一次相転移における古い相残留物
一次相転移（FOPT）は通常、古い相バックグラウンドでの新しい相気泡の核形成と膨張によって表されます。新しい相の泡のダイナミクスは広く研究されてきましたが、収縮する古い相の残骸の包括的な処理は未開発のままでした。FOPTの残差統計の新しい形式を提示し、それらの分布の最初の分析計算を実行します。逆の時間の説明にシフトすることにより、古いフェーズのバブルが拡大することで縮小する残骸を識別し、人口統計の定量的な進化と決定を可能にします。私たちの結果は、宇宙論的なFOPTによって誘発されたソリトン/原始ブラックホール形成シナリオに不可欠な情報を提供するだけでなく、一般的なFOPTにも容易に適用できます。
最近のBICEP / Keckの結果に照らしたカノニカルおよび非カノニカルインフレ
${\calL}=X^\alpha--V（\phi）$型の非正規ラグランジアンを持つスカラー場に特に重点を置いて、インフレモデルに対する最新のBICEP/Keckデータリリースの影響について説明します。テンソル対スカラー比の観測上の上限$r\leq0.036$は、単調に増加する凸ポテンシャルが標準フレームワークで除外されることを意味します。これには、$\frac{1}{2}m^2\phi^2$や$\lambda\phi^4$などの最も単純な古典的なインフレポテンシャルと、単項式のべき乗則ポテンシャル$V（\phi）\sim\phi^p$。代わりに、現在の観測は漸近的に平坦なプラトーポテンシャルを強く支持しています。ただし、非標準的なフレームワークで作業することにより、古典的な単項式ポテンシャルと、標準モデルの自己結合を伴うヒッグスポテンシャルをCMBデータで簡単に調整できることを示します。同様に、非正規フレームワークでべき乗則のインフレにつながる逆べき乗則ポテンシャル$V（\phi）\sim\phi^{-p}$も、最新のCMB範囲を満たしていることを示します。重要なことに、$V（\phi）$は、非標準モデルではプランクスケールの初期値$V（\phi）\simeq\、m_p^4$から発生する可能性がありますが、プラトーのような標準インフレでは、ポテンシャルの初期値は強くなります。抑制された$V_{\rmplat}（\phi）\leq10^{-10}\、m_p^4$。これは、インフレの初期条件の問題に関係しており、非標準モデルでの運動項とポテンシャル項の等分配を可能にします。等分配の初期条件は、この論文で説明されているマルガリータのインフレモデルなどのプラトーポテンシャルへの単純な拡張にも対応できます。
宇宙論は、熱遺物の暗黒物質の質量について何を教えてくれますか？
| Title |
What_does_cosmology_tell_us_about_the_mass_of_thermal-relic_dark_matter? |
| Authors |
Rui_An,_Vera_Gluscevic,_Erminia_Calabrese,_J._Colin_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03515 |
光熱結合暗黒物質の存在は、ビッグバン元素合成中の初期の膨張履歴と軽元素の生成に影響を与えます。具体的には、標準模型の粒子に消滅する暗黒物質は、宇宙の光種の有効数$N_\mathrm{eff}$と、BBNの間に生成される豊富な光元素を変更する可能性があります。これらの量は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性に影響を与えます。アタカマ宇宙望遠鏡（ACT）と南極点望遠鏡（SPT）からの小規模な温度と偏光のCMB異方性の最初の共同分析を、プランクデータと、ヘリウムと重水素の最近の原始存在量測定とともに提示して、軽い熱遺物暗黒物質の塊。光子に結合する暗黒物質や標準模型ニュートリノなど、さまざまなモデルを検討します。ACT、SPT、およびPlanckの組み合わせは、一般に、ニュートリノに結合する暗黒物質の最も厳しい質量制約につながり、以前のPlanck分析と比較して下限を40％〜80％改善することがわかります。一方、ACTとSPTを追加すると、$Y_\mathrm{p}$と$N_\mathrm{eff}$の優先値がシフトするため、電磁的に結合した粒子の境界がわずかに弱くなります。地上での実験。すべてのCMB測定値を原始存在量測定値と組み合わせて、すべてのモデルについて、95％の信頼度で$\sim$4MeV未満の質量を除外します。新しい相対論的種を考慮に入れると、光子に結合する暗黒物質の質量境界が最大1桁以上弱くなる可能性があることを示します。最後に、熱遺物暗黒物質の質量を調べるという観点から、次世代のCMB実験の到達範囲について説明します。
21cmマップの最大のクラスター統計を使用した再電離モデルの識別
| Title |
Distinguishing_reionization_models_using_the_largest_cluster_statistics_of_the_21-cm_maps |
| Authors |
Aadarsh_Pathak,_Satadru_Bag,_Suman_Majumdar,_Rajesh_Mondal,_Mohd_Kamran_and_Prakash_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03701 |
宇宙の再電離の時代（EoR）のさまざまな段階でのイオン化または中性水素のトポロジーと形態の進化は、この時代のイオン化源の特性に関する大量の情報を提供する可能性があります。イオン化された領域の幾何学的特性の観点から、さまざまな再イオン化ソースモデルを比較します。最大クラスター統計（LCS）の進化を追跡することによって研究されたように、イオン化水素のパーコレーション遷移は、根本的に異なるシナリオ（裏返しと裏返しの再電離）を区別できるロバスト統計であることを示します。特に、パーコレーションの開始時のグローバルニュートラルフラクションは、アウトサイドイン再電離の場合と比較して、インサイドアウトシナリオの方が大幅に高くなっています。パーコレーション分析を補完するものとして、ミンコフスキー汎関数（MF）の比率であるシェイプファインダー（SF）の観点から、さまざまな再イオン化モデルで進化するイオン化領域の形状と形態を調べます。形状分布は、凝集モデルなど、IGMでの極端な不均一な再結合を伴う再電離シナリオを容易に識別できます。残りの再電離モデルでは、最大のイオン化領域は、パーコレーション中に3番目のSF（「長さ」）に関してのみ急激に成長しますが、最初の2つのSF（「厚さ」と「幅」）は安定したままです。したがって、これらのシナリオでのイオン化水素は、パーコレーションの近くで非常にフィラメント状になり、ソースモデル間で異なる「特徴的な断面積」を示します。したがって、SFに基づく幾何学的研究は、パーコレーション分析とともに、再電離源に光を当てることができます。
2
| Title |
Evidence_for_the_cold-stream_to_hot-accretion_transition_as_traced_by_Lya_emission_from_groups_and_clusters_at_2 |
| Authors |
E._Daddi,_R.M._Rich,_F._Valentino,_S._Jin,_I._Delvecchio,_D._Liu,_V._Strazzullo,_J._Neill,_R._Gobat,_A._Finoguenov,_F._Bournaud,_D._Elbaz,_B.S._Kalita,_D._O'Sullivan,_T._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03715 |
{5つの新しい検出と1つの上限}を含む2<z<3.3の9つの銀河群と銀河団を取り巻く巨大なLyaハローのKeckCosmicWebImager（KCWI）観測を提示します。遷移質量Mstreamを超える伸びの増加に伴い、空間的に拡張されたLya光度と予想されるバリオン降着率（BAR）との比率の減少を測定することにより、理論によって予測されたコールドストリームからホット降着への遷移の観測証拠を見つけます。これは、ハローとMstreamの質量比で、ほぼ線形に減少するBARのシェアの変調（対数勾配0.97+-0.19、5シグマの有意性）を意味します。統合された星形成率（SFR）とAGNボロメータ光度は、それぞれ2.6シグマと1.3シグマでのみ有意ではありますが、潜在的に一貫した減少を示します。これらのトレーサーの散乱が大きいことは、Lyaの放出が、SFRおよびAGNからの流出と光イオン化によって媒介される、間接的ではなく、これらの構造における低温降着の直接的な産物である可能性があることを示唆しています。これは、エネルギーに関する考慮事項によってもサポートされています。Mstream（コールドストリームレジーム）の下で}LLya/BAR=10^{40.51+-0.16}〜erg/s/Msun*yrを測定し、予測と一致し、SFR/BAR=10^{-0.54+-0.23}：平均して、冷たい流れの30_{-10}^{+20}％が星に流れ込みます。Mstream（ホット降着レジーム）より上では、LLyaはMstreamによって設定され（サンプルでは0.2〜dexの散布図内）、ハローの質量とは無関係ですが、z=2から3に10倍に上昇します。
| Title |
Is_Local_$H_0$_At_Odds_With_Dark_Energy_EFT? |
| Authors |
Bum-Hoon_Lee,_Wonwoo_Lee,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_M._M._Sheikh-Jabbari_and_Somyadip_Thakur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03906 |
ローカルの$H_0$の決定は、現在、$H_0\sim70$km/s/Mpc（TRGB）と$H_0\sim76$km/s/Mpc（Tully-Fisher）の間のウィンドウに含まれます。対照的に、初期の$\Lambda$CDMユニバースで調整されたBAOデータは、Planck-$\Lambda$CDM、$H_0\sim67.5$km/s/Mpcとほぼ一致しています。ダークエネルギー（DE）$w_{\textrm{DE}}（z）$とモックBAOデータの進化する状態方程式（EoS）の一般的な2パラメーターファミリーを使用して、i）$w_{\textrm{DE}}（z=0）<-1$およびii）統合されたDE密度が$\Lambda$CDM未満の場合、$H_0$が増加します。これらの条件に違反するEoSは、せいぜい$1\sigma$内で適度な$H_0$の増加につながります。言うまでもなく、QuintessenceとK-essenceはどちらの条件も満たしていませんが、結合されたQuintessenceはii）しか満たすことができません。これらの独創的なDE有効場の理論（EFT）を超えて、明示的な例に目を向けます。赤方偏移$z$の累乗の拡張でモデルを非依存的に動作させ、Horndeskiクラス内のBrans-Dicke/$f（R）$モデルとKineticGravityBraidingモデルがそれぞれ$H_0$のわずかな増加と適度な増加につながる可能性があることを示します。$H_0$の増加に関する限り、DEEFTモデルがDEモデルの現象論的な2つのパラメーターファミリーを上回ることはできないことを確認します。明らかに、後期宇宙は、EFTによって記述された$H_0$、BAO、およびDEを収容するのに十分な大きさではなくなっている可能性があります。
