時間遅延と宇宙クロノメーター観測によるハッブル定数、空間曲率、宇宙誌の再考
| Title |
Revisiting_the_Hubble_constant,_spatial_curvature_and_cosmography_with_time-delay_and_cosmic_chronometer_observations |
| Authors |
Tonghua_Liu,_Shuo_Cao,_Sixuan_Zhang,_Chenfa_Zheng,_and_Wuzheng_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07365 |
この作業では、モデルに依存しないアプローチを使用して、ハッブル定数と空間曲率を同時に決定します。この方法では、宇宙クロノメーターを時間遅延測定と組み合わせて使用し、多項式展開の代わりに宇宙誌クロノメーター観測からの距離を再構築するために宇宙誌法が使用されます。このアプローチは、多項式係数の物理的意味と「妨害パラメータ」のキャリブレーションの問題を回避します。私たちの結果は、測定されたハッブル定数$H_0=72.24^{+2.73}_{-2.52}km/s/Mpc$が、ローカル距離ラダー測定から得られたものとよく一致していることを示しています。さらに、私たちの結果は、ゼロの空間曲率$\Omega_k=0.062^{+0.117}_{-0.078}$と宇宙の加速膨張$q_0=-0.645^{+0.126}_{-0.124}$を示しています強いレンズシステムの現在の時間遅延と宇宙のクロノメーター観測によってサポートされています。事前に平らな宇宙を仮定すると、$H_0=70.47^{+1.14}_{-1.15}km/s/Mpc$は、SH0ESとPlankCMBの観測結果の間にあると推測できます。さらに、4次フィッティングの収束と良さは3次フィッティングの場合よりも悪いです。最後に、宇宙膨張の歴史は、広範囲の赤方偏移の中で再構築されます。
z〜0.5銀河団の動圧ストリッピングMS 0451.6-0305
| Title |
Ram_pressure_stripping_in_the_z~0.5_galaxy_cluster_MS_0451.6-0305 |
| Authors |
Florence_Durret,_Lucie_Degott,_Catarina._Lobo,_Harald_Ebeling,_Mathilde_Jauzac,_Sut-Ieng_Tam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07445 |
周囲の高温X線ガスが銀河団に及ぼす圧力は、非対称の形状を特徴とするラム圧力ストリッピング（RPS）銀河の存在につながる可能性があり、場合によっては、青い星やX線ガスの尾部が存在する可能性があります。、星形成が増加します。約6x6Mpc^2の領域をカバーするハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージング、測光赤方偏移を備えた8等級の地上ベースのカタログ、および分光法に基づいて、クラスターMS0451.6-0305でz〜0.5でそのような銀河を検索しました。赤方偏移カタログ。クラスターメンバーとして、平均クラスター速度の4sigma_v内にある359個の銀河の分光赤方偏移サンプルと[0.48,0.61]の範囲をカバーする測光赤方偏移サンプルを定義しました。RPS銀河を検索し、ズーニバースコラボレーションを使用してそれらの分類のエラーをテストし、分光サンプルの位相空間図を計算しました。LePhare星の種族合成コードを実行して、RPS銀河と非RPS銀河の特性を分析および比較しました。分光学的および測光的赤方偏移サンプルでそれぞれ56および273のRPS候補が見つかり、クラスター全体に分布し、高密度領域を回避する傾向があります。位相空間図は、ガラス化した銀河、バックスプラッシュ銀河、および落下銀河のパーセンテージを示しています。RPS銀河の候補は、通常、かなり高い星形成率、若い年齢、および比較的低い質量を示します。この研究は、RPS銀河が、平均して、より若い星の種族をホストし、非RPS銀河と比較した場合に強く星を形成することを確認しています。分光学的および測光的赤方偏移を伴うRPS候補が同等の特性を持っているという事実は、そのようなオブジェクトの大きなサンプルがマルチバンド測光のみに基づいて収集できることを示しており、将来の非常に大規模なイメージング調査を考慮すると有望な結果です。
重力波源分布における双極異方性
| Title |
Dipole_Anisotropy_in_Gravitational_Wave_Source_Distribution |
| Authors |
Gopal_Kashyap,_Naveen_K._Singh,_Khun_Sang_Phukon,_Sarah_Caudill,_Pankaj_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07472 |
宇宙の静止フレームに関する私たちの局所的な動きは、宇宙マイクロ波背景放射（CMBR）で観測された双極子異方性の主な原因であると考えられています。重力波（GW）源の空の分布に対するこの動きの影響を研究します。結果として生じる双極子異方性を、GWソース数カウント、質量加重数カウント（質量強度と呼びます）、およびソースあたりの平均質量で決定します。BBHの数密度n（M）分布の質量M依存性は、データから直接取得されます。また、CMB双極子の方向に沿ったソースごとの観測可能な平均質量の異方性をテストします
人間原理の議論は本当に機能しますか？
宇宙定数$\Lambda_{\rmobs}$の非常に小さい観測値の人間原理による説明は、この値が星、惑星、そして最終的には私たち自身のような観測者の形成を促進すると主張しています。宇宙の星形成の最近の分析モデルは、$\Lambda_{\rmobs}$が宇宙の星形成の全体的な効率を最大化するものの、オブザーバーを生成する確率は$\sim400-500\、\Lambda_でピークに達すると予測していることを示します。{\rmobs}$。これらの予備的な結果は、星形成の効率と観測者の生成との直接的な関係が単純ではないことを示唆しており、人間原理の適用に伴う微妙な点を浮き彫りにしています。
再検討された最も急な成長：原始ブラックホール形成への影響
原始ブラックホール（PBH）は、初期の宇宙のさまざまなメカニズムによって生成される可能性があります。PBHをインフレーション現象学と結び付ける特定の形成チャネルは、小規模で強化された原始曲率摂動を引き起こします。この論文では、PBH質量関数への影響という観点から、原始パワースペクトルの成長がPBH形成に与える影響を再検討します。質量関数は、主にピーク振幅とe倍以上続くプラトーの存在に応じて、パワースペクトルの成長とその後の減衰の急峻さに比較的鈍感であることを示します。もちろん、パワースペクトルの形状は他のトレーサーによって制約される可能性があるため、その形状の物理的制限を理解することは適切な問題です。ハッブル階層のパラメーターのさまざまな値の間でバックグラウンドがどれだけ迅速に遷移できるかについて詳しく説明します。これは、バックグラウンドのインフラトンフィールドの一貫した微分展開から最終的に派生する必要があります。マッチング計算に関連するアーティファクトについて説明し、保守的に平滑化された遷移とパワースペクトルの成長量の制限により、単一フィールドのインフレで以前に見つかった最も急な成長指数の堅牢性を強調します。
