LEGA-C調査における宇宙クロノメーターのフルスペクトルフィッティングからの新しい観測$H（z）$データ
| Title |
A_New_Observational_$H(z)$_Data_from_Full-Spectrum_Fitting_of_Cosmic_Chronometers_in_the_LEGA-C_Survey |
| Authors |
Kang_Jiao,_Nicola_Borghi,_Michele_Moresco,_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05701 |
この作業では、LEGA-CESO公開調査から宇宙クロノメーターとして選択された、350個の巨大で受動的な銀河のフルスペクトルフィッティングを実行して、それらの恒星の年齢、金属量、および星形成の履歴を導き出します。ほこりの影響の可能性、ノイズと信号のキャリブレーション、およびスペクトル情報に加えて測光データの使用への依存性を評価することにより、結果を広範囲にテストします。また、事後分布の形状、特定のスペクトルの特徴の分析、観測されたスペクトルの正しい再現など、結果の正しい収束の指標を特定します。標準的な宇宙論モデルの老化と互換性のある明確な年齢-赤方偏移の傾向を導き出し、明確なダウンサイジングパターンを示し、より大きな赤方偏移（$z_f\sim2.5$）でより大きな銀河がより低い質量の銀河（$z_f\sim2$）。これらのデータから、この宇宙クロノメーターの母集団の経年変化を測定して、ハッブルパラメータの新しい測定値を導き出し、$H（z=0.8）=113.1\pm15.2（\mathrm{stat。}）^{+24.2を取得します。}_{-4.0}（\mathrm{syst。}）\\mathrm{km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$。この分析により、同じサンプルで測定された宇宙クロノメーターの年齢差を、2つの完全に異なる方法、フルスペクトルフィット（この作業）と、年齢と相関することが知られているリック指数の分析で初めて比較することができます。星の種族の金属量\citep{Borghi2022a}。絶対年齢のオフセットは理解されていますが、データ、仮定、モデルが大きく異なるにもかかわらず、年齢差は2つの方法間で非常に互換性があることが証明されており、方法の堅牢性が実証されています。
月面クレーター電波望遠鏡で宇宙の暗黒時代を探る
| Title |
Probing_the_Cosmic_Dark_Ages_with_the_Lunar_Crater_Radio_Telescope |
| Authors |
Ashish_Goel,_Saptarshi_Bandyopadhyay,_Joseph_Lazio,_Paul_Goldsmith,_David_Bacon,_Adam_Amara,_Steven_Furnaletto,_Patrick_McGarey,_Ramin_Rafizadeh,_Melanie_Delapierre,_Manan_Arya,_Dario_Pisanti,_Gaurangi_Gupta,_Nacer_Chahat,_Adrian_Stoica,_Issa_Nesnas,_Marco_Quadrelli,_Gregg_Hallinan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05745 |
宇宙の暗黒時代は、CMB光子が物質から分離された直後から始まり、最初の星や銀河の形成で終わる、宇宙の初期進化の期間を表しています。中性水素原子からのHI信号は、宇宙の宇宙論の歴史におけるこの重要な段階を理解し、標準的な宇宙論モデル、暗黒物質の物理学、およびインフレーションの有効性に関する基本的な質問に答えるための唯一のメカニズムです。宇宙論的な赤方偏移により、この信号は現在、電離層によって地球の表面に到達するのがブロックされている3〜30MHzの周波数帯でのみ観測可能です。本稿では、月の裏側にある月のクレーター内にキロメートルサイズの放物面反射鏡メッシュを配置し、受信機を吊り下げて、この信号の前例のない測定を行うことを目的とした月のクレーター電波望遠鏡の設計を紹介します。集中。
| Title |
Neutrino_mass_and_kinetic_gravity_braiding_degeneracies |
| Authors |
Gabriela_Garcia-Arroyo,_Jorge_L._Cervantes-Cota_and_Ulises_Nucamendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05755 |
修正された重力理論は、宇宙の加速膨張を達成するバックグラウンドダイナミクスの効果的な暗黒エネルギーを生み出します。さらに、それらは、構造形成において、したがって物質のパワースペクトルおよび関連する統計において重力の特徴を誘発する第5の力を提示します。一方、大規模なニュートリノは、重力を変更してパワースペクトルを強化するスケールでパワースペクトルを抑制します。そのため、一部の重力モデルでは、これらの効果の縮退が認識されています。本研究では、動的重力編組（nKGB）モデルを使用して両方の効果を研究し、いくつかの縮退にもかかわらず、非常に大規模な第5の力の役割が、この特徴的な特徴として物質パワースペクトルの隆起を示すことを発見しました。モデルであるため、現在のパワースペクトルの知識の範囲内で一致させるのは難しいと思われる喫煙銃として機能します。ただし、これらのモデルは興味深い結果になります。これは、n=1がH0張力を示さず、ここで調査したすべてのnKGBがsigma8張力を示さず、さらに、ヌルニュートリノ質量が除外されているためです。
高および低付着Mgiiクエーサーの一貫性研究：半径-光度関係分散に対するFeii対Mgiiフラックス比の有意な影響なし
| Title |
Consistency_study_of_high-_and_low-accreting_Mg_ii_quasars:_No_significant_effect_of_the_Fe_ii_to_Mg_ii_flux_ratio_on_the_radius-luminosity_relation_dispersion |
| Authors |
Narayan_Khadka,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Swayamtrupta_Panda,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05813 |
赤方偏移範囲$0.36\leqz\leq1.686$で66の残響測定された\Mgii\クエーサー（QSO）の観測値を使用します。これは、以前に調査した78のQSOのサブセットであり、\rfe\（UVのフラックス比パラメーター）もあります。\Feii\から\Mgii\まで、これは付加率プロキシとして使用されます）測定-6つの異なる宇宙モデルで宇宙モデルパラメータとQSO2パラメータおよび3パラメータ半径-光度（$R-L$）関係パラメータを同時に制約します。これらのQSO$R-L$関係パラメーターは、想定される宇宙論モデルから独立しているため、これらのQSOは$R-L$関係を通じて標準化可能であることがわかります。また、次のようになります。（1）2パラメーターの$R-L$関係では、low-\rfe\およびhigh-\rfe\データサブセットがエラーバー内の同じ$R-L$関係に従うことがわかります。（2）2パラメーターの$R-L$関係を3パラメーターの関係に拡張しても、$R-L$関係の本質的な分散が減少することは期待されていません。（3）3パラメーターの$R-L$関係はどちらも、2パラメーターの$R-L$関係よりも測定値に大幅に適合しません。これらは、\Mgii\宇宙探査機の進行中の開発にとって有望な結果です。これらの結果の1番目と3番目は、残響で測定された\hb\QSOの分析から他の場所で見つけた結果とは大幅に異なります。
z=6.44のクエーサーであるVIKJ2318-3113のVLBI観測
| Title |
VLBI_observations_of_VIK_J2318-3113,_a_quasar_at_z_=_6.44 |
| Authors |
Y._Zhang,_T._An,_A._Wang,_S._Frey,_L._I._Gurvits,_K._E._Gabanyi,_K._Perger,_and_Z._Paragi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05859 |
宇宙初期の活動銀河核（AGN）のジェットの性質と、それらのホスト銀河へのフィードバックは、依然として非常に話題の問題です。超長基線干渉法（VLBI）によって可能になった高赤方偏移AGNの電波構造の観測は、銀河の進化におけるそれらの特性と役割の研究に不可欠な情報を提供します。これまで、赤方偏移$z>6$の5つのAGNのみがVLBI技術で研究されてきました。VIKJ2318-3113は、z=6.44で最近発見されたクエーサーであり、現在の作業の前にVLBIで画像化されていません。ここでは、この高赤方偏移クエーサーの最初のVLBIイメージング結果を提示し、その高解像度の外観をオブジェクトの物理モデルで裏付けることを目的としています。超長基線電波アレイを1.6GHzと4.7GHzの2つの周波数で使用して、VIKJ2318-3113のVLBI位相参照観測を実行し、ミリ秒スケールの無線構造で最初のビューを取得しました。ソースは1.6GHzで明確に検出されました。その電波放射のほとんどすべてがpcスケールのコア領域からのものであることがわかりました。私たちの二重周波数観測は、無線コアのスペクトル指数と輝度温度を制約します。その特性は、他の既知の高赤方偏移ラジオラウドAGNの特性と類似しています。
初期および後期宇宙宇宙論的プローブ間の「曲率張力」の可能性に関する最近の証拠により、大規模構造の有効場理論（EFTofLSS）は、両方のCMB測定から独立した$\Omega_k$の制約を生成する有望な新しいフレームワークとして浮上しました。、および他の大規模構造解析に入る平坦性のいくつかの仮定。この作業では、EFTofLSSを使用して、6dFGS、BOSS、およびeBOSSカタログからの測定値を同時に制約します。これは、これまでで最も広範な曲率のフルシェイプ調査を表しています。フルシェイプデータを$\Omega_bh^2$の前にBBNでフィッティングし、$n_s$を固定して、$\Omega_k=-0.089^{+0.049}_{-0.046}$を測定します。これは、$\simに対応します。2曲率の\sigma$設定。この結果は、フィッティング方法論の仮定によって平坦性にバイアスすることはできないと主張します。ベイズの証拠比率を使用して、私たちのフルシェイプデータは曲率を支持して2：1の賭けオッズを割り当て、現在の測定値が平坦な宇宙論モデルと湾曲した宇宙論モデルの両方と広く互換性があることを示しています。フルシェイプのサンプルをPlanck2018CMB測定値と組み合わせると、幾何学的縮退を解消し、$-0.0041^{+0.0026}_{-0.0021}$の$\Omega_k$でのジョイントフィットを回復します。疑わしさの統計（標準のベイズ因子に基づいて構築）を使用すると、Planck2018と一連のフルシェイプ測定値の間に中程度の緊張の証拠が見つかります。有意性は$1.76^{+0.14}_{-0.11}\sigma$（$p\sim0.08\pm0.02$）。これらの結果は、進行中の曲率張力の議論における曲率のCMBに依存しないプローブとしてのフルシェイプクラスタリング測定の有用性を示しています。
マルチフィールドインフレーションの大きく鋭いターンは、非常に豊富な現象論につながる可能性がありますが、超重力で実現するのは困難であり、通常、大きなフィールドスペースの湾曲が必要です。この作業では、超重力インフレーションで大きなフィールドスペースの湾曲を必要とせずに、スローロールの一時的な違反から、複数の鋭いターン、したがって強力な非測地線軌道を実現するメカニズムを提示します。このような回転速度は、断熱変動を強く引き起こす可能性があり、その結果、大きなピーク振幅を持つスカラーパワースペクトルが強化されます。スカラーパワースペクトルの成長が十分に大きい場合、原始ブラックホールが豊富に生成される可能性があります。さらに、これらの大きなスカラー変動は、広範囲の周波数に対して特徴的な大きなスペクトルの重力波を引き起こします。アクシオンモノドロミーの超重力モデルでこのメカニズムを説明します。このモデルは、大規模な宇宙マイクロ波背景放射の制約を満たす約60e倍のインフレーションを維持できる一方で、非常に軽い原始ブラックホールと大きな重力波スペクトルのかなりの生成につながり、今後の複数の重力波調査で検出できる可能性があります。
Tianlaiディッシュアレイlow-z調査の予測
| Title |
The_Tianlai_dish_array_low-z_surveys_forecasts |
| Authors |
Olivier_Perdereau,_R\'eza_Ansari,_Albert_Stebbins,_Peter_T._Timbie,_Xuelei_Chen,_Fengquan_Wu,_Jixia_Li,_John_P._Marriner,_Gregory_S._Tucker,_Yanping_Cong,_Santanu_Das,_Yichao_Li,_Yingfeng_Liu,_Christophe_Magneville,_Jeffrey_B._Peterson,_Anh_Phan,_Lily_Robinthal,_Shijie_Sun,_Yougang_Wang,_Yanlin_Wu,_Yidong_Xu,_Kaifeng_Yu,_Zijie_Yu,_Jiao_Zhang,_Juyong_Zhang,_Shifan_Zuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06086 |
$\left[1300、1400\right]\mathrm{MHz}$周波数範囲に調整されたTianlaiディッシュアレイ干渉計を使用した調査の科学事例を紹介します。調査戦略に従って模擬可視性データを現実的に生成することから始めて、空のマップを再構築し、前景の減算を実行します。1年間の観測時間で、$150\、\mathrm{deg^2}$の領域をカバーする北天極冠の調査は、$1.5-2\、\mathrm{mK}$の感度に達することを示します。$1\、\mathrm{MHz}\times0.25^2\、\mathrm{deg^2}$ボクセルあたり、モード混合の影響はわずかです。Tianlaiは、近くの巨大な\HIの塊のほんの一握りの$（\sim10）$と、NorthCelestialCapSurveyの光学銀河との21\、cmの強度マップの非常に強い相互相関信号を検出できます。また、スローンデジタルスカイサーベイと重複する$\delta=55^\circ$の赤緯を中心に、$\sim1500\、\mathrm{deg^2}$をカバーする中緯度サーベイのパフォーマンスについても調査しました。フットプリント。中緯度調査のノイズレベルが高く、モード混合による大きな歪みがあるにもかかわらず、Tianlaiは、21cmの信号とスローン分光銀河サンプルの間の非常に重要な相互相関を検出できます。これらの調査のいずれかまたは両方からの銀河系外信号を使用して、キャリブレーションの不確実性、アンテナパターンの不確実性、ノイズの発生源、およびより高い感度を必要とする将来の調査のためのモード混合の影響を評価することが可能になります。
