磁壁ネットワークのパワースペクトルとその等方性および異方性宇宙複屈折への影響
| Title |
Power_spectrum_of_domain-wall_network_and_its_implications_for_isotropic_and_anisotropic_cosmic_birefringence |
| Authors |
Naoya_Kitajima,_Fumiaki_Kozai,_Fuminobu_Takahashi_and_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05083 |
最近、プランク衛星データの新しい分析に基づいて、等方性宇宙複屈折と呼ばれる宇宙マイクロ波背景放射の偏光の均一な回転のヒントが報告されました。約$0.2-0.4$度の推奨される偏光の回転角度は、それが微細構造定数によって決定されることを強く示唆しています。これは、アクシオンのような粒子の磁壁によって非常に広いパラメーター範囲にわたって自然に説明できます。興味深いことに、アクシオンのような粒子ドメインの壁は、等方性の宇宙複屈折だけでなく、最後の散乱面でのアクシオンのような粒子場の空間分布を反映する異方性の複屈折も予測します。この手紙では、膨張宇宙における磁壁の形成と進化の格子シミュレーションを実行し、磁壁を構成するスカラー場の2点相関関数とパワースペクトルを初めて取得します。パワースペクトルは一般にランダムな壁分布に基づく分析予測と一致していますが、ハッブル半径に対応するスケールには主に過剰があることがわかります。私たちの結果を異方性宇宙複屈折に適用して、アクシオンのような粒子ドメイン壁によって引き起こされる回転角のパワースペクトルを予測し、それが宇宙マイクロ波背景放射の将来の観測の範囲内にあることを示します。
| Title |
Distinguishing_Primordial_Magnetic_Fields_from_Inflationary_Tensor_Perturbations_in_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Yilun_Guan,_Arthur_Kosowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05241 |
宇宙マイクロ波背景放射のBモード偏光を介したインフレーションからの宇宙論的テンソル摂動の主張された検出は、他の可能なBモード源を区別することを必要とします。そのような潜在的な混乱の原因の1つは、原始磁場です。十分に低い振幅のBモード信号の場合、べき乗則テンソル摂動とべき乗則原始磁場からのマイクロ波バックグラウンド温度と偏光パワースペクトルは区別できません。ただし、そのような磁場は、マイクロ波背景放射の重力レンズに類似した4点統計を使用して検出可能な小規模なファラデー回転を誘発することを示します。ファラデー回転信号は、磁場によって誘発されたBモード分極信号をテンソル摂動から区別し、0.001を超える有効なテンソル-スカラー比を実現します。これは、今後の分極実験で検出可能です。
レンズ宇宙ドリフト
宇宙が拡大するにつれて、遠方のソースの赤方偏移は時間とともに変化します。ここでは、レンズ付き光源、重力レンズ、および観測者の間の赤方偏移ドリフトの結果である重力レンズ現象について説明します。ソースが漂流する苛性アルカリの非常に近くにある場合、宇宙論的拡大のために一対の画像が発生する（または消える）可能性があります。さらに、レンズシステムは赤方偏移ドリフトの信号変換器として機能します。既存の複数の画像の角位置、倍率、歪み、および時間遅延が変化します。これらの現象の予想される頻度と、大規模な調査の時代にそれらを観察する見通しを推定します。画像分離におけるドリフト検出は、$\mu$arcsecの角度分解能で次世代の調査の範囲内にある可能性があります。
| Title |
A_void_in_the_Hubble_tension?_The_end_of_the_line_for_the_Hubble_bubble |
| Authors |
David_Camarena,_Valerio_Marra,_Ziad_Sakr,_Chris_Clarkson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05422 |
宇宙は、標準的なパラダイムを超える大規模な不均一性を特徴とする可能性があり、統計的均一性と等方性は、通常想定される$\sim$100Mpcよりもはるかに大きなスケールでのみ到達できることを意味します。これは、私たちが必ずしも典型的なオブザーバーではなく、コペルニクスの原理がスーパーハッブルスケールでのみ回復できることを意味します。ここでは、コペルニクスの原理の妥当性を想定せず、宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、タイプIa超新星、局所$H_0$、宇宙クロノメーター、コンプトンy歪み、および動的スニヤエフゼルドビッチ観測が幾何学的自由度を制約します。$\Lambda$LTBモデルを介してパラメータ化するローカル構造の例-基本的にはFLRWメトリックの非線形放射状摂動。非コペルニクス構造がハッブル張力を説明できるかどうかを定量化するために、不均一な宇宙でのハッブル定数の計算に細心の注意を払い、ベイズ因子と赤池情報量基準の両方を介したモデル選択を採用しています。私たちの結果は、$\Lambda$LTBモデルは$H_0$の緊張をうまく説明できますが、$\Lambda$CDMモデルに関しては、ハッブル定数、つまり$0.023<z<0.15$に適合します。すべての超新星サンプルを考慮すると、$H_0$の緊張は解決されず、$\Lambda$LTBモデルのサポートはなくなります。他のデータセットと組み合わせると、ハッブル張力に対するこのソリューションはほとんど役に立ちません。最後に、ローカル時空を再構築しました。データは、$\delta_L\approx-0.04$と$r^{\mathrm{out}}_L\approx300$Mpcの浅いボイドに最適であることがわかりました。これは、興味深いことに、95の境界にあります。\％標準モデルの期待値と比較した信頼できる領域。
この講演では、X線バンドのクラスター数カウントを使用して、科学的動機、潜在的な困難、および宇宙論の最近の進歩について概説します。私たちのフォワードモデリングアプローチは、実用的および概念的な欠点の多くを克服できることを示しています。XMM-XXL調査の最近の結果を紹介します。次のステップは、シミュレーションに人工知能技術を適用することです。これにより、不必要に複雑なスケーリング関係の形式を回避できます。正味の利益は、自由パラメーターの数を大幅に減らし、宇宙論的パラメーターとAGNフィードバックなどの真に物理的な成分の両方への直接アクセスを提供することです。このようにして、明示的なクラスター質量計算なしでクラスター宇宙論を実現します。
CLAUDSとHSC-SSPの共同深層調査におけるグループとプロトクラスター候補
| Title |
Groups_and_protocluster_candidates_in_the_CLAUDS_and_HSC-SSP_joint_deep_surveys |
| Authors |
Qingyang_Li,_Xiaohu_Yang,_Chengze_Liu,_Yipeng_Jing,_Min_He,_Jiasheng_Huang,_Y._Sophia_Dai,_Marcin_Sawicki,_Stephane_Arnouts,_Stephen_Gwyn,_Thibaud_Moutard,_H.J._Mo,_Kai_Wang,_Antonios_Katsianis,_Weiguang_Cui,_Jiaxin_Han,_I-Non_Chiu,_Yizhou_Gu_and_Haojie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05517 |
ヤンらによって開発された拡張ハローベースのグループファインダーを使用する。（2021）は、分光赤方偏移と測光赤方偏移を同時に介して銀河を処理できるため、CFHT大面積$U$バンドの結合から、広い赤方偏移範囲（$0<z<6$）で銀河群と候補プロトクラスターカタログを作成します。DeepSurvey（CLAUDS）およびHyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）の詳細データセット。$i$バンドの大きさが$m_{i}<26$で、空の範囲が$34.41\{\rmdeg}^2$の5,607,052個の銀河の選択に基づいて、合計2,232,134個のグループを特定し、その中に402,947個のグループがあります。少なくとも3つのメンバー銀河があります。赤方偏移$z>2.0$で、これらの最も裕福なグループの一般的な特性を視覚的に確認して説明しました。$5-7\h^{-1}\mathrm{Mpc}$の予測される分離と、赤方偏移$z>2$で最も裕福なグループの周りの赤方偏移の差$\Deltaz\le0.1$内の銀河数の分布を確認することにより、赤方偏移ビン$2\leqz<3$、$3\leqz<4$、および$z\geq4$で、それぞれ761、343、および43個のプロトクラスター候補のリストを特定しました。一般に、これらの銀河群とプロトクラスター候補のカタログは、宇宙論的時間に沿った銀河の進化を精査するのに役立つ環境情報を提供します。
スカラー曲率混合項を伴うインフレーション宇宙論$\xi R \ phi ^ 2 $
| Title |
Inflationary_Cosmology_with_a_scalar-curvature_mixing_term_$\xi_R_\phi^2$ |
| Authors |
Payel_Sarkar,_Ashmita_Rai,_Prasanta_Kumar_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05532 |
スカラー場インフラトンポテンシャルのクラスを用いたインフレーション宇宙論における非最小スカラー曲率混合$\xiR\phi^2$の宇宙論的制約を研究します（i）$V=V_0\phi^pe^{-\lambda\phi}$、（ii）$V=V_0（1-\phi^{p}）e^{-\lambda\phi}$（iii）$V=V_0（1-\lambda\phi）^p$および（iv）$V=V_0\frac{\alpha\phi^2}{1+\alpha\phi^2}$。Planck+WMAPと比較することにより、ポテンシャルパラメーター$\lambda、〜p$および$\alpha$に対応するポテンシャル$V$の$\phi$値の非最小結合パラメーター$\xi$に対する制約を取得します。インフレーション中に生成された曲率摂動のスペクトルインデックスに関するデータ。パラメータ空間では、上記のすべてのポテンシャルが、成功するインフレモデルに必要なe-fold数$N=40-60$を生成できることがわかります。スカラースペクトルインデックス$n_s$とテンソル対スカラー比$r$は、ポテンシャル（i）$V\propto\phi^pe^{\lambda\phiのPlanck2018データの$3\sigma$C.L内にあることがわかります。}$、$\lambda=0、p=2$;$\lambda=0.1、p=2、〜4$;$\lambda=0.01、p=2、〜4$;（ii）$V\propto（1-\phi^{p}）e^{-\lambda\phi}$for$\lambda=0.01、p=2,4$、（iii）$V\propto（1-\lambda\phi）^p$for$\lambda=\pm1、p=\pm2$。また、$\alpha=1,2$の潜在的な$V\propto\frac{\alpha\phi^2}{1+\alpha\phi^2}$は、$n_s$と$r$を生成できることもわかりました。WMAP3データと一致する値。
暗黒物質-バリオン散乱の正確なバックグラウンド衝突ボルツマン方程式の数値解法
| Title |
Numerical_solution_of_the_exact_background_collisional_Boltzmann_equation_for_dark_matter-baryon_scattering |
| Authors |
Suroor_Seher_Gandhi_and_Yacine_Ali-Ha\"imoud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05536 |
線形宇宙観測量は、バリオンによる暗黒物質（DM）の弾性散乱を調べるために使用できます。高精度のデータを利用するには、制約の精度に影響を与える可能性のある仮定を大幅に再評価する必要があります。DM-バリオン散乱の既存のすべての宇宙論的制約は、熱および運動量交換率を計算するために、DMがマクスウェル-ボルツマン（MB）速度分布を持っていることを前提としています。この仮定は必ずしも正当化されるわけではなく、バリオンとの相互作用に加えて、DMの自己相互作用を調べることはできません。MBの仮定を解除するには、完全な衝突ボルツマン方程式（CBE）を解く必要がありますが、これは非常に重要です。以前の研究では、CBEに対してより扱いやすいフォッカープランク（FP）近似が提案されましたが、その精度は不明なままでした。この作業では、均一に拡大する背景で、初めて正確なCBEを数値的に解きます。相対速度の正のべき乗則であるDM-バリオン散乱断面積を検討します。等方性微分散乱断面積の場合の衝突演算子の解析式を導き出します。次に、バックグラウンドCBEを数値的に解き、DM速度分布の解を使用して、DMバリオン熱交換率を計算します。これをMB仮定およびFP近似で得られたものと比較します。DMとバリオンの質量比の広い範囲で、FP近似は17％の最大誤差につながることがわかります。これは、MBの仮定によって導入される最大160％の誤差よりも大幅に優れています。私たちの結果はバックグラウンドの進化にのみ厳密に適用されますが、FP近似の精度は摂動に引き継がれる可能性があります。これにより、宇宙論的なボルツマンコードへの実装が促進され、MBの仮定の精度が大幅に低下し、バリオンおよびそれ自体とのDM相互作用のより一般的な調査が可能になります。
スケールのない超重力からの重力波
この論文では、SU（2,1）/SU（2）\-$\times$U（1）対称性を持つ非スケール超重力に基づいて4つの具体的なモデルを研究します。追加の項を使用して、K\"ahlerポテンシャルまたはスーパーポテンシャルのいずれかを変更します。このシナリオでは、誘導重力波は、LISA、BBO、DECIGOなどの将来の宇宙ベースの観測によって検出可能であると計算されます。調査中のモデルは次のとおりです。それらはすべて、修正されていない場合にスタロビンスキーの有効なスカラーポテンシャルを生成するため、相互に関連しています。重力波のスカラーパワースペクトルと確率的背景を数値的に評価し、インフレーションの観測プランク宇宙論的制約を満たしていることがわかります。これらのモデルの追加パラメータの内、重力波の生成のみが必要な場合は、宇宙のダークマターを説明するのに十分な原始ブラックホールを生成する場合よりも小さくなります。
RXCJ1230.7 + 3439の動的状態：マルチサブ構造化された融合銀河団
| Title |
The_dynamical_state_of_RXCJ1230.7+3439:_a_multi-substructured_merging_galaxy_cluster |