基礎となる暗黒物質密度場の環境尺度としての宇宙マッハ数
| Title |
The_Cosmic_Mach_Number_as_an_Environment_Measure_for_the_Underlying_Dark_Matter_Density_Field |
| Authors |
Romain_Meriot,_Sadegh_Khochfar,_Jose_Onorbe,_Britton_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03922 |
レガシーシミュレーションプロジェクトからの$（1.6$Gpc$/h）^3$ボリュームの宇宙論的暗黒物質のみのシミュレーションを使用して、宇宙マッハ数（CMN）を計算し、ハロー特性およびハロー特性との関係の理論的調査を実行します。環境の尺度としてのそれらの使用を測定するための密度フィールド。個々の球で計算されたCMNは、ある領域の過密度と、その領域の周りのバルクフローの方向の密度勾配の両方との相関関係を示しています。これらの相関の中央値の周りのばらつきを減らすために、新しい尺度であるランク順の宇宙マッハ数（$\hat{\mathcal{M}}_g$）を導入します。これは、過密度$\delta=との密接な相関を示します。\frac{\rho-\bar{\rho}}{\bar{\rho}}$。ある地域のハロー集団の他の平均的な特性と同様に、大規模な密度勾配の測定値は、$\hat{\mathcal{M}}_g$とも密接な相関関係を示しています。この最初の実証的研究の結果は、$\hat{\mathcal{M}}_g$が基礎となる密度フィールドの優れたプロキシであり、したがって、領域内の数密度カウントへの依存を回避できる環境であることを示しています。$10$〜$100Mpc$/hのスケールの場合、通常は巨大な銀河をホストするダークマターハロー$（>10^{12}$M$_{\odot}）$を使用して計算されたマッハ数は、重力の非線形効果による$10\％$のレベルでの線形物質パワースペクトル。赤方偏移$z\geq3$では、これらの偏差はなくなります。また、シミュレーションで大規模モードが欠落しているために発生するエラーを定量化します。ボックスサイズ$\leq1$Gpc/$h$のシミュレーションでは、通常、$\sim100$Mpc$/h$のスケールでCMNが10〜30\％小さすぎると予測されます。
自己重力衝突のない暗黒物質の流れにおけるエネルギー、運動量、およびスピンパラメータの進化と大小のスケールでの積分定数
| Title |
The_evolution_of_energy,_momentum,_and_spin_parameter_in_self-gravitating_collisionless_dark_matter_flow_and_integral_constants_on_large_and_small_scales |
| Authors |
Zhijie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04054 |
共動システムと拡大する背景のN体運動方程式は、静的な背景を持つ変換されたシステムで再キャストされます。暗黒物質の流れにおけるエネルギーと運動量の進化は、両方のシステムに対して定式化されています。変換されたシステムでは、1）エネルギー方程式は減衰調和振動子のエネルギー方程式と同一であり、宇宙エネルギー方程式と一致しています。2）二体崩壊モデル（TBCM）は、エネルギーの指数関数的進化を予測します。両方を組み合わせると、共動システムでべき乗則のエネルギーが進化し、-1から逸脱するビリアル定理（シミュレーションから-1.38）の有効なポテンシャル指数$n_e$=-10/7が示唆されます。$n_e$=-10/7の場合、運動/位置エネルギー（K$_p$およびP$_y$）は、K$_p$=$\epsilon_u$tおよびP$_y$=-7となるように、時間tとともに直線的に増加します。$\epsilon_u$t/5、ここで$\epsilon_u$は一定のエネルギー生産率です。ハロースケールでは、ハローのサイズ、エネルギー、質量は2つの定数$\alpha_s^*$と$\beta_s^*$によって関連付けられ、その平均値は時間と質量に依存しません。それらの分散は、大きなハローの寿命が短いため、ハローの質量とともに減少します。その有効ポテンシャル指数は$n_s^*$=-1.3です。シミュレーションでは、システム全体の半径方向および角運動量に対して$\proptoa^{3/2}$および$\proptoa^{5/2}$をスケーリングし、の運動量に対して$\proptoa^{3/2}$をスケーリングすることを提案しています。ハロー。ハローの運動量は、2つの質量依存係数$\tau_s^*$と$\eta_s^*$によってモデル化できます。ハロースピン$\lambda_p$は$\alpha_s^*$、$\eta_s^*$、および$n_s^*$によって決定され、ハローの質量とともに減少し、$\lambda_p$=0.09および大小のハローでは0.031になります。半径方向/角運動量（GおよびH）は、速度相関の積分または小さいkでのエネルギースペクトルの$m$th導関数として定義される定数$I_m$と密接に関連しています。大規模では、Hは無視でき、$I_2$=0は線形運動量の保存を反映し、$I_4$はGの変動を反映します。ハロースケールでは、$I_4$は同等のGとHの両方によって決定されます。
WASP-121bのTESS全軌道位相曲線の包括的な分析
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの観測を使用して、超高温木星WASP-121b（$R_p\simeq1.865R_J、M_p\simeq1.184M_J$）の全位相曲線分析と、このターゲット。当社の包括的な位相曲線モデルには、一次通過、二次日食、熱放射、反射、および楕円形の潮汐歪みが含まれ、これらはデータセットからすべてのパラメーターの情報を同時に抽出するために共同で適合されます。また、ドップラービームの振幅を$\sim2$ppmと評価および計算しましたが、測光データの精度を考慮すると、それは重要ではないことがわかりました。機器の系統的ノイズを除去した後、熱放射が支配的な$489_{-10}^{+16}$百万分率（ppm）の深さの二次日食を確実に検出します。TESSバンドパスを使用して、WASP-121bの昼間の$2941_{-150}^{+61}K$と夜の$2236_{-97}^{+38}K$の温度を測定します。ホットスポットは星下のポイントとよく一致していることがわかり、昼側から夜側への熱分布が非効率的であるという結論に至りました。推定された幾何アルベド$A_g=0.069_{-0.02}^{+0.06}$は、WASP-121bの幾何アルベドが低いことを示しています。最後に、楕円体変動信号の推定振幅は、理論上の期待値の予測と一致しています。
ロゼッタ/ロシナDFMSで測定された67P /チュリュモフゲラシメンコ彗星の水とアルカンの高いD / H比
| Title |
High_D/H_ratios_in_water_and_alkanes_in_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko_measured_with_the_Rosetta/ROSINA_DFMS |
| Authors |
Daniel_R._M\"uller,_Kathrin_Altwegg,_Jean-Jacques_Berthelier,_Michael_R._Combi,_Johan_De_Keyser,_Stephen_Fuselier,_Nora_H\"anni,_Boris_Pestoni,_Martin_Rubin,_Isaac_R._H._G._Schroeder,_Susanne_F._Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03521 |
彗星の同位体の豊富さは、太陽系の物質の歴史と起源を理解するための鍵です。水中の重水素対水素（D/H）比は、いくつかの彗星で利用できます。しかし、彗星が太陽の周りを通過する際の水中のD/H比の長期的な研究は報告されていません。線形アルカンは重要な有機分子であり、彗星を含むいくつかの太陽系小天体で発見されています。現在まで、線形アルカンのD/Hおよび13C/12Cの同位体比の上限のみが利用可能です。この作業の目的は、ロゼッタミッション全体における水中のD/H比の詳細な分析です。さらに、67P/Churyumov-Gerasimenkoのコマの最初の4つの線形アルカンのD/Hおよび13C/12C比の最初の決定が提供されます。Rosetta/ROSINA二重収束質量分析計（DFMS）からの現場測定を分析しました。HDO/H2OからのD/H比とH216O/H217Oからの16O/17O比は、2014年から2016年までの67Pの太陽の周りの通過中に変化しませんでした。すべてのD/H比の測定値は、1$\sigma$以内で互換性がありました。$5.01\times10^{-4}$の平均値と2.0％の相対変動。これは、67Pのコマ収差のD/H比が、地動説の距離、彗星活動のレベル、および核に対する宇宙船の位置とは無関係であることを示唆しています。さらに、16O/17O比は、以前よりも高い精度で決定でき、2.3％の相対変動で2347の値が得られました。アルカンの場合、D/H比はH2Oの4.1〜4.8倍ですが、13C/12C比は、不確実性の範囲内で、他の太陽系オブジェクトのデータと互換性があります。アルカンの比較的高いD/H比は、他の彗星の有機分子と一致しており、これらの有機物が太陽系が形成されたプレソーラー分子雲から受け継がれている可能性があることを示唆しています。
TESSプライムの太陽系外惑星の収量と1〜7年目の延長ミッションの予測
| Title |
Predicting_the_Exoplanet_Yield_of_the_TESS_Prime_and_Extended_Missions_Through_Years_1-7 |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Joshua_N._Winn,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03656 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、3年半の観測の結果、$\sim$5000の惑星と惑星候補を発見しました。5年目から7年目までの2回目の拡張ミッションが計画されており、今こそTESS系外惑星の収量の予測を修正するときです。TESSミッションの7年間を通じて、TESS入力カタログ候補ターゲットリストv8.01で、約940万個のAFGKM星の検出可能な惑星の数のシミュレーションを提示します。私たちのシミュレーションは、測光性能と時間ウィンドウ関数の改善されたモデルを利用しています。Keplerチームによる注入と回収のテストの結果に依存することにより、検出モデルも改善されました。これらの星の周りの4719$\pm$334の惑星は、プライムミッションのみ（1〜2年目）のデータで検出可能であり、別の3707$\pm$209の惑星は、現在の拡張ミッション（3年目）の終わりまでに検出可能であると推定されます。-4）。2番目の拡張ミッション（5〜7年目）の提案されたポインティングシナリオに基づいて、TESSはさらに4093$\pm$180の惑星を見つけ、TESSの総収量を12519$\pm$678の惑星にする必要があると予測します。ホスト星のスペクトルタイプ、惑星の半径、軌道周期、追跡の実現可能性、およびハビタブルゾーンに対する位置の関数として予測収量を提供します。また、予測を実際のプライムミッションの歩留まりと比較し、良好な一致を見つけます
