確率的インフレーションにおける滑らかな粗視化とカラードノイズのダイナミクス
一般的なクラスの指数フィルターを使用して、確率的インフレを粗視化することを検討します。このような粗視化処方は、$e$倍の時間で相関するカラードノイズに基づくインフラトン-ランジュバン方程式を生み出します。ダイナミクスは、最初にスローロールで単純なポテンシャルについて研究され、後で数値シミュレーションと比較される1次の摂動半分析計算が使用されます。後続の計算は、タイプ$\big\langle\xi（N）\xi（N'）\big\rangle_{（n）}\sim\left（\cosh\left[n（N-N'）+1\right]\right）^{-1}$。曲率摂動$\mathcal{P}_{\zeta}$のパワースペクトルは、初期の$e$倍で抑制され、抑制は$n$によって制御されることがわかります。さらに、先行次数、指数関数的に相関するノイズを使用し、最初の通過時間分析を実行して、確率的$e$倍分布$\mathcal{N}$の統計を計算し、$eの平均数の近似式を導き出します。$-$\big\langle\mathcal{N}\big\rangle$を折ります。分析結果をインフラトンダイナミクスの数値シミュレーションと比較すると、一次ノイズ相関関数を正確なノイズの非常に優れた近似として使用できることがわかります。後者はシミュレーションがより困難です。
分散抑制シミュレーションにおける偏りのあるトレーサーの統計
| Title |
Statistics_of_biased_tracers_in_variance-suppressed_simulations |
| Authors |
Francisco_Maion,_Raul_E._Angulo,_Matteo_Zennaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03868 |
宇宙の大規模構造を解析する上で、宇宙論的シミュレーションはますます重要な役割を果たしています。最近、それらは、摂動バイアス拡張とN体シミュレーションから抽出された変位場を組み合わせて、バイアスされたトレーサーのクラスタリングを記述するハイブリッドモデルを構築する上で特に重要になっています。ここでは、「Fixing-and-pairing」（F＆P）と呼ばれる手法を使用したシミュレーションにより、このようなハイブリッドモデルの統計的精度を劇的に向上できることを示します。具体的には、数値的および分析的手段により、F＆Pシミュレーションが、ハイブリッドモデルで使用されるすべての統計の偏りのない推定を提供すると同時に、大規模での不確実性を最大2桁削減することを示します。これは、EUCLIDのような調査が、調査量の10％である2Gpcのシミュレーションを使用して分析できることを大まかに意味します。私たちの仕事は、銀河団の現在のハイブリッド理論モデルに対するF＆Pの堅牢性を確立します。これは、大規模構造測定の最適な活用を達成するための重要なステップです。
XXL調査：XLVIII;遠方のXXLクラスターのX線追跡：質量、スケーリング関係、AGN汚染
| Title |
The_XXL_Survey:_XLVIII;_X-ray_follow-up_of_distant_XXL_clusters:_Masses,_scaling_relations_and_AGN_contamination |
| Authors |
R._T._Duffy,_C._H._A._Logan,_B._J._Maughan,_D._Eckert,_N._Clerc,_S._Ettori,_F._Gastaldello,_E._Koulouridis,_M._Pierre,_M._Ricci,_M._Sereno,_I._Valtchanov,_J._P._Willis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03945 |
XXLサーベイで$z>1$で発見された6つのクラスターの詳細なフォローアップXMM-Newton観測を使用して、それらのX線特性のロバストな測定値を取得し、低赤方偏移でのスケーリング関係が$で有効である程度を調査します。z>1$。このサンプルは、AGN汚染について調査されているためユニークであり、体系的な不確実性によって測定が損なわれることはなく、たとえばSunyaev-Zel'dovich（SZ）で選択されたクラスターを使用した場合など、通常よりも高い赤方偏移で質量を小さくします。他の高赤方偏移クラスター候補におけるAGNの存在をテストするために、XXLクラスターフラックスへの点源のフラックス寄与を決定し、3XLSSJ231626.8-533822がクラスターおよび3XLSSJ232737として誤って分類された点源であることがわかります。.3-541618は本物のクラスターになります。既知の選択関数を使用して、$z>1$X線で選択された銀河団の明るいサブサンプルの静水圧質量を測定する最初の試みを示します。高粒子バックグラウンドの期間は、観察の有効曝露時間を大幅に短縮し（場合によっては>50％を失う）、この研究の力を制限しました。より高い質量で補完的なSZ選択クラスターサンプルと組み合わせると、データはICMプロパティとクラスター質量の間の低赤方偏移スケーリング関係の自己類似の進化とほぼ一致しているように見え、X線温度、ガス質量、SZ信号は、高赤方偏移でも信頼できるマスプロキシのままです。
宇宙の再電離の時代への連星の寄与のクラッシュシミュレーション
| Title |
A_CRASH_simulation_of_the_contribution_of_binary_stars_to_the_epoch_of_reionization |
| Authors |
Qing-Bo_Ma,_Silvia_Fiaschi,_Benedetta_Ciardi,_Philipp_Busch,_Marius_B._Eide |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04077 |
一連の3D放射伝達シミュレーションを使用して、再電離の時期に銀河内のバイナリスターの大部分が銀河間物質の物理的特性（つまり、水素とヘリウムのガス温度とイオン化状態）に与える影響を研究します。、イオン化された気泡のトポロジーと21cmのパワースペクトルについて。以前の文献と一致して、連星を含めることでHIとHeIの再電離プロセスをスピードアップできる一方で、HeIIの再電離は依然としてよりエネルギーの高い源、特にブラックホールの降着によって支配されていることがわかります。連星で達成された初期のイオン化は、冷却と再結合のためのより多くの時間を可能にするので、連星によって完全にイオン化されたガスは、通常、任意の赤方偏移で単一星によってイオン化されたガスよりも低温です。同じ体積平均イオン化率で、連星を含めると、小さなイオン化気泡が少なくなり、大きな気泡が多くなり、21cmのパワースペクトルの大規模にも目に見える影響があります。
遷移ディスクキャビティ全体のガス温度構造
| Title |
Gas_temperature_structure_across_transition_disk_cavities |
| Authors |
M._Leemker,_A._S._Booth,_E._F._van_Dishoeck,_A._F._P\'erez-S\'anchez,_J._Szul\'agyi,_A._D._Bosman,_S._Bruderer,_S._Facchini,_M._R._Hogerheijde,_T._Paneque-Carre\~no,_J._A._Sturm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03666 |
[要約]高角度分解能で観察されたほとんどのディスクは、下部構造を示しています。これらを理解するには、ガスの面密度と温度に関する知識が不可欠です。この作業の目的は、2つの遷移ディスク（LkCa15とHD169142）のガス温度と面密度を制限することです。アーカイブ$とともに$^{13}$CO$J=6-5$遷移の新しいALMA観測を使用します。J=2-1$データの$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$Oは、ガス温度と面密度を観測的に制約します。さらに、熱化学コードDALIを使用して、一般的な遷移ディスクの温度と密度の構造をモデル化します。LkCa15の$6-5/2-1$ライン比は、ダストキャビティ内の放出層のガス温度を最大65Kに制限し、20-30Kの外側ディスクよりも暖かくします。HD169142の場合、ピーク輝度温度は、HD169142のダストキャビティ内のガスを170Kに制限しますが、外側のディスクのガスはわずか100Kです。モデルは、中央の星がより明るく、PAHの量が少なく、ダストがないことも示しています。内側のディスクは、放出層の温度を上昇させ、したがってガスキャビティ内のライン比を上昇させます。LkCa15ダストキャビティ内のガス柱密度は、外側のディスクと比較して2倍以上低下し、さらに10AUでガスキャビティ内で1桁低下します。HD169142の場合、ガス柱密度はガスキャビティ内で200$-$500の係数で低下します。これは、数M$_{\mathrm{J}}$の大規模なコンパニオンが原因である可能性があります。LkCa15の10-68AUからの広いダスト枯渇ガス領域は、いくつかのより低い質量の惑星を意味するかもしれません。この研究は、ガスの表面密度を決定するためにガス温度の知識が重要であり、したがって惑星が、もしそうなら、どの種類の惑星がダスト空洞を彫っている可能性が高いかを決定することを示しています。
MOA-2020-BLG-135Lb：拡張MOA-II太陽系外惑星マイクロレンズ統計分析のための新しいネプチューンクラスの惑星
| Title |
MOA-2020-BLG-135Lb:_A_New_Neptune-class_Planet_for_the_Extended_MOA-II_Exoplanet_Microlens_Statistical_Analysis |
| Authors |
Stela_Ishitani_Silva_(1_and_2_and_3),_Cl\'ement_Ranc_(4_and_3),_David_P._Bennett_(1_and_5_and_3),_Ian_A._Bond_(6_and_3),_Weicheng_Zang_(7_and_8)_(Leading_Authors),_Fumio_Abe_(9_and_3),_Richard_K._Barry_(1_and_3),_Aparna_Bhattacharya_(1_and_5_and_3),_Hirosane_Fujii_(9_and_3),_Akihiko_Fukui_(10_and_11_and_3),_Yuki_Hirao_(12_and_3),_Yoshitaka_Itow_(9_and_3),_Rintaro_Kirikawa_(12_and_3),_Iona_Kondo_(12_and_3),_Naoki_Koshimoto_(1_and_5_and_12_and_3),_Yutaka_Matsubara_(9_and_3),_Sho_Matsumoto_(12_and_3),_Shota_Miyazaki_(12_and_3),_Yasushi_Muraki_(9_and_3),_Greg_Olmschenk_(1_and_13_and_3),_Arisa_Okamura_(12_and_3),_Nicholas_J._Rattenbury_(14_and_3),_Yuki_Satoh_(12_and_3),_Takahiro_Sumi_(12_and_3),_Daisuke_Suzuki_(12_and_3),_Taiga_Toda_(12_and_3),_Paul_._J._Tristram_(15_and_3),_Aikaterini_Vandorou_(1_and_5_and_3),_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03672 |
新しいネプチューンクラスの惑星、MOA-2020-BLG-135Lbの発見につながるイベントMOA-2020-BLG-135の光度曲線分析を報告します。導出された質量比が$q=1.52_{-0.31}^{+0.39}\times10^{-4}$で、分離が$s\approx1$の場合、惑星は太陽系外惑星のブレークとピークに正確に位置します。MOAコラボレーションによって導出された質量比関数（Suzukietal.2016）。銀河モデルに基づいてレンズシステムの特性を推定し、2つの異なるベイズ事前確率を考慮します。1つはすべての星が等しい惑星ホスティング確率を持っていると仮定し、もう1つは惑星がより重い星を周回する可能性が高いと仮定します。事前に均一なホスト質量がある場合、レンズシステムは質量$m_\mathrm{planet}=11.3_{-6.9}^{+19.2}M_\oplus$の惑星と質量のホスト星である可能性が高いと予測します。$M_\mathrm{host}=0.23_{-0.14}^{+0.39}M_\odot$、距離$D_L=7.9_{-1.0}^{+1.0}\;\mathrm{kpc}$。惑星の発生がホストの星の質量に比例することを保持する事前条件では、推定されるレンズシステムのプロパティは$m_\mathrm{planet}=25_{-15}^{+22}M_\oplus$、$M_\mathrm{host}=0.53_{-0.32}^{+0.42}M_\odot$、および$D_L=8.3_{-1.0}^{+0.9}\;\mathrm{kpc}$。この惑星は、拡張されたMOA-II太陽系外惑星マイクロレンズサンプルに含まれる資格があります。
N体の相互作用は、VLTI-GRAVITYを使用して5年以内にHR-8799システムで検出可能になります
| Title |
N-body_Interactions_will_be_Detectable_in_the_HR-8799_System_within_5_years_with_VLTI-GRAVITY |
| Authors |
Sofia_Covarrubias,_Sarah_Blunt,_Jason_J._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03679 |
