PTチャレンジ：大量の高解像度モックでのShapeFitの検証
| Title |
PT_challenge:_Validation_of_ShapeFit_on_large-volume,_high-resolution_mocks |
| Authors |
Samuel_Brieden,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08400 |
ShapeFit圧縮法は、モデルに依存しない効果的な方法で銀河のパワースペクトルから宇宙論的情報を取得するための強力なツールであることが示されています。ここでは、[1]に示されているブラインドPTチャレンジモック製品でのパフォーマンスを示します。ブラインドチャレンジの他の参加者と同様の設定を選択すると、$\Delta\ln\left（10^{10}A_s\right）=-0.018\pm0.014$、$\Delta\Omega_\mathrm{が得られました。m}=0.0039\pm0.0021$および$\Deltah=-0.0009\pm0.0034$、$566\left[h^{-1}\mathrm{Gpc}\right]のボリュームに対して$2\sigma$偏差を下回ったまま^3$。これは、将来の銀河調査で調査された量の10倍の量に相当します。また、完全な赤方偏移の進化を使用し、3つの赤方偏移ビン$z_1=0.38$、$z_2=0.51$、および$z_3=0.61$をすべて使用し、さまざまな設定を調査して、実際のデータ分析に向けたこれらのモックの分析を示します。選択または仮定がノイズ、バイアス、スケール範囲などに与える影響を定量化するため。セットアップの合理的な変更と赤方偏移全体で一貫性があり、予想どおり、クラスタリングの赤方偏移の進化をマッピングすると、特定の範囲内で宇宙パラメータを制約するのに役立ちます。モデル。
宇宙論的パラメーター（2021）
これは、TheReviewofParticlePhysics2022（別名ParticleDataBook）の総説です。それは2021年の終わり近くの宇宙論的パラメータの知識のコンパクトなレビューを形成します。含まれるトピックは宇宙のパラメータ化です。標準モデルの拡張。プローブ;観察結果をまとめます。将来の見通し。
LISAによる確率的重力波背景の異方性のプロービング
| Title |
Probing_Anisotropies_of_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_with_LISA |
| Authors |
Nicola_Bartolo,_Daniele_Bertacca,_Robert_Caldwell,_Carlo_R._Contaldi,_Giulia_Cusin,_Valerio_De_Luca,_Emanuela_Dimastrogiovanni,_Matteo_Fasiello,_Daniel_G._Figueroa,_Gabriele_Franciolini,_Alexander_C._Jenkins,_Marco_Peloso,_Mauro_Pieroni,_Arianna_Renzini,_Angelo_Ricciardone,_Antonio_Riotto,_Mairi_Sakellariadou,_Lorenzo_Sorbo,_Gianmassimo_Tasinato,_Jesus_Torrado,_Sebastien_Clesse,_Sachiko_Kuroyanagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08782 |
確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の異方性に対するレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の感度を調査します。最初に、GWエネルギー密度の異方性を特徴とするSGWBの主な天体物理学的および宇宙論的ソースについて説明し、さまざまな多重極に対するLISAの感度を定量化するための信号対雑音比を構築します。次に、べき乗則周波数プロファイルを持つSGWBに焦点を当てて、個々の多重極に対してLISAを使用した異方性特徴の検出可能性の見通しのフィッシャー行列解析を実行します。LISA検出器の特定のスキャン戦略を考慮してノイズ角度スペクトルを計算します。等方性SGWBをブーストするドップラーによって生成された運動学的双極子と四重極の場合を分析します。LISAで双極信号を観測するには、$\beta\、\Omega_{\rmGW}\sim2\times10^{-11}$が必要であることがわかります。四重極に対する検出器の応答は、双極子の応答に対して係数$\sim10^3\、\beta$を持ちます。理論的観点と地図作成の観点の両方からの異方性の特性評価により、SGWBの起源を理解するために使用できる情報を抽出し、別個の重ねられたSGWBソースを区別することができます。
| Title |
Cosmological_dynamics_of_multifield_dark_energy |
| Authors |
Johannes_R._Eskilt,_Yashar_Akrami,_Adam_R._Solomon,_Valeri_Vardanyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08841 |
高度に非測地線または「回転」フィールド空間軌道を使用して、マルチフィールドダークエネルギーの背景宇宙論的ダイナミクスを数値的および分析的に調査します。標準的な単一フィールドの真髄のこれらの拡張は、魅力的な理論的特徴と宇宙論的標準モデルとの観察可能な違いを持っています。宇宙論的背景のレベルで、位相空間分析を実行し、広範囲の初期条件に対して遅い時間の加速を伴うおおよそのアトラクターを特定します。2つのクラスのフィールド空間ジオメトリに焦点を当て、実行可能な遅い時間の加速と勾配の不安定性の欠如を要求することによって、またド・ジッター湿地の推測から、パラメータ空間の境界を導き出します。
非ガウス原始摂動からの大規模構造
原始的な非ガウス性の遅い時間の影響は、インフレーションの物理学と非常に初期の宇宙への窓を提供します。この作業では、原始バイスペクトルの特定の形式の構築ではなく、非ガウス確率密度関数から引き出された初期密度変動によって完全に特徴付けられる特定のクラスの原始非ガウス性の結果を研究します。宇宙論的構造の複数の実現を数値的に生成し、これらの修正された初期条件の効果を決定するために、後期物質パワースペクトル、バイスペクトル、およびトリスペクトルを使用します。標準のガウス宇宙論と比較した場合、最初の非ガウス性は最初の3つのポリスペクトルにわずかな痕跡しか持たないことを示します。さらに、私たちのモデルのいくつかは、信号がせいぜいパーセントレベルであるにもかかわらず、バイスペクトルとトリスペクトルでガウスの場合からの興味深いスケール依存の偏差を示しています。私たちのモデルの大部分は、トリスペクトルのCMB制約と一致していますが、他のモデルはごくわずかに除外されています。最後に、私たちの研究のさらなる可能な拡張について議論します。
暗黒時代の21cmトリスペクトル
原始的な非ガウス性を抑制するためのプローブとして、暗黒時代の21cmの輝度温度変動のトモグラフィーを調査します。摂動論では21cmの輝度温度を立方体のオーダーまで拡張し、自由電子の割合の影響を含めることで信号の以前のモデルを改善します。バリオン圧力効果を含む修正された標準摂動理論法を使用して、改善された二次バイスペクトルを導き出し、初めて21cmの輝度温度変動の二次三スペクトルを導き出します。次に、暗黒時代から入手可能な情報の量を予測して、インフレーション中の大量の粒子交換の痕跡を含む、原始的な非ガウス性を制約し、二次的な非ガウス性によって失われる信号の量を決定します。二次非ガウス性は原始信号を圧倒しますが、原始非ガウス性は、実験の設定に応じて、現在および将来のCMB実験を数桁上回る信号対雑音比で抽出できることがわかります。さらに、大規模な粒子交換のバイスペクトルおよびトリスペクトルの場合、他の原始形状よりもマージナライズすると、二次形状よりも信号対雑音比に深刻な影響を与えると結論付けます。バリオン圧力の影響は、ジーンズのスケールに近いスケールでも、予測にほとんど影響を与えないことがわかりました。この作業の結果は、暗黒時代からの21cmの明るさの温度変動の見通しを、原始的な非ガウス性の究極のプローブとして補強します。
ベイズの定理、インフレーション、およびエキピロティック宇宙
エキピロティック宇宙モデルのクラスのベイズ証拠を計算し、ヒッグス型ポテンシャルを持つ単一フィールドインフレーションのモデルと比較します。節約と観測の制約を組み合わせることで、エキピロティックモデルがプランクからのCMBデータによって制約される程度を評価する体系的な方法が得られます。運動方程式を数値的に統合して、Planck2018データを使用して尤度を定義し、この尤度をサンプリングしてベイズの証拠を取得します。事前情報は正当化され、エキピロティックモデルとインフレを同等の立場に置くために使用されます。考慮されているエキピロティックモデルの1つが他のモデルよりも妥当であることがわかりますが、これでもヒッグスインフレーションと比較して嫌われています。
M-矮星の周りの温帯および乾燥した岩石系外惑星の大気中の水蒸気検出の見通し
| Title |
Prospects_for_water_vapor_detection_in_the_atmospheres_of_temperate_and_arid_rocky_exoplanets_around_M-dwarf_stars |
| Authors |
Feng_Ding,_Robin_D._Wordsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08423 |
温帯の岩の多い太陽系外惑星の大気中の水蒸気の検出は、太陽系外惑星の居住性の特性評価への道の主要なマイルストーンとなるでしょう。過去のモデリング作業では、雲の形成により、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）を使用して、表面の海がある地球のような惑星での水蒸気の検出が妨げられる可能性があることが示されています。ここでは、乾燥した惑星という異なるクラスのターゲットでのH2Oの大気検出の可能性を分析します。通過スペクトルシミュレーションを使用して、大気中のH2Oは、表面に冷たい氷の堆積物がある乾燥した惑星で検出しやすい可能性があることを示します。このような惑星は、スペクトル特徴の通過深度を制限する厚いH2Oクラウドデッキを持たないためです。ただし、CO2や他のガスとのバンドの重なり、鉱物の塵による絶滅、恒星と惑星のH2O線の重なり、JWSTによって得られる究極のノイズフロアなどの追加の要因は、依然として重要な課題をもたらします。このため、将来、岩石系外惑星でH2Oを確実に検出するには、宇宙ベースと地上ベースの分光観測の組み合わせが不可欠です。
Kronoseismology VI：土星の重力場の最近の歴史をそのリングで読む
| Title |
Kronoseismology_VI:_Reading_the_recent_history_of_Saturn's_gravity_field_in_its_rings |
| Authors |
M.M._Hedman,_P.D._Nicholson,_M._El_Moutamid,_S._Smotherman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08489 |
土星のCリングには、惑星の重力場の時間変化する異常によって駆動される密度波のように見える複数の構造が含まれています。密度波理論の半経験的拡張により、観測された波の特性を、これらの重力異常のパターン速度と振幅が時間の経過とともにどのように変化したかに関する情報に変換することができます。これらの理論的ツールを、カッシーニ宇宙船に搭載された視覚および赤外線マッピング分光計（VIMS）によって取得されたデータのウェーブレットベースの分析と組み合わせると、土星の重力場にある一連の構造が、方位波数3、回転速度804度/日から842度で明らかになります。/日および30〜150cm^2/s^2の局所重力ポテンシャル振幅。これらの異常のいくつかは一時的なものであり、地球の数年の間に現れたり消えたりしますが、他の異常は数十年持続します。これらの永続的なパターンのほとんどはほぼ一定のパターン速度を持っているように見えますが、1970年から2010年の間に回転速度が着実に増加した惑星の重力場に少なくとも1つの構造があります。この重力場構造は惑星の重力場に2つの異なる非対称性を誘発するようです、1つは約810度/日で回転する方位角波番号3を持ち、もう1つは3倍速く回転する方位角波番号1を持ちます。後者のパターンの生成に関与する大気プロセスは、太陽潮汐を伴う可能性があります。
親原始惑星系円盤のH2O氷線を超えて形成されたWASP-77A b
| Title |
WASP-77_A_b_Formed_Beyond_Its_Parent_Protoplanetary_Disk's_H2O_Ice_Line |
| Authors |
Henrique_Reggiani,_Kevin_C._Schlaufman,_Brian_F._Healy,_Joshua_D._Lothringer_and_David_K._Sing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08508 |