イプシロンマシンを使用した惑星の複雑さと潜在的な不可知論的生命存在指標の評価
| Title |
Assessing_Planetary_Complexity_and_Potential_Agnostic_Biosignatures_using_Epsilon_Machines |
| Authors |
Stuart_Bartlett,_Jiazheng_Li,_Lixiang_Gu,_Lana_Sinapayen,_Siteng_Fan,_Vijay_Natraj,_Jonathan_Jiang,_David_Crisp,_Yuk_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03699 |
複雑性科学からの技術を使用した太陽系外惑星の特性評価への新しいアプローチを、バイオシグネチャー検出への潜在的なアプリケーションとともに提示します。この不可知論的な方法は、惑星から反射または放出された光の時間的変動を利用します。イプシロンマシン再構成と呼ばれる手法を使用して、時系列データの最小モデルサイズの尺度である統計的複雑さを計算します。統計的複雑さは、惑星の特徴の複雑さの効果的な尺度であることを示しています。質的な惑星の複雑さのレベルの増加は、統計の複雑さとシャノンエントロピーの増加と相関しており、私たちのアプローチが最も豊かなダイナミクスを持つ惑星を識別できることを示しています。また、地球の時系列を木星のデータと比較すると、考慮した3つの波長について、地球の平均複雑度とエントロピーレートは、木星よりもそれぞれ約50％と43％高いことがわかります。地球外生命を検出するためのスキームの大部分は、生化学的特徴と惑星の状況に依存しています。しかし、地球外生命は地球上の生命とは大きく異なる可能性があることがますます認識されています。生物圏の存在と観測可能な惑星の複雑さの間に相関関係があるという仮説の下で、私たちの技術は、その測定のための不可知論的かつ定量的な方法を提供します。
ブラックホール連星の新しい特徴を、それらの環境における水メーザー放出の運動学への影響から説明します。シミュレーションの助けを借りて、既知のメーザー銀河NGC4258のコヒーレンス長に合わせて較正されたコヒーレンス長に基づいて、塊がメイスする条件を確立します。これを使用して、バイナリブラックホールシステムの周りの塊を識別し、運動学的および単一のブラックホールの場合と比較したスペクトルの違い。いくつかの一般的な状況では、連星ブラックホールの周りの青にシフトしたメーザーは、単一のブラックホールの場合に観察されたケプラーの回転曲線に優先的に従うことがわかります。ただし、赤方偏移されたものは、この関係から明らかに逸脱しており、視線に沿った速度の絶対値が低くなる傾向があるため、より多くの散乱を示します。視線速度の関数としてのメーザーのスペクトルも、Mrk1などのシステムの最近の観測を彷彿とさせる、二重のピーク構造を示しています。排出量。
銀河星の種族のダークサイドI：星とハローの質量関係と速度分散-ハロー質量の関係
| Title |
The_dark_side_of_galaxy_stellar_populations_I:_The_stellar-to-halo_mass_relation_and_the_velocity_dispersion_-_halo_mass_relation |
| Authors |
Laura_Scholz-Diaz_(1_and_2),_Ignacio_Martin-Navarro_(1_and_2)_and_Jesus_Falcon-Barroso_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_(2)_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03441 |
銀河の成長と性質は、それらのホストである暗黒物質ハローのものと密接に関連していると考えられています。このいわゆる銀河ハロー接続の重要性にもかかわらず、観測された銀河特性の調節における暗黒物質ハローの潜在的な役割はまだ完全には理解されていません。この研究では、近くの中央銀河のスローンデジタルスカイサーベイからの光学スペクトルから年齢、金属量、[Mg/Fe]の存在量を導き出し、それらをホストハローの観点から研究します。星とハローの質量関係のばらつきと速度分散-ハローの質量関係がこれらの星の種族パラメータとどのように相関するかを調査します。さらに、異なる銀河の形態と環境を区別する際の違いについても研究します。銀河の年齢と化学的濃縮は、それらの恒星の質量や速度分散によって完全に決定されるのではなく、ホストハローの質量にも依存することがわかります。私たちの調査結果は、速度分散が星の種族パラメータの最良のプロキシであり、ハロー質量が二次的であるが顕著な役割を果たしていることを示唆しています。これらの関係のばらつきと年代および金属量との相関の起源は、異なるハロー形成時間に関連している可能性があると解釈します。
MUSEは、極端な動圧ストリッピングイベントを覗き見します-V。銀河団A1367の完全なビューに向けて
| Title |
MUSE_sneaks_a_peek_at_extreme_ram-pressure_stripping_events_--_V._Towards_a_complete_view_of_the_galaxy_cluster_A1367 |
| Authors |
Alex_Pedrini_(University_of_Milano-Bicocca),_Matteo_Fossati,_Giuseppe_Gavazzi,_Michele_Fumagalli,_Alessandro_Boselli,_Guido_Consolandi,_Ming_Sun,_Masafumi_Yagi,_Michitoshi_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03443 |
A1367銀河団で動圧ストリッピングを受けている7つの星形成銀河と、じょうぎ座銀河団の銀河ESO137-001で構成されるサンプルの運動学とイオン化条件の分析を示します。このサンプルの2つの新しい銀河、CGCG097-073とCGCG097-079のMUSE観測も示されています。このサンプルは、MUSEを使用した均一面分光法と、イオン化されたガステールの存在に基づく一貫した選択によって特徴付けられます。比率[OI]/H${\alpha}$は、乱されていない銀河円盤で観察されたものと比較して、これらのオブジェクトの尾部で一貫して高くなっています。コンパクトな星形成領域は、尾の約50％でのみ観察されます。これは、ストリッピングされたガス内で星形成を引き起こすには、特定の（現在は不明な）条件が必要であることを意味します。星間媒体と銀河団ガスの間の界面領域に焦点を当てると、摂動の初期段階にある銀河が星形成の上昇のより顕著な兆候を示しており、ストリッピングプロセスのさまざまな段階に関連するさまざまな線比を観察します。したがって、私たちの分析は、局所クラスター内のラム圧ストリッピングから生じる一般的な特性を推測するための、適切に選択された均質なサンプルの能力を示しています。
| Title |
The_evolution_of_the_heaviest_super-massive_black-holes_in_jetted_AGNs |
| Authors |
Alessandro_Diana,_Alessandro_Caccianiga,_Alberto_Moretti,_Luca_Ighina,_Silvia_Belladitta,_Roberto_Della_Ceca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03444 |
ジェット活動銀河核（AGN）でホストされている最も大きな（M$\geq10^9$M$_{\odot}$）ブラックホールのz=1.5からz=5.5までの空間密度の進化を示します。分析は、選択された380の光度のサンプルに基づいています（$\lambda$L$_{1350}\geq10^{46}$ergs$^{-1}$およびP$_{5\text{GHz}}\geq10^{27}$WHz$^{-1}$）CosmicLensAllSkySurvey（CLASS）から取得したフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）。これらのソースは、正面からのジェットAGN（つまり、ブレーザー）であることが知られており、幾何学的な議論を使用して、すべての（ずれた）ジェットAGNの存在量を推測するために利用できます。次に、ジェットAGNでホストされている最も大規模なSMBHの空間密度を、全人口に存在するもの（主に非ジェットAGNで構成されている）と比較します。空間密度は$z\sim3$にピークがあり、これは同様の光学/UV光度（$z\sim2.2$）を持つAGN集団全体で観察された値よりも大幅に大きいが、それほど極端ではないことがわかります。X線で選択されたブレーザーから以前に推定された値（$z\gtrsim4$）。噴射された割合（噴射されたAGN/合計AGN）は、ローレンツのバルク係数が$\Gamma\approx5$であると仮定すると、ローカルユニバース（10〜20\％）および高赤方偏移での推定値と全体的に一致しています。最後に、高赤方偏移での噴射率のわずかな減少が見られます（$\sim2$の係数による）。これらの証拠はすべて、AGNの総人口と比較して、噴射されたAGNの異なる進化経路を示しています。
エイベル407のチャンドラビュー：銀河の中央コンパクトグループとラジオAGNとICMの間の相互作用
| Title |
Chandra_view_of_Abell_407:_the_central_compact_group_of_galaxies_and_the_interaction_between_the_radio_AGN_and_the_ICM |
| Authors |
Chao_Geng,_Chong_Ge,_Dharam_V._Lal,_Ming_Sun,_Li_Ji,_Haiguang_Xu,_Wenhao_Liu,_Martin_Hardcastle,_Ralph_Kraft,_Christine_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03742 |