タイタンの上層大気における化学種とヘイズの季節変動
| Title |
Seasonal_variations_of_chemical_species_and_haze_in_Titan's_upper_atmosphere |
| Authors |
Siteng_Fan,_Daniel_Zhao,_Cheng_Li,_Donald_E._Shemansky,_Mao-Chang_Liang,_Yuk_L._Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07259 |
土星の軌道面に対するタイタンの26.7{\deg}の赤道傾斜角に起因する日射量の大きな変化により、タイタンの大気では季節変動が顕著です。ここでは、タイタンの年の4分の1以上（2006-2014、LS=318{\deg}-）にわたる、中間圏と下部熱圏を含む400-1200kmのタイタンの上層大気における炭化水素とニトリル種の調査を示します。60{\deg}）、カッシーニ/UVISによって取得された18個の恒星食観測を使用。8つの化学種（CH4、C2H2、C2H4、C2H6、C4H2、C6H6、HCN、HC3N）とヘイズ粒子の垂直プロファイルは、ポインティングモーションの技術的問題を考慮した機器前方モデルを使用してこれらの観測から取得されます。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アルゴリズムは、検索でパラメーターの事後確率分布を取得するために使用されます。これは、種のプロファイルを制約できる範囲を本質的にテストします。結果は、分点の前に種のプロファイルの変化が目立たないことを示していますが、夏の半球での気温の低下と有意な湧昇は、5地上年後に見られます。分離したヘイズ層の高度は春分に向かって減少し、その後消え、データの時間範囲内で再出現は識別されません。これはカッシーニ/ISSからの観測と一致しています。この研究は、タイタンの上層大気の季節変化に対する観測上の制約を提供し、大気化学とその中のダイナミクスのさらなる調査を示唆しています。
超臨界水圏をもつ低質量惑星の安定性について
| Title |
On_the_stability_of_low-mass_planets_with_supercritical_hydrospheres |
| Authors |
Hugo_Vivien_and_Artyom_Aguichine_and_Olivier_Mousis_and_Magali_Deleuil_and_Emmanuel_Marcq |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07451 |
短周期で水塊の少ない惑星は、それらのホスト星からの強い照射を受け、超臨界状態の水圏をもたらします。これに関連して、低質量領域（0.2--1$M_{\oplus}$）で適度に湿っている小さな地球型惑星への照射の役割を調査します。大気モデルに結合された内部構造モデルを利用して、0.01〜5\％の範囲の含水量のバルク特性を調査します。この結合により、水圏の重量による内部の圧縮と、低質量領域での大気不安定度の可能性の両方を考慮に入れることができます。質量が小さく、水分含有量が少ない場合でも、これらの惑星は膨張した大気を示していることを示しています。惑星の質量が非常に低く、照射温度が高い場合、惑星の半径に対するスケールハイトの比率$\eta$が臨界値$\sim0.1$を超えると、蒸気大気が重力的に不安定になることがわかります。現在検出されているすべての太陽系外惑星は0.013未満の$\eta$の値を示しているため、この結果は観測データによって裏付けられています。それらの含水量に応じて、我々の結果は、有意な水圏を伴う最大$0.9M_{\oplus}$までの高度に照射された低質量の惑星は安定した形ではなく、揮発性のエンベロープを失うはずであることを示しています。
文脈における彗星：彗星の組成と原始太陽星雲モデルとの比較
| Title |
Comets_in_context:_Comparing_comet_compositions_with_protosolar_nebula_models |
| Authors |
Karen_Willacy,_Neal_Turner,_Boncho_Bonev,_Erika_Gibb,_Neil_Dello_Russo,_Michael_DiSanti,_Ronald_J._Vervack_Jr.,_Nathan_X._Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07517 |
彗星は、若い太陽系での彗星形成時の化学的および物理的条件への貴重な窓を提供します。9つの分子で観測された存在量の範囲と、29個の彗星のサンプル全体の平均値を、原始太陽星雲のモデルから予測された中立面の氷の存在量と比較することによって、これらのオブジェクトがいつどこで形成されたかについての洞察を求めます。氷が星間物質から受け継がれる私たちの基準モデルは、考慮される各分子の観測された混合比の範囲を説明できますが、単一の場所または時間ですべての分子の存在量を同時に再現することはできません。これは、各彗星がさまざまな条件下で処理された物質で構成されていることを示唆しています。対照的に、ディスク材料の初期組成が「リセット」され、以前の化学履歴を一掃するモデルでは、彗星で観測された存在量の全範囲を説明することはできません。異なる熱条件下で処理された材料を組み合わせたおもちゃのモデルを使用すると、木星ファミリーとオールトの雲彗星の平均的な特性の両方を説明するために、暖かい（COが少ない）材料と冷たい（COが多い）材料の組み合わせが必要であることがわかります。そして私たちが考える個々の彗星。これは、初期の太陽系における氷で覆われた塵の粒子の輸送（放射状または垂直のいずれか）によって発生する可能性があります。モデルを平均的な木星ファミリーとオールトの雲彗星の組成と比較すると、A'Hearnetal。の発見と一致して、ディスクの重なり合う領域に形成された2つのファミリーが示唆されます。（2012）そしてニースモデルの予測（Gomesetal。2005、Tsiganisetal。2005）。
ローカルグループの動的質量推定に対する天の川の移動速度の意味
| Title |
Implications_of_the_Milky_Way_travel_velocity_for_dynamical_mass_estimates_of_the_Local_Group |
| Authors |
Katie_Chamberlain_(1,_2),_Adrian_M._Price-Whelan_(2),_Gurtina_Besla_(1),_Emily_C._Cunningham_(2),_Nicol\'as_Garavito-Camargo_(2),_Jorge_Pe\~narrubia_(3),_Michael_S._Petersen_(4)_((1)_University_of_Arizona,_(2)_Flatiron_Institute,_(3)_University_of_Edinburgh,_(4)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07173 |
