密度勾配加重相関関数からの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_from_the_density_gradient_weighted_correlation_function |
| Authors |
Xiaoyuan_Xiao,_Yizhao_Yang,_Xiaolin_Luo,_Jiacheng_Ding,_Zhiqi_Huang,_Xin_Wang,_Yi_Zheng,_Cristiano_G._Sabiu,_Jaime_Forero-Romero,_Haitao_Miao,_Xiao-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15986 |
マーク加重相関関数（MCF）$W（s、\mu）$は、計算効率の高い統計的尺度であり、従来の2点統計よりもクラスタリング情報を精査できます。この作業では、密度フィールド勾配$|\nabla\rho/\rho|^\alpha$の累乗を重みとして使用することにより、従来のマーク重み付け統計を拡張し、スケール平均MCFの角度依存性を使用して制約します。宇宙パラメータ。分析によると、勾配ベースの重み付けスキームは密度ベースの重み付けスキームよりも統計的に強力ですが、2つのスキームを組み合わせると、どちらかを個別に使用するよりも強力になります。$\alpha=0.5、\1$の密度加重または勾配加重MCFを利用すると、標準の2点相関関数と比較して、$\Omega_m$の制約をそれぞれ2倍または4倍強化できます。2つの重み付けスキームのMCFを同時に使用すると、勾配重み付けスキームを単独で使用する場合よりも統計的に$1.25$倍強力になります。マーク加重統計は、将来の大規模調査の宇宙論的分析において重要な役割を果たす可能性があります。他のタイプの重みを使用する可能性、この統計に対する偏りの影響、および断層撮影のAlcock-Paczynski法でのMCFの使用を含む多くの問題は、さらに調査する価値があります。
CMB温度からの非粒子の宇宙不透明度の限界
非粒子宇宙論は、宇宙論の暗いセクターに型破りな見通しを与え、$H_0$-張力によって$\Lambda\mbox{CDM}$にますます挑戦しています。このモデルは、エネルギー密度の符号が不明な非放射補正によって記述された、放射の有限温度破壊共形対称性から派生しています。この対称性の破れには符号のあいまいさがあり、IR固定点に関する補正は正常またはタキオンです。前者は最近の研究で除外されていますが、後者は$\Omega_{\calU}\simeq1$（$\Omega_{\calU}\simeq10^4\Omega_{CMB}$）、ここで$T_{CMB}$は宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度を示します。これにより、CMBは巨大な熱浴にさらされます。球状星団によって制約された宇宙の年齢は、$\Lambda\mbox{CDM}$内の非粒子からCMBへの熱交換に独立して制約を課します。したがって、CMB光子との非粒子相互作用の断面積は$\sigma_{\gamma\mathcal{U}}\lesssim10^{-40}\\mbox{m}^2=10^{-3}と推定されます。\\mbox{nb}$。この境界は、光子-ニュートリノと光子-光子の断面積の中間にあります。それは、標準模型の端に、存在する場合、後期宇宙論に非粒子を置きます。
コールドダークマターシミュレーションからの積み重ねられたフィラメントのユニバーサルプロファイル
| Title |
A_Universal_Profile_for_Stacked_Filaments_from_Cold_Dark_Matter_Simulations |
| Authors |
Tianyi_Yang,_Michael_J._Hudson,_Niayesh_Afshordi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16170 |
暗黒物質のみのN体シミュレーションを使用して、グループと質量のハローペアを接続する積み重ねられたフィラメントを研究します。フィラメント軸に垂直な距離の関数として、さまざまな赤方偏移でのこれらの積み重ねられたフィラメントの暗黒物質の過密度プロファイルを計算します。3つの共動スケール半径と1つの振幅パラメーター（コア密度）を含む4パラメーターのユニバーサル関数形式は、赤方偏移、長さ、および質量の範囲にわたって、積み重ねられたフィラメントの半径20cMpc/hに適切に適合します。スケール半径は赤方偏移とはほぼ無関係ですが、共動フィラメントの長さとともにべき乗則として増加します。最後に、シミュレーションから直接測定されたフィラメント質量のスケーリングを、赤方偏移およびハローペアの質量の関数としてのハロハロ物質3点相関関数から予測されたスケーリングと比較します。測定された両方のスケーリングは、予測と類似していますが、予測よりもやや浅く、それぞれ10％と30％であることがわかります。これらの結果は、スタッキングに基づいて現在および今後の観測結果を解釈するためのテンプレートを提供します。たとえば、弱いレンズ効果、熱的および動的なスニヤエフ・ゼルドビッチ、またはX線観測などです。
パラメータのない速度依存の1スケールモデルにおける宇宙磁壁の進化のための解析的スケーリングソリューション
| Title |
Analytical_scaling_solutions_for_the_evolution_of_cosmic_domain_walls_in_a_parameter-free_velocity-dependent_one-scale_model |
| Authors |
P._P._Avelino,_D._Gr\"uber,_L._Sousa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16173 |
フリードマン・ルマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー宇宙における標準的な摩擦のない領域壁ネットワークの特性長$L$と二乗平均平方根速度$\sigma_v$の線形スケーリング進化の解析的近似を導き出します。宇宙時間$t$（$a\proptot^\lambda$）によるスケールファクター$a$の法則進化。最近提案された磁壁のパラメータフリーの速度依存1スケールモデルを使用して得られたこの近似は、1に近い$\lambda$のモデル予測をよく再現し、$\lambda\to1^-$制限で正確になります。。この近似を$\lambda=0$で見つかった正確な結果と組み合わせて使用し、$1のオーダーの最大誤差で$\lambda\in[0、1[$に有効なモデル予測への適合を取得します。\％$。この適合は、特に$\lambda\in[0.9、1[$の場合、フィールド理論の数値シミュレーションの結果ともよく一致しています。最後に、磁壁の元の速度依存1スケールモデルの現象論的エネルギー損失パラメーターが$\lambda\to1^-$制限で消失することを明示的に示し、この結果の影響について説明します。
プランクが選んだ星形成の高赤方偏移銀河プロトクラスターとその運命に疑問を投げかける
| Title |
Questioning_Planck-selected_star-forming_high-redshift_galaxy_protoclusters_and_their_fate |
| Authors |
C._Gouin,_N._Aghanim,_H._Dole,_M._Polletta,_C._Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16276 |
プランク全天調査では、z=1-4の星形成銀河プロトクラスター候補がサブミリ波（サブミリ波）の波長で約2100個特定されました。いくつかの候補者の追跡分光観測は、大きな星形成率を伴う銀河の過密度の存在を確認しました。この作業では、最先端の流体力学シミュレーションを使用して、Planckの高zサブmmソース（PHz）がz=0での大規模クラスターの前駆体であるかどうかを調査します。PHzソースをシミュレートされたハローと一致させるために、IllustrisTNG300シミュレーションでz=3からz=1.3までの最も星形成（SF）ハローを選択します。各赤方偏移で、シミュレートされたプロトクラスター候補の総星形成率（SFR）は、視線に沿ったものを含む、プランクビームサイズに対応する開口内のすべての銀河のSFRから計算されます。シミュレーションは、Planckから導出されたSFRを、両方の合計、最もSFの高いzハローの少なくとも1つのSFR、および視線に沿ったSFソースからの平均寄与として再現します。分光学的に確認されたPHzプロトクラスターに焦点を当て、それらの銀河メンバーの観測された特性を、最もSFでシミュレートされたハローの特性と比較します。星の質量とSFRの分布、および銀河の数のカウントには良い一致が見られますが、シミュレートされた銀河のSFRと星の質量の関係は、観測された銀河よりも低いSFRにシフトする傾向があります。シミュレートされたハローの推定最終質量に基づいて、Planckが選択したプロトクラスターの63％から72％がz=0までに巨大な銀河団に進化すると推測します。シミュレーションで宇宙正午に星形成プロトクラスターを選択するプランクの効率を確認し、銀河メンバーの数やそれらのSFR分布などの観測量を使用して、高zで最も大規模なクラスター前駆体を選択するための新しい基準を提供します。
モンテカルロ分析における周縁化の影響を評価するための高速テスト、およびその宇宙論への応用
| Title |
A_fast_test_to_assess_the_impact_of_marginalization_in_Monte_Carlo_analyses,_and_its_application_to_cosmology |
| Authors |
Adri\`a_G\'omez-Valent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16285 |
モンテカルロ（MC）アルゴリズムは、データによって制約される高次元のパラメーター空間を探索するために一般的に使用されます。これらの分析の出力で得られたすべての統計情報は、処理および解釈する必要のあるマルコフ連鎖に含まれています。周縁化手法により、これらのチェーンを消化し、対象のパラメーターサブセットの事後分布を計算できます。特に、2次元平面に信頼領域を描画し、個々のパラメーターの制約を取得できます。ただし、取り残された結果がボリューム効果に悩まされる可能性があることは非常によく知られています。これにより、結論に無視できないバイアスが生じる可能性があります。これらの影響の影響は、文献ではほとんど研究されていません。このホワイトペーパーでは、最初に2次元の非常に明確で単純な例を通じて問題を説明し、MCチェーンから直接周辺化バイアスを検出するための補完的なツールとしてプロファイル分布（PD）を使用することを提案します。この方法を4つの宇宙モデルに適用します。標準の$\Lambda$CDM、初期の暗黒エネルギー、結合された暗黒エネルギー、および宇宙定数を持つBrans-Dickeモデルです。Planck2018の完全な尤度、Ia型超新星のパンテオン編集、およびバリオン音響振動に関するデータを使用して、各モデルに対する体積効果と宇宙論的張力の影響について説明します。私たちのテストは非常に効率的で、MCの研究に簡単に適用できます。これにより、主要な宇宙論的パラメーターだけでなく、厄介なものや派生したものについても、危険な計算コストでPDを推定し、PDの正確な計算を使用してより詳細な分析を実行する必要性を評価できます。
なぜまだクラスター宇宙論に3D質量を使用しているのですか？
| Title |
Why_are_we_still_using_3D_masses_for_cluster_cosmology? |
| Authors |
Stijn_N.B._Debackere,_Henk_Hoekstra,_Joop_Schaye,_Katrin_Heitmann,_Salman_Habib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16379 |