| Authors |
R._Barrena_(1_and_2),_H._B\"ohringer_(3_and_4),_G._Chon_(4)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_C/V\'ia_L\'actea_s/n,_E-38205_La_Laguna,_Tenerife,_Spain_(2)_Universidad_de_La_Laguna,_Departamento_de_Astrof\'isica,_E-38206_La_Laguna,_Tenerife,_Spain_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_D-85748_Garching,_Germany_(4)_Universit\"ats-Sternwarte_M\"unchen,_Fakult\"at_f\"ur_Physik,_Ludwig-Maximilian-Universit\"at_M\"unchen,_Scheinerstr._1,_D-81679_M\"unchen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05597 |
3.6mTNG望遠鏡とSDSSDR16公開データから取得した銀河の93個の新しい分光赤方偏移を使用して、z=0.332での銀河団RXCJ1230.7+3439の運動学的および動的状態を分析します。RXCJ1230は、赤方偏移空間で明確に孤立したピークとして表示され、グローバルな視線速度分散は$1004_{-122}^{+147}$kms$^{-1}$であり、3つのサブクラスターが存在する非常に複雑な構造。私たちの分析では、検出された3つの下部構造が合併前の段階にあり、主な相互作用が南西のサブクランプと発生していることが確認されています。メインクラスターと南西下部構造について、$\sigma_\textrm{v}\sim1000$と$\sigma_\textrm{v}\sim800$kms$^{-1}$の速度分散を計算します。、それぞれ。中央本体と南西下部構造は、LOS速度が$\sim870$kms$^{-1}$異なります。これらのデータから、$M_{200}=9.0\pm1.5\times10^{14}$M$_{\odot}$および$4.4\pm3.3\times10^{14}$Mの動的質量を推定します。RXCJ1230本体と南西の塊のそれぞれ$_{\odot}$。これは、クラスターが2：1の質量比の影響を特徴とするマージを受けることを示しています。この相互作用の2体問題を解き、最も可能性の高い解決策は、マージ軸がほぼ空の平面に含まれ、サブクラスターが$\sim0.3$Gyrで完全に相互作用することを示唆していることを発見しました。力学質量とX線データから得られた質量を比較すると、誤差（差$\sim15$\％）内での良好な一致が明らかになり、銀河の塊の最も内側の領域（$<r_{500}$）が示唆されます。ほぼ静水圧平衡にあります。要約すると、RXCJ1230は、その環境から他の銀河系を獲得する、マージ前の段階にある若いが大規模なクラスターでもあります。
プロファイル尤度を使用した$Planck$およびBICEP/Keck配列データからのテンソル対スカラー比の新しい制約
頻度論的プロファイル尤度法を使用して、テンソル対スカラー比パラメーター$r$の新しい上限を導き出します。$\Lambda$CDMモデルの関連するすべての宇宙論的パラメーター、および迷惑なパラメーターを変更します。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）を使用したベイズ分析とは異なり、私たちの分析は事前の選択とは無関係です。$Planck$パブリックリリース4、BICEP/KeckArray2018、$Planck$CMBレンズ、およびBAOデータを使用すると、95％C.L.で$r<0.037$の上限が見つかります。これは、ベイジアンMCMCの結果である$r<と同様です。$r$のフラットプライアと条件付き$Planck$lowlEB共分散行列の場合は0.038$。
CENN：現実的なマイクロ波空シミュレーションでのCMB回復のための完全畳み込みニューラルネットワーク
| Title |
CENN:_a_fully_convolutional_neural_network_for_CMB_recovery_in_realistic_microwave_sky_simulations |
| Authors |
J._M._Casas,_L._Bonavera,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_C._Baccigalupi,_M._M._Cueli,_D._Crespo,_E._Goitia,_J._D._Santos,_M._L._S\'anchez,_F._J._de_Cos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05623 |
コンテクスト。成分分離は、一般に多周波情報を考慮に入れて、天体物理学の地図で放出源を抽出するプロセスです。成分分離を実行するためのより信頼性の高い方法を開発することは、将来のCMB実験にとって非常に重要です。目的。宇宙マイクロ波背景放射（CENN）と呼ばれる完全畳み込みニューラルネットワークに基づく新しい方法を開発して、CMB信号を全強度で抽出することを目指しています。使用される周波数は、Planckチャネル143、217、および353GHzです。ネットワークを全天で、3つの緯度間隔で検証します：lat1=0^{\circ}<b<5^{\circ}、lat2=5^{\circ}<b<30^{\circ}、lat3=30^{\circ}<b<90^{\circ}、銀河系または点源マスクを使用しません。メソッド。トレーニングでは、CMB、ダスト、CIB、PSの放射、スニヤエフゼルドビッチ効果、機器のノイズを含む256ピクセルのパッチの形で現実的なシミュレーションを行います。ネットワークを検証した後、入力マップと出力マップの電力スペクトルを比較します。各緯度間隔と全天の残差からパワースペクトルを分析し、小規模で高汚染を処理するモデルのパフォーマンスを研究します。結果。4000を超えるまでの多重極に対して13{\pm}113{\mu}K^2の誤差でパワースペクトルを取得します。残差については、lat1に対して7{\pm}25{\mu}K^2を取得します。lat2の場合は2{\pm}10{\mu}K^2、lat3の場合は2{\pm}3{\mu}K^2。すべての空について、5{\pm}12{\mu}K^2を取得します。小規模で強い汚染のあるパッチでネットワークを検証し、50{\pm}120{\mu}K^2のエラーと40{\pm}10{\mu}K^2の残差を取得します。結論。完全畳み込みニューラルネットワークは、将来のCMB実験でコンポーネント分離を実行するための有望な方法です。特に、CENNは、大規模および小規模の両方で、銀河系および点源の前景からのさまざまなレベルの汚染に対して信頼性があります。
何か腐った匂いがしますか？暗黒物質の崩壊シナリオに関する線形制約を更新
| Title |
Do_you_smell_something_decaying?_Updated_linear_constraints_on_decaying_dark_matter_scenarios |
| Authors |
S._Alvi,_T._Brinckmann,_M._Gerbino,_M._Lattanzi,_and_L._Pagano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05636 |
宇宙のスープ中の粒子の安定性は、宇宙の進化に影響を与える可能性のある重要な特性です。この作業では、崩壊生成物が事実上質量がない場合に、崩壊するコールドダークマターシナリオの制約を更新します。基本的なケースとして、暗黒物質はすべて不安定であり、宇宙論的時間スケールで崩壊する可能性があると仮定します。次に、分析を拡張して、暗黒物質の一部のみが不安定で、残りの部分は標準の安定した暗黒物質で構成されているシナリオを含めます。SDSSDR7、BOSSDR12、eBOSSDR16、6dFGSからのバリオン音響振動（BAO）測定からの幾何学的情報とともに、線形スケールでの宇宙プローブの観測、つまりPlanck2018宇宙マイクロ波背景放射、偏光、レンズ測定を検討します。暗黒物質の減衰率に関する保守的な制約を導き出します。これらのデータセットを個別に検討して、各データセットの相対的な制約力を評価するとともに、共同の制約を評価します。コールドダークマター粒子の崩壊率の最も厳しい上限は、$\Gamma_\mathrm{DCDM}<0.129\times10^{-18}\、\mathrm{s}^{-1}$であることがわかります。（または、同等に、暗黒物質の寿命$\tau_\mathrm{DCDM}>246$Gyr）95\％C.L.Planckの一次異方性、レンズ効果、BAOの組み合わせ。
ピークスカラーソースによる重力波異方性の強化
| Title |
Enhancing_gravitational_wave_anisotropies_with_peaked_scalar_sources |
| Authors |
Ema_Dimastrogiovanni,_Matteo_Fasiello,_Ameek_Malhotra,_Gianmassimo_Tasinato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05644 |
宇宙起源の重力波（GW）の背景はほぼ等方性であると予想され、小さな異方性は宇宙マイクロ波背景放射の異方性に似ています。スカラーによって誘発されたGWバックグラウンドのケースを分析し、その過程でGW異方性を計算するための2つの異なるアプローチ間の関係を明らかにします。原始ブラックホールの生成の文脈で頻繁に考慮される、著しくピークのあるスカラースペクトルによって供給されるGWシナリオに焦点を当てます。結果として生じるGW異方性は、明確な周波数依存性によって特徴付けられることを示します。宇宙ベースのGW検出器の周波数帯域で強化されたGWバックグラウンドに集中する観測結果を調査します。異なる宇宙ベースのGW検出器間、およびGWとCMBの実験間の相互相関の両方を通じて、信号の検出可能性を研究します。
N体シミュレーションによる流体の気泡ダイナミクス
流体中の気泡ダイナミクスの研究への新しいアプローチを提示します。粒子ベースのシミュレーションに依存しているため、この方法は一般的であり、一般的に使用される完全流体の記述が失敗する場合に適しています。自由粒子または自己相互作用粒子に囲まれた真の真空気泡の膨張を研究し、自己相互作用が末端気泡壁速度にどのように影響するかを定量化します。十分に強く自己相互作用する流体の場合、局所的な熱平衡が気泡壁の周りで維持され、流体プロファイルは完全流体記述で得られたものと同様であることがわかります。
スケール依存のバイアス効果を使用して、実際に$ f _ {\ rm NL} $を制約できますか？
BOSSDR12銀河パワースペクトルを使用した銀河バイアスの不確実性の影響の図
| Title |
Can_we_actually_constrain_$f_{\rm_NL}$_using_the_scale-dependent_bias_effect?_An_illustration_of_the_impact_of_galaxy_bias_uncertainties_using_the_BOSS_DR12_galaxy_power_spectrum |
| Authors |
Alexandre_Barreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05673 |
銀河のパワースペクトルに対するスケール依存のバイアス効果は、局所的な原始非ガウス性（PNG）パラメーター$f_{\rmNL}$の非常に有望なプローブですが、効果の振幅は$f_{\rmに比例します。NL}b_{\phi}$、ここで$b_{\phi}$は線形PNG銀河バイアスパラメーターです。$b_{\phi}$に関する知識は現在非常に限られていますが、既存の$f_{\rmNL}$の制約と予測のほとんどすべてが、正確な知識を前提としています。ここでは、BOSSDR12銀河パワースペクトルを使用して、$b_{\phi}$に関する不確実な知識により、現在、特定の統計精度$\sigma_{f_{\rmで$f_{\rmNL}$を制約できないことを示しています。NL}}$。$b_{\phi}$と線形密度バイアス$b_1$の間の関係について異なる固定された選択肢を想定すると、$\sigma_{f_{\rmNL}}$は桁違いに変化する可能性があることがわかります。最も強い境界は$f_{\rmNL}=16\pm16\（1\sigma）$であり、最も緩い境界は$f_{\rmNL}=230\pm226\（1\sigma）$です。BOSSデータ。$b_{\phi}$の影響は、ゼロに近くなる可能性があるため、特に顕著になります。また、広い事前分布で$b_{\phi}$をマージナライズすることは保守的ではなく、実際にはパラメーター空間射影効果によってバイアスされた制約につながることも示します。銀河バイアスの仮定とは関係なく、スケール依存バイアス効果は、積$f_{\rmNL}b_{\phi}$を制約することによって、$f_{\rmNL}\neq0$を検出するためにのみ使用できますが、エラーバー$\sigma_{f_{\rmNL}}$は未定のままであり、結果をCMBと比較することはできません。$f_{\rmNL}b_{\phi}\neq0$が$1.6\sigma$の意味で見つかります。また、これらの問題が銀河バイスペクトルの分析にとって重要である理由についてもコメントします。私たちの結果は、$b_{\phi}$パラメータの堅牢な理論的事前確率を目的としたシミュレーションベースの研究プログラムを強く動機付けています。これがないと、銀河データを使用して$f_{\rmNL}$を競争的に制約することはできません。
オフセットマイクロレンズ縮退の数学的処理
最近Zhangらによって提案されたオフセットマイクロレンズ縮退。（2021）は、2体の惑星マイクロレンズ観測の解釈において、近幅および内外の苛性縮退を拡大縮退の統一されたレジームに一般化することが示されています。オフセット縮退は、投影された星と惑星の間隔（$s_{\rmA}\neqs_{\rmB}$）のみが異なる2つの惑星レンズの場合、光源の軌道が同じ倍率の点を横切る必要があることを示しています。レンズ軸上、プライマリから$u=（s_{\rmA}-1/s_{\rmA}+s_{\rmB}-1/s_{\rmB}）/2$にあります、退化した観測を引き起こすため。重要なことに、上記の形式は3つの苛性トポロジーすべてに適用され、$u=でない限り、近接ワイド縮退の$s_{\rmA}=1/s_{\rmB}$解がマイクロレンズ観測に厳密に現れることはないことを意味します。0$。ただし、オフセット縮退は数値計算で提案されており、理論的な正当性は示されていません。ここでは、オフセット縮退の理論的取り扱いを提供します。これは、数学的な縮退としての性質を示しています。第一原理から、オフセット縮退形式は、2つのケース（ソースがコースティクス内でレンズ軸と交差する場合）と$（s_A-s_B）の場合の質量比（$q$）で正確に0次であることを示します。コースティクスの外側を横断する場合は^6\ll1$。オフセット縮退が斜めのソース軌道で持続する程度は、数値的に調査されます。さらに、重ね合わせの原理により、$N$-1の遊星レンズコンポーネント（$q\ll1$）を使用した$N$ボディのマイクロレンズへの直接的な一般化が可能になり、結果として$2^{N-1}$になることが示されています。-フォールド縮退。最後に、最近提案された「$s^\dagger$」ヒューリスティックは、オフセット縮退の$s\rightarrow1$制限に起因するため、クローズワイドとインナーアウターの縮退を正しく統合しないことを示します。
