パルサータイミングアレイ周波数帯の原始磁場からの重力波信号
| Title |
The_gravitational_wave_signal_from_primordial_magnetic_fields_in_the_Pulsar_Timing_Array_frequency_band |
| Authors |
Alberto_Roper_Pol,_Chiara_Caprini,_Andrii_Neronov,_Dmitri_Semikoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05630 |
NANOGrav、Parkes、および欧州パルサータイミングアレイ（PTA）のコラボレーションにより、1〜100nHzの周波数範囲の確率的重力波バックグラウンド（SGWB）に対応する可能性のある共通スペクトルプロセスの証拠が報告されています。この信号が、クォークの閉じ込め相転移に対応するエネルギースケールの非らせん状の原始磁場によって引き起こされた、初期宇宙の電磁流体力学（MHD）乱流によって生成されるシナリオを検討します。MHDシミュレーションを実行して、磁場の動的進化を研究し、結果のSGWBを計算します。シミュレーションからのSGWB出力は、磁気異方性応力が渦ターンオーバー時間に関連する時間間隔にわたって時間的に一定であると仮定することにより、非常によく近似できることを示します。この仮定の下で導出された分析スペクトルは、数値シミュレーションで確認したGWソース期間に対応する周波数での勾配の変化を特徴としています。SGWB信号をPTAデータと比較して、SGWBが供給される温度スケール、および初期磁場の振幅と特性スケールを制約します。生成温度は2〜200MeVの範囲に制限され、磁場振幅はその時点での放射エネルギー密度の$>1$\％である必要があり、磁場特性スケールは$に制限されていることがわかります。地平線スケールの>10$\％。この磁場の乱流崩壊は、ハッブル張力を緩和するのに役立つ再結合時の磁場につながり、チェレンコフ望遠鏡アレイのようなガンマ線望遠鏡を使用した大規模構造のボイドでの測定によってテストできることを示します。
機械学習による直接暗黒物質検索データの高速かつ柔軟な分析
| Title |
Fast_and_Flexible_Analysis_of_Direct_Dark_Matter_Search_Data_with_Machine_Learning |
| Authors |
LUX_Collaboration:_D.S._Akerib,_S._Alsum,_H.M._Ara\'ujo,_X._Bai,_J._Balajthy,_J._Bang,_A._Baxter,_E.P._Bernard,_A._Bernstein,_T.P._Biesiadzinski,_E.M._Boulton,_B._Boxer,_P._Br\'as,_S._Burdin,_D._Byram,_N._Carrara,_M.C._Carmona-Benitez,_C._Chan,_J.E._Cutter,_L._de_Viveiros,_E._Druszkiewicz,_J._Ernst,_A._Fan,_S._Fiorucci,_R.J._Gaitskell,_C._Ghag,_M.G.D._Gilchriese,_C._Gwilliam,_C.R._Hall,_S.J._Haselschwardt,_S.A._Hertel,_D.P._Hogan,_M._Horn,_D.Q._Huang,_C.M._Ignarra,_R.G._Jacobsen,_O._Jahangir,_W._Ji,_K._Kamdin,_K._Kazkaz,_D._Khaitan,_E.V._Korolkova,_S._Kravitz,_V.A._Kudryavtsev,_E._Leason,_B.G._Lenardo,_K.T._Lesko,_J._Liao,_J._Lin,_A._Lindote,_M.I._Lopes,_A._Manalaysay,_R.L._Mannino,_N._Marangou,_D.N._McKinsey,_D.-M._Mei,_J.A._Morad,_A.St.J._Murphy,_A._Naylor,_C._Nehrkorn,_H.N._Nelson,_F._Neves,_A._Nilima,_K.C._Oliver-Mallory,_K.J._Palladino,_C._Rhyne,_Q._Riffard,_G.R.C._Rischbieter,_P._Rossiter,_S._Shaw,_T.A._Shutt,_C._Silva,_M._Solmaz,_V.N._Solovov,_P._Sorensen,_T.J._Sumner,_N._Swanson,_M._Szydagis,_D.J._Taylor,_R._Taylor,_W.C._Taylor,_B.P._Tennyson,_P.A._Terman,_D.R._Tiedt,_W.H._To,_L._Tvrznikova,_U._Utku,_A._Vacheret,_A._Vaitkus,_V._Velan,_R.C._Webb,_J.T._White,_T.J._Whitis,_M.S._Witherell,_F.L.H._Wolfs,_D._Woodward,_X._Xian,_J._Xu,_C._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05734 |
大規模地下キセノン（LUX）暗黒物質実験からのデータを使用して、機械学習とプロファイル尤度適合手順を組み合わせた結果を示します。このアプローチは、実際のデータのパフォーマンスを損なうことなく、以前のアプローチと比較して計算時間を30分の1に短縮することを示しています。位置補正を適用した場合と適用しない場合のパルス領域を使用して同等のパフォーマンスを実現することにより、変数間の非線形相関（位置変動による光や電荷信号のスミアリングなど）をキャプチャする柔軟性を確立します。その効率とスケーラビリティはさらに、大きな計算負荷なしに追加の変数を使用して暗黒物質を検索することを可能にします。これは、光や電荷信号の強度など、従来の入力に加えて、光信号のパルス形状変数を含めることで実証されています。この手法は、将来の暗黒物質実験で利用して、追加情報を利用し、信号の検索とシミュレーションに必要な計算リソースを削減し、物理的な妨害パラメータをフィットに含めることを扱いやすくすることができます。
重力レンズは、前景の光源による光の偏向により、背景のオブジェクトを明るくします。銀河団の豊富な銀河団は、中央に集中しているため、非常に効果的なレンズです。そのような自然の重力望遠鏡は、高赤方偏移で強く拡大された銀河を私たちに提供します。さもなければ、検出または分析するには薄すぎます。レンズブーストを使用すると、「暗黒時代」の終わりに輝く銀河を研究できます。広い視野と深さによって提供される機会を利用して、クラスターの臨界曲線の近くで前景クラスターによって拡大された光源を検索することを提案します。ここでは、明るさが数十倍になる可能性があります。もう1つの側面は、マイクロレンズ（ML）です。ここでは、惑星から仮定された中央中間質量ブラックホール（IMBH）までのMLイベントを検索するために、数週間から数年の時間スケールで多数の銀河球状星団の調査を続けたいと考えています。
低z銀河調査データを使用して$ G _ {\ rm eff} $の遅い時間遷移を制限する
| Title |
Constraining_a_late_time_transition_of_$G_{\rm_eff}$_using_low-z_galaxy_survey_data |
| Authors |
G._Alestas,_L._Perivolaropoulos_and_K._Tanidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05846 |
最近、最近の赤方偏移$z_t$で発生する重力遷移により、有効重力定数$G_{\rmeff}$が$z>z_t$に対して約$10\％$減少する可能性があることが、最近指摘されました。$z_t\lesssim0.01$の場合、ハッブル張力の解決につながります。$H（z）^2\simG_{\rmeff}$なので、このような遷移は、$z=z_t$でのハッブル図の傾きの急激な変化と、1個あたりの銀河の数の急激な減少にもつながります。$z_t$の赤方偏移ビン。ここでは、6度の散在銀河調査（6dFGS）と2MASS赤方偏移調査（2MRS）から取得した2つのロバスト低z赤方偏移調査データセット（$z<0.01$）を使用して、このような遷移に制約を課そうとします。。どちらの調査でも、データをRedshiftビンにビニングし、各ビンの銀河の数（$\DeltaN（z_i）$）に焦点を当てています。両方のデータセットで、約20Mpcの距離付近に銀河の分布のピークが見られます。この特徴は、銀河の密度の変動、銀河のコヒーレントな固有速度、または同じ時代の超遅い時間の重力遷移に起因する可能性があります。後のシナリオのコンテキストでは、この機能は$G_{\rmeff}$の$\DeltaG_{\rmeff}/G_{\rmeff}\simeq0.6$による急激な変化によって引き起こされた可能性があることを示しています。$z_t\simeq0.005$で。保守的なアプローチでは、$\DeltaG_{\rmeff}/G_{\rmeff}\lesssim0.6$のような重力遷移に限界を課すことができます。ハッブル張力の解決に必要な重力遷移のレベル$\DeltaG/G\simeq0.1$は、$z<0.01$の赤方偏移調査データでは除外できないと結論付けています。
対数向性モデルからの予測：暗黒物質ハローの普遍的な面密度と暗黒物質と暗黒エネルギーの現在の比率
| Title |
Predictions_from_the_logotropic_model:_the_universal_surface_density_of_dark_matter_halos_and_the_present_proportion_of_dark_matter_and_dark_energy |
| Authors |
Pierre-Henri_Chavanis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05903 |
対数向性モデル[P.H.Chavanis、Eur。物理学J.Plus{\bf130}、130（2015）]は、$\Lambda$CDMモデルの興味深い代替手段となる可能性があります。それは、CDMモデルのコアカスプ問題を同時に解決しながら、現在加速している宇宙の膨張を説明することができます。対数向性モデルでは、単一の暗黒流体があります。その静止質量は暗黒物質の役割を果たし、その内部エネルギーは暗黒エネルギーの役割を果たします。対数向性モデルの2つの注目すべき予測を強調します。$\Sigma_0^{\rmth}=0.01955c\sqrt{\Lambda}/G=133\、M_{\odot}/{\rmpc}^2に等しい普遍的な表面密度を持つコアダークマターハローを生成します$は、観測値$\Sigma_0^{\rmobs}=141_{-52}^{+83}\、M_{\odot}/{\rmpc}^2$と非常によく一致する自由パラメーターなし。また、ダークエネルギーとダークマターの現在の比率が純粋な数$\Omega_{\rmde、0}^{\rmth}/\Omega_{\rmdm、0}^{\rmth}=であると予測します。e=2.71828...$は、$\Omega_{\rmde、0}^{\rmobs}/\Omega_{\rmdm、0}^{\rmobs}=2.669\を与える観測結果と非常によく一致しています。午後0.08ドル。バリオン物質の現在の割合の測定値$\Omega_{\rmb、0}^{\rmobs}=0.0486\pm0.0010$を使用すると、暗黒物質と暗黒エネルギーの現在の割合の値は$\Omega_であることがわかります。{\rmdm、0}^{\rmth}=\frac{1}{1+e}（1-\Omega_{\rmb、0}）=0.2559$および$\Omega_{\rmde、0}^{\rmth}=\frac{e}{1+e}（1-\Omega_{\rmb、0}）=0.6955$は、観測値$\Omega_{\rmdm、0}^{\rmobs}=0.2589\pm0.0057$および$\Omega_{\rmde、0}^{\rmobs}=0.6911\pm0.0062$エラーバー内。これらの理論的予測は、私たちの時代が宇宙の歴史において特定の役割を果たしていることを示唆する、神秘的な強力な宇宙の偶然の一致（「ダークマジック」と呼ばれる）を提唱することによって得られます。
空間的に平坦な宇宙の初期エネルギー-その考えられる起源のヒント
宇宙のビッグバン起源の証拠は本当に説得力がありますが、その原因は完全な謎のままです。しかし、宇宙時空がますます詳細に改善されて明らかになるにつれて、少なくとも現在の物理理論の枠組みの中で、可能な初期条件の範囲を改善し始めています。宇宙は空間的に平坦であるように思われます。ここでは、この特性が、明らかに総エネルギーがゼロではないものの、運動エネルギーと重力エネルギーがゼロの宇宙を意味する理由を明確でわかりやすい言葉で説明します。宇宙が量子ゆらぎとして存在し始めた可能性があるため、そのような結果は広範囲に及ぶ結果をもたらします。これは「何もない」からでしたか、それとも既存の真空からでしたか？ゼロ以外の総エネルギーは前者のシナリオを排除するように見えますが、必ずしも後者を排除するわけではありませんが、これにより、ゼロ以外のエネルギーによる変動が、私たちがそれを見るのに十分長く生きるか、古典化することができたのかという疑問が生じます。十億年後。したがって、宇宙の空間曲率の高精度測定は、可能な量子の始まりに影響を与える最初の具体的な証拠を構成する可能性があります。
原始ヘリウム存在量の推定との関連でのHII領域の金属量の決定
| Title |
Determination_of_HII_region_metallicity_in_the_context_of_estimating_the_primordial_helium_abundance |
| Authors |
O.A._Kurichin,_P.A._Kislitsyn,_A.V._Ivanchik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06431 |
原始的な$^4$Heの存在量（Y$_p$）は、ビッグバン後の最初の数分間に発生した原始的な元素合成プロセスの重要な特徴の1つです。その値は、バリオン/光子比$\eta\equivn_b/n_{\gamma}$に依存し、放射線が支配的な時代の宇宙の膨張率に影響を与える相対論的自由度にも敏感です。Y$_p$を決定するために最もよく使用される方法は、青色コンパクト矮小銀河（BCD）にある金属欠乏HII領域の研究です。この論文では、Y$_p$分析のコンテキストで、HII領域の金属量を決定するさまざまな方法について詳しく説明します。メソッドで使用されるいくつかの手順が、金属量の推定値にバイアスをかけ、それらの不確実性を過小評価することにつながることを示します。金属量を決定するための修正された方法、およびオブジェクトを選択するための追加の基準を提案します。69個のオブジェクト（HeBCD+NIRデータベースから高品質スペクトルを持つ26個のオブジェクト、SDSSカタログから43個のオブジェクト）を選択し、提案された方法を使用してYとO/Hを推定します。Y$_p=0.2470\pm0.0020$を見積もりました。これは、これまでに得られた最も正確な見積もりの1つです。CMB異方性（プランクミッション）の分析から得られた$\Omega_b$の値を使用した、原始元素合成の数値モデリングの結果として得られた値Y$_p=0.2470\pm0.0002$との比較は重要なツールです。標準宇宙モデルの自己一貫性を研究するため（これらの推定値間の不一致の可能性は、新しい物理学の指標となる可能性があります）。提案された方法の適用は、Y$_p$と傾き$d$Y/$d$（O/H）をより正確に推定することを可能にします。SDSSカタログからのデータをさらに分析すると、回帰分析のオブジェクトの統計が大幅に増加し、Y$_p$の見積もりを改善できます。
アインシュタイン-ガウス-ボンネ重力の領域におけるゴールドストーンインフレーションの研究
疑似ナンブゴールドストーンボソン（pNGB）によって駆動されるインフレ時代を実現することで、切望された平坦性と、パラダイムのダイナミクスに関連するサブプランキアンスケールを確保できます。この作業では、このようなシナリオの最も一般的な形式を採用しました。\cite{croon}で提案されたゴールドストーンのインフレーションであり、Einstein-Gauss-Bonnet重力でモデルを研究しました。自然インフレはこのモデルの限定的なケースであり、ここでも研究されています。EGBカップリングの特定の形式は、インフレと再加熱の時代に関連する豊富な現象学を研究するための十分な機会を提供します。インフレ観測量、テンソル対スカラー比（$r$）、およびスペクトル指数（$n_s$）の予測値は、$Planck'18$\cite{Planck2018}からの最近の観測とよく一致しています。したがって、EGBのフレームワークでは、モデルを復活させることができます。それ以外の場合は、標準のコールドインフレシナリオで生き残るために、\cite{Bhattacharya：2018xlw}で研究されているように、正規ドメインからかなりの微調整または迂回が必要です。最後に、再加熱の時代は、モデルパラメータのさまざまな選択について研究されています。
新しい一般化されたチャプルギンガスモデルに対する宇宙論的制約
データサンプルのさまざまな組み合わせを使用して、ダークエネルギー（DE）宇宙論のコンテキストで新しい一般化チャプリギンガス（NGCG）モデルを調査します。利用可能な宇宙論的データを使用して、統計的マルコフ連鎖モンテカルロ法に基づいて、NGCGモデルの自由パラメーターに制約を課します。次に、NGCG宇宙論における宇宙論的パラメーターとそれらの信頼領域の最適値を見つけます。NGCGモデルで計算された物質密度パラメーターの結果は、標準のCDM宇宙論の結果と非常によく一致しています。また、モデルのDEの状態方程式がファントムレジームをわずかに支持していることもわかります。ハッブル定数H0を予測するために、CDM宇宙に現れる低赤方偏移と高赤方偏移の観測間の大きな緊張がNGCGモデルで緩和できることを示します。しかし、統計的な観点から、私たちの結果は、標準のCDMモデルがNGCG宇宙論よりも観測によく適合していることを示しています。
空の巨大な弧
$z\sim0.8$で「GiantArcontheSky」の偶然の発見を紹介します。ジャイアントアーク（GA）は$\sim1$Gpc（適切なサイズ、現在のエポック）にまたがっており、空でほぼ対称に見えます。これは、Zhu＆M\'enardのカタログを使用して、バックグラウンドクエーサーのスペクトルに介在するMgII吸収体を介して発見されました。MgII吸収体の使用は、赤方偏移$0.45\lesssimz\lesssim2.25$での大規模構造（LSS）の調査への新しいアプローチを表しています。GAの観測特性を提示し、以下に基づく方法を使用して統計的に評価します。（i）単一リンケージ階層的クラスタリング（$\sim4.5\sigma$）;（ii）Cuzick-Edwardsテスト（$\sim3.0\sigma$）;（iii）パワースペクトル分析（$\sim4.8\sigma$）。これらの方法にはそれぞれ固有の属性と能力があり、アンサンブルからの証拠を検討することをお勧めします。GAの過密度は$\delta\rho/\rho\sim1.3\pm0.3$です。GAは、宇宙論の「標準モデル」の基礎となる宇宙原理に（慎重に）挑戦する可能性のある、着実に蓄積されている非常に大きなLSSのセットの中で最も新しく、最大のものの1つです。おそらく、GAは、宇宙が現在の年齢の約半分であったときに見られる、スローン万里の長城のような構造の前兆です（ただし、GAは約2倍のサイズです）。
宇宙のウェブの起源について
観測されたフィラメントとクラスターおよび銀河群の前駆体であるゼルドビッチパンケーキの1次元および2次元構成の出現は、初期密度摂動の進化を分析する際の開発された速度論的アプローチによって予測されます。分岐条件を持つVlasov-Poissonの一連の方程式によって記述される自己無撞着な重力相互作用は、密度が増加した層とそれらの間のボイドとしての2次元構造、つまり宇宙の細胞マクロ構造を予測することが示されています。弱磁場一般相対性理論の修正されたポテンシャルが関与しており、ハッブルの緊張を説明することができ、局所的な銀河の流れと宇宙膨張の概念的な矛盾を明らかにしています。これは、宇宙のウェブの形成における自己無撞着な重力の可能な本質的な役割を示しています。
BOSS DR12 NGCCMASSからの統合トリスペクトル検出
BOSSCMASSNGCDR12からの統合トリスペクトル（$\mathit{i}$-トリスペクトル）モノポールおよび四重極信号の最初の検出を示します。FKP推定器の形式を4点相関関数のフーリエ変換に拡張して、ショットノイズの減算、i-trispectrumデータベクトルのガウス性、検出の重要性、およびデータと銀河からの信号間の類似性をテストします。共分散行列を数値的に推定するために使用される模擬カタログ。最小$k_\mathrm{min}=0.03\、h/\mathrm{Mpc}$から最大$k_\mathrm{min}=0.15\、h/\mathrm{Mpc}$までのモードに対応するスケールを使用すると、次のようになります。$（10.4,5.2,8.3,1.1,3.1）$$\sigma$の帰無仮説からの距離に関する検出-それぞれi-trispectrum単極子と四重極の間隔。これにより、BOSSデータの4ポイント統計の物理信号の存在が定量化されます。完全を期すために、単極子と四重極の両方のパワースペクトルとバイスペクトルに対しても同じ分析が実行されます。
最近の観測と今後の重力波データによる宇宙論の動的モデルの調査
| Title |
Investigating_the_dynamical_models_of_cosmology_with_recent_observations_and_upcoming_gravitational-wave_data |
| Authors |
Jie_Zheng,_Yun_Chen,_Tengpeng_Xu,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07011 |
我々は、標準的な宇宙論的プローブの最近の観測と、宇宙論的パラメーターの制約に関する重力波（GW）標準サイレンの将来の観測の能力を調査して比較します。これは、宇宙論の2つの典型的な動的モデルのフレームワークで実行されます。つまり、$\omega（z）=\omega_0+\omega_a*z/（1+z）$の$\omega_0\omega_a$CDMモデルです。$\rho_X\propto\rho_ma^{\xi}$を使用した$\xi$-indexモデル。ここで、$\omega（z）$はダークエネルギーの状態方程式であり、$\rho_X$と$\rho_m$はそれぞれダークエネルギーと物質のエネルギー密度。宇宙論的分析では、採用されたデータセットには、標準的な宇宙論的プローブ、すなわちIa型超新星（SNeIa）、バリオン音響振動（BAO）、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、および模擬GW標準サイレンサンプルの最近の観測が含まれます。第3世代の検出器から予想される1000個の中性子星イベントのマージ。$\omega_0\omega_a$CDMモデルと$\xi$-indexモデルの両方のシナリオでは、模擬GWサンプルにより、ハッブル定数$H_0$の不確実性をジョイントからの不確実性と比較して約50％削減できることがわかります。SNe+BAO+CMBサンプル;それにもかかわらず、SNe+BAO+CMBサンプルは、他のパラメーターを制限する際のパフォーマンスが優れていることを示しています。さらに、ベイズの証拠を適用して、動的モデルを$\Lambda$CDMモデルと比較します。SNe+BAO+CMBサンプルから計算されたベイズの証拠は、$\Lambda$CDMモデルが最もサポートされているモデルであることを示しています。さらに、$\omega_0\omega_a$CDMモデルは、$\xi$-indexモデルよりも競争力があります。
ジオメトリと成長の間のリンクからの$ \ Omega_m $と$ H（z）$に対するモデルに依存しない制約
| Title |
Model-independent_constraints_on_$\Omega_m$_and_$H(z)$_from_the_link_between_geometry_and_growth |
| Authors |
Jaime_Ruiz-Zapatero,_Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia,_David_Alonso,_Pedro_G._Ferreira,_and_Richard_D.P._Grumitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07025 |
最小限の仮定の下で背景と摂動の関係を排他的に利用することにより、モデルに依存しない方法で宇宙の膨張履歴と宇宙論的物質密度の割合を制約します。これを行うには、ガウス過程を使用して、現在から再結合の時代までの宇宙の拡大履歴をモデル化します。次に、膨張履歴と宇宙論的物質密度は、宇宙クロノメーター、Ia型超新星、バリオン音響振動、および赤方偏移空間歪みデータからの最近の測定値を使用して制約されます。私たちの結果は、再構築された拡張履歴の進化が、すべての赤方偏移で\textit{Planck}2018予測と互換性があることを示しています。この研究で検討されている現在のデータは、$H（z）$のガウス過程を赤方偏移全体の平均$9.4\％$の精度に制約する可能性があります。$\Omega_m=0.224\pm0.066$は低くなりますが、統計的には\textit{Planck}2018宇宙論と互換性があります。最後に、将来のDESI測定とこの作業で検討されているCMB測定の組み合わせは、モデルに依存しない拡張履歴に対する$8\％$の平均制約と、開発された方法論を使用した5倍厳しい$\Omega_m$制約の可能性を秘めています。この仕事で。
再結合前の初期暗黒エネルギー（EDE）に関する研究では、再結合後の宇宙の進化は通常${\Lambda}CDM$のようなものと見なされます。これは、現在の加速膨張の原因となる暗黒エネルギーの状態方程式に対応します。$w=-1$。ただし、現実的なモデルでは、$w$が進化している可能性があります。それぞれ、AxionのようなEDEモデルとAdS-EDEモデルの赤方偏移$z$に関する$w$のパラメーター化を検討します。最近の宇宙論的データを使用してモンテカルロマルコフ連鎖解析を実行したところ、最適な$w（z）$は$w_0=-1、w_a=0$（宇宙定数）と互換性があり、$w$の進化はわずかに支持されているだけなので、${H_0}$の最適値を引き上げる効果はほとんどありません。
MG-MAMPOSSt、銀河団スケールで重力をテストするためのコード：技術的な紹介
| Title |
MG-MAMPOSSt,_a_code_to_test_gravity_at_galaxy-cluster_scales:_a_technical_introduction |
| Authors |
L._Pizzuti,_I._D._Saltas,_A._Biviano,_G._Mamon_and_L._Amendola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07194 |
\textsc{MG-MAMPOSSt}コードは、ライセンス不要の\textsc{Fortran95}コードであり、ジーンズの方程式に基づいた銀河団の運動学的データの分析を通じて一般相対性理論（GR）のテストを実行します。このコードは\textsc{MAMPOSSt}メソッドに基づいており、ダークエネルギーを説明することを目的としたGRを超えた重力理論の一般的なファミリーの重力ポテンシャルの新しいパラメーター化を通じて元のコードを拡張します。\textsc{MG-MAMPOSSt}は、関節運動学+レンズ効果分析のための弱いレンズ効果予測を生成する新しい機能でさらに補完されます。このドキュメントでは、コードの新機能、元のバージョンに関する機能、およびインストールと使用方法についての技術的な説明を提供します。最後に、コードをさらに変更して、より幅広い重力モデルや密度プロファイルのファミリーを含める方法を説明します。これにより、より広範な理論的フレームワークや、星団などの他の物理システムへの適用が可能になります。現在コードに実装されている修正重力モデルの詳細な予測分析は、Pizzutietal。、2021の論文に記載されています。
