Thu 6 Jan 22 19:00:00 GMT -- Fri 7 Jan 22 19:00:00 GMT

1つの銀河を持つ宇宙論？

Title	Cosmology_with_one_galaxy?
Authors	Francisco_Villaescusa-Navarro,_Jupiter_Ding,_Shy_Genel,_Stephanie_Tonnesen,_Valentina_La_Torre,_David_N._Spergel,_Romain_Teyssier,_Yin_Li,_Caroline_Heneka,_Pablo_Lemos,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Daisuke_Nagai,_Mark_Vogelsberger
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02202

銀河は、恒星の質量、ガスの金属量、星形成率など、多くの内部特性によって特徴付けることができます。個々の銀河とそのホストである暗黒物質ハローの内部特性に含まれる宇宙論的および天体物理学的情報の量を定量化します。私たちは、CAMELSプロジェクトのさまざまな宇宙論と天体物理学モデルを使用した2,000の最先端の流体力学的シミュレーションから数十万の銀河を使用してニューラルネットワークをトレーニングし、宇宙論的および天体物理学的パラメーターの値について可能性のない推論を実行します。単一の銀河の内部特性を知ることで、モデルは固定の$\Omega_{\rmb}$で$\sim10\％$の精度で$\Omega_{\rmm}$の値を推測できることがわかります。、$\sigma_8$に制約を設定することはできません。私たちの結果は、あらゆるタイプの銀河、中央または衛星、大規模または矮星、すべての赤方偏移$z\leq3$に当てはまり、CAMELSでモデル化された天体物理学の不確実性を組み込んでいます。ただし、2つの考慮されたモデルが銀河の特性に刻印する大きな本質的な違いのため、私たちのモデルはサブグリッド物理学の変化に対してロバストではありません。$\Omega_{\rmm}$の値を決定するために、星の質量、星の金属量、および最大円速度が最も重要な銀河の特性の1つであることがわかります。$\Omega_{\rmm}$、または潜在的に$\Omega_{\rmb}/\Omega_{\rmm}$の値の変化が暗黒物質に影響を与えることを考慮して、結果を説明できると信じています。銀河の物質含有量。その効果は、銀河のプロセスによって引き起こされたものに銀河の特性の明確な特徴を残します。私たちの結果は、銀河の特性をホストする低次元の多様体が、宇宙論と天体物理学の間の密接な直接的なつながりを提供することを示唆しています。

CMB調査によるインフレーションと銀河磁場の起源の証拠の発見

Title	Finding_Evidence_for_Inflation_and_the_Origin_of_Galactic_Magnetic_Fields_with_CMB_Surveys
Authors	Sayan_Mandal,_Neelima_Sehgal,_Toshiya_Namikawa
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02204

銀河で観測された$\mu\mathrm{G}$磁場の起源は不明です。有望なシナリオの1つは、インフレーション中に生成された、Mpcスケールで0.1$\mathrm{nG}$を超える磁場が、構造形成中に銀河の$\mu\mathrm{G}$強度に断熱的に圧縮されたことです。したがって、再結合直後にMpcスケールで$0.1\、\mathrm{nG}$を超えるスケール不変の原始磁場（PMF）を検出すると、銀河磁場のインフレーション起源を示します。これはまた、インフレーションメカニズムのみがMpcスケールでそのような強力なスケール不変の磁場を生成できるため、インフレーションが発生したという説得力のある証拠を提供します。対照的に、スケール不変のPMF強度を$0.1\、\mathrm{nG}$未満に制限することは、そのような弱いPMFを断熱圧縮によって十分に増幅して強度を生成できないため、インフレシナリオが主要な原因ではないことを意味します。今日私たちが観測している銀河系のフィールド。将来のCMB調査による異方性複屈折の測定により、MpcスケールのインフレPMFに対する感度が桁違いに向上し、特にCMB-HDによって上限が$0.072\、\mathrmに低下することがわかりました。{nG}$は$95\％$CLであり、純粋なインフレの起源を除外するための重要な$0.1\、\mathrm{nG}$のしきい値を下回っています。インフレPMFが存在する場合、CMB-HD調査では、約$3\sigma$以上の有意性でそれらを検出でき、インフレ自体の証拠を提供できることがわかります。

宇宙の夜明けの21cm信号へのフェルミ粒子とボソンの混合暗黒物質の痕跡

Title	Imprints_of_fermionic_and_bosonic_mixed_dark_matter_on_the_21-cm_signal_at_cosmic_dawn
Authors	Sambit_K._Giri,_Aurel_Schneider
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02210

宇宙の再電離前の宇宙の夜明けの時代からの21cmの信号は、暗黒物質（DM）セクターへの新しい洞察を得るために有望な観測量で構成されています。この論文では、非コールドDMフラクション（$f_{\rmnCDM}$）と粒子質量（$m_{\rm）によって特徴付けられる混合（コールド+非コールド）暗黒物質シナリオを制約する可能性を調査します。nCDM}$）。非低温DM種として、フェルミ粒子（ステライルニュートリノ）とボソン粒子（超光アクシオン）の両方を調査します。宇宙の夜明けに21cmの信号のハローモデルの実装を使用して、これらのシナリオがグローバル信号とパワースペクトルにどのように影響するかを示します。この研究の次に、SquareKilometerArray（SKA）望遠鏡からの現実的な模擬パワースペクトルに基づいた推論ベースの予測研究を実行します。ミニハロ（つまり、質量が$10^8$M$_{\odot}$未満のハロー）での非効率的でありながらゼロではない星形成を仮定すると、$m_{\rmnCDM}$と$f_{の両方に厳しい制約が生じます。現在の制限をはるかに超える\rmnCDM}$。たとえば、$f_{\rmnCDM}\sim1$の特殊なケースに関しては、フェルミ粒子DMと$m_{\rmnCDMに対して、$m_{\rmnCDM}>15$keV（熱質量）の制約があります。ボソンDMの場合は}>2\times10^{-20}$eV。冷たいDMを支配する反対のケースでは、DMの総量のせいぜい1パーセントが熱いフェルミ粒子またはボソンの遺物でできていることがわかります。すべての制約は95％の信頼水準で提供されます。

最初の星の形成における磁場。--II結果

Title	Magnetic_fields_in_the_formation_of_the_first_stars.--II_Results
Authors	Athena_Stacy,_Christopher_F._McKee,_Aaron_T._Lee,_Richard_I._Klein,_Pak_Shing_Li
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02225

z=100での宇宙論的初期条件から始めて、集団IIIの星の形成に対する磁場の影響をシミュレートし、その結果を論文Iの予測と比較します。Gadget-2を使用して、磁場が存在する間のシステムの進化を追跡します。弱いです。変形テンソルの進化を追跡することにより、運動学的場を処理するための新しい方法を紹介します。シミュレーションのこの段階での成長率は、抵抗率が非常に低い（磁気プラントル数が高い）拡散天体プラズマの予想よりも低くなっています。これは、シミュレーションでの大きな数値抵抗率に起因すると考えられます。これは、磁気プラントル数の次数が1に対応します。磁場がz=27のミニハロのコアで動的に重要になり始めたら、それを均一なグリッドにマッピングし、適応メッシュ細分化、Orion2でのMHDシミュレーションの進化を追跡します。Orion2シミュレーションでのフィールドの非線形進化は、フラックス凍結に違反し、Xu＆Lazarianによって提案された理論と一致しています。フィールドは、密度〜10^10-10^12cm^-3で運動エネルギーと等分配に近づきます。磁場のないOrion2で同じ計算を実行すると、磁場のある〜1〜30M_solの質量範囲のいくつかの原始星が形成され、シミュレーションの終わりまでに1つの〜30M_solの原始星のみが形成されます。したがって、磁場は低質量のPopIII星の形成を抑制し、トップヘビーなPopIIIIMFを生成し、観測されたPopIII星の欠如に寄与します。

クラスター化された原始ブラックホールに対するマイクロレンズの制約

Title	Microlensing_constraints_on_clustered_primordial_black_holes
Authors	Mihael_Peta\v{c},_Julien_Lavalle_and_Karsten_Jedamzik
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02521

重力波（GW）放出によるブラックホール連星の合併の発見は、暗黒物質が少なくとも部分的に原始ブラックホール（PBH）から作られるという刺激的な可能性を再び開いた。ただし、このシナリオは、実行可能なPBH質量の広い範囲にわたる相対的なPBH存在量に限界を設定する多くの観測プローブによって挑戦されます。これらの範囲の中で、マイクロレンズ調査から得られたものは、$\sim10^{-10}$から数M$_{\odot}$までの質量範囲で特に厳しいです。この範囲の上部は、初期の宇宙でのQCD相転移のために、PBHの形成を促進する必要がある質量ウィンドウに正確に対応します。これにより、マイクロレンズプローブが特に重要になります。ただし、小規模でのPBHの不可避のクラスタリングを考慮すると、これらの境界を大幅に緩和または完全に取り除くことができると主張されています。PBHクラスタリングがGWイベント率に与える影響は詳細に研究されていますが、マイクロレンズイベント率への影響はまだ完全には評価されていません。このレターでは、この問題に対処し、ガウス初期曲率摂動から形成されたPBHから生じるクラスターは、十分な密度も質量もないため、現在のマイクロレンズ制約を変更しないことを示します。

WEAVE-QSOの予測：ライマン-$ \ alpha $トモグラフィーによる臨界点の3Dクラスタリングと接続性

Title	Forecasts_for_WEAVE-QSO:_3D_clustering_and_connectivity_of_critical_points_with_Lyman-$\alpha$_tomography
Authors	Katarina_Kraljic,_Clotilde_Laigle,_Christophe_Pichon,_Sebastien_Peirani,_Sandrine_Codis,_Junsup_Shim,_Corentin_Cadiou,_Dmitri_Pogosyan,_St\'ephane_Arnouts,_Matthiew_Pieri,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Sean_S._Morrison,_Jose_O\~norbe,_Ignasi_P\'erez-R\`afols,_Gavin_Dalton
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02606