理想化された原始惑星系円盤と巨大惑星形成モデルは、巨大惑星の大気の存在量を使用して、親の原始惑星系円盤におけるその形成位置を推測できることを示唆していると解釈されています。最近、ホットジュピターWASP-77Abは、太陽直下の大気中の炭素と酸素の存在量と、太陽のC/O存在量比を持っていることが報告されました。ホストスターWASP-77Aの太陽炭素と酸素の存在量を仮定すると、WASP-77Abの大気中の炭素と酸素の存在量は、炭素が枯渇したガスからそのエンベロープ内部を親原始惑星系円盤のH2O氷線に降着させ、その後の微惑星がほとんどないことを示している可能性があります。降着またはコア侵食。WASP-77Aを包括的にモデル化し、その結果を使用してWASP-77Aをより適切に特徴付けます。WASP-77Aの光球の炭素と酸素の存在量は、太陽直下のC/O存在比を持つ超太陽であることが示されています。これは、WASP-77Abの大気が超恒星の炭素と酸素の存在量が非常に大きいことを意味します。-恒星のC/O比。私たちの結果は、おそらくWASP-77Abのエンベロープがその親原始惑星系円盤のH2O氷線を越えて惑星によって付加されたことを示しています。これらの理想化されたモデルに対する多くの理論上の複雑さが現在確認されていますが、非太陽原始惑星系円盤の存在比の可能性は、最も洗練された原始惑星系円盤と巨大惑星形成モデルでさえ混乱させます。したがって、木星型惑星の大気存在比は、太陽型の矮星のホスト星の光球存在量に記録されている、親原始惑星系円盤の非太陽平均組成と比較してのみ意味のある解釈が可能であると主張します。
第二世代のロッキー白色矮星系外惑星の指標としてのH $ _2 $が支配的な大気
| Title |
H$_2$-dominated_Atmosphere_as_an_Indicator_of_Second-generation_Rocky_White_Dwarf_Exoplanets |
| Authors |
Zifan_Lin,_Sara_Seager,_Sukrit_Ranjan,_Thea_Kozakis,_Lisa_Kaltenegger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08529 |
白色矮星（WD）を通過する最初の太陽系外惑星候補の発見に続いて、WDの周りの地球型外惑星の大気を特徴づけるための「白色矮星の機会」が出現しています。惑星と星のサイズ比が大きく、したがって通過深度が大きいため、通過するWD太陽系外惑星は、透過分光法の好ましいターゲットになります。近くのWDを通過する地球のような惑星のスペクトル特徴の最終的な検出は、中型のJamesWebbSpaceTelescope内で実現できます。（JWST）プログラム。明らかに有望な機会にもかかわらず、しかし、第一世代のWD太陽系外惑星の主系列星（MS）の進化の歴史は、大気モデリングに組み込まれたことがありません。さらに、WD塵円盤に形成された第2世代の惑星は、光化学的観点から研究されたことがありません。透過分光法が、厚い（$\sim1$バー）H$_2$が支配的な大気を持つ第2世代の岩の多いWD系外惑星を識別できることを示します。さらに、その透過スペクトルに基づいてWD太陽系外惑星のガス放出活動を推測し、CH$_4$の蓄積を研究することにより、光化学的暴走をテストすることができます。
CaS：地球におけるCa-S-Oサイクルとレアメタル凝集のための媒体
| Title |
CaS:_a_medium_for_the_Ca-S-O_cycles_and_rare_metal_aggregation_in_Earth |
| Authors |
Yuegao_Liu,_Jiangzhi_Chen,_Nanping_Wu,_David_L._Kohlstedt,_Shenghua_Mei,_Liping_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08615 |
オルダム鉱は、頑火輝石隕石（コンドライトとエイコンドライト）でのみ自然に観察される希土類鉱物です。陸生サンプルでも、他の隕石グループでも観測されたことはありません。ただし、1.5GPa、1425Kおよび0.5GPa、1325Kの条件下では、酸素フガシティーはFMQ-2からFMQ-0.2の範囲にあります（logfO2値は、緩衝平衡3Fe2SiO4+O2=2Fe3O4+3SiO2に対して決定されます。この値をFMQと表記します）、オルダム鉱（CaS）は、磁硫鉄鉱-ペントランダイトを含む斜方輝石とCaCO3の間の溶融反応中に発見されました。これを2つの溶融メカニズムと名付けます。CaSの形成は、中央海嶺の下のアセノスフェアと海洋リソスフェアの間の境界面で、そしてマントルプルームが地球のリソスフェアに侵入する過程で起こり得ると推測するのは季節的です。CaSは、酸素と結合してCaSO4を形成するのが非常に簡単です。これが、おそらく地球の地質サンプルでCaSが検出されなかった理由です。海嶺のブラックスモーカーの硬石膏と石膏の一部は、下にあるマントルのCaSの酸化に関係していると推測されます。シベリアのマントルプルームは、リソスフェアに貫入したときにCaSを生成する可能性があります。低酸素フガシティーのマントルプルーム溶岩中のCとCOは、地殻内の石膏と反応してCaSとCO2を生成することもあります。マグマが冷えると、CaSが酸化されてCaSO4が形成されます。1分子のCaSの形成と酸化の間に、1分子のCO2が生成され、0.5〜2モルのO2がCaSO4によって固定されます。このメカニズムは、おそらく二畳紀と三畳紀の境界で大気中の酸素含有量が減少する理由です。中間生成物CaSの存在は、ペルム紀と三畳紀の境界で過去5億年の間に最も深刻な生物的危機の大量絶滅を促進する要因の1つでした。
超高温木星KELT-20bの昼間の鉄輝線の検出と逆転層
| Title |
Detection_of_iron_emission_lines_and_a_temperature_inversion_on_the_dayside_of_the_ultra-hot_Jupiter_KELT-20b |
| Authors |
F._Yan,_A._Reiners,_E._Pall\'e,_D._Shulyak,_M._Stangret,_K._Molaverdikhani,_L._Nortmann,_P._Molli\`ere,_Th._Henning,_N._Casasayas-Barris,_D._Cont,_G._Chen,_S._Czesla,_A._S\'anchez-L\'opez,_M._L\'opez-Puertas,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_J._A._Caballero,_P._J._Amado,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_S._Khalafinejad,_L._M._Lara,_D._Montes,_G._Morello,_E._Nagel,_E._Sedaghati,_M._R._Zapatero_Osorio,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08759 |
超高温木星（UHJ）は、平衡温度が非常に高い巨大ガスです。近年、さまざまな原子やイオンを含む複数の化学種が大気中に発見されています。これらの観測のほとんどは透過分光法で行われていますが、UHJは強い熱放射があるため、発光分光法の理想的なターゲットでもあります。通過するUHJKELT-20b/MASCARA-2bの高分解能熱放射分光法を紹介します。観測は、二次日食の前後の軌道相でCARMENESスペクトログラフを使用して実行されました。相互相関法を使用して原子Feを検出しました。検出されたFe線は放出されており、これは昼間の半球の温度逆転を明確に示しています。さらに、検出されたFe線で温度構造を取得しました。結果は、大気が$4900\pm{700}$Kの温度と、上層で$10^{-4.8_{-1.1}^{+1.0}}$barの圧力で強い逆転層を持っていることを示しています。反転。CARMENESデータとTESS二次日食データを共同で取得すると、気温は$2550_{-250}^{+150}$K、気圧は$10^{-1.5_{-0.6}^{+0.7}}になります。温度逆転の下層の$バー。このような強い逆転層の検出は、UHJの昼間の逆転層を予測する理論的シミュレーションと一致しています。カルメネスとTESSのデータを共同で取得することで、大気温度構造の特性を明らかにする上で、高分解能発光分光法と二次日食測光を組み合わせることができることを示しています。
地上大気の化学に対するUV恒星スペクトルの不確実性の影響
| Title |
Effects_of_UV_stellar_spectral_uncertainty_on_the_chemistry_of_terrestrial_atmospheres |
| Authors |
D._J._Teal,_Eliza_M.-R._Kempton,_Sandra_Bastelberger,_Allison_Youngblood,_Giada_Arney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08805 |
今後のJWSTの展開により、太陽系外惑星の大気を特徴づける能力が、より小さく、より涼しい惑星に対する精度と感度の両方の観点から劇的に向上します。不均衡な化学プロセスがこれらのより涼しい雰囲気を支配し、そのような環境の正確な光化学モデリングを必要とします。ホスト星のUVスペクトルは、これらのモデルへの重要な入力ですが、ほとんどの太陽系外惑星のホストはUV観測を欠いています。ホストのUVスペクトルが利用できない場合は、代わりに再構成またはプロキシスペクトルを使用する必要があります。この研究では、MUSCLESカタログとUVラインスケーリング関係を使用して、再構築されたホスト星のスペクトルが実際のUV観測を使用して光化学的にモデル化された大気をどの程度再現するかを理解します。2つのケースに焦点を当てます。現代の地球のような大気と始生代の地球のような大気は、大量の炭化水素ヘイズを形成します。現代の地球のような環境はUV再構成で十分に再現されているのに対し、かすんでいる（始生代の地球）大気は観測可能なレベルの変化に苦しんでいることがわかります。具体的には、恒星のUV輝線とUV連続体の両方が、モデル化された始生代の大気の化学状態とヘイズの生成に大きく影響し、透過スペクトルに観察可能な違いが生じます。私たちのモデリング結果は、個々の太陽系外惑星のホスト星のUV観測が、かすんでいる陸域大気の透過スペクトルを正確に特徴づけて予測するために必要であることを示しています。UVデータがない場合、モデリングの精度は犠牲になりますが、UV輝線と連続体の両方を説明する再構成されたスペクトルが次善の選択肢です。
急速に、次にゆっくりと移行すると、TRAPPIST-1システムの質量分布が再現されます
| Title |
Rapid-then-slow_migration_reproduces_mass_distribution_of_TRAPPIST-1_system |
| Authors |
Masahiro_Ogihara,_Eiichiro_Kokubo,_Ryuunosuke_Nakano,_Takeru_K._Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08840 |
TRAPPIST-1システムは、さまざまな側面（居住性、共振関係、多様性など）で象徴的な惑星系であるため、かなりの注目を集めています。TRAPPIST-1惑星の質量分布は、2つの特徴によって特徴付けられます。つまり、2つの内惑星が大きく、外側の軌道にある4つの惑星の質量は軌道距離とともに増加します。これらの特徴の起源は、以前のフォーメーションモデルでは説明できません。TRAPPIST-1システムの質量分布がN体シミュレーションを用いた惑星形成モデルで再現できるかどうかを調べます。円盤風を考慮して構築された低質量星の周りのガス円盤進化モデルを使用し、軌道距離とともに増加する孤立質量を持つ惑星胚からの成長と軌道移動を追跡しました。その結果、初期段階から、内側の軌道にある惑星が急速な軌道移動を起こし、内側の円盤端付近の合体成長が促進されることがわかりました。これにより、内惑星が大きくなります。一方、内惑星と比較して、外軌道の惑星は移動が遅く、隣接する惑星と頻繁に衝突することはありません。したがって、逆質量ランキングと呼ばれる、外側の軌道に向かって質量が増加する傾向が維持されます。最終的な質量分布は、TRAPPIST-1システムの質量分布の2つの特徴とほぼ一致しています。TRAPPIST-1システムの質量分布は、胚が急速に移動し、ディスクの内側の端の近くに閉じ込められたときに再現できることを発見しました。その後、より大きな胚はゆっくりと移動します。この移行の移行は、ディスク風を伴うディスク進化モデルで自然に実現できます。
酸素で強化された非常に金属の少ないDLA：最初の星の道標？
| Title |
Oxygen-enhanced_extremely_metal-poor_DLAs:_A_signpost_of_the_first_stars? |
| Authors |
Louise_Welsh,_Ryan_Cooke,_Michele_Fumagalli,_and_Max_Pettini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08394 |
[Fe/H]<-3（つまり、太陽の1/1000未満）での[O/Fe]比の性質を評価するために、2つのほぼ元の減衰Ly$\alpha$システム（DLA）の正確な存在量の決定を示します。金属量）。以前の観察では、[O/Fe]比は、-3<[Fe/H]<-2の場合、一定値[O/Fe]〜+0.4と一致しますが、[Fe/H]の場合、この比は増加する可能性があります。]<-3。この論文では、現在知られている最も金属の少ない2つのDLAで、新しい高精度[O/Fe]の存在量を報告することによってこの画像をテストします。これらの2つのz〜3のほぼ自然のままのガス雲について、[O/Fe]=+0.50+/-0.10および[O/Fe]=+0.62+/-0.05の値を導き出します。これらの結果は、[Fe/H]>-3のDLAと比較して最も金属の少ないDLAの[O/Fe]存在量が高いという考えを強化しています。後者のシステムで観察された存在量パターンを、種族III超新星（SNe）の元素合成収量と比較し、濃縮は、（19-25）M$_{\odot}$種族IIISNが発生したことで説明できることを発見しました。a（0.9-2.4）$\times10^{51}$エルグ爆発。これらの高精度測定は、最も金属の少ない環境での[O/Fe]の挙動を示しています。新しいシステムでの将来の高精度測定は、[O/Fe]と[Fe/H]の関係の確実な検出に貢献します。これらのデータは、私たちが種族IIIの星からの濃縮の化学的特徴を目撃しているかどうかを明らかにし、種族IIの星からの汚染を除外することを可能にします。
