2点相関関数の推定量の精度の向上
効率を犠牲にすることなく、2点相関関数の推定の精度を高める方法を示します。正確な参照値と比較することにより、ペアカウントとLandy-Szalay推定量の誤差を定量化します。ランダムポイントセットを使用する標準的な方法は、幾何学的に動機付けられた推定量および準モンテカルロ積分を使用する推定量と比較されます。標準的な方法では、エラーは$1/\sqrt{N_r}$に比例し、$N_r$はランダムなポイントの数に比例します。改善された方法では、エラーは$1/N_q$にほぼ比例してスケーリングします。ここで、$N_q$は不一致の少ないシーケンスからのポイントの数です。例では、同じレベルの精度を維持しながら、標準の方法よりも$10^4$の速度向上を実現しています。また、これらの改善された推定量を不完全にサンプリングされた銀河カタログに適用する方法についても説明します。
泡または音波-超大質量ブラックホールはどのようにICMを加熱しますか？
| Title |
Bubbles_or_Sound_Waves_--_How_do_Super-Massive_Black_Holes_heat_the_ICM? |
| Authors |
Asif_Iqbal,_Subhabrata_Majumdar,_Biman_B._Nath,_Suparna_Roychowdhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13340 |
銀河団は、精密宇宙論の有望なプローブです。正確で偏りのない結果を提供する能力は、銀河団ガス（ICM）をよりよく理解することにかかっています。中央の超大質量ブラックホール（SMBH）を動力源とする活動銀河核（AGN）は、ICMの熱特性を変更する上で主要な役割を果たします。したがって、AGNフィードバックメカニズムを理解することは、クラスター宇宙論にとって不可欠です。この作業では、2つのAGN加熱モデルを実装します。（i）層状ICMを介して上昇する浮力空洞（発泡モデル）、および（ii）音波の粘性および伝導散逸（音響モデル）です。私たちの目的は、これらの加熱モデルがICMの観測量と一致しているかどうか、および一方が他方よりも優先されるかどうかを判断することです。AGN加熱の発泡モデルと音響モデルを使用してICM熱プロファイルの進化を研究します。暗黒物質ハローのポテンシャルにおけるガスの純粋な重力落下から予想されるICMの初期エントロピープロファイルを仮定します。次に、クラスターの経過期間にわたって、加熱、放射冷却、および熱伝導を組み込みます。結果は次のとおりです。（i）両方の加熱プロセスが観察結果とよく一致し、関連するパラメーターを調整していることがわかります。（ii）熱伝導は、スピッツァー値の10\％のレベルでも、注入されたエネルギーを中央領域を超えて伝達する上で非常に重要であり、それがないと、温度/エントロピープロファイルは観測値と一致しません。（iii）両方のモデルについて、クラスター質量が$M_{\rmvir}^{1.5}$である必要な注入AGNパワースケールを示します。（iv）さらに、必要なAGNの光度は、観測された電波ジェット出力に匹敵し、AGNがクラスター内で最も支配的な熱源を提供するという考えを補強します。（v）最後に、$0.02r_{500}$でのAGN機械的光度として利用可能な総AGN光度の割合は0.05\％未満であると推定します。
クエーサーのX線光度関数の進化とX線と紫外線の光度の相関
以前の研究で検証された技術と、チャンドラとXMM-Newtonで検出された4000を超えるクエーサーのサンプルを利用して、クエーサーのX線光度関数の進化とX線と2500オングストロームの紫外線光度の間の固有の相関関係を調査します。範囲は$0<z<5$です。クエーサーは、他の波長帯よりも、X線の全輝度が赤方偏移しているため、進化が大幅に少ないことがわかります。次に、$L'_{\rmX}\propto（{L'_{\rmUV}}）^{\gammaの形式で、X線と紫外線の光度の間の固有のべき乗則の相関関係を決定します。}$は、$\gamma=0.28\pm$0.03であり、X線バンドの光度関数と密度の変化を導き出します。これらの結果がクエーサーシステムのモデルに与える影響について説明します。
宇宙せん断の新しい観測量
この論文では、宇宙せん断を測定するための新しい観測量を紹介します。銀河の向きとその電波放射の偏光方向の両方を高精度で測定できれば、それらの間の角度は前景の宇宙せん断に敏感であることを示します。単一の測定の信号対雑音比がかなり小さいと予想される場合でも、特定のピクセル内のすべての銀河が同じシアーを受けるという事実を使用して、ノイズを克服することができます。この観測量の追加の利点は、信号が固有のアラインメントに悩まされないことです。このようにして測定されたせん断相関関数のSNRは、将来のSKAII調査で推定されます。
非理想的な自己重力と宇宙論：宇宙の大規模構造のダイナミクスにおける相関の重要性
非理想的な自己相互作用流体の統計力学における相関の役割に触発されて、未解決の下部構造（すなわち相関）が自己重力天体物理学システムのビリアル定理で考慮されなければならないことを提案します。Lane-Emden方程式の半解析的ポリトロープ解を使用することにより、それらの省略が質量の欠落の問題につながることを示します。この問題は、展開のダイナミクスの相関を考慮に入れることにより、フリードマン方程式を非理想的なレジームに拡張することを示唆しています。大規模な構造の形成によって引き起こされた相関の増加は、そのようなパラダイムにおける宇宙の加速膨張を自然に説明することができます。
侵入者は次のように述べています：小規模なレンズ異方性を使用してダークユニバースを研究する
| Title |
Interlopers_speak_out:_Studying_the_dark_universe_using_small-scale_lensing_anisotropies |
| Authors |
Birendra_Dhanasingham,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Annika_H._G._Peter,_Andrew_Benson,_and_Daniel_Gilman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13775 |
強力にレンズ化されたシステムは、小規模での暗黒物質の分布の強力なプローブです。この論文では、光源と観測者の間の視線ハローが、有効なレンズ偏向フィールドの2点関数に明確な異方性シグネチャを生じさせることを示します。特に、視線ハローと主レンズ面の間の非線形結合が、この2点関数に特徴的な四重極モーメントを刻印し、その振幅が強くレンズされたフィールド内のそのようなハローの存在量を反映することを示します。さまざまな多重極モーメントの比率をとることにより、このような観測量を質量シート変換の下で堅牢にする方法について説明します。また、将来の超大型望遠鏡には、このユニークな異方性の特徴により、四重極モーメントを検出する機能があることも示しています。私たちのアプローチは、視線ハローの効果をレンズ画像のメインレンズ下部構造の効果と統計的に区別するための扉を開きます。これにより、暗黒物質の物理学を新しい方法で調べることができます。
標準サイレンを使用した$\Lambda $ CDMバックグラウンドでのF（Q）宇宙論の予測
| Title |
Forecasting_F(Q)_cosmology_with_$\Lambda$CDM_background_using_standard_sirens |
| Authors |
Jos\'e_Ferreira,_Tiago_Barreiro,_Jos\'e_Mimoso,_Nelson_J._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13788 |
$\Lambda$CDMバックグラウンドを持つ対称テレパラレル重力モデルの予測制約は、今後の地上および宇宙ベースの重力波観測所を使用して作成されます。生成されたモックカタログに頼るベイズ分析は、LIGOがこのモデルを$\Lambda$CDMと区別できるとは期待されていないことを示していますが、LISAとETはどちらも、ETがLISAを上回っています。また、制約の品質を向上させるために、低レッドシフトイベントが優先されることも示します。
Kepler-1708b-iはHSTでは検出できない可能性があります
太陽系外衛星の候補ケプラー-1708b-iは、最近、ケプラーデータの2つのトランジットを使用して報告されました。1％の誤検知確率に支えられて、候補者は有望ですが、その有効性を確認/拒否するためにフォローアップ観察が必要です。この短い論文では、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）に搭載されたWFC3機器を使用して、次のウィンドウ（2023年3月）での太陽系外衛星候補の通過の検出可能性を計算します。現実的なノイズ推定を使用し、訪問期間の傾向を考慮し、ケプラーデータを使用して導出されたモデル事後確率を伝播し、ベイズモデル選択を使用して50回の注入回復試行を実行します。HSTのみを使用して10を超えるベイズ因子まで月の通過を検出する必要があるという検出基準を定義すると、18回の注入のみが回復され、$（36\pm7）$％の真陽性確率（TPP）が得られました。ケプラーに対するHSTの優れた開口にもかかわらず、機器の体系と候補の太陽系外衛星の軌道のコンパクトさの両方が、通常、強力な検出を不明瞭にします。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）のノイズ特性は飛行中にまだ特徴付けられていませんが、BrightObjectTimeSeriesモードで動作するNIRSpecを使用して信号を簡単に回復できると推定しています。
時間変化する恒星J2モーメントを伴う超短周期惑星の相互傾斜
| Title |
Mutual_Inclination_of_Ultra-Short-Period_Planets_with_Time_Varying_Stellar_J2-moment |
| Authors |
Chen_Chen,_Gongjie_Li,_Cristobal_Petrovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13329 |
超短周期惑星（USP）を備えたシステムは、ホスト星から遠くに位置する惑星を備えたシステムと比較して、より大きな相互傾斜を持っている傾向があります。これは、ホスト星が急速に回転していた初期の恒星の扁平率によって引き起こされた歳差運動のために説明することができます。しかし、恒星の自転速度の低下により、時間の経過とともに恒星の扁平率は低下し、これにより惑星の相互傾斜がさらに形成される可能性があります。この作業では、$J_2$の減少の影響下で、最終的な相互傾斜がどのように変化するかを詳細に調査します。異なる初期パラメータ（たとえば、$J_2$の大きさや惑星の傾斜角）が異なる最終的な相互傾斜角に寄与し、USPの形成メカニズムに制約を与えることがわかります。一般に、内惑星が星の赤道と同じ平面で始まる場合（または星のスピン軸とずれている間は同一平面上にある場合）、$の減衰により、時間の経過とともに相互の傾きが減少します（または増加してから減少します）。J_2$瞬間。これは、通常、内側の軌道が外側の軌道よりも少ない軌道角運動量を持っているためです。しかし、外惑星が最初に恒星のスピンと整列していて、内側の惑星が整列していない場合、相互の傾きはほぼ同じままです。全体として、私たちの結果は、USP惑星が早期に形成され、有意な傾斜を獲得したことを示唆しています（たとえば、Kepler-653cの場合、$\gtrsim30^\circ$とそのコンパニオンまたは$\gtrsim10^\circ$とそのホスト星のスピン軸）。彼らのホスト星がゆっくりと回転するとき、彼らは遅く形成しました（$\gtrsim$Gyr）。