Abell407（A407）は、半径30kpcの領域内に9つの銀河（「ツビッキーのノネット」と名付けられています。この作品ではG1-G9と名付けられています）の中央コンパクトグループをホストするユニークな銀河団です。クラスターコアはまた、200kpcを超えるらせん状にねじれたジェットを備えた、発光放射活動銀河核（AGN）、4C35.06をホストします。A407の44ksChandra観測により、銀河団ガス（ICM）と中央銀河のX線特性を特徴づけます。A407の平均X線温度は2.7keVで、$M_{200}$は$1.9\times10^{14}{M_{\odot}}$です。A407は、$r<60$kpcスケールで弱いクールコアを持ち、その中心である$<1$-2kpc半径で、強い電波AGNに関連する小さな銀河コロナを持っていることをお勧めします。また、AGN4C35.06ホスト銀河はおそらくG3であると結論付けています。銀河の中央グループが「スローマージ」手順を受けていることをお勧めします。マージする時間スケールの範囲は$0.3\sim2.3$Gyrであり、将来の最も明るい銀河団（BCG）の恒星の質量は$7.4\times10^{11}M_{\odot}$になります。ラジオジェットと重なる領域は、より高い温度と金属量を持っていることがわかります。これは、AGNフィードバック活動と一致しています。中央のエントロピーは他のクラスターのエントロピーよりも高く、これはAGNフィードバックやマージアクティビティが原因である可能性があります。これらすべての事実を踏まえると、A407は、大規模なBCGの形成を理解するのに役立つ可能性のある、ローカル宇宙でのユニークでまれなシステムであることを示唆しています。
気相C（3P）+ N2O反応の実験的および理論的調査。低温反応速度定数と天体化学的意味
| Title |
An_Experimental_and_Theoretical_Investigation_of_the_Gas-Phase_C(3P)_+_N2O_Reaction._Low_Temperature_Rate_Constants_and_Astrochemical_Implications |
| Authors |
Kevin_M._Hickson,_Jean-Christophe_Loison,_Pascal_Larregaray,_Laurent_Bonnet_and_Valentine_Wakelam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03782 |
基底電子状態の原子状炭素C（3P）と亜酸化窒素N2Oの反応は、天体化学にとって重要である可能性があるため、室温以下で研究されており、両方の種が一定範囲の高存在量レベルで存在すると考えられています。星間環境の。実験側では、連続超音速流反応器を使用して、50〜296Kの範囲でこの反応の速度定数を測定しました。C（3P）原子は、266nmでの四臭化炭素のパルス光分解によって生成され、115.8nmでのパルスレーザー誘起蛍光によって検出されました。主要な製品チャネルを解明するための追加の測定も実行されました。理論面では、統計的速度理論を使用して低温速度定数を計算しました。これらの計算は、CNNOの3A"ポテンシャルエネルギー面の新しい電子構造計算の結果を採用し、測定された速度定数をより低い温度と圧力に外挿するための基礎を提供しました。速度定数は、温度が下がると単調に増加し、k（C（3P）+N2O）（50K）=（7.9+-0.8）x10-11cm3s-1の値（50K）。現在の宇宙化学モデルにはC+N2O反応が含まれていないため、高密度の星間雲のガス粒子モデルを使用した星間N2Oおよび他の関連種に対するこのプロセスの影響これらのシミュレーションは、気相C（3P）存在量が高い。
近くの銀河における逆回転する恒星円盤の異なる形成シナリオ
| Title |
Different_Formation_Scenarios_of_Counter-rotating_Stellar_Disks_in_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Min_Bao,_Yanmei_Chen,_Pengpei_Zhu,_Yong_Shi,_Dmitry_Bizyaev,_Ling_Zhu,_Meng_Yang,_Minje_Beom,_Joel_R._Brownstein,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03848 |
アパッチポイント天文台（MaNGA）調査での近くの銀河のマッピングからの積分フィールドユニット（IFU）データを使用して、逆回転する恒星ディスクと定期的に回転するイオン化ガスディスクを備えた101個の銀河のサンプルを選択します。101個の銀河をそれらの恒星速度場の特徴に基づいて4つのタイプに分類します。4つのタイプの相対的な割合と星の種族の年齢の放射状勾配は、青い雲（BC）、緑の谷（GV）、および赤いシーケンス（RS）の集団で異なります。逆回転する恒星円盤のさまざまな形成シナリオを提案します。逆回転する恒星円盤の形成における重要な要因には、（1）前駆体における既存のガスの豊富さ、（2）角運動量消費の効率が含まれます。。
LyalphaとMUSEの観測によって明らかにされたz = 5.3でのCOSMOS / AzTEC-3サブミリ波銀河の環境のトモグラフィー
| Title |
Tomography_of_the_environment_of_the_COSMOS/AzTEC-3_submillimeter_galaxy_at_z=5.3_revealed_by_Lyalpha_and_MUSE_observations |
| Authors |
L._Guaita,_M._Aravena,_S._Gurung-Lopez,_S._Cantalupo,_R._Marino,_D._Riechers,_E._da_Cunha,_J._Wagg,_H._S._B._Algera,_H._Dannerbauer,_P._Cox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03883 |
z=5.3のAzTEC3サブミリ波銀河周辺のプロトクラスターのメンバーを研究します。AzTEC3周辺の1.4x1.4arcmin^2の領域でMUSE機器からのデータを分析し、放出におけるライマンα線に関する情報を導き出しました。環境のさまざまな領域のLyaプロファイルをzELDA放射伝達モデルと比較し、中性ガスの分布と運動学を明らかにしました。放出が拡大した2つの領域を含む10個のLya放出源を特定しました。1つはSMGの北12kpcに位置する星形成銀河であるAzTEC3とLBG3を埋め込み、もう1つは南東に90kpcに位置する星形成銀河であるLBG-1に向かっています。。ソースは、約70インチの細長い構成で分散しているように見えます。ソースの数は、AzTEC3周辺の過密度を確認します。AzTEC3+LBG3システムの場合、Lya放射は赤方偏移し、[CII]線放射よりも空間的に拡張されているように見えます。同様に、Lya線スペクトルは、LBG1の[CII]よりも速度が広くなっています。前者のスペクトルでは、Lya放射は、LBG3の北とAzTEC3の南に伸びており、そこにはかすかなLya放射銀河もあります。細長い構造は、2つの銀河とAzTEC3との相互作用により、潮汐の特徴に似ている可能性があります。また、AzTEC3とLBG3の間のLya放出によって明らかにされたガスの橋を見つけます。LBG1へのLya放出には、その3つのコンポーネントが埋め込まれています。HIキネマティクスは、3つのコンポーネントの統合のアイデアをサポートします。以前のキャンペーンからのCOと[CII]の観測値、およびLyaの情報が利用可能であることを考えると、スターバーストによって引き起こされる現象とAzTEC-3周辺の相互作用の証拠が見つかります。AzTEC-3に関連するHI星雲の銀河の恒星質量とLyaの光度は、z=5.3で10^12Msunの暗黒物質ハローを意味し、z=で2x10^14Msunのクラスターに進化する可能性があります。0。
銀河の星の種族特性の「グローカル」ドライバーとしての星の質量
| Title |
Stellar_mass_as_the_"glocal"_driver_of_galaxies'_stellar_population_properties |
| Authors |
Stefano_Zibetti_(1)_and_Anna_R._Gallazzi_(1)_((1)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03975 |
銀河の星の種族の特性は、星の質量の量と分布と相関することが知られています。積分場分光調査CALIFA（約1kpcの線形サイズの最大600,000を超える個々の領域を合計）からの362の銀河のサンプルについて、軽量の平均恒星年齢Agewrと金属性Z*wrのマップを利用します。私たちの以前の研究では、これらの局所的な特性が局所的な恒星質量面密度mu*と、全球の全恒星質量M*および平均恒星質量面密度<mu>eにどのように反応するかを調査しました。i）二重のmu*-Agewr関係が存在し、その結果、若いシーケンスと古い尾根が生じ、ii）mu*-Z*wr関係が、地域の年齢に全体的に依存しないことを確立します。グローバル質量パラメータ（M*および場合によっては<mu>e）は、銀河内のmu*の分布を決定し、M*とともに増加する達成可能な最大mu*を設定します。M*は、$\sim10^{10.3}$MSunのしきい値質量まで、ローカル関係の形状と正規化に影響を与えます。それを超えると、それらは変更されません。星の質量は、星の種族の特性の「グローカル」（つまり、同時にグローバルとローカル）の推進力であると結論付けます。ローカルおよびグローバルな質量-年齢と質量-金属量の関係がどのように関連しているかを検討し、特に、単一のローカルな関係から、静止銀河と星形成銀河のそれぞれに対して2つの異なるグローバルな質量-金属量関係を生成する方法について説明します。、文献で報告されているように。これら2つのクラスの銀河の構造の違いは、グローバルなスケーリング関係の二重性を説明するための鍵であり、銀河のバリオンサイクルのモデル化に不可欠であるように見えます。
紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）観測を使用した球状星団NGC4590のUV明るい光源の研究
| Title |
Study_of_UV_bright_sources_in_globular_cluster_NGC_4590_using_Ultraviolet_Imaging_Telescope_(UVIT)_observations |
| Authors |
Ranjan_Kumar,_Ananta_C._Pradhan,_M._Parthasarathy,_Sonika_Piridi,_Santi_Cassisi,_Devendra_K._Ojha,_Abhisek_Mohapatra,_and_Jayant_Murthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03981 |