X線連星の最初の高コントラスト画像：$ \ gamma $ Cas Analog RX J1744.7$-$2713での候補コンパニオンの検出
| Title |
The_First_High-Contrast_Images_of_X-Ray_Binaries:_Detection_of_Candidate_Companions_in_the_$\gamma$_Cas_Analog_RX_J1744.7$-$2713 |
| Authors |
M._Prasow-\'Emond,_J._Hlavacek-Larrondo,_K._Fogarty,_J._Rameau,_D._Mawet,_L.-S._Guit\'e,_P._Gandhi,_A._Rao,_J._Steiner,_\'E._Artigau,_D._Lafreni\`ere,_A._Fabian,_D._Walton,_L._Weiss,_R._Doyon,_C._L._Rhea,_T._B\'egin,_B._Vigneron,_M.-E._Naud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05096 |
X線連星は、最も極端な条件下で物質の物理学を理解するための優れた実験室を提供します。最近まで、$\sim$100-5000AUスケールでのX線連星の周連星環境に対する観測上の制約はほとんどありませんでした。コンパクトオブジェクトへの降着またはコンパクトオブジェクトを引き起こす爆発がそれらのすぐ周囲とどのように相互作用するかは不明なままです。ここでは、X線連星の最初の高コントラスト補償光学画像を提示します。これらの観測は、Keck/NIRC2渦コロナグラフでアクセス可能な$\sim$3kpc内のすべてのX線連星を対象としています。この論文は、このキャンペーンの最初の重要な結果の1つに焦点を当てています。私たちの画像は、$\gamma$Cassiopeiaeアナログ高質量X線連星RXJ1744.7$-$2713に関連する可能性のある21の線源の存在を明らかにしています。さまざまな分析（予備的な固有運動分析、色の大きさの図、および偶然の位置合わせの計算の確率）を実行することにより、これら21のソースのうち3つがシステムにバインドされる可能性が高いことがわかりました。確認された場合、それらは広い軌道になります（$\sim$450AUから2500AU）。これらの検出の限界の性質をさらに確認するために、5〜10年以内に追跡天文観測が必要になりますが、これらの発見は、そのような観測がこの分野で大きな進歩をもたらす可能性があることを強調しています。実際、これらは、恒星の多様性を理解するだけでなく、最も極端な環境でも惑星、褐色矮星、星がどのように形成されるかを理解するのにも役立ちます。
熱応力による土星の環粒子の破壊
| Title |
Disruption_of_Saturn's_ring_particles_by_thermal_stress |
| Authors |
Naoyuki_Hirata,_Ryuji_Morishima,_Keiji_Ohtsuki,_Akiko_M._Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05219 |
宇宙船と地上での観測は、土星の主環が10mを超える粒子を欠いていることを示しています。主なリングの起源として、衛星/彗星の潮汐または衝突による破壊が提案されています。しかし、土星の潮汐だけでは、水氷と岩石の機械的強度が高いため、kmサイズの破片をサブメートルサイズの粒子に粉砕することはできません。なぜそのような大きな粒子が現在のリングに残されないのかという疑問が生じます。日中および季節的な温度変化によって引き起こされる熱応力は、風化と岩石の断片化を引き起こし、月と地球型惑星での塵とレゴリスの生成に寄与する可能性があり、そのような熱応力は臨界半径よりも大きい粒子を壊す可能性がありますが、小さくすることはできません臨界半径より。この研究では、土星の環粒子に作用する熱応力の役割を調べました。熱応力により、10〜20mを超える多孔質リング粒子が粉砕される可能性があることがわかりました。これは、土星の環に10mを超える粒子がないことを説明しています。また、天王星のイプシロン環には、熱応力による断片化を採用することができます。さらに、氷の衛星や小惑星の表面の巨礫に作用する日中または季節の温度変化によって引き起こされる熱ストレスは、それらのサイズの進化に重要な役割を果たす可能性があります。私たちの計算は、最近の地質学的活動によって巨礫が供給されているエンケラドスのトラの縞模様などの地質学的に活動的な州を除いて、氷の衛星に巨礫がないことを説明しています。将来の観測では、ヨーロッパの地質学的に活発な亀裂の周りに多数の巨礫が見つかると予測しています。
ガニメデの畝間システムは、単一の衝突イベントでの畝間作成を示しています
畝間は構造的な谷の同心のシステムであり、ガニメデで最も古い認識可能な表面の特徴です。ボイジャーとガリレオの画像を利用して溝の分布を分析したところ、ガニメデの表面の溝はグローバルな同心円構造の一部であることがわかりました。このマルチリング構造が衝撃の起源である場合、これは太陽系でこれまでに特定された最大の衝撃構造です。同心性からの溝の形状の偏差はどこでも小さく、これは、ガニメデの表面全体にわたる暗い地形のブロックの相対的な位置が、明るい地形の形成中であってもそれほど変化していないことを意味します。インパクターのサイズを推定することは困難ですが、半径150kmのインパクターは溝の観察された特性と一致しています。畝間形成の影響は、衛星の地質学的および内部進化に大きな影響を与えるはずです。これは、JUICE（木星氷月探査機）やエウロパクリッパーミッションなど、木星の氷衛星の将来の探査によって確認されると予想されます。
LIDARデータで観測されたリュウグウの東西非対称クレーターリムの考えられる原因としての回転効果
| Title |
Rotational_effect_as_the_possible_cause_of_the_east-west_asymmetric_crater_rims_on_Ryugu_observed_by_LIDAR_data |
| Authors |
Naoyuki_Hirata,_Noriyuki_Namiki,_Fumi_Yoshida,_Koji_Matsumoto,_Hirotomo_Noda,_Hiroki_Senshu,_Takahide_Mizuno,_Fuyuto_Terui,_Yoshiaki_Ishihara,_Ryuhei_Yamada,_Keiko_Yamamoto,_Shinsuke_Abe,_Rina_Noguchi,_Naru_Hirata,_Yuichi_Tsuda,_Sei-ichiro_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05223 |
小惑星162173リュウグウはラブルパイル天体で、その上部の形状はスピンアップによる変形のモデルと互換性があります。リュウグウの主要なクレーターの縁は東西非対称のプロファイルを持っています。彼らの西部の火口の縁は鋭くて背が高く、東部の火口の縁は丸くて低いです。さまざまな説明が考えられますが、この東西非対称の考えられる理由として、小惑星の回転の影響を理論的に評価します。噴出物の軌道と運命は回転の影響を受けることが知られています。コリオリの力と回転面の慣性速度は、噴出物の軌道を変える要因です。その結果、回転面の慣性速度が体の最初の宇宙速度にほぼ等しい場合、回転の結果として東西非対称クレーターリムが形成される可能性があることがわかりました。言い換えれば、リュウグウの自転周期が約3.6時間のときに、浦島、センドリロン、コロボックのクレーターで観測された東西非対称の縁が形成された可能性がある。
バイナリマージによるハウメアとそのファミリーの形成
小惑星帯にある小惑星の数十のファミリーは、衝突によって形成されたため、同様の軌道と組成を持っています。しかし、カイパーベルトと呼ばれる海王星の軌道を越えた氷の破片には、ハウメア族という1つの既知の家族しか含まれていません。これまでのところ、ハウメア族の形成についての自己矛盾のない説明は、非常にありそうもない出来事を引き起こさずに、家族のすべての地球物理学的および軌道特性に一致することはできません。ここでは、このファミリが、海王星の軌道移動の終わり近くにあるバイナリのマージの産物として適切に説明されていることを示します。広範な検索では見つからなかった、マージバイナリの固有の軌道シグネチャは、移行の最終段階で効果的に消去され、ハウメア族のすべての側面の説明を提供します。ハウメア族の形成を太陽系形成のより広い文脈に置くことにより、ハウメアの形成の概念実証モデルを示します。
CHES：近くの太陽型星の居住可能な惑星を検出するための宇宙での位置天文ミッション
| Title |
CHES:_a_space-borne_astrometric_mission_for_the_detection_of_habitable_planets_of_the_nearby_solar-type_stars |
| Authors |
Jianghui_Ji,_Haitao_Li,_Junbo_Zhang,_Liang_Fang,_Dong_Li,_Su_Wang,_Yang_Cao,_Lei_Deng,_Baoquan_Li,_Hao_Xian,_Xiaodong_Gao,_Ang_Zhang,_Fei_Li,_Jiacheng_Liu,_Zhaoxiang_Qi,_Sheng_Jin,_Yaning_Liu,_Guo_Chen,_Mingtao_Li,_Yao_Dong,_and_CHES_consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05645 |
ClosebyHabitableExoplanetSurvey（CHES）ミッションは、マイクロ秒角の相対位置天文学を介して、近くの太陽系星（太陽系から約10pc離れている）の居住可能ゾーンの地球のような惑星を発見するために提案されています。このミッションの主な科学的目標は次のとおりです。100個のFGKの近くの星を周回するハビタブルゾーンで地球型双子または地球型惑星を検索する。さらに、包括的な調査を実施し、近くの惑星系を広範囲に特徴づける。CHESは、宇宙からのマイクロ秒角の位置天文学に基づいて、隣接する星を周回する地球の双子とスーパーアースの真の質量と傾きの最初の直接測定を提供します。これは間違いなく、近くの多様な惑星系の形成と太陽系の星のための他の世界の出現についての私たちの理解を高め、そして最終的に私たち自身の太陽系の進化を反映するでしょう。主なペイロードは、直径1.2m、FOV0.44{\deg}x0.44{\deg}の高品質ミラーです。同軸3反射TMAシステムは、モザイクCCDおよびレーザー計測技術とともに、500nm〜900nmで1{\mu}を天文学的精度としてアーカイブするように設計されています。CHES衛星は、太陽地球L2地点で動作し、対象の星全体を5年間観測します。CHESは、地球のような惑星だけでなく、宇宙論、暗黒物質、ブラックホールでも実りある成果を生み出し、哲学、生命、惑星をよりよく理解するのに役立ちます。
地球のような太陽系外惑星の全フラックスと偏光スペクトルにおける海洋の特徴
| Title |
Ocean_signatures_in_the_total_flux_and_polarization_spectra_of_Earth-like_exoplanets |
| Authors |
Victor_J.H._Trees_and_Daphne_M._Stam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05669 |
地球のような太陽系外惑星によって反射される星の光の数値シミュレーションは、将来の望遠鏡で検索できる居住性の兆候を予測します。この反射光のフラックスおよび偏光スペクトルで、水域の特徴を調べます。加算倍増アルゴリズムを使用して、地球のような大気と斑状の雲を持つ乾燥および海洋モデルの惑星によって反射された星の光の全フラックスF、偏光フラックスQ、および偏光度Pを計算します。海は、自然の青い海水の上に、風が波打つ波、泡、波の影のあるフレネル反射面で構成されています。私たちの結果は、波長の関数（1nmの分解能で300〜2500nm）および90〜170度の惑星の位相角の関数として表されます。海の輝きはFを増加させます|Q|およびPは、非吸収波長で位相角が増加し、Fおよび|Q|のスペクトルを引き起こします。さまざまな位相角が交差します。近赤外線では、Qは負です。つまり、偏光の方向は、星、惑星、および観測者を通る平面に垂直です。Pスペクトルでは、グリントはガス状の吸収帯に（ピークではなく）ディップを残します。これらの特徴はすべて、乾燥した惑星のスペクトルにはありません。Pのディップ、および近赤外線の負のQは、惑星と星の分離が最大である90度の位相角で検索できます。偏光におけるこれらの海洋の特徴は、雲や乾燥した表面の反射が原因である可能性のある偽陽性のきらめき信号の影響を受けません。非常に曇りの惑星の場合、きらめきが（部分的に）雲がないときに海の検出が可能です。したがって、海洋のある惑星の信号をモデル化する場合、水平方向に不均一な雲の覆いを使用することが重要です。時間の経過とともに観測が広がると、雲のないきらめきを捕らえて海を検出する可能性が高くなります。
クリア：1.1
| Title |
CLEAR:_The_Ionization_and_Chemical-Enrichment_Properties_of_Galaxies_at_1.1_ |
| Authors |