密集した軌道殻を生成する方法と軌道容量への影響
低軌道（LEO）のシェル単位の軌道スロットは、宇宙の安全性を向上させ、宇宙交通の調整と管理を簡素化し、軌道容量を最適化することができます。このホワイトペーパーでは、任意の次数または任意の次数と順序の地球ジオポテンシャルに関して定義された2Dラティスフラワーコンステレーション（2D-LFC）を生成する2つの方法について説明します。準周期的で地球のジオポテンシャルに対して凍結しているシェルを生成することにより、各シェルの半主軸の振動変動よりも小さい垂直分離距離のシェル、または対応するケプラーの2D-LFCを安全に積み重ねることができます。非球面ジオポテンシャル。これは、各シェルで自己安全な位相を維持しながら、特定の軌道体積に対してより多くのシェルを許可することにより、以前の作業でのシェル要件ごとの単一傾斜を緩和するのに役立ちます。これらの方法は、繰り返し地上軌道軌道を使用して、任意の地球ジオポテンシャルの下での時間分布コンステレーションの定式化と閉じた2D-LFCの設計に関する以前の作業を活用します。これらの凍結シェルの幅と形状に影響を与える要因が特定されます。シェルの形状と厚さを推定するための簡略化された式が示されています。類似または上昇する傾斜をグループ化するためにシェルを順序付けることにより、任意の傾斜の順序に対して容量が向上することが示されています。
サブステラ質量限界での岩石惑星形成におけるガスディスク相互作用、潮汐および相対論的効果
| Title |
Gas_disk_interactions,_tides_and_relativistic_effects_in_the_rocky_planet_formation_at_the_sub-stellar_mass_limit |
| Authors |
Mariana_B._Sanchez,_Gonzalo_C._de_Elia_and_Juan_J._Downes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13389 |
私たちの主な目標は、岩石惑星の形成と、星の質量限界に近い質量$0.08M_\odot$の星の周りの動的進化の最初の$100〜\textrm{Myr}$を研究することです。中心星のスピンアップと収縮を含めることによって洗練された潮汐および一般相対論効果の影響を受けた胚集団を想定して、2セットの$N$-bodyシミュレーションを開発し、最初の10Myrの間にガスディスクに浸しました。シミュレーションの各セットには、ガスディスクと胚の間の相互作用を計算するための文献とは異なる処方が組み込まれています。1つは流体力学シミュレーションの結果に基づいて広く使用されており、最近のものは力学的摩擦の分析的処理に基づいています。標準的なディスクモデルを考えると、結果として生じる岩石惑星の動的進化と最終的なアーキテクチャは、ガスと胚内の相互作用を処理するために使用される処方と強く関連しており、結果として生じる近接惑星に大きな影響を与えることがわかりました。人口、特にハビタブルゾーン内に位置する人々。非常に質量の小さい星や褐色矮星の周りで観測された隣接する確認された太陽系外惑星と、ガスと胚の相互作用の力学的摩擦に基づく処方を使用した場合にのみシミュレーションから得られた太陽系外惑星の周期比の分布内で良好な一致が見つかりました。私たちの結果はまた、ハビタブルゾーン内にある関心のある近距離の惑星集団を再現しています。それらの惑星の一部は、それらに到達するまで、進化するハビタブルゾーンの内側の端の内側の恒星の照射に長期間さらされることに注意してください。
四重極モーメントを持つ中心物体の周りの反ったディスクの非線形挙動
| Title |
Nonlinear_behaviour_of_warped_discs_around_a_central_object_with_a_quadrupole_moment |
| Authors |
Hongping_Deng,_Gordon_Ogilvie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13582 |
低粘度の反ったディスクの非線形挙動はよくわかっていません。流体柱がアフィン変換を受ける非線形曲げ波理論を、直接3D流体力学的シミュレーションで検証しました。2次のゴドゥノフ型スキームであるメッシュレス有限質量（MFM）と、最大128Mの粒子を使用したSmoothedParticleHydrodynamics（SPH）メソッドを採用しました。中程度の非線形性の場合、MFMは、四重極モーメントを持つ中心オブジェクトの周りの傾斜した非粘性ディスクのアフィンモデルによって予測された安定した非線形ワープを適切に維持します。ただし、SPHの数値散逸は非常に深刻であるため、MFMが良好に機能する解像度では、低振幅の非線形ワープでさえ劣化します。低振幅の任意のワープは、非線形定常状態に向かって進化する傾向があります。ただし、外側の傾斜角度が約14度を超える場合、角度のある半厚さH/R=0.02の薄いディスクにはそのような状態は存在しません。ワープは、断熱シミュレーションでは弱く壊れて再接続するか、等温シミュレーションでは明確な環に分かれます。破壊半径は、最も極端な非線形変形のある場所の近くにあります。パラメトリック不安定性は、最高解像度のシミュレーションでのみキャプチャされ、バイナリの周りの惑星のインキュベーターとして機能する可能性のあるリング構造につながります。
冷たい岩石惑星TRAPPIST-1hのHST/WFC3透過分光法
| Title |
HST/WFC3_transmission_spectroscopy_of_the_cold_rocky_planet_TRAPPIST-1h |
| Authors |
L._J._Garcia,_S._E._Moran,_B._V._Rackham,_H._R._Wakeford,_M._Gillon,_J._de_Wit,_N._K._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13698 |
TRAPPIST-1は、7つの岩石惑星が通過する近くの超低温矮星です。ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ3装置のG141グリズムを使用して、その最も外側の惑星であるTRAPPIST-1hの3つの通過を観測し、潜在的に冷たい大気に制約を課しました。恒星汚染の影響に対処するために、TRAPPIST-1のアクティブ領域をより低温および高温の光球の一部としてモデル化し、星の通過外スペクトルと比較する複数温度モデルを生成します。推定されたスポットパラメータを使用して、5つの通過構成の下で惑星hの補正された透過スペクトルを生成し、これらのデータをフォワードモデルCHIMERAを使用した惑星大気透過モデルと比較します。私たちの分析は、TRAPPIST-1hがエアロゾルのないH/Heが支配的な大気をホストする可能性が低いことを明らかにしています。現在のデータ精度は惑星大気に課すことができる制約を制限しますが、最も可能性の高いシナリオは、平均分子量大気が高い（>1000x太陽）ため、WFC3/G141バンドパスのフラットで特徴のない透過スペクトルのシナリオであることがわかります。、大気なし、または不透明なエアロゾル層、すべて恒星の汚染がない状態。この作品は、理論的な恒星スペクトルでアクティブな光球領域をモデル化することの限界と、超低温矮星の光球構造に関する知識の欠如によってもたらされる限界について概説しています。TRAPPIST-1hの惑星大気のさらなる特性評価には、より広い波長でのより高精度の測定が必要になります。これは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡で可能になります。
ローカルISMの不均一性とその太陽圏との関係
| Title |
Inhomogeneity_in_the_Local_ISM_and_its_Relation_to_the_Heliosphere |
| Authors |
Jeffrey_Linsky,_Seth_Redfield,_Diana_Ryder,_and_Eberhard_Moebius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13280 |
この論文は、局所的な星間環境とその太陽圏への変化する影響について進行中の過去の研究と新しい研究をレビューします。ヘリオポーズの外側の太陽圏のサイズ、形状、および物理的特性は、周囲の環境（現在は局所恒星間雲（LIC）の外側の領域）によって決定されます。高解像度のHSTスペクトルの分析により、多くの星間雲を含む運動学的モデルが導き出されました。この分析により、太陽から約10個の範囲内にある15個の雲と、それらの平均温度、乱気流、および速度ベクトルが特定されました。現在分析されている視線の数が増えるにつれ、温度と乱流速度には、測定の不確実性よりもはるかに大きいLICおよびその他の近くの雲内の空間変動があり、これらの空間変動はランダムに分布しているように見え、ガウス分布に適合できることがわかります。。不均一な長さのスケールは4,000AU未満であり、太陽圏が600年未満で通過する距離です。温度と乱流速度は、LICの中心からの恒星の距離や角度に関して有意な傾向を示していません。太陽が雲間媒体に入る場合、将来の太陽圏の物理的特性は現在とは大きく異なります。ヘリオポーズとヘリオポーズのすぐ外側にある非常に局所的な星間物質（VLISM）の場合、全圧は銀河内の重なっている物質の重力にほぼ等しくなります。LICの内圧はVLISMの内圧よりはるかに低いですが、その環境に関してLICの流れによって生成される不確実なラム圧力項があります。
大マゼラン雲の北東にある拡張された潮汐構造であるNESの発見
| Title |
Discovery_of_NES,_an_extended_tidal_structure_in_the_North-East_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
M._Gatto,_V._Ripepi,_M._Bellazzini,_C._Tortora,_M._Tosi,_M._Cignoni,_G._Longo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13298 |