青い大理石、停滞した蓋：ダイナミックトポグラフィは水の世界を回避できますか？
| Title |
Blue_marble,_stagnant_lid:_Could_dynamic_topography_avert_a_waterworld? |
| Authors |
Claire_Marie_Guimond,_John_Rudge,_and_Oliver_Shorttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05636 |
湿った岩の多い太陽系外惑星の地形は、その海面より上に土地を上げる可能性があります。土地の標高は多くの複雑なプロセスの産物ですが、地球力学的に活動する惑星の大規模な地形的特徴は、地表下の対流マントルの表現です。このいわゆる「ダイナミックトポグラフィ」は、惑星の構造レジームや火山活動に関係なく存在します。その振幅は、いくつかの仮定で、マントルのレイリー数の関数としての対流の数値シミュレーションを介して推定することができます。温度依存粘度の2D対流モデルを使用して、停滞した蓋の惑星のダイナミックトポグラフィの新しいスケーリング関係を開発します。これらのスケーリングは、1D熱履歴モデルに適用され、広いパラメーター空間で太陽系外惑星の観測量によってダイナミックトポグラフィがどのように変化するかを調べます。ダイナミックトポグラフィの振幅は、海盆の容量に変換されます。これは、表面全体を氾濫させるのに必要な最小水量です。惑星の質量分率が一定であると仮定すると、流域の容量は、水の量自体よりも惑星の質量に応じて急激に増加することはありません。最も好ましい熱状態で、動的にサポートされた地形だけで、地球サイズの停滞した蓋の惑星の空中の土地を、その質量の最大約$10^{-4}$倍の地表水インベントリで維持するのに十分であることがわかります。地球上で約1kmの振幅を持つダイナミックトポグラフィのみを考慮することにより、これらの結果は、真の海盆容量の下限を表しています。私たちの研究は、決定論的な地球物理学的モデリングが、低質量惑星の土地傾向の変動性に情報を与える可能性があることを示しています。
$n$-bodyコードREBOUNDのフラグメンテーションモジュールと構成追跡コードを示します。私たちのフラグメンテーションコードは、以前の半分析モデルを利用し、$n$-bodyコードMERCURYのフラグメンテーションと同様の実装方法に従います。フラグメンテーションを使用した$n$ボディシミュレーションでは、粒子半径を膨張係数$f$で膨張させることにより、衝突と惑星形成のタイムスケールを減らし、$f$のさまざまな値を試して、膨張係数が衝突履歴にどのように影響するかを理解します。最終的な惑星系。膨張係数が増加するにつれて、より多くの惑星とより大きな軌道にある惑星を持つ惑星系を生み出す合併の割合も増加します。さらに、質量交換の関数として均質体の組成変化を追跡する組成追跡コードを提示し、それを使用して、断片化と膨張係数の使用が内陸ディスクへの揮発性送達にどのように影響するかを研究します。断片化は、完全なマージに比べて放射状の混合を強化し、平均して、$f$が増加すると、惑星の平均水質量分率も増加することがわかります。衝突が早い段階で発生し、物体が励起された軌道に成長して元の場所から離れる前に、$f$が増加すると、放射状の混合は減少します。
NewHorizonsからのKBOバイナリの高解像度検索
| Title |
High_Resolution_Search_for_KBO_Binaries_from_New_Horizons |
| Authors |
H._A._Weaver,_S._B._Porter,_J._R._Spencer,_The_New_Horizons_Science_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05940 |
NewHorizonsLORRIカメラを使用して、5つのカイパーベルトオブジェクト（KBO）の近くの衛星を検索しました。4つのコールドクラシック（CC：2011JY31、2014OS393、2014PN70、2011HZ102）と1つの散乱円盤天体（SD：2011HK103）です。これらのオブジェクトは、ニューホライズンズ宇宙船から0.092〜0.290auの距離で観測され、他のどの施設よりもはるかに高い136〜430kmの空間解像度（解像度は約2カメラピクセル）を達成しました。ここでは、CC2011JY31がほぼ等しい輝度成分を持つバイナリシステムであり、CC2014OS393が等しい輝度のバイナリシステムである可能性が高いことを報告しますが、他の3つのKBOはバイナリの証拠を示しませんでした。2011JY31バイナリは、198.6+/-2.9kmの準主軸、61.34+/-1.34度の軌道傾斜角、および1.940+/-0.002dの軌道周期を持っています。2014年のOS393バイナリオブジェクトの見かけの距離は約150kmであり、2011年のJY31と2014年のOS393はこれまでに解決された中で最もタイトなKBOバイナリシステムになっています。2011HK103と2011HZ102の両方がSNR〜10で検出され、私たちの観測では、それぞれ〜430kmと〜260kmを超える間隔を持つ等しい明るさのバイナリが除外されています。2014PN70の空間分解能は約200kmでしたが、このオブジェクトのSNRは約2.5-3であり、その2値を調べる能力が制限されていました。私たちの小規模な調査で調査されたCCバイナリのバイナリ頻度（67％、2014PN70を含まない）は、CCの大規模な調査（Fraseretal。2017、Nolletal。2020）および最近の微惑星によって示唆された高いバイナリ頻度と一致しています。フォーメーションモデル（Nesvornyetal。2021）ですが、結果を以前よりも小さい軌道の準主軸と小さいオブジェクトに拡張します。
進化する原始惑星系円盤の最高温度と惑星ビルディングブロックの組成
| Title |
Maximum_Temperatures_in_Evolving_Protoplanetary_Discs_and_Composition_of_Planetary_Building_Blocks |
| Authors |
Min_Li,_Shichun_Huang,_Zhaohuan_Zhu,_Michail_I._Petaev,_and_Jason_H._Steffen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06404 |
原始惑星系円盤の最高温度と半径方向の温度プロファイルは、円盤内のさまざまな元素の凝縮にとって重要です。原始惑星系円盤のセットの進化を、それらの前駆分子雲コアの崩壊と、それらが進化するにつれてディスク内の塵のデカップリングからシミュレートします。単純な粘性ディスクモデルを使用して、クラウドコアの初期特性が原始惑星系円盤の熱履歴にどのように影響するかを示します。私たちの結果は、ディスクの最大ミッドプレーン温度が0.5AU以内で発生することを示しています。それは初期の雲の温度とともに増加し、その角速度とディスクの粘度とともに減少します。分子雲コアの観測された特性から、最高温度の中央値は約1250Kであり、それらの約90％は1500K未満であり、ほとんどの耐火要素の50％凝縮温度よりも低い値であることがわかります。。したがって、惑星形成ディスク内の高い初期温度または低い角速度および/または低い粘度を持つ雲のコアのみが、耐火物に富む微惑星をもたらします。CM、CO、CVコンドライトの揮発性枯渇パターンと太陽系の地球型惑星を再現するには、高いコア温度などの初期分子雲コアのまれな特性、またはディスクを十分に加熱するための他のエネルギー源のいずれかを持っている必要があります高温。あるいは、これらのコンドライトで観察された揮発性の枯渇は、前駆体の分子雲から受け継がれている可能性があります。
YuMingWang他による「木星デカメートル電波放射のソースフィールドラインの特定」へのコメント
| Title |
Comment_on_"Locating_the_source_field_lines_of_Jovian_decametric_radio_emissions"_by_YuMing_Wang_et_al |
| Authors |
Laurent_Lamy_and_Baptiste_Cecconi_and_St\'ephane_Aicardi_and_Corentin_Louis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06429 |
YuMingWangetal。、2020による記事[arXiv：2002.01150]「木星デカメートル電波放射のソースフィールドラインの特定」のこのコメントでは、木星のデカメートル放射のビーム角を計算するために著者が使用した仮定について説明します。月イオによって誘発されます。彼らの方法は、多点無線観測に依存しており、2014年3月14日にWindと5〜16MHzのSTEREOA/B宇宙船の両方によって観測された単一のイベントに適用され、誤って北方放射（Io-Bタイプ）として識別されました。南部のもの（Io-Dタイプ）の代わりに。著者には、正しい起源の半球で結果を更新し、木星-イオ放出のより大きなサンプルで彼らの方法をテストすることをお勧めします。
CaRM：クロマチックロシター-マクラフリン効果の調査。 HD189733bおよびWASP-127bの場合
| Title |
CaRM:_Exploring_the_chromatic_Rossiter-McLaughlin_effect._The_cases_of_HD_189733b_and_WASP-127b |
| Authors |
E._Cristo,_N._C._Santos,_O._Demangeon,_J._H._C._Martins,_P._Figueira,_N._Casasayas-Barris,_M._R._Zapatero_Osorio,_F._Borsa,_S._G._Sousa,_M._Oshagh,_G._Micela,_H._M._Tabernero,_J.V._Seidel,_S._Cristiani,_F._Pepe,_R._Rebolo,_V._Adibekyan,_R._Allart,_Y._Alibert,_V._Bourrier,_A._Cabral,_E._Esparza_Borges,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_J._Lillo-Box,_G._Lo_Curto,_C._Lovis,_A._Manescau,_P._Di_Marcantonio,_C._J.A.P._Martins,_A._S._Mascare\~no,_D._M\'egevand,_A._Mehner,_N._J._Nunes,_E._Palle,_T._Silva,_A._Sozzetti_and_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06531 |
この論文では、クロマチックロシター-マクラフリン法を介して通過する惑星の広帯域透過スペクトルを取得するための半自動コードであるCaRMを紹介します。これを2つの太陽系外惑星のHARPSおよびESPRESSO観測に適用して透過スペクトルを取得し、そのフィッティング透過モデルを分析しました。惑星の仲間によって引き起こされたロシター-マクラフリン（RM）効果の振幅の強い半径依存性を使用して、太陽系外惑星の大気によって引き起こされた見かけの半径の変化を測定しました。透過スペクトルを取得するために、いくつかのスペクトル次数を含む波長ビンで計算された視線速度を使用して、ケプラー運動とRM効果を同時に適合させました。これから、半径比は波長の関数として計算されました。これにより、特定の太陽系外惑星の低解像度の広帯域透過スペクトルを取得できます。CaRMは、ARoMEとPyAstronomyから取得した2つのロシター-マクラフリンモデルを使用する可能性を提供します。これは、ケプラー関数に関連付けられており、通過観測中に視線速度を自動的に適合させます。さらに、理論的には、通過中の視線速度の摂動の影響を軽減できるいくつかの方法を使用する可能性を提供します。CaRMコードを使用すると、最小限のユーザー操作を使用して、特定の太陽系外惑星の透過スペクトルを取得できます。HARPSやESPRESSOなどの高解像度分光器を使用して観測された太陽系外惑星の低解像度広帯域透過スペクトルを計算できることを示します。
地球型惑星の構築：完全にマージされたシミュレーションの結果が、地球型惑星形成の正確なモデリングに対する定量的に信頼できる近似ではない理由
| Title |
Building_Terrestrial_Planets:_Why_results_of_perfect-merging_simulations_are_not_quantitatively_reliable_approximations_to_accurate_modeling_of_terrestrial_planet_formation |
| Authors |
Nader_Haghighipour_and_Thomas_I._Maindl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06702 |
完全なマージは衝突の現実的な結果ではないことは認められていますが、一部の研究者は、完全なマージのシミュレーションは、地球型惑星形成の最終段階の定量的に信頼できる表現と見なすことができると述べています。Kokubo＆Genda[ApJL、714L、21]の研究を引用して、完全に融合したシミュレーションと衝突が正確に解決されたシミュレーションの最終的な惑星の違いは小さいため、完全な惑星を使用することは正当であると主張しています。-現実的なシミュレーションへの許容可能な近似としての結果のマージ。この論文では、この議論が成り立たないことを示します。衝突中に失われた質量を考慮に入れると、惑星の最終的な質量は完全なマージから得られたものとは非常に異なるため、後者は有効な近似として使用できないことを示します。胚と胚の衝突のSPHシミュレーションを多数実行し、各衝撃で失われた質量と水の量を決定しました。結果を典型的な完全マージシミュレーションの衝突に適用し、各衝突の質量損失が10％と小さい場合でも、完全マージは平均して最終惑星の質量を$\だけ過大評価する可能性があることを示しました。sim35\％$とその水分含有量は18％以上。私たちの分析は、完全なマージシミュレーションは概念を証明するための強力なツールですが、予測を行ったり、定量的な結論を導き出したり（特に惑星系の過去の歴史について）、またはの有効な近似として使用することはできないことを示しています。衝突が正確に解決されるシミュレーションの代わりに。
材料ベースのパンスペルミア説：ポリマーゲルと膜のない液滴の可能性
| Title |
A_Material-based_Panspermia_Hypothesis:_The_Potential_of_Polymer_Gels_and_Membraneless_Droplets |
| Authors |
Mahendran_Sithamparam,_Nirmell_Satthiyasilan,_Chen_Chen,_Tony_Z_Jia,_Kuhan_Chandru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06732 |
パンスペルミア説は、生命の構成要素（分子パンスペルミア）または生命自体（生物ベースのパンスペルミア）のいずれかが惑星間移動されて、特定の惑星の生命の起源（OoL）を促進し、現在のいくつかのOoLフレームワークを補完している可能性があると仮定しています。パンスペルミアの種として潜在的な陸生生物をテストするために過去に多くの宇宙飛行実験が行われたが、そのような生物が宇宙飛行を生き残ることができたとしても、そのような生物が新しい惑星に「種をまく」可能性があるかどうかは定かではない。したがって、生物を使用するのではなく、種子として非生物的化学物質を使用することが、分子パンスペルミア説の一部として提案されています。ここでは、この仮説の拡張として、高分子材料ベースのパンスペルミアシード（M-BPS）の理論的概念の妥当性を紹介し、レビューします。ここで、M-BPSとして機能できる高分子材料のタイプは次のことができなければなりません。1）宇宙飛行を生き延び、2）「機能」、つまり、外国の惑星に到着すると、化学進化を何らかの形の生命の起源に向けて偶発的に推進します。潜在的なM-BPSのモデル例として高分子ゲルを使用します。ある惑星で前生物的に合成できる高分子ゲル（ポリエステルゲルなど）は、隕石移動によって別の惑星に移動できます。隕石移動では、液体を含む惑星に着陸すると、細胞のような特性と機能を含む構造に組み立てられます。このような機能は、これらのゲルが相分離によってコンパートメントに集合し、原始的な代謝、遺伝および触媒物質のカプセル化、これらの物質の交換、運動、合体、進化などの関連機能を達成できることを前提としています。これらの機能はすべて、他の惑星の局所的な地球化学的ニッチを変化させるゲルの能力をもたらし、それによって化学進化がOoLイベントにつながることを可能にします。
平均運動共鳴挙動の機械学習予測-平面の場合
| Title |
Machine_learning_prediction_for_mean_motion_resonance_behaviour_--_The_planar_case |
| Authors |
Xin_Li,_Jian_Li,_Zhihong_Jeff_Xia_and_Nikolaos_Georgakarakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06743 |
最近では、機械学習を使用して、可積分ハミルトン系のダイナミクスと混沌とした3体問題を研究しています。この作業では、可積分系での通常の運動の中間的なケースを検討します。海王星との2：3平均運動共鳴におけるオブジェクトの動作です。短い6250年の数値積分からの初期データが与えられると、最良の訓練を受けた人工ニューラルネットワーク（ANN）は、その後の18750年の進化における2：3共振器の軌道を予測でき、結合された全体の秤動サイクルをカバーできることを示します。期間。ANNの共振角の予測を数値積分の結果と比較することにより、前者は数度の精度で共振角を予測できますが、計算時間を大幅に節約できるという利点があります。より具体的には、訓練されたANNは、2：3共振器の共振振幅を効果的に測定できるため、共振候補を特定できる高速なアプローチを提供します。これは、将来の調査で発見される膨大な数のKBOを分類するのに役立つ可能性があります。
潮汐加熱は、ホットジュピターの「半径異常」を解釈するためによく使用されます（つまり、ホットジュピターの大部分の半径は、惑星の進化の標準理論では解釈できない1.2木星の半径を超えています）。この論文では、潮汐加熱が別の現象「暴走インフレーション」を引き起こすことを発見しました（つまり、潮汐加熱速度が臨界値を超えると、惑星のインフレーションが不安定になり、制御できなくなります）。十分に強い潮汐加熱では、光度は最初はインフレーションとともに増加しますが、ピークを超えるとインフレーションとともに減少するため、加熱は冷却よりも強く、暴走インフレーションが発生します。このメカニズムでは、放射対流境界（RCB）付近の不透明度は、温度が4乗にほぼ比例し、熱が惑星内部から効率的に放射できず、暴走するインフレーションを引き起こします（沸騰ポットの蓋を締めるのと同様）。このメカニズムに基づいて、ホットジュピターの半径は$2.2R_J$を超えることはできないことがわかります。これは、観測結果とよく一致しています。また、ホットジュピターの軌道離心率の上限も示しています。さらに、観測結果と比較すると、潮汐加熱はRCBの近くにあると推測されます。
外側の天の川の円盤の上の高速雲：恒星の小川によって荒らされた地域の霧状の沈殿ガス
| Title |
The_High-Velocity_Clouds_Above_the_Disk_of_the_Outer_Milky_Way:_Misty_Precipitating_Gas_in_a_Region_Roiled_by_Stellar_Streams |
| Authors |
Todd_M._Tripp_(University_of_Massachusetts_-_Amherst) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05615 |
$20^{\circ}<l<190^{\circ}$の外側の天の川の高速雲（HVC）は、同様の空間位置、金属量、および運動学を持っています。さらに、それらの位置と運動学は、いくつかの面外恒星の流れと一致しています。HVCの起源は、恒星の小川に直接接続されているか、小川の前駆体による領域の動的なローリングによって沈殿している可能性があります。この論文は、以下の観察に基づいて、これらのHVCが小川の伴流における「霧状」の沈殿であることを示唆している。QSOH1821+643の新しい高分解能（2.6km/s）紫外分光法は、単一のHVC吸収雲（7km/s分解能）のように見えるものを$T\lesssim3\times10^{で5つの成分に分解します。4}$K.光イオン化モデルは低イオン化成分を説明できますが、ダストによる耐火性元素の枯渇が必要であり、モデルの縮退により広範囲の金属量が可能になります。高イオン化吸収線（SiIV、CIV、およびOVI）は、低イオン化線と運動学的に整列しており、光イオン化または平衡衝突イオン化では簡単に説明できません。これらのラインは、非平衡急速冷却モデル、つまり、高い金属量とかなりの量のHIを備えた凝縮/沈殿ガスと最もよく一致します。低イオン化相と高イオン化相はどちらも、冷却時間と自由落下時間の比率が低く、冷却時間と音の交差時間の比率が低いため、フラグメンテーションと沈殿が可能です。H1821+643の結果は、他の6つの近くのターゲットの分光法によって裏付けられています。これらのターゲットは、同様に運動学的に相関する低イオン化および高イオン化吸収線を示し、ダストの枯渇と急速な冷却の証拠があります。
星形成分子雲における磁場と密度の関係
| Title |
The_Magnetic_Field_versus_Density_relation_in_Star-Forming_Molecular_Clouds |
| Authors |
Sayantan_Auddy,_Shantanu_Basu,_Takahiro_Kudoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05620 |
非理想的な3次元磁気流体力学的シミュレーションを使用して、動的に重要な磁場を持つ乱流分子雲における磁場と密度（$B-\rho$）の関係を研究します。私たちのシミュレーションは、比較的平坦な低密度レジームと高密度のべき乗則レジームの間に識別可能な破壊密度$\rho_{\rmT}$があることを示しています。磁場、乱流、重力の相互作用に基づいた$\rho_{\rmT}$の解析理論を提示します。破壊密度$\rho_{\rmT}$は、サブAlfv\'enic（$\mathcal{M}_{\rmA0}<1$）およびtrans-Alfv\'enic（$\mathcal{M}_{\rmA0}\sim1$）雲。モデル雲の$\rho_{\rmT}$の変動を、初期音波マッハ数$\mathcal{M_{のさまざまな値によって設定された$\mathcal{M}_{\rmA0}$の関数として適合させます。\rm0}}$および磁気圧力に対するガス圧の初期比$\beta_{\rm0}$。これは、未臨界から超臨界レジームへの質量対フラックス比の遷移を示す$\rho_{\rmT}$が、分子雲の初期乱流圧縮によって設定されることを意味します。
非ジェットナローラインセイファート1銀河の夜間光学変動研究：SDSS J163401.94 + 480940.1
| Title |
Intra-night_optical_variability_study_of_a_non-jetted_narrow-line_Seyfert_1_galaxy:_SDSS_J163401.94+480940.1 |
| Authors |
Vineet_Ojha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05888 |
SDSSJ163401.94$+$480940.2は、ジェットされていないラジオラウドナローラインセイファート1（NLSy1）銀河です。このオブジェクトの光学的監視は、3.6mのDOTで3時間ごとに$\geq$2回の夜間セッションで実行されました。夜間の光学変動（INOV）の特性評価は、このソースで初めて提示されます。SDSSJ163401.94$+$480940.2の2つの監視セッションの1つで、予期しない顕著なフレアが検出されました。この急速な増光フェーズは、倍加時間のような1分を意味し、$\sim$22分であり、変動のような非常に速い分に近づいています。400GeVでFSRQPKS1222$+$21から観測。微小な変動の検出は、小さな視角を持つ相対論的ジェットの存在を示唆しています。ベリーロングベースラインアレイ（VLBA）観測で、相対論的ジェットが検出されない可能性のあるメカニズムについて簡単に説明します。
弱いスペクトル線によって制約された金属の貧弱な局所星形成銀河における元素の存在量
| Title |
Element_abundances_in_metal_poor_local_star-forming_galaxies_constrained_by_the_weak_spectral_lines |
| Authors |
Marcella_Contini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06004 |
さまざまな調査から、地元の宇宙の星形成銀河から観測されたいくつかの重要な分光データを収集しました。モデルを制約するために、さまざまな要素からの線の数が比較的豊富なオブジェクトが選択されました。特に、[OIII]4363、HeII4686、HeI4471、HeI5876などの比較的弱い線を調べました。星からの光イオン化と衝撃の連成効果により、スペクトルを詳細にモデル化しました。ほとんどの元素のHに対する存在量は太陽よりも低いですが、直接強線およびTe法で評価されたものほど低くはないことがわかりました。[SII]6717、6731、[SIII]6312の線から現れる硫黄は枯渇しておらず、ISMからの強い貢献を示しています。相対精度でC/H相対存在量を決定するために、CIV/HbおよびCIII]/Hb線比を含む局所的な低金属量矮小銀河の光学UVスペクトルをサンプルに追加しました。結果は、いくつかの天体で太陽よりもHe/Hが低いことを示しており、雲の幾何学的な厚さがHeII/Hb線比を制約していることを示唆しています。星形成領域からの風とISM雲を混ぜ合わせることでHe/Hが低いことを説明します。
天の川とM31の回転曲線：$ \ Lambda $ CDM vs. MOND
銀河の回転曲線の半径方向加速度の弱い重力（長距離）セグメントの体系的な下降傾向が、標準の$\Lambda$CDMモデルに基づいたEAGLEシミュレーション\cite{Dai：2017unr}で見つかりました。同様の機能が\cite{Chae：2020omu}で発見され、MOND予測として解釈されました。天の川とM31の非常に長い距離と低い加速度に及ぶ既存の回転曲線データを分析し、それらが$\Lambda$CDMEAGLEシミュレーションと一致していることを確認しますが、一般的なMOND予測からの逸脱は必要です。外部電界効果、またはおそらく{\itpostfacto}で選択された加速関数$\mu（x）$に起因します。
機械学習を使用してハロー銀河の接続を模倣する
| Title |
Mimicking_the_halo-galaxy_connection_using_machine_learning |
| Authors |
Natal\'i_S._M._de_Santi,_Nat\'alia_V._N._Rodrigues,_Antonio_D._Montero-Dorta,_L._Raul_Abramo,_Beatriz_Tucci_and_M._Celeste_Artale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06054 |
