アインシュタイン方程式の物質側に、正規項に加えて、エネルギー運動量テンソルの関数に比例する項が含まれている、FLRW宇宙論モデルのクラスに対する現在の観測制約の現象論的分析を示します（$T^2=T_{\alpha\beta}T^{\alpha\beta}=\rho^2+3p^2$）、またはそのトレース（$T=\rho-3p$）。定性的には、これらのモデルは、非線形物質ラグランジアンによる一般相対性理論の拡張と考えることができます。そのため、通常の動的暗黒エネルギーまたは修正重力モデルとは多少異なります。前者のクラスのモデルでは、ラグランジアンにさらに動的な自由度が追加され（多くの場合、スカラー場の形式で）、後者では重力部分が追加されます。ラグランジアンのが変更されます。これらのモデルの両方を2つの異なるシナリオで研究します。（1）標準の$\Lambda$CDMの現象論的な2パラメーターまたは3パラメーターの拡張として。この場合、モデルにはまだ宇宙定数がありますが、ラグランジュの非線形物質は宇宙論的観測が厳しく制約するアインシュタイン方程式の追加の項、および（2）宇宙定数がない$\Lambda$CDMの代替として、非線形物質の項は加速を提供する必要があります（これは通常の修正重力モデルへの精神）。さまざまなケースで得られた観測制約の比較分析は、$\Lambda$モデルのロバスト性のレベルと、現象論的代替案にまだ利用可能なパラメーター空間に関する洞察を提供します。
IllustrisTNGのクラスターからフィラメントへのガス分布
銀河団の環境における物質の分布は、それらのコアからそれらの接続された宇宙フィラメントまで、原則として、基礎となるクラスターの物理学とその進化の状態に関連している必要があります。ガスの半径方向および方位角方向の分布がクラスター環境によってどのように影響を受けるか、およびクラスターの質量集合履歴にどのように関連するかを調査することを目的としています。ガスの放射状の物理的特性（速度、温度、密度）は、最初にz=0でのIllustrisTNGシミュレーションから415個の銀河団環境の周りで分析されます。高温プラズマはクラスター内でビリアル化されますが（<R200）、高温高温銀河間媒体（WHIM）のダイナミクスは、クラスター周辺でのガスの蓄積とゆっくりとの落下（〜R200）とクラスター外での高速落下運動（〜R200）の2つのレジームに分けることができます。>1.5R200）。暗黒物質（DM）、高温および高温の気相の方位角分布は、調和空間での2次元分布を分解することによって2番目に統計的に調べられます。クラスター内では、DMと高温ガスの方位角対称性が、中心オフセット、下部構造の割合、楕円形などのクラスターの構造特性をよく追跡しています。クラスターのビリアライズされた領域を超えて、WHIMガスが宇宙フィラメントパターンを追跡することによってDMの方位角分布に従うことを発見しました。高温と高温のガス分布の方位角対称性は、クラスターの形成時間、質量降着率、および動的状態と強く相関することにより、クラスターの質量集合履歴の痕跡であることが最終的に示されています。2次元ガス分布の方位角モード分解は、接続された宇宙フィラメントまでの3次元物理的および動的クラスター特性を評価するための有望なプローブです。
青い銀河団には高温の銀河団ガスがありますか？
ここでは、すばる望遠鏡によって発見された$z=0.84$の青い銀河団の体系的なX線分析を紹介します。サンプルは、赤のシーケンスと青の雲の調査を組み合わせて特定された43のクラスターで構成され、広範囲のエミッターの割合（つまり、0.3〜0.8）をカバーしています。エミッター銀河の過密度領域の空間的広がりは、半径で約1〜Mpcでした。平均クラスター質量は、積み重ねられた弱いレンズ効果の測定値から$0.6（<1.5）\times10^{14}〜{\rmM_\odot}$と推定されました。XMM-Newtonアーカイブデータを分析し、高温の銀河団ガスのX線輝度を測定しました。その結果、14個のクラスターで拡散X線放射がわずかに検出され、平均光度は$5\times10^{42}〜{\rmerg\、s^{-1}}$になりました。それどころか、29のクラスターでは有意ではありませんでした。青のクラスターは赤が優勢なクラスターよりもかなり暗く、X線の明るさはエミッターの割合や濃さのいずれとも意味のある相関関係を示しませんでした。X線の表面輝度は低かったが、ガスの質量は$10^{13-14}〜{\rmM_{\odot}}$クラスターで観測されたものと同等であると推定された。結果に基づいて、青色のクラスターは形成の初期段階にあり、ガスはまだ圧縮および加熱されて、かなりのX線を生成していないことを示唆しています。青いクラスター内の銀河と高温ガスの動的状態と共進化を明らかにするには、追跡分光測定が不可欠です。
SKA時代のパルサータイミングアレイからの重力波明るいサイレンで精密宇宙論を達成する
| Title |
Achieving_precision_cosmology_with_gravitational-wave_bright_sirens_from_SKA-era_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Ling-Feng_Wang,_Guang-Peng_Zhang,_Yue_Shao,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00607 |
銀河の中心にある個々のインスピレーションを与える超大質量ブラックホール連星（SMBHB）によって生成されたナノヘルツ重力波（GW）は、将来、パルサータイミングアレイ（PTA）によって検出される可能性があります。個々のSMBHBからのGW信号は、絶対宇宙距離を測定するための標準サイレンとして使用でき、距離と赤方偏移の関係を介して宇宙パラメータにさらに制約を与えます。つまり、既知の赤方偏移を持つこれらのSMBHBは、明るいサイレンとして機能することができます。本論文では、パルサー信号のタイミング残差をシミュレートすることにより、SKA時代のPTAが既存のSMBHB候補を検出する能力を分析し、SMBHBブライトサイレンのモックデータを使用して宇宙論的パラメータ推定を実行します。タイミング残差の二乗平均平方根（$\sigma_t$）を20nsに減らすことができれば、ハッブル定数（$H_0$）に近い精度で厳密な制約を与えるために、約100ミリ秒のパルサーが必要であることがわかります。$1\％$、これは精密宇宙論の基準を満たしています。さらに、SMBHBブライトサイレンがCMBデータに固有の宇宙パラメータの縮退を効果的に破壊し、ダークエネルギーの状態方程式（$w$）の制約精度を$3.5\％$に改善できることを示します。これは、Planck2018TT、TE、EE+lowE+lensing+SNe+BAOの結果。SKA時代のPTAからの明るいサイレンは、宇宙論的パラメーターの縮退を打ち破り、ダークエネルギーの性質を探求する上で重要な役割を果たすと結論付けています。
ローマの宇宙望遠鏡によるキネマティックレンズ
| Title |
Kinematic_Lensing_with_the_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Jiachuan_Xu,_Tim_Eifler,_Eric_Huff,_Pranjal_R._S.,_Hung-Jin_Huang,_Spencer_Everett,_Elisabeth_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00739 |
キネマティックレンズ効果（KL）は、円盤銀河の従来の弱いレンズ効果（WL）の形状測定と、その運動学的情報を組み合わせた新しい宇宙論的測定手法です。タリーフィッシャー関係を使用すると、KLは固有の楕円率と観測された楕円率の間の縮退を解消し、従来のWLに存在する複数の系統分類の影響を大幅に軽減します。$\textit{RomanSpaceTelescope}$の機器機能を前提として、2,000度$^2$を超える高緯度イメージング調査（HLIS）、高緯度分光調査（HLSS）の重なりを想定して、KLのパフォーマンスを調査します。KLに適した銀河サンプルの数密度は$n_{\mathrm{gal}}=4〜\mathrm{arcmin}^{-1}$で、推定形状ノイズレベルは$\sigma_{\epsilon}=0.035$です。。赤方偏移とせん断キャリブレーションの不確実性、固有のアライメント、バリオンフィードバックを考慮したシミュレートされた尤度分析を実行することにより、$\Omega_{\mathrm{m}}$-$S_8$、$w_p$-$w_a$の宇宙論的制約力を定量化します。従来のWL調査と比較すると、KLは$\Omega_{\mathrm{m}}$-$S_8$（FoM$_{\mathrm{KL}}$=1.70FoM$_{\mathrm{WL}}$）および$w_p$-$w_a$（FoM$_{\mathrm{KL}}$=3.65FoM$_{\mathrm{WL}}$）。また、デフォルトの10個の断層撮影ビンの代わりに30個を使用する「狭断層撮影KL調査」についても調査しますが、基準暗黒エネルギー入力シナリオで時間依存性が大きいと仮定しても、FoMに意味のある拡張は見つかりません。
非拡張統計力学によるCMBスペクトルの修正
宇宙マイクロ波背景放射は、宇宙に関する情報の最も重要な部分を私たちに提供することができます。一部の研究者は、重力システムは標準的な統計力学では記述できないと信じています。この記事では、ツァリスの非拡張統計力学を適用して、CMBスペクトルと関連する宇宙論的プロセスを調査します。最近の観測データに基づいて、非拡張統計力学が関連する物理量の値を変更できることがわかりました。物理的な量の値が変更されたため、再結合などの一部のプロセスが影響を受ける可能性があります。CMBの異方性とSunyaev-Zel'dovich効果の2つの効果について調査しました。CMBの双極異方性は、非拡張的な統計力学では変更できないことがわかります。ただし、Sunyaev-Zel'dovich効果の標準的な結果は、非拡張的な統計力学によって修正する必要があります。原則として、将来の作業でこれらの影響を区別できます。
水星のカッシーニ状態に対する流体コアと固体内核の影響
内核、流体コア、マントルからなる水星のカッシーニ状態のモデルを提示します。私たちのモデルには、内部領域間の慣性トルクと重力トルク、および流体コアの境界での粘性および電磁（EM）結合が含まれています。水星の内部領域間の結合が十分に強いため、マントルの回転軸の傾斜角が剛体の惑星の傾斜角から0.01分角以内しかずれていないことを示します。マントル傾斜角は内核のサイズが大きくなるにつれて減少しますが、内核が大きい場合とない場合の変化は0.015分角に制限されます。EMカップリングは、内核境界でのビスカスカップリングよりも強力であり、コア磁場強度が0.3mTを超える場合、流体コアと固体コアを共通の先行運動に固定します。マントルと内核の間の強い重力結合のために、内核が大きいほど、この同時進行するコアはマントルと整列し、極慣性モーメントの偏りは予想よりも近くなります。硬い惑星のために。極慣性モーメントとマントルスピン軸の間の不整合は、内核のサイズとともに増加しますが、0.007分角に制限されます。私たちの結果は、マントルの回転軸と極慣性モーメントの測定された偏りは、現在の測定誤差のレベルで一致するはずであり、硬い惑星の偏りと区別できないことを意味します。
KharadzeAbastumani天体物理観測所での小惑星の光度と位相の関係の観測
| Title |
Observations_of_asteroid_magnitude-phase_relations_at_the_Kharadze_Abastumani_Astrophysical_Observatory |
| Authors |
V._G._Shevchenko1,_R._Ya._Inasaridze,_Yu._N._Krugly,_V._V._Ayvazian,_G._V._Kapanadze,_G._Datashvili,_I._G._Slyusarev,_V._G._Chiorny,_I._E._Molotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00347 |
KharadzeAbastumaniAstrophysicalObservatoryとAstronomicalInstituteofV.N.の間で小惑星を研究する共同プログラムの実施の枠組みの中で。KarazinKharkivNationalUniversityは、5つのメインベルト小惑星の観測を行って、それらのマグニチュードと位相の関係およびその他の物理的特性を取得しました。大きな暗い小惑星（1390）アバストゥマニの測光観測の予備的な結果が提示されます。
Planetary Terrestrial Analogues Library Project：3.MicrOmegaによるサンプルの特性評価
| Title |