\mbox{{\emAstroSat}}衛星に搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）を使用して、銀河団（GGC）NGC4590の紫外線（UV）光源を研究しました。UV光学色-マグニチュード図（CMD）を使用して、さまざまな進化段階のソース、つまり、青色はぐれ星（BHB）、非常に青色はぐれ星（EHB）、青色はぐれ星（BS）、変光星を特定し、特性を明らかにしました。星など。有効温度（T$_{\mathrm{eff}}$）、重力（$\log$（g））、輝度（L$_{bol}$）、したがって半径（R）恒星大気モデルの助けを借りてスペクトルエネルギー分布（SED）をフィッティングすることにより、これらのホットスターの。クラスターのコアの近くにある2つの新しい遠紫外線（FUV）の明るいクラスターメンバーの星が検出されました。それらの1つはEHBスターであり、もう1つはポストブルーフック進化段階または白色矮星段階のいずれかです。クラスター内で特定されたすべてのホットスターの進化状態は、さまざまな進化モデルを使用して調査されています。大規模で若いBSはクラスターの中心に集中しているのに対し、古くてそれほど大規模ではないBSはクラスター全体に分散していることがわかります。BSの正規化された動径分布は、最小値がr$_{\mathrm{min}}$=4.3r$_c$にあるバイモーダルのようです。水平分枝星（HB）とBSの累積動径分布を使用して得られたクラスターのA$^+$パラメーターを計算しました。クラスターの半質量半径までのこの値を$+0.13$と測定しました。これは、NGC4590が動的年齢が$0.423\pm0.096$Gyrの動的中間年齢GGCの中で最も若いクラスターの1つであることを示しています。
高光度および超高光度赤外線銀河における高エネルギー核過渡現象
| Title |
Energetic_nuclear_transients_in_luminous_and_ultraluminous_infrared_galaxies |
| Authors |
T._M._Reynolds,_S._Mattila,_E._Kankare,_A._Efstathiou,_E._Kool,_S._Ryder,_L._Pe\~na-Mo\~nino,_M._A._P\'erez-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04019 |
高光度および超高光度赤外線銀河（U/LIRG）での高エネルギー核過渡現象の発生に関する調査結果を示します。広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）衛星とそのNEOWISEサーベイからの中赤外線（IR）データを使用して、215U/LIRGのサンプルで明るく滑らかに変化する過渡現象を検出しました。2つの既知のトランジェントに加えて、すべて$\DeltaL>10^{43}$ergs$^{-1}$の3つの新しいトランジェントが報告されます。それらのホスト銀河の放射伝達モデルフィッティングを実行して、それらのスターバースト特性とそれらの光度への活動銀河核（AGN）の寄与を調査しました。すべてのホストは主要な銀河の合体の一部であり、AGNからの重要な貢献が必要です。すべて10$^{50.9}$ergから10$^{52.2}$ergの間の光度と結果として生じるエネルギーの測定を通じて、過渡現象の特性を明らかにしました。トランジェントのIR放射は、超大質量ブラックホール（SMBH）への降着イベントから発生するより短い波長での放射の高温ダストによる再放射と一致することがわかりました。（1.6-5.0）$\times$10$^{-3}$/yr/銀河の対応する過渡速度は、光学系でAGNによって示される大振幅フレアの速度よりも1桁以上高くなっています。観測された過渡現象は、塵とガスを覆い隠す大きなカラム密度のために、光学またはX線調査の範囲外にとどまっている潮汐破壊現象（TDE）の塵に覆われた集団の一部であることを示唆します。観測されたイベントの発生率は、比較的無塵の銀河内のTDE発生率よりも大幅に高くなっています。これは、最近のスターバーストエピソードのために核領域で星の密度が増加した大規模な銀河の合体を経験しているU/LIRGホストで予想できます。それらの速度と性質を制約するために、そのような過渡現象の将来の探索とそれらの進化の多波長追跡が必要です。
Caに富むトランジェントのホスト銀河の物理的性質
| Title |
Physical_Properties_of_the_Host_Galaxies_of_Ca-rich_Transients |
| Authors |
Y._Dong,_D._Milisavljevic,_J._Leja,_S._K._Sarbadhicary,_A._E._Nugent,_R._Margutti,_W._V._Jacobson-Galan,_A._Polin,_J._Banovetz,_J._M._Reynolds,_B._Subrayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03449 |
カルシウムに富む（Caに富む）過渡現象は、比較的急速な進化、適度なピーク光度、および強い星状カルシウム輝線で知られる新しいクラスの超新星（SNe）です。現在、Caに富む過渡現象の前駆システムは不明のままです。それらはコア崩壊タイプIb/cSNeと同じように分光学的特性を示しますが、ほぼ半分が主に楕円形であるそれらのホスト銀河の郊外に見られ、SNeIaのより古い星の種族とのより密接な関係を示唆しています。この論文では、FUVからIRに至るまでのCaに富む過渡現象のすべての既知および/または疑わしいホスト銀河の公的に利用可能な多波長観測の編集を提示し、これらのデータを使用して、プロスペクターでそれらの星の種族を特徴付けます。統合された星形成率、恒星の質量、金属量、年齢など、いくつかの銀河パラメータを推定します。9つのホスト銀河について、観測はノンパラメトリック星形成履歴を取得するのに十分な感度があり、そこからSN率を回復し、これらのホスト銀河のそれぞれのCaリッチトランジェントがコア崩壊とタイプIaのようなものに由来する確率を推定します爆発。私たちの研究は、Caに富む過渡現象の集団は、コア崩壊爆発だけに由来するのではなく、白色矮星のみ、または白色矮星と他のチャネルとの混合集団（大規模な星の爆発を含む可能性がある）のいずれかからのものでなければならないという概念をサポートしています。Caに富むホスト銀河のより大きなサンプルの追加の測光と爆発サイト分光法は、これらの推定値を改善し、Caに富む過渡現象の白色矮星と大規模な星の前駆体の比率をよりよく制約します。
PSR J2030 +4415のロングフィラメント
新しいX線および光学観測は、ガンマ線パルサーPSR〜J2030+4415の注目に値するX線フィラメントに光を当てます。速度構造と比較した過去10年間の関連するH$\alpha$バウショックの進化の画像は、$\sim$0.5kpcの改善された運動学的距離を提供します。これらの速度は、パルサーの回転軸が、空の平面に近い固有運動軸から$\sim15^\circ$にあることも意味します。マルチバブルショック構造は、パルサーがバウショックを突破して現在のバブルに到達したときに、バウショックスタンドオフが20〜30ドル前に小さな値に圧縮されたことを示しています。この圧縮により、マルチTeVパルサー$e^\pm$が外部ISMに逃げることができ、外部磁場構造が「フィラメント」として点灯しました。細いフィラメントは優れた初期閉じ込めを示し、フィラメントの完全な$15^\prime$（$2.2$〜pc=7〜lt-y）の投影長は、その端までの急速な$e^\pm$伝播を示します。フィラメントに沿ったスペクトル変動は、注入された粒子エネルギーが突破イベント中に進化したことを示唆しています。
宇宙線とDRAGON2コードとの相互作用のFLUKA断面積
| Title |
FLUKA_cross_sections_for_cosmic-ray_interactions_withthe_DRAGON2_code |
| Authors |
Pedro_de_la_Torre_Luque_and_Mario_Nicola_Mazziotta_and_Alfredo_Ferrari_and_Francesco_Loparco_and_Paola_Sala_and_Davide_Serini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03559 |
宇宙線と星間ガスの核破砕反応で生成された二次粒子は、銀河内の荷電粒子の注入と輸送を調査するための貴重な情報を提供します。既存の実験データは非常に少なく、不確実ですが、これらの粒子の生成の断面積をよく理解することは、モデルを正しく解釈するために重要です。{\ttFLUKA}モンテカルロ核コードを使用して計算された非弾性および包括的の両方の新しい断面積のセットを開発し、CRデータとの互換性をテストしました。非弾性で包括的な断面積は、最新のデータおよびパラメーター化と比較され、一般的に良好な一致が見られます。次に、これらの断面積が{\ttDRAGON2}コードに実装され、$Z=26$までのCR核のスペクトルと、B、Be、およびLiの二次対一次比を特徴付けています。興味深いことに、FLUKA断面積により、AMS-02データと互換性のあるB、Be、およびLiフラックス比のエネルギー依存性を予測し、$20\％$未満のスケーリングでこれらのフラックス比を同時に再現できることがわかりました。。最後に、{\ttFLUKA}で計算されたガンマ線生成の断面を{\ttGammasky}コードに実装し、拡散ガンマ線スカイマップとローカルHI放射率スペクトルを計算して、フェルミ大面積望遠鏡のデータ。
現在、50を超える連星ブラックホールの合併の集団がLIGOとVirgoの重力波観測所によって観測されています。中性子星は超新星の誕生時に衝動的なキックに関連する大きな速度を持っていることが知られていますが、ブラックホールが同様のキックを受け取るかどうか、そしてどの程度の大きさであるかは未解決の問題です。最近、Callister等。（2021）それらはすべて孤立したバイナリ進化によって形成されたという仮説の下でバイナリブラックホール集団を分析し、大きなブラックホールキック（99％の信頼度で260km/s以上）がマージバイナリブラックのスピン分布に必要であると主張しました観測に一致する穴。ここでは、Callisteretal。によってなされた重要な仮定を強調します。（2021）-すべての二次ブラックホールがきちんとスピンアップできること-は物理モデルによって動機付けられておらず、ブラックホールキックの大きさの推定にバイアスをもたらす可能性があります。Callisteretalにわずかな変更を加えるだけです。（2021）モデル、潮汐同期が効果的でない、より広いマージバイナリの母集団を説明します。これが二次ブラックホールの二峰性スピン分布を自然に生成すること、および連星ブラックホール集団で観察されたスピン軌道の不整合は、100km/sのオーダーのより典型的なブラックホールキックによって説明できることを示します。ブラックホールを含む銀河系X線連星。ブラックホール連星の母集団の大部分は、孤立したブラックホール連星の進化による形成と一致していると結論付けます。
X線コロナの屈折率がAGNの輝線に及ぼす影響