ケプラーの軌道は、直接画像化された惑星の位置天文運動の大部分を占めていますが、N体相互作用による摂動により、多体惑星システムの太陽系外惑星の質量を直接制約することができます。これは、現在ほとんどすべてがモデルに依存する質量しかない、大規模な直接画像化された惑星の理解を向上させる可能性があります。VLTI-GRAVITY機器は、干渉法が既存の方法よりも100倍優れた位置天文学の精度（GravityCollaborationetal。2019）を達成できることを実証しました。これは、惑星と惑星の相互作用の検出を可能にするレベルの精度です。この研究では、HR-8799システムでは、現在使用されているケプラーの近似（Lacouretal。2021）からの惑星-惑星の偏差は、5年以内に最大1/4ミリアーク秒になると予想されることを示しています。それらをVLTI-GRAVITYで検出可能にします。太陽系外惑星の質量を直接制約するこのシステムのモデリングは、正確な予測を行うために重要です。
原始惑星系円盤におけるダストガス結合の自己無撞着モデル
| Title |
A_Self-Consistent_Model_for_Dust-Gas_Coupling_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Konstantin_Batygin_and_Alessandro_Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03700 |
原始惑星系円盤内で発生するさまざまな物理的プロセス（氷/岩石粒子の垂直沈降、固体の放射状ドリフト、微惑星形成、および惑星降着自体を含む）は、H/Heガスと高$Zの間の流体力学的相互作用によって促進されます$ほこり。したがって、ダストとガスの結合の強さを定量化するストークス数は、原始惑星系円盤の進化において中心的な役割を果たし、その不十分な決定は、惑星形成の理論における不確実性の重要な原因を構成します。この作業では、ダストとガスの結合の簡単なモデルを示し、星雲の降着率$\dot{M}$と乱流パラメーター$\alpha$の指定された組み合わせについて、ストークス数は一意に計算できます。私たちのモデルは、ストークス数が軌道半径とともに亜線形に増加するが、水氷線を横切って劇的に増加することを示しています。$\dot{M}=10^{-8}\、M_{\odot}/$yearおよび$\alpha=10^{-3}$の基準となる原始惑星系円盤のパラメーターの場合、私たちの理論はストークスの特性値を生成します。内側の星雲と$\mathrm{St}\sim10^{-1}の$\mathrm{St}\sim10^{-4}$（$\sim$mmサイズのケイ酸塩ダストに対応）のオーダーの数$（$\sim$数cmサイズの氷のような粒子に対応）、ディスクの外側の領域。したがって、固体は、氷線内で垂直方向に十分に混合されたままで、大きなステロセントリック距離で薄いサブディスクに定着すると予想されます。
地球は残り物を食べましたか？後期ベニヤの構成要素としての衝撃噴出物
| Title |
Did_Earth_eat_its_leftovers?_Impact_ejecta_as_a_component_of_the_late_veneer |
| Authors |
Philip_J._Carter_and_Sarah_T._Stewart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03979 |
地球のマントルに高度に親油性の元素が存在することは、「後期降着」の段階での最後の巨大な衝突の後に、地球の質量のごく一部が放出されたことを示しています。後期に付着した物質の性質と後期に付着した物体のサイズについては、現在も議論が続いています。地球は、エンスタタイトコンドライトとエイコンドライトに同位体的に最も類似しているように見えます。後期降着は、通常のコンドライトや炭素質コンドライトではなく、内側の円盤に由来する頑火輝石のような物体によって支配されていたに違いないことが示唆されています。ここでは、降着シミュレーションの後期段階で内部ディスクに存在する「残りの」微惑星の来歴を調べます。動的に励起された惑星の形成は、同様の来歴を持つ惑星と胚を生成します。これは、月を形成するインパクターが、原始地球と非常によく似た安定同位体組成を持っていた可能性があることを示唆しています。一般的に、地球のような惑星と同様の来歴を持ついくつかの微惑星サイズの物体は、成長の主な段階の終わりに残されます。最も化学的に類似した微惑星は、通常、数百万年前に放出された原始惑星の断片です。これらの同様の来歴の物体が後で惑星によって付着された場合、それらは地球の組成と自然に一致する後期に付着した質量を表します。ジャイアントインパクトフェーズの間に存在する微惑星サイズの物体は、原始地球と同様のコアの出所で、大きなコア質量分率を持つことができます。これらの体は、非常に親油性の元素の重要な潜在的な供給源です。残りの微惑星のコアフラクションの範囲は、マントルの高度に親鉄性の元素に基づく後期降着の質量と起源に関する単純な推論を複雑にします。
ホットジュピターHD209458bの大気化学を、赤外線透過および発光スペクトルを介してその形成位置にリンクする
| Title |
Linking_atmospheric_chemistry_of_the_hot_Jupiter_HD_209458b_to_its_formation_location_through_infrared_transmission_and_emission_spectra |
| Authors |
Spandan_Dash,_Liton_Majumdar,_Karen_Willacy,_Shang-Min_Tsai,_Neal_Turner,_P._B._Rimmer,_Murthy_S._Gudipati,_Wladimir_Lyra,_and_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04103 |
ホットジュピターの大気中の炭素、窒素、および酸素の元素比は、原始星円盤におけるそれらの形成位置への手がかりを保持している可能性があります。この作業では、ホットジュピターHD209458bのエンベロープのソースとして、ディスク化学反応速度モデルのいくつかの場所からのC、N、およびOの気相化学物質量を採用し、1D化学反応速度モデルを使用して惑星の大気組成を進化させます。垂直混合と光化学の両方。2つの大気圧-温度プロファイルを検討します。1つは熱逆転層あり、もう1つは逆転層なしです。結果として得られた32の大気組成プロファイルのそれぞれから、分子CH4、NH3、HCN、およびC2H2は、現実的な非反転P-Tプロファイルを使用して計算された大気において、分析P-Tプロファイル。また、これらの大気の合成透過スペクトルと発光スペクトルを計算し、惑星のエンベロープが付着したディスク内の場所によって多くのスペクトルの特徴が異なることを発見しました。最新の高解像度地上観測を使用して検出された種と比較することにより、私たちのモデルは、HD209458bが原始星円盤からの超太陽C/O比でCO2とCH4氷線の間のガスの大部分を付着させた可能性があることを示唆しています。ターンは、原始星の雲からその化学的存在量を直接受け継いでいます。最後に、JamesWebbSpaceTelescope（JWST）を使用して惑星の観測をシミュレートし、主要な種のスペクトルシグネチャの違いを認識できることを示します。私たちの研究は、ホットジュピターの形成環境への新しい洞察を提供する上でのJWSTの非常に重要なことを示しています。
冥王星の軌道の異常な特性の多くは、初期の太陽系の歴史における巨大惑星の軌道移動の証拠として広く受け入れられています。ただし、一部のプロパティは謎のままです。冥王星の長期的な軌道安定性は、方位角と緯度での近日点の位置を制限する軌道の2つの特別な特性によってサポートされています。冥王星の軌道力学を再考し、近日点の位置を制限する上での巨大惑星の個々のおよび集合的な重力効果を解明することを目的としています。海王星からの共鳴摂動は冥王星の近日点位置の方位角制約を説明しますが、緯度制約の長期的かつ着実な持続は、特定の軌道構造から偶然に生じる狭い範囲の追加の経年強制でのみ可能であることを示します他の巨大な惑星。私たちの調査では、木星が主に安定化の影響を及ぼしているのに対し、天王星は冥王星の軌道に主に不安定化の影響を及ぼしていることもわかりました。全体として、冥王星の軌道は意外にも強い混沌のゾーンに近いです。
非炭素質-炭素質隕石二分法と原始太陽系星雲形成のための鉄隕石中の比較的高レベルの初期$^{60}$Feの考えられる意味
| Title |
Possible_Implications_of_Relatively_High_Levels_of_Initial_$^{60}$Fe_in_Iron_Meteorites_for_the_Non-Carbonaceous_--_Carbonaceous_Meteorite_Dichotomy_and_Solar_Nebula_Formation |
| Authors |
Alan_P._Boss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04134 |
クックら。（2021）鉄隕石は、$^{60}$Fe/$^{56}の安定同位体$^{56}$Feに対する短寿命同位体$^{60}$Feの初期存在比を持っていることを発見しました。$Fe$\sim$$（6.4\pm2.0）\times10^{-7}$。これには、II型超新星（SNII）からプレソーラー分子雲コアへの生きた$^{60}$Feの注入が必要と思われます。これは、観測された比率が、予想されるよりも10倍以上高いためです。銀河系の化学進化の結果として、周囲の星間物質（ISM）で。超新星のトリガーと注入のシナリオは、初期の$^{60}$Feレベルの上昇を簡単に説明し、さらに、隕石の非炭素質-炭素質（NC-CC）二分法を説明するための物理的メカニズムを提供します。NC-CCシナリオは、太陽系星雲が最初に超新星由来の核種に富む物質を降着させ、次に超新星由来の核種を枯渇させた物質を降着させると仮定しています。NC-CCの二分法は、$^{60}$Feのような短命の同位体ではなく、安定核種を指しますが、SNIIトリガー仮説は、原始太陽系星雲によって蓄積される核種の説明のつかない変化の説明を提供します。SNII衝撃波崩壊の三次元流体力学的モデルは、太陽前雲コアの崩壊を引き起こした後、原始星に十分な速度で、結果として生じる原始星/ディスクを加速しながら、衝撃波面が局所ISMを一掃することを示しています/diskシステムが$\sim$1Myr内で遭遇する巨大な分子雲複合体のより遠い領域で、超新星由来の核種の在庫が枯渇していると予想される場合があります。
ほこりっぽい周連星円盤：内部空洞構造と移動する惑星の停止位置
| Title |
Dusty_circumbinary_discs:_inner_cavity_structures_and_stopping_locations_of_migrating_planets |
| Authors |
Gavin_A._L._Coleman,_Richard_P._Nelson,_Amaury_H._M._J._Triaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04152 |
惑星が埋め込まれている場合とない場合の、ガスと塵からなる周連星円盤の2流体流体力学シミュレーションの結果を示し、塵が潮汐的に切り詰められた内部空洞の構造と移動する惑星の駐車位置に及ぼす影響を調べます。この概念実証研究では、Kepler-16および-34の類似体を検討し、ストークス数が$10^{-4}\leSt\le10^{-1}$の範囲のダスト流体とdust-を調べます。対ガス比0.01および1。標準的なダスト対ガス比0.01の場合、ダストを含めることは、無塵シミュレーションと比較して、埋め込まれた惑星の空洞および停止位置にわずかな影響しか及ぼさないことがわかります。しかし、ダストのドリフトと蓄積が大きいために発生すると考えられる、ダストとガスの比率が高くなると、ダストは内部空洞を収縮および循環させることで劇的な効果を発揮し、惑星の駐車場所をもたらすことがわかります。中央のバイナリに近い。この研究は、周連星円盤と惑星の研究においてガスと塵の両方を考慮することの重要性を示し、これまでガスのみの流体力学を使用して説明することが困難であったケプラー-34bなどの周連星惑星の軌道特性を説明する潜在的な手段を提供しますシミュレーション。
太陽系外と星間物質におけるH${} _ {2}$O氷の粒径推定の不一致
| Title |
Discrepancy_in_Grain_Size_Estimation_of_H${}_{2}$O_Ice_in_the_Outer_Solar_System_and_the_Interstellar_Medium |
| Authors |
A._Emran_and_V._F._Chevrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04192 |
太陽系の外側の本体と星間物質でのアモルファスおよび結晶水（H${}_{2}$O）の氷の広範な検出は、過去数十年にわたって確認されています。放射伝達モデル（RTM）は、近赤外線（NIR）波長からH${}_{2}$O氷の粒子サイズを推定するために使用されます。土星の衛星のH${}_{2}$Oの氷の粒径（Hansen、2009）、および窒素（N${}_{2}$）とメタン（CH${}_{4}$）使用されたさまざまな散乱モデルのために、カイパーベルトオブジェクト上の氷が報告されています（EmranandChevrier、2022）。15、40、60、および80K（アモルファス）と20、40、60、および80K（結晶）の温度でのH${}_{2}$O氷の粒径推定の不一致を評価します。-外側の太陽系およびそれ以降に関連します。NIR波長（1〜5$\）での光学定数から、ミー理論（Mie、1908）とハプケ近似モデル（Hapke、1993）を使用して、H${}_{2}$O氷相の単一散乱アルベドを比較します。mu$m）。この研究は、Hapke近似モデル（Hapkeスラブおよび内部散乱モデル（ISM））が、15〜80Kの温度でのアモルファス相と比較して、全体として結晶相の粒子サイズを予測することを明らかにしています。ただし、Hapkeスラブモデル一般に、ISMはより高い不確実性を示しますが、Mieモデルの予測とほぼ同じ粒度を推定します。H${}_{2}$Oの氷の粒子サイズを推定する際には、太陽系外体の未知のスペクトルおよびそれ以降のスペクトルに三重モデルを使用することをお勧めします。RTMを使用するための近似モデルを選択するときは、内部散乱モデルよりもHapkeスラブ近似モデルを使用することをお勧めします。
3DGCMの正味反応を伴うミニ化学スキームI.:熱化学反応速度論