矮小銀河ヘニゼ2-10でブラックホールが星形成を引き起こした
ブラックホールによる流出は、活動銀河核を持ついくつかの矮小銀河で観察されており（1）、より大きな銀河と同様に、ガスの加熱と放出（それによって星形成の抑制）に役割を果たす可能性があります（2）。ブラックホールの流出が矮小銀河の星形成を引き起こす可能性がある程度は不明です。これまで、この領域での研究は巨大な銀河に焦点を合わせており、観測の証拠はほとんどないためです（3,4,5）。ヘニゼ2-10は、中央に巨大なブラックホールがあると以前に報告された矮星スターバースト銀河（6,7,8,9）ですが、観測証拠のいくつかの側面も超新星残骸と一致しているため、その解釈は議論されています（10、11）。〜9Mpcの距離で、それは中央領域を解決し、星形成に影響を与えるブラックホールの流出の証拠があるかどうかを決定する機会を提供します。ここでは、いくつかのパーセクの線形解像度でのヘニゼ2-10の光学観測を報告します。ブラックホールの領域と最近の星形成の場所をつなぐ長さ約150個のイオン化フィラメントが見つかりました。分光法は、単純な歳差運動する双極分子流によってよく説明される正弦波のような位置速度構造を明らかにします。このブラックホールの流出が星形成を引き起こしたと結論付けます。
スターバースト後の銀河における潮汐破壊現象：完全な恒星質量関数の重要性
潮汐破壊現象（TDE）は、巨大なブラックホール（MBH）の強い潮汐シアーによって星が破壊されたときに発生します。過去数年間のTDE観測の蓄積は、スターバースト後の銀河がTDEホストのサンプルで著しく過大評価されていることを明らかにしました。ここでは、単色（1M$\odot$）または完全な進化した星団の質量関数のいずれかを特徴とするミルキーウェイのような核星団のTDE率の低下を調査することにより、スターバースト後の好みに対処します。前者の場合、時間の経過に伴うTDE率の低下は非常に穏やかで、通常は10Gyrの数倍になります。逆に、完全な質量関数を考慮すると、最初の0.1〜1Gyrでの強力なTDEバーストの後に、10Gyrで少なくとも1桁の大幅な速度低下が続きます。減少は、質量分離のタイムスケールの後に始まり、よりトップヘビーな初期質量関数および/または最初はより密度の高い核を想定すると、より顕著になります。したがって、我々の結果は、スターバースト後の選好が、適度に密度の高い銀河核においてさえ、完全な恒星質量関数を特徴とする現実的なシステムで説明できることを示唆している。全体として、私たちの調査結果は、スターバースト銀河核がトップヘビーな初期質量関数によって特徴付けられるという考えを支持しています。これを説明することで、静止銀河においてさえ、観測されたTDE率と理論的に予測されたTDE率の間の不一致を調整できると推測します。
最も明るい銀河団におけるAGN活動の進化
| Title |
The_Evolution_of_AGN_Activity_in_Brightest_Cluster_Galaxies |
| Authors |
T._Somboonpanyakul,_M._McDonald,_A._Noble,_M._Aguena,_S._Allam,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_D._Bacon,_M._B._Bayliss,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_M._Calzadilla,_R._Canning,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira_J._De_Vicente_P._Doel_P._Eisenhardt_S._Everett_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_B._Floyd,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_A._Gonzalez,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_N._Gupta,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_D._J._James,_T._Jeltema,_G._Khullar,_K._J._Kim,_M._Klein,_K._Kuehn,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_P._Martini,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_J._J._Mohr,_R._Morgan,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_et_al._(21_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08398 |
広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）の観測結果を、2500度^2の南極点望遠鏡（SPT）-SZクラスターの全サンプルで分析した結果を示します。WISE中赤外線色と赤方偏移に基づいて、最も明るい銀河団（BCG）の活動銀河核（AGN）を特定するプロセスについて説明します。この手法をSPT-SZサンプルのBCGに適用して、AGNをホストするBCGの割合を計算します。これは、すべての可能なBCGで明るい中央のAGNをホストするBCGの割合として定義されます。{\bf進化する}単一バースト星の種族モデルを仮定すると、低赤方偏移と比較して高赤方偏移で中IR過剰の統計的に有意な証拠（>99.9％）が見つかり、AGNをホストするBCGの割合が赤方偏移とともに増加することを示唆しています0<z<1.3の範囲で。AGNをホストするBCGフラクションの最適な赤方偏移の傾向は、（1+z）^（4.1+/-1.0）の形式になります。これらの結果は、銀河団や散在銀河での以前の研究と一致しています。この結果を説明する1つの方法は、高赤方偏移のメンバー銀河はより冷たいガスを持っている傾向があるということです。近くの銀河団のBCGは主にクラスターメンバーとの乾式合体によって成長し、AGN活動の増加にはつながりませんが、高赤方偏移のBCGは主にガスの豊富な衛星と合流し、AGNに燃料を供給するための燃料を提供します。この観測されたAGN活動の増加が、ICM冷却ではなく、ガスが豊富な合併に関連している場合、z>1でのP_cavとL_coolの関係の散乱の増加が見られると予想されます。、古典的な冷却流モデルによって予測されるように、フェニックスクラスターでは非常にまれであり、ほとんどのBCGは（エディントンと比較して）ブラックホールの降着率が低くなっています。
シミュレートされたバーは短くなる可能性がありますが、観察されたものより遅くはありません：TNG50対MaNGA
| Title |
Simulated_Bars_May_Be_Shorter_But_Are_Not_Slower_Than_Observed:_TNG50_vs._MaNGA |
| Authors |
Neige_Frankel,_Annalisa_Pillepich,_Hans-Walter_Rix,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Jason_Sanders,_Jo_Bovy,_Juna_Kollmeier,_Norm_Murray,_Ted_Mackereth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08406 |
銀河バーは、円盤銀河内の顕著な動的構造であり、そのサイズ、形成時間、強度、およびパターン速度は、ホスト銀河の動的進化に影響を与えます。しかし、宇宙論的シミュレーション研究はシミュレーション量と解像度の間の古典的なトレードオフによって制限されてきたため、宇宙論的文脈におけるそれらの形成と進化はよく理解されていません。ここでは、宇宙磁気流体力学シミュレーションTNG50で円盤銀河を分析し、バーのサイズとパターン速度の分布を$z=0$でのMaNGA観測からの分布と定量的に比較します。TNG50銀河は、観測された銀河の恒星の質量とサイズの分布に一致するように選択され、観測された選択効果を説明します。TNG50の高解像度により、さまざまなパターン速度のバーが生成されることがわかります（$\geq40〜\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$\、$\mathrmのバーを含む）{kpc}^{-1}$）および$\sim36〜\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\、\mathrm{kpc}$の平均値は、$6\内の観測値と一致します、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$\、$\mathrm{kpc}^{-1}$、遅すぎるバーを生成した以前の低解像度の宇宙論的シミュレーションとは対照的。ただし、TNG50のバーは、観測値よりも平均して$\sim35\％$短いことがわかります。ただし、この不一致は、シミュレーションとデータの比較で残っている不整合を部分的に反映している可能性があります。これにより、TNG50では$\mathcal{R}=R_\mathrm{corot}/R_\mathrm{bar}$の値が高くなりますが、シミュレートされたバーが「遅すぎる」ではなく「短すぎる」ことを示しています。同じシミュレーション（同じ物理モデルを使用）の低解像度の実行で分析を繰り返した後、以前の研究で得られた結果を定性的に再現します。これは、物理モデルのバリエーションとともに、数値解像度の効果が以前に見つかったものを説明する可能性があることを意味しますシミュレートされたバーの「遅さ」。
H $ _ {2} $振動線によってプローブされた分子雲内の宇宙線-JamesWebb SpaceTelescopeの展望
| Title |
Cosmic_rays_in_molecular_clouds_probed_by_H$_{2}$_rovibrational_lines_--_Perspectives_for_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Marco_Padovani_(1),_Shmuel_Bialy_(2),_Daniele_Galli_(1),_Alexei_V._Ivlev_(3),_Tommaso_Grassi_(3),_Liam_H._Scarlett_(4),_Una_S._Rehill_(4),_Mark_C._Zammit_(5),_Dmitry_V._Fursa_(4),_Igor_Bray_(4)_((1)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_USA,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Extraterrestrische_Physik,_Garching,_Germany,_(4)_Curtin_Institute_for_Computation_and_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Curtin_University,_Perth,_Australia,_(5)_Theoretical_Division,_Los_Alamos_National_Laboratory,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08457 |
サブTeVエネルギーの宇宙線（CR）は、H$_{2}$のイオン化、解離、励起を制御するため、分子雲の化学的および動的な進化において基本的な役割を果たします。それらの特性は、観察結果の解釈と理論モデルの開発の両方にとって重要です。分子雲のCRイオン化率（$\zeta$）を推定するためにこれまで使用されてきた方法には、採用された化学ネットワークの不確実性のためにいくつかの制限があります。Bialy（2020）によって提案された方法を改良および拡張して、主に二次CR電子によって励起される近赤外波長でのH$_{2}$の振動遷移を観察することによって$\zeta$を推定します。星間CR伝搬と減衰のモデルを、予想される二次電子スペクトルの計算と、電子衝突による更新されたH$_{2}$励起断面積と組み合わせて、観測可能な4つのH$_{2}$振動遷移の強度を導き出します。高密度の低温ガス中：（1-0）O（2）、（1-0）Q（2）、（1-0）S（0）、および（1-0）O（4）。提案された方法は、与えられた観測された線強度とH$_{2}$列密度の$\zeta$の推定を可能にします。また、分子雲に衝突する低エネルギーのCR陽子スペクトルの形状を推測することもできます。星間CR陽子スペクトルの低エネルギースペクトル勾配を制約するために使用できるルックアッププロットとWebベースのアプリケーションを提示します。これらの近赤外線H$_{2}$線を検出するジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の能力についてコメントします。これにより、高密度ガス中の$\zeta$の空間変動を初めて導出することが可能になります。分子雲の化学的動的進化の解釈への影響に加えて、星間物質におけるCRの伝播と減衰の競合するモデルをテストしたり、さまざまな銀河地域のCRスペクトルを比較したりすることが可能になります。
掃天観測施設によって監視された活動銀河核の降着円盤サイズ測定
| Title |
Accretion_Disk_Size_Measurements_of_Active_Galactic_Nuclei_Monitored_by_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Wei-Jian_Guo,_Yan-Rong_Li,_Zhi-Xiang_Zhang,_Luis_C._Ho,_Jian-Min_Wan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08533 |
