大規模ニュートリノの宇宙ニュートリノ背景（C$\nu$B）異方性は、大規模構造形成のユニークなプローブです。赤方偏移距離の測定値は、電磁放射と比較して、大規模なニュートリノでは完全に異なります。大規模なニュートリノのC$\nu$B異方性は、比較的高い$k$モードによってシードされた重力ポテンシャルの非相対論的運動に応答して成長します。ウォームダークマター（WDM）とコールドダークマター（CDM）の宇宙論における大規模構造形成の初期段階の違いは、ピークとなる角度パワースペクトルへの寄与に対するC$\nu$B異方性の大きさに影響を与えます。高い$k$モードで。2keVのステライルニュートリノで構成されるWDMの例を取り上げ、0.05eVニュートリノのC$\nu$B異方性が、CDMと比較した角度パワースペクトルの高$l$多重極モーメントで低下することを示します。CMBでバリオン音響振動を観測できるのと同じ角度スケールで、C$\nu$B異方性はWDMとCDMの宇宙論の違いに敏感になり始めます。C$\nu$Bニュートリノスカイマップでの高$l$多極子の正確な測定は、非相対論的で有意な量子液体増幅を示すスピン分極原子トリチウム超流動の薄膜ターゲットを用いたPTOLEMY実験の潜在的な可能性です。遺物ニュートリノ捕獲。
選択の効果-相関と射影によって引き起こされるクラスター質量測定バイアスの物語
| Title |
The_effect_of_selection_--_a_tale_of_cluster_mass_measurement_bias_induced_by_correlation_and_projection |
| Authors |
Yuanyuan_Zhang,_James_Annis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02167 |
ダークエネルギーサーベイによる銀河団を使用した宇宙論分析は、最近、弱いレンズ効果の質量推定に影響を与える、これまで知られていなかった選択効果の問題を明らかにしました。この手紙では、Illustris-TNGシミュレーションを使用して、銀河の数を選択すると、異なる観測量間の投影と相関のために選択効果が誘導されることを示します。暗黒物質ハローの弱いレンズ効果のような予測質量推定を計算し、それらの予測サブハロカウントを調べます。2次元投影空間では、真理よりも質量が大きいと測定されたハローは、サブハロ数が多くなります。したがって、視線に沿った投影は、クラスターの質量測定偏差と相関するクラスターオブザーバブルを作成します。これにより、この相関オブザーバブルによってクラスターが選択されると、質量測定バイアスが作成されます。バイアスは、観測可能な質量測定の相関関係を使用して、フォワードモデルで予測されることを示します。
128383（2004 JW52）は、通常の木星のトロヤ群小惑星です。
木星のトロヤ群の小惑星128383（2004JW52）は、その動的クラスと一致しない光学色を持っていることが最近報告されました。新しいアーカイブの観察は、これが当てはまらないことを示しています。これは、関連する調査カタログの色が信頼できると見なされる前に、小惑星の点像分布関数（PSF）が調査画像の背景恒星時ソースの点広がり関数と混合される可能性を常に除外する必要があることを思い出させてくれます。
パーキンス赤外線エキソサテライト調査（PINES）I。調査の概要、削減パイプライン、および初期の結果
| Title |
The_Perkins_INfrared_Exosatellite_Survey_(PINES)_I._Survey_Overview,_Reduction_Pipeline,_and_Early_Results |
| Authors |
Patrick_Tamburo,_Philip_S._Muirhead,_Allison_M._McCarthy,_Murdock_Hart,_David_Gracia,_Johanna_M._Vos,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Jacqueline_Faherty,_Christopher_Theissen,_Eric_Agol,_Julie_N._Skinner,_Sheila_Sagear |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01794 |
PerkinsINfraredExosatelliteSurvey（PINES）について説明します。これは、分光学的に確認されたほぼ400個のL型およびT型の矮星のサンプルの周りの短周期通過惑星および衛星の近赤外測光検索です。PINESは、アリゾナ州アンダーソンメサにあるボストン大学の1.8mパーキンス望遠鏡天文台で行われます。予想される通過検出の数を最適化するように設計された調査の観測戦略について説明し、PINES観測を実行するためのカスタム自動観測手順について説明します。PINES画像から光度曲線を作成するために使用されるソフトウェアである$\texttt{PINESAnalysisToolkit}$（$\texttt{PAT}$）の手順について詳しく説明します。可降水量の変化による二次絶滅の観測への影響を評価し、この影響の大きさがマウナケア天文台の$\textit{J}$バンドで最小化されていることを発見しました。WASP-2bと既知の可変褐色矮星のトランジットの回復を通じて$\texttt{PAT}$の有効性を示し、それを使用して新しい可変L/T遷移対象であるT2矮星WISEJ045746.08を識別します。-020719.2。調査の測定された測光精度について報告し、それを使用して通過検出感度を推定します。明るさの中央値のターゲットでは、2.5$R_\oplus$以上の惑星の検出に敏感であることがわかります。PINESは、ホスト質量の減少に伴うサブネプチューンサイズの惑星の発生の増加がLおよびTドワーフ体制に続くかどうかをテストします。
DESTINY +のミッションデザイン：アクティブ小惑星（3200）ファエトンと複数の小天体に向けて
| Title |
Mission_Design_of_DESTINY+:_Toward_Active_Asteroid_(3200)_Phaethon_and_Multiple_Small_Bodies |
| Authors |
Naoya_Ozaki,_Takayuki_Yamamoto,_Ferran_Gonzalez-Franquesa,_Roger_Gutierrez-Ramon,_Nishanth_Pushparaj,_Takuya_Chikazawa,_Diogene_Alessandro_Dei_Tos,_Onur_\c{C}elik,_Nicola_Marmo,_Yasuhiro_Kawakatsu,_Tomoko_Arai,_Kazutaka_Nishiyama,_Takeshi_Takashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01933 |