SKYSURF：パンクロマティックHST全天表面輝度測定による黄道光と銀河系外背景光の制約：I。調査の概要と方法
| Title |
SKYSURF:_Constraints_on_Zodiacal_Light_and_Extragalactic_Background_Light_through_Panchromatic_HST_All-Sky_Surface-Brightness_Measurements:_I._Survey_Overview_and_Methods |
| Authors |
Rogier_A._Windhorst_(1),_Timothy_Carleton_(1),_Rosalia_O'Brien_(1),_Seth_H._Cohen_(1),_Delondrae_Carter_(1),_Rolf_Jansen_(1),_Scott_Tompkins_(1),_Richard_G._Arendt_(2),_Sarah_Caddy_(3),_Norman_Grogin_(4),_Anton_Koekemoer_(4),_John_MacKenty_(4),_Stefano_Casertano_(4),_Luke_J._M._Davies_(6),_Simon_P._Driver_(7),_Eli_Dwek_(2),_Alexander_Kashlinsky_(2),_Scott_J._Kenyon_(5),_Nathan_Miles_(4),_Nor_Pirzkal_(4),_Aaron_Robotham_(7),_Russell_Ryan_(4),_Haley_Abate_(1),_Hanga_Andras-Letanovszky_(8),_Jessica_Berkheimer_(1),_John_Chambers_(1),_Connor_Gelb_(1),_Zak_Goisman_(1),_Daniel_Henningsen_(1),_Isabela_Huckabe_(1),_Darby_Kramer_(1),_Teerthal_Patel_(1),_Rushabh_Pawnikar_(1),_Ewan_Pringle_(1),_Ci'mone_Rogers_(1),_Steven_Sherman_(1),_Andi_Swirbul_(1),_Kaitlin_Webber_(1)_((1)_Arizona_State_University,_(2)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(3)_Macquarie_University,_(4)_Space_Telescope_Science_Institute,_(5)_Smithsonian_Astrophysical_Observatory,_(6)_The_University_of_Western_Australia,_(7)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_(8)_Steward_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06214 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のアーカイブレガシープロジェクト「SKYSURF」の概要を説明し、その理論的根拠、方法、およびテストについて説明します。SKYSURFは、絶対光度計としてHSTの独自の機能を使用して、約1400の独立したHSTフィールドで249,861のWFPC2、ACS、およびWFC3の露出から約0.2〜1.7$\mu$mの空の表面輝度（SB）を測定します。SKYSURFのパンクロマティックデータセットは、離散および拡散UVを近赤外空コンポーネントに制限するように設計されています：黄道光（ZL;内太陽系）、カイパーベルトオブジェクト（KBO;外太陽系）、拡散銀河光（DGL）、および離散加えて、拡散銀河系外背景光（EBL）。SKYSURFの方法の概要を説明します。（1）検出されたオブジェクト間のスカイSBレベルを測定します。（2）統合された離散EBLを測定します。そのほとんどは、AB$\simeq$17-22等銀河に由来します。（3）外挿された離散銀河数に加えて、どれだけの拡散光が存在する可能性があるかを推定します。既知の空の値と勾配、現実的な宇宙線（CR）分布、星と銀河の数を含むHSTWFC3/IR画像のシミュレーションを、9つの異なるアルゴリズムで処理して、各画像の「最低推定Sky-SB」（LES）を測定しました。個別のオブジェクト間。最良のアルゴリズムは、画像の勾配がない場合は0.2％以内、5〜10％の勾配がある場合は0.2〜0.4％以内に挿入されたLES値を回復します。SKYSURFでは、これらのHST画像の非標準的な再処理が必要です。これには、各訪問から各霧雨画像への最低の空のレベルの復元が含まれます。WFC3/IRF125W画像からの方法の概念実証を提供します。HSTがKelsalletalを超えて見る残留拡散光。（1998）黄道帯モデルの予測は、各画像に含まれるオブジェクトフラックスの合計に依存しません。これにより、Carletonetal。で拡散光に関する最初のSKYSURFの結果を提示することができます。（2022）。
ベイジアン機械学習による$f（T）$重力の$ H_{0}$張力の解決
| Title |
Solving_the_$H_{0}$_tension_in_$f(T)$_Gravity_through_Bayesian_Machine_Learning |
| Authors |
Muhsin_Aljaf,_Emilio_Elizalde,_Martiros_Khurshudyan,_Kairat_Myrzakulov,_Aliya_Zhadyranova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06252 |
$f（T）$重力の$H_{0}$張力に取り組むために、ベイジアン機械学習（BML）と強いレンズ時間遅延（SLTD）の手法が使用されます。BMLの力は、宇宙論と天体物理学のさまざまな領域ですでに重要な役割を果たしているモデルベースの生成プロセスを採用することに依存しており、現在の作業はこれをさらに証明しています。3つの実行可能な$f（T）$モデルが考慮されます：べき法則、指数モデル、および二乗指数モデル。学習した制約とそれぞれの結果は、指数モデル$f（T）=\alphaT_{0}\left（1-e^{-pT/T_{0}}\right）$が解く能力を持っていることを示しています$H_{0}$の緊張は非常に効率的です。この方法の予測力とロバスト性は、関係するレンズと光源のさまざまな赤方偏移範囲とパラメーターを考慮することによって示されます。学んだ教訓は、検討したモデルの場合と同様に、これらの値が$H_{0}$の緊張の理解に大きく影響する可能性があるということです。結果として生じる学習方法の制約は、観測ハッブルデータ（OHD）を使用して最終的に検証されます。
赤方偏移0.07と1.0の間のスローンデジタルスカイサーベイにおけるボイドからの構造の宇宙膨張と成長率の測定
| Title |
Measurements_of_cosmic_expansion_and_growth_rate_of_structure_from_voids_in_the_Sloan_Digital_Sky_Survey_between_redshift_0.07_and_1.0 |
| Authors |
Alex_Woodfinden,_Seshadri_Nadathur,_Will_J._Percival,_Sla{\dj}ana_Radinovi\'c,_Elena_Massara,_Hans_A._Winther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06258 |
SloanDigitalSkySurveyMainGalaxySample（MGS）、BaryonOscillationSpectroscopicSurvey（BOSS）、およびSDSSDataReleasesの拡張BOSS（eBOSS）発光赤方偏移カタログからのデータで、銀河と宇宙ボイドの異方性相互相関の測定値を示します。赤方偏移の範囲$0.07<z<1.0$をカバーする7、12、16。これらのデータのサブセットのボイドを分析する以前の作業と同様に、ボイドサンプルを作成する際の選択バイアスを取り除くために、ボイドを見つける前に銀河データに適用される再構成法を使用します。構造の成長率$f\sigma_8（z）$、および比率$D_\mathrm{M}（z）/D_\mathrmの測定された相互相関の多極モーメントへのジョイントフィットの結果を報告します。6つの赤方偏移ビンでのハッブル距離までの共動角径距離の{H}（z）$。$D_\mathrm{M}/D_\mathrm{H}$の場合、同じデータセット内のバリオン音響振動（BAO）と銀河団の分析から得られる精度よりも大幅に高い精度を達成できます。私たちの成長率の測定値は精度が低くなりますが、それでも銀河団の結果と同等です。両方の量について、結果は$\Lambda$CDMモデルの期待とよく一致しています。平らな宇宙を仮定すると、私たちの結果は、物質密度パラメーター$\Omega_\mathrm{m}=0.337^{+0.026}_{-0.029}$の測定値に対応します。より一般的なモデルの場合、得られた縮退の方向は、他の宇宙探査機からの方向と一致し、補完的です。これらの結果は、ボイド銀河の相互相関測定を現代の観測的宇宙論の柱として統合しています。
二重にピークに達した誘導確率的重力波バックグラウンド：原始ブラックホールからのバリオン数生成のテスト
| Title |
Doubly_peaked_induced_stochastic_gravitational_wave_background_:_Testing_baryogenesis_from_primordial_black_holes |
| Authors |
Nilanjandev_Bhaumik,_Anish_Ghoshal_and_Marek_Lewicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06260 |
原始ブラックホール（PBH）のホーキング蒸発は、物質-反物質の非対称性の生成を促進する可能性があります。宇宙の膨張を一時的に支配し、ビッグバン元素合成の前に蒸発する超低質量PBHに焦点を当てます。将来のGW観測所で、その特徴的な二重ピーク重力波（GW）スペクトルを検出することにより、このシナリオの新しいテストを提案します。ここで、インフレーションからの1次断熱スカラー摂動と、PBH分布からの等曲率摂動は、誘導GWバックグラウンドで2つのピークにつながる2次テンソル摂動を引き起こします。誘導されたGWバックグラウンドのこれらの2つの共振ピークは、以前のPBHが支配的な時代の存在下で標準RDの開始時に生成されます。このユニークなGWスペクトル形状は、蒸発するPBHからの非熱バリオン数生成の喫煙銃信号を提供します。これは、非常に高いエネルギースケール、または暗いセクターと可視セクターの弱い相互作用のために、実験室での実験ではテストできません。
太陽系外惑星の直接イメージングと分光法
| Title |
Direct_Imaging_and_Spectroscopy_of_Extrasolar_Planets |
| Authors |
Thayne_Currie,_Beth_Biller,_Anne-Marie_Lagrange,_Christian_Marois,_Olivier_Guyon,_Eric_Nielsen,_Mickael_Bonnefoy,_Robert_De_Rosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05696 |
直接イメージングと分光法は、いつか私たちが近くの太陽のような星の周りの地球のような惑星を識別し、確認し、そして特徴づける手段である可能性があります。この章では、直接イメージングと分光法による太陽系外惑星の発見と特性評価に関する知識の現状を要約します。直接画像検出に必要な機器とソフトウェアの詳細を説明し、確認済みおよび候補の直接画像化された太陽系外惑星の現在の在庫を要約します。過去10年間の直接イメージングと分光法は、木星型惑星の大気への重要な洞察を提供し、惑星系の郊外の人口統計を精査し、ガス巨大惑星の形成に光を当ててきました。太陽系外惑星のイメージング機能を強化し、最も近い星の周りのハビタブルゾーンの岩石惑星をイメージングする可能性が高い、地上および宇宙の新しいツールと将来の施設を予測します。
TESSからの6つの短周期巨大惑星の別の出荷
| Title |
Another_Shipment_of_Six_Short-Period_Giant_Planets_from_TESS |
| Authors |
Joseph_E._Rodriguez,_Samuel_N._Quinn,_Andrew_Vanderburg,_George_Zhou,_Jason_D._Eastman,_Erica_Thygesen,_Bryson_Cale,_David_R._Ciardi,_Phillip_A._Reed,_Ryan_J._Oelkers,_Karen_A._Collins,_Allyson_Bieryla,_David_W._Latham,_B._Scott_Gaudi,_Coel_Hellier,_Kirill_Sokolovsky,_Jack_Schulte,_Gregor_Srdoc,_John_Kielkopf,_Ferran_Grau_Horta,_Bob_Massey,_Phil_Evans,_Denise_C._Stephens,_Kim_K._McLeod,_Nikita_Chazov,_Vadim_Krushinsky,_Mourad_Ghachoui,_Boris_Safonov,_Cayla_M._Dedrick,_Dennis_Conti,_Didier_Laloum,_Steven_Giacalone,_Carl_Ziegler,_Pere_Guerra_Serra,_Ramon_Naves_Nogues,_Felipe_Murgas,_Edward_J._Michaels,_George_R._Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Brett_Addison,_Owen_Alfaro,_D._R._Anderson,_Elias_Ayad,_Timothy_Bedding,_Alexandr_A._Belinsky,_Zouhair_Benkhaldoun,_Perry_Berlind,_et_al._(72_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05709 |
NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの6つの短周期通過巨大惑星の発見と特性評価-TOI-1811（TIC376524552）、TOI-2025（TIC394050135）、TOI-2145（TIC88992642）、TOI-2152（TIC395393265）、TOI-2154（TIC428787891）、およびTOI-2497（TIC97568467）。6つの惑星すべてが明るいホスト星を周回しています（8.9<G<11.8、7.7<K<10.1）。TESSフォローアップ観測プログラム（TFOP）ワーキンググループによる時系列の測光および分光フォローアップ観測の組み合わせを使用して、惑星が木星サイズ（R$_{P}$=1.00-1.45）であると判断しました。R$_{J}$）、質量は0.92〜5.35M$_{J}$の範囲で、軌道F、G、およびKの星（4753$<$T$_{eff}$$<$7360K）。サンプルの3つの最長周期システムで有意な軌道離心率を検出します：TOI-2025b（P=8.872日、$e$=$0.220\pm0.053$）、TOI-2145b（P=10.261日、$e$=$0.182^{+0.039}_{-0.049}$）、およびTOI-2497b（P=10.656日、$e$=$0.196^{+0.059}_{-0.053}$）。TOI-2145bとTOI-2497bは両方とも準巨星のホスト星（3.8$<$$\log$g$<$4.0）を周回していますが、これらの惑星は非常に高いレベルの照射にもかかわらずインフレーションの兆候を示していません。インフレの欠如は、惑星の質量が大きいことによって説明されるかもしれません。$5.35^{+0.32}_{-0.35}$M$_{\rmJ}$（TOI-2145b）および$5.21\pm0.52$M$_{\rmJ}$（TOI-2497b）。これらの6つの新しい発見は、{\itTESS}を使用して、将来の詳細な研究のために明確に決定されたパラメーターを備えた、マグニチュードが完全で自己矛盾のない巨大惑星のサンプルを作成する、より大きなコミュニティの取り組みに貢献しています。
リュウグウの赤道尾根の可能な起源としてのエジェクタ定置
日本の宇宙船「はやぶさ2」が小惑星（162173）リュウグウを訪れ、その表面の高解像度画像を多数提供しました。リュウグウは、他の小惑星で報告されている形状と同様に、赤道の尾根が目立つ回転する上部の形状をしています。この研究では、数十の数値計算を通じて、高速回転の期間中に、低緯度および中緯度で形成されたクレーターからの噴出物が赤道の尾根に堆積する可能性があることを示しています。自転周期を3時間とすると、高さ50mの赤道海嶺はメインベルト小惑星の場合は128（+47/-27）My、または3.1（+4.2/-1.2）Gyで生成できると推定されます。地球近傍小惑星の場合。したがって、赤道の尾根は、メインベルト内のkmサイズの小惑星の平均衝突寿命内に形成できますが、地球近傍小惑星の場合は形成できません。さらに、私たちのモデルは、赤道の尾根に青い（若い）物質が発生する理由を説明している可能性があります。
リュウグウの衝突クレーターの空間分布
| Title |
The_spatial_distribution_of_impact_craters_on_Ryugu |
| Authors |
Naoyuki_Hirata,_Tomokatsu_Morota,_Yuichiro_Cho,_Masanori_Kanamaru,_Sei-ichiro_Watanabe,_Seiji_Sugita,_Naru_Hirata,_Yukio_Yamamoto,_Rina_Noguchi,_Yuri_Shimaki,_Eri_Tatsumi,_Kazuo_Yoshioka,_Hirotaka_Sawada,_Yasuhiro_Yokota,_Naoya_Sakatani,_Masahiko_Hayakawa,_Moe_Matsuoka,_Rie_Honda,_Shingo_Kameda,_Mamabu_Yamada,_Toru_Kouyama,_Hidehiko_Suzuki,_Chikatoshi_Honda,_Kazunori_Ogawa,_Yuichi_Tsuda,_Makoto_Yoshikawa,_Takanao_Saiki,_Satoshi_Tanaka,_Fuyuto_Terui,_Satoru_Nakazawa,_Shota_Kikuchi,_Tomohiro_Yamaguchi,_Naoko_Ogawa,_Go_Ono,_Yuya_Mimasu,_Kent_Yoshikawa,_Tadateru_Takahashi,_Yuto_Takei,_Atsushi_Fujii,_Hiroshi_Takeuchi,_Tatsuaki_Okada,_Kei_Shirai,_Yu-ichi_Iijima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05818 |
小惑星162173リュウグウにはたくさんのクレーターがあります。リュウグウの衝突クレーターの初期測定、杉田らによる。（2019）は、2018年6月に「はやぶさ2」が到着してから最初の1か月間に取得したHayabusa2ONC画像に基づいています。2019年2月までに撮影した新しい画像を利用して、20mを超えるすべてのクレーターを含むリュウグウのグローバルインパクトクレーターカタログを作成しました。リュウグウの表面の直径。その結果、リュウグウの表面に77個のクレーターが見つかりました。リュウグウはクレーター密度の変動を示していますが、これはクレーターのランダム性では説明できません。子午線周辺の地域（300E-30E）よりも、低緯度ではクレーターが多く、高緯度ではクレーターが少なく、西部の膨らみ（160E-290E）ではクレーターが少なくなっています。この変化は、リュウグウの複雑な地質学的歴史を暗示しています。クレーター密度の縦方向の変化は、単にクレーターの年齢の変化を示しているようです。子午線の周りのクレーターのある地形は地質学的に古いようですが、西側の膨らみは比較的若いです。クレーター密度の緯度による変動は、リュウグウの赤道の尾根が地質学的に古い構造であることを示唆しています。しかし、これは、過去のリュウグウの短い自転周期の間に多くの核分裂片と衝突することによって別の方法で説明することができます。
| Title |
Benchmark_tests_of_transmission_spectroscopy_using_transiting_white_dwarfs |
| Authors |
Chengzi_Jiang,_Guo_Chen,_Enric_Pall\'e,_Hannu_Parviainen,_Felipe_Murgas,_Yuehua_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05969 |
地上での通過観測は、テルル吸収と機器分類の両方の影響を受けます。これらの影響を説明するには、取得した透過スペクトルの精度を向上させるために、さまざまなデータ分析の影響をよりよく理解する必要があります。通過する白色矮星を使用して、地上ベースの低解像度透過分光法を検証することを提案します。ここでの利点は、最終的な透過スペクトルがどうあるべきかを事前に知っていることです。つまり、特徴のないフラットスペクトルです。ホットジュピターに類似した2つの通過する白色矮星を分析しました。透過分光分析の一般的な手順に従って、さまざまなノイズモデルを使用して、分光光度曲線の系統的なノイズを説明しました。導出された透過スペクトルを広帯域通過深度と比較して、光度曲線フィッティングから生じる人工的なオフセットまたはスペクトルの特徴があるかどうかを判断しました。結果は強いモデル依存性を示しており、異なるノイズモデル、異なる参照星、および異なるコモンモード除去方法を使用して計算した場合、透過スペクトルはかなりの不一致を示します。それでも、ベイズモデルの比較に基づいて、比較的正確な透過スペクトルを導き出すことができます。現在の地上ベースの計装では、通過光度曲線の系統分類学が透過スペクトルを簡単に汚染し、一般的なオフセットまたはいくつかのスプリアススペクトルの特徴を導入して、惑星大気の解釈に偏りをもたらす可能性があります。したがって、モデル比較を通じて、採用したノイズモデルへの結果の依存性を判断する必要があります。モデルの推論は、複数の観察とさまざまな機器を通じて調べる必要があります。（簡略化）
近くの星エリダヌス座の豊富な惑星系の統合分析：太陽系外惑星のイメージングと生命存在指標検索のための理想的なターゲット
| Title |
An_Integrative_Analysis_of_the_Rich_Planetary_System_of_the_Nearby_Star_e_Eridani:_Ideal_Targets_For_Exoplanet_Imaging_and_Biosignature_Searches |
| Authors |
Ritvik_Basant,_Jeremy_Dietrich,_Daniel_Apai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06250 |
eエリダヌス座は、5番目に近い太陽のような星であり、少なくとも3つの惑星をホストしており、さらに多くの惑星を収容できる可能性があります。ただし、システム内の惑星候補の信憑性とその完全な惑星のアーキテクチャは不明なままです。ここでは、DYNAMITEを介してeEridaniの惑星アーキテクチャを分析します。これは、統計的な太陽系外惑星の人口レベルの知識と、システムで利用可能な不完全ではあるが具体的な情報を組み合わせることにより、システムアーキテクチャ（および場合によってはまだ検出されていない惑星）の統合評価を提供する方法です。DYNAMITEは、2000を超える惑星からのケプラー人口統計情報に基づいて、システム内の追加の惑星の最も可能性の高い場所を予測します。さらに、N体シミュレーションを介してeエリダヌス座システムの動的安定性を分析します。私たちのダイナマイトと動的安定性分析は、惑星候補g、c、およびfのサポートを提供し、システムのハビタブルゾーンでの軌道周期が549〜733日の1つの追加の惑星候補も予測します。惑星候補fが存在する場合、それもハビタブルゾーンにあることがわかります。私たちの動的安定性分析はまた、報告されているように、エリダヌス座の惑星の偏心が安定したシステムを可能にしないことを示しており、それらがより低いことを示唆しています。惑星アルベド分布の事前分布に基づいて、太陽系外惑星の平衡温度と表面温度を推定するための新しい統計的アプローチを紹介します。eエリダヌス座は、2つの潜在的に居住可能な惑星を含む可能性のある豊かな惑星系であり、太陽系に近接しているため、将来の画像研究や生命存在指標検索の重要なターゲットになります。
VERTICO II：分子ガスに対するHIで特定された環境メカニズムの影響
| Title |
VERTICO_II:_effects_of_HI-identified_environmental_mechanisms_on_molecular_gas |
| Authors |
Nikki_Zabel,_Toby_Brown,_Christine_D._Wilson,_Timothy_A._Davis,_Luca_Cortese,_Laura_C._Parker,_Alessandro_Boselli,_Barbara_Catinella,_Ryan_Chown,_Aeree_Chung,_Tirna_Deb,_Sara_L._Ellison,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_Bumhyun_Lee,_Ian_D._Roberts,_Kristine_Spekkens,_Adam_R.H._Stevens,_Mallory_Thorp,_Stephanie_Tonnesen,_and_Vicente_Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05698 |
このVERTICOの初期の科学論文では、HIで特定された環境メカニズムが、銀河団の分子ガス貯留層の分解された特性にどのように影響するかを詳細に調査します。おとめ座銀河団（うち49個が検出された）の51個の渦巻銀河で12CO（2-1）のALMAACA（+TP）観測を使用して分子ガスを探査し、そのすべてがVIVAHI調査に含まれています。サンプルは、9<logM*/Msol<11の恒星質量範囲に及びます。銀河のHI欠乏と形態の関数として、分子ガスの放射状プロファイル、等密度半径、および表面密度を研究します。グローバルなHIとH2の欠陥の間には弱い相関関係があり、分子ガスの分解された特性はHIの欠陥と相関します。大きなHIの欠陥を持つ銀河は、低面密度の除去により、比較的急勾配で切り詰められた分子ガスの放射状プロファイルを持ちます。周辺の分子ガス。したがって、HIで観察された環境メカニズムは分子ガス貯留層にも影響を及ぼしますが、分子ガスの総量は中程度にしか減少しません。
天の川矮小楕円銀河の適切な運動、軌道、潮汐の影響
| Title |
Proper_Motions,_Orbits,_and_Tidal_Influences_of_Milky_Way_Dwarf_Spheroidal_Galaxies |
| Authors |
Andrew_B._Pace,_Denis_Erkal,_and_Ting_S._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05699 |
天の川銀河（MW）の52個の矮小楕円銀河（dSph）の全身固有運動を測定します。{\itGaia}EDR3位置天文学と正確な測光を組み合わせ、確率的混合モデルを利用して、全身の適切な動きを決定し、可能性のあるdSphメンバーを特定します。文献の視線速度を持つ46dSphについて、MWとMW+大マゼラン雲（LMC）のポテンシャルの組み合わせの両方で軌道を計算し、LMC衛星の可能性を特定します。これらの軌道について、モンテカルロは各dSphの観測の不確実性と、MWおよびLMCポテンシャルの不確実性をサンプリングします。軌道パラメータと、dSph集団に対するMW潮汐の影響を調査するために以前に使用された診断を調査します。MWによる潮汐の影響の兆候は、dSphの周辺中心と、その周辺のMWに対する平均密度を比較することで簡単に確認できることがわかります。楕円率が大きいdSphは、中心が小さい場合でも、軌道方向が主軸と一致するように優先されます。MWのような$N$体シミュレーションで、dSphサンプルの放射状軌道位相をサブハロと比較し、分布が類似しており、衛星の周辺に過剰な衛星がないことを確認します。将来の{\itGaia}データのリリースでは、ほとんどのdSphの軌道精度は、固有運動の精度ではなく、距離やMWポテンシャルの不確実性によって制限されることがわかりました。最後に、コミュニティのフォローアップを可能にするメンバーシップリストを提供します。