今後のWEAVE-QSO調査は、広い領域にわたる高密度のクエーサーを対象とし、中間スケール（$\approx$16Mpc/$h$）。LyMASを使用してライマン$\alpha$の森のモックを作成し、将来のWEAVE-QSO観測と互換性のある構成で、ウィーナーフィルタリングを使用して視線間の3D密度フィールドを再構築します。再構成の忠実度は、宇宙ウェブの臨界点の分布から1点および2点の統計を測定することによって評価されます。さらに、初期のラグランジアン統計は第一原理から予測され、宇宙ウェブの接続性の測定が実行されます。再構成は、臨界点の自動相関と相互相関で期待される特徴をうまく捉えます。これは、特に混合シグニチャを持つポイントの相互相関において、視線のスパース性が系統分類を導入したとしても、現実的なノイズが合成スペクトルに追加された後も当てはまります。具体的には、壁とフィラメントの場合、最も印象的なクラスタリング機能は、WEAVE-QSOのような調査で最大4シグマの有意性で測定できます。さらに、再構成されたフィールドで識別された各ピークの接続性は、元のフィールドの対応するピークとグローバルに一致しており、再構成によって密度フィールドのジオメトリが統計的にだけでなくローカルにも保持されることを示しています。したがって、トモグラフィック再構成内の臨界点の相対位置は、WEAVE-QSOおよび同様の調査によってダークエネルギーの標準的な支配者として使用できます。

LRG-BEASTS：NTT / EFOSC2を使用したWASP-94Abの大気中のナトリウム吸収とレイリー散乱

Title	LRG-BEASTS:_sodium_absorption_and_Rayleigh_scattering_in_the_atmosphere_of_WASP-94A_b_using_NTT/EFOSC2
Authors	E._Ahrer,_P._J._Wheatley,_J._Kirk,_S._Gandhi,_G._W._King_and_T._Louden
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02212

この高度に膨張したホットジュピターの最初の大気特性であるWASP-94Abの光透過スペクトルを示します。惑星の報告された半径は$1.72^{+0.06}_{-0.05}$R$_{\textrm{Jup}}$、質量はわずか$0.456^{+0.032}_{-0.036}$M$_{\textrm{Jup}}$、平衡温度$1508\pm75$K.チリのラシラにあるESO新技術望遠鏡（NTT）のEFOSC2機器を使用して、惑星の通過を分光的に観察しました。透過分光法用のNTT/EFOSC2。$\sim200$オングストロームのビン幅で平均通過深度精度$128$ppmを達成しました。この高精度は、すべての波長ビンにわたってガウス過程のハイパーパラメータをリンクすることによって部分的に達成されました。結果として得られる透過スペクトルは、$3800〜7140$オングストロームの波長範囲にまたがり、$4.9\sigma$の有意性を持つナトリウム吸収を示し、比較的雲のない大気を示唆しています。ナトリウム信号は、$27.2\pm0.2$オングストロームの機器分解能とは対照的に、$78_{-32}^{+67}$オングストロームの最適な幅で広げることができます。また、透過スペクトルの青い端に急な傾斜があり、WASP-94Aの大気中にレイリー散乱が存在することを示しています。検索モデルは、観測された傾斜がスーパーレイリーであるという証拠を示しており、潜在的な原因について説明しています。最後に、WASP-94AのCaIIH＆Kラインに狭い吸収コアがあり、星がホットジュピターから逃げるガスに覆われていることを示唆しています。

恒星のUV照射によって駆動されるKELT-20bのスペクトルにおける強力なH $ _2 $ OおよびCO放出機能

Title	Strong_H$_2$O_and_CO_emission_features_in_the_spectrum_of_KELT-20b_driven_by_stellar_UV_irradiation
Authors	Guangwei_Fu,_David_K._Sing,_Joshua_D._Lothringer,_Drake_Deming,_Jegug_Ih,_Eliza_Kempton,_Matej_Malik,_Thaddeus_D._Komacek,_Megan_Mansfield,_Jacob_L._Bean
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02261

あなたの星を知り、あなたの惑星の大気を知ってください。大気測定のあるすべての太陽系外惑星は星の周りを周回しており、恒星の環境は惑星の大気に直接影響を及ぼします。ここでは、ホスト星の特性と惑星の大気の熱構造との間の観測リンクを提供する超高温木星KELT-20bの発光スペクトルを示します。これは現在、初期のA型星の周りを周回する$T_{eq}\sim$2200Kの範囲の熱放射測定値を持つ唯一の惑星です。FGK星の周りの他の同様の超高温木星と比較することにより、さまざまなホスト星のタイプが惑星の大気にどのように影響するかをよりよく理解できます。発光スペクトルは、TESS、HSTWFC3/G141、およびSpitzer4.5$\mum$チャネルからのデータで0.6〜4.5$\mum$をカバーします。KELT-20bの水機能強度メトリックは1.4$\mum$で、S$_{H_2O}$=-0.097$\pm$0.02であり、WFC3/G141間の黒体輝度温度差は528Kです（T$_b$=2402$\pm$14K）およびSpitzer4.5$\mum$チャネル（T$_b$=2930$\pm59$K）。これらの非常に大きなH$_2$OとCOの放出機能は、Aタイプのホスト星と組み合わされて、KELT-20bを他の同様のホットジュピターの中でユニークな惑星にします。ホストスター（T$_{eff}=8720\pm250$K）からの豊富なFUV、NUV、および光放射は、以前のPHOENIXモデルの計算に基づいて、その強力な熱逆転層と顕著な放射機能を駆動する鍵になると予想されます。

相関ノイズの効率的なモデリング。 III。ガウス過程を使用して複数のオブザーバブルの時系列を共同でモデル化するためのスケーラブルな方法

Title	Efficient_modeling_of_correlated_noise._III._Scalable_methods_for_jointly_modeling_several_observables'_time_series_with_Gaussian_processes
Authors	J.-B._Delisle,_N._Unger,_N._C._Hara,_D._S\'egransan
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02440

視線速度法は、太陽系外惑星を検出して確認するために使用される非常に生産的な手法です。ESPRESSOやEXPRESなどの最新の分光器は、太陽のような星の周りの地球のような惑星を検出する可能性があります。しかし、恒星の活動は、惑星の特徴を薄めるか、さらには模倣する視線速度の変動を引き起こす可能性があります。これらの信号を解きほぐすための広く認識されている方法は、ガウス過程とその導関数を使用して、星の活動指標と一緒に視線速度の時系列をモデル化することです。ただし、このようなモデリングは、大規模なデータセットの計算リソースの観点からは法外なものです。これは、コストが通常、測定の総数の3乗に比例するためです。ここでは、S+LEAF2を紹介します。これは、データセットのサイズに比例してスケーリングする計算コストで、複数の時系列を共同でモデル化するために使用できるガウス過程フレームワークです。したがって、このフレームワークは、大規模なデータセットに対しても扱いやすい計算を備えた最先端のガウス過程モデルを提供します。近くのK2ドワーフHD138038の246HARPS視線速度測定値を、2つのアクティビティインジケーターとともに再分析することにより、このフレームワークの威力を説明します。これらのデータの以前の分析の結果を再現しますが、計算コストが大幅に削減されます（2桁以上）。データセットが大きいほど、ゲインはさらに大きくなります。

B型小惑星で観測された青いスペクトル勾配の考えられる説明

Title	A_Possible_Explanation_for_the_Blue_Spectral_Slope_Observed_on_B-type_Asteroids
Authors	Mark_J._Loeffler,_Beau_S._Prince
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02459

炭素質小惑星の反射スペクトルで暗色物質が果たす役割をよりよく理解するために、関連する暗色物質（グラファイト、マグネタイト、トロイライト）の添加が紫外可視および近赤外をどのように変化させるかを定量化することに焦点を当てた実験室研究を実施しました中性ケイ酸塩鉱物のスペクトル。グラファイト、マグネタイト、トロイライトを追加すると、フォルステライトサンプルの反射スペクトルが暗くなり、スペクトルの傾きが小さくなります（青色になります）。これらのスペクトル変化は、nmサイズとミクロンサイズの両方の粒子によって引き起こされる可能性があります。紫外可視領域では、グラファイトがスペクトル勾配の変更に最も効率的であるのに対し、近赤外では、マグネタイトが最も効率的であることがわかります。調査したすべての波長で、サンプルスペクトルを暗くするのにグラファイトが最も効率的です。ただし、トロイライトがサンプルの勾配とアルベドも変化させるという観察結果は、マグネタイトとグラファイトによって引き起こされるスペクトルの変化が一意ではない可能性があることを示唆しています。さらに、混合物のスペクトル勾配は、ベンヌで観察されたものと概ねよく比較され、レゴリスに存在する硫化物を含む細粒の暗い物質のかなりの部分が、観測された負（青）の勾配を引き起こす可能性があることを示唆しています。B型小惑星に見られます。

通過する惑星系WASP-86 / KELT-12：TESSが決定票を提供

Title	The_transiting_planetary_system_WASP-86/KELT-12:_TESS_provides_the_casting_vote
Authors	John_Southworth,_Francesca_Faedi
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02515

通過する惑星系は、WASP-86（Faedietal。2016）とKELT-12（Stevensetal。2017）という名前で2つのグループによって独立して発見されました。これらの研究で決定されたシステムの特性は非常に異なっており、最も明白なのは、惑星の測定された半径の3倍の変動です。2つのグループ間での検出のクレジットをより適切に配分するために、システムにWASP-86/KELT-12という名前を付けることをお勧めします。このシステムの光度曲線を、同質研究アプローチに従って2つのセクターで観測したトランジット系外惑星探査衛星から分析します。以前の2つの研究の中間の特性が見つかりました。星の質量は1.278+/-0.039Msun、半径は2.02+/-0.12Rsunで、惑星の質量は0.833+/-0.049Mjupで半径は1.382+/-0.089Rjup。システムの測定されたプロパティの以前の2つのセットの不一致は、トランジットが長くて浅いため、地上の望遠鏡からの追跡測光にはあまり適していないため、トランジットの深さと期間の不一致から生じます。また、軌道天体暦を更新して、このシステムの将来の作業を支援します。これは、透過分光法によって惑星の大気を特徴付けるのに適した候補です。

角度のある粒状媒体への斜めの低速衝撃の状況における表面下の粒状ダイナミクス

Title	Sub-surface_granular_dynamics_in_the_context_of_oblique,_low-velocity_impacts_into_angular_granular_media
Authors	Peter_M._Miklav\v{c}i\v{c},_Hesam_Askari,_Paul_S\'anchez,_Alice_C._Quillen,_Esteban_Wright
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02585

