BICEP / Keckデータと二次重力
BICEPとKeckのコラボレーションの最近の結果は、意欲的なモデルを含む多くのインフレモデルに厳しい限界をもたらしました。これは確かに、重力がアインシュタインの理論によってインフレスケールまで記述されたままである場合に当てはまりますが、そのスケールで有効な曲率二次項を導入することで回避できます。最近、これらの用語が安定性とユニタリー性を尊重して重力を完全にUVできることも示されました。ここでは、そのような二次重力の予測が計算され、素粒子物理学の観点から最も動機付けられ、アインシュタイン重力ですでに除外されているインフレーションシナリオのいくつかに焦点を当てることによってBICEP/Keck制約と比較されます:(クリティカル）ヒッグスインフレと自然インフレ。最初のシナリオは、インフラトンが標準モデルの唯一の既知の基本スカラー場で識別され、標準モデルのほぼ臨界が摂動レジームにとどまるために使用されるため、最も経済的なオプションと見なすことができます。2つ目では、疑似ナンブ-ゴールドストーンボソンがインフレのダイナミクスに寄与し、そのポテンシャルは自然にフラットです。両方のシナリオで、二次重力の観測制約との一致を復元できることが示されています。
宇宙の偶然の一致から誘導された重力波
強化された原始スカラー摂動からの誘導重力波（GW）バックグラウンドは、インフレーションからの原始ブラックホール（PBH）形成の最も有望な観測結果の1つです。一般的な超低速ロール（USR）フレームワークの単一フィールドインフレーションから誘導されたGWスペクトル$\Omega_{\textrm{IGW}}$を調査し、ピーク周波数帯域を$10^{-3}$内に制限します。-$1$Hzと飽和PBHの存在量により、超軽量小惑星-質量ウィンドウ内のすべての暗黒物質（DM）を構成します。USRインフレーションによって駆動される成功したバリオン数生成を呼び出すことにより、今日観察されたバリオンとPBHDMの間の比重比、いわゆる「宇宙の偶然の一致」の実行可能なパラメーター空間を検証します。宇宙の一致要件が、高周波限界$\Omega_{\textrm{IGW}}（f\gg1）\proptof^{-2n_{\のスペクトルインデックス$n_{\rmUV}$を制限することを示します。rmUV}}$、$0<n_{\rmUV}<1$になります。これは、質量が$10^{-16}$-$3.6\times10^{-15}M_\odot$の範囲のPBHであることを意味します。LIGOとVirgoで確率的GWバックグラウンドが検出されなかったために除外された可能性があります。残りの質量ウィンドウ$10^{-14}$-$10^{-12}M_\odot$から供給される誘導GWバックグラウンドは、今後のAdvancedLIGOおよびVirgoデータと、LISA、EinsteinTelescopeなどの次世代実験によってテストできます。とDECIGO。
重力波：理論家のスイスナイフ
重力波は、コンパクトなオブジェクトの天体物理モデル、初期の宇宙プロセス、標準モデルの素粒子物理学、暗黒物質の候補、一般相対性理論と拡張重力モデル、さらには量子重力の候補理論を超えてテストするための斬新で強力な方法を提供します。重力波の背景とそれを検出するために使用している方法について簡単に紹介します。重力波バックグラウンドの非検出性からのさまざまな天体物理学/宇宙論モデルへの制約について説明します。過渡現象からの重力波が強調表示され、それらの物理的影響が要約されます。
自己重力衝突のない暗黒物質の流れの統計理論と、速度、密度、およびポテンシャル場の相関、構造、および分散関数
| Title |
The_statistical_theory_of_self-gravitating_collisionless_dark_matter_flow_and_the_correlation,_structure,_and_dispersion_functions_for_velocity,_density,_and_potential_fields |
| Authors |
Zhijie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00910 |
N体シミュレーションは、宇宙速度場を理解するための非常に貴重なツールです。ただし、シミュレーションでは、速度フィールドを構造化グリッドに投影するときに情報が失われる粒子の位置でのみ速度をサンプリングします。ここでは、フィールド投影なしで2点統計を抽出します。これらの統計、つまり実空間での相関/構造/分散関数とフーリエ空間でのスペクトル関数は、小規模と大規模の両方でモデル化されています。統計的尺度間の運動学的関係は、非圧縮性、一定の発散、および非回転流のために完全に開発されています。流れの性質は、これらの関係によって識別できます。非圧縮性流れよりもはるかに複雑な暗黒物質の流れの固有速度は、小規模では一定の発散であり、大規模では非回転です。非圧縮性で一定の発散流は、偶数次の相関に対して同じ運動学的関係を共有します。最小スケール（$r=0$）での速度$\rho_L=1/2$の制限相関は、無衝突流（非圧縮性流れの場合は$\rho_L=1$）の固有の機能です。重力が唯一の相互作用であり、放射線が生成されないと仮定すると、この機能により、「消滅」時に運動エネルギーから変換される粒子の質量が増加します。大規模な場合、横方向の速度相関は、共動スケール$r_2$=21.3Mpc/hの指数形式であり、サウンドホライズンのサイズに関連している可能性があります。速度/密度/ポテンシャルに関する他のすべての相関/構造/分散/スペクトル関数は、非回転流の運動学的関係から分析的に導き出されます。小規模では、縦方向の構造関数は$S^l_2\proptor^{1/4}$の4分の1の法則に従います。他のすべての統計的尺度は、一定の発散流の運動学的関係から取得されます。渦度は、1〜7Mpc/hの$r$で負の相関があります。$r$>30Mpc/hの場合、発散は負の相関関係にあり、密度の負の相関関係につながります。
傾斜した宇宙における減速パラメータの観測的制約
傾斜した宇宙における減速パラメータのパラメータ化、すなわち、2つの観測者ファミリーを備えた宇宙論的モデルを研究します。最初のファミリは滑らかなハッブルフローに従いますが、2番目のファミリは、バルクフロー内の典型的な銀河に存在し、有限の固有速度でスムーズなハッブル膨張に対して移動する実際の観測者です。パンテオンデータセットで説明されているように、Ia型超新星（SnIa）データの編集を使用して、データへの適合の質を見つけ、減速パラメーターの赤方偏移の進化を研究します。その際、バルクフローオブザーバーが$\Lambda$CDMとEinstein-deSitterユニバースに住んでいると仮定して、2つの代替シナリオを検討します。傾斜したアインシュタイン・ド・シッターモデルは、宇宙定数や暗黒エネルギーを必要とせずに、特異な運動の線形効果を単純に考慮することにより、宇宙の最近の加速履歴を再現できることを示します。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用して、2つのモデルのパラメーターの大きさと不確実性も制限します。統計分析から、想定される大規模な速度の流れを記述する1つまたは2つの追加パラメーターを備えた、傾斜したアインシュタイン・ド・シッターモデルが、モデル選択のコンテキストで標準の$\Lambda$CDMパラダイムと同様に機能することがわかります。基準（赤池情報量基準およびベイズ情報量基準）。
銀河団と銀河間物質による宇宙構造の計量
| Title |
Weighing_Cosmic_Structures_with_Clusters_of_Galaxies_and_the_Intergalactic_Medium |
| Authors |
Matteo_Esposito,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Matteo_Costanzi,_Stefano_Borgani,_Alexandro_Saro,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00974 |
南極点望遠鏡（SPT）で得られたスニヤエフ・ゼルドビッチ効果によって特定された銀河団の数と、MIKE/HIRESおよびXで得られたライマン-$\alpha$スペクトルからの宇宙論的制約を組み合わせることを目的とした分析を提示します。-シュータースペクトログラフ。SPTクラスター分析は弱いレンズ効果測定に基づく質量キャリブレーションに依存していますが、Lyman-$\alpha$分析は、模擬スペクトルを抽出するための一連の流体力学的シミュレーションに基づいて構築されています。結果として生じる制約は、低赤方偏移クラスターデータによって優先される低い$\sigma_8$値、$\sigma_8=0.74^{+0.03}_{-0.04}$との間の緊張（$\sim3.3\sigma$）を示します。高赤方偏移のライマンが好む高い方-$\alpha$データ、$\sigma_8=0.91^{+0.03}_{-0.03}$。この緊張の原因を理解するために、特にクラスター数やライマンαの森の分析の根底にある仮定に関連する体系的な不確実性から生じるかどうかを確認するために、詳細な分析を示します。ライマン-$に未計上のサブダンプライマン-$\alpha$（DLA）およびライマン-限界システム（LLS）からの可能な系統学を含めた場合でも、IGMのモデリングの選択に関してこの緊張が強いことがわかりました。\alpha$データ。SPT側からこの緊張を解決するには、クラスター質量推定値に大きなバイアスが必要であるか、ライマン-$\alpha$側からは、それぞれライマン-$\alpha$平均フラックスの大きな原因不明の誤差が必要であると結論付けます。私たちの結果は、将来の大規模な測光調査（EuclidやLSSTなど）からのクラスター数カウントと、高赤方偏移クエーサースペクトルのより大きなサンプル（DESIやWEAVE調査など）に基づく将来の分析に重要な意味を持ちます。このような調査で到達可能なはるかに高い統計的有意性で確認された場合、この緊張は、標準の$\Lambda$CDMパラダイムにとって重大な課題となる可能性があります。
パラティーニ形式の下での$ R ^ 2 $重力における重力への非最小結合を伴う自然インフレ
| Title |
Natural_Inflation_with_non_minimal_coupling_to_gravity_in_$R^2$_gravity_under_the_Palatini_formalism |
| Authors |
Mahmoud_Alhallak_and_Mustafa_Saem_Aldaher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01002 |
NMCを重力$（\xi\phi^2）$に非最小結合する自然膨張は、$R+\alphaR^2$の形式の拡張重力のコンテキストで調査されます。処理はパラティーニ形式で実行されます。「スローロール」と「コンスタント」の2つのインフレシナリオに照らして、モデル「$\alpha\gg1$および$\alpha\ll1$」のさまざまな制限について説明します。モデルの観測結果を分析することにより、テンソル対スカラー比およびスペクトルインデックスによって例示されるように、このモデルの理論結果とPlanck2018の実験結果との間の互換性に関して大幅な改善が見られます。さらに、自然インフレのより広い範囲のパラメーター空間が、Planckの結果の信頼度コンターと互換性があります。NMCと$\alphaR^2$の両方の貢献の顕著な効果により、大幅な改善が見られます。$\alphaR^2$重力は、スカラーテンソル比の値に影響を与えます。対照的に、NMCはスペクトルインデックス値により大きな影響を及ぼします。この領域への貢献により、より多くの除外された間隔を含めることができ、観測データと互換性があります。
大きな負の非ガウス性を持つ原始ブラックホールのシミュレーション
| Title |
Simulation_of_Primordial_Black_Holes_with_large_negative_non-Gaussianity |
| Authors |
Albert_Escriv\`a,_Yuichiro_Tada,_Shuichiro_Yokoyama,_Chul-Moon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01028 |