LMCディスクの北東の縁から5度突き出た新しい拡散恒星下部構造の発見について報告します。北東構造（NES）と名付けた構造は、ガイアEDR3カタログから抽出されたマゼランシステムの厳密に選択された候補メンバーのサンプルにガウス混合モデルを適用することによって識別されました。NESは、外側のLMCディスクと、LMCの同じ領域にある他の既知の構造、つまり北の潮汐アーム（NTA）と東の下部構造（ES）の間のギャップを埋めます。特に注目に値するのは、NESが、MWによって引き起こされる潮汐応力によるLMCディスクの曲げをN体シミュレーションが予測する領域に配置されていることです。空の平面の速度場は、NESを含むLMCの北東部の潮汐構造の複合体がコヒーレントな放射状の動きを受けていることを示しています。NESの起源と周囲の下部構造との関係に光を当てるには、追加のデータと広範な動的モデリングが必要です。
バイスペクトルを使用した星間乱流駆動スケールの研究
| Title |
Studying_Interstellar_Turbulence_Driving_Scales_using_the_Bispectrum |
| Authors |
Michael_J._O'Brien,_Blakesley_Burkhart,_Michael_J._Shelley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13334 |
星間物質における電磁流体力学（MHD）乱流の駆動スケールを研究するためのバイスペクトル、フーリエ3点相関関数の有用性を示します。バイスペクトルは、公開されている並列化されたモンテカルロ直接測定法を実装して計算します。以前の作品では、バイスペクトルを使用して、非線形スケーリング相関を識別し、パワースペクトルなどの低次統計の縮退を解消しました。フーリエモードの位相結合を測定する関連統計であるバイコヒーレンスは、密度と列密度のフィールドを使用して乱流駆動スケールを識別することがわかります。特に、駆動スケールが乱流カスケードに存在するスケールに位相結合されていることを示しています。また、大規模な秩序磁場の存在は、純粋な流体力学的場合と比較して、相結合を強化することもわかりました。したがって、MHD乱流における波動相互作用の非局所性を検索するためのツールとして、バイスペクトルとバイコヒーレンスを提案します。
| Title |
Infrared_free-electron_laser_irradiation_of_carbon_dioxide_ice |
| Authors |
Sergio_Ioppolo,_Jennifer_A._Noble,_Alejandra_Traspas_Mui\~na,_Herma_M._Cuppen,_St\'ephane_Coussan_and_Britta_Redlich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13345 |
星間氷粒は、宇宙で検出された単純な有機種と複雑な有機種の多くの形成に重要な役割を果たしていると考えられています。ただし、氷粒中の種の形成と生存に関連する物理化学的プロセスに関する多くの基本的な質問は未解決のままです。自由電子レーザー（FEL）などの大規模施設でのフィールドワークは、実験室の天体物理学コミュニティに新しいツールを提供することにより、氷粒の組成と形態の調査を支援することができます。オランダのHFML-FELIX研究所のFELビームラインFELIX-2の高い調整可能性、広い赤外線スペクトル範囲および強度を、超高真空LISAエンドステーションの特性と組み合わせて、波長に依存する中赤外照射実験を実行しました。20Kの宇宙関連の純粋な二酸化炭素（CO2）氷。FELIXの強力な単色放射を使用して、選択した周波数の振動エネルギーをCO2氷に注入し、フーリエ変換反射-吸収赤外線（FT-RAIR）分光法。この作業により、光子、電子、宇宙線などの外部トリガーによって導入された振動エネルギー、および初期の原始星や野外星からの熱加熱が、宇宙の星間氷塵粒子にどのように放散されるかについての理解が深まります。さらに、低温での堆積時に観察されるCO2アイスのアモルファスおよび多結晶構造に関する現在の文献の議論に追加され、私たちの実験条件下では、CO2アイスは20Kで堆積するとアモルファス特性を示し、75K。
近くの銀河のHIプロファイルの非対称性と形状の統計分析
| Title |
Statistical_Analysis_of_H_I_Profile_Asymmetry_and_Shape_for_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Niankun_Yu,_Luis_C._Ho,_Jing_Wang,_and_Hangyuan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13404 |
アルファルファ21cm調査から抽出された、近くの（$z<0.06$）銀河の29,958個のHI輝線の統合プロファイルの均一な分析を提示します。成長曲線手法を適用して、スペクトルパラメータのデータベースとそれに関連する不確実性のロバストな推定値を導き出します。中心速度と全フラックスに加えて、メインカタログは線幅、プロファイルの非対称性、およびプロファイル形状の新しい測定値を提供します。スローンデジタルスカイサーベイから入手可能な光学特性を持つ13,511個の銀河のサブサンプルについて、傾斜角補正された線幅、空間的に分解された観測から経験的に較正された回転速度、およびHI質量から推定されたHIサイズに基づく動的質量を計算します。その後のデータベースの科学的応用を容易にするために、銀河の光学的形態、恒星の質量、星形成活動のさまざまな診断など、銀河のいくつかの補助的な物理的特性もまとめています。HIパラメータの同種カタログを使用して、プロファイルの非対称性と形状の統計的特性を調べます。広範囲の恒星の質量と環境をカバーする完全なサンプル全体で、統計的に有意なHIプロファイルの非対称性が銀河集団の$\sim20\％$で検出されています。グローバルHIプロファイルは、$35.2\pm0.3\％$シングルピーク、$26.9\pm0.3\％$フラットトップ、および$37.9\pm0.3\％$ダブルホーンです。与えられた傾斜角では、二重角のプロファイルは、より高い恒星の質量または光学濃度の銀河と優先的に関連付けられますが、より低い質量または濃度の銀河は、単一ピークのプロファイルを持つ傾向があります。
中央に集中したHI分布は、銀河の星形成を促進します
| Title |
Centrally_Concentrated_H_I_Distribution_Enhances_Star_Formation_in_Galaxies |
| Authors |
Niankun_Yu,_Luis_C._Ho,_and_Jing_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13405 |
アルファルファとSDSSの分光学的調査から得られた13,511個の近くの銀河のサンプルを使用して、HI21cm放射の空間分布と星形成率（SFR）の関係を研究します。統合されたHIプロファイルの形状を説明するために、線の成長曲線から測定された新しいノンパラメトリック量$K$を導入します。$K$の値は、投影効果とガスの空間および速度分布に応じて、ダブルホーンプロファイルからシングルピークプロファイルに増加します。統合されたラインプロファイルに影響を与える競合する要因を制御するために慎重に選択されたサンプルを使用して、ガスの空間分布について有用な推論を行うことができると主張します。$K$の値が高い銀河は、固定条件で銀河の光ディスク内により中央に集中したHI分布を持つ傾向があり、$K$の値が大きいほど、合計および中央のSFRのレベルが高くなることがわかります。この結果は、HIの全体的な濃度が、中性の原子状水素から分子状水素ガスへの変換を促進する上で重要な役割を果たし、それが光ディスク全体の星形成活動に影響を与えることを示唆しています。私たちのサンプルは静止銀河に対して偏っているため、SFRやHIの含有量が少ない銀河については結論が当てはまらない可能性があります。
$ Gaia $、SDSS / SEGUE、LAMOSTを使用してNGC5466潮流を再訪
| Title |
Revisit_NGC_5466_Tidal_Stream_with_$Gaia$,_SDSS/SEGUE_and_LAMOST |
| Authors |
Yong_Yang,_Jing-Kun_Zhao,_Miho_N._Ishigaki,_Jian-Zhao_Zhou,_Cheng-Qun_Yang,_Xiang-Xiang_Xue,_Xian-Hao_Ye_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13414 |
$Gaia$EDR3、SDSS/SEGUEDR16、LAMOSTDR8からのデータをマイニングすることにより、NGC5466潮流の11個のメンバー星が検出され、そのうち7個が新たに識別されます。汚染物質を排除するために、空の位置、色の大きさの図、金属量、固有運動、視線速度にさまざまなカットが適用されます。データを、滑らかな銀河系のポテンシャルと大マゼラン雲（LMC）の下でクラスターの崩壊をモデル化することによって生成された模擬ストリームと比較します。モデルと観測値の間の位相空間の一致する傾向は、ストリームがLMCによって摂動された可能性があることを意味します。検出された11個のメンバーの中で最も遠い2つの星は、ストリームの長さを空の$60^\circ$までトレースし、以前の長さ$45^\circ$をサポートおよび拡張します。NGC5466は非常に遠く、以前に考えられていたよりも長い尾を持っている可能性があることを考えると、NGC5466の潮流は天の川の重力場を制限するのに役立つツールになると予想されます。
G31.41+0.31大規模プロトクラスターの起源としての雲と雲の衝突
| Title |
Cloud-cloud_collision_as_origin_of_the_G31.41+0.31_massive_protocluster |
| Authors |
M._T._Beltr\'an,_V._M._Rivilla,_M._S._N._Kumar,_R._Cesaroni,_D._Galli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13489 |
G31.41+0.31（G31）ホットモレキュラーコア（HMC）は、高質量のプロトクラスターであり、高角度分解能で十分に研究されている、加速された落下と回転スピンアップを示します。G31の小規模の正確なビューを補完するために、IRAM30m望遠鏡でN$_2$H$^+$\、（1--0）の観測を実行することにより、大規模な物質の運動学を追跡しました。HMCの周りの$\sim$6$\times6$\、arcmin$^2$の領域。N$_2$H$^+$の観測により、少なくとも4つのフィラメントアームとNNE--SSW速度勾配（$\sim$0.4）で構成される大規模（5\、pc）ハブフィラメントシステム（HFS）が明らかになりました。\、km/s/pc）北と南のフィラメントの間。線幅はHFSの中央のハブに向かって増加し、中央の1\、pcで2.5--3\、km\、s$^{-1}$の値に達します。大規模な速度勾配の原因は、雲と雲の衝突である可能性があります。このシナリオでは、G31のフィラメントは衝突による圧縮によって形成され、1000\、auのスケールで観測されたHMCの回転は、数pcのスケールでの雲と雲の衝突によって引き起こされたせん断によって引き起こされたと考えられます。。G31は、空の平面に直交する方向を持つ圧縮層のHFSを表し、星形成のフィラメントからクラスターへのパラダイムのベンチマークを表すと結論付けます。