局所銀河群（LG）の総質量は、その構成銀河の軌道を解釈し、LGを宇宙論的文脈に置くことを可能にする基本的な量です。総質量を直接推測できる数少ない方法の1つは、天の川（MW）とM31の相対軌道をモデル化する「タイミング引数」です。ただし、MW自体は平衡状態になく、合併の歴史と最近のLMC/SMCのペリセントリック通過の副産物です。その結果、最近の研究では、MWディスクが外側に対して$\sim32〜{\rmkm}〜{\rms}^{-1}$の下限「移動速度」で移動していることがわかりました。恒星のハロー（Petersen＆Pe\〜{n}arrubia2021）、したがって、この動きを考慮しない過去のタイミング引数の測定値にバイアスをかけます。M31の最近の運動学的測定のいくつかの異なる編集を使用して、MWディスクのこの測定された移動速度を組み込んだタイミング引数モデルを使用して、総LG質量を測定します。測定された移動速度を組み込むと、静的MWハローと比較して推定LG質量が10〜20％低下し、更新された総質量が$4.0^{+0.5}_{-0.3}\times10^{12であることがわかります。}\rmM_{\odot}$または$4.5^{+0.8}_{-0.6}\times10^{12}\rmM_{\odot}$は、採用されたデータセットに応じて異なります。より離れたトレーサーを使用して移動速度を測定すると、さらに大きな値が得られる可能性があり、これにより、推定されるLGの質量がさらに減少します。したがって、新しく測定された移動速度は、静的なMWハローを持つモデルよりもLGの質量が小さいことを直接意味し、ローカルボリュームの将来の動的研究で考慮する必要があります。
ALMAレンズクラスター調査：$ z \simeq0.5-6$にわたるレンズ付きの塵の多い星形成銀河のALMA-Herschel共同研究
| Title |
ALMA_Lensing_Cluster_Survey:_ALMA-Herschel_Joint_Study_of_Lensed_Dusty_Star-Forming_Galaxies_across_$z\simeq0.5-6$ |
| Authors |
Fengwu_Sun,_Eiichi_Egami,_Seiji_Fujimoto,_Timothy_Rawle,_Franz_E._Bauer,_Kotaro_Kohno,_Ian_Smail,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Yiping_Ao,_Scott_C._Chapman,_Francoise_Combes,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Daniel_Espada,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Minju_M._Lee,_Kana_Morokuma-Matsui,_Alejandra_M._Mu\~noz_Arancibia,_Masamune_Oguri,_Roser_Pell\'o,_Yoshihiro_Ueda,_Ryosuke_Uematsu,_Francesco_Valentino,_Paul_Van_der_Werf,_Gregory_L._Walth,_Michael_Zemcov,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07187 |
1.15mmでALMAレンズクラスター調査（ALCS）によって検出されたソースのALMA-Herschel共同分析を提示します。100〜500$\mu$mのHerschel/PACSおよびSPIREデータは、安全に検出された（141のソース、メインサンプルでは）またはS/N$\geq$4で暫定的に検出された33のレンズクラスターフィールドの180のALMAソースに対してデブレンドされます。クロスマッチしたHST/Spitzerの対応物を使用して、1.15mmの磁束密度を$\sim0.02$mJyまでデレンスしました。遠赤外線スペクトルエネルギー分布モデリングを実行し、少なくとも1つのハーシェルバンドで$>2\sigma$で検出された125個のソース（独立して109個）のほこりっぽい星形成の物理的特性を導き出しました。$z=4.2\pm1.2$に存在する可能性が高い17の光学/近赤外光源を含む27の安全なALCS光源は、どのハーシェルバンドでも検出されません。赤方偏移分布の16-50-84パーセンタイルは、メインサンプルのALCSソースでは1.15-2.08-3.59であり、より暗いミリメートルソース（$f_{1150}\sim）の中で$z\simeq1-2$銀河の割合が増加していることを示しています。0.1$mJy）。レンズ倍率の中央値が$\mu=2.6_{-0.8}^{+2.6}$の場合、メインサンプルのALCSソースは、固有の星形成率の中央値が$94_{-54}^{+84}です。\、\mathrm{M}_\odot\、\mathrm{yr}^{-1}$、同様の赤方偏移での従来のサブミリ波銀河よりも$\sim$3の係数で低くなっています。私たちの研究は、$z\simeq0-2$のサンプル内に$L_\mathrm{IR}<10^{12}\、\mathrm{L}_\odot$銀河がある場合、ダスト温度の赤方偏移の進化が弱いか、まったくないことを示唆しています。$L_\mathrm{IR}>10^{12}\、\mathrm{L}_\odot$では、塵の温度は$z\simeq1-4$全体で変化を示さず、ローカルの宇宙よりも低くなっています。。サンプルの最も高い赤方偏移のソース（$z=6.07$）の場合、MACS0416Y1で$z=8.31$で報告された極端なダスト温度（$>$80K）を除外できます。
球状星団の形成について：観測との比較
| Title |
On_the_formation_of_globular_clusters:_comparison_with_observations |
| Authors |
Santiago_Jim\'enez_and_Guillermo_Tenorio-Tagle_and_Sergiy_Silich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07271 |
この論文は、巨大な星からのフィードバック、放射冷却、および原始雲の金属量によって生成された制約の下で、球状星団に少なくとも2つの恒星世代を形成するために必要な条件を扱っています。私たちの計算は、最初の恒星世代（1G）$\epsilon_{1G}$の星形成効率に対する2つの主な制約に基づいています。まず、$\epsilon_{1G}$は、恒星風と超新星が、第2世代（2G）が形成される残りのガスを乱さないことを保証するために制限されています。第二に、$\epsilon_{1G}$も制限されているため、トラップされた超新星によって引き起こされる金属量の向上は、観測結果と一致して、$\sim$0.1dex以下になります。球状星団の最終結果を定義するいくつかの中心的なパラメーター：原始雲の質量と半径、それらの金属量、および$\epsilon_{1G}$。ここでは、すべての制約を満たしたモデルで構成されるパラメーター空間が、第1世代の星の割合（$f_{\textrm{1G}}$）とクラスターの総質量との間に散在する観測された反相関と非常によく一致することが示されています。私たちのモデルはまた、データと一致して、金属量対質量（または半径）平面内の単一および複数の集団クラスターを識別します。したがって、我々の結果は、複数の星の種族の存在が、残りのガスの一部を保持する球状星団の能力と密接に関連していることを示唆しています。