Casey_Papovich_(1),_Raymond_C._Simons_(2),_Vicente_Estrada-Carpenter_(1_and_3),_Jasleen_Matharu_(1),_Ivelina_Momcheva_(2),_Jonathan_Trump_(4),_Bren_Backhaus_(4),_Gabriel_Brammer_(5),_Nikko_Cleri_(1),_Steven_Finkelstein_(6),_Mauro_Giavalisco_(7),_Zhiyuan_Ji_(7),_Intae_Jung_(8_and_9),_Lisa_Kewley_(10_and_11),_David_Nicholls_(10),_Norbert_Pirzkal_(2),_Marc_Rafelski_(2_and_12),_Benjamin_Weiner_(13)_((1)_Texas_A&M_University,_(2)_STScI,_(3)_Saint_Mary's_University,_(4)_University_of_Connecticut,_(5)_Cosmic_Dawn_Centre,_(6)_University_of_Texas_at_Austin,_(7)_University_of_Massachusetts,_(8)_Catholic_University,_(9)_NASA_GSFC,_(10)_Australian_National_University,_(11)_ASTRO_3D,_(12)_Johns_Hopkins,_(13)_MMT/Steward_Observatory,_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05090 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）広視野カメラ3（WFC3）IRグリズムと広帯域測光を組み合わせた深部分光法を使用して、$z\simにある星形成銀河の恒星集団、ガスイオン化、化学物質の存在量を研究します。1.1-2.3$。データは、CANDELSLyman-$\alpha$EmissionAtReionization（CLEAR）調査に基づいています。これらの赤方偏移で、グリズム分光法は[OII]3727、3729、[OIII]4959、5008、H-$\beta$の強い放射特性を測定します。これは、星雲ガスのイオン化パラメーターと酸素存在量を制約します。ラインフラックス測定値を、更新された光イオン化モデル（MAPPINGS（Kewleyetal。2019）からの予測と比較します。これには、星雲ガス圧の更新された処理が含まれます。logP/k=$n_eT_e$。低赤方偏移サンプル（$z\sim0.2$）固定恒星質量、llogM/M$_\odot$=9.4-9.8、z=1.35（z=1.90）のCLEAR銀河は、より低い気相金属量、$\Delta$（logZ）=0.25（0.35）dex、およびより高いイオン化パラメーター、$\Delta$（logq）=0.25（0.35）dex、ここでU=q/c。[OIII]、[OII]間の更新された分析キャリブレーションを提供します。、およびH-$\beta$輝線比、金属量、およびイオン化パラメーター。CLEAR銀河は、固定された恒星質量で、ガスイオン化パラメーターが銀河固有の星形成率（sSFR）と相関していることを示しています。ここで$\Delta$logq=0.4$\Delta$（logsSFR）、銀河の強さの変化から導き出されたH-$\beta$相当の幅。これは、より高いガス密度、より低いガス被覆率、coの結果として解釈されます。H電離光子のより高い脱出率と組み合わされます。これらの主張を確認するための両方のテストと、これがより高い赤方偏移での銀河の将来の観測に与える影響について説明します。
巨大HII領域SMC-N66におけるイオン化と星形成
| Title |
Ionization_and_Star_Formation_in_the_Giant_HII_Region_SMC-N66 |
| Authors |
E._Geist_(1),_J._S._Gallagher_(2),_R._Kotulla_(2),_L._Oskinova_(3),_W.-R._Hamann_(3),_V._Ramachandran_(4),_E._Sabbi_(5),_L._Smith_(5),_A.Kniazev_(6),_A._Nota_(5),_M._J._Rickard_(7)_((1)_Juniata_College,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Wisconsin-Madison,_(3)_Institut_f\"ur_Physik_und_Astronomie,_Universit\"at_Potsdam,_(4)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Universit\"at_Heidelberg,_(5)_Space_Telescope_Science_Institute,_(6)_South_African_Astronomical_Observatory,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_College_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05147 |
小マゼラン雲のNGC346若い恒星系と関連するN66巨大HII領域は、低金属量（$Z\approx0.2Z_{\odot}$）銀河での大規模な星形成イベントの最も近い例です。$\lesssim$3Myrの年齢で、このシステムは、巨大な星とそれに関連するHII領域との関係を研究するユニークな機会を提供します。アーカイブデータを使用して、H-光イオン化率に対応するL（H$\alpha$）=4.1$\times$10$^{38}$ergs$^{-1}$の合計H$\alpha$光度を導き出します。3$\times$10$^{50}$s$^{-1}$の。HSTFUVスペクトルから最近分類された大質量星を含む、NGC346の50を超える既知のO型星から導出された予測星のイオン化率との比較は、おおよそのイオン化バランスを示しています。SALTで得られたスペクトルは、N66の電離構造が電離光子のいくらかの漏れと一致している可能性があることを示唆しています。金属量が低いため、NGC346からの遠紫外線光度は、N66に関連する星間雲に限定されません。イオン化は、N66クラウドコンプレックスの空間範囲の大部分に広がり、クラウドの大部分はイオン化されません。星雲L（H$\alpha$）から推定された恒星の質量は、この領域での高質量星と低質量星の形成の間の断絶を示している可能性がある、分解された星の国勢調査から得られた質量よりも低いようです。低金属量環境での星形成と恒星フィードバックの研究のためのN66の特性の意味について簡単に説明します。
熱力学から現れる拡張ニュートン重力のクロスオーバー
最近の論文（V\'an、P.;Abe、S.PhysicaA2022、588、126505）で、流体に結合され、熱力学変数と一致するスカラー場が可能であることが発見されました。熱力学の法則は重力のみであり、したがって、拡張されたニュートン重力の出現が予測されています。この出現する力のポテンシャルの結果として得られる場の方程式は非線形であり、対数ポテンシャルを特異な解として認めており、暗黒物質の難問との関連性を示唆しています。ここでは、非線形場の方程式の一般的な分析が実行されます。暗黒物質の難問の文脈で観察的にテストされる現在の理論の空間スケール特性に応じて、出現する力の場は、流体の外側の1/rと1/r^2の力の間の不明瞭なクロスオーバーを示すことがわかります。。次に、作用関数が創発場のポテンシャルに対して構築され、場のエネルギーが赤外発散から解放されていることが示されます。現在の理論とMOND（修正ニュートン力学）との違いについてもコメントがあります。
大規模クラスターにおける極度のクラゲ銀河の強化された星形成活動と動圧ストリッピングの役割
| Title |
Enhanced_Star_Formation_Activity_of_Extreme_Jellyfish_Galaxies_in_Massive_Clusters_and_the_Role_of_Ram_Pressure_Stripping |
| Authors |
Jeong_Hwan_Lee,_Myung_Gyoon_Lee,_Jae_Yeon_Mun,_Brian_S._Cho,_and_Jisu_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05258 |
クラゲ銀河は、クラスター環境での星形成に対するラム圧力ストリッピング（RPS）の短期的な影響を調査するための優れたツールです。クラゲ銀河の星形成活動は、ホストクラスターの特性に依存すると考えられてきましたが、これまでの研究ではまだ明確な相関関係は見出されていません。この研究では、大規模なクラスター（$\sigma_{v、{\rmcl}}\gtrsim1000〜{\rmkm〜s^{-1）内の5つのクラゲ銀河の\Haベースの星形成率（SFR）を推定します。}}$）$z\sim0.3-0.4$で、GeminiGMOS/IFU観測を使用して関係を調査します。私たちの結果を文献の結果と組み合わせると、クラゲ銀河の星形成活動は、クラスターの質量と動的状態の代用として、それらのホストクラスターの速度分散と正の相関を示すことがわかります。クラゲ銀河のサンプルを、形態学的クラスを使用して、強いRPSシグネチャと弱いRPSシグネチャを持つ2つのグループに分割します。位相空間図では、RPSの特徴が強いクラゲ銀河は、RPSの特徴が弱いクラゲ銀河よりも高いSFRと強い中心濃度を示しています。星形成の主系列星（スターバースト性;$R_{\rmSB}={\rmSFR/SFR_{MS}}（z）$）と周囲の銀河団ガス（ICM）の密度と比較して、それらのSFR過剰を推定します。クラスター速度分散とのスケーリング関係。その結果、強いRPSシグネチャを持つクラゲ銀河のスターバースト性は、クラスター速度分散、ICM密度、およびラム圧の強さと明らかに正の相関を示します。これは、RPSとクラゲ銀河の星形成活動との関係が、ホストクラスターの特性とラム圧の強さに依存することを示しています。
AGEL調査：畳み込みニューラルネットワークを使用して選択されたDESおよびDECaLSフィールドでの強力な重力レンズの分光学的確認
| Title |
The_AGEL_Survey:_Spectroscopic_Confirmation_of_Strong_Gravitational_Lenses_in_the_DES_and_DECaLS_Fields_Selected_Using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Kim-Vy_H._Tran,_Anishya_Harshan,_Karl_Glazebrook,_Keerthi_Vasan_G.C.,_Tucker_Jones,_Colin_Jacobs,_Glenn_G._Kacprzak,_Tania_M._Barone,_Thomas_E._Collett,_Anshu_Gupta,_Astrid_Henderson,_Lisa_J._Kewley,_Sebastian_Lopez,_Themiya_Nanayakkara,_Ryan_L._Sanders,_Sarah_M._Sweet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05307 |
ASTRO3DGalaxyEvolutionwithLenses（AGEL）調査の一環として、ケック天文台と超大型望遠鏡を使用して、候補となる強力な重力レンズの分光学的確認を提示します。1）畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用した目視検査による検索方法で、強力な重力レンズを特定できること、2）DECamによるより深く高解像度のイメージングと分光法にまたがる分光法の組み合わせにより、レンズが既存の調査に比べて赤方偏移が高いことを確認します。光学から近赤外の波長。DESおよびDECaLSイメージングフィールド（r<22等）のカタログから選択された77のシステムで104の赤方偏移を測定します。結果を公開されている赤方偏移と組み合わせて、68レンズの赤方偏移を提示し、CNNベースの検索が88％（68/77として定義）の成功率で将来の画像調査で使用するのに非常に効果的であることを確認します。デフレクターとソース（z_src>z_defl）の両方に分光赤方偏移がある53個の強いレンズと、デフレクター（z_defl>0.21）またはソース（z_src>1.34）のいずれかに分光赤方偏移がある15個のレンズを報告します。68レンズの場合、デフレクターとソースの平均赤方偏移と標準偏差はそれぞれ0.58+/-0.14と1.92+/-0.59であり、対応する赤方偏移範囲は（0.21<z_defl<0.89）と（0.88<z_src<3.55）です。AGELシステムには、zdefl>0.5の41個のデフレクターが含まれており、赤方偏移によって質量密度プロファイルがどのように変化するかを追跡するための追跡調査に最適です。AGELの目標は、年間を通じて両方の半球から観測できる約100個の強力な重力レンズを分光学的に確認することです。AGEL調査は、自動化された全天検索を改良し、天体物理学と宇宙論のさまざまな質問に対処するためのリソースです。
若いクラスターの周りのシェルの拡張-S171/ Be 59
| Title |
Expanding_shells_around_young_clusters_--_S_171/Be_59 |
| Authors |
G._F._Gahm,_M._J._C._Wilhelm,_C._M._Persson,_A._A._Djupvik,_S._F._Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05372 |
若い星団を取り巻くいくつかのHII領域は、現在のモデルシミュレーションと矛盾する速度で膨張しているように見える分子シェルに隣接しています。この研究では、クラスターBerkeley59を取り巻くSharpless171（NGC7822を含む）のダイナミクスに焦点を当てます。分子シェル上の速度パターンをクラスターの平均視線速度と比較して、異なるシェル構造、および観測された特性をモデルシミュレーションと一致させるため。北欧光学望遠鏡でバークレー59にある27個の星の光学スペクトルを収集し、オンサラ天文台の$^{13}$CO（1-0）に全領域に散在する多数の分子構造をマッピングしました。クラスターの星の視線速度とMKクラスを取得しました。1つのトリプレットシステムに加えて、少なくとも4つのO型星が分光連星であることがわかります。これらのデータから、クラスターの平均視線速度を取得します。$^{13}$COスペクトルから、中速（4km/s）、高速（12km/s）、およびその間のクラスターに対して拡大する3つのシェル構造を特定します。高速のクラウドレットは、より大きな半径に広がり、低速のクラウドレットよりも質量が小さくなります。この複合体の進化を理解するためにモデルシミュレーションを実行しました。Sharpless171複合体とBerkeley59クラスターのシミュレーションは、個々のコンポーネントが、巨大なクラスターメンバーからの恒星風によって駆動されるシェルとして説明できることを示しています。ただし、比較的単純なモデルでは単一のコンポーネントが生成されます。均一な星間物質を介したシェルフラグメントの伝播のモデリングは、シェルから切り離された高密度の雲がシェル自体よりも効率的に減速されないことを示しています。それらは、シェルよりも長い距離に到達し、より高い速度を維持することができます。
MOCCA：球状星団を潮汐的に満たすおよび満たしていない複数の星の種族の連星のダイナミクスと進化
| Title |
MOCCA:_Dynamics_and_evolution_of_binary_stars_of_multiple_stellar_populations_in_tidally_filling_and_underfilling_globular_star_clusters |
| Authors |
Arkadiusz_Hypki,_Mirek_Giersz,_Jongsuk_Hong,_Agostino_Leveque,_Abbas_Askar,_Diogo_Belloni_and_Magdalena_Otulakowska-Hypka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05397 |