DESTINY+は、ふたご座流星群の親体（3200）ファエトンで飛行する、今後のJAXAイプシロン中級ミッションです。これは、低推力推進システムを使用して、静止トランスファ軌道から深宇宙に脱出する世界初の宇宙船になります。そうすることで、DESTINY+は、高効率のイオンエンジンシステム、軽量のソーラーアレイパネル、高度な小惑星フライバイ観測機器など、多くの技術を実証します。これらのデモンストレーションは、JAXAが想定している低コストで高頻度の宇宙探査計画への道を開くでしょう。ファエトンのフライバイ観測に続いて、DESTINY+はその拡張ミッションとして追加の小惑星を訪問します。ミッションの設計は、3つのフェーズに分けられます。渦巻き状のアポジレイズフェーズ、地球から脱出するためのマルチルナーフライバイフェーズ、惑星間および小惑星フライバイフェーズです。主な課題には、運用上の制約の下での多回転低推力スパイラルフェーズの最適化が含まれます。マルチボディ環境でのマルチルナフライバイシーケンスの設計。地球の重力アシストを介して接続された複数の小惑星フライバイの設計。このホワイトペーパーでは、これらの複雑な問題に取り組むための斬新で実用的なアプローチを示し、大規模な予算とミッションの制約の中で見られる実行可能なソリューションを紹介します。それらの中で、ベースラインソリューションが示され、詳細に説明されています。DESTINY+は、2年間、イオンエンジンで遠地点を上げ、続いて4つの月の重力アシスト、小惑星（3200）ファエトンと（155140）2005UDのフライバイを行います。最後に、スパイラルフェーズと小惑星フライバイフェーズの飛行運用計画について詳しく説明します。
PLATYPOSによる太陽系外惑星の光蒸発質量損失の推定
PLATYPOS（PLAneTarYPhOtoevaporationSimulator）を開発しました。これは、地球のような岩のコアの上に水素-ヘリウムエンベロープがある近接惑星の惑星の光蒸発質量損失計算を実行するPythonコードです。PLATYPOSは、物理パラメータとモデルパラメータを入力として使用して、大気の質量損失を計算し、それを使用して、惑星の熱冷却とそれに続く半径の変化も考慮に入れて、時間の経過に伴う惑星の半径の変化を計算します。特に、時間の経過とともにさまざまな恒星活動の進化トラックを実装します。私たちのセットアップでは、惑星がその大気のかなりの部分を保持できるのか、それとも完全に蒸発して、裸の岩のコアだけを残すことができるのかを予測することができます。ユーザーは、関心のある星-惑星系に関する情報を提供します。これには、惑星とホストの星のパラメーター、および星の回転、したがって活動の進化が含まれます。さらに、蒸発質量損失率の推定に関するいくつかの詳細を選択できます。これには、高エネルギー光子の有効吸収断面積、蒸発効率、および流体力学的脱出モデルが含まれます。
自己重力ディスクで断片化を引き起こすバイナリコンパニオン
| Title |
Binary_companions_triggering_fragmentation_in_self-gravitating_discs |
| Authors |
James_Cadman,_Cassandra_Hall,_Cl\'emence_Fontanive,_Ken_Rice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02032 |
（$<1$AU）の巨大惑星と褐色矮星（$M\gtrsim7$M$_{\rmJup}$）の近くでホストしているシステムの観測では、連星のコンパニオンが過剰であることがわかり、恒星の多重度が重要な役割を果たす可能性があることを示していますそれらの形成における役割。現在、これらの物体のいくつかが重力的に不安定な円盤の断片化によって形成された可能性があるという証拠が増えています。連星系の3D平滑化粒子流体力学（SPH）シミュレーションのスイートを提示します。これには、放射輸送の現実的な近似が含まれ、断片化を引き起こす可能性のある構成のコンパニオンの軌道パラメーター空間を広範囲に調査します。中間分離のバイナリコンパニオン（$100$AU$\lesssima\lesssim400$AU）によって、わずかに安定したディスクが断片化する可能性がある「スイートスポット」を特定します。理想的なバイナリ分離の正確な範囲は、コンパニオンの離心率、傾き、および質量の関数です。加熱は効率的な冷却によってバランスが取られ、断片化はコンパニオンによって駆動されるスパイラルモード内で発生します。質量ストリッピングとディスク加熱が不安定性を抑えるため、短い分離、ディスク貫通バイナリエンカウンター（$a\lesssim100$AU）は断片化を妨げます。これは、軌道離心率が高いバイナリコンパニオンにも当てはまります（$e\gtrsim0.75$）。ワイドセパレーションコンパニオン（$a\gtrsim500$AU）は、ここで検討するセットアップパラメーターのディスクプロパティにほとんど影響を与えません。見つかったスイートスポットは、巨大惑星や褐色矮星で過剰な接近を示すバイナリ分離の範囲と一致しています。したがって、バイナリコンパニオンによってトリガーされる断片化がこれらの亜恒星天体の形成に寄与する可能性があることをお勧めします。
なんでここが暑いの？惑星固有の自己無撞着大気モデルを使用したホットジュピターの$ \ textit {Spitzer} $熱放射観測における人口傾向の調査
| Title |
Why_is_it_So_Hot_in_Here?_Exploring_Population_Trends_in_$\textit{Spitzer}$_Thermal_Emission_Observations_of_Hot_Jupiters_using_Planet-Specific_Self-Consistent_Atmospheric_Models |
| Authors |
Jayesh_M_Goyal,_Nikole_K_Lewis,_Hannah_R_Wakeford,_Ryan_J_MacDonald_and_Nathan_J_Mayne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02086 |
現在、数十の太陽系外惑星の大気からの熱放射が観測されており、人口レベルの特性評価への入り口が開かれています。ここでは、34人の人口にわたる$\textit{Spitzer}$IRACチャネル1（3.6$\mum$）およびチャネル2（4.5$\mum$）の測光日食深度（ED）で観測された傾向の理論的説明を提供します。ホットジュピター。さまざまな再循環係数、金属性、C/O比にまたがる、惑星固有の自己無撞着な大気モデルを適用して、ホットジュピター集団全体の$\textit{Spitzer}$二次日食観測の情報コンテンツを調査します。ほとんどのホットジュピターは、$\textit{Spitzer}$の観測だけからの黒体と矛盾していることを示しています。ホットジュピターの大部分は、昼間と夜間の間の低エネルギー再分配と一致していることを示しています（効率的な再循環で予想されるよりも高温の昼間）。また、高い平衡温度の惑星（T$_{eq}$$\ge$1800K）は、低温の惑星と比較して非効率的な再循環に有利であることがわかります。私たちの惑星固有のモデルは、現在のデータ精度で金属量とC/O比の明確な人口傾向を明らかにしていませんが、サンプルサイズの59％以上がC/O比$\leq$1と一致しており、35％は全範囲と一致（0.35$\leq$C/O$\leq$1.5）。また、サンプルのほとんどの惑星で、3.6および4.5$\mum$モデルEDが観測されたEDの$\pm$1$\sigma$内にあることもわかりました。興味深いことに、私たちのグリッドで最も高温の大気モデル（最低の再循環）によって予測されたよりも大きな熱放射を示すホットジュピターはほとんどありません。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡を使用したホットジュピターからの熱放射の将来の分光観測は、スペクトル分解能、範囲、およびデータ精度が向上した化学組成の人口傾向を確実に特定するために必要です。
