第56回RencontresdeMoriondの2022年宇宙論セッションへの貢献：HERA21cmパワースペクトル限界からの再電離制約
| Title |
Contribution_to_the_2022_Cosmology_session_of_the_56th_Rencontres_de_Moriond:_Reionization_constraints_from_HERA_21cm_power_spectrum_limits |
| Authors |
Stefan_Heimersheim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12626 |
HERACollaborationetal。に掲載されたHERA無線干渉計からの21cmパワースペクトル上限の分析を紹介します。2022.最近の制限を使用して、初期宇宙の再電離とIGMおよび銀河の特性を制限します。私は特に、CMB（たとえば初期の銀河によって生成された）に加えて、より強い21cmの信号につながる可能性があり、したがって制約が容易な無線バックグラウンドの可能性に焦点を当てています。HERA観測がこれらのモデルとIGMにどのような制限を課すことができるか、そしてこれがラジオとX線背景放射の既存の制約とどのように比較されるかを示します。
| Title |
The_velocity_structure_of_the_Intracluster_Medium_of_the_Centaurus_cluster |
| Authors |
E._Gatuzz,_J._S._Sanders,_R._Canning,_K._Dennerl,_A._C._Fabian,_C._Pinto,_H._Russell,_T._Tamura,_S._A._Walker_and_J._ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12635 |
クラスターを理解するための重要性にもかかわらず、ICM速度構造の直接測定はほとんどありません。XMM-Newton観測を使用して、ケンタウルス座クラスターの速度構造の詳細な分析を示します。CuKaインストルメンタルラインを参照として使用する新しいEPIC-pnエネルギースケールキャリブレーションを使用すると、$\Deltav\sim79$km/sまでの不確実性のある速度測定値を取得できます。速度、金属量、温度、密度、エントロピー、圧力の2Dスペクトルマップを0.25フィートの空間分解能で作成します。ICMの速度構造は主銀河の速度構造に類似しているが、寒冷前線は私たちの視線に垂直な平面内を低速で移動している可能性が高いことがわかりました。最後に、半径$>30$kpcの総エネルギー収支に対する<25\％の運動成分からの寄与を発見しました。
高速電波バーストで再電離を測定するために必要なもの
高速電波バースト（FRB）は最近発見された銀河系外の電波トランジェントであり、現在は新しい宇宙論的プローブとして使用されています。バーストの分散測定が、水素の再電離の履歴をモデルに依存せずに調査する方法を示します。FlexKnot自由形式パラメータ化を使用して再電離履歴を再構築すると、赤方偏移z>5に由来する100個のFRBで達成される、CMB光学的厚さの11％の精度制約、および再電離の中間点の4％の精度が予測されます。
シミュレートされたハロークラスタリング統計における質量分解能効果を補正するための機械学習アプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_Approach_to_Correct_for_Mass_Resolution_Effects_in_Simulated_Halo_Clustering_Statistics |
| Authors |
Daniel_Forero-S\'anchez,_Chia-Hsun_Chuang,_Sergio_Rodr\'iguez-Torres,_Gustavo_Yepes,_Stefan_Gottl\"ober,_Cheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12669 |
宇宙論的調査で観測された量の増加は、シミュレーションの準備にさまざまな課題を課します。まず、必要なシミュレーションの量は、観測値に比例して増加します。ただし、大量のシミュレーションはすぐに計算が困難になりつつあります。第二に、進行中および将来の大規模な調査は、より小さなオブジェクトを対象としています。以前の焦点と比較した輝線銀河、すなわち明るい赤い銀河。それらは、シミュレーションがより高い質量分解能を持つことを要求します。この作業では、同じバックグラウンドホワイトノイズを使用したペアの高解像度（HR）シミュレーションでトレーニングすることにより、低解像度（LR）シミュレーションのハローカタログを調整する機械学習（ML）アプローチを紹介します。これにより、HRハローとLRハローを1対1で照合してデータをトレーニングします。トレーニング後、キャリブレーションされたLRハローカタログは、$5〜{\rmper〜cent}$以内のスケールで$2.5\times10^{11}〜h^{-1}M_\odot$までの質量の質量クラスタリング関係を再現します。$k<1〜h\、\rmMpc^{-1}$。ハロー質量関数、パワースペクトル、2点相関関数、および実空間と赤方偏移空間の両方でのバイスペクトルを含むさまざまな統計のパフォーマンスを検証します。私たちのアプローチは、各オブジェクトの補正されたハロー質量を含む低解像度カタログ（ハローあたり$>25$粒子）から高解像度のようなハローカタログ（ハローあたり$>200$粒子）を生成します。これにより、結果の質量分解能を大きく損なうことなく、大量の実際の高分解能シミュレーションの計算負荷を回避できます。MLアプローチのコスト（$\sim1$CPU時間）は、$N$ボディシミュレーションのコスト（たとえば、数百万CPU時間）と比較してごくわずかです。必要な計算時間は8分の1に削減されます。
宇宙が200マイル未満のとき、宇宙ドーン（CD）でのポップIII星とブラックホール（BH）の間接的な洞察は、CMBに対するHIの21cm線の吸収信号として刻印される可能性があります。EDGESによって報告された21cmHI吸収の追加の大振幅を説明するために、CDでのHI吸収信号をブーストするBHジェットソースからの追加のシンクロトロン宇宙無線バックグラウンド（CRB）に基づくモデルが提案されています。z=7までの高zクエーサーにおける電波大質量超大質量BH（SMBH）の最近の観測は、強度が不明なz>15で成長するBHからのCRBの存在を示唆しています。EDGES信号の開始を一致させるには、CMBの強度と同等の強度のCRBが必要です。ここでは、EDGESの吸収信号を例として、このタイプの吸収信号を分析するための近似計算を提供します。z=6-7のクエーサーの〜10^9太陽質量の電波大音量SMBHで観測されたBH質量対電波輝度比を仮定すると、中間質量（IMBH）の急速に成長する電波発光BHがSMBHは、z=18〜20の間隔でEDGESによって報告されたHI吸収の振幅を説明できる、CRBの唯一のタイプの天体物理的電波源です。これらの赤方偏移では、EDGES信号は、IMBHの全体的な質量密度が星の質量密度よりも優勢でなければならないことを意味します。これは、これらの高い赤方偏移で予想される最大恒星質量密度（SMD）の70％以上です。これは、これらのIMBHが以前に形成され、大部分の星よりも速く成長し、典型的なポップIII星の恒星質量BHの残骸からの大きな質量寄与がないことを示唆しています。これらのIMBHからの高度に赤方偏移した信号は、SKAなどの超高感度干渉計を使用した長い電波波長、JWSTを使用した赤外線、および将来の宇宙ミッションを使用したX線で検出できます。
SDSSデータへの適用を伴うEAGLEシミュレーションからの銀河光度とWHIM密度の間のスケーリング関係
| Title |
The_Scaling_Relation_between_Galaxy_Luminosity_and_WHIM_Density_from_EAGLE_Simulations_with_application_to_SDSS_data |
| Authors |
Patrick_Holt,_Toni_Tuominen,_Jukka_Nevalainen,_Massimiliano_Bonamente,_Teet_Kuutma,_Pekka_Hein\"am\"aki,_and_Elmo_Tempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12770 |
この論文では、高解像度のEAGLEシミュレーションを使用して、$r$バンドの銀河の光度密度（LD）と宇宙フィラメントの暖熱銀河間媒体（WHIM）の密度との間の更新されたスケーリング関係を示します。WHIM密度と銀河の光度密度の間には強い相関関係があり、2つの量の間にスケーリング関係があり、散乱が$\frac{1}{2}未満のフィラメントのWHIM密度を予測できます。平滑化されたフィラメントの光度密度の広い範囲で$dex。LD-WHIM密度関係のシミュレーションベースのキャリブレーションのパフォーマンスを推定するために、レガシー調査SDSS〜DR12データの\emph{Bisous}メソッドで検出された低赤方偏移フィラメントのサンプルに適用しました。SDSSデータでカバーされているボリュームでは、私たちの関係は、宇宙バリオン密度の$31\pm0.07\pm0.12$\％（統計誤差とそれに続く系統的）に達するWHIM密度を予測しています。これは、大きな不確実性の範囲内ではありますが、宇宙論的な失われたバリオンの割合の現在の推定値と一致しており、LD-WHIM密度の関係が失われたバリオンの検索に役立つツールである可能性があることを意味します。この分析方法は、大量の空に利用できる観測量を使用して、失われたバリオンの物理的特性を研究するための新しい有望な手段を提供し、FUVまたはX線の吸収線システムによるWHIM検索から補完的かつ独立しています。。
拡張シナリオでのPlanckデータからのEDEの証拠はありません
| Title |
No_evidence_for_EDE_from_Planck_data_in_extended_scenarios |
| Authors |
Emanuele_Fondi,_Alessandro_Melchiorri,_Luca_Pagano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12930 |