掃天観測施設のアーカイブデータからの$gri$測光光度曲線を使用して、z<0.75で92個の活動銀河核（AGN）のサンプルをコンパイルし、連続残響マッピングを介して降着円盤のサイズを測定します。モンテカルロシミュレーションテストを使用して、データサンプリングと広い輝線の影響を評価し、十分に高いサンプリングリズム（平均3日間隔）と広い輝線の汚染が最小限のサンプルを選択します。個々のAGNのバンド間時間遅延は、補間された相互相関関数を使用して計算され、これらの遅延は、一般化された降着円盤モデルに適合します。このモデルでは、バンド間時間遅延は、波長、ブラックホール質量、および明るさ。最適なパラメータ値を決定するために、マルコフ連鎖モンテカルロ法が採用されています。全体として、バンド間時間遅延は、定常状態の光学的に厚い、幾何学的に薄い降着円盤から予測されるように、$\tau\\propto\lambda^{4/3}$の関係に適合させることができますが、得られるディスクサイズは測定されたディスクサイズと理論上のディスクサイズの比率は、放射率（または応答性）で重み付けされたディスク半径を使用するかどうかによって異なりますが、体系的に予想よりも大きくなります。これらの結果は以前の研究とおおむね一致しており、すべて一緒に「標準的な」降着円盤モデルについてのパズルを提起しています。
z〜0.5クラスターの郊外でのクールで金属が豊富なガス貯留層の発見
| Title |
Discovery_of_a_cool,_metal-rich_gas_reservoir_in_the_outskirts_of_z_~_0.5_clusters |
| Authors |
Sapna_Mishra_(IUCAA)_and_Sowgat_Muzahid_(IUCAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08545 |
質量中央値が〜10^14.2M_sunのz〜0.5クラスターの周辺（>R500）にある、金属に富むクールなガスを研究するために、統計的に有意な〜80,000のバックグラウンドクエーサー-フォアグラウンドクラスターペアの最初のサンプルを作成しました。サンプルは、Wen＆Han（2015）のSDSSクラスターカタログとLykeetal。のSDSSクエーサーカタログをクロスマッチングすることによって取得されました。（2020）。クエーサーの視線からのクラスターの衝突パラメータの中央値（rho_cl）は2.4Mpcです（rho_cl/R500の中央値=3.6）。強いMgIIは、限界FeIIとともに、0.034\pm0.003A（11-sig）および0.010\pm0.002A（11-sig）および0.010\pm0.002A（11-sig）のMgIIレストフレーム等価幅（REW）のクエーサーの平均および中央値スタックスペクトルで検出されます。それぞれ5シグ）。MgIIREWは、rho_clおよびrho_cl/R500の増加に伴って減少傾向を示しますが、ここで調査した小さなM500およびzcl範囲内の質量（M500）または赤方偏移（zcl）では有意な傾向を示していません。バックグラウンドクエーサーがクラスターのメンバー銀河の銀河周辺媒体（CGM）を探査している可能性があるクエーサーとクラスターのペアを除外しても、MgII吸収信号と傾向は持続します。ここで報告されているMgII（およびFeII）の吸収は、この種の最初の検出です。これは、いくつかのR500までの銀河団を取り巻くクールで金属が豊富なガス貯留層の存在を示しています。クラスター周辺の金属に富むガスは、ストリッピングされた物質から発生し、ガスのストリッピングは、大きな群集中心距離（>3R500）まで重要になることをお勧めします。
恒星角運動量と質量の関係の起源：IllustrisTNGにおける銀河とハローの接続
| Title |
The_Origin_of_the_Stellar_Angular_Momentum-Mass_Relation:_Connecting_Galaxies_and_Halos_in_IllustrisTNG |
| Authors |
Min_Du_(XMU),_Luis_C._Ho,_Hao-Ran_Yu,_and_Victor_P._Debattista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08579 |
IllustrisTNGシミュレーションは、比角運動量（sAM）$j_{\rms}$と銀河の質量$M_{\rms}$、つまり$j_{\rms}$-$の間で観測されたスケーリング関係をよく再現します。M_{\rms}$関係。この関係は、赤方偏移$z\lesssim1$の円盤銀河で、そのsAMが親の暗黒物質ハローからほぼ保存されている円盤構造を形成することによって発達します。ハローと銀河の関係をよく表す単純なモデルを提供し、${\rmlog}j_{\rms}=0.54\{\rmlog}M_{\rms}-2.53+b$、ここで$b$は、sAMがどの程度保持されているかを定量化します。このモデルは、$j_{\rms}$-$M_{\rms}$関係のべき乗則指数0.54が、（i）ハロー角運動量-質量関係$j\proptoの変化によって決定されることを示唆しています。M^{\alpha}$、そのインデックス$\alpha$は、バリオニックプロセスの影響下で0.68から0.80に増加し、（ii）明暗質量比の質量依存性。このモデルは、一定の明暗質量比と$\alpha=2/3$を使用する従来の予想とは異なります。さらに、$b$の減少として現れる、sAMの大幅な損失が、$j_{\rms}$-$M_{\rm内の楕円銀河（円盤銀河と比較して）の平行オフセットにつながることを示唆します。s}$関係。
銀河の3点相関関数の非線形場の方程式
ニュートン重力下での密度変動の場の理論に基づいて、均質で等方性の静的宇宙における銀河の3点相関関数$\zeta$の非線形方程式を解析的に取得します。密度の変動は2次まで維持されています。Fry-Peebles仮説とGroth-Peebles仮説により、$\zeta$の方程式は閉じられ、ガウス近似方程式とは異なります。SDSSのデータから推測される境界条件を使用して、固定$u=2$で解$\zeta（r、u、\theta）$を取得します。これは、角度$\thetaに沿って浅い$U$形状を示します。$と、それにもかかわらず、放射状の$r$に沿って単調に減少します。ガウス解との違いを示します。非ガウス性の直接的な基準として、縮小された$Q（r、u、\theta）$はガウス平面$Q=1$から逸脱し、$\theta$に沿ってより深い$U$形状を示し、に沿って弱く変化します。$r$、観測されたデータに同意します。
形成から合体までの大規模なブラックホール連星の離心率の進化
| Title |
Eccentricity_evolution_of_massive_black_hole_binaries_from_formation_to_coalescence |
| Authors |
Alessia_Gualandris,_Fazeel_Mahmood_Khan,_Elisa_Bortolas,_Matteo_Bonetti,_Alberto_Sesana,_Peter_Berczik_and_Kelly_Holley-Bockelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08646 |
超大規模ブラックホール連星（BHB）の合体は、宇宙で最も大きな重力波（GW）の発生源になると予想されています。宇宙論的シミュレーションと半解析的モデルに基づく地上または宇宙ベースの検出器の検出率は非常に不確実です。主な困難は、合併の規模からインスピレーションの規模までBHBをモデル化する必要性から生じています。GW合併のタイムスケールに特に関連するのは、バイナリの偏心です。ここでは、合併の初期段階から硬化段階までの大規模なガスフリー合併で形成されたBHBの離心率の自己無撞着な数値研究を示し、その後、合体までの半解析モデルを示します。束縛されていないブラックホールペアの初期の離心率は、主に初期軌道によって決定されることがわかります。力学的摩擦段階で系統的に減少します。バイナリ形成時の離心率は、星との遭遇による確率論とノイズの影響を受けますが、初期の軌道離心率との強い相関関係を維持しています。ブラックホールの結合は強い摂動を特徴とする相であり、バイナリ形成の時間の定量的定義を提示します。硬化中、バイナリがほぼ円形でない限り、離心率はマイナーな合併で増加しますが、等方性散乱実験に基づく半解析モデルからの予測と一致して、メジャーな合併ではほとんど変化しません。ガスの少ない非回転楕円体の硬化とGW放出による合体時間は、宇宙論的シミュレーションでの銀河の合体に典型的な大きな初期偏心（0.5<e<0.9）では<〜0.5Gyrです。
惑星状星雲の集団によって追跡されたM105のハローとそのグループ環境：II。単一の星の運動学を使用して、レオI銀河NGC3384およびM105の周りのグループ内光の存在を明らかにする
| Title |
The_halo_of_M105_and_its_group_environment_as_traced_by_planetary_nebula_populations:_II._Using_kinematics_of_single_stars_to_unveil_the_presence_of_intragroup_light_around_the_Leo_I_galaxies_NGC_3384_and_M105 |
| Authors |
J._Hartke,_M._Arnaboldi,_O._Gerhard,_L._Coccato,_M._Merrifield,_K._Kuijken,_C._Pulsoni,_A._Agnello,_S._Bhattacharya,_C._Spiniello,_A._Cortesi,_K.C._Freeman,_N.R._Napolitano,_A.J._Romanowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08710 |
M105は、近くのLeoIグループの初期型銀河であり、すべての銀河タイプを含む最も近い銀河グループであるため、グループ内光（IGL）アセンブリの低質量端を探索するための優れた環境です。M105の惑星状星雲（PNe）と、惑星状星雲スペクトログラフを使用したLeoIグループの周囲の30'x30'の新しい拡張運動学的調査を紹介します。ハローとIGLの拡散恒星光の運動学的トレーサーとしてPNeを使用し、ガウス混合モデルを使用して、コンパニオン銀河NGC3384からの寄与を分離し、PNeをM105周辺のハローとIGLコンポーネントに関連付けます。314PNeのカタログを提示し、93をNGC3384に、169をM105にしっかりと関連付けます。M105のPNeは、そのハローと周囲の指数エンベロープにさらに関連付けられています。滑らかな速度および速度分散フィールドを構築し、各コンポーネントの投影回転、速度分散、および$\lambda_R$プロファイルを計算します。HaloPNeは、速度分散と回転プロファイルの低下を示しますが、速度分散と指数エンベロープの回転は、大きな半径で顕著に増加します。異なる星の種族の特性に関連する異なる運動学を持つ3つのレジームを特定します：（i）その場で形成され、金属が豊富な（[M/H]〜）によって支配される回転コア（$1〜R_\mathrm{eff}$内）0）その場で形成された可能性が高い星、（ii）1から$7.5〜R_\mathrm{eff}$までのハローは、その場で形成されたか、または主要な合併、および（iii）主に金属量の少ない（[M/H]<-1）星で構成される、16$R_\mathrm{eff}$で最も遠いデータポイントを超えて到達する指数エンベロープ。後者の高速分散と中程度の回転は、レオIグループの矮星伴銀河で測定されたものと一致しており、指数エンベロープがIGLへの遷移をトレースしていることを示しています。
銀河の恒星質量の散乱における宇宙ウェブの役割-ガスの金属量の関係
| Title |
The_role_of_the_cosmic_web_in_the_scatter_of_the_galaxy_stellar_mass_-_gas_metallicity_relation |
| Authors |
Callum_T._Donnan,_Rita_Tojeiro,_Katarina_Kraljic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08757 |
宇宙の網と銀河のガス含有量との関係を理解することは、銀河の進化を理解するための重要なステップです。しかし、銀河と暗黒物質ハローの成長に対する宇宙の網の影響はまだ適切に理解されていません。SDSSデータを使用して、銀河の恒星質量-低赤方偏移星形成銀河の気相金属量関係に対する宇宙ウェブの影響の検出を報告します。銀河がノードに近接していることは、恒星の質量や過密度とは関係なく、その気相の金属量に影響を及ぼし、ノードに近い銀河は、遠くにある銀河よりも高い化学的濃縮を示します。フィラメントに関しては、同様の効果がありますが、かなり弱い効果が見られます。観測分析を宇宙論的流体力学シミュレーションIllustrisTNG（TNG300）の研究で補足し、結果と定性的に一致することを発見しました。IllustrisTNGを使用すると、ハローアセンブリのバイアスとガス供給の両方がノードで結合し、ガスの金属量を大幅に調整して、銀河の進化におけるこの基本的な関係の分散に寄与することで、結果を説明できます。
| Title |
Emission-line_diagnostics_of_HII_regions_using_conditional_Invertible_Neural_Networks |
| Authors |
Da_Eun_Kang,_Eric_W._Pellegrini,_Lynton_Ardizzone,_Ralf_S._Klessen,_Ullrich_Koethe,_Simon_C._O._Glover_and_Victor_F._Ksoll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08765 |