MUSE全体の調査からのz〜0.26での空間的に分解された質量-金属量関係
| Title |
Spatially_Resolved_Mass-Metallicity_Relation_at_z~0.26_from_MUSE-Wide_Survey |
| Authors |
Yao_Yao,_Guangwen_Chen,_Haiyang_Liu,_Xinkai_Chen,_Zesen_Lin,_Hong-Xin_Zhang,_Yulong_Gao_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13681 |
目的：局所宇宙には、空間的に分解された星形成主系列星（rSFMS）と銀河の質量金属量関係（rMZR）があります。グローバルな質量金属量関係（MZR）は、rMZRの積分から生じ、赤方偏移とともに進化することがわかっています。ただし、赤方偏移を伴うrMZRの進化は、空間分解能と信号対雑音比が低いため、依然として不明です。現在、ローカルユニバース以外の観測は少なすぎて、シミュレーションのみがredshiftを使用してrMZRの進化を再現できます。方法：この作業では、MUSE-WideDR1から平均赤方偏移が$z\sim0.26$の10個の輝線銀河を選択します。空間分解された星形成率（SFR）と金属量を面分光法（IFS）から取得し、星の質量面密度を3D-HST測光から取得します。$z\sim0.26$でrSFMSとrMZRを導き出し、それらを地元の銀河と比較します。結果：$z\sim0.26$にある銀河のrSFMSの傾きは$\sim$0.771であることがわかります。rMZRは$z\sim0.26$に存在し、ローカルユニバースと同様の形状を示していますが、ローカルユニバースよりも平均金属量が約$\sim$0.11dex低くなっています。さらに、それらの空間的に分解された基本的な金属量関係（rFMR）も研究します。ただし、rFMRが$z\sim$0.26に存在するという明白な証拠はなく、高SFRでのrMZRの拡張ではありません。結論：グローバルバージョンと同様に、銀河のrSFMSとrMZRもredshiftで進化します。恒星の質量が固定されているとすると、赤方偏移が大きい銀河は、SFRが高く、金属量が低くなります。これらは、レッドシフトを伴うグローバルな銀河特性の進化は、銀河の空間的に分解された特性の進化を統合することから生じる可能性があることを示唆しています。
球状星団（GC）内の暗い質量成分の存在の可能性に関する体系的な分析を提示します。球形ジーンズ分析は、9つの近くのGCの運動学に適用されます。発光星成分によって提供される質量分布に加えて、NFW質量プロファイルによって記述される暗黒物質（DM）、または点状の質量によって記述される中間質量ブラックホール（IMBH）のいずれかを追加します。それらの存在は、間接的なDM検索のコンテキストで重要な意味を持ちます。恒星パラメータをプロファイリングした後、DMもIMBHも証拠が見つかりません。2つのコンポーネントの上限が報告されます。
| Title |
Constraining_the_multi-scale_dark-matter_distribution_in_CASSOWARY_31_with_strong_gravitational_lensing_and_stellar_dynamics |
| Authors |
H._Wang,_R._Ca\~nameras,_G._B._Caminha,_S._H._Suyu,_A._Y{\i}ld{\i}r{\i}m,_G._Chiriv\`i,_L._Christensen,_C._Grillo,_S._Schuldt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13759 |
強いレンズと動的モデリングの両方を採用することにより、グループスケールレンズCASSOWARY31（CSWA31）の内部構造を研究します。CSWA31は独特のレンズシステムです。最も明るい銀河群（BGG）は、z=0.683の超大規模な楕円銀河であり、加重平均速度分散は$\sigma=432\pm31$kms$^{-1}$です。それはグループメンバーと最大150kpcの投影でプロービングするいくつかのレンズアークに囲まれています。私たちの結果は、新しいHSTイメージングとMUSE面分光法のおかげで、CSWA31の以前の分析を大幅に改善します。5セットの複数の画像の安全な識別と、BGGの空間的に分解された運動星団の測定から、単一および複数のレンズ面シナリオの両方で、さまざまなモデリング手法を使用してマルチスケール質量分布の詳細な分析を行います。。私たちの最適な質量モデルは、複数の画像の位置を再現し、z=1.4869とz=2.763の2つの背景銀河の堅牢な再構成を提供します。BGGとグループスケールのハローからの相対的な寄与は、3つの参照モデルで非常に一貫しており、画像位置に基づく強いレンズ分析と拡張画像モデリングの間の自己一貫性を示しています。超質量BGGが20kpc以内の予測総質量プロファイルを支配し、グループスケールのハローがより大きな半径で支配的であることがわかります。$R_{eff}$=27.2kpcで囲まれた合計投影質量は$1.10_{-0.04}^{+0.02}\times10^{13}$M$_\odot$です。CSWA31は独特の化石群であり、中央領域に向かって暗黒物質が強く支配されており、より質量の大きいクラスタースケールのハローと同様の総質量プロファイルが予測されていることがわかります。有効半径内の総質量密度勾配は等温線よりも浅く、過密環境での初期型銀河の以前の分析と一致しています。
高赤方偏移銀河団SpARCS1049+56における銀河団内光のその場成長の評価
| Title |
An_Assessment_of_the_In-Situ_Growth_of_the_Intracluster_Light_in_the_High_Redshift_Galaxy_Cluster_SpARCS1049+56 |
| Authors |
Capucine_Barfety,_F\'elix-Antoine_Valin,_Tracy_M.A._Webb,_Min_Yun,_Heath_Shipley,_Kyle_Boone,_Brian_Hayden,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Adam_Muzzin,_Allison_G._Noble,_Saul_Perlmutter,_Carter_Rhea,_Gillian_Wilson,_H.K.C_Yee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13764 |
銀河団のコア内での恒星の質量の形成は、よく理解されていないプロセスです。それは、冷却流、AGNフィードバック、星形成などの複雑な物理学を特徴としています。ここでは、z=1.7銀河団、SpARCS1049+56の最も明るい銀河団（BCG）の近くでの恒星の質量の成長を研究します。既存のHSTイメージングの再分析、以前に公開された星形成率の測定、および新しい放射性分子ガス分光分析の結果を統合します。これらの分析は、このシステム内の過去、現在、未来の星形成をそれぞれ表しています。大量の恒星の質量-$（2.2\pm0.5）\times10^{10}\：M_\odot$と$（6.6\pm1.2）\times10^{10}\：M_の間であることを示しますデータ処理に応じて\odot$-BCGから約12kpc離れた、長くて塊状の尾のような構造で存在します。この恒星の質量と空間的に一致するのは、分子ガスの同様に巨大な貯留層（$（1.0\pm0.7）\times10^{11}\：M_\odot$）であり、これは860ドルの巨大な星形成率の燃料であると私たちは示唆しています。\pm130\：M_\odot$/yr、赤外線観測で測定。Hlavacek-Larrondoetal。2021年は、高温の銀河団ガスの大規模な暴走冷却がこの星形成に供給されていると推測しました。これは、高赤方偏移ではこれまで観測されていなかったプロセスです。燃料と現在の星の量に基づいて、このイベントはクラスターの寿命の中でまれであり、おそらく一般的なイベントではあるが、一度に銀河団内光（ICL）の質量の約15〜21％を生成すると結論付けます。すべての銀河団。
Swift/BAT全天硬X線調査によって選択された52個のコンプトン厚の活動銀河核のNuSTAR観測
| Title |
NuSTAR_Observations_of_52_Compton-thick_Active_Galactic_Nuclei_Selected_by_the_Swift/BAT_All-sky_Hard_X-Ray_Survey |
| Authors |
Atsushi_Tanimoto,_Yoshihiro_Ueda,_Hirokazu_Odaka,_Satoshi_Yamada,_and_Claudio_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13266 |
52コンプトン厚の体系的な広帯域X線スペクトル分析を提示します（$24\leq\logN_{\mathrm{H}}^{\mathrm{LOS}}/\mathrm{cm}^{-2}$）Chandra、XMM--Newton、Swift/XRT、Suzaku、およびNuSTARで観測されたSwift/BAT全天硬X線調査によって選択された活動銀河核（CTAGN）候補。XMM--10個のオブジェクトのニュートンデータと15個のオブジェクトのNuSTARデータが初めて公開されました。塊状トーラス（XClumpy）からのX線スペクトルモデルを使用して、トーラスのプロパティを決定します。その結果、XClumpyモデルから得られた視線に沿った水素柱密度$N_{\mathrm{H}}^{\mathrm{LOS}}$は、24個のオブジェクトがコンプトンの薄いAGNであり、28個のオブジェクトがコンプトンであることを示しています。-90\％信頼区間の厚いAGN。主な理由は、適用されるトーラスモデルの違いです。XClumpyモデルから推定されたCTAGNの赤道方向$N_{\mathrm{H}}^{\mathrm{Equ}}$に沿った水素柱密度は、不明瞭でないAGNの密度よりも大きくなっています。XClumpyモデルから得られたCompton-thinトーラスカバーファクター$C_{22}$は、Riccietal。のものと一致しています。（2017）低いエディントン比（$\logR_{\mathrm{Edd}}\leq-1.0$）であるのに対し、XClumpyモデルから推測される$C_{22}$は、Riccietal。（2017）高いエディントン比（$-1.0\leq\logR_{\mathrm{Edd}}$）。XClumpyモデルから得られたコンプトン厚トーラスカバーファクター$C_{24}$の平均値は、$36_{-4}^{+4}$\％です。この値は、Ricciらの値よりも大きくなっています。（2015）（$C_{24}\simeq27_{-4}^{+4}$\％）すべてのAGNが本質的に同じトーラス構造を持っているという仮定に基づいています。これらの結果は、CTAGNの構造があまり目立たないAGNの構造と本質的に異なる可能性があることを示唆しています。