ACTCMB実験からの最新のデータリリース（以前のWMAPデータと組み合わせて）は、3ドルを超える標準偏差での初期ダークエネルギー成分の証拠を示しています。中間の角度スケール（$l\le650$）に限定されたPlanck実験からの温度データが含まれ、完全なPlanckデータセットが考慮されると消える場合にも、同じ結論が最近当てはまることが示されています。ただし、完全なPlanckデータセットは、異常なレンズ成分と、3標準偏差のレベルで閉じた宇宙に対する優先度を示すことが示されています。したがって、これらの異常が初期の暗黒エネルギー成分と反相関し、パラメータ抽出のプロセス中にその存在を隠すことができるかどうかを調査することが最も重要です。ここでは、曲率、暗黒エネルギーの状態方程式、レンズ振幅$A_L$などの拡張パラメーターの選択が、EDEのプランク制約に影響を与えないことを示します。実際には、EDEはプランク角度スペクトルの異常を解決しません。これは、EDEコンポーネントの現在のCMB証拠が、基本的にACT-DR4データセットに由来することを示しています。
21cm信号からの原始ブラックホールの質量分布の抑制と構築
| Title |
Constraining_and_constructing_mass_distributions_of_Primordial_Black_Holes_from_21cm_signal |
| Authors |
Upala_Mukhopadhyay,_Debasish_Majumdar_and_Ashadul_Halder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13008 |
ホーキング放射による原始ブラックホール（PBH）の蒸発は、銀河間媒体を加熱することによって銀河間媒体の進化に影響を与え、その結果、中性水素原子から発生する21cm信号に影響を与えます。本研究では、PBHの質量と存在量を制約するために、宇宙の夜明け時代に対応する21cm線のEDGES観測データを検討した。これに関連して、3つの異なるPBH質量分布、すなわち、単色、べき乗則、および対数正規質量分布が、21cmの輝度温度$T_{21}$に対するPBH蒸発の影響を推定するために考慮されます。この研究では、暗黒物質とバリオンの相互作用が$T_{21}$に与える影響と、PBH蒸発の影響も考慮されています。さらに、この作業では、ここで検討した21cmの結果に照らして、PBHの質量分布式を定式化する試みが行われました。現在の目的に最も適した質量分布は、誤差関数とオーウェン関数の組み合わせであることがわかります。暗黒物質の質量の限界も、PBHの質量分布を考慮してこの作業で計算されます。
$ H_ {0} $の遅い移行を明らかにする：ハッブル危機を緩和する
ローカル距離ラダーを使用して測定されたハッブル定数$H_0$の値と、宇宙マイクロ波背景放射を使用して推定された値との間の不一致は、標準の$\Lambda$CDMモデルに対する最も深刻な課題です。多くのモデルがそれを解決または緩和するために提案されています。ここでは、ハッブルパラメータ$H（z）$のデータに基づいて調査することにより、$H_{0}$の遅い時間の遷移、つまり$H_0$が低い値から高い値への変化を宇宙の早い時間から遅い時間に報告します。ガウス過程法。この発見により、ハッブル危機が70％効果的に減少します。私たちの結果は、1$\sigma$信頼水準でのレンズ付きクエーサーの時間遅延宇宙誌によって測定された$H_0$の下降傾向とも一致しています。$\Lambda$CDMモデルと$w$CDMモデルでは、この遷移が消え、赤方偏移の範囲（0.4、0.5）にバンプが残るのは興味深いことです。これは、モデルに依存しない方法を使用して$H_0$を導出する必要があることを示しています。
物質密度に対するニュートリノの効果の2流体処理
ボルツマン階層から得られる流体方程式を解くことにより、大規模および小規模の両方の物質密度変動に対する大規模ニュートリノの線形効果を研究します。これらの方程式は、コールドダークマターとニュートリノが非相対論的になった後の密度と速度の摂動の進化を設定します。フリーストリーミング効果により、大規模なニュートリノは、大規模なスケールをそのままにして、小規模な物質のパワースペクトル全体を抑制します。ニュートリノ分布関数を1つの値でピークに達するように近似すると、状態方程式が得られ、これを流体方程式の解析解で使用できます。次に、\textsc{class}などの完全なボルツマンソルバーを使用して流体近似の妥当性をテストします。また、ダークエネルギーが結果に与える影響についてもコメントします。
木星-イオにおける内部軌道共鳴の重力インプリント
ミッション中期のペリジョーブ17で、NASAのJunoミッションは、木星の観測された高度の潮汐応答と理論上の平衡潮汐応答、つまりラブ数$k_{42}$の間に$7\sigma$の不一致を明らかにしました。ここでは、木星の希薄コアに閉じ込められた内部重力波とイオの軌道運動との間の内部軌道共鳴に基づいて、この不可解な不一致の解釈を提案します。単純な木星モデルを使用して、木星の希薄コアにトラップされた$g$モードの動的潮汐応答から生じる平衡潮汐応答に対する分数補正$\Deltak_{42}$を計算します。私たちの結果は、拡張された希薄コア（$r\gtrsim0.7R_J$）がIoとの内部軌道共鳴を生成し、$\Deltak_{42}\sim-11\％$で木星の潮汐応答を変更することを示唆しています。Junoの$k_{42}$。私たちが提案する自己無撞着なシナリオでは、木星の希薄コアは、イオの軌道移動を伴う共鳴ロッキングで進化します。これにより、地質学的タイムスケールにわたって内部軌道共鳴が持続します。このシナリオでは、時間の経過とともに滑らかになるか縮小する希薄なコアと、$_4^2g_1$モード（$\ell、m、n=4,2,1$）が必要であり、共鳴潮汐散逸は$Q_4\sim1000$に達します。木星の希薄コア進化経路と共鳴$_4^2g_1$モードの散逸メカニズムは不確実であり、将来の分析を動機付けます。Juno$k_{42}$の$7\sigma$の不一致を説明するために、これまでのところ他の選択肢はありません。私たちが提案する内部軌道共鳴は、延長されたミッションの終わり（2025年半ば）に得られたヨーロッパによって木星で発生した$k_{42}$潮汐のジュノ観測、および木星の$_4^2g_1の将来の地震学的観測によってテストできます。$モードの発振周波数。
精密重力の約束と限界：天王星と海王星の内部構造への応用
| Title |
The_Promise_and_Limitations_of_Precision_Gravity:_Application_to_the_Interior_Structure_of_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
Naor_Movshovitz_(1)_and_Jonathan_J._Fortney_(1)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13221 |
天王星と海王星の重力場の高精度測定の拘束力を研究します。これは、低周回オービターによって提供される可能性があります。私たちの研究は実用的であり、惑星の構造に関してそのような任務の可能な成果物と限界を評価します。私たちの研究は学術的でもあり、惑星構造の制約における低次重力、高次重力、回転速度、および慣性モーメント（MOI）の相対的な重要性を一般的な方法で評価しています。パラメータ化された密度プロファイルのMCMCサンプリングを介して、仮想重力データと一致する惑星のすべての可能な内部密度構造を調査しようとします。今日のように重力場があまり知られていない場合、重力係数の不確実性と交換可能であるため、10分程度の回転速度の不確実性は重要ではありません。同様に、重力場が正確に決定されるとき、回転速度は同等の精度で知られている必要があります。重力と回転がよく知られている場合、MOIは十分に制約され、非常に正確でない限り、独立したMOI決定の有用性を制限します。天王星と海王星の場合、密度プロファイルは十分に制約される可能性があります。ただし、H/He、水っぽい揮発性物質、および深部の岩石の相対的な役割の非一意性は、高精度の重力データで維持されます。それにもかかわらず、大規模な組成勾配領域の位置と大きさ（圧力空間内）を特定できる可能性が高く、天王星または海王星の内部の非常に優れた画像を提供します。
| Title |
Carbon_monoxide_emission_lines_reveal_an_inverted_atmosphere_in_the_ultra_hot_Jupiter_WASP-33_b_and_indicate_an_eastward_hot_spot |
| Authors |
Lennart_van_Sluijs,_Jayne_L._Birkby,_Joshua_Lothringer,_Elspeth_K._H._Lee,_Ian_J._M._Crossfield,_Vivien_Parmentier,_Matteo_Brogi,_Craig_Kulesa,_Don_McCarthy,_Keith_Powell,_David_Charbonneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13234 |
太陽系外惑星の昼側の赤外線熱スペクトルにおける高スペクトル分解能でのCO輝線の最初の検出を報告します。超高温の木星WASP-33bの大気中に見られるこれらの輝線は、その熱逆転層の明白な証拠を提供します。MMT太陽系外惑星大気調査（MEASURE、$R\sim15,000$）のスペクトルを使用して、食前および食後の軌道位相（$0.33<\phi<0.73$）をカバーし、1DPHOENIXモデルとの相互相関分析を実行しました。$v_{sys}=0.15^{+0.64}_{-0.65}$km/sおよび$K_{p}=229.5^{+1.1}_{-1.0}でS/N=7.9でCOを検出するための雰囲気$km/s。ただし、相互相関から対数尤度へのマッピングのフレームワークを使用すると、スケーリングパラメータで調べたスペクトル線の深さが位相とともに変化することがわかります。つまり、日食後の線のコントラストは以前よりも大きくなります。次に、3DgCMCRT放射伝達コードによって後処理された大循環モデルSPARC/MITgcmを使用し、この変動を東にシフトしたホットスポットによるものとして解釈します。日食の前に、ホットスポットが地球に面しているとき、熱プロファイルはより浅く、全体的なフラックスが大きいにもかかわらず、線の深さが浅くなります。日食の後、昼側の西部は地球に面しており、そこでは熱プロファイルがはるかに急であり、全体的なフラックスが少ないにもかかわらず、線の深さが大きくなっています。したがって、対数尤度フレームワーク内で評価した場合、比較的中程度の解像度のスペクトルでさえ、近接する太陽系外惑星の3Dの性質を理解するために使用でき、誘導されたドップラーシフトが十分にある場合、解像度を光子収集力と交換できることを示します。大きい。超高温木星のCOは、それらの熱構造と対応するダイナミクスの優れたプローブであり、高温のホスト星スペクトルにも現れる鉄などの一部の原子種とは異なり、恒星の活動に悩まされないことを強調します。