銀河の特性とそれらのホストハローの特性との間の関係を解明することは、銀河形成の理論における重要な要素です。オブジェクトの空間分布も考慮に入れると、ハロー銀河の接続を調査することは、宇宙論的測定に非常に関連するようになります。この論文では、機械学習（ML）手法を使用して、IllustrisTNG300電磁流体力学シミュレーションでこれらの複雑な関係を分析します。極端にランダム化されたツリー（ERT）、K最近傍法（kNN）、光勾配ブースティングマシン（LGBM）、ニューラルネットワーク（NN）の4つの異なるアルゴリズムと、4つのアプローチすべての結果を組み合わせるスタックモデルを採用しています。全体として、さまざまなMLアルゴリズムは、ハローの質量、濃度、スピン、およびハローの過密度を含む一連の入力ハロープロパティから銀河のプロパティを予測するという点で一貫した結果を生成します。恒星の質量の場合、（予測された対真の）ピアソン相関係数は0.98であり、特定の星形成率（sSFR）、色、およびサイズについては0.7〜0.8に低下します。さらに、不均衡なデータセットの問題を軽減するように設計された既存のデータ拡張手法をテストし、予測された分布の形状をわずかに改善することを示します。また、私たちの予測は、星の質量、sSFR、色、サイズの観点から定義された複数の銀河集団のパワースペクトルを高精度で再現するのに十分であることを示しています。私たちの結果は、特定の銀河の特性がハローの特徴だけを使用して再現できないことを示唆する以前の報告と一致しています。
星内空間の有機分子：最新の進歩
当初は、その場で分子を形成するには希釈されすぎており、生存するには過酷な環境であると考えられていましたが、星間物質は、分子種の豊富なパレットをホストしていることが判明しました。現在までに、256種が特定されています。過去10年間で、プレバイオティクスと呼ばれる可能性のある多くの複雑な有機種の検出を含む、新しい検出が爆発的に増加しています。有機分子は、太陽の近くの星間雲だけでなく、天の川全体、近くの銀河、または最も遠いクエーサーのいくつかでも発見されています。これらの発見は、大規模なサブミリ波および無線設備の完成によって可能になりました。新世代の受信機を備えたこれらの機器は、分子の識別を可能にする弱い回転線を検出するために必要な感度を桁違いに飛躍的に向上させました。過去2年間で、おうし座の太陽から400光年離れた場所にある塵に覆われたガス状雲であるTMC-1で30個のプレバイオティクス分子が検出されました。60億光年離れた渦巻銀河の腕の中で10個の新しい分子種が同定され、110億光年のクエーサーで12個の分子種が観測されました。この離れたクエーサーの最新のスペクトル観測を提示し、これらの3つの典型的なソースでのそれらの検出の意味について説明します。ユーリー-ミラーの実験と関連する実験に関係する基本的な成分は、最初の銀河の形成後早くに現れ、宇宙全体に広がっています。遠方の銀河のガスの化学組成は、近くの星間雲のそれと大差ないようです。それはおそらく、TMC-1の場合と同様に、RNA核酸塩基の推定前駆体である芳香環と複雑な有機分子を含みますが、そのような種の系統は弱すぎてこれまで検出できません。
棒状レンズ状銀河PGC34107へのガス流入によって引き起こされる非対称星形成
| Title |
Asymmetric_star_formation_triggered_by_gas_inflow_in_a_barred_lenticular_galaxy_PGC_34107 |
| Authors |
Shiying_Lu,_Qiusheng_Gu,_Xue_Ge,_Luis_C._Ho,_Yulong_Gao,_Zhengyi_Chen,_Ke_Xu,_Zhi-Yu_Zhang,_Yong_Shi,_Qirong_Yuan,_and_Min_Bao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06190 |
局所宇宙の不活性でガスの少ない通常のレンズ状銀河（S0）と比較して、CentroAstron\'{o}micoHispanoAlem\'によって観測された、星を形成する禁止されたS0銀河PGC34107を研究します。{a}n（CAHA）3.5m望遠鏡とNorthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）。$^{12}$CO（1-0）、以下CO（1-0）によって追跡された、空間的に分解されたイオン化ガスと分子ガスは、中心から外れた星形成領域を持つ恒星成分と同様の分布と運動学を示します、中心から$\sim$380pc離れています。分子CO（1-0）放出の分解された運動学は、恒星バーに沿って銀河の後退（接近）側に青方偏移（赤方偏移）速度成分があることを明らかにします。これは、バーによって引き起こされる分子ガスの流入など、非円運動のもっともらしい証拠を提供する可能性があります。分子ガスの流入速度は、北の中心から外れた星形成のピークに近づくにつれて減少します。これは、内部のリンドブラッド共鳴（ILR）に関連している可能性があります。CO（1-0）に加えて、$^{13}$CO（1-0）の同位体線も検出します。ほとんどの$\rmH\alpha$、CO（1-0）および$^{13}$CO（1-0）の放出は、この北の星形成領域に集中しています。PGC34107は、局所的な恒星の質量と金属量の関係、星形成の主系列星、およびケニカット-シュミットの法則に従っていることがわかります。分解され統合された分子ガスの主系列星は、銀河の中央領域にガスの割合が高いことを示唆しています。これは、棒によって誘発されたガス貯留層が原料を提供し、続いて中央の星形成を引き起こすというシナリオをサポートします。
ホットモレキュラーコアG331.512-0.103のCH3CCHのスペクトル調査
| Title |
A_spectral_survey_of_CH3CCH_in_the_Hot_Molecular_Core_G331.512-0.103 |
| Authors |
Julia_C._Santos,_Leonardo_Bronfman,_Edgar_Mendoza,_Jacques_R._D._L\'epine,_Nicolas_U._Duronea,_Manuel_Merello,_Ricardo_Finger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06330 |
メチルアセチレン（CH3CCH）のスペクトル調査は、高温分子コア/流出G331.512-0.103に向けて実施されました。私たちのAPEX観測により、172〜356GHzの周波数範囲で41本の汚染されていないCH3CCHの回転線を検出することができました。局所的な熱力学的平衡の仮定の下での分析を通じて、回転図を使用して、Texc=50\pm1K、N（CH3CCH）=（7.5\pm0.4）x10^{15}cm^{-2}、X[CH3CCH/H2]〜（0.8-2.8）x10^{-8}およびX[CH3CCH/CH3OH]〜0.42\pm0.05（拡張発光領域（〜10秒角）の場合）。与えられたKラダー内のK=2およびK=3線の相対強度は、遷移の上位J量子数（r=-0.84）と強く負の相関があります。この観察結果を解釈するために、CH3CCHの純粋な回転スペクトルをさまざまな温度でシミュレートしました。結果は、放出が無視できない温度勾配によって特徴付けられ、上限と下限がそれぞれ約45Kと約60Kであることを示しています。さらに、線幅とピーク速度は、それらの静止周波数と全体的に強い相関関係を示しており、より暖かいガスがより強い乱流効果にも関連していることを示唆しています。K=0遷移は、残りの線とはわずかに異なる運動学的特徴を示し、異なるガス成分をトレースしている可能性があることを示しています。このコンポーネントは、温度が低く、したがってサイズが大きいという特徴があると推測されます。さらに、3相ノーチラスガス粒子コードで構築されたソースの2段階ゼロ次元モデルを使用して、CH3CCH存在量の時間的進化を予測および説明します。
CANDELSフィールドでの$ 1
| Title |
Observations_of_the_Initial_Formation_and_Evolution_of_Spiral_galaxies_at_$1_ |
| Authors |
Berta_Margalef-Bentabol,_Christopher_J._Conselice,_Boris_Haeussler,_Kevin_Casteel,_Chris_Lintott,_Karen_Masters,_Brooke_Simmons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06334 |
渦巻銀河と円盤銀河の形成に関する多くの側面は、過去150ドルにわたる発見と詳細な研究にもかかわらず、未解決のままです。そのため、深部の\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}で$z>1$にある渦巻銀河のかなりの数の発見を含む、渦巻銀河とその初期の形成の観測的検索の結果を示します。CANDELSイメージング。この集団の詳細な分析を実行し、それらの数密度の進化、質量、星形成率、およびサイズを特徴づけます。全体として、$z>1$の巨大な$M_{*}>10^{10}\mathrm{M}_{\odot}$渦巻き状の銀河（塊状の渦巻きを含む）の全体的な数密度が驚くほど高いことがわかります。$0.18\、{\rmper}\、\mathrm{arcmin}^{-2}$。シミュレーションを使用して、識別における赤方偏移の影響を補正することにより、より高い赤方偏移でのこれらのシステムの数の減少を測定および特性評価し、渦巻き状の銀河の真の割合がより低い赤方偏移で$\sim$$（1+z）として成長することを発見します。^{-1.1}$。これは、スパイラルの絶対数が$z=2.5$と$z=0.5$の間で$\sim10$の係数で増加するようなものです。また、これらの渦巻き状のシステムは、$z>2$で大きなサイズを持ち、主系列星よりも高い星形成率を示します。これらの銀河は、おそらく渦巻きによって駆動される、初期宇宙における銀河形成の主要なモードを表しています。構造自体。最後に、これらのシステムの起源について、ガスの降着や小規模な合併による形成の可能性を含めて説明しますが、大規模な合併が原因である可能性は低いと結論付けています。
z〜7クエーサーのALMA 200 pcイメージングは、コンパクトなディスクのようなホスト銀河を明らかにします
| Title |
ALMA_200_pc_imaging_of_a_z~7_quasar_reveals_a_compact,_disk-like_host_galaxy |
| Authors |
Fabian_Walter,_Marcel_Neeleman,_Roberto_Decarli,_Bram_Venemans,_Romain_Meyer,_Axel_Weiss,_Eduardo_Banados,_Sarah_E._I._Bosman,_Chris_Carilli,_Xiaohui_Fan,_Dominik_Riechers,_Hans-Walter_Rix,_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06396 |
158um[CII]ラインとz=6.9クエーサーJ234833.34-305410.0の基礎となるダスト連続体の0..035解像度（〜200pc）の画像を提示します。18時間のALMA観測は、非常にコンパクトな放射（直径〜1kpc）これは、約160km/sの大幅な速度分散を備えた、単純でほぼ正面を向いた回転支持ディスクと一致します。中央の200pcのガス質量は約4x10^9M_sunで、約1倍です。中央の超大質量ブラックホールより2つ高いため、ブラックホールの影響範囲は解明されず、中央の超大質量ブラックホールの運動学的特徴は見つかりません。[CII]線の運動学的モデリングは、動的質量全体を示しています。半径はガスの質量と一致しており、星や暗黒物質による大きな質量の寄与の余地はほとんどありません。Toomre-Qパラメータはディスク全体で1未満であるため、高赤外線と一致して星の形成に役立ちます。システムの明るさほこり中央領域の光学的厚さは、温度>132Kです。星形成によるダスト加熱の標準的なスケーリング関係を使用すると、これは、>10^4M_sun/yr/kpc^2という前例のない高い星形成率密度を意味します。このような高い数は、特定の仮定の下での星形成のエディントン限界で説明できますが、中央の超大質量ブラックホールが中央の110個の塵の加熱に寄与することも意味します。
クエーサーに対する非常に強力な介在DLAの多相ガス特性
| Title |
Multi-phase_gas_properties_of_extremely_strong_intervening_DLAs_towards_quasars |
| Authors |
A._Ranjan,_R._Srianand,_P._Petitjean,_G._Shaw,_Y.-K._Sheen,_S._A._Balashev,_N._Gupta,_C._Ledoux,_and_K._N._Telikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06413 |
VLT-XShooterで観測された非常に強力な減衰ライマン-{\alpha}吸収体（ESDLA、logN（Hi）>=21.7）の分光分析の結果を示します。ESDLAは、関連する銀河の星形成円盤内からガスを探査するため、ESDLAは、高赤方偏移で銀河の星間物質を研究するためのユニークな機会を提供します。中性、単一イオン化、および高イオン化種からの種の列密度（N）、等価幅（w）、および運動学的広がり（{\Delta}v90）を報告します。ダスト補正処方を使用すると、測定された金属度は、3シグマの不確実性の範囲内ですべてのESDLAのPii、Sii、Siii、Mnii、Crii、およびZniiなどの単一イオン化ガス種で一貫していることがわかります。DLAとESDLAのN（Ari）/N（Hi）比の分布は類似していることがわかります。さらに、ESDLAは、DLAで見られるように、他の{\alpha}キャプチャ要素と比較してAriの強い欠陥を示さないことを報告します。これは、DLAでのAriの前述の不足は、Ariをイオン化するために低N（Hi）雲に浸透するバックグラウンドUV光子の存在によって引き起こされる可能性があるが、高N（Hi）では十分に深く浸透できないという考えを支持します。ESDLA環境。ESDLAのw（Mgiilambda2796）分布は、金属が豊富なCiで選択された吸収体の分布と類似していることがわかりますが、Mgiiプロファイルの速度の広がりは異なります。高イオン化種（CivやSiivなど）の場合、{\Delta}v90は2つの集団で類似していますが、単一イオン化種の{\Delta}v90はESDLAの場合は小さくなります。これは、ESDLAが一般的なDLA集団と比較して、関連する銀河の異なるHi領域をサンプリングしていることを示唆しています。CliはH2ガスの優れたトレーサーであるため、高赤方偏移DLAおよびESDLA視線におけるN（Cli）分布をさらに調査します。N（Cli）-N（H2）相関の後には、logN（H2）<22のすべての雲（ESDLAなど）が続きます。
ハーシェルによって検出された、強くレンズ化されたほこりっぽい星形成銀河のサンプルの遠赤外線/電波相関
| Title |
The_far-infrared/radio_correlation_for_a_sample_of_strongly_lensed_dusty_star-forming_galaxies_detected_by_Herschel |
| Authors |
M._Giulietti,_M._Massardi,_A._Lapi,_M._Bonato,_A._F._M._Enia,_M._Negrello,_Q._D'Amato,_M._Behiri_and_G._De_Zotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06466 |
Herschel-ATLASフィールドからFIRで強く候補として選択された$28$の明るい高赤方偏移（$1\lesssimz\lesssim4$）星形成銀河のサンプルについて、電波遠赤外線（FIR）相関を調査します。重力レンズ。無線情報は、$2.1$GHzでの高感度専用ATCA観測から、または$1.4$GHzでの最初の調査とのクロスマッチから取得されます。レンズ倍率によって強化される可能性のある光源の明るさを利用することにより、FIRとラジオの光度比$q_{\rmFIR}$の$z\lesssim4$への赤方偏移による弱い進化を特定します。また、無線電力$L_{1.4\、\rmGHz}$の関数としての$q_{\rmFIR}$パラメータは、光学的/無線で選択されたレンズ付きクエーサーで観察されるものと同様に、明確な減少傾向を示すことがわかります。文献に記載されていますが、$q_{\rmFIR}-L_{1.4\、\rmGHz}$図の相補領域をカバーしています。このような振る舞いは、初期の塵に覆われた星形成段階（主にFIRの選択によって特定された）から後期の電波大音量のクエーサー段階（光学/無線選択によって優先的にサンプリングされます）。
球状星団と銀河団周囲の雲の化学組成の分析によるプロンプトSNeIa前駆体の性質の調査
| Title |
Investigation_of_the_Prompt_SNe_Ia_progenitor_nature_through_the_analysis_of_the_chemical_composition_of_globular_clusters_and_circumgalactic_clouds |
| Authors |
Irina_A._Acharova,_Margarita_E._Sharina,_and_Egor_A._Kazakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06481 |
短命の前駆体からIa型超新星の特性を決定するための方法が提案されています-プロンプトSNIa。この方法は、Ia型超新星のこのサブタイプが低金属量の球状星団（GC）に爆発し、GCの高金属量サブグループと銀河団（CGC）を鉄のピーク元素で濃縮する役割を果たしているという仮定に基づいています。。CGCが両方のサブグループのGCの形成場所であることを正当化します。このメソッドの精度は、まず、スペクトルが詳細に研究されているGCの数に依存します。第二に、化学元素の数について、その豊富さが解明されています。この方法で重要なのは、超新星爆発で生成され、恒星進化の前の段階では生成されない要素だけです。低金属量超新星GCでの元素合成の推定値は、次のプロンプトSNIaモデルと最もよく一致しています。0.5*10^9g/cm^3から10^9g/cm^3までの低い中心密度を持つWDの中心。
NGC1068における高密度分子ガスの空間的に分解された星形成関係
| Title |
Spatially_resolved_star-formation_relations_of_dense_molecular_gas_in_NGC_1068 |
| Authors |
M._S\'anchez-Garc\'ia,_S._Garc\'ia-Burillo,_M._Pereira-Santaella,_L._Colina,_A._Usero,_M._Querejeta,_A._Alonso-Herrero_and_A._Fuente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06552 |
セイファート2銀河NGC1068のスターバースト（SB）リング内の高密度分子ガスの星形成（SF）関係に対する動的環境の影響を分析します。ALMAを使用して、56個の解像度のHCNおよびHCO+。また、CO（1-0）の補助データを約100pcの解像度で使用し、CO（3-2）とその基礎となる連続放出を約40pcで使用しました。これらの観察により、さまざまな分子ガス密度（n（H2）〜10$^{3-5}cm^{-3}$）を調べることができます。SFレート（SFR）は、HST/NICMOSによって画像化されたPa$\alpha$線放射から導出されます。アパーチャサイズと分子ガストレーサーの選択によってSF関係がどのように変化するかを分析しました。ケニカットとシュミットの関係のばらつきは、一般的なアパーチャのCO（1-0）と比較して、HCNおよびHCO+ラインの場合は約2〜3倍低くなります。相関は、臨界空間スケール$\approx$300-400pc未満で統計的有意性を失います。高密度分子ガス（SFEdense）のSF効率は、平均値$\simeq0.01$Myr$^{-1}$付近のHCN光度（L'（HCN））の関数として散乱分布を示します。SFEdenseと、パラメーターb$\equiv\Sigma$density/$\sigma^2$によって測定されるガスの境界をリンクするSF関係の代替処方。ここで、$\Sigma$denseは高密度分子ガスの面密度です。$\sigma$速度分散は、SFEdense-L'（HCN）プロットに関連する縮退を解決します。SFEdense-bプロットで、SBリングの2つの動的環境に対応する2つのブランチを識別します。これらは、バーリングインターフェイス領域への近接性によって定義されます。この領域は、2つの密度波共鳴の交差に対応します。この場合、雲と雲の衝突率が高くなると、分子ガスの圧縮が強化されます。私たちの結果は、銀河のダイナミクスがガスの星への変換の効率に大きな役割を果たしていることを示唆しています。
太陽系を離れるとき：暗黒物質は違いを生む
暗黒物質が支配的な天の川銀河のビリアル質量の現在の推定による結果として生じる重力は、太陽の近くで推定され、一貫した結果をもたらす2つの異なる分析モデルで記述されます。1つは2段階のHernquistモデルで、もう1つはNavarro-Frenk-Whiteモデルです。この力の影響は、太陽から十分に離れた宇宙船の軌道に及ぼすと推定されます。この力を検出することの難しさが研究されています。その効果は、特定の宇宙船ミッションで考慮されるべきであると結論付けられています。パイオニアとニューホライズンズの宇宙船への影響について説明します。この力を検出できるかもしれない将来の任務が議論されます。この力の意味は、惑星天文学と天体物理学の問題への影響で議論されています。
ギャラクシーズー：クランプスカウト：巨星形成クランプのために地元の宇宙を調査する
| Title |
Galaxy_Zoo:_Clump_Scout:_Surveying_the_Local_Universe_for_Giant_Star-forming_Clumps |
| Authors |
Dominic_Adams,_Vihang_Mehta,_Hugh_Dickinson,_Claudia_Scarlata,_Lucy_Fortson,_Sandor_Kruk,_Brooke_Simmons,_Chris_Lintott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06581 |
巨大な星形成の塊は、高赤方偏移の星形成銀河の一般的な特徴です。それらがどのように形成されたのか、そしてなぜそれらが低赤方偏移で非常にまれなのかは不明なままです。この論文では、市民科学プロジェクト\textit{GalaxyZoo：ClumpScout}のデータを使用して、低赤方偏移での塊状銀河（7,052）の最大のサンプルを特定します。このプロジェクトでは、ボランティアが58,000を超えるスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）銀河にまたがって分類しました。赤方偏移$0.02<z<0.15$。同じ方法で識別されたシミュレートされた塊と比較することにより、堅牢な完全性補正を適用します。SDSS$u$バンドの銀河フラックスに対する凝集塊の比率が8\％より大きいことを要求して（他の研究で使用されている凝集塊の定義と同様）、少なくとも1つの凝集塊をホストしている局所銀河の割合を推定します（$f_{clumpy}$）は$2.68_{-0.30}^{+0.33}\％$になります。また、3\％（$11.33_{-1.16}^{+0.89}\％$）のより厳しくないカットで同じ分数を計算します。これは、この分数の数が多く、統計的ノイズが少ないため、将来の低値との比較がより鮮明になるためです。-赤方偏移の不器用な銀河の研究。私たちの結果は、$0<z<0.5$を超えると$f_{clumpy}$が急激に減少することを示しています。マイナーな合併率は同じスパンでほぼ一定のままであるため、マイナーな合併が凝集塊形成の主な推進力になる可能性は低いと思われます。代わりに、銀河の乱流の割合は、すべての質量の銀河の$0<z<1.5$を超える$f_{clumpy}$のより良いトレーサーであり、これは、凝集塊の形成が主にすべての銀河集団の激しい円盤の不安定性によって引き起こされるという考えを支持します。この期間。
星の大部分は重力的に束縛されていないように形成されますか？
| Title |
Do_the_majority_of_stars_form_as_gravitationally_unbound? |
| Authors |
Franti\v{s}ek_Dinnbier,_Pavel_Kroupa_and_Richard_I._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06582 |
最年少の星（年齢$\lesssim10$Myr）のいくつかはクラスター化されていますが、他の多くの星は星形成領域全体に散在しているか、完全に孤立していることが観察されています。散乱した星や孤立した星が星団に由来するのか、それとも真に孤立した星を形成するのかについては、集中的に議論されてきました。すべての星が分子雲コア（$\Gamma$-$1\;$モデル）に埋め込まれた重力結合星団で形成され、それらの出生ガスを放出するという仮定を採用し、クラスターで見つかった星の割合を観測データと比較します。星団はコードnbody6によってモデル化されています。このコードには、恒星と周連星の進化、ガスの放出、およびそれらのホスト銀河の外部重力場が含まれています。埋め込まれたクラスターで形成される星の割合$\Gamma$を推定する現在の理論モデルの仮定の小さな変更が結果に大きな影響を与えることがわかり、反例を例として示します。これは、埋め込まれたクラスターの$\Gamma$に関する理論的議論に疑問を投げかけ、星形成率（SFR）が低い銀河の$\Gamma$が低いという確固たる理論的根拠がないことを示唆しています。代わりに、すべての星が埋め込まれたクラスターで形成されるという仮定は、最も若い星（年齢$\lesssim10$Myr）の観測データと一致しています。$\Gamma$-$1\;$シナリオでは、クラスター内の最も若い星の観測された割合は、SFRでわずかに増加します。この増加は、SFRが高い銀河に、質量に比例してフィールドに放出される星の数が少ない、より質量の大きい銀河団の存在によって引き起こされます。$\Gamma$-$1\;$モデルは、観測されたものよりも古い星（$10$〜$300$Myrの年齢）のクラスター内の星の割合が高くなります。この不一致は、分子雲との相互作用によって引き起こされる可能性があります。
初期宇宙における塵によるシードブラックホールの加速された成長
初期宇宙におけるシードブラックホール（BH）の成長に対する塵の影響を調査します。以前の1D放射流体力学（RHD）シミュレーションは、ダストへの放射圧の増加が、化学的に純粋なガスの場合よりも降着率をさらに抑制することを示しています。Enzo+Morayコードを使用して、ほこりっぽい星間物質（ISM）に降着するBHの一連の3DRHDシミュレーションを実行します。修正されたGrackle冷却ライブラリを使用して、非平衡化学におけるダスト物理学を検討します。BHは初期の進化段階を経て、電離BH放射線は、降着とフィードバックの間を循環するときに振動するHII領域を作成します。シミュレーションが進むにつれて、中性媒体からの流入が放射圧によって駆動される流出と出会うイオン化領域の外側に高密度の低温ガスが蓄積します。後期では、高密度のガス流が発達し、イオン化された領域の準球対称性を破り、降着率を急速に高めます。後期段階は、強いイオン化された流出と高密度のガス流入の燃料の共存によって特徴付けられます。平均降着率は、金属量がZ$\sim$0.01-0.1$\、Z_\odot$でピークに達すると増加します。これは、元のガスの場合よりも1桁高くなります。しかし、金属量が太陽の存在量に近づくと、放射圧が高密度ガスを追い出すのに十分な強さになるため、平均降着率は低下します。私たちの結果は、ほこりっぽい金属の少ないISMは、初期宇宙のBHの成長速度を加速できるが、ISMが太陽の豊富さに向かってさらに濃縮されるにつれて、その成長を妨げる可能性があることを示しています。