天の川のプローブとしての二重白色矮星からの重力波
| Title |
Gravitational_Waves_from_Double_White_Dwarfs_as_probes_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Maria_Georgousi,_Nikolaos_Karnesis,_Valeriya_Korol,_Mauro_Pieroni,_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07349 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）などの将来の重力波検出器は、私たち自身の銀河とその周辺にあるかなりの数の超コンパクトな恒星質量バイナリを解決できるようになるでしょう。これらは主に二重白色矮星（DWD）バイナリであり、それらの基礎となる個体群の特性は、銀河のさまざまな特性に直接相関する可能性があります。特に、LISAを使用すると、$\sim\mathcal{O}（10^4）$バイナリを解決できますが、残りは混乱した前景信号を生成します。両方のカテゴリを使用して、多くの天体物理学の質問に対処できます。銀河から放出される全電磁放射が基礎となる全恒星質量にどのように関係するかと同様に、この研究では、混同前景信号のスペクトル形状と振幅を調査することによって同じ量を推測するフレームワークを提案します。固定DWD進化モデルの場合、全恒星質量のパーセンテージレベルの相対誤差を取得します。これは、質量の値が大きくなるにつれて向上します。同時に、固定質量および500〜pc未満のスケールハイトでのMikyWay形状の変化は、確率的信号の形状だけでは区別できないことがわかります。最後に、解決可能なソースのカタログを利用して、DWDバイナリの基礎となる母集団の特性を調査します。DWD周波数、合体時間、チャープ質量（最大$<0.7\、$M$_\odot$）の分布は、バイアスなしでLISAデータから再構築できることを示します。
硬X線で選択されたタイプ1AGNにおけるブラックホール質量とバルジ光度の関係
70か月のSwift-BATX線源カタログから選択されたハッブル宇宙望遠鏡で取得された35個の近く（$z<0.1$）のタイプ1活動銀河核（AGN）の$I$バンド画像を使用して、測光を調査します。ホスト銀河の特性。点像分布関数（PSF）モデルと画像分解を注意深く処理することで、サンプルの$I$バンドの明るさとバルジの有効半径を確実に測定します。シングルエポック分光データからのブラックホール（BH）質量推定とともに、BH質量と$I$バンドバルジ光度の関係（$M_{\rmBH}-M_{I、\rmbul}$の関係）を示します。）サンプルAGNの。私たちのサンプルは、非アクティブな銀河の$M_{\rmBH}-M_{I、\rmbul}$の関係から、0.4dexだけオフセットされていることがわかります。つまり、特定のバルジ光度では、サンプルのBH質量は体系的になります。不活性な銀河よりも小さい。また、非アクティブな銀河に関する$M_{\rmBH}-M_{I、\rmbul}$関係のゼロ点オフセットが、エディントン比と相関していることも示しています。Kormendyの関係に基づいて、サンプルの楕円形と古典的なバルジの平均表面輝度は通常の銀河の平均表面輝度に匹敵することがわかり、バルジの輝度がサンプルで向上していないことがわかります。結果として、非アクティブな銀河からの$M_{\rmBH}-M_{I、\rmbul}$関係の偏差は、ビリアルBH質量推定量のスケーリング係数がエディントン比に依存しているためである可能性があると結論付けます。
スターバースト後の銀河における分子ガスの状態
| Title |
The_State_of_the_Molecular_Gas_in_Post-Starburst_Galaxies |
| Authors |
K._Decker_French_(UIUC),_Adam_Smercina_(Washington),_Kate_Rowlands_(STScI/JHU),_Akshat_Tripathi_(UIUC),_Ann_I._Zabludoff_(Arizona),_J.D._Smith_(Toledo),_Desika_Narayanan_(Florida),_Yujin_Yang_(KASI),_Yancy_Shirley_(Arizona),_Katey_Alatalo_(STScI/JHU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07465 |
銀河の分子ガスは、星形成の燃料と、星形成を強化または抑制するプロセスの両方を追跡します。したがって、分子ガスの状態を観察することで、銀河が星の形成を停止する時期と理由を知ることができます。この研究では、スターバースト後の段階を経て進化する銀河の分子ガスのALMA観測を提示します。これらの銀河は、使用されているSFRトレーサーに関係なく、現在の星形成率が低いですが、それらの光学スペクトルは、過去600Myr以内に終了した最近の星形成のバーストの証拠を示しています。スターバースト後の3つの銀河のCO（3--2）観測と、スターバースト後の6つの銀河（4つの新しい）の高密度ガスHCN/HCO$^+$/HNC（1--0）観測を示します。スターバースト後は、スターバースト銀河よりも初期型に似た、CO（3〜2）までのCOスペクトル線エネルギー分布（SLED）によって追跡されるように、励起が低くなっています。低い励起は、高温ではなく密度が低いと、スターバースト後の段階での星形成が抑制される可能性があることを示しています。1つの銀河は、CO（3--2）によって追跡されたブルーシフトされた分子ガスの流出を示しています。MaNGAの観測は、イオン化されたガスの速度が恒星の速度場に対して乱されており、ブルーシフトされた成分が分子ガスの流出と整列しており、多相の流出を示唆していることを示しています。HCO$^+$/COの比率が低く、全分子ガスに比べて高密度分子ガスの割合が低いことを示しています。ここで検討した最年少のスターバースト後銀河を除いて、スターバースト後の段階全体で見られます。
| Title |
Formation_of_Low-mass_Black_Holes_and_Single_Millisecond_Pulsars_in_Globular_Clusters |
| Authors |
Kyle_Kremer,_Claire_S._Ye,_Fulya_K{\i}ro\u{g}lu,_James_C._Lombardi_Jr.,_Scott_M._Ransom,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07169 |