増大する証拠は、全球組成分布が観測データの解釈において議論の余地のない役割を果たしていることを示しています。化学と雲の信頼できる処理を備えた3D大循環モデル（GCM）は、今後の観測の準備において特に重要です。3D化学-気候モデリングを実現するための取り組みにおいて、課題は主に、多数の化学種と反応を処理するために必要な高価な計算能力にあります。堅牢で計算効率の高い化学スキームの必要性に動機付けられて、H$_2$が支配的な雰囲気に対して最小限の種と反応を備えたミニ化学ネットワークを考案します。多数の中間反応を正味の反応に置き換えることにより、完全な反応速度モデルであるVULCANから化学ネットワークを単純化するための新しい手法を適用します。化学種の数は67から12に削減され、H$_2$O、CH$_4$、CO、CO$_2$、C$_2$H$_2など、熱的および観測的に重要な主要な種が保持されます。$、NH$_3$、およびHCN。総反応のサイズは$\sim$800から20に大幅に削減されます。ミニ化学スキームは、時間的進化を検証し、4つの太陽系外惑星大気（GJ1214b、GJ436b、HD189733b、HD）で予測される組成をベンチマークすることによって検証されます。209458b）VULCANの完全な動力学に対して。これは、さまざまな金属と炭素対酸素（C/O）比にわたって、1bar〜0.1mbarの圧力範囲で、主要な種の化学反応速度と組成分布を1桁以内で再現します。ミニケミカルスキームの小規模により、簡単な使用と高速な計算が可能になり、3DGCMまたは検索フレームワークでの実装に最適です。この論文では正味反応の熱化学反応速度論に焦点を当て、フォローアップ論文で光化学について取り上げます。
$ z \sim6$クエーサーコンパニオンでの強化された星形成
| Title |
Enhanced_star_formation_in_$z\sim6$_quasar_companions |
| Authors |
Tommaso_Zana,_Simona_Gallerani,_Stefano_Carniani,_Fabio_Vito,_Andrea_Ferrara,_Alessandro_Lupi,_Fabio_Di_Mascia,_Paramita_Barai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03658 |
$z\sim6$の超大質量ブラックホール（MBH、$>10^8〜M_{\odot}$）を動力源とするクエーサーは、宇宙の過密領域に存在すると予測されています。しかし、これまでの観測では、統計が限られているため、この期待を確認することはできませんでした。コンパニオン銀河の星形成率（SFR）を抑制または刺激し、予想されるバイアスを変更する可能性のあるクエーサー流出（つまりフィードバック）の考えられる影響によって、画像はさらに複雑になります。ここでは、フィードバックが含まれている、またはオフになっているクエーサーの宇宙論的ズームインシミュレーションを比較することにより、コンパニオンのプロパティと検出可能性に対するフィードバックの影響を定量化します。フィードバックなしの場合に関しては、（a）流出の影響を直接受けたコンパニオンは、SFRが2〜3ドル増加し、（b）より大規模になる傾向があります。どちらの効果も、[CII]158$\mu$mとUV光度関数をより明るい光度にシフトします。これは、最近のALMA[CII]調査の最も明るいクエーサーの周りで発見されたものと一致して、クエーサーフィードバックが有効なクエーサーバイアスをわずかに増加させ、観測可能なクエーサーコンパニオンの数密度を高めると結論付けます。JWSTおよび/またはALMAで実行されたより深い観測は、より多くのより暗いクエーサーの仲間を検出することによって、この結果の統計的有意性を改善します。
大きなホスト銀河から遠く離れた矮小銀河であるWLMの動圧ストリッピングの証拠
| Title |
Evidence_of_ram_pressure_stripping_of_WLM,_a_dwarf_galaxy_far_away_from_any_large_host_galaxy |
| Authors |
Yanbin_Yang,_Roger_Ianjamasimanana,_Francois_Hammer,_Clare_Higgs,_Brenda_Namumba,_Claude_Carignan,_Gyula_I._G._J\'ozsa,_Alan_W._McConnachie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03662 |
矮小銀河は、あらゆる質量の銀河で通常機能しているすべての進化過程の影響を受けます。しかし、矮小銀河はより暗くて質量が小さいため、これらのシステムをより簡単に混乱させる可能性のある環境メカニズムの影響を特に受けやすくなっています。重要なことに、近くの大きな銀河の存在は、矮小銀河に大きな影響を与えると予想されます。大きな銀河からの重力（特に潮汐によって引き起こされる）効果は、小人から質量を失う原因となる可能性があり、大銀河を取り巻くガス状媒体を小人が通過すると、さらに、ラム圧力ストリッピング。このような影響は、「衛星」と「野外」の矮小銀河集団の違いの主な原因であると考えられています。ここでは、はるかに複雑な状況を示す、ローカル宇宙の孤立したガスが豊富な矮小銀河の原型であるウルフ-ランドマーク-メロット（WLM）のガス含有量の新しい観測について報告します。そのガス状ディスクの以前の研究は、それが運動学を混乱させたことを示唆しています。ここでは、WLMの空間運動とは反対方向にある、4つの後続の拡張ガス雲と、WLMガスと星の間の空間オフセットを特定します。全体として、このガスの形態と運動学は、天の川とM31からそれぞれ930と830kpcであるにもかかわらず、WLMがラム圧力ストリッピングを受けていることを示しています。この発見は、大銀河から遠く離れた銀河間ガス貯留層の存在を示しており、その大小両方の銀河における進化的役割は十分に理解されていない可能性があります。
エネルギーを与える星形成：H $ _3 $ O $ ^+$とSOのALCHEMI測定から導き出されたNGC253の宇宙線イオン化率
| Title |
Energizing_Star_Formation:_The_Cosmic_Ray_Ionization_Rate_in_NGC_253_Derived_From_ALCHEMI_Measurements_of_H$_3$O$^+$_and_SO |
| Authors |
Jonathan_Holdship,_Jeffrey_G._Mangum,_Serena_Viti,_Erica_Behrens,_Nanase_Harada,_Sergio_Mart\'in,_Kazushi_Sakamoto,_Sebastien_Muller,_Kunihiko_Tanaka,_Kouichiro_Nakanishi,_Rub\'en_Herrero-Illana,_Yuki_Yoshimura,_Rebeca_Aladro,_Laura_Colzi,_Kimberly_L._Emig,_Christian_Henkel,_Yuri_Nishimura,_V\'ictor_M._Rivilla_and_Paul_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03668 |
宇宙線イオン化率（CRIR）は、星間物質の物理的および化学的プロセスを理解する上で重要なパラメーターです。宇宙線は、星形成領域の重要なエネルギー源であり、星の形成を促進する物理的および化学的プロセスに影響を与えます。スターバースト銀河NGC253の分子周囲帯（CMZ）の以前の研究では、高いCRIR値の証拠が見つかりました。天の川銀河内の平均宇宙線電離率の$10^3-10^6$倍。これは幅広い制約であり、この調査の1つの目標は、この値をはるかに高い精度で決定することです。CRIRを測定するために、NGC253の中央分子ゾーンに向けたALMA観測を活用します。最初に、H$_3$O$^+$とSOの存在比がCRIRに強く敏感であることを示します。次に、化学的および放射伝達モデルをネストされたサンプリングと組み合わせて、遷移からの放出によるNGC253のいくつかの星形成領域のガス特性とCRIRを推測します。モデル化された4つの領域のそれぞれが$（1-80）\times10^{-14}$s$^{-1}$の範囲のCRIRを持ち、この結果が他の種の存在量に適切に適合することがわかります。C$_2$H、HCO$^+$、HOC$^+$、COなどの宇宙線に敏感であると考えられています。衝撃モデルとPDR/XDRモデルから、UV/X線駆動でも衝撃でもないことがさらにわかります。これらのプロセスのいずれもこれらの種すべての存在量に適切に適合できないため、優勢な化学は実行可能な単一の選択肢です。
彗星雲LDN1616の磁場と若い恒星状天体
| Title |
Magnetic_fields_and_young_stellar_objects_in_cometary_cloud_LDN_1616 |
| Authors |
Piyali_Saha_(1),_Archana_Soam_(2),_Tapas_Baug_(1),_Maheswar_G._(2),_Soumen_Mondal_(1),_and_Tuhin_Ghosh_(3)_((1)_Satyendra_Nath_Bose_National_Centre_for_Basic_Sciences_(SNBNCBS),_Salt_Lake,_Kolkata-700_106,_India,_(2)_Indian_Institute_of_Astrophysics_(IIA),_Koramangala,_Bangalore_560034,_India,_(3)_School_of_Physical_Sciences,_National_Institute_of_Science_Education_and_Research,_HBNI,_Jatni_752050,_Odisha,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03681 |
LDN1615/1616とCB28（以下、L1616）は一緒になって、オリオンOB1アソシエーションの西約8度の角距離に位置し、ほぼ東西方向に沿って整列し、明確なヘッドテール構造を示す彗星小球を形成します。。オリオン座の三つ星の中に巨大な星が存在することが、L1616の星形成の放射線駆動爆縮モードの原因であると考えられてきました。L1616に関連する以前から知られている若い恒星状天体（YSO）の最新のガイアEDR3測定に基づいて、この雲までの距離は384$\pm$5pcであることがわかります。周囲磁場（B$_{POS}$）ジオメトリの空の平面コンポーネントをマッピングするL1616に向けた光学偏光測定を提示します。L1616に関連するYSOの固有運動に基づいて、エキサイティングな星$\epsilon$Oriに関連するそれらの空の平面の運動を調査します。YSOの距離と固有運動のGaiaEDR3測定を使用して、既知のYSOと共動する2つの追加のソースを見つけます。1つの共動源はHD33056、B9星であり、もう1つは以前の研究で報告されていない若い前主系列星である可能性があります。B$_{POS}$の平均方向は、雲の構造に従うことがわかります。これは、$\epsilon$Oriからの電離放射線の影響による磁力線の引きずりの影響である可能性があります。L1616にかかる圧力と、関連するYSOの年代に基づいて、L1616の主なイオン化源、つまりL1616の星形成の主な原因である可能性があることを示します。
VVV近赤外銀河カタログの銀河団
| Title |
Galaxy_clustering_in_the_VVV_Near-IR_Galaxy_Catalogue |
| Authors |
Mario_Soto,_Mario_A._Sgr\'o,_Laura_D._Baravalle,_M._Victoria_Alonso,_Jos\'e_Luis_Nilo_Castell\'on,_Carlos_Valotto,_Antonela_Taverna,_Eugenia_D\'iaz-Gim\'enez,_Carolina_Villal\'on_and_Dante_Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03723 |
低銀河緯度での銀河のマッピングとそれらのクラスター化状態の決定は、近くの宇宙の大規模構造を定義するための基本的なステップです。VVV近赤外線ギャラクシーカタログ（VVVNIRGC）を使用すると、この領域を詳細に調べることができます。私たちの目標は、銀河の過密度を特定し、銀河面吸収帯での銀河団の特徴を明らかにすることです。さまざまなクラスタリングアルゴリズムを使用して、銀河の過密度を識別します。ボロノイ分割、最小スパニングツリー、およびクラスタリング構造を識別するための順序付けポイントです。銀河のコンパクトグループを特定するために、メンバーシップ、分離、コンパクト性、およびフラックス制限を研究しました。それぞれの方法で、銀河面全体で公開されているさまざまな銀河系を特定しました。また、これらの系が、模擬カタログを使用して一致する銀河によって形成される可能性についても調査します。4つの方法すべてで19の銀河系が特定されました。それらは実際の過密度である可能性が最も高いです。これらの新しい構造を確認し、特徴づけるために、分光学的追跡観察の必要性を強調します。
正規化された追加の速度分布：暗黒物質または修正された重力モデルの高速サンプル分析
| Title |
Normalized_additional_velocity_distribution:_a_fast_sample_analysis_for_dark_matter_or_modified_gravity_models |
| Authors |
Alejandro_Hernandez-Arboleda,_Davi_C._Rodrigues,_Aneta_Wojnar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03762 |
ここでは、最初に個々の回転曲線の近似を実行するのではなく、サンプルデータから直接銀河の回転曲線を研究するための高速で補完的なアプローチを提案します。この方法は、観測された回転曲線とバリオン物質から予想される回転曲線との間の無次元の違いに基づいています（$\deltaV^2$）。これは、正規化された追加速度（NAV）と呼ばれます。SPARC銀河サンプルからの153個の銀河を使用して、$\deltaV^2$の観測分布を見つけます。この結果は、同じ量のモデルで推定された分布と比較するために使用されます。暗黒物質モデルと4つの修正重力モデルを含む次の5つのモデルを検討します：バーカートプロファイル、MOND、Palatini$f（R）$重力、Eddington-inspired-Born-Infeld（EiBI）および一般相対性理論くりこみ群効果（RGGR）を伴う。Burkertプロファイル、MONDおよびRGGRは観測データと合理的に一致しており、Burkertプロファイルが最良のモデルであることがわかります。この方法では、これらの各モデルの特定の問題も特定されます。このような兆候は、将来の現象学的改善に役立つ可能性があります。NAV法は、Palatini$f（R）$とEiBIの重力が銀河の暗黒物質の代わりに使用できないことを示すのに十分です。なぜなら、それらの結果は観測データサンプルと強い緊張関係にあるからです。