最初の光と再電離エポックシミュレーション（FLARES）IV：$ z \geq5$での銀河のサイズ進化
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_IV:_The_size_evolution_of_galaxies_at_$z\geq5$ |
| Authors |
William_J._Roper,_Christopher_C._Lovell,_Aswin_P._Vijayan,_Madeline_A._Marshall,_Dimitrios_Irodotou,_Jussi_K._Kuusisto,_Peter_A._Thomas,_Stephen_M._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12627 |
FirstLightAndReionisationEpochSimulations（FLARES）で、銀河の固有のサイズと観測されたサイズを$z\geq5$で示します。大量のFLARESを使用して、さまざまなレストフレームのUVおよび視覚測光バンドで固有の光度と観測された光度および半光半径を持つ高赤方偏移銀河のかなりのサンプルを生成します。このサンプルには、遠紫外線（1500オングストローム）にかなりの数の本質的に超小型の銀河が含まれているため、本質的に遠紫外線のサイズと光度の関係は負になります。しかし、塵の影響を含めた後、これらの同じコンパクトな銀河は、固有の放出から測定されたものよりも50倍も大きい観測されたサイズを示し、観測サンプルの範囲と広く一致します。このサイズの増加は、銀河の中心部にある塵の集中によって引き起こされ、本質的に最も明るい領域を大幅に減衰させます。固定された光度で、問題の光度サンプルに応じて$m=1.21-1.87$の傾きを持つ銀河サイズの赤方偏移の進化を見つけ、サイズと光度の関係の波長依存性を示します。望遠鏡。
| Title |
The_complex_evolution_of_supermassive_black_holes_in_cosmological_simulations |
| Authors |
Peter_H._Johansson,_Matias_Mannerkoski,_Antti_Rantala,_Shihong_Liao,_Alexander_Rawlings,_Dimitrios_Irodotou,_Francesco_Rizzuto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12639 |
ここでは、完全な宇宙論的設定で形成される巨大な銀河の自己無撞着なズームインシミュレーションを紹介します。シミュレーションは、KETJUコードの更新バージョンで実行されます。これにより、超大質量ブラックホールの重力ダイナミクスを解決すると同時に、ガス冷却、星形成、恒星などの周囲の銀河における大規模な天体物理学的プロセスをモデル化できます。およびAGNフィードバック。KETJUコードは、力学的摩擦、恒星散乱、重力波放出など、複数のSMBHの複雑な動作を正確にモデル化し、階層型トリプレットSMBHシステムで自然に発生するLidov-Kozai振動を解決することができます。一般に、ほとんどのSMBHバイナリは適度に高い偏心で形成され、e=0.6〜0.95の範囲の典型的な値を持ちます。これは、文献で一般的に使用されている円形バイナリモデルでは、典型的なバイナリの進化を捉えるには不十分であることを意味します。
| Title |
Modelling_the_galaxy-halo_connection_with_semi-recurrent_neural_networks |
| Authors |
Harry_George_Chittenden,_Rita_Tojeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12702 |
暗黒物質ハローの過去と現在の特性とそれらの局所環境を使用して、中央銀河と伴銀河の時間分解星形成履歴と恒星金属量履歴を予測する人工ニューラルネットワーク設計を提示します。IllustrisTNGシミュレーションからのデータを使用して、2つの入力を使用してTensorFlowベースのニューラルネットワークをトレーニングします。ハローの質量や開始時間など、ダークマターハローの静的プロパティを備えた標準レイヤー。0<z<20までの複数の時間ステップで評価された、過密度やハロー質量降着率などの変数を持つ反復層。これは、純粋な暗黒物質シミュレーションからのデータに適用できるモデルを構成し、銀河形成の歴史を多くエミュレートします。宇宙流体力学的シミュレーションで現在実現可能な量よりも多い量。このモデルは、星とハローの質量関係、ダウンサイジング、色の二峰性など、銀河ハロー接続の主要な機能をうまく再現しています。質量成長、サブハロ落下、暗黒物質濃度の時間的測定により、星形成履歴の形状やダウンサイジングなどのハロー質量の傾向を決定する上で重要な質量降着履歴を特定し、環境変数は化学物質濃縮の重要な指標です。これらの出力を使用して光学スペクトルエネルギー分布を計算し、それらがIllustrisTNGの同等の結果とよく一致していることを確認し、色の二峰性や質量-マグニチュード図などの観測統計を回復します。
HSCイメージング（SuGOHI）における重力レンズオブジェクトの調査。 VIII。 HSCSSPの新しい銀河スケールレンズ
| Title |
Survey_of_Gravitationally-lensed_Objects_in_HSC_Imaging_(SuGOHI)._VIII._New_galaxy-scale_lenses_from_the_HSC_SSP |
| Authors |
Kenneth_C._Wong,_James_H._H._Chan,_Dani_C.-Y._Chao,_Anton_T._Jaelani,_Issha_Kayo,_Chien-Hsiu_Lee,_Anupreeta_More,_Masamune_Oguri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12805 |
ハイパースプライムカムスバル戦略プログラム（HSCSSP）のデータリリース4では、S21A学期までのデータからなる銀河スケールの強い重力レンズシステムの探索を行っています。HSCSSPからの深いマルチバンドイメージングを備えたバリオン振動分光調査（BOSS）サンプルから103191個の明るい赤い銀河を選択し、YattaLensアルゴリズムを使用して、青い弧のような特徴を持つレンズ候補を自動的に識別します。候補者は、レンズである可能性に基づいて視覚的に検査され、評価されます。8つの明確なレンズ、28の可能性のあるレンズ、および138の可能なレンズが見つかります。新しいレンズ候補は通常、銀河構造の進化を研究するための重要な中間赤方偏移範囲である$0.3\lesssimz_{\mathrm{L}}\lesssim0.9$の範囲のレンズ赤方偏移を持っています。フォローアップ分光法により、これらの新しいレンズが確認され、ソースの赤方偏移が測定されて、詳細なレンズモデリングが可能になります。
二重ピークの広いバルマー輝線を伴う低赤方偏移AGNにおける[OIII]光度へのNLRサイズの依存性
| Title |
Dependence_of_NLRs_sizes_on_[OIII]_luminosity_in_low_redshift_AGN_with_double-peaked_broad_Balmer_emission_lines |
| Authors |
XueGuang_Zhang_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12810 |
原稿では、単純だが興味深い結果が、38個の低赤方偏移（$z<0.1$）AGNと二重ピークの広い輝線（二重ピークのBLAGN）の小さなサンプルのNLRサイズの上限について報告されています。タイプ1AGNとタイプ2AGNのNLRサイズが、\o3〜の光度に対する同様の経験的依存性に従っているかどうかを確認します。タイプ1AGNの投影されたNLRサイズに対する傾斜の影響を修正するために、降着円盤の原点は、中央の円盤のようなBLRの決定された傾斜角につながる二重ピークの広いH$\alpha$を記述するために一般的に適用されます。38ダブルピークBLAGN。次に、固定されたSDSSファイバー半径を考慮して、38個のダブルピークBLAGNのNLRサイズの上限を見積もることができます。一方、連続光度と\o3〜光度の間の強い線形相関を適用して、38個の二重ピークBLAGNの\o3〜放射がSDSSファイバーで完全に覆われていることを確認します。赤化補正された測定された\o3〜の光度を考慮すると、38個の二重ピークBLAGNのNLRサイズの上限は、NLRサイズとタイプの\o3〜光度との経験的関係から予想される結果の99.9999\％信頼区間内にあります。-2AGN。現段階では、NLRの空間特性を通じて、AGNの統一モデルに挑戦する手がかりはありません。
銀河団PLCKG165.7+67.0の分野で測光と分光法によって発見された進行中の合併の可能性
| Title |
Possible_Ongoing_Merger_Discovered_by_Photometry_and_Spectroscopy_in_the_Field_of_the_Galaxy_Cluster_PLCK_G165.7+67.0 |
| Authors |
Massimo_Pascale,_Brenda_L._Frye,_Liang_Dai,_Nicholas_Foo,_Yujing_Qin,_Reagen_Leimbach,_Adam_Michael_Bauer,_Emiliano_Merlin,_Dan_Coe,_J.M._Diego,_Haojing_Yan,_Adi_Zitrin,_Seth_H._Cohen,_Christopher_Conselice,_Herv\'e_Dole,_Kevin_Harrington,_Rolf_A._Jansen,_Patrick_Kamieneski,_Rogier_A._Windhorst,_Min_S._Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12825 |