この研究では、放射流体で満たされたフリードマン・ルマ・イトル・ロバートソン・ウォーカー宇宙における原始ブラックホール（PBH）形成の数値シミュレーションを実行し、原始曲率変動に局所型の非ガウス性を導入しました。シミュレーションの数値結果を、前の論文arXiv：2109.00791で行われたPBH形成のしきい値、特に非線形性パラメーター$f_{\rmNL}$の負の値に関する以前の分析的推定と比較しました。私たちの数値結果は、$f_{\rmNL}\lesssim-0.336$の場合にも、（いわゆる）タイプIのPBH形成の存在を示しています。これは、臨界平均圧縮関数を使用した以前の分析予想では見つかりませんでした。。特に、以前に文献で見つかった平均化された臨界圧縮関数$\bar{\mathcal{C}}_{c}=2/5$の普遍的な値は、この作業で検討されたすべてのプロファイルで満たされていませんが、代替の直接分析推定は、しきい値を推定するのにほぼ正確であることがわかっています。これにより、$f_{\rmNL}\gtrsim-1$の数値から数$\％$の偏差がある臨界平均密度の値が得られます。。
| Title |
Neutrino_point_source_searches_for_dark_matter_spikes |
| Authors |
Katherine_Freese,_Irina_Galstyan,_Pearl_Sandick,_Patrick_Stengel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01126 |
私たちの銀河のブラックホールを取り巻く暗黒物質のスパイクは、重大な暗黒物質の消滅の場所であり、潜在的に検出可能なニュートリノ信号につながります。この論文では、ANTARESおよびIceCube検出器からのニュートリノデータに照らして、初期のミニハロで形成され、今日でも天の川銀河に存在する暗黒物質スパイクに関連する$10-10^5M_\odot$ブラックホールを調べます。空のさまざまな領域で、さまざまな代表的な暗黒物質消滅チャネルのニュートリノ点源として検出されないために、暗黒物質スパイクが必要な太陽系からの最小距離を決定します。銀河における暗黒物質スパイクの分布に対するこれらの制約を考えると、初期のミニハロでの第1世代の星の形成に大きな制限を課します。これは、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡データでのガンマ線検索からの以前の制限よりも強力です。この論文で検討されているより大きなブラックホールは、暗黒物質の燃料が使い果たされた後のダークスターの残骸として発生する可能性があります。したがって、ニュートリノ観測は、ダークスターの特性を制約するために使用される可能性があります。制限は、より重いWIMPに対して特に強力です。WIMPの質量$\sim5\、$TeVの場合、$\lesssim10\％$のミニハロが$10^3M_\odot$より大きいBHに崩壊する最初の星をホストできることを示します。
インフレーションの終わりからのNANOGrav信号とLIGO質量およびより重い原始ブラックホール
| Title |
NANOGrav_Signal_from_the_End_of_Inflation_and_the_LIGO_Mass_and_Heavier_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Amjad_Ashoorioon,_Kazem_Rezazadeh,_and_Abasalt_Rostami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01131 |
12。5年のパルサータイミングアレイデータをリリースした北米の重力波観測所（NANOGrav）は、確率論的重力波バックグラウンド（SGWB）の検出を初めて告げる確率論的共通スペクトルの証拠を最近報告しました。。信号が数MeVの終わりから生成される可能性があるが、フィールド構成が真の真空に落ち着いたときに現象論的に実行可能なダブルフィールドインフレーションが発生するかどうかを調査します。このようなスケールでのダブルフィールドインフレーションの間に、LIGOの質量に崩壊する可能性のある真の真空の泡と、より重い原始ブラックホールが形成されます。生成された重力波スペクトルがNANOGravSGWB信号と一致するのは、このプロセスが1次の相転移によって発生する場合のみであることを示します。LATTICEEASYを使用して、重力波プロファイルのピーク周波数がより小さな値にシフトしたにもかかわらず、予熱のスケールを下げることによって、SGWBの振幅をほぼ一定に保つことができるという以前の文献の観察も調べます。この観測値は、予熱スケール$M\lesssim10^{-14}〜m_{{}_{\rmPl}}$で崩壊することがわかります。
遅い時間の拡張は$ H_0 $と$ \ sigma_8 $の緊張を解決できますか？
$H_0$と$\sigma_8$の両方の緊張を一貫して解決するために、$\Lambda$CDM拡張履歴の遅い変更が持つ必要のあるプロパティを分析します。モデルに依存しないアプローチを採用して、一般的なレイトタイム拡張に適用できる一連の必要な条件を取得します。私たちの結果は完全に分析的であり、$\Lambda$CDMバックグラウンドからの偏差が小さいままであるという仮定に基づいています。状態方程式$w（z）$を持つ暗黒エネルギー流体の具体的なケースでは、次の一般的な要件を導き出します。（i）$H_0$の張力を解くには、$zで$w（z）<-1$が必要です。$（ii）$H_0$と$\sigma_8$の両方の張力を解くには、ファントム分割を越えるために$w（z）$が必要です。最後に、有効重力定数のわずかな偏差も考慮に入れています。この場合でも、私たちの方法はこれらの偏差の関数形式を制約することができます。
| Title |
Hierarchical_Bayesian_Atmospheric_Retrieval_Modeling_for_Population_Studies_of_Exoplanet_Atmospheres:_A_Case_Study_on_the_Habitable_Zone |
| Authors |
Jacob_Lustig-Yaeger,_Kristin_S._Sotzen,_Kevin_B._Stevenson,_Rodrigo_Luger,_Erin_M._May,_L._C._Mayorga,_Kathleen_Mandt,_Noam_R._Izenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00701 |
太陽系外惑星の大気特性を明らかにすることができる分光観測と観測プラットフォームの数が増えるにつれ、太陽系外惑星の大集団に関する情報を統計サンプル内で表現された大気傾向の一貫した画像に抽出できる分析技術の必要性が高まっています。この作業では、太陽系外惑星の大気特性の人口レベルの傾向を推測するために、階層ベイズ大気検索（HBAR）モデルを開発します。ハビタブルゾーン（HZ）のすべての計算が当てはまる仮定である、機能している炭酸塩-ケイ酸塩の風化負帰還サイクルの存在によって予測される、入射恒星フラックスを伴う大気CO2の傾向を推測する場合のHBARを示します。H2O、CO2、およびN2を含む大気を含む岩石惑星のシミュレートされた透過スペクトルとJWST品質の観測を使用して、CO2の予測された傾向が、1〜5umの範囲で10ppm程度のスペクトルに微妙な違いを引き起こすことを発見し、この仮説のテストに固有の課題。非常に正確なデータ（惑星ごとに100スタックトランジット）の限界で、HBARモデルがCO2の傾向を特徴付ける人口レベルのパラメーターを推測できることを示し、帰無仮説やその他のより単純な傾向が高い信頼度で拒否されました。HZのこの特定の経験的テストは、JWSTの時代には非常に困難である可能性がありますが、この作業で開発されたHBARフレームワークは、JWST、アリエル、およびその他の今後のミッションで観測されるガスジャイアントスペクトルの分析にすぐに使用できる可能性があります。。
ループスの原始惑星系円盤ガス質量に対する新しい制約
| Title |
New_Constraints_on_Protoplanetary_Disk_Gas_Masses_in_Lupus |
| Authors |
Dana_E._Anderson_(University_of_Virginia),_L._Ilsedore_Cleeves_(University_of_Virginia),_Geoffrey_A._Blake_(California_Institute_of_Technology),_Edwin_A._Bergin_(University_of_Michigan),_Ke_Zhang_(University_of_Wisconsin-Madison),_John_M._Carpenter_(Joint_ALMA_Observatory),_Kamber_R._Schwarz_(Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00709 |
ガスの質量は、惑星を形成する能力に直接関係する原始惑星系円盤の基本的な量です。ディスクのバルクH$_2$コンテンツを直接観察することはできないため、定量的な質量推定を提供するために間接トレーサーに依存しています。おおかみ座の星形成領域で観測された円盤集団のガス質量の現在の推定値は、COのアイソトポログの測定に基づいています。ただし、追加の制約がない場合、H$_2$質量とガスの元素組成の間の縮退はそのような見積もりには大きな不確実性があります。ここでは、COとダストの比率の範囲を表すLupusサンプルからの7つのディスクのガス組成を調べます。バンド6および7のALMA観測では、HCO$^+$、HCN、およびN$_2$H$^+$の線放射を測定します。サンプル全体のこれら3つの分子種のラインフラックス間には暫定的な相関関係がありますが、$^{13}$COまたはサブmm連続フラックスとの相関関係はありません。N$_2$H$^+$が検出された3つのディスクについて、観測値を再現するには、高いディスクガス質量と星間C/HおよびO/Hの組み合わせが必要であることがわかります。観測されたラインフラックスと一致させるには、以前の質量推定値の$\sim$10-100$\times$の増加が必要であることがわかります。この研究は、原始惑星系円盤の集団におけるガスの物理的および化学的特性を制約するために多分子研究がいかに重要であるか、そしてCOアイソトポログだけでは多くの観測された円盤の質量を決定するのに十分ではないことを強調しています。
ガイアDR2とのSco-CenOBアソシエーションでStellarFlybysを検索する
| Title |
Search_for_Stellar_Flybys_in_the_Sco-Cen_OB_Association_with_the_Gaia_DR2 |
| Authors |
Yilun_Ma,_Robert_J._De_Rosa,_Paul_Kalas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00922 |
塵円盤の高コントラストイメージング研究は、大規模な非対称性を含む、それらの形態の重要な多様性を明らかにしました。重力擾乱の外部源である恒星のフライバイを含む理論は、これらの形態学的変化の起源についてもっともらしい説明を提供しました。私たちの研究は、そのような理論に欠けていた経験的証拠を得るための実験です。ガイアDR2からの位置天文および視線速度測定と地上観測を使用して、過去5Myrから将来2MyrまでのSco-CenOBAssociationの625個の星の軌道を追跡することによってこのパラダイムを調査します。1つの丘の半径内で少なくとも1回の過去のフライバイイベントが発生した119個の星と、0.5丘の半径内でこれらの経験豊富なフライバイのうち23個を特定しました。サンプルは赤外線超過放射に均一に敏感ではありませんが、フライバイイベントの存在と赤外線超過検出の間に有意な相関関係があるという証拠は見つかりませんでした。過去のフライバイイベントがあった10個の星は、HD106906を取り巻く周連星円盤を除いて、既存のデータで比較的対称に見える星周円盤を解決しました。これらの各フライバイイベントの軌道と相対速度を決定し、これらを空間的に分解されたディスク。低質量星の運動学を測定し、サンプル全体の星周円盤に対する感度を向上させるために、将来の作業が必要です。
高温で通過する地球サイズの惑星GJ3929bの発見と質量測定
| Title |