HSCスバル戦略プログラムによる銀河-銀河レンズからの発光AGNの暗黒物質ハロー
| Title |
Dark_matter_halos_of_luminous_AGNs_from_galaxy-galaxy_lensing_with_the_HSC_Subaru_Strategic_Program |
| Authors |
Wentao_Luo,_John_D._Silverman,_Surhud_More,_Andy_Goulding,_Hironao_Miyatake,_Takahiro_Nishimichi,_Chiaki_Hikage,_Lalitwadee_Kawinwanichakij,_Junyao_Li,_Xiangchong_Li,_Elinor_Medezinski,_Masamune_Oguri,_Taira_Oogi,_and_Cristobal_Sifon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03817 |
HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）の画像データに基づいて、銀河-銀河レンズを使用して、赤方偏移範囲0.2〜1.2にわたる発光AGNの暗黒物質ハロー質量を評価します。HSCおよびWISE測光を使用して構築された8882AGNのサンプルの弱いレンズ効果信号を測定します。AGN周辺のレンズ検出の信号対雑音比は15です。予想どおり、レンズの質量プロファイルは巨大な銀河のプロファイルと一致していることがわかります（$M_{*}\sim10.8〜M_\odot$）。驚いたことに、AGNサンプルが低星質量ホストと高星質量ホストに分割された場合、レンズ信号は変化しません。具体的には、星の質量が大きい銀河に存在するAGNの過剰面密度（ESD）は、対照サンプルのそれとは大幅に異なることがわかります。さらに、ハロー占有分布モデルをデータに適合させて、平均ハロー質量を含むパラメーターの事後分布を推測します。完全なAGN集団の特徴的なハロー質量は、恒星とハローの質量関係（$\rmlog（M_h/h^{-1}M_{\odot}）=12.0$）の膝の近くにあることがわかります。SHMR）。上記の結果の例として、星の質量が大きい（つまり、SHMRの膝の上にある）ホスト銀河に存在するAGNのハロー質量は、キャリブレーションされたSHMRを下回りますが、星の質量が小さいサンプルのハロー質量は、SHMRを設立。これらの結果は、おそらく利用可能なガスが不足しているために、クラスターバイアスが高い大規模なハローがAGN活動を抑制する傾向があることを示しています。
低分解能スペクトルからの窒素対鉄存在比の推定
| Title |
Estimation_of_Nitrogen-to-Iron_Abundance_Ratios_From_Low-Resolution_Spectra |
| Authors |
Changmin_Kim,_Young_Sun_Lee,_Timothy_C._Beers_and_Thomas_Masseron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03933 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）によって得られた低解像度（$R\sim$2000）の恒星スペクトルで観測された分子CNバンドの特徴から、鉄（[N/Fe]）に関する窒素存在比を決定する方法を提示します。）および大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）。私たちの技術の系統的およびランダムなエラー、および決定された[N/Fe]に対する恒星スペクトルの信号対雑音（S/N）比の影響をチェックするために、さまざまなテストが実行されます。$T_{eff}$=[4000、6000]K、logg=[0.0、3.5]、[Fe/H]=[--3.0、0.0]、[C/Fe]=[--1.0、+4.5]、および[N/Fe]=[--1.0、+4.5]、パラメーター空間銀河ハローのNで強化された星を特定することに関心があります。アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）から入手可能な[N/Fe]推定値を持つ星のサンプルとの星ごとの比較も、測定された[N/Fe]を取り除いた後、同様のレベルの不確実性を示唆しています。系統的エラー。これらの結果に基づいて、我々の方法は、おそらく破壊された銀河球状星団に由来するNに富む星を発見するのに十分小さい不確実性で、低解像度の分光データから[N/Fe]を再現できると結論付けます。
DUSTiER（DUST in the Epoch of
Reionization）：宇宙論的放射におけるほこりっぽい銀河-RAMSES-CUDATONによる再電離の時代の流体力学的シミュレーション
| Title |
DUSTiER_(DUST_in_the_Epoch_of_Reionization):_dusty_galaxies_in_cosmological_radiation-hydrodynamical_simulations_of_the_Epoch_of_Reionization_with_RAMSES-CUDATON |
| Authors |
Joseph_S._W._Lewis,_Pierre_Ocvirk,_Yohan_Dubois,_Dominique_Aubert,_Jonathan_Chardin,_Nicolas_Gillet,_\'Emilie_Th\'elie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03949 |
近年、星間塵は、高赤方偏移宇宙と非常に高赤方偏移宇宙の研究において重要なトピックになっています。証拠は、宇宙の再電離の時代にすでに巨大な星形成銀河に高い塵の塊が存在し、電離光子の銀河間物質への脱出に影響を与える可能性があることを示しています。さらに、UV波長でのダストの消滅を正しく推定することは、正確な紫外線光度関数（UVLF）の予測と解釈に不可欠です。この論文では、高赤方偏移銀河の観測された特性と宇宙の再電離に対する塵の影響を調査します。この目的のために、ダスト生成の物理モデルを完全に結合された放射-流体力学宇宙論シミュレーションコードRAMSES-CUDATONに結合し、$16^3$、$2048^3$のシミュレーションを実行します。これは、エポックのDUSTのDUSTiERと呼ばれます。再電離の。これにより、z$\geq5$での制約と互換性のあるダスト質量とUV勾配を持つ銀河が生成されます。絶滅は、早くも$\rmz=8$でさえ、UVLFの明るい端に劇的な影響を与えることがわかり、私たちのほこりの多いUVLFは、ほこりのないUVLFよりも観測とよく一致しています。ALMAからの最新の結果のいくつかと一致して、不明瞭な星形成の割合は$\rmz=5$で55％まで上昇します。最後に、塵は、$10^{10}M_\odot$（$\approx-18$MAB1600より明るい）よりも重い銀河からの電離光子の逃げ道を10％以上、場合によっては80〜90％まで減らすことがわかります。私たちの最も巨大な銀河のために。それにもかかわらず、電離脱出率は、銀河の中性水素によって何よりもまず設定されていることがわかります。中性水素は、塵だけの場合よりも最大100分の1の透過率を生成するからです。
SDSSにある異常に若くて巨大な星を持つ1000個の銀河の研究：隠されたブラックホールの探索
| Title |
A_study_of_1000_galaxies_with_unusually_young_and_massive_stars_in_the_SDSS:_a_search_for_hidden_black_holes |
| Authors |
Guinevere_Kauffmann,_Claudia_Maraston,_Johan_Comparat,_Paul_Crowther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03986 |
Kroupa（2001）IMFで説明するには大きすぎる、絶滅補正されたHalpha等価幅を持つ1076個の銀河を選択し、これらを、恒星の質量、赤方偏移、4000AAの破壊強度が一致するが、通常の銀河の対照サンプルと比較します。Halphaの等価幅。私たちの目標は、ブラックホールの成長や巨大な星からのエネルギーフィードバックプロセスなどのプロセスが、極度の中心Hα線放出を伴う銀河と通常の若い中心星の種族をもつ銀河の間でどのように異なるかを研究することです。Halpha過剰銀河の恒星質量分布は、3\times10^10Msunでピークに達し、ほとんどすべてが[OIII]/Hbeta対[NII]/HalphaBPTディスグラムの星形成軌跡内に十分収まります。Halpha過剰銀河は、対照サンプル銀河と比較して、Halpha線の非対称性を示す可能性が2倍、VLAFIRST調査で1GHzで検出される可能性が1.55倍高くなっています。単位恒星質量あたりの電波光度は、システムの恒星年齢とともに減少します。積み重ねられたスペクトルを使用して、[NeV]放射が、検出可能なWolf-Rayetの特徴を備えた、非常に若い電波の静かなHalpha過剰銀河に存在しないことを示します。これは、そのようなシステムでブラックホールの成長がまだ始まっていないことを示唆しています。[NeV]放射は、電波検出でHα過剰銀河で検出され、線の強さは電波の光度と相関します。これは、Halpha過剰集団のサブセットで形成されている可能性のあるブラックホールの集団の可能性を最も明確に示しています。
宇宙シートでの急冷：矮小銀河の進化に対する大規模構造崩壊の影響の追跡
| Title |
Quenching_in_Cosmic_Sheets:_Tracing_the_Impact_of_Large_Scale_Structure_Collapse_on_the_Evolution_of_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Imad_Pasha,_Nir_Mandelker,_Frank_C._van_den_Bosch,_Volker_Springel,_and_Freeke_van_de_Voort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04097 |
矮小銀河は、主に銀河群や銀河団、または単一の巨大な銀河の周りで最も一般的に発生する環境プロセスのために急冷すると考えられています。しかし、初期の時代（$5<z<2$）では、大規模構造の崩壊（ゼルドビッチシートとそれに続く宇宙のウェブのフィラメントの形成）により、銀河間媒体の大きな帯を上昇させる体積充填降着ショックが発生する可能性があります（IGM）これらの構造で高温（$T>10^6$K）相になります。2つのプロトクラスター間の宇宙ウェブ環境をカバーする空間的に大きく、高解像度の宇宙論的ズームシミュレーションを使用して、フィールドでの中央矮小銀河（$5.5<\logM_*<8.5$）の進化に対するそのようなイベントの影響を研究します。衝撃加熱されたシートは、赤方偏移が低いクラスターやフィラメントのように環境クエンチャーとして機能し、クエンチされた中央の矮小銀河の集団を作り出すことがわかります。急冷しない大規模な矮星でさえ、衝撃の影響を受け、sSFRとガスの降着が減少します。このプロセスは、孤立したクエンチされた矮小銀河の存在を説明できる可能性があり、結合システムのクエンチされた衛星が落下する前にクエンチする前処理の道を表しています。
かすかな電波の空の超深度マルチバンドVLA調査（COSMOS-XS）：宇宙の星形成の歴史に対する新しい制約
| Title |
An_ultra-deep_multi-band_VLA_survey_of_the_faint_radio_sky_(COSMOS-XS):_New_constraints_on_the_cosmic_star_formation_history |
| Authors |
D._van_der_Vlugt,_J._A._Hodge,_H._S._B._Algera,_I._Smail,_S._K._Leslie,_J._F._Radcliffe,_D._A._Riechers,_H._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04167 |
星形成銀河（SFG）の電波光度関数（LF）を推測するために、マルチバンドCOSMOS-XS調査からのCOSMOSフィールドの超深度3GHzKarlG.Jansky超大型アレイ観測を利用します。$z\sim4.6$への赤方偏移を伴う$\sim$1300SFGを使用し、ラジオLFのかすかな明るい端の形状をローカル値に固定すると、純粋な光度の進化によって適合できる強い赤方偏移の傾向が見つかります。$\alpha_L\propto（3.40\pm0.11）-（0.48\pm0.06）z$で与えられる光度パラメータ。次に、超深度のCOSMOS-XSデータセットと浅いVLA-COSMOS$\mathrm{3\、GHz}$の大規模プロジェクトデータセットを、より広いCOSMOSフィールドで組み合わせて、結合密度と光度の進化に適合させます。有意な密度進化の証拠を見つける。無線LFを観測された遠赤外線（FIR）および紫外線（UV）LFと比較することにより、UVLFが$21.6\％\、\pm\、14.3\、\％$で大幅に過小評価されている証拠が見つかります。赤方偏移（$3.3\、<\、z\、<\、4.6$、$0.03\、L^{\star}_{z=3}$に統合）。適合した電波LFを統合することにより、宇宙の星形成率密度（SFRD）を導き出し、SFRDが$z\、\sim\、1.8$まで上昇し、その後、以前の電波ベースの推定よりも急速に下降することを発見しました。無線SFRDと最近のUVベースのSFRDを直接比較すると、両方のLFが一貫した制限（$0.038\、L^{\star}_{z=3}$）まで統合されており、ラジオとUVLFは、最新のダスト補正を想定し、光学的に暗い光源を考慮しなくても、$z>3$で導出されたSFRDに重大な（$\sim$1dex）不一致をもたらします。
銀河中心の連星キック：X線連星、超高速星、重力波