降着円盤からのX線反射により、特徴的な輝線が生成され、AGNの最も内側の領域を調べることができます。コロナの屈折率が$n\neq1$であるリーマン幾何光学の枠組みの下で、これらの輝線を調査します。外の空きスペースは$n=1$の真空です。カー解法は、ブラックホールの重力だけでなく、$n$に依存する冠状プラズマの影響によって曲げられた光線を追跡するように変更されています。$n$を選択すると、ヌル測地線が変更され、光の偏向に類似した効果が得られます。$n>1$のコロナの場合、コロナ内の反対側のディスクは、観測者の空のより広い領域をカバーし、線の青い翼を強調し、青いピークと延長された赤い尾の間のフラックス差を大きくします。$n<1$の場合、逆の効果が見られます。さらに、$n>1$および$n<1$のコロナは、青い翼（$\Deltag_{max}$）にそれぞれより高いエネルギーとより低いエネルギーへの余分なシフトを引き起こす可能性があります。これらの効果は、傾斜角が$\gtrsim60^\circ$で、コロナが$\gtrsim5r_g$まで伸びている場合にさらに顕著になります。$\Deltag_{\rmmax}\gtrsim0.01$のラインシフトの偏差を取得するには、コロナの屈折率と空きスペースの屈折率の差を$\Deltan\gtrsim0.5％$にする必要があります。最後に、レンズコロナは、これらの輝線の観測された変動に影響を与える可能性のある光子の到着時間に影響を与える可能性があります
GB6 J2113 + 1211：ニュートリノイベントIceCube-191001Aと時間的および空間的に一致する多波長フレアガンマ線ブレーザー
| Title |
GB6_J2113+1121:_A_multi-wavelength_flaring_gamma-ray_blazar_temporally_and_spatially_coincident_with_the_neutrino_event_IceCube-191001A |
| Authors |
Neng-Hui_Liao,_Zhen-Feng_Sheng,_Ning_Jiang,_Yu-Ling_Chang,_Yi-Bo_Wang,_Dong-Lian_Xu,_Xin-Wen_Shu,_Yi-Zhong_Fan_and_Ting-Gui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03788 |
電波を発する潮汐破壊現象（AT2019dsg）は、IceCubeニュートリノイベントIceCube-191001Aに対応する可能性が高いものとして提案されています。この作業では、ニュートリノの方向のフェルミ-LATデータを再検討し、AT2019dsgのサイトで信号がないことを確認しました。代わりに、このニュートリノの90％の機密レベルの誤差領域の端に、ブレーザーGB6J2113+1121と空間的に一致するガンマ線過渡源があります。IceCube-191001Aが到着すると、GB6J2113+1211は、フェルミ-LAT運用の開始以来、20倍を超える変動振幅で、最も強いガンマ線フレアを受けています。一方、これまで観測されていなかったGB6J2113+1121の激しい赤外線フレアと光学フレアが同時に検出されました。空間的および時間的な一致に動機付けられて、GB6J2113+1121がIceCube-191001Aの対応物の候補であることを提案します。GB6J2113+1211のジェット特性が調査され、ニュートリノを放出するブレーザー（候補）のジェット特性に匹敵することがわかりました。この方向でのアーカイブIceCubeデータの特定の分析と将来の観測は、ニュートリノの起源にさらなる制約を課すでしょう。
MAXI J0556-332中性子星の「ハイパーバースト」：新しいタイプの熱核爆発の証拠
| Title |
A_"Hyperburst"_in_the_MAXI_J0556-332_Neutron_Star:_Evidence_for_a_New_Type_of_Thermonuclear_Explosion |
| Authors |
Dany_Page,_Jeroen_Homan,_Martin_Nava-Callejas,_Yuri_Cavecchi,_Mikhail_V._Beznogov,_Nathalie_Degenaar,_Rudy_Wijnands,_Aastha_S._Parikh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03962 |
一時的に降着する中性子星の研究は、中性子星クラストの特性を解明するための強力な手段を提供します。過渡低質量X線連星MAXIJ0556--332における中性子星の進化の広範な数値シミュレーションを提示します。いくつかの浅い熱源によって補完された深い地殻加熱メカニズムによる降着中の星の加熱を考慮して、過去10年間に4つの異なる源の爆発の後の静止段階中に得られたほぼ20の観測をモデル化します。冷却データは、最後の3回の爆発中に作用する単一の浅い加熱源と一致していることを示していますが、中性子星が出たときの非常に高い有効温度（〜350eV）を説明するには、非常に異なる強力なエネルギー源が必要です。最初に観測された爆発。巨大な熱核爆発、つまり酸素またはネオンの中性子に富む同位体の不安定な燃焼による「ハイパーバースト」が、最初の爆発の終了の数週間前に発生し、10^11のオーダーの密度で10^44エルグを放出することを提案します。g/cm^3。これはハイパーバーストの最初の観測であり、爆発層の蓄積には約千年の降着履歴が必要であるため、これらは非常にまれなイベントです。その大きなエネルギー出力にもかかわらず、ハイパーバーストは、その深さのために、降着段階の間に光度の顕著な増加を生み出さず、中性子星のその後の冷却へのその痕跡によってのみ識別可能です。
磁場のベクトルポテンシャルを進化させることにより、電磁流体力学のためのメッシュレス法を提示します。保守的なフラックス計算のためのHLLDRiemannソルバーを使用したメッシュレス有限質量/体積に基づいて、磁場の発散を制限するための新しいスキームと数値手法が開発されています。適切な平滑化プロセスによって磁場を安定させることができるため、長期的な進化が可能になることがわかりました。新しいスキームを検証するために、Brio-Wu衝撃波管、2Dおよび3DOrszag-Tang渦テスト問題を実行します。私たちの結果は、私たちの方法が堅牢であり、既存のメッシュレスコード$-$GIZMOよりも中央オフセット、振幅、および詳細なパターンの精度が高いことを示唆しています。
共回転座標におけるシンプレクティック積分器
回転座標における質点の動的方程式は、フレームに対する共回転ポテンシャルに加えて、コリオリと遠心力によって支配されます。このようなシステムはもはや標準的なハミルトン系ではないため、シンプレクティック積分器の構築には問題があります。このホワイトペーパーでは、この質問に対する3つのインテグレーターを紹介します。これらのスキームがエネルギーのほぼ保存という優れた特性を持っていることは重要です。共回転座標における$（p_n、x_n）\mapsto（p_{n+1}、x_{n+1}）$の離散シンプレクティックマップが存在し、2つの積分器が変分シンプレクティックであることを証明しました。数値実験の2つのグループは、共回転するシルクハット密度と円形の制限された3体システムの例で、これらの積分器の精度と長期的な収束を示しています。
低軌道を飛行するマルチ衛星編隊をリモートセンシングするための最適な低推力操縦の設計
| Title |
Design_of_optimal_low-thrust_manoeuvres_for_remote_sensing_multi-satellite_formation_flying_in_low_Earth_orbit |
| Authors |
Francesca_Scala,_Gabriella_Gaias,_Camilla_Colombo,_Manuel_Mart\`in-Neira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03998 |
この論文は、ミッション運用設計のためのツールを提供することを目的として、低軌道環境で飛行するマルチ衛星編隊の最適な操縦設計のための戦略を提示します。編隊飛行操作のために提案された方法論は、運用段階を可能にするために、継続的な低推力制御プロファイルを予見します。設計は、主な軌道摂動効果を含む、相対軌道要素で記述された動的表現から開始して実行されます。また、従来のラジアル-トランスバーサル-ノーマル記述とのインターフェースを活用して、最大delta-v制限と安全条件要件を含めます。この方法論は、ヨーロッパの一部としての潜在的な高解像度の土壌水分および海洋塩分（SMOS）の後続ミッションなど、陸と海のアプリケーションのためのリモートセンシングミッション研究である編隊フライングLバンド開口合成に適用されます。宇宙機関のミッションコンセプト研究。さらに、この結果は、分散システムを活用した広範囲の低軌道ミッション、特にSMOSの後続コンセプトとしての編隊フライングLバンド開口合成（FFLAS）に適用できます。
0.01-10 auでのCOでのディスクリングと風のスキャン：IRTF-iSHELLを使用した高解像度$ M $バンド分光法調査
| Title |
Scanning_disk_rings_and_winds_in_CO_at_0.01-10_au:_a_high-resolution_$M$-band_spectroscopy_survey_with_IRTF-iSHELL |
| Authors |
Andrea_Banzatti,_Kirsten_M._Abernathy,_Sean_Brittain,_Arthur_D._Bosman,_Klaus_M._Pontoppidan,_Adwin_Boogert,_Stanley_Jensen,_John_Carr,_Joan_Najita,_Sierra_Grant,_Rocio_M._Sigler,_Michael_A._Sanchez,_Joshua_Kern,_and_John_T._Rayner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03438 |
解像力を提供する2つのスリットを使用してIRTFでiSHELLを使用して実行された惑星形成ディスクの$M$バンド分光調査の概要と最初の結果を示しますR$\approx$60,000-92,000（5-3.3km/s）。iSHELLは、4.52〜5.24$\mu$mのほぼ完全なカバレッジをワンショットで提供し、それぞれの$^{12}$COおよび$^{13}$COのRおよびPブランチからの$>50$ラインをカバーします。複数の振動レベル、および複数の放出および吸収成分の励起に関する前例のない情報を提供します。この調査の最も注目すべき新しい発見のいくつかは次のとおりです。1）$<2$auでの2つのCOケプラーリングの検出（HD259431）、2）でのH${_2}$O回転振動線の検出5$\mu$m（AS205N）、および3）1〜14年のタイムスケールにわたるCO線の一般的な運動学的変動。この調査を以前のより冷たい星のVLT-CRIRES調査と一緒に均一に分析することにより、COスペクトルの統一されたビューについて説明します。ここでは、放出および吸収成分が、ダスト昇華内のダストのない領域から$\approx10までの半径にわたってディスク表面をスキャンします。$au。ケプラーリング（ダブルピークライン）とディスク表面に加えて風の低速部分（三角形のライン）からの放出として解釈される2つの基本的なタイプのCOライン形状を分類します。ここで、CO励起は異なる放出領域（およびそれらのガスを反射します）-対ダスト比）だけでなく、照射スペクトル。三角形の線のディスク+風の解釈は、COスペクトルで観察されるいくつかの特性を自然に説明します。これには、線のブルーシフト、高い傾斜で狭い吸収に変わる線の形状、恒星型の関数としての円盤風の頻度が含まれます。