皇后。 VII。極度に金属の少ない銀河の電離スペクトル形状：強いHeIIの起源と宇宙の再電離への影響の解明
| Title |
EMPRESS._VII._Ionizing_Spectrum_Shapes_of_Extremely_Metal-Poor_Galaxies:_Uncovering_the_Origins_of_Strong_HeII_and_the_Impact_on_Cosmic_Reionization |
| Authors |
Hiroya_Umeda,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Yuki_Isobe,_Shohei_Aoyama,_Yuichi_Harikane,_Yoshiaki_Ono,_and_Akinori_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06593 |
若い銀河のHeIIのような強い高イオン化線は、高赤方偏移と低赤方偏移で不可解です。最近の研究は非熱源の存在を示唆していますが、それらの電離スペクトルが複数の主要な輝線を一貫して説明できるかどうかは疑問です。ここでは、強いHeII$\lambda$4686を示す3つの局所的な非常に金属の少ない銀河（EMPG）の電離スペクトルの一般的な形状を導き出します。黒体とさまざまな恒星および非熱源を模倣するべき乗則放射で構成される電離スペクトルをパラメータ化します。星雲の光イオン化モデルを使用し、マルコフ連鎖モンテカルロ法によって電離スペクトルと星雲の7つのパラメーターを決定し、存在比の系統分類を慎重に回避します。観測されたX線と光学的連続体からの滑らかな接続で観測誤差内の$\sim10$主要輝線を説明する電離スペクトルの一般的な形状を取得します。1つのEMPGの電離スペクトルは黒体が支配的な形状であり、他のEMPGは$>13.6$eVで下に凸の形状をしており、電離スペクトルの形状の多様性を示しています。凸状の下向きの形状は、通常の恒星のスペクトル形状とは根本的に異なり、これらの銀河のスペクトル形状は、一般に、恒星と超大光度X線源の組み合わせによって説明されることを確認します。恒星合成モデルとの比較は、スペクトル形状の多様性が恒星の年齢の違いから生じることを示唆しています。$z\gtrsim6$の銀河がEMPGに類似している場合、非恒星源の高エネルギー（$>54.4$eV）光子は、比較的弱い放射のために宇宙の再電離にほとんど寄与しません。
星形成矮小銀河の化学的および恒星的性質
矮小銀河は、最も質量が小さく、最も豊富で、最も広く分布しているタイプの銀河です。したがって、それらは銀河と宇宙の進化の理論をテストするための鍵となります。矮小銀河は、ガスや恒星の成分を詳細に研究するのに十分な距離にあるため、その特性と進化を正確に推測できるため、特に興味深いものです。このレビューは、$\sim$20Mpcよりも近い星形成矮小銀河の恒星および化学的性質について知られていることをまとめたものです。それらの低い金属量、高いガス含有量、および進行中の星形成を考えると、これらの天体は、初期の時代に形成された最初の銀河に似ていると考えられ、したがって、遠い初期の宇宙の窓を表す可能性があります。過去10年間に得られた、星形成の歴史、化学物質の豊富さ、銀河の形成と星形成の矮星の進化に関する主な結果、およびこれらの結果に依然として影響を与える不確実性について説明します。
ピークスペクトル電波源の光学特性
| Title |
Optical_Properties_of_Peaked_Spectrum_Radio_Sources |
| Authors |
R._S._Nascimento,_A._Rodr\'iguez-Ardila,_L._Dahmer-Hahn,_M._A._Fonseca-Faria,_R._Riffel,_M._Marinello,_T._Beuchert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06612 |
この作業では、核周囲環境における電波ジェットの影響を判断するために、文献から選択されたコンパクトな電波源の光学特性を研究します。サンプルには、58個のコンパクトスティープスペクトル（CSS）とギガヘルツピークスペクトル（GPS）、および$z\leq1$にある14個のメガヘルツピークスペクトル（MPS）電波源が含まれています。サンプルの電波光度（$L_R$）は、Log\、L$_R\sim$23.2と27.7W\、Hz$^{-1}$の間で変化します。SDSS-DR12からすべての光源の光学スペクトルを取得し、{\scstarlight}コードを使用して星の種族の合成を実行しました。恒星の質量（M$_\star$）、年齢$\langlet_\star\rangle$、星形成率（SFR）、金属量$\langleZ_\star\rangle$、およびすべての内部赤化A$_V$を導き出しました。私たちのサンプルの若いAGN。SDSS画像の目視検査を行って、各ソースに形態学的クラスを割り当てました。私たちの結果は、サンプルが中年から古い星の種族によって支配されており、これらのソースの光学的特性と無線特性の間に強い相関関係がないことを示しています。また、若いAGNは楕円銀河、渦巻銀河、相互作用銀河によってホストされる可能性があることを発見し、最近の発見を確認しました。CSS/GPSソースとMPSソースの光学特性を比較すると、大きな違いはありません。最後に、中赤外線WISE色分析は、強力なAGNとして定義されたコンパクトな電波源が一般にガスが豊富なシステムであることを示唆しています。
ラジオラウド活動銀河核におけるHI検出率の赤方偏移の進化
| Title |
Redshift_evolution_of_the_HI_detection_rate_in_radio-loud_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Suma_Murthy,_Raffaella_Morganti,_Nissim_Kanekar,_Tom_Oosterloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06625 |
アップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescopeを使用して実行された、$0.7<z<1$の29個の放射性大音量活動銀河核（AGN）のサンプルにおける関連するHI21cm吸収の検索を示します。ターゲットAGNのいずれに対してもHI21cm吸収を検出し、50kms$^{-1}$チャネルあたり$\lesssim$1％の光学的厚さに対する$3\sigma$の上限を取得します。私たちの光源の電波光度は、文献で同様の赤方偏移でHI21cm吸収を検索したほとんどのAGNの光度よりも低く、2つを除くすべてのターゲットで、UV光度はしきい値$10^{23}$WHz$を下回っています。^{-1}$、それを超えると、AGN環境のHIは完全にイオン化されることが示唆されています。HIスペクトルを積み重ねて、サンプルの平均HI21cm光学的厚さで50kms$^{-1}$チャネルあたり$\approx0.17$％のより厳しい制限を取得しました。サンプルは拡張された電波源によって支配されており、そのうちの24は数十キロパーセクのスケールで拡張されています。文献からの$0.7<z<1.0$の同様の拡張ソースを含め、拡張無線ソースの低$z$サンプルと比較すると、HI21の強度が統計的に有意（$\約3\sigma$）であることがわかります。拡張電波源へのcm吸収は、$z<0.25$よりも$0.7<z<1.0$の方が弱く、$0.7<z<1.0$でのHI21cm吸収の検出率は低くなります。HIの物理的条件における赤方偏移の進展は、高$z$AGN環境での低HIカラム密度または高スピン温度のいずれかにより、高赤方偏移での関連するHI21cm吸収が弱くなる原因である可能性があります。
| Title |
Spatial_Structures_in_the_Globular_Cluster_Distribution_of_Fornax_Cluster_Galaxies |
| Authors |
Raffaele_D'Abrusco,_David_Zegeye,_Giuseppina_Fabbiano,_Michele_Cantiello,_Maurizio_Paolillo,_and_Andreas_Zezas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06704 |
ろ座銀河団の中で最も明るい銀河の中で、10個の球状星団（GC）システムの投影された2次元分布における統計的に有意な空間構造の発見を報告します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）掃天観測用高性能カメラ（ACS）ろ座銀河団（ACSFCS）画像データから抽出されたGCのカタログを使用します。GC構造のホスト銀河に関連するサイズ、形状、および位置を特徴づけ、さまざまな形成メカニズムを示唆するそれらの形態と位置に基づいた分類を提案します。また、ろ座銀河団の銀河とクラスター内球状星団の一般的な空間分布に対するホスト銀河の位置のコンテキストでGC構造を調査します。最後に、いくつかのGC構造の前駆細胞の動的質量を、それらがそれらのホストによる衛星銀河の過去の降着イベントの遺物であると仮定して推定します。
セイファート銀河、とかげ座BL星天体、フラットスペクトル電波クエーサーの進化について
ジェット活動銀河核（AGN）の進化シーケンスの概念は、AGNサブクラスがそれらの視角のために異なると考えられているため、過去数十年で挑戦されてきました。この論文では、1108個のブレーザー（472個のフラットスペクトルラジオクエーサー、FSRQ、636個のBLLacertaeオブジェクト、BLLacs）と120個のセイファート銀河（SG）のサンプルを収集し、ラジオ、光学、X線で利用可能なレッドシフトとスペクトル特性を示しました。、およびガンマ線バンドは、SGとブレーザーサブクラスの特性を比較し、進化を通じてそれらの可能な統合を調査するために使用されます。SGとブレーザーサブクラスの相対的な違いの比率はほぼ同じであり、それらが進化的な関係を持っていることを意味していることがわかります。2次元コルモゴロフ-スミルノフ（KS）検定の結果から、複合スペクトル指標の確率（p）：光学-X線放射-X線放射-光学およびX線-ガンマ-同じ親母集団からの光線はpであり、0.05未満です。これは、帰無仮説を棄却できないことを意味します。したがって、SG-BLLacs-FSRQの進化シーケンスをサポートします.................これらの結果は、SGがblazarサブクラスと進化的関係を持っているという予測と一致しています。
重力レンズ付きクエーサーの模擬カタログを$z_\text{qso}<7.5$で提示し、RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）のシミュレーション画像を提供します。クエーサーの光度関数の最近の測定値を採用してクエーサーの母集団をモデル化し、CosmoDC2模擬銀河カタログを使用してデフレクター銀河をモデル化します。これにより、観測された銀河の速度分散関数を$z_d\sim1.5$まで正常に再現できます。模擬カタログは、アインシュタイン半径$\theta_E>0\farcs07$およびクエーサー絶対等級$M_{i}<-20$のレンズ付きクエーサーに対して非常に完全です。現在の画像調査で発見できるレンズ付きクエーサーは$\sim10^3$であると推定され、LSSTはこの数を$\sim2.4\times10^3$に増やします。ほとんどのレンズ付きクエーサーには画像分離$\Delta\theta>0\farcs5$があり、これは$\sim0\farcs7$を見るとLSST画像で少なくともわずかに解決されます。LSSTで発見可能な$\sim200$の4連レンズのクエーサーがあります。検出可能なすべてのレンズ付きクエーサーに占めるクエーサーの割合は約$\sim10\％-15\％$であり、この割合は調査深度とともに減少します。この模擬カタログは、レンズの分離とクエーサーとデフレクターのフラックス比の観点から、レンズ付きクエーサーの観測的特徴に大きな多様性があることを示しています。LSST時代のレンズ付きクエーサーを完全に検索するための可能な戦略について説明します。
kpcガスディスクに影響を与えるラジオラウドAGNのシミュレーションにおけるイオン化の程度
| Title |
The_extent_of_ionization_in_simulations_of_radio-loud_AGNs_impacting_kpc_gas_discs |
| Authors |
Moun_Meenakshi,_Dipanjan_Mukherjee,_Alexander_Y._Wagner,_Nicole_P._H._Nesvadba,_Raffaella_Morganti,_Reinier_M._J._Janssen,_Geoffrey_V._Bicknell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06797 |
銀河におけるジェット-ISM相互作用の相対論的流体力学シミュレーションの結果を使用して、銀河円盤の中央の数kpcsにおけるイオン化の程度を定量化します。シミュレートされたガス状ジェット摂動ディスクを介したAGN放射のプロセス後の放射伝達を実行して、入射光度が$10^{45}〜\mathrm{erg\、s^{-のAGNによる光イオン化の程度を推定します。1}}$。また、ジェットによって駆動される衝撃によって衝突イオン化されるガスをマッピングします。分析は、同様のジェット出力（$10^{45}〜\mathrm{erg\、s^{-1}}$）を使用したシミュレーションで実行されましたが、ガスディスクに対してジェットの向きが異なります。ジェットからの衝撃により、ディスク内の高密度ガス（$n>100\、\mathrm{cm^{-3}}$）のかなりの部分（最大33$\％$）がイオン化する可能性があることがわかりました。ジェットは、AGN放射がディスク内のより長い距離に浸透するために、ガスの中央領域をクリアします。ディスク面に向かって傾斜したジェットは、ISMとより強く結合し、垂直ジェットと比較して、ディスク内のガスの大部分をイオン化します。しかし、以前の研究と同様に、AGN放射はディスク内の密な雲の外層によって急速に吸収され、地球規模でディスクを実質的に電離することができないことがわかりました。したがって、ジェットとISMの相互作用と比較すると、AGN放射による光イオン化は、銀河円盤の中央領域（$\lesssim1$kpc）の星形成活動にわずかに影響するだけであると予想されますが、ジェットによって引き起こされる衝撃はさらに広がることができます。
| Title |
Milky_Way_Globular_Clusters:_close_encounter_rates_with_each_other_and_with_the_Central_Supermassive_Black_Hole |
| Authors |
Maryna_V._Ishchenko,_Margarita_O._Sobolenko,_Mukhagali_T._Kalambay,_Bekdaulet_T._Shukirgaliyev,_Peter_P._Berczik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06891 |
ガイア（ESA）データリリース2のデータを使用して、天の川の球状星団（GC）の軌道計算を実行しました。開発した高次{\phi}-GRAPEコードを使用して、GC間の衝突の可能性を調査するために、119個のオブジェクトの軌道を信頼できる位置と固有運動で統合（後方および前方）しました。計算では、現実的な軸対称銀河ポテンシャル（バルジ+ディスク+ハロー）を採用しました。さまざまな衝撃条件を使用して、衝突が発生した可能性のあるGCの5つのペアを見つけました：Terzan3-NGC6553、Terzan3-NGC6218、Liller1-NGC6522、Djorg2-NGC6552、NGC6355-NGC6637。GCと中央の超大質量ブラックホールとの相互作用率。それらの間の分離のための最大100pcの距離基準を仮定すると、11の接近遭遇イベントを推定しました。数値シミュレーションから、衝突パラメータが30pc未満の場合、Gyrごとに少なくとも1つのイベントとして近接相互作用率を推定します。衝突パラメータが60pc未満のMyrごとに1つのイベント。私たちの計算は、5.5pc近くの中央SMBHとのNGC6121の1つの非常に接近遭遇を示しています（実際には直接衝突）。選択した11個のGCの可能な前駆体に関する拡張文献検索に基づいて、それらのほとんどが天の川の主な膨らみの起源を持っていることがわかりました。
クラス0 / Iプロト褐色矮星での最初のCH $ _ {3} $ D検出：CH $ _ {4} $存在量の制約
CH$_{3}$Dの${\itJ}_{{\itK}}$=1$_{0}$-0$_{0}$回転遷移線での最初の検出を報告しますIRAM30m観測から、3つのクラス0/Iプロトブラウンドワーフ（プロトBD）に向けて。回転温度を25Kとすると、CH$_{3}$Dの存在量（H$_{2}$に対して）は（2.3--14.5）$\times$10$^{-7の範囲になります。}$。CH$_{3}$Dアバンダンスから導出されたCH$_{4}$アバンダンスは、DCO$^+$/HCO$^+$比が（0.05--4.8）$\timesの範囲にあると仮定しています。$10$^{-5}$。CH$_2$D$^+$を介したCH$_{3}$Dの気相形成は、10$^{8}$-10$^{10}$cm$^{の高密度で強化されます。-3}$と私たちの観測は、プロトBDの最も内側の密集した暖かい領域を調査している可能性があります。熱的および/または非熱的脱着は、初期段階で粒子表面に形成されたCH$_{3}$DおよびCH$_{4}$分子を気相に戻す可能性があります。気相の存在量は、炭素鎖分子が中心源に近い生ぬるい（$\sim$20-30K）領域で合成されるプロトBDの温かい炭素鎖化学を示しています。
NGC7023における多環芳香族炭化水素放出の主成分分析
| Title |
A_Principal_Component_Analysis_of_polycyclic_aromatic_hydrocarbon_emission_in_NGC_7023 |
| Authors |
Ameek_Sidhu_(1_and_2),_Josh_Bazely_(1),_Els_Peeters_(1,_2_and_3),_Jan_Cami_(1,_2,_and_3)_((1)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Western_Ontario,_London,_ON,_Canada,_(2)_Institute_for_Earth_and_Space_Exploration,_University_of_Western_Ontario,_London,_ON,_Canada,_(3)_SETI_Institute,_Mountain_View,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07172 |
光解離領域（PDR）とキャビティ。PAHフラックスで観測された分散の大部分（98％）を説明するために必要なのは、2つの主成分（PC）だけであることがわかります。分散の主な要因である最初のPC（$PC_{1}$）は、PAH排出量の合計を表します。2番目のPC（$PC_{2}$）は、星雲全体のPAHのイオン化状態に関連しています。これは、NGC2023でのPAH放出の同様の分析結果と一致しています。バイプロットとさまざまなPAH比を持つPCの相関関係は、6.2および7.7$\mu$mバンドのイオンバンドの2つのサブセットがあることを示しています。一方のサブセットを形成し、8.6および11.0$\mu$mバンドをもう一方に形成します。ただし、これらのサブセットの違いはPDRにのみ存在します。また、PAHフラックスの個別のPCA分析を実行しましたが、今回はキャビティの変動のみを考慮しました。これは、キャビティ内で$PC_{2}$がPAHの電荷状態に関連していないことを示していますが、構造的な分子変化に関連している可能性があります。
| Title |
Hypercritical_Accretion_for_Black_Hole_High_Spin_in_Cygnus_X-1 |
| Authors |
Ying_Qin,_Xinwen_Shu,_Shuangxi_Yi,_and_Yuan-Zhu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05611 |
AdLIGOとVirgoの最近の観測では、バイナリブラックホール（BH）システムのスピン測定値は通常小さいことが示されています。これは、古典的な孤立したバイナリ進化チャネルによる予測と一致しています。この標準生成チャネルでは、最初に生まれたBHの前駆体は、効率的な角運動量輸送を持っていると想定されています。しかし、高質量X線連星（HMXB）のBHスピンは、一貫して非常に高いことがわかっています。高いBHスピンを説明するために、BH前駆体内の非効率的な角運動量輸送が必要です。ただし、この要件は、従来の効率的な角運動量輸送メカニズムの現在の理解と互換性がありません。超臨界降着が許される限り、この緊張は非常に緩和されることがわかります。はくちょう座X-1のケーススタディでは、超臨界降着は、大質量星内の角運動量輸送に関する一貫性のない仮定の良い解決策であるだけでなく、最近報告された他の特性と一致することを示します。
適応粒子分割による大規模なブラックホール連星の進化の解決
| Title |
Resolving_massive_black_hole_binaries_evolution_via_adaptive_particle-splitting |
| Authors |
Alessia_Franchini,_Alessandro_Lupi_and_Alberto_Sesana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05619 |
巨大なブラックホール連星とそのガス状環境との相互作用の研究は、重力波信号の合併率と可能な電磁的対応物を予測できるようにするために重要です。この相互作用から生じるバイナリ準主軸の進化は最近議論されており、いくつかの数値的制限、すなわち固定軌道バイナリまたはそのバイナリによって刻まれた空洞内の解像度の欠如のために、明確なコンセンサスはまだ欠けています周連星ディスク。ラグランジアン超精密化を伴うコードGIZMOの3Dメッシュレス有限質量法を使用して、空洞内のダイナミクス、特に、局所的に等温のガス状周連星円盤。非常に冷たいディスクと非常に暖かいディスクの場合、バイナリ軌道は時間とともに減衰し、中間レジームでの相互作用の結果は、ミニディスクに含まれる質量の割合も本質的に制御するため、ディスクの粘度に強く影響されることを示します。バイナリによって追加される分数として。これら2つの量のバランスを見つけて、2進の準主軸が時間とともに減少するかどうかを判断します。
相対論的ジェットを伴う活動銀河核（AGN）は、宇宙で最も強力な持続的な天体物理学的電磁放射源です。ブレーザーはAGNの最も極端なサブクラスであり、観測者の視線に沿ってジェットが向けられています。それらの高エネルギー光子放出は銀河系外のガンマ線の空を支配し、マルチTeVエネルギーに達します。これは、ブレーザーが粒子を非常に高いエネルギーに加速することを示しています。ブレーザーは陽子を非常に高いエネルギーに加速し、したがって宇宙ニュートリノ源になる可能性があると長い間疑われてきました。ブレーザーは、明るいことに加えて非常にまれなオブジェクトであるため、最も簡単にテストできるニュートリノ候補のソースクラスの1つです。最近、ブレーザーの方向からIceCubeニュートリノ天文台で観測された高エネルギーニュートリノに対応して、いくつかのマルチメッセンジャー監視キャンペーンがトリガーされました。この寄稿では、これらの観測の理論的解釈を要約し、実験結果に照らしてニュートリノ源としてのブレーザーの可能な役割の概要を示します。
エキゾチックコンパクトオブジェクト：ダークホワイトドワーフ
いくつかの暗黒物質モデルは、エキゾチックなコンパクトオブジェクト形成の興味深い可能性を考慮に入れています。これらのオブジェクトは、バリオンの対応物とは一線を画す独自の特性を持っている可能性があります。さらに、それらの合併の重力波観測は、潜在的に完全に隠されたセクターの唯一の直接的な窓を提供するかもしれません。ここでは、微物理モデルの概要と、非相対論的限界から導き出された巨視的特性の分析的スケーリング関係から始めて、暗白色矮星について説明します。完全な相対論的フォーマリズムを使用して、これらのスケーリング関係を確認し、暗白色矮星が存在する場合、バリオンコンパクトオブジェクトのものとは非常に異なる質量と潮汐変形性を持つことを示します。さらに、そして最も重要なこととして、我々は、暗白色矮星の合併が、粒子-質量パラメーター空間の数桁にわたる現在または計画されている重力観測所によって検出可能であることを示しています。最後に、中性子星の文献におけるコンパクト性-愛と二元的な愛の関係に類似した普遍的な関係を見つけます。これらの結果を使用して、重力波観測がこれらのオブジェクトを構成する暗黒物質粒子の特性を制約することを示します。
人口モデルを使用した同時ニュートリノ検出の評価
| Title |
Assessing_coincident_neutrino_detections_using_population_models |
| Authors |
F._Capel,_J._M._Burgess,_D._J._Mortlock,_P._Padovani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05633 |
高エネルギーニュートリノと潜在的な天体物理学的発生源との間のわずかに重要ないくつかの関連性が最近報告されましたが、これらの発生源の決定的な特定は依然として困難です。特に、IC170922A-TXS0506+056観測の影響についてより深い洞察を得るために、モンテカルロシミュレーションの使用を検討します。帰無モデルを仮定すると、10年間の調査で、フレアブレーザーとニュートリノアラートの一致を誤って特定する可能性が7.6％あります。偶然の一致の確率が低く、したがって、IC170922A-TXS0506+056の重要な関連性を見つけるには、${\gamma}$光線フラックスに基づくブレーザー-ニュートリノ接続が必要であることを確認します。次に、人口全体に対するこのブレーザーとニュートリノの関係を仮定し、ニュートリノと${\gamma}$線のフラックスの比率は、IceCubeによって見られるニュートリノアラート。IC170922A-TXS0506+056の関連付けが意味をなすためには、この低フラックス比を受け入れるか、ブレーザーの一部のまれな亜集団のみが高エネルギーニュートリノ生成が可能であると想定する必要があります。たとえば、ブレーザーフレアでのみニュートリノ生成を考慮する場合、$10^{-3}$と$10^{-1}$の間のフラックス比は、ニュートリノアラートとフレアブレーザーの単一の同時観測と一致すると予想されます。。これらの結論は、モデリングの仮定の不確実性に関して確固たるものです。
パルサーからの物理的な公的に検証可能なランダム性
| Title |
Physical_Publicly_Verifiable_Randomness_from_Pulsars |
| Authors |