地球外の地形への斜めの低速の影響は、宇宙探査中に避けられない出来事です。このような衝撃を三角形の粒子の層にモデル化するために、2次元離散シミュレーションを実行します。有限要素法はシミュレーションの基礎を提供し、角のある粒子の形状を可能にします。私たちの調査結果は、実験から以前に指摘された3つのクラスの衝撃挙動を再現します：フルストップ、ロールアウト、およびリコシェ\citep*{Wright2020}。SetVoronoiテッセレーションのアプリケーションは、高解像度で充填率を評価し、衝突イベント中に粒子が相互にどのようにシフトするかを明らかにします。次に、フォンミーゼスひずみ分布の計算により、システム全体に対して粒子がどのようにシフトするかが明らかになり、「スキンゾーン」の概念が導き出されます。直感は、摂動された粒子の領域がより高い速度の影響でより深く成長することを示唆しますが、結果は、代わりに、速度の増加が実際に粒子の散逸応答の変化を引き起こし、横方向の摂動を高める可能性があることを示しています。最後に、表面下の応答がインパクターのダイナミクスとどのように関連して、斜めの低速の衝突イベントの理解を深め、ミッションの結果を改善するのに役立つかを全体として検討します。

大規模初期銀河天体物理学国勢調査からの中間赤方偏移における星形成銀河の星雲特性

Title	The_nebular_properties_of_star-forming_galaxies_at_intermediate_redshift_from_the_Large_Early_Galaxy_Astrophysics_Census
Authors	Jakob_M._Helton,_Allison_L._Strom,_Jenny_E._Greene,_Rachel_Bezanson,_Rachael_Beaton
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02207

$N=328$星形成銀河の$0.6<z<1.0$大規模初期銀河天体物理学センサス（LEGA-C）から。このサンプルを、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の低赤方偏移（$z\sim0$）銀河、ファイバーマルチオブジェクトスペクトログラフ（FMOS）の中間赤方偏移（$z\sim1.6$）銀河と比較します-COSMOSサーベイ、およびケックバリオン構造サーベイ（KBSS）からの高赤方偏移（$z\sim2$）銀河。$6-8\\mathrm{Gyr}$の振り返り時間で、恒星の質量が$\mathrm{log}（\mathrm{M_{\ast}/M_{\odot}}）>10.25$の銀河は非常に似ているように見えます$\mathrm{[O\、III]}\lambda5008/\mathrm{H}\beta$を使用して測定した、星雲の励起に関する$z\sim0$銀河。$\mathrm{M_{\ast}}$が低い$0.6<z<1.0$銀河は、$\mathrm{[O\、III]}\lambda5008/\mathrm{H}\beta$よりも高いという証拠がいくつかあります。$z\sim0$銀河は、あまり進化していない$z\sim1.6$および$z\sim2$銀河に似ており、$z\sim0$軌跡からすべて$\mathrm{M_{\ast}}$。$\mathrm{[O\、III]}\lambda5008/\mathrmの見かけの分布に対する影響選択効果、活動銀河核からの寄与、および物理的条件（イオン化パラメーターと気相酸素存在量）の変動を調査します。{H}\beta$で、$z\sim0$銀河に比べて$\mathrm{M_{\ast}}$が低い、$0.6<z<1.0$銀河でやや高いイオン化と低い濃縮度を見つけます。$N=53$LEGA-C銀河の新しい近赤外分光観測を使用して、濃縮と励起の他のプローブを調査します。私たちの分析は、これらの影響を解きほぐすために、銀河の完全な静止光学スペクトルを取得することの重要性を示しています。

クエーサーフィードバック調査：銀河円盤に傾斜した低出力の電波ジェットによって引き起こされた多相流出、乱流、およびフィードバックの証拠

Title	Quasar_Feedback_Survey:_Multi-phase_outflows,_turbulence_and_evidence_for_feedback_caused_by_low_power_radio_jets_inclined_into_the_galaxy_disk
Authors	A._Girdhar_(1_and_2),_C._M._Harrison_(3),_V._Mainieri_(1),_A._Bittner,_T._Costa,_P._Kharb,_D._Mukherjee,_F._Arrigoni_Battaia,_D._M._Alexander,_G._Calistro_Rivera,_C._Circosta,_C._De_Breuck,_A._C._Edge,_E._P._Farina,_D._Kakkad,_G._B._Lansbury,_S._J._Molyneux,_J._R._Mullaney,_Silpa_S.,_A._P._Thomson,_S._R._Ward_((1)_European_Southern_Observatory,_Garching_bei_Munich,_Germany,_(2)_Ludwig-Maximilians-University,_Munich,_Germany,_(3)_Newcastle_University,_UK)
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02208

クエーサーフィードバック調査からの発光、z=0.15、タイプ2クエーサー（log[L（[OIII]）/（erg/s）]=42.8）の研究を提示します。'radio-quiet'（log[L（1.4GHz）/（W/Hz）]=23.8）;として分類されます。ただし、ラジオイメージングでは、銀河円盤の平面に傾斜した約1kpcの低出力ジェット（log[Pjet/（erg/s）]=44）が明らかになります。MUSEとALMAの観測を組み合わせて、星の運動学とイオン化および分子ガスの特性をマッピングします。ジェットは、銀河全体のバイコニカル乱流流出を駆動し、イオン化相（光輝線を介してトレース）でW80=1000-1300km/sに達し、静止ガスと比較して電子密度も増加していることがわかります。乱流ガスはジェット軸に垂直に駆動され、銀河の短軸に沿って逃げ、両側で7.5kpcに達します。CO（3-2）放出を介して追跡すると、分子気相の乱流物質は、空間的に拡張された3分の1であり、イオン化ガスと比較して3分の1の速度分散を持っています。ジェットは、強化されたイオン化放出とジェット末端での乱れた/枯渇した分子ガスを介して星間物質（ISM）と強く相互作用しているように見えます。ジェット軸（<5度）と整列し、空間的にかなり高い恒星速度分散を介して、ジェットによって誘発されたフィードバックのさらなる証拠が見られます。最近のジェット-ISM相互作用シミュレーションのコンテキストで、低出力ジェットとISMの相互作用によって発生する可能性のある負および正のフィードバックシナリオについて説明します。これは、私たちの観察結果と定性的に一致しています。ジェットによって誘発されたフィードバックが、ボロメータ的に明るい「電波が静かな」クエーサーにおいてさえ、どのように重要なフィードバックメカニズムになり得るかについて議論します。

近くの渦巻銀河NGC6946の中心に向かって2〜3mmの高解像度分子線調査

Title	A_2-3_mm_high-resolution_molecular_line_survey_towards_the_centre_of_the_nearby_spiral_galaxy_NGC_6946
Authors	Cosima_Eibensteiner_(1),_Ashley_T._Barnes_(1),_Frank_Bigiel_(1),_Eva_Schinnerer_(2),_Daizhong_Liu_(3),_David_S._Meier_(4),_Antonio_Usero_(5),_Adam_K._Leroy_(6),_Erik_Rosolowsky_(7),_Johannes_Puschnig_(1),_Ilin_Lazar_(8),_J\'er\^ome_Pety_(9)_(10),_Laura_A._Lopez_(6),_Eric_Emsellem_(11)_(12),_Ivana_Be\v{s}li\'c_(1),_Miguel_Querejeta_(5),_Eric_J._Murphy_(13),_Jakob_den_Brok_(1),_Andreas_Schruba_(3),_M\'elanie_Chevance_(14),_Simon_C._O._Glover_(15),_Yu_Gao_(14),_Kathryn_Grasha_(16),_Hamid_Hassani_(7),_Jonathan_D._Henshaw_(2),_Maria_J._Jimenez-Donaire_(5),_Ralf_S._Klessen_(15)_(17),_J._M._Diederik_Kruijssen_(14),_Hsi-An_Pan_(19),_Toshiki_Saito_(2),_Mattia_C._Sormani_(15),_Yu-Hsuan_Teng_(20),_Thomas_G._Williams_(2)_((1)_Argelander-Institut_f\"ur_Astronomie,_Universit\"at_Bonn,_Auf_dem_H\"ugel_71,_53121_Bonn,_Germany,_(2)_Max_Planck_Institut_f\"ur_Astronomie,_K\"onigstuhl_17,_D-69117_Heidelberg,_Germany,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_Giessenbachstra{\ss}e_1,_D-85748_Garching,_Germany,_(4)_New_Mexico_Institute_of_Mining_and_Technology,_801_Leroy_Place,_Socorro,_NM_87801,_USA,_National_Radio_Astronomy_Observatory,_PO_Box_O,_1003_Lopezville_Road,_Socorro,_New_Mexico_87801,_USA,_(5)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional_(IGN),_C/_Alfonso_XII_3,_E-_28014_Madrid,_Spain,_(6)_Department_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University,_4055_McPherson_Laboratory,_140_West_18th_Avenue,_Columbus,_OH_43210,_USA,_(7)_4-183_CCIS,_University_of_Alberta,_Edmonton,_Alberta,_T6G_2E1,_Canada,_(8)_Centre_for_Astrophysics_Research,_School_of_Physics,_Astronomy_and_Mathematics,_University_of_Hertfordshire,_College_Lane,_Hatfield_AL10_9AB,_UK,_(9)_Institut_de_Radioastronomie_Millim\'etrique_(IRAM),_300_Rue_de_la_Piscine,_F-38406_Saint_Martin_d'H\`eres,_France,_(10)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'es,_75014_Paris,_(11)_European_Southern_Observatory,_Karl-Schwarzschild_Stra{\ss}e_2,_D-85748_Garching_bei_M\"unchen,_Germany,_(12)_Univ_Lyon,_Univ_Lyon1,_ENS_de_Lyon,_CNRS,_Centre_de_Recherche_Astrophysique_de_Lyon_UMR5574,_F-69230_Saint-Genis-Laval_France,_(13)_520_Edgemont_Road,_Charlottesville,_VA_22903,_(14)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_M\"onchhofstra{\ss}e_12-14,_69120_Heidelberg,_Germany,_(15)_Universit\"at_Heidelberg,_Zentrum_f\"ur_Astronomie,_Institut_f\"ur_Theoretische_Astrophysik,_Albert-Ueberle-Strasse_2,_69120_Heidelberg,_Germany,_(16)_Department_of_Astronomy,_Xiamen_University,_Xiamen,_Fujian_361005,_China,_Purple_Mountain_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences_(CAS),_Nanjing_210023,_China,_(17)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Canberra,_ACT_2611,_Australia,_(18)_Universit\"at_Heidelberg,_Interdisziplin\"ares_Zentrum_f\"ur_Wissenschaftliches_Rechnen,_INF_205,_69120_Heidelberg,_Germany,_(19)_Department_of_Physics,_Tamkang_University,_No.151,_Yingzhuan_Rd.,_Tamsui_Dist.,_New_Taipei_City_251301,_Taiwan,_(20)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Sciences,_University_of_California_San_Diego,_9500_Gilman_Drive,_La_Jolla,_CA_92093,_USA,_)
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02209