| Title |
New_Perspectives_on_the_Exoplanet_Radius_Gap_from_a_Mathematica_Tool_and_Visualized_Water_Equation_of_State |
| Authors |
Li_Zeng,_Stein_B._Jacobsen,_Eugenia_Hyung,_Amit_Levi,_Chantanelle_Nava,_James_Kirk,_Caroline_Piaulet,_Gaia_Lacedelli,_Dimitar_D._Sasselov,_Michail_I._Petaev,_Sarah_T._Stewart,_Munazza_K._Alam,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Mario_Damasso,_and_David_W._Latham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02125 |
ケプラーとTESSのミッションで得られた最近の天文観測と、それに関連する地上での追跡調査により、地球と海王星の中間のサイズの太陽系外惑星が豊富にあることが明らかになりました。惑星の発生率が低いことは、太陽系外惑星の半径のギャップまたは半径の谷として知られている、地球の約2倍のサイズで確認されています。多次元パラメータ空間で外惑星データを操作する機能を備えて開発されたMathematicaプロットツールを使用し、温度密度で視覚化された水の状態方程式を使用して、質量半径図でこのギャップのジオメトリを調査します。グラフとエントロピー-圧力グラフ。半径の谷は、より小さな、主に岩石の惑星と、宇宙の氷（水、アンモニア、メタン）やガス状のエンベロープを含むより大きな組成の多様性を示すより大きな惑星との間の組成の違いによって説明できることを示します。特に、より大きな惑星の中で、惑星平衡温度の観点から見た場合、高温の惑星は、有意なガス状エンベロープのない氷が支配的な組成と一致し、一方、低温の惑星は、さまざまな量のガス状エンベロープを含む、より多様な組成を持っています。
TESS観測に基づく大きな半径の不確実性を伴う膨張した太陽系外惑星のパラメータの改良について
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）から提供された公開データを使用して、10の既知の太陽系外惑星システムを再検討しました。この研究で提示されたサンプルは、膨張した半径とそれらの惑星の半径に関する大きな報告された不確実性を備えた、短期間の通過する太陽系外惑星で構成されています。これらの値を正確に決定することは、正確な進化モデルを開発し、これらのシステムの膨張メカニズムを理解するために重要です。惑星の半径の測定を評価することを目的として、通過イベント中に測定できる量である惑星と星の半径の比率を利用しました。得られた各ターゲットの通過光度曲線をトレンド除去モデルと通過モデルに適合させます。さらに、マルコフ連鎖モンテカルロアプローチに基づくemceeを使用して、対象の各システムパラメーターの最適な事後分布を評価しました。WASP-140bの惑星半径を約12％改良し、報告された非対称半径の不確実性を約86％と67％より正確に導き出しました。また、WASP-120bの軌道パラメータを2$\sigma$改良しました。さらに、ハイケイデンスTESSデータセットを使用して、太陽系外惑星WASP-93bの惑星半径に関する文献の不一致を解決することができました。私たちのサンプルの他のすべての太陽系外惑星については、（ほぼ）放牧システムの惑星半径が文献でわずかに過大評価されているという暫定的な傾向がありますが、惑星半径の推定と軌道パラメータは、宇宙からの独立した観測で確認されました、TESSと地上観測が全体的によく一致していることを示しています。
古典的なオブジェクトの合体と惑星系の形成のためのアルゴリズム
アイザックニュートンは、2番目の法則を導き出したときに、中央差分アルゴリズム（Eur。Phys。J.Plus（2020）135：267）を策定しました。このアルゴリズムは、さまざまな名前（"Verlet、leap-frog、..."）で、物理学と化学の複雑なシステムのシミュレーションで最もよく使用されるアルゴリズムであり、天体物理学にも適用されます。彼の離散ダイナミクスは、時間の可逆性、シンプレクティシティ、運動量、角運動量、エネルギーの保存を伴う、連続した空間と時間の正確な分析ダイナミクスと同じ品質を持っています。ここでは、衝突時のオブジェクトの融合を含むようにアルゴリズムが拡張されています。拡張アルゴリズムは、惑星系の出現時に天体の自己組織化を取得するために使用されます。12の惑星系の出現が得られます。このシステムは、2つの「惑星」が衝突した場合や、惑星がその太陽に飲み込まれた場合でも、非常に長い間安定しています。
STARFORGEシミュレーションにおけるクラスターアセンブリと質量分離の起源
| Title |
Cluster_assembly_and_the_origin_of_mass_segregation_in_the_STARFORGE_simulations |
| Authors |
D\'avid_Guszejnov,_Carleen_Markey,_Stella_S._R._Offner,_Michael_Y._Grudi\'c,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Anna_L._Rosen,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01781 |
星は密集したクラスター環境で形成され、新しく形成された星からのフィードバックが最終的にガスを放出し、星形成を終了し、1つ以上の星団を残します。STARFORGEシミュレーションを使用すると、ガス放射と磁場を明示的に進化させ、個々の低質量星の形成を追跡しながら、このプロセス全体を分子雲内で初めてシミュレートすることが可能になります。個々の星形成サイトが融合して、ガスを降着させながら、さらに大きな構造を形成していることがわかります。したがって、クラスターは一連の合併によって組み立てられます。クラスターの組み立てプロセス中に、星のごく一部がクラスターから放出されます。放出された星の種族の質量分布とクラスター内の星の質量分布の間に有意差は見られません。クラスターの構成要素である星形成サイトは、中心に1つまたはいくつかの巨大な星が集まって大量に分離された状態から始まります。それらがマージするとき、新しく形成されたクラスターはこの機能を維持し、それら自体が中央に凝縮されることなく、質量分離された下部構造を持つようにします。クラスターは、動的な相互作用によって一元化された構成に緩和されますが、フィードバックによってクラスターから残りのガスが排出されるまで、このプロセスは終了しません。その後、ガスのないクラスターは束縛されなくなり、崩壊します。乱流運転と周期的な雲の形状により、クラスター化を大幅に減らし、ガスの排出を防ぐことができます。一方、初期の面密度と乱流のレベルは、星形成の歴史が大きく異なるにもかかわらず、クラスターの進化に定性的な影響をほとんど与えません。
赤方偏移したメタノール吸収が高質量星形成領域の落下運動を追跡する
| Title |