J._R._Dawson_(1_and_2),_George_Hobbs_(1),_Yansong_Gao_(3),_Seyit_Camtepe_(4),_Josef_Pieprzyk_(4_and_5),_Yi_Feng_(6_and_7),_Luke_Tranfa_(1_and_2),_Sarah_Bradbury_(1_and_8),_Weiwei_Zhu_(6_and_7),_Di_Li_(6_and_7_and_9)._((1)_CSIRO_Space_and_Astronomy,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy_and_MQ_Research_Centre_in_Astronomy,_Astrophysics_and_Astrophotonics,_Macquarie_University,_Sydney_(3)_School_of_Computer_Science_and_Engineering,_Nanjing_University_of_Science_and_Technology,_(4)_CSIRO_Data_61,_(5)_Institute_of_Computer_Science,_Polish_Academy_of_Sciences,_(6)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing_(7)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_(8)_School_of_Chemistry_and_Physics,_Queensland_University_of_Technology_(QUT),_(9)_NAOC-UKZN_Computational_Astrophysics_Centre,_University_of_KwaZulu-Natal) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05763 |
ラジオパルサーを乱数ジェネレーターとして使用する方法を示します。具体的には、公的に検証可能なランダム性（PVR）に焦点を当てます。このランダム性では、信頼できる検証可能な乱数の同じシーケンスが複数の関係者によって取得されます。PVRは、多くのプロセスとアルゴリズム（暗号化、科学的試験、選挙監査、国際条約を含む）の重要な構成要素です。ただし、現在のアプローチ（数論に基づく）はすぐに量子コンピューターに対して脆弱になり、自然の物理現象に基づくPVRの需要が高まる可能性があります。この文脈では、潜在的な物理的PVRソースとしてパルサーを探索します。最初に、明るいミリ秒パルサーの測定されたフラックス密度から抽出されたビットシーケンスがランダム性の標準化されたテストに合格できることを示します。次に、オーストラリアのパークス望遠鏡と中国の500メートル球面電波望遠鏡（FAST）で実行された、2番目のパルサーの同時観測を使用して、パルサーフラックス密度シーケンスからのビット抽出の3つの例示的な方法を定量化します。数値シミュレーション。両方の観測所で同じビットシーケンスを実際に取得できることを示しますが、2つの独立したシーケンス間の予想ビットエラー率を決定するときは、放射計ノイズの遍在性を考慮する必要があります。相互に信頼できない2つのパーティが同じランダムビットシーケンスを取得することを望む架空のユースケースのコンテキストで結果を説明し、悪意のある参加者を軽減するための潜在的な方法を探ります。
深いH.E.S.S.に基づくケプラーの超新星の残骸からのガンマ線放出の証拠観察
| Title |
Evidence_for_gamma-ray_emission_from_the_remnant_of_Kepler's_supernova_based_on_deep_H.E.S.S._observations |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Anguner,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernloehr,_M._Boettcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_M._Breuhaus,_R._Brose,_F._Brun,_T._Bulik,_T._Bylund,_F._Cangemi,_S._Caroff,_S._Casanova,_M._Cerruti,_T._Chand,_A._Chen,_O._Chibueze,_G._Cotter,_P._Cristofari,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_J._Devin,_A._Djannati-Atai,_A._Dmytriiev,_K._Egberts,_S._Einecke,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_S._Funk,_S._Gabici,_Y.A._Gallant,_S._Ghafourizadeh,_G._Giavitto,_L._Giunti,_D._Glawion,_J._F._Glicenstein,_M.-H._Grondin,_M._Hoerbe,_W._Hofmann,_T._L._Holch,_M._Holler,_D._Horns,_Zhiqiu_Huang,_M._Jamrozy,_I._Jung-Richardt,_E._Kasai,_K._Katarzynski,_et_al._(101_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05839 |
カシオペアAとTychoのSNの残骸を超高エネルギー（VHE）ガンマ線源として確立することにより、大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）のイメージングによる観測により、500歳未満の近くの超新星（SN）の残骸に関する知識が強化されました。私たちの銀河の最新の肉眼超新星の産物であるケプラーのSNの残骸は、他の2つと年齢が同等ですが、かなり離れています。TychoとKeplerのSNeの残骸のガンマ線光度が類似している場合、後者は現世代のIACTアレイの範囲内で最も暗いガンマ線源の1つであると予想されます。ここでは、152時間の曝露による高エネルギー立体視システム（H.E.S.S.）による深い観測に基づいて、ケプラーのSNの残骸からのVHE信号の統計レベル4.6シグマの証拠を報告します。226GeVのエネルギーを超えると測定された積分フラックスは、かに星雲のフラックスの約0.3％です。スペクトルエネルギー分布（SED）は、H.E.S.S。で観測されたVHE放出を接続するガンマ線放出成分を明らかにします。フェルミ-LATでGeVエネルギーで観測された放出に。全体的なSEDは、TychoのSNの残骸のそれと類似しており、おそらく、熱核SNeのこれらの若い残骸の両方で作用する同じ非熱放射プロセスを示しています。
SN 2012ij：低光度Ia型超新星と91bgのような爆発から通常の爆発への連続分布の証拠
| Title |
SN_2012ij:_A_low-luminosity_type_Ia_supernova_and_evidence_for_continuous_distribution_from_91bg-like_explosion_to_normal_ones |
| Authors |
Zhitong_Li,_Tianmeng_Zhang,_Xiaofeng_Wang,_Hanna_Sai,_Jujia_Zhang,_Juncheng_Chen,_Xulin_Zhao,_Shengyu_Yan,_Bo_Wang,_Mark_M._Phillips,_Eric_Y._Hsiao,_Nidia_Morrell,_Carlos_Contreras,_Christopher_R._Burns,_Christopher_Ashall,_Maximilian_Stritzinger,_Kevin_Krisciunas,_Jose_Prieto,_Hu_Zou,_Jiali_Wang,_Jun_Ma,_Jundan_Nie,_Suijian_Xue,_Xu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_Danfeng_Xiang,_and_Gaobo_Xi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06066 |
この論文では、絶対的な$B$バンドのピークマグニチュード$M_{B、\rm{max}}$=$-$17.95$を持つ亜発光型Ia型超新星（SNIa）2012ijの測光および分光観測を示します。\pm$0.15等$B$バンドの光度曲線は、$\Deltam_{15}（B）$=1.86$\pm$0.05magでピーク後の急激な低下を示します。すべての$R$および$I$/$i$バンドの光度曲線は、SNeIaの一部の遷移サブクラスのように、ピーク後約3週間で、弱い二次ピーク/ショルダーの特徴を示しています。-赤外線（NIR）ダブルピーク。スペクトルは、SN1999byのような低光度のオブジェクトで通常見られるTi〜{\scii}と強いSi〜{\scii}$\lambda$5972の吸収特性によって特徴付けられます。最大光の前のNIRスペクトルは、弱い炭素吸収特性を示しており、未燃物質の存在を示唆しています。SN2012ijの観測された特性を、サブチャンドラセカール質量およびチャンドラセカール質量遅延爆轟モデルによって予測された特性と比較し、光学およびNIRスペクトル特性の両方がこれら2つのモデルによってある程度説明できることを発見します。$I$バンドと$i$バンドの二次最大機能を比較することにより、SN2012ijが通常のSNeIaを典型的な91bgのようなものにリンクする移行対象であることを示唆します。$Carnegie〜Supernova〜Project〜II$（CSP-II）から公開されたSNeIaのサンプルから、SN2012ijのようなSNeIaの割合は$\sim$2％以上であると推定されます。
天体物理学的電荷交換プラズマをモデル化するための原子データの不確実性
| Title |
Uncertainties_in_Atomic_Data_for_Modeling_Astrophysical_Charge_Exchange_Plasmas |
| Authors |
Liyi_Gu,_Chintan_Shah,_Ruitian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06146 |
理論的な原子データに関連する不確実性は、特に天体物理学の研究を含む多くの分野でのプラズマ診断の精度を決定するために不可欠です。過去のマージビーム、コールドターゲット反跳イオン運動量分光法で得られた既存の実験室データとの一連の比較に基づいて、現在の理論的なイオン衝撃電荷交換原子データとX線スペクトルの不確実性の新しい計算を提示します、および電子ビームイオントラップ実験。平均的な系統的不確実性は、全断面積で35〜88％、特性線比で57〜75％であることがわかります。モデルの偏差は、衝突エネルギーが減少するにつれて増加します。全断面積の誤差は、低温衝突プラズマのイオン化バランスの計算にさらに重大な不確実性を引き起こします。現在のモデルを次のX線分光ミッションからのX線スペクトルに対応させるには、原子データベースと専用の実験室測定の大幅な改善が必要です。
| Title |
The_GW-Universe_Toolbox_II:_constraining_the_binary_black_hole_population_with_second_and_third_generation_detectors |
| Authors |
Shu-Xu_Yi,_Fiorenzo_Stoppa,_Gijs_Nelemans,_Eric_Cator |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06196 |
重力波-宇宙ツールボックスを使用して、恒星質量連星ブラックホール（BBH）の合併の検出の合成カタログを生成します。カタログを使用して、BBHのGW観測を使用して、赤方偏移と質量の関数として合併率を制限する方法を研究します。第2世代と第3世代のGW観測所の代表として、高度なLIGO（aLIGO）とアインシュタイン望遠鏡（ET）を研究しています。また、ETの初期段階を表す設計では、ETの半分の感度の検出器からの観測をシミュレートします。カタログからソース母集団プロパティの制約を取得するには、2つの方法が使用されます。1つ目は、パラメトリック差分合併率モデルを想定し、ベイズ推定を適用します。もう1つはノンパラメトリックであり、重み付きカーネル密度推定量を使用します。結果は、特に合併率がピークに達すると考えられている$\sim2$より高い赤方偏移で、BBHの母集団特性の研究において、第2世代に対する第3世代の検出器の圧倒的な利点を示しています。LIGOカタログを使用すると、パラメータベイズ法は検出範囲を超えて合併率密度と質量関数にいくつかの制約を与えることができますが、ノンパラメトリック法はそこで制約能力を完全に失います。これらの2つの方法は、一般的な人口再構築の2つの極端な状況を表しています。また、半ETの検出数は、より長い観測期間の後、完全なETと簡単に互換性がありますが、完全なETからのカタログは、不確実性が小さいため、母集団のプロパティに対してはるかに優れた制約を与えることができます。GWイベントの物理的パラメータについて。
ブラックホールX線連星と活動銀河核の観測は、ブラックホールの周りの降着流が高温と低温のガスで構成されていることを示しています。ディスクまたは内側の移流は、外側の薄いディスクに接続された降着流を支配しました。この記事では、ブラックホールの周りの降着の流れをレビューし、高温および低温の降着ガスの構成を決定する物理学と、構成が降着率によってどのように変化し、それによってさまざまな光度とスペクトルを生成するかに重点を置きます。
銀河宇宙線異方性の位相反転を理解する
| Title |
Understanding_the_phase_reversals_of_Galactic_cosmic_ray_anisotropies |
| Authors |
Bing-Qiang_Qiao,_Qing_Luo,_Qiang_Yuan,_Yi-Qing_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06234 |
エネルギースペクトルと異方性は、宇宙線の起源の非常に重要なプローブです。最近の測定では、スペクトルとエネルギー依存異方性の両方に、同様のエネルギーで複雑であるが非常に興味深い構造が存在することが示され、これらの構造の共通の起源が示されています。特に興味深い現象は、双極子異方性の位相が反転することです。これは、理論的なモデリングに挑戦します。この研究では、初めて、いくつかの地下ミューオン検出器とフェルミ衛星による最初の直接測定によって示されるように、双極子異方性の$\sim100$GeVエネルギーで追加の位相反転がある可能性があることを特定しました。スペクトルの何百ものGV硬化を伴います。これらの2つの位相反転は、振幅とスペクトルのエネルギー進化とともに、拡散した背景に重なる近くのソースで自然に説明できることを提案します。結果として、スペクトルと異方性は、このモデルのスカラー成分とベクトル成分として理解でき、位相の2つの反転は、近くのソースとバックグラウンドの間の宇宙線ストリーミングの競合を特徴づけます。局所的な大規模磁場に沿った宇宙線の流れの整列は、宇宙線の伝播を調節する上で重要であるが、支配的ではない役割を果たしている可能性があります。このシナリオをさらにテストするには、空間検出器による低エネルギーと個々の種のエアシャワー実験による高エネルギーの両方での異方性の変化をより正確に測定することが不可欠です。
コンパクト星の合併による独特の長いガンマ線バーストとしてのGRB211227A
| Title |
GRB_211227A_as_a_peculiar_long_gamma-ray_burst_from_compact_star_merger |
| Authors |
Hou-Jun_L\"u,_Hao-Yu_Yuan,_Ting-Feng_Yi,_Xiang-Gao_Wang,_You-Dong_Hu,_Yong_Yuan,_Jian-Guo_Wang,_Jia-Xin_Cao,_De-Feng_Kong,_Emilio_Fernandez-Garc\'ia,_Alberto_J.Castro-Tirado,_Ji-Shun_Lian,_Wen-Pei_Gan,_Shan-Qin_Wang,_Li-Ping_Xin,_M.D._Caballero-Garc\'ia,_Yu-Feng_Fan,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06395 |
超新星（SN）に関連する長期ガンマ線バースト（GRB）は、大規模な星のコア崩壊イベントに起因すると考えられていますが、コンパクト星の合併に関連する短期GRBは、キロノバを伴うと予想されます。GRB211227Aは、約84秒間続き、最初の短い/ハードスパイクに続いて、赤方偏移$z=$0.228で一連のソフトガンマ線拡張放出があります。さらに、関連する超新星の欠如は、そのような低い赤方偏移で非常に厳しい限界に達し、銀河中心からの大きな物理的オフセット（$20.47\pm14.47$kpc）を伴います。これらの振る舞いはGRB060614の振る舞いに似ており、GRB211227Aの前駆体が大質量星の死に有利ではないことを示唆しています。したがって、GRB211227Aは、コンパクト星の合併によるGRB060614と同じ物理的起源を持っていることを提案します。GRB060614およびGRB170817Aの典型的なパラメータを採用することにより、この場合の疑似キロノバ放出を計算すると、この疑似キロノバは微弱すぎて検出できないことがわかります。この場合、それは自然に、迅速な放出、SNとキロノバの放出の欠如、そして銀河中心からの大きな物理的オフセットの特徴を解釈することができます。
最高のスープは最も古い鍋で調理されます：クエーサーのアーカイブHST / FOC観察を再考します
| Title |
The_best_broths_are_cooked_in_the_oldest_pans:_revisiting_the_archival_HST/FOC_observations_of_quasars |
| Authors |
F._Marin,_T._Barnouin_and_E._Lopez-Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06419 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）に搭載された微光天体カメラ（FOC）は、1990年から2002年の間に紫外線画像偏光測定で26個の活動銀河核（AGN）を観測しました。隠れた活動銀河の位置の特定や、中心コアの周りの最初の100個のパーセク内の極性物質の3次元配置などのノイズ比の観測。ただし、すべてのAGN観測が削減および分析されているわけではなく、標準化されたフレームワークではありません。この講義ノートでは、一貫性のある斬新なオープンアクセス削減パイプラインを使用して達成されたすべてのAGNHST/FOC観測をダウンロード、削減、分析するプロジェクトを紹介します。方法論を簡単に紹介し、削減パイプラインからの最初の予備的な結果であるNGC1068を示します。
拡張された中性子星表面領域の強度と偏光特性
| Title |
Intensity_and_Polarization_Characteristics_of_Extended_Neutron_Star_Surface_Regions |
| Authors |
Kun_Hu,_Matthew_G._Baring,_Joseph_A._Barchas_and_George_Younes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06537 |
中性子星の表面は、強い磁場の存在により、強く偏光した軟X線の源です。電子散乱と自由自由吸収によって媒介される放射伝達は、局所的な表面異方性と偏光の特徴を定義する上で中心的な役割を果たします。散乱輸送は、直線偏光と円偏光の間の複雑な相互作用の影響を強く受けます。この複雑さは、このようなコンパクトなオブジェクトの完全にイオン化された大気の外層をモデル化するために最近開発された高度な磁気トムソン散乱シミュレーションで捉えられました。これまでは、局所的な表面領域のケーススタディに焦点を当てていました。それでも、観測された強度パルスプロファイルの解釈と主要な中性子星の形状パラメータを制約する際のそれらの有効性は、拡張された表面領域からの放出を合計することに決定的に依存しています。この論文では、かなりの範囲の磁気余緯度にまたがる、そのような拡張された大気からの強度、異方性、および分極特性が、私たちの輸送シミュレーションを使用して決定されます。これらは、局所的な天頂に対して異なる磁場強度と方向を持つ異なる表面ロケールでのストークスパラメータ情報のさまざまなプロパティの畳み込みを構成します。私たちの分析には、表面から無限遠の観測者への光の完全な一般相対論的伝播が含まれています。提示された強度と偏光のパルスプロファイルの配列は、恒星の幾何学の強力なプローブがいかに可能であるかを強調しています。さまざまな表面フィールド方向で合計すると、10〜60％の範囲の重要な位相分解偏光度が実現されます。これらの結果は、NASAの新しいIXPEX線偏光測定ミッションによって取得される観測の重要な背景を提供します。
LIGO / Virgo O3b実行の中性子星ブラックホール連星は、母集団I / II連星から形成されました。
| Title |
Neutron_star_black_hole_binaries_in_LIGO/Virgo_O3b_run_were_formed_from_Population_I/II_binaries |
| Authors |
Tomoya_Kinugawa_(ICRR),_Takashi_Nakamura_(Kyoto_U.),_and_Hiroyuki_Nakano_(Ryukoku_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06713 |
LIGO/VirgoO3bの実行で見つかった2つの中性子星（NS）ブラックホール（BH）バイナリ、GW200105およびGW200115は、BH質量が$6-9$$M_{\odot}$と小さく、これは母集団IおよびIIの起源と一致しています。適切な初期パラメータを持つ$10^6$の人口IおよびIIバイナリを使用した人口合成シミュレーションは、一貫したバイナリ質量、イベントレートを示し、これまでのところ、銀河系での電波パルサー（PSR）およびBHバイナリの検出はありません。特に、赤方偏移$z=0.15$と$z=1.6$で形成され、連星の質量が$（34M_{\odot}、\、9.2M_{\odot}）$と$であるGW200105とGW200115の可能な前駆体が見つかりました。（23.7M_{\odot}、\、10.6M_{\odot}）$、それぞれ。これらのバイナリの最終的な質量は$（6.85M_{\odot}、\、2.14M_{\odot}）$と$（6.04M_{\odot}、\、1.31M_{\odot}）$で、$のように見えます（9.0_{-1.7}^{+1.7}M_{\odot}、\、1.91_{-0.24}^{+0.33}M_{\odot}）$のGW200105と$（5.9_{-2.5}^それぞれ、GW200115の{+2.0}M_{\odot}、\、1.44_{-0.29}^{+0.85}M_{\odot}）$。また、私たちの銀河の$4-20$PSR-BHバイナリがSKAによって観測されると見積もっています。私たちの銀河にNS-BHバイナリが存在することは、将来のSKA時代に確認することができます。
チャンドラアーカイブデータからの3つの候補マグネター駆動高速X線トランジェントの発見
| Title |
Discovery_of_Three_Candidate_Magnetar-powered_Fast_X-ray_Transients_from_Chandra_Archival_Data |
| Authors |
Dacheng_Lin,_Jimmy_A._Irwin,_Edo_Berger,_and_Ronny_Nguyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06754 |
残留安定マグネターは、二元中性子星合体で形成され、数千秒続く可能性のある高速X線過渡現象（FXT）につながる可能性があることが提案されました。最近、Xueetal。CDF-SXT2はまさにそのような種類のソースであることが示唆されました。確認された場合、そのような放出は、短いガンマ線バーストと対応する残光が軸外に見られ、したがって検出するには弱すぎるバイナリ中性子星合体からの重力波イベントに対応する電磁を検索するために使用できます。ここでは、チャンドラのアーカイブデータの予備検索から、3つの新しいFXT、XRT170901、XRT030511、およびXRT110919が発見されたことを報告します。CDF-SXT2と同様に、これらの新しいFXTは非常に速く上昇し（数十秒未満）、X線束のプラトー$\sim$$1.0\times10^{-12}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$は1〜2ks続き、その後急激に減衰します。それらの光学/IRの対応物は、存在する場合、非常に弱く、これらのFXTの恒星のフレアの起源に反対します。XRT170901の場合、CDF-SXT2と非常によく似た、周辺に発生源があるかすかなホスト銀河を特定しました。したがって、新しく発見されたFXTは、バイナリ中性子星合体から生じるマグネター駆動のX線トランジェントの有力な候補でもあります。
銀河系および銀河系外の超高エネルギーガンマ線源
非常に高エネルギーの{\gamma}線は、非熱宇宙の最も重要なメッセンジャーの1つです。超高エネルギー{\gamma}線天文学の主な動機は、高エネルギー宇宙線の発生源を見つけることです。いくつかの天体物理学の源は、極端な条件下で宇宙線を非常に高いエネルギーに加速することが知られています。非常に高エネルギーの{\gamma}線は、これらの天体物理学的サイトで、または線源に近い周囲の媒体での宇宙線の相互作用によって生成されます。ガンマ線は中性であり、直線で移動するため、宇宙線源とその周辺に関する貴重な情報を提供してくれます。さらに、非常に高エネルギーの{\gamma}線天文学は、多くの基本的な物理学の質問を精査することができます。地上ベースの{\gamma}線天文学は、ホイップル望遠鏡が天の川のパルサー風星雲であるカニからのTeV{\gamma}線を検出した1989年にその旅を始めました。過去20年間で、技術の進歩により、最新世代の超高エネルギー検出器と望遠鏡の開発が容易になり、刺激的な新しい結果がもたらされました。これまでに200を超える非常に高エネルギーの{\gamma}線源が検出されており、銀河系と銀河系外の両方が検出されています。これらの観測は、高エネルギー天体物理学と宇宙素粒子物理学における多数の重要な質問へのより深い洞察を提供しました。この総説は、非常に高エネルギーの{\gamma}線天文学の刺激的で急速に発展している分野で最も重要な結果を列挙する試みです。
| Title |
Implicit_correlations_within_phenomenological_parametric_models_of_the_neutron_star_equation_of_state |
| Authors |
Isaac_Legred_and_Katerina_Chatziioannou_and_Reed_Essick_and_Philippe_Landry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06791 |
近年の中性子星の天体物理学的プローブの数と精度の急速な増加は、それらの状態方程式の推論を可能にします。観測は、質量や半径など、星ごとに異なる中性子星のさまざまな巨視的特性を対象としていますが、状態方程式により、すべての中性子星の共通の記述が可能になります。これらの観測を結びつけ、高密度物質と中性子星の特性を同時に推測するために、状態方程式のモデルが導入されています。パラメトリックモデルは、現実的な状態方程式の大規模な配列を再現する慎重に設計された関数形式に依存しています。このようなモデルは単純さの恩恵を受けますが、有限パラメーターモデルではすべての可能な状態方程式を正確に近似できないため、制限があります。ノンパラメトリックモデルは、複雑さを増すことを犠牲にしてモデルの自由度を高めることにより、これを克服します。この研究では、一般的なパラメトリックモデルとノンパラメトリックモデルを比較し、前者の限界を定量化し、高密度物理学の現在の理解に対するモデリングの影響を研究します。パラメトリックモデルは、密度スケール間にモデルに強く依存し、場合によっては不透明な相関関係を課すことを示します。このような密度間の相関は、データによってサポートされていないより厳しい制約をもたらし、状態方程式および個々の中性子星の特性の偏った推論につながる可能性があります。