Discovery_and_mass_measurement_of_the_hot,_transiting,_Earth-sized_planet_GJ_3929_b |
| Authors |
J._Kemmer_and_S._Dreizler_and_D._Kossakowski_and_S._Stock_and_A._Quirrenbach_and_J._A._Caballero_and_P._J._Amado_and_K._A._Collins_and_N._Espinoza_and_E._Herrero_and_J._M._Jenkins_and_D._W._Latham_and_J._Lillo-Box_and_N._Narita_and_E._Pall\'e_and_A._Reiners_and_I._Ribas_and_G._Ricker_and_E._Rodr\'iguez_and_S._Seager_and_R._Vanderspek_and_R._Wells_and_J._Winn_and_F._J._Aceituno_and_V._J._S._B\'ejar_and_T._Barclay_and_P._Bluhm_and_P._Chaturvedi_and_C._Cifuentes_and_K._I._Collins_and_M._Cort\'es-Contreras_and_B.-O._Demory_and_M._M._Fausnaugh_and_A._Fukui_and_Y._G\'omez_Maqueo_Chew_and_D._Galad\'i-Enr\'iquez_and_T._Gan_and_M._Gillon_and_A._Golovin_and_A._P._Hatzes_and_T._Henning_and_C._Huang_and_S._V._Jeffers_and_A._Kaminski_and_M._Kunimoto_and_M._K\"urster_and_M._J._L\'opez-Gonz\'alez_and_M._Lafarga_and_R._Luque_and_J._McCormac_and_K._Molaverdikhani_and_D._Montes_and_J._C._Morales_and_V._M._Passegger_and_S._Reffert_and_L._Sabin_and_P._Sch\"ofer_and_N._Schanche_and_M._Schlecker_and_U._Schroffenegger_and_R._P._Schwarz_and_A._Schweitzer_and_A._Sota_and_P._Tenenbaum_and_T._Trifonov_and_S._Vanaverbeke_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00970 |
近くのM3.5V矮星GJ3929（G180--18、TOI-2013）を周回する地球サイズの高温惑星GJ3929bの発見を報告します。TESSセクター24および25からの測光観測と、CARMENESからの73の分光観測、およびSAINT-EX、LCOGT、およびOSNからの追跡通過観測の共同モデリングにより、惑星半径$R_b=1.150+/-0.040$R$_が得られます。{地球}$、質量$M_b=1.21+/-0.42$M$_{地球}$、公転周期$P_b=2.6162745+/-0.0000030$d。結果として得られる$\rho_b=4.4+/-1.6$g/cm$^{-3}$の密度は、地球の平均密度である約5.5g/cm$^{-3}$と互換性があります。ホスト星の見かけの明るさ（J=8.7等）とその小さいサイズのために、GJ3929bはJWSTによる大気特性評価の有望なターゲットです。さらに、視線速度データは、$P_{[c]}=14.303+/-0.035$dの別の惑星候補の証拠を示しています。これは、恒星の自転周期、$P_{rot}=122+/-13とは無関係である可能性があります。$dは、アーカイブHATNetおよびASAS-SN測光と、新しく取得したTJOデータを組み合わせて決定しました。
さまざまな炭化水素分子（アセチレン（C$_2$H$_2$）、エチレン（C$_2$H$_4$）、メタン（CH$_4$）など）が、JWSTを使用するさまざまな惑星。惑星の小さなサンプル（HD189733b、HD209458b、HD97658b、およびKepler-30c）のパラメーターに基づいた大気モデルに焦点を合わせました。ベイジアン検索パッケージARCiSを使用してモデル透過スペクトルを計算しました。PandExoパッケージを使用して観測されたスペクトルをシミュレートしました。その後、これらのスペクトルで検索を実行して、これらのシミュレートされたスペクトルから分子量を正確に取得できるかどうかを判断しました。一般に、少なくとも明るいターゲットでは、VMRが約1x10$^{-7}$-1x10$^{-6}$を超えている限り、炭化水素種の存在量を検出して取得できることがわかります。使用する惑星の種類や機器によって異なりますが、これらの制限は、他の強力な吸収体の量に応じて変わる可能性があります。また、ある炭化水素の存在が別の炭化水素と混同されるシナリオもあります。これは、2つの機器を組み合わせると改善されることがよくあります。C$_2$H$_2$、CH$_4$、およびC$_2$H$_4$はすべて、JWSTで検出可能です。ただし、それらが十分に豊富に存在し、最適な機器が選択されている場合に限ります。NIRSpecG395MとMIRILRS、またはNIRCamF322W2とMIRILRSの2つの機器の組み合わせは、明るい太陽系外惑星システムでこれらの種を観測するのに最適です。NIRSpecG395MとMIRILRSは、雲が含まれるHD189733bのような大気に最適なオプションです。。NIRSpecPrismの使用は、MIRILRSスリットモードと組み合わせて、より暗いターゲットに最適であることが暫定的に判明していますが、テストするターゲットは非常に暗いため、強力な結論を導き出すことはできません。機器の感度、ノイズ、および波長範囲はすべて、スペクトルの特徴を区別できるようにする上で役割を果たすと考えられています。
AD 363におけるクロイツ群の前例のない昼光表示？
最近提案された接触連星モデル（Sekanina2021）のコンテキストで、推定される前駆体の最初の近日点分裂に続いて、重心周期が735年近くの軌道でのクロイツ群の最初の近日点通過の状況を調査します。紀元前372年のアリストテレスの彗星。この分裂とその後の二次フラグメンテーションのエピソードでの好ましい条件を考えると、フラグメントはほぼ同時に最初の近日点に到達するはずであり、2つのスーパーフラグメントモデルのAD356の近日点復帰の予想される結果を彷彿とさせます（Sekanina＆Chodas2004）。クロイツ群の関連する事例を調べて、ローマの歴史家であるアンミアヌスマルチェリヌスによる、わずか7年後の西暦363年後半に「白昼の彗星が見られた」という短い発言の科学的影響の可能性を評価します。アンミアヌスの物語と矛盾せず、接触連星モデルと一致するテストされたシナリオには、日中に見える10個のサングレイザーのセットが含まれ、すべて4。6日間で近日点に到達します。この作業の一環として、私は急速に発達している、輝かしい近日点後の尾の役割についてコメントします。最初と最後の肉眼での目撃に典型的な見かけの等級を修正します。昼間、夕暮れ、夜間の視界条件を比較します。そして、初めて、C/1882R1およびC/1965S1ではなくC/1843D1の親として彗星X/1106C1を支持する状況証拠を提示します。
マージペアNGC6240での拡張X線放射の分析
利用可能なすべての\textit{Chandra}-ACISデータを利用する合併銀河NGC6240の中央$15''$半径（$\sim7.5\text{kpc}$）領域の詳細なスペクトルおよび画像解析を提示します（$0.3-3\text{keV}$$\sim190\text{ks}$の実効エクスポージャー）。この領域は、CO、[OIII]、およびH$\alpha$線放射で画像化された低エネルギーの対応物を含む拡張X線構造を示しています。さまざまな大規模コンポーネントで、核励起と熱衝撃励起放出の可能性のある光イオン化相の両方が見つかります。H$\alpha$で検出された北西の「ループ」、2つの核を取り巻く領域、大規模な流出[OIII]で検出された北東の領域、および南のX線の拡大。後者は北の核のイオン化円錐である可能性があり、Nの対応物は銀河円盤によって隠されています。X線表面輝度の放射状分布は、$r<2.5\text{kpc}$に閉じ込められた高温の星間物質を示唆しており、より大きな半径で自由に流れる風があります。閉じ込めが磁気的である場合、M82のハローで測定されたものと同様の$\sim100\、\mu\text{G}$のBフィールド値を推定します。$kT\sim1\text{keV}$の拡張ハローの熱ガスは、AGNからの軟X線を吸収しますが、極端紫外線は吸収せず、$F_{\text{[OIII]}}/F_{\text{X}}$$\sim3\text{kpc}$を超えています。拡張X線放射のさまざまな領域における熱成分の$\alpha$元素とFeの存在比は、一般にSNeIIの収量と互換性があり、NGC6240でのアクティブな星形成の重要性を確認しています。
局所宇宙における銀河の冷たい星間物質
冷たい星間物質（ISM）は、銀河の進化過程で中心的な役割を果たします。それは、星形成、これらの星によって形成された物質の貯蔵所、そして銀河全体に影響を与える内部および外部プロセスの敏感なトレーサーを介して銀河の成長を促進する貯水池です。その結果、地元の宇宙の銀河の冷たいISMの体系的な調査に多大な努力が注がれました。このレビューでは、銀河の原子および分子ガスの質量を他のグローバルな特性（恒星の質量、形態、金属性、星形成活動など）と結び付けるスケーリング関係のネットワークと、銀河の進化の理解への影響について説明します。主な持ち帰りメッセージは次のとおりです。（1）ガスの観点から、銀河の星形成率を決定する3つの主な要因があります。それは、冷たいISMの総質量、そのガスのどれだけが分子であるか、そして分子ガスが星に変換される速度。これらの3つの要因はすべて、地元の銀河集団全体で体系的に異なります。（2）星形成の主系列星の形状と散乱、および質量と金属量の関係は、原子ガスと分子ガスの利用可能性に深く関係しています。（3）将来の進歩は、スケーリング関係の調査を新しいパラメーター空間（特に矮小銀河のレジーム）に拡大し、銀河の大規模なサンプルの冷たいISMを、それらを供給する環境（特に銀河周辺の媒体）とより適切に結び付けることから生まれます。）、そして分子雲スケールでの星形成プロセスの効率に対するこれらの大規模な影響を理解する。
| Title |
Chemical_Evolution_of_Ytterbium_in_the_Galactic_Disk |
| Authors |
M._Montelius,_R._Forsberg,_N._Ryde,_H._J\"onsson,_M._Af\c{s}ar,_A._Johanssen,_K._F._Kaplan,_H._Kim,_G._Mace,_C._Sneden,_B._Thorsbro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00691 |
銀河円盤の星の中性子捕獲元素の存在量を測定することは、主要な恒星と銀河のプロセスを理解する上で重要な部分です。光波長領域では、多くの異なる中性子捕獲元素が測定されていますが、赤外線Hバンドからは、ディスク星の大規模なサンプルについて、s過程が支配的な元素セリウムのみが正確に測定されています。これまでのところ、よりr過程が支配的な元素イッテルビウムは星の小さなサブセットでのみ測定されています。この研究では、$\lambda_\text{air}$=16498\AAのYbIIラインを使用して、ローカルディスクジャイアントのイッテルビウム（Yb）の存在量を測定することを目的としています。また、結果として得られた存在量の傾向を、同じ星のCeおよびEuの存在量と比較して、sプロセスとrプロセスの寄与を分析します。スペクトル合成を使用して、高解像度のHバンドスペクトルを持つ30個のKジャイアントを分析します。まったく同じ星は、同じ方法を使用して高解像度の光学スペクトルを使用してすでに分析されていますが、[Fe/H]>-1の星の混合の問題のため、これらのスペクトルからYbの存在量を決定することはできませんでした。この現在の分析では、光学分析から決定された恒星パラメータを利用します。[Yb/Fe]の推定不確実性が0.1dexのYb存在量を決定しました。比較から、[Yb/Fe]の傾向は[Eu/Fe]の傾向に厳密に従い、識別されたs-rich星に明確なs-process濃縮があります。比較から、Ybの存在量の妥当性が保証され、Ybの原点への約40/60s-/rプロセスの寄与の理論的予測がサポートされます。これらの結果は、赤外線スペクトルを注意深く詳細に分析することで、-1.1<[Fe/H]<0.3の範囲のより広いサンプルのより広いサンプルに対して信頼できるYb存在量を導き出すことができることを示しています。これは、赤外線でのYbの生成と、ガラクトケミカル進化の鍵となるrプロセスチャネルのさらなる研究に有望です。