銀河中心の複雑な物理的、運動学的、および化学的特性は、それらを分子線放出で調べるための興味深い環境にします。新しい$2-4$"（${\sim}75{-}150$pcat$7.7$Mpc）観測値を、中央の$50$"（${\sim}1.9$kpc）をカバーする2mmと3mmで提示します。IRAMプラトードブレ干渉計で得られた近くの二重棒渦巻銀河NGC6946。CO、HCN、HCO$^+$、HNC、CS、HC$_3$N、N$_2$H$^+$、C$_2$H、CH$_3$OH、10個の分子からスペクトル線を検出します。およびH$_2$CO。これらを公開された1mmCO観測と33GHz連続観測で補完して、150pcスケールで星形成率の面密度${\Sigma_{\mathrm{SFR}}}$を調べました。この論文では、NGC6946$-$核領域（NUC）、北部（NBE）、および南部の内部バーエンド（SBE）の内部バーに関連する領域を分析し、短い間隔の補正バルク（CO）に焦点を当てます。）および高密度ガストレーサー（HCN、HCO$^+$、およびHNC）。HCO$^+$は${\Sigma_{\mathrm{SFR}}}$と最もよく相関しますが、高密度ガスの割合（$f_{\mathrm{dense}}$）と高密度ガスの星形成効率がわかります。（${\mathrm{SFE_{dense}}}$）フィットは、大規模なディスク観測から予想されるものとは異なる動作を示します。SBEの${\Sigma_{\mathrm{SFR}}}$、$f_{\mathrm{dense}}$、およびNBEよりも衝撃を受けたガスの割合。ライン比の診断を調べたところ、NUCよりもNBEに対して高いCO（2-1）/CO（1-0）比が見つかりました。さらに、既存の銀河系外データセットとの比較は、HCN/HNC比を使用して運動温度を調べることは、銀河系外領域のキロパーセクおよびサブキロパーセクスケールには適していないことを示唆しています。最後に、私たちの研究は、HCO$^+$/HCN比が、銀河のAGN活動を診断するための唯一の指標ではない可能性があることを示しています。

相互作用の初期および中期の銀河における分子ガスの性質。 III。解決されたケニカット-シュミット法

Title	Properties_of_Molecular_Gas_in_Galaxies_in_Early_and_Mid_Stages_of_Interaction._III._Resolved_Kennicutt-Schmidt_Law
Authors	Hiroyuki_Kaneko,_Nario_Kuno,_Daisuke_Iono,_Yoichi_Tamura,_Tomoka_Tosaki,_Koichiro_Nakanishi_and_Tsuyoshi_Sawada
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02270

銀河スケールとkpcスケールの両方について、相互作用の初期段階と中期段階にある4つの近くの銀河ペアで、星間物質、星の成分、および星形成活動​​の特性を研究します。銀河スケールのケニカット-シュミットの法則は、相互作用する8つの銀河のうち7つが、孤立した銀河の最適な銀河と比較して3倍以内の星形成率を持っていることを示しています。前の論文の相互作用の間に。相互作用銀河における銀河スケールの特定の星形成率（sSFR）と星形成効率（SFE）は、孤立した銀河のものと同等です。また、SFEとケニカット-シュミットの法則をkpcスケールで調査します。SFEの空間分布は、SFEが局所的に強化されており、強化された領域が非対称または中心から外れた領域で発生していることを示しています。SFEの局所的な増強は、ショックによって誘発される可能性があります。初期の相互作用銀河のケニカット・シュミット法則の指数は1.30$\pm$0.04であり、孤立した銀河の指数と一致していることがわかります。ケニカット・シュミットの法則で使用されているCO放出は、分子ガスの量のトレーサーであるため、この事実は、星形成に直接関係する高密度ガスが相互作用の初期段階で変化しないことを示唆しています。

太陽の近くの恒星のハローの下部構造。 I.運動空間の積分におけるデータ駆動型クラスタリング

Title	Substructure_in_the_stellar_halo_near_the_Sun._I._Data-driven_clustering_in_Integrals_of_Motion_space
Authors	S._Sofie_L\"ovdal,_Tom\'as_Ruiz-Lara,_Helmer_H._Koppelman,_Tadafumi_Matsuno,_Emma_Dodd_and_Amina_Helmi
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02404

目的：近くのハロー星の運動の積分空間でそのような塊を見つけ、それらの重要性を確実に評価するための、データ駆動型の統計ベースの方法を開発します。方法：地上ベースの分光調査からの視線速度で拡張されたガイアEDR3からのデータを使用して、太陽から2.5kpc以内のハロー星のサンプルを作成します。角運動量の2つの成分、$L_z$と$L_\perp$とともに、運動エネルギー$E$の一般的に使用される積分によって定義される3D空間で単一リンケージアルゴリズムを使用する階層的クラスタリング手法を適用します。見つかったクラスターの統計的有意性を評価するために、クラスターを中心とする楕円体領域内の密度を、同様のグローバルな動的特性を持つランダムセットの密度と比較します。階層ツリー内の統計的有意性が最大の位置で信号を選択します。マハラノビス距離を使用して、星のクラスター中心への近さを推定します。また、速度空間でHDBSCANクラスタリングアルゴリズムを適用します。結果：この手順では、ハローセット内のソースの12\％を含む、67個の非常に重要なクラスター（$>3\sigma$）と、速度空間内の合計232個のサブグループまたは個々のストリームを識別します。合計で、データセット内の星の13.8\％は、マハラノビス距離に基づいて、重要なクラスターに自信を持って関連付けることができます。データセットを調べると、重要なクラスター間の複雑な関係の網が明らかになり、それらを少なくとも6つの主要な構造に暫定的にグループ化できることがわかります。その多くは、以前に識別されたハローサブ構造といくつかの独立したサブ構造に関連付けることができます。この予備的な結論は、Ruiz-Laraetal。による付随する論文でさらに探求されており、そこでは、星の種族の観点から下部構造の特徴も明らかにされています。結論：私たちは見つけます...（要約版）

太陽の近くの恒星のハローの下部構造。 II。独立した構造の特徴

Title	Substructure_in_the_stellar_halo_near_the_Sun._II._Characterisation_of_independent_structures
Authors	Tom\'as_Ruiz-Lara,_Tadafumi_Matsuno,_S._Sofie_L\"ovdal,_Amina_Helmi,_Emma_Dodd_and_Helmer_H._Koppelman
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02405

コンテキスト：L\"ovdaletalによる付随する論文で、運動の積分空間でクラスタリングするためのデータ駆動型の方法を提示し、6D位相空間情報を使用して近くのハロー星の大規模なサンプルに適用しました。目的：私たちの目標天の川の付着履歴への洞察を得るために、それらの恒星集団の組み合わせ研究を通じてクラスターとグループの現実を確立することです。方法：私たちは、以下を使用して、コルモゴロフ-スミルノフテストに基づいてクラスターの類似性を定量化する手順を開発します。それらの金属性分布関数、およびそれらの平均年齢を決定するための等時線フィッティング法。これは、色-絶対マグニチュード図の星の分布を比較するためにも使用されます。運動の積分空間でのそれらの分布も考慮すると、これにより、グループ化が可能になります。クラスターをサブ構造に分割し、サブ構造を相互に比較します。結果：アルゴリズムによって識別された67個のクラスターを12個の拡張サブ構造にマージできることがわかりました。ctures、8つの小さなクラスターはそのままです。大きな下部構造には、以前から知られているガイア-エンセラダス、ヘルミストリーム、セコイア、タムノス1および2が含まれます。高温の厚い円盤に関連する可能性があり、金属の少ない人口をホストするいくつかの過密度を特定します。特に注目に値するのは、サンプルの最大の下部構造です。厚い円盤の金属量特性でピークに達しますが、金属量の少ない成分が非常に多く存在し、高温の厚い円盤とハローの中間のダイナミクスを持っています。また、明確に異なる運動学でセコイアが占めている地域の追加の破片を特定します。サンプルの星のごく一部だけが化学物質の存在量情報を持っていますが、さまざまな下部構造の[Mg/Fe]と[Fe/H]のさまざまな傾向を識別して、近くのハローの解剖を確認できます。結論：私たちは見つけます...[要約版]

QUIJOTEライン調査によるTMC-1でのC5H +の発見とC3H +の検出

Title	Discovery_of_C5H+_and_detection_of_C3H+_in_TMC-1_with_the_QUIJOTE_line_survey
Authors	J._Cernicharo,_M._Agundez,_C._Cabezas,_R._Fuentetaja,_B._Tercero,_N._Marcelino,_Y._Endo,_J.R._Pardo,_P._de_Vicente
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02434

QUIJOTEライン調査でTMC-1に対するC5H+カチオンの発見を報告します。J=7-6からJ=10-9までの4つのラインは、B=2411.94397+/-0.00055MHzおよびD=138+/-3Hzに適合する完全な高調波周波数関係で識別されています。はめあいの標準偏差は4.4kHzです。潜在的な候補であるC5H-を破棄した後、キャリアはC5H+であると結論付けます。これについては、正確なabinitio計算によりB=2410.3MHzが提供されます。また、コールドスターレスコアで初めてC3H+陽イオンの検出を報告します。C5H+およびC3H+について導出したカラム密度は、それぞれ（8.8+/-0.5）e10cm-2および（2.4+/-0.2）e10cm-2です。したがって、C5H+/C3H+の存在比は3.7+/-0.5です。C5H+がC3H+よりも豊富であるという事実は、専用の化学モデルによって十分に説明されており、C5H+とH2の反応性が遅いため、C3H+はH2と反応します。

銀河の急冷を促進するものは何ですか？銀河の運動学と局所宇宙における消光との深いつながり

Title	What_drives_galaxy_quenching?_A_deep_connection_between_galaxy_kinematics_and_quenching_in_the_local_Universe
Authors	Simcha_Brownson,_Asa_F._L._Bluck,_Roberto_Maiolino,_Gareth_C._Jones
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02484