若い巨大な星は、星間物質（ISM）の進化と、エネルギー、運動量、および放射（星のフィードバック）を周囲の環境に注入して破壊することにより、巨大分子雲（GMC）での星形成の自己調節に重要な役割を果たします。親の雲、そしてさらなる星形成を調節します。恒星フィードバックの情報は、私たちが観測する放射に含まれていますが、恒星フィードバックは非常に複雑で非線形のプロセスであり、観測データは非常に縮退しているため、測光および分光測定から物理的特性を推測することは困難です。このため、条件付き可逆ニューラルネットワーク（cINN）とWARPFIELD放出予測子（WARPFIELD-EMP）を組み合わせて、スペクトル観測から星形成領域の物理的特性を推定する新しい方法を紹介します。7つの物理パラメータ（雲の質量、星形成効率、雲の密度、第1世代の星の年齢を意味する雲の年齢、最年少のクラスターの年齢、クラスターの数、および進化段階）の事後分布を予測するcINNを提示します。雲の）12の光輝線の光度から、トレーニング中に使用されない合成モデルでネットワークをテストします。私たちのネットワークは、各パラメーターを正確に予測できる強力で時間効率の良いツールですが、クラスター数の事後推定に縮退が残る場合があります。ネットワークによって推定された事後確率を検証し、それらが入力観測と一致していることを確認します。また、ネットワークパフォーマンスに対する観測の不確実性の影響を評価します。
スーパーエディントンレジームが高赤方偏移銀河のブラックホール成長をどのように制御するか
| Title |
How_the_super-Eddington_regime_regulates_black_hole_growth_in_high-redshift_galaxies |
| Authors |
Warren_Massonneau,_Marta_Volonteri,_Yohan_Dubois,_Ricarda_S._Beckmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08766 |
スーパーエディントン降着は、宇宙の最初の10億年以内の$\sim10^9\rm\、M_\odot$超大質量ブラックホール（BH）の急速な集合を説明するかもしれない1つのシナリオです。この重要な体制は、放射的に非効率的な降着に関連しており、風やジェットの形で強力な流出を伴います。孤立した銀河とそのホストハローにおける12pcの解像度でのBH進化の流体力学的シミュレーションによって、スーパーエディントンフィードバックがBHの質量成長にどのように影響するかを調査します。スーパーエディントンフィードバックは、数Myr以内のBH成長を効率的に防止することが示されています。スーパーエディントン降着イベントは比較的穏やかなままであり、そのレジームでのジェットによる効率的な規制のために、エディントン限界の約2〜3倍の典型的な速度です。これらのジェットは、ホスト銀河の中心から数kpcの銀河スケールまでガスを放出するのに十分強力ですが、これらの大規模なガス流入には大きな影響を与えないことがわかります。ジェットフィードバック効率を変化させることにより、より弱いスーパーエディントンジェットが、より頻繁なスーパーエディントン降着のエピソードを通じて、より重要なBH成長を可能にすることがわかります。ジェットフィードバック効率が弱いシミュレーションでは、BHの場合よりも長期間にわたってわずかに大きいBH質量の変化（$\sim80\、\rmMyr$）が得られるため、効果的なスーパーエディントン成長が可能であると結論付けます。エディントン限界で降着。
巨大なブラックホール連星の融合の周りのステラ軌道の進化
BHスピンによって引き起こされる一般相対論的効果を考慮に入れて、合体する大質量または超大質量ブラックホール（BH）バイナリの周りの星の長期軌道進化を研究します。BHスピンが二元軌道角運動量と比較して有意であり、それとずれている場合、重力放射によって駆動される二元軌道減衰中に、周回星の軌道軸（$\hat{\mathbf{l}}$）が大幅に進化する可能性があります。。一次（より質量の大きい）BHのスピン効果を含めると、ほぼ同一平面上の軌道方向から開始して、周連星の軌道軸$\hat{\mathbf{l}}$は、初期のBHスピン方向に関係なく、BHバイナリ。このような整列現象、つまり$\hat{\mathbf{l}}$と残留BH$\hat{\mathbf{S}}$のスピン軸の間の小さな最終的な不整列角度は、次の原理を使用して分析的に理解できます。断熱不変。非常に質量比（$m_2/m_1\lesssim0.01$）のBHバイナリの場合、断熱不変量が崩壊するにつれて$\hat{\mathbf{l}}$はより複雑な進化を経験する可能性がありますが、整列の傾向は依然として合理的に機能します初期のバイナリスピン軌道相互作用が比較的小さい場合に適しています。我々の結果は、恒星軌道の方向と中央BHのスピン軸との間の相関が、大規模なBHの合併の歴史の潜在的な特徴を提供する可能性があることを示唆している。
連星系のヘリウム星から生まれたコンパクト星のスピン
巨大な恒星の核の角運動量（AM）の内容は、中性子星とブラックホールの出生時のスピン速度を決定するのに役立ちます。低質量星の星震学的測定は、恒星の核がほとんどの以前の研究で予測されたよりもゆっくりと回転することを証明したので、改訂されたモデルが必要です。この作業では、テイラー不安定性に基づく更新されたAM輸送モデルを、潮汐のスピンアップによって星のAMを大幅に増加させる可能性のある近接バイナリの巨大なヘリウム星に適用します。以前の研究と一致して、これらの星は、公転周期が$P_{\rmorb}\lesssim\！未満の場合、コア崩壊時に高度に回転するブラックホールを生成する可能性があります。1\、{\rm日}$。中性子星の場合、爆発前の質量と中性子星の自転速度の間に強い相関関係があると予測します。ミリ秒周期（$P_{\rmNS}\lesssim5\、{\rmms}$）は、大規模（$P_{\rmms}$）でのみ達成可能です。$M\gtrsim10\、M_\odot$）タイトな（$P_{\rmorb}\lesssim1\、{\rmday}$）バイナリのヘリウム星。最後に、タイプIb/c超新星、超高輝度超新星、ガンマ線バースト、およびブラックホールスピンのLIGO測定に関連するモデルについて説明します。私たちのモデルは、これらの現象の速度とエネルギーとほぼ一致しています。ただし、高速度と噴出エネルギーを説明するのが難しい、幅の広いIc超新星は例外です。
ブラックホール降着の観測的特徴：傾斜磁場を伴う回転流と球形流
| Title |
Observational_Signatures_of_Black_Hole_Accretion:_Rotating_vs._Spherical_Flows_with_Tilted_Magnetic_Fields |
| Authors |
He_Jia,_Christopher_J._White,_Eliot_Quataert_and_Sean_M._Ressler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08431 |
回転するブラックホールへの非回転流入による磁気的に停止したブラックホール降着の観測的特徴を研究します。ブラックホールスピンと初期磁場配向の間の角度の範囲を考慮します。一般相対論的電磁流体力学シミュレーションの結果を、より一般的に使用される回転初期条件およびM87の事象の地平線望遠鏡（EHT）観測と比較します。同じ電子温度モデルで後処理した場合、mm強度画像、偏光画像、およびシンクロトロン放射スペクトルは、さまざまなシミュレーション間で非常に類似していることがわかります。異なる電子温度モデルによる観測の違いは、磁気的に停止した降着の異なる実現によるものよりも大幅に大きくなります。mmシンクロトロン分極の配向は、初期磁場配向、電子温度モデル、および流入プラズマの回転に特に影響を受けません。初期回転と磁気傾斜が異なるシミュレーション間の最大の違いは、ジェットの強度と安定性にあります。球形の流入は、キンク不安定なジェットにつながります。現在および将来のEHT観測、および事象の地平線スケールのブラックホール降着の理論モデルに対する結果の影響について説明します。
相対論的ジェットによって引き起こされた恒星爆発の観測的特徴
| Title |
Observational_signatures_of_stellar_explosions_driven_by_relativistic_jets |
| Authors |
Moshe_Eisenberg,_Ore_Gottlieb_and_Ehud_Nakar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08432 |
ガンマ線バースト（GRB）に関連する超新星（SN）の間に恒星エンベロープの束縛を解く際の相対論的ジェットの役割は不明です。それを研究するために、私たちはジェットによって引き起こされる恒星爆発の観測的特徴を調査します。このような爆発における流出の最終的な速度分布に焦点を当て、その観測インプリントをSN/GRBデータと比較します。ジェット駆動の爆発は、固有速度の対数目盛ごとにエネルギーが平坦に分布した流出を生成することがわかります。平坦な分布は、調査したジェットと前駆体の特性に依存しないため、普遍的であるように見えます。典型的なGRBパラメーターの一様分布の速度範囲は$\gamma\beta\approx0.03-3$です。ここで、$\gamma$は流出ローレンツ因子であり、$\beta$はその無次元速度です。平坦な分布は、ジェットがチョークされる深さとともに最大流出速度が減少するコリメートされたチョークジェットでも見られます。SN/GRBの観測との比較により、これらのイベントの唯一の爆発源としてジェットが除外されています。代わりに、SN/GRBでは、崩壊する星はそのエネルギーを2つのチャネル（準球形（または広角）チャネルと狭くコリメートされたチャネル）に蓄積する必要があります。前者はエネルギーの大部分を運び、SNの準相対論的噴出物に関与し、後者は総流出エネルギーの0.01〜0.1を運び、GRBの源です。興味深いことに、同様のエネルギー比を持つ同じ2つのチャネルが、バイナリ中性子星合体GW170817で見られました。これは、同様のエンジンが両方の現象で機能していることを示唆しています。
| Title |
Linking_the_rates_of_neutron_star_binaries_and_short_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Nikhil_Sarin,_Paul_D._Lasky,_Francisco_H._Vivanco,_Simon_P._Stevenson,_Debatri_Chattopadhyay,_Rory_Smith,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08491 |
短いガンマ線バーストは、バイナリ中性子星（BNS）と中性子星-ブラックホール（NSBH）の両方の合併によって生成されると考えられています。BNSとNSBHの合併率の現在の推定値を使用して、各チャネルを通じて生成される観測可能な短いガンマ線バーストの割合を計算します。これにより、BNSの合併率を$\mathcal{R}_{\rm{BNS}}=384^{+431}_{-213}{\rm{Gpc}^{-3}\rm{に制限できます。yr}^{-1}}$（$90\％$信頼区間）、2番目のLIGO--VirgoGravitational-WaveTransientCatalog、GWTC-2からのレートの不確実性の$16\％$の減少。ローレンツ因子が大きいシルクハット放出プロファイルを想定して、BNS合併で生成されたガンマ線バーストジェットの平均開口角を$\約15^\circ$に制限します。また、観測可能な短いガンマ線バーストを生成するBNSとNSBHの合併の割合を測定すると、それぞれ$0.02^{+0.02}_{-0.01}$と$0.01\pm0.01$であり、$\gtrsim40\％であることがわかります。BNS合併の$はジェットを発射します（90\％の信頼度）。BNSジェットとNSBHジェットが異なる可能性を含め、モデリングの仮定が異なる場合、将来の重力波検出の制約を予測します。設計感度で動作するLIGO-Virgo-KAGRAネットワークから6か月以内に予想される$24$BNSと$55$NSBHの観測により、$10\％$の精度でジェットを起動するBNSとNSBHの合併の割合を制限することが可能になります。観測から1年以内に、NSBH合併で打ち上げられたジェットが、BNS合併で打ち上げられたものとは異なる構造を持っているかどうかを判断し、バイナリ中性子星合体の$\gtrsim80\％$がジェットを打ち上げるかどうかを除外できます。短いガンマ線バーストとバイナリ進化の物理学を理解する上での将来の制約の影響について説明します。
地球での複数の測定に基づく、コア崩壊超新星付近の双極ニュートリノフレーバー振動の推論
| Title |
Inference_of_bipolar_neutrino_flavor_oscillations_near_a_core-collapse_supernova,_based_on_multiple_measurements_at_Earth |
| Authors |
Eve_Armstrong_and_Amol_V._Patwardhan_and_A.A._Ahmetaj_and_M._Margarette_Sanchez_and_Sophia_Miskiewicz_and_Marcus_Ibrahim_and_Ishaan_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08505 |