銀河団は最高密度のピークで形成されるため、銀河団の存在量は物質分布の遅い時間発展に非常に敏感です。ただし、3Dクラスターの質量は、観測値をデプロジェクションせずに推測することはできません。想定されたクラスター密度プロファイルと実際のクラスター密度プロファイルの不一致、および視線に沿った無視された物質のために、モデルに依存するバイアスと不確実性が導入されます。投影された開口質量は、シミュレーションで直接測定でき、弱いレンズ効果で観測できるため、クラスター宇宙論に適していると考えられます。重力のみのシミュレーションのMira-Titanスイートを使用して、視線に沿った物質分布の変化による大きな固有散乱があるにもかかわらず、開口部の質量が3Dハローの質量と強く相関することを示します。それにもかかわらず、アパーチャの質量は、密度プロファイルに関する仮定を必要とせず、弱いレンズ効果の測定での形状ノイズの影響を受けるだけなので、観測から約2〜3倍正確に測定できます。開口質量関数の宇宙論依存性をガウス過程で直接エミュレートします。固定測量立体角と赤方偏移間隔の開口質量関数と3Dハロー質量関数の宇宙論感度を比較すると、開口質量感度は$\Omega_\mathrm{m}$と$w_a$の方が高く、$\sigma_8$、$n_\mathrm{s}$、および$w_0$であり、$h$の場合はわずかに低くなります。慎重にキャリブレーションされたアパーチャ質量関数エミュレータを使用すると、クラスター宇宙論分析でクラスターアパーチャ質量を直接使用できるため、モデルに依存する質量キャリブレーションのバイアスや不確実性に対する感度が低下します。
Sommerfeldで強化された$s$-および$p$波$\gamma$線信号の暗黒物質サブハロブースト係数への分析的洞察
| Title |
Analytical_insight_into_dark_matter_subhalo_boost_factors_for_Sommerfeld-enhanced_$s$-_and_$p$-wave_$\gamma$-ray_signals |
| Authors |
Ga\'etan_Facchinetti,_Martin_Stref,_Thomas_Lacroix,_Julien_Lavalle,_Judit_P\'erez-Romero,_David_Maurin_and_Miguel_A._S\'anchez-Conde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16491 |
熱および自己消滅暗黒物質（DM）の検索が強化されるにつれて、信号予測、特にDMの密接な特性に直接関連するものを精緻化するために、可能な限り多くの関連する物理的プロセスおよび成分を含めることが重要になります。$s$波と$p$波の両方の場合で、DMサブハロと（速度に依存する）ゾンマーフェルトによる消滅断面積の強化の複合的な影響を調査します。両方の機能は、TeV付近またはそれを超える質量を持つ熱DM粒子候補の検索、または明暗セクターのシナリオで重要な役割を果たすことが期待されます。作用している現象の詳細な分析的説明を提供し、それらがサブハロ質量と主要なゾンマーフェルトパラメータでどのようにスケーリングするかを示します。これらの複合効果から生じる全体的なブースト係数の近似分析式を導き出します。これにより、複雑な現象論をよりよく理解でき、さまざまな質量の典型的なターゲット（矮小銀河から銀河団まで）のガンマ線信号予測が大幅に向上します。DMサブハロは、特に共鳴において、ゾンマーフェルト効果を数桁増加させます（$s$波と$p$波の両方の場合）。これにより、賢明な予測を得ることが重要になります。
温度摂動に対する暗黒物質-バリオン散乱効果と宇宙の夜明けへの影響
| Title |
Dark_matter-baryon_scattering_effects_on_temperature_perturbations_and_implications_for_cosmic_dawn |
| Authors |
Kathleen_Short,_Jos\'e_Luis_Bernal,_Kimberly_K._Boddy,_Vera_Gluscevic_and_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16524 |
暗黒物質の性質は不明なままですが、高赤方偏移宇宙を調査する今後の測定は、貴重な洞察を提供する可能性があります。暗黒物質-バリオン散乱の存在下では、物質パワースペクトルの抑制とより低い平均ガス温度が宇宙の夜明けと再電離の進化を変えると予想されます。しかし、バリオンと暗黒物質の温度摂動へのそのような相互作用からの寄与は、これまで無視されてきました。この作品では、これらの貢献を導き出し、暗黒時代の終わりまで宇宙論的摂動を進化させ、それらが宇宙の夜明けの初めに重大な影響を与える可能性があることを示しています。特に、大規模な温度パワースペクトルの振幅は最大1〜2桁変化する可能性があり、物質パワースペクトルは$\Lambda$CDMに対して$5$〜$10だけさらに抑制されることがわかります。\％$at$k\sim200\、{\rmMpc^{-1}}$は、現在のCMB制限での散乱断面積に対するこれらの寄与を無視した計算と比較されます。事例として、暗黒時代からのHIパワースペクトルも計算し、温度とイオン化率のパワースペクトルの変化による有意差を見つけます。これらの新しい貢献は、宇宙の夜明けと再電離の観測量に依存するこの暗黒物質モデルの研究に含まれなければならないと主張します。
TESS Triple-9カタログ：999個の均一に精査された太陽系外惑星候補
| Title |
The_TESS_Triple-9_Catalog:_999_uniformly_vetted_candidate_exoplanets |
| Authors |
Luca_Cacciapuoti,_Veselin_B._Kostov,_Marc_Kuchner,_Elisa_V._Quintana,_Knicole_D._Col\'on,_Jonathan_Brande,_Susan_E._Mullally,_Quadry_Chance,_Jessie_L._Christiansen,_John_P._Ahlers,_Marco_Z._Di_Fraia,_Hugo_A._Durantini_Luca,_Riccardo_M._Ienco,_Francesco_Gallo,_Lucas_T._de_Lima,_Michiharu_Hyogo,_Marc_Andr\'es-Carcasona,_Aline_U._Fornear,_Julien_S._de_Lambilly,_Ryan_Salik,_John_M._Yablonsky,_Shaun_Wallace,_Sovan_Acharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15826 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、2018年以来、何千もの太陽系外惑星の候補を検出しましたが、そのほとんどはまだ確認されていません。これらの候補者の確認プロセスにおける重要なステップは、審査を通じて誤検知を排除することです。また、Vettingは、フォローアップ観測の負担を軽減し、人口統計研究への入力を提供し、機械学習アルゴリズムのトレーニングを容易にします。ここでは、TESSTriple-9（TT9）カタログを紹介します。これは、TESSObjectsofInterest（TOI）として知られるExoFOP-TESSにリストされている999個の太陽系外惑星候補の性質を含む一律に精査されたカタログです。TT9は、太陽系外惑星の発見と検証のパイプラインであるDAVEを使用し、惑星パトロールプロジェクトの一環として市民科学の力を利用して製造されました。TT9にリストされているTOIの70％以上が診断テストに合格しているため、真の惑星候補としてマークされています。144の候補に誤検知のフラグを付け、146を潜在的な誤検知として識別しました。執筆時点で、TT9カタログにはExoFOP-TESSTOIリスト全体の約20％が含まれており、自動化ツールと市民科学の相乗効果を示しており、すべてのTOIを精査する取り組みの最初の段階を表しています。DAVEで生成された結果は、ExoFOP-TESSで公開されています。
ALMAマルチバンド観測によって明らかにされたCWタウの周りにギャップがある巨大なコンパクトダストディスク
| Title |
Massive_compact_dust_disk_with_a_gap_around_CW_Tau_revealed_by_ALMA_multi-band_observations |
| Authors |
Takahiro_Ueda,_Akimasa_Kataoka_and_Takashi_Tsukagoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16236 |
半径$\lesssim$50auのコンパクトな原始惑星系円盤は、若い低質量星の周りによく見られます。バンド4（$\lambda=2.2$mm）、6（1.3mm）、7（0.89mm）、8（0.75mm）のCWタウ周辺のコンパクトディスクに向けた高解像度ALMAダスト連続観測を報告します。SEDは、0.75〜1.3mmの間で$2.0\pm0.24$のスペクトル勾配を示していますが、2.17〜3.56mmの間では$3.7\pm0.29$です。2.17〜3.56mmの急な傾斜は、小さな粒子からの光学的に薄い放射の傾斜と一致しています（$\lesssim$350${\rm\mum}$）。ダストディスクを特徴づけるために、ALMAデータのパラメトリックフィッティングを実行します。興味深いことに、ダストとガスの質量比が0.01の場合、ToomreのQパラメータは$\sim$1-3に達し、CWTauディスクがわずかに重力的に不安定である可能性があることを示唆しています。総ダスト質量は、前のバンド7偏光観測から推定された最大ダストサイズ140${\rm\mum}$に対して、$\sim250M_{\oplus}$と推定され、少なくとも$80M_{\oplus}粒子サイズが大きい場合でも$。この結果は、CWタウディスクが小さいにもかかわらず非常に大きいことを示しています。さらに、$\sim20$auにあるギャップ構造を明確に識別します。これは、巨大な惑星によって引き起こされる可能性があります。これらの興味深い特性にもかかわらず、CWTauディスクは、ALMAバンド6で通常のディスクの光度、サイズ、およびスペクトルインデックスを持っています。これは、クラスIIディスクのマスバジェット問題の手がかりになる可能性があります。
楕円制限3体問題におけるハロー軌道とハロー管の解析的構築について
| Title |
On_the_analytical_construction_of_halo_orbits_and_halo_tubes_in_the_elliptic_restricted_three-body_problem |
| Authors |
Rocio_Isabel_Paez,_Massimiliano_Guzzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16315 |
空間円形制限付き3体問題のハロー軌道は、天体間の低エネルギー遷移を設計するための宇宙飛行ダイナミクスで主に考慮されます。ハロー軌道と関連する伝達を計算するための非常に効率的な分析方法が、ラグランジュ点L1〜L2で定義された高次の共鳴Birkhoff正規形から得られました。この論文では、非線形フロケ-バーコフ共鳴正規形を実装することにより、軌道の定義と、楕円3体問題の大次近似で存在し、ハロー軌道を一般化するそれらの多様体管を提供します。循環問題の。このようなハロー軌道の秤動振幅は大きく（L1-L2から二次物体までの距離に匹敵する）、ラグランジュ点での級数展開によってビルコフ正規形が得られるため、この方法の誤差分析も提供します。本物の楕円制限された3体問題の軌道に関して。
CARMENESは、M型矮星の周りの太陽系外惑星を検索します：アクティブな星を周回する2つの土星質量惑星
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs:_Two_Saturn-mass_planets_orbiting_active_stars |
| Authors |
A._Quirrenbach,_V.M._Passegger,_T._Trifonov,_P.J._Amado,_J.A._Caballero,_A._Reiners,_I._Ribas,_J._Aceituno,_V.J.S._Bejar,_P._Chaturvedi,_L._Gonzalez-Cuesta,_T._Henning,_E._Herrero,_A._Kaminski,_M._Kuerster,_S._Lalitha,_N._Lodieu,_M.J._Lopez-Gonzalez,_D._Montes,_E._Palle,_M._Perger,_D._Pollacco,_S._Reffert,_E._Rodriguez,_C._Rodriguez_Lopez,_Y_Shan,_L._Tal-Or,_M.R._Zapatero_Osorio,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16504 |