2D傾斜回転円盤モデルを開発し、MaNGA調査（SDSS公開データリリース15）から取得した1862銀河の恒星速度マップに適用します。ランダムフォレスト分類子を使用して、銀河の急冷に最も関連する運動学的パラメーターを特定します。主に円盤に関連する運動学的パラメーター（平均回転速度など）および銀河が回転または分散が支配的であるかどうかを特徴付けるパラメーター（回転速度と速度分散の比率など）は、基本的にリンクされていないことがわかります。星の形成の抑制。代わりに、星形成銀河と急冷銀河を分離するために最も重要なのは、速度分散の絶対レベル（主に銀河のバルジ/球状成分に関連する特性）であることが圧倒的にわかります。さらに、偏相関分析は、銀河の特性と消光の間の多くの一般的に議論されている相関が偽物であり、基本的な相関が消光と速度分散の間であることを示しています。特に、固定速度分散では、クエンチングのディスク特性への依存性が非常に弱いことがわかります。これにより、ディスクの多い銀河が星を形成する可能性がわずかに高くなります。ブラックホールの質量と速度分散の間の緊密な関係を呼び出し、ブラックホールの質量がAGNによって放出される総エネルギーを追跡することに注目することにより、これらのデータはAGNからの予防的フィードバックによってクエンチングが発生するシナリオをサポートすると主張します。この作業からの運動学的測定値は公開されています。

オリオン座プランク銀河コールドクランプのALMA調査（ALMASOP）：オリオン座雲の原始星コアに向けたホットコリーノ調査

Title	ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP):_A_Hot_Corino_Survey_toward_Protostellar_Cores_in_the_Orion_Cloud
Authors	Shih-Ying_Hsu,_Sheng-Yuan_Liu,_Tie_Liu,_Dipen_Sahu,_Chin-Fei_Lee,_Kenichi_Tatematsu,_Kee-Tae_Kim,_Naomi_Hirano,_Yao-Lun_Yang,_Doug_Johnstone,_Hongli_Liu,_Mika_Juvela,_Leonardo_Bronfman,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Somnath_Dutta,_David_J._Eden,_Kai-Syun_Jhan,_Yi-Jehng_Kuan,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Shanghuo_Li,_Chun-Fan_Liu,_Sheng-Li_Qin,_Patricio_Sanhueza,_Hsien_Shang,_Archana_Soam,_Alessio_Traficante,_Jianjun_Zhou
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02497

星間物質（ISM）に複雑な有機分子（COM）が存在することは、宇宙の生命の起源と普及につながる可能性があるため、非常に興味深いものです。COMの発生とその原因の可能性を調査することを目的として、オリオン座プランク銀河コールドクランプのALMA調査（ALMASOP）プロジェクトの一環として、原始星コアのサンプルに対して化学調査を実施しました。56個のクラス0/I原始星コアの中から、暖かく豊富なCOMからのコンパクトな放出を示す11個の高温のコリノ源の検出を報告します。発見されたすべてのホットコリノソースはクラス0である可能性が高く、ウォーム領域のサイズ（$>$100K）は100auに匹敵します。高温のコリノ源の光度は、メタノールの総数とその放出の程度と正の相関を示します。このような相関関係は、高温のコリノが存在する場合の熱脱離の状況と一致しており、低光度（クラス0）の光源はCOM放出のある領域が小さい可能性が高いことを示唆しています。同じサンプル選択方法と検出基準が適用されている場合、雲の距離と限られたサンプルサイズが考慮。同じ一連のCOM遷移を観察すると、クラウドプロパティ間のより有益な比較が可能になります。

銀河系の{\ gamma}線パルサー風星雲集団のモデリング

Title	Modeling_the_{\gamma}-ray_Pulsar_Wind_Nebulae_population_in_our_Galaxy
Authors	M._Fiori,_B._Olmi,_E._Amato,_R._Bandiera,_N._Bucciantini,_L._Zampieri,_A._Burtovoi
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02221

パルサー風星雲（PWNe）は、今後の{\gamma}線調査で検出される最大クラスの線源です。したがって、それらのグローバルな放出特性の正確なモデリングは、高エネルギー天体物理学における最も緊急の問題の1つです。これらの支配的な物体を正しく特徴づけることは、{\gamma}線の調査がより暗い線源を検出し、宇宙線の伝播の兆候を調査し、銀河の拡散放射を推定できるようにするために必要なステップです。この論文では、銀河系のPWNe集団の観測的に動機付けられた構造を提示します。修正された1ゾーンモデルを利用して、人口全体を長期間にわたって進化させました。このモデルは、すべてのソースについて、あらゆる年齢で、動的およびスペクトルの進化の簡略化された記述を提供します。スペクトルの進化に対する残響フェーズの長期的な影響は、数値研究によってサポートされている星雲の半径の進化のための物理的に動機付けられた処方に基づいて、初めて説明されます。この取り組みは、1ゾーンモデリングの最も重要な側面の1つ、つまり、残響フェーズ中の星雲の典型的な過圧縮を解決しようとします。その結果、すべての周波数で星雲のスペクトル特性が大幅に変更されます。合成パルサー風星雲集団の放出特性を、TeV銀河源の最新のカタログと比較します。しっかりと識別された候補PWNeの合計は、このクラスで検出のしきい値を超えると予想されるオブジェクトの約50％であることがわかります。最後に、CTAにより、検出されたTeVのPWNeの数が係数$\geq3$増加すると推定されます。

LIGO--VirgoO3aデータの新しいバイナリブラックホールの合併

Title	New_binary_black_hole_mergers_in_the_LIGO--Virgo_O3a_data
Authors	Seth_Olsen,_Tejaswi_Venumadhav,_Jonathan_Mushkin,_Javier_Roulet,_Barak_Zackay,_Matias_Zaldarriaga
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02252

高度なLIGOと高度なVirgoの3回目の観測実行（O3a）の前半から公開されたデータで、10個の新しいバイナリブラックホール（BBH）マージ信号が検出されたことを報告します。候補者は、IASパイプラインの更新バージョン（Venumadhavetal。）を使用して識別され、イベントはGWTC-2.1カタログ（Abbottetal。）と同様の基準に従って宣言されます。更新された検索は、パラメータースペースのより広い領域に敏感であり、固有パラメーターの関数として異なる検索ボリュームを説明する事前のテンプレートを適用し、HanfordおよびLivingston検出器からのデータを最適に組み合わせる改善されたコヒーレント検出統計を使用します。10の新しいイベントの中で、正と負の両方向に確実に大きな有効スピンを持つソース、（脈動）対不安定性のために恒星崩壊モデルで形成するのが難しい高質量ブラックホール、および低-中性子星と観測された最も軽いブラックホールの間のギャップを埋める大量合併。極端な質量比とほぼ単一の質量比の両方で上部と下部のブラックホール質量ギャップを埋めるイベントを検出し、可能な中性子星の1つであるブラックホールの併合は、電磁的対応物の検索に適しています。他のパイプラインによって以前に報告されたイベントの多くで有意性の大幅な増加が見られ、拒否された3つの大きなイベントを除いて、ハンフォードとリビングストンの同時データですべてのGWTC-2.1BBHの合併が検出されました。拒否手順の陽性率）および検出しきい値を下回る3つ。また、イベントGW190909_114149の重要性に戻ります。これは、GWTC-2.1でサブスレッショルドトリガーに削減されました。これにより、パイプラインのハンフォードとリビングストンのO3aデータの同時検索で合計42のBBH合併が検出されます。

プロトタイプのX線連星GX339-4：TeVガンマ線を使用してLMXBを銀河宇宙線加速器として評価する

Title	The_prototype_X-ray_binary_GX_339-4:_using_TeV_gamma-rays_to_assess_LMXBs_as_Galactic_cosmic_ray_accelerators
Authors	D._Kantzas,_S._Markoff,_M._Lucchini,_C._Ceccobello,_V._Grinberg,_R._M._T._Connors,_P._Uttley
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02379

1世紀以上前に宇宙線（CR）が発見されて以来、その起源は未解決の問題のままです。膝までのエネルギー（$10^{15}$eV）を持つ銀河系CRは、超新星残骸に由来すると考えられていますが、多くの場合、TeV$\gamma$線の対応物がないため、このシナリオは最近疑問視されています。一方、銀河系外のCRは、銀河の中心にある超大規模な降着ブラックホールによって発射された相対論的ジェットの加速された粒子に関連していると考えられています。このようなジェットの縮小版は、恒星ブラックホール（BHXB）をホストしているX線連星で検出されています。この研究では、低質量BHXBの過渡爆発における小規模ジェットが銀河系CRの発生源である可能性を調査します。このシナリオをより適切にテストするために、「標準的な」低質量BHXBGX339-4をベンチマークとして使用して、潜在的なTeVレジームに焦点を当ててそのようなソースの電磁スペクトル全体をモデル化します。レプトン放射プロセスと非弾性ハドロニック相互作用からの中性パイ中間子崩壊を介して生成された$\gamma$線の両方を考慮して、低周波放射を使用してGX339-4のGeVおよびTeV$\gamma$線スペクトルを予測します。制約。GX339-4のこのテストケースに基づいて、他の近くの低質量BHXBが、チェレンコフ望遠鏡アレイを確立する次世代の超高エネルギー$\gamma$線施設によって検出できるかどうかを調査します。ギャラクシーにおけるCRの追加のそして多数の潜在的な源として。

BLLac天体のサブTeVガンマ線スペクトルの吸収特性

Title	Absorption_features_in_sub-TeV_gamma-ray_spectra_of_BL_Lac_objects
Authors	L._Foffano,_V._Vittorini,_M._Tavani,_E._Menegoni
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02454

ブレーザーのガンマ線の生成場所は、活動銀河核を取り巻く光子場との相互作用と密接に関連しています。この論文では、ガンマ線スペクトルの分析を通じてBLLacオブジェクトの周囲構造の存在を明らかにするのに役立つ可能性のある間接的な方法について説明します。ブラックホールからさまざまな距離にある構造を通過するガンマ線は、$\gamma\gamma$対生成を介して対応する光子場と相互作用し、スペクトルエネルギー分布に吸収特性を生成します。推定されるブロードライン領域との相互作用は、その生産サイトが中央エンジンに非常に近い場合にのみ、ガンマ線フラックスを減少させる可能性があります。ただし、ジェット光子がパーセクスケールに広がる細い線領域によって生成された光UVシード光子の浴と相互作用する場合、結果として生じる$\gamma\gamma$プロセスにより、数百GeVで検出可能な吸収特性が生じる可能性があります。このような吸収特性の検出は、スペクトルがTeVエネルギーに達する光源で容易になり、特にHBLおよびEHBL（極端なブレーザー）は、このトピックを調査するための例外的なプローブとなる可能性があります。2WHSPJ073326.7+515354（またはPGC2402248）という名前の極端なブレーザーの最近の観測について説明します。これは、ガンマ線スペクトルのそのような吸収特性と光スペクトルの狭い輝線の証拠を示しており、狭い輝線の存在を示唆しています。大規模な環境でのライン領域。最後に、BLLacオブジェクトのスペクトルのサブTeV吸収機能がブロードバンドモデリングにどのように影響し、最終的にはガンマ線生成サイトとジェット環境を制約する強力な診断ツールとなるかについて説明します。