主系列星B型星HD43317のコア近傍磁場強度の星震学的推論
| Title |
Asteroseismic_inference_of_the_near-core_magnetic_field_strength_in_the_main_sequence_B_star_HD_43317 |
| Authors |
Daniel_Lecoanet,_Dominic_M._Bowman,_Timothy_Van_Reeth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03440 |
中質量および高質量の矮星の約10％が、その表面に強力な大規模な磁場をホストしていることが観察されています。これは、化石磁場に由来すると考えられています。しかし、星の深い内部の磁場の強さと幾何学に関してはほとんど推論がありません。主系列星にある間、巨大な星が対流コアを持っていることを考えると、重力（g）モードの星震学はそれらのコア質量に制約を与えることができますが、それでもそれらの内部磁場の強さを調べるために使用されていません。ここでは、星震学を使用して、磁場とそのgモードの予想される相互作用に基づいて、脈動する磁気BスターHD43317のコア付近の領域の磁場強度の上限を制限します。高放射状次数gモードを抑制し、高周波gモードのみを含むHD43317の観測周波数スペクトルを再現するには、次数$5\times10^5$Gの磁場強度で十分であることがわかります。この結果は、主系列星の内部の磁場の強さの最初の推論です。
超大規模炭素酸素白色矮星の進化
| Title |
The_evolution_of_ultra-massive_carbon_oxygen_white_dwarfs |
| Authors |
Mar\'ia_E._Camisassa,_Leandro_G._Althaus,_Detlev_Koester,_Santiago_Torres,_Pilar_Gil_Pons_and_Alejandro_H._C\'orsico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03495 |
超大規模白色矮星（$\rmM_{WD}\gtrsim1.05\、M_{\odot}$）は、Ia型超新星爆発、合併イベント、超漸近巨星分枝での物理的プロセスの発生を研究するための強力なツールと見なされています（SAGB）相、および高磁場の存在。伝統的に、超大規模な白色矮星は、酸素ネオン（ONe）コアを宿すと予想されています。しかし、新しい観測と最近の理論的研究は、いくつかの超大規模白色矮星の前駆細胞が炭素燃焼を回避でき、炭素-酸素（CO）コアを含む超大規模白色矮星の形成につながることを示唆しています。ここでは、広範囲の金属量と質量のためのCOコアを備えた超大規模白色矮星進化シーケンスのセットを提示します。結晶化プロセス中の潜熱と相分離、および$^{22}$Ne沈降によって放出されるエネルギーを考慮に入れます。前駆体の進化の完全な計算から生じる現実的な化学的プロファイルが考慮されます。CO超大質量白色矮星モデルとONeモデルを比較します。COの超大質量白色矮星は、主に3つの理由、つまり、熱含有量が多いこと、結晶化の影響、および$^{22}$Ne沈降の影響により、ONeの対応するものよりも大幅にゆっくりと進化すると結論付けます。また、新しいモデルの雰囲気に基づいて、いくつかの測光バンドの色を提供します。これらのCO超大質量白色矮星モデルは、ONe超大質量白色矮星モデルとともに、私たちの銀河の超大質量白色矮星集団を研究するための適切な理論的枠組みを提供します。
星形成領域における水メーザーの固有運動IRAS23139 + 5939
| Title |
Proper_Motions_of_Water_Masers_in_the_Star-forming_Region_IRAS_23139+5939 |
| Authors |
Miguel_A._Trinidad,_Hiroshi_Imai,_Eduardo_de_la_Fuente,_Ivan_Toledano-Ju\'arez,_Joseph_M._Masqu\'e,_and_Tatianna_Rodr\'iguez-Esnard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03644 |
VLBIの組み合わせでKaVAを使用して、高質量星形成領域IRAS23139+5959に関連するH$_2$O（6$_{16}$$\rightarrow$5$_{23}$）メーザー放射を観測しました。KVN（韓国）とVERA（日本）の間のアレイ。マルチエポックのKaVA観測を通じて、メーザーの特徴の3つのグループが検出され、そのうちの2つは、KarlG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡（VLA）によって以前に検出されたものと一致します。メーザーの固有運動を決定することにより、最初のメーザーグループは、ほぼ視線に沿って広角の流出をトレースする拡大運動を示し、2番目のメーザーグループは\hii領域のエンベロープに関連付けられているように見えることがわかりました。IRAS23139+5939での星形成活動について説明します。これは、正面から見た流出に関連するH$_2$Oメーザーの高い変動性に反映されている可能性があります。
見かけの$G$バンドの大きさが$<17$で、三角法の視差が$>3.33$ミリ秒角の4000個のガイアソースのサンプルを、トランジット太陽系外惑星調査の高レベル科学製品とフルフレーム画像にクロスマッチングしました。可能な白色矮星変数の光度曲線を抽出するため。サンプル内のほとんどのターゲットは、30分のケイデンスで少なくとも27日間の観測サイクルで観測されました。トレンド除去された光度曲線から構築されたLomb-Scargleピリオドグラムに基づいて、600を超える光源が周期的な変動を示しています。この論文は、同定からの初期の結果を提示します。
電流散逸による太陽彩層の加熱
| Title |
Heating_of_the_solar_chromosphere_through_current_dissipation |
| Authors |
J._M._da_Silva_Santos,_S._Danilovic,_J._Leenaarts,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_X._Zhu,_S._M._White,_G._J._M._Vissers,_M._Rempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03955 |
太陽彩層は、放射平衡によって予測されるよりも高い温度に加熱されます。この過剰な加熱は、磁場が強いアクティブ領域で大きくなります。1mのスウェーデン太陽望遠鏡（SST）との分光偏光共観測を使用して、アタカマ大型ミリ波/サブミリメートルアレイ（ALMA）によってマッピングされた太陽活動領域の輝度温度が向上した領域に関連する磁気トポロジーを調査することを目的としています。。Milne-Eddington反転、非局所熱力学的平衡（non-LTE）反転、および磁気静水圧外挿を使用して、温度、磁場、および放射エネルギー損失の3次元層化に対する制約を取得します。観測結果を電磁流体力学シミュレーションのスナップショットと比較し、寄与関数を使用して3mmでの熱連続体の形成を調査します。最大$\sim5\rm\、kW\、m^{-2}$の上部彩層で加熱速度が向上し、小規模な出現ループが上にある磁気キャノピーと相互作用して、現在のシートにつながることがわかります。磁場の外挿。私たちの見積もりは、標準値よりも約2倍高くなっていますが、ALMAの空間分解能（$\sim1.2^{\prime\prime}$）によって制限されています。バンド3の輝度温度はこの領域で約$\sim10^{4}\、$Kに達し、非LTE反転から推定される横磁場強度は彩層で$\sim500\、$Gのオーダーです。。数値シミュレーションでは、積分された放射損失を含む多くの観測された特徴を定量的に再現し、加熱は電流シートの散逸によって引き起こされていると結論付けています。ただし、シミュレーションでは、フラックス出現領域に複雑な成層が見られ、異なる層がmm連続体の放出に大きく寄与する可能性があります。
複数の星のサブシステムの分光軌道。 VIII
階層的な恒星系の周期、偏心、および質量は、これらの魅力的なオブジェクトの形成と初期の進化について私たちに知らせます。近くの太陽型星の多重度統計を補完するために、15の階層（10のトリプルと5のクワッド）の内部サブシステムの19の新しい分光軌道が、数年間に収集された高解像度のエシェルスペクトルに基づいて決定されます。このシリーズの以前の論文は主に短周期の軌道を含んでいましたが、ここではほとんどの期間は1年のオーダーです。これらの階層の主なコンポーネントは、HIP7852、9148、12548、21079、24320、27970、34212、56282、57860、76400、76816、81394、96284、100420、およびHD108938です。注目すべきシステムはHIP12548および24230（低質量分光セカンダリを備えた2+2アーキテクチャ）、HIP56282（惑星タイプの3+1階層）、およびHIP27970（15日と1049日の期間のコンパクトなトリプル）。
自発的にスカラー化されたブラックホール構成の新しい形の存在を明らかにします。特に、高電荷領域$Q/M>（Q/M）_{\text{crit}}=\sqrt{21}/5$のReissner-Nordstr\"omブラックホールは{をサポートできることが証明されています。\itthin}曲がった時空のガウス・ボネット不変量への非最小結合を持つ大規模なスカラー場でできている物質シェル。これらの静的スカラーシェルは、無次元の大質量$M\mu\で非常に薄くなります。gg1$レジーム、ブラックホールの地平線上に有限の適切な距離をホバリングします[ここで$\{M、Q\}$はそれぞれ中央の支持ブラックホールの質量と電荷であり、$\mu$はの適切な質量ですサポートされているスカラー場]。さらに、離散共鳴スペクトルの非常にコンパクトな分析式を導き出します$\{\eta（Q/M、M\mu;n）\}_{n=0}^{n=\構成されたアインシュタイン-マクスウェル-スカラー場理論の束縛状態の荷電ブラックホール-薄い-大規模-スカラー-シェルの曇った構成を特徴付ける自明でない結合パラメーターのinfty}$。
| Title |
Revisiting_the_Dark_Matter_Interpretation_of_Excess_Rates_in_Semiconductors |
| Authors |
Peter_Abbamonte,_Daniel_Baxter,_Yonatan_Kahn,_Gordan_Krnjaic,_Noah_Kurinsky,_Bashi_Mandava,_Lucas_K._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03436 |