| Title |
Microwave_Background_Temperature_at_a_Redshift_of_6.34_from_H2O_Absorption |
| Authors |
Dominik_A._Riechers,_Axel_Weiss,_Fabian_Walter,_Christopher_L._Carilli,_Pierre_Cox,_Roberto_Decarli,_Roberto_Neri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00693 |
高エネルギー電子によるマイクロ波光子の逆コンプトン散乱による大規模な銀河クラスターへのスニヤエフ・ゼルドビッチ効果によって刻印された観測された宇宙マイクロ波背景放射の歪みは、0から1への赤方偏移でのマイクロ波背景放射の温度の直接測定を提供します。追加のバックグラウンド温度推定値は、クエーサー吸収線システムの分子および原子線励起温度に基づいて、1.8から3.3への赤方偏移で存在しますが、モデルに依存します。現在まで、マイクロ波背景放射の予想される（1+z）スケーリング動作からの逸脱は見られませんでしたが、測定値は、赤方偏移z>3.3での宇宙の物質支配時代に深くまでは及んでいません。ここでは、12.8Gyrのルックバック時間に対応する、大規模なスターバースト銀河におけるz=6.34での宇宙マイクロ波背景放射に対する水分子からのサブミリメートル線吸収の検出を報告します。ほこりっぽい銀河HFLS3でのスターバースト活動による基底状態のオルトH2O（110-101）線の上部レベルの放射ポンピングは、遷移が最初にマイクロ波によって励起された後、赤方偏移したマイクロ波背景放射以下に冷却されますバックグラウンド。この効果の強さは、z=6.34で16.4-30.2K（1シグマ範囲）のマイクロ波背景放射を意味します。これは、標準のCDM宇宙論から予想される赤方偏移に伴う背景温度の上昇と一致しています。
CO線で調べた銀河中心の分子ガスへのAGNの影響
| Title |
AGN_impact_on_the_molecular_gas_in_galactic_centers_as_probed_by_CO_lines |
| Authors |
Federico_Esposito,_Livia_Vallini,_Francesca_Pozzi,_Viviana_Casasola,_Matilde_Mingozzi,_Cristian_Vignali,_Carlotta_Gruppioni,_Francesco_Salvestrini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00697 |
35のローカル（$z\leq0.15$）、アクティブ（$L_X\geq10^{42}$ergs$）のサンプルのX線、赤外線、および一酸化炭素（CO）放射の詳細な分析を示します。^{-1}$）銀河。私たちの目標は、星形成（SF）からの遠紫外線（FUV）放射と、活動銀河核（AGN）からのX線放射の寄与を推測し、それぞれ光解離領域（PDR）とX線優勢領域（XDR）、分子ガス加熱に。この目的のために、HerschelによってトレースされたCOスペクトル線エネルギー分布（COSLED）を活用し、低J線用のシングルディッシュ望遠鏡からのデータ、および中JCO放出領域の高解像度ALMA画像を補完します。。私たちの結果をシュミット-ケニカットの関係と比較することにより、kpcスケールの低温および低密度ガスに対するAGNの影響の証拠は見つかりません。核（r=250pc）スケールでは、CO線比とFUVまたはX線フラックスの間に弱い相関関係が見られます。これは、少なくともr=250pcでは、SF放射もAGN放射もガス励起を支配しないことを示している可能性があります。。COライン比をPDRおよびXDRモデルと比較すると、PDRは、非常に高いガス密度（$n>10^5$cm$^{-3}$）が存在する場合にのみ観測を再現できることがわかります。XDRの場合、代わりに、モデルは中程度の密度（$n\approx10^{2-4}$cm$^{-3}$）を提案します。活動銀河で観測されたCO励起を説明するには、2つのメカニズム（Mid-JのPDR、XDR、またはおそらくhigh-Jのショック）の組み合わせが必要であると結論付けます。
銀河の膨張または収縮の測定
銀河は、その光度またはガスの流出の結果として質量を失います。結果として生じる星の放射状の移動を計算し、次世代の大型望遠鏡で高解像度の分光器を使用して測定できる可能性があることを示しています。高密度の宇宙環境での物質の実質的な降着は、さらに簡単に測定できる内向きの恒星の移動を引き起こす可能性があります。
SMC中年銀河団クロン3における球状星団の存在量異常の証拠
| Title |
Evidence_of_globular_cluster_abundance_anomalies_in_the_SMC_intermediate-age_cluster_Kron_3 |
| Authors |
C._Salgado,_G._S._Da_Costa,_D._Yong,_R._Salinas,_J._E._Norris,_A._D._Mackey,_A.F._Marino,_A._P._Milone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00849 |
VLT/FORS2およびGemini-S/GMOS機器で得られたスペクトルを使用して、小マゼラン雲クラスターKron3の赤色巨星のサンプル中の炭素、窒素、ナトリウムの存在量を調査しました。このクラスターの金属性と輝度は、これらに匹敵します。$\sim$6.5Gyrの特に若い年齢であるが、銀河の球形クラスターの。具体的には、CH（$\lambda$4300A）およびCN（$\lambda$3800、$\lambda$4215）分子バンドの強度を調査し、CNバンド強度とCH/CN反相関の二峰性を見つけました。。スペクトル合成技術を適用すると、進化的混合の補正を適用した後、窒素存在量の大きな広がり（$\sim$1.2dex）と$\sim$0.3dexの[C/Fe]の広がりが明らかになります。また、NaD線の強度からナトリウムの存在量を推定し、[Na/Fe]で$\sim$0.8dexの範囲を見つけました。これは、Nの存在量と正の相関があります。これは、中年の星団における相関するNa、N存在量の変動の最初の星ごとの分光学的デモンストレーションであり、$\simを超える質量を持つそのようなクラスター内の複数の集団の存在の既存の測光および分光学的指標に追加されます10^5$太陽質量。私たちの結果は、球状星団で観察された複数の集団の原因となるメカニズムが、古い星団にのみ適用される初期の宇宙論的効果ではあり得ないことを確認し、存在量の異常の原因を理解するための重要な追加要素を提供します。
矮小楕円体銀河における球状星団の空間分布とタイミング問題
| Title |
The_spatial_distribution_of_globular_clusters_in_dwarf_spheroidal_galaxies_and_the_timing_problem |
| Authors |
F._J._Sanchez-Salcedo,_V._Lora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00859 |
矮小楕円体（dSph）銀河のカスピーダークハローの内部領域にある巨大な球状星団（GC）の力学的摩擦のタイムスケールは、ハッブル時間よりもはるかに短くなる可能性があります。これは、GCのごく一部がこれらの銀河の中心近くで捕らえられると予想されることを意味します。単純なモンテカルロモデルで予測されたGCの動径分布を、主に低光度のdSph銀河に関連する38ドルの分光学的に確認されたGCと17個のGC候補のサンプルの動径分布と比較します。暗黒物質ハローがNFWプロファイルに従う場合、銀河の有効半径の半分未満の投影距離で観測された中心から外れたGCの数は、モデルが予測するよりも大幅に多くなります。このタイミングの問題は、開始GC距離の微調整と見なすことができます。中央地域でのGCの沈下タイムスケールが短い結果として、GCの動径分布は次の1〜2Gyrの間に大幅に進化すると予想されます。しかし、銀河の有効半径に匹敵するサイズのコアを持つ暗黒物質ハローは、これらの銀河の中央領域でGCの遅い軌道インスパイラルにつながる可能性があり、タイミングの問題に対する簡単な解決策を提供します。また、GCのサンプルの合計分布における質量分離の兆候も調べます。
Quasar CTD 135は、コンパクトな対称オブジェクトではありません
ラジオラウドクエーサーCTD135（2234+282、J2236+2828）は、多周波超長基線干渉法（VLBI）イメージング観測によって明らかにされた対称無線構造に基づいて、コンパクト対称オブジェクト（CSO）の候補として提案されています。ミリアークセック角度スケール。CSOは、若いジェット活動銀河核（AGN）として知られており、その相対論的プラズマジェットは視線に対してずれています。CSO候補としてのCTD135の特徴は、ガンマ線での検出でしたが、既知のガンマ線放出AGNの大部分は、私たちの視線方向に近いジェットを向けたブレーザーです。ガンマ線源として知られているCSOはほんの一握りであるため、このまれなクラスのオブジェクトを研究するには、単一の候補を明確に識別することが重要です。最近の文献から観測データを収集して解釈することにより、CTD135の分類を再検討します。高輝度温度、複数の波長帯での変動性、および赤外線色を備えたフラットスペクトル無線コアに基づいて、オブジェクトを分類する必要があるという証拠を提示します。CSOではなくblazarとして
膨張する泡S111によって引き起こされる星形成
この論文は、O型星からの放射的および機械的フィードバックがそれらの親分子雲に与える影響と、将来の世代の星の形成の引き金となることを調査します。埋め込まれた巨大な星団G316.80-0.05によって作成された赤外線バブルS111を研究します。気泡の膨張による周囲媒体の圧縮によって生成されたシェル内のガスのかなりの部分は、恒星放射によって光解離されます。したがって、シェルの運動学は、最も優勢な種である単一イオン化炭素の分光学的観察を使用して最もよく研究されます。158ミクロンでの[CII]の$^2{\rmP}_{3/2}\rightarrow^2{\rmP}_{1/2}$遷移の速度分解マップを使用しました。13COとC18OのJ=2-1遷移、およびHCO^+のJ=1-0遷移は、赤外線暗黒雲G316.75の南部と部分的に一致するバブルS111の縁を研究します。[CII]スペクトルは、シェルが約7km/sの中程度の速度で膨張する証拠を最終的に示しています。これは、HII領域の熱エネルギーの約0.5〜40倍の運動エネルギーに相当します。HII領域の拡大を引き起こす圧力は、主に水素イオン化とダスト処理された放射線から発生します。圧縮されたシェルにある遠赤外線源の中で、コアG316.7799-0.0942は、流出活動と一致する幅広いスペクトルの特徴を示し、活発な星形成の場所であると結論付けています。HII領域の年齢に基づいて、この拡大するHII領域が、この領域での現在の星形成活動のトリガーに関与していると結論付けます。
| Title |
Gems_of_the_Galaxy_Zoos_--_a_Wide-Ranging_Hubble_Space_Telescope_Gap-Filler_Program |
| Authors |
William_C._Keel,_Jean_Tate,_O._Ivy_Wong,_Julie_K._Banfield,_Chris_J._Lintott,_Karen_L._Masters,_Brooke_D._Simmons,_Claudia_Scarlata,_Carolin_Cardamone,_Rebecca_Smethurst,_Lucy_Fortson,_Jesse_Shanahan,_Sandor_Kurk,_Izzy_L._Garland,_Colin_Hancock,_and_David_O'Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01098 |