1ES 0502 +675のFermi-LATデータのスペクトル硬化

Title	A_spectral_hardening_in_the_Fermi-LAT_Data_of_1ES_0502+675
Authors	Yuhang_Zeng,_Dahai_Yan,_Wen_Hu,_and_Jiancheng_Wang
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02508

ブラザール1ES0502+675の$\gamma$線スペクトルの特徴は、2008年8月から2021年4月までをカバーするフェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）パス8データ（100MeVから300GeVの間）を使用して調査されます。$\sim$1GeVでの有意な（$\sim4\sigma$）硬化は、中程度のフレア状態（MJD55050-55350）の間に$\gamma$線スペクトルで見られます。破壊エネルギーの上下の光子指数は、それぞれ$\Gamma_1=2.36\pm0.31$と$\Gamma_2=1.33\pm0.11$です。残りの観測では、$\gamma$光線スペクトルは、光子指数が$\approx1.6$のべき乗則形式で記述できます。1ゾーンシンクロトロンセルフコンプトン（SSC）モデルのフレームでは、スペクトル硬化はシンクロトロン成分とSSC成分の間の遷移として解釈されます。これは、電子のブレーク/最大ローレンツ因子のわずかな増加の結果である可能性があります。

ISSに搭載されたMini-EUSO望遠鏡の統合と認定

Title	Integration_and_qualification_of_the_Mini-EUSO_telescope_on_board_the_ISS
Authors	G._Cambi\'e,_A._Belov,_F._Capel,_M._Casolino,_A._Franceschi,_P._Klimov,_L._Marcelli,_T._Napolitano,_P._Picozza,_L.W._Piotrowski,_E._Reali,_M._Ricci
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02597

Mini-EUSOは、現在国際宇宙ステーションでホストされているコンパクトな望遠鏡（$37\times37\times62$〜cm$^3$）です。Mini-EUSOは、主に$10^{21}$〜eVを超える超高エネルギー宇宙線（UHECR）の研究に専念していますが、超高層雷放電である一時的な発光イベント（TLE）を観測するために、奇妙なクォーク物質（SQM）を検索することも目的としています。、海の生物発光とスペースデブリの追跡。Mini-EUSOは、UVスペクトル（$300\div400$〜nm）に敏感な主要な光学システムである光検出器モジュール（PDM）と、可視（$400\div780$〜nm）およびNIR（$1500\）で構成されるいくつかの補助センサーで構成されています。div1600$〜nm）カメラと$8\times8$チャネルマルチピクセルフォトンカウンターシリコン光電子増倍管（MPPCSiPM）アレイ。これにより、この超高速画像センサーの技術的準備レベルが向上します。Mini-EUSOは、宇宙ベースの宇宙線を観測する機能を初めて評価することを目的とした一連の新しいミッションに属しています。計装、宇宙認定テストが表示されます。

太陽フレアにおける二重冠状硬X線源のモデル

Title	A_model_of_double_coronal_hard_X-ray_sources_in_solar_flares
Authors	Xiangliang_Kong,_Jing_Ye,_Bin_Chen,_Fan_Guo,_Chengcai_Shen,_Xiaocan_Li,_Sijie_Yu,_Yao_Chen,_and_Joe_Giacalone
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02293

RHESSIによる太陽フレア中に、多数の二重冠状X線源が観測されました。この場合、2つの線源は、推定された再接続サイトの異なる側にあります。しかし、これらのX線放出電子がどこでどのように加速されるのかは不明なままです。ここでは、電子が双方向の高速再接続流出によって駆動される一対の終端衝撃によって加速される、二重冠状硬X線（HXR）源の最初のモデルを提示します。フラックスロープ噴火の巨視的電磁流体力学シミュレーションからの速度と磁場を使用してパーカー輸送方程式を数値的に解くことにより、フレア領域での電子の加速と輸送をモデル化します。電子は終端衝撃によって効率的に加速でき、高エネルギー電子は主に2つの衝撃の周りに集中することを示します。合成HXR放射画像は、再接続領域の上下で$>$100keVに及ぶ2つの異なる光源を表示し、上部の光源は下部の光源よりもはるかに暗いです。2つのコロナルソースのHXRエネルギースペクトルは、観測結果と一致して、同様のスペクトル勾配を示しています。私たちのシミュレーション結果は、フレア終結衝撃が太陽フレアの二重源非熱放出を説明する上で有望な粒子加速メカニズムである可能性があることを示唆しています。

Politano-Pouquet法の弱く局所的な定式化で測定された内部太陽風のエネルギー伝達、不連続性および加熱

Title	Energy_transfer,_discontinuities_and_heating_in_the_inner_solar_wind_measured_with_a_weak_and_local_formulation_of_the_Politano-Pouquet_law
Authors	Vincent_David,_S\'ebastien_Galtier,_Fouad_Sahraoui,_Lina_Z._Hadid
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02377

太陽風は非常に乱流のプラズマであり、Politano-Pouquet（PP98）の正確な法則を使用して、エネルギー伝達の平均速度$\varepsilon$が長い間測定されてきました。ただし、この法則は、不連続性の存在によって違反される可能性のある統計的均一性を前提としています。ここでは、慣性散逸$\Dis$に基づく新しい方法を紹介します。その分析形式は、非圧縮性電磁流体力学（MHD）から導出されます。これは、PP98法の弱く、{\itlocal}（空間内）の定式化と見なすことができます。PP98法則の表現は、積分が空間である後に回復します。$\Dis$を使用して、さまざまな太陽圏距離で太陽風で取得された\textit{THEMIS-B}および\textit{ParkerSolarProbe}（PSP）データから局所エネルギー伝達率を推定しました。私たちの研究は、太陽の近くの不連続性が、広範囲のスケール$\sigma$に影響を与える強力なエネルギー伝達につながることを明らかにしています。また、スイッチバックは、エネルギー伝達が$\sigma^{-3/4}$として変化する特異な動作によって特徴付けられるように見えます。これは、$\sigma^{-1}$スケーリングによって特徴付けられる従来の不連続性とはわずかに異なります。。$\varepsilon$と$\Dis$の測定値を比較すると、一般に後者は前者よりも大幅に大きいことがわかります。

太陽圏へのストリーマーと疑似ストリーマーの動的結合

Title	The_Dynamic_Coupling_of_Streamers_and_Pseudostreamers_to_the_Heliosphere
Authors	V._Aslanyan,_D._I._Pontin,_A._K._Higginson,_P._F._Wyper,_R._B._Scott,_and_S._K._Antiochos
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02388

遅い太陽風は、一般に、ストリーマーと疑似ストリーマーでの開いた冠状磁束と閉じた冠状磁束の相互作用に起因すると考えられています。3次元電磁流体力学シミュレーションを使用して、光球の対流によって駆動される開閉相互作用の詳細な構造とダイナミクスを決定します。光球磁場モデルには、衛星コロナホールを主極ホールから分離する疑似ストリーマーを発生させる大きな寄生極性領域とともに、ストリーマーを発生させるグローバル双極子が含まれています。私たちの数値領域は30太陽半径まで広がり、等温太陽風を含んでいるため、コロナと太陽圏の間の結合を厳密に計算できます。このシステムは、超粒状運動によるストリーマーと疑似ストリーマーの境界付近でのコロナフラックスの駆動を捉える、大量の準ランダム表面流を課すことによって駆動されます。結果として生じる構造とダイナミクスについて説明します。インターチェンジの再接続は、ストリーマーと疑似ストリーマーの両方の境界での進化を支配しますが、結果として得られる構造の詳細は、互いに明らかに異なります。さらに、再接続のその場でのシグネチャを計算し、テスト宇宙船の軌道のために内側の太陽圏から太陽に戻る動的マッピングを決定します。パーカーソーラープローブやソーラーオービターなどの太陽圏内部ミッションからの観測を解釈するための結果と、遅い太陽風の宇宙天気モデリングのための結果の意味について説明します。

rモードシグネチャから得られたケプラー偏心（ハートビート）バイナリの恒星の自転速度

Title	Stellar_rotation_rates_in_Kepler_eccentric_(heartbeat)_binaries_obtained_from_r-mode_signatures
Authors	Hideyuki_Saio_and_Donald_W._Kurtz
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02458

回転する星のRモード振動は、回転周波数に関連する周波数でフーリエ振幅スペクトルに特徴的なシグネチャを生成します。これは、星の表面回転速度を取得するために使用できます。ケプラーによって観測されたいくつかの連星は、おそらく潮汐効果によって励起されるr〜モードの存在を示しています。この論文では、rモードシグネチャを持つ20個の偏心（ハートビート）バイナリで恒星の自転周期を取得しました。自転周期の大部分は、回転の角速度がペリアストロンでのコンパニオンの角軌道運動に類似している疑似同期周期に匹敵することがわかっています。特に、公転周期が約8\、dより長いハートビート星の場合、1つを除いてすべてが疑似同期回転に同意します。Zimmermanetal。による以前の調査とは対照的に、私たちの結果は、Hutによって開発された疑似同期理論をサポートしています。

食変光星の再議論。ペーパーVIII。皆既日食四重星系V498Cygni

Title	Rediscussion_of_eclipsing_binaries._Paper_VIII._The_doubly-eclipsing_quadruple_star_system_V498_Cygni
Authors	John_Southworth
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02516