| Title |
Observing_the_inner_parsec-scale_region_of_candidate_neutrino-emitting_blazars |
| Authors |
Cristina_Nanci,_Marcello_Giroletti,_Monica_Orienti,_Giulia_Migliori,_Javier_Mold\'on,_Simone_Garrappa,_Matthias_Kadler,_Eduardo_Ros,_Sara_Buson,_Tao_An,_Miguel_A._P\'erez-Torres,_Filippo_D'Ammando,_Prashanth_Mohan,_Ivan_Agudo,_Bong_W._Sohn,_Alberto_J._Castro-Tirado,_Yingkang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13268 |
環境。高エネルギーニュートリノの天体物理学的対応物の性質に関する多くの質問は未解決のままです。IC170922Aの空間的および時間的近接におけるガンマ線ブレーザーTXS0506+056のフレアは、高エネルギーニュートリノと天体物理学的発生源との最も顕著な関連の1つであると報告されており、ブレーザージェットとニュートリノイベントとの関連の証拠が増えています。遠い。目的。高エネルギーニュートリノに対応する潜在的なブレーザーを特徴づける目的で、IceCubeによって検出されたニュートリノと空間的に一致するガンマ線ブレーザーのパーセクスケールの領域を分析しました。具体的には、ニュートリノの検出またはジェット形態の特徴（四肢の明るさ、横方向の構造）と一致する電波フレアとして、ニュートリノ生成に関連する候補の対応物の特有の電波特性を調査することを意図しました。メソッド。2019年1月から2020年11月の間にIceCubeによって検出された4つの高エネルギーニュートリノイベントの候補対応物の多周波VLBI追跡観測を収集しました。アーカイブVLBI観測および低周波と比較して、ニュートリノ到着直後のそれらの電波特性を分析しました。ラジオ観測。TXS0506+056のケースに関する以前の統計作業と研究に関して、結果について議論しました。結果。ニュートリノを放出する可能性のある5つのブレーザーを特定して詳細に分析しました。私たちの結果は、PKS1725+123という1つの線源の放射性崩壊の状態が強化されていることを示唆しています。しかし、ニュートリノイベントの前の適切なモニタリングの欠如は、すべての線源における放射性活動と形態学的変化を追跡する上での制限でした。結論。PKS1725+123が有望なニュートリノ源候補であることをお勧めします。他の4つの情報源については、私たちの結果だけでは、ニュートリノ到着時の放射性崩壊状態間の強い関係を明らかにすることはできません。
4FGLによって暗示されるガンマ線パルサーの基本的な平面関係
| Title |
The_Fundamental_Plane_Relation_for_Gamma-Ray_Pulsars_Implied_by_4FGL |
| Authors |
Constantinos_Kalapotharakos,_Zorawar_Wadiasingh,_Alice_K._Harding,_Demosthenes_Kazanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13276 |
最新の4FGL-DR3カタログに含まれている190個のパルサーを使用して、最近報告されたガンマ線パルサーの基本平面（FP）関係の妥当性を調査します。このサンプル数は、元の調査の2倍以上です。FP関係には、スピンダウンパワー$\dot{\mathcal{E}}$、表面磁場$B_{\star}$、総ガンマ線光度$L_{の4つのパラメーターが組み込まれています。\gamma}$、およびスペクトルカットオフエネルギー$\epsilon_{\rmcut}$。$\epsilon_{\rmcut}$は、利用可能な位相平均スペクトルの適切な解釈に依存するため、$\epsilon_{\rmcut}$の導出は最も興味深いものです。いくつかの既存の位相分解スペクトルに基づいて合成位相平均スペクトルを構築し、純粋に指数関数的なカットオフ（およびべき乗則）スペクトルに対応する最適なカットオフエネルギー$\epsilon_{\rmc1}$を見つけます。formは、散逸領域のコア、つまり赤道電流シートから発生する放出の最大カットオフエネルギーを最適にプローブするパラメータです。190個の4FGLパルサーについてこのパラメーターを計算すると、結果として得られるFP関係、つまり他の観測可能なものに関するガンマ線の光度は、$L_{\gamma}=10^{14.3\pm1.3}（\epsilon_{\rmc1}/{\rmMeV}）^{1.39\pm0.17}（B_{\star}/{\rmG}）^{0.12\pm0.03}（\dot{\mathcal{E}}/{\rmerg\;s^{-1}}）^{0.35\pm0.05}{\rm〜erg\;s^{-1}}$;これは、Kalapotharakosらによって報告された経験的関係の両方とよく一致しています。（2019）および曲率放射の理論的に予測された関係。最後に、放射反応が制限された条件を再検討し、FP関係の理論的導出には十分であるが、必要ではない条件であることを確認します。ただし、放射反応の制限された加速の仮定は、基礎となる加速電場成分と$\dot{\mathcal{E}}$によるそのスケーリングを明らかにします。
2019年7月のいて座A*の多波長変動
| Title |
Multi-wavelength_Variability_of_Sagittarius_A*_in_July_2019 |
| Authors |
H._Boyce,_D._Haggard,_G._Witzel,_S._von_Fellenberg,_S._P._Willner,_E._E._Becklin,_T._Do,_A._Eckart,_G._G._Fazio,_M._A._Gurwell,_J._L._Hora,_S._Markoff,_M._R._Morris,_J._Neilsen,_M._Nowak,_H._A._Smith,_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13311 |
いて座A*を観測する3日間の協調キャンペーン中の近赤外線（NIR）、X線、およびサブミリメートル（submm）データのタイミング分析を報告します。データは、スピッツァー宇宙望遠鏡で4.5ミクロン、チャンドラX線天文台で2〜8keV、NuSTARで3〜70keV、ALMAで340GHz、超大型望遠鏡干渉計のGRAVITY機器で2.2ミクロンで収集されました。。2つの日付は、99％の信頼度で、サブミリ波と赤外線の間に有意な遅れがなく、中程度の変動を示しています。7月18日は、X線フレア（F〜0.1cts/s）と同時に適度に明るいNIRフレア（F_K〜15mJy）をキャプチャしました。これは、明るいサブミリ波フラックス（F〜5.5Jy）に約+34（+14-33）99％の信頼度で数分。この遅れの不確実性は、サブミリ波放射のピークを観測しなかったという事実によって支配されています。断熱膨張によって冷却されたシンクロトロン源は、シンクロトロン-自己-コンプトンNIRおよびX線のピークが消えた後のサブミリ波の上昇を表すことができます。このモデルは、NIR/X線ピーク時の高GHzおよびTHzフラックスと、SgrA*の平均降着率から示唆されるものをはるかに超える電子密度を予測します。ただし、このシナリオで想定されているより高い電子密度は、2019年が降着率の高い異常な時代であるという考えと一致します。NIRとX線のピークは、電子密度の低い非熱シンクロトロン源にも適合できるため、この明るいサブミリ波フレアとNIR/X線放射との無関係な偶然の一致を除外することはできません。
GW151226の詳細なフォローアップ：通常のバイナリまたは低質量比システム？
Chiaetal[arXiv：2105.06486]による最近の研究は、ブラックホール連星イベントGW151226の性質について疑問を投げかけています。LVKは当初、このイベントを適度な質量比$q\equivm_2/m_1=7.5M_\odot/14M_\odot$と適度な効果的なインスピレーションスピン$\chi_{\rmeff}\を伴う「通常の」合併であると判断しました。約0.15$、Chiaetalは、はるかに興味深いシステムのサポートを見つけました。かなりの質量非対称性がある$q\approx4.3M_\odot/29M_\odot$、かなりのスピン$\chi_{\rmeff}\approx0.5$、およびレンス・ティリング効果の兆候。Chiaetalは、「低$q$」尤度ピークが、事後オッズが${\calO}\約96$の高$q$ピークよりも優先されるのに対し、LVKは低$q$ピークを検出することを発見しました。${\calO}\approx8$のオッズで不利になります（2つの研究が$\approx770$の比率で異なることを意味します）。Chiaetalは、データがかなりのコンピューティングリソースで分析された場合にのみ、低$q$ピークが存在すると主張して以来、この不一致を解決することは困難でした。この手紙では、パラメータ空間の2つの異なるポイント間の事後オッズを効率的に計算するための「ディープフォローアップ」フレームワークを紹介します。この場合、1つは「high-$q$」LVKピークに対応し、もう1つはChiaetal。によって特定された「低$q$」ピーク。事後確率が$\sim1.2$の場合、高$q$の解釈はほとんど好まれないことがわかります。これは、GW151226が異常な（低$q$）イベントである可能性があることを示唆していますが、通常の合併。この結果は、LVK分析がパラメーター空間を適切にサンプリングしなかったことを意味します。同時に、Chiaetalによって報告されたものよりも$q$の低いピークの証拠が少ないことがわかります。重力波天文学におけるより信頼性の高いパラメータ推定研究を生み出すための戦略について議論します。
スーパーエディントンNLS1RXJ0134.2-4258での多波長キャンペーン-I.特異なX線スペクトルと変動性
| Title |
Multi-wavelength_Campaign_on_the_Super-Eddington_NLS1_RX_J0134.2-4258_--_I._Peculiar_X-ray_Spectra_and_Variability |
| Authors |
Chichuan_Jin,_Chris_Done,_Martin_Ward,_Francesca_Panessa,_Bo_Liu,_Heyang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13419 |