プランクが選択したバイナリ銀河団PLCKG165.7+67.0（G165;$z$=0.348）の詳細な研究を紹介します。大双眼望遠鏡/大双眼カメラおよびスピッツァー/IRACから既存の画像に新しい画像を組み込んだマルチバンド測光カタログが生成されます。さまざまな画像特性に対処するために、マッチドアパーチャ測光の抽出に堅牢な方法が適用されます。測光赤方偏移は、これらすべてのデータでカバーされている4分角$^{2}$のオーバーラップフィールドにある143個の銀河について推定されています。強いレンズ効果により、11個の背景銀河の30枚の画像が得られることを確認しました。そのうち、3つの画像の多重度の測光赤方偏移の推定に貢献します。これらの制約により、バイモーダル構造を確認する改訂レンズモデルの構築が可能になり、そこからM$_{600kpc}$=（2.36$\pm$0.23）$\times$10$^{14}$の質量を測定します。M$_{\odot}$。並行して、MMT/Binospecとアーカイブデータを使用した新しい分光法は、クラスターメンバーシップの速度と横半径の基準を満たす13個の銀河に貢献します。2つのクラスターコンポーネントのペアワイズ速度は$\lessapprox$100kms$^{-1}$であり、横方向の速度が100-1700kms$^{-1}$の空の平面での方向を優先します。同時に、最も明るい銀河団は、速度が全身平均値からオフセットされています。新しいLOFARとVLAの無線マップは、北東側のBCGと大きな赤い銀河がヘッドテール銀河であることを明らかにしており、このコンポーネントがすでに南西側を通過しており、現在は北東のクラスターを出ていることを示唆しています。
渦巻銀河NGC7331におけるガス、塵、若い星の種族の相関
銀河の分子雲（MC）は、多くの相を持つ複雑な場所です。したがって、複数の輝線を使用してMCの物理学と運動学を研究することが不可欠です。複数の輝線、つまり一酸化炭素（CO）、24{\mu}m、遠紫外線（FUV）データを使用して、近くの渦巻銀河NGC7331の分子ガスと塵の物理を調べます。NGC7331のガス状ディスク全体で14の位置がターゲットにされました。CO強度、ガス質量、ガス面密度、および24{\mu}m対FUVフラックス比（つまり、消滅）が約40秒角まで増加することがわかりました。中心から減少し始めます。調査したパラメータのペアのほとんどの間には正の相関関係があります（FUVフラックス密度を除く）。ディスクの東側のビーム平均物理パラメータは、西側の中央値よりも高い中央値を示しています。私たちの結果は、星形成活動、星の種族、およびISMの全体的な物理的特性がディスクの両側で異なることを示しています。私たちの研究は、銀河における星間物質（ISM）の複雑な性質についての注目すべき洞察を提供し、将来のより高解像度の研究を引き起こす可能性があります。
SCUBA-2で同定されたオリオン座のコアに向かう内向き運動の野辺山調査
| Title |
Nobeyama_Survey_of_Inward_Motions_toward_Cores_in_Orion_Identified_by_SCUBA-2 |
| Authors |
Ken'ichi_Tatematsu,_You-Ting_Yeh,_Naomi_Hirano,_Sheng-Yuan_Liu,_Tie_Liu,_Somnath_Dutta,_Dipen_Sahu,_Neal_J._Evans_II,_Mika_Juvela,_Hee-Weon_Yi,_Jeong-Eun_Lee,_Patricio_Sanhueza,_Shanghuo_Li,_David_Eden,_Gwanjeong_Kim,_Chin-Fei_Lee,_Yuefang_Wu,_Kee-Tae_Kim,_L._Viktor_T'oth,_Minho_Choi,_Miju_Kang,_Mark_A._Thompson,_Gary_A._Fuller,20_Di_Li,_Ke_Wang,_Takeshi_Sakai,_Ryo_Kandori,_Shih-Ying_Hsu,_Chau-Ching_Chiong,_JCMT_Large_Program_SCOPE_collaboration,_and_ALMASOP_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12885 |
この研究では、オリオン座で特定された36個のコア（30個の星のない星と6個の原始星）を調査して、内向きの動きを探しました。野辺山45m電波望遠鏡を使用し、HCO$^+$、H$^{13}$CO$^+$、N$_2$H$^の$J=1\rightarrow0$遷移のコアをマッピングしました。+$、HNC、およびHN$^{13}$C。非対称パラメータ$\deltaV$は、HCO$^+$とH$^{13}$CO$^+$のピーク速度とH$^{13}$CO$^の差の比率でした。+$線幅は負の値に偏っていました。これは、内向きの動きが外向きの動きよりも支配的であることを示唆しています。3つの星のないコア（調査したすべての星のないコアの10％）は、青いねじれの位置のプロファイル（より強い青方偏移の放出を伴う非対称プロファイル）を持つコアとして識別され、別の2つの星のないコア（7％）は、青いねじれの候補として識別されました。ラインプロファイル。それらのHCO$^+$とH$^{13}$CO$^+$のピーク速度差は最大0.9kms$^{-1}$であり、一部の内向きの動きが音速を超えたことを示唆しています。静止ガス（$\sim10-17$K）。前述の5つのスターレスコアの$\deltaV$の平均は、$-$0.5$\pm$0.3であると導出されました。DCO$^+$$J=3\rightarrow2$でALMAACAを使用して観察された1つのコアG211.16$-$19.33North3は、青い歪んだ特徴を示しました。DCO$^+$$J=3\rightarrow2$ラインにディップがある青いねじれのラインプロファイルの速度オフセットは、HCO$の速度オフセットよりも大きかった（$\sim0.5$kms$^{-1}$）^+$$J=1\rightarrow0$（$\sim0.2$kms$^{-1}$）、これは内向きの動きの重力加速度を表す場合があります。化学進化因子バージョン2.0（CEF2.0）から判断すると、このコアはスターレスフェーズの最終段階にあるようです。
GaiaEDR3カタログからのデータによる若いオープンスタークラスターからの銀河の運動学
| Title |
Kinematics_of_the_Galaxy_from_Young_Open_Star_Clusters_with_Data_from_the_Gaia_EDR3_Catalogue |
| Authors |
V._V._Bobylev_and_A._T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12902 |
Haoetal。によって計算された固有運動と距離を使用して、オープンスタークラスター（OSC）の運動学を分析しました。GaiaEDR3データに基づいています。平均視線速度は、このリストのいくつかのクラスターで知られています。さまざまな年齢のOSCのサンプルから決定された銀河の回転パラメータがそれらの間でよく一致していることを示します。最も興味深い結果は、平均年齢18Myrの967人の最年少OSCのサンプルから得られました。特に、適切な動きと距離のみを使用して、銀河系の回転の角速度の次のパラメーターを見つけました。$\Omega_0=28.01\pm0.15$kms$^{-1}$kpc$^{-1}、$$\Omega^{'}_0=-3.674\pm0.040$kms$^{-1}$kpc$^{-2}、$および$\Omega^{''}_0=0.565\pm0.023$kms$^{-1}$kpc$^{-3}$。ここでの銀河中心の周りの太陽近傍の回転速度は、太陽の採用された銀河中心距離$R_0=8.1\pm0.1$kpcに対して$V_0=226.9\pm3.1$kms$^{-1}$です。。らせん密度波のパラメータは、233個の若いクラスターの空間速度から決定されています。らせん密度波によって生成される半径方向および接線速度の摂動の振幅は、$f_R=9.1\pm0.8$kms$^{-1}$および$f_\theta=4.6\pm1.2$kms$^です。それぞれ{-1}$;摂動波長は、採用された4アームスパイラルパターンの場合、$\lambda_R=3.3\pm0.5$kpcおよび$\lambda_\theta=2.6\pm0.6$kpcです。らせん状の密度波における太陽の位相は$（\chi_\odot）_R\approx-180^\circ$であることがわかっています。
米国海軍天文台VLBI分光カタログ
| Title |
The_U.S._Naval_Observatory_VLBI_Spectroscopic_Catalog |
| Authors |
Remington_O._Sexton,_Nathan_J._Secrest,_Megan_C._Johnson,_Bryan_N._Dorland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13089 |
位置天文学と航法にとって重要であるにもかかわらず、国際天体参照フレーム（ICRF）を構成する活動銀河核（AGN）は、分光学的赤方偏移、AGNスペクトル型、放出/吸収線の特性などの重要な情報とともに、比較的よく理解されていません。文献から欠落しています。低赤方偏移から高赤方偏移までのAGNのスペクトル用に最適化された、更新された公開されている最先端の分光フィッティングコードを使用して、スローンデジタルスカイサーベイDR16。さらに、H$\alpha$-、H$\beta$-、MgII-、およびCIVベースの線幅を使用するブラックホールウイルス質量スケーリング関係を示します。これらはすべて互いに一致しており、広範囲の赤方偏移にわたるラジオラウドオブジェクト。これらのスケーリング関係を使用して、カタログのブラックホール質量やボロメータ光度などの派生プロパティを提供します。ICRFオブジェクトのこれらのプロパティと、それらの全体的な分光特性について簡単にコメントします。
超新星残骸W49Bの内外で異常に高いHCO+/CO比
| Title |
Unusually_high_HCO+/CO_ratios_in_and_outside_supernova_remnant_W49B |
| Authors |
Ping_Zhou,_Gao-Yuan_Zhang,_Xin_Zhou,_Maria_Arias,_Bon-Chul_Koo,_Jacco_Vink,_Zhi-Yu_Zhang,_Lei_Sun,_Fu-Jun_Du,_Hui_Zhu,_Yang_Chen,_Stefano_Bovino,_and_Yong-Hyun_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13111 |