FASTを使用したPSRB1859 +07からの異常な放出
| Title |
The_unusual_emission_from_PSR_B1859+07_with_FAST |
| Authors |
Lin_Wang,_Ye-Zhao_Yu,_Feifei_Kou,_Kuo_Liu,_Xinxin_Wang,_Bo_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06815 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、PSRB1859$+$07からの異常放射モードに関する同時広帯域電波観測を提示します。このパルサーは、特異な放出現象を示しています。これは、放出が初期の回転相に時折シフトし、順相で放出のモードが変化することです。非シフトパルスのB（バースト）モードとQ（クワイエット）モード、および準周期性が155パルスの発光シフトモードを含む、これら3つの発光モードすべてをデータセットで確認します。また、イベント中の順相で放出する新しいタイプの放出シフトイベントを特定します。これらの発光モードの偏光特性を詳細に調べたところ、すべてが同様の偏光角（PA）曲線を持っていることがわかりました。これは、これら3つのモードすべての発光が同じ発光高さからのものであることを示しています。
R-K図と重力波解析による位相的グラフ理論への新しいアプローチ
| Title |
A_Novel_Approach_to_Topological_Graph_Theory_with_R-K_Diagrams_and_Gravitational_Wave_Analysis |
| Authors |
Animikh_Roy_(University_of_Sussex,_UK)_and_Andor_Kesselman_(Pathr.ai,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06923 |
グラフ理論とトポロジカルデータ分析は強力ですが、TDAおよびグラフネットワーク分析との感度と一貫性に関連する多くの欠点があります。この論文では、グラフとトポロジカルデータ分析の間のスムーズな移行を可能にする目的で、データポイント間のベクトル化された関連付けをエンコードするための新しいアプローチを提案することを目指しています。このようなベクトル化された関連付けを、位相空間のマイクロステートを表す単純な複合体に変換する効果的な方法を最終的に明らかにします。これにより、フィルター固有のホモトピー自己表現型のイベント駆動型の一意のトポロジカルシグネチャがRoy-KesselmanダイアグラムまたはRKと呼ばれます。RKモデルのフィルターベースのエンコーディングから生じる永続的なホモロジーの図。このアプローチの有効性と影響は、LIGOOpenScienceCenterによって公開された最新のLIGOデータセットからの重力波データの高次元の生の測定値と導出された測定値で特にテストされ、非科学的なユースケースの一般化されたアプローチがテストされました。TableauSuperstoreSalesデータセットを使用して実証されています。私たちの研究結果は、トポロジカルグラフ理論変換の有効性を組み合わせた安定した高次元データ分析の多くの将来の科学的および工学的アプリケーションの基礎を築くと信じています。
SN 2020acat：急上昇するタイプIIb超新星の完璧な例
| Title |
SN_2020acat:_A_purr-fect_example_of_a_fast_rising_Type_IIb_Supernova |
| Authors |
K._Medler,_P._A._Mazzali,_J._Teffs,_C._Ashall,_J.P._Anderson,_I._Arcavi,_S._Benetti,_K._A._Bostroem,_J._Burke,_Y.-Z._Cai,_P._Charalampopoulos,_N._Elias-Rosa,_M._Ergon,_L._Galbany,_M._Gromadzki,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_C._Inserra,_P._Lundqvist,_C._McCully,_T._M\"uller-Bravo,_M._Newsome,_M._Nicholl,_E._Padilla_Gonzalez,_E._Paraskeva,_A._Pastorello,_C._Pellegrino,_P._J._Pessi,_A._Requitti,_T._M._Reynolds,_R._Roy,_G._Terreran,_L._Tomasella,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06991 |
$\sim\！をカバーするSN2020acatの紫外線（UV）および近赤外線（NIR）測光および光学分光観測\！爆発から250ドル日がここに表示されます。UV波長からNIR波長にまたがる急上昇測光観測を使用して、疑似ボロメータ光度曲線を作成し、他のいくつかのよく観測されたタイプIIb超新星（SNeIIb）と比較しました。SN2020acatは、わずか$\で$\mathrm{Log_{10}}（L）=42.49\pm0.15\、\mathrm{erg\、s^{-1}}$のピーク光度に達する非常に短い立ち上がり時間を示しました。シム\！\！14.6\pm0.3$日。疑似ボロメータ光度曲線のモデリングから、SN2020acatによって合成された$^{56}\mathrm{Ni}$の総質量を$0.13\pm0.02\、\mathrm{M_{\odot}}$と推定しました。イジェクタの質量は$2.3\pm0.3\、\mathrm{M_{\odot}}$、運動エネルギーは$1.2\pm0.2\times10^{51}$ergです。SN2020acatの光学スペクトルは、光球相と星雲相の間の遷移期間（$\gtrsim100$日）に水素の特徴をよく示しています。スペクトルはまた、$\mathrm{Fe_{II}}$$5018$線の存在だけでは説明できない、$4900\、\r{A}$付近の強力な特徴を示しています。$\mathrm{Fe_{II}}$機能は$\mathrm{He_{I}}$$5016$によって、そしておそらく$\mathrm{N_{II}}$$5005$の存在によって拡張されたことをお勧めします。測光分析と分光分析の両方から、SN\、2020acatの前駆体は、$M_\mathrm{ZAMS}$が$18〜22\、\mathrm{M_{\odot}}$の中間質量コンパクト星であると推測されました。
赤外線チップチルトセンシング：オンスカイ体験、学んだ教訓、未解決の問題
| Title |
Infrared_tip-tilt_sensing:_on-sky_experience,_lessons_learned_and_unsolved_problems |
| Authors |
Marcos_A._van_Dam,_Sylvain_Oberti,_Johann_Kolb,_Jim_Lyke,_Sylvain_Cetre,_and_Benoit_Neichel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05747 |
赤外線チップチルトセンサー（IRTTS）は、3つの異なる望遠鏡の3つの異なるレーザーガイド星補償光学（AO）システムに配備されています。これらのIRTTSは、近赤外線での高次ループPSFシャープニングの恩恵を受けているため、チップチルトの残差が少なく、空のカバレッジが良好です。それにもかかわらず、これらのIRTTSは挑戦的であり、AOでの使用は制限されています。このホワイトペーパーでは、既存のIRTTSの概要を説明し、オンスカイパフォーマンスの結果を提供し、IRTTSを使用した経験と近い将来の計画について説明します。ペーパーの第2部では、IRTTSの未解決の課題を扱います。これらには、低Strehlレジームでのアルゴリズムとループの安定性、IRTTSを使用した高次モードの測定、さまざまな大きさの複数のガイド星のガイドが含まれます。
粒子による天体物理流体のモデリング
数値流体力学は、宇宙を理論的に探索するための重要なツールです。過去10年間で、元々異なる方法の間で多数の相互受精を伴う実質的な方法論の多様化が見られました。ここでは、SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）メソッドに関連する最近の開発に焦点を当てます。カーネルの平滑化、勾配計算、散逸ステアリングなど、SPHアプローチ自体の最近の技術的改善について簡単に要約します。これらの要素は、ニュートンの高精度SPHコードMAGMA2に実装されており、多くの困難なベンチマークテストでそのパフォーマンスを実証しています。さらに一歩進んで、これらの新しい成分を、アインシュタイン方程式の完全なセットであるSPHINCS_BSSNを解く最初の粒子ベースの一般相対論的流体力学コードでも使用しました。基本的な考え方と方程式を提示し、時空とともに自己無撞着に進化する相対論的中性子星の例でコード性能を示します。
フィゾー干渉計による高コントラストイメージング：Altairの場合
| Title |
High_contrast_imaging_with_Fizeau_interferometry:_The_case_of_Altair |
| Authors |
Eckhart_Spalding,_Katie_M._Morzinski,_Phil_Hinz,_Jared_Males,_Michael_Meyer,_Sascha_P._Quanz,_Jarron_Leisenring,_Jennifer_Power |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05897 |
大双眼望遠鏡（LBT）には、「フィゾー」干渉モードでコヒーレントに組み合わせることができるビームを生成する2つの8.4m主鏡があります。原則として、フィゾーPSFは、単一の8.4m望遠鏡の補償光学補正PSFの最大3倍の解像度で構造のプロービングを可能にします。この作業では、近くの星Altair（5.13pc、タイプA7V、$\sim$100sMyrから$\approx$1.4Gyr）を、LBTがBr-$\alpha$（4.05$\mu$）のフィゾーモードで調べました。m）コンパニオンを検索するために角度差分イメージングを実行しました。この作品は、アクティブな位相制御を提供する補正ミラーの恩恵を受ける最初の開口部を埋めたLBTFizeau科学データセットを示しています。$\lambda/D$角度レジームの分析では、データセットの感度は、1.0Gyrシステムの1"で$\approx$0.5$M_{\odot}$まで低下します。この感度は、わずかな量によって制限されたままです。積分時間の変動は、フィゾーPSFの不安定性によって制限されます。ただし、フィゾーフリンジレジームでは、0.2"で$\Deltam\約5$の感度を達成し、1.3$M_{\のコンパニオンに制約を課します。odot}$を$\approx$0.15"の内角まで下げ、これまでに公開されたAltairの直接イメージングよりも近い。この分析は、このタイプの将来のデータセットのパスファインダーであり、最初のELT。フィゾーの観測は、機器、特に位相検出器をアップグレードすることで、より暗いターゲットに到達できるようになります。
サイモンズ天文台：極低温トラス用の炭素繊維ストラットの設計と測定された性能
| Title |
The_Simons_Observatory:_Design_and_Measured_Performance_of_a_Carbon_Fiber_Strut_for_a_Cryogenic_Truss |
| Authors |
Kevin_D._Crowley,_Peter_Dow,_Jordan_E._Shroyer,_Bradley_Dober,_Jacob_Spisak,_Nicholas_Galitzki,_Tanay_Bhandarkar,_Mark_J._Devlin,_Simon_Dicker,_Patricio_A._Gallardo,_Kathleen_Harrington,_Bradley_R._Johnson,_Delwin_Johnson,_Anna_M._Kofman,_Akito_Kusaka,_Adrian_Lee,_Michele_Limon,_Jeffrey_Iuliano,_Federico_Nati,_John_Orlowski-Scherer,_Lyman_Page,_Michael_Randall,_Grant_Teply,_Tran_Tsan,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06094 |
SimonsObservatorySmallApertureTelescope（SAT）の極低温冷却トラスで使用される新しい炭素繊維ストラット設計の設計と測定された性能を紹介します。トラスは、24本の支柱で区切られた2つのアルミニウム6061リングで構成されています。各ストラットは、2つのアルミニウムエンドキャップが取り付けられた中央のカーボンファイバーチューブで構成されています。ストラットとトラスの性能を、（i）ストラットサンプルを極低温で循環させて破壊的にプルテストし、（ii）最終トラスを非破壊的にプルテストし、（iii）炭素繊維チューブの熱伝導率を測定することによってテストしました。ストラットの強度は、エポキシ接着剤やカーボンファイバーチューブではなく、取り付けファスナーとストラットエンドキャップによって制限されることがわかりました。この結果は、私たちの数値予測と一致しています。私たちの熱測定では、支柱を通る伝導熱負荷（4Kから1K）は1mW未満になることが示唆されています。この支柱の設計は、他の極低温支持構造で使用するための有望な候補となる可能性があります。
地上ベースのミリメートル天文学のための構造化大気ノイズの時間領域深層学習フィルタリング
| Title |
Time-domain_deep_learning_filtering_of_structured_atmospheric_noise_for_ground-based_millimeter_astronomy |
| Authors |
Alejandra_Rocha-Solache_and_Iv\'an_Rodr\'iguez-Montoya_and_David_S\'anchez-Arg\"uelles_and_Itziar_Aretxaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06672 |
大気の乱流に関係する複雑な物理学により、地上の天文学が正確なシンチレーションモデルを構築し、貴重な天文観測からこの高度に構造化されたノイズを除去するための効率的な方法論を開発することは非常に困難です。ディープラーニングアプローチは、広いスケール範囲にわたって非線形パターンを抽象化するディープニューラルネットワークの固有の能力のために、この問題を処理するための重要な進歩をもたらすことができると主張します。長短期記憶セルと、転送およびカリキュラム学習に触発された増分トレーニング戦略で構成されるアーキテクチャを提案します。シンチレーションモデルを開発し、経験的な方法を使用して、大気ノイズの実現の膨大なカタログを生成し、代表的なデータを使用してネットワークをトレーニングします。信号対雑音比（SNR）とノイズの構造の程度という2つの複雑さの軸に直面しています。したがって、3から0.1の範囲の生データSNRで、3つの構造化されたノイズレベルに埋め込まれたシミュレートされた天体物理学的な点のようなソースを認識するようにリカレントネットワークをトレーニングします。さまざまなデータコンテキストを介して情報を転送できる堅牢で安定した学習率を取得するには、トレーニング中に複雑さをゆっくりと繰り返し増加させることが重要であることがわかります。フラックス測定のキャリブレーション方法論と一緒に設計し、合成観測データを使用して再発モデルを精査します。さらに、従来の整合フィルタリング（MF）を実装して、そのパフォーマンスをニューラルネットワークと比較し、最終的にトレーニングされたネットワークが構造化ノイズを正常にクリーンアップし、生データと比較して従来のMFよりも堅牢な方法でSNRを大幅に向上できることを確認しました。
AMICal Sat：オーロラを研究するための2Uキューブサットに搭載されたスパースRGBイメージャ
| Title |
AMICal_Sat:_A_sparse_RGB_imager_on_board_a_2U_cubesat_to_study_the_aurora |
| Authors |
Mathieu_Barthelemy,_Elisa_Robert,_Vladimir_Kalegaev,_Vincent_Grennerat,_Thierry_Sequies,_Guillaume_Bourdarot,_Etienne_Le_Coarer,_Jean-Jacques_Correia,_Patrick_Rabou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06973 |
オーロラ放射を監視するために、専用の2UキューブサットであるAMICalsatが専用のイメージャで開発されました。これは、地球のオーロラ領域で最大30keVの低エネルギー電子フラックスを再構築するのに役立つことを目的としています。これには、GrenobleUniversitySpaceCenterで完全に設計されたイメージャが含まれています。イメージャは、1.3MピクセルのスパースRGBCMOS検出器と広視野対物レンズ（f=22.5mm）を使用します。衛星プラットフォームは、ポーランドの会社Satrevolutionによって構築されました。2020年9月3日にベガ16便に乗ってクル（フランス領ギアナ）から打ち上げられ、2020年10月に最初の画像を生成します。この論文の目的は、ペイロードの設計、特に光学系と近接電子機器について説明することです。宇宙気象目的でのペイロードの使用について説明します。オーロラモニタリングのためのそのような機器の関連性を示す最初の画像の予備分析が実行されます。この分析により、最初の画像の1つから、露光時間中の大気の上部での局所的な電子入力フラックスを再構築することができました。
Be星の誕生：バイナリ物質移動によって形成されるBe星のAPOGEE検索
| Title |
Birth_of_a_Be_star:_an_APOGEE_search_for_Be_stars_forming_through_binary_mass_transfer |
| Authors |
Kareem_El-Badry,_Charlie_Conroy,_Eliot_Quataert,_Hans-Walter_Rix,_Jonathan_Labadie-Bartz,_Tharindu_Jayasinghe,_Todd_Thompson,_Phillip_Cargile,_Keivan_G._Stassun,_Ilya_Ilyin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05614 |
多くのBe星がバイナリ物質移動によって形成されるという最近の提案に動機付けられて、私たちはAPOGEE調査で、肥大化した、剥ぎ取られた仲間を持つBe星を検索しました。明確に定義された297個のBe星の親サンプルから、1つの物質移動バイナリHD15124を特定しました。オブジェクトはメインシーケンスのBe星（$M_{\rmBe}=5.3\pm0.6\、M_{\odot}$）、低質量（$M_{\rmドナー}=0.92\pm0.22\、M_{\odot}$）、5。47日の軌道上の巨大な仲間。輝線は、古典的なBe星のように降着円盤からではなく、進行中の物質移動によって引き起こされた降着円盤から発生します。両方の星は、ドナーのコアにCNO処理の痕跡を持った表面存在量を持っています。表面ヘリウムの割合は$Y_{\rmHe}\約0.6$で、窒素と炭素の比率は太陽の値の1000倍です。システムの特性は、$3-5\、M_{\odot}$ドナーが主系列を離れ、二次星がBe星になる間に物質移動が始まる、バイナリ進化モデルとよく一致しています。これらのモデルは、システムがすぐにHR6819やLB-1のような切り離されたBe+ストリップスター連星になり、ストリップされたドナーが最終的に収縮してコアヘリウム燃焼sdOBスターになると予測しています。この短命（$\sim$1Myr）の進化段階で1つのオブジェクトが発見されたということは、すでにそのオブジェクトを通過し、現在はBe+sdOBバイナリであるオブジェクトがさらに多く存在することを意味します。Be星の$（28_{-16}^{+27}）\、\％$は、ほとんどがかすかな仲間を取り除いたと推測します。Be星の主系列星の不足と、UVでの多数のBe+sdOBバイナリの最近の発見とともに、私たちの結果は、二元性がBe星の形成に重要な役割を果たしていることを示唆しています。
実行中のバイナリ原始星ZCMaのフライバイの可能性
| Title |
A_likely_flyby_of_binary_protostar_Z_CMa_caught_in_action |
| Authors |
Ruobing_Dong,_Hauyu_Baobab_Liu,_Nicolas_Cuello,_Christophe_Pinte,_Peter_Abraham,_Eduard_Vorobyov,_Jun_Hashimoto,_Agnes_Kospal,_Eugene_Chiang,_Michihiro_Takami,_Lei_Chen,_Michael_Dunham,_Misato_Fukagawa,_Joel_Green,_Yasuhiro_Hasegawa,_Thomas_Henning,_Yaroslav_Pavlyuchenkov,_Tae-Soo_Pyo,_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05617 |
星形成クラスター内の若い恒星状天体間の接近遭遇は、星周円盤を劇的に混乱させると予想されます。このようなイベントは、星形成の数値シミュレーションで目撃されていますが、進行中の遭遇の直接的な観測はほとんど行われていません。ここでは、サブ0。1の解像度のアタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）とヤンスキー超大型アレイ（JVLA）の観測を、塵の連続体と分子線の放出における100万年前のバイナリ原始星ZCMaに向けて報告します。バイナリは、ミリ波とセンチメートルの両方の波長で発見されました。これは、散乱光イメージングで以前に見つかった約2000auのストリーマー構造の延長線上にあり、ダストとガスの放出の対応物も新たに特定されています。シミュレーションとの比較により、まれなフライバイイベントが発生しています。ZCMaは「ダブルバースター」であり、両方のバイナリコンポーネントが付加爆発を起こします。これは、フライバイによるホストディスクへの摂動によって促進される可能性があります。
新生惑星状星雲A30のJ4赤道ノットの存在量分析
| Title |
Abundance_Analysis_of_the_J4_Equatorial_Knot_of_the_Born-again_Planetary_Nebula_A30 |
| Authors |
Jordan_Simpson,_David_Jones,_Roger_Wesson,_and_Jorge_Garc\'ia-Rojas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05627 |
A30は、「新生」として識別される惑星状星雲のクラスに属しており、中央のバイナリシステムに関連付けられている可能性が高い、極端に豊富な不一致係数（ADF）を伴う高密度で水素の少ない噴出物を含みます。そのような機能の1つであるJ4赤道ノットの中間分散分光法を紹介します。以前の研究で観察された極および赤道の結び目の明らかな物理的および化学的分離を確認し、極の結び目よりも大幅に低い35のO$^{2+}$のADFに上限を設定します。これらの発見は、赤道と極の結び目が異なる出来事に由来するという理論をさらに補強します。
クールジャイアントの$ H $バンド温度および金属量インジケーター：ベイズフレームワークにおける経験的関係
| Title |
$H$-band_Temperature_and_Metallicity_Indicators_for_Cool_Giants:_Empirical_Relations_in_Bayesian_Framework |
| Authors |
Supriyo_Ghosh_(TIFR,_Mumbai,_India),_J._P._Ninan_(PSU,_USA),_and_D._K._Ojha_(TIFR,_Mumbai,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05837 |
ここでは、有効温度（$T_{eff}$）や金属量（[$Fe/H$]）などの恒星パラメータを導出するための定量的診断ツールを提供することを目的とした近赤外線$H$バンド大気窓を探索しました。低解像度スペクトルを使用したクールジャイアント（$T_{eff}$$<$5000K）の分析。以前の作品よりも広い金属量範囲（$-$2.35dex$<$[$Fe/H$]$<$0.5dex）をカバーする177のクールな巨人をX-shooterスペクトルライブラリから取得しました。スペクトル分解能をR$\sim$1200に下げて、いくつかの重要なスペクトル特徴の等価幅を推定し、恒星パラメータを使用したスペクトル特徴の動作を研究しました。また、$T_{eff}$と[$Fe/H$]を導出するための経験的関係は、ベイズフレームワークで確立されます。1.56$\mu$mと1.62$\mu$mの$^{12}$CO、および1.71$\mu$mの$^{12}$CO+MgIがベスト3の$T_{effそれぞれ153K、123K、107Kの標準精度の}$インジケーター。立方ベイズモデルは、1.62$\mu$mのFeH、1.64$\mu$mの$^{12}$CO、およびFeに対して、0.22dex、0.28dex、および0.24dexの標準精度で最高の金属量推定量を提供します。私はそれぞれ1.66$\mu$mです。また、スーパーソーラー（[$Fe/H$]$>$0.0dex）、ソーラー（$-$0.3dex$<$[$Fe/H$]$<$0.3dex）、およびサブソーラー（[$Fe/H$]$<$$-$0.3dex）、階層ベイズモデリングから。太陽と太陽直下の関係の違いは統計的に有意ですが、そのような違いは太陽と太陽直下のグループの間では明らかではありません。
機械学習アプローチに基づく黒点グループのパラメーター化
白色光で観測された黒点群は複雑な構造として現れます。これらの構造の分析は通常、一般的なプロパティのみをキャプチャし、詳細に関する情報を見逃す単純な形態学的記述子に基づいています。黒点グループの完全でありながらコンパクトな説明を紹介するための機械学習アプローチを紹介します。アイデアは、黒点グループの画像を適切な低次元（潜在）空間にマッピングすることです。変分オートエンコーダーと主成分分析の組み合わせを適用して、285個の潜在記述子のセットを取得します。標準記述子が潜在記述子に埋め込まれていることを示します。したがって、潜在的特徴は黒点グループの拡張記述と見なすことができ、私たちの意見では、黒点グループの研究の可能性を広げることができます。特に、黒点グループの複雑さを推定するためのアプリケーションを示します。提案されたパラメータ化モデルは一般的であり、さまざまなスペクトル線で観測された太陽活動の他の痕跡の調査に適用できます。この作業の主要なコンポーネントであるパラメータ化モデル、黒点グループのデータセット、潜在ベクトルは、公開されているGitHubリポジトリhttps://github.com/observethesun/sunspotgroupsで入手でき、結果の再現やさらなる利用に使用できます。リサーチ。
多共役補償光学における瞳孔歪みの影響の克服