コア崩壊超新星などのコンパクトオブジェクト環境のニュートリノは、ニュートリノとニュートリノの相互作用によって引き起こされる、フレーバー空間でのさまざまな種類の集団効果を経験する可能性があります。これらには、さまざまなフレーバーがさまざまなエネルギーで支配するニュートリノアンサンブルによって示される「双極」集合振動が含まれます。これらの環境でのダイナミクスと元素合成におけるニュートリノの重要性を考慮すると、地球ベースの検出に超新星エンベロープ内で発生した双極振動の兆候が含まれるかどうかを確認することが望ましい。そのために、ニュートリノフレーバー変換の小規模モデルの解を推測するために、統計データ同化（SDA）のコスト関数定式化を引き続き検討します。SDAは、スパースデータを使用してモデルを最適化するために設計された推論パラダイムです。私たちのモデルは、2つの単一エネルギーニュートリノビームで構成されており、エネルギー源が異なり、相互作用の強さが時間とともに変化する、物質の背景とコヒーレントに相互作用します。原則として地球ベースの検出器に対応する可能性のある、真空中の場所（つまり、ソースから遠く離れた場所）でのフレーバー含有量のシミュレートされた測定値を使用して、これらのビームのフレーバー変換履歴を推測しようとします。この小規模モデルの範囲内で、次のことがわかりました。（i）このような測定に基づいて、SDAプロシージャは、ニュートリノ星のエンベロープ内で双極振動が発生したかどうかを推測できます。測定は、真空中のニュートリノ振動の全振幅をサンプリングすることができ、その後、以前の双極振動の振幅も十分に予測されます。この結果は、推論パラダイムが、物理的にアクセスできない場所でのフレーバーの進化を推論する能力を介して、数値積分コードを十分に補完できることを示唆しています。
Insight-HXMT観測によるCygnusX-1のスペクトルおよびタイミング分析から推測されるスペクトル状態間の降着モードの進化
| Title |
Evolution_of_Accretion_Modes_between_Spectral_States_Inferred_from_Spectral_and_Timing_Analysis_of_Cygnus_X-1_with_Insight-HXMT_observations |
| Authors |
M._Z._Feng,_L._D._Kong,_P._J._Wang,_H._X._Liu,_Z._X._Yang,_Y._Huang,_L._Ji,_S._M._Jia,_X._Ma,_W._Yu,_H._S._Zhao,_J._Y._Nie,_Y._L._Tuo,_S._Zhang,_J._L._Qu,_B._B._Wu,_S._N._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08588 |
硬X線モジュレーション望遠鏡の観測により、はくちょう座X--1の低/硬、中、高/軟状態の詳細なスペクトルタイミング研究を実行します。広帯域エネルギースペクトルは、ディスクがスペクトル状態と入力スピンおよび傾斜パラメータに関連する半径で切り捨てられることを示しています。\textita$_*$=0.9696および\textit{i}=42.47\degreeが与えられると、ディスクの内側の境界はISCOに非常に近くなり、ソースが柔らかくなるにつれてわずかに内側に移動します。3つの典型的な状態のPDS、rms、およびフーリエ周波数成分分解分光法の研究を通じて、X線変動が2つの異なる領域で生成されることがわかります。X線の変動に寄与する主な役割は、降着円盤ではなく、高温のコロナであることがわかりました。切り詰められたディスクジオメトリに基づいて、状態ごとに異なるコロナジオメトリを使用するシナリオを提案します。このシナリオでは、コロナがディスクを包み込み、ロー/ハード状態でサンドイッチジオメトリを形成し、その後、垂直方向にディスクから徐々に離れていきます。ハイ/ソフト状態でランプポストのような形状を形成するまでディスクに接続します。
マグネターSGRJ1935 +2154からの硬X線バースト中の発光の深い上限
| Title |
Deep_upper_limit_on_the_optical_emission_during_a_hard_X-ray_burst_from_the_magnetar_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Luca_Zampieri,_Sandro_Mereghetti,_Roberto_Turolla,_Giampiero_Naletto,_Paolo_Ochner,_Aleksandr_Burtovoi,_Michele_Fiori,_Cristiano_Guidorzi,_Luciano_Nicastro,_Eliana_Palazzi,_Maura_Pilia,_Andrea_Possenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08776 |
2021年9月、マグネターSGRJ1935+2154は、硬X線帯でバースト/フレア活動の段階に入りました。2021年9月10日、アジアーゴの1.22mガリレオ望遠鏡に取り付けられたファイバーフィード高速光子カウンターIFI+Iqueyeを使用してSGRJ1935+2154を観測しました。IFI+Iqueye観測ウィンドウの1つで、Fermiガンマ線バーストモニターで硬X線バーストが検出されました。フェルミバーストの前後の1秒、10ミリ秒、および1ミリ秒のビニングされたIFI+Iqueye光度曲線でカウント率の有意な増加を検索しました。バーストの周囲$\pm$90秒の間隔で、3$\sigma$を超える有意性を持つ有意なピークは検出されませんでした。星間減光（$A_V\simeq5.8$mag）を補正すると、SGRJ1935+2154からの可能な光バーストに対するIFI+Iqueyeの上限は、$V=10.1$mag、$V=7.2$mag、および$V=5.8$です。それぞれ1秒、10ミリ秒、1ミリ秒のビニングされた光度曲線のマグ。フルエンス（特定のフルエンス）に対応する消滅補正上限は、$3.1\times10^{-10}$ergcm$^{-2}$（0.35Jys）、$4.2\times10^{-11}$ergです。cm$^{-2}$（4.8Jy$\cdot$10ms）、および$1.6\times10^{-11}$ergcm$^{-2}$（17.9Jyms）、桁違いに深いマグネターバーストの以前の同時光学限界。IFI+Iqueye測定は、SGRJ1935+2154の光学から硬X線へのフルエンスのスペクトルインデックスにさらに厳しい制約を課す可能性があり、$\nu^{0.64}$よりも急なスペクトルを意味します。電波放射に関連するバーストの高速光学タイミング観測は、検出をもたらす可能性があります。
マルチバンド光度曲線の深い注意に基づく超新星分類
| Title |
Deep_Attention-Based_Supernovae_Classification_of_Multi-Band_Light-Curves |
| Authors |
\'Oscar_Pimentel,_Pablo_A._Est\'evez,_Francisco_F\"orster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08482 |
掃天観測（ZTF）などの天文調査では、超新星（SNe）は、他のクラスの可変イベントと比較して、比較的まれなオブジェクトです。この不足に加えて、マルチバンド光度曲線の処理は、非常に不規則なケイデンス、長い時間ギャップ、欠測値、観測数の少なさなどのために困難な作業です。これらの問題は、過渡現象の分析にとって特に有害です。SNのような光度曲線を持つイベント。この作品では、3つの主要な貢献を提供します。まず、時間変調と注意メカニズムに基づいて、TimeModAttnと呼ばれるDeepAttentionモデルを提案し、さまざまなSNタイプのマルチバンド光度曲線を分類して、測光または手作りの特徴計算、欠測値の仮定、明示的な代入と補間を回避します。メソッド。次に、超新星パラメトリックモデル（SPM）に基づくSNマルチバンド光度曲線の合成生成のモデルを提案します。これにより、サンプル数とケイデンスの多様性を増やすことができます。TimeModAttnモデルは、半教師あり学習スキームで合成光度曲線を使用して最初に事前トレーニングされます。次に、ドメイン適応のために微調整プロセスが実行されます。提案されたTimeModAttnモデルは、ランダムフォレスト分類子を上回り、バランスの取れた$F_1$スコアを$\approx.525$から$\approx.596$に増やしました。TimeModAttnモデルは、リカレントニューラルネットワーク（RNN）に基づく他のディープラーニングモデルよりも、後期分類と早期分類の2つのシナリオで優れたパフォーマンスを示しました。最後に、解釈可能性の実験を行います。高い注意スコアは、SN輝度ピークより前およびその近くの観測で得られます。これは、初期の高度に表現力のある学習された時間変調によってサポートされます。
alpha-Deep Probabilistic
Inference（alpha-DPI）：太陽系外惑星の位置天文学からブラックホールの特徴抽出までの効率的な不確実性の定量化
| Title |
alpha-Deep_Probabilistic_Inference_(alpha-DPI):_efficient_uncertainty_quantification_from_exoplanet_astrometry_to_black_hole_feature_extraction |
| Authors |
He_Sun,_Katherine_L._Bouman,_Paul_Tiede,_Jason_J._Wang,_Sarah_Blunt,_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08506 |
推論は、隠れた天体物理学的特徴とパターンが間接的でノイズの多い測定から推定されることが多い現代の天文学研究において非常に重要です。観測された測定値を条件として、隠れた特徴の後方を推測することは、結果の不確実性と下流の科学的解釈を理解するために不可欠です。事後推定の従来のアプローチには、サンプリングベースの方法と変分推論が含まれます。ただし、サンプリングベースの方法は通常、高次元の逆問題では低速ですが、変分推論では推定精度が不足していることがよくあります。この論文では、生成ニューラルネットワークと組み合わせたアルファ発散変分推論を使用して近似事後確率を最初に学習し、次にネットワークサンプルの重要度の再重み付けを通じてより正確な事後サンプルを生成する深層学習フレームワークであるalpha-DPIを提案します。サンプリングと変分推論の両方の方法から長所を継承します。高速で正確であり、高次元の問題に対してスケーラブルです。太陽系外惑星の位置天文学とブラックホールの特徴抽出という実際のデータを使用して、2つの影響の大きい天文推論問題にこのアプローチを適用します。
TeV計装：現在および将来
過去20年間で、TeV天文学は、ほんの一握りの線源しか持たない新しい分野から完全に発達した天文学の分野に変わり、さまざまな種類のTeVガンマ線源に関する知識を広げました。この進歩は主に、現在運用されている機器（イメージング大気チェレンコフ望遠鏡、表面アレイ、水チェレンコフ検出器）によって達成されました。さらに、パフォーマンスパラメータが大幅に向上し、次世代の機器の危機に瀕しています。このレビューでは、主にさまざまなタイプの機器の比較と分析の課題に焦点を当て、TeV天文学機器の現在の状況を要約し、将来の設置の見通しを示します。TeVガンマ線の観測のさまざまな手法の機能と制限、および他のバンドやメッセンジャーとの相乗効果について説明します。
天文研究インフラストラクチャのカーボンフットプリントの推定
| Title |
Estimate_of_the_carbon_footprint_of_astronomical_research_infrastructures |
| Authors |
J\"urgen_Kn\"odlseder,_Sylvie_Brau-Nogu\'e,_Mickael_Coriat,_Philippe_Garnier,_Annie_Hughes,_Pierrick_Martin,_Luigi_Tibaldo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08748 |
天文学研究のカーボンフットプリントはますます話題になっている問題であり、最近、研究機関と全国コミュニティのフットプリントの最初の見積もりが発表されました。これらの評価では通常、天文学研究インフラストラクチャの貢献が除外されているため、コストとペイロード質量をカーボンフットプリントに関連付ける温室効果ガス排出係数を使用して、天文学宇宙ミッションと地上観測所の貢献の推定値を提供することにより、これらの研究を補完します。現在世界中で活動している天文学研究インフラストラクチャのカーボンフットプリントは$20.3\pm3.3$MtCO$_2$eであり、年間排出量は$1169\pm249$ktCO$_2$e/年であり、フットプリントは$36.6に相当します。\pm14.0$tCO$_2$e/天文学者あたりの年。天文学研究活動の他の側面からの貢献と比較して、私たちの結果は、研究インフラストラクチャが天文学者のカーボンフットプリントに単一の最大の貢献をしていることを示唆しています。私たちは、私たちの方法の限界と不確実性について議論し、天文学研究インフラストラクチャからの温室効果ガス排出を持続可能なレベルに向けてもたらすことができる対策を探求します。
固有のMHD振動によって引き起こされるねじれたループの太陽フレアからのマイクロ波放射の脈動
| Title |
Pulsations_of_microwave_emission_from_a_solar_flare_in_a_twisted_loop_caused_by_intrinsic_MHD_oscillations |
| Authors |
C._Smith,_M._Gordovskyy,_P.K._Browning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08419 |
外部振動ドライバーなしで、フレア状のねじれた太陽コロナループのモデルで生成されたマイクロ波脈動を明らかにする結果を提示します。2つのタイプの振動が識別されます：エネルギーのある電子がある場合とない場合の両方のループで見られる、周期が約70〜75秒で振幅が約5〜10％のゆっくりと減衰する振動と、周期が約40秒で振幅が数十の振動です。パーセントの割合は、高速エネルギー放出の開始後、約100秒間、高エネルギー電子を伴うループでのみ観察されます。長周期振動は、ループ内の平均磁場強度を変調するスタンディングキンクモードの結果として解釈されますが、高エネルギー電子に関連する短周期断続振動は、生成する電場の高速変動によって生成される可能性があります。このシナリオでは、高エネルギーの電子。ゆっくりと減衰する振動は、フレアコロナでしばしば観察される準周期的な脈動を説明することができます。