V498Cygは、3.48dの周期で日食を示し、2セットのスペクトル線を示すことが知られている初期のBタイプのバイナリです。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からのこのオブジェクトの光度曲線で、1。44日の周期で2番目の日食のセットが発見されたことを示します。光度曲線のモデルを開発して、両方の食変光星の特性を同時に適合させ、これをTESS観測に適用します。暗いシステムの光度曲線にうまく適合させることはできますが、明るいシステムに適合する光度曲線は、非対称の主食または変化する光度曲線の形状を再現することはできません。利用可能な日食のタイミング測定値は非常に分散しているため、TESSデータのみに基づいて軌道天体暦を決定します。4つの星すべての物理的性質を推測し、明るいバイナリの成分の質量を10Msunと11Msunと推定し、暗いバイナリの成分の質量を6.5Msunと3.5Msunと推定します。システムの特性は、将来、構成星の視線速度測定値を取得することによって確実に決定される可能性があります。

FUorPGIR20dciの歴史的なKs光度曲線

Title	The_historic_Ks_light_curve_of_the_FUor_PGIR20dci
Authors	Klaus_W._Hodapp,_Scott_E._Dahm,_Watson_P._Varricatt
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02541

最近Hillenbrandらによって発見されたFUorPGIR20dciの30年以上にわたる歴史的なKsバンド光度曲線を報告します。（2021）。FUorバーストの前に、オブジェクトのわずかな変動が見られます。これは、最初のかなりゆっくりとした明るさの上昇であり、2019年には、最大値まではるかに急な上昇が続きます。

球状星団NGC6402（M14）とその特異な複数の集団のHST観測

Title	HST_observations_of_the_globular_cluster_NGC_6402_(M14)_and_its_peculiar_multiple_populations
Authors	Francesca_D'Antona,_Antonino_P._Milone,_Christian_I._Johnson,_Marco_Tailo,_Enrico_Vesperini,_Vittoria_Caloi,_Paolo_Ventura,_Anna_Fabiola_Marino,_and_Flavia_Dell'Agli
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02546

高度に赤くなった非常に明るい銀河球状星団（GC）であるNGC6402のハッブル宇宙望遠鏡（HST）測光結果を示します。赤色巨星の最近の分光観測は、その複数の集団の化学において非常に独特な振る舞いを示しています。これらの結果は、クラスターの「染色体マップ」（ChM）、GCを分類し、それらの複数の集団を特徴づけるための効率的なツールを取得することを目的としたUVおよび光学HST観測を促しました。分光法から推測されるO、Mg、Al、Naの存在量分布の不連続性は、主に窒素に敏感なChMの方が微妙であることがわかります。それにもかかわらず、光学バンドの測光は二重の主系列を明らかにし、集団のヘリウム含有量の不連続性を示しています。最大の化学的異常（極端な）を持つ集団は、ヘリウムの質量分率Y〜0.31でピークに達します。このヘリウム含有量は、水平分枝星の分布の分析と赤色巨星の分光光度法の結果と一致しています。ChMと色の大きさの図は、最大Y>0.35のヘリウム存在量を持つプロトタイプGCであるNGC2808のものと比較され、NGC6402がそのような極端なヘリウム含有量の星の種族をホストしていないことを確認します。さらに、ChMは、より大きな金属量を持つ星のグループの存在を明らかにし、したがって、NGC6402がタイプIIクラスターであることを示しています。NGC6402での複数の集団の形成のモダリティは、漸近巨星分枝と超大質量星モデル、および可能なクラスターのマージに主な注意を払って、簡単に調査されます。

Apスターファイドラコニスの磁場トポロジー、化学スポット分布および光度変動

Title	Magnetic_field_topology,_chemical_spot_distributions_and_photometric_variability_of_the_Ap_star_phi_Draconis
Authors	O._Kochukhov,_N._Papakonstantinou,_C._Neiner
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02554

複数の星のりゅう座ファイ星の主成分は、北の空で最も明るい磁気化学的に特異な星の1つです。ここでは、この星の回転光度変動、二値性、磁場幾何学、および表面化学スポット構造の包括的な研究の結果を報告します。1年間のTESSほぼ連続的な宇宙観測に基づいて、1.71650213（21）dの正確な自転周期を導き出し、光のタイムトラベル効果による127.9dのバイナリ軌道の位相による恒星の光度曲線の変調を発見しました。二次軌道のパラメータを修正し、二次の分光学的寄与を検出しました。断層撮影マッピング技術は、イッカクの高解像度分光偏光観測から得られた平均強度と円偏光プロファイルに適用されました。この分析により、Si、Cr、およびFeの存在量の表面分布とともに、グローバルな磁場トポロジーの詳細なマップが得られました。磁気マッピングは、りゅう座ファイ星の表面磁場構造が、1.4kGのピーク磁場強度と極間の大きな非対称性を持つ歪んだ双極子成分によって支配されていることを示しています。化学マップは、磁気赤道と回転赤道の交点を取り囲む一連のスポットで、Cr、Fe、および程度は低いもののSiが強化されていることを示しています。これらの化学的スポット形状は、局所的な電界強度または電界傾斜のいずれとも直接相関していません。

$ p $-閉じた宇宙のアディック物質

Title	A_$p$-Adic_Matter_in_a_Closed_Universe
Authors	Branko_Dragovich
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02200

この論文では、$p$-adic文字列、つまり$p$-adic世界面を持つ文字列に由来する新しいタイプの物質を紹介します。この$p$-adic物質のいくつかの特性、特にその宇宙論的側面を調査します。$p$-adicオープンストリングの対称散乱振幅と、ツリーレベルでのタキオンダイナミクスを記述する関連する有効な非局所および非線形ラグランジアンの交差から始めます。次に、このラグランジアンを少し変更して、非タキオンスカラー場の新しいラグランジアンを取得します。{宇宙定数を持つアインシュタイン重力の問題として、この新しいラグランジュを弱場近似で使用すると、指数関数的に拡大するFLRW閉じた宇宙が得られます。}最後に、得られた結果、つまりスカラー$pの計算された質量について説明します。$-adic粒子、関連する閉じた宇宙の推定半径、および$p$-adic物質が暗黒物質の候補として挙げられています。

バブル宇宙と通過可能なワームホール

Title	Bubble_universes_and_traversable_wormholes
Authors	Jos\'e_P._S._Lemos_and_Paulo_Luz
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02203

一般相対性理論におけるバブル宇宙と通過可能なワームホールは、同じ概念の両面として実現することができます。例として、ミンコフスキー-ミンコフスキーの閉じた宇宙とミンコフスキー-ミンコフスキーの通過可能なワームホールを統一された方法で見つけ、表示し、研究します。薄いシェルの2つの物質球、つまり球形の磁壁に沿って2つの3次元の平らなボールを単一の時空に結合することにより、ミンコウスキー-ミンコウスキーの静的な閉じた宇宙、つまりバブル宇宙を取得します。平らなボールの2つの3次元補体を、薄いシェルの2つの物質球、つまり球形の喉に沿って1つの時空に結合することにより、通過可能なワームホールであるミンコフスキー-ミンコフスキー静的オープンユニバースが得られます。したがって、ミンコフスキー-ミンコフスキーバブルユニバースとワームホールは補完的であると見なすことができます。これらの2つの時空が2つのよく知られた静的宇宙と類似していることも印象的です。ミンコフスキー-ミンコフスキーの静的な閉じた宇宙は、アインシュタイン宇宙に似ています。アインシュタインの宇宙は、塵の物質と宇宙定数で均一に満たされた静的な閉じた球形の宇宙です。ミンコウスキー-ミンコウスキーの静的開放宇宙は、フリードマン静的宇宙に似ています。静的開放双曲線宇宙は、負のエネルギー密度の塵で均一に満たされ、負の宇宙論で、失敗したワームホールと見なすことができる2つのばらばらのブレーンを持つ宇宙です。この観点から、アインシュタインとフリードマンの宇宙も同じ概念の両面です。これらすべての時空の線形安定性分析が実行されます。これらの静的時空に存在するバブル宇宙と通過可能なワームホールの間の相補性は、動的時空に対して実行することができ、そのような相補性が一般的であることを示しています。この研究は、バブルユニバースとトラバース可能なワームホールが同じ概念から生まれていると見なすことができることを示唆しています。したがって、一方が存在する場合は、もう一方も存在する必要があります。

ウェルテンペラメント宇宙論：スケール

Title	Well_Tempered_Cosmology:_Scales
Authors	Eric_V._Linder
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02211

十分に調整された宇宙論は、スカラー場が動的に$\Lambda$をキャンセルすることにより、高い（プランク）エネルギー宇宙定数$\Lambda$にもかかわらず、低いエネルギー宇宙加速で宇宙論を取得するための明確なパスを提供します。さまざまなホルンデスキー重力項に入る質量スケール間の関係を調査し、1つまたは2つの質量スケールのみの場合に焦点を当てて、アクションの形式の一般的な解決策を取得します。結果として生じる宇宙論は自然で実行可能である可能性があり、宇宙定数の問題に対処するための唯一の道の1つとして、それはベンチマーク宇宙論であるという理論的根拠を持っています。

動的チャーン・サイモン重力におけるブラックホール超放射

Title	Black_Hole_Superradiance_in_Dynamical_Chern-Simons_Gravity
Authors	Stephon_Alexander,_Gregory_Gabadadze,_Leah_Jenks,_Nicol\'as_Yunes
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02220

ブラックホールの超放射は、光のスカラー場のダイナミクスと、回転するブラックホールの近くでのそれらの相互作用への窓を提供します。ブラックホールの回転により、スカラー場の振幅が拡大し、「ブラックホール爆弾」効果をもたらします。最近の研究は、動的なチャーン・サイモン重力で回転するブラックホールが、ブラックホールの近くの物質の振る舞いに影響を与える可能性のある「チャーン・サイモンキャップ」という独特の構造を持っていることを示しています。これらのキャップの存在に動機付けられて、ゆっくりと回転するブラックホールのコンテキストで動的チャーンサイモン重力の超放射を研究します。追加のモードが励起され、カーブラックホールに期待されるものを超える超放射に寄与することがわかります。摂動の超放射スペクトルを研究すると、チャーン・サイモンの寄与が、結果として生じるスカラー雲の角度依存性に小さな補正をもたらすことがわかります。最後に、潜在的な観察可能な結果と調査のための将来の道についてコメントします。

くりこみ群からの変数$ G $と$ \ Lambda $を持つスイスチーズの宇宙論

Title	Swiss-cheese_cosmologies_with_variable_$G$_and_$\Lambda$_from_the_renormalization_group
Authors	Fotios_K._Anagnostopoulos,_Alfio_Bonanno,_Ayan_Mitra,_Vasilios_Zarikas
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02251