Planetary_Terrestrial_Analogues_Library_Project:_3._Characterization_of_Samples_with_MicrOmega |
| Authors |
Loizeau_Damien,_Pilorget_C\'edric,_Poulet_Fran\c{c}ois,_Lantz_Cateline,_Bibring_Jean-Pierre,_Hamm_Vincent,_Royer_Cl\'ement,_Dypvik_Henning,_Krzesi\'nska_Agata_M.,_Rull_Fernando_and_Werner_Stephanie_C |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00778 |
PTAL（PlanetaryTerrestrialAnaloguesLibrary）プロジェクトは、火星をはじめとする陸域の鉱物進化の特徴を明らかにするために、いくつかの分析技術を含むデータベースを構築して活用することを目的としています。火山から堆積起源まで、さまざまなレベルの変化を伴う火星の地質学のさまざまな類似物を収集するために、選択された場所から約100の自然の地球の岩石サンプルが収集されました。すべてのサンプルは、火星の表面で実際の機器と将来の機器にもたらされる技術（近赤外分光法、ラマン分光法、レーザー誘起破壊分光法）を含む、さまざまな鉱物学的および元素分析技術を使用してPTALプロジェクト内で特徴付けられます。このホワイトペーパーでは、ExoMarsMicrOmegaスペア機器で取得したNIR測定と解釈について説明します。MicrOmegaは、ExoMarsローバーのロザリンドフランクリンの分析研究所に設置されたNIRハイパースペクトル顕微鏡です。すべてのPTALサンプルは、専用のセットアップを使用してMicrOmegaで少なくとも1回観察されています。すべてのPTALサンプルについて、データの説明と解釈が示されています。いくつかの選択された例では、RGB画像とスペクトルがよく示されています。いくつかのサンプルについて、NIRおよびラマン分光法による特性評価との比較について説明します。特に、MicrOmegaのスペクトルイメージング能力により、他のワンスポット技術では不可能だったミネラル成分や潜在的な有機分子の検出が可能になります。さらに、さまざまな鉱物種の空間分布の不均一性を推定することができます。MicrOmega/PTALデータは、MicrOmega/Rosalindフランクリン機器によって実行される将来の観測と分析をサポートするものとします。
月の流体コアにおける粘性散逸
月のマントル、流体コア、および固体内核のスピン軸は、周波数$\Omega_p=2\pi/18.6$yr$^{-1}$で進行しますが、方向は異なり、コアでの粘性摩擦につながります-マントル境界（CMB）と内核境界（ICB）。ここでは、内核と外核の半径の範囲を持つ月の回転モデルを使用して、CMBとICBでの粘性散逸の相対的な重要性を調査し、この散逸が位相の進み角（$\カッシーニ状態の前のマントルのphi_p$）。内核の半径が$>80$kmで、自由な内核の章動周波数$\Omega_{ficn}$が$\Omega_p$に近づくと、ICBでの粘性散逸はCMBでの粘性散逸に匹敵する可能性があることを示します。最も極端なケースでは、10倍も超えています。その場合、過去に予測された月のコアの粘性散逸は、$\Omega_{ficn}$が$\Omega_p$に対してどのように進化したかによって異なります。さらに、月のコアのCMBおよびICB半径に対する制約は、観測された$\phi_p=0.27$arcsecの位相進みを一致させることによって原理的に抽出できることを示します。これには、潮汐散逸の改善された推定と乱流粘性トルクの正確なモデルが必要です。最後に、回転モデルが$\phi_p=0.27$arcsecに一致するように制約されている場合、ICBでの粘性散逸は、熱駆動ダイナモに電力を供給するためのしきい値を超えるには不十分である可能性が高いことを示しています。
月内の粘弾性緩和とそのカッシーニ状態の位相進み
月レーザー測距データの分析は、月のスピン対称軸が、予想されるカッシーニ状態よりも$\phi_p$=0.27秒角進んでいることを示しています。これは、月の回転に作用する1つまたは複数の散逸メカニズムの存在を示しています。以前の研究では、固体潮汐と粘性コア-マントル結合の組み合わせが提案されています。ここでは、月の中心にある固体の内核内の粘弾性変形が、観測された位相進み角$\phi_p$の一部を説明できるかどうかを調査します。内核、流体コア、マントルで構成され、加えられた力に応じて固体領域が粘弾性的に変形できる、月のカッシーニ状態の回転動的モデルを構築します。内核の存在が月の世界の月間Qを変化させないこと、したがって、固体潮汐から$\phi_p$への寄与が内核の影響をほとんど受けないことを示します。しかし、内核内の粘弾性変形は、その図形軸をマントルのそれと再整列させるように作用し、内核とマントルの重力結合を介して$\phi_p$に大きく寄与する可能性があることも示しています。$\phi_p$への寄与は、内核の粘度が$10^{13}$から$10^{14}$Pasの範囲にあるとき、内核の半径が大きいとき、および内核の自由な内側のときに最大になることを示します。コア章動周波数は、歳差運動周波数$2\pi/18.6$yr$^{-1}$で共鳴に近づきます。
内核の歳差運動によって熱的に駆動される過去の月のダイナモ
月の歳差運動に関連するカッシーニ状態の平衡は、マントル、流体コア、および固体内核が異なる角度で歳差運動することを予測しています。コア-マントル境界（CMB）、$Q_{cmb}$、および内核境界（ICB）、$Q_{icb}$での歳差運動の差に関連する粘性摩擦からの散逸の推定値を、進化する月軌道の機能。後者に焦点を当て、内核が100kmより大きい場合、月の歴史のほとんどで$Q_{icb}$が$10^{10}-10^{11}$Wと高かった可能性があることを示します幅広いコア密度モデルに対応します。これは、流体コアを断熱状態に維持するために必要な電力よりも大きいため、ICBでの歳差運動の差によって放出される熱は、熱対流によって過去の月のダイナモを駆動する可能性があります。このダイナモは、CMBでの歳差運動からダイナモよりも長生きする可能性があり、比較的最近になって停止した可能性があります。月面での磁場強度の推定値は数$\mu$Tのオーダーであり、3Ga以降に記録された月の古地磁気強度と互換性があります。さらに、カッシーニ状態の遷移が月の軌道の進化の結果として、内部のコアが発生した可能性があります。$Q_{icb}$に関連する熱流束は、数mWm$^{-2}$のオーダーである可能性があります。これにより、内核の成長が遅くなり、内核の熱進化モデルに含まれるはずです。
流体の外核と固体の内核からなる月の歳差運動のモデルを提示します。内核に関連する3つのカッシーニ状態が存在することを示します。これらの各状態での内核の傾斜角は、自由な内核章動周波数（$\omega_{ficn}$）と歳差運動周波数$\Omega_p=2\pi/18.6$yr$^の比率によって決まります。{-1}$。$|\omega_{ficn}|の場合、3つのカッシーニ状態すべてが可能です。>2\pi/16.4$yr$^{-1}$ですが、それ以外の場合は1つしか使用できません。最も低いエネルギー状態が優先されると仮定すると、この遷移は、マントル図軸に関して測定された$-33^\circ$から$17^\circ$に遷移する、内核の傾斜角の不連続性を示します。角度は、軌道法線に向かって傾斜していることを示します。可能な月の内部密度構造は$\omega_{ficn}$の範囲をカバーし、$\Omega_p$の約半分から2倍の大きさであるため、内核の正確な傾斜角は不明のままですが、$\Omega_p$は、$\omega_{ficn}$の共振帯域内にあります。1つの特定の密度モデルを採用して、約$-17^\circ$の内核傾斜を提案します。内核内の粘弾性変形と、傾斜した内核の表面での溶融と成長は、どちらもモデルでは無視されており、この振幅を減少させるはずです。内核が約200kmより大きい場合、観測されたマントル歳差運動角度$1.543^\circ$に数千分の1度も寄与する可能性があります。
2つの高質量星形成領域でのアンモニア（9,6）メーザーの発見
| Title |
Discovery_of_ammonia_(9,6)_masers_in_two_high-mass_star-forming_regions |
| Authors |
Y._T._Yan,_C._Henkel,_K._M._Menten,_Y._Gong,_J._Ott,_T._L._Wilson,_A._Wootten,_A._Brunthaler,_J._S._Zhang,_J._L._Chen,_K._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00021 |
分子メーザーラインは、高質量星形成の道標であり、若い恒星状天体の近接環境における非常にコンパクトな領域の励起と運動学を精査し、三角法視差測定の有用なターゲットを提供します。これまでに知られているNH$_{3}$（9,6）メーザーはごくわずかであり、その起源はまだよくわかっていません。ここでは、新しいNH$_{3}$（9,6）メーザーを見つけて、高質量の星形成領域でのそれらの役割を研究するためのより良い観測基盤を提供することを目指しています。Effelsberg-100m望遠鏡とKarlG。Janksy超大型アレイを使用して、CepheusAとG34.26$+$0.15に向けてNH$_{3}$（9,6）の観測を実行しました。CepAとG34.26$+$0.25で新しいNH$_{3}$（9,6）メーザーを発見しました。これにより、NH$_{3}$（9、6）5から7までのメーザー。Effelsbergでの長期モニタリング（20か月）は、G34.26$+$0.25の（9,6）メーザーの強度が減少している一方で、CepAメーザーは安定していることを示しています。エフェルスベルクデータと比較して、観測のエポック間の線形変動を仮定すると、JVLAデータはフラックスの欠落がないことを示しています。これは、NH$_3$（9,6）放出が、干渉測定によって解決されない単一のコンパクトな放出領域から発生することを示唆しています。JVLAイメージングが示すように、CepAのNH$_{3}$（9,6）放出は、1.36\、cmの連続体オブジェクトHW2のピーク位置のわずかに西にあるサブ秒サイズの領域から発生します。G34.26$+$0.25では、3つのNH$_{3}$（9,6）メーザースポットが観測されます。1つは彗星の超小型\h2領域Cの頭部に近く、他の2つはコンパクト領域から放出されます。超小型\h2領域Aの西側。新しく発見された（9,6）メーザーは流出に関連しているようです。ポンピングシナリオのより正確な位置と制約を提供するには、JVLAおよびVLBI観測のより高い角度分解能が必要です。
| Title |
The_Formation_of_Intermediate_Mass_Black_Holes_in_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Sanaea_C._Rose,_Smadar_Naoz,_Re'em_Sari,_and_Itai_Linial |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00022 |
ほとんどの恒星進化モデルは、ブラックホール（BH）が約$50-70$M$_\odot$を超えて存在してはならないと予測しています。ただし、最近のLIGO/Virgoの検出では、このしきい値以上の質量を持つBHが存在することが示されています。中間質量ブラックホール（IMBH）を含む巨大なBHは、恒星質量ブラックホールと周囲の主系列星との衝突によって銀河核に形成される可能性があることを示唆しています。衝突、質量分離、緩和などの動的プロセスを考慮すると、このチャネルは非常に効率的であり、$10^4$M$_\odot$という巨大なIMBHを形成する可能性があることがわかります。私たちの結果は、巨大なブラックホールとIMBHが銀河系の中心に遍在している可能性があることを示唆しています。この形成チャネルは、観測にも影響を及ぼします。星とBHの間の衝突は、たとえば、X線連星や潮汐破壊現象から電磁的特徴を生み出す可能性があります。さらに、このチャネルを介して形成された質量ギャップのブラックホールとIMBHの両方が、重力波を介して銀河核の中心にある超大質量ブラックホールと融合する可能性があります。これらの重力波イベントは、極端な質量比と中間の質量比のインスピレーションです（それぞれEMRIとIMRI）。
シュワルツシルトモデリングにおける複数の星の種族とろ座矮星への応用
| Title |
Multiple_stellar_populations_in_Schwarzschild_modeling_and_the_application_to_the_Fornax_dwarf |
| Authors |