若い太陽風の拡張され断片化されたAlfv \ 'enゾーン
| Title |
An_Extended_and_Fragmented_Alfv\'en_Zone_in_the_Young_Solar_Wind |
| Authors |
Rohit_Chhiber_and_William_H._Matthaeus_and_Arcadi_V.Usmanov_and_Riddhi_Bandyopadhyay_and_Melvyn_L._Goldstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08422 |
理論的、数値的、および観測的証拠に動機付けられて、太陽大気中のサブアルフエニックフローとスーパーアルフエニックフローの間の臨界遷移が、一般的なアルフブ内の断片化され切断されたサブボリュームで発生する可能性を探ります。'エンクリティカルゾーン。パーカーソーラープローブによる\（16〜R_\odot\）付近のサブAlfv\'enic期間の最初の観測は、この可能性を単連結領域を分離する折り畳まれた表面の可能性と区別するための十分な証拠をまだ提供していません。後続の軌道はそのような区別を可能にするかもしれませんが、ここでは、乱流輸送モデルと組み合わせた太陽風のグローバル電磁流体力学モデルを使用して、そのようなAlfv\'en臨界域の可能な実現を生成します。この遷移を理解することで、コロナ加熱、太陽風の起源、太陽角運動量の損失、および太陽を超えた恒星風の関連する物理的プロセスの理論に情報を与えることができます。
潮汐に接近したことで、ベテルギウスの大調光が起こりましたか？
| Title |
Did_a_close_tidal_encounter_cause_the_Great_Dimming_of_Betelgeuse? |
| Authors |
Hailey_Aronson,_Thomas_W._Baumgarte,_and_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08438 |
恒星のフライバイ中の潮汐相互作用によって引き起こされる重力減光が、ベテルギウスの大減光を説明するのに十分であるかどうかを評価します。いくつかの簡単な近似を採用して、私たちは、近くの潮汐遭遇における潮汐変形とそれに関連する重力減光、および遠くの観測者から見た放射フラックスの減少を計算します。原則として、結果として生じる恒星の減光の持続時間と程度を使用して、フライバイオブジェクトの最小の中心付近の分離と質量を推定できることを示します。星、または白色矮星。私たちの推定によると、このようなフライバイイベントは、私たちの分析が適用できる他の天体物理学のシナリオで発生する可能性がありますが、ベテルギウスの大調光をそれ自体で説明するには十分な大きさではない可能性があります。
非常に低質量の星の間の球状星団の複数の集団の調査
| Title |
Survey_of_multiple_populations_in_globular_clusters_among_very_low-mass_stars |
| Authors |
E._Dondoglio,_A._P._Milone,_A._Renzini,_E._Vesperini,_E._P._Lagioia,_A._F._Marino,_A._Bellini,_M._Carlos,_G._Cordoni,_S._Jang,_M._V._Legnardi,_M._Libralato,_A._Mohandasan,_F.D'Antona,_M._Martorano,_F._Muratore,_M._Tailo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08631 |
最近の研究によると、NIRハッブル宇宙望遠鏡（HST）測光により、球状星団（GC）のM個の矮星の間で複数の集団（MP）を解きほぐし、超低質量（VLM）星でこの現象を調べることができます。ここでは、HSTのF110WおよびF160Wバンドで9つのGCと散開星団NGC6791の色-マグニチュード図（CMD）を示し、膝の下の主系列（MS）が広がっているか、分割されていることを示しています。VLMスター間のMP。対照的に、NGC6791のMSは単一の母集団と一致しています。M-矮星の色分布は異なるGC間で劇的に変化し、色幅はクラスターの質量と相関します。MPの遍在性、多様性、およびGC質量への依存性は、VLMおよびより質量の大きい星に共通する特性であると結論付けます。NGC2808とNGC6121（M4）のUV、光学、およびNIR観測を組み合わせて、MSターンオフからVLMレジームまでの広範囲の恒星質量（〜0.2〜0.8M）とともにMPを特定し、測定しました。、初めて、それらの質量関数（MF）。MPの割合は恒星の質量に依存せず、それらのMFは同様の勾配を持っていることがわかります。これらの発見は、MPの特性が恒星の質量に依存しないことを示しています。第2世代が第1世代よりも高密度環境で形成されたシナリオでは、同じ初期MFで形成されたMPの可能性は、それが環境に依存しないことを示唆します。
回転VIIの恒星モデルのグリッド：超太陽金属量（Z = 0.020）での0.8から300 M $ _ \ odot $のモデル
| Title |
Grids_of_stellar_models_with_rotation_VII:_Models_from_0.8_to_300_M$_\odot$_at_super-solar_metallicity_(Z_=_0.020) |
| Authors |
Norhasliza_Yusof,_Raphael_Hirschi,_Patrick_Eggenberger,_Sylvia_Ekstr\"om,_Cyril_Georgy,_Yves_Sibony,_Paul_A._Crowther,_Georges_Meynet,_Hasan_Abu_Kassim,_Wan_Aishah_Wan_Harun,_Andr\'e_Maeder,_Jose_H._Groh,_Eoin_Farrell,_Laura_Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08645 |
超太陽金属量（Z=0.020）での恒星モデルのグリッドを提示し、太陽および太陽直下金属量でのジュネーブモデルの以前のグリッドを拡張します。Z=0.020の金属量は、内側の銀河円盤の金属量と一致するように選択されました。太陽モデルと比較して金属量が43％（=0.02/0.014）わずかに増加しているということは、モデルが太陽モデルと同様に進化するが、質量損失がわずかに大きいことを意味します。質量損失は、初期質量が100M$_\odot$をはるかに超える星の場合でも、スーパーソーラーモデルの最終的な総質量を35M$_\odot$に制限します。質量損失は、回転する星の場合は20M$_\odot$を超える星（非回転の星の場合は25M$_\odot$）で十分に強く、水素に富むエンベロープ全体を除去します。したがって、私たちのモデルは、回転星の場合は20M$_\odot$未満（非回転星の場合は25M$_\odot$）のSNIIと、それを超えるSNIb（おそらくSNIc）を予測します。等時線と合成クラスターの両方を計算して、スーパーソーラーモデルをウェスタールンド1（Wd1）の巨大な若いクラスターと比較しました。log10（年齢/年）=6.7と7.0の間に年齢差がある回転モデルと非回転モデルを組み合わせた合成クラスターは、Wd1で観測されたWR、RSG、YSG星の集団、特にlog10での同時存在を定性的に再現できます。（L/L$_\odot$）=5-5.5。定量的な一致は不完全であり、考えられる原因について説明します：合成クラスターパラメーター、バイナリ相互作用、質量損失、およびそれらに関連する不確実性。特に、HRDのクールな部分での質量損失が重要な役割を果たします。
BeSOSデータベースのフーリエ変換を介して$ v \ sin i $値を取得する自動アルゴリズム
| Title |
Automatic_algorithm_to_obtain_$v_\sin_i$_values_via_Fourier_Transform_in_BeSOS_database |
| Authors |
Mart\'in_Solar,_Catalina_Arcos,_Michel_Cur\'e,_Ronaldo_S._Levenhagen_and_Ignacio_Araya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08695 |
星はその臨界回転の近くで回転することがわかっているので、それらは恒星の自転の重要な研究室と見なされています。これに関連して、異なるエポックでのいくつかの吸収線に対して自動化された方法でフーリエ変換を介して、BeSOSデータベース内の古典的なBeサザン星のサンプルの予測回転速度を取得します。ガウスプロファイルは、フーリエ変換技術を介して$v\sini$を取得するために、プロファイルから95.45％、98.75％、および99.83％の曲線の下の領域によって与えられるスペクトル信号を自動的に選択するために、8つの観測された光球HeIラインに適合されます。得られた値は、文献と世界的に一致しています。$v\sini$値を設定するには、1行だけを分析するだけでは不十分です。行によっては、ほとんどの場合、値は$\lambda$4471に対して過小評価されています。重力減光効果が含まれている場合、見かけの値は$\sim10$％増加します。BeSOSスペクトルに使用される機器PUCHEROSの解像度（$R\sim17\、000$）は、$v\sini\sim100$kms$^{-1}$で可能な理論上の下限を制約します。この手順には、重力減光補正なしで分裂速度の近くで回転する古典的なBe星に対して、$\varepsilon=0.6$の線形周縁減光関数を使用する場合の制限がありますが、これは無視できません。以前の作品では、1つのスペクトル線だけを使用して$v\sini$値を測定しました。ここでは、より多くの線を使用すると結果が変化する可能性があることを示します。これは、古典的なBe星の原子遷移の光球分布が原因である可能性があります。
| Title |
The_composition_of_massive_white_dwarfs_and_their_dependence_on_the_C-burning_modeling |
| Authors |
Francisco_C._De_Ger\'onimo,_Marcelo_M._Miller_Bertolami,_Francisco_Plaza_and_M\'arcio_Catelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08696 |
超大規模白色矮星（WD）の内部組成の最近の計算は、いくつかの白色矮星がネオン（Ne）が優勢なコアで構成されている可能性があることを示唆しています。この結果は、酸素が主要な元素である巨大な白色矮星の化学構造に関する以前の理解とは異なります。さらに、C燃焼段階で、C火炎の伝播中に対流境界混合が考慮される場合、ハイブリッド炭素（C）酸素（O）-Ne白色矮星が形成される可能性があるかどうかは明らかではありません。Neが優勢なCO-NeコアとハイブリッドCO-Neコアの両方が、進化モデルに基づく星震学研究に測定可能な結果をもたらすでしょう。この作業では、採用されたミクロ物理学とマクロ物理学の違いが、さまざまな著者によって発見されたさまざまな最終的な白色矮星の組成をどの程度説明できるかを詳細に調査します。さらに、脈動するWDの冷却時間、結晶化、および脈動特性におけるこのような違いの影響を調査しました。白色矮星の最終的な組成、年齢、結晶化、脈動特性に対する、Cフラッシュ中の対流境界混合の強度、極端な質量損失率、および採用された核ネットワークのサイズの影響を調査します。3D流体力学的シミュレーションから得られた洞察に基づいて、炭素火炎の非常に遅い伝播は、火炎の内向き伝播に影響を与える乱流エントレインメントによって変化すると予想されます。また、最近報告された大規模なWDのNeが優勢な化学プロファイルが、主要な核反応を見落としているためにモデリングに現れることがわかりました。最近報告された超大規模白色矮星の化学組成の不正確さは、ZZCeti不安定帯に到達すると、冷却時間と結晶化の程度に10％、モデルの周期間隔に約8％の違いをもたらすことがわかりました。。
変光星の構造特性と分類：教師なし機械学習技術による研究
| Title |
Structural_properties_and_classification_of_variable_stars:_A_study_through_unsupervised_machine_learning_techniques |
| Authors |
Suman_Paul_(1),_Tanuka_Chattopadhyay_(1)_((1)_Department_of_Applied_Mathematics,_University_of_Calcutta,_Kolkata_700009) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08755 |
データサイエンスの分野、特に機械学習の進歩と、光学重力レンズ実験（OGLE）のような変光星プロジェクトの膨大なデータベースにより、研究者はさまざまな変光星の光曲線を効率的に自動的に分析および分類することができます。本研究では、主成分分析（PCA）と独立成分分析（ICA）の相対的なパフォーマンスを、それぞれのステップ長が0.001でフェーズ0から1の間で1000のマグニチュードを取得した後、OGLE変光星光度曲線の巨大なデータベースに適用することを示しました。ファンダメンタルモード（FU）とファーストオーバートーン（FO）セファイドの共鳴を特定し、大マゼラン雲（LMC）、小マゼラン雲（SMC）、ミルキーウェイ（MW）の変光星を分類する際の光度曲線。ICAのパフォーマンスは、PCAよりも、ケフェイド変光星の共鳴を見つけるため、および光度曲線の大きなデータセットを正確に分類するために優れていることがわかりました。独立成分（IC）に関してK-meansクラスタリングアルゴリズム（CA）を使用して、LMC、SMC、およびMWについて周期-光度図と色-光度図を別々にプロットし、ICAとK-meansCAが非常に優れていることを確認しました。変光星の光度曲線の性質に関する分類と将来の予測のための堅牢なツール。