CARMENESの視線速度調査では、現在387Mの矮星のサンプルから惑星を探しています。ここでは、TYC2187-512-1（$M_\star=0.50M_\odot$）とTZAri（$M_\star=0.15M_\odot$）をそれぞれ周回する2つの土星質量惑星について報告します。補足的な測光時系列を取得しました。これを分光情報とともに使用して、2つの星の自転周期を決定します。どちらの場合も、視線速度はそれぞれの自転周期で強い変調を示します。したがって、視線速度をケプラーの軌道と恒星の変動を表すガウス過程としてモデル化しました。TYC2187-512-1は、ほぼ円形の692日の軌道に、最小質量0.33$M_{\rmJup}$の惑星を収容していることがわかりました。TZAriのコンパニオンは、最小質量が0.21$M_{\rmJup}$、軌道周期が771d、軌道離心率が0.46です。CARMENESサンプルに含まれるすべての既知の巨大惑星の概要を示します。このサンプルから、2％から6％の範囲で最大2年の周期でM矮星を周回する巨大惑星の発生率を推測します。TZAribは、質量が0.3$M_\odot$未満のホストを周回していることが発見された2番目の巨大惑星です。これらのオブジェクトは、惑星の質量とホストの質量平面の極端な位置を占めています。コア降着シナリオでそれらの形成を説明することは困難であるため、それらはディスクの断片化プロセスによって形成された可能性があります。
z〜3.4サブミリ波銀河におけるCO（1-0）トレースされた冷たい分子ガス貯留層のキロパーセクスケールのイメージング
| Title |
Kiloparsec-scale_imaging_of_the_CO(1-0)-traced_cold_molecular_gas_reservoir_in_a_z~3.4_submillimeter_galaxy |
| Authors |
Marta_Frias_Castillo,_Matus_Rybak,_Jacqueline_Hodge,_Paul_van_der_Werf,_Dominik_A._Riechers,_Daniel_Vieira,_Gabriela_Calistro_Rivera,_Laura_N._Martinez-Ramirez,_Fabian_Walter,_Erwin_de_Blok,_Desika_Narayanan_and_Jeff_Wagg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15811 |
KarlG.Jansky超大型アレイによる複数構成の観測を使用して、レンズなしのz$\sim$3.4サブミリ波銀河SMMJ13120+4242でCO（1-0）によって追跡された低温分子ガスの高解像度研究を提示します。（JVLA）。0.39"（$\sim$3kpc）スケールで画像化されたガス貯留層は、$\sim$11kpcで区切られた2つのコンポーネントに分解され、合計範囲は16$\sim$3kpcです。貯留層の空間的広がりは大きいにもかかわらず、観測結果は、CO（1-0）FWHMの線幅がわずか267$\pm$64kms$^{-1}$であることを示しています。L'$_\mathrm{CO（1-0）}$=（10$\pm$3）$\times$10$^{10}$Kkms$^{-1}$pc$^2$およびM$_\mathrm{gasの分子ガス質量}$=（13$\pm$3）$\times$10$^{10}$（$\alpha_\mathrm{CO}$/1）M$_{\odot}$。速度が存在するにもかかわらず勾配（以前に解決されたCO（6-5）イメージングと一致）、CO（1-0）イメージングは、ガスがディスクに完全に沈降するのを妨げている重大な乱流運動の証拠を示しています。動的質量は非常に不確実ですが、これを使用して、COからH$_2$への質量変換係数$\alpha_\mathrm{CO}$の上限を1.4に設定します。thaこの銀河は、z=3.4の主系列星の非常に大きな端にあります。低ガス分率、短いガス枯渇時間、および中央AGNの証拠に基づいて、SMMJ13120は合併主導のスターバーストと隠されていないクエーサーの間の急速な移行段階にあることを提案します。SMMJ13120の事例は、合併が銀河を主系列星から押し出すことなく、銀河の重要な物理的変化をどのように推進するかを浮き彫りにしています。
自己電離銀河風
非平衡イオン化や周波数依存の放射伝達を含む、星形成銀河からの銀河風の流体力学的シミュレーションを提示します。このプロセスは、銀河風の研究ではほとんど説明されていません。巨大な星からの放射、銀河系のUV/X線背景放射、超新星加熱ガスの自己放射を考慮します。結果を古典的な銀河風の解と比較し、OIII、OVI、OVII、OVIIIなどのイオンの観測に加えて観測可能な軟X線スペクトルに向けて、新しく含まれた物理プロセスの重要性を示します。非平衡イオン化は、平衡溶液と比較して過イオン化ガスに反映され、高度にイオン化された化学種のカラム密度が大幅に向上します。風は、メタ銀河系の背景と比較して数桁高い過剰な軟X線（$E\gtrsim100$eV）放射を生成します。この放射線は、高イオン（OVIIなど）をいくらかイオン化しますが、低イオン（OIIIなど）に大きな影響を与えます。特にOVIIやOVIIIなどのX線ラインでは、観測可能なX線スペクトルにそのような非平衡効果の兆候が含まれているはずです。単純な推定では、単純な平衡モデルを使用すると、風の温度と密度の両方が数桁からほぼ2桁過大評価される可能性があることが示唆されています。銀河風における光/UV/X線放出プラズマの適切なモデリングには、非平衡イオン化と風自体からの放射の両方を考慮する必要があると結論付けています。
宇宙時間による形態と星形成活動の一致：バルジ成長の影響
| Title |
Coincidence_between_morphology_and_star-formation_activity_through_cosmic_time:_the_impact_of_the_bulge_growth |
| Authors |
Paola_Dimauro,_Emanuele_Daddi,_Francesco_Shankar,_Andrea_Cattaneo,_Marc_Huertas-Company,_Mariangela_Bernardi,_Fernando_Caro,_Renato_Dupke,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Johnston_Evelyn,_Arianna_Cortesi,_Simona_Mei,_Reynier_Peletier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15819 |
銀河の消光の起源はまだ非常に議論されています。さまざまなシナリオとプロセスが提案されています。赤方偏移範囲0<z<2の巨大銀河のマルチバンド（400-1600nm）バルジディスク分解を使用して、星の関数としてlogSFR-logM*平面内の銀河の分布と進化を調査します。質量加重バルジ対総比（BTM）と、内部銀河成分（バルジ/ディスク）を別々に。バルジの存在と高質量端の主系列星の平坦化との間に明確な関連があるという証拠が見つかりました。すべてのバルジレス銀河（BTM<0.2）は主系列星にあり、バルジ成長のない消光チャネルの証拠はほとんどありません。大きなバルジ成分（BTM>0.2）を持つ銀河は、星形成領域と受動領域の間で数が均等に分布しています。主系列星銀河のバルジの大部分は静止していますが、星形成は円盤成分に局在しています。私たちの現在の発見は、バルジの存在と銀河の星形成状態との間の強い相関関係を強調しています。バルジは、存在する場合、ホスト銀河の形態や星形成活動とは関係なく、静止していることがよくあります。さらに、銀河が静止している場合、確率が高く、バルジをホストしています。逆に、銀河が円盤状の形をしている場合、星形成である可能性が非常に高くなります。
Fornax3Dプロジェクト：Fornax銀河団NGC1380およびNGC1427での古代の大規模な合併イベントの発見
| Title |
The_Fornax3D_project:_discovery_of_ancient_massive_merger_events_in_the_Fornax_cluster_galaxies_NGC_1380_and_NGC_1427 |
| Authors |
Ling_Zhu,_Glenn_van_de_Ven,_Ryan_Leaman,_Annalisa_Pillepich,_Lodovico_Coccato,_Yuchen_Ding,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Enrichetta_Iodice,_Ignacio_Martin_Navarro,_Francesca_Pinna,_Enrico_Maria_Corsini,_Dimitri_A._Gadotti,_Katja_Fahrion,_Mariya_Lyubenova,_Shude_Mao,_Richard_McDermid,_Adriano_Poci,_Marc_Sarzi,_Tim_de_Zeeuw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15822 |
ろ座銀河団の初期型銀河NGC1380とNGC1427での古代の大規模な合併イベントの発見を報告します。両方の銀河は、Fornax3Dプロジェクトの一部として、VLTのMUSEIFU装置によって観測されます。最近開発された人口軌道重ね合わせモデルを、観測された表面輝度、および恒星の運動学、年齢、金属量のマップに適合させることにより、各銀河の恒星の軌道、年齢、金属量の分布を取得します。次に、各銀河を複数の軌道ベースのコンポーネントに分解します。これには、過去の大規模な合併の遺物として識別される、動的に高温の内部恒星ハローコンポーネントが含まれます。宇宙論的銀河シミュレーションの類似物、主にTNG50と比較すると、このような高温の内部恒星ハローの形成には、現在破壊されている$3.7_{-1.5}^{+2.7}\times10の巨大な伴銀河との合併が必要であることがわかります。^{10}M_{\odot}$（現在の恒星の質量の約1/5）および$1.5_{-0.7}^{+1.6}\times10^{10}M_{\odot}$（約1/それぞれNGC1380とNGC1427の場合、現在の恒星質量の4）。さらに、NGC1380での最後の大規模な合併は、再成長した動的コールドディスクの星の年齢分布に基づいて$\sim10$Gyr前に発生したのに対し、NGC1427での合併は$t\lesssim8$Gyr前に終了したと推測されます。その熱い内側の星のハローの星の種族について。NGC1380の主要な合併イベントは、ローカルボリュームを超えた銀河での合併質量と合併時間の両方が定量的に推測された最初のイベントです。さらに、これは近くの銀河でこれまでに発見された中で最も古く、最も巨大なものです。
地元のセイファート2銀河における分子ガスの性質
| Title |
The_molecular_gas_properties_in_local_Seyfert_2_galaxies |
| Authors |
F._Salvestrini,_C._Gruppioni,_E._Hatziminaoglou,_F._Pozzi,_C._Vignali,_V._Casasola,_R._Paladino,_S._Aalto,_P._Andreani,_S._Marchesi,_T._Stanke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15825 |