銀河系の超新星残骸（SNR）とその環境は、SNフィードバックを研究するための最寄りの研究所を提供します。近くの分子雲（MC）上のSNRの複数のフィードバックチャネルの兆候を調査することを目的として、X線バンドで最も明るい銀河SNRであるSNRW49Bに向けて分子観測を実行しました。南西のSNRで幅dv=48--75km/sの非常に広いHCO+線が見つかり、W49Bが$V_{LSR}=61$-65km/sの全身速度でMCを摂動しているという強力な証拠を提供します。、およびW49Bを$7.9\pm0.6$kpcの距離に配置します。衝撃を受けた領域（$1.1\pm0.4$および$0.70\pm0.16$）だけでなく、1pc以上離れた静止雲でもHCO+J=1-0/COJ=1-0の異常に高い強度比が観測されました。SNRの東の境界（>0.2）。電磁流体力学（MHD）衝撃モデルと比較することにより、ブロードライン領域での高い比率は、衝撃を受けたMCで宇宙線（CR）によって誘発された化学作用に起因する可能性があり、CRイオン化率は約10に向上すると解釈します。-銀河レベルの100倍。SNRの外側の高いHCO+/CO比は、おそらく放射線前駆体が原因ですが、W49Bの発光X線放射は、この領域のいくつかの特性を説明できます。上記の結果は、SNRが衝撃、CR、および放射線を介して衝撃境界の内外の分子化学に強く影響を与える可能性があるという観察証拠を提供します。HCO+/CO比は、MCに対するSNRのマルチチャネルの影響を調査するための潜在的に有用なツールであることを提案します。
Planckが選択したz〜1.3-3でのプロトクラスター候補の分子ガス特性
| Title |
Molecular_gas_properties_of_Planck-selected_protocluster_candidates_at_z~1.3-3 |
| Authors |
M._Polletta,_H._Dole,_C._Martinache,_M._D._Lehnert,_B._L._Frye,_R._Kneissl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13183 |
Planckで選択された18個のプロトクラスター候補（PHz）における38個の赤いハーシェル源のIRAM-30m/EMIR観測について報告します。18個のPHzフィールドのうち14個で、合計24個の明るいハーシェルソースで40個のCOラインを検出します。測定された平均赤方偏移は<z>=2.25です。8つのPHzフィールドで複数のハーシェルソースの赤方偏移を測定します。これらのフィールドの半分では、同様の赤方偏移で2〜3個のオブジェクトが検出され、それらに高zプロトクラスターが含まれているという考えが裏付けられています。異なる赤方偏移での光源の検出は、前景と背景の光源もサブmm放射の合計に寄与することを示しています。分子ガスの特性、およびソースの星形成活動の特性を、通常の星形成銀河（SFG）、サブmm銀河、および同様の赤方偏移でCO検出されたクラスター銀河とプロトクラスター銀河のサンプルと比較します。PHz-IRAMソースは主に通常のSFGであり、スターバーストフェーズが発生しているのは約20％にすぎないことがわかります。PHz-IRAM源は、同様の赤方偏移での通常のSFGの典型的なものよりも平均して8倍と5倍高い星形成率とガス質量によって特徴付けられます。代わりに、それらのダスト温度と枯渇のタイムスケールは、通常のSFGのものと一致しています。10個のソースで利用可能なCOスペクトル線エネルギー分布の分析は、ほとんどの場合Jup=3でピークに達し、低ガス励起を意味します。これらの特性は、PHz-IRAMソースのかなりの部分が、低励起で拡張された冷たい分子ガス貯留層を含み、それらの星形成が経年過程によって駆動されることを意味します。多重度と中程度の重力レンズも、観測された特性を生み出すのに役割を果たす可能性があります。大容量シミュレーションから引き出された最も高い星形成プロトクラスターは、PHzプロトクラスターと同様のSFRを持っていますが、より多くのSFGに分かれていることがわかります。（要約）
最近では、スカラーフィールド暗黒物質（SFDM）モデル（ファジー、ウェーブ、超軽量暗黒物質モデルとも呼ばれます）は、宇宙論的スケールと銀河系スケールの両方で暗黒物質を記述することに成功したため、大きな注目を集めています。コールドダークマター（CDM）モデルのいくつかの課題は、SFDMモデルによって非常に簡単かつ自然に説明できます。これらの課題の2つは、広大な極構造（VPOS）と呼ばれる伴銀河の異常な軌道を説明することと、私たちの銀河で観測されたフェルミバブル（FB）を説明することです。Phys.Rev.D103（2021）083535では、SFDM励起状態を使用して、VPOSの代替説明が示され、異常な軌道が自然で簡単な方法で説明されました。この研究では、同じ暗黒物質構造を使用して、SFDMが一種の暗黒ボソンであると仮定して、SFDMのこれらの励起状態がFBの非常に単純で自然な説明を提供できることを示します。この仮定が正しければ、さらにいくつかの銀河でFBを確認し、より高いエネルギーでガンマ線イベントを引き続き確認する必要があります。これらの観測は近い将来に行われ、暗黒物質の性質に対する最終的な答えに不可欠である可能性があります。
ダブルピークのブロードバルマー輝線を備えたクエーサーの発見
ほとんどの巨大な銀河は、その中心に超大質量ブラックホール（SMBH）を含んでいます。銀河が合体すると、それらのSMBHは新しい銀河の中心に沈み、そこで最終的に合体すると考えられています。このプロセス中に、SMBHバイナリが形成されます。活動銀河核（AGN）の光スペクトルに2セットの広い輝線が存在することは、各SMBHをバイナリで囲む2つの広い輝線領域（BLR）の証拠として解釈されています。1つの広いガウス成分といくつかの狭いガウス成分を使用して、373個の極端な変動AGNのSDSSスペクトルで広いバルマー輝線をモデル化しました。SDSSJ021647.53$-$011341.5（以下J0216）が二重ピークの広い輝線源として発見されたことを報告します。373個のAGNの中には、二重ピーク輝線源として知られている5つの源がありました。これらのうちの3つは、以前の研究で候補SMBHバイナリとして報告されています。6つのオブジェクトすべてとそれらの二重ピークの広いバルマー輝線を提示し、二重ピークのソースがSMBHバイナリであると仮定して、極端な変動の潮汐破壊現象（TDE）解釈の意味について説明します。
SN 2014Cの7年：異常な超新星の多波長合成
| Title |
Seven_Years_of_SN_2014C:_a_Multi-Wavelength_Synthesis_of_an_Extraordinary_Supernova |
| Authors |
Benjamin_P._Thomas,_J._Craig_Wheeler,_Vikram_V._Dwarkadas,_Christopher_Stockdale,_Jozsef_Vinko,_David_Pooley,_Yerong_Xu,_Greg_Zeimann,_Phillip_MacQueen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12747 |
SN2014Cは、もともとタイプIb超新星として分類されていましたが、フェーズ{\phi}=127dの爆発後、強いH{\alpha}放射が観測されました。SN2014Cは、それ以来、無線、赤外線、光学、およびX線の帯域で観測されています。ここでは、爆発後{\phi}=947〜2494dに及ぶ新しい光学分光および測光データを示します。拡大されたH{\alpha}輝線、および幅広い[OIII]輝線およびその他の輝線の進化について説明します。また、公開されているすべての多波長データの並列分析も行っています。スペクトルから、ほぼ一定のH{\alpha}FWHM速度幅{\sim}2000km/sが見つかりました。これは、存在する他の拡張された原子遷移（{\sim}3000-7000km/s）よりも大幅に低いです。私たちのスペクトルでは（[OI]{\lambda}6300;[OIII]{\lambda}{\lambda}4959,5007;HeI{\lambda}7065;[CaII]{\lambda}{\lambda}7291、7324）。後期の無線データは、H{\alpha}の適度な速度とは対照的に、希少物質に早送り衝撃（{\sim}10,000km/sat{\phi}=1700d）を要求します。赤外線フラックスは、前駆システムを取り巻く水素のトロイダルのような構造から発生し、その後、他の波長（無線、X線）での放射は、主に噴出物の逆衝撃と準の順衝撃から発生する可能性が高いことを提案します。-球形の祖先彼は曲がりくねっています。H{\alpha}放出は、噴出物とトーラスの間の境界層で発生することを提案します。また、パルサーとバイナリコンパニオンの可能な役割についても検討します。
Swift / UVOT、RATIR、およびSUBARU望遠鏡を使用した180を超えるガンマ線バースト残光の光学的2次元および3次元基本平面相関
| Title |
The_Optical_Two_and_Three-Dimensional_Fundamental_Plane_Correlations_for_More_than_180_Gamma-Ray_Burst_Afterglows_with_Swift/UVOT,_RATIR,_and_the_SUBARU_Telescope |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_S._Young,_L._Li,_K._K._Kalinowski,_Delina_Levine,_D._A._Kann,_Brandon_Tran,_L._Zambrano-Tapia,_A._Zambrano-Tapia,_B._Cenko,_M._Fuentes,_E._G._S\'anchez-V\'azquez,_S._Oates,_N._Fraija,_R._L._Becerra,_A._M._Watson,_N._R._Butler,_J._J._Gonz\'alez,_A._S._Kutyrev,_W._H._Lee,_J._X._Prochaska,_E._Ramirez-Ruiz,_M._G._Richer,_and_S._Zola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12908 |