Redshifted_methanol_absorption_tracing_infall_motions_of_high-mass_star_formation_regions |
| Authors |
W._J._Yang,_K._M._Menten,_A._Y._Yang,_F._Wyrowski,_Y._Gong,_S._P._Ellingsen,_C._Henkel,_X._Chen,_Y._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01792 |
重力崩壊は、高質量星形成における最も重要なプロセスの1つです。古典的な青い歪んだプロファイルと比較して、連続放出に対する赤方偏移吸収は、高質量星形成領域内の内向きの動きを検出するためのより信頼性の高い方法です。メタノール遷移を使用して、高質量星形成領域内の落下運動を追跡できるかどうかをテストすることを目的としています。Effelsberg-100m、IRAM-30m、およびAPEX-12m望遠鏡を使用して、2つのよく知られた崩壊する高密度の塊W31C（G10.6-0.4）およびW3（OH）への37および16のメタノール遷移の観測を実行しました。）、赤方偏移吸収機能または逆P-Cygniプロファイルを検索します。赤方偏移した吸収は、それぞれW31CおよびW3（OH）への14および11のメタノール遷移で観察されます。単純な2層モデルから適合した落下速度は、他のトレーサーから得られた以前に報告された値と一致し、赤方偏移したメタノール吸収が高質量星形成領域内の落下運動の信頼できるトレーサーであることを示唆しています。私たちの観測は、大規模な内向きの動きの存在を示しており、大量の落下率はおおよそ$\gtrsim$10$^{-3}$$M_{\odot}$yr$^{-1}$と推定されます。グローバルな階層的崩壊と凝集供給シナリオをサポートします。明るい連続体源と、吸収の強化につながるメタノール遷移の過冷却の助けを借りて、赤方偏移したメタノール吸収は、明るいH{\scriptsizeII}領域をホストする高質量星形成領域内の落下運動を追跡できます。
非軸対称ウォブリングディスクにおける局所暗黒物質密度の推定
| Title |
Estimating_the_local_dark_matter_density_in_a_non-axisymmetric_wobbling_disc |
| Authors |
S._Sivertsson,_J._I._Read,_H._Silverwood,_P._F._de_Salas,_K._Malhan,_A._Widmark,_C._F._P._Laporte,_S._Garbari_and_K._Freese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01822 |
太陽の近くの暗黒物質の密度は、実験室で暗黒物質の粒子を探す実験や、ミルキーウェイの暗黒物質ハローの局所的な形状を制限するために重要です。これまでの推定では、通常、天の川の恒星円盤は軸対称であり、定常状態にあると想定されていました。しかし、天の川銀河の円盤はどちらでもなく、顕著な渦巻腕と棒、そして垂直方向と放射状の振動を示しています。天の川銀河の2つの異なるN体シミュレーションに自由形式の定常状態のジーンズ法を適用することにより、局所的な暗黒物質密度の決定に対するこれらの仮定の影響を評価します。1つは、銀河系が、仮定されたガイア-ソーセージ-エンケラドゥスに似た、古代の大規模な合併を経験したことです。他方では、銀河は、射手座のような矮小銀河の繰り返しの通過とゆっくりとした合併によって、より最近に動揺しています。シミュレーションデータから局所的な暗黒物質密度を正しく抽出する能力に対する、ジーンズ-ポアソン方程式の各項の影響を評価します。文献で採用されている一般的な近似（軸対称性と局所的に平坦な回転曲線）は、ディスク面から約2kpcの回復面密度で、最大で最大1.5倍の重大な系統誤差につながる可能性があり、次数1の局所暗黒物質密度。ただし、モデルに傾斜項と回転曲線項を追加すると、ディスクのバリオン面密度の現実的な20％の不確実性について、95％の信頼区間内の真の値と一致する偏りのない推定値が得られます。他の項（軸傾斜、2：ndポアソン、および時間依存項）は、局所的な暗黒物質密度（現在のデータが与えられた場合）に10％未満しか寄与せず、今のところ安全に無視できます。将来、より多くのデータが利用可能になると、これらの用語を分析に含める必要があります。
星間雲の水のオルト対パラ比
| Title |
The_ortho-to-para_ratio_of_water_in_interstellar_clouds |
| Authors |
A._Faure,_P._Hily-Blant,_C._Rist,_G._Pineau_des_For\^ets,_A._Matthews_and_D._R._Flower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02068 |
星間水の核スピン化学は、グルノーブルアルペス大学天体化学ネットワーク（UGAN）を使用して調査されます。このネットワークには、炭素、窒素、酸素、硫黄の水素化物のさまざまな核スピン状態、およびそれらの重水素化形態が関与する反応が含まれます。核スピン選択規則は、最大7つの陽子が関与する反応のスクランブリング仮説内で実装されます。気相水および水イオン（H$_2$O$^+$およびH$_3$O$^+$）の存在量およびオルト対パラ比（OPR）は、代表的な定常状態で計算されます。暗い分子雲の、そして星前のコアの重力崩壊の初期段階の間。このモデルには、分子の粒子への凍結、単純な粒子表面化学、宇宙線による氷の直接脱着が組み込まれています。予測されるOPRは、熱値と統計値の両方から大幅に逸脱し、$\sim$30〜K未満の温度とは無関係であることがわかります。H$_2$OのOPRは、H$_2$のスピン状態に応じて、1.5から2.6の間にあることが示され、比較的高い絶滅を伴う半透明の雲で得られた値とよく一致しています。星の崩壊前の計算では、H$_2$OのOPRは、深刻な枯渇のある地域で統計値3に達することが示されています（$n_{\rmH}>10^7$〜cm$^{-3}$）。低水OPR（$\lesssim2.5$）は気相イオン中性化学と一致しており、OPR（H$_2）\lesssim1$のガスを反映していると結論付けます。最後に、原始惑星系円盤と彗星で利用可能なOPR測定について説明します。
円盤銀河の半径方向加速度に対する外部場効果の数値解法
| Title |
Numerical_Solutions_of_the_External_Field_Effect_on_the_Radial_Acceleration_in_Disk_Galaxies |
| Authors |
Kyu-Hyun_Chae,_Mordehai_Milgrom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02109 |