中性子星と主系列星の接近は球状星団で起こり、さまざまな結果につながる可能性があります。ここでは、星の潮汐破壊をもたらす遭遇を研究します。$N$-bodyモデルを使用して、これらの混乱における典型的な恒星の質量と、イベント率のホストクラスタープロパティへの依存性を予測します。潮汐破壊現象は、コアが崩壊した球状星団で最も頻繁に発生し、破壊された星のおよそ$25\％$が合併生成物（つまり、青色はぐれ星）であることがわかります。流体力学シミュレーションを使用して、潮汐破壊自体を（数日のタイムスケールで）モデル化し、中性子星に結合した質量と形成された残留円盤の特性を決定します。衝突パラメータと破壊された星の質量に応じて、ディスクの質量はおよそ$0.1-1\、M_{\odot}$の範囲で、通常の半径は$\rm{a\、few}\、\it{R}です。_{\odot}$。さらに、中性子星は、束縛されていない噴出物の非対称性の結果として、最大約$20\、$km/sの衝撃的なキックを受けることがわかります。これらのキックは、これらの中性子星をホストクラスター内の細長い軌道に配置し、アポセンターの距離はクラスターコアのかなり外側にあります。最後に、（超臨界）降着円盤の進化をより長いタイムスケール（破壊後数日から数年）でモデル化して、中性子星への降着率とそれに伴うスピンアップを推定します。束縛された質量の$\gtrsim1\％$が中性子星に降着する限り、ミリ秒のスピン周期を達成することができます。球状星団で観測された{\em分離\/}ミリ秒パルサーの数の増加は、少なくとも部分的には、このメカニズムによって形成された可能性があると主張します。大幅な質量成長の場合、これらの中性子星のいくつかは崩壊して低質量（$\lesssim3\、M_{\odot}$）ブラックホールを形成する可能性があります。
VonZeipel-Lidov-Kozaiメカニズム（vZLK）などの恒星質量ブラックホール連星の合併率を高めるメカニズムが提案されています。ただし、離心率を大幅に高め、vZLKによるマージ時間を短縮するには、高い傾斜が必要です。ここでは、ほぼ同一平面上の構成を含め、一般に離心率の増加によりコンパクトな連星が融合する可能性のある新しい経路を提案します。具体的には、AGNディスク内を移動するコンパクトなバイナリは、バイナリの歳差運動率が超大質量ブラックホールの周りの公転周期に等しい場合、出差共鳴で捕捉される可能性があります。私たちの研究では、ニュートン後の一次歳差運動による歳差運動と、バイナリの一方または両方のコンポーネントの周りのディスクによる歳差運動を含めています。離心率は、バイナリが共振をスイープするときに励起されます。これは、共振の秤動タイムスケールの10〜100倍のタイムスケールで移動する場合にのみ発生します。ディスクの質量が増加すると、秤動のタイムスケールは減少します。バイナリの離心率励起により、合併のタイムスケールを最大$\sim10^{3-5}$まで短縮できます。
薄い降着円盤からの電気力線によって駆動される風の大規模なダイナミクス
風は活動銀河核フィードバックプロセスにおいて重要な役割を果たします。風を研究する以前のシミュレーションは、小さな動的範囲にのみ焦点を合わせています。したがって、風がどこまで進むことができるか、そして風が大きな半径に移動できる場合、風の特性はどうなるかは不明です。電気力線によって駆動される風の大規模なダイナミクスを研究するためにシミュレーションを実行します。風の性質はブラックホールの質量（$M_{BH}$）と降着円盤の光度の両方に依存することがわかります。降着円盤の光度が$0.6L_{edd}$（$L_{edd}$はエディントン光度）である場合、$M_{BH}$とは関係なく、風の運動エネルギーフラックスは$1\％L_{edd}$を超えます。ブラックホールの可能性から脱出します。降着円盤の光度が0.3$L_{edd}$の場合、風の強さは$M_{BH}$の減少とともに減少します。$M_{BH}$が$10^9$から$10^6$の太陽質量（$M_\odot$）に減少すると、風の運動エネルギーフラックスは$\sim0.01L_{edd}$から$\sim10^に減少します。{-6}L_{edd}$。$M_{BH}\geq10^7M_\odot$の場合、風はブラックホールの可能性から逃れることができます。$M_{BH}=10^6M_\odot$の場合、風は逃げられません。硬X線バンドで観測された超高速風（\citealt{Goffordetal。2015}）の場合、降着円盤の光度に対する質量流束と運動エネルギー流束の観測された依存性は、線によってうまく生成できることがわかります。力駆動風モデル。また、軟X線バンドで観測された超高速風の特性は、電気力線駆動風モデルによって説明できることもわかりました。
回転する非カーブラックホールのエルゴ球における磁気リコネクションによるエネルギー抽出
エルゴ球における磁気リコネクションプロセスは、回転する非カーブラックホールの周りの相対論的プラズマについて調査されます。外部材料によって生成された磁場に浸された回転する非カーブラックホールの場合、フレームの引きずりにより、エルゴ球に逆平行の磁力線が形成される可能性があります。したがって、磁気リコネクションはエルゴ球で発生する可能性があります。このような磁気リコネクションは、プロセス中に角運動量を再分配することにより、無限大で負のエネルギーを生成する可能性があります。結果は、変形パラメータの効果により、磁気リコネクションによる回転する非カーブラックホールからのエネルギーの抽出が、正の変形パラメータの存在下で強化される可能性があることを示しています。
ガンマパルサーJ0357+3205の定期的な電波放射を検索します
メートル波長範囲でのガンマパルサーJ0357+3205からの電波放射の検索が実行されました。1,700回の観測セッションの1つで周期的な放出が見つかりました。平均的なパルサープロファイルは、半値幅が20〜25ミリ秒の単一成分です。パルサーフラックス密度の推定値は14mJyです。
Insight-HXMTは、SGR J1935 +2154IIの33日間の観測に専念しました。バーストスペクトルカタログ
| Title |
Insight-HXMT_dedicated_33-day_observation_of_SGR_J1935+2154_II._Burst_Spectral_Catalog |
| Authors |
Ce_Cai,_Shaolin_Xiong,_Lin_Lin,_Chengkui_Li,_Shuangnan_Zhang,_Wangchen_Xue,_Youli_Tuo,_Xiaobo_Li,_Mingyu_Ge,_Haisheng_Zhao,_Liming_Song,_Fangjun_Lu,_Shu_Zhang,_Qingxin_Li,_Shuo_Xiao,_Zhiwei_Guo,_Shenglun_Xie,_Yanqiu_Zhang,_Qibin_Yi,_Yi_Zhao,_Zhen_Zhang,_Jiacong_Liu,_Chao_Zheng_and_Ping_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07369 |
2020年4月28日以降、Insight-HXMTはマグネターSGRJ1935+2154に関する専用の観測を実施しました。広いエネルギー帯域（1〜250keV）とInsight-HXMTの高感度のおかげで、FRB200428の放出後の1か月にわたる活動エピソードの間に、SGRJ1935+2154から75バーストを取得しました。-これらのバーストの統合スペクトル分析とスペクトルパラメータの統計的分布。SGRJ1935+2154バーストの15％（11/75）については、CPLモデルが優先され、それらのほとんどはこのアクティブなエポックの後半で発生したことがわかります。累積フルエンス分布では、サンプルのバーストのフルエンスはFermi/GBMのフルエンスよりも約1桁弱いが、同じべき乗則分布に従うことがわかります。最後に、FRB200428（FRB200428-AssociatedBurst）に関連するX線バーストの時間積分スペクトルと同様のピークエネルギーを持つバーストを見つけますが、低エネルギー指数はより困難です。