ハッブル宇宙望遠鏡のスケジュールで短い窓を使用するギャップフィラープロジェクトであるGalaxyZoos（ZooGems）プロジェクトの宝石について説明します。以前のスナップショットプログラムと同様に、ターゲットは位置に基づいてプールから取得されます。ギャラクシーズーとラジオギャラクシーズーの市民科学プロジェクトの両方でボランティアによって選択されたオブジェクトを組み合わせます。ZooGemsは、掃天観測用高性能カメラ（ACS）での露出を使用して、銀河の形態、星間物質の含有量、活動銀河核のホスト銀河、銀河の進化に関する幅広いトピックに取り組んでいます。科学の事例には、銀河の相互作用、銀河のバックライト付きダスト、スターバースト後のシステム、リングと独特のスパイラルパターン、通常の色と形態の関係からの異常、グリーンピースコンパクトスターバーストシステム、スパイラルホスト銀河を伴う二重放射源、および拡張放射の研究が含まれます-活動銀河核の周りの線領域。これらの科学カテゴリの多くでは、より大きなリストからのターゲットの最終的な選択では、投票プロセスを介した一般の意見が使用されました。これまでのハイライトには、青く、明らかに初期のタイプの銀河の密に巻かれた渦巻構造の普及、グループレンズからのほぼ完全なアインシュタインの環、コンパクトなグリーンピースのスターバーストを取り巻くより低い表面輝度のより赤い成分、および渦巻の確率の高い例が含まれます大きな二重電波源をホストしている銀河。
超新星のない長期間のGRB111005Aの環境における星間物質
| Title |
The_interstellar_medium_in_the_environment_of_the_supernova-less_long-duration_GRB_111005A |
| Authors |
Aleksandra_Le\'sniewska,_M._J._Micha{\l}owski,_P._Kamphuis,_K._Dziadura,_M._Baes,_J._M._Castro_Cer\'on,_G._Gentile,_J._Hjorth,_L._K._Hunt,_C._K._Jespersen,_M._P._Koprowski,_E._Le_Floc'h,_H._Miraghaei,_A._Nicuesa_Guelbenzu,_D._Oszkiewicz,_E._Palazzi,_M._Poli\'nska,_J._Rasmussen,_P._Schady,_D._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01188 |
長い（$>2$s）ガンマ線バースト（GRB）は、大質量星の爆発に関連していますが、3つの例では、深い観測にもかかわらず、超新星（SNe）は検出されていません。新しいHIラインとアーカイブ光学面分光データを使用して、これらの固有のオブジェクトの不明確な性質に光を当てるために、これらのイベントの1つであるGRB111005Aのホスト銀河の星間物質（ISM）を特徴付けます。原子ガス、電波連続体、および回転パターンは、銀河全体で一般に非常に滑らかであり、最近のガスの流入または流出を示していないことがわかりました。GRB位置周辺にもガス濃度はありません。この銀河のISMは、他のGRBやSNeのホストのISMとは異なります。これは、GRB111005Aの前駆体が非常に大きな星の爆発ではなかったことを示唆している可能性があります（コンパクトオブジェクトの合併など）。ただし、GRB111005Aホストには微妙な不規則性があり（ほとんどが$2\sigma$レベル）、弱いガス流入または相互作用を示している可能性があります。ホストの南東部では、北西部よりも原子ガスが15％多く、分子ガスが2倍少ないため、分子ガスの割合は低くなります。SE部分には、H$\alpha$の等価幅が非常に高い領域もあります。SEへの連続した1.4GHzの放射と、UVでのS字型のワープがあります。最後に、GRBの位置から3.5"（1kpc）の低金属量領域もあります。300kpc以内の2つの銀河、または過去の合併がこれらの不規則性の原因である可能性があります。
IceCubeと高エネルギー宇宙ニュートリノ
IceCubeの実験では、銀河を越えて発生するPeVエネルギーニュートリノが、TeVエネルギーガンマ線やEeVエネルギー宇宙線に匹敵するエネルギーフラックスで発見されました。ニュートリノは、宇宙から私たちに到達する最高のエネルギー放射に電力を供給する宇宙加速器の唯一の遮るもののないビューを提供します。深さのある透明な南極の天然氷の立方キロメートルをそのような規模のニュートリノ望遠鏡に変換したIceCubeプロジェクトにつながったキロメートル規模のニュートリノ検出器を構築する理由を確認します。宇宙ニュートリノとそれらの最初に特定された源である超大質量ブラックホールTXS0506+056の観測の状況：最初の10年間の運用の結果を要約します。続いて、宇宙加速器に関連する現象論を少し詳しく紹介します。銀河系および銀河系外の宇宙線の発生源の探索に加えて、地中海とバイカル湖で建設中のIceCubeおよび同様の機器の科学的使命には、銀河系の超新星爆発の観測、暗黒物質の探索、およびニュートリノ自体の研究が含まれます。。このレビューは、サマースクールの講義用に作成されたメモに基づいており、専門家以外の人もアクセスできるようにする必要があります。
| Title |
Topological_Data_Analysis_of_Black_Hole_Images |
| Authors |
Pierre_Christian,_Chi-kwan_Chan,_Anthony_Hsu,_Feryal_Ozel,_Dimitrios_Psaltis,_Iniyan_Natarajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00698 |
フォトンリング、ジェット、ホットなどの機能。スポットは、ブラックホール画像に特定の位相的特徴を残します。そのため、トポロジーデータ分析を使用して、電磁気セクターのブラックホールの高解像度観測（合成またはその他）から得られた画像を特徴付けることができます。永続的なホモロジーにより、連結成分と1次元の穴の数を数えることにより、この特性評価を自動的に行うことができることを示します。さらに、永続的なホモロジーにより、連結成分間の距離または穴の直径を画像から抽出することもできます。合成ブラックホール画像に永続的なホモロジーを適用するために、トポロジカル分析に適した形式にブラックホール画像を準備する新しいアルゴリズムであるメトロナイゼーションも導入します。
Swift / BATで選択されたセイファート1活動銀河核のX線コロナル特性
| Title |
X-ray_Coronal_Properties_of_Swift/BAT-Selected_Seyfert_1_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Nikita_Kamraj,_Murray_Brightman,_Fiona_A._Harrison,_Daniel_Stern,_Javier_A._Garc\'ia,_Mislav_Balokovi\'c,_Claudio_Ricci,_Michael_J._Koss,_Julian_E._Mej\'ia-Restrepo,_Kyuseok_Oh,_Meredith_C._Powell,_C._Megan_Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00895 |
コロナは活動銀河核（AGN）の不可欠な構成要素であり、1〜2keVを超えるX線放射の大部分を生成します。しかし、その物理的特性とこの放出を促進するメカニズムの多くは謎のままです。特に、冠状プラズマの温度は、AGNの大きなサンプルに対して制約することが困難でした。制約は、組み合わせに制約を与える高エネルギーカットオフを測定するために、10keVを超える高品質の広帯域X線スペクトルカバレッジを必要とするためです。冠状光学的厚さと温度の。NuSTAR天文台からの高品質の硬X線データとSwift/XRTまたはXMM-Newtonからの同時軟X線データを組み合わせて、Swift/BAT調査から選択されたSeyfert1AGNの大規模なサンプルの冠状動脈温度に対する制約を示します。。物理的に動機付けられた非相対論的ディスク反射モデルをX線スペクトルに適用すると、平均冠状動脈温度kT$=$84$\pm$9keVがわかります。コロナルカットオフエネルギーと、エディントン比やブラックホール質量などの降着パラメータとの間に有意な相関関係は見つかりません。また、X線光子指数、$\Gamma$、およびエディントン比の間に統計的に有意な相関関係は見つかりません。これは、超大質量ブラックホールシステムの特性を推測するためのそのような関係の使用に疑問を投げかけています。
GRB 210217A：短いまたは長いGRB？
| Title |
GRB_210217A:_A_short_or_a_long_GRB? |
| Authors |
Dimple,_Kuntal_Misra,_Ankur_Ghosh,_K._G._Arun,_Rahul_Gupta,_Amit_Kumar,_L._Resmi,_S._B._Pandey,_and_Lallan_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01191 |
ガンマ線バーストは、従来、$T_{\rm90}$値（機器がガンマ線/硬X線の$5\％$から$95\％$を観測する時間間隔）に基づいて、短いバーストと長いバーストに分類されます。光線フルエンス）。ただし、$T_{\rm90}$は、検出器の感度と機器が動作するエネルギー範囲に依存します。その結果、機器が異なれば、バーストに対して$T_{\rm90}$の値も異なります。GRB210217Aは、{\itSwift}と{\itFermi}によって異なる期間で検出されます。これは、{\itSwift}-BATによって$T_{\rm90}$の値が3.76秒のロング/ソフトGRBとして分類されます。一方、{\itFermi}-GBMによるしきい値以下の検出では、GRB210217Aが1.024秒の持続時間の短い/ハードバーストとして分類されました。多波長データを使用して実際のクラスを識別するために、GRB210217A（長いGRBと短いGRBの重複領域にある）の多波長分析を提示します。GRBの$T_{\rm90}$硬度比、$T_{\rm90}$-\Ep、および$T_{\rm90}$-$t_{\rmmvts}$分布を使用してGRB210217Aが短いGRBである確率を見つけます。さらに、ジョイントXRT/UVOTSEDをフィッティングし、バーストをアマティ平面に配置することにより、バーストの測光赤方偏移を推定しました。GRB210217Aは、短いクラスと長いクラスの両方のGRBの特性を示すあいまいなバーストであることがわかりました。
| Title |
Muon_lateral_distribution_function_of_extensive_air_showers:_results_of_the_Sydney_University_Giant_Air-shower_Recorder_versus_modern_Monte-Carlo_simulations |
| Authors |
N.N._Kalmykov,_I.S._Karpikov,_G.I._Rubtsov_and_S.V._Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01200 |
シドニー大学のジャイアントエアシャワーレコーダー（SUGAR）は、ミューオン検出器の独自のアレイを使用して、大規模なエアシャワーのミューオン成分を測定しました。SUGARデータを使用すると、ミューオン密度の、シャワーの軸からの距離、横方向分布関数（LDF）への経験的依存性を再構築できます。この関数の形状を、ハドロン相互作用モデル、QGSJET-II-04およびEPOS-LHCの予測と比較します。観測されたデータとシミュレーションの間に違いがあります。観測されたミューオン密度は、シミュレーションで予測されたよりもコア距離が長くなるほど速く低下します。この観測は、「ミューオン過剰」として知られる、空気シャワーでシミュレートおよび観測されたミューオンの数のエネルギー依存の不一致を解釈するために重要である可能性があります。
光干渉計用の像面ビームの組み合わせにおけるクロストーク