MOND（修正ニュートン力学）ベースの理論では、強い等価原理（SEP）は一般的に特異体質的に破られ、「外部場効果（EFE）」の作用で現れます。自己重力システムの内部ダイナミクスは、システムが自由に落下する一定の外部磁場の影響を受けます。円盤銀河では、宇宙の大規模構造によるEFEが反りを引き起こし、回転速度を変える可能性があります。MONDの非線形性のため、特に傾斜した外部フィールド内のディスクが3次元ジオメトリを定義するため、この重要な効果の解析式を導出することは困難です。ここでは、円盤銀河の宮本長井モデルを使用して、MONDの2つの非相対論的ラグランジアン理論である「水生-ラグランジアン」理論（AQUAL）と「準線形MOND」（QUMOND）でEFEを数値的に研究します。特に、外部場がディスクシステムの回転曲線の準平坦部分をどの程度変更するかを調査します。QUMONDの結果はQUMONDで公開されている数値結果とよく一致していますが、AQUALは公開されているAQUALの結果よりも弱いEFEを予測していることがわかります。ただし、AQUALは依然としてQUMONDよりも強いEFEを予測しており、これは現在の理論上の不確実性を示しています。また、回転曲線の立ち上がり部分、つまり内側の部分でのMOND予測が、ディスクの厚さに大きく依存しているが、固定銀河モデルのもっともらしい外部フィールドには弱く依存していることも示しています。最後に、外側の部分の結果を、改善された近似分析式として要約します。外側と内側の部分の結果は、観測された回転曲線を解釈するのに役立ちます。
リアルなキロノヴァを間近で
| Title |
Realistic_Kilonova_Up_Close |
| Authors |
Alexandra_Ruth_Stewart,_Li-Ta_Lo,_Oleg_Korobkin,_Irina_Sagert,_Julien_Loiseau,_Hyun_Lim,_Mark_Alexander_Kaltenborn,_Christopher_Michael_Mauney,_Jonah_Maxwell_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01865 |
中性子星合体は、最もエネルギッシュな観測された現象のいくつかを生み出す宇宙の大惨事です：短いガンマ線バースト、重力波信号、およびキロノバ。後者は、破壊された中性子星の中性子に富む噴出物が減圧を受けるときに合成される放射性核種によって動力を与えられる光学的過渡現象です。合併後の降着円盤風のシミュレーションからのデータを使用して、この減圧段階をモデル化します。現実的な核加熱を伴うSmoothedParticleHydrodynamicsを使用して、最初は数千kmから数十億kmまでの複数のスケールにわたる拡張をモデル化します。次に、近くの観測者に表示されるキロノバの噴出物のリアルな画像をレンダリングします。最先端の降着円盤シミュレーション、原子核物理学、原子物理学からの入力を使用してこのような可視化が実行されるのはこれが初めてです。モデルのボリュームレンダリングは、物理的な不透明度に基づいて不透明度伝達関数を計算します。これは、噴出物の中性子の豊富さの不均一性によって大幅に変化します。温度や電子の割合などの他の物理量は、独立した色伝達関数を使用して視覚化できます。視覚化プロセス中に発生したParaViewアプリケーションのいくつかの問題について説明し、将来の改善に使用できるソリューションと回避策について説明します。
中性子星クラストの弾性力によって維持される磁場
| Title |
Magnetic_field_sustained_by_the_elastic_force_in_neutron_star_crusts |
| Authors |
Yasufumi_Kojima,_Shota_Kisaka_and_Kotaro_Fujisawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01881 |
中性子星クラストの磁気弾性平衡と弾性力によって蓄積された磁気エネルギーを調べます。ローレンツ力によって駆動されるソレノイド運動は、磁力によって制御できるため、磁場の強さと形状の条件はそれほど制限されません。平衡モデルの場合、非回転部分は支配的な重力と圧力によってバランスが取られるため、磁力のマイナーソレノイド部分は弱い弾性力によってバランスが取られます。したがって、ポロイダルまたはトロイダル成分に関係なく、強い磁場が内部に閉じ込められる可能性があります。最大せん断ひずみで軸対称モデルを数値計算し、通常の表面双極子場の強さ（$<10）でも、磁気エネルギー$>10^{46}$ergを地殻に蓄積できることを発見しました。^{13}$G）。磁気エネルギーは弾性エネルギーをはるかに上回っています（$10^{44}-10^{45}$erg）。せん断応力の空間分布は、弾性構造が表面近くで破壊される可能性が高いことを明らかにしました。特に、臨界位置は表面から100m未満の深さに高度に局在化しています。
双子を見つける：ほぼ等しい質量の成分を持つ合体する連星ブラックホールの集団の証拠
| Title |
Find_the_twins:_Evidence_for_a_population_of_coalescing_binary_black_holes_with_nearly_equal-mass_components |
| Authors |
Yin-Jie_Li,_Yuan-Zhu_Wang,_Shao-Peng_Tang,_Qiang_Yuan,_Yi-Zhong_Fan,_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01905 |
合体連星ブラックホール（BBH）システムは、おそらくいくつかのチャネルで形成されており、それらの識別は困難な作業です。以前、人々は$\sim34M_\odot$の質量で、主要コンポーネントのべき乗則の質量関数に重ね合わされた明確なガウスのようなピークがあることを発見しました。この作業では、洗練された\textsc{べき乗則+ピーク}一次質量分布モデルを使用して、\textsc{Peak}を支配する等質量バイナリをはるかに優先するBBHの母集団を初めて特定します。。これらのBBHには、$\beta={8.56^{+3.08}_{-5.62}}$、または$\sigma_{\rmm}=3.14^{+4.99}_{-1.76}との対関数があります。M_{\odot}$、ここで$\sigma_{\rmm}$は、$m_1-m_2$の分布の幅（つまり、と一次質量と二次質量の差）を表します。\textsc{べき法則}のBBHは、$\beta={-0.11^{+2.48}_{-1.55}}$とのはるかにフラットな対関数を持っています。これらのパラメータ範囲はすべて、90\％の信頼性で報告されます。私たちの発見は、総質量が$\sim55M_\odot$を超えるBBHの質量比が高いことを特徴とする、化学的に均質な進化チャネルを示している可能性があります。私たちのシミュレーションで示されているように、GWTC-3サンプルを数倍に増やすと、大規模なBBHの高い$q$人口の存在が正式に確立されます。
複数のタイプのガンマ線源からのエネルギー依存時間遅延の観測からのLIVに関する最初の複合研究-パートI.H.E.S.S.、MAGIC、およびVERITASデータセットのシミュレーションによる動機付け、方法の説明、および検証
| Title |
First_Combined_Study_on_LIV_from_Observations_of_Energy-dependent_Time_Delays_from_Multiple-type_Gamma-ray_Sources_--_Part_I._Motivation,_Method_Description_and_Validation_through_Simulations_of_H.E.S.S.,_MAGIC_and_VERITAS_Datasets |
| Authors |