活動銀河核（AGN）の存在が星間物質（ISM）の特性に影響を与える可能性があるかどうか、またどの程度影響するかを評価するために、ローカルセイファート2銀河のサンプルの分子ガス特性の多波長研究を紹介します。33個の地元のセイファート2銀河のサンプル。AGNのサンプルと星形成銀河（SFG）のコントロールサンプルの新しいアーカイブ低JCOライン測定から得られた分子ガス含有量（MH2）を比較します。AGNと対照サンプルの両方は、ホスト銀河の特性（たとえば、それぞれ星と塵の質量、MstarとMdust、および星形成率、SFR）の観点から特徴付けられます。また、中赤外線（MIR）での多環芳香族炭化水素（PAH）分子の放出に対する、AGN活性の影響を調査します。これは、不明瞭なAGNからのダスト再処理された放出が最も寄与する波長帯です。より質量の小さい銀河（すなわち、log（Mstar/Msun）<10.5;log（Mdust/Msun）<7.5）でホストされているAGNは、恒星と塵の質量が一致するSFGに対してより大きな分子ガス含有量を示します。それらの枯渇時間（tdep〜MH2/SFR）を比較すると、AGNはSFGのコントロールサンプルで観察されたものと同様にtdep〜0.3-1.0Gyrを示します。セイファート2銀河は、MIRの核活動の優位性がますます大きくなるにつれて、PAHの光度が弱くなることを示しています。SFGに関して、セイファート銀河の銀河スケールでの分子ガス貯留層の体系的な減少の明確な証拠は見つかりません。これは、降着する超大質量ブラックホールからの放出が支配的であるサブkpcサイズの領域でのみ分子ガス含有量が減少することを示す最近の研究と一致しています。それにもかかわらず、我々は、ISMに対するAGN活動の影響がPAH光度の抑制としてはっきりと見えることを示しています。
COSMOS分野におけるX線選択された狭線活動銀河核：光学的に鈍い活動銀河核の性質
| Title |
X-ray_Selected_Narrow-Line_Active_Galactic_Nuclei_in_the_COSMOS_Field:_Nature_of_Optically_Dull_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Itsna_K._Fitriana_and_Takashi_Murayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15967 |
銀河でのX線放射検出は、活動銀河核（AGN）を選択するための効率的なツールの1つです。ただし、X線で選択されたAGNの多くは、発光によってAGNとして簡単に選択されません。これらの銀河、いわゆる光学的に鈍い（OD）AGNは、光学領域にAGNの特徴がないにもかかわらず、X線放射が明るいため、魅力的です。CosmicEvolutionSurvey（COSMOS）フィールドの2deg$^2$を超える深い多波長調査では、測光、分光、およびX線データを使用してODAGNを探しました。赤方偏移$z\sim1.5$までのX線選択を使用して、光学スペクトルを持つ310の非ブロードラインソースをAGNとして識別しました。スペクトルを調べて、光輝線にAGNシグネチャがあるかどうかを確認しました：[NeV]禁止輝線、質量励起図（MEx）、色励起図（TBT）、および[OII]輝線の過剰。最後に、48個のAGNが狭線AGNとして分類された光スペクトルでAGNシグネチャを示し、180個のAGNがODAGNサンプルとしてAGNシグネチャを示さなかったことがわかりました。ODAGNの性質の簡単な説明は、AGN光を薄める明るいホスト銀河、またはAGN光を覆い隠す塵の物質によるものです。明るいホスト銀河の希釈は、私たちのODAGNサンプルのほぼ$70\％$を説明しています。同時に、主な理由から、ダスト材料の不明瞭化は起こりそうにありません。エディントン比を推定することにより、ODAGNの95/180の降着率が通常のAGN値よりも$（\lambda_\text{Edd}）\lesssim10^{-2}$低いこともわかりました。ホスト銀河の希釈も不明瞭化も受けていない降着率の低いソースでは、降着円盤に放射非効率フロー（RIAF）があると予想しました。最後に、RIAFディスクをホストしている可能性が最も高い9つのソースが特定されました。
いて座B2周辺のHOCNの空間分布
分子ガス中のHOCNとHNCOの存在比は、それらの形成メカニズムの情報を教えてくれます。いて座B2（SgrB2）周辺のHOCN、HNCO、HNC$^{18}$O線の高感度マッピング観測を、波長3mmのIRAM30m望遠鏡で行いました。HNCO4$_{04}$-3$_{03}$およびHOCN4$_{04}$-3$_{03}$は、HNCOとHOCNの存在比を取得するために使用されます。HNCO4$_{04}$-3$_{03}$とHNC$^{18}$O4$_{04}$-3$_{03}$の比率は、光学的厚さの計算に使用されますHNCOの4$_{04}$-3$_{03}$。HOCNとHNCOの存在比は、ほとんどの位置で0.4％から0.7％の範囲であることが観察されており、これはガス粒子モデルとよく一致しています。ただし、HOCNの相対存在量はSgrB2（S）の方向に向かって増強され、HOCNとHNCOの存在比は$\sim$0.9％であることが観察されています。その理由はさらに調査する必要があります。HNCOとHNC$^{18}$O線の強度比に基づいて、$^{16}$O/$^{18}$Oの同位体比を次のように更新しました。SgrB2で296$\pm$54。
EAGLEシミュレーションからの銀河の質量、金属量および形態の間の相関の起源
| Title |
The_origin_of_correlations_between_mass,_metallicity_and_morphology_in_galaxies_from_the_EAGLE_simulation |
| Authors |
L._J._Zenocratti,_M._E._De_Rossi,_T._Theuns,_M._A._Lara-L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16326 |
観測およびシミュレートされた銀河は、恒星の質量、金属量、および形態の間に相関関係を示します。EAGLE宇宙論的シミュレーションを使用して、恒星の質量範囲$10^9〜\rm{M_\odot}\leqslant\M_\star\leqslant10^{10}〜\rm{M_\の銀河のこれらの相関の起源を調べます。odot}$、およびそれらが質量-金属量関係の散乱に寄与する程度。以前の発見と一致して、回転支持された円盤銀河は、与えられた質量で分散支持された回転楕円体銀河よりも金属量が低いことがわかりました。EAGLEでは、ディスクが後で星を形成し、低金属量ガスの降着から赤方偏移$z\leqslant1$になるため、この相関関係が生じます。一方、球状銀河銀河は通常、主にガス貯留層の消費によって、より早く星を形成します。異なる振る舞いは、それらのホストの暗黒物質ハローの成長を反映しています。与えられた恒星の質量で、円盤銀河は、球形銀河のハローと比較して後で形成されたより低い質量の暗黒物質ハローに生息します。ハロー濃度は二次的な役割を果たします。
ガイア時代の2つの散開星団ハフナー22とメロッテ71の詳細な調査
| Title |
A_deep_investigation_of_two_poorly_studied_open_clusters_Haffner_22_and_Melotte_71_in_Gaia_era |
| Authors |
D._Bisht,_Quingfeng_Zhu,_R._K._S._Yadav,_Geeta_Rangwal,_Devesh_P._Sariya,_Alok_Durgapal_and_Ing-Guey_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16459 |
この論文では、ガイアEDR3の位置天文データと測光データを使用して、2つの散開星団、ハフナー22とメロッテ71の詳細な調査を示します。メンバーシップの確率が50％を超える、最も可能性の高い382および597のクラスターメンバーを特定しました。RAとDECの平均固有運動は、ハフナー22ではそれぞれ-1.63と2.889、メロッテ71では-2.398と4.210と推定されます。観測されたCMDを理論上の等時線と比較すると、これらのクラスターの年齢は2.25と1.27Gyrになります。視差に基づく距離2.88および2.28kpcは、等時線フィッティング法によって導出された値に匹敵します。5つと4つの青色はぐれ星は、それぞれハフナー22とメロッテ71のクラスターメンバーとして識別されます。高速（バイナリ）と単一の星の相対的な数に基づいて、両方のクラスターのバイナリの割合を推測しました。バイナリコンテンツはコア領域で大きいことがわかりました。質量関数の傾きは、ハフナー22の場合は平坦ですが、サルペターの値とよく一致しています。質量分離効果の存在の証拠は、両方のクラスターで観察されます。銀河ポテンシャルモデルを使用して、銀河軌道が導き出されます。これは、両方のクラスターが銀河中心の周りの円形の経路をたどり、ゆっくりと進化していることを示しています。
熱的に不安定な高温大気を伴う初期型銀河における降着率とジェットパワーの関係
| Title |
The_relation_between_accretion_rate_and_jet_power_in_early-type_galaxies_with_thermally_unstable_hot_atmospheres |
| Authors |
Tom\'a\v{s}_Pl\v{s}ek,_Norbert_Werner,_Romana_Grossov\'a,_Martin_Topinka,_Aurora_Simionescu,_Steve_W._Allen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15809 |
ボンディ降着流率と機械的ジェット出力の関係を調査するために、チャンドラX線データと超大型干渉電波望遠鏡の電波観測を使用して、近くにある20個の巨大なX線の明るい初期型銀河のサンプルを調べます。ボンディ降着力$P_{\text{Bondi}}$と機械的ジェット力$P_{\textの間には、強い相関関係（$\rho=0.96$;BF$_{10}>100$）があります。{jet}}$、14個の銀河のサブサンプル。これは、冷たいH$\alpha$+[NII]線放出ガスもホストしているため、熱的に不安定な大気を持っている可能性があります。結果は、熱的に不安定な大気を持つすべての銀河において、冷却大気ガスが同様のジェット対ボンディパワー比で中央のブラックホールに供給されることを示しています。ただし、H$\alpha$+[NII]放出の兆候がない、6つの銀河のうち5つについては、動作が異なり、ジェットとボンディのパワー比が1〜2桁低くなります。また、超大質量ブラックホールの質量（$M_{\bullet}$）やボンダイ半径でのガスの比エントロピー（$K$）など、ボンダイの公式の個々の量に対するジェット出力の依存性を調査します。H$\alpha$+[NII]を放出する銀河のサブサンプルでは、$P_{\text{jet}}$と$M_{\bullet}$（$\rho=0.92$;BF）との非常に緊密な相関関係が見つかります。$_{10}>100$）、制約は不十分ですが、$P_{\text{jet}}$と$K$（$\rho=-0.46$;BF$_{10}=1.2$）。
z〜2.6の静かな中性子星における高速で大振幅のX線調光イベント
| Title |
A_Rapid_and_Large-Amplitude_X-ray_Dimming_Event_in_a_z_~_2.6_Radio-Quiet_Quasar |
| Authors |
Hezhen_Liu,_B._Luo,_W._N._Brandt,_Jian_Huang,_Xingting_Pu,_Weimin_Yi,_Li-Ming_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15824 |
推定超大質量ブラックホール（SMBH）の質量が$6.3\times10^{9}M_\odot$である、z=2.627の電波が静かなタイプ1クエーサーでの劇的な高速X線調光イベントを報告します。高X線状態では、UV/光放射と比較して典型的なレベルのX線放射を示しました。次に、その0.5-2keV（レストフレーム1.8-7.3keV）フラックスは、2つのレストフレーム日以内に$\approx7.6$の係数で低下しました。2〜7keV（レストフレーム7.3〜25.4keV）のフラックスがわずか17\％$低下し、X線スペクトルの有効べき乗則光子指数が$\approx2から変化したため、調光はスペクトル硬化に関連しています。.3$から$\approx0.9$。クエーサーは、赤外線（IR）からUVへのスペクトルエネルギー分布と、一般的なクエーサーと同様のレストフレームUVスペクトルを持ち、IRおよびUV/光学帯域に有意な長期変動を示しません。このような非常に高速で大振幅のX線変動イベントは、このような大規模なSMBHを備えた発光クエーサーではこれまで報告されていません。X線の調光は、視線を横切り、X線を放出するコロナを完全に覆う高速移動吸収体によって最もよく説明されます。X線コロナに控えめに小さいサイズの$5{G}M_{\rmBH}/c^2$を採用すると、吸収体の横方向の速度は$\approx0.9c$と推定されます。クエーサーはおそらく高いまたは超エディントン降着率で降着しており、高速X線吸収体はおそらく強力な降着円盤風に関係しています。そのようなエネルギッシュな風は、最終的には大規模な銀河規模の流出に発展し、ホスト銀河に効率的なフィードバックを提供する可能性があります。