Klaudia_Kowalczyk_and_Ewa_L._Lokas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00151 |
矮小楕円体（dSph）銀河は、暗黒物質が強く支配されていると考えられているため、暗黒物質の分布を研究し、構造形成の理論をテストするのに最適なオブジェクトと見なされます。それらは、モデリングの新しい可能性を提供する、解決された複数の星の種族を持っています。これらのオブジェクトの動的モデリングのための有望なツールは、シュワルツシルト軌道重ね合わせ法です。この作業では、以前のスキームの実装を拡張して、複数の星の集団と、より一般的な形式の質量光度比関数を含めます。Illustrisシミュレーションから、宇宙論の文脈で形成されたほぼ球形のガスのない銀河で、改善されたアプローチをテストしました。金属量によって2つの母集団に分割された星のビン化された速度モーメントをモデル化し、サンプリングエラーが大きいにもかかわらず、制約の数が増えると、復元された密度と速度の異方性プロファイルの信頼領域が大幅に狭くなることを示します。次に、この方法を、同様に2つの集団に分割された星を持つろ座dSph銀河に適用しました。以前の作業と比較すると、異方性パラメータは、半径が小さく、より強く制約されているため、減少するのではなく、わずかに増加していることがわかります。また、星の種族ごとに異方性を個別に推測し、それらが大幅に異なることを確認することもできます。
高赤方偏移での非常に強力なDLA：ガス冷却とH $ _2 $形成
| Title |
Extremely_strong_DLAs_at_high_redshift:_Gas_cooling_and_H$_2$_formation |
| Authors |
K._N._Telikova,_S._A._Balashev,_P._Noterdaeme,_J.-K._Krogager,_A._Ranjan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00245 |
7つの候補の非常に強力な減衰ライマン-$\alpha$吸収システム（ESDLA、$N（\text{HI}）\ge5\times10^{21}$cm$のVLT/Xシューターによる分光学的調査を提示します^{-2}$）クエーサーの視線に沿って観測。4つのシステムの元のESDLA定義よりもわずかに（0.1〜dex）低いものの、非常に高いカラム密度を確認します。すべてのシステムについて、低イオン化金属の存在量とダストの減光を測定しました。2つのシステムでは、強い関連H$_2$吸収$\logN（\text{H$_2$）[cm$^{-2}$]}=18.16\pm0.03$と$19.28\pm0.06も見つかりました$z=3.26$と$2.25$でそれぞれJ2205+1021とJ2359+1354に向かって）、残りの5つについては、H$_2$列密度の控えめな上限を測定しました。通常は$\logN（\text{H$_2$）[cm$^{-2}$]}<17.3$。全体的な減衰ライマン-$\alpha$母集団（$\sim5-10$％）と比較して、高いHIカラム密度でのH$_2$検出率の増加（68％信頼水準で$10-55$％）は、以前の作業を確認します。これらの7つのESDLAは、クエーサーやガンマ線バーストの残光に対して以前に研究されたものと同様の観測された特性を持っていることがわかり、銀河の内部領域を探査していることを示唆しています。励起された微細構造レベルの豊富なイオン化炭素を使用して、CII$\lambda$158$\mu$m放出による冷却速度を計算し、それらを減衰したライマン-$\alpha$システムからの冷却速度と比較します。文学。ESDLAの冷却速度分布も、一般的な（主に低いHIカラム密度）減衰ライマン-$\alpha$母集団で以前に観察されたものと同じ二峰性を示すことがわかります。
APEXラージCOヘテロダインオリオンレガシー調査（ALCOHOLS）。 I.調査の概要
| Title |
The_APEX_Large_CO_Heterodyne_Orion_Legacy_Survey_(ALCOHOLS)._I._Survey_overview |
| Authors |
Thomas_Stanke,_H._G._Arce,_J._Bally,_P._Bergman,_J._Carpenter,_C._J._Davis,_W._Dent,_J._Di_Francesco,_J._Eisl\"offel,_D._Froebrich,_A._Ginsburg,_M._Heyer,_D._Johnstone,_D._Mardones,_M._J._McCaughrean,_S._T._Megeath,_F._Nakamura,_M._D._Smith,_A._Stutz,_K._Tatematsu,_C._Walker,_J._P._Williams,_H._Zinnecker,_B._J._Swift,_C._Kulesa,_B._Peters,_B._Duffy,_J._Kloosterman,_U._A._Y{\i}ld{\i}z,_J._L._Pineda,_C._De_Breuck,_Th._Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00463 |
オリオン座分子雲複合体には、最も近いGMCと高質量星形成の場所があります。そのYSO集団は徹底的に特徴付けられています。したがって、この地域は星形成の研究の主要なターゲットです。ここでは、APEXでのSuperCAM64ピクセルヘテロダインアレイのパフォーマンスを検証します。オリオンGMC複合体に向けて得られた一連の広視野CO（3-2）スペクトルキューブの概要を説明します。これは、非常に活発なものから、雲のさまざまな領域における拡張分子ガスのダイナミクスと構造を特徴づけることを目的としています。オリオン座Bのクラスター化した星形成のサイトからオリオン座南部の比較的静かな地域まで。CO（3-2）遷移で2.7平方度（130pc$^2$）のマッピング調査を提示します。これは、APEXでSuperCAMを使用して角度を付けて取得したものです。解像度19インチ（400pcの距離で7600AUまたは0.037pc）、オリオンBのL1622、NGC2071、NGC2068、OriB9、NGC2024、NGC2023、およびオリオンAのL1641雲の南部をカバーします。CO統合について説明します。放出および線モーメントマップと位置-速度図を使用して、いくつかのサブ領域について詳細に説明します。気泡が膨張している証拠は、線が二重成分に分裂していることで見られます。NGC2024では、分子ガスの大部分がHII領域の前景にあると主張しています。高いCO（3-2）/CO（1-0）線比は、IC434HII領域に面するNGC2023/NGC2024領域のオリオンBの西端に沿った暖かいCOを示しています。L1641-Sに見られる複数の十分に分離された視線速度成分は、それがますます遠い距離にある一連の雲で構成されていることを示唆しています。NGC2071の北に、小さな球形の雲（「牛の星雲」の小球）があります。NGC2071-IR流出とNGC2024COジェットの高速ラインウィングをトレースします。原始星のダストコアFIR4（FIR5ではなく）は、NGC2024単極流出の真の駆動源です。
5つの低質量銀河におけるさまざまな電離源と面外ガスの乱れた運動学
| Title |
The_multifarious_ionization_sources_and_disturbed_kinematics_of_extraplanar_gas_in_five_low-mass_galaxies |
| Authors |
R._P._V._Rautio_(1),_A._E._Watkins_(2),_S._Comer\'on_(3_and_4),_H._Salo_(1),_S._D\'iaz-Garc\'ia_(3,_4_and_5),_J._Janz_(6,_1_and_7)_((1)_Space_Physics_and_Astronomy_research_unit,_University_of_Oulu,_(2)_Centre_of_Astrophysics_Research,_School_of_Physics,_Astronomy_and_Mathematics,_University_of_Hertfordshire,_(3)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_(4)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(5)_Department_of_Physics,_Engineering_Physics_and_Astrophysics,_Queen's_University,_Kingston,_(6)_Finnish_Centre_of_Astronomy_with_ESO_(FINCA),_University_of_Turku,_(7)_Specim,_Spectral_Imaging_Ltd.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00566 |
平面外拡散イオン化ガス（eDIG）の起源と、近くの5つの（17-46Mpc）低質量（$10^9\text{-}10^{10}$$M_{\odot）におけるその主要なイオン化メカニズムを調査します。}$）エッジオン円盤銀河：ESO157-49、ESO469-15、ESO544-27、IC217、IC1553。マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）の面分光器と深部狭帯域H$\alphaを取得しました。$サンプル銀河の画像。面内星形成とeDIGの関係を調べるために、狭帯域H$\alpha$イメージングの測光分析を実行します。$h_{z\text{eDIG}}=0.59\text{-}1.39$kpcのeDIGスケールの高さを測定し、それらと特定の星形成率との間に正の相関関係を見つけます。すべての銀河で、面外と中立面の放射状H$\alpha$プロファイルの間に強い相関関係も見られます。MUSEデータを使用して、運動学を介してeDIGの起源を調査します。イオン化ガスの回転速度は、10〜27kms$^{-1}$kpc$^{-1}$の値でミッドプレーンより上に遅れていることがわかります。ESO157-49、IC217、およびIC1553には、イオン化ガスの降着起源のヒントがありますが、全体として、私たちの銀河のイオン化ガス運動学は、定常銀河モデルまたは降着または内部起源の単純なモデルと一致しません。ガスのために。また、標準の診断図と輝線マップ（EW（H$\alpha$）、[NII]/H$\alpha$、[SII]//H$\alpha$、[OIII]/H$\beta）を作成します$）そして、混合OB星とホット低質量進化星（HOLMES）イオン化、および混合OBショックイオン化と一致する領域を見つけます。私たちの結果は、OB星がeDIGイオン化の主要な推進力である一方で、HOLMESと衝撃の両方がeDIGのイオン化にかなりの程度まで局所的に寄与する可能性があることを示唆しています。私たちの銀河の構造と質量は似ていますが、驚くほど複合的なイオン化メカニズムの画像と、eDIGのさまざまな起源が見つかります。
高質量星形成領域に向かうODおよびOH回転線のSOFIA / GREAT観測
| Title |
SOFIA/GREAT_observations_of_OD_and_OH_rotational_lines_towards_high-mass_star_forming_regions |
| Authors |
T._Csengeri,_F._Wyrowski,_K._M._Menten,_H._Wiesemeyer,_R._G\"usten,_J._Stutzki,_S._Heyminck,_Y._Okada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00635 |
ごく最近、OD、ヒドロキシルの重水素化同位体、OHが星間物質でアクセス可能になりました。両方の種からのスペクトル線は、超テラヘルツおよび遠赤外線領域で観測されています。ここでは、ODの存在量を抑制し、分子エンベロープ内のOHの重水素分別を推測することを目的として、13個の銀河系の高質量星形成領域に向かうODとOHの回転線を研究します。成層圏赤外線天文台（SOFIA）を使用して、1.3THz（$215〜\mu）でのODの$^2\Pi_{3/2}$$J=5/2-3/2$基底状態遷移を観測しました。$m）および1.84THz（$163〜\mu$m）で回転励起されたOHライン。また、2.51THz（$119.3〜\mu$m）でのOH基底状態遷移の公開された高スペクトル分解能SOFIAデータを使用しました。私たちの結果は、$^2\Pi_{3/2}$OD$J=5/2-3/2$基底状態遷移からの吸収が、高質量星形成の活性部位を取り巻く密集した塊で一般的であることを示しています。詳細な放射伝達モデリングを実行して、サンプルの大部分の内部エンベロープのOD存在量プロファイルを調査しました。私たちのモデリングは、吸収の一部がより密度の高い内部から生じることを示唆していますが、SOFIAで見られるように、その大部分は、分子量に対する制約が重水素分別の強力な強化を示唆するエンベロープの外側の冷たい層に由来します。OD存在量と、進化の指標であるボロメータの光度対質量比の間に弱い負の相関が見られ、時間の経過とともにOD存在量がゆっくりと減少することを示唆しています。HDOとの比較では、コールドエンベロープ内の2つの種で同様に高い重水素分別が示されています。これは、最もよく研究されているソースであるG34.26+0.15では0.48％のオーダーです。私たちの結果は、高密度の低温ガスでODを形成するための迅速な交換反応を支持する化学モデルと一致しています。