ガンマ線バースト（GRB）は、パンクロマティック性のために魅力的なイベントです。アーカイブデータへの拡張検索を介して、GRB残光の光学プラトーを研究します。私たちは、世界中の多くの地上望遠鏡（SubaruTelescope、RATIRなど）やNeilGehrelsSwiftObservatoryなどのいくつかの宇宙ベースの天文台で観測された、既知の赤方偏移と光学プラトーを持つすべての公開されたGRBを包括的に分析します。502の光度曲線（LC）を当てはめ、181のケースでプラトーの存在を示しています。このサンプルは、前のサンプル\citep{dainotti2021b}より77\％大きく、これまでの光学プラトーの中で最大のコンパイルです。このサンプルを使用して、光波長での3D基本平面関係を発見します。この相関関係は、プラトー放射の終了時の静止フレーム時間$T^{*}_{\rmopt}$、その光度$L_{\rmopt}$、および光学のピークの間にあります。即発放出、$L_{\rmピーク、opt}$、したがって3次元（3D）X線基本平面関係\citep{dainotti2016}に似ています。レッドシフトの進化と選択効果についてサンプルを修正し、この相関関係が実際にGRB物理学に固有であることを発見しました。X線と光学（$T^{*}_{\rmopt}$、$T^{*}_{\rmX}$）の残りのフレームの終了時間分布を調査し、プラトーであると結論付けます。選択バイアスが考慮されていない場合にのみ無彩色になります。また、3D光学相関が光学GRBクラス間の新しい判別式であるかどうかを調査し、{\bfは、進化を補正した後、ゴールドサンプル平面と比較してクラス間に有意な分離がないことを発見しました。}
| Title |
Quasar_standardization:_Overcoming_Selection_Biases_and_Redshift_Evolution |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Giada_Bardiacchi,_Aleksander_Lukasz_Lenart,_Salvatore_Capozziello,_Eoin_O_Colgain,_Rance_Solomon,_Dejan_Stojkovic,_and_M.M._Sheikh-Jabbari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12914 |
クエーサー（QSO）は、赤方偏移$z=7.642$まで現在観測されている非常に明るいアクティブな銀河核です。そのため、宇宙論的プローブとして確実に使用できれば、SNeIaを超えた宇宙の距離梯子の次のラングになる可能性があります。QSOを標準光源として採用する際の主な問題（ガンマ線バーストと同様）は、観測された特性間の関係における大きな固有の散乱です。これは、QSOの物理学に固有であり、選択バイアスや赤方偏移の進化のアーティファクトではないオブザーバブル間の相関関係を見つけることで克服できます。これらの相関関係の信頼性は、確立された統計的検定を通じて検証する必要があります。Risaliti\＆Lussoによって開発された紫外線（UV）とX線フラックスの相関関係は、最も有望な関係の1つです。統計的手法を適用して、赤方偏移の進化と選択バイアスのこの関係を修正します。\textbf{驚くべきことに、Risaliti\＆Lussoと同じ勾配と正規化のパラメーターを復元します。私たちの結果は、この関係の信頼性を確立します。これは、選択バイアスや赤方偏移の進化の影響だけでなく、QSOプロパティに固有のものです。したがって、}QSOを宇宙論的キャンドルとして標準化し、それによってハッブル図を$z=7.54$まで拡張する可能性。
無衝突プラズマにおける最大エントロピーからの非熱的粒子加速
散逸プロセスにより、多くのシステムで無衝突プラズマが発生し、べき乗則の裾が広い非熱的粒子分布が発生します。さまざまな加速およびトラップ（または脱出）メカニズムを備えたシステムの宇宙/天体物理学的観測および運動シミュレーションにおけるべき乗則エネルギー分布の普及は、深い謎を提起します。Boltzmann-Gibbsエントロピーを超える一般化を考慮する場合、このような分布を最大エントロピー原理からモデル化できる可能性を検討します。エントロピーの次元表現（レニーエントロピーとツァリスエントロピーに関連）を使用して、不可逆的な散逸が発生するエネルギースケールによって決定されるべき乗則の裾を持つ一般化された最大エントロピー分布を導き出します。粒子が平衡化する前に自由エネルギー（粒子あたり）に匹敵する量でエネルギーを与えられると仮定することにより、十分に複雑なトポロジーを持つシステムでの磁気散逸のプラズマパラメータの関数としてべき乗則指数の式を導き出します。このモデルは、相対論的乱流と磁気リコネクションの運動シミュレーションからのいくつかの結果を再現しています。
銀河における二次陽電子と電子の生成断面積の新しい決定
| Title |
New_determination_of_the_production_cross_section_for_secondary_positrons_and_electrons_in_the_Galaxy |
| Authors |
Luca_Orusa,_Mattia_Di_Mauro,_Fiorenza_Donato,_Michael_Korsmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13143 |
電子と陽電子の宇宙線フラックス（$e^{\pm}$）は、宇宙搭載粒子分光計AMS-02によって高精度で測定されます。私たちの銀河における$e^{\pm}$の生成プロセスの正確な解釈を推測するには、宇宙線の陽子とヘリウムと星間物質との相互作用によって生成される二次成分の正確な記述が必要です。原子。コライダー実験からのデータをフィッティングすることにより、$\pi^\pm$と$K^\pm$を生成するためのローレンツ不変断面積の新しい分析関数を決定します。また、他のいくつかのチャネルの不変断面積を評価します。これには、たとえばハイペロン崩壊が含まれ、断面積全体の数\％レベルで寄与します。これらすべての粒子について、関連する2つおよび3つのボディ減衰チャネルが実装され、分極化された$\mu^\pm$減衰が次の先行次数補正で計算されます。陽子より重い原子核の散乱の断面積は、$p+C$衝突のデータをフィッティングすることによってモデル化されます。全微分断面積$d\sigma/dT_{e^\pm}（p+p\rightarrowe^\pm+X）$は、10MeVから最大10TeVの$e^\pm$エネルギーで予測されます。AMS-02陽電子フラックスに関連するエネルギーの不確実性は約5〜7％であるため、最先端の理論モデルの精度が大幅に低下します。最後に、同じレベルの不確実性を持つ二次銀河$e^\pm$ソーススペクトルの予測を提供します。科学界向けのサービスとして、エネルギー差断面積を計算するための数値表とスクリプトを提供しています。
pyobs-ロボット望遠鏡の天文台制御システム
| Title |
pyobs_--_An_observatory_control_system_forrobotic_telescopes |
| Authors |
Tim-Oliver_Husser,_Frederic_V._Hessman,_Sven_Martens,_Tilman_Masur,_Karl_Royen,_and_Sebastian_Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12642 |
ロボット望遠鏡天文台の完全な操作のためのPythonベースのフレームワークを提示します。望遠鏡、ドーム、気象観測所などの他のハードウェアを既存のコードに薄い抽象化レイヤーを介して簡単に追加できる一方で、多くの一般的なカメラタイプをすぐにサポートします。フォーカシング、取得、自動ガイド、スカイフラット取得、パイプラインキャリブレーションなどの一般的な機能をすぐに使用できます。リモートコントロールインターフェース、真のロボット操作の「首謀者」、およびラスクンブレス天文台観測ポータルへのインターフェースが含まれています。システム全体は完全に構成可能で、簡単に拡張できます。現在、3種類の望遠鏡でpyobsを正常に実行しており、そのうちの1つは太陽を観測するためのサイドロスタットです。pyobsは可能な限りオープンスタンダードとオープンソフトウェアを使用しており、それ自体は自由に利用できます。
低分解能分光法からの球状星団における金属量の傾向と広がりの測定の見通し
| Title |
Prospects_of_measuring_a_metallicity_trend_and_spread_in_globular_clusters_from_low-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Martina_Baratella,_Deepthi_S._Prabhu,_Luiz_A._Silva-Lima,_Philippe_Prugniel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12685 |
金属量の広がり、または球状星団の進化シーケンスに沿った金属量の傾向は、クラスターの物理学（複数の集団など）と恒星の物理学（原子の拡散など）を理解するのに役立つ豊富な情報源です。MUSEを使用した光学系の低分解能面分光法は、クラスター星の大部分のスペクトルを抽出できるため、これらの診断を提供できる場合、魅力的な展望です。低スペクトル分解能（R〜2000）で恒星パラメータと化学的存在量を導出するためのフルスペクトルフィッティングの可能性を調査します。FERREを使用し、2つの異なる合成ライブラリを使用して、NGC6397のターンオフより上の1061星の1584MUSEスペクトルを再分析しました。\afeの固定値に対して同等の鉄の存在量\feheを導き出します。（i）補間スキーマとグリッドメッシュは、精度、金属量の広がり、および傾向にとって重要ではないことがわかります。（ii）2つのグリッドを使用すると、\feheは、主系列星のターンオフから開始して、準巨星分枝に沿って約0.2dex増加します。（iii）波長範囲を光学系に制限すると、精度が大幅に低下します。（iv）合成ライブラリーで得られた精度は、経験的ライブラリーで以前に得られた精度よりも低い。フルスペクトルフィッティングは、合成スペクトルの参照グリッドの選択と分析の詳細に対して堅牢な再現性のある結果を提供します。サブジャイアントブランチに沿った\feheの増加は、経験的なライブラリで以前に見つかったほぼ一定の鉄の存在量とはまったく対照的です。測定の精度（\feheで0.05dex）は、現在、固有の化学物質の存在量の広がりを評価するには十分ではありませんが、これは、より深い観察によって変化する可能性があります。フルスペクトルフィッティングの可能性を最大限に引き出すには、合成スペクトルの改善が依然として必要です。