ブラックライト：一般相対論的レイトレーシングおよび分析ツール
一般相対論的電磁流体力学シミュレーションデータの後処理を目的としたブラックライトコードについて説明します。放射光の偏光追跡を超えて、補助量のマップや偽色のレンダリングなど、データセットの分析に役立つ多くの出力を生成できます。追加機能には、アダプティブメッシュリファインメント入力、スローライト計算、およびアダプティブレイトレーシングのサポートが含まれます。コードは、使いやすさ、読みやすさ、透明性を主な目的として記述されていますが、それでも高いパフォーマンスを実現しています。ブラックライトは公開されており、パブリックドメインにリリースされています。
相対論的な連星パルサーであるPSRJ1757-1854に関するニュースと見解
| Title |
News_and_views_regarding_PSR_J1757-1854,_a_highly-relativistic_binary_pulsar |
| Authors |
A._D._Cameron,_M._Bailes,_V._Balakrishnan,_D._J._Champion,_P._C._C._Freire,_M._Kramer,_N._Wex,_S._Johnston,_A._G._Lyne,_B._W._Stappers,_M._A._McLaughlin,_N._Pol,_H._Wahl,_C._Ng,_A._Possenti,_A._Ridolfi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15995 |
高度に偏心した4.4時間の軌道にある21.5ミリ秒のパルサーである高相対論的二重中性子星連星システムPSRJ1757-1854の進行中の監視と研究に関する最新情報を提供します。このパルサーの軌道の極端な性質により、他の相対論的連星パルサーではほとんど探索されていないパラメーター空間を調べることができます。たとえば、既知の連星パルサーの中で最も高い重力波（GW）の光度の1つと、GWの減衰による最も高い速度または軌道減衰を表示します。PSRJ1757-1854は、一般相対性理論やその他の重力理論の新しいテストを探索するための優れた候補であり、レンス・ティリング効果と相対論的軌道変形の両方を測定できるという点でも注目に値します（ケプラー後のパラメーター$\delta_\theta$）今後3〜5年以内に予想されます。ここでは、国際的なマルチ望遠鏡キャンペーンの一環として、このパルサーの継続的な監視から得られた最新の中間結果の要約を示します。これには、パルサーの長期タイミングとケプラー後のパラメーターの更新、パルサーの固有運動と対応するシュクロフスキー運動学的補正の新しい制約、およびパルスプロファイルの経年変化の監視によって決定されるパルサーの測地進行の新しい制限が含まれます。また、MeerKAT観測の導入に続く新しい相対論的テストの更新されたタイムラインを含む、将来の作業の見通しを強調します。
キラル星震学：中性子星と超新星のキラル輸送によって引き起こされる地震振動
中性子星とコア崩壊超新星内の相対論的電子物質におけるキラル磁気波（CMW）と超新星のコアにおける相対論的ニュートリノ物質におけるキラル渦波（CVW）の新しい星震学を研究します。これらのカイラル波の振動モードを、それぞれカイラル磁気モード（CMモード）とカイラル渦モード（CVモード）と呼びます。有限の電子質量によるキラリティーフリッピングの存在下で、これらの新しいモードの分散関係を導き出します。次に、これらのモードの可能な周波数と、結果として生じる重力波の振幅を推定します。特に、CMモードの周波数は磁場の強さに依存するため、CMモードの重力波は、中性子星や超新星の磁場を測定するための新しいプローブの可能性を提供します。この理論的研究は、巨視的スケールでの地震振動と関連する重力波を微視的素粒子のキラリティーに結び付ける「キラル星震学」への道を開きます。
X線過渡XTE〜J1739-285からのハードべき乗則スペクトルカットオフとディスク反射の証拠
| Title |
Evidence_of_hard_power-law_spectral_cutoff_and_disc_reflection_from_the_X-ray_transient_XTE~J1739-285 |
| Authors |
Aditya_S._Mondal,_B._Raychaudhuri,_G._C._Dewangan,_Aru_Beri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16198 |
既知のX線過渡XTE〜J1739-285のほぼ同時の\nicer{}と\nustar{}の観測について報告します。これらの観測は、この中性子星X線トランジェントの最初の高感度硬X線スペクトルを提供します。ソースは2020年2月19日に、エディントン限界の0.007ドルの光度のハードスペクトル状態で観測されました。ブロードバンドの$1-70\kev{}$\nicer{}と\nustar{}の観測では、連続体にソフトサーマルコンポーネントが取り付けられている場合、$34-40\kev{}$付近のハードスペクトルコンポーネントのカットオフが明確に検出されます。ハードべき乗則コンポーネント。この機能は、このソースで初めて検出されました。さらに、スペクトルはディスク反射の証拠を示しています-相対論的に広がったFeK$\alpha$ラインは$5-8\kev{}$の周りにあり、Comptonのこぶは$10-20\kev{}$エネルギーバンドにあります。降着円盤の反射機能は、この情報源からこれまで特定されていません。降着円盤反射モデリングにより、初めて内側円盤の半径を$R_{in}=3.1_{-0.5}^{+1.8}\;R_{ISCO}$に制限します。さらに、傾斜が低く、$i\sim33^{0}$であることがわかります。磁気圏は、恒星表面上の内側降着円盤の打ち切りに関与している可能性があります。その場合、磁気圏は、極での磁場強度の上限$B\le6.2\times10^8$Gを提供します。
共生X線連星SctX-1、4U 1700+24およびIGRJ17329-2731
共生X線連星は、後期型の伴星の風から降着する中性子星をホストするシステムです。これらはまれなオブジェクトであり、これまでのところ、それらのほんの一握りしか知られていません。共生X線連星の最も不可解な側面の1つは、それらが強く磁化された中性子星を含んでいる可能性です。これらは、進化した仲間と比較してはるかに若い進化であると予想され、したがって、白色矮星の（まだあまり知られていない）降着によって引き起こされた崩壊によって形成される可能性があります。この論文では、2つの既知の共生星であるSctX-1と4U1700+24の広帯域X線および軟線$\gamma$線分光法を実行し、サイクロトロン散乱機能の存在を確認します。強く磁化されたNSの存在。利用可能なChandra、Swift、およびNuSTARデータを活用しました。SctX-1の場合、サイクロトロン共鳴散乱機能（CRSF）の証拠は見つかりませんが、4U1700+24の場合、$\sim$16keVにCRSFが存在し、$\にその第1高調波が存在する可能性があります。sim$31keVですが、広帯域適合のための代替スペクトルモデルを除外することはできませんでした。将来の観測で確認された場合、4U1700+24は、高度に磁化されたアキュレーターを備えた2番目の共生X線連星である可能性があります。また、Swift/XRTで実行された最後に発見された共生X線連星IGRJ17329-2731の長期モニタリングについても報告します。モニタリングにより、予測どおり、2017年にこのオブジェクトは永続的で変動するソースになり、数日間続くX線フレアと、不器用な風の降着のコンテキストで解釈される興味深い不明瞭化イベントが示されました。
GLEAM-X J162759.5-523504.3の電波光度：パルサーのスピンダウンパワーを本当に超えているのでしょうか？
| Title |
Radio_luminosity_of_GLEAM-X_J162759.5-523504.3:_does_it_really_exceed_the_spin-down_power_of_the_pulsar? |
| Authors |
M._Hakan_Erkut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16363 |
非常に長い自転周期を持つ最近発見された電波パルサーGLEAM-XJ162759.5-523504.3は、パルサーのスピンダウンパワーを桁違いに超える電波光度を持っていると報告されました。このレターでは、最初に自転周期のみに、次に自転周期と観測周波数の両方にパルサー放射コーンの開き角の依存性を考慮して、光源の電波光度を厳密に計算します。また、以前に報告されたスピンダウンパワーの値を修正します。私たちの分析は、2つのべき乗則インデックスと1つのべき乗則インデックスに関するスペクトルデータの記述に基づいています。パルサーの開き角が通常の仮定に沿って周波数に依存しないパラメータとして扱われる場合でも、このパラメータの周期依存性は比較的小さい開き角を意味し、したがってスピンダウンパワーをはるかに下回る電波光度を意味します。周波数に依存する開き角の物理的により妥当な場合に、より高い電波光度を推定しますが、スピンダウンパワーは、可能な限り最高の電波光度によって再び超えられることはありません。したがって、GLEAM-XJ162759.5-523504.3の無線効率は、マグネター仮説を支持して使用することはできません。
赤色巨星風で拡大する新星衝撃からのガンマ線放出：再発性へびつかい座RS星の2021年の爆発の解釈
| Title |
Gamma-Ray_Emission_from_Nova_Shocks_Expanding_in_the_Red_Giant_Wind:_Interpretation_of_the_2021_Outburst_of_the_Recurrent_Nova_RS_Ophiuchi |
| Authors |
Jian-He_Zheng,_Yi-Yun_Huang,_Ze-Lin_Zhang,_Hai-Ming_Zhang,_Ruo-Yu_Liu,_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16404 |
新星の爆発は、白色矮星（WD）と、低質量の太陽のような星（古典的な新星）、または共生新星の場合のように赤色巨星のいずれかで構成される連星系で起こります。GeVガンマ線放出は、Fermi-LATによって、数十の古典的な新星と1つの共生新星（V407Cyg）から検出されています。古典的な新星の場合、ガンマ線放出は一般に、速い流出が遅い流出と衝突するときに形成される内部衝撃に関連していると考えられています。しかし、共生新星V407Cygについては、新星噴出物と巨大な伴侶の周囲風との衝突に起因する内部衝撃と外部衝撃の両方が説明されるため、ガンマ線放出の起源が議論されてきました。ガンマ線データ。最近、共生新星であるへびつかい座RS星から、2021年の爆発中に明るいGeVとTeVのガンマ線放出が検出されました。これは、爆発後約1か月までの時間で非常に滑らかなべき乗則の崩壊を示しています。この一時的な減衰挙動は、自己類似の減速段階にある外部ショックから生じると解釈できることを示します。この解釈では、ガンマ線は、ハドロン過程を通じて高密度の風と相互作用する衝撃加速陽子によって生成されます。したがって、私たちの解釈は、ノバショックが大幅に減速された場合でも、宇宙線陽子をTeVエネルギーまで加速できることを示しています。
速度依存およびサブハロブーストされた暗黒物質消滅のためのガンマ線ターゲットの分類
| Title |
Classification_of_gamma-ray_targets_for_velocity-dependent_and_subhalo-boosted_dark-matter_annihilation |
| Authors |
Thomas_Lacroix,_Ga\'etan_Facchinetti,_Judit_P\'erez-Romero,_Martin_Stref,_Julien_Lavalle,_David_Maurin,_Miguel_A._S\'anchez-Conde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16440 |