GaiaEDR3を使用したCepheid距離キャリブレーションにおける現在の課題
| Title |
Current_Challenges_in_Cepheid_Distance_Calibrations_Using_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Kayla_A._Owens,_Wendy_L._Freedman,_Barry_F._Madore,_and_Abigail_J._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00733 |
GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）の視差を使用して、5〜60日の期間をカバーする、37個の近くの天の川セファイドの多波長BVI、JHK、および[3.6]および[4.5]ミクロンの絶対等級を決定します。これらの周期-光度関係を大小のマゼラン雲のケフェイド変光星に適用すると、導出された距離は、分離した食変光星（DEB）による幾何学的距離と大幅に一致しないことがわかります。赤み、金属量、追加のゼロ点オフセットの存在など、これらの問題のいくつかの潜在的な原因を調査しますが、両方のDEB距離との十分な調整を提供するものはありません。EDR3視差の系統的な不確実性と、ケフェイド距離スケールの金属量の影響に関する不確実性の組み合わせにより、約3％の系統的な誤差フロアが生じると結論付けます。したがって、EDR3データは、これらの明るいケフェイド変光星の領域では十分に正確ではなく、多くの現代の研究と一致して、現時点で1％レベルまで正確な銀河系外距離を決定できません。
3つのM81グループ矮小銀河の赤い変光星
アーカイブ[3.6]および[4.5]画像は、マゼラン渦巻銀河HolmbergII、NGC2366、およびIC2574の変光星を識別および特徴付けるために使用されます。パラメトリックおよびノンパラメトリック検出法を使用して、74個の長周期変光星が確認または疑われました（LPV）が見つかりました。NGC2366とIC2574のLPVの周期分布は類似しています。HoIIのLPVの周期分布は、統計の数が少ないため不確実ですが、NGC2366およびIC2574と比較すると、周期が550〜650日のLPVが不足しているようです。LPVは空に拡散して分布しています。過去数百Myr以内の星形成のエピソードが銀河の外側の領域を含む銀河全体で発生した場合に予想されるように、未解決の星からの基礎となる光に従わないでください。周期-光度関係（PLR）からHoIIおよびNGC2366について計算された距離は、赤色巨星分枝（RGB）の先端に基づく距離と約0.1マグニチュード以内で一致します。IC2574のLPVベースの距離係数を推定する作業は、周期が約600日のLPVの中に最初の倍音パルセータが存在するために複雑になりますが、長期端のPLRはRGBチップから推定された距離と一致します。LPVに加えて、10個の候補sgB[e]または高光度青色変光星と2個の候補赤色超巨星変数も識別されます。変動の証拠を示さない9つの候補sgB[e]星も、色-マグニチュード図の位置に基づいて識別されます。
ミーアキャット、e-MERLIN、H.E.S.S。 3つのローカライズされたFRBに関連する永続的および一時的な放射のSwift検索
| Title |
A_MeerKAT,_e-MERLIN,_H.E.S.S._and_Swift_search_for_persistent_and_transient_emission_associated_with_three_localised_FRBs |
| Authors |
James_O._Chibueze,_M._Caleb,_L._Spitler,_H._Ashkar,_F._Schussler,_B._W._Stappers,_C._Venter,_I._Heywood,_A._M._S._Richards,_D._R._A._Williams,_M._Kramer,_R._Beswick,_M._C._Bezuidenhout,_R._P._Breton,_L._N._Driessen,_F._Jankowski,_E._F._Keane,_M._Malenta,_M._Mickaliger,_V._Morello,_H._Qiu,_K._Rajwade,_S._Sanidas,_M._Surnis,_T._W._Scragg,_C._R._H._Walker,_N._Wrigley,_H.E.S.S._Collaboration:_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Anguner,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_M._Bottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_M._Breuhaus,_R._Brose,_F._Brun,_T._Bulik,_F._Cangemi,_S._Caroff,_S._Casanova,_J._Catalano,_M._Cerruti,_T._Chand,_A._Chen,_O.U._Chibueze,_G._Cotter,_P._Cristofari,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_J._Devin,_A._Djannati_Atai,_A._Dmytriiev,_et_al._(99_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00069 |
MeerKAT電波望遠鏡を使用して、1回限りの高速電波バースト（FRB）20190714A、および2つの繰り返しFRB、20190711Aと20171019Aからの持続的な電波放射の検索について報告します。FRB20171019Aでは、高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）と同時に超高エネルギーガンマ線を観測し、紫外線、光学、X線帯の信号を検索しました。このFRBの場合、UVフラックスの上限は1.39x10^-16erg/cm^-2/s/Amstrong、X線の上限は〜6.6x10^-14erg/cm^-2/sになります。超高エネルギーガンマ線フラックス（Phi）（E>120GeV）<1.7x10^-12erg/cm^-2/s。FRB20190711Aと20171019Aの両方の位置で持続放射に対して〜15microJy/ビームの無線上限を取得しますが、z=0.2365でFRB20190714Aに関連付けられた〜53microJy/ビームのピーク輝度で拡散無線放射を検出します。これは、FRB20190714Aのホスト（銀河）に関連する可能性のある電波連続放射の最初の検出を表しており、そのような関連があることがわかっているFRBは3番目にすぎません。かすかな永続的なソースの関連の可能性を考えると、FRB20190714Aは、FRB20121102AとFRB20180916Aの間に年齢が存在する繰り返しFRBである可能性があります。これらのFRBからの繰り返しバーストの並列検索では、1ミリ秒のバーストで0.08Jymsのフルエンスまでの新しい検出は見つかりませんでした。
ラジオパルサーサブポピュレーション（II）：謎のRRAT
| Title |
Radio_Pulsar_Sub-Populations_(II)_:_The_Mysterious_RRATs |
| Authors |
Abhishek,_Namrata_Malusare,_Tanushree_N,_Gayathri_Hegde,_Sushan_Konar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00295 |
中性子星の最新のサブクラスであるRRATと、他の電波パルサーとの関係を説明するために、いくつかの推測が提唱されています。この作業では、RRAT母集団の特徴的な特性のコンテキストでこれらの推測について説明します。予想に反して、-a）RRAT集団は統計的にヌルパルサーと相関しておらず、b）RRAT現象は老齢または死亡線の近接性に関連している可能性は低いことがわかります。RRATの特殊な放出特性は、降着やグリッチなどのプロセスに起因する、磁場の特定の再構築の結果である可能性が高くなります。
超大光度X線源NGC300ULX1における中性子星の質量と磁場について
ほとんどの超大光度X線源（ULX）に降着するコンパクト星は、隣接する銀河にあるこれらの源のいくつかとこれまでにあった1つのULXからの周期的な脈動の最近の検出によって示唆されるように、ブラックホールではなく中性子星である可能性があります。私たち自身の銀河で発見されました。ULXファミリーのメンバーであるNGC300ULX1は、他のPULXと比較して大幅に高速で回転する新しい脈動ULX（PULX）です。この論文では、中性子星の表面の磁場の強さは、NGC300ULX1のパルスX線スペクトルで検出されたサイクロトロン吸収線のエネルギーと中性子星の質量のもっともらしい範囲から推測されます。ビームの割合は、観測されたスピン周期とパルサーの周期微分、および測定された線源のX線フラックスを使用して推定されます。私たちの分析は、吸収線が中性子星の表面近くで生成されるという条件で、観測されたサイクロトロンエネルギーと高いスピンアップ率の両方を説明する実行可能なメカニズムとして陽子サイクロトロン共鳴散乱を支持しています。
コンパクト星の内部を刺激する原始ブラックホールからの重力波放出：高密度物質の状態方程式のための新しいプローブ
| Title |
Gravitational_Wave_Emission_from_a_Primordial_Black_Hole_Inspiraling_inside_a_Compact_Star:_a_Novel_Probe_for_Dense_Matter_Equation_of_State |
| Authors |
Ze-Cheng_Zou_and_Yong-Feng_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00369 |
コンパクト星によって捕獲された惑星の質量の原始ブラックホールは、暗黒物質のそれらの組成部分を制約するために広く研究されています。このような捕獲は、刺激的なプロセスにつながる可能性があり、重力波信号によって検出される可能性があります。この手紙では、2種類のコンパクト星、つまり奇妙な星と中性子星を考慮して、捕獲後のインスピレーションプロセスを研究します。力学方程式を数値的に解き、重力波の放出を計算します。次世代の重力波検出器は、1kpcの距離で$10^{-5}\、M_\odot$の原始ブラックホールのインスピレーションを検出できることがわかっています。木星質量のケースは、メガパーセクでも検出できます。さらに、キロヘルツの重力波信号は、奇妙な星と中性子星で大きな違いを示しており、高密度物質の状態方程式の新しいプローブになる可能性があります。
エネルギー範囲1〜20PeVのヤクーツクEASアレイのチェレンコフ光の横方向分布関数のパラメータ分析
| Title |
Parametric_analysis_of_the_Lateral_Distribution_Function_of_Cherenkov_light_for_Yakutsk_EAS_Array_in_the_Energy_Range_1-20_PeV |
| Authors |
Falah_Al-Zubaidi,_A._A._Al-Rubaiee,_B._Hariharan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00400 |
この研究では、チェレンコフ放射の横分布関数（LDF）のシミュレーションが、2つのハドロンモデルQGSJETとGHEISHAに対してCORSIKAソフトウェアを使用して実行されました。このシミュレーションは、陽子、鉄原子核、電子、ガンマ量子などのいくつかの素粒子に対して、0、20、30度の3つの天頂角で1〜20PeVのエネルギー範囲で実行されました。チェレンコフ光LDFのパラメーター化は、ローレンツ関数を使用して、そのシミュレートされた曲線に対して実行されました。チェレンコフ光のLDFで得られた結果と、ヤクーツクEASアレイで測定された結果を比較すると、シャワー軸から100〜1000mの距離内で良好な一致が得られました。