M-矮星TESSの対象物に近接する恒星の仲間の不足
| Title |
A_Dearth_of_Close-In_Stellar_Companions_to_M-dwarf_TESS_Objects_of_Interest |
| Authors |
Catherine_A._Clark,_Gerard_T._van_Belle,_David_R._Ciardi,_Michael_B._Lund,_Steve_B._Howell,_Mark_E._Everett,_Charles_A._Beichman,_Jennifer_G._Winters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12795 |
TESSは、私たちの銀河で最も一般的な星であるM矮星を周回する惑星を含む、惑星を見つけるための強力なリソースであることが証明されています。光度曲線の希釈のレベルとターゲットが誤検出である可能性を評価するために、恒星のコンパニオン（バインドされているものとバインドされていないものの両方）の識別が通過する惑星の確認プロセスの標準コンポーネントになっています。恒星の伴侶の研究はまた、惑星系の形成と進化だけでなく、太陽系外惑星の検出と特性評価の両方に幅広い影響を与える、惑星ホスティングシステムにおける恒星の多様性の調査を可能にしました。スペックルとAOイメージングは、近接する恒星のコンパニオンを明らかにするための最も効率的で効果的なツールの一部です。したがって、3.5mWIYN望遠鏡、4.3mローウェルディスカバリー望遠鏡、および8.1mジェミニ北望遠鏡と南望遠鏡で一連のスペックルイメージャーを使用して得られた58個のM矮星TOIの観測結果を示します。これらの観測、およびこれらのTOIのサブセット（14）で取得された近赤外線補償光学画像では、2つの近接する恒星のコンパニオンのみが明らかになりました。文献を調査し、サンプルをGaia、SUPERWIDE、およびEl-Badryetal。のカタログとクロスマッチングしたところ。（2021）、さらに15の広く分離された共通の固有運動コンパニオンを明らかにします。また、検出されない近接コンパニオンの可能性を評価します。観測の感度を考慮に入れると、我々の発見は、惑星をホストするM矮星に対する恒星の伴星の公転周期分布が、フィールドM矮星の予想される分布と比較してより長い周期にシフトすることを示唆している。
円形リボンフレアの統計分析
円形リボンフレア（CF）は、その特定の磁気トポロジーのために、特殊なタイプの太陽フレアです。この論文では、2011年9月から2017年6月までの134のCFについて、それぞれ4つのBクラス、82のCクラス、40のMクラス、および8つのXクラスのフレアを含む包括的な統計分析を行いました。フレアは、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）宇宙船に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）によって観測されました。CFの物理的特性は、場所、面積（$A_{CF}$）、半球形のファンドームを想定した等価半径（$r_{CF}$）、寿命（$\tau_{CF}$）などで導き出されます。、および1$-$8{\AA}のピークSXRフラックス。すべてのCFは、緯度が-30$^\circ$から30$^\circ$のアクティブな領域にあることがわかります。面積と寿命の分布は、対数正規関数で近似できます。寿命と面積の間には正の相関関係があります。1$-$8{\AA}のピークSXRフラックスは、$-$1.42の指数のべき乗則分布とよく一致しています。134個のCFの場合、それらの57\％には、リモートブライトニングまたはリボンが付いています。リモートブライトニングの全長（$L_{RB}$）と平均距離（$D_{RB}$）の間には正の相関関係があります。134個のCFの約47\％と51\％は、それぞれタイプIIIの電波バーストとジェットに関連しています。アソシエーション率はフレアエネルギーとは無関係です。CFの約38\％はミニフィラメントの噴火に関連しており、関連率はフレアクラスとともに増加します。CFの28\％のみがCMEに関連しています。つまり、CFの大部分は、噴火イベントではなく閉じ込められています。1$-$8{\AA}のCME速度とピークSXRフラックスの間には正の相関関係があり、より高速なCMEはより広くなる傾向があります。
ORGAN実験による、63-67マイクロeV範囲のALP生成を除く暗黒物質アクシオンの直接検索
| Title |
Direct_Search_for_Dark_Matter_Axions_Excluding_ALP_Cogenesis_in_the_63-67_micro-eV_Range,_with_The_ORGAN_Experiment |
| Authors |
Aaron_P._Quiskamp,_Ben_T._McAllister,_Paul_Altin,_Eugene_N._Ivanov,_Maxim_Goryachev,_and_Michael_E._Tobar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12152 |
標準モデルのアクシオンシーソーヒッグスポータルインフレーション（SMASH）モデルは、アクシオン暗黒物質粒子が50〜200ドルの質量範囲内に存在することを予測する、エネルギースケールの範囲にわたる素粒子物理学の十分に動機付けられた自己完結型の記述です。$eV。これらの質量をスキャンするには、強い一定の磁場の下でアクシオンハロースコープが12〜48GHzで動作する必要があります。ORGAN実験（オーストラリアのパースにある）は、SMASHモデルによって予測された質量範囲の大部分を検索することを目的としたマイクロ波空洞アクシオンハロスコープです。ここでは、マイクロ波Kuバンドでアクシオンをスキャンして検索する最初の実験であるフェーズ1aの結果を示します。最初のスキャンでは、アクシオンと$g_{a\gamma\gamma}\geq3\times10^{-12}\、\textrm{GeV}^{-1}$の2つの光子の結合に新しい制限を設定します。質量範囲は$63.2$から$67.1〜\mu$eVで、信頼度は$95\％$です。この結果は、この質量範囲でこれまでで最も感度が高く、暗黒物質の動機付けられたALP（AxionLikeParticle）生成モデルを除外するのに十分です。これにより、初期宇宙の標準モデルにALPが追加され、観測されたバリオンと暗黒物質が同時に説明されます。物質密度。このレベルの感度を達成するために、チューニングロッドを使用して15.28〜16.23GHzでスキャンしたTM$_{010}$円筒形空洞共振器を使用しました。測定は、3.5週間にわたって$74\％$のデューティサイクルで実行され、共振器は低ノイズHEMT増幅器に結合され、磁場強度が11.5テスラの超伝導ソレノイド電磁石内に配置されました。
大気からの好気性の軽い暗黒物質
| Title |
Hadrophilic_Light_Dark_Matter_from_the_Atmosphere |
| Authors |
Carlos_A._Arg\"uelles,_V\'ictor_Mu\~noz,_Ian_M._Shoemaker,_Volodymyr_Takhistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12630 |
軽いサブGeV暗黒物質（DM）は、一般的な直接DM検出実験の最適化された感度を超えて、未踏のターゲットを構成します。宇宙線と大気の衝突から発生するハドロフィリック光DMを包括的に調査します。中間子崩壊に由来する結果として生じる相対論的DMは、XENON1Tなどのさまざまな実験で効率的に観察できます。$\eta$、$\eta^{\prime}$、および$K^+$中間子の崩壊を初めて含め、数百MeVを超えるDM質量の制限を改善しました。地球のDM減衰の正確な処理を組み込み、核フォームファクターの影響が結果として得られるテスト可能なDMパラメーター空間に大きな影響を与える可能性があることを示します。さらに、GeVスケールより下の広範囲のDM質量にわたって、DARWINなどの今後の実験の予測を確立します。
物理情報に基づく神経作用素の応用
初期データの生成、境界条件の選択、および物理学の研究とモデリングに遍在する偏微分方程式を解くための物理学に基づいた神経演算子の使用をまとめた偏微分方程式を学習するためのエンドツーエンドのフレームワークを提示します現象。最初に、私たちの方法が、1D波動方程式と1Dバーガース方程式を学習するために、文献の他の場所で公開されている他の神経演算子の精度とパフォーマンスを再現することを示します。その後、物理情報に基づいた神経演算子を適用して、スカラー、非粘性、およびベクトルタイプの2Dバーガース方程式を含む新しいタイプの方程式を学習します。最後に、私たちのアプローチが、3つの結合された偏微分方程式を含む2D線形および非線形浅水方程式の物理学を学習するためにも適用できることを示します。人工知能の代理と科学ソフトウェアをリリースして、初期データと境界条件を生成し、物理的に動機付けられた幅広いシナリオを研究します。ソースコード、物理情報に基づいたニューラルオペレーターの予測を視覚化するためのインタラクティブなウェブサイト、および科学のデータと学習ハブで使用するためのチュートリアルを提供します。
岩石、水、高貴な液体：超新星ニュートリノのフレーバー含有量の展開
| Title |
Rocks,_Water_and_Noble_Liquids:_Unfolding_the_Flavor_Contents_of_Supernova_Neutrinos |
| Authors |
Sebastian_Baum,_Francesco_Capozzi,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12696 |