ガンマ線観測は、暗黒物質（DM）の特性を制約するために長い間使用されており、速度に依存しないプロセスによって消滅する弱く相互作用する巨大粒子に重点を置いています。ただし、最も単純な候補の明確な観察証拠がない場合、速度に依存する断面を含むより複雑なDMシナリオに対するコミュニティの関心は、過去数年にわたって着実に高まっています。よく研究されている天の川の矮小不規則銀河だけでなく、近くの矮小不規則銀河を含む、さまざまな天体物理学的天体における速度依存DM消滅（特に$p$波消滅とゾンマーフェルト増強）の最初の体系的な研究を紹介します。地元の銀河団も同様です。速度依存性とDMハロー下部構造の間の相互作用に特に注意が払われています。ハロー質量、位相空間、および下部構造モデリングに関連する不確実性も、この速度依存のコンテキストで説明されています。$s$波の消滅では、非常に大きなサブハロブースト係数が予想されることを示します。クラスターでは最大$10^{11}$、通常サブハロが存在する矮小銀河では最大$10^6-10^7$です。重要な役割を果たさないと想定。$p$波の消滅のブースト係数は小さいですが、クラスターでは$10^3$に達する可能性があります。DM信号の角度の広がりも、たとえば次のように大きく影響を受けます。$s$波の場合、クラスターの典型的な放射半径は10倍に増加します。また、天の川のハローで発生する消滅に関して、サンプル内のオブジェクトの信号コントラストを計算します。全体として、最も明るいと見なされるターゲット間の階層は、想定される素粒子物理学モデルの特定の詳細に依存することがわかります。
測光補正後のフォトンカウンティングの信号対ノイズ比
フォトンカウンティングは、電子増倍CCD（EMCCD）を使用して観測された低信号ターゲットの天文観測を処理するモードです。フォトンカウンティングでは、EMCCDが信号を増幅し、しきい値処理技術が信号の光電子を効果的に選択すると同時に、相対的なノイズ源を大幅に削減します。光電子のより正確な信号の抽出をもたらすフォトメトリック補正が開発されており、ナンシーグレースローマン望遠鏡は、十分に較正されたものに基づいてこれらの補正が与えられた場合、信号対雑音比（SNR）の理論式を利用しますコロナグラフ装置による観測を計画するためのノイズパラメータ。ここでは、これらの測光補正が適用される前後の、フォトンカウンティングの方法のSNRの分析式を導き出します。
高度に多重化された超電導検出器の読み出し：親しみやすい高速FPGA設計
| Title |
Highly-Multiplexed_Superconducting_Detector_Readout:_Approachable_High-Speed_FPGA_Design |
| Authors |
Jennifer_Pearl_Smith_and_John_I._Bailey,_III._and_Benjamin_A._Mazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16520 |
この作品は、高度に多重化された超電導検出器の読み出しの設計と予備的な性能を示しています。読み出しシステムは、ザイリンクスZCU111RFSoC評価ボードに実装されています。現在の設計では、DSPの12％、LUTの60％、FFの20％、およびBRAMの30％を使用し、512MHzでタイミングを取ります。このシステムは、4.096GSPSで動作する2つの統合ADCとDACを使用して、2,048個の超電導検出器を読み取ります。この作業は、以前の読み出し方式よりも80％少ない電力で、ボードごとに処理される超電導検出器の数を2倍に増やすことを目標としています。オープンソースデザインは、Vivado高位合成を含む最新のFPGA生産性ツールを活用してすべてのカスタムIPブロックを作成し、PYNQを使用して個々のIPをテストおよび検証し、Pythonドライバーを開発し、VivadoMLインテリジェントデザインランを使用してタイミングを閉じます。カスタムHDLを使用せずにタイミングクロージャを実現するための戦略を強調します。これは、FPGA設計の専門知識がなくても、高性能アプリケーションでFPGAを利用しようとしている超電導デバイスグループに役立つと期待されます。
太陽エネルギー粒子の展望
著者は幸運にも、初期の存在量研究から、大規模なSEPイベントにおける衝撃加速の現代的なパラダイムまで、太陽エネルギー粒子（SEP）の分野の台頭を観察し、参加してきました。HからPbまでの質量電荷比。痛みを伴う進化を通じて、「鳥かご」モデルと「太陽フレア神話」が行き来し、SEPの発生源として相互作用できる衝撃波と太陽ジェットが残りました。
ほぼ100万個のNGTS光度曲線からの周期的な恒星変動
| Title |
Periodic_stellar_variability_from_almost_a_million_NGTS_light_curves |
| Authors |
Joshua_T._Briegal,_Edward_Gillen,_Didier_Queloz,_Simon_Hodgkin,_Jack_S._Acton,_David_R._Anderson,_David_J._Armstrong,_Matthew_P._Battley,_Daniel_Bayliss,_Matthew_R._Burleigh,_Edward_M._Bryant,_Sarah_L._Casewell,_Jean_C._Costes,_Philipp_Eigmuller,_Samuel_Gill,_Michael_R._Goad,_Maximilian_N._Gunther,_Beth_A._Henderson,_James_A._G._Jackman,_James_S._Jenkins,_Lars_T._Kreutzer,_Maximiliano_Moyano,_Monika_Lendl,_Gareth_D._Smith,_Rosanna_H._Tilbrook,_Christopher_A._Watson,_Richard_G._West,_Peter_J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15894 |
次世代トランジットサーベイ（NGTS）の829,481個の星を分析して、変動期間を抽出します。不規則にサンプリングされた時系列データに適用される自己相関関数（G-ACF）の一般化を利用します。変動モデルを想定せずに、A後期からM中期のスペクトル型までの16,880個の星の変動期間と、0。1〜130日の期間を抽出します。恒星の自転、脈動、複数の星系など、多くの天体物理学的現象に関連する可変信号が見つかります。抽出された変動期間は、ガイアDR2から取得された恒星パラメータと比較されます。これにより、ヘルツシュプルングラッセル図で変動の異なる領域を特定できます。15〜25日の自転周期の不足を観察する、周期色空間での回転主系列オブジェクトのサンプルを探索します。この「バイモダリティ」は、以前は宇宙ベースのデータでのみ見られました。周期ギャップの上下のサブサンプルの星は、過剰な複数のシステムによって著しく汚染されていない星の種族から生じているように見えることを示しています。また、長周期変光星の少数の集団を観察します。これは、太陽型の主系列星に適合した回転進化モデルによって行われた予測からの逸脱を強調しています。NGTSデータは、Kepler、K2、およびMEarthからのデータを使用したものなど、以前の回転研究をリンクする期間とスペクトルタイプの範囲にまたがっています。
ヘリウムのようなX線線集合は、O超巨星とも座ゼータ星で最も高温のプラズマが風に乗っていることを示しています
| Title |
Helium-like_X-ray_line_complexes_show_that_the_hottest_plasma_on_the_O_supergiant_zeta_Puppis_is_in_its_wind |
| Authors |
David_H._Cohen_(1),_Ariel_M._Overdorff_(1),_Maurice_A._Leutenegger_(2),_Marc_Gagn\'e_(3),_V\'eronique_Petit_(4),_and_Alexandre_David-Uraz_(5,_2,_6),_((1)_Swarthmore_College,_(2)_NASA/Goddard_Space_Flight_Center,_(3)_West_Chester_University,_(4)_University_of_Delaware,_(5)_Howard_University,_(6)_CRESST-NASA/GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15918 |
主要なヘリウムのような線集合のチャンドラ格子スペクトルの分析を提示して、風の中で最も高温の（$T\gtrsim{6\times10^6}$K）プラズマの光球に関する位置に制約を課します。O超巨星ゼータパップとこの星の2セットの観測の間の18年間の変化を探求すること。2つのモデル（1つは経験的モデル、もう1つはウィンドショックベース）をSXV、SiXIII、およびMgXIライン複合体に適合させ、$r\約1.5$R$_を超える風の流れの起点を示します。{\ast}$は、光球（$r\lesssim1.3$R$_{\ast}$）より0.3R$_{\ast}$未満の原点よりも強く支持されます。特に、最近では非常に長時間露光データセット。ゼータパップの最初のチャンドラ格子観測以来18年間で、線と連続体のフラックス、線の幅、風の吸収の兆候、および光球からの高温プラズマの距離がわずかに増加しています。モデリングの両方のモードには、ヘリウム様錯体に対する二電子再結合衛星輝線混合の影響が含まれます。これは、O型星のHe様線比の分析で初めて説明されました。
太陽表面での極方向フラックス輸送の不均一性：太陽周期21-24に適用される統計的方法
太陽表面での活性領域の磁束の極方向への移動は、大規模な磁場の発達、特にバブコック-レイトン型太陽ダイナモの重要なプロセスである極磁場の逆転の発達に重要な役割を果たします。以前の観測で示唆されたように、極方向のフラックス輸送は不均一であり、極方向のサージを中心にしています。強くて長続きするサージは、活動複合体に関連しており、しばしば激しい極場の逆転をもたらします。ただし、極方向のフラックス輸送の不均一性は定量的に評価されていません。太陽周期中に発生する極方向サージの緯度での磁場の頻度分布を考慮することにより、太陽周期21〜24の間の極方向フラックス輸送を分析するための統計的方法を提案します。不均一性は、分布の裾を表す尖度統計として定量化されます。表面フラックス輸送シミュレーションの結果でメソッドをテストし、WSO、NSO、MWO、およびHMIデータに適用します。極方向のサージは、一般に太陽周期21〜24の間に重要であることを確認します。太陽周期内の尖度は、磁場のさまざまな緯度とさまざまなデータソースの影響を受けます。サイクル24の南半球は最大の尖度を示し、前の研究からの超サージの概念と一致しています。極方向フラックス輸送の重大な不均一性は、活性領域の非ランダム性に起因し、これは、極方向サージの活性複合体起源に有利に働く。
CUBESを使用した弱いベリリウム線の検出
ベリリウムは、星間物質での宇宙線による核破砕の純粋な生成物である、単一の安定同位体である9Beを持つ軽元素です。後期型の星のベリリウムの存在量は、進化の混合、銀河の化学進化、惑星の巻き込み、および球状星団の形成に関する研究に使用できます。Beabundancesのこれらの使用法のいくつかは、超大型望遠鏡用に開発中の新しい近紫外線低解像度および中解像度スペクトログラフであるカセグレンUバンド効率スペクトログラフ（CUBES）の科学事例に含まれています。ここでは、CUBESのフェーズAのコンテキストで、非常に金属の少ない星のベリリウムの存在量に関する研究について報告します。私たちの動機は、Beの存在量が非常に少ない、金属が非常に少ない星の弱い線を検出するための限界を理解することです。[Fe/H]\leq-3.0の4つの模擬星の合成スペクトルに基づいて、中解像度モードで実行されたシミュレートされたCUBES観測を分析します。Beラインの検出は特定の場合に可能ですが、非常に困難であり、高い信号対雑音比が必要であることがわかります。ターゲット星の大気パラメータに応じて、ピクセルあたりの信号対雑音比が約400に達することができれば、log（Be/H）=-13.1と-13.6の間のBe存在量を検出できるはずです。\pm0.15dexの典型的な不確かさ。CUBESを使用すると、このような研究に必要なデータを、現在の計装で可能なことに対して2桁暗い星について取得できます。
MARCSモデル大気を用いた後期型星の表面輝度と色の関係の理論的分析