超高エネルギーによるEASの縦断的発展の調査
| Title |
Investigating_the_Longitudinal_Development_of_EAS_with_Ultra_High_Energies |
| Authors |
Abbas_Rahi_Raham,_A._A._Al-Rubaiee,_Majida_H._Al-Kubaisy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00401 |
大規模な空気シャワーのシミュレーションは、AIRESシステムバージョン19.04.0を使用して縦方向の発達パラメータ（NおよびXmax）を調査することによって実行されました。シミュレーションは、さまざまな一次粒子（一次陽子や鉄核など）とさまざまな天頂角に対してエネルギー範囲（10^18-10^20eV）で実行されました。EASの縦方向の発達曲線は、エネルギー範囲（10^18-10^20eV）でさまざまな一次粒子とさまざまな天頂角の新しいパラメーターを与えるガウス関数を使用して適合されます。
M87の降着フローは本当にMADです
宇宙のほとんどの銀河の超大質量ブラックホールは、高温の降着流によって動かされています。理論解析と数値シミュレーションの両方で、磁化の程度に応じて、ブラックホールの高温降着流は、SANE（標準および通常の進化）とMAD（磁気的に停止したディスク）の2つのモードに分けられることが示されています。個々のソースの高温降着流が実際にはSANEまたはMADのどちらのモードに属するべきかは重要な問題でした。この問題は以前のいくつかの作品で調査されていますが、それらはすべてさまざまな不確実性に悩まされています。ブラックホールからのさまざまな距離でのジェットに沿った2、5、および8GHzでの{M87}のプロトタイプ低輝度活動銀河核で測定された回転測定値を、SANEの3次元一般相対性理論磁気流体力学的数値シミュレーションと組み合わせて使用するそしてMADは、この論文で、MADによる予測された回転測定値が観測値とよく一致していることを示していますが、SANEモデルは回転測定値を2桁以上過大評価しているため除外されています。
巨大な星団からの宇宙線：ウェスタールンド1号の詳細
| Title |
Cosmic_rays_from_massive_star_clusters_:_A_close_look_at_Westerlund_1 |
| Authors |
Sourav_Bhadra,_Siddhartha_Gupta,_Biman_B._Nath,_Prateek_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00529 |
$\gamma$線での最近の検出に照らして、巨大なコンパクト星団ウェスタールンド1での宇宙線（CR）加速の影響を研究します。最近の観測では、CRエネルギー密度の$1/r$動径分布が明らかになっています。ここでは、このプロファイルが、（1）星団恒星風による衝撃波の連続CR加速と、（2）複数の超新星衝撃波の離散CR加速を区別するのに役立つかどうかを理論的に調査します。これは、文献でよく議論されています。理想化された2流体シミュレーションを使用し、さまざまな加速サイトと拡散係数を調査して、CRエネルギー密度プロファイルと光度を取得し、$\gamma$線観測に最適なものを見つけます。$\gamma$線の光度と質量の観測から推定されるCRエネルギー密度プロファイルは、実際の放射状プロファイルとは大きく異なる可能性があることがわかります。拡散係数が$\kappa_{\rmcr}\sim10^{27}$cm$^2$s$^{-1の場合、クラスターコア領域または風終結衝撃のいずれかでのCR加速が観測を説明できます。}$および衝撃力/衝撃後圧力の$\approx10\％-20\％$の一部がCRコンポーネントに投入されます。また、CR加速の原因となる離散超新星（SN）爆発の可能性を研究し、$\sim0.03$Myrごとに1SNの注入率で、観測された$\gamma$線プロファイルを説明できることを発見しました。この複数のSNシナリオは、熱伝導率がスピッツァー値に近い場合にのみX線観測と一致します。
活動銀河核における遠心加速された陽子からのPeVニュートリノの拡散フラックス
| Title |
Diffuse_flux_of_PeV_neutrinos_from_centrifugally_accelerated_protons_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Rajat_K._Dey,_Animesh_Basak,_Sabyasachi_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00586 |
高エネルギー天体物理学のPeVニュートリノの証拠は、7。5年（2010年から2017年）のデータを用いた分析からのIceCube実験で発見されました。活動銀河核（AGN）は、宇宙で最も著名な天体の1つであり、陽子が支配的な超高エネルギー（UHE）宇宙線の放出体であると広く推測されています。粒子加速の標準的な2段階のLLCDメカニズムに基づいて、エネルギーの変換は、AGNの中央の超大質量ブラックホール（SMBH）の回転から高エネルギー陽子に発生します。陽子は$\sim0.1$EeVエネルギー以上まで加速でき、もっともらしいハドロン相互作用を通じて$1$-$10$〜PeVのエネルギー範囲でPeVニュートリノを生成する可能性があります。AGN光度関数（LF）の「光度依存密度進化（LDDE）」モデルを使用して理論的に推定された修正銀河外拡散ミューニュートリノフラックスは、全体のボロメータのほんの一部、$6.56\％$である場合、IceCubeレベルと一致することがわかります。AGNの光度（BL）は、PeVニュートリノに電力を供給するために実現可能です。LDDEでモデル化されたLFと光子指数分布を持つ$\Lambda$〜CDM宇宙論的フレームワークでは、総BLの約$5.18\％$でIceCubeニュートリノに電力を供給するのに十分です。
3ミリ秒パルサーの単一パルス研究
| Title |
Single-pulse_studies_of_three_millisecond_pulsars |
| Authors |
N._T._Palliyaguru,_B._B._P._Perera,_M._A._McLaughlin,_S._Oslowski,_and_G._L._Siebert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00624 |
パルサー放出メカニズムとノイズフロアを正確なタイミングで理解するには、単一パルスの研究が重要です。複数の周波数で検出可能な単一パルスを持つ3つの明るいミリ秒パルサー（PSRJ1022+1001、J1713+0747、およびB1855+09）の総強度と偏光測定特性を研究します。PSRJ1022+1001およびPSRJ1713+0747からの4.5GHzでの単一パルスの検出を初めて報告します。さらに、これら2つのパルサーの場合、平均プロファイルの直線偏波の割合は、1.38GHzと比較して、4.5GHzで大幅に減少します。これは、パルサー表面に近い双極場からの予想される偏差をサポートできます。PSRJ1022+1001の単一パルスの直線偏波の割合もこの傾向に従いますが、J1713+0747のデータセットのいくつかの単一パルスは、1.38GHzよりも4.5GHzの方が直線偏波の割合が高いようです。いずれのパルサーについても、単一パルスの直交モードの証拠は見つかりません。これらの発見を確認するには、より感度の高い多周波観測が役立つ場合があります。PSRJ1022+1001およびPSRJ1713+0747の1.38GHzでの1時間にスケーリングされたジッターノイズの寄与は、それぞれ約220nsおよび約41nsであり、以前の調査と一致していますが、B1855+09のジッターノイズは約86です。ns、これは以前に測定されたものよりも低いです。また、PSRJ1022+1001の選択的な明るいパルスのタイミングにより、単一パルスのみを使用したタイミングよりも約4倍優れた、約23musの二乗平均平方根残差が改善されることも示しています。
マルチパルス短ガンマ線バースト170206Aにおける迅速な高速可変熱スペクトル成分の検出
| Title |
Detection_of_Prompt_Fast-Variable_Thermal_Spectral_Component_in_Multi-Pulse_Short_Gamma-Ray_Burst_170206A |
| Authors |
Peng-Wei_Zhao,_Qing-Wen_Tang,_Yuan-Chuan_Zou_and_Kai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00642 |
光度曲線に3つの強いパルスがあり、この熱成分のフラックスが付随する非熱成分と同じ速い時間変動を示す、短いガンマ線バースト170206Aでの強い熱スペクトル成分の検出を報告します。非熱成分の時間分解低エネルギー光子指数の値は約-0.78から-0.17の間であり、そのほとんどは放射光プロセスの死の線（-2/3）よりも硬いです。。さらに、熱成分と非熱成分の間にもっともらしい共通の進化が見られ、両方の成分のフラックスとピークエネルギーの間に正の相関関係があることを示しています。観測に基づいて、1つの共通の放射領域と2つの放射領域のモデルに基づいて、熱成分と非熱成分の考えられる起源を調査します。
EUSO-SPB2の蛍光望遠鏡用の宇宙線指向トリガーの開発
| Title |
Development_of_a_cosmic_ray_oriented_trigger_for_the_fluorescence_telescope_on_EUSO-SPB2 |
| Authors |
George_Filippatos_and_Matteo_Battisti_and_Alexander_Belov_and_Mario_Bertaina_and_Francesca_Bisconti_and_Johannes_Eser_and_Marco_Mignone_and_Fred_Sarazin_and_Lawrence_Wiencke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00794 |
超高圧気球2（EUSO-SPB2）の極限宇宙宇宙観測所は、準備として、光学技術を使用して、宇宙からの超高エネルギー宇宙線（UHECR）の最初の観測を行うことを目的としています。EUSO-SPB2は、ProbeofExtremeMulti-MessengerAstrophysics（POEMMA）やK-EUSOなど、将来の衛星ベースのミッション用の機器のプロトタイプを作成します。ペイロードは2つの望遠鏡で構成されます。1つは、将来の四肢下の超高エネルギー（E>10PeV）天体物理ニュートリノ観測の背景を定量化するために開発されているチェレンコフ望遠鏡（CT）であり、2つ目は、検出のために開発されている蛍光望遠鏡（FT）です。UHECR。FTは、シュミット望遠鏡と、積分時間が1.05マイクロ秒の6192ピクセルの紫外線カメラで構成されます。FTのデータ取得プロセスの最初のステップは、記録するデータを決定するためのハードウェアレベルのトリガーです。検出可能なUHECRによって誘発される広範囲の空気シャワー（EAS）の数を最大化するために、検出器の複雑さと制限に基づいて、新しいトリガーアルゴリズムが開発されました。トリガーの期待されるパフォーマンスはシミュレーションによって特徴付けられており、ハードウェアの検証が行われるまで、EUSO-SPB2は光学技術によるUHECRの最初の近宇宙観測を試みるのに適した位置にあることを示しています。
シリコンベースの血小板THzコルゲートホーンの設計、不確かさの分析および測定
| Title |
Design,_Uncertainty_Analysis_and_Measurement_of_a_Silicon-based_Platelet_THz_Corrugated_Horn |
| Authors |
Jie_Hu,_Wei-Tao_Lv,_Hao-tian_Zhu,_Zheng_Lou,_Dong_Liu,_Jiang-Qiao_Ding,_Sheng-Cai_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00608 |