J._Bolmont,_S._Caroff,_M._Gaug,_A._Gent,_A._Jacholkowska,_D._Kerszberg,_C._Levy,_T._Lin,_M._Martinez,_L._Nogues,_A._N._Otte,_C._Perennes,_M._Ronco,_T._Terzi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02087 |
ガンマ線天文学は、量子重力理論を定式化するいくつかの試みで得られた、真空中の光子の修正分散関係（MDR）をテストするための主要な実験方法の1つになりました。使用中のMDRは、エネルギーに依存し、赤方偏移の何らかの機能に続いて距離とともに増加する時間遅延を意味します。一時的な、または変動する、遠くて非常にエネルギーの高いソースを使用することで、この現象に関連するエネルギースケールに厳しい制限を設定することができます。これは通常、プランクエネルギーのオーダーであると考えられていますが、MDRの存在に関する確固たる結論です。関連する伝播効果は、依然として大量の発生源の分析を必要とします。テラエレクトロンボルトエネルギーでのMDR検索に可能な最大のソースのサンプルを収集するために、H.E.S.S.、MAGIC、およびVERITASのコラボレーションは、関連するすべてのデータを組み合わせて量子重力エネルギースケールを制約する共同タスクフォースを制定しました。現在の記事では、データを組み合わせて共通の限界を提供するために使用される尤度法を詳細に説明し、ガンマ線バースト、3つのフレア活動銀河核および2つのパルサーの記録されたデータセットのシミュレーションを通じてテストしました。統計的および体系的なエラーが評価され、妨害パラメータとして尤度に含まれます。さらに、タイムラグの距離依存性に関する2つの異なる形式の比較が初めて実行されます。2番目の記事では、後で説明するように、このメソッドは3つの実験からのすべての関連データに適用されます。
可能な最大の中性子星（NS）質量を決定することは、超高密度物質の状態方程式（EoS）に制限を課します。低質量X線連星のNSの質量は、連星の傾きと質量比の両方に独立した制約が課せられている場合、連星の質量関数から決定できます。日食システムでは、それらは全体の持続時間によって関係します。EXO0748-676は、コンパニオンの照射面からの恒星輝線を使用して推定された連星質量関数を備えた、日食のNS低質量X線連星です。したがって、NS質量は質量比の関数として知られています。ここでは、アーカイブXMM-Newtonデータを利用して、いくつかのエネルギーバンドで日食をモデル化します。エネルギーに依存する日食を説明するには、コンパニオンスターを取り巻く吸収物質の狭い領域が必要であることがわかります。したがって、コンパニオンがその外層のアブレーションを経験している可能性があり、システムがセアカゴケグモに移行する可能性があることをお勧めします。フィットは、質量比$q=0.222^{+0.07}_{-0.08}$と傾き$i=76.5\pm^{1.4}_{1.1}$を返します。これらを、静止中のH$_\alpha$放出のドップラーマッピング分析から導出された以前に測定された$410\pm5$km/sの視線速度と組み合わせると、たとえラインは、物理的に可能な限りNSから離れており、ハードEoSを優先します。より現実的な放出点になると、推定質量が増加します。ただし、バーストと静止の両方で観測された他の輝線から導出された視線速度値を考慮すると、$\sim1.4M_\odot$の正規NS質量が可能です。
SORA：ステラ掩蔽の削減と分析
| Title |
SORA:_Stellar_Occultation_Reduction_and_Analysis |
| Authors |
A._R._Gomes-J\'unior,_B._E._Morgado,_G._Benedetti-Rossi,_R._C._Boufleur,_F._L._Rommel,_M._V._Banda-Huarca,_Y._Kilic,_F._Braga-Ribas,_B._Sicardy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01799 |
恒星食技術は、宇宙船によるその場観測に匹敵する、掩蔽体のサイズ、形状、位置天文学などを決定する際に競争力のある精度を提供します。LSSTから期待される既知の太陽系オブジェクトの数の増加、ガイアなどの高精度の位置天文カタログ、および天体暦の改善により、掩蔽観測はより一般的になり、各観測のコード数が多くなります。ビッグデータ時代の文脈で、私たちは、恒星食データを効率的に削減および分析するためのオープンソースのPythonライブラリであるSORAを開発しました。これには、そのようなイベントの予測から太陽系小天体のサイズ、形状、および位置の決定までのルーチンが含まれています。
M17複合体に関連する電波が静かなHII領域における新しい大規模接触ツインバイナリ
| Title |
New_Massive_Contacting_Twin_Binary_in_a_Radio-quiet_HII_Region_Associated_with_the_M17_Complex |
| Authors |
Jia_Yin,_Zhiwei_Chen,_Yongqiang_Yao,_Jian_Chen,_Bin_Li,_and_Zhibo_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01884 |
アーリーBの星は、電波が静かに見えるHII領域を作成する可能性があります。M17複合体の電波が静かなHII領域G014.645--00.606に関連する新しい初期B星の同定を報告します。比率が静かなHII領域G014.645--00.606は、3つの無線が静かなWISEHII領域の候補に隣接しています（Andersonetal.2014）。MAGPIS20cm調査の感度が約1〜2mJyであることを考えると、電波が静かなHII領域の電離源はB1Vより遅くなると予想されます。GAIAEDR3の視差が、同じ領域内の22GHzH$_2$Oメーザーソースの視差と一致する場合、星が最初に選択されました。大質量星の固有の$g-r$色は、B型星からO型星にほとんど変化しないため、ZTF測光カタログから作成された色-マグニチュード図を使用して、大質量星の候補を選択しました。5つの星は、色と大きさの図の領域にあり、赤くなった質量のある星か、より質量の小さい主系列星の進化後の星のいずれかが一般的に見られます。5つの星のうち3つ、ソース1、2、および3は、3つのIRバブルの空洞にあり、3つのIRバブルの周囲で拡張H$\alpha$放射が検出されます。ソース1、2、および3は、電波が静かな領域G014.645--00.606に関連する初期B星の候補であることをお勧めします。特に、ソース1は0。825日という短い期間のEWタイプの食変光星であり、ソース2は0。919日の短い期間を持つEAタイプの食変光星です。2つのバイナリシステムの物理パラメータは、PHOEBEモデルを介して導出されています。ソース1はT〜23,500Kの2つの星の双子のバイナリであり、ソース2にはより高温の成分（T〜20,100K）とより低温の成分（T〜15,500K）が含まれています。ソース1の$O-C$値は減少傾向を示しており、ソースの期間が減少していることを示しています。ソース1は、接触する初期Bツインバイナリである可能性が高く、物質移動によって軌道が縮小する可能性があります。
太陽磁場の開放が遅いため、宇宙線の変動が黒点数に遅れをとっている
| Title |