SN1987Aからのニュートリノバーストに対するLSD応答のシミュレーション
| Title |
Simulation_of_the_LSD_Response_to_the_Neutrino_Burst_from_SN_1987A |
| Authors |
K.V._Manukovskiy,_A.V._Yudin,_N.Yu._Agafonova,_A.S._Malgin_and_O.G._Ryazhskaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07399 |
Geant4コードを使用して、SN1987Aからのニュートリノバーストに対するLSD応答の実物大シミュレーションを実行しました。ニュートリノフラックスパラメータは、標準崩壊モデルまたは回転超新星爆発モデルのいずれかのモデルに従って選択されました。選択したパラメータに応じて、検出器で必要な数のパルスを取得するか、それらのエネルギースペクトルを再現することができますが、両方を一緒に再現することはできないことを示しました。ニュートリノ放射とLSD自体および周囲の土壌の物質との相互作用がシミュレーションで考慮されました。また、2：52UTでの固有のLSD信号全体が、周囲の花崗岩からの中性子束によって生成されたという仮説を検討しました。ただし、この仮説はシミュレーションでは確認されませんでした。得られた結果は、可能な解釈のための豊富な資料を提供します。
重力波と短いガンマ線バーストGW170817/SHB170817A、あなたの毎日のバイナリ中性子星合体ではありません
| Title |
The_gravitational_wave_and_short_gamma-ray_burst_GW170817/SHB170817A,_not_your_everyday_binary_neutron_star_merger |
| Authors |
A._De_R\'ujula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07418 |
このイベントは、これまでのところユニークで、2つの中性子星の合体によって生成された重力波の標準的な見方を美しく確認しましたが、その電磁多波長観測は、ガンマの「標準火の玉モデル」の多数の初期バージョンと一致しませんでした光線バースト。逆に、彼らは「砲弾」モデルを支持する強力な証拠を提供しました。最も議論の余地のないことに、砲弾は電波波長で観測され、圧倒的な統計的有意性（$>\！17\、\sigma$）があり、予想どおり、見かけの超管腔速度$V_{appで空の平面を移動しました。}\sim4\、c$。
衝突するパルサー恒星風の進化における離心率の主な役割
巨大な星と非降着パルサーをホストする連星システムは、強力な非熱放射体になる可能性があります。相対論的パルサー風と非相対論的星雲の流出は軌道に沿って相互作用し、電波からガンマ線に放射する超相対論的粒子を生成します。これらの発生源の物理を適切に特徴付け、それらの放出と環境への影響をよりよく理解するには、広範囲の空間的および時間的スケールにまたがる流出相互作用の注意深いモデリングが必要です。完全な3次元アプローチは非常に計算コストがかかりますが、半定量レベルでは現実的でありながら、より単純な近似アプローチが利用可能です。ここでは、バイナリのサイズの1000倍までのサイズにまたがる領域で相互作用する流れの進化を計算するために、準3次元スキームで行われた計算の結果を示します。特に、衝撃を受けた流れの大規模な進化におけるさまざまな偏心の役割を初めて分析します。離心率が高いほど、フローは片側の流出のように振る舞い、離心率の値$\gtrsim0.75$に対してかなりコリメートされることがわかります。シミュレーションはまた、パルサーと恒星風が低離心率システムのグリッド内で完全に混合され、高度離心率システムよりも大規模でより確率的な振る舞いを示すことを明らかにします。
ブラックホールの降着におけるディスク蒸発と状態遷移の分析モデル
| Title |
Analytical_Model_of_Disk_Evaporation_and_State_Transitions_in_Accreting_Black_Holes |
| Authors |
Hyerin_Cho_(1_and_2),_Ramesh_Narayan_(1_and_2)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_Black_Hole_Initiative_at_Harvard_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07495 |
ブラックホールX線連星の状態遷移は、薄い降着円盤から高温のコロナへのガス蒸発によって引き起こされる可能性があります。解析的および数値的研究に適したこのプロセスの高さ統合バージョンを提示します。半径$r$をシュワルツシルト単位にスケーリングし、冠状質量降着率$\dot{m}_c$をエディントン単位にスケーリングすると、モデルの結果はブラックホールの質量に依存しません。したがって、状態遷移はX線連星とAGNで類似している必要があります。コロナソリューションは、ブレーク半径$r_b\sim10^3\、（\alpha/0.3）^{-2}$で分離された2つのべき乗則セグメントで構成されます。ここで、$\alpha$は粘度パラメーターです。ガスは$r>r_b$でディスクからコロナに蒸発し、$r<r_b$で凝縮します。$r_b$で、$\dot{m}_c$は最大値$\dot{m}_{c、{\rmmax}}\approx0.02\、（\alpha/0.3）^3$に達します。$r\ggr_b$でシンディスクが$\dot{m}_d<\dot{m}_{c、{\rmmax}}$で降着する場合、ディスクは$r_b$に達する前に完全に蒸発し、次のようになります。ハード状態。それ以外の場合、ディスクはすべての半径で存続し、熱状態を与えます。基本モデルは制動放射冷却と粘性加熱のみを考慮しますが、ディスクからのエネルギー輸送によるコンプトン冷却と直接冠状加熱を含むより現実的なモデルについても説明します。ソリューションはブラックホールの質量に依存せず、$r_b$は変更されません。このモデルは、$r>r_b$の場合は強いコロナ風を予測し、$r<r_b$の場合は$T\sim6\times10^8\、{\rmK}$コンプトン冷却コロナを予測します。2つの温度の影響は無視されますが、半径が小さい場合は重要になる可能性があります。
球状星団M19の2つの明るいポストAGB星の分光学的確認
| Title |
Spectroscopic_Confirmation_of_Two_Luminous_Post-AGB_Stars_in_the_Globular_Cluster_M19 |
| Authors |
Howard_E._Bond_(1,2),_Jacob_E._Jencson_(3),_Robin_Ciardullo_(1),_Brian_D._Davis_(1),_Michael_H._Siegel_(1)_((1)_Pennsylvania_State_University,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07206 |