理論的および観測的研究は、私たち自身の銀河中心のように、星のバイナリが銀河核に多数存在することを示唆しています。中性子星（NS）、そして議論の余地があるブラックホール（BH）と白色矮星（WD）は、出生時に出生キックを受け取ります。この研究では、銀河中心の巨大なブラックホール（MBH）を周回する恒星のバイナリの集団に対する2つの連続した出生キックの影響を研究します。これらの出生キックは、さまざまな方法でバイナリ軌道を大幅に変更する可能性があり、MBHの周りのバイナリの軌道も変更する可能性があります。初期の二項分布に比べて単一のNSのより急な尖点を含む、これらのキックから生じるさまざまな動的な結果が見つかりました。さらに、超高速星と超高速X線連星を含む連星候補は、出生キックの一般的な結果です。さらに、銀河中心のX線連星の集団がBH出生キック分布の診断として使用できることを示します。最後に、バイナリ合併やEMRIを含む、出生キックによって引き起こされる重力波（GW）イベントの割合を推定します。
| Title |
High_energy_particles_from_young_supernovae:_gamma-ray_and_neutrino_connections |
| Authors |
Prantik_Sarmah,_Sovan_Chakraborty,_Irene_Tamborra_and_Katie_Auchettl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03663 |
爆発から約1年後まで、コア崩壊超新星（「若い超新星」、YSNe）は、衝撃で加速された陽子が高密度の星周媒体の陽子と効率的に相互作用するため、高エネルギーニュートリノとガンマ線の工場です。タイプIIn、II-P、II-L、およびIbcのYSNeからの二次粒子の検出の見通しを調査します。タイプIInYSNeは、ニュートリノとガンマ線の最大フラックスを生成し、II-PYSNeがそれに続きます。フェルミ-LATとチェレンコフ望遠鏡アレイ（IceCube-Gen2）は、最大$10$〜Mpc（$4$〜Mpc）のタイプIInYSNeを検出する可能性があり、残りのYSNeタイプは地球の近くで検出できます。また、YSNeは、特に$10$〜TeVと$10^3$〜TeVの間で、拡散ニュートリノ背景を支配する可能性がありますが、Fermi-LATによって観測される等方性ガンマ線背景の支配的な成分を構成することはありません。同時に、IceCubeの高エネルギー開始イベントとFermi-LATデータにより、これらの過渡現象の多波長電磁観測から推測されるYSNeのモデルパラメータ空間の大部分をすでに除外することができます。
Broad-lined Type-IcSupernova2014adの紫外分光法とTARDISモデル
| Title |
Ultraviolet_Spectroscopy_and_TARDIS_Models_of_the_Broad-lined_Type-Ic_Supernova_2014ad |
| Authors |
Lindsey_A._Kwok,_Marc_Williamson,_Saurabh_W._Jha,_Maryam_Modjaz,_Yssavo_Camacho-Neves,_Ryan_J._Foley,_Peter_Garnavich,_Keiichi_Maeda,_Dan_Milisavljevic,_Viraj_Pandya,_Mi_Dai,_Curtis_McCully,_Tyler_Pritchard,_Jaladh_Singhal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03716 |
ストリップエンベロープ超新星については、公表されている紫外線（UV）スペクトルはほとんどなく、ブロードラインのタイプIc超新星（SNIc-bl）についてはこれまで存在していません。これらの天体は非常に高い放出速度を持っており、ガンマ線バースト（GRB）に直接リンクされている唯一の超新星タイプです。ここでは、このクラスの最初のUVスペクトルであるSNIc-bl2014adのHST/STISスペクトルの2つのエポックを示します。これを地上ベースの光学スペクトルの26の新しいエポックで補足し、豊富なスペクトル時系列を補強します。UVスペクトルは、おそらく不透明度が高いために強い特徴を示さず、UVで観察された他のSNIcスペクトルの拡張バージョンと一致しています。FeII5169オングストローム速度を測定し、SN2014adは、観測されたGRBがある場合とない場合の両方で、ほとんどのSNeIcよりもさらに高い噴出速度を持っていることを示しています。1Dモンテカルロ放射伝達スペクトル合成コードであるTARDISを使用して、SN2014adUV+光学スペクトルのモデルを構築します。モデルは、光学の複数のエポックでデータによく適合しますが、UVのフラックスを過小評価します。球対称を仮定すると、$v>$22,000kms$^{-1}$の材料の$\sim$3M$_\odot$で、スペクトルを再現するには高速で高密度が必要であることがわかります。私たちの星形のフィットは、低速での急な密度プロファイルを示唆しています。総合すると、これらの結果は、以前の光度曲線分析から推定され、理論から予想されたよりも高い総噴出物質量を意味します。これは、低速での密度プロファイルの平坦化と、噴出物の中心付近での余分な放出によって調整される可能性があります。
高密度の星団で恒星質量ブラックホール（BH）が繰り返し合体すると、中間質量ブラックホール（IMBH）が生成される可能性があります。特に、銀河の中心にある核星団は、重力放射の異方性放出による大きな反跳キックにもかかわらず、ほとんどのBH合併生成物を保持するのに十分な深さのポテンシャル井戸を持っています。これらのイベントは重力波（GW）で検出できます。これは、IMBHを明らかにする前例のない機会を表しています。この論文では、さまざまなクラスター金属量、初期BHシード質量、初期BHスピンを含む、さまざまな数値シミュレーションの統計結果を分析し、IMBHバイナリのマージ率を計算します。合併率は、IMBHの質量に応じて、$0.01$-$10$\、Gpc$^{-3}$\、yr$^{-1}$の範囲にあることがわかります。また、地上および宇宙ベースの天文台でのマルチバンド検出の数を計算します。私たちのモデルは、質量が$\lesssim1000\msun$のIMBHの場合、LISA、DECIGO、ET、およびLIGOで年間数件の合併イベントを検出でき、DECIGO、ET、およびLIGOで年間数十件の合併イベントを検出できると予測しています。それだけ。
不均一電場におけるパルサーペアカスケードのモデル：成長速度、密度プロファイルおよびスクリーニング時間
| Title |
Model_of_pulsar_pair_cascades_in_non_uniform_electric_fields:_growth_rate,_density_profile_and_screening_time |
| Authors |
F\'abio_Cruz,_Thomas_Grismayer,_Simon_Iteanu,_Paolo_Tortone,_Luis_O._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03766 |
電子-陽電子対の時間依存カスケードは、パルサー磁気圏のプラズマの主な発生源であり、高エネルギー天体物理学における長年の開かれた問題であるパルサー電波放射の性質を説明するための主要な成分であると考えられています。これらのカスケード（TeV電子と陽電子による曲率放射を介したガンマ線光子放出の正のフィードバックループ、および対生成）の間に、プラズマは、パルサー高密度プラズマを逃れることができる電磁モードに結合する誘導波を自己無撞着に発生させます。この作業では、パルサーに関連するペアカスケードの分析的説明を提示します。これには、パルサーの開始、指数関数的成長、飽和段階が含まれます。パルサー極冠に関連するバックグラウンド線形電場の場合、および対生成プロセスのヒューリスティックモデルを使用して、この問題を研究します。分析結果は、ヒューリスティック対生成を含むOSIRISで実行されたパーティクルインセルシミュレーションで確認されます。
GeV反陽子/ガンマ線過剰と$W$ボソン質量異常：$ \ sim 60-70 $ GeV暗黒物質粒子の3つの面？
| Title |
GeV_antiproton/gamma-ray_excesses_and_the_$W$-boson_mass_anomaly:_three_faces_of_$\sim_60-70$_GeV_dark_matter_particle? |
| Authors |
Cheng-Rui_Zhu,_Ming-Yang_Cui,_Zi-Qing_Xia,_Zhao-Huan_Yu,_Xiaoyuan_Huang,_Qiang_Yuan,_Y._Z._Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03767 |
新たに発見された$W$-ボソン質量異常の場合、他の天体物理学/実験的制約に違反することなく異常を説明できる最も単純な暗黒物質（DM）モデルの1つは、DM質量（$m_{S}$）は$\sim54-74$GeV以内にあることがわかります。このモデルでは、$SS\tob\bar{b}$および$SS\toWW^{*}$を介したDMの消滅は、反陽子とガンマ線を生成し、両方の粒子で以前に特定された過剰を説明する可能性があります。これに動機付けられて、AMS-02反陽子とFermi-LAT銀河中心ガンマ線データを再分析します。反陽子分析の場合、新しい処理は、時間依存の陽子データによって制約される、電荷符号に依存する3次元太陽変調モデルを含めることです。反陽子の過剰は、力場太陽変調モデルに基づく以前の結果よりも明確であることがわかります。$SS\toWW^{*}$（$SS\tob\bar{b}$）の消滅としてのこの超過の解釈には、$\sim40-80$（$40-60$）のDM質量が必要です。GeVと$O（10^{-26}）〜{\rmcm^3〜s^{-1}}$の速度平均断面積。$\gamma$線データ分析に関しては、広く使用されている空間テンプレートフィッティングを採用するのではなく、データ駆動型スペクトルテンプレート分析を使用した直交アプローチを採用しています。GeV$\gamma$線過剰へのフィッティングは、$WW^{*}$チャネルを介して反陽子過剰をフィッティングするためのパラメーターと重複するDMモデルパラメーターを生成します。$W$ボソンの質量異常、GeV反陽子過剰、およびGeV$\gamma$線過剰を説明するために必要なDM粒子特性の一貫性は、それらの共通の起源を示唆しています。
| Title |
Gravitationally_Lensed_Orphan_Afterglows_of_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Hao-Xuan_Gao,_Jin-Jun_Geng,_Lei_Hu,_Mao-Kai_Hu,_Guang-Xuan_Lan,_Chen-Ming_Chang,_Song-Bo_Zhang,_Xiao-Li_Zhang,_Yong-Feng_Huang,_Xue-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03823 |
ガンマ線バースト（GRB）の宇宙論的性質は、それらのごく一部が、それらの伝播中に前景の物体によって重力レンズで覆われる可能性があることを意味します。GRBの即発放射と軸上残光に対する重力レンズ効果が議論されており、いくつかの候補が文献で発見されています。この研究では、将来の広視野調査時代におけるGRB孤立残光の高い検出率を考慮して、3つのレンズモデル、すなわち、点質量モデル、特異等温球モデル、およびChang-Refsdalモデル。GRBジェット自体の構造は、レンズ付き残光光度曲線の計算にも組み込まれています。レンズ付き光学/X線オーファン残光は原理的にその時間的特性から診断でき、光学バンドは銀河レンズのオーファン残光を観測するのに最適なバンドであることがわかります。さらに、銀河レンズの孤児の残光のイベント率は、全天で$\lesssim0.7\\text{yr}^{-1}$と推定されます。光学帯域の銀河レンズの孤立した残光に対する広視野測量望遠鏡（WFST）と大型シノプティック測量望遠鏡（LSST）の楽観的な検出率は、$\lesssim0.02\\text{yr}^{-1}$と$それぞれ\lesssim0.08\\text{yr}^{-1}$。
潮汐破壊現象に適合するための合成X線スペクトルのライブラリ
| Title |
A_Library_of_Synthetic_X-ray_Spectra_for_Fitting_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Sixiang_Wen,_Peter_G._Jonker,_Nicholas_C._Stone,_Ann_I._Zabludoff,_and_Zheng_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03922 |
潮汐破壊現象（TDE）のX線スペクトルフィッティングのための事前に表にされたモデルを提示します。モデルは、重力赤方偏移、ドップラー、およびレンズ効果を自己無撞着に含む、光線追跡の静止した一般相対論的スリムディスクによって構築されます。以前のバージョンを使用して、個々のTDEフレアに適合させました。ここでは、計算コストを削減し、コミュニティがモデルにアクセスしやすくするために、事前に作成されたバージョンを紹介します。このバージョンは、補間によって合成X線スペクトルを構築します。結果として生じる合成フラックス推定値の誤差は$<10\％$です（ディスクがほぼエッジオンの場合、$40\％$に上昇する可能性があります）。ASASSN-14liとASASSN-15oiのX線スペクトルをこのモデルに再適合させ、ブラックホールの質量$M_\bullet$に対する以前の制約を正常に再現し、完全な（補間されていない）光線から$a_\bullet$をスピンします。トレースコード。模擬スペクトルを使用して、パラメーター間の縮退を調査します。まず、$a_\bullet$が高く、$M_\bullet$が低く、エッジオン傾斜角、およびスーパーエディントンスペクトルにより、$M_\bullet$と$a_\bullet$に対する制約が厳しくなることがわかります。次に、$M_\bullet$と$a_\bullet$のX線スペクトルの拘束力は、X線カウントの数のべき乗則として増加します。べき法則のインデックスは、降着率が高く、$a_\bullet$が高く、$M_\bullet$が小さいほど高くなります。第三に、マルチエポックX線スペクトルは$M_\bullet$と$a_\bullet$の間の大きな縮退を部分的に壊します。第四に、X線吸収の時間依存レベルは、スペクトルフィッティングから合理的に制約される可能性があります。モデルとスリムディスクコードは、こちら（https://ope123456789.wixsite.com/slimdisk）で入手できます。