血小板コルゲートホーンは、大きなコルゲートホーンアレイへの拡張性のための有望な技術です。この論文では、帯域全体でサイドローブが低い（<-30dB）機能を備えた広帯域170〜320GHzプレートレットコルゲートホーンの設計、製造、測定、および不確実性分析について説明します。また、血小板の軸方向のずれを初めて分析するための正確で普遍的な方法を提案します。これは、ベッセル関数のグラフ加法定理を使用して得られた軸外の円形導波管の不連続性に対する閉形式の解を使用したモードマッチング（MM）法に基づいています。製造で導入された不確実性は、モンテカルロ法を使用して定量的に分析されています。分析は、波形ホーンの交差偏波が軸方向のずれによって大幅に低下することを示しています。これは、THz帯域で製造されたプレートレットコルゲートホーンの設計された交差偏波と測定された交差偏波の間の不一致をよく説明しています。この方法を使用して、他のTHzコルゲートホーンに必要な製造公差を決定し、天文観測のためのコルゲートホーンの影響を評価できます。
MATISSEによる干渉計キャリブレータの直径の改善
| Title |
Improving_the_diameters_of_interferometric_calibrators_with_MATISSE |
| Authors |
S._Robbe-Dubois,_P._Cruzal\`ebes,_Ph._Berio,_A._Meilland,_R.-G._Petrov,_F._Allouche,_D._Salabert,_C._Paladini,_A._Matter,_F._Millour,_S._Lagarde,_B._Lopez,_L._Burtscher,_W._Jaffe,_J._Hron,_I._Percheron,_R._van_Boekel,_G._Weigelt,_and_Ph._Stee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00747 |
恒星干渉法で観測量を較正するために使用される星の角直径についての十分な知識が基本です。巨星の利用可能な精度は必要なパーセントレベルよりも悪いため、さまざまな機器構成でMATISSE（MultipleAperTuremid-InfraredSpectroScopicExperiment）データを使用して、多くの直径の知識を向上させることを目指しています。観測可能な二乗可視性MATISSEを使用して、角直径値を計算します。これにより、均一なディスクの強度分布を想定して、最適な曲線が保証されます。伝達関数は波長によって異なり、機器の構成ごとに異なることを考慮に入れています。直径の不確かさは、残差ブートストラップ法を使用して推定されます。Lバンドの低スペクトル分解能モードを使用して、中赤外線恒星直径およびフラックス編集カタログで選択された、直径が約1〜3masの範囲の35個の潜在的なキャリブレータのセットを観察しました。0.6％から4.1％の範囲で、直径の推定値の精度に到達します。2泊にわたる可視性における伝達関数の安定性の研究は、私たちの結果に自信を持っています。さらに、キャリブレーターリストに最初に存在する75Virという1つの星を特定しますが、この方法では収束せず、連星であることがわかります。これにより、MATISSEで得られた天体物理学的結果の品質を向上させるために私たちの方法が実際に必要であり、「不良キャリブレータ」検出の有用なツールとして使用できるという結論に至ります。
白色矮星KIC8626021の変動を分析するための新しい手法の調査
天文データの収集で一般的であるように、信号はしばしばノイズによって支配されます。ただし、光度曲線のFTを実行する場合、データを再ビニングすると、低周波数での信号対雑音比（SNR）を向上させることができます。ケプラー宇宙望遠鏡から収集したデータを使用して、データを3回順次リビニングし、白色矮星KIC8626021の低周波数（<17microHz）変動のSNR改善を調査しました。これにより、約5.8microHzでのSNRが大幅に改善されることがわかりました。プロセスであり、この周波数はKIC8626021の回転に関連していると仮定します。
モード結合解析を使用した太陽の地表近くの流れのイメージング
ノーマルモード結合の手法は、太陽の非軸対称現象を地震で画像化するための強力なツールです。ここでは、デカルト近似でモード結合を適用して、太陽の地表近くの安定した流れを調べます。ソーラーダイナミクス天文台に搭載された日震学および磁気イメージャーから得られたドップラーキューブを使用して、モード結合測定で反転を実行し、表面近くの超粒状長さスケール（$\sim$30Mm）で得られた発散および放射状渦度マップが非常に比較されることを示しますLocalCorrelationTrackingメソッドを使用して取得したものとよく一致します。ピアソン相関係数は、発散流の場合は$\geq$0.9であるのに対し、半径方向の渦度の場合は$\geq$0.8が得られます。
対流オーバーシュートと太陽モデリング問題による局所加熱
| Title |
Local_heating_due_to_convective_overshooting_and_the_solar_modelling_problem |
| Authors |
Baraffe_I,_Constantino_T,_Clarke_J,_Le_Saux_A,_Goffrey_T,_Guillet_T,_Pratt_J,_Vlaykov_D._G |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00200 |
太陽のようなモデルにおける対流の最近の流体力学的シミュレーションは、対流エンベロープの境界での浸透性対流がオーバーシュート層の熱バックグラウンドを変更することを示唆しています。これらの結果に基づいて、太陽モデルの対流境界より下の温度勾配を変更するための簡単な処方を1次元の恒星進化コードに実装します。この単純な処方は、流体力学的シミュレーションで見られる動作、つまり対流境界より下の温度勾配の局所的な加熱と平滑化を定性的に再現します。オーバーシュート層に局所加熱を導入することで、太陽モデルと日震学から推測される太陽の構造との間で通常報告される音速の不一致を減らすことができることを示します。また、密度、エントロピー、音速など、対流層の重要な量にも影響します。これらの効果は、太陽モデルとLedoux判別式の地震インバージョンに基づく観測された制約との間の不一致を減らすのに役立つ可能性があります。オーバーシュートと局所加熱による混合は同じ対流浸透プロセスの結果であるため、この作業の目標は、より一貫したアプローチのために両方のプロセスを検討するようにソーラーモデラーを招待することです。
長周期変光星の周期と年齢の関係について
経験的証拠は、長周期変光星（LPV）の期間と年齢の関係の存在を示唆しています。しかし、この特性はこれまで理論的な理由でほとんど研究されていません。最近の非線形脈動計算の結果を用いて、周期と年齢の関係を調べることを目指しています。等時線モデルを理論周期と組み合わせて、ミラを含む基本モードLPVパルセータの周期-年齢平面での分布をシミュレートし、銀河系およびマゼラン雲クラスターでのLPVの観測と比較します。観測と一致して、モデルは、恒星の構造と進化の形成における質量の支配的な役割のために、基本的なモード期間が年齢の増加とともに減少することを予測しています。与えられた年齢で、周期分布は無視できない幅を示し、若いCが豊富な星を除いて、短い周期に偏っています。その結果、OリッチモデルとCリッチモデルの期間と年齢の関係は異なる傾きを持つと予測されます。OリッチモデルとCリッチモデルの両方について、基本モード期間の関数として年齢と初期質量を表す最適な関係を導き出します。この研究は、統計的根拠に基づいて、OリッチまたはCリッチの特定のタイプのLPVの集団を研究するための期間と年齢の関係の力を確認しています。その際、選択バイアスが発生しやすいミラに研究を限定するのではなく、主に基本モードで脈動する半規則型変光星を含めることをお勧めします。一方、個々のLPVを研究するために関係を使用するには、任意の年齢で予測される期間分布のばらつきを考慮すると、より注意が必要です。
フレアリング（AR11283）および非フレアリング（AR12194）コロナループの温度分析
| Title |
Temperature_Analysis_of_Flaring_(AR11283)_and_non-Flaring_(AR12194)_Coronal_Loops |
| Authors |
Narges_Fathalian,_Seyedeh_Somayeh_Hosseini_Rad,_Nasibeh_Alipour,_and_Hossein_Safari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00214 |
ここでは、大気イメージングアセンブリ（AIA）/ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）によって記録された6つの極紫外線（EUV）チャネルで撮影された画像から抽出されたループを使用して、フレアおよび非フレアの冠状ループの温度構造を研究します。2011年9月6日の22：10UTから23：00UTまでのX2.1クラスフレアアクティブ領域（AR11283）のループのデータを使用します。2014年10月26日の08：00：00UTから09：00：00UTまでの非フレアアクティブ領域（AR12194）。空間合成されたガウスDEMフォワードフィッティング法を使用して、ループの各ストリップのピーク温度を計算します。。Lomb-Scargle法を適用して、各ストリップの温度系列の振動周期を計算します。フレアループの温度振動の周期は、7分から28.4分の範囲です。これらの温度振動は、低速モード振動に非常に近い振る舞いを示します。フレアリングループの温度振動は、横振動の少なくとも約10分前に開始され、横振動が終了した後も長期間続くことがわかります。温度振幅は、フレアループのフレア時間（20分中）に増加します。非フレアループで得られた温度の期間は8.5分から30分までの範囲ですが、フレアループ（1に近い）と比較して、それらの重要性は低くなっています（0.5未満）。したがって、非フレアループのストリップで検出された温度期間は、フレアループと比較して可能性が低く、おそらくそれらは単なる変動です。私たちの限定された観察に基づくと、フレアループの周期はより多様性を示し、それらの温度は非フレアループよりも変動範囲が広いようです。この点でより正確な解説には、より広範な統計調査とより広範な観察が必要です。
太陽と星におけるベリリウムの存在量：非局所的な熱力学的平衡効果の役割
| Title |
Abundance_of_beryllium_in_the_Sun_and_stars:_The_role_of_non-local_thermodynamic_equilibrium_effects |
| Authors |
S._Korotin,_A._Ku\v{c}inskas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00532 |
以前の研究では、局所的な熱力学的平衡（LTE）からの逸脱が、太陽大気および恒星大気でのBeII313nm共鳴線の形成にわずかな役割を果たしていることが示唆されています。原子データの最近の改善により、Beのより完全なモデル原子を構築し、これらの主張の妥当性をより最新の原子物理学を使用して再評価することができます。したがって、この研究の主な目標は、太陽大気および恒星大気におけるBeII313.04および313.11nmの共鳴線の形成における非局所熱力学的平衡（NLTE）効果の役割に再び焦点を当てることです。このために、最近利用可能になった新しい原子データを使用して、Beのモデル原子を構築しました。モデル原子には、BeIとBeIIの98レベルと383の放射遷移が含まれており、電子と水素との最新の衝突率を使用しています。これにより、1DNLTE太陽Beの存在量を決定し、BeII313nm共鳴線の形成におけるNLTE効果の役割を研究するために使用される最も完全なモデル原子になります。LTEからの逸脱は、太陽大気および恒星大気におけるBeII313nmラインの強度に大きな影響を与えることがわかります。太陽については、A（Be）_NLTE=1.32+/-0.05の1DNLTEBe存在量が得られました。これは、A（Be）=1.31+/-0.04の隕石値と非常によく一致しています。重要なのは、NLTE効果がFGKスターで重要になることです。さらに、有効温度と金属量による1DNLTE-LTEアバンダンス補正には顕著な変動があります。したがって、これまでの理解とは逆に、得られた結果は、NLTE効果が恒星大気でのBe線形成に重要な役割を果たし、特に金属の少ない星でのBe存在量研究で適切に考慮されなければならないことを示しています。
日震学データからの太陽対流の空間スペクトル：フロースケールと時間変動
| Title |
Spatial_Spectrum_of_Solar_Convection_from_Helioseismic_Data:_Flow_Scales_and_Time_Variations |
| Authors |
Alexander_V._Getling_and_Alexander_G._Kosovichev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00638 |
ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された日震学および磁気イメージャー（HMI）からの太陽振動データの時間距離地中流分析によって得られた地中流マップを使用して、深さ0〜19〜Mmの範囲の太陽対流のスペクトル特性を分析します。）2010年5月から2020年9月まで。結果は、深さとともに水平流スケールが超造粒から巨細胞スケールまで急速に増加することを明らかにし、超顆粒セルの動きを追跡することによって以前に検出された大規模な対流の証拠をサポートします表面上。対流の総電力は、太陽活動周期と相関しています。太陽極大期の間、総電力は浅い地下層で減少し、より深い層で増加します。
太陽コロナの地上観測のためのコンコルディア基地ドーム南極での空の明るさの評価
| Title |
Sky_brightness_evaluation_at_Concordia_Station_Dome_Antarctica_for_ground-based_observations_of_the_solar_corona |
| Authors |
Alessandro_Liberatore,_Gerardo_Capobianco,_Silvano_Fineschi,_Giuseppe_Massone,_Luca_Zangrilli,_Roberto_Susino,_Gianalfredo_Nicolini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00660 |
空の特性の評価は、多くの天体物理学実験や地上観測で基本的な役割を果たします。太陽物理学では、このような観測の主な要件は、非常に低い空の明るさの値、つまり、太陽円盤の明るさの100万分の1未満です。地上ベースの日食外コロナグラフ測定のこのような要件に一致する場所はほとんどありません。コロナグラフの候補地は、南極のドームC高原です。この論文では、夏のXXXIVとXXXVの間に、南極大陸（3300m）のドームCにあるイタリア-フランスコンコルディアステーションでの極度太陽コロナグラフィー南極プログラム実験（ESCAPE）によるドームCでの空の明るさ測定の最初の結果を示します。「イタリアのピアノNazionaleRicercheAntartiche」（PNRA）の遠征。空の明るさの測定は、内部で掩蔽された南極コロナグラフであるAntarctiCorを使用して実行されました。最適な大気条件では、ドームCの空の明るさは太陽円盤の明るさの100万から70万分の1のオーダーの値に達しました。
マルチインスツルメントSTIXマイクロフレア研究
| Title |
Multi-instrument_STIX_microflare_study |
| Authors |
J._Saqri,_A.M._Veronig,_A._Warmuth,_E.C.M._Dickson,_A.F._Battaglia,_T._Podladchikova,_H._Xiao,_M._Battaglia,_G.J._Hurford,_S._Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00712 |
2020年の試運転段階で、ソーラーオービター宇宙船に搭載されたX線イメージング用分光計/望遠鏡（STIX）は69個のマイクロフレアを観測しました。このセット（GOESクラスB2およびB6）からの2つの最も重要なイベントは、宇宙船および地球からディスク上で観測され、空間的、時間的、およびスペクトル特性の観点から分析されました。エネルギー放出と輸送に焦点を当てた詳細なマイクロフレアのケーススタディのために、さまざまな温度範囲でのイメージングとプラズマ診断を追加することにより、STIX機器からの観測をSDO/AIAおよびGOES軟X線データからのEUV画像で補完します。STIXデータのスペクトルフィッティングは、ここで研究された両方のマイクロフレアの明確な非熱放射を示しています。DEM再構成およびスペクトルフィッティングから推定されたプラズマパラメータは、STIXの非熱フィッティングパラメータと同様に、マイクロフレアに関する文献の値とほぼ一致します。観測されたノイパート効果と衝動的で段階的な段階は、この研究でカバーされた両方のイベントが標準的な彩層蒸発フレアシナリオと一致していることを示しています。2020年6月7日のB6イベントの場合、この解釈は、フレアリボンとループのDEMプロファイルに見られる時間発展によってさらにサポートされます。このイベントでは、加速された電子が必要な熱エネルギーを大まかに説明できることもわかりました。2020年6月6日のイベントは、STIXがGOESクラスB2イベントの非熱放出を検出できることを示していますが、それでもバックグラウンドレートレベルよりも小さいです。太陽フレアの詳細なマルチ機器研究がSTIXでどのように実行できるかを初めて示します。
DQタウバイナリシステムでの降着プロセス
星周円盤から原始星への大量降着は、星形成中の基本的なプロセスです。連星系に属する星の場合、どの成分が降着しているかを区別するのが難しいことが多いため、質量降着率の測定は特に困難です。DQ〜Tauは、ほぼ等質量の分光連星系で、15。8日ごとにコンポーネントが互いに軌道を回っています。このシステムは、パルス降着、つまり離心率軌道上の成分による降着の周期的変調を表示することが知られています。このシステムのどのコンポーネントが主な降着源であるかを決定することを目的として、DQ〜TauのマルチエポックESO/VLTX-Shooter観測を提示します。スペクトルの吸収線を使用して、2つの成分の視線速度を決定し、波長と時間の関数として連続ベールを測定します。観測されたスペクトルを非降着テンプレートに適合させて、光球と彩層の寄与を補正します。補正されたスペクトルでは、輝線のプロファイルを詳細に調べ、軌道位相の関数としてシステムの質量降着率を計算します。以前の調査結果に従って、ペリアストロンに近い降着の上昇を検出します。降着率は$10^{-8.5}$から$10^{-7.3}$Msun/年の間で変動することを測定します。輝線プロファイルは、両方の星が活発に降着しており、支配的な降着者が常に同じ成分であるとは限らず、いくつかの軌道で変化していることを示唆しています。
| Title |
The_landscape_of_massive_black-hole_spectroscopy_with_LISA_and_Einstein_Telescope |
| Authors |
Swetha_Bhagwat,_Costantino_Pacilio,_Enrico_Barausse,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00023 |
摂動されたブラックホールから放出される準ノーマルモード〜（QNM）スペクトルの測定〜（BH）-〜BH分光法としても知られています〜-は、強重力レジームにおける一般相対性理論の予測をテストする絶好の機会を提供します。将来のレーザー干渉宇宙アンテナ〜（LISA）ミッションの主要な科学的目的の1つである、大規模な連星ブラックホールリングダウンにおけるBH分光法の展望と精度を調査します。銀河とBHの合併の間の遅延、大規模なBH成長に対する超新星フィードバックの影響、および高赤方偏移BHシード（軽いシードと重いシード）の初期人口について、競合する処方を特徴とするさまざまな大規模なバイナリBH人口モデルをシミュレートします。これらのシナリオのそれぞれについて、フィッシャー行列解析を使用して、高精度BH分光法で予想されるイベントの平均数を計算します。重いシードのシナリオでは、LISAは${\calO}（0.1）\％$の相対的な不確実性の範囲内でドミナントモードの頻度を測定し、$1\％$の誤差内で少なくとも3つの独立したQNMパラメーターを推定することがわかります。最も楽観的なヘビーシードシナリオは、LISAの運用時間中に3つ以上のQNM量に対して$1\％$の測定可能性を持つ$\mathcal{O}（100）$イベントを生成します。一方、ライトシードシナリオでは、LISAの感度よりも高い周波数で鳴る、より軽い合併の残骸が生成されます。興味深いことに、ライトシードモデルはアインシュタイン望遠鏡の帯域での合併の一部を引き起こし、約数から10イベント/年で$\sim10\％$相対誤差で3つのQNMパラメータの測定を可能にします。ライトシードシナリオでのより正確なBH分光法では、deciHertz帯域で動作する機器が必要になります。
ブラックホール層位の存在は、観測的に厳密に証明されておらず、実際、そうすることは不可能かもしれません。ただし、代替案は、可能性のある地平線近くの構造を調査する重力波エコーの観測によって確立される可能性があります。これらのエコーは、地平線がなく、ライトリング内の部分的に反射する「壁」を特徴とするエキゾチックなコンパクトオブジェクトで生成されることが提案されています。エコーの特徴的な特徴は、ほぼ等間隔のスペクトル共鳴の組み合わせです。ほぼ真実ですが、この単純な図からの逸脱は、深刻な観測信号の損失につながる可能性があります。この論文では、エコーソーシングとジオメトリの最新の結果を使用して、このような微妙な点を探ります。次に、物理的に動機付けられたエコーモデルが、ローレンツスペクトル線の合計として作成され、地平線のフレーム周波数とキャビティのサイズの関数によってパラメータ化されます。私たちの最終的なスペクトルは、ブラックホールの質量とスピン、および地平線に近い物理学のUVスケールのみの関数です。次に、このモデルを、LIGO/Virgo、つまりGW190521で最も大きなリングダウン信号を伴う重力波イベントのエコーの検索に適用します。調査結果は、$E_{echoes}/E_{GR}=8.9\pm4.5\％$に等しい合併後のエコーの部分エネルギーの測定値として解釈されます。ここで、不確実性の範囲は90％の信頼できる領域を表します。この結果のロバスト性は、ノイズのバックグラウンドとシミュレートされた注入に対してテストされ、モデルの変更とデータ検索の変更を通じて信号が持続することがわかります。
GW190521：ブラックホールからの刺激されたホーキング放射の最初の測定
| Title |
GW190521:_First_Measurement_of_Stimulated_Hawking_Radiation_from_Black_Holes |
| Authors |
Jahed_Abedi,_Lu\'is_Felipe_Longo_Micchi,_Niayesh_Afshordi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00047 |
これまでに観測された中で最も大規模な連星ブラックホール合併イベントであるGW190521は、独自のクラスに属しています。この合併の非常に大きなリングダウンは、ブラックホールの地平線の量子構造のために提案された喫煙銃である重力波エコーを検索するための理想的な候補になります。ホーキング放射またはボルツマンエコーの誘導放出のテンプレートベースの検索と、モデルにとらわれないコヒーレントWaveBurst（cWB）検索の、2つの確立された独立したパイプラインを介してエコーの前例のない多面的な検索を実行します。合併による刺激されたホーキング放射は、プランキアンからの部分的な反射により、$\sim50$Hz（四重極重力放射の場合）の地平線モード周波数で合併後のエコーを引き起こし、$\sim1$秒の間隔で繰り返されると予想されます。地平線の量子構造。動的ネストサンプリングを使用した注意深い分析により、GW190521に続くこの信号に対して$7\pm2$（90％信頼水準）のベイズ証拠が得られ、重力波で$10^{+9}_{-7}\％$を超過します。メインイベントに関連する波のエネルギー。同様に、cWBの最初のエコーの再構成された波形は、$13^{+16}_{-7}\％$を超えるエネルギーを運びます。「どこでも効果」の影響を考慮して、cWBパイプラインを使用して誤検出確率のp値を$5.1\times10^{-3}$（または2.6$\sigma$）と推定します。合併後のエコーと空のメインイベントのローカリゼーションは決定的ではありません。刺激されたホーキング放射の現在の証拠は$5\sigma$のゴールドスタンダードに達していませんが、私たちの調査結果は、現在の検出器感度での刺激されたホーキング放射の期待と一致しています。したがって、次世代の重力波観測所は、ブラックホールの地平線の量子的性質について決定的な結論を引き出すことができます。
タヒチ火山島におけるアイソスタティックモデリング、鉛直運動速度変動および過去の地すべりの潜在的検出
| Title |
Isostatic_Modelling,_Vertical_Motion_Rate_Variation_and_Potential_Detection_of_Past-Landslide_in_the_Volcanic_Island_of_Tahiti |
| Authors |
Julien_Gargani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00196 |