私たちは、既知の最も超エディントンの狭線セイファート1（NLS1）の1つ、つまりRXJ0134.2-4258で新しい長期多波長キャンペーンを実施しました。この最初の論文では、2019年12月19日にXMM-NewtonとNuSTARによって実行された深い同時X線観測を報告します。その間、RXJ0134.2-4258は偶然にも最低のX線フラックス状態の1つでした。ただし、4keVを超えると明らかに上昇します。これは、固有のソースフラックスがより高い可能性があることを意味します。1996年から2019年の間に観測されたX線スペクトルは、おそらく視線に沿った複雑で変動する吸収のために、劇的な変動を示しています。異常なことに、硬X線スペクトルの勾配が$\Gamma\simeq2.2$である場合でも、これらすべてのスペクトルで軟X線の過剰は非常に弱いように見えます。新しい（低X線フラックス）およびアーカイブ（高X線フラックス）XMM-Newtonデータのスペクトルタイミング特性を調査し、それらの時間平均、rms、およびラグスペクトルを同時にフィッティングします。変動スペクトルは、非常に弱い軟X線コンプトン化成分の存在を示しています。その形状は、通常のスーパーエディントンNLS1のソフト過剰に似ていますが、べき乗則に比べて1桁以上低いフラックスを持っています。。4keVを超えると、低フラックスデータは、より低いエネルギー放出に対して遅れる別の成分によって支配されます。これは、100Rg以内にある低イオン化物質からの反射または部分的な被覆吸収の起源と一致しています。これは、塊状の円盤風の存在をさらに示すものと解釈されます。
トーラスクラスターの効果を制限する
超大質量ブラックホールを周回する不整合なトーラスの凝集体を考えます。傾斜したトーラスの集合体は、ブラックホールアトラクタの周りのトロイド（およびディスク内の最大圧力ポイント）の分布を管理する主要な機能を導入することにより、単一の軌道構成としてモデル化されます。軌道を回るクラスターは、幾何学的に厚く、圧力で支えられた完全流体トーラスで構成されています。この分析は、傾斜したトーラスとより一般的な軌道ディスクの集合体の存在と特性に制約を課します。一般的な相対傾斜角を持つトーラスの凝集体のトーラス衝突の出現と不安定性、トーラスの幾何学的厚さの考えられる影響、および振動現象に対する制約を研究します。${\xi}$を降着の特性に関連付けて、抽出された（合計）BH回転エネルギーとBHの質量を表す無次元パラメーター${\xi}$に依存して、軌道リング構造についていくつかの注意事項が説明されています。プロセス。
プシノマルチビームパルサー検索-II。 RRATの長期変動
| Title |
Pushchino_multibeam_pulsar_search_--_II._Long-term_variability_of_RRATs |
| Authors |
T.V._Smirnova,_S.A._Tyul'bashev,_E.A._Brylyakova,_M.A._Kitaeva,_I.V._Chashei,_G.E._Tyul'basheva,_V.V._Oreshko,_S.V._Logvinenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13597 |
プシノのLarge-Phased-Array（LPA）を使用して、以前から知られている16の回転無線トランジェント（RRAT）からのパルスを、110MHzの毎日のモニタープログラムで4〜5。5年間検索しました。このような長い観測間隔で検出されるパルスの総数は、RRATJ0640+07の場合はわずか90パルス、RRATJ0302+22の場合は10,751パルスになります。パルスの数と振幅は、RRATJ1336+33、J1404+11、J1848+15、J2051+12、J2105+22の場合、6か月から20か月の時間スケールで変化し、パルス数は1桁または2桁増加する可能性があります。活動期の大きさ。長期的な傾向は、RRATJ0139+33およびJ0302+22で見られ、1、959日間で検出されたパルス数が2〜3倍増加することを示しています。一部のRRATは、脈拍数と脈拍振幅の両方の年次変動を示します。星間物質の屈折シンチレーションによってこれらすべての変動時間スケールを説明することは困難です。年次および半年ごとの変動は、不均一な惑星間プラズマのシンチレーションによって引き起こされる可能性があります。私たちのデータは、しきい値を超える脈拍が検出されない観測セッションの数が、脈拍の沈黙の長さとともに指数関数的に減少することを示しています。
| Title |
Direction_of_Parsec-Scales_Jets_for_9220_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
A.V._Plavin_(ASC_Lebedev),_Y.Y._Kovalev_(ASC_Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_A._B._Pushkarev_(CrAO,_ASC_Lebedev) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13750 |
アクティブ銀河核（AGN）のパーセックスケールジェットの方向は、直線偏光と磁場構造、周波数依存のシンクロトロン不透明度、固有運動、参照フレームの位置合わせなど、多くの天体物理学および位置天文学の研究にとって不可欠な情報です。1.4GHzから86GHzの範囲の周波数で、キャリブレーションされた可視度データから方向を測定するための、厳密でシンプルな完全に自動化された方法を開発しました。10度未満の一般的な精度で9220AGNの結果を公開します。異なる観測周波数間の方向を以前の出版物と比較する方法の内部チェックは、測定値のロバスト性を検証します。
ウェイン州立大学ダンゾワダ記念天文台：0.5メートルのロボット望遠鏡の特性評価とパイプライン
| Title |
Wayne_State_Universitys_Dan_Zowada_Memorial_Observatory:_Characterization_and_Pipeline_of_a_0.5_Meter_Robotic_Telescope |
| Authors |
Robert_Carr,_David_Cinabro,_Edward_Cackett,_David_Moutard,_Russell_Carroll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13400 |
ウェイン州立大学のダンゾワダ記念天文台は、ニューメキシコの暗い空の下にある完全にロボット化された0.5mの望遠鏡と画像システムです。天文台は、特に時間領域の天文学に適しています。潮汐破壊現象、超新星、活動銀河核などのさまざまな天体の観測です。望遠鏡で使用されるスローンフィルターでの画像の縮小、位置合わせ、スタッキング、および絶対測光の計算のためのソフトウェアスイートを開発しました。また、パイプラインは画像の減算を実行して、銀河などの明るい背景に埋め込まれたオブジェクトの測光を可能にします。16x90秒の露出を統合するためのZowada天文台の5シグマ検出限界は、gバンドで19.0マグニチュード、rバンドで18.1マグニチュード、iバンドで17.9マグニチュード、zバンドで16.6マグニチュードです。3シグマの検出限界の場合、19.9、19.1の深さの不確かさで測定を実行できます。グリズバンドでそれぞれ18.9と17.5の光度。
BeyondPlanck V.PlanckLFIの最小限のADC修正
| Title |
BeyondPlanck_V._Minimal_ADC_Corrections_for_Planck_LFI |
| Authors |
D._Herman,_R._A._Watson,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banjeri,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_A._Mennella,_S._Paradiso,_B._Partridge,_M._Reinecke,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_and_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13635 |
ベイズのエンドツーエンドのBeyondPlanck分析フレームワークで採用されているアナログ-デジタルコンバーター（ADC）の微分非線形性（DNL）の補正手順について説明します。この方法は、公式のLFIデータ処理センター（DPC）分析用に開発された方法とほぼ同じであり、各検出器データストリームのビン化されたrmsノイズプロファイルに依存しています。ただし、生のrmsプロファイルから直接補正プロファイルを作成するのではなく、最初にガウス関数をADCによって誘発される各rms減少に適合させ、次にこの滑らかなモデルから対応する補正モデルを導出します。このアプローチの主な利点は、ADCDNLの影響を大きく受けるサンプルのみが補正されることです。新しい補正は、非線形性が明確に検出され、少なくともDPC補正と同等に機能するデータにのみ適用されます。合計88個のLFIデータストリーム（44個の検出器のそれぞれの空と参照負荷）のうち、25個のケースで新しい最小ADC補正を適用し、8個のケースでDPC補正を維持します。これらの補正はすべて44または70GHzチャネルに適用されますが、以前の分析と同様に、30GHzADCのいずれも非線形性の重要な証拠を示していません。BeyondPlanckとDPCADCの補正方法を比較することにより、残留ADCの不確実性は44GHzチャネルと70GHzチャネルの両方の合計ノイズよりも約2桁低く、現在の宇宙論的パラメーター推定への影響は小さいと推定されます。ただし、ADC補正の非理想性により、最終的な周波数マップに鋭いストライプが生成される可能性があることも示しています。これらは、HFI、WMAP、またはその他のデータセットとの将来の共同分析にとって重要である可能性があります。したがって、既存の補正はLFIベースの宇宙論的パラメータ分析には十分ですが、LFIADC補正に関するさらなる作業が依然として必要であると結論付けます。
理論的合成スペクトルの$\alpha$への依存-若い二元星の種族の強化
| Title |
The_Dependence_of_Theoretical_Synthetic_Spectra_on_$\alpha$-enhancement_in_Young,_Binary_Stellar_Populations |
| Authors |
C._M._Byrne,_E._R._Stanway,_J._J._Eldridge,_L._McSwiney,_O._T._Townsend |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13275 |