光干渉計での画像平面ビームの組み合わせは、複数のベースラインからの干渉縞を単一の検出器に多重化します。スターライトのビームは、コンバイナーの入口に非冗長パターンで配置されているため、各ベースラインからの信号を周波数領域で互いに分離できます。異なるベースラインからの信号が周波数領域でオーバーラップする場合、これはベースラインクロストークとして知られるフリンジ測定で系統的なエラーを引き起こす可能性があります。この論文では、数百メートルの距離にわたる大気シーイングとビーム伝搬の組み合わせから生じるクロストークを定量化します。理想的な条件では、大気の波面誤差とビーム伝搬がクロストークに寄与しないことがわかります。ただし、アパーチャストップが光ビームトレインに含まれている場合、波面エラーにより、現実的な観測では$\DeltaV^{2}=6.6\times10^{-3}$までのクロストークから生じる2乗の視程エラーが発生する可能性があります。条件。
重力波観測に対する校正の不確かさの影響
現在のキロメートルスケールの干渉計を校正する私たちの能力は、天体物理学的信号の推論を混乱させる可能性があります。現在の校正の不確かさは、ガウス過程によって十分に説明されています。この説明を利用して、キャリブレーションの不確かさの影響を分析的に調べます。観測データと天体物理学的信号（天体物理的キャリブレーション）が与えられた場合のキャリブレーションエラーの条件付き尤度、および信号が与えられた場合のデータの周辺尤度（キャリブレーションの不確実性で統合）の閉形式の式を導き出します。キャリブレーションの不確かさは、常に検索の感度と天体物理学的信号について利用できる情報の量を減らすことを示しています。さらに、キャリブレーションの不確かさは、大音量信号を抑制できる精度を根本的に制限します。これは、提案されている第3世代干渉計の科学的可能性を検討する際の重要な要素です。たとえば、検出器の応答の振幅と位相に$1\％$の不確実性があると、1.4+1.4$\、M_の1次潮汐パラメータ（$\tilde\Lambda$）しか測定できないと推定します。\odot$システムは、信号対雑音比が$\gtrsim10^4$の信号に対して、$\pm1$（$\sim0.2\％$相対不確実性）よりも優れています。この信号対雑音比では、キャリブレーションの不確かさにより、定常ガウスノイズのみと比較して$\sigma_{\tilde\Lambda}$が$2$増加します。さらに、1\％のキャリブレーションの不確かさにより、精度は常に$\sigma_{\tilde\Lambda}\gtrsim0.5$に制限されます。また、天体物理学的パラメーターに関して失われる情報を最小限に抑えるために、キャリブレーションを正確に制限する必要がある周波数を最適に選択する方法も示します。個々の信号に対して正確な天体物理学的推論を実行するために、すべての周波数でキャリブレーションエラーを小さく制限する必要はありません。
IXPEのX線偏光感度を改善するための加重分析
| Title |
A_weighted_analysis_to_improve_the_X-ray_polarization_sensitivity_of_IXPE |
| Authors |
Alessandro_Di_Marco,_Enrico_Costa,_Fabio_Muleri,_Paolo_Soffitta,_Sergio_Fabiani,_Fabio_La_Monaca,_John_Rankin,_Fei_Xie,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Alessandro_Brez,_Simone_Castellano,_Ettore_Del_Monte,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Riccardo_Ferrazzoli,_Luca_Latronico,_Simone_Maldera,_Alberto_Manfreda,_Stephen_L._O'Dell,_Matteo_Perri,_Melissa_Pesce-Rollins,_Simonetta_Puccetti,_Brian_D._Ramsey,_Ajay_Ratheesh,_Carmelo_Sgr\`o,_Gloria_Spandre,_Allyn_F._Tennant,_Antonino_Tobia,_Alessio_Trois_and_Martin_C._Weisskopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01093 |
IXPEは、2021年の終わりに開始された、数十の天文源からのX線放射の偏光を測定するためのスモールエクスプローラーミッションです。その焦点面検出器は、ガスピクセル検出器に基づいており、ガス混合物中の光電子トラックを画像化し、それらの初期方向を再構築することによって偏光を測定します。単線の品質、そして光電子の元の方向を正しく決定する能力は、多くの要因に依存します。たとえば、光電子が収集面に対して低い傾斜で放出されるか、高い傾斜で放出されるか、または大きな光電子の発生です。生成点の近くでのクーロン散乱。光電子放出方向を取得するためにIXPEが使用する再構成アルゴリズムは、プロセスを特徴付けるトラックの形状のいくつかのプロパティも計算します。この論文では、そのようないくつかの特性を比較し、再構成の精度に基づいて各トラックに重みを付けるのに最適な特性を特定します。このアプローチで感度を大幅に向上させることができることを示しています。このため、これがIXPEデータ分析のベースラインになります。
NGC752のリチウムとベリリウム-ヒアデス星団の2倍の年齢の散開星団
| Title |
Lithium_and_Beryllium_in_NGC_752_--_An_Open_Cluster_Twice_the_Age_of_the_Hyades |
| Authors |
Ann_Merchant_Boesgaard,_Michael_G._Lum,_Ashley_Chontos_and_Constantine_P._Deliyannis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00767 |
軽元素のリチウム（Li）とベリリウム（Be）の表面の存在量は、恒星の内部で起こっている物理的プロセスに関する情報を明らかにします。散開星団の星に含まれるこれら2つの元素の量を調べると、これらのメカニズムに対する年齢の影響がわかります。KeckI望遠鏡のHIRESを使用して、NGC752の主系列星のLiとBeの両方のスペクトルを、高いスペクトル分解能と高い信号対雑音比で取得しました。他のクラスターと有意義な比較を行うために、私たちは共通のスケールで恒星のパラメーターを決定しました。スペクトル合成技術により、LiとBeが豊富に存在することがわかりました。NGC752は、よく研究されているヒアデス星団の2倍の年齢です。1）6500K付近を中心とするLiディップは、NGC752でより広く、より低温に向かって拡大していることがわかります。2）Beディップは、古いNGC752の方が深くなっています。3）6200K付近のLiの「ピーク」は約0.3dex低くなります。4）涼しい星では、Beの枯渇はほとんどありませんが、NGC752ではヒアデス星団よりもBeが低い可能性があります。5）両方のクラスターのLi含有量は温度の低下とともに低下しますが、特定の温度でのNGC752のLiは$\sim$0.4dexだけ少なくなります。これらの違いは、理論によって予測されたように、表面対流層の下の軽元素核の輸送と一致しています。回転スピンダウンへのその接続は、2つのクラスターの温度による回転のパターンによって示されます。
人工的に光度を高めた太陽のようなモデルの2次元シミュレーション。 II。内部重力波への影響
| Title |
Two-dimensional_simulations_of_solar-like_models_with_artificially_enhanced_luminosity._II._Impact_on_internal_gravity_waves |
| Authors |
A._Le_Saux,_T._Guillet,_I._Baraffe,_D._G._Vlaykov,_T._Constantino,_J._Pratt,_T._Goffrey,_M._Sylvain,_V._R\'eville,_A._S._Brun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00801 |
モデルの光度と熱拡散率を人為的に増加させることは、恒星対流の流体力学的シミュレーションで採用されている一般的な戦術です。この作業では、これらの人工的な変更が恒星内部の物理的特性、特に内部重力波に与える影響を分析します。MUSICコードを使用して太陽のような星の2次元シミュレーションを実行します。異なる光度増強係数を持つ3つのモデルを参照モデルと比較します。結果は、波の特性が光度と熱拡散率の人工的な強化によって影響を受けることを確認します。恒星の光度が増加すると、バルク対流ターンオーバーのタイムスケールが減少し、内部波の励起の特徴的な周波数が増加することがわかります。また、より大きな光度に対応するモデルへのより高いエネルギー入力が、高周波でより高いエネルギーをもたらすことも示しています。光度と熱拡散率を最大104倍に高めたテスト全体で、結果は放射減衰の理論的予測と一致しています。光度を上げると、対流境界を横切る振動運動の振幅にも影響があります。人工的に光度を高めた流体力学的シミュレーションに基づく内部重力波の研究を解釈するときは注意が必要です。
単一のアクティブな巨大OPアンドロメダ座の長期スペクトル研究
| Title |
A_Long-Term_Spectral_Study_of_the_Single_Active_Giant_OP_Andromedae |
| Authors |
Stefan_Georgiev,_Renada_Konstantinova-Antova,_Ana_Borisova,_Dimitar_Kolev,_Michel_Auri\`ere,_Pascal_Petit,_Maya_Belcheva,_Haralambi_Markov,_Rumen_Bogdanovski,_Borislav_Spassov,_Radoslav_Zamanov,_Nikolay_Tomov,_Alexander_Kurtenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00925 |
単一の磁気的にアクティブなKジャイアントOPのスペクトル研究を提示し、1979年から2018年の期間に、活動指標線H${\alpha}$の変動を監視します。ブルガリアの国立天文台Rozhenの2m望遠鏡でエシェル分光器ESpeRoを使用して2015年から2018年の期間に取得された元のデータ、1997年から2007年の期間に取得された未公開の元のデータ、およびCoude分光器を使用して2013年のある夜に取得された元のデータ同じ望遠鏡で、文献からのデータと同様に、この研究で提示されます。H${\alpha}$線の変動性は、OPAndの活動レベルが1993年から2000年の期間で高く、2008年から2010年の期間では低く、おそらく最小に近いことを示しています。また、2015年から2018年の期間のデータは、活動レベルが再び増加していることを示しています。活動指標CaIIH＆KラインおよびCaIIIRトリプレットのスペクトル観測は、調査期間中はまばらです。いくつかのフレアイベントの検出を確認するために、可能な場合はそのようなものを使用します。H${\alpha}$の構造は、活動レベルによって変化します。活動が高い場合、この線の青方偏移成分が観測されます。これは、光球の上の拡大領域として解釈されますが、活動期間が短い場合は、ほとんど欠席。私たちの結果は、磁場がこの巨人の質量流出を制御するという考えとよく一致しています。OPAndの最終的な活動サイクルを決定するには、さらに何年もの観察が必要です。
クールな磁気巨星の回転速度と大乱流速度の決定
| Title |
Determining_rotational_and_macroturbulent_velocities_of_cool_magnetic_giant_stars |
| Authors |
Stefan_Georgiev,_Agn\`es_L\`ebre,_Eric_Josselin,_Renada_Konstantinova-Antova,_Julien_Morin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00971 |