天の川銀河内の個々の超新星と宇宙全体の過去のコア崩壊（拡散超新星ニュートリノバックグラウンド、またはDSNB）の両方からのコア崩壊超新星ニュートリノの測定は、現在および次世代のニュートリノ実験の主な目標の1つです。フラックスの重いレプトンフレーバー（ミューオンとタウのタイプ、まとめて$\nu_x$）成分を検出することは、統計が小さく、背景が大きいため、特に困難です。次の銀河ニュートリノバーストは多数のニュートリノチャネルで観測され、少数の$\nu_x$イベントを測定できますが、従来のデータを数十年使用した後でも、拡散$\nu_x$フラックスの上限のみが予想されます。検出器。しかし、古検出器は、フレーバーブラインド中性カレント相互作用を介して銀河コア崩壊超新星からのニュートリノの時間積分フラックスを測定することができます。この研究では、銀河系のコア崩壊超新星の平均フラックスの測定と古検出器の組み合わせ、およびDSNB電子型ニュートリノフラックスの測定と次世代の水チェレンコフ検出器ハイパーカミオカンデと液体貴ガス検出器DUNEの組み合わせを示します。10パーセント程度の精度で平均超新星$\nu_x$フラックスパラメータを決定することができます。
位置天文重力波アンテナの原理について
| Title |
On_the_principle_of_Astrometric_Gravitational_Wave_Antenna |
| Authors |
Mariateresa_Crosta,_Mario_G._Lattanzi,_Christophe_Le_Poncin-Lafitte,_Mario_Gai,_Qi_Zhaoxiang,_and_Alberto_Vecchiato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12760 |
地上の光干渉計による重力波の直接検出は、天文学の新しい窓を開きました。それにもかかわらず、これらの検出器は2つのマイケルソンモーリーのようなベースラインの組み合わせであるため、重力波の入射方向を決定する感度は、現在の高精度の宇宙位置天文学と比較して非常に弱いです。したがって、通過する重力波によって引き起こされる角度分離のごくわずかな変化を記録および特性評価するために、自然センサーとして点状の光源の密接なペアを使用する、宇宙での重力波アンテナの新しい概念を提示します。これにより、線形アーム検出器を補完的に動作します。重力波の入射方向に関する情報を取得できるようにします。確かに、提案された天文重力波観測可能は、望遠鏡の光学分解能を最大限に活用することによって重力波信号の強度を大幅に強化することができ、同時に、ソースへの方向を識別するための強力なツールを提供できる相対論的天文測定の方法に基づいていますそれは、星の近いペアを監視することによって重力波を発生させました。さらに、微分定式化で2つのローカル照準線を使用すると、ローカル（太陽系）の背景ジオメトリの高次モデリング、および正確な衛星天体暦と姿勢の必要性に関連する問題を回避できます。
二次核対称性エネルギーに対する四次方程式の比率に対する相対論的運動学、次元性、相互作用および短距離相関の解読効果
| Title |
Deciphering_Effects_of_Relativistic_Kinematics,_Dimensionality,_Interactions_and_Short-Range_Correlations_on_the_Ratio_of_Quartic_over_Quadratic_Nuclear_Symmetry_Energies |
| Authors |
Bao-Jun_Cai_and_Bao-An_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12773 |
アイソスピン非対称核物質（ANM）の状態方程式（EOS）のいわゆる経験的放物線法則の十分な証拠が、さまざまな相互作用を使用した非相対論的および相対論的核多体理論の両方の多くの研究で得られていますが、ANMが純粋な中性子物質に接近しているときでさえ、二次エネルギーと比較して小さな四次対称エネルギーの基本的な物理的理由があるかどうかは不明でした。短距離相関（SRC）モデルと非線形相対論的平均場（RMF）モデルを考慮した場合と考慮しない場合の、任意の次元$d$の座標空間における相対論的および非相対論的自由フェルミガス（FFG）モデルの両方で研究します。相対論的運動学、次元性、相互作用、およびSRCが、ANMEOSの2次対称エネルギーに対する4次の比率$\Psi（\rho）$に及ぼす影響。FFGモデルの比率$\Psi（\rho）$は、次元$d$に強く依存することがわかりました。通常の3D空間ではすでに非常に小さいですが、制約、集合性、および/または対称性のために、重イオン反応および/または全中性子星の粒子のサブシステムの次元が縮小された空間ではさらに小さくなる可能性があります。また、比$\Psi（\rho）$は、理論的には、中性子星で到達可能な密度をはるかに超える超相対論的極限でのみ非常に大きくなる可能性があることもわかりました。一方、SRCによって誘発された高運動量核子を介した直接および/または間接的な核相互作用は、相対論的FFGモデル予測と比較して$\Psi（\rho）$の密度依存性に大きく影響します。SRCは、対称核物質の運動エネルギーだけでなく、比率$\Psi（\rho）$にも大きく影響しますが、相対論的補正は無視できます。結果は、高密度の中性子に富む物質のEOSをよりよく理解するのに役立つかもしれません。
COSE $ \ nu $：ニュートリノのための集合振動シミュレーションエンジン
| Title |
COSE$\nu$:_A_Collective_Oscillation_Simulation_Engine_for_Neutrinos |
| Authors |
Manu_George,_Chun-Yu_Lin,_Meng-Ru_Wu,_Tony_G._Liu,_Zewei_Xiong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12866 |
ニュートリノ集団フレーバー変換のダイナミクスを支配する非線形偏微分方程式のセットを数値的に解くシミュレーションコード\cosenuの実装の詳細を紹介します。Kreiss-Oliger散逸によってサポートされる有限差分法と、7次加重の本質的に非振動スキームを使用する有限体積法の両方の詳細を体系的に提供します。コードの信頼性を確保するために、シミュレーション結果と理論的に得られるソリューションとの比較を実行します。ニュートリノの自己相互作用がオンになっているときの実装のエラー蓄積動作を理解して特徴づけるために、シミュレーションパラメータのさまざまな値に対する保存量の偏差の変化も分析します。CPUとGPUの両方を使用したコードのパフォーマンスを報告します。\cosenu〜packageのパブリックバージョンは、\url{https://github.com/COSEnu/COSEnu}で入手できます。
太陽風陽子の有効平均自由行程の測定
弱く衝突するプラズマは、粒子の衝突周波数よりもはるかに速い速度で動作できる非線形緩和プロセスの影響を受けます。これにより、プラズマは、粒子の平均自由行程が長いにもかかわらず、磁化された流体のように応答します。この手紙では、1AUでの太陽風の圧縮変動の宇宙船測定と比較するために、密度、圧力、および磁場応答を生成するために、効果的な衝突メカニズムがプラズマ運動方程式でモデル化されています。これにより、太陽風陽子の有効平均自由行程の測定が可能になります。これは、衝突平均自由行程よりも$\sim10^3$短い4.35$\times10^5$kmであることがわかります。。これらの測定値は、陽子ジャイロ半径を超えるスケールでの太陽風の効果的な流体挙動をサポートし、効果的な衝突プロセスが熱力学と弱衝突プラズマの輸送を変化させることを示しています。
エポックでの平均近点角が非ニュートン重力のテストで使用されないのはなぜですか？
エポック$\eta$での平均近点角は、2体問題の運動がパラメーター化されるという点で標準的な6つのケプラー軌道要素の1つです。近地点引数$\omega$の議論に加えて、$\eta$は、とりわけ一般相対性理論といくつかの修正された重力モデルによって引き起こされる長期的な変化率を経験します。したがって、原則として、天文学および天体物理学の連星系で実行されるポストニュートン重力のいくつかのテストで$\omega$と一緒に実りある形で採用される可能性があります。これにより、関心のある重力の特徴を強化し、体系的なバイアスの原因として機能するいくつかの競合する妨害効果を解きほぐすことができます。それにもかかわらず、現在の著者には知られていないいくつかの理由のために、$\eta$は、実際のデータ削減で天文学者によってこれまで使用されたことはありません。このメモは、そのような軌道要素の実用化の可能性についてコミュニティの関心を高めること、または少なくとも、重力モデルのテストに$\eta$を使用できないかどうかを明示的に明らかにするように天文データ処理の専門家を誘導することを目的としています。そして、この場合、その理由。
高次モードによる修正重力波伝播とレンズ効果によるその縮退
| Title |
Modified_gravitational_wave_propagation_with_higher_modes_and_its_degeneracies_with_lensing |
| Authors |
Jose_Maria_Ezquiaga,_Wayne_Hu,_Macarena_Lagos,_Meng-Xiang_Lin,_Fei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13252 |
一般相対性理論（GR）の低エネルギー代替案は、一般的に、重力波（GW）の伝播中の位相を変更します。検出器の感度が上がるにつれて、これらの変更がGWの高次モードにどのように影響するかを理解し、天体物理学的現象で起こりうる縮退を解きほぐすことが重要になります。修正された分散関係（MDR）を使用して、空間領域での波の伝播を解析的に解くために、一般的な形式（WKBアプローチ）を適用します。このWKBアプローチを、時間領域での固定位相近似（SPA）の適用と、グループまたは粒子速度に関連する時間遅延と比較します。この目的のために、SPAをより高いモードの汎用信号に拡張し、基準位相と到着時間を注意深く追跡します。WKBアプローチは、波の伝播の原理と一致して、群速度を使用するSPAと一致することがわかります。次に、MDRを使用したGW伝搬と、GRの強レンズGWとの間の縮退を調べます。後者は、より高いモードが存在する場合にソースパラメータで縮退しない周波数に依存しない位相シフトを導入する可能性があるためです。特定のMDRの場合、粒子伝播のSPAとは異なり、波の伝播には正確な縮退があることがわかります。その他の場合は、$\chi^2$を最小化するMDRパラメーターの値を検索し、強くレンズされたGRGWが修正ニュートン重力のGWとして誤って解釈される可能性があると結論付けます。より高いモードのGWでの将来のMDR制約には、周波数に依存しない位相シフトの可能性が含まれ、修正された重力と強いレンズ歪みを同時に識別できるようにする必要があります。