IllustrisTNG物理学による宇宙の$z\ gtrsim6 $クエーサーの調査：ガスベースのブラックホールシードモデルの影響
| Title |
Probing_the_$z\gtrsim6$_quasars_in_a_universe_with_IllustrisTNG_physics:_Impact_of_gas-based_black_hole_seeding_models |
| Authors |
Aklant_Kumar_Bhowmick,_Laura_Blecha,_Yueying_Ni,_Tiziana_Di_Matteo,_Paul_Torrey,_Luke_Zoltan_Kelley,_Mark_Vogelsberger,_Rainer_Weinberger,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05717 |
宇宙論的流体力学シミュレーションで最も明るい$z\gtrsim6$クエーサーの形成に対する、一連のブラックホール（BH）シード処方の影響を調査します。基礎となる銀河形成モデルは、IllustrisTNGと同じです。制約された初期条件を使用して、$（9〜\mathrm{Mpc}/h）^3$シミュレートされたボリューム。BHの成長は、コンパクトで潮汐場が低いハロー内で最大になります。これらのハローについて、$M_{\mathrm{seed}}=10^4-10^6〜M_{\odot}/h$シードが臨界しきい値を超えるハローに挿入される一連のガスベースのシード処方を検討します。ハロー質量と高密度の金属に乏しいガス質量（それぞれ$\tilde{M}_{\mathrm{h}}$と$\tilde{M}_{\mathrm{sf、mp}}$として定義$M_{\mathrm{seed}}$の単位）。$\tilde{M}_{\mathrm{sf、mp}}=5$および$\tilde{M}_{\mathrm{h}}=3000$のシードモデルが$z\を正常に生成することがわかります。$\sim10^9〜M_{\odot}$の質量と$\sim10^{47}〜\mathrm{ergs〜s^{-1}}$の光度を持つsim6$クエーサー。BHの合併は、$z\gtrsim9$で重要な役割を果たし、降着によるBHの成長が無視できるときに、BHの質量を早期に増加させます。より厳しいシード条件が適用される場合（たとえば、$\tilde{M}_{\mathrm{sf、mp}}=1000$）、BHシードの相対的な不足により、マージ率が大幅に低下します。この場合、$z\gtrsim6$クエーサーは、IllustrisTNGで使用される降着モデルと比較して最大許容BH降着率を（係数$\gtrsim10$によって）強化した場合にのみ形成できます。これは、スーパーエディントンの降着を可能にするか、放射効率を下げることによって達成できます。私たちの結果は、$z\sim6$クエーサーの前駆体が、異なる播種モデルに対して明確なBH合併履歴を持っていることを示しています。これは、LISA観測で区別できます。
z = 1.46の銀河団におけるCO（2-1）線とダスト連続体放出の高解像度ALMA研究
| Title |
High-resolution_ALMA_study_of_CO_(2-1)_line_and_dust_continuum_emissions_in_cluster_galaxies_at_z_=_1.46 |
| Authors |
Ryota_Ikeda,_Ken-ichi_Tadaki,_Daisuke_Iono,_Tadayuki_Kodama,_Jeffrey_C._C._Chan,_Bunyo_Hatsukade,_Masao_Hayashi,_Takuma_Izumi,_Kotaro_Kohno,_Yusei_Koyama,_Rhythm_Shimakawa,_Tomoko_L._Suzuki,_Yoichi_Tamura,_Ichi_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05731 |
XMMXCSJ2215の銀河団の空間分解CO（2-1）線（0.4"解像度）と870$\mu$m連続体（0.2"解像度）観測から得られた新しいアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の結果を示します。$z=1.46$で9-1738。私たちのサンプルは、クラスター中心から$\sim0.5$Mpc（$0.6R_{200}$）内にある17個の銀河で構成されており、これらはすべて、以前は低解像度でCO（2-1）線で検出されています。CO（2-1）線と870$\mu$mの両方のダスト連続放出の有効半径は、視程をモデル化することにより、9つの銀河について確実に測定されます。9つの銀河すべてのCO（2-1）線の放出は、ダスト連続体の放出よりも$2.8\pm1.4$の係数で拡張されていることがわかります。銀河の星間物質（ISM）内の2つの領域で、空間的に分解されたケニカット-シュミット（KS）の関係を調査します。私たちのサンプルの関係は、銀河の中央領域（$0<r<R_{e、{\rm870\mum}}$）は、ガス枯渇のタイムスケールが短い、つまり星形成効率（SFE）が高い傾向があることを示しています。、拡張領域と比較（$R_{e、{\rm870\mum}}<r<R_{e、{\rmCO}}$）。全体として、我々の結果は、星形成活動が拡張されたガス貯留層の内部に集中しており、おそらくバルジ構造の形成をもたらすことを示唆している。星形成メンバーのALMA870$\mu$m半径と質量サイズ分布のパッシブメンバーのHST/1.6$\mu$m半径の間に一貫性があることがわかります。これは、星形成からパッシブメンバーへの移行を示唆しています。$\sim0.5$Gyr。さらに、KSの関係とサイズの明確な違いは、密接な伴銀河がある銀河とない銀河の間で見られません。
NGC 7027の原子および原子イオンからの赤外線放射：赤外線金属線の波長決定の改善とZn $ ^ {5+}$の検出の可能性
NASAの赤外線望遠鏡施設（IRTF）のiSHELL装置を使用して若い惑星状星雲NGC7027に向けて実行された、赤外線LおよびMバンドスペクトル調査により、分子HeH$^+$、H$の20を超える振動線が明らかになりました。_2$、CH$^+$、および原子と原子イオンの50を超えるスペクトル線。本論文は、原子線の放出に焦点を当てており、分子線は以前の2つの出版物（Neufeldetal。2020、2021）で議論されています。この調査で（不完全に）カバーされた2.951〜5.24ミクロンの領域で高い信頼性で検出された原子線は、（1）天体物理学の星雲で以前に識別されたが、現在の観測が最も多くを提供する6つの衝突励起された金属イオンの線で構成されます。これまでに得られた正確な波長測定。（2）4.6895ミクロンのスペクトル線、これまでに報告されていないもので、おそらく識別は[ZnVI]の$^4F_{7/2}-$$^4F_{9/2}$微細構造遷移です。（3）HとHe$^+$の39の再結合線、最大38（H）または24（He$^+$）の主量子数の上位状態。（4）多電子種He、C$^{2+}$、およびC$^{3+}$の10の再結合線。
大きなボックグロビュールCB54の磁場と流出
| Title |
Magnetic_fields_and_outflows_in_the_large_Bok_globule_CB_54 |
| Authors |
Kate_Pattle,_Shih-Ping_Lai,_Sarah_Sadavoy,_Simon_Coud\'e,_Sebastian_Wolf,_Ray_Furuya,_Woojin_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Niko_Zielinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06055 |
ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）のPOL-2偏光計を使用して、850$\mu$mの偏光で大きなボックグロビュールCB54を観察しました。小球の周辺の磁場は、小球の中心の平均場方向からの有意な秩序だった偏差を示していることがわかります。この偏差は、小球の中心にあるクラス0のソースから発生する拡張されたが比較的弱い$^{12}$COの流出に対応しているように見えます。エネルギー分析は、流出が小球の周辺の磁場を再形成している場合、小球の周辺の磁場強度に$<27\、\mu$Gの上限を設定できることを示唆しています。アーカイブPlanckおよびCARMA測定との比較は、小球の中心のフィールドがサイズスケールで数桁にわたって一貫しており、投影領域の密度構造に平行に配向していることを示しています。したがって、この領域の非熱運動はサブアルフエニックである可能性がありますが、磁場は広範囲のサイズスケールで重力に支配的であると仮定します。私たちの結果は、比較的弱い流出でさえ、$>0.1$pcのスケールで星形成領域の磁場を大幅に再形成できる可能性があることを示唆しています。
近くのいくつかのセイファートでのALMAによる最近の分子線観測により、分子トーラスの存在と、10〜20〜pcスケールでのガスの流れの性質が明らかになりました。100〜pcスケール、またはkpcスケールでは、重力トルクに関する以前のNOEMAの研究では、セイファート銀河の約3分の1だけが分子の流入と中央からの燃料供給を経験し、ほとんどの場合、ガスはリングで失速していました。より高い解像度、すなわち10-20〜pcスケールでは、ブラックホールポテンシャルの影響を受けた核のトレーリングスパイラルによるAGN燃料供給を見ることができる場合があります。これは、核燃料供給の喫煙銃の証拠をもたらします。私たちのサンプル銀河では、最大60masの角度分解能により、ブラックホール（BH）の勢力圏に到達することができ、BHの質量はM-シグマの関係よりも直接的に導き出すことができます。
さまざまな機械学習手法を使用したLAMOSTデータの質量と年齢の決定
| Title |
Mass_and_Age_determination_of_the_LAMOST_data_with_different_Machine_Learning_methods |
| Authors |
Qi-Da_Li,_Hai-Feng_Wang,_Yang-Ping_Luo,_Qing_Li,_Li-Cai_Deng,_Yuan-Sen_Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06144 |
質量ラベル付きの948,216個の星のカタログと、質量ラベルと年齢ラベル付きの163,105個のレッドクランプ（RC）星のカタログを同時に提示します。トレーニングデータセットはLAMOSTDR5からクロスマッチされ、高解像度の星震学データ、質量と年齢はランダムフォレスト法または凸包アルゴリズムによって予測されます。質量と年齢との相関が高い恒星パラメータが抽出され、テストデータセットは、大きなサンプルの質量の予測モデルの相対誤差の中央値が0.03であり、一方、赤い塊の星の質量と年齢が0.04と0.07であることを示しています。また、レッドクランプ星の予測年齢を最近の研究と比較し、RCサンプルの最終的な不確実性が年齢で18\％、質量で9\％に達する可能性があることを発見しました。その間に、大きなサンプルの質量の最終的な精度異なるタイプの星では、系統分類を考慮せずに13\％に達する可能性があります。これらはすべて、この方法が将来広く使用される可能性があることを意味します。さらに、ベイジアン線形回帰（BYS）、勾配ブースティング決定木（GBDT）、多層パーセプトロン（MLP）、重回帰（MLR）、ランダムフォレスト（RF）、サポートベクター回帰（SVR）。最後に、非線形モデルのパフォーマンスは一般に線形モデルのパフォーマンスよりも優れており、GBDTおよびRFメソッドは比較的優れていることがわかります。
30ドラダス、$ N $ -body \＆\textsc{warpfield}雲による二重星の誕生シナリオ
| Title |
30_Doradus,_the_double_stellar_birth_scenario_by_$N$-body_\&_\textsc{warpfield}_clouds |
| Authors |
R._Dom\'inguez,_Eric_W._Pellegrini,_Ralf_S._Klessen,_Daniel_Rahner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06209 |
30のドラダス、特に初期の星形成イベントの一部であると考えられているR136とその周囲の星団として知られるコンパクトな星団を再現するための可能な前駆体としての埋め込まれた星団の進化を研究します。高精度の恒星系力学コードNBODY6++GPUを使用して、1Dクラウド/クラスター進化コードWARPFIELDによってモデル化されたさまざまな進化分子雲に埋め込まれた星のダイナミクスを計算します。初期質量が$M_\text{cloud}=3.16\times10^{5}$M$_\odot$の雲を探索します。これは（再）崩壊して、第2世代の星の誕生を可能にします。観測測定値を再現できる最適なパラメータのセットを見つけるために、さまざまな星形成効率を調査します。私たちの最適なモデルは、質量が$1.26\times10^4$-$2.85\times10^4$M$_\odot$の最初の恒星世代に対応し、2番目の世代では$M\approx6.32\timesが見つかります10^4$M$_\odot$。私たちのモデルは、観測された恒星の年齢、雲の殻の半径、および第2世代の星が第1世代よりも集中しているという事実に一致させることができます。これは、最初に質量分離で始まるかどうかに関係なく、クラスターとは無関係に見つかります。私たちの結果を中央ゾーンの質量分離と密度プロファイルの最近の観測測定値と比較することにより、密接な一致が見られ、したがって、複数の年齢に中央に焦点を合わせた（再）崩壊の起源の裏付けとなる証拠が提供されます。
SOFIAによる天の川の巨大なHII領域の調査：IV。 Sgr D、W42、および巨大なHII領域の国勢調査の再評価
| Title |
Surveying_the_Giant_HII_Regions_of_the_Milky_Way_with_SOFIA:_IV._Sgr_D,_W42,_and_a_Reassessment_of_the_Giant_HII_Region_Census |
| Authors |