低閾値暗黒物質検出器からの最近の結果に照らして、半導体検出器の過剰率に焦点を当てて、多数の直接検出実験にわたる複数の過剰の共通の暗黒物質起源の可能性を再検討します。シリコンSuperCDMS極低温フォノン検出器で40eVを超え、ゲルマニウムEDELWEISS表面検出器で100eVを超える低しきい値熱量過剰率の解釈を、共通であるが未知の起源から生じたものとして調査し、観測されたエネルギーに対する互換性のある適合を示しますインデックス$\alpha=3.43^{+0.11}_{-0.06}$のべき乗則に従う両方の実験のスペクトル。質量数$A^2$のほぼ2乗で、これら2つの過剰率の正規化の興味深いスケーリングにもかかわらず、核反跳を介した暗黒物質散乱による共通の起源の可能性は、エキゾチックな凝縮を考慮に入れても、非常に嫌われていると主張しますまだ測定されていない運動学的レジームにおける物質の影響。また、宇宙線中性子、太陽ニュートリノ、光子を起源とする非弾性核散乱の可能性を調査し、既知の粒子フラックスに基づいて3つすべてを定量的に嫌います。
若い太陽風のアルファ陽子微分流：パーカーソーラープローブ観測
| Title |
Alpha-proton_Differential_Flow_of_the_Young_Solar_Wind:_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
P._Mostafavi,_R._C._Allen,_M._D._McManus,_G._C._Ho,_N._E._Raouafi,_D._E._Larson,_J._C._Kasper,_and_S._D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03551 |
陽子に対するアルファ粒子の速度は、太陽風の種類と太陽からの距離によって異なります（Marsch2012）。以前の宇宙船からの測定は、0.3auまでのアルファ陽子の微分速度を提供しました。パーカーソーラープローブ（PSP）は、太陽に近い新たに加速された太陽風の差動流を初めて洞察できるようになりました。ここでは、コア太陽風がイオン用ソーラープローブアナライザー（SPAN-I）機器の視野内にある場合の、遭遇3〜7のPSPペリヘリア付近の陽子とアルファバルク速度の違いを調べます。より大きな太陽圏距離で以前に報告されたように、PSPによって観測されたアルファ陽子差速度は、遅い太陽風よりも速い風の方が大きい。PSP観測をさまざまな宇宙船の測定値と比較し、アルファ陽子の速度差の半径方向および時間的進化を示します。以前の観測と一致して、太陽風が太陽から伝播するにつれて、差流は減少します。ヘリオスは遅い太陽風に対して微分流の小さな半径方向の依存性を示しましたが、PSPは0.09auまでの若い遅い太陽風に対してこの依存性を明確に示しました。私たちの分析によると、アルファ陽子の微分速度の大きさは、主にローカルのAlfv\'en速度を下回っています。さらに、アルファ粒子は通常、太陽に近い陽子よりも速く移動します。PSPは、8回目の遭遇でAlfv\'en表面を通過し、将来の遭遇でそれを通過する可能性があります。これにより、太陽風加速源領域に非常に近い差動流を初めて調査することができます。
銀河間媒体による長波長重力波の減衰
通過する重力波（GW）がそれらを加速するときの銀河間媒体（IGM）の荷電粒子による放射の問題が調査されます。最大の加速度（静止状態から最大速度まで電荷を取り、摂動されていない時空の静止フレームで非相対論的である）は、伝播する球形の重力波面の曲率によって制限されることがわかります。興味深い物理学は、暖かく熱いIGMへの放射のその後の放出から生じます。これは、最低次では、磁場が凍結された完全にイオン化された水素プラズマ$B$です。$\om<\om_b、$の場合、伝搬方向の大部分で、右手偏光放射がプラズマ周波数$\om_p$より低い周波数でプラズマを透過できることがわかります。ここで$\om_b=eB/m_e$は、一般的なIGM条件で$\om_b<\om_p$を満たします。さらに、このようなシナリオでの屈折率は$n\gg1、$であり、GWエネルギーの放射散逸が強化されます（真空シナリオと比較して）。これは、両方の電荷種が熱平衡にあり、加速されている場合、電子にとってより深刻です。同じやり方で。次に、電子による放出が優勢になり、サイズ1波長内の振幅のコヒーレント加算によってさらに増幅されます。$\lam\gtrsim5\times10^{13}$〜cmのGWを電磁波に変換すると、そのようなGWは$\lesssim1$〜Gpcの距離しか伝播できず、$のIGMBフィールドによって大幅に減衰します。\sim10^{-8}$G。低周波GW\textcolor{black}{pulsar-timing-arraysのターゲット}は、IGM磁場が予想よりもはるかに低くない限り、存続しません。レーザー干渉計宇宙アンテナなどの将来の\textcolor{black}{宇宙ベース}検出器の対象となる\textcolor{black}{mHz}周波数GWインスピレーションはそのまま残り、検出できます。
1998年、天文学者は宇宙の膨張が加速していることを発見しました。どういうわけか、何かが宇宙論的スケールで重力を反発させたに違いありません。これはダークエネルギーと呼ばれていました。それはアインシュタインの宇宙定数によって記述されます。そしてそれは宇宙の総質量の約70％に相当します。宇宙定数は真空エネルギーの一形態であると推測されてきましたが、場の量子論からの予測は最近まで何桁も失敗していました。カシミール力に関する経験的証拠によって知らされたリフシッツ理論は、正しい桁数を生み出しただけでなく、天文学的データと定量的に一致しています。さらに、理論は、測定されたハッブル定数と予測されたハッブル定数の間の緊張を解決するように見えます。したがって、カシミール物理学がダークエネルギーを説明する可能性は十分にあります。この記事では、K。A。ミルトンが編集した「真空の状態：2020年代のカシミール物理学」の一部として、真空力の実践者のための宇宙論を紹介します。宇宙論を簡潔に紹介したい他の物理学者やエンジニアにとっても興味深いかもしれません。
| Title |
Dark_matter,_supernova_neutrinos_and_other_backgrounds_in_direct_dark_matter_searches._The_ANDES_laboratory_prospects |
| Authors |
K.J._Fushimi,_M.M._Saez,_M.E._Mosquera_and_O._Civitarese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03887 |
暗黒物質粒子は、原子核による弾性散乱を介して直接検出できます。次世代の実験は、最終的に暗黒物質候補についての物理的証拠を見つけることができます。この動機を念頭に置いて、キセノン検出器で暗黒物質粒子の予想される信号を計算しました。計算は、最小超対称標準模型内のさまざまな質量とパラメーターを考慮して実行されました。検出器はニュートリノも検出できるので、形式的にはステライルニュートリノを含む超新星ニュートリノ信号を分析しました。この3+1スキームを使用して、通常の質量階層と逆の質量階層の両方の予測を行います。ANDES（AguaNegraDeepExperimentalSite）にある計画された直接検出実験の応答の研究を行うために、原子炉のニュートリノと地球ニュートリノのサイトでのニュートリノの寄与を考慮して、バックグラウンドへのニュートリノの寄与を計算しました。研究所。テスト検出器として、Xenon1Tのようなアレイを使用します。
スキッパーCCDでのコンプトン散乱による150eV未満の電子正孔対生成エネルギーとファノ因子に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_electron-hole_pair_creation_energy_and_Fano_factor_below_150_eV_from_Compton_scattering_in_a_Skipper-CCD |
| Authors |
A._M._Botti,_S._Uemura,_G._Fernandez_Moroni,_L._Barak,_M._Cababie,_R._Essig,_J._Estrada,_E._Etzion,_D._Rodrigues,_N._Saffold,_M._Sofo_Haro,_J._Tiffenberg,_and_T._Volansky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03924 |
完全に枯渇した厚いシリコンのスキッパー電荷結合デバイス（スキッパー-CCD）は、サブ電子読み出しノイズを実現しており、ニュートリノと明暗黒物質の相互作用を調べるための重要な技術です。ただし、まれなニュートリノまたは暗黒物質イベントの検索を成功させるには、信号とすべての背景を完全に特性化する必要があります。特に、暗黒物質とニュートリノの信号を特徴づけるには、150\、eV未満の電子正孔対生成エネルギーとファノ因子の測定が必要です。さらに、バックグラウンド放射線からの光子は、シリコンバルク内でコンプトン散乱し、暗黒物質またはニュートリノ信号を模倣できるイベントを生成する可能性があります。Skipper-CCDと$^{241}$Amソースを使用したコンプトンスペクトルの測定値を示します。これらのデータを使用して、電子正孔対生成エネルギーを、99.3eV〜150eVのエネルギー範囲で130\、Kで$\left（3.71\pm0.08\right）$\、eVと測定します。コンプトンスペクトルの99.3eVと150eVでステップの幅を測定することにより、ファノ因子を測定する新しい手法を導入し、90\％C.Lで0.31の上限を設定します。これらの結果は、Skipper-CCDがコンプトンスペクトルを特徴づけ、150\、eV未満のファノ因子と電子正孔対の生成エネルギーを正確に測定する可能性を証明しています。
ユニモジュラ重力におけるインフレーションと宇宙論的（それほどではない）定数
いかなる種類のスカラー場にも頼ることなく、初期宇宙でインフレーション相を生成するためのメカニズムを提案します。代わりに、この加速膨張は、ユニモジュラ重力の枠組みにおける動的な「宇宙定数」によって駆動されます。時間依存の宇宙定数は、その制限的な異形不変性のためにユニモジュラ重力で自然に発生するエネルギー拡散項に関連している可能性があります。現実的なインフレ時代を生み出すために、あらゆるタイプの拡散に必要な一般的な条件を導き出します。さらに、インフレの特定のパラメータ化（ハッブルフロー関数の観点から）について、インフレとその後の放射が支配的な時代の間でスムーズな遷移が発生し、再加熱が自然に進行するように、対応する拡散項を構築する方法を示します。原始スペクトルは、標準的な流体力学的物質（単一の超相対論的流体としてモデル化）に関連する不均一な摂動を考慮することにより、インフレーション段階で取得されます。結果として得られるスペクトルは、従来のインフレモデルで得られたものと同等であり、拡散項の特定の形式にも依存しないことを示します。さらに、現在の観測値を用いて、インフレ拡大の原因となる可変宇宙定数を特定する可能性を分析します。