MeerTimeパルサータイミングアレイ-放出特性とタイミングポテンシャルの調査
| Title |
The_MeerTime_Pulsar_Timing_Array_--_A_Census_of_Emission_Properties_and_Timing_Potential |
| Authors |
R._Spiewak,_M._Bailes,_M._T._Miles,_A._Parthasarathy,_D._J._Reardon,_M._Shamohammadi,_R._M._Shannon,_N._D._R._Bhat,_S._Buchner,_A._D._Cameron,_F._Camilo,_M._Geyer,_S._Johnston,_A._Karastergiou,_M._Keith,_M._Kramer,_M._Serylak,_W._van_Straten,_G._Theureau,_V._Venkatraman_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04115 |
MeerTimeは、SquareKilometerArrayの64皿の南アフリカの前身であるMeerKATを使用してパルサーの時間を計測する5年間の大規模調査プロジェクトです。このプログラムの科学的目標には、ミリ秒パルサー（MSP）を高精度（<1$\mu$s）にタイミング調整して、銀河系MSPの母集団を研究し、国際パルサータイミングアレイ（IPTA）を使用してナノヘルツ重力波を検出する世界的な取り組みに貢献することが含まれます。）。プログラムの残りの部分を計画し、割り当てられた時間を最も効率的に使用するために、MeerKATから見える189MSPのMeerKAT「Lバンド」受信機を使用して初期国勢調査を実施しました。ここでは、それらの分散測定値、偏波プロファイル、偏光率、回転測定、磁束密度測定、スペクトルインデックス、およびタイミングポテンシャル。これらの観測はすべて同じ機器（コヒーレント分散、干渉偏光キャリブレーション技術、および均一フラックススケールを使用）で行われるため、人口調査のための優れたリソースを提供します。各MSPのタイミング標準として広帯域パルスポートレートを使用し、MeerTimeパルサータイミングアレイ（MPTA）が現在89のMSPで1$\mu$sよりも優れたタイミング精度を達成しているため、IPTAにすでに大きく貢献できることを示しました（隔週で観察）ケイデンス）。2024年7月の最初の5年間のMeerTimeプログラムの終了までに、MPTAは、他の長年のタイミングプログラムに匹敵する検出統計に貢献して、重力波バックグラウンドを検出する世界的な取り組みにおいて非常に重要になります。
タイプIcの超新星（SNe）が長時間のガンマ線バースト（GRB）を生成し、中性子星合体が短い硬いGRBを生成することが観測的に確立されています。SNの少ないGRBは、おそらく、高質量X線連星の中性子星の相転移に起因します。これらの現象が実際にどのようにGRBを生成するかが議論されています。GRBの火の玉と砲弾のモデルとその残光は、膨大な観測データに広く直面しており、防御側は成功を主張しています。ただし、クレームは、モデルの有効性ではなく、複数の選択と多くの調整可能なパラメーターの使用を反映している場合があります。確かな観測データを使用したモデルの主要な反証可能な予測の対立のみが、それらの妥当性をテストできます。このような重要なテストは、このレポートで確認されます。
太陽分光偏光測定における機器偏光のアドホック補正のためのモデルベースの技術
| Title |
A_Model-based_Technique_for_Ad_Hoc_Correction_of_Instrumental_Polarization_in_Solar_Spectropolarimetry |
| Authors |
Sarah_A._Jaeggli,_Thomas_A._Schad,_Lucas_A._Tarr,_and_David_M._Harrington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03732 |
複雑な一連の光学素子の非偏光解消効果をモデル化して、物理的に実現可能なミュラー行列を決定することにより、機器の偏光を補正するための新しいアプローチを紹介します。光学系のミュラー行列を一般的なエリプティカルダイアテニュエーターと一般的なエリプティカルリターダーに分解できる場合、ストークスベクトルの偏光状態と非偏光状態の両方の間のクロストークをモデル化し、取得した科学観測を使用して最適な自由パラメーターを決定します。ここでは、偏光線と連続体の形成によって提供される物理的制約を使用して、ゼーマン効果に敏感な光球スペクトル線を含む太陽分光偏光測定の最小化を実装します。このモデルベースのアプローチは、大量の偏光クロストークが存在する場合でも正確な補正を提供でき、ストークスベクトルの物理的に意味のある大きさを保存します。これは、以前のアドホック手法よりも大幅に改善されています。
重力波検出器との暗黒物質の相互作用を区別する
| Title |
Distinguishing_between_dark-matter_interactions_with_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Andrew_L._Miller,_Francesca_Badaracco,_and_Cristiano_Palomba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03814 |
地上ベースの重力波干渉計は、に結合する超光速暗黒物質（$\mathcal{O}（10^{-14}-10^{-11}）$eV/$c^2$）の存在を直接調べることができます。検出器内の標準モデル粒子。最近、ノイズの多い重力波データからさまざまな潜在的な暗黒物質信号を抽出するために、多くの技術が開発されました。しかし、干渉計と直接相互作用する可能性のある暗黒物質の種類を区別する方法にはほとんど努力が払われていません。この作業では、ウィーナーフィルターを使用して、候補となる暗黒物質の相互作用信号を追跡します。このフィルターは、これらの信号の確率的性質をキャプチャし、シミュレーションで、どのタイプの暗黒物質が干渉計と相互作用するかを正常に識別します。ウィーナーフィルターをLIGO/Virgo/KAGRAに残った外れ値に適用して、最新の観測（O3）からのデータで暗い光子を検索し、それらがノイズの乱れと一致していることを示します。私たちの概念実証分析は、ウィーナーフィルターが重力波データ内の暗黒物質相互作用信号の存在を確認または拒否し、スカラーとベクトルの暗黒物質相互作用を区別するための強力な手法であることを示しています。
畳み込みニューラルネットワークとシミュレーションベースの推論による軽量スターシェード位置センシング
| Title |
Lightweight_starshade_position_sensing_with_convolutional_neural_networks_and_simulation-based_inference |
| Authors |
Andrew_Chen,_Anthony_Harness,_Peter_Melchior |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03853 |
スターシェードは、地球のような太陽系外惑星の直接検出と分光学的特性評価を可能にする最先端のテクノロジーです。スターシェードと望遠鏡を大きな間隔で整列させておくには、遮蔽された星の回折光のピークを確実に検知する必要があります。現在の技術は、画像マッチングまたはモデルフィッティングに依存しており、どちらもリソースが限られた宇宙船コンピュータにかなりの計算負荷をかけています。畳み込みニューラルネットワークに基づく軽量画像処理法とシミュレーションベースの推論手法を組み合わせて、アラゴスポットの位置とその不確実性を推定します。この方法は、瞳孔面全体で数センチメートルの精度を達成しますが、テスト時に保存されたデータ構造で1.6MB、画像ごとに5.3MFLOP（百万の浮動小数点演算）しか必要としません。PrincetonStarshadeTestbedでこの方法を展開することにより、ニューラルネットワークをシミュレーション画像でトレーニングして実際の画像で使用できること、および閉ループ編隊飛行の制御システムに正常に統合できることを示します。
地下重力波検出器におけるトンネル構成と免震最適化
| Title |
Tunnel_configurations_and_seismic_isolation_optimization_in_underground_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Florian_Amann,_Francesca_Badaracco,_Riccardo_DeSalvo,_Andrea_Paoli,_Luca_Paoli,_Paolo_Ruggi,_Stefano_Selleri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04131 |
アインシュタイン望遠鏡のような重力波検出器は、直接的な地震ノイズとニュートンノイズの両方を低減するために、地表下数百メートルに建設されます。地下施設は、検出器の性能を最大化するために、岩盤のシールド特性を最大限に活用するように設計する必要があります。アインシュタイン望遠鏡の設計に関する主要な問題は、高感度の測定インフラストラクチャをホストするために、洞窟を安定した低浸透率の岩で掘削する必要があるコーナーポイントです。この論文は、テストマスミラーがメイントンネルに残っている間に、地震減衰チェーンのトップステージとミシェルソンビームの再結合をビームラインから遠く離れた別々の掘削で移動し、機器によって引き起こされるノイズを発生させる新しいトポロジを提案します。地震減衰チェーンコンポーネントを複数のトンネルレベルに分散させることで、低周波数ノイズバジェットの完全に外側の周波数で地震ノイズを解放する任意の長さの地震減衰チェーンを使用できるため、将来のニュートンノイズ抑制方法への扉が開かれたままになります。異なる検出器の入出力光学系と再結合光学系を別々の洞窟に分離することで、観測所の検出効率が大幅に向上し、段階的な試運転が可能になります。提案されたスキームは、構造的および計装の混雑を排除し、掘削のサイズを縮小するために必要な支援手段は少なくなります。
月の重力波アンテナ、アインシュタイン望遠鏡およびセレン物理学のための極低温および超伝導慣性センサー
| Title |
A_cryogenic_and_superconducting_inertial_sensor_for_the_Lunar_Gravitational--Wave_Antenna,_the_Einstein_Telescope_and_Selene-physics |
| Authors |
Francesca_Badaracco,_Joris_V._van_Heijningen,_Elvis_Ferreira,_Andrea_Perali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04150 |
月面重力波アンテナは、月面に提案されている低周波重力波検出器です。これは、ハイエンドの極低温超電導慣性センサー（CSIS）のアレイで構成されます。極低温環境を超電導材料と組み合わせて使用して、低損失のアクチュエーターとセンサー機構への経路を開きます。CSISは、現在の最先端技術よりも3桁優れた、0.5Hzでのモデル化された変位感度で（極低温）慣性センサーフィールドに革命をもたらします。これにより、月の重力波アンテナの感度を1Hz未満、1mHzまで下げることができます。また、極低温技術を利用する第3世代の重力波検出器であるアインシュタイン望遠鏡にも採用されます。10Hz未満で感度が向上します。さらに、CSISの地震データを使用して、月の内部やセレーネ物理学と呼ぶことができるものについての新しい洞察を得ることができます。
星としての太陽の極紫外線スペクトル線プロファイルの非対称性を通して、コロナ質量放出を検出できますか？
| Title |
Can_we_detect_coronal_mass_ejections_through_asymmetries_of_Sun-as-a-star_extreme-ultraviolet_spectral_line_profiles? |
| Authors |
Zihao_Yang,_Hui_Tian,_Xianyong_Bai,_Yajie_Chen,_Yang_Guo,_Yingjie_Zhu,_Xin_Cheng,_Yuhang_Gao,_Yu_Xu,_Hechao_Chen,_Jiale_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03683 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽系で最大規模の噴火現象です。巨大なプラズマ放出とエネルギー放出に関連して、CMEは太陽地球環境に重要な影響を及ぼします。地球へのCMEの到着時間の正確な予測は、見通し内（LOS）と空の平面（POS）の同時観測を使用して達成できる、3次元速度の正確な測定に依存します。通常のコロナグラフおよび極端紫外線（EUV）イメージング観測からのPOS情報に加えて、分光観測は、LOS速度を含むCMEの物理的特性を明らかにする可能性があります。Sun-as-a-starスペクトログラフによって測定されたスペクトル線の非対称性は、CMEの日常的な検出と、初期の伝播段階でのLOS速度の推定に使用できることを提案します。このような観測は、他の太陽のような星のCMEを検出するための重要な手がかりを提供することもできます。ただし、星としての太陽のスペクトル観測を通じてCME信号を検出し、CMEの特性を正確に診断できるかどうかに焦点を当てた研究はほとんどありません。この作業では、幾何学的CMEモデルを構築し、CME中のフルディスク統合EUVラインプロファイルの分析式を導き出しました。さまざまなCMEプロパティと機器構成について、完全なディスク統合ラインプロファイルが合成されました。さらに、合成ラインプロファイルからCMEの検出可能性と診断の可能性を評価しました。私たちの調査は、EUVラインの非対称性によるCME検出のための星としての太陽分光器の将来の設計に重要な制約を提供します。
アクティブ領域データの2つの太陽周期でCNNとLSTMを使用して太陽フレアを予測する
| Title |