球状星団の動的進化の研究のためのMOCCAコードの新しいアップグレードされたバージョンと、複数の星の種族の進化の研究へのその最初のアプリケーションを提示します。最初の（FG）と2番目の母集団（SG）のさまざまな構造パラメーターにまたがる初期条件の範囲を調査し、バイナリダイナミクスと生存に対するそれらの影響を分析します。ここに示されている一連のシミュレーションは、さらに拡張される新しいMOCCA-SURVEY-2プロジェクトの最初のフェーズを表しています。ここでは、FGバイナリとSGバイナリの数の比率、クラスターの中心からの距離による変化、およびそれらの存在量がさまざまなクラスターの初期プロパティによってどのように影響を受けるかに注目します。SGスターは、最初は整然と満たされていたクラスターでより豊富であることがわかります。逆に、FG星は、最初は潮汐的に満たされていなかったクラスターでより豊富にとどまります。また、バイナリフラクション間の比率は、これらのフラクションの計算方法に影響されないこともわかりました（たとえば、すべてのバイナリを使用して、主系列星または観測バイナリのみを使用します。つまり、主系列星>0.4MSun、質量比>0.5）。また、すべての単一の星も考慮に入れても、集団間の混合の進化は同じ特徴を示すことがわかります。これは、主系列星自体が、星団内のFGとSGの全集団を精査するための非常に優れたプロキシであることを意味します。また、私たちの調査結果が天の川GCの観測とどのように関連しているかについても説明します。MOCCAモデルを使用すると、このフラクションがわかっているミルキーウェイGCのSGフラクションの観測範囲を再現できることを示します。SGフラクションが初期条件にどのように依存するかを示します。また、ハッブルの時点で、より多くのFGを持ち、より多くのSG星を持っている、星団の初期条件が何であるかについての説明も提供します。
重力波の重力レンズ効果：銀河スケールのレンズ集団におけるマイクロレンズ効果の確率
| Title |
Gravitational_Lensing_of_Gravitational_Waves:_Probability_of_Microlensing_in_Galaxy-Scale_Lens_Population |
| Authors |
Ashish_Kumar_Meena,_Anuj_Mishra,_Anupreeta_More,_Sukanta_Bose_and_Jasjeet_Singh_Bagla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05409 |
観測される重力波（GW）信号の数が増えるにつれ、銀河によって強くレンズ化されたGWを検出することが現実的な可能性になりました。レンズ銀河にはマイクロレンズ（星やブラックホールなど）も含まれており、LIGO周波数範囲内で強くレンズ化されたGW信号にさらに周波数依存の変調を導入します。特定のレンズシステムの複数のレンズ信号は、基礎となるマクロ倍率（$|\mu|$）が異なり、さまざまなマイクロレンズ密度（$\Sigma_\bullet$）に配置されているため、さまざまなレベルのマイクロレンズ歪みが発生します。この作業では、現実的な模擬観測を使用して、マイクロレンズ法の影響を受ける強力なレンズシステムの割合を定量化します。レンズ信号ごとに50の実現を生成することにより、50の4重画像システム（クワッド）を研究します。ただし、私たちの結論は、二重に画像化されたシステム（ダブル）のレンズ信号に対しても同様に有効です。ここで調べたレンズ信号には、$|\mu|\sim[0.5、10]$と$\Sigma_\bullet\sim[10、10^3]〜{\rmM}_\odot/{\rmpc^2があります。}$。後者が$10^3〜{\rmM}_\odot/{\rmpc^2}$を超えている場合でも、マイクロレンズ効果は基礎となるマイクロレンズ密度よりもマクロ倍率に敏感であることがわかります。レンズ付きGW信号とレンズなしGW信号の不一致は、全質量範囲[10M$_\odot$、200M$_\odot$]のほぼすべてのブラックホール連星源で$1\％$を超えることはめったにありません。これは、マイクロレンズがそのような信号の検出またはパラメータ推定に影響を与えることは期待されておらず、マクロ倍率が${\leq}10$の場合、異なるレンズの対応物を識別する際にそれ以上の課題を引き起こさないことを意味します。このような倍率カットは、クワッドの検出可能なペアの${\sim}50\％$と、LIGO-Virgo検出器ネットワークの4回目の観測実行でのダブルの${\sim}90\％$によって満たされると予想されます。。
ライマン連続体の脱出率はスペクトル硬度と相関関係がありますか？
| Title |
Does_Lyman_continuum_escape_fraction_correlate_with_spectral_hardness? |
| Authors |
R._Marques-Chaves,_D._Schaerer,_R._O._Amor\'in,_H._Atek,_S._Borthakur,_J._Chisholm,_V._Fern\'andez,_S._R._Flury,_M._Giavalisco,_A._Grazian,_M._J._Hayes,_T._M._Heckman,_A._Henry,_Y._I._Izotov,_A._E._Jaskot,_Z._Ji,_S._R._McCandliss,_M._S._Oey,_G._\"Ostlin,_S._Ravindranath,_M._J._Rutkowski,_A._Saldana-Lopez,_H._Teplitz,_T._X._Thuan,_A._Verhamme,_B._Wang,_G._Worseck,_and_X._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05567 |
星形成銀河における水素電離光子（Lymancontinuum;エネルギーが13.6eVを超えるLyC）の生成と脱出を支配する特性はまだよくわかっていませんが、宇宙を再イオン化した源を特定して特徴づけるための鍵です。ここでは、最近のHSTLow-$z$LymanContinuumSurveyからの、低$z$星形成銀河の大規模なサンプルにおける電離放射線の硬度とLyC漏れの関係を経験的に調査します。SDSSスタックと深いXShooter観測を使用して、54.4eV（He$^{+}$）と13.6eVの間の電離スペクトル（$Q_{\rmHe^+}/Q_{\rmH}$）の硬度を調査します。（H）光再結合線HeII4686AおよびH$\beta$4861Aから、LyCエスケープフラクションが広範囲に及ぶ銀河の場合、$f_{\rmesc}\rm（LyC）\simeq0-90\％$。観測されたHeII/H$\beta$の強度は、主に金属量の変動によって駆動されますが、LyCリークとは相関していないことがわかります。非常に強い（$<f_{\rmesc}\rm（LyC）>\simeq0.5$）と非リーカー（$<f_{\rmesc}\rm（LyC）>\simeq0$）の両方が同様の観測値を示します$12+\log（{\rmO/H}）>8.0$および$<8.0$の場合、それぞれ$\simeq0.01$と$\simeq0.02$の間の同等の金属量でのHeII/H$\beta$の強度。私たちの結果は、$Q_{\rmHe^+}/Q_{\rmH}$が$f_{\rmesc}\rm（LyC）$と相関しないことを示しています。これは、強力なLyCエミッターがより強いイオン化を示さないことを意味します。同様の金属量での非リーカーよりもスペクトル。
銀河流出における分子雲の安定性と圧力勾配の関連付け
| Title |
Linking_pressure_gradients_with_the_stability_of_molecular_clouds_in_galactic_outflows |
| Authors |
K._M._Dasyra,_G._F._Paraschos,_T._Bisbas,_F._Combes,_J._A._Fernandez-Ontiveros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05642 |
ブラックホールを積極的に加速することによって発射されたジェットは、銀河で観測された大量の（数百万または数十億の太陽質量）分子流出のいくつかを発射することができます。これらの流出は、銀河の星形成を抑制または強化する可能性があります。流出時に星を形成できる雲の安定性を調査するために、ブラックホールジェットが分子雲に影響を与える銀河IC5063のCOおよびHCO+ALMAデータをモデル化しました。利用可能なガス加熱源に基づいて宇宙化学および熱収支計算を自己無撞着に実行する放射伝達コードを使用して、機械的加熱および宇宙線（CR）加熱がデータを個別に完全に再現できることを発見しました。私たちの最適なモデルでは、CRはラジオローブでの高密度ガス加熱の約1/3を提供し、ガスを加熱して流出を引き起こす可能性のあるこのしばしば無視されるメカニズムの役割を強調しています。ガスの温度と密度は、ジェットの通過により、分子雲の内圧Piが約1桁増加することを示しています（Pi/kは8*10^5から7*10^6Kcm^-3）、励起メカニズムに関係なく。VLTMUSEデータの[SII]および[NII]線のフラックスから、分子雲の外圧Peは、Piを超えるのに十分な数の領域で増加します。この結果は、分子雲を圧縮し、それらの崩壊につながる可能性のあるイオン化された過圧繭の膨張を観察していると結論付けることになります。それにもかかわらず、ジェットが通過した経路の近くのいくつかのジェットの影響を受けた雲は、Piを増加させ、Peを減少させました。それらはそれらの外層の蒸発を受ける可能性が高い。蒸発した層の一部は、共空間イオン化ガス流からのラム圧のおかげで、流出を大量に負荷する可能性があります。したがって、観測された圧力変化は、星形成の強化と抑制の両方が同時に発生する可能性があることを示唆しています。
星の種族を近くの銀河全体のHII領域にリンクする：I。NGC1672の若いクラスターからの超新星以前のフィードバックを制限する
| Title |
Linking_stellar_populations_to_HII_regions_across_nearby_galaxies:_I._Constraining_pre-supernova_feedback_from_young_clusters_in_NGC1672 |
| Authors |
A._T._Barnes,_R._Chandar,_K._Kreckel,_S._C._O._Glover,_F._Scheuermann,_F._Belfiore,_F._Bigiel,_G._A._Blanc,_M._Boquien,_J._den_Brok,_E._Congiu,_M._Chevance,_D._A._Dale,_S._Deger,_J._M._Diederik_Kruijssen,_O._V._Egorov,_C._Eibensteiner,_E._Emsellem,_K._Grasha,_B._Groves,_R._S._Klessen,_S._Hannon,_H._Hassani,_J._C._Lee,_A._K._Leroy,_L._A._Lopez,_A._F._McLeod,_H._Pan,_P._S\'anchez-Bl\'azquez,_E._Schinnerer,_M._C._Sormani,_D._A._Thilker,_L._Ubeda,_E._J._Watkins_and_T._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05679 |
銀河の進化を制御する基本的な要因の1つは、恒星のフィードバックです。ただし、HII領域の進化と分子雲の破壊を促進する上で、さまざまなフィードバックメカニズム（放射、イオン化ガス圧、恒星風など）の相対的な重要性についての強い観測上の制約はまだありません。この手紙では、近くの星形成銀河NGC1672のディスク全体のHII領域を解決することにより、若い大質量星集団からのさまざまなフィードバックメカニズムの相対的な重要性を制限します。PHANGS-MUSEによって得られたイオン化ガス星状線の測定値を組み合わせます。狭帯域H{\alpha}フィルターと広帯域フィルターの両方でHSTからの高解像度イメージングを使用します。HSTH{\alpha}画像で40個の孤立したコンパクトなHII領域のサンプルを特定します。このサンプルについては、限られた地上観測では以前は解決されていなかったサイズを測定します。さらに、PHANGS-HST調査の一部として作成されたカタログから、各HII領域のイオン化源を特定します。調査したHII領域は、熱圧力または風圧によってわずかに支配されていますが、放射圧を超える高度は、予想される不確実性の範囲内にあります。放射圧は、同様のサイズスケールで以前に文献で見つかったものよりも、全圧に対してかなり高い寄与を提供することがわかります。一般に、星の種族の特性（光度、質量、年齢、金属量など）の変動によって大きなばらつきが生じますが、各圧力項の固有のサイズスケーリング関係によって駆動される、よりコンパクトなHII領域内でより高い圧力が見つかります。。近くの銀河については、ここでは、HII領域の存続期間中に、さまざまな恒星フィードバックメカニズムの重要性がどのように進化するかをマッピングするために必要な統計を生成できる有望なアプローチを提供します。
| Title |
The_first_hard_X-ray_spectral_catalogue_of_Blazars_observed_by_NuSTAR |
| Authors |
Riccardo_Middei,_Paolo_Giommi,_Matteo_Perri,_Sara_Turriziani,_Narek_Sahakyan,_Y._L._Chang,_C._Leto,_F._Verrecchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05089 |
ブレーザーは、すべての波長で空を照らす活動銀河核（AGN）の独特なクラスです。これらのソースの電磁放射はジェットが支配的であり、典型的なダブルハンプ形状のスペクトルエネルギー分布（SED）をもたらします。X線フォトンは、SEDの最初のピークのテール、2番目のピークの上昇、または2つの間の遷移を観察できる、X線バンドのように各ソースの物理に関する豊富な情報を提供します。NuSTARは、最大79keVのX線を集束させる機能のおかげで、スペクトルのまだ十分に調査されていない部分でSEDを計算するのに特に適したブロードバンドデータを提供します。OpenUniverseイニシアチブのコンテキストで、アーカイブからデータを自動的にダウンロードし、科学製品を生成し、完全なスペクトル分析を実行するシェルスクリプトである専用パイプラインNuSTAR_Spectraを開発しました。スクリプトは、NuSTARの望遠鏡の両方について高レベルの科学製品を均一に抽出し、2つの現象論的モデルをテストしてスペクトルの特性評価を実行します。対応するX線特性は、最適なデータから導き出され、SEDも計算されます。NuSTAR公開アーカイブのすべてのブレーザー観測を体系的に処理することで、ブレーザーの最初の硬X線分光カタログ（NuBlazar）をリリースすることができました。2021年9月30日に更新されたカタログには、126の異なるブレーザーの253の観測が含まれており、そのうち30は複数回観測されています。