| Title |
Theoretical_analysis_of_surface_brightness-colour_relations_for_late-type_stars_using_MARCS_model_atmospheres |
| Authors |
A._Salsi,_N._Nardetto,_B._Plez,_D._Mourard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16320 |
表面輝度と色の関係（SBCR）は、主に星の天体物理学の一般的な研究や銀河系外の距離を決定するために使用されます。MARCSモデル大気を使用した後期型星のシミュレートされたスペクトルに基づいて、私たちの目的は、表面輝度に対する恒星の基本的なパラメーターの影響を分析することです。また、理論的および最近の経験的SBCRを比較します。MARCSモデルの大気を使用して、星のスペクトルと表面輝度を計算しました。最初に、表面輝度への影響を定量化するために、MARCSのパラメーター空間（つまり、有効温度、$\logg$、$\mathrm{[Fe/H]}$、微視的乱流、および質量）を調べました。次に、理論的および経験的SBCRの一貫した比較を可能にするために、後期の矮星と巨人の有効温度と$\logg$の関係、および太陽の金属量を検討しました。SBCRは微視的乱流と質量に敏感ではないことがわかります。SBCRに対する金属量の影響は、巨人よりも矮星の方が大きいことがわかります。$V-K_s$の値を大きくすると、さらに大きくなります。また、銀河系とLMCSBCRの金属量の0.5dexの違いは、食変光星に基づく最近のLMC距離の決定に0.4％以上影響を与えないこともわかりました。理論的SBCRと経験的SBCRを比較すると、F5-K7矮星と巨星では2$\sigma$未満の良好な一致が見られますが、M矮星と巨星ではより大きな不一致が見られます（約4-6$\sigma$）。。MARCSでモデル化された表面重力特性は、クラスの観点から経験的なSBCRの違いを説明します。最終的に、Cepheidsの理論的および経験的SBCRが一貫していることがわかりました。SBCRを校正または使用する場合は、金属量と$\logg$を慎重に検討する必要があります。
質量損失と二値性の間の相互作用
私たちの太陽よりも大きな出生質量を持つほとんどの星は、2進または高次の複数のシステムに属しています。同様に、ほとんどの星は恒星風を持っています。放射圧と多重度は、一次星から質量を取り除き、それを星間物質に注入するか、それをコンパニオンに移す物質の流出を生み出します。どちらもその後の星の進化に強い影響を与えますが、別々に研究されることがよくあります。この短いレビューでは、恒星風と二元性の間の相互作用の風景の一部をスケッチします。二値性が恒星の流出を形作り、質量損失特性を理解して測定する新しい機会を提供するいくつかの例を紹介します。恒星風のスペクトルシグネチャは、恒星進化の重要な段階を明確に識別するのに役立つことがよくあります。次に、これらの段階の多様性の特性は、進化した星の異なるカテゴリー間の進化のつながりに新しい光を当てます。
極限速度の星の化学組成
| Title |
The_Chemical_Composition_of_Extreme-Velocity_Stars |
| Authors |
Henrique_Reggiani,_Alexander_P._Ji,_Kevin_C._Schlaufman,_Anna_Frebel,_Lina_Necib,_Tyler_Nelson,_Keith_Hawkins,_and_Jhon_Yana_Galarza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16364 |
銀河系で最速の星の起源についてはほとんど知られていません。天の川銀河とその周辺の矮小銀河の化学進化の歴史を理解することで、星の化学組成を使ってその起源を調べ、星がその場で形成されたのか、それとも付着したのかを知ることができます。しかし、最速の星である超高速星は若くて巨大であり、それらの化学組成はまだ分析されていません。巨大な若い星の化学組成を分析することは困難ですが、私たちは後期型の星の分析に精通しています。高解像度のARCES/3.5mアパッチポイント天文台、MIKE/Magellanスペクトルを使用して、15個の後期型超高速星候補の化学的詳細を研究しました。GaiaEDR3位置天文学と分光学的に決定された視線速度を使用して、$274$-$520$kms$^{-1}$の範囲と$381$kms$^{-1}$の平均値を持つ総速度を見つけました。したがって、私たちのサンプル星は、超高速星として分類されるほど速くはなく、極速星として知られています。私たちのサンプルは、$-2.5\le\mathrm{[Fe/H]}\le-0.9$の広い鉄の存在量範囲を持っています。それらの化学的性質は、それらの少なくとも50\％が降着した銀河系外の星であり、鉄ピーク要素が以前のサブチャンドラセカール質量型Ia超新星濃縮と一致していることを示しています。バイナリコンパニオンの表示なしで、それらの化学的存在量と軌道パラメータは、それらが破壊された矮小銀河の加速された潮汐破片であることを示しています。
回転する巨大な星の爆発におけるp過程
p過程元素合成は、太陽系で観察される鉄より重い陽子に富む同位体を説明することができますが、矛盾は依然として残っており、p過程の天体物理学的サイトに関する重要な質問は未解決のままです。我々は、回転混合によってそれらの寿命の間に強化されたs-プロセス元素合成を経験した回転する巨大な星を爆発させる際にp-プロセスがどのように機能するかを調査します。不確実な$^{17}$O（$\alpha$、$\gamma$）$^{21}$Ne反応。元素合成の計算とそれに続く737同位体のネットワークは、恒星進化と結びついており、p過程の元素合成は、最終進化段階とさまざまなエネルギーの球形爆発の両方で後処理で計算されました。私たちのモデルでは、p核種は主に爆発中に合成されますが、最終的な静水圧燃焼段階ではあまり合成されません。p過程の収量は主にトランス鉄シードの初期数に依存し、それは次に初期回転に依存します。p-プロセスに対する回転の影響は、s-プロセスに対する回転の影響に匹敵することがわかりました。回転なしから高速回転まで、質量数$A<140$の核種のs過程の収量は、$3-4$dex増加し、p過程の収量も増加します。より低い$^{17}$O（$\alpha、\gamma$）レートでの高速回転は、$A\geq140$でs核種とp核種を大幅に生成します。我々の結果は、過去に大質量星から太陽（および銀河）p核へのコア崩壊超新星の寄与が過小評価されていたこと、より具体的には、太陽直下金属量を持つ大質量星からの寄与が支配的でさえあるかもしれないことを示唆している。広範囲の質量と金属量を持つ恒星モデルを含む、より詳細な研究はまだ実行されていません。
2020年11月から12月のCMEとSEP：リアルタイムの宇宙天気予報への挑戦
| Title |
CMEs_and_SEPs_During_November-December_2020:_A_Challenge_for_Real-Time_Space_Weather_Forecasting |
| Authors |
Erika_Palmerio,_Christina_O._Lee,_M._Leila_Mays,_Janet_G._Luhmann,_David_Lario,_Beatriz_S\'anchez-Cano,_Ian_G._Richardson,_Rami_Vainio,_Michael_L._Stevens,_Christina_M._S._Cohen,_Konrad_Steinvall,_Christian_M\"ostl,_Andreas_J._Weiss,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Yan_Li,_Davin_E._Larson,_Daniel_Heyner,_Stuart_D._Bale,_Antoinette_B._Galvin,_Mats_Holmstr\"om,_Yuri_V._Khotyaintsev,_Milan_Maksimovic,_Igor_G._Mitrofanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16433 |
コロナ質量放出（CME）と太陽エネルギー粒子（SEP）の予測は、宇宙天気予報の中心的な問題です。近年、宇宙天気予報への関心が高まり、太陽圏全体に散在する宇宙船だけでなく、地球以外の他の惑星への影響も含まれるようになりました。この意味で、宇宙天気科学の範囲は現在、太陽圏システム全体を網羅しており、太陽過渡現象の多点測定は、予測モデルの有用な洞察と検証を提供することができます。この作業では、2020年後半に発生した2つの噴火フレア、つまり11月29日のM4.4フレアと12月7日のC7.4フレアの間の太陽圏内部の状況全体を分析することを目的としています。ステレオ-宇宙船は太陽-地球線の東約60{\deg}に位置し、ラグランジュL1およびL5ポイントからのリモートセンシング観測を使用して「360{\deg}での予測」の機能をテストする機会を与えてくれました入力として。WSA-Enlil-SEPMODモデリングチェーンと4セットの入力パラメーターを使用して、関心のある期間中に排出されたCMEとその衝撃によって加速されたSEPをシミュレートし、「ミニアンサンブル」を形成します。地球と火星を含む6つの場所での現場観測を使用して結果を検証します。モデルのアーキテクチャと仮定から生じるいくつかの制限にもかかわらず、CMEと衝撃加速SEPは、ここで採用されている予測ツールを使用して、噴火場所から少なくとも数十度離れた場所でリアルタイムで合理的に調査および予測できることがわかります。。
強く結合したヒッグス質量ギャップからのクインテッセンスダークエネルギー：局所的および非局所的高微分非摂動シナリオ
| Title |
Quintessence_Dark_Energy_from_strongly-coupled_Higgs_mass_gap:_Local_and_Non-local_higher-derivative_non-perturbative_scenarios |
| Authors |
Marco_Frasca,_Anish_Ghoshal,_Alexey_Koshelev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15020 |
非摂動レジームの典型的なタイプのヒッグス場からダークエネルギーが発生する可能性を楽しませます。この目的のために、質量分散関係を満たす、質量のない四次スカラー場のヤコビ楕円関数に関して、最近考案されたヒッグス場理論の正確な解のセットを利用します。四次結合値によって決定されるパラメータ空間の特定の領域では、そのような解が、周期性の初期$\theta$値に応じて、暗黒エネルギーの状態方程式に正しい動作を与える特性を持っていることを示します。ヤコビ楕円関数の解。ハッブル定数とスカラー場の自己相互作用の強さによって決定される時間スケールで、共形不変性が復元されると、暗黒エネルギーの状態方程式が明らかになることがわかります。さらに、標準的な場の理論の枠組み内でシナリオを調査し、さらに高次の微分理論、つまりp-adic弦の場の理論から動機付けられた無限微分理論、およびLee-Wick理論に拡張し、すべての場合において、パラメーターの適切な選択を見つけます。空間は、ヒッグス場の暗黒エネルギーの振る舞いにつながります。これを比較します。
重力予熱について
インフラトン振動の時代における暗黒物質の生成を考えます。暗黒物質とインフラトンの間の繰り込み可能な相互作用は無視できるかもしれないと考えられます。この場合、主な役割は重力によって生成された高次元の演算子によって果たされ、したがってプランクスケールによって抑制されます。dim-6演算子に焦点を当て、摂動および非摂動レジームでの対応する粒子生成を研究します。暗黒物質の生成率は、インフラトン場のより高いパワーを含む非微分作用素によって支配されていることがわかります。それらが小さなウィルソン係数で現れたとしても、そのような演算子は正しい暗黒物質の存在量を容易に説明することができます。
| Title |
Axion_signatures_from_supernova_explosions_through_the_nucleon_electric-dipole_portal |
| Authors |
Giuseppe_Lucente,_Leonardo_Mastrototaro,_Pierluca_Carenza,_Luca_Di_Luzio,_Maurizio_Giannotti,_Alessandro_Mirizzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15812 |