Predicting_Solar_Flares_Using_CNN_and_LSTM_on_Two_Solar_Cycles_of_Active_Region_Data |
| Authors |
Zeyu_Sun,_Monica_G._Bobra,_Xiantong_Wang,_Yu_Wang,_Hu_Sun,_Tamas_Gombosi,_Yang_Chen,_Alfred_Hero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03710 |
将来24時間にMクラスまたはXクラスのフレアを生成するフレアが差し迫ったアクティブ領域と、$\pm24$時間以内にフレアを生成しない静かなアクティブ領域を区別するフレア予測問題を検討します。太陽周期23と24をカバーする2つのデータ製品の視線マグネトグラムとアクティブ領域のパラメーターを使用して、2つの深層学習アルゴリズム（CNNとLSTM）とそれらのスタッキングアンサンブルをトレーニングおよび評価します。CNNの決定は、視覚的な帰属方法を使用して説明されます。主な調査結果は次の3つです。（1）2つの太陽周期からのデータでトレーニングされたLSTMは、少なくとも0.95の信頼水準で単一の太陽周期からのデータでトレーニングされたものよりも大幅に高い真のスキルスコア（TSS）を達成します。（2）太陽周期23のデータでは、TSS基準を使用してLSTMとCNNからの予測を組み合わせたスタッキングアンサンブルは、少なくとも0.95の信頼水準で「最良の選択」戦略よりも大幅に高いTSSを達成します。（3）IntegratedGradientsと呼ばれる視覚的帰属方法は、CNNのフレアの予測をアクティブ領域で発生する磁束に帰することができます。また、視線マグネトグラムを使用したフレア予測方法としてのCNNの制限を明らかにします。これは、視線マグネトグラムの極性アーティファクトをフレアの肯定的な証拠として扱います。
それらすべてにタグを付ける1つの星（OSTTA）：I.20の不十分に研究された散開星団の視線速度と化学的存在量
| Title |
One_Star_to_Tag_Them_All_(OSTTA):_I._Radial_velocities_and_chemical_abundances_for_20_poorly_studied_open_clusters |
| Authors |
R._Carrera_(1),_L._Casamiquela_(2),_A._Bragaglia_(3),_E._Carretta_(3),_J._Carbajo-Hijarrubia_(4),_C._Jordi_(4),_J._Alonso-Santiago_(5),_L._Balaguer-Nu\~nez_(4),_M._Baratella_(6),_V._D'Orazi_(1),_S._Lucatello_(1),_C._Soubiran_(2)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(2)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Bordeaux,_Univ._Bordeaux,_CNRS,_B18N,_all\'ee_Geoffroy_Saint-Hilaire,_Pessac,_France,(3)_INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Bologna,_Italy,_(4)_Institut_de_Ci\`encies_del_Cosmos,_Universitat_de_Barcelona_(IEEC-UB),_Mart\'i_i_Franqu\`es_1,_Barcelona,_Spain,(5)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Catania,_Catania,_Italy,_(6)_Leibniz-Institute_for_Astrophysics_Potsdam_(AIP),_Potsdam,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03765 |
コンテキスト：散開星団は、銀河円盤の特性から恒星進化モデルまで、さまざまな天体物理学のトピックを調査するための理想的な実験室です。この目的のために、私たちはそれらの化学組成を詳細に知る必要があります。残念ながら、高分解能分光法から決定された化学的存在量を持つシステムの数は少ないままです。目的：私たちの目的は、これまで研究されていないクラスター内のいくつかの星をサンプリングすることにより、高分解能分光法から決定された視線速度と化学的存在量を持つ散開星団の数を増やすことです。方法：20個の散開星団に属する41個の星について、NOTでFIESスペクトログラフを使用して高解像度スペクトルを取得しました。これらの星は、ガイアの2番目のデータリリースから決定された、高い位置天文のメンバーシップ確率を持っています。結果：観測されたすべての星の視線速度を導き出しました。これは、対応するクラスターへのメンバーシップを確認するために使用されました。ガリバー\、37の場合、観測された星が実際のメンバーであるかどうかはわかりません。実際のクラスターメンバーと見なされる32個の星の大気パラメーターを導き出しました。重力が非常に低いか、信号対雑音比のスペクトルが低いために大気パラメータが適切に制約されていなかったため、5つの星を破棄しました。したがって、17個のクラスターに属する28個の星について、詳細な化学的存在量が決定されました。それらのほとんどにとって、これは文献で利用可能な最初の化学分析です。最後に、サンプル内のクラスターを、十分に研究されたクラスターの大規模な母集団と比較しました。研究されたシステムは、散開星団の大多数によって記述された、化学的および運動学的の両方の傾向に従います。最も金属が少ない3つのクラスター（NGC\、1027、NGC\、1750、およびトランプラー2）は、Siで強化されていますが、調査された他のアルファ元素（Mg、Ca、Ti）では強化されていないことに注意してください。
アリアドネ：SEDフィッティングによる正確で正確な恒星パラメータの測定
恒星のパラメータを正確に測定することは、観測可能な宇宙についての理解を深めるための重要な目標です。ただし、現在の方法は、多くの要因、特に、これらの方法が依存する、基礎となる進化モデルまたは大気モデルの基礎となるバイアスと物理的仮定によって制限されます。ここでは、ベイズモデル平均化を使用してすべての恒星モデルからの情報を組み込み、正確で正確な値に到達することでこの問題に取り組む、コードスペクトルエネルギー分布ベイズモデル平均化（ARIADNE）を紹介します。このコードは、スペクトルエネルギー分布フィッティング法を正確なガイア距離と組み合わせて使用して、温度、logg、[Fe/H]、A$_{\textV}$、および星の半径を測定します。干渉計で測定された半径と比較した場合、ARIADNEは、わずか0.001$\pm$0.070の平均分数差で、広範囲の恒星パラメータにわたって優れた一致の値を生成します。現在、6つの異なるモデルを組み込んでおり、場合によっては、それらの間に大きなオフセットがあり、温度と半径でそれぞれ最大550Kと0.6R$_\odot$の差に達します。たとえば、恒星の半径のそのようなオフセットは、60％の惑星の半径の違いを生じさせ、異なるモデルからの結果を組み合わせるときに均一性を否定します。また、0.4〜0.5R$_\odot$より小さい星の傾向も見られます。これは、全体的な範囲が干渉測定の不確実性の範囲内であっても、これらの星をより適切にモデル化するためにさらに多くの作業を行う必要があることを示しています。将来の研究のために、近くのAからMの矮星の改善されたバルクパラメータを提供するためにARIADNEの使用を提唱します。
中性子星-ヘリウム白色矮星バイナリーにおける物質移動の安定性の調査
| Title |
Investigating_the_stability_of_mass_transfer_in_neutron_star-helium_white_dwarf_binaries |
| Authors |
Hai-Liang_Chen,_Thomas_M._Tauris,_Xuefei_Chen,_and_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03820 |
中性子星-ヘリウム白色矮星（NS+HeWD）連星は、近軌道連星系の重要な進化的生成物です。それらはミリ秒パルサーとして観測されることが多く、LISA、TianQin、Taijiなどの宇宙搭載GW観測所によって検出される、超小型X線連星（UCXB）および連続重力波（GW）源に進化し続ける可能性があります。それにもかかわらず、物質移動を受けているNS+HeWDバイナリの安定性は十分に研究されておらず、まだ議論中です。この論文では、詳細な恒星進化コードメサを適用して、WD質量が0.17〜0.45$M_{\odot}$の範囲のNS+HeWDバイナリの進化をモデル化します。流体力学に基づく以前の研究とは対照的に、明らかにすべてのNS+HeWDバイナリが安定した物質移動を受けることがわかります。このようなUCXBの場合、WDの質量が大きいほど、最大物質移動係数が大きくなり、進化中の最小軌道周期が短くなります。最後に、NS質量とは無関係に、UCXBのWD質量とGW周波数の間に密接な相関関係があることを数値的および分析的に示します。
静水圧平衡方程式の導出について
一般化された応力テンソルを持つ球対称星の静水圧平衡方程式の幾何学的および分析的導出を開発し、提示します。分析的導出は、Navier-Cauchy方程式に基づいています。また、恒星天体物理学の教科書に見られるこの方程式の導出を批判的に調べ、教科書に提示されている導出の多くに誤りがあることを示しています。
| Title |
Convolutional_Neural_Networks_for_Searching_Superflares_from_Pixel-level_Data_of_TESS |
| Authors |
Zuo-Lin_Tu,_Qin_Wu,_Wenbo_Wang,_G._Q._Zhang,_Zi-Ke_Liu_and_F._Y._Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04019 |
この作業では、トランジット系外惑星探査衛星（TransitingExoplanetSurveySatellite）の3年間の観測から収集された、太陽系外惑星の15,638個のスーパーフレア候補を含む、データベースのさまざまな特徴画像とアレイに基づいて、6つの畳み込みニューラルネットワーク（CNN）がトレーニングされました。{\emTESS}）。これらのネットワークは、スーパーフレアを直接検索する方法であった人為的な目視検査に代わるものとして使用され、近年の誤検知イベントを除外します。恒星の光度曲線のみを使用してスーパーフレア信号を検索する他の方法とは異なり、誤検知イベントが混在するリスクが低い{\emTESS}ピクセルレベルのデータを通じてスーパーフレアを識別し、統計分析のためのより信頼性の高い識別結果を提供します。各ネットワークの評価された精度は約95.57\％です。これらのネットワークにアンサンブル学習を適用した後、スタッキング方法は100\％の分類率で97.62\％の精度を促進し、投票法は92.19\％の比較的低い分類率で99.42\％の精度を促進します。持続時間が短く、ピーク振幅が小さいスーパーフレア候補は、スーパーフレアの特徴を特定するのが難しいため、識別精度が低いことがわかります。{\emTESS}からの71,732個の太陽型星と15,638個のスーパーフレア候補を含むデータベースと、対応する特徴画像と配列、およびこの作業でトレーニングされたCNNが公開されています。
ソーラーオービター/EUIで観測された小規模EUV増光の自動検出
| Title |
Automatic_detection_of_small-scale_EUV_brightenings_observed_by_the_Solar_Orbiter/EUI |
| Authors |
N._Alipour,_H._Safari,_C._Verbeeck,_D._Berghmans,_F._Auch\`ere,_L._P._Chitta,_P._Antolin,_K._Barczynski,_\'E._Buchlin,_R._Aznar_Cuadrado,_L._Dolla,_M._K._Georgoulis,_S._Gissot,_L._Harra,_A._C._Katsiyannis,_D._M._Long,_S._Mandal,_S._Parenti,_O._Podladchikova,_E._Petrova,_\'E._Soubri\'e,_U._Sch\"uhle,_C._Schwanitz,_L._Teriaca,_M._J._West,_and_A._N._Zhukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04027 |
コンテクスト。コロナを加熱する物理的プロセスの調査には、頻繁な小規模の極端紫外線（EUV）増光の正確な検出が不可欠です。目的。統計分析のためのコロナルEUVイメージング観測で観察された形態学的および強度構造を使用して、キャンプファイヤーと呼ばれる小規模な増光を検出しました。メソッド。ゼルニケモーメントとサポートベクターマシン分類器に基づく方法を適用して、ソーラーオービター/極紫外線イメージャー（EUI）とSDO/AIAによって観測されたキャンプファイヤーを自動的に識別して追跡しました。結果。この方法では、50枚の高解像度EUV望遠鏡（HRIEUV）174{\AA}画像のシーケンスから8678個のキャンプファイヤー（長さスケールが400kmから4000km）を検出しました。EUIと同じ視野をカバーする21のほぼ同時期のAIA画像から、1131のキャンプファイヤーが見つかり、その58％がHRIEUV画像でも検出されました。対照的に、HRIEUVで認識されたキャンプファイヤーの約16％がAIAによって検出されました。2*10-16m-2s-1のキャンプファイヤー出生率を取得します。キャンプファイヤーの約40％は、少なくとも2つのHRIEUV画像で観察されており、5秒より長い期間を示しています。キャンプファイヤーの27％が冠状の輝点で発見され、残りの73％が冠状の輝点から発生したことがわかります。持続時間が245秒を超える23のEUIキャンプファイヤーを検出しました。キャンプファイヤーの約80％が超粒状境界で形成され、EUI/HRILyaによって観測されたネットワークジャンクションと強力なHIライマン-{\alpha}放出領域で最大の総強度を持つ特徴が生成されることがわかりました。キャンプファイヤーの総強度、ピーク強度、および投影面積の確率分布関数は、絶対指数が2〜3のべき乗則の動作に従います。この自己類似の動作は、自己組織化、または自己組織化された重要度の可能性のある兆候です。、キャンプファイヤーの形成過程で。