あいまいな核過渡現象AT2019pevのX線写真
AT2019pevは、$z=0.096$の狭い線のセイファート1銀河における核過渡現象です。アーカイブの紫外線、光学、赤外線データは、潮汐破壊現象（TDE）と活動銀河核（AGN）の両方の特徴を示しており、その性質は完全には理解されていません。最初のSwiftXRTエポックからの進化の173日間にわたって、Swift、Chandra、およびNICERで撮影されたAT2019pevの詳細なX線観測を提示します。X線の光度は、最初のSwiftXRTエポックから光度曲線のピークまで5日間で5倍に増加します。光度曲線は$\sim$75日間で10倍に減衰し、その後、遅い時間に弱い再明るくなる傾向で平坦になります。X線スペクトルは、ピーク前に「明るくなると硬くなる」傾向を示し、ピーク後に「暗くなると硬くなる」傾向を示します。これは、降着状態の遷移を示している可能性があります。アーカイブの地上ベースの光学観測は、X線ライトカーブと同様の時間発展を示しています。地上観測の季節的限界を超えて、ガイア光度曲線は、光学的発見の223日後に同じように明るいまたはより明るいピークに向かって上昇しています。X線分析とアーカイブ多波長データを組み合わせることで、AT2019pevはAGNトランジェントにより近くなります。
観測的スケーリング関係を持つバイナリコンパクトオブジェクトマージのホスト銀河のモデリング
| Title |
Modelling_the_host_galaxies_of_binary_compact_object_mergers_with_observational_scaling_relations |
| Authors |
Filippo_Santoliquido,_Michela_Mapelli,_M._Celeste_Artale_and_Lumen_Boco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05099 |
バイナリコンパクトオブジェクトの合併率密度の進化とそれらのホスト銀河の特性は、重力波の源を理解するための重要な情報を運びます。ここでは、観測のスケーリング関係に基づいて、バイナリコンパクトオブジェクトのマージ率密度とそれらのホスト銀河のプロパティを推定する新しいコードであるgalaxyRateを紹介します。星形成銀河と受動銀河の銀河恒星質量関数に従って、合成銀河を生成します。質量-金属量関係（MZR）と基本金属量関係（FMR）の両方に従って金属量を推定します。また、銀河と銀河の合体、およびバイナリコンパクトオブジェクトの形成から合体までの銀河特性の進化を考慮に入れています。特にブラックホール連星（BBH）とブラックホール中性子星系（BHNS）の場合、赤方偏移による合体率密度の変化は、星形成銀河の主系列星の選択に応じて劇的に変化することがわかります。FMRに関してMZRを仮定すると、BBHとBHNSの合併率密度の変化の傾きは急になります。これは、FMRが赤方偏移に伴う金属量のより浅い減少を予測しているためです。対照的に、連星（BNS）は、銀河の主系列星と金属量の関係の両方の影響をわずかしか受けません。全体として、BBHとBHNSは低質量の金属の少ない銀河で形成され、高質量の金属の豊富な銀河で融合する傾向がありますが、BNSは巨大な銀河で形成され融合します。ホスト銀河の金属量分布は、採用された金属量関係によって大きく影響されます。パッシブ銀河は、ローカルユニバースのすべてのBNS、BHNS、およびBBHの合併の少なくとも5〜10％、15〜25％、および15〜35％をホストすると予測しています。
| Title |
An_Exploration_of_X-ray_Supernova_Remnants_in_the_Milky_Way_and_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Chris_Albert_and_Vikram_V_Dwarkadas_(University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05103 |
X線超新星残骸（SNR）の進化の過程、特にS-Tフェーズに沿ったさまざまなポイントでの環境特性、およびSNR進化の理論的に導出されたモデルとの適合性を調査します。レムナントサイズは、レムナントの年齢のプロキシとして使用されます。私たちのデータセットには、34個の天の川、59個の大マゼラン雲（LMC）、および5個の小マゼラン雲（SMC）SNRが含まれています。コア崩壊（CC）またはIa型超新星のいずれかとして明確にタイプされた残骸を選択し、サイズの推定値を明確にし、残骸全体にわたって熱X線フラックスを測定します。SNRサイズとX線光度のカタログが提示され、文献からの周囲密度と年齢の推定値とともにプロットされます。Sedov-Taylor（S-T）フェーズで、特定の密度のモデルの残骸が直径対光度のプロットにオーバープロットされ、SNRの進化状態と物理的特性を相互に比較したり理論モデルと比較したりできます。小さくて若い残骸は主にタイプIaの残骸または高光度CCであることがわかります。これは、多くのCCSNRが、前駆体の風に吹かれた泡から出現するまで検出されないことを示唆しています。天の川とLMCのSNR直径の分布を調べると、LMCのSNRは、天の川の30％の密度の周囲媒体で進化している必要があることがわかります。これは、GalaxyとLMCの周囲密度の推定値と一致しています。
天の川のパルサー集団を宇宙線陽電子分率で制約する
近くのパルサーに関連するTeVハローの観測は、これらの天体が星間物質（ISM）に非常に高エネルギーの電子-陽電子ペアのかなりのフラックスを注入し、それによって宇宙線陽電子フラックスへの支配的な貢献を提供する可能性があることを示しています。この論文では、AMS-02コラボレーションによって測定された宇宙線陽電子の割合を使用して、局所的なパルサー集団の特性を制約します。妥当なモデルパラメータの場合、$E_e\sim300\、{\rmGeV}$のエネルギーまで測定された陽電子の割合との良好な一致を得ることができることがわかります。より高いエネルギーでは、陽電子の割合は少数のパルサーによって支配され、予想される陽電子の割合の形状を確実に予測することは困難です。低エネルギー陽電子スペクトルは、パルサーが通常、総スピンダウンパワーの約$\eta\sim5-20\％$を非常に高エネルギーの電子-陽電子対の生成に転送し、そのような粒子のスペクトルを生成するという結論を支持します。ハードスペクトルインデックス、$\alpha\sim1.5-1.7$。このようなパルサーは通常、$\tau\sim10^4\、{\rmyears}$のオーダーのタイムスケールでスピンダウンします。パルサーからの電波ビームとガンマ線ビームが周囲の観測者のそれぞれ28％と62％で検出できるモデルで、最適な結果が得られました。
インド宇宙ミッションAstroSatによる超大光度X線源HolmbergIIX-1の同時X線/UV観測
| Title |
Simultaneous_X-ray/UV_observations_of_ultraluminous_X-ray_source_Holmberg_II_X-1_with_Indian_space_mission_AstroSat |
| Authors |
A._Vinokurov,_K._Atapin,_O._P._Bordoloi,_A._Sarkisyan,_U._Kashyap,_M._Chakraborty,_P._T._Rahna,_A._Kostenkov,_Y._Solovyeva,_S._Fabrika,_M._Safonova,_R._Gogoi,_F._Sutaria,_J._Murthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05204 |
アストロサット（インドの多波長宇宙衛星）を使用した高可変超大光度X線源（ULX）HolmbergIIX-1の8エポックの同時UVおよびX線観測の結果を示します。2016年後半から2020年初頭までの全観測期間中、HolmbergIIX-1は$8\times10^{39}$erg/sの中程度のX線光度と、$\Gamma\lesssim1.9のべき乗則スペクトルを示しました。$。X線での物体の変動が低く（1.5倍）、UV範囲での変動がわずかである（上限$\approx25$％）ため、これらの範囲でのフラックス変化の間に信頼できる相関関係を見つけることができませんでした。それぞれの特定の観測の中で、X線変動の振幅はより高く、$\sim10$ks以下の時間スケールで平均レベルに対して2〜3倍に達します。加熱されたドナー星、加熱された円盤、加熱された風の3つのモデルの観点から結果を議論し、それらの少なくとも一部を拒絶することを可能にする変動の下限を推定しました。
GRB 090717034のFermi-GBM観測：$ \ chi ^ 2
$テストは、数百万の太陽質量を持つ超大質量ブラックホールによる重力レンズ効果の証拠を確認します
| Title |
Fermi-GBM_Observation_of_GRB_090717034:_$\chi^2$_Test_Confirms_Evidence_of_Gravitational_Lensing_by_a_Supermassive_Black_Hole_with_Million_Solar_Mass |
| Authors |
Zeinab_Kalantari,_Sohrab_Rahvar,_Alaa_Ibrahim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05278 |
ガンマ線バースト（GRB）の重力レンズ効果は、さまざまな赤方偏移で宇宙の巨大なコンパクトなオブジェクトを探査する機会を提供できます。GRB090717034の光度曲線で、同じ時間プロファイルと異なるカウントレートで、時間間隔で区切られた2つの連続するパルスを発見しました。これは、Fermi/GBMGRBカタログ\citep{Kalantari}で重力レンズ候補として識別されます。ここでは、$\chi^2$メソッドを使用して、重力レンズの候補GRBとして2つのパルスの時間プロファイル変動の類似性を調査します。$\chi^2$関数の最小化に対応する、拡大率と2つのパルス間の時間遅延を見つけます。次に、模擬レンズ付きGRBのサンプルに対してモンテカルロシミュレーションを実行し、レンズ付きGRB候補の$\chi^2$をシミュレーションと比較します。これにより、この候補が$1\sigma$信頼水準で確認されます。GRB090717034が点状の物体によってレンズ化されていると仮定すると、赤方偏移されたレンズの質量は約$M_L（1+z）=（4.220\pm6.615）\times10^6M_{\odot}$です。このGRBのレンズは、GRBの視線に沿った超巨大ブラックホールの候補です。
NICERのかにパルサーの折り返し光度曲線における反射対称性
回転を動力源とするパルサーであるカニ、ベラ、ゲミンガは、$\gamma$線エネルギーで二重ピークの折り畳まれた光曲線（FLC）を持ち、おおよその反射対称性を持っています。ここでは、{\it{NICER}}天文台を使用して、$1〜10$keVで得られたかにパルサーの高解像度FLCを分析することにより、この側面を軟X線エネルギーで研究しています。FLCの最初のピークの立ち上がりエッジと2番目のピークの立ち下がりエッジの反射バージョンがいくつかの方法で比較され、2つの曲線が統計的に類似している位相範囲が識別されます。最適なマッチングは、2つのピークが整列している場合に発生しますが、ピークのすぐ下の$\approx0.0244$の小さな位相範囲でのみ発生します。それらの平均差は$-0.78\pm1.8$フォトン/秒で、$\chi^2$が$0.93$減少します。最初の曲線がラプラス関数によって畳み込まれている場合、対応する数値は$\approx0.0274$の位相範囲、$-1.23\pm1.30$の平均差および$0.76$の$\chi^2$です。これらの位相範囲は、反射対称性が認識されている位相範囲よりもはるかに小さくなっています。したがって、2つのエッジが実質的な位相範囲にわたってミラー関係を持つことができる唯一の方法は、位相を中心とした、振幅$\approx100$フォトン/秒と幅$\approx0.1$の広くてかすかな放射成分を呼び出す場合です。2番目のピークを超えて$\約0.1$。
LS I+61303の光学マイクロフレアとそれに対応する多波長の検索
| Title |
Optical_microflares_in_LS_I_+61_303_and_the_search_for_their_multiwavelength_counterpart |
| Authors |
Enrique_Mestre,_Estrella_S\'anchez-Ayaso,_Pedro_L._Luque-Escamilla,_Josep_Mart\'i,_Josep_M._Paredes,_Daniel_del_Ser_and_Jorge_N\'u\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05380 |
ガンマ線の恒星源は、現代の天体物理学の最前線の1つであり、その理解は、もともと彼らの研究のために設計されていない観測ツールから利益を得ることができます。現在の宇宙施設の高精度測光機能を利用して、X線およびガンマ線バイナリLSI+61303の光学的挙動に関する新しい視点を取得します。0.01未満の振幅で影響が現れるこれまで知られていなかった現象これで、マグニチュードを明確に観察して調査することができます。私たちの仕事は主に光学およびガンマ線アーカイブデータの分析に基づいており、これらの貴重な観測リソース（特に、TESSおよびFermi軌道観測所）を提供するさまざまなコラボレーションによって推奨されるツールを使用しています。さらに、補完的な地上ベースの光学分光法も実施されています。LSI+61303光度曲線の1日のタイムスケールでの小振幅光フレアの発見を報告します。それらの起源を説明するためのさまざまな代替シナリオが暫定的に提案されています。
銀河連星中性子星合体の残骸におけるr過程元素合成のガンマ線診断
| Title |
Gamma-ray_Diagnostics_of_r-process_Nucleosynthesis_in_the_Remnants_of_Galactic_Binary_Neutron-Star_Mergers |
| Authors |
Yukikatsu_Terada_(1)(2),_Yuya_Miwa_(1),_Hayato_Ohsumi_(1),_Shin-ichiro_Fujimoto_(3),_Satoru_Katsuda_(1),_Aya_Bamba_(4),_Ryo_Yamazaki_(5)(6),((1)_Saitama_University,(2)_Japan_Aerospace_Exploration_Agency,(3)_National_Institute_of_Technology_Kumamoto_College,(4)_The_University_of_Tokyo,(5)_Aoyama_Gakuin_University,(6)_Osaka_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05407 |