Cosmic_Ray_Variation_Lags_behind_Sunspot_Number_due_to_the_Late_Opening_of_Solar_Magnetic_Field |
| Authors |
Yuming_Wang_and_Jingnan_Guo_and_Gang_Li_and_Elias_Roussos_and_Junwei_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01908 |
宇宙で宇宙飛行士の重大な健康問題を引き起こす可能性のある非常にエネルギーの高い粒子である銀河宇宙線（GCR）は、太陽活動によって変調され、その強度は太陽黒点数（SSN）の変動よりも約1年遅れています。以前は、この遅れは、外向きに対流する太陽風と内向きに伝播するGCRの結果に起因していました。ただし、ラグの振幅とその太陽周期依存性はまだ完全には理解されていません（例：Ross＆Chaplin2019）。太陽表面磁場を調査することにより、太陽圏磁場の源、すなわち太陽の開放磁束は、太陽風とともに太陽圏に対流する前にすでにSSNに遅れをとっており、奇数サイクル中の遅延は連続する偶数サイクル中のそれよりも長くなります。したがって、太陽風の対流と太陽圏での粒子輸送も重要であるが、GCRの遅れは主にSSNに関して太陽磁場の開放が非常に遅いためであると提案する。さらに、太陽のさまざまな緯度からの開放フラックスの起源を調査し、コロナ質量放出が頻繁に発生し、奇数-偶数の周期的パターンを示す低緯度からの開放フラックスの合計が大きく寄与していることを発見しました。私たちの調査結果は、既存の理論に異議を唱え、有人深宇宙探査ミッションの長期予測放射線量推定の物理的基礎として役立つ可能性があります。
M14（NGC 6402）の新しい測光研究：水平分枝以降の解釈
| Title |
A_new_photometric_study_of_M14_(NGC_6402):_An_interpretation_of_the_Horizontal_Branch_and_beyond |
| Authors |
M._A._Yepez,_A._Arellano_Ferro,_D._Deras,_I._Bustos_Fierro,_S._Muneer,_K.-P._Schr\"oder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02160 |
球状星団M14のCCD$VI$測光研究を紹介します。変光星には特に注意が払われています。これにより、新しい分類とクラスターメンバーシップの考慮が可能になりました。新しい変数が報告されます。3RRc、18SR、1SXPhe。RRLyrae光度曲線のフーリエ分解により、[Fe/H]$_{\rmZW}=-1.3\pm0.2$の平均クラスター金属量が得られます。いくつかの独立した方法では、平均距離が$9.36\pm0.16$kpcになります。クラスターメンバーによって概説された色-マグニチュード図は、等時線とゼロエイジ水平分岐の理論的予測とのマッチングを可能にしました。これらの観測への適合は、上記の距離と金属量とよく一致しています。M14のOosterhoffタイプはOo-intとして確認されており、HB上のRRLyrae星の脈動モード分布は、不安定帯の二峰性領域がRRab星とRRc星によって共有されていることを示しています。Heフラッシュイベント後のRGBでの質量損失をモデル化することにより、コア質量0.48$M_{\odot}$と総質量0.52-0.55$M_{\を使用して、HBの青い尾を表すことができました。odot}$。MSの0.84$M_{\odot}$の前駆星は、クラスターの以前の年齢決定と一致して、約12.5GyrsでHBに到達します。M14のII型ケフェイド変光星は、これらの星の非常に薄い低質量の水素とヘリウムの殻とそれらの微小なエンベロープの燃焼を含む複雑なプロセスによって駆動される、HB後の進化の産物として解釈される可能性があります。M14が銀河系外起源であることを支持する証拠は見つかりませんでした。
| Title |
The_Nobel_prizes_in_physics_for_astrophysics_and_gravitation_and_the_Nobel_prize_for_black_holes:_Past,_present,_and_future |
| Authors |
Jos\'e_P._S._Lemos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14346 |
ノーベル物理学賞の創設以来、天体物理学と重力のノーベル賞を分析し、2020年のブラックホール賞を強調しています。さらに、天体物理学と重力で賞を受賞した可能性のある名前についてコメントし、ブラックホール物理学と天体物理学に卓越した貢献をした個人に注目します。天体物理学と重力の研究分野について、後者に重点を置いて推測します。これは、将来ノーベル賞を受賞することで検討できます。
エントロピー力宇宙論モデルの熱力学的一貫性を分析します。私たちの分析は、ハッブル半径の任意の累乗による一般化されたエントロピースケーリングに基づいています。面積に比例するベッケンシュタイン-ホーキングエントロピー、および体積に比例する非加法の$S_{\delta=3/2}$-エントロピーは特定のケースです。主流の宇宙論の真剣な代替案として採用されるためにエントロピー力宇宙論によって解決されるべきポイントの1つは、どのエントロピーと温度が使用されなければならないかを指摘する物理的原理を提供することです。熱力学のLegendre構造が維持されることを要求することにより、宇宙の地平線の温度を決定します。ハッブルスクリーンの代替エントロピーと温度を最適化するための適切な制約を提供することにより、利用可能な超新星データに関して熱力学的に一貫したエントロピー力モデルのパフォーマンスを比較します。私たちの結果は、温度がホーキングのものとは異なることを示しています。
コンパクトオブジェクトの光子球の周りの光の非発散偏向
コンパクトオブジェクト内の安定した光子球（PS）の位置は、ブラックホールの影の内側の境界などのエッジであるとは限らないのに対し、不安定なPSの位置は、特にシュワルツシルトブラックホール。静的球対称（SSS）時空に最も外側の安定したPSが存在する場合、時空は漸近的に平坦ではありません。安定したPSの周りを移動する光子に対して、非発散のたわみが発生しますが、不安定な光子球を持つSSSコンパクトオブジェクトのほとんどで対数発散の振る舞いが現れることが知られています。非発散の理由は、光子がレンズ物体から離れた光源から放出される（または受信機に到達する）場合、安定したPSのすぐ近くで光子の接近が禁止されるためです。有限のギャップサイズは、レンズからのレシーバーとソースの距離、およびレンズのパラメーターによって異なります。光の穏やかな偏向角は、アークサイン関数で近似できます。ワイル重力のSSSソリューションのクラスは、安定した外側PSの近くでの非発散たわみを例示します。
| Title |
Proto-neutron_star_evolution_with_improved_charged-current_neutrino-nucleon_interactions |
| Authors |
A_Pascal_(LUTH_(UMR\_8102)),_J_Novak_(LUTH_(UMR\_8102)),_M_Oertel_(LUTH_(UMR\_8102)) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01955 |