高緯度および極域コロナホール付近の回転速度
1997年から2006年の期間、SOHO/EIT195$\AA$フルディスクキャリブレーション画像で検出されたコロナホールを使用して、高緯度および極極に近いコロナホールの回転速度を計算し、それらの緯度変動を調査します。北緯80^{o}$から南緯$75^{o}$までのさまざまな緯度帯で、すべての領域、太陽円盤で観測された日数、および緯度について、コロナホールがしっかりと回転していることがわかります。コロナホールの恒星時の回転速度の推定値は、赤道では$13.051\pm0.206$deg/day、高緯度地域では$12.993\pm0.064$deg/day、近くでは$12.999\pm0.329$deg/dayです。極地。すべての緯度と面積について、これらのコロナホールの回転速度の年間変動も調査しました。コロナホールは何年にもわたって厳密に回転し、赤道、高緯度、極域の回転速度の大きさは太陽活動の大きさに依存しないことがわかります。
物質が支配的な初期の時代の暗黒物質の凍結の指紋
我々は、暗黒物質の凍結生成に対する初期の物質が支配的な時代の代替宇宙論的歴史の影響を研究します。このような初期の物質支配は、放射線に放散する準安定物質場によって引き起こされます。一般に、散逸率には、自明ではない温度とスケールファクターの依存性があります。放射線が支配的な宇宙での凍結メカニズムによる暗黒物質生成の通常の場合と比較して、このシナリオでは、可視セクターと暗黒セクターの間の桁違いに大きな結合に対応できます。最後に、原理の証明として、暗黒物質が標準模型の光子と動的に混合するサブGeVの暗黒光子によって生成される特定のモデルを検討します。このモデルのパラメータ空間は、初期の物質が支配的な時代の存在下での実験によって精査できることを指摘します。
動的に誘発されたトポロジカルインフレ
インフレ時代が$Sp（2）$ゲージ理論の強力なダイナミクスによって駆動されるインフレモデルを提案します。$Sp（2）$ゲージ理論の閉じ込められた相でのクォーク凝縮は、相転移時の熱浴のエネルギーに匹敵するインフラトンポテンシャルを生成します。その後、超プランクのグローバル最小値で、インフレは真の真空領域の間にある偽の真空領域で始まり、したがって「トポロジカルインフレーション」という名前が付けられます。偽の真空のスケール（$V（0）^{1/4}\sim10^{15}{\rmGeV}$）とグローバル最小値（$\langle\phi\rangle\simM_{P}$）、モデルは初期条件の問題に悩まされることなくCMBオブザーバブルと一致することができます。重要なことに、これは$V（\phi）$のパラメーターを微調整することなく実現されます。$Sp（2）$に加えて、このモデルは異常のない$Z_{6R}$離散$R$対称性に基づいています。注目すべきことに、すべてのパラメーターはCMB観測によって固定されていますが、モデルは、インフレーションスケール、超対称性の破れスケール、R対称性の破れスケール、ヒグシーノ質量、および力学の観点から与えられた右巻きニュートリノ質量を含むエネルギースケールの階層を予測します。$Sp（2）$のスケール。
新しいCDFWボソンの質量と検出の見通しのための不活性ヒッグス暗黒物質
| Title |
Inert_Higgs_Dark_Matter_for_New_CDF_W-boson_Mass_and_Detection_Prospects |
| Authors |
Yi-Zhong_Fan,_Tian-Peng_Tang,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_L._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03693 |
最近FermiLabで測定された$W$ボソンの質量は、標準模型（SM）を超える新しい多重項の存在を示唆しています。SMの最小限の拡張の1つは、追加のスカラーダブレットを導入することです。この場合、非SMスカラーはループ補正を介して$W$ボソンの質量を高めることができます。一方、適切な離散対称性により、ダブレット内の最も軽い新しいスカラーは安定し、暗黒物質粒子の役割を果たすことができます。不活性な2つのヒッグスダブレットモデルは、他の制約に違反することなく、新しい$W$ボソンの質量を自然に処理でき、好ましい暗黒物質の質量は$54$から$74$GeVの間であることを示します。熱遺物密度の3つの実行可能なパラメータ領域を特定します。$SA$共消滅、Higgs共鳴、および$SS\toWW^*$消滅です。最初の領域はHL-LHCによって完全にテストでき、2番目の領域は直接検出実験によって厳しく制限され、3番目の領域は観測された可能性のあるGalaxyで検出可能なGeVガンマ線および反陽子信号を生成する可能性があることがわかります。Fermi-LATおよびAMS-02による。
| Title |
Gravitationally_Lensed_Black_Hole_Emission_Tomography |
| Authors |
Aviad_Levis,_Pratul_P._Srinivasan,_Andrew_A._Chael,_Ren_Ng,_Katherine_L._Bouman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03715 |
イベントホライズンテレスコープからの測定により、ブラックホール周辺の発光を初めて可視化することができました。これまで、これらの測定値は、放射フィールドが取得期間にわたって静的であるという仮定の下で2D画像を復元するために使用されてきました。この作業では、重力レンズを利用してブラックホールの近くの連続的な3D放射フィールドを回復する新しい断層撮影アプローチであるBH-NeRFを提案します。他の3D再構成または断層撮影設定と比較して、このタスクには2つの重要な課題があります。1つはブラックホールの近くの光線が一般相対性理論によって決定される曲線経路をたどり、2つ目は単一の視点からの測定のみを観察することです。私たちの方法は、座標ベースのニューラルネットワークによってパラメータ化された連続体積関数を使用して未知の放出フィールドをキャプチャし、ケプラーの軌道ダイナミクスの知識を使用して、時間の経過に伴う3Dポイント間の対応を確立します。これらを組み合わせることで、BH-NeRFは、測定がまばらで軌道力学が不確実な困難な状況でも、正確な3D放射フィールドを回復できます。この作業は、イベントホライズン望遠鏡からの将来の測定値を使用して、銀河中心の超大質量ブラックホールの周りで進化する3D放射を回復する方法を示す最初のステップを踏みます。
誘電体を搭載した多波長マイクロ波空洞を備えた70\mu eV Dark PhotonDarkMatterを検索する
| Title |
Search_for_70_\mu_eV_Dark_Photon_Dark_Matter_with_a_Dielectrically-Loaded_Multi-Wavelength_Microwave_Cavity |
| Authors |
R._Cervantes,_G._Carosi,_C._Hanretty,_S._Kimes,_B._H._LaRoque,_G._Leum,_P._Mohapatra,_N._S._Oblath,_R._Ottens,_Y._Park,_G._Rybka,_J._Sinnis,_and_J._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03818 |
マイクロ波空洞は、質量が数$\mu$eVのボソン暗黒物質候補を探すために配備されています。ただし、これらのキャビティ検出器の感度はその体積によって制限され、従来使用されていた半波長キャビティは、質量が大きくなると体積が大幅に減少します。ADMX-Orpheusは、調整可能な誘電体負荷キャビティを高次モードで操作することでこの問題を軽減します。これにより、検出ボリュームを大きく保つことができます。ADMX-Orpheusの最初の実行では、65.5$\mu$eV（15.8GHz）と69.3$\mu$eV16.8GHzの間の動的混合角$\chi>10^{-13}$の暗黒光子暗黒物質が除外され、7.3GHzを超える最初の調整可能なマイクロ波空洞暗黒物質探索。
ドラッグされたサーフェス。エルゴリージョンの降着トーラスについて
エルゴ領域内またはカーブラックホールの外側エルゴ表面の近くを周回する拡張物質構成（「ドラッグされた」構成）が存在するための条件について説明します。検討中の共回転トーラスは、順圧状態方程式を備えた完全流体構成であり、中央のカーブラックホールの赤道面を周回しています。トロイダル磁場による磁化されたトーラスの可能性についても説明します。引きずりトーラスを観察できるアトラクタの表示は、トーラスの安定性とその観察に関連する流体特性と幾何学的特徴の分析とともに提供されます。ドラッグされたトーラスの内側の端からのQPO放出についても説明します。小さな引きずりトーラスは、特徴的な不安定性、つまり慣性系の引きずりの影響を受ける可能性があると主張します。この可能性は徹底的に調査されます。これは最終的にトーラスの破壊（ディスク剥離）につながる可能性があり、ブラックホールの地平線に非常に近い領域に存在する降着とプロセスと組み合わせることができます。トーリは、中央アトラクタの無次元スピンによって特徴付けられます。これらの構造は、無次元スピンが0.9897Mを超えるブラックホールを周回しているのを観察できます。
スカラーテンソル理論、より具体的にはホルンデスキー理論における非回転ブラックホール解についての線形摂動を研究します。既知のヘアリーブラックホールソリューションを認める2つの特定の理論を検討します。最初の理論であるアインシュタイン-スカラー-ガウス-ボネ理論には、スカラー場に結合されたガウス-ボネ項が含まれ、そのブラックホール解は一般相対性理論からの偏差を測定する小さなパラメーターの摂動展開として与えられます。4次元-アインシュタイン-ガウス-ボネ理論として知られている2番目の理論は、高次元のラブロック理論のコンパクト化と見なすことができ、正確なブラックホールソリューションを認めています。これらの解について軸方向と極方向の両方の摂動を研究し、それらの運動方程式を微分方程式の1次（放射状）システムとして記述します。これにより、アルゴリズムに従って、無限大と地平線での摂動の漸近的振る舞いを研究できます。最近開発されました。軸方向の摂動については、ポテンシャルと伝播速度を明示的に表現した効果的なシュロディンガーのような方程式も得られます。アインシュタイン-スカラー-ガウス-ボネの解は適切に動作する摂動を持っていますが、4次元-アインシュタイン-ガウス-ボネ理論は、その地平線の近くと無限大での摂動の異常な漸近的振る舞いを示し、これにより、入力モードと出力モードの定義が不可能になります。これは、これらの摂動のダイナミクスが一般的な相対性の場合とは大きく異なることを示しています。病的なようです。
回転宇宙論：古典的および量子的
ミニ超空間の枠組みの中で、空間的に平坦で異方性の宇宙論を再考します。ミニスーパースペースアクションの対称性と関連する保存則に特に重点を置いて、固体によって駆動される新しいクラスの回転宇宙論を発表します。それらの回転は、保存された角運動量に関して不変の方法で特徴付けられるという点で、物理的です。その過程で、バルトロらの結果を確認します。固体インフレの異方性のゆっくりとした崩壊に関して。次に、ミニスーパースペースアプローチを実験室として使用して、量子宇宙論の特定のパズルに対処します。これらの中で、宇宙の波動関数のレベルで量子状態の時空の対称性を特徴付ける方法です。固体駆動宇宙論の場合、この質問はより標準的な場合よりも明確に定義されているようです。ただし、他の質問は未回答のままです。特に、量子レベルで一貫している自由度のミニスーパースペースのような切り捨てをどのように操作するかという一般的な問題。
量子エンコーディングは整合フィルタリングに適しています
| Title |
Quantum_encoding_is_suitable_for_matched_filtering |
| Authors |
Do\u{g}a_Veske,_Cenk_T\"uys\"uz,_Mirko_Amico,_Nicholas_T._Bronn,_Olivia_T._Lanes,_Zsuzsa_M\'arka,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04159 |
整合フィルタリングは、レーダーや通信アプリケーションから重力波検出まで、いくつかの用途で使用される強力な信号検索技術です。ここでは、量子ビットを使用した整合フィルタリングの方法を考案します。このメソッドの漸近時間計算量はテンプレートの長さに依存せず、エンコードを含め、長さが$L$のデータと長さが$N$のテンプレートの場合は$\mathcal{O}（L（\log_2L）^2）$です。これは古典的に$\mathcal{O}（NL）$です。したがって、私たちの方法は、長いテンプレートの従来の計算よりも優れた時間計算量を持っています。4キュービットの実際の量子ハードウェアとシミュレーションを使用して、この方法を示します。
$ W $-ボソン質量異常：アクシオンのような粒子、暗い光子、カメレオンの暗いエネルギーのモデルを調べる
| Title |
$W$-boson_mass_anomaly:_probing_the_models_of_axion-like_particle,_dark_photon_and_Chameleon_dark_energy |
| Authors |
Guan-Wen_Yuan,_Lei_Zu,_Lei_Feng,_Yi-Fu_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04183 |
CDFコラボレーションによって測定された$W$-ボソン質量（$m_{W}=80.4335\pm0.009\mathrm{GeV}$）は、信頼水準$7\sigma$で標準モデル（SM）の予測を超えています。、これは新しい粒子または場の存在を強く支持しています。文献では、天体物理学および実験データを説明するために、さまざまな新しい粒子および/またはフィールドが導入されています。ここでは、CDFII$W$-ボソン質量測定を使用して、アクシオンのような粒子、暗い光子、およびカメレオンの暗いエネルギーを含む3つをテストします。カメレオンの暗黒エネルギーが厳しく制限されていることを示しながら、アクシオンのような粒子と暗黒光子のモデルの実行可能なパラメーター領域を見つけます。