銀河系NSMの残骸からの$\gamma$線放出を最大$10^6まで推定することを目的として、バイナリ中性子星合体（NSM）の$r$プロセス核の完全な核ネットワーク数値計算を実行します。$歳。4,070個の原子核の元素合成計算を採用して、電子の割合$Y_{\rme}$が0.10から0.45の間の原子核の元素組成比を提供します。$\gamma$線スペクトルを抽出するために、3,237個の不安定な原子核の崩壊過程がシミュレートされます。その結果、NSMは、$\gamma$線帯のスペクトル色が、$10^5$年未満の他のさまざまな天体とは異なります。さらに、$^{137{\rmm}}$Ba/$^{85}$Kまたは$^のいずれかのライン比を使用する$Y_{\rme}$の新しいライン診断方法を提案します。{243}$Am/$^{60{\rmm}}$Coは、$Y_{\rme}$環境が低く、若い$r$プロセスサイトと古い$r$プロセスサイトでそれぞれ1より大きくなります。年齢の関数としての$\gamma$線観測の距離限界の推定から、約$10^{-9}$光子s$^{-1}$でのサブMeVバンドの高感度cm$^{-2}$または$10^{-15}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$は、Galaxy内のすべてのNSMレムナントをカバーするために必要です。\citet{2019ApJ...880...23W}によるNSMの人口。感度が$10^{-8}$-$10^{-7}$フォトンs$^{-1}$cm$^{-2}$または$10^{-14の$\gamma$線調査}$-$10^{-13}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$70--4000keV帯域では、仮定の下で少なくとも1つのNSMレムナントからの放出が見られると予想されます30Myr$^{-1}$のNSMレートの。銀河系NSMを観測するための$\gamma$線ミッションの実現可能性も研究されています。
均一に加速するブラックホールの周りの磁化されたトーラス
相対論的降着の厚いディスクモデルを、C-metricによって記述された回転する荷電加速ブラックホールの背景に一般化して、この背景がディスクモデルに与える影響を研究します。この降着円盤モデルの特性と初期パラメータへの依存性を示します。この背景は、降着円盤の観測機能を分析することにより、カー時空と区別することができます。
短命の大規模中性子星を残す二元中性子星合体における質量放出と元素合成に関する包括的研究
| Title |
Comprehensive_study_on_the_mass_ejection_and_nucleosynthesis_in_the_binary_neutron_star_mergers_leaving_short-lived_massive_neutron_stars |
| Authors |
Sho_Fujibayashi,_Kenta_Kiuchi,_Shinya_Wanajo,_Koutarou_Kyutoku,_Yuichiro_Sekiguchi,_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05557 |
いくつかの質量比を持つ二元中性子星の併合のための一連の数値相対論シミュレーションを実行することにより、動的および併合後の段階で放出された物質の特性が、残りの巨大な中性子星がブラックホールに崩壊する場合について調査されます。合併の開始から20$ミリ秒後の$\lesssim。動的質量放出は、おおよそのニュートリノ放射伝達を用いた3次元の一般的な相対論的流体力学シミュレーションで調査されます。結果として得られるマージ後のシステムは、軸対称のシステムにマッピングされ、マージ後のシステムの電磁流体力学的活動の結果として有効粘度が発生することを想定して、軸対称の長期放射流体力学シミュレーションの初期条件として使用されます。動的噴出物の典型的な電子の割合は、より非対称なバイナリのマージでは低く、したがって、より重い$r$プロセスの核が主に合成されることを示します。また、合併後の噴出物は穏やかな中性子の豊富さしかなく、その結果、二元質量比に関係なく、より軽い$r$プロセス核が生成され、より非対称な合併では噴出物の質量が大きくなることも示します。ディスクの質量が大きいため、バイナリ。したがって、非対称の合併の場合、より軽い$r$プロセスの核の生成不足は、合併後の噴出物によって補うことができます。その結果、両方の噴出成分を合計することにより、太陽の残留$r$プロセスパターンは、バイナリの質量比に関係なくほぼ再現されます。コンパクトなNSバイナリの質量分布と短いガンマ線バーストのマグネターシナリオに関連する結果の意味について説明します。
X線Eclipseマッピングは、SwiftJ1858.6-0814のバイナリ傾斜と質量比を制約します
X線食変光星は有望なモデリング手法であり、食変光星の中性子星（NS）またはブラックホール（BH）の質量や半径を制限し、伴星の周囲の構造を調べることができます。日食システムでは、バイナリ傾斜角$i$と質量比$q$は、全体の持続時間$t_{e}$を介して関連付けられます。次に、$i$と$q$の間の縮退は、日食プロファイルの詳細なモデリングによって解消できます。ここでは、ソースが爆発している間に行われたアーカイブNICER観測を利用して、NS低質量X線連星SwiftJ1858.6$-$0814の日食をモデル化します。EXO0748$-$676と同様に、モデリングでコンパニオンスターを囲むように恒星材料の層を必要とすることにより、コンパニオンの表面の照射駆動アブレーションの証拠が見つかります。この材料層は、コンパニオンの表面から$\sim7000〜14000$km伸びており、私たちが観察する、伸びた、エネルギー依存性の非対称の出入りの原因である可能性があります。私たちの近似は、$i\sim81^{\circ}$の傾きと質量比$q\sim0.14$を返します。ケプラーの法則を使用して、公転周期（$\sim$21.3時間）を介してコンパニオンスターの質量と半径を関連付け、その後、コンパニオンの質量が$0.183M_{\odot}\leqM_{csの範囲にあると判断します。}\leq0.372M_{\odot}$および$1.02R_{\odot}\leqR_{cs}\leq1.29R_{\odot}$の範囲の大きな半径。私たちの結果は、恒星の吸収/放出線から測定された将来の視線速度の振幅と組み合わされて、このシステムの成分の質量に正確な制約を課すことができます。
自己無撞着な境界条件を用いた共鳴散乱の新しい解
| Title |
A_Novel_Solution_for_Resonant_Scattering_Using_Self-Consistent_Boundary_Conditions |
| Authors |
B._Connor_McClellan,_Shane_Davis,_Phil_Arras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05082 |
球面幾何学におけるライマン$\alpha$（Ly$\alpha$）放射伝達の半解析的解法への2つの新しい追加を提示します：（1）定常光源の正しい境界条件の実装、および（2）衝動的なソースの時間依存問題。定常状態の問題の場合、解は2つの項の合計として表すことができます。表面で平均強度が$J=0$の方程式の既知の解析解と、強制する新しい半解析解です。表面でのゼロイング強度の正しい境界条件。この解は、任意の光学的厚さで有効なモンテカルロ法の解と比較されます。スペクトルピークがドップラーコアに近づくと、補正のサイズは1次であり、線の中心の光学的厚さとともにゆっくりと減少することが示されています。具体的には、$（a\tau_0）^{-1/3}$です。以前の研究で見られた不一致。衝動的な問題の場合、解の時間、空間、および周波数依存性は、光子の脱出時間分布と出現スペクトルを特徴づけるために、固有関数展開を使用して表されます。最低次の固有振動数は、十分に大きな線中心光学深度でのモンテカルロ脱出時間分布に見られる崩壊率とよく一致することが示されています。脱出時間分布の特性は、すべての光子散乱を計算するのではなく、分布から光子脱出特性をサンプリングするモンテカルロ加速法の可能性を浮き彫りにし、それによって計算要求を減らします。
マイクロレンズ法の影響を受けた極端な倍率で星の光度曲線をシミュレートするための高速アルゴリズム
| Title |
A_fast_algorithm_for_simulating_light_curves_of_stars_at_extreme_magnification_affected_by_microlensing |
| Authors |
J._M._Diego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05141 |
臨界曲線の近くでマイクロレンズ法を受ける遠方の星の光度曲線を生成するための高速アルゴリズムを提示します。これらのタイプのアルゴリズムの必要性は、高赤方偏移および極端な倍率での遠方の星のマイクロレンズイベントの最近の観測によって動機付けられています。アルゴリズムは、臨界曲線の近くのマイクロレンズの集合による偏向フィールドの低解像度の計算に依存し、偏向フィールドのゆっくりと変化する性質を利用して、未解決の画像の倍率を推測します。
ガイアによって測定された光中心変位による赤色超巨星のダイナミクスの調査
| Title |
Probing_Red_Supergiant_dynamics_through_photo-center_displacements_measured_by_Gaia |
| Authors |
A._Chiavassa,_R._Kudritzki,_B._Davies,_B._Freytag,_S._E._de_Mink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05156 |
赤色超巨星（RSG）は、恒星のエンベロープが完全に対流になるとき、進化の後期にあるクールで巨大な星です。それらは、赤外線で宇宙で最も明るい星であり、局所銀河群をはるかに超えた銀河で検出できるため、銀河の化学組成を正確に決定することができます。それらの物性の研究は、II型超新星や重力波の前駆体としての大質量星の最終的な運命を含むさまざまな現象にとって非常に重要です。よく研究されている近くの若い恒星クラスターchiPerを探索します。GaiaEDR3データを使用して、クラスターの距離を求めます（d=2.260+-0.020kpc）。次に、視差測定の不確かさの原因として、対流に関連する表面構造の変動性を調査します。CO5BOLDと後処理放射伝達コードOPTIM3Dを使用した最先端の3D放射流体力学シミュレーションを使用して、GaiaG測光システムの強度マップを計算します。合成マップから強度加重平均の変動性を時間の関数として計算します。次に、クラスター内のRSG星を選択し、視差に関するそれらの不確実性を光中心変位の予測と比較します。RSGの合成マップは、対流に関連するダイナミクスのために、非常に不規則で時間的に変化する表面を示しています。その結果、フォトセンターの位置は、ガイア測定中に0.033〜0.130AU（対応するシミュレーションの恒星半径の最大5％）の間で変化します。対流に関連する表面構造の変動が、RSGサンプルのガイアEDR3視差誤差のかなりの部分を占めていると主張します。ガイア視差の不確実性の変動は、適切な3Dシミュレーションを使用して定量的に活用し、RSG星の恒星系力学とパラメーターに関する重要な情報を独自の方法で抽出できることをお勧めします。
2020年のスーパーバースト中のV844HerのTESS観測の分析
私は、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）による、2020年のSU〜UMa型矮新星V844Herのスーパーバーストの観測を分析しました。この物体は、現代の衛星観測によって確認された「教科書」のスーパーハンプステージA、B、Cを示しました。結果の図は、クリエイティブ・コモンズ（CC-BY-NC）ライセンスの下でのスーパーハンプステージの概念の説明に使用できます。スーパーハンプの成長期の間、期間は最初は公転周期に近かったが、公転周期よりわずかに長かった。観測者は、このような現象の存在に注意を払い、この現象をWZSgeの星に見られる初期のスーパーハンプと混同しないようにする必要があります。スーパーバースト後、同じ周期でさらに18日間スーパーハンプが検出され、軌道信号は検出されませんでした。スーパーバースト後の段階で、周期が約0.5dの小さな小刻みに記録されました。これらは、SUUMaスターV585Lyrのケプラーデータに記録されたのと同じ現象である可能性があります。
ソーラーオービター/EUI観測で大きなエネルギーを持つ高周波減衰のない波
| Title |
High_frequency_decayless_waves_with_significant_energy_in_Solar_Orbiter/EUI_observations |
| Authors |
Elena_Petrova,_Norbert_Magyar,_Tom_Van_Doorsselaere,_David_Berghmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05319 |
高周波現象は、AC加熱理論の一部としてコロナを加熱するために必要なエネルギー入力に寄与する可能性のある候補の1つとして非常に興味深いものです。しかし、ソーラーオービターまでのイメージング機器の解像度は、必要な時間と空間スケールを解決することを不可能にしました。本論文は、コロナの静かな太陽領域に位置する小さなループにおける高周波横運動について報告している。振動は、ソーラーオービターに搭載されたEUI機器のHRIEUV望遠鏡（17.4nm）で観察されました。4.5Mmと11Mmの長さの短いループで2つの横振動を検出します。短いループは14秒周期の振動を表示し、長いループは30秒周期の振動を表示します。高解像度にもかかわらず、伝播波または定在波としての明確な識別は不可能です。速度の振幅は、短いループと長いループで、それぞれ72km/sと125km/sに等しいことがわかります。これに基づいて、ループに含まれるエネルギーフラックスの値も推定しました。14秒の振動のエネルギーフラックスは1.9kWm^-2であり、30秒の振動のエネルギーフラックスは6.5kWm^-2です。これらの振動は静かな太陽で観察されていますが、それらのエネルギーフラックスは、アクティブな太陽コロナを加熱するために必要なエネルギー入力と同じオーダーです。観測された振動を再現するために、数値シミュレーションが実行されました。数値結果と観測値の対応は、観測値のエネルギー含有量の推定をサポートします。このような高エネルギー密度は、減衰のない冠状波ではまだ観察されておらず、これは波の減衰に基づく冠状加熱モデルに有望です。
太陽コロナにおける低速モード波の周波数依存減衰の新しい見方