James_M._De_Buizer,_Wanggi_Lim,_Nicole_Karnath,_James_T._Radomski,_and_Lars_Bonne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06220 |
これは、成層圏赤外線天文台（SOFIA）のFORCAST装置を使用して、巨大なHII領域の赤外線特性を調査した4番目の論文です。私たちの調査では、Conti＆Crowther（2004）によって特定された56のミルキーウェイ巨大HII領域の人口調査を利用しています。この論文では、ソースSgrDおよびW42についてSOFIAから取得した20および37ミクロンのイメージングデータを示します。SOFIAデータと他の多波長データに基づいて、個々のコンパクトなソースとサブ領域の詳細な物理的特性、およびSgrDとW42の大規模な特性を導き出し、議論します。ただし、改善された測定により、以前に考えられていたよりもはるかに近い距離が両方の領域にあることが明らかになりました。その結果、両方のソースは、もはや巨大なHII領域と見なされるほど強力ではありません。これに動機付けられて、巨大なHII領域の国勢調査を再検討し、過去20年間の文献を検索して、各ソースを最新および/または最も正確な距離測定値で更新します。これらの新しい距離の推定値に基づいて、合計14のソース（25％）が十分に信頼性が高く、距離が近いため、巨大なHII領域と見なすほど強力ではないと判断します。SgrDとW42に固有の観測的および物理的特性について簡単に説明し、この調査の一部として以前に研究された巨大なHII領域とは異なる特性を持っていることを示します。
SkyHopperミッションサイエンスのケースI：宇宙ベースの近赤外線残光観測による高赤方偏移ガンマ線バーストの識別
| Title |
SkyHopper_mission_science_case_I:_Identification_of_high_redshift_Gamma-Ray_Bursts_through_space-based_near-infrared_afterglow_observations |
| Authors |
Matt_Thomas,_Michele_Trenti,_Jochen_Greiner,_Mike_Skrutskie,_Duncan_A._Forbes,_Sylvio_Klose,_Katherine_J._Mack,_Robert_Mearns,_Benjamin_Metha,_Gianpiero_Tagliaferri,_Nial_Tanvir,_Stan_Skafidas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05694 |
長時間のガンマ線バースト（GRB）残光観測は、再イオン化の時代に戻った宇宙の星形成の歴史を特徴づけ、吸収分光法によって星間および銀河間ガスの化学組成を測定するための最先端の機会を提供します。進歩の主な障壁は、どのバーストがフェードする前に高赤方偏移（$z>5$）の候補であるかを迅速かつ自信を持って特定する効率が低いことです。これには、近赤外波長（またはそれ以上）での低遅延の追跡観測が必要です。信頼できる測光赤方偏移の推定値を決定します。これまでのところ、このタスクは地上の機器によって実行されてきましたが、空の視程と天候の制約により、観測できるGRBターゲットの数と、追跡可能な速度が制限されています。この作業では、モンテカルロシミュレーションフレームワークを開発して、$0.8$から$1.7\mu$mまでの4つの帯域で同時にイメージングできる、高速応答の近赤外線ナノ衛星の使用に基づく代替アプローチを調査します（ミッションSkyHopperと呼ばれる概念）。このような超小型衛星は、Hバンド（1.6$\mu$m）で$72.5\％\pm3.1\％$のGRBをUVOT機器（および$44.1\％）を介してSwift衛星と同時に観測できることがわかります。\pm12.3\％$の高赤方偏移（$z>5$）GRB）は、GRBプロンプト放出から60分以内に発生します。これは、年間$\sim55$GRBの残光を検出することに対応し、そのうち1〜3は$z>5$です。過去$\sim24$年間に、天文学コミュニティ全体で23$z>5$GRBのみが集合的に発見されたため、これらの率は高$z$GRB科学の分野への実質的な貢献を表しています。さらに、3つの近赤外線ナノ衛星のミニコンステレーションを起動すると、残光の検出率が$\sim83\％$に増加し、測光赤方偏移の決定の待ち時間が大幅に短縮されることがわかりました。
無線およびX線観測によるMAXIJ1810-222の性質と特性の調査
| Title |
Investigating_the_nature_and_properties_of_MAXI_J1810-222_with_radio_and_X-ray_observations |
| Authors |
T._D._Russell,_M._Del_Santo,_A._Marino,_A._Segreto,_S._E._Motta,_A._Bahramian,_S._Corbel,_A._D'A\`i,_T._Di_Salvo,_J._C._A._Miller-Jones,_C._Pinto,_F._Pintore,_and_A._Tzioumis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05721 |
X線過渡MAXIJ1810-222のラジオおよびX線観測の結果を示します。この情報源の付着者の性質は特定されていません。この論文では、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）、ニールゲーレルスウィフト天文台X線望遠鏡（XRT）、およびスウィフトバーストアラート望遠鏡（バット）。また、中性子星内部組成エクスプローラー（NICER）からの観測を使用して、X線の時間的挙動を分析します。結果は、この爆発の間のMAXIJ1810-222の一見独特のX線スペクトルの進化を示しています。ここで、線源は、爆発の初期の部分の軟X線バンドでのみ最初に検出されました。次に、MAXIJ1810-222が最初に検出されてから約200日後に、硬X線の放出が増加し、線源は長寿命（〜1.5年）の明るく硬いX線状態に移行しました。このハード状態の後、MAXIJ1810-222はよりソフトな状態に戻り、その後フェードして再びハードな状態に移行し、より典型的なバースト減衰をたどるように見えます。X線のスペクトルとタイミングの特性、および線源の電波の振る舞いから、この研究の結果は、MAXIJ1810-222が比較的遠い（$\gtrsim$6kpc）ブラックホールX線連星であることに最も一致していると主張します。発生源までの距離が十分に長いと、全天X線望遠鏡で爆発の最も明るい部分のみが検出された、観察された一見奇妙な爆発の進展を簡単に説明できます。
Parkes望遠鏡による19個のパルサーの超広帯域幅観測
| Title |
Ultra-wide_Bandwidth_Observations_of_19_pulsars_with_Parkes_telescope |
| Authors |
Z._R._Zhou,_J._B._Wang,_N._Wang,_G._Hobbs_and_S._Q._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05723 |
フラックス密度は、パルサーを説明するための基本的な観測パラメータです。最新のパルサーカタログでは、リストされているラジオパルサーの24％で、どの周波数でも磁束密度が測定されていません。ここでは、最初のフラックス密度測定、スペクトルインデックス、パルスプロファイル、およびParkes電波望遠鏡にインストールされた超広帯域低（UWL）受信機システムを採用した19個のパルサーのパルサーパラメーターとのスペクトルインデックスの相関を報告します。17パルサーのスペクトル指数の結果は、-0.6から-3.10の範囲にあります。13個のパルサーの偏光プロファイルが示されています。スペクトルインデックスとスピン周波数の間には中程度の相関関係があります。検出されたほとんどのパルサーでは、パルスプロファイルのS/N比が高くないため、DM、ファラデー回転測定（RM）、および偏光を正確に決定することはできません。私たちの観測では、29個のパルサーは検出されませんでした。これらのパルサーが検出されなかった理由について考えられる説明について説明します。
超高エネルギー宇宙線：宇宙とエネルギーのフロンティアの交差点
| Title |
Ultra-High-Energy_Cosmic_Rays:_The_Intersection_of_the_Cosmic_and_Energy_Frontiers |
| Authors |
A._Coleman_(1),_J._Eser_(2),_E._Mayotte_(3),_F._Sarazin_(3),_F._G._Schr\"oder_(1,4),_D._Soldin_(1),_T._M._Venters_(5),_R._Aloisio_(6),_J._Alvarez-Mu\~niz_(7),_R._Alves_Batista_(8),_D._Bergman_(9),_M._Bertaina_(10),_L._Caccianiga_(11),_O._Deligny_(12),_H._P._Dembinski_(13),_P._B._Denton_(14),_A._di_Matteo_(15),_N._Globus_(16,17),_J._Glombitza_(18),_G._Golup_(19),_A._Haungs_(4),_J._R._H\"orandel_(20),_T._R._Jaffe_(21),_J._L._Kelley_(22),_J._F._Krizmanic_(5),_L._Lu_(22),_J._N._Matthews_(8),_I._Mari\c{s}_(23),_R._Mussa_(14),_F._Oikonomou_(24),_T._Pierog_(4),_E._Santos_(25),_P._Tinyakov_(23),_Y._Tsunesada_(26),_M._Unger_(4),_A._Yushkov_(25),_M._G._Albrow_(27),_L._A._Anchordoqui_(28),_K._Andeen_(29),_E._Arnone_(10,15),_D._Barghini_(10,15),_E._Bechtol_(22),_J._A._Bellido_(30),_M._Casolino_(31,32),_et_al._(54_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05845 |
現在のホワイトペーパーは、米国エネルギー省と全米科学財団の高エネルギー物理学の長期計画を知らせるための「スノーマス」プロセスの一部として提出されています。超高エネルギー宇宙線（UHECR）コミュニティを推進する科学の質問を要約し、今後20年間でそれらに答えるための戦略に関する推奨事項を提供します。
Chandraで検出された単一フレームの高速X線トランジェントの検索
集束望遠鏡で観測された急速なX線トランジェントを識別する新しい方法を提案します。点像分布関数領域内の単一のCCDフレームでチャンドラを使用して3つ以上の光子が検出された場合、これらは統計的に有意です。チャンドラアーカイブでは、宇宙線と背景フレアの識別後に144のそのようなイベントが識別されています。それらのうちの16個は弱いX線源の上にあり、他は純粋な背景から現れます。チャンドラの優れた角度分解能のおかげで、それらのいくつかには光学的対応物またはホスト銀河が見られます。いくつかのイベントは、天の川の通常の星と空間的に一致しており、おそらく太陽フレアによって生成されます。それらは、おそらくコンパクトなフレア領域のために、短い持続時間（数秒）の新しいクラスの恒星フレアを表す可能性があります。一部のイベントは、少なくとも1つの信頼できるIDを持つX線連星によって生成される場合があります。この方法では、3つの光子のみを持つチャンドラを使用して静止X線連星を識別できます。一部のイベントは、遠方の銀河と空間的に一致しており、短いガンマ線バースト（GRB）の迅速な放出によって生成される可能性があります。この方法により、宇宙論的な距離で低光度の170817AのようなGRBを検出することができます。マグネターも急速なX線イベントを発生させる可能性がありますが、この作業では識別を主張することはできません。
超流動渦なだれからパルサーを蓄積する際のアンチグリッチ
「アンチグリッチ」と呼ばれる3つの突然のスピンダウンイベントが、降着パルサーNGC300ULX-1で、\textit{NeutronStarInteriorCompositionExplorer}（NICER）ミッションによって最近発見されました。減速するマグネターで検出された以前のアンチグリッチとは異なり、これらは加速するパルサーで記録された最初のアンチグリッチです。標準的な理論の1つは、パルサーのスピンアップグリッチは、角運動量を超流動内部から中性子星の地殻に伝達する、集合的に固定解除された渦のなだれによって引き起こされるというものです。ここでは、渦のなだれがNGC300ULX-1のアンチグリッチと一致しているかどうかをテストし、角運動量の伝達を逆にします。経年的に加速および減速するコンテナ内で、最大$5\times10^{3}$のピン留めされた渦の$N$体シミュレーションを2次元で実行します。渦雪崩は両方のシナリオで日常的に発生し、それぞれ内向きと外向きに伝播します。サイズや待機時間の統計など、オブザーバブルへの影響について簡単に説明します。
銀河風バブルにおける粒子加速
風は銀河に遍在し、しばしば泡の構造を特徴とします。これらの風の泡は、周囲の媒体で拡大する外部の前方衝撃と、冷たい衝撃を受けた風から冷たい風と速い風を分離する風の終了衝撃によって特徴付けられます。前方衝撃は長い間効率的に粒子を加速することができませんでしたが、風終結衝撃では効率的な加速に必要な条件が存在する可能性があります。このような気泡の終端衝撃での粒子加速のモデルを開発し、風に動力を供給するさまざまなエンジンの影響を分析します。最後に、ハドロン相互作用によって生成された宇宙線と高エネルギーガンマ線およびニュートリノを逃れるという観点から、銀河風のマルチメッセンジャーの可能性を探ります。
いて座A$^ \star$の影と光子リングの超放射進化
| Title |
Superradiant_evolution_of_the_shadow_and_photon_ring_of_Sgr_A$^\star$ |
| Authors |
Yifan_Chen,_Rittick_Roy,_Sunny_Vagnozzi,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06238 |