暗黒エネルギーと暗黒物質の性質についての説得力のある説明はまだ欠けています。最近の研究では、\sch半径に依存する進化する宇宙定数を持つRGで改良されたスイスチーズ宇宙論が、観測された宇宙加速を説明するための有望なモデルであることが証明されています。この作業では、このモデルを拡張して、IR固定点仮説に従ってニュートン定数$G$と宇宙定数$\Lambda$の組み合わせスケーリングを検討します。私たちのモデルは、余分なエネルギースケール、エキゾチックなフィールド、または微調整を必要とせずに、減速から加速への観測された最近の通過を簡単に生成することを示します。概念の一般性を確認するために、2つの異なるスケーリング関係が分析され、両方が$\Lambda$CDM宇宙論と非常によく一致していることが証明されました。また、モデルが$\dot{G}/G$の観測ローカル制約を満たしていることも示します。

暗黒物質混合中性子星の動的進化

Title	Dynamical_evolution_of_dark_matter_admixed_neutron_stars
Authors	Troy_Gleason,_Ben_Brown,_Ben_Kain
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02274

中性子星とフェルミオン暗黒物質を混合した暗黒物質を初めて動的に進化させます。これらのシステムは、中性子星の通常の核物質と暗黒物質の混合物です。動的進化を実行するために、任意の数の完全流体を含む球対称システムの運動方程式を保存形式で導出します。有限体積法と高解像度の衝撃捕捉法を使用して、2流体の場合を動的に進化させ、最初の流体は通常の物質をモデリングし、2番目の流体は暗黒物質をモデリングします。動的ソリューションを使用して、非線形安定性、半径方向の振動周波数、および動的形成プロセスを研究します。

バックグラウンド電子反ニュートリノフラックスデータによる暗黒物質-核子散乱断面積の抑制

Title	Constraining_dark_matter-nucleon_scattering_cross_section_by_the_background_electron_anti-neutrino_flux_data
Authors	Man_Ho_Chan_and_Chak_Man_Lee
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02315

星や惑星などの天体は、暗黒物質-核子散乱によって大量の暗黒物質粒子を捕獲できる可能性があります。多くの以前の研究は、太陽や地球などのさまざまな天体を自然の暗黒物質検出器と見なし、暗黒物質-核子散乱断面積のいくつかの厳密な境界を取得しました。この研究では、スーパーカミオカンデ実験で得られた$\sim10$MeV電子ニュートリノフラックス限界を使用し、暗黒物質-核散乱断面積を制限するための大きな天然暗黒物質検出器として地球を検討します。この方法は一般的に、より厳しい制限を取得できることを示します。$b\bar{b}$チャネルを介して消滅する暗黒物質の質量の特定の範囲では、アイソスピンに依存しない散乱と陽子のみの散乱の断面積の限界は、PICO直接検出実験で得られたものよりも厳しい可能性があります。。

アクシオンのようなインフレーション後の非アーベル再加熱による重力波の背景

Title	Gravitational_wave_background_from_non-Abelian_reheating_after_axion-like_inflation
Authors	P._Klose,_M._Laine,_S._Procacci
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02317

非アーベルセクターのトポロジカル電荷密度$F\tilde{F}$と結合した擬スカラーインフラトン$\varphi$は、崩壊してゲージボソン（$\varphi\togg$）になり、急速に熱くなる可能性があります。$\varphi$が感じる摩擦は、非アーベルの「強力なスファレロン」によって増加し、媒体を効率的に加熱できる自己増幅プロセスにつながります。最小数のパラメーターの観点から、流体力学的変動と粒子衝突を介して発生する、このようなプロセスからの重力波生成率の下限を決定します。エネルギー密度の適度な部分だけが重力波に変換されます。これは、非アーベルモデルが一部のアーベルの場合に観察される過剰生産を回避できることを示唆しています。

重力再加熱

Title	Gravitational_Reheating
Authors	Md_Riajul_Haque,_Debaprasad_Maity
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02348

この手紙では、私たちの現在の宇宙の完全な状態が、新しい物理学を呼び出すことなく、再加熱中のインフラトンとすべての基本的な場の間の重力相互作用によって得られることを初めて示します。私たちの分析は、重力による再加熱が、非常に制限されたクラスのインフレーションモデルと狭い範囲の再加熱温度と暗黒物質の質量に対して一貫していることを明らかにしました。

パリティ違反を伴うテレパラレル重力モデルにおけるゴーストの不安定性

Title	Ghost_instability_in_the_teleparallel_gravity_model_with_parity_violations
Authors	Mingzhe_Li,_Zhihao_Li,_and_Haomin_Rao
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02357

この論文では、テレパラレル重力の枠組みの中でパリティ違反重力モデルを検討します。パリティ違反は、ねじれテンソルでパリティが奇数で2次であるスカラー不変量へのスカラー場の結合によって引き起こされます。全部で2つのそのようなタイプに依存しない不変量があり、そのうちの1つはNieh-Yan密度です。このモデルの宇宙論的摂動に関する調査を通じて、一般に、スカラーおよびベクトルの摂動におけるゴーストの不安定性の問題に苦しんでいることがわかります。しかし、特別な場合には、ニーヤン密度への結合のみが存在し、このモデルはゴーストフリーであり、ニーヤン修正テレパラレル重力モデルに還元されます。

インフレ-さまざまな修正重力理論間の比較研究

Title	Inflation_--_a_Comparative_Study_Amongst_Different_Modified_Gravity_Theories
Authors	Dalia_Saha_and_Abhik_Kumar_Sanyal
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02473

近年、暗黒エネルギーの代替として、多くの修正重力モデルが提案されています。重力の量子論はまた、「一般相対性理論」を修正する必要があります。今回の記事では、5つの異なる重力理論を検討し、インフレパラメータを2つのPlanckコラボレーションチームによってリリースされた最近のデータセットと比較します。私たちの分析は、重力のスカラーテンソル理論が最良の代替案であることを明らかにしています。

アインシュタイン-膨張-ガウス-ブラックホールからのボンネ重力-中性子星重力波イベントへの制約

Title	Constraints_on_Einstein-dilation-Gauss-Bonnet_gravity_from_Black_Hole-Neutron_Star_Gravitational_Wave_Events
Authors	Zhenwei_Lyu_and_Nan_Jiang_and_Kent_Yagi
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02543

最近の重力波観測により、強力で動的な場の領域で重力を調べることができます。この論文では、弦理論によって動機付けられたアインシュタイン膨張ガウス・ボンネ重力のテストに焦点を当てます。特に、2つの新しい中性子星ブラックホール連星（GW200105とGW200115）を使用します。また、連星ブラックホールと中性子星ブラックホール連星の両方と一致するGW190814についても検討します。主要なポストニュートン補正を採用し、ベイズマルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行して、理論の結合定数の90\％の信頼できる上限を$\sqrt{\alpha_{GB}}\lesssim1.33\として導き出します。、\rmkm$、その整合性は独立したフィッシャー分析でチェックされます。この限界は、GWTC-1およびGWTC-2カタログで選択された連星ブラックホールイベントを組み合わせることによって以前の文献で得られた限界よりも強力です。また、GW200105、GW200115、GW190814、および選択された連星ブラックホールイベントをスタックすることにより、$\sqrt{\alpha_{GB}}\lesssim1.18\、\rmkm$の結合境界を導出します。より高いポストニュートン項の効果の妥当性を確認するために、スカラーテンソル理論の結果をアインシュタイン膨張ガウス-ボンネ重力にマッピングすることにより、2番目のポストニュートン次数までの波形位相の補正を導き出します。このような高次の項は、GW200105の場合はそれぞれ$14.5\％$、GW200115の場合は$6.9\％$だけ範囲を改善することがわかります。

動的捕獲からの荷電ブラックホールの合併率

Title	Merger_rate_of_charged_black_holes_from_the_dynamical_capture
Authors	Lang_Liu_and_Sang_Pyo_Kim
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02581

電荷または磁気電荷に対応するだけでなく、暗電荷または隠れ電荷などの他の物理的解釈も持つU（1）電荷を運ぶブラックホールの動的捕捉を検討します。低速および弱磁場領域では、双曲線軌道のU（1）電荷を持つ点質量からの重力および電磁放射を研究し、動的捕獲から荷電ブラックホールの併合率を導出する形式を開発します。形式主義を適用して、考えられるさまざまなケースの合併率に対する電荷対質量比の影響を見つけ、その影響がモデルに依存することを発見します。

結合された加圧ガス状チェレンコフ検出器を使用したフィールド可能なミューオン運動量測定

Title	Fieldable_Muon_Momentum_Measurement_using_Coupled_Pressurized_Gaseous_Cherenkov_Detectors
Authors	Junghyun_Bae_and_Stylianos_Chatzidakis
URL	https://arxiv.org/abs/2201.02591

宇宙線ミューオンは、放射線バックグラウンドの大部分を占め、関心のあるアプリケーションに応じて、バックグラウンドノイズ、たとえば、放射線マッピング、放射線防護、線量測定、または宇宙線ミュオグラフィなどの有用な質問プローブとして見ることができます。使用済み核燃料キャスクの監視やジオトモグラフィーを含む多くのアプリケーションの将来の非侵襲的監視方法として浮上しているミューオン散乱トモグラフィーの最近の発展は注目に値します。ただし、明らかに利点があるにもかかわらず、大型で高価な熱量計、リングイメージャ、または飛跡時間検出器を使用せずに、フィールドでミューオンの運動量を測定することは依然として非常に困難です。CNLとINFNでの最近の取り組みにより、ミューオン運動量再構成アルゴリズムと組み合わせた複数のクーロン散乱に基づく大規模なプロトタイプが開発されました。これらの努力は有望ですが、フィールドでミューオンの運動量を測定できる携帯型検出器は存在しません。この作業では、結合された加圧ガス状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測定するための新しい概念を提示します。各ラジエーターのガス圧を注意深く選択することにより、ミューオン信号が検出されるミューオン運動量のしきい値を最適化できます。このように、ラジエーターを通過するミューオンは、実際のミューオンの運動量よりも小さい運動量しきい値を持つラジエーターのみをトリガーします。各ラジエーター内のチェレンコフ信号の存在を測定することにより、システムはミューオンの運動量を推定できます。このような概念の主な利点は、コンパクトで持ち運びが容易であるため、フィールドで個別に、または既存の断層撮影システムと組み合わせて展開できることです。