UOCSVII。 UVIT / AstroSatを使用した散開星団NGC7789の青色はぐれ星集団
| Title |
UOCS_VII._Blue_Straggler_Populations_of_Open_Cluster_NGC_7789_with_UVIT/AstroSat |
| Authors |
Kaushar_Vaidya,_Anju_Panthi,_Manan_Agarwal,_Sindhu_Pandey,_Khushboo_K._Rao,_Vikrant_Jadhav,_and_Annapurni_Subramaniam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08773 |
NGC7789は、$\sim$2000pcにある$\sim$1.6Gyrの古い散開星団です。UVIT/AstroSatからの紫外線（UV）データを使用して、このクラスターの青色はぐれ星（BSS）を特徴付けます。UVからIR波長までの多波長データを使用して構築された15のBSS候補のスペクトルエネルギー分布（SED）を提示します。8つのBSS候補では、単一温度のSEDで十分であることがわかります。5つのBSS候補でホットコンパニオンを発見しました。Teff$\sim$11750-15500K、R$\sim$0.069-0.242R$_{\odot}$、およびL$\sim$0.25-1.55L$_{\odot}$のホットコンパニオンは、おそらく非常に質量が$\sim$0.18M$_{\odot}$未満の低質量（ELM）白色矮星（WD）であり、これにより物質移動後のシステムが確認されました。BSS形成メカニズムのコンテキストでこの発見の意味を説明します。2つの追加のBSSは、1つまたは複数のUVフィルターで過剰を示し、ホットコンパニオンがある可能性がありますが、それらを特徴付けることはできません。このクラスターで研究された15のBSS候補のうち少なくとも5つ（33％）が物質移動メカニズムを介して形成されたことを示唆します。
LAMOST-Kepler調査における3つの分離した食変光星の星黒点の特性と進化
| Title |
The_Properties_and_Evolutions_of_Starspots_on_Three_Detached_Eclipsing_Binaries_in_the_LAMOST-Kepler_survey |
| Authors |
Jiaxin_Wang,_Jianning_Fu,_Weikai_Zong,_Yang_Pan,_Hubiao_Niu,_Bo_Zhang,_and_Yong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08787 |
斑点を付けられた切り離された食変光星（DEB）は、連星の星黒点への洞察を提供します。この研究では、ケプラー測光法とLAMOST分光法によって観察された3つのスポットDEB、KIC8097825、KIC6859813、およびKIC5527172を研究します。バイナリの物理パラメータは、バイナリモデリングによって決定されます。恒星黒点のサイズ、寿命、およびシングル/ダブルディップ比（SDR）は、恒星黒点分析によって導き出されます。KIC8097825には大きな星黒点があります。KIC6859813のスポット回転周期は軌道周期よりも短いですが、システムはタイムスケール推定から推測して同期する必要があります。違いは、表面の差動回転の結果である可能性があります。KIC5527172は、スポット寿命が長く、膨張半径のあるM矮星成分を持っています。これらのバイナリのプライマリとKIC8097825のセカンダリにはスポットがあります。文学の斑点のあるDEBを追加して、バイナリの恒星黒点を単一の星の恒星黒点と比較します。65％のバイナリの恒星黒点のスポットサイズは、単一の星の恒星黒点の中央値よりも小さくなっています。自転周期が3日を超える場合、バイナリの恒星黒点の寿命は、単一の星の恒星の寿命と一致します。バイナリの半分のSDRはシングルスターシステムのSDRと一致していますが、残りの半分はそれよりも小さくなっています。相対寿命はRMSおよびSDRと正の相関がありますが、自転周期とは負の相関があります。これらの関係は、単一星系のスポットの関係に似ています。ユニットに近い光度比のバイナリは、より多くのダブルディップを持つ傾向があります。
有限次元ヒルベルト空間を持つ宇宙のスカラー場のためのツールキット
| Title |
Toolkit_for_scalar_fields_in_universes_with_finite-dimensional_Hilbert_space |
| Authors |
Oliver_Friedrich_and_Ashmeet_Singh_and_Olivier_Dor\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08405 |
ホログラフィック原理は、量子重力のヒルベルト空間が局所的に有限次元であることを示唆しています。この視点と観測可能な宇宙へのその応用に動機付けられて、有限次元ヒルベルト空間を持つスカラー場を記述し、宇宙論的背景を拡大する際のそれらの振る舞いを研究するための一連の数値的および概念的ツールを紹介します。これらのツールには、フィールドモード$\bm{k}$の真空エネルギーをモードヒルベルト空間の次元$d_{\bm{k}}$の関数として計算するための正確な近似と、次のパラメトリックモデルが含まれています。その次元が$|\bm{k}|$によってどのように変化するか。私たちの構造の最大エントロピーは、そのモデルのパラメーターのいくつかの値について、観測可能な宇宙の境界領域のように瞬間的にスケーリングすることを示しています。そして、$d_{\bm{k}}$が$|\bm{k}|$とともに減少する限り、最大エントロピーは一般にサブボリュームスケーリングに従うことがわかります。また、基準構造において、有限次元フィールドの真空エネルギー密度がパラメーター空間の一部の領域で動的になり、2つの一定のエポックの間で減衰することを示します。これらの結果は、多くの重要なモデリングの選択に依存していますが、私たちの一般的なフレームワークは、ヒルベルト空間の有限次元が宇宙論的物理学に与える影響を将来調査するための出発点として役立つ可能性があります。
海の経度を決定するための歴史的な中国の努力
| Title |
Historical_Chinese_efforts_to_determine_longitude_at_sea |
| Authors |
Richard_de_Grijs_(Macquarie_University,_Sydney,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08467 |
高レベルの中国の地図作成の発展は、ヨーロッパの革新より数世紀前からあります。ヨーロッパの地図作成の進歩、特に海上での長年の「経度の問題」に対する実用的な解決策の探求は、永続的な経済的動機によって推進されましたが、中国の地図作成の取り組みは、主に行政、地籍、地形のニーズに対応しました。それにもかかわらず、現代の中国の学者とナビゲーターは、経験豊富なアラブのナビゲーターと天文学者の助けを借りて、天文観測とピッチングとローリングで適切に動作し続ける計時装置の組み合わせを使用して、陸と海の両方で経度を決定する独立した手段を開発しました船。現在の文献では紛らわしく推測的な説明があり、時には明白な民族主義的なレトリックがありますが、海上での経度の決定に適用される中国の技術的能力は、文化的および社会的状況のためにヨーロッパの進歩とはデザインが異なりますが、少なくともヨーロッパの技術と同等でしたカウンターパート。
ランダム均質媒体における重力の統計的性質
非相関粒子の無限のランダムで均質なガス中のテスト粒子に作用する重力（ニュートン）の統計的分布について説明します。正確な解は、ボリューム内の粒子数Nと無限大になるボリュームに対応する無限システムの限界でのホルツマーク分布として知られています。距離間粒子に匹敵するスケールの重力の統計的振る舞いは、総重力に対するn番目に近い隣接粒子の寄与の組み合わせによって分析できます。これは、N個の粒子のセット。積分形式と順序統計量を使用して、N個の近傍のセットの位置の同時確率密度を導出する2つの独立したアプローチを調査し、空間の一般化された次元でそのような確率分布の一般的な表現を提供します。Holtsmark分布の非有限分散は、総重力における最初の最近傍の単一の寄与によるものであることがわかりました。
拡張重力からの幾何学的完全流体
| Title |
Geometric_Perfect_Fluids_from_Extended_Gravity |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Carlo_Alberto_Mantica,_and_Luca_Guido_Molinari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08705 |
宇宙論と天体物理学の主な問題は、暗黒セクターの現象学が素粒子物理学に由来し、新しい基本成分の検出を必要とするのか、それとも一般相対性理論を修正することで対処できるのかということです。拡張重力理論は、包括的な幾何学的ビューで暗黒エネルギーと暗黒物質をフレーミングすることを目的とした候補です。完全スカラーの概念を考慮して、そのような理論の場の方程式が完全流体項を自然に含むことを示します。フリードマン・ルマ・イトレ・ロバーソン・ウォーカー計量の具体例を示します。
非最小幾何学におけるクォーク星の静水圧平衡構成-重力の物質結合理論
| Title |
Hydrostatic_equilibrium_configurations_of_quark_stars_in_a_non-minimal_geometry-matter_coupling_theory_of_gravity |
| Authors |
G.A._Carvalho,_R._Lobato,_P.H.R.S._Moraes,_F._Rocha,_D._Deb_and_M._Malheiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08726 |
この作業は、非最小の幾何学-物質結合（GMC）重力理論における奇妙な星の静水圧平衡構成を分析します。これらの星はストレンジクォーク物質でできていると考えられており、その分布はMITの状態方程式によって支配されています。非最小GMC理論は、次の重力作用によって記述されます。$f（R、L）=R/2+L+\sigmaRL$、ここで$R$は曲率スカラーを表し、$L$は物質ラグランジアン密度です。$\sigma$は結合パラメーターです。この理論を考えると、奇妙な星はより大きく、より大きくなります。特に、$\sigma=20$の場合、理論は2.6太陽質量を達成できます。これは、パルサーPSRJ2215+5135とPSRJ1614-2230、およびGW190814イベントの2次オブジェクトの質量を記述するのに適しています。2.6$M_\odot$は、一般相対性理論ではほとんど達成できない値です。非最小のGMC理論は、奇妙な星の候補の巨視的な特徴を説明するための実行可能な結果を与えることもできます。
LIGO-Virgoの3回目の観測実行中に、グリッチパルサーからの長時間の過渡重力波のセットアップを検索します。
| Title |
Search_setup_for_long-duration_transient_gravitational_waves_from_glitching_pulsars_during_LIGO-Virgo_third_observing_run |
| Authors |
Luana_M._Modafferi,_Joan_Moragues,_David_Keitel,_LIGO_Scientific_Collaboration,_Virgo_Collaboration,_KAGRA_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08785 |
パルサーは、電磁ビームを放出する回転する中性子星です。パルサーはゆっくりと回転周波数を下げると予想されます。しかし、異なるパルサーから回転周波数の突然の増加が観察されています。これらのイベントは「グリッチ」と呼ばれ、数日から数か月のタイムスケールでリラクゼーションフェーズが続きます。重力波（GW）の放出は、これらの特有のイベントに続く可能性があります。AdvancedLIGOおよびVirgoの3回目の観測実行（O3）arXiv：2112.10990からのGWデータの分析のセットアップの概要を示し、既知のパルサーのグリッチ後数時間から数か月続く一時的なGW信号を検索します。検索方法は、固定グリッド間隔で周波数スピンダウンスペースにテンプレートグリッドを配置することで構成されます。次に、各ポイントについて、潜在的な信号の持続時間や開始時間などの一連の過渡パラメータで最大化される過渡F統計を計算します。次に、検出統計のしきい値が設定され、各候補のパラメーター空間でピークが検索されます。
| Title |
Clock_Fields_and_Logarithmic_Decay_of_Dark_Energy |
| Authors |
Robert_Brandenberger,_Vincent_Comeau,_Leonardo_Fossati,_Lavinia_Heisenberg_(McGill,_ETH,_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08824 |
北本らによって最近提案された形式で、ド・ジッター相の赤外線不安定性の物理的測定可能性を調査します。有効宇宙定数の対数減衰は、追加のクロックフィールドが導入された場合にのみ測定可能であることがわかります。