球状星団（GC）で視覚的に最も明るい星は、漸近巨星分枝（AGB）から進化し、スペクトル型FおよびA（「黄色」のポストAGB（yPAGB）星）を通過する星です。yPAGB星は、銀河系外の距離を測定するための潜在的に優れた「種族II」標準光源です。銀河系GCシステムの最近の調査では、uBVI測光を使用して、バルマーの不連続性が大きい低表面重力の星を特定し、GCM19（NGC6273）でZNG4と呼ばれる明るいyPAGB星の候補を発見しました。、白色矮星の冷却シーケンスの上部近くにある、より高温の候補の青いPAGB星、ZNG2。両方のPAGB候補は、クラスターメンバーシップと一致する最近のGaiaEarlyDataRelease3で固有運動と視差を持っていますが、それでも分光学的検証が不足しています。ここでは、両方の星の中解像度スペクトルを提示し、それらがクラスターメンバーである可能性が非常に高い低重力オブジェクトであることを確認します。合成スペクトルのライブラリとの比較を通じて、星の大気パラメータの概算を行いました。yPAGBスターZNG4の有効温度はTeff〜6500K、表面重力はlogg〜1、金属量は[Fe/H]〜-1.5で、ホストクラスターと同様であることがわかります。青いPAGBスターZNG2は、Teff〜18000K、logg〜3であり、[Fe/H]〜-2.0〜-2.5の範囲で明らかに低い金属量を持っています。両方の星は明るいです（それぞれV=12.5と13.3）。詳細な大気パラメータと化学組成を決定し、視線速度を監視するために、高分散分光法のフォローアップをお勧めします。
Kanzelh \"oheデータセットによって決定された1964年から2016年の期間における太陽の差動回転と活動の変動
| Title |
Variation_in_solar_differential_rotation_and_activity_in_the_period_1964-2016_determined_by_the_Kanzelh\"ohe_data_set |
| Authors |
I._Poljan\v{c}i\'c_Beljan_(1),_R._Jurdana-\v{S}epi\'c_(1),_T._Jurki\'c_(1),_R._Braj\v{s}a_(2),_I._Skoki\'c_(2),_D._Sudar_(2),_D._Ru\v{z}djak_(2),_D._Hr\v{z}ina_(3),_W._P\"otzi_(4),_A._Hanslmeier_(5)_and_A._M._Veronig_(4_and_5)_((1)_University_of_Rijeka,_Faculty_of_Physics,_Rijeka,_Croatia,_(2)_Hvar_Observatory,_Faculty_of_Geodesy,_University_of_Zagreb,_Zagreb,_Croatia,_(3)_Zagreb_Astronomical_Observatory,_Zagreb,_Croatia,_(4)_Kanzelh\"ohe_Observatory_for_Solar_and_Environmental_Research,_University_of_Graz,_Treffen_am_Ossiacher_See,_Austria,_(5)_Institute_of_Physics,_University_of_Graz,_Graz,_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07396 |
Kanzelh\"oheObservatoryforSolarandEnvironmentalResearchの黒点図面で黒点グループをトレースすることにより、差動回転（DR）パラメーター$A$および$B$（赤道回転速度と太陽DRの勾配に対応）を決定しました。（KSO;1964-2008、太陽周期（SC）20-23の場合）およびKSO白色光画像（2009-2016、SC24の場合）。さまざまな統計的手法とアプローチを使用して、周期に関連する変動、太陽周期の位相を分析しました。DRの関連する変動と長期的な変動$A$と$B$は、統計的に有意な周期的変動を示します。太陽周期の位相に関連する$A$の変化は、以前に報告された理論的および実験的結果（より高い$A$太陽黒点の最小値の間、活動の最大値の間は$A$を低くします）、$B$の変化は、$B$のより負の値、つまり、活動最大値の間のより顕著なDRを観察するため、理論上の予測とは異なります。長い間この論文の結果-$A$の項の変動は、活動フリップ（1970年代）と赤道回転速度フリップ（1990年代初頭）の間の位相シフトの検出です。この期間中、$A$とアクティビティの両方が長期的な減少傾向を示し、それらの相関関係を示しています。したがって、理論モデルは、現代のGleissbergの最大値の後に発生する位相シフト期間では失敗しますが、その後の期間（1990年代以降）では、理論と実験の結果は一貫しています。$B$の長期変動は、一般に$B$と活動の反相関をもたらします。これは、分析した全期間（1964-2016）で$B$の上昇が観察され、その間に活動が減少したためです。53年間のKSOデータに基づいて、太陽のDRと活動の変動を初めて研究します。私たちの結果は、コロナ観測からの太陽周期段階に関連する結果とよく一致しています。
移流スカラーダストモデルを使用したWCdシステム内のダスト粒子成長の調査
ダストの生成は、相互作用する風を伴う大規模な連星系で観察される、より奇妙な現象の1つです。高温、UV光子束、および激しい衝撃は、凝縮するすべてのダスト粒子を破壊するはずです。ただし、極端な場合には、恒星風の総質量損失率の約30％のダスト生成収率が観測されています。この現象をよりよく理解するために、ダスト生成炭素相Wolf-Rayet（WCd）システムの一連の数値モデルを使用してパラメーター空間探査を実行しました。これらのモデルには、ダストの成長、破壊、放射冷却をシミュレートするパッシブスカラーダストモデルが組み込まれています。これらのシミュレーションにより、妥当なダスト収量が得られたことがわかります。塵の収量の大きな変化は、星の質量損失率の変化によって引き起こされ、質量損失率が大きくなると、塵の収量が増加します。同様に、星の間の軌道が近いと、ダストの収量も高くなります。最後に、ケルビン・ヘルムホルツ（KH）不安定性と風の混合を引き起こす高速ウィンドシアは、ダストの収量を大幅に増加させます。
最も速く回転するO型星の分光線モデリング
| Title |
Spectroscopic_Line_Modeling_of_the_Fastest_Rotating_O-type_Stars |
| Authors |
Katherine_Shepard,_Douglas_R._Gies,_Lex_Kaper,_Alex_De_Koter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07473 |