球対称の新しい数値コードを使用し、準静的近似を使用して、プロト中性子星のケルビンヘルムホルツ冷却相のシミュレーションを実行します。中性子崩壊や修正ウルカ過程を含む荷電電流ニュートリノ核子反応のフルセットを、ランダム位相近似による核相関を含めるためのエネルギー依存の数値表現とともに初めて使用します。さらに、混合長理論では対流運動が考慮されます。ニュートリノ-核子反応速度を計算するための仮定を変えるとき、冷却時間スケール、ニュートリノ信号、およびニュートリノ駆動風の組成に対する支配的な影響は、対流運動の包含から来ることを示します。平均場アプローチと比較して、ランダム位相近似内の核相関の計算は、比較的小さな影響しか与えません。
パラティーニの重力エネルギー-運動量擬テンソルとメートル法$ f（R）$重力
$f（R）$重力へのパラティーニアプローチとメートル法アプローチの両方で、重力エネルギー-運動量擬テンソル$\tau^\mu_{\phantom{\mu}\nu}$を導出します。次に、関連する宇宙論的重力エネルギー密度を取得します。平坦なフリードマン-ルマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー時空を考慮すると、物質と重力のエネルギー密度複合体はメートル法では消滅しますが、パラティーニ形式では消滅しません。この機能は、2つのアプローチを物理的に区別するために関連している可能性があります。
地平線上の宇宙定数問題
量子宇宙定数の問題を再検討し、零点エネルギーのdSホライズンが果たす重要な役割を強調します。FLRWハッブル半径に匹敵するゼロ点エネルギーのdS地平線を持つのに十分明るいフィールドが、ダークエネルギーの主な原因であると主張します。一方、重い場の零点エネルギーは、サブハッブルスケールで非線形性を発達させ、暗黒エネルギーに寄与することはできません。私たちの提案は、現在のバックグラウンド光子温度に匹敵する質量を持つ（最も軽い）ニュートリノというフィールドが存在することに注目することで、新旧両方の宇宙定数問題の簡単な解決策を提供します。ダークエネルギーとダークマターの性質はこの提案で統一されており、ライトフィールドのゼロポイントエネルギーがダークエネルギーのソースであり、ダークマターはヘビーフィールドのゼロポイントエネルギーによって供給されます。この提案は、宇宙の初期および後期の膨張履歴における暗黒エネルギーの複数の過渡期間を予測し、$H_0$張力問題を解決できる現在のハッブル膨張率のより高い値をもたらします。
無線周波数範囲での超軽量スカラー暗黒物質の境界の改善
| Title |
Improved_bounds_on_ultralight_scalar_dark_matter_in_the_radio-frequency_range |
| Authors |
Oleg_Tretiak_(1,2),_Xue_Zhang_(1,2),_Nataniel_L._Figueroa_(1,2),_Dionysios_Antypas_(1,2),_Andrea_Brogna_(1),_Abhishek_Banerjee_(3),_Gilad_Perez_(3),_Dmitry_Budker_(1,2,4)((1)_Johannes_Gutenberg-Universit\"at_Mainz,_Germany,_(2)_Helmholtz-Institut,_GSI_Helmholtzzentrum_f\"ur_Schwerionenforschung,_Mainz,_Germany,_(3)_Department_of_Particle_Physics_and_Astrophysics,_Weizmann_Institute_of_Science,_Rehovot,_Israel,_(4)_Department_of_Physics,_University_of_California,_Berkeley,_California,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02042 |
超軽量暗黒物質（UDM）のモデル内で発生する可能性のある、$20$〜kHz〜$100$MHzの範囲の基本定数振動の検索を示します。2つの独立した、大幅にアップグレードされた光学分光装置を使用して、以前の作業と比較して、検索で最大$\times$1000高い感度を達成します。UDMの観測は報告されていないため、調査したUDM粒子の質量範囲$8\cdot10^{-11}-4\cdot10^{-7}$eV内の電子と光子へのそれぞれの結合を制限します。制約は以前に設定された境界を大幅に超えており、私たちが示すように、将来の実験では、後者によってプローブされたUDMカップリングの組み合わせに関する特定のケースでの等価原理実験によって提供される制約を超える可能性があります。
非ユークリッドニュートン理論と呼ばれる非ユークリッドトポロジーで定義されるニュートン理論の拡張を構築して、一般相対性理論の非相対論的限界によって取得できるようにすることは、逆反応問題の研究における重要なステップです。宇宙論の分野であり、構造形成に対するグローバルトポロジーの影響を研究するための強力なツールとなる可能性があります。ガリレイ多様体の概念に基づいて、そのような理論の正確な数学的定義を与えた後、ニュートン-カルタン方程式の最小限の修正を使用して、トポロジーの球形または双曲線クラスの2つのそのような拡張を提案します。しかし今のところ、私たちは一般相対性理論からこの修正を正当化しようとはしていません。最初の命題は、ゼロ以外の宇宙論的逆反応を特徴としていますが、重力電磁気トロイダルの存在とN体計算を実行できないため、この理論をニュートンのような理論として解釈することは困難です。2番目の命題は、逆反応がなく、N体計算が可能であり、重力磁気が現れないことを特徴としています。一般相対性理論からの正当化がない場合、この非ユークリッドニュートン理論が考慮されるべきものであり、N体シミュレーションを介して構造形成に対するトポロジーの影響を研究するために使用できると主張します。この目的のために、$\mathcal{S}^3$で質点重力場を与えます。
太陽風強制の不確実性が極冠ポテンシャル飽和を説明する
| Title |
Uncertainty_in_solar_wind_forcing_explains_polar_cap_potential_saturation |
| Authors |
Nithin_Sivadas,_David_Sibeck,_Varsha_Subramanyan,_Maria-Theresia_Walach,_Kyle_Murphy_and_Alexa_Halford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02137 |
極端な宇宙天気イベントは、強い太陽風電場の間隔の間に発生します。不思議なことに、これらの間隔の間、極冠指数のような地球の応答の測定値へのそれらの影響は、予想されるほど高くありません。理論家はこの飽和効果について多くの説明を提唱しましたが、コンセンサスはありません。ここでは、飽和は、特に測定時間における太陽風測定の不確実性によって作成された単なる知覚であることを示しています。不確実性を修正すると、極端な宇宙天気イベントが以前に考えられていたよりも約300％大きな影響を引き出すことが明らかになります。さらに、相関研究に関連する驚くほど一般的な結果を示しています。測定時間の不確かさにより、システムの線形応答が非線形として認識される可能性があります。