マルチコンジュゲート補償光学（MCAO）システムは、従来のシングルコンジュゲート補償光学システムよりもはるかに広い視野にわたって回折限界画像を提供する可能性があります。MCAOでは、高高度の変形可能ミラー（DM）が瞳面の歪みを引き起こし、DMアクチュエータと波面センサー（WFS）の間の動的な位置ずれを引き起こします。この問題は、WFSとDMの空間サンプリングが高いため、夜間の観測よりも太陽天文学の方がはるかに深刻であり、科学観測はより強い乱気流とより低い標高で行われることが多いという事実があります。動的な位置ずれは、ソーラーMCAOシステムによって提供される補正の品質を制限します。この論文では、瞳孔歪みの影響をモデル化する最初のAOシミュレーションツールであるPropAOを紹介します。これは、光伝搬ライブラリPROPERのPython実装を利用します。PropAOは、フレネル伝搬を使用して、流入波の振幅と位相を大気とMCAOシステムに伝搬します。結果として生じる波面はWFSによって分析され、補正された画質を評価するためにも使用されます。瞳孔歪みの問題を再現し、歪みを考慮した新しい非線形再構成戦略をテストすることができます。PropAOは、ヨーロッパの太陽望遠鏡の波面再構成と制御の動作を研究するために不可欠なツールであることが示されています。
散乱と昇華：HD145718の傾斜したディスク内の$ \ mu $ mサイズのほこりのマルチスケールビュー
| Title |
Scattering_and_sublimation:_a_multi-scale_view_of_$\mu$m-sized_dust_in_the_inclined_disc_of_HD_145718 |
| Authors |
Claire_L._Davies,_Evan_A._Rich,_Tim_J._Harries,_John_D._Monnier,_Anna_S._E._Laws,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_David_J._Wilner,_Narsireddy_Anugu,_Jacob_Ennis,_Tyler_Gardner,_Stefan_Kraus,_Aaron_Labdon,_Jean-Baptiste_le_Bouquin,_Cyprien_Lanthermann,_Gail_H._Schaefer,_Benjamin_R._Setterholm,_Theo_ten_Brummelaar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06472 |
Herbig〜Ae星、HD〜145718の周りのディスクのマルチ機器観測を提示し、幾何学的およびモンテカルロ放射伝達モデルを使用して、ディスクの向き、近赤外線（NIR）散乱面の垂直および半径方向の範囲を調査します。ディスク表面と昇華リムのほこりの特性。ディスクは$67-71^{\circ}$で傾斜しているように見え、位置角はPA\、$=-1.0-0.6^{\circ}$で、以前の見積もりと一致しています。NIR散乱面は$\sim75\、$auまで広がり、アスペクト比$h_{\rm{scat}}（r）/r\sim0.24$を$J$バンドで推測します。$H$バンドの$\sim0.22$。私たちのGPI画像とVLTI+CHARANIR干渉法は、ディスク表面層にサイズが$\gtrsim\lambda/2\pi$の粒子が存在することを示唆しており、これらの粒子が沈降に対して空気力学的にサポートされていること、および/または小さな粒子の密度が比較的小さいことを示しています低い。幾何学的分析により、ディスクの外縁でのNIR散乱面の高さを合理的に評価でき、傾斜を個別に制限できる場合は、同様に傾斜した散乱面のフレア指数を調べる可能性があることを示します。（$i\gtrsim70^{\circ}$）ディスク。HD〜145718の恒星の特性を再評価したところ、以前はUX〜Orとディッパーの変動として特徴付けられていたオブジェクトの調光イベントが、ISMで見られるよりも平均して大きい粒子によるダスト掩蔽と一致していることがわかりました。この掩蔽性の塵は、推定される塵の昇華半径である$0.17\、$auの近くで発生する可能性があります。
オデュッセウス調査。動機と最初の結果：CVSO 109の付着、排出、およびディスク照射
| Title |
The_ODYSSEUS_Survey._Motivation_and_First_Results:_Accretion,_Ejection,_and_Disk_Irradiation_of_CVSO_109 |
| Authors |
C._C._Espaillat,_G._J._Herczeg,_T._Thanathibodee,_C._Pittman,_N._Calvet,_N._Arulanantham,_K._France,_Javier_Serna,_J._Hernandez,_A._Kospal,_F.M._Walter,_A._Frasca,_W.J._Fischer,_C.M._Johns-Krull,_P.C._Schneider,_C._Robinson,_Suzan_Edwards,_P._Abraham,_Min_Fang,_J._Erkal,_C.F._Manara,_J.M._Alcala,_E._Alecian,_R.D._Alexander,_J._Alonso-Santiago,_Simone_Antoniucci,_David_R._Ardila,_Andrea_Banzatti,_M._Benisty,_Edwin_A._Bergin,_Katia_Biazzo,_Cesar_Briceno,_Justyn_Campbell-White,_L._Ilsedore_Cleeves,_Deirdre_Coffey,_Jochen_Eisloffel,_Stefano_Facchini,_D._Fedele,_Eleonora_Fiorellino,_Dirk_Froebrich,_Manuele_Gangi,_Teresa_Giannini,_K._Grankin,_Hans_Moritz_Gunther,_Zhen_Guo,_Lee_Hartmann,_Lynne_A._Hillenbrand,_P.C._Hinton,_Joel_H._Kastner,_Chris_Koen,_K._Mauco,_I._Mendigutia,_B._Nisini,_Neelam_Panwar,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06502 |
ハッブルUVレガシー標準としての若い星のライブラリ（ULLYSES）低質量の前主系列星のディレクターの裁量プログラムは、ALMAとJWSTからの今後のデータと相まって、若い星との関係の理解に革命をもたらす基盤を提供します星とその原始惑星系円盤。ディスクの進化と惑星形成の物理学を包括的に評価するには、質量の増加、質量の流出、およびディスクの構造の間の複雑な関係を理解する必要があります。ここでは、若い星の周りの流出とディスクについて説明します。ULLYSESスペクトル（ODYSSEUS）調査の探索の相乗効果と、調査から得られる科学のデモンストレーションとして、オリオン座OB1bの古典的なおうし座T星CVSO109の初期結果を示します。ODYSSEUSはULLYSESスペクトルデータベースを分析し、（1）降着流が降着率と磁気構造にどのように依存するかを測定し、（2）風とジェットが発射される場所と質量損失率を決定するために、均一で体系的なアプローチを保証します。降着と比較し、（3）惑星形成円盤の暖かい内部領域の化学的性質に対するFUV放射の影響を確立します。ODYSSEUSはまた、ULLYSESデータの影響を強化するために、X線、光学、NIR、およびミリメートルの波長での同時観測を取得して提供します。私たちの目標は、原始惑星系円盤の質量降着のレベルと進化、内部ディスクの質量損失の特性と大きさ、およびイオン化レベルを決定しディスクの化学的性質を決定するUV放射場の影響を正確に測定するための一貫したフレームワークを提供することです。
ソーラーダイナミクスオブザーバトリーによって観測された、噴火および非噴火の太陽フレアの磁気インプリント
| Title |
Magnetic_imprints_of_eruptive_and_non-eruptive_Solar_flares_as_observed_by_Solar_Dynamics_Observatory |
| Authors |
N._Vasantharaju,_P._Vemareddy,_B._Ravindra,_and_V._H._Doddamani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06550 |
磁気インプリント（MI）と呼ばれる太陽フレア中の活動領域の局所領域における光球磁場の急激で永続的な変化は、過去30年近くにわたって観察されてきました。よく知られている「冠状動脈崩壊」モデルは、そのようなフレアに関連する変化を説明すると想定されていますが、完全な物理的理解はまだ欠落しており、議論の余地があります。この研究では、日震学と磁気イメージャー。噴火フレアのMI領域は強く局在していることがわかりますが、非噴火イベントの大部分（$>70〜\％$）には散在するインプリント領域があります。MIの強度を定量化するために、水平場の統合された変化と、ある領域にわたるローレンツ力の全体的な変化を導き出しました。これらの量は、フレアが噴火するかどうか、短期または長期に関係なく、フレア強度とよく相関します。さらに、ビリアル定理の推定から決定された自由エネルギー（FE）は、フレア時間の前後に始まる統計的に有意な下降傾向を示し、ほとんどのフレアで観察されます。フレア中のFEの変化は、爆発性に依存しませんが、ローレンツ力の変化と強い正の相関（$\approx0.8$）があり、放出されたFEの一部が光球に浸透することを示しています。これらの結果は、光球磁場に対するコロナからの重要なフィードバックのアイデアを強く支持していますが、MIの特性は、フレアが噴火しているかどうかについてはまったく区別できません。
短周期sdBV + dMバイナリの同期sdBsと非同期sdBsの間のギャップをTESSで埋める：TIC
137608661、明確に定義された回転分割を備えた新しいシステム
| Title |
Filling_the_gap_between_synchronized_and_non-synchronized_sdBs_in_short-period_sdBV+dM_binaries_with_TESS:_TIC_137608661,_a_new_system_with_a_well_defined_rotational_splitting |
| Authors |
Roberto_Silvotti,_P\'eter_N\'emeth,_John_H._Telting,_Andrzej_S._Baran,_Roy_H._{\O}stensen,_Jakub_Ostrowski,_Sumanta_K._Sahoo,_Saskia_Prins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06559 |
TIC137608661/TYC4544-2658-1/FBS0938+788は、公転周期が7.21時間のTESS宇宙ミッションによって発見された新しいsdBV+dM反射効果バイナリです。軌道周波数とその高調波に加えて、TIC137608661のフーリエ変換は、sdB星からの多くのgモード脈動周波数を示しています。等間隔の周波数のいくつかの回転トリプレットがすぐにわかるため、振幅スペクトルの解釈は特に簡単です。これらのトリプレットの中心周波数は、連続するl=1モードに対応して、270.12秒の平均周期間隔で周期的に等間隔に配置されます。1.25{\mu}Hzの平均周波数間隔から、公転周期よりも大幅に長い、sdB星の深層で4。6日の自転周期を導き出します。星震学によってsdB回転が測定された少数のsdB+dMバイナリの中で、TIC137608661は、最短の軌道周期と最短のコア回転周期の両方を備えた非同期システムです。NYVirだけがより短い公転周期を持っていますが、それは同期しています。TIC137608661の分光学的フォローアップから、sdB星の視線速度を測定し、その大気パラメータを決定し、星の表面での回転速度を推定します。この測定により、外層でも同期回転を除外でき、他のいくつかの同様のシステムで見られるように、表面がコアよりも速く回転する差動回転が示唆されます。さらに、TIC137608661のスペクトルエネルギー分布の分析は、sdB脈動特性と星震学モデルの比較とともに、システムを制約するためのさらなる要素を提供します。
コロナルショックで加速された高エネルギー粒子の2乗則の特徴
| Title |
Double-power-law_feature_of_energetic_particles_accelerated_at_coronal_shocks |
| Authors |
Feiyu_Yu,_Xiangliang_Kong,_Fan_Guo,_Wenlong_Liu,_Zelong_Jiang,_Yao_Chen,_and_Joe_Giacalone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06712 |
最近の観測では、多くの大きな太陽エネルギー粒子（SEP）イベントで、イベント統合された微分スペクトルが2乗則に似ていることが示されています。陽子やより重いイオンを含むパーカー輸送方程式を解くことにより、ストリーマーのような磁場を伝播する冠状動脈衝撃での粒子加速の数値モデリングを実行します。すべてのイオン種について、シミュレーションドメインで統合されたエネルギースペクトルは2乗則で記述でき、破壊エネルギーはイオンの電荷対質量比に$E_B\sim（Q/A）^\として依存することがわかります。alpha$、$\alpha$は、さまざまな乱流スペクトルインデックスを考慮して0.16から1.2まで変化します。粒子の拡散により加速率が大幅に異なるさまざまなソース領域からの高エネルギー粒子の重ね合わせの結果として、2乗則の分布が現れる可能性があることをお勧めします。エネルギー粒子の拡散と混合は、いくつかのSEPイベントで観察された高エネルギーでのFe/Oの増加の説明にもなります。さらなる混合プロセスが発生する可能性がありますが、シミュレーションでは、べき乗則の破れまたはロールオーバーが太陽の近くで発生する可能性があり、スペクトル形式が衝撃波面に沿って大幅に変化することを予測しています。プローブとソーラーオービター。
太陽から惑星の重心までの距離は、惑星9が太陽系に含まれている場合、10年、100年、および千年の時間スケールでの太陽活動と一致しています。
| Title |
The_Sun_to_planetary_center_of_mass_distance_is_coherent_with_solar_activity_on_the_decade,_centennial_and_millennium_time_scales_when_Planet_9_is_included_in_the_solar_system |
| Authors |
Ian_R._Edmonds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06745 |
惑星9は現在、軌道パラメータがカイパーベルトオブジェクトの異常な軌道に基づいている架空の惑星です。軌道パラメータは、惑星9が存在する場合、太陽の重心ダイナミクスの理論が大幅に変更されるようなものです。プラネット9が太陽系に含まれているため、重心理論は、10年、100年、およびミレニアムの時間スケールでの太陽活動のはるかに効果的な予測子であることを示します。特に、最も基本的な量の重心理論である太陽から惑星までの重心距離は、惑星9が含まれていない重心距離よりも、数十年の太陽活動周期と壮大な太陽活動の最小値との整合性があります。さらに、プラネット9を含む重心理論には、HallstaattおよびGleissbergサイクルに対応する周期で強い成分が含まれていますが、プラネット9を含まない重心理論は、これらのサイクルの証拠を示していません。この研究中に浮かび上がった課題は、ミレニアムスケールの太陽活動のスペクトルから、重心理論の最強の成分である、約178年の期間のホセ成分がないことでした。この難問は、太陽運動から太陽活動への変換中に、太陽運動のホセ成分が、太陽活動のスペクトルにおいて、より低い周波数サイクルによる位相変調のために複数の側波帯に分割されたことを実証することによって解決されました。プラネット9を含む重心理論による複数の時間スケールでの太陽活動への優れた適合は、それ自体が惑星9の存在の証拠を裏付けるものであり、特に現在のヘリオグラフィックの縦方向の位置と公転周期の推定値を提供します。
同族太陽フレアにおける磁束ロープの蓄積
| Title |
Buildup_of_the_Magnetic_Flux_Ropes_in_Homologous_Solar_Eruptions |
| Authors |
Rui_Wang,_Ying_D._Liu,_Shangbin_Yang,_and_Huidong_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06817 |
相同コロナ質量放出（CME）は興味深い現象であり、相同な物理的条件下でマルチCMEを比較することにより、CMEの形成を調べることができます。AR11283は、2011年9月4日に双極子が出現した数日間、太陽表面に存在していました。その正の極性は、別の双極子に属する既存の負の極性と衝突し、極性反転線（PIL）に沿って繰り返し太陽活動を生成しました。衝突する極性の間、すなわちいわゆる衝突PIL（cPIL）。私たちの結果は、大量のエネルギーとヘリシティが磁束ロープ（MFR）の形で蓄積され、放出と蓄積のプロセスが繰り返されることを示しています。これらのMFRは、cPILに沿って構築されました。フラックス不足法が採用されており、Chintzoglouらによって提案された衝突せん断シナリオのためにcPILに沿って磁気キャンセルが発生することを示しています。キャンセルされたフラックスの合計量は$\sim$0.7$\times$10$^{21}$Mxであり、30$^\circ$太陽中心距離の信頼区間内の不確実性は$\sim$13.2$\％$でした。。キャンセルされた磁束は、双極磁気領域の符号なし磁束の合計の24$\％$になります。結果は、cPILの横の磁場が非常にせん断されており、衝突後の平均せん断角度が70$^\circ$を超えていることを示しています。MFRのツイストカーネルの急速な拡大と継続的な噴火活動は、両方とも衝突せん断プロセスによって推進されます。これらの結果は、同種の太陽フレアに関連するMFRの蓄積プロセスをよりよく理解するために重要です。
太陽の縁の近くのEUVホットチャネルの噴火と関連する移動タイプIV電波バースト
| Title |
Eruption_of_EUV_Hot-Channel_near_Solar_Limb_and_Associated_Moving_Type-IV_Radio_Burst |
| Authors |
P._Vemareddy,_P._D\'emoulin,_K._Sasikumar_Raja,_J._Zhang,_N._Gopalswamy,_N._Vasantharaju |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06899 |
ソーラーダイナミクスオブザーバトリーの観測結果を使用して、2015年2月9日の太陽の縁の近くのホットチャネルフラックスロープ（FR）の噴火を研究します。噴火前の構造は主にEUV131$\mathring{\mathrm{A}}$2つの高度にせん断されたループ構造を持つ画像。それらはゆっくりとした上昇運動を経て、テザー切断再接続モデルのように再接続して噴火ホットチャネルを形成します。J字型のフレアリボンは、ホットチャネルとして識別されるFRのフットポイントをトレースします。最初に、ホットチャネルは40kms$^{-1}$でゆっくりと上昇し、続いて冠状高さ87$\pm$2Mmで22：55UTから指数関数的に上昇することが観察されます。23:00UTに噴火が始まった後、フレア再接続により3R$_\odot$以内のCMEの加速プロセスが追加されます。その後、CMEは伝播期間中8ms$^{-2}$で加速し続けます。さらに、噴火はタイプIIを開始し、続いてIII、IVm電波バーストが発生しました。タイプIVmの開始時間と終了時間は、それぞれ1.5と6.1R$_\odot$のCMEコアの高さに対応します。また、スペクトル指数は負であり、閉ループ構造にトラップされた非熱電子を示唆しています。タイプIVmを伴うこのイベントは、フレアリボンが噴出するホットチャネルとともに非常にはっきりと観察されるという意味で独特であり、J字型フレアリボンのフック部分が噴出するFRの境界の輪郭を描くことを強く支持します。
非常に若いSPBスターの地震モデリング--KIC8264293
| Title |
Seismic_modeling_of_a_very_young_SPB_star_--_KIC8264293 |
| Authors |
Wojciech_Szewczuk,_Przemys{\l}aw_Walczak,_Jadwiga_Daszy\'nska-Daszkiewicz,_Dawid_Mo\'zdzierski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07039 |
KIC8264293は、ケプラー衛星によって観測された高速回転のB型パルセータです。その測光変動は、主に高次gモードの脈動によるものです。その上、弱いH$\alpha$放出を検出しました。したがって、変動の2番目の原因は、星の周りの円盤の変動です。KIC8264293の脈動スペクトルは、周波数のグループ化と周期間隔のパターンを示しています。ここでは、これらの特徴に基づいた星の徹底的な地震解析を紹介します。HRダイアグラムでの星の位置を考慮し、周期間隔を形成する14の周波数をフィッティングして、星の内部構造を制約します。星はZAMSをほとんど離れておらず、最高の地震モデルは$M=3.54\、\mathrm{M}_\odot$、$V_\mathrm{rot}=248\、\mathrm{km\、s}であると結論付けています。^{-1}$および$Z=0.0112$。対流コアのエッジでの混合の上限が見つかりました。オーバーシュートパラメータは最大$f_\mathrm{ov}=0.03$です。一方、星のエンベロープミキシングを制限することはできませんでした。観測された周波数範囲のモードを励起するには、不透明度データを変更する必要がありました。「ニッケル」バンプで不透明度が100％増加した最高の地震モデル$\logT=5.46$は、全体の不安定性を説明しています。KIC8264293は、Be機能を備えた高次gモードで脈動するユニークで非常に若い星です。しかし、この星周物質の源が下にある星からの質量の放出であるのか、それとも星が原始星円盤を保持しているのかは明らかではありません。
計算モデルを使用して3つのケプラーバイナリのパラメーターを明らかにする：KIC 5957123、KIC 8314879、およびKIC 10727668
| Title |
Using_Computational_Models_to_Uncover_the_Parameters_of_Three_Kepler_Binaries:_KIC_5957123,_KIC_8314879,_and_KIC_10727668 |
| Authors |
Padraic_Odesse,_Catherine_Lovekin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07059 |
脈動変光星の解析により、脈動変光星のオーバーシュートの理論を調べることができます。食変光星系で脈動星を観測するなどの外部制約を取得することで精度を高めることができますが、これには連星パラメータを特定して、脈動変光星の測光変動を連星の周期性から分離する必要があります。この研究は、ケプラー宇宙船によって観測された3つのバイナリの物理的パラメータを明らかにすることを目的としています。また、すぐに利用できる時系列測光と距離推定のみを使用して、バイナリを正確に制約することの実現可能性を評価しようとしています。連星モデルは、PhysicsofEclipsingBinaries（PHOEBE）ソフトウェアパッケージを使用して構築されました。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、これらのモデルのパラメーター空間をサンプリングし、これらのシステムの事後分布の推定値を提供しました。ビニングされた光度曲線データを使用した最初の実行は、一般的なパラメーターの傾向を識別し、完全なデータセットを組み込んだ後続の分析のための初期化分布を提供するために実行されました。MCMC分析からの事後分布とともに、3つのバイナリすべての理論モデルを示します。KIC8314879およびKIC10727668のモデルは、観測されたデータとよく一致しましたが、KIC5957123のモデルは、適切な合成光度曲線を生成できませんでした。2つの成功したモデルについて、事後分布を解釈し、パラメーター推定値と不確実性の信頼性について説明します。また、さまざまな状況でこの手順の実現可能性を評価し、将来の研究の成功を改善するためにいくつかの修正を提案します。
ブラックホールイメージングにおける重力物理学と放出物理学の区別：球対称性
| Title |
Distinguishing_gravitational_and_emission_physics_in_black-hole_imaging:_spherical_symmetry |
| Authors |
Prashant_Kocherlakota_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05641 |
超大質量ブラックホールの画像化と物理情報の抽出には、ブラックホール付近の重力状態と天体物理学的状態の両方に関する十分な知識が必要です。ブラックホールの幾何学的特性がよく理解されていれば、放出特性に関する情報を抽出することが可能です。同様に、放出特性がよく理解されている場合、ブラックホールの形状に関する情報を抽出することが可能です。しかし、現在のところ、形状と放射の両方に不確実性が存在し、これは必然的に観測の解釈に縮退をもたらします。ここでは、球形に降着するブラックホールのイメージングをモデル化する際に、さまざまなジオメトリと放出係数の影響を調べます。Rezzolla-Zhidenkoパラメトリックメトリックを採用して任意の静的ブラックホールをモデル化することで、最初に、影のサイズの測定が、無限精度の測定の限界においても、メトリック偏差パラメーターの多次元空間に縮退を残す方法を示します。次に、有限の精度で、シャドウサイズやピーク画像強度のコントラストなどの複数の情報を組み合わせると、これらの縮退領域を制約できることを示します。このような縮退は、角度分解能と磁束感度を高めて測定することで解消できる可能性があります。私たちのアプローチは球対称に制限されているため理想的ですが、より複雑な形状と放出プロセスを考慮した場合にも結果が保持されると期待しています。
背の高い構造物での上向きの雷：トリガーメカニズムとフラッシュタイプの大気ドライバー
| Title |
Upward_lightning_at_tall_structures:_Atmospheric_drivers_for_trigger_mechanisms_and_flash_type |
| Authors |
Isabell_Stucke,_Deborah_Morgenstern,_Achim_Zeileis,_Georg_J._Mayr,_Thorsten_Simon,_Gerhard_Diendorfer,_Wolfgang_Schulz,_Hannes_Pichler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05663 |
その希少性にもかかわらず、背の高い構造物から開始される上向きの雷は、一般的な下向きの雷よりも多くの損傷を引き起こします。連続電流のみの特定のサブタイプは、従来の雷位置システム（LLS）では検出できず、検出効率が大幅に低下します。再生可能風力発電の分野での最近の推進により、上向きの雷が大きな懸念事項になっています。背の高い風力タービンの数が増えると、雷に関連する損害が増加しました。上向きの稲妻は、背の高い構造物がフラッシュ自体をトリガーする（自己トリガー）か、フラッシュが近くに当たる（他のトリガー）ことによって開始される場合があります。この研究の主な目的は、上向きのフラッシュが自己トリガーであるか他のトリガーであるか、およびそれが検出不可能なサブタイプであるかどうかに影響を与える運転大気条件を見つけることです。2000年から2015年の間にザルツブルク（オーストリア）のガイスベルクタワーで直接測定された上向きの閃光を調査します。これらの上向きの閃光は、雲の物理学、質量場、水分場、表面交換、風場の5つの主要な気象グループに階層化された大気再解析データと組み合わされます。。条件付きランダムフォレストの形式で、ツリー構造のアンサンブルに基づく分類方法を使用します。これらのランダムフォレストから、気象の影響を評価し、それぞれ1つのイベントまたは他のイベントの最も重要な大気ドライバーを見つけます。