ドップラーシフトおよびイメージングデータで直接観測され、太陽および恒星フレアの準周期的脈動として間接的に観測される低速磁気音響波は、冠状プラズマの多くのバイタルパラメータを調査するための重要な地震学的ツールを提供します。波によって引き起こされる熱の不均衡の現象を通して現れる、磁気音響波のための太陽コロナの最近理解された活発な性質は、波の観測された特性の解釈のための新しい自然のメカニズムの同定につながりました。従来の波動減衰理論は観測と一致しないため、さまざまな冠状プラズマ構造における徐波の周波数依存減衰は未解決の問題のままです。波動の熱的不均衡によって引き起こされる逆反応を考慮すると、線形理論によって規定された、減衰時間と定常徐波の振動周期との関係が変更されることを示します。修正された関係はべき乗則の形式ではなく、平衡プラズマ条件と、自由パラメーターとしての冠状加熱/冷却プロセスの特性を持っています。高温の冠状ループ内に徐波が立っている期間で観測された減衰時間のスケーリングを簡単に説明できることが示されています。観測された周波数依存の減衰と一致する、未知の冠状動脈加熱プロセスの機能的形態が地震学的に明らかにされています。
地上ガンマ線フラッシュの光学カウンターパートの最初の高速度カメラ観測
| Title |
First_High-speed_Camera_Observations_of_the_Optical_Counterpart_of_a_Terrestrial_Gamma-ray_Flash |
| Authors |
R.U._Abbasi,_J.W.Belz,_M._M._F._Saba,_P._R._Krehbiel,_J._Remington,_M._A._Stanley,_D._R._da_Silva,_W._Rison,_Dan_Rodeheffer,_N._Kieu,_J._Mazich,_R._LeVon,_K._Smout,_A._Petrizze_(for_the_Telescope_Array_Collaboration),_T._Abu-Zayyad,_M._Allen,_Y._Arai,_R._Arimura,_E._Barcikowski,_D.R._Bergman,_S.A._Blake,_I._Buckland,_B.G._Cheon,_M._Chikawa,_T._Fujii,_K._Fujisue,_K._Fujita,_R._Fujiwara,_M._Fukushima,_G._Furlich,_N._Globus,_R._Gonzalez,_W._Hanlon,_N._Hayashida,_H._He,_K._Hibino,_R._Higuchi,_K._Honda,_D._Ikeda,_N._Inoue,_T._Ishii,_H._Ito,_D._Ivanov,_H._Iwakura,_A._Iwasaki,_H.M._Jeong,_S._Jeong,_C.C.H._Jui,_K._Kadota,_F._Kakimoto,_O._Kalashev,_K._Kasahara,_S._Kasami,_S._Kawakami,_K._Kawata,_I._Kharuk,_E._Kido,_H.B._Kim,_J.H._Kim,_J.H._Kim,_S.W._Kim,_Y._Kimura,_I._Komae,_Y._Kubota,_V._Kuzmin,_M._Kuznetsov,_et_al._(86_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05115 |
この論文では、下向きの地上ガンマ線フラッシュ（TGF）の発光の最初の観測を提示します。発光は、テレスコープアレイ（TA）表面検出器、雷マッピングアレイ、インターフェロメーター、高速アンテナ、および全国的な雷検出ネットワークと組み合わせた高速ビデオカメラPhantomv2012によって観測されました。ガンマ線と雷の計器、タイミング分解能、および光源の近接性のスイートは、TGF現象の前例のない外観を提供します。2021年9月11日、TA検出器の上で嵐が発生しました。嵐は、最大223kAのリターンストロークピーク電流を伴うフラッシュによって生成された6つの非常にエネルギッシュなTGFイベントをもたらしました。観測されたTGFは、強力な光学的特徴を生成しながら、稲妻の初期バーストパルス信号と直接相関することがわかりました。この研究の結果により、TGFの開始メカニズムに関する理解を深めることができます。
高速集団ニュートリノフレーバー振動の究極の運命を詳しく説明する
| Title |
Elaborating_the_Ultimate_Fate_of_Fast_Collective_Neutrino_Flavor_Oscillations |
| Authors |
Soumya_Bhattacharyya_(TIFR_Mumbai),_Basudeb_Dasgupta_(TIFR_Mumbai) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05129 |
ニュートリノと反ニュートリノの密な雲は、速い集合的なフレーバー振動を示す可能性があります。以前は、Physで。レット牧師126（2021）061302、我々は、そのようなフレーバー振動が脱分極、すなわち、フレーバーの不可逆的な混合につながることを提案しました。その程度は、異なるフレーバーの初期運動量分布に依存します。この論文では、この提案を詳しく説明して拡張し、文献の関連する結果と比較します。高速フレーバー振り子の下部静止点の正確な分析推定値を提示し、緩和メカニズム、つまり、横方向の緩和、多極カスケード、およびフレーバー波の混合を強調します。脱分極の程度、運動量と正味レプトンの非対称性への依存性、および3つのフレーバーへの一般化を推定します。最後に、超新星/元素合成シミュレーションおよび超新星ニュートリノ現象学で使用できる脱分極分布とフラックスのおおよその分析レシピを規定します。
より高い曲率の重力理論のプローブとしてのブラックホールのリングダウン
| Title |
Black-hole_ringdown_as_a_probe_of_higher-curvature_gravity_theories |
| Authors |
Hector_O._Silva,_Abhirup_Ghosh,_Alessandra_Buonanno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05132 |
コンパクトな連星の合体から重力波を検出することで、一般相対性理論の動的で非線形な領域を探索し、それに対する修正を制約することができます。LIGO-VirgoCollaborationによって観測された重力波イベントのいくつかは、合併において十分に高い信号対雑音比を持っており、残りのブラックホールの最終的な静止状態（いわゆる黒）への緩和を調べることができます。-一連の準通常モードを特徴とするホールリングダウン。いくつかの候補者によって予測されているように、リングダウンを使用して一般相対性理論からの逸脱を制限できますか？ここでは、最終的なブラックホールのスピンの拡張に基づくリングダウンのパラメーター化で補強された、効果的な1体形式のインスパイラルマージャーリングダウン波形モデルを使用して、この質問に対処します。この波形モデルに、理論ごとに計算された準ノーマルモード周波数を含める方法について説明します。特に、高次の曲率補正によって一般相対性理論を修正する理論、すなわち、アインシュタイン-ディラトン-ガウス-ボネ（EdGB）、動的チャーン-サイモン（dCS）理論、および3次および4次の有効場に焦点を当てます。-一般相対性理論の理論（EFT）。このパラメータ化された波形モデルを使用して、これまでに観測された2つの最も大きなリングダウン信号GW150914とGW200129のリングダウン特性を測定します。EdGB理論はこれらのイベントで制約することはできませんが、3次-（$\ell_{\rmcEFT}\leqslant38.2$km）および4次（$\ell_）の基本的な長さスケールに上限を設定できることがわかります。{\rmqEFT}\leqslant51.3$km）一般相対性理論とdCS重力（$\ell_{\rmdCS}\leqslant38.7$km）のEFT。後者の結果は、現在インスピレーションのみの分析によって制約されていない理論の具体例ですが、現在の重力波データを使用した合併リングダウン研究によって制約を受ける可能性があります。
コズミックウェブクリスタル：大規模構造のイジングモデル
ダークマターハローが固有の磁気スピンと同等の重力を持っている場合、平坦なFLRW背景での宇宙ウェブの低赤方偏移挙動と温度$T\proptoHの熱源に沈められたスピンの結晶との間に形式的な類似性が存在します。（t）$。物質の不均一性の重力崩壊を説明するためのBianchiタイプIXジオメトリの使用の範囲内で、スピンはその基礎となる$SU（2）$対称性の遺産に他なりません。したがって、量子力学の電子と同じように、これらの構造は軌道角運動量とは独立してスピンしている可能性があります。平均場近似でイジングモデルを使用して定性的に記述された、強磁性状態（の重力等価物）への宇宙ウェブの可能な後期相転移の宇宙論的スケールでの現象論的意味を探求します。
超コンパクトなベクトル星
超コンパクトベクトル星と呼ばれる、ベクトルテンソル重力理論における地平線のないコンパクトオブジェクトの新しいファミリーを分析的に調査します。それらは、重力との非最小結合によって引き起こされるベクトル凝縮によって供給されます。それらは、内部の異方性応力のおかげで、ブラックホールと同じくらいコンパクトにすることができます。球対称の場合、それらの内部は等温球に似ており、利用可能な積分定数を調整することで解決できる特異点があります。星の内部は、外部のシュワルツシルトジオメトリとスムーズに一致し、星の表面に余分なエネルギー運動量テンソルは必要ありません。安定した円軌道が可能である星の内部の測地線の振る舞いと、星の表面の両方の方向を横切る軌道を分析します。球面対称性を破るベクトル場と幾何学の定常変形を分析的に研究し、その特徴は私たちが考えるベクトルテンソル理論に依存します。星の特性のプローブとしてベクトル磁化率を導入して決定し、星の回転速度がベクトル電荷によってどのように影響を受けるかを分析します。
ボソン星の古典性について
クライン-ゴルドン方程式とプロカ方程式には$\hbar$が含まれるため、それらは場の量子論を記述します。ただし、それらのソリューションは、それらの典型的なアクションが$S^{\rm典型的な}\gg\hbar$に従う場合、古典的なものとして扱われる可能性があります。これは、ボソンの性質により可能であり、多くの粒子を含む状態を可能にします。一般的な議論により、そのようなボソン星の典型的な作用は${\mathcal{S}^{\rm典型的な}}/{\hbar}\gtrsim\left（{M^{\rmmax}}/{M_{\rmPl}}\right）^2\sim10^{76}\left（{M^{\rmmax}}/{M_\odot}\right）^2$、ここで$M^{\rmmax}$は特定のモデルの最大ボソン星の質量であり、$M_{\rmPl}$はプランク質量です。したがって、$M^{\rmmax}\ggM_{\rmPl}$を許可するモデル、および質量$\simM^{\rmmax}$のソリューションの場合、古典的な処理は正当であり、天体物理学の興味深い範囲$\gtrsimM_\odot$。
nHzおよびオーディオバンドの宇宙重力子のフラットスペクトル
遺物重力子のスペクトルは、通常、一致パラダイムの信号がピークに達すると予想される低周波数領域で正規化されます。これが、マイクロ波バックグラウンドの温度および分極異方性への寄与がテンソルからスカラーにのみ記述される理由です。比率。一貫性の関係が壊れている場合、同じ戦略は、さらに独立したパラメーターとしてテンソルスペクトルインデックスを導入することによって達成されます。スペクトルエネルギー密度の主要な成分がaHzよりもはるかに大きい周波数に分布している場合、この従来のアプローチの背後にあるロジックははるかに説得力がありません。オーディオ帯域の改善された境界とnHz領域のパルサータイミングアレイからの現在のデータは、遺物重力子の宇宙背景放射の絶対正規化のための新しい戦略を動機付けます。遺物重力子の分析のための一般的な4次元アクションを導入した後、新しいアプローチが従来型および非従来型のインフレモデルの場合に示されます。
ニュートリノ望遠鏡の非常に高いエネルギーでのタウ偏光解消
| Title |
Tau_depolarization_at_very_high_energies_for_neutrino_telescopes |
| Authors |
Carlos_A._Arg\"uelles,_Diksha_Garg,_Sameer_Patel,_Mary_Hall_Reno,_Ibrahim_Safa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05629 |
ニュートリノ相互作用の長さはエネルギーに比例し、数十のTeVエネルギーを超える地球の直径に匹敵するようになります。地上の距離にわたって、タウの短い寿命は、地球内で、エネルギーのある再生されたタウニュートリノフラックス、タウニュートリノからタウからタウニュートリノへとつながります。次世代のニュートリノ実験は、超高エネルギーニュートリノを検出することを目的としています。それらの多くは、再生されたタウニュートリノまたはタウ崩壊シャワーのいずれかを検出することに依存しています。これらの特徴は両方とも、タウの崩壊から生成された二次粒子のエネルギー分布を介したタウの分極によって影響を受ける可能性があります。弱い相互作用で生成されたタウスはほぼ100％分極化されていますが、タウスは地球の電磁相互作用のためにある程度の脱分極を経験すると予想されます。この論文では、初めて、電磁エネルギー損失におけるタウスの脱分極を定量化します。タウの脱分極は、地球に入射する高エネルギーのタウニュートリノによって生成されるタウニュートリノまたはタウの最終エネルギーにわずかな影響しか及ぼさないことがわかります。タウ脱分極は、nuPyPropやTauRunnerなどのモンテカルロシミュレーションで直接実装できます。
Hellings-Downs相関の分散
重力波（GW）は、さまざまなパルサーからのパルスの到着時間に相関関係を作成します。2つのパルサーへの方向間の角度$\gamma$の関数として期待される相関$\mu（\gamma）$は、長距離相関のない等方性で無極性のGWバックグラウンドについて、HellingsとDownsによって計算されました。ノイズのない一連の観測を考えると、それらはその期待と一致していますか？これに答えるために、最初に、単一の非偏光GWソースの相関関係で予想される分散$\sigma^2（\gamma）$を計算します（分離角度$\gamma$が固定されたパルサーペアが空を掃引するため）。次に、これを使用して、空間に均一に散在する一連の離散点源から生じる「宇宙分散」の簡単な分析式を導き出します。相関の部分的な変動の全体的なスケールは、最も近い（典型的な）ソースまでの距離と最も遠い（典型的な）ソースまでの距離の比率であり、私たちの宇宙ではおそらく約1％です。次に、一般的な偏光点源のヘリングとダウンの相関の平均と分散を計算します。平均は標準のHellingsandDowns曲線に従い、分散は非分極項、分極項、および交差項の合計であり、単純な閉じた分析形式を示します。例として、しばしば無視される「パルサー項」がある場合とない場合の両方で、循環バイナリインスパイア信号の相関の平均と分散を計算します。平均は同じですが、パルサー項を含めると、分散が約4倍になり、3つの分散項の相対的な重みが変わります。これは、宇宙分散の測定がGWソースの性質についてのさらなる情報を提供するかもしれないことを示しています。