進化したM個の巨星の投影された回転速度$vsini$と大乱流速度$v_{\rmmac}$を推定する独自の方法が提示されます。これは、スペクトル合成およびマルチライン分析ツールの使用に基づいています。目標は、観測値の平均線プロファイルを合成スペクトルの平均線プロファイルに適合させることです。この方法は赤色巨星RZAriに適用され、結果$v\sini$=6.0$\pm$0.5km/sおよび$v_{\rmmac}$=2.0$\pm$1.0km/sは次のようになります。得られた。
Seimei KOOLS-銀河系惑星状星雲におけるガスとダストの分布のIFUマッピング：IC2165の場合
| Title |
Seimei_KOOLS-IFU_Mapping_of_the_Gas_and_Dust_Distributions_in_Galactic_Planetary_Nebulae:_the_Case_of_IC2165 |
| Authors |
Masaaki_Otsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00981 |
優れた解像度の2次元（2-D）輝線マップを使用して、炭素に富む惑星状星雲（PN）IC2165のガスおよびダスト成分の物理的および化学的特性を調査しました。絶滅マップは、自己矛盾のない、仮定のない方法で生成されます。星周ガス対ダスト質量比（GDR）マップは、放射状に、高温ガスプラズマで満たされた中央星雲の1210からイオン化フロント近くの120までの範囲です。決定されたGDRは、炭素が豊富な漸近巨星分枝（AGB）星に一般的に採用されている〜400、およびISMに〜100に匹敵します。内側の領域を除いて、IC2165のGDRはそのようなAGB星とほぼ同じであり、ほとんどのダスト粒子が破壊されることなく過酷な放射線場に耐えることを示しています。赤道面に集中するガスとダストの質量分布は、AGBフェーズと星雲形成中の非等方性質量損失に関連している可能性があります。電子密度/温度およびイオン/元素存在量の空間分布をここで調査しました。同じアパーチャから抽出されたPSFが一致する空間的に統合された多波長スペクトルを使用して、13の元素存在量を決定しました。それらの値は、最初に1.75MsunおよびZ=0.003の星の理論モデルによって予測された値と一致しています。最後に、距離測定を使用して光イオン化モデルを構築し、GDR、ガスとダストの質量、AGB後の進化など、すべての導出量と一致させました。このように、Seimei/KOOLS-IFUの能力と、IFU観測から得られたPNeのガスとダスト成分の空間的変化が、星周/星間物質の進化を理解するのにどのように役立つかを示します。
TESSB型星の回転署名。包括的な分析
| Title |
Rotation_signature_of_TESS_B-type_stars._A_comprehensive_analysis |
| Authors |
L._F._Barraza,_R._L._Gomes,_Y._S._Messias,_I._C._Le\~ao,_L._A._Almeida,_E._Janot-Pacheco,_A._C._Brito,_F._A._C._Brito,_J._V._Santana,_N._S._Gon\c{c}alves,_M._L._das_Chagas,_M._A._Teixeira,_J._R._De_Medeiros,_and_B._L._Canto_Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01022 |
恒星の自転は、恒星と惑星の進化のさまざまな側面を推進する基本的な観測可能なものです。この作業では、3つの異なる手順（高速フーリエ変換、Lomb-Scargle、およびウェーブレット技術）を使用して、TESS宇宙ミッションによって収集された光度曲線を持つ160個のB型星の前例のない多様な分析を提示します。回転周期を検索します。この取り組みにより、6つの新しいTESSB型星の自転周期と、以前に文献に記載された自転周期を持つ22のターゲットの確認された周期性が提供されます。すでに可能な回転変数として分類されている他の61個の星については、回転の特徴ではなく、ノイズの多い、脈動する、二値性、またはあいまいな変動の振る舞いを識別します。28個の潜在的な回転子の合計サンプルは、$\alpha^2$CanumVenaticorum、回転楕円体状変光星、およびSXArietis星で構成されるさまざまなクラスの回転変数の重複を示しています。私たちの分析で適用された3つの手法の組み合わせは、脈動、二値性、または物理的な意味を持たない他の効果など、恒星の光度曲線の他の変動から回転を区別する際の課題を克服するための確かな道を提供します。最後に、本研究で報告された回転周期性は、回転を伴う恒星進化モデルを改善するための重要な制約、および高温星の星震学研究を表す可能性があります。
783ケプラー近接バイナリーの物理的パラメーターのベイズ分析：極端な質量比システムと新しい質量比対周期下限
| Title |
A_Bayesian_Analysis_of_Physical_Parameters_for_783_Kepler_Close_Binaries:_Extreme-Mass-Ratio_Systems_and_a_New_Mass_Ratio_versus_Period_Lower_Limit |
| Authors |
Henry_A._Kobulnicky,_Lawrence_A._Molnar,_Evan_M._Cook,_Lauren_E._Henderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01187 |
接触連星星系は、連星進化の長命の最後から2番目の段階を表しています。それらの物理的パラメータの母集団統計は、バイナリの進化経路と最終製品の理解に役立ちます。光度曲線と新しい光学分光法を使用して、ケプラーフィールドの近接バイナリの長周期（P>0.5d）テールで10個の（ほぼ）接触システムのパイロット研究を実施します。PHOEBE光曲線モデルをマルコフ連鎖モンテカルロ分析と組み合わせて、傾斜、充填率、質量比、3次光の割合、およびコンポーネントの温度比に関するベイズ確率を計算します。スペクトルから測定された質量比と3番目の光の寄与は、光度曲線から推測されたものとよく一致しています。パイロット研究のほとんどのバイナリは、極端な質量比q<0.32を持っています。少なくとも8つはトリプルの可能性があります。前例のないサイズと測光精度の偏りのないサンプルを形成するすべての783Kepler0.15d<P<2d（ニア）接触連星のベイズ分析は、178の可能性のある接触システム、114の可能性のある分離システム、および491のあいまいなシステムをもたらします。モデル化されたシステムの最適なパラメータと16/50/84パーセンタイルパラメータを報告します。質量比が1に近いシステム（q>0.8）と同様に、P>0.5dの期間では接触システムはまれです。経験的な質量比の下限$q_{min}$（P）〜0.05-0.15が存在し、それを下回ると接触システムが存在しなくなります。これは、次の制約の下で接触システムの進化をモデル化することによって得られる一連の新しい理論的予測と一致しています。質量と角運動量の保存。合併前のシステムは、長期間、この質量比の下限近くで検出される必要があります。この下限は、P=0.74dのq=0.044からP=2.0dのq=0.15に上昇します。これらの調査結果は、$q_{min}$でのダーウィンの不安定性の開始が合併を促進するまで、物質移動がシステムを極端な$q$およびより大きな$P$に向けて駆動するシナリオをサポートします。
ブラックホールの周りの回転体の束縛軌道を正確に計算するII：一般的な軌道
| Title |
Precisely_computing_bound_orbits_of_spinning_bodies_around_black_holes_II:_Generic_orbits |
| Authors |
Lisa_V._Drummond_and_Scott_A._Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13335 |
この論文では、カーブラックホールを周回する回転する試験体の運動の研究を続けます。非回転テストボディは、それらが移動する時空の測地線に従います。テストボディのスピンはその時空の曲率に結合し、ボディの世界線を測地線の軌道から遠ざける「スピン曲率力」を導入します。スピン曲率力は測地後効果の重要な例であり、ブラックホールを周回する物体の動きを正確に特徴づけるために注意深くモデル化する必要があります。この研究の動機の1つは、このような効果を、恒星の質量体のインスピレーションから生成された重力波のモデルに、巨大なブラックホールに含める方法を理解することです。この論文の前身では、ブラックホールの周りの回転体の束縛軌道を計算するための手法を、非常に正確に解くことができる周波数領域の記述で説明します。その論文では、私たちの方法の概要と、偏心してほぼ赤道である軌道の結果を示します（つまり、軌道の動きは赤道面から$\mathcal{O}（S）$以下です。）。この論文では、この定式化を完全に一般的なケースに適用します。軌道は傾斜しており、偏心しており、小天体のスピンは任意の方向を向いています。このような軌道がたどる軌道を計算し、小天体のスピンが観測可能な軌道周波数$\Omega_r$、$\Omega_\theta$、$\Omega_\phi$などの重要な量にどのように影響するかを計算します。
動的光子球と時間的降着を伴うブラックホールの周りの時間発展する影
| Title |
Dynamical_photon_sphere_and_time_evolving_shadow_around_black_holes_with_temporal_accretion |
| Authors |
Yasutaka_Koga,_Nobuyuki_Asaka,_Masashi_Kimura,_Kazumasa_Okabayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00201 |
光子球は、ブラックホールの影を形作る幾何学的構造として知られています。このメカニズムは、シュワルツシルト時空やカー時空などの静的または静止ブラックホール時空でよく理解されています。本論文では、時空のグローバル構造を考慮しながら、動的時空でブラックホールの影を形成する光子球を調査し、明示的に指定します。ヌルダストが降着する球対称ブラックホールを表す、Vaidya時空の動的および永遠のブラックホールのケースを検討します。まず、中程度の降着の場合に、シャドウエッジに対応する動的光子球と光子軌道があることを数値的に示します。第二に、光子球は特別な場合に分析的に導き出されます。最後に、光子球と、光子球の一般化として定義されているいくつかの概念との関係について説明します。
光子流体モデルで音響ブラックホールを回転させるための短いスカラーヘア定理
最近、光子流体モデルの回転するブラックホールが、音響の「雲」、空間的に規則的な半径方向の固有関数が有効な$（2+1）$次元のクライン-ゴルドン方程式によって決定される定常密度変動をサポートできることが明らかになりました。巨大なスカラー場。この興味深い観察に動機付けられて、私たちは{\it分析}技術を使用して、構成された音響ブラックホールスカラー雲構成のノーショートヘア定理を証明します。特に、静止した境界状態の共回転音響スカラー雲の有効長は、一連の不等式$r_{\text{hair}}>{{1+\sqrt{5}によって下から制限されることが証明されています。}\over{2}}\cdotr_{\text{H}}>r_{\text{null}}$、ここで$r_{\text{H}}$と$r_{\text{null}}$それぞれ、支持ブラックホールの地平線半径と、音響回転ブラックホール時空を特徴付ける共回転ヌル円形ジオデシックの半径です。
低質量アクシオンハロースコープによる高周波重力波の新しい探索
| Title |
A_novel_search_for_high-frequency_gravitational_waves_with_low-mass_axion_haloscopes |
| Authors |
Valerie_Domcke,_Camilo_Garcia-Cely,_Nicholas_L._Rodd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00695 |