酸素などの$\alpha$元素の強化は、初期の宇宙の化学進化における重要な段階であり、鉄よりも早くこれらの元素が濃縮されるようになります。ここでは、$\alpha$で強化された組成の星のスペクトルを組み込んだモデルを紹介します。これには、連星の種族とスペクトル合成（BPASS）フレームワークを使用した、大きな連星の割合を持つものを含む、若い星の種族の統合光への影響に焦点が当てられます。太陽スケールの恒星進化モデルを使用します。電離フラックスの生成、紫外線スペクトル勾配、光学色などの広域スペクトル出力は、[$\alpha$/Fe]の変化によってわずかに影響を受けるだけであることがわかります。紫外線ラインインデックス（たとえば、1719および1853\r{A}）や光ラインインデックス（MgBなど）などの多くの機能は、それぞれ、連続的な星形成集団と単一のスターバースト集団の組成のこのような変化に敏感です。。1Gyrを超える年齢では、$\alpha$で強化された星の種族は、太陽スケールの星の種族よりも青く見え、以前の研究と一致して、組成に対する光線指数の予想される感度を示します。紫外線星の吸収線は、存在比の微妙な影響を比較的受けませんが、十分な測定精度があれば、UV線指数の組み合わせにより、若い星の種族の総金属量質量分率と[$\alpha$/Fe]の同時測定が可能になります。。出力モデルはBPASSv2.3として指定されており、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による高赤方偏移銀河の観測の解釈を支援する目的でコミュニティで利用できるようになっています。
双極短命活動領域、磁束キャンセル、および太陽磁気爆発
| Title |
Bipolar_Ephemeral_Active_Regions,_Magnetic_Flux_Cancellation,_and_Solar_Magnetic_Explosions |
| Authors |
Ronald_L._Moore,_Navdeep_K._Panesar,_Alphonse_C._Sterling,_Sanjiv_K._Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13287 |
太陽コロナホール内の10個の双極エフェメラルアクティブ領域（BEAR）の揺りかごから墓場までの磁気進化、特に43の明らかなマイクロフレアイベントのそれぞれにつながる磁気進化の側面を調べます。データはソーラーダイナミクスオブザーバトリーからのものです：211コロナルEUV画像と視線光球マグネトグラム。（1）各マイクロフレアイベントが磁気爆発であり、BEARsアネモネ磁場の爆発性ローブの極性反転線（PIL）にまたがるミニチュアフレアアーケードをもたらすという証拠が見つかりました。（2）BEARの出現したフラックスロープオメガループと比較して、アネモネの爆発性ローブは、内側ローブ、外側ローブ、または内側と外側のローブである可能性があります。（3）5つのイベントは限定爆発、20のイベントは主に限定爆発、18のイベントは爆発爆発であり、コロナ質量放出（CME）を行う磁気爆発のミニチュアです。（4）Mooreetal（2010）の予想に反して、オメガループの出現中に18のブローアウトイベントのいずれもBEARsオメガループの内側から爆発することはありません。（5）43のマイクロフレアイベントのそれぞれの前と最中に、アネモネの爆発性ローブのPILで磁束がキャンセルされます。43個のマイクロフレアイベントすべての前および最中に、基礎となるPILで明らかなフラックスキャンセルを見つけることから（BEARは明らかにすべてのより大きな太陽双極活性領域のミニチュアである）、本質的に同じ方法で、太陽黒点アクティブ領域でのフラックスキャンセルが準備およびトリガーされると予想されます。多くの主要なフレアとCMEの磁気爆発。
59個の太陽のような星と新しいマウンダー極小期のHD166620における彩層活動の50年
| Title |
Five_Decades_of_Chromospheric_Activity_in_59_Sun-like_Stars_and_New_Maunder_Minimum_Candidate_HD_166620 |
| Authors |
Anna_C._Baum,_Jason_T._Wright,_Jacob_K._Luhn,_Howard_Isaacson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13376 |
時系列として59の太陽のような星の彩層活動測定の50年を提示します。これらには、マウントウィルソンサーベイ（1966--2001）による35年間の恒星彩層活動観測、およびカリフォルニア惑星探査（1996--）によるケックでの継続観測が含まれます。マウントウィルソン調査は1995年に綿密に調査され、太陽の11年周期と同様の周期的な活動周期を明らかにしました。カリフォルニアプラネットサーチは50年以上の測定を提供し、これらの星の活動行動の理解を大幅に改善します。連続した時系列を作成するために活動測定をキュレートし、所定のシステムに従って恒星サンプルを分類しました。Lomb-Scargleピリオドグラムを使用して、周期的な周期で29個の星を分析し、それらの活動時系列に最適な正弦波を提示しました。サンプル全体の恒星パラメータ（T$_{eff}$、log（g）、v$sin（i）$など）とともに、各サイクリングスターの最適期間を報告します。これらのデータの最初のアプリケーションとして、マウンダー極小期候補のHD166620を提供します。
高密度白色矮星プラズマ混合物の正確な拡散係数
| Title |
Accurate_Diffusion_Coefficients_for_Dense_White_Dwarf_Plasma_Mixtures |
| Authors |
M._E._Caplan,_E._B._Bauer,_I._F._Freeman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13383 |
拡散係数は、結晶化および堆積熱源での相分離に影響を与えるため、白色矮星の進化をモデル化するための重要な微物理入力です。拡散係数を計算するための現在のスキームは、弱い結合（$\Gamma\ll1$）で正確ですが、強く結合した液体レジーム（$1\lesssim\Gamma\lesssim200$）では2倍の誤差があります。最新の分子動力学コードを使用すると、選択したシステムの拡散係数をパーセントレベルの精度で正確に決定できます。この作業では、白色矮星の内部に典型的な広範囲のパラメータにわたって機能する拡散係数の理論的に動機付けられた法則を開発します。純粋なシステムと、典型的な質量のC/O白色矮星と高質量のO/Ne白色矮星をそれぞれモデル化する2つの混合物の分子動力学シミュレーションを実行し、いくつかの微量中性子に富む核種の拡散係数を解決します。モデルを純粋なシステムに適合させ、混合物の物理的に動機付けられた一般化を提案します。このモデルは、白色矮星に典型的な条件下での多くの個々の元素の分子動力学と比較した場合、約15％の精度であり、恒星進化コードに簡単に実装できることを示しています。
V889彼女：磁場の急激な変化または差動回転？
| Title |
V889_Her:_abrupt_changes_in_the_magnetic_field_or_differential_rotation? |
| Authors |
Teemu_Willamo,_Thomas_Hackman,_Jyri_J._Lehtinen,_Maarit_Korpi-Lagg,_Oleg_Kochukhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13398 |
Zeeman-Dopplerイメージング（ZDI）を、磁気的にアクティブな若い太陽アナログV889Herの広範な分光偏光HARPSpolデータセットに適用し、2011年5月の6泊の間に得られた35のスペクトルをカバーしました。データセットにより、1つまたは複数の恒星の回転によって分離された、ほぼ同一の回転位相で星を形成します。これらのデータを使用して、ラインプロファイルが1つの回転から次の回転に進化するかどうかを調査し、実際に何らかの進化が発生することを確認します。これについて考えられる2つの説明を考えます：大規模な磁場の急激な変化または差動回転。ZDIのみを使用して、2つの選択肢を区別することは非常に困難ですが、最も可能性の高い説明は、両方の仮説が正しいことであるように思われます。一般的に、急速に回転する星は、弱い回転差しかないと想定されています。他の研究でも見られるように、V889Herの強い差動回転が実際に存在する場合、差動回転の理論的および数値的結果を修正する必要があることを示している可能性があります。磁場で発生するように見える急速な変化は、長い時間間隔のデータから構築されたZDIマップを解釈する場合は非常に注意する必要があることを示しています。
潮汐星と惑星の相互作用と、惑星をホストする広い連星システムにおける恒星活動へのその観測された影響
| Title |
Tidal_star-planet_interaction_and_its_observed_impact_on_stellar_activity_in_planet-hosting_wide_binary_systems |
| Authors |
Nikoleta_Ilic,_Katja_Poppenhaeger,_S._Marzieh_Hosseini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13637 |
太陽系外惑星とそのホスト星の間の潮汐相互作用は、惑星軌道と恒星のスピンの間で角運動量を伝達するための可能な経路です。惑星の公転周期が恒星の自転周期よりも短い場合、これは角運動量が星の自転に伝達されることにつながる可能性があり、磁気制動によって引き起こされる固有の恒星のスピンダウンを打ち消す可能性があります。観測的には、単一のクールフィールド星の回転状態の変化を検出することは困難です。そのような星の正確な年齢が入手できることはめったにないからです。ここでは、広い恒星の仲間を伴う惑星をホストする星のサンプルの回転と磁気活動の経験的調査を提示します。星の絶対年齢についての知識を必要とせずに、X線観測を使用して恒星の活動レベルを測定し、惑星のホストとその共評価の仲間の活動と回転の相対的な違いをテストします。3つの異なる潮汐相互作用モデルを使用して、潮汐的に相互作用すると予想される惑星を持つホスト星は、それらのコンパニオン星と比較して高い活動レベルを示すことがわかります。また、これらの活動レベルは、通常の回転と活動の関係に沿ってホスト星の観測された自転周期と一致することもわかります。これは、効果が実際に潮汐相互作用によって引き起こされ、恒星に影響を与えると予想される純粋な磁気相互作用ではないことを意味します。活動ですが、必ずしもローテーションではありません。我々は、巨大で接近した惑星が恒星の回転進化に影響を与える一方で、より小さく、より遠い惑星は重要な影響を及ぼさないと結論付けています。