プレート内火山島は、一定の垂直運動を伴う安定した起伏と見なされることが多く、相対的な海水準曲線の再構築に使用されます。この研究は、大きな地すべりが無視できないアイソスタティック調整を引き起こすことを示しています。地すべり後に発生した鉛直運動は、モデリング手法を使用して定量化されます。タヒチで15km<$T_e$<20kmの弾性厚さで、巨大な地滑りが80-110mの海岸線隆起を引き起こしたことを示します。理論的な事例では、0.2$km^3$の排水量を伴う地すべりで、1mの沿岸運動が発生し、相対的な海面の再構築に影響を与えることも明らかになっています。タヒチでは、過去6年間に0.1mm/年（0.25mm/年から0.15mm/年）の沈下率の変化が発生し、最小体積0.2$km^3$の地滑りによって説明できます。、$6\pm1$kyr前。
多層加圧ガスチェレンコフラジエーターを使用したフィールド化可能なミューオンスペクトロメータとその応用
| Title |
Fieldable_muon_spectrometer_using_multi-layer_pressurized_gas_Cherenkov_radiators_and_its_applications |
| Authors |
Junghyun_Bae_and_Stylianos_Chatzidakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00253 |
宇宙線ミューオンは、さまざまな用途で非従来型の放射線プローブと見なされてきました。工学アプリケーションで宇宙線ミューオンを利用するには、軌道と運動量という2つの重要な量を知る必要があります。ミューオンの軌道は、高い空間分解能の2つ折り検出器アレイを使用して簡単に再構築できます。しかし、ミューオンの運動量の正確な測定は、ソレノイド磁石などの大型で高価な分光計を配備せずに達成することは困難です。ここでは、多層加圧ガスチェレンコフラジエーターを使用してミューオン運動量を推定する新しい方法を提案します。これは正確で、持ち運び可能で、コンパクト（<1m3）であり、かさばる磁気分光計や飛行時間型分光計を必要とせずに、既存のミューオン検出器と簡単に組み合わせることができます。この結果は、新しいミューオン分光計が、0.1〜10.0GeV/cの運動量範囲で+-0.5GeV/cの分解能でミューオンの運動量を測定できるだけでなく、宇宙のミューオンスペクトルを高精度（〜90）で再構築できることを示しています。％）。
現代の観測制約下での中性子星のための信頼できるクォーク-核ハイブリッドEoS
| Title |
Reliable_quark-nuclear_hybrid_EoS_for_neutron_stars_under_modern_observational_constraints |
| Authors |
G.A._Contrera,_D._Blaschke,_J.P._Carlomagno,_A.G._Grunfeld_and_S._Liebing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00477 |
ハイブリッド中性子星（NS）物質の状態方程式（EoS）のファミリーを研究します。私たちのハイブリッドEoSは、$SU（2）_f$のNJLモデルの瞬間的な非局所バージョンに基づいており、ベクトル相互作用と、「DD2」によって記述されるハドロン物質相へのマクスウェル構築相転移を伴うクォーク物質（QM）を記述する色超伝導を備えています。排除体積と低バリオン密度の地殻を持つEoS。QM非局所モデルのフォームファクターは、クーロンゲージの格子QCD（LQCD）の結果に適合しました。NICERの制約とGW170817の潮汐変形性を同時に満たすには、閉じ込めを模倣する$\mu$依存のバッグ定数を考慮する必要があります。私たちの結果は、音速の漸近的な一定の振る舞いを示しています。これは、自由な場合のQCDからの推測値$1/3$を再現し、相互作用がオンの場合、0.4〜0.6の範囲のより大きな定数値を再現します。
\ textbf {k}空間全体における逆ストリーミング不安定性に対する量子電磁力学的効果
最近の研究[Bret、EPL\textbf{135}（2021）35001]では、量子電磁力学（QED）効果が2ストリームの不安定性について評価されました。これは、衝突のない逆流システムの流れに沿って方向付けられた波数ベクトルによる摂動の成長に関係します。ここで、解析は波数ベクトルのすべての可能な方向に拡張されます。2ストリーム不安定性の以前の結果が回復され、3D解析のフレームワーク内でも、この不安定性はQED効果を考慮しても基本的に1Dのままであることが証明されています。流れに垂直な波数ベクトルに見られる線維化の不安定性は、QED補正の影響をわずかに受けます。古典的な場合と同様に、その成長率は大きな$k_\perp$で飽和します。飽和値は、QED補正とは無関係に検出されます。また、最小の不安定な$k_\perp$は、QED補正とは無関係です。驚くべきことに、斜めの波数ベクトルに見られる不安定なモードは、同じパターンに\emph{ない}従います。一部の人にとって、QED修正は成長率を低下させます。しかし、他の人にとっては、同じ修正が代わりに成長率を増加させます。QED効果が非磁化システムで役割を果たす可能性が評価されます。指数関数的に成長するフィールドで振動する粒子によるガンマ放出から生じる対生成は、考慮されていません。
一次相転移（FOPT）は、標準模型（SM）を超えて物理学に遍在しています。最近、超過冷却で非常に強いFOPTを予測できるため、ツリーレベルのアクションに次元のあるパラメーターがないモデルが大きな注目を集めています。この論文では、そのような過冷却モデルの宇宙論的特徴を研究します。具体的なモデルとして、2つの実数スカラー$\phi$と$S$を追加したSMを検討します。これにより、Coleman-Weinbergメカニズムを介して電弱対称性の破れを実現できます。追加のスカラー$S$の1つは、アクションの$Z_2^{}$対称性により、自然にDarkMatter（DM）候補になる可能性があります。このモデルのFOPTを研究し、重力波（GW）信号と$S$の熱的残存粒子量を計算します。その結果、（i）一部のモデルパラメータでは、GWのピーク振幅が周波数$f\sim10^{-3}〜$Hz付近で$\sim10^{-10}$に達する可能性があることがわかりました。（ii）スカラー混合結合$\lambda_{\phiS}^{}$は、FOPTとDMの両方の熱的残存粒子を実現するために、$0.8\lesssim\lambda_{\phiS}^{}\lesssim1$に制限されます。
相対論的カウリング近似を採用して、熱進化中の中性子星からの重力波周波数を調べます。特に、超流動性と超伝導性がなければ直接ウルカ（急速冷却プロセス）が機能しない中性子星モデルに焦点を当てます。このようなモデルの場合、冷却曲線は状態方程式（EOS）と中性子星の質量にほとんど依存しませんが、重力波周波数は両方の特性に強く依存することを示しています。次に、基本圧力モードと第1圧力モードの周波数に恒星の質量を掛けたものが、EOSとはほとんど関係なく恒星のコンパクトさの関数としてうまく表現されていることがわかります。また、熱進化の後期における第1重力モードの周波数は、恒星のコンパクト性と強く相関していることがわかります。さらに、核飽和パラメータの関数として、中性子星内の直接ウルカの開始のしきい値質量を推定する実験式を導き出します。この公式は、直接的なウルカが中性子星の内部で発生する（または機能しない）ことが観察的に判明した場合、中性子星の特性に制約を与えます。
超高速ポジティブエネルギーワープドライブ
超光速で時間のような観測者を輸送することができる時空のソリトンは、一般相対性理論の弱い、強い、そして支配的なエネルギー条件の違反と長い間結びついてきました。この傾向は最近、純粋に正のエネルギー密度によって供給されている間に超光速移動が可能なソリトンソリューションを特定する新しいアプローチによって打ち破られました。これは、弱いエネルギー条件を満たす超光速ソリトンの最初の例であり、従来の物理学に根ざした超光速メカニズムの議論を再開します。この記事は、最近の発見と文献におけるその文脈を要約しています。支配的なエネルギー条件、地平線、および作成メカニズムの識別など、自律超光速旅行への残りの課題についても説明します。
QCDアクシオン暗黒物質に対するペッチェイ・クイン対称性の破れの宇宙論的効果
| Title |
Cosmological_effects_of_Peccei-Quinn_symmetry_breaking_on_QCD_axion_dark_matter |
| Authors |
Kwang_Sik_Jeong,_Kohei_Matsukawa,_Shota_Nakagawa,_and_Fuminobu_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00681 |
QCDアクシオン暗黒物質に対する明示的なペッチェイクイン破壊の宇宙論的効果を研究します。中性子電気双極子測定の実験的限界を満たす小さなペッチェイ・クイン破壊でも、初期位置に応じてアクシオンの存在量が大幅に減少または増加することがわかります。アクシオンが最初に間違った真空の周りで振動し始め、非摂動QCD効果のために偽の真空が消えるまでそこに閉じ込められた場合、その存在量は大幅に増加し、最初に指摘されたように減衰定数$f_a$とは無関係です。[JHEP06（2016）150]。このように、トラップ機構によって生成されたアクシオンは、恒星の冷却の議論のために崩壊定数が下限に近い場合でも、暗黒物質を説明することができます。一方、アクシオンが低エネルギー真空に近い潜在的な最小値の周りで振動し始めると、断熱抑制メカニズムのためにその存在量が大幅に減少します。これにより、アクシオンウィンドウの上限が$f_a$の大きな値に緩和されます。また、軸方向の等曲率摂動がペッチェイ・クイン破壊項によってどのように影響を受けるかについても説明し、両方のレジームで抑制できることを示します。特に、インフレスケールの等曲率は、従来のシナリオと比較して、$f_a\lesssim10^{11}{\rmGeV}$で何桁も緩和されます。
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo O3データを使用した、孤立した中性子星からの連続重力波の全天検索
| Title |
All-sky_search_for_continuous_gravitational_waves_from_isolated_neutron_stars_using_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo_O3_data |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_H._Abe,_F._Acernese,_K._Ackley,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._K._Adkins,_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,_R._A._Alfaidi,_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,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_S._Appert,_S._K._Apple,_K._Arai,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_M._Arogeti,_S._M._Aronson,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._Assis_de_Souza_Melo,_S._M._Aston,_et_al._(1610_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00697 |
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器の3回目の観測データを使用して、回転軸を中心に非対称の中性子星を回転させることによって生成できる連続重力波の全天探索の結果を示します。4つの異なる分析方法を使用して、10〜2048Hzの重力波周波数帯域と$-10^{-8}$から$10^{-9}$Hz/sの1次導関数を検索します。4つの検索のいずれによっても、統計的に有意な周期的な重力波信号は観測されません。その結果、重力波ひずみ振幅$h_0$の上限が計算されます。最良の上限は100〜200Hzの周波数範囲で得られ、95\％の信頼水準で${\sim}1.1\times10^{-25}$です。$1.10\times10^{-25}$の最小上限は、周波数111.5Hzで達成されます。また、連続的な重力波信号を発生させる可能性のある、近くの惑星および小惑星の質量の原始ブラックホールの速度と存在量に制約を課します。
