの総質量の影響を受けますが、質量比もマージ後の進化に影響を与えます。質量比の影響を判断するために、完全に相対論的なシミュレーションの新しいセットを使用して、プロンプト崩壊しきい値周辺のパラメーター空間を調査します。シミュレーションは、3つの状態方程式と$1.0\leqq\leq1.75$の範囲の7つの質量比をカバーし、それぞれの場合に異なる総質量のバイナリシステムの5〜7つのシミュレーションを行います。しきい質量は、崩壊時間に基づく経験的関係によって決定されます。これにより、しきい質量および残留システムの特性に対する質量比の影響を調べることができます。さらに、しきい値構成の潮汐パラメータに対する質量比と状態方程式の影響をモデル化します。
Mini-EUSOによる雲からのUV放射に関する研究
| Title |
A_study_on_UV_emission_from_clouds_with_Mini-EUSO |
| Authors |
Alessio_Golzio,_Matteo_Battisti,_Mario_Beratina,_Karl_Bolmgren,_Giorgio_Cambi\'e,_Marco_Casolino,_Claudio_Cassardo,_Roberto_Cremonini,_Silvia_Ferrarese,_Christer_Fuglesang,_Massimiliano_Manfrin,_Laura_Marcelli,_Lech_Piotrowski,_Kenji_Shinozaki_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11878 |
Mini-EUSOは、国際宇宙ステーションにあるJEM-EUSOプログラムの最初のミッションです。ミッションの主な目標の1つは、宇宙からの超高エネルギー宇宙線（UHECR）の研究に専念する将来の大規模なミッションを考慮して、貴重な科学データを提供することです。雰囲気。Mini-EUSOのような宇宙ミッションは、雲の存在を含む大気条件の継続的な変化を経験します。したがって、雲が宇宙ベースの観測に与える影響は、EAS検出の瞬間的な露出を変更したり、EAS画像の品質を低下させたりして、再構築されたEASパラメータに影響を与える可能性があるため、調査する重要なトピックです。この目的のために、JEM-EUSOは、大気モニタリングシステムの一部としてIRカメラとライダーを設置することを計画しています。同時に、少なくともいくつかの特定の条件で、UVカメラ自体が雲の存在を検出できれば非常に有益です。このため、軌道中のMini-EUSOからのピクセルカウント率を雲量（雲量として）と比較することにより、いくつかのケーススタディを分析します。この量は、Mini-EUSO軌道上のさまざまな高さレベルでGlobalForecastSystem（GFS）モデルから取得されます。この分析の結果が報告されます。
未来が過去の完全な反映である天体力学ソリューション
| Title |
Celestial_Mechanics_Solutions_where_the_Future_is_a_Perfect_Reflection_of_the_Past |
| Authors |
Ali_Abdulhussein_and_Harry_Gingold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11922 |
ニュートンの天体力学の方程式は、N体の将来の軌道がそれらの過去を完全に反映している一連の解を持っていることが示されています。これらのソリューションは、N体のゼロ初期速度から進化します。したがって、N体に作用する将来の重力も、それらの過去を完全に反映しています。証明は、テイラー級数展開を介して実行されます。N体問題の摂動連立方程式も考慮されます。この摂動システムのすべての実数値解には、実数直線上に特異点がありません。摂動システムは、N体の将来の速度が過去を完全に反映する対称性を持つ一連の解を持っていることが示されています。N体の位置と加速度は、時間の奇妙な関数になります。次に、すべてのN体が空間内の1つの場所から進化します。
暗いヒッグス粒子ポータルを備えた豊かな暗いセクターでの長寿命粒子の間接検出
| Title |
Indirect_detection_of_long-lived_particles_in_a_rich_dark_sector_with_a_dark_Higgs_boson_portal |