大マゼラン雲内のLH91連合における前主系列低質量星の降着特性を研究します。ハッブル宇宙望遠鏡で得られた光学マルチバンド測光を使用して、等価幅$EW_{H\alpha}$$\ge$10\AAで3$\sigma$レベルを超えるH$\alpha$過剰放射を示す75の候補を識別します。前主系列星の候補の物理的パラメータ（有効温度、光度、年齢、質量、降着光度、および質量降着率）を推定します。年齢分布は、数Myrから$\sim$60Myrまでの範囲の星形成を示唆しており、$\sim$5Myrと10Myrの間にギャップがあります。PMS候補の質量は、クーラーオブジェクトの0.2$M_{\odot}$から1.0$M_{\odot}$までの範囲で、中央値は$\sim$0.80$M_{\odot}$です。75個のPMS星の降着光度の中央値は約0.12$L_{\odot}$であり、質量降着率の中央値は約4.8$\times$$10^{-9}$$M_{\odot}yr^{-1}$は、若い人口の値が高く（$\sim$1.2$\times$$10^{-8}$$M_{\odot}yr^{-1}$）、値が低くなります古い候補の場合（$\sim$4.7$\times$$10^{-9}$$M_{\odot}yr^{-1}$）。私たちの結果を、PMS候補の降着特性が導き出されたLH91に近い領域であるLH95の結果と比較します。興味深い定性的な結果は、LH91がより進化した段階にあるように見えることです。さらに、月経前症候群の候補は均一に分布しており、より大きな星の周りに塊ができている形跡はありません。
天体物理学のブラックホールの外側の近くの時空はよく理解されていると信じられていますが、事象の地平線と内部はとらえどころのないままです。ここでは、天体物理学のブラックホール内の暗黒エネルギー宇宙を表す同じ質量エネルギーとエントロピーを持つ新しい一般相対性理論の縮退した無限スペクトルを発見します。この通常の宇宙論的ブラックホールは、量子的不確定性まで局所化された、二重宇宙論的ブラックホール事象の地平線に加えられた有限の接線方向の圧力によって安定化されます。宇宙論的地平線温度に等しいトルマン温度で計算された古典的な流体エントロピーから、ベッケンシュタイン-ホーキングエントロピーの公式を復元します。さらに、その重力準ノーマルモードを計算します。宇宙論的ブラックホールは、LISA宇宙干渉計のように、$\mu{\rmHz}-{\rmHz}$の範囲内で動作する重力波実験によって検出可能であることがわかります。
温泉でのシュワルツシルトブラックホールの壊滅的な運命
シュワルツシルト計量を基本的なおもちゃのモデルとして使用して、恒温槽内の古典的なブラックホールの質量が有限の時間で発散するという奇妙な予測を教育的に再検討します。浴の温度が時間とともに変化することが許される場合、この不安定性がどのように振る舞うかを詳細に研究し、バックグラウンドの振る舞いが何であれ（ただし、初期条件のゼロメジャー部分空間の場合）、ブラックホールの質量は発散または消滅する、と結論付けます。ホーキング放射を考慮に入れると、有限の時間になります。両方の効果間の競争は微妙であり、関連する温度の階層によって完全に支配されているわけではありません。この不安定性は、収縮する宇宙の背景の特異点の前に到達することも示されています。これは、モデルのバウンスに影響を及ぼします。結果は、余分な次元を持つスペースに一般化され、主な結論は真実のままであることが示されています。モデルの限界は、動的ブラックホールの地平線の観点と背景空間の膨張の観点の両方から見直されます。他のアプローチとの比較が提案され、可能な開発に下線が引かれています。
| Title |
Comprehensive_Analyses_of_the_Neutrino-Process_in_the_Core-collapsing_Supernova |
| Authors |
Heamin_Ko,_Dukjae_Jang,_Myung-Ki_Cheoun,_Motohiko_Kusakabe,_Hirokazu_Sasaki,_Xingqun_Yao,_Toshitaka_Kajino,_Takehito_Hayakawa,_Masaomi_Ono,_Toshihiko_Kawano,_and_Grant_J._Mathews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13365 |
ニュートリノ自己相互作用によるニュートリノフレーバー変化の影響、衝撃効果、およびコア崩壊超新星（CCSN）のニュートリノ過程に対する物質効果を調査します。流体力学については、単純な熱爆弾の結果とSN1987Aの指定された流体力学モデルを比較します。超新星以前のモデルとして、安定線$（A\sim100）$付近の原子核に対して計算された$（n、\gamma）$反応速度の最近の開発を採用したSN1987Aを説明するために調整された更新モデルを採用します。ニュートリノの光度については、等価ニュートリノ光度モデルと非等価光度モデルの2つの異なるモデルを採用しています。後者は、さまざまなニュートリノ輸送モデルによって得られた結果を定量的に比較したCCSNシミュレーションデータの合成分析から取得されます。関連するニュートリノ誘導反応速度は、軽い原子核のシェルモデルと重い原子核の準粒子ランダム位相近似モデルによって計算されます。モデルごとに、軽い原子核（$^7$Li、$^7$Be、$^{11}$B、$^{11}$C）と重い原子核（$^{92）の存在量を示して説明します。}$Nb、$^{98}$Tc、$^{138}$Laおよび$^{180}$Ta）。軽い原子核は、O-Ne-Mg領域周辺のミケーエフ-スミルノフ-ウォルフェンシュタイン領域に敏感であることが知られています。数値的存在量の詳細な分析を通して、ニュートリノプロセスと関連する核存在量を理解するためのMSW効果に加えて、ニュートリノ自己相互作用が重要な要素になることがわかります。ただし、全体の結果は、採用されたニュートリノ光度スキームに依存することが示されています。2つの可能なニュートリノ質量階層の核存在量の詳細な分析も、隕石分析からのデータを使用して実行されます。通常の質量階層は、隕石データとの互換性が高いことが示されています。
粘性宇宙論モデルにおける重力波の光度距離
| Title |
Gravitational_Wave_luminosity_distance_in_viscous_cosmological_models |
| Authors |
Giuseppe_Fanizza,_Eliseo_Pavone,_Luigi_Tedesco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.13368 |
不完全流体によって駆動される宇宙論の時代における、いわゆる重力波の光度距離と赤方偏移の関係$d_L^{\、GW}（z）$を研究します。特に、エネルギー運動量テンソルにせん断粘性が存在することが最も適切な効果であることが判明したことを示します。このシナリオでは、一定のせん断粘度が、固有に与えられた赤方偏移依存性を持つ摩擦項$\delta（z）$を介して重力波の伝播を示します。この独特の進化は、比率$d_{L}^{GW}/d_{L}^{EM}$の特定の形状を予測します。これは、ソースが$z\gtrsim1$にあるときに一定の値になる傾向がありますが、線形にスケーリングします。$\Omega_{m0}$の値に関係なく、より低い赤方偏移でのせん断粘度を使用します。私たちの最後の議論によると、せん断粘度によって提供される予測赤方偏移依存性$\delta（z）$は、修正ニュートン力学のいくつかの広く研究された理論によって提供される類似のシナリオに対するマルチメッセンジャーソースの今後の調査によってテストできます。
エネルギーからの創発宇宙-運動量二乗重力
ビッグバンの特異点を回避するために、\emph{"エネルギー-運動量二乗重力"}として知られる一般相対性理論の共変拡張内で創発的な宇宙シナリオを開発します。モデルの追加の項は、高エネルギーレジームで出現します。フリードマン-ルマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー背景のダイナミクスを考慮すると、位相空間の安定したアインシュタイン静的状態を表す臨界点が解として得られます。次に、状態方程式パラメーター$\omega$が$t\rightarrow-\infty$として一定値から徐々に低下するにつれて、静的な過去の永遠の解のいくつかは、自然に熱履歴に入る機会を見つけます。優雅な出口メカニズム。このようにして、出現した宇宙の実現に成功すると、宇宙定数のない空間的に平坦な宇宙のビッグバンの特異性なしに、熱履歴を拡大することができます。
中間周波数の遺物重力子と宇宙の膨張史
宇宙の初期の拡張の歴史は、オーディオバンドの宇宙重力子に関する最新の制限とnHzドメインの主張された証拠を組み合わせることによって制約されています。最も単純なシナリオでは、インフレーションの終わりから軽い原子核の形成までの間に、放射線の速度よりも速いまたは遅い速度で膨張する単一の相で進化が構成されると規定されています。代わりに、異なる速度で進化する複数の膨張後段階がある場合、スペクトルエネルギー密度は常に、中間周波数のパルサータイミングアレイによって遺物重力子に起因する可能性のある信号をアンダーシュートしますが、最終的には極大値を生成します。さらに補完的な可能性（低スケールでのインフレーションの二次段階の存在など）を調べた後、有効膨張率の初期の変更を分析し、従来のインフレーション時代に遺物重力子の屈折率が増加した場合、スペクトルエネルギーが増加すると主張します密度はfHzを超えると青色になり、$\mu$Hz領域で平坦になります。この場合、信号は未確認のnHz観測と互換性があり、広帯域干渉計の最新の制限と、膨張中に生成される遺物重力子の背景に通常課せられるさらなる制約があります。
膨張宇宙における宇宙定数問題と実行中の真空
場の量子論（QFT）が宇宙定数$\Lambda$の巨大な値を誘発することはよく知られていますが、これは宇宙論的観測とは法外に矛盾しています。ここで、この基本的な理論上の難問（「宇宙定数問題」）のいくつかの側面を確認し、宇宙真空密度$\rho_{\rmvac}$が膨張率$Hとともに穏やかに進化する可能性を強く主張します。$。このような「ランニングバキュームモデル」（RVM）の提案は、新しいアドホックフィールド（真髄など）を仮定することなく、効果的な動的ダークエネルギーを予測します。湾曲した時空におけるQFT内の断熱繰り込みの方法を使用して、$\rho_{\rmvac}（H）$が量子物質効果によって引き起こされる動的成分${\calO}（H^2）$を取得することがわかります。${\calO}（H^n）$（$n=4,6、..$）の貢献もあり、そのいくつかは初期の宇宙でインフレを引き起こす可能性があります。驚くべきことに、断熱的に繰り込まれた$\rho_{\rmvac}（H）$の進化は、フィールドの質量の四次パワー（$\simm^4$）に比例する危険な項の影響を受けません。伝統的に、これらの用語は、宇宙定数問題の極端な微調整機能の原因であるため、問題の主な原因でした。ただし、調査中のコンテキストでは、$H_0$付近の遅い時間$\rho_{\rmvac}（H）$は、支配的な項（$\rho_{\rmvac}^0$）と前述の穏やかな項によって与えられます。動的コンポーネント$\propto\nu（H^2-H_0^2）$（$|\nu|\ll1$を使用）。これにより、RVMは真髄を模倣します。最後に、現象論的側面では、RVMが、今日の「一致」$\Lambda$CDMモデルの観測の一貫性に苦しんでいる最も困難な問題（いわゆる「緊張」）のいくつかを軽減するのに役立つ可能性があることを示します。$H_0$と$\sigma_8$の緊張。