超軽量ボソンは、超放射不安定性を介して回転するブラックホール（BH）のダイナミクスに影響を与える可能性があり、超大質量BHシャドウの時間発展につながる可能性があります。超光スカラー、ベクトル、テンソル場を考慮して、超放射によって誘発されるBHシャドウの進化を目撃する可能性を研究します。影の時間発展に敏感な2つの観測量を紹介します。影のドリフトと、光子リングの自己相関に関連する方位角の経過の変化です。2つの観測量は、観測者の傾斜角に応じて、非常に相補的であることが示されています。超大質量オブジェクトSgrA$^\star$に焦点を当てて、超放射不安定性の存在下で、両方の観測量が数年の人間のタイムスケールでかなり変化する可能性があることを示します。観測時間（ただし、観測期間の延長から大きな恩恵を受けています）、および$\sim10^{-17}\、{\rmeV}$質量範囲の超軽量ボソンの探査への道を開きます。
パルサー分類のための確率的学習
この作業では、パルサー候補を識別するために確率的学習を使用する可能性を探ります。ディープガウス過程（DGP）とディープカーネルラーニング（DKL）を利用します。クラスの不均衡の影響を回避するためにバランスの取れたトレーニングセットでトレーニングされたモデルのパフォーマンスは、ポジティブクラスとネガティブクラスを区別する確率が比較的高くなります（$roc$-$auc\sim0.98$）。全体的に有望です。各モデルの予測の予測エントロピーを推定し、DKLの予測はDGPよりも信頼性が高く、不確実性のキャリブレーションが優れていることがわかります。不均衡なデータセットを使用したトレーニングがモデルに与える影響を調査すると、結果は、トレーニングセット内の多数派クラスの数が増えると、各モデルのパフォーマンスが低下することを示しています。興味深いことに、ポジティブクラスのネガティブクラスの数が$10\times$であっても、モデルは依然として適度に適切にキャリブレーションされた不確かさを提供します。つまり、予想される不確かさキャリブレーションエラー（UCE）は$6\％$未満です。また、この研究では、トレーニングデータセットの量が比較的少ない場合に、ベイズの不一致による能動学習（BALD）を介してトレーニングされた畳み込みニューラルネットワークベースの分類器がどのように機能するかを示します。最適化された数のトレーニング例を使用すると、モデル（予測に最も自信がある）は比較的よく一般化され、UCE=$3.118\％$に対応する最良の不確実性キャリブレーションを生成することがわかります。
Desarrollo del software de interfaz de usuario para el espectr
\'ografo astron \'omico COLORES instalado en el observatorio de la
Mayora
| Title |
Desarrollo_del_software_de_interfaz_de_usuario_para_el_espectr\'ografo_astron\'omico_COLORES_instalado_en_el_observatorio_de_la_Mayora |
| Authors |
\'Alvaro_Montoro_Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05773 |
この論文プロジェクトは、ラ・マヨラにあり、バーストオブザーバーと光過渡探査システム（BOOTES）望遠鏡のネットワークに属するステーション（BOOTES2）のスペクトログラフ（COLORES）を運用する必要性から生じています。うしかい座2にあるようなロボット望遠鏡は、その多くの長所の中で、非常に短い反応時間で多数の観測を実行する能力を持っています。これにより、天体の位置と特性に関する大量のデータを取得することが可能になります。このツールが動作していると、観測から多数の新しいパラメータを抽出できるようになり、このステーションに、より興味深い科学情報を取得するためのより完全で用途の広い機器が提供されます。このタスクでは、一連のスクリプトが実行されます。具体的には2つあり、1つは分光器のキャリブレーション用で、もう1つは画像処理とそのスペクトルの抽出を担当します。これは、Spyderソフトウェア（Python）を使用して実行されます。さらに、ソフトウェアが完全に機能することを確認するために、多数のテストが実行されます。これらのテストが実行されると、望遠鏡のWebページに実装されて使用されます。Pythonで天文データを処理するための完全なパッケージを含むAstropyや、配列に含まれるデータから生成されたグラフィックを使用できるMatplotlibなど、いくつかのライブラリがこの目的で使用されます。さらに、フィルタリング、ガウス調整、干渉領域の使用など、いくつかの画像取得手法が使用されます。これらすべてにより、望遠鏡から抽出されたデータは、望ましい結果を達成するために最適化されます。
マーチソン広視野アレイによる宇宙領域認識観測の感度の向上
| Title |
Improved_Sensitivity_for_Space_Domain_Awareness_Observations_with_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Steve_Prabu,_Paul_J_Hancock,_Xiang_Zhang,_Steven_J_Tingay,_Torrance_Hodgson,_Brian_Crosse,_Melanie_Johnston-Hollitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05868 |
マーチソン広視野アレイ（MWA）を使用した低軌道（LEO）環境の以前に報告された調査では、パッシブレーダーモードでの20時間の観測から、複数のパスで70を超える固有の居住空間オブジェクト（RSO）が検出されました。この論文では、システムの検出感度を向上させる2つの方法を示すことにより、この作業を拡張します。シフトスタッキングと呼ばれる最初の方法は、空を横切るRSOの軌道に沿って反射信号を空間的にコヒーレントに統合することにより、かすかなRSO信号の統計的有意性を高めます。この方法は、前回のブラインド調査で使用された観測でテストされ、検出の総数が75ドル％増加しました。2番目の方法は、湾曲した波面を説明するために各可視性に複雑な位相補正を適用することにより、MWAを近視野RSOの位置（観測後）に再フォーカスします。この方法は、ISSパスのMWA拡張アレイ観測で正常にテストされました。ただし、この方法は現在、長いベースラインでの信号のデコヒーレンスによって制限されています（現在の相関器のハードウェアの制約のため）。MWAフェーズ3相関器のアップグレードから期待されるRSO検出の感度の向上について説明します。最後に、MWAテクノロジーを組み込む将来の専用の宇宙状況認識（SDA）システムについて簡単にコメントします。
| Title |
Gravitational_wave_matched_filtering_by_quantum_Monte_Carlo_integration_and_quantum_amplitude_amplification |
| Authors |
Koichi_Miyamoto,_Gonzalo_Morr\'as,_Takahiro_S._Yamamoto,_Sachiko_Kuroyanagi,_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05966 |
量子コンピューティングによる重い数値タスクの高速化は、現在、物理学や天文学のデータ分析を含むさまざまな分野で活発に研究されています。本論文では、Gaoetal。、Phys。による以前の研究に基づいて、重力波（GW）データ分析における整合フィルタリングのための新しい量子アルゴリズムを提案します。Rev.Research4、023006（2022）[arXiv：2109.01535]。私たちのアプローチでは、Gaoetal。で使用されている高速フーリエ変換の代わりに、信号対雑音比（SNR）の計算にモンテカルロ積分の量子アルゴリズムを使用しています。量子振幅増幅によりSNRの高い信号テンプレートを検索します。このようにして、Gaoetal。のアルゴリズムと比較して、量子ビット数の指数関数的な削減を実現し、テンプレート数に関して従来のGW整合フィルタリングよりも2次の高速化を維持します。
Fabry-P\'erotエタロンベースの機器について。 IV。テレセントリックエタロンの解析的定式化
| Title |
On_Fabry-P\'erot_etalon-based_instruments._IV._Analytical_formulation_of_telecentric_etalons |
| Authors |
F.J._Bail\'en,_D._Orozco_Su\'arez,_and_J.C._del_Toro_Iniesta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06026 |
コリメートされたビームで照らされたFabry-P\'erotetalonsは、発明以来、分析的に詳細に特徴付けられてきました。一方、テレセントリック平面に配置されたエタロンの特徴のほとんどは、数十年にわたって天体物理学の計装でこの構成が広く使用されているにもかかわらず、数値的にのみ研究されてきました。この作業では、ソーラー機器で一般的に使用されているもののように、低速テレセントリックビームに配置されたエタロンに有効な透過電場とその導関数の解析式を示します。導関数を使用して、入射ビームのさまざまな反射率と開口部の光学的厚さの変化に対する電界の感度を推測し、コリメートされた場合と比較します。これにより、Fabry-P\'erotの表面の粗さ誤差によって生じる波面劣化を推定し、回折限界を保証するエタロン上の入射ビームのフットプリント全体のキャビティの不規則性の最大許容RMS値を確立できます。パフォーマンス。また、これらのマウントに固有の波面劣化を評価します。これは、ビームの有限の開口によってのみ生成され、欠陥によって生成されるものに追加する必要があります。最後に、テレセントリックとコリメートされたエタロンベースの機器の性能の違いについて説明し、異方性エタロンに定式化を一般化します。
ニュートリノの氷内無線検出のための複屈折効果の第一原理計算
| Title |
First-principle_calculation_of_birefringence_effects_for_in-ice_radio_detection_of_neutrinos |
| Authors |
Nils_Heyer_and_Christian_Glaser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06169 |
EeV範囲の高エネルギーニュートリノの検出には、予想される小さなフラックスに対処するための新しい検出技術が必要です。アスカリアン放射を利用した電波検出法は、極地の氷中のこれらのニュートリノを検出するために使用できます。検出された電波フラッシュからニュートリノのエネルギー、方向、フレーバーを再構築するには、電波パルスの伝播を注意深くモデル化する必要があります。ここでは、氷の複屈折の影響を調べます。複屈折は、電波パルスをわずかに異なる伝搬速度を持つ2つの直交する偏光成分に分割します。これは、ニュートリノエネルギーを決定するための有用なシグニチャを提供し、ニュートリノの方向を次数の精度で決定するために潜在的に重要です。唯一の自由パラメーターが位置の関数としての誘電テンソルである第一原理から複屈折の効果を計算しました。私たちのコードは、伝播中に偏光固有ベクトルが変化することによる干渉を考慮に入れて、初めて完全なRF波形を伝播することができます。このモデルは、NuRadioMCフレームワークを通じてオープンソースで利用できます。結果をARAおよびARIANNA実験の現場キャリブレーションデータと比較し、利用可能な時間遅延測定値がよく一致していることを確認し、以前の研究と比較して予測を大幅に改善します。最後に、ニュートリノ検出の意味と機会について説明します。
ASAS-SN食変光星の付加価値カタログ：3万個の分離したシステムのパラメーター
| Title |
The_Value-Added_Catalog_of_ASAS-SN_Eclipsing_Binaries:_Parameters_of_Thirty_Thousand_Detached_Systems |
| Authors |
D._M._Rowan,_T._Jayasinghe,_K._Z._Stanek,_C._S._Kochanek,_Todd_A._Thompson,_B._J._Shappee,_T._W.-S._Holoien,_J._L._Prieto,_W._Giles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05687 |
分離した食変光星は、孤立して効果的に進化している星の物理的パラメータを測定するための基本的なツールです。全天自動捜索システム（ASAS-SN）によって特定された40,000を超える食変光星から始めて、PHOEBEを使用して、半径の割合、有効温度の比率、傾斜、および35,464の偏心の合計を決定します。システム。すべての光度曲線モデルを視覚的に検査してモデルが適合していることを確認し、可能な場合はTESS光度曲線を調べて、スポット、物質移動、階層トリプルなどの追加の物理学の証拠があるシステムを選択します。食変光星パラメータと軌道パラメータの分布を調べます。セミデタッチド限界に近づいているシステムを区別する可能性のある、分数半径と有効温度比パラメーター空間の合計で2つのグループを識別します。GaiaEDR3を3次元ダストマップからの絶滅推定と組み合わせて、システムの特性を絶対等級と進化状態の関数として調べます。最後に、追跡調査で興味深いと思われる、選択された食変光星の光度曲線を示します。
幅の広い双子のバイナリは非常に風変わりです：周連星円盤における双子のバイナリ形成の証拠
| Title |
Wide_twin_binaries_are_extremely_eccentric:_evidence_of_twin_binary_formation_in_circumbinary_disks |
| Authors |
Hsiang-Chih_Hwang,_Kareem_El-Badry,_Hans-Walter_Rix,_Chris_Hamilton,_Yuan-Sen_Ting,_Nadia_Zakamska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05690 |