二相結晶/蒸気キセノンタイムプロジェクションチェンバーの操作と性能
| Title |
Operation_and_performance_of_a_dual-phase_crystalline/vapor_xenon_time_projection_chamber |
| Authors |
S._Kravitz,_H._Chen,_R._Gibbons,_S.J._Haselschwardt,_Q._Xia,_P._Sorensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05740 |
暗黒物質の探索を改善することを目的として、結晶性/蒸気キセノンTPCを構築し、運用しています。この装置の動機は、ベータがラドン崩壊系列から基底状態に崩壊するという事実が、現在、最先端の液体/蒸気キセノン実験を制限しているという事実です。対照的に、結晶性キセノンターゲットは、崩壊の時間とエネルギーの特徴により、ラドン鎖のバックグラウンドにタグを付けて拒否する可能性があります。今回の記事は、電子信号読み出し用のエレクトロルミネッセンス（ガスゲイン）を備えた結晶性/蒸気キセノンTPCの最初のデモンストレーションです。また、以前の結果とは対照的に、結晶性キセノンのシンチレーション収率は液体キセノンのシンチレーション収率と同じであるように見えることも示しています。
宇宙論的時空における真空エネルギーの再正規化：宇宙定数問題への影響
| Title |
Renormalizing_the_vacuum_energy_in_cosmological_spacetime:_implications_for_the_cosmological_constant_problem |
| Authors |
Cristian_Moreno-Pulido_and_Joan_Sola_Peracaula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05827 |
場の量子論（QFT）における真空エネルギーの繰り込みは、通常、繰り込み手順自体だけでなく、最終結果が通常、測定値と互換性のない非常に大きな（有限の）寄与につながるという事実に関連する理論上の難問に悩まされています宇宙論における$\Lambda$の値。ここでは、前の作業で採用されたオフシェル断熱繰り込み手法を使用して、FLRW時空の非最小結合（大規模）スカラー場の零点エネルギー（ZPE）を計算します。オンシェル繰り込み結果は最初に6番目の断熱次数で表示されるため、計算はかなり面倒です。一般的なオフシェルの結果は、ハッブル率の累乗および/または異なる（偶数）断熱次数を含むその時間微分から作られた滑らかな関数$\rho_{\rmvac}（H）$を生成します$\simH^n$（$n=2,4,6、...）$、つまり、実行中の真空モデル（RVM）構造につながります。効果的なアクション形式から同じ結果を検証し、それを使用して、実行中の量子真空の$\beta$関数を見つけました。粒子の質量からの望ましくない寄与$\simm^4$は表示されないため、$\rho_{\rmvac}（H）$でパラメーターを微調整する必要はありません。さらに、より高い電力$\simH^6$は、初期の宇宙でRVMインフレを自然に促進する可能性があることがわかりました。私たちの計算はまた、量子真空の状態方程式を詳細に解明します：それは正確に$-1$ではないことがわかります。低エネルギーでの$\rho_{\rmvac}（H）$の形式も、RVMの特徴であり、小さな動的成分$\sim\nuH^2とともに加法定数（本質的に宇宙論的用語）で構成されます。$（$|\nu|\ll1$）。最後に、ニュートンの重力結合$G（H）$の低速（$\sim\lnH$）の実行を予測します。私たちの半古典的QFT計算の物理的結果は、今日の宇宙の真空と重力の強さの両方が穏やかに動的であるべきであることを明らかにしています。
宇宙の遠い場所をつなぐワームホールは、一般相対性理論のよく知られた解決策です。特に、恒星間航行を可能にする横断可能なワームホールは、サイエンスフィクションでも人気があります。しかし、それらの存在のヒントはまだ見つかっていません。この作業では、球形のワームホールから散乱する重力波（GW）を使用して、それらの存在を検索することを提案します。時間に依存しない散乱理論を使用して、反射波形と透過波形を慎重に計算します。私たちの結果は、ワームホールの両側にある2つの宇宙のエコーシグネチャを定量的に示しています。特定のワームホールの質量範囲では、送信波はインスピレーション波形のない独特の孤立したチャープを持ち、反射波は反チャープ動作、つまりチャープ信号の欠落を持っています。また、現在および将来のGW望遠鏡の探索範囲を計算します。私たちの方法は、ワームホールを検索するためのテンプレートを効率的に計算するように適合させることができます。
$ f（T、B）$重力の不均一解
| Title |
Inhomogeneous_solutions_in_$f(T,B)$_gravity |
| Authors |
Sebasti\'an_N\'ajera,_Aram_Aguilar,_Geovanny_A._Rave-Franco,_Celia_Escamilla-Rivera,_Roberto_A._Sussman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06177 |
この論文では、球対称レマ\^\itre-Tolman-Bondi（LTB）ダストモデルのタイプのテレパラレル重力（TG）の正確な解を見つける可能性を探ります。LTBメトリックに、TeleparallelGravityの形式を$f（T、B）$モデルへの拡張に適用します。これは、一般相対性理論のシュワルツシルト解からの類似物と見なすことができます。特定の$f（T、B）$モデルと互換性のある正確なLTBソリューションが得られます。このモデルの観測上の制約は、標準的な空間的に平坦なロバートソン-ウォーカー幾何学で宇宙論的に実行可能です。
複合ヒッグスからのバリオン数生成-スカラー場の膨張
質量$m$の追加のスカラー$\phi$を導入し、$g\phi^2R$としてRicciスカラーに結合し、ヒッグス場$h$と混合するヒッグスインフレシナリオの修正を研究します。ラグランジアン用語$\mu\phih^2$を使用します。両方のフィールドは、プランク/BICEP/ケックのコラボレーションの結果と一致して、宇宙論的観測量の値を予測する単一理論のインフレーションプロセスに参加しています。さらに、$\phi$を$f_\phi^{-1}\phi\、Y_{としてハイパーチャージゲージグループのチャーンサイモン項に結合する$\mathcal{CP}$奇数有効演算子を使用します。\mu\nu}\tildeY^{\mu\nu}$、最大にらせん状の磁場は、インフレーションの最後のe-foldの間に生成されます。結合$f_\phi$にウィンドウが見つかりました。ここで、これらのフィールドは電弱相転移まですべての制約に耐え、標準模型のカイラルアノマリーを通じて宇宙のバリオン非対称性を引き起こします。現象論的観点から、モデルは、$\mu\lesssimm\lesssim\mathcalQ_I$の場合、$\mathcalQ_I\simeq10^{11}$GeVのスケールで、標準モデルの不安定性の問題を解決できます。\lesssim\mathcal{O}$（少数）TeV、理論が自然に変わる間、$\phi$-$h$の混合はかなり大きくなります。したがって、後者は、HE-LHCおよび将来の衝突型加速器で探索できる三線形および四次結合の修正を予測し、LHCでの直接$\phi$生成と、それに続く$hh$への崩壊を可能にします。ATLASとCMSからの現在の結果は、95％CLで$m\gtrsim0.55$TeVとして、重いスカラーの質量にすでに（穏やかな）境界を設定しています。
2012年7月14日のエネルギッシュな嵐粒子イベントの観測ベースのモデリング
| Title |
Observation-based_modelling_of_the_energetic_storm_particle_event_of_14_July_2012 |
| Authors |
Nicolas_Wijsen,_Angels_Aran,_Camilla_Scolini,_David_Lario,_Alexandr_Afanasiev,_Rami_Vainio,_Blai_Sanahuja,_Jens_Pomoell,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06454 |
2012年7月14日のエネルギーストーム粒子（ESP）イベントを、太陽風とコロナ質量放出（CME）モデルEUHFORIAとともに、PARADISEというエネルギー粒子加速および輸送モデルを使用してモデル化します。シミュレーション結果は、使用されたモデルの機能と制限の両方を示しています。モデルがESPイベントのいくつかの重要な構造的特徴を捉えていることを示します。ただし、一部の側面では、シミュレーションと観測が異なります。EUHFORIAとPARADISEのモデリングチェーンにおけるエラーの原因について説明し、ある程度評価し、将来どのように軽減できるかについて説明します。PARADISEモデルは、EUHFORIAの理想的なMHDモジュールによって生成されたバックグラウンド太陽風のエネルギー粒子分布を進化させます。ESPイベントを生成するCMEは、EUHFORIAのスフェロマックモデルを使用してシミュレートされます。このモデルは、CMEの磁束ロープを線形の力のない球状磁場として近似します。さらに、EUHFORIAシミュレーションドメインでCME駆動の衝撃波を追跡するためのツールが開発されました。このツールはPARADISEで使用され、（i）CME駆動衝撃波で50keVの陽子を連続的に注入し、（ii）前震とシース領域を含みます。この領域では、エネルギー粒子の平行平均自由行程$\lambda_\parallel$、衝撃波に向かって減少します。衝撃波での$\lambda_\parallel$の値は、ESPイベントの現場観測から推定されます。1MeV未満のエネルギーの場合、シミュレーション結果は、AdvancedCompositionExplorer（ACE）によって観測されたESPイベントのアップストリームコンポーネントとダウンストリームコンポーネントの両方とよく一致します。これは、これらの低エネルギー陽子が主に惑星間粒子加速の結果であることを示唆しています。下流域では、次の磁気雲への入り口でエネルギー粒子強度の急激な低下が再現されており、磁化されたCMEモデルの重要性を示しています。
宇宙遺物の運動量分布：改善された分析
| Title |
Momentum_distributions_of_cosmic_relics:_Improved_analysis |
| Authors |
Kalle_Ala-Mattinen,_Matti_Heikinheimo,_Kimmo_Kainulainen_and_Kimmo_Tuominen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06456 |
運動量平衡を仮定したり、後方散乱や弾性相互作用を無視したりする近似に頼ることなく、宇宙遺物粒子の位相空間分布の運動量依存ボルツマン方程式の結合セットを解くためのフレームワークを提示します。私たちのフレームワークは、精密な数値計算に修正可能です。それをテストするために、暗黒物質分布関数の運動量依存性が潜在的に重要である2つのベンチマークモデルを検討します。ヒッグス共鳴の近くの実際の一重項スカラー拡張と、一重項スカラーメディエーターを備えたステライルニュートリノ暗黒物質モデルです。一重項スカラーの例は、鋭い共鳴に近い場合でも、予備的なパラメータースキャンでの統合された運動量に依存しないボルツマン方程式の使用を正当化するのに十分な運動平衡が保持されることを示しています。ただし、統合された方法では、極端な場合、遺物密度を最大40％過小評価する可能性があります。ステライルニュートリノ暗黒物質モデルでは、以前は無視されていた弾性相互作用と初期状態のステライルニュートリノによるプロセスを含めると、結果として生じる分布の非熱的性質にどのように影響するかを調べました。ここでは、影響はごくわずかであることが判明し、以前の予測の堅牢性が証明されました。
自発的に破れたスケール不変TMTにおけるマルチフィールドからのインフレとDE / DMの統合
| Title |
Unifying_Inflation_and_DE/DM_from_Multi_Field_in_a_spontaneously_broken_scale_invariant_TMT |
| Authors |
Eduardo_Guendelman_and_Ramon_Herrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06470 |
初期の宇宙と現在の宇宙を統合するために、2つの測度論（TMT）を組み込んだ2つのスカラー場モデルが導入されています。指数ポテンシャルを介して、スカラー場のさまざまな測度へのスケール不変結合を定義します。メジャーを定義するフィールドを統合すると、スケール不変性の自発的対称性の破れが発生します。アインシュタインのフレームに行くと、次のようになります。（i）3つの平坦な領域を持つスカラー場の有効ポテンシャル。これにより、初期の宇宙のインフレーション（より高いエネルギー密度の平坦な領域）と現在の暗黒エネルギーの両方の統一された記述が可能になります。二相、すなわち2つの平坦な領域で実現できるエポック。（ii）スローロールインフレーションでは、スケール変換の下で変換される「ディラトン」の1つのフィールドの組み合わせのみが自明ではないダイナミクスを持ち、スケール不変である直交のものは一定のままです。ディラトンの対応する摂動が計算されます。（iii）パラメータの合理的な選択のために、現在のモデルの摂動はPlanckCollaborationデータに準拠しています。（iv）後期宇宙では、DarkMatterとディラトンのスケール不変結合を定義します。（v）後期の進化を計算します。後期宇宙の平坦な領域に応じて、$\Lambda$CDMタイプのシナリオの2つの異なる可能な実現の実現を伴う、これらの条件下での宇宙。これらの2つのフェーズは、宇宙の歴史の異なる時間に現れる可能性があります。Planckデータでは、インフレーションエポック中のパラメーターの制約を見つけ、これらの値を使用して、現在のエポックに関連する制約を取得します。
コンパクトオブジェクトのバイナリからの重力波の伝播に対する不均一性の影響
| Title |
Effect_of_inhomogeneities_on_the_propagation_of_gravitational_waves_from_binaries_of_compact_objects |
| Authors |
Shashank_S._Pandey,_Arnab_Sarkar,_Amna_Ali,_and_A._S._Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06489 |
構造の存在下で、私たちの晩年の宇宙における重力波の伝播を考えます。遠方のソースから放出された重力波は、検出前に、滑らかで均質とはほど遠い領域を通過する必要があります。重力波源に関連する観測量に対する不均一性の影響を調査します。特に、Buchertの平均化のフレームワークを使用して、重力波の伝播に対する不均一性の影響を評価します。上記のフレームワーク内のおもちゃモデルのコンテキストでは、最初に、赤方偏移と距離の関係、および赤方偏移のドリフトが平均化プロセスを通じてどのように影響を受けるかを示します。次に、モデルパラメータのさまざまな組み合わせについて、観測された重力波振幅の赤方偏移に依存する部分の変動を調べます。赤方偏移に関する重力波振幅の変動は、ラムダ-CDMモデルの変動と比較して大幅に逸脱する可能性があることを示します。私たちの結果は、重力波源のパラメータの正確な測定における局所的な不均一性の重要性を示しています。
地球の近くのブラックホールまたは他のコンパクトな暗い物体の重力探索
小惑星に匹敵する質量を持つ原始ブラックホールは、暗黒物質の魅力的な可能性です。さらに、他の形態の暗黒物質は、コンパクトな暗黒物質（CDO）を形成する可能性があります。地球の近くを周回している低質量のブラックホールまたはCDOからの小さな潮汐加速を検索しましたが、何も見つかりませんでした。ドイツ南西部のシュヴァルツヴァルト天文台と西アフリカのベナン北部のジューグーにある超伝導重力計からの約10年間のデータを使用して、軌道の関数として地球を周回する暗い物体の最大質量に上限を設定しました。半径。地球半径が2未満の準主軸の場合、質量が6.7x10^{13}kgを超えるすべてのブラックホールまたはCDOを除外します。低質量の原始ブラックホールは、ホーキング放射によって強く制約される可能性があります。地球の近くでブラックホールが発生する可能性は非常に低いと結論付けています。
修正された対称望遠平行重力における宇宙の加速膨張
ダークエネルギーの基本的な性質と起源は、理論物理学の主要な謎の1つです。一般相対性理論では、宇宙定数$\Lambda$がダークエネルギーの最も簡単な説明です。一方、宇宙定数$\Lambda$には、微調整問題と呼ばれる微妙な問題があります。これにより、アインシュタインのGRの時空ジオメトリを変更するようになります。$f（Q）$重力は、最近提案された修正された重力理論であり、非計量性スカラー$Q$が重力相互作用を駆動します。この記事では、線形$f（Q）$モデル、具体的には$f（Q）=\alphaQ+\beta$について検討します。ここで、$\alpha$と$\beta$は自由パラメーターです。次に、最近の観測データセットと一致するモデルパラメータの最適値を推定します。更新された$H（z）$データセットの57ポイント、BAOデータセットの6ポイント、およびパンテオン超新星サンプルからの1048ポイントを使用します。ベイズ分析と尤度関数をマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法とともに適用します。さらに、密度、減速度、モデルパラメータの制約値に対応するEoSパラメータなどの宇宙論的パラメータの物理的挙動を分析します。減速パラメータの進化は、宇宙の減速段階から加速段階への移行を予測します。さらに、状態方程式パラメータの進化は、暗黒エネルギー流体部分の典型的なタイプの動作を示しています。私たちの$f（Q）$宇宙論モデルは、物質部分の暗黒エネルギー成分を呼び出すことなく、遅い時間の宇宙加速を効果的に記述することができることを発見しました。
質量ギャップと物質パワースペクトル上の自己相互作用を持つ人里離れた暗いセクターの痕跡を研究します。DarkMatter（DM）が十分に軽く、数KeVの球場で、自己相互作用する場合、$\Lambda$CDMと無料ストリーミングDMに関して質的な違いがあります。原始摂動の進化における相互作用の役割を強調するために、さまざまなレジームについて説明します。緊密に結合された完全流体の理想的なケースから、小さいが消えない現実的なケースを含む、ウォームダークマターの自由なケースまでさまざまです。自己相互作用。ボルツマンソルバーを使用して、これらすべてのレジームで物質パワースペクトルを計算します。自己相互作用のある明るい暗いセクターは、ライマン-$\alpha$データによって効率的に制約され、自己相互作用の存在がDM質量の限界を緩和することがわかります。具体的な実現として、DMが明るい暗いパイ中間子でできている暗いQCDのようなセクターを持つモデルを研究します。
| Title |
Taking_Neutrino_Pictures_via_Electrons |
| Authors |
Guey-Lin_Lin,_Thi_Thuy_Linh_Nguyen,_Martin_Spinrath,_Thi_Dieu_Hien_Van,_Tse-Chun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06733 |
この論文では、拡張されたニュートリノ源の写真を撮る、すなわち、その角度ニュートリノ光度分布を解決する可能性について議論します。ニュートリノの方向は直接測定できず、検出器材料内で相互作用する荷電粒子の方向からのみ推定されるため、これは困難です。これは、本質的なぼかし効果につながります。最初に一般的な用語で問題を議論し、次に電子で弾性的に散乱する太陽ニュートリノに私たちの洞察を適用します。前述のぼやけにもかかわらず、高い統計と精度で元のニュートリノ分布をどのように再構築できるかを示します。
非線形相互作用を伴う実行真空としてのホログラフィックRicciDE
ホログラフィックRicciダークエネルギーは、$H$と$\dotH$の組み合わせであるエネルギー密度に類似しているため、実行中の真空として扱うことができます。モデルは、永遠の加速または永遠の減速のいずれかを予測できます。以前の研究では、エネルギー密度に加法定数が存在すること、または現象論的用語を通じて暗いセクター間の相互作用の可能性を考慮することにより、モデルが以前の減速エポックから後期加速エポックへの遷移を予測できることを示しました。この論文は、平坦なFLRW宇宙における暗黒セクター間の非線形相互作用を伴う実行中の真空としてのホログラフィックRicci暗黒エネルギーの宇宙進化を分析します。解析的に実行可能な解を与える3つの可能な非線形相互作用形式を検討します。Type1aSupernova（Pantheon）+CMB（Planck2018）+BAO（SDSS）データを使用してモデルを制約し、すべてのモデルパラメーターの最良の推定値を評価しました。3つのケースすべてのハッブルパラメーターと減速パラメーターの進化を分析しました。モデルの状態ファインダー分析を実行します。これは、モデルの真髄の性質を意味し、標準の$\Lambda$CDMモデルとは明らかに異なることがわかりました。3つのケースすべての力学系分析は、不安定な前の物質が支配的な時代から安定したド・ジッター段階への宇宙の進化を確認します。
電磁流体力学の安定した因果モデル
パリティ不変量と離散電荷対称性を仮定して、任意の流体力学フレームにおける一次散逸電磁流体力学の理論を定式化します。Alfv\'enと磁気音波のモードスペクトル、およびギャップのある励起のスペクトルを研究し、一定の磁場を持つ一般的な平衡状態が安定し、線形化された摂動の下で因果関係があるように、輸送係数の制約を導き出します。特定の状態方程式についてこれらの制約を解決し、線形変動を安定して因果関係にする流体力学的フレームの大きなファミリーが存在することを示します。この理論は、新しい動的自由度を導入する必要がないため、M\"{u}ller-Israel-Stewart型理論の有望で単純な代替案です。輸送、エントロピー生成、久保式の詳細な分析とともに、ここで紹介する理論は、重イオン衝突から天体物理学に至るまで、さまざまな状況での散逸効果の研究に適しています。
スカラーとフェルミ粒子の2成分SIMP暗黒物質と偶発的な$ \ mathbb {Z} ^ {} _ 4 $対称性
| Title |
Scalar_and_Fermion_Two-component_SIMP_Dark_Matter_with_an_Accidental_$\mathbb{Z}^{}_4$_Symmetry |
| Authors |
Shu-Yu_Ho,_Pyungwon_Ko,_Chih-Ting_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06856 |
この論文では、複雑なスカラーとベクトルのようなフェルミ粒子がSIMPDM候補の役割を果たす、2成分の強く相互作用する質量粒子（SIMP）暗黒物質（DM）モデルを初めて構築します。これらの2つの粒子は、$\text{U}（1）^{}_\textsf{D}$ゲージ対称性が破られた後、偶発的な$\mathbb{Z}^{}_4$対称性のために安定しています。SIMP粒子間のメディエーターとして1つの余分な複素スカラーを導入することにより、このモデルはDMレリック密度を決定する$3\to2$プロセスを持つことができます。一方、SIMPDM粒子は、$\text{U}（1）^{}_\textsf{D}$ゲージカップリングを介してDMが凍結するまで、熱浴との速度論的平衡を維持できます。最も重要なことは、DMの化学的凍結後にSIMPDM数密度を再分配する$3\to2$プロセスに密接に接続する避けられない2ループ誘導$2\to2$プロセスを見つけることです。さらに、この再分布は、他のSIMPモデルと比較して、DMの自己相互作用断面積の予測を大幅に変更します。正しいDM現象を取得するには、2ループ誘導の$2\to2$消滅を含めることが重要です。
| Title |
Thermal_Relaxation_and_Cooling_of_Quark_Stars_with_a_Strangelet_Crust |
| Authors |
Joas_Zapata,_Rodrigo_Negreiros,_Thiago_Sales,_and_Prashanth_Jaikumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06928 |
この記事では、孤立したクォーク星の冷却について調べます。これらのオブジェクトは、均質なクォーク物質のコアで構成されており、物質で覆われています。これを行うために、2種類の地殻を採用します：（i）Baym-Pethick-Sutherland（BPS）状態方程式（EoS）に従った純粋な核物質で作られた地殻と（ii）ストレンジクォーク物質のナゲットで作られた地殻（ストレンジレット）。両方のモデルは、MITバッグモデルEoSによって記述された同じクォーク物質コアを持っています。私たちの主な目的は、これらの奇妙な星の冷却時間と緩和時間に対するストレンジレット地殻の影響を定量化することです。また、クォーク星の熱緩和についても徹底的に調べたところ、ストレンジレットの地殻を持つ天体の熱緩和時間は大きく異なることがわかりました。私たちの研究には、クォークコアにおける色の超伝導の考えられる影響も含まれています。
精密干渉法における幾何学的な傾きと長さの結合：メカニズムと分析の説明
| Title |
Geometric_tilt-to-length_coupling_in_precision_interferometry:_mechanisms_and_analytical_descriptions |
| Authors |
Marie-Sophie_Hartig,_S\"onke_Schuster,_and_Gudrun_Wanner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06943 |
傾斜から長さへの結合は、角度または横方向のジッターを干渉位相信号に相互結合するための専門用語です。これは、高精度干渉計の重要なノイズ源であり、光路長の変化または波面およびクリッピング効果のいずれかから発生します。このホワイトペーパーでは、幾何学的TTL結合に焦点を当て、分析式を提供するさまざまなメカニズムに分類します。次に、この幾何学的記述が干渉計内のTTL結合ノイズを予測するのに必ずしも十分ではないことを示します。したがって、幾何学的効果を理解することで、スマートな設計の選択によってTTLノイズをどのように低減できるかについて説明します。さらに、これらを使用して、システムで測定されたTTLノイズの合計を打ち消すことができます。提示された内容は、LISAのような宇宙重力波検出器を含む多種多様な精密干渉計に適用されます。
インフレーションへのホログラフィック時空アプローチは、初期の宇宙を研究するための明確に定義された自己完結型のフレームワークを提供します。AdSの背景を超えて弦理論を一般化する準局所量子重力理論に基づいて、時間の矢や初期宇宙状態のエントロピーなどの基本的な問題に対処します。最近、それは原始ブラックホールの形で暗黒物質の自然な説明を提供することも議論されました。しかし、元のアイデアには、代わりにプランクの遺物を検討することで解決できる問題があります。この可能性を調査し、観測確認の道筋を指摘します。