現在知られている最も急速に回転する星、VFTS102（$v_{e}\sini=649\pm52$kms$^{-1}$;O9：Vnnne+）およびVFTS285（$v_{e}\sini=610\pm41$kms$^{-1}$;O7.5：Vnnn）、大マゼラン雲の30Dor複合体の両方のメンバー。この研究は、HST/COSからの高分解能紫外線スペクトルとVLTX-shooterからの光学スペクトルおよびアーカイブVLTGIRAFFEスペクトルに基づいています。それらの光球、回転的に歪んだ形状、および重力減光の数値シミュレーションを利用して、モデルのスペクトル線プロファイルと予測される単色絶対フラックスを計算します。ガイド付きグリッド検索を使用して、観測された特徴とフラックスに最適なパラメータを調査します。これらの当てはめは、赤道回転速度、傾き、半径、質量、重力、温度、および赤みを含む、これらの星（および銀河系の対応物、$\zeta$Oph）の物理的パラメーターの推定値を生成します。両方の星が視線速度定数であるように見えることがわかります。VFTS102は臨界速度で回転しており、適度なHe濃縮を持っており、近くのOBアソシエーションLH99の動きを共有しているように見えます。これらの特性は、星が密接なバイナリ合併によってスピンアップしたことを示唆しています。VFTS285は臨界速度の$95\％$で回転しており、Heが強く濃縮されており、30Dorの中心にあるR136クラスターから離れています。ほとんどの場合、出生バイナリシステムのコンポーネントを解放した超新星爆発によって放出された逃走星である可能性があります。
| Title |
A_possible_solution_for_the_faint_young_Sun_paradox:_Clues_from_the_exoplanetary_data |
| Authors |
Shashanka_R._Gurumath,_K._M._Hiremath,_V._Ramasubramanian_and_Kinsuk_Acharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07515 |
暗い太陽のパラドックス（FYSP）は、太陽物理学における未解決の問題の1つです。本研究は、太陽のようなG型星とその太陽系外惑星系を通じて、FYSPの可能な解決策を得ることを目的としています。太陽系外惑星のデータの物理的特性を使用して、恒星の質量（M$_{\star}$）と質量損失率（$\frac{dM}{dt}$）と年齢（{\emt}）の間の経験的関係が得られます。質量損失率は、恒星の質量によって$\propto$$（M_{\star}/M_\odot）^{-3.788}$として変化し、年齢に比例して$\propto$t$^{-1.25}$として変化することがわかりました。、これは、質量損失の割合が進化の初期段階でより高いことを示しています。次に、惑星を持つG型星の恒星の質量に質量損失補正を適用し、進化の初期段階でそれらの初期質量を取得しました。続いて、これらの関係を適用して、進化の初期段階での太陽の質量損失率と質量を計算しました。これは、年間$\sim$10$^{-11}$太陽質量と$\sim$（1.061$\pm$0.006）それぞれ太陽質量。より高い太陽質量は、おそらく暗い太陽のパラドックスの問題を軽減することができます。次に、ホスト星の推定された初期の恒星の質量を使用して、惑星の質量との最良のべき乗則の関係を取得します。これは、{\em巨大な星が巨大な惑星を収容しているという仮説をサポートします。}最後に、同じ経験的なべき乗則を使用して、惑星太陽の近くの質量は$\sim$（0.84$\pm$0.19）木星の質量であると推定され、これは現在の太陽の地球惑星の質量と比較してはるかに高いです。したがって、この研究はまた、太陽の近くに惑星の質量が欠落していることを示唆しており、これはFYSPの問題を解決することができます。
宇宙定数と断熱不変量
断熱不変の性質は、球と点質量の重力の同一性の条件を満たす一般化されたポテンシャルについて研究されます。この関数には、宇宙定数に対応する第2項が弱磁場一般相対性理論として含まれており、銀河団と銀河団のダイナミクスと、ローカルフローとグローバルフローの2つの流れの結果としてのハッブル張力を記述できます。断熱不変量アプローチを使用して、ケプラー問題との違いを明示的に明らかにする離心率の式を含む、ワイエルシュトラス関数を介して軌道パラメーターを導出します。
量子重力効果は通常、小規模（プランクスケール）で重要であると想定されていますが、実際には、これらの効果は大規模（宇宙論的）でも非常に重要です。湾曲した時空では、最小の測定可能な運動量の存在が避けられないことが認識されています。この論文では、基礎となる場の理論の赤外線修正をエンコードする最小の測定可能な運動量カットオフの存在下での遅い時間の宇宙の熱力学的特性を研究します。この点で、非相対論的体制を検討し、理論の本質に最小限の測定可能な運動量が存在すると、宇宙の膨張が加速することを示します。これは、ダークエネルギーの代替として解釈できます。このモデルの宇宙は、過去に幻の線の交差を経験しました。
天王星と海王星への将来のミッションでの暗黒物質の局所検出の見通し
| Title |
Prospects_for_a_local_detection_of_dark_matter_with_future_missions_to_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
Lorenz_Zwick,_Deniz_Soyuer,_Jozef_Bucko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07242 |
天王星と海王星への将来のドップラー測距ミッションの軌道に対する暗黒物質（DM）の重力の影響を検出する可能性を調査します。さらに、このようなミッションが、天王星型惑星の周りのオービターを使用した歳差運動外の測定を通じて、修正された大規模な重力理論に提供できる制約を推定します。モンテカルロ-マルコフ連鎖法を使用して、DMの量を変化させた単純化された太陽系モデルで架空の宇宙船の軌道を再構築します。ドップラーリンクのノイズは、カッシーニ時代の値$\sigma^{\rm{Cass}}_{\rmA}=3\でスケーリングされたアラン偏差$\sigma_{\rmA}$によって特徴付けられます。10^{-15}$を掛けます。さらに、逆二乗の法則の修正のコンテキストで、天王星と海王星の予想される歳差運動外測定の精度をシミュレーションからの予想レートと比較します。将来のミッションは、$\rho_{\rm{DM}}\sim9\times10^{-20}\、（\sigma_{\rmA}/\sigma_{\rmA}^{\rm{Cass}}）$kg/m$^3$、$1\sigma$は予想される銀河密度$\rho_{\rm{DM}}\sim5\に制限されます10倍^{-22}$kg/m$^3$は$1.0として減少\times10^{-20}\、（\sigma_{\rmA}/\sigma_{\rm{Cass}}）^{0.8}$kg/m$^3$。ベースラインのアラン偏差から2〜3桁改善すると、DMのローカル検出が保証されます。太陽系ベースの観測によるミルグロムの内挿関数を除外し、現在の局所波または重力波ベースの測定を超えて重力子質量の制約を改善するには、測距ノイズを適度に低減するだけで済みます。私たちの分析はまた、太陽系の標準的な重力パラメータの測定を改善するための将来の測距ミッションの可能性を浮き彫りにします。
ガリレオの謎「モストロソンイオ」の解決策
ガリレオ・ガリレイは熟練した作家であり、有名な科学的記述法（多くの場合、対話形式）から演劇や詩まで、いくつかのジャンルを探求しました。彼の最後に出版された詩「Mostrosonio」（モンスターは私です）は、ソネットの形で書かれたなぞなぞです。ガリレオの謎の解決策は干支であることをお勧めします。
単極子が暗黒物質の一次相転移の間に生成されるときに暗黒物質として機能する可能性を研究します。私たちの研究は、強い重力波がETとCEによってプローブできるパラメータ空間内で、暗黒物質の遺物密度のごく一部にしか寄与できないことを示しています。短時間で遷移します。