ガイア計画は最近、質量比$q\gtrsim0.95$で、少なくとも1000AUの分離にまで及ぶ、等質量の「ツイン」ワイドバイナリの過剰な集団を明らかにしました。この集団の起源は謎です。双子のバイナリは周連星の降着を介して形成されると考えられていますが、観測された最大の原始星のディスクの半径は$\sim100$AUで、最も広い双子の間隔よりはるかに小さいです。ここでは、幅の広い双子の離心率分布を、それらの$v$-$r$角度の分布、つまり、コンポーネントの分離と相対速度ベクトルの間の角度から推測します。広い双子は非常に偏心した軌道上にあるに違いないことがわかります。400〜1000AUの超過双子母集団の場合、離心率が$0.95\lesssime\leq1$である、高離心率システムのニアデルタ関数超過を推測します。広い双子のこれらの高い偏心は、10ドルAUのオーダーの中心距離を意味し、双子が周連星円盤で生まれ、その後広がるシナリオと一致して、それらの軌道がそれらの誕生環境で動的相互作用を介して分散したことを示唆します。これらの結果はさらに、双子の広いバイナリを別個の集団として確立し、広い双子が星の種族の動的な歴史のプローブとして使用できることを意味します。
Llamaradas Estelares：白色光フレアの形態のモデリング
| Title |
Llamaradas_Estelares:_Modeling_the_Morphology_of_White-Light_Flares |
| Authors |
Guadalupe_Tovar_Mendoza,_James_R._A._Davenport,_Eric_Agol,_James_A._G._Jackman,_Suzanne_L._Hawley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05706 |
恒星の変動は、特にアクティブなMタイプの星の周りで、惑星の検出と特性評価を制限する要因です。ここでは、ケプラーミッションで最も活発な星の1つであるM4星GJ1243を再訪し、11か月の1分間のケイデンス光度曲線からの414個のフレアイベントのサンプルを使用して、白色光の恒星フレアの経験的形態を研究します。根底にあるスタースポットを説明するために、ガウス過程のトレンド除去手法を使用します。フレアをスケーリングされた時間と振幅にスタックすることによって生成され、モデルを適合させるためにマルコフ連鎖モンテカルロ分析を使用する、改善された分析的で連続的なフレアテンプレートを提示します。私たちのモデルは、古典的なフレアイベントを使用して定義されていますが、複雑なマルチピークフレアイベントのモデル化にも使用できます。10分、2分、20秒のケイデンスモードでTESSデータを使用して、モデルの有用性を示します。新しいフレアモデルコードは、GitHubで公開されています。
A型星における冠状および彩層放射
| Title |
Coronal_and_chromospheric_emission_in_A-type_stars |
| Authors |
Hans_Moritz_G\"unther,_Carl_Melis,_J._Robrade,_P._C._Schneider,_Scott_J._Wolk,_Rakesh_K._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05815 |
主系列星の冷たい星は、対流ダイナモを動力源として、冠状活動からX線を生成します。温度が上がると、対流層は小さくなり、X線放射は弱くなります。初期のAスペクトル型を持つ4つの単一星のチャンドラ/HRC-I観測を提示します。このサンプルの最もクールな星である$\tau^3$Eri（$T_\mathrm{eff}\approx8\,,000$K）のみが、$\log（L_X/L_\mathrm{bol}）=で検出されます。-7.6$一方で、3つのより熱い星（$T_\mathrm{eff}\geq8\,,000$K）、つまり$\delta$Leo、$\beta$Leo、および$\iota$Cenは、上部で検出されないままです。$\log（L_X/L_\mathrm{bol}）<-8.4$を制限します。したがって、X線放射の低下は、$\sim8100$K付近の狭い範囲の有効温度で発生し、CIIIおよびOVI遷移領域線の活動の低下と一致します。
異なるスペクトル型星における非LTEの亜鉛の存在量と亜鉛-水素衝突における非弾性過程の量子データに基づく銀河[Zn/Fe]の傾向
| Title |
Non-LTE_abundances_of_zinc_in_different_spectral_type_stars_and_the_Galactic_[Zn/Fe]_trend_based_on_quantum_data_on_inelastic_processes_in_zinc-hydrogen_collisions |
| Authors |
T._M._Sitnova,_S._A._Yakovleva,_A._K._Belyaev,_L._I._Mashonkina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05819 |
最新の光イオン化断面積、電子衝撃励起速度、およびZnI+HI衝突の速度係数に基づいて、ZnI-IIの新しいモデル原子を提示します。後者は、Born-Oppenheimerアプローチに基づくマルチチャネル量子漸近処理を使用して計算されました。非LTE分析は、2つの非常に金属の少ない参照星HD84937とHD140283の紫外線（UV）スペクトルでZnIとZnIIの線に対して初めて実行されました。共鳴から一貫した非LTEの存在量が見つかりましたZnI2138ZnIIの線、従属線、および線。どちらの星でも、LTE以外の場合はZnIからの平均存在量が0.17dex高くなりますが、ZnIIラインの場合、LTE以外の補正はわずかで0.06dexを超えません。高解像度スペクトルのZnIの線を使用して、-2.5<[Fe/H]<0.2の金属量範囲にある80個の星のサンプルの非LTEアバンダンスを決定しました。[Zn/Fe]対[Fe/H]の図は、最も金属の少ない星で[Zn/Fe]=0.3、[Fe/H]=-1.2の太陽に近い値で、落ち込みを示しています。厚い円盤の星では[Zn/Fe]が0.3まで増加します。太陽に近い金属量の星は、平均して太陽下[Zn/H]=-0.1です。非LTEの亜鉛の存在量は、7つの参照FからB型の星について初めて導き出されました。非LTEアバンダンス補正のグリッドを提供します。
異なる緯度でのCME発生率の時間的および空間的振る舞い
| Title |
The_Temporal_and_Spatial_Behaviors_of_CME_Occurrence_Rate_at_Different_Latitudes |
| Authors |
Jiaqi_Lin,_Feng_Wang,_Linhua_Deng,_Hui_Deng,_Ying_Mei_and_Yangfan_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05908 |
コロナ質量放出（CME）の統計的研究は、太陽物理学のホットトピックです。さまざまな緯度と高さでのCMEの時間的および空間的動作をさらに明らかにするために、CMEの発生率、コロナル輝度指数（CBI）、および10.7cmの太陽電波フラックス（F10。7）。CMEの発生率は、低緯度（<=50）よりも高緯度（>=60）で比較的強いCBIと相関することがわかりました。低緯度では、CMEの発生率はF10.7よりもCBIと比較的弱い相関関係にあります。太陽周期23（SC23）よりも太陽周期24（SC24）の間、CME、F10.7、およびCBIの間には比較的強い相関関係があります。SC23では、高緯度CMEの発生率がF10.7より3か月遅れ、SC24では、低緯度CMEの発生率が低緯度CBIに1か月遅れます。CDAWカタログのサンプルから非常にかすかなCMEを削除すると、相関係数の値が大きくなります。私たちの結果に基づいて、高/低緯度CMEのソース領域は高さが異なる可能性があり、磁気エネルギーの蓄積と散逸のプロセスは太陽の下層から上層への大気であると推測できます。異なる指標間の時間的オフセットは、太陽と地球の相互作用の原因となる物理的プロセスをよりよく理解するのに役立ちます。
速度分布のトリプルフィットによるユリシーズ電子データの再検討
| Title |
Revisiting_the_Ulysses_electron_data_with_a_triple_fit_of_velocity_distributions |
| Authors |
Klaus_Scherer,_Edin_Husidic,_Marian_Lazar,_Horst_Fichtner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05911 |
それらの独自性を考えると、ユリシーズのデータは、太陽風のプラズマ集団の特性、特にヘリオグラフィック座標によるそれらの変動についての貴重な新しい手がかりを私たちに提供することができます。1990年から2008年初頭にかけて、ユリシーズ宇宙船に搭載されたSWOOPS機器によって報告された電子データを再検討します。これらの観測は、異方性（たとえば、平行ドリフトまたは/および異なる温度、平行および垂直）を伴う熱平衡から外れた速度分布を明らかにします。バックグラウンド磁場へ）、および異なる特性を持つ準熱および超熱集団。Levenberg-Marquardtアルゴリズムを使用して、2D非線形最小二乗フィッティング手順を適用し、速度電子データ（最大数keV）を、より中央の準熱コアと超熱ハローの3つの異なる母集団を組み合わせたトリプルモデルで同時にフィッティングします。、および主に電子ストラールからなる2番目の超熱集団（または主要な磁場整列ドリフトを伴うビーム集団）。最近導入された$\kappa$-cookbookは、次の異方性分布関数（レシピ）で各コンポーネントを説明するために使用されます：Maxwellian、正規化されたkappa-、および一般化されたkappa-分布。最適フィットによって定量化された温度異方性は、電子集団を特徴付ける主なパラメータのケーススタディと見なされます。コアと比較すると、両方の超熱集団はより高い温度異方性を示し、これは電子のエネルギーとともにわずかに増加します。
食変光星のケプラーカタログからの49個の新しいステラツインのリスト
| Title |
A_List_of_49_New_Stellar_Twins_from_the_Kepler_Catalog_of_Eclipsing_Binary_Stars |
| Authors |
G\"okhan_Y\"ucel_and_Volkan_Bak{\i}\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05924 |
49の新しい食変光星候補が特定され、ケプラー食変光星の光度曲線に基づいて分析されます。それらの色とスペクトルタイプは、分類に従って計算されます。日食ツインバイナリシステムのスペクトル型分布の比較は、F型双子がとりわけ支配的であることを示しました。これは最近の研究とよく一致しています。銀河面からの食変光星の距離は、F型とG型の双子が銀河面から任意の距離で見られ、既知の食変光星のほとんどが銀河面から200pc以内にあることを示しています。これらのシステムはシンディスクポピュレーションのメンバーであるためです。ケーススタディとして、更新された双子のリストV396〜Gemから選択された双子のバイナリシステムが、分光データとKeplerデータを使用して分析されました。その結果、V396〜Gemのコンポーネントの物理パラメータを$M_{1,2}（M_\odot）=1.814\pm0.114$、$1.797\pm0.114$として導出しました。$R_{1,2}（R_\odot）=2.655\pm0.078$、$2.659\pm0.090$;$T_{\mathrm{eff}_{1,2}}（K）=7000\pm100$、$6978\pm100$;$[M/H]=0.11\pm0.03$。MESAを使用して、コンポーネントの進化状況を計算しました。V396〜Gemのコンポーネントの正確に導出された物理的パラメーターにより、システムの使用年数を1.168$\pm$0.149Byrsと決定することができました。
中国のH{\alpha}ソーラーエクスプローラー（CHASE）ミッション：概要
| Title |
The_Chinese_H{\alpha}_Solar_Explorer_(CHASE)_mission:_An_overview |
| Authors |
Chuan_Li,_Cheng_Fang,_Zhen_Li,_MingDe_Ding,_PengFei_Chen,_Ye_Qiu,_Wei_You,_Yuan_Yuan,_MinJie_An,_HongJiang_Tao,_XianSheng_Li,_Zhe_Chen,_Qiang_Liu,_Gui_Mei,_Liang_Yang,_Wei_Zhang,_WeiQiang_Cheng,_JianXin_Chen,_ChangYa_Chen,_Qiang_Gu,_QingLong_Huang,_MingXing_Liu,_ChengShan_Han,_HongWei_Xin,_ChangZheng_Chen,_YiWei_Ni,_WenBo_Wang,_ShiHao_Rao,_HaiTang_Li,_Xi_Lu,_Wei_Wang,_Jun_Lin,_YiXian_Jiang,_LingJie_Meng,_and_Jian_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05962 |
「Xihe」と呼ばれる中国のH{\alpha}ソーラーエクスプローラー（CHASE）-太陽の女神は、中国国家航天局（CNSA）の最初のソーラースペースミッションとして2021年10月14日に打ち上げられました。CHASEミッションは、新しく開発された衛星プラットフォームをテストし、H{\alpha}波長帯での分光観測を取得するように設計されています。H{\alpha}ImagingSpectrograph（HIS）は、CHASE衛星の科学的ペイロードです。これは、ラスタースキャンモードと連続イメージングモードの2つの観測モードで構成されています。ラスタースキャンモードでは、6559.7〜6565.9{\AA}および6567.8〜6570.6{\AA}の全太陽または関心領域のスペクトル画像が、0.024{\AA}ピクセルのスペクトル解像度と1分の時間解像度で取得されます。連続体イメージングモードでは、半値全幅が13.4{\AA}で、約6689{\AA}の連続体の光球画像が取得されます。CHASEミッションは、光球と彩層における太陽活動のダイナミクスの理解を深めます。この論文では、科学的目的、HIS機器の概要、データ校正フロー、および軌道上観測の最初の結果を含む、CHASEミッションの概要を示します。
| Title |
Calibration_procedures_for_the_CHASE/HIS_science_data |
| Authors |