核子と光子に結合したアクシオンは、核子の電気双極子モーメント（EDM）ポータルを介してのみ考慮されます。この結合は、QCDアクシオンのモデルに依存しない機能であり、強いCP問題を解決し、より一般的なアクシオンのような粒子設定でも発生する可能性があります。核子EDM結合によって誘発された超新星（SN）アクシオン放出を修正し、それに応じてSN1987A結合を改良します。さらに、将来の銀河SNからアクシオンフラックスを計算し、提案されたハイパーカミオカンデなどの大型地下ニュートリノ検出器で、特異で潜在的に検出可能なガンマ線信号を生成する可能性があることを示します。このような信号を検出する可能性は、アクシオンが暗黒物質のかなりの成分であるという仮定に頼ることなく、CASPEReを補完する振動核子EDMを検索する方法を提供します。さらに、SNからのアクシオンが観測可能な信号を生成する場合、それらはまた、将来の宇宙調査で観測可能な宇宙論的な余分な放射線の量につながる可能性があります。
動的ペッチェイ・クインスケールからの変化したアクシオン存在量
ペッチェイ・クイン（PQ）フィールドの放射状部分に結合する新しい光スカラーの存在により、アクシオンの熱的残存粒子が標準のミスアラインメントメカニズムから増加または減少するモデルを構築します。軽いスカラーは、効果的なPQ対称性の破れのスケールを動的にし、アクシオンの初期のダイナミクスを変更し、その遅い時間の暗黒物質の存在量に影響を与えます。この新しいメカニズムを半分析的および数値的に分析し、標準的な処理と比較して、より軽いまたはより重いアクシオン暗黒物質の両方に対応できることを示しています。アクシオン検索と基本的な物理学のモデルの意味について説明します。
ミリメートル波長でのHEP用の大判伝送線路結合キネティックインダクタンス検出器アレイ
| Title |
Large-Format,_Transmission-Line-Coupled_Kinetic_Inductance_Detector_Arrays_for_HEP_at_Millimeter_Wavelengths |
| Authors |
Peter_S._Barry,_Clarence._C._Chang,_Sunil_Golwala_and_Erik_Shirokoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15902 |
動的インダクタンス検出器（KID）は、幅広いアプリケーションに対応する多用途でスケーラブルな検出器テクノロジーです。これらの超電導検出器は、重要な利点を提供します。シンプルで堅牢な製造、単一のマイクロ波ラインで数千の検出器を読み取ることができる固有の多重化、およびシンプルで低コストの室温電子機器です。これらの強みにより、KIDはミリ波宇宙論研究を通じてHEP科学にとって特に魅力的なものになっています。これらの潜在的な宇宙論的観測の例には、動的スニヤエフ・ゼルドビッチ効果の測定による宇宙加速（ダークエネルギー）の研究、小規模CMB異方性の超深度測定による精密宇宙論、および宇宙論の分布をマッピングするためのミリ波分光法が含まれます。最大のスケールと最大の赤方偏移での構造。これらの種類のプロジェクトの主な技術的課題は、大規模な高密度焦点面の展開を成功させることです。これは、KIDテクノロジーによって対処できるニーズです。この論文では、ミリ波観測で使用するマイクロストリップ結合KIDの概要を示し、このクラスの技術を進歩させ、これらの今後の大規模実験を可能にするために必要な研究開発の概要を説明します。
Snowmass2021 Cosmic Frontierホワイトペーパー：小規模な天体物理学的観測による暗黒物質の探査
| Title |
Snowmass2021_Cosmic_Frontier_White_Paper:_Probing_dark_matter_with_small-scale_astrophysical_observations |
| Authors |
Richard_Brito,_Sukanya_Chakrabarti,_Sebastien_Clesse,_Cora_Dvorkin,_Juan_Garcia-Bellido,_Joel_Meyers,_Ken_K._Y._Ng,_Andrew_L._Miller,_Sarah_Shandera,_Ling_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15954 |
暗黒物質の現在の理解は、主に宇宙の総物質含有量の測定、非常に大規模な重力物質の分布、および銀河系以下のスケールでの回転曲線と速度分散から来ています。しかし、小規模な構造は、宇宙の物質のまだ神秘的な85％の素粒子物理学を解き放つための鍵を握っている可能性があります。次世代の重力波検出器や高度な位置天文学機器によって可能になる大量の高精度測定により、新しい粒子や暗黒物質の新しい小規模な天体物理学的プローブが可能になります。宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造の調査は、ユニークな小規模の特徴を持つ暗黒物質モデルに補完的な制約を提供します。暗黒物質プローブとしての小規模構造とコンパクトオブジェクトの研究をレイアウトし、目標を達成するための要件を要約します。
| Title |
Self-interaction_in_a_cosmic_dark_fluid:_The_four-kernel_rheological_extension_of_the_equations_of_state |
| Authors |
Alexander_B._Balakin_and_Alexei_S._Ilin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16083 |
レオロジーアプローチの枠組みの中で、宇宙の暗黒エネルギーと暗黒物質の間の結合の新しい自己無撞着モデルを確立します。これは、ボルテッラ型の積分演算子による状態方程式の表現に基づいています。暗黒エネルギーと暗黒物質の両方の圧力が暗黒エネルギーと暗黒物質のエネルギー密度を含む2つの積分によって表される、いわゆる4カーネルモデルを詳しく説明します。カーネルがフェージングメモリの効果に関連付けられているVolterra演算子の場合、対応する等方性の均質宇宙論モデルは正確に可積分であることが示されています。提示されたモデルの主要な方程式に関連付けられた特性多項式の根の分析に基づいて、モデルの正確な解の分類を検討します。暗黒エネルギーと暗黒物質の圧力とエネルギー密度のスカラー、ハッブル関数と加速パラメーターは、無次元のスケール係数の関数として明示的に表されます。宇宙時間の関数としてのスケールファクターは求積法で見られ、分析的、定性的、数値的に記述されます。漸近解析により、ビッグリップ、リトルリップ、および疑似リップ（deSitterタイプ）に典型的な動作に関してモデルを分類することができました。超指数関数的拡張と対称バウンスを説明する2つの興味深い正確な宇宙論的解決策について説明します。暗黒流体の状態関数と宇宙の幾何学的特性の準周期的振る舞いに対応する新しい解が提示されます。
木星惑星の形成の降着モデルのいくつかの部分は、パラティーニ重力の文脈で研究されています。主に臨界コア質量、つまり暴走降着の開始点である惑星のエンベロープの静水圧平衡解がない質量に焦点を当てます。また、惑星が固体コアの周りに巨大なガス状のエンベロープを持つことができるように、惑星が満たす必要のある条件についても説明します。
軽いボソンのボーズ・アインシュタイン凝縮（BEC）からの宇宙の暗い側面の統一された画像を記述する宇宙論的解の実行可能性を調べます。BECのエネルギー密度は、その量子ポテンシャルとともに、（塵のような）冷たい暗黒物質と暗黒エネルギー成分が同じ源から現れるという意味で、実際にそのような統一を説明することができます。特に、ダークエネルギーの大部分は、量子補正されたRaychaudhuri-Friedmann方程式で、対応する確率密度がエネルギーとして解釈されるような「巨視的」BEC波動関数と見なされる場合、量子ポテンシャルに起因する可能性があります。ほこりっぽい流体の密度。しかし、BECの質量を決定的に決定する、有効な暗黒エネルギーと暗黒物質の含有量に対して、目に見えるバリオンでさえ、純粋に量子力学的逆反応効果が生じます。物理的考察から、このような逆反応、したがってBEC質量に対する制約を決定し、最近の観測データを使用して同じものを推定します。
数学的宇宙論の100年：モデル、理論、および問題
| Title |
100_years_of_mathematical_cosmology:_Models,_theories,_and_problems |
| Authors |
Spiros_Cotsakis_and_Alexander_P._Yefremov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16443 |
数学的宇宙論の初歩的な調査が提示されます。1917年のアインシュタインの静的宇宙の時代から今日まで、特定の重要なアイデアと開発を定性的にカバーします。プレゼンテーションを4つの主要部分に分割します。最初の部分には、1960年までに発見された重要な宇宙論が含まれます。2番目の期間（1960-80）には、標準宇宙論の幾何学的拡張、特異点、カオス的振る舞い、および素粒子物理学のアイデアの初期入力に関する議論が含まれます。宇宙論に。第3期（1980〜2000年）の調査では、インフレーション、多元宇宙、量子、カルツァクライン、ストリング宇宙論、ワームホールと赤ちゃんの宇宙、宇宙論的安定性、重力の変化の主なアイデアについて簡単に説明します。今日終了する最後の期間には、M理論宇宙論、ブレーンワールド、風景、位相幾何学の問題、測定問題、一般性、動的特異点、ダークエネルギーなどのさまざまなより高度なトピックが含まれます。私たちは、理論的宇宙論の開発の全期間を通して実行される特定のスレッドを強調し、フィールドの全体的な構造におけるそれらの重要性を強調します。最後に、王立協会Aの哲学的取引、テーマ問題「数学的宇宙論の未来」に寄稿されたすべての論文の要約を含めて、この概要を締めくくります。
STEREO-Aと55$^ \circ$の角距離での風によってその場で観測されたコロナ質量放出と磁気放出
| Title |
A_Coronal_Mass_Ejection_and_Magnetic_Ejecta_Observed_In_Situ_by_STEREO-A_and_Wind_at_55$^\circ$_Angular_Separation |
| Authors |
No\'e_Lugaz,_Tarik_M._Salman,_Charles_J._Farrugia,_Wenyuan_Yu,_Bin_Zhuang,_Nada_Al-Haddad,_Camilla_Scolini,_R\'eka_M._Winslow,_Christian_M\"ostl,_Emma_E._Davies_and_Antoinette_B._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16477 |
{\itinsitu}の分析と、2021年2月20日に噴火し、太陽地球関係観測所（STEREO）-Aと{\itWind}の両方に影響を与えたコロナ質量放出（CME）のリモートセンシング測定を示します。55$^\circ$によって縦方向に分離された宇宙船。両方の宇宙船での2021年2月24日の測定は、磁気噴出物（ME）の通過と一致しており、これは報告されている最も広いマルチ宇宙船ME検出の1つです。CMEは、太陽の南半球からの低傾斜で幅の広いフィラメントの噴火に関連しており、E34の周りでSTEREO-Aと{\itWind}の間を伝播します。STEREO-Aでの測定値は、中程度の速さ（$\sim425$〜km\、s$^{-1}$）の衝撃駆動MEの通過を示しており、高値の終了後2〜3日で発生します。スピードストリーム（HSS）。{\itWind}での測定では、衝撃や鞘がなく、背中の内側で発生する、より速く（$\sim490$〜km\、s$^{-1}$）、はるかに短いMEが示されています。HSSの一部。両方の宇宙船で測定されたMEの向きは、湾曲したフラックスロープの脚に近い通路と一致しています。{\itWind}で観測されたMEの短い持続時間と、2つの宇宙船間の超熱電子ピッチ角データの違いは、一般的な期待を満たさない唯一の結果です。これらの測定の結果について、CMEの形状と範囲の理解、およびCMEとHSS間の相互作用の明確な署名の欠如について説明します。