重力波（GW）は、外部の電界および磁界の近くで振動する電磁効果を生成します。この現象については、100kHz〜100MHzの範囲のGWをプローブする集中定数検出器に基づくアクシオンハロースコープの結果の再解釈に特に焦点を当てて説明します。ABRACADABRAとSHAFTからの測定では、現在のひずみ感度は弱いものの、すでにGWに限界があります。ただし、このような機器のボリュームに応じた感度スケーリングは重要であり、アクシオンよりも高速であるため、将来的には急速な進歩が見込まれます。変更を加えない場合、DMRadio-m$^3$のGWひずみ感度は200MHzで$h\sim10^{-20}$になります。誘導磁束を読み取るために使用されるピックアップループの単純な変更により、特に低周波数でGW感度をパラメトリックに向上させることができます。
初期地球の水の貯留層としての超高圧マグネシウム塩酸塩
| Title |
Ultrahigh-Pressure_Magnesium_Hydrosilicates_as_Reservoirs_of_Water_in_Early_Earth |
| Authors |
Han-Fei_Li,_Artem_R._Oganov,_Haixu_Cui,_Xiang-Feng_Zhou,_Xiao_Dong_and_Hui-Tian_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00752 |
地球上の水の起源は長年の謎であり、深部地球の条件で安定し、地球に豊富な元素でできている含水化合物の包括的な調査が必要です。以前の研究は通常、地球のマントルの現在の圧力-温度条件の範囲に焦点を合わせており、コア-マントルの分離の段階など、過去の考えられる違いを無視していました。ここで、abinitio進化構造予測を使用すると、メガバール圧力で安定しているのは2つのハイドロシリケートマグネシウム相のみであることがわかります。$\alpha$-Mg$_2$SiO$_5$H$_2$と$\beta$-Mg$_2$SiO$_5$H$_2$は、それぞれ262-338GPaと>338GPaで安定しています（これらの圧力はすべて、地球の鉄心内にあります）。どちらも、関連する条件で準一次元の陽子拡散を伴う超イオン伝導体です。地球の歴史の最初の3000万年の間、地球の核が形成される前に、これらは地球の水の多くをホストしている地球に存在していたに違いありません。高密度の鉄合金が分離して地球のコアを形成すると、Mg$_2$SiO$_5$H$_2$相が分解し、水を放出しました。したがって、現在絶滅しているMg$_2$SiO$_5$H$_2$相は、私たちの惑星の進化に大きく貢献している可能性があります。
| Title |
Web_accessibility_trends_and_implementation_in_dynamic_web_applications |
| Authors |
Timothy_W._Hostetler,_Shinyi_Chen,_Sergi_Blanco-Cuaresma,_Alberto_Accomazzi,_Michael_J._Kurtz,_Carolyn_S._Grant,_Edwin_Henneken,_Donna_M._Thompson,_Roman_Chyla,_Golnaz_Shapurian,_Matthew_R._Templeton,_Kelly_E._Lockhart,_Nemanja_Martinovic,_Stephen_McDonald,_Felix_Grezes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00777 |
NASA天体物理データシステム（ADS）は、天体物理学コミュニティにとって重要な研究サービスであり、天文学の発見と探索のための最もアクセスしやすく包括的な環境を提供するよう努めています。この目標の一部には、Webサイトによって提供される情報を提示する別の方法の恩恵を受ける障害者を含む、すべての人に対応できるデジタルプラットフォームを作成することが含まれます。NASAADSは、すべてのアプリケーションのアクセシビリティを確保するための公式のWebコンテンツアクセシビリティガイドライン（WCAG）標準に準拠しており、可能な場合はこの標準を超えるよう努めています。これらのガイドラインに基づく内部監査と外部の専門家によるレビューの両方を使用することで、現在のWebアプリケーションのアクセシビリティを改善するための多くの領域を特定し、その結果としてUIに多くの更新を実装しました。現在のWebアクセシビリティの傾向の概要を示し、これらの傾向をWebアプリケーションに組み込んだ経験について説明し、学んだ教訓と将来のプロジェクトに関する推奨事項について説明します。
宇宙で光リンクを取得するためのさまざまな検索方法のジッターに対するパフォーマンスとロバスト性の分析
| Title |
Analysis_of_performance_and_robustness_against_jitter_of_various_search_methods_for_acquiring_optical_links_in_space |
| Authors |
Gerald_Hechenblaikner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00784 |
専用の取得センサーを使用して、宇宙で光リンクを取得するためのさまざまな方法について説明します。統計モデルが開発され、単純な分析方程式が導き出され、シングルスパイラルスキャンアプローチとデュアルスパイラルスキャンアプローチの間、およびリンクチェーンの順次取得と並列取得の間のパフォーマンスが比較されます。単純な導出分析方程式により、トラック幅、不確実性分布の分散、キャプチャ半径、スキャン速度などの重要な検索パラメータを、特定の時間内にリンクを取得する確率に関連付けることができます。また、ビームジッターが原因でリンクの取得に失敗する確率を評価し、特定のビームオーバーラップの最大許容ジッターと必要な成功確率を決定できる簡単な分析モデルを導き出します。すべての結果はモンテカルロシミュレーションによって検証され、GRACEFOミッションの具体例に適用されます。
$ f（R）$重力の等角フレームについて
標準模型に結合された$f（R）$重力のヨルダンとアインシュタインのフレームにおける重力物理学について議論します。観測された重力結合が一般的な$f（R）$のアインシュタインフレームで発生する方法を解明します。アインシュタインフレームの「ランニングユニット」の効果は、ヒッグス真空期待値やパラメーター$\Lambda_\text{QCD}など、標準モデルの明示的および暗黙的な量子パラメーターという事実に関連していることを指摘します。$は、メトリックフィールドと物質フィールドの等角変換によって変更され、スカラーに依存するようになります。暗黒物質を表す$f（R）$重力のスカラーロンを考慮すると、この場合の実行ユニットの効果は非常に弱く、2つのフレームが実質的に同等になることを示します。
ラン4の観測につながる高度なLIGO重力波観測所のレビュー
ブラックホール連星と中性子星合体からの重力波が定期的に検出されています。2021年の時点で、90の信頼できる重力波検出がLIGOおよびVirgo検出器によって行われました。重力波に対する感度を制限する基本ノイズを下げるように設計されたA+アップグレードのいくつかをインストールすることを含め、4回目の観測実行のために検出器の感度をさらに高めるための作業が進行中です。このレビューでは、光学構成やロック取得手順など、LIGO検出器の動作の概要を説明し、検出器の基本的および技術的なノイズ制限について説明し、現在測定されている感度と比較し、検出器に現在インストールされているA+アップグレードを確認します。。
宇宙論の標準モデルであるLambdaCDMによると、宇宙の現在の段階の質量エネルギー収支は、私たちが精通している発光物質ではなく、何らかの形の暗黒物質（および暗黒エネルギー）によって支配されています。したがって、暗黒物質についての科学的実在論を採用することは魅力的です。ただし、このエンティティの無数の可能なプロパティにはほとんど制約がありません。それが物質の形態であるかどうかさえ定かではありません。この過小決定に照らして、私は注意を提唱します：私たちは（まだ）暗黒物質の現実主義者であってはなりません。私が念頭に置いている「まだ（まだ）現実主義ではない」は、認識論的ではなく意味論的であるという点で、ハッキング（1989）の反実在論とは異なります。それはまた、論理実証主義の意味論的反実在論とは異なり、それは一時的なものであり、他のすべての観察不可能なもの（またはハッキングの反実在論のように他のすべての天文学的な観察不可能なもの）に自動的に適用されないという点で自然主義的です。リアリズム）。暗黒物質の概念の現在の状態は、いくつかの関連する点で遺伝子の初期の概念の状態に似ているため、この議論は、遺伝子の概念のはるかに長い歴史のアナロジーで示されています。
クロック同期なしの時間遅延干渉法
| Title |
Time_delay_interferometry_without_clock_synchronisation |
| Authors |
Olaf_Hartwig,_Jean-Baptiste_Bayle,_Martin_Staab,_Aur\'elien_Hees,_Marc_Lilley,_Peter_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01124 |
時間遅延干渉法（TDI）は、LISAのデータ処理技術であり、他の方法では圧倒的なレーザーノイズを数桁抑制するように設計されています。TDIは、各宇宙船からのすべての位相または周波数測定値が共通の時間枠に同期された場合にのみ適用できると広く信じられています。例として一般的に使用されるMichelsonの組み合わせXを使用して、TDIが生の非同期データを使用して計算できることを分析的に示します。これにより、初期同期処理ステップの必要性が回避され、LISAの初期ノイズリダクションパイプラインが大幅に簡素化されます。さらに、生データには、クロック同期および参照フレーム変換アルゴリズムによって導入される潜在的なアーティファクトがなく、MHzビートノートを直接操作できます。結果として、バンド内のクロックノイズはTDIの一部として直接抑制されます。これは、以前に文献で提案されたアプローチとは対照的に、主要なレーザーノイズ低減ステップの前にビートノートの大きな傾向が除去され、クロックノイズが抑制されます。追加の処理ステップで。LISAInstrumentとPyTDIを使用するフルスケールの数値シミュレーションでアルゴリズムを検証し、以前に提案された方法と同じパフォーマンスレベルに到達し、最終的にはクロック側波帯の安定性によって制限されることを示します。
バックグラウンドが支配的な展開における宇宙論的スカラー場進化の正確な一般解
| Title |
Exact_general_solutions_for_cosmological_scalar_field_evolution_in_a_background-dominated_expansion |
| Authors |
Robert_J._Scherrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01132 |
（アトラクターの特定の解とは対照的に）正確な一般解と、状態方程式パラメーター$w_B$を持つ背景流体によって支配される宇宙におけるスカラー場$\phi$の進化のための対応する最初の積分を導き出します。以前に調べた線形[$V（\phi）=V_0\phi$]および2次[$V（\phi）=V_0\phi^2$]ポテンシャルに加えて、べき乗則の正確な解が存在することを示しますポテンシャル$V（\phi）=V_0\phi^n$、$n=4（1+w_B）/（1-w_B）+2$および$n=2（1+w_B）/（1-w_B）$。これらは、物質支配のポテンシャル$V（\phi）=V_0\phi^6$および$V（\phi）=V_0\phi^2$、および$V（\phi）=V_0\phi^{10}に対応します。放射線支配の場合、$および$V（\phi）=V_0\phi^4$。$\phi^6$および$\phi^{10}$ポテンシャルは、振動的または非振動的進化のいずれかを生み出す可能性があり、最初の積分を使用して、初期条件が各形態の進化にどのようにマッピングされるかを決定します。指数ポテンシャルは、硬い/種類（$w_B=1$）の背景の正確な解をもたらします。この正確な解を使用して、この場合の状態方程式パラメーター$w_\phi$の進化の解析式を導き出します。