| Authors |
Krzysztof_Jod{\l}owski,_Leszek_Roszkowski,_Sebastian_Trojanowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11993 |
軽い新しい物理学の単純化されたモデルは、暗黒物質を含む新しい物理学の特徴を実験的に検索するための便利なベンチマークを提供します。ただし、それほど単純化されていない、より現実的なシナリオでは、追加の自由度を呼び出す追加の検出モードが発生する可能性があります。この研究では、暗いセクターが明るい暗いヒッグスボソンポータルを介して標準模型セクターに結合するモデルを調べますが、それはまた、TeVスケールの周りの質量を持つ人里離れたスカラー暗黒物質候補を含みます。暗黒物質の軽い粒子と重い粒子の両方を含むこのモデルでは、他の方法では厳しい宇宙論的境界を回避し、間接的に軽い長寿命粒子の強度フロンティア検索で新しい補完的なプローブにつながるいくつかの新しい興味深い現象論的特徴を見つけます検出は、暗黒物質と宇宙マイクロ波背景放射の調査を検索します。また、通常の検出戦略に大きな影響を与える可能性のある暗黒物質の間接検出検索に存在する可能性のある非局所的影響を強調し、簡略化されたモデルに基づいてこのモデルを通常のシグネチャと区別できるようにします。
ヒッグスセクターが最小の左右対称モデルの重力波インプリント
| Title |
Gravitational_Wave_Imprints_of_Left-Right_Symmetric_Model_with_Minimal_Higgs_Sector |
| Authors |
Luk\'a\v{s}_Gr\'af,_Sudip_Jana,_Ajay_Kaladharan,_Shaikh_Saad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12041 |
標準模型フェルミ粒子の階層的質量の自然生成を可能にするユニバーサルシーソー機構を備えた左右対称モデルの重力波痕跡を研究します。このモデルのスカラーセクターは最小のものであり、2つのヒッグスダブレットのみで構成されています。このモデルの完全な熱ポテンシャルの構築に続いて、パラメトリック空間全体のスキャンを実行し、左右対称性の破れに関連する宇宙相転移がさまざまな計画された空間で検出可能な重力波信号を与える領域を特定しますベースの干渉計。次に、標準模型を超えるこれの関連するコライダーの意味についても議論します。
QCD状態図は、Albright、Kapusta、Youngのスイッチ関数仮説を使用したハドロン共鳴ガスから摂動QCDへのクロスオーバーによって記述できるという考えに従います[1]。スイッチ関数は、格子QCDシミュレーションからのデータを使用して、消失するバリオン化学ポテンシャルで較正できますが、最近、KapustaとWelle[2]によって、ゼロ温度限界では、スイッチ関数パラメーター$\mu_0$が次のように制約される可能性があることが示唆されました。中性子星の現象論、特に質量が$2〜M_\odot$を超えるPSRJ0740+6620のような巨大なパルサーによるもの。この研究では、QCD状態図を制約するこの手順が、低温の高密度クォーク物質が色の超伝導状態にある可能性が非常に高いという事実に大きく依存していることを示しています。
パラティーニのスローロールインフレ$ F（R）$重力
パラティーニの定式化で$F（R）$重力が存在する場合の単一フィールドスローロールインフレーションを研究します。メトリック$F（R）$とは対照的に、補助フィールドに関して書き直され、アインシュタインフレームに移動された場合、Palatini$F（R）$は新しい動的自由度を開発しません。ただし、一般的な$F（R）$の補助場の制約方程式を解析的に解くことはできません。この問題を回避し、インフレ観測量を計算できる方法を提案します。この方法を$F（R）=R+\alphaR^n$の形式のテストシナリオに適用し、前述の$n=2$の場合と同様に、大きな$\alpha$がテンソルを抑制することを確認します。スカラーに対する比率$r$。また、$F（R）$が$R^2$よりも速く増加する大きな$R$のモデルには多くの問題があり、そのようなPalatiniモデルの理論的に許可されたUV動作に影響を与える可能性があります。