Ye_Qiu,_ShiHao_Rao,_Chuan_Li,_Cheng_Fang,_MingDe_Ding,_Zhen_Li,_YiWei_Ni,_WenBo_Wang,_Jie_Hong,_Qi_Hao,_Yu_Dai,_PengFei_Chen,_XiaoSheng_Wan,_Zhi_Xu,_Wei_You,_Yuan_Yuan,_HongJiang_Tao,_XianSheng_Li,_YuKun_He,_and_Qiang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06075 |
H{\alpha}線は、光球から彩層までの情報を含む太陽観測における重要な光学線です。下層大気における太陽噴火とプラズマダイナミクスのメカニズムを研究するために、中国のH{\alpha}ソーラーエクスプローラー（CHASE）が2021年10月14日に太陽同期軌道に打ち上げられました。CHASE衛星の科学的ペイロードはH{\alpha}イメージングスペクトログラフ（HIS）。CHASE/HISは、初めて、高いスペクトルおよび時間分解能で、シーイングフリーのH{\alpha}分光観測を取得します。これは、2つの観測モードで構成されています。ラスタースキャンモードは、H{\alpha}（6559.7-6565.9{\AA}）およびFeI（6567.8-6570.6{\AA}）波長帯で全太陽または関心領域のスペクトルを提供します。連続体イメージングモードでは、6689{\AA}付近で全太陽光球画像が取得されます。この論文では、ダークフィールドとフラットフィールドの補正、スリット画像の曲率補正、波長と強度のキャリブレーション、座標変換など、CHASE/HISサイエンスデータの詳細なキャリブレーション手順を紹介します。高レベルのデータ製品は、科学研究に直接使用できます。
星周原子水素の高速検索--I：若い惑星状星雲IC 4997
| Title |
FAST_search_for_circumstellar_atomic_hydrogen--I:_the_young_planetary_nebula_IC_4997 |
| Authors |
Xu-Jia_Ouyang,_Yong_Zhang,_Albert_Zijlstra,_Chuan-Peng_Zhang,_Jun-ichi_Nakashima,_Quentin_A_Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06170 |
中国の貴州省にある500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、若い惑星状星雲IC4997で21cmの中性原子水素吸収を検出します。吸収は、NaID線にも関連するシェルから発生します。HIシェルの質量は$1.46\times10^{-2}$M$_\odot$で、動的年齢は990年です。HIの柱密度は$7.1\times10^{20}$cm$^{-2}$と推定されます。これは、H$_2の自己遮蔽によって制限される、イオン化星雲の周りの光解離領域の観点から十分に説明できます。$。原子対イオン化水素比が0.6であることがわかり、HIが全体的な星雲質量に実質的に寄与していることを示唆しています。
Johnson-Kron-Cousins標準星のGaiaEDR3ビュー：キュレートされたLandoltおよびStetsonコレクション
| Title |
The_Gaia_EDR3_view_of_Johnson-Kron-Cousins_standard_stars:_the_curated_Landolt_and_Stetson_collections |
| Authors |
E._Pancino_(INAF-OAA,_SSDC),_P._M._Marrese,_S._Marinoni_(INAF-OARM,_SSDC),_N._Sanna,_A._Turchi,_M._Tsantaki_(INAF-OAA),_M._Rainer_(INAF-OAA,_INAF-OAMI),_G._Altavilla_(INAF-OARM,_SSDC),_M._Monelli_(IAC),_L._Monaco_(Andres_Bello) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06186 |
（短縮）。大規模な調査や宇宙ミッションの時代では、さまざまなソースからの測定値を相互に校正および比較するために、十分に特徴付けられた星の大規模なサンプルに依存する必要があります。最も採用されている測光システムの中で、Johnson-Kron-Cousinsは、何十年にもわたって、そして大量の重要なデータセットに使用されてきました。GaiaDR3を参照として使用し、赤化マップ、分光学的調査、変光星監視調査からのデータを使用して、20万を超える二次標準の広く使用されているランドルトとステットソンのコレクションをキュレートして特性評価し、バイナリ、ブレンド、および変数を削除しました星、そして私たちはそれらを分類してパラメータ化し、古典的手法と機械学習手法を採用しました。特に、私たちの大気パラメータは、機械学習によって取得された他のカタログと比較して、分光学的パラメータと非常によく一致しています。また、コレクションを主要な測光調査と交差適合試験して、最も広く使用されている測光システム（ugriz、grizy、Gaia、Hipparcos、Tycho、2MASS）の二次標準の大きさを示す包括的な表を提供しました。最後に、UBVRIの大きさを上記の測光システムに、またはその逆に変換するために、矮星と巨人、金属の少ない星と金属の多い星に有効な167の多項式変換のセットを提供します。
アルゴールCのスペクトル分類
アルゴル三項系の3番目の星であるアルゴルCのスペクトル分類は、長い間不確実性の問題でした。それが金属線のA型星であるべきだと疑うのには十分な理由があり、特にある研究はこれがそうであったことを示しましたが、さらなる研究はその評価に疑問を投げかけました。一次日食に出入りするスペクトル間の単純なスペクトル減算法を利用して、最も明るい星からの光がない状態でアルゴルCの光を明らかにしました。結果として得られるスペクトルは、F1V分光標準とよく一致しており、金属線のスペクトル異常の証拠は示されていません。この分類は、このソースの最近の存在量の決定と一致することに注意してください。
V-QCDを用いた二元中性子星合体におけるクォーク形成と現象論
| Title |
Quark_formation_and_phenomenology_in_binary_neutron-star_mergers_using_V-QCD |
| Authors |
Samuel_Tootle,_Christian_Ecker,_Konrad_Topolski,_Tuna_Demircik,_Matti_J\"arvinen,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05691 |
GW170817のインスピレーションから推測された特性と一致する特性を持つ、等質量および不等質量の中性子星バイナリの完全な3+1次元一般相対論的流体力学シミュレーションを使用して、クォーク形成プロセスの詳細な研究を実行します。合併後の場所。量子色力学の非摂動ゲージ/重力モデルであるV-QCDに基づく新しい有限温度フレームワークから導出された現在のパルサー観測と一致する3つの状態方程式を使用します。このようにして、バリオン物質とクォーク物質の混合物、および純粋なクォーク物質が生成される3つの異なる合併後の段階を特定します。相転移によって引き起こされた崩壊は、合併後すでに$\lesssim10\、\rm{ms}$であり、状態方程式の最もソフトなバージョンが、GW170817の予想される2番目に長い合併後の寿命と実際に矛盾していることが明らかになりました。私たちの結果は、連星中性子星合体のマルチメッセンジャー観測が、特にその最も極端な領域で、核物質の状態方程式を制約する際に持つ可能性のある影響を強調しています。
太陽盆地のアクシオンに対する最初の間接的な検出の制約
| Title |
First_indirect_detection_constraints_on_axions_in_the_Solar_basin |
| Authors |
William_DeRocco,_Shalma_Wegsman,_Brian_Grefenstette,_Junwu_Huang,_Ken_Van_Tilburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05700 |
質量がkeVのアクシオンは、太陽核内で大量に生成できます。太陽によって生成されたアクシオンの大部分は無限に逃げますが、フラックスのごく一部は脱出速度よりも遅い速度で生成されます。時間の経過とともに、このプロセスは、バインドされた軌道にトラップされた動きの遅いアクシオンの盆地に配置されます。これらのアクシオンは2つの光子に崩壊し、観測可能なシグネチャを生成します。NuSTARX線望遠鏡によって行われた最近の静止太陽観測を使用して、このアクシオンの太陽盆地に最初の制限を設定します。制約を設定するための3つの異なる方法論を比較し、質量が5〜30keVのアクシオンの世界をリードする限界を取得します。場合によっては、結合の桁数を超えて恒星の冷却境界を改善します。
MeV暗黒物質デカップリングの完全な説明に向けて：熱的残存粒子と$ N _ {\ rmeff}$の自己無撞着な決定
| Title |
Towards_a_full_description_of_MeV_dark_matter_decoupling:_a_self-consistent_determination_of_relic_abundance_and_$N_{\rm_eff}$ |
| Authors |
Xiaoyong_Chu,_Jui-Lin_Kuo,_Josef_Pradler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05714 |
MeV質量スケールの熱暗黒物質は、ニュートリノのデカップリングと電子消滅の非常に重要な時期にその存在量が設定されます。相対論的および非相対論的の両方である複数の相互作用するセクターのボルツマン方程式を解くことに付随する技術的な障害は、これまで、この問題の完全な処理を妨げてきました。ここでは、初めて、暗黒物質の凍結を計算します。これは、暗黒物質、ニュートリノ、および消滅{\itおよび}弾性散乱プロセスからの電磁的に相互作用するプラズマ間のエネルギー伝達を考慮に入れています。暗黒物質消滅チャネルの任意の分岐比について、フリーズアウト全体の光子とニュートリノの温度を追跡し、$N_{\rmeff}$の正確な予測に到達できるようにする数値的に実行可能な処理を開発します。すべての世代の電子対およびニュートリノ対へのフレーバーブラインド$p$波消滅の場合、現在のPlanckデータは、質量$m_\phi\leq7$MeVの複雑なスカラー暗黒物質粒子を除外していることがわかります。
過熱されたC$_3 $ F $_8$暗黒物質検出器における低エネルギー核反跳の気泡核形成効率の決定
| Title |
Determining_the_bubble_nucleation_efficiency_of_low-energy_nuclear_recoils_in_superheated_C$_3$F$_8$_dark_matter_detectors |
| Authors |
B._Ali,_I._J._Arnquist,_D._Baxter,_E._Behnke,_M._Bressler,_B._Broerman,_K._Clark,_J._I._Collar,_P._S._Cooper,_C._Cripe,_M._Crisler,_C._E._Dahl,_M._Das,_D._Durnford,_S._Fallows,_J._Farine,_R._Filgas,_A._Garc\'ia-Viltres,_F._Girard,_G._Giroux,_O._Harris,_E._W._Hoppe,_C._M._Jackson,_M._Jin,_C._B._Krauss,_V._Kumar,_M._Lafreniere,_M._Laurin,_I._Lawson,_A._Leblanc,_H._Leng,_I._Levine,_C._Licciardi,_S._Linden,_P._Mitra,_V._Monette,_C._Moore,_R._Neilson,_A._J._Noble,_H._Nozard,_S._Pal,_M.-C._Piro,_A._Plante,_S._Priya,_C._Rethmeier,_A._E._Robinson,_J._Savoie,_O._Scallon,_A._Sonnenschein,_N._Starinski,_I._\v{S}tekl,_D._Tiwari,_F._Tardif,_E._V\'azquez-J\'auregui,_U._Wichoski,_V._Zacek,_J._Zhang_(the_PICO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05771 |
過熱液体中の低エネルギー核反跳の気泡核形成効率は、弱く相互作用する質量粒子（WIMP）暗黒物質の直接探索からの結果を解釈する上で重要な役割を果たします。PICOコラボレーションは、2.1keVから3.9keVの範囲のさまざまな熱力学的しきい値で5つの異なる中性子スペクトルを使用して取得したキャリブレーションデータから、過熱したC$_3$F$_8$での炭素およびフッ素の反跳による気泡核形成の効率の結果を示します。核反跳効率の特定の関数形式を想定する代わりに、モデルによって導入される不確実性を最小限に抑えるために、厄介なパラメータとして体系的なエラーを含む一般化された区分的線形モデルが提案されます。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）ルーチンを適用して、2.45keVと3.29keVの熱力学的しきい値でのフッ素と炭素の核反跳効率を同時にサンプリングします。フッ素の核生成効率は$\geq50\であり、熱力学的Seitzしきい値2.45keV（3.29keV）での核反跳3.3keV（3.7keV）の場合は\％$であり、炭素の場合の効率は次のようになります。$\geq50\、\％$は、2.45keV（3.29keV）のしきい値で10.6keV（11.1keV）の反動の場合。シミュレートされたデータセットは、近似のp値を計算するために使用され、使用されたモデルがデータと互換性があることを確認します。適合パラダイムは、潜在的な体系的バイアスについても評価されます。これは、小さいながらも修正されます。追加の手順を実行して、PICO-60検出器でのWIMPの予想される相互作用率を計算します。これは、WIMP除外制限を計算するための要件です。
ブラックホールの混沌とした影：短いレビュー
ブラックホールの影の形成と計算について簡単に説明します。まず、ブラックホールシャドウの概念を紹介し、現在はさまざまなブラックホールシャドウに取り組んでいます。次に、光子球の半径と影の半径を計算する主な方法を示し、次に光子球がブラックホールの影の境界にどのように影響するかを説明します。積分可能な光子運動システムによる影の境界の解析式を持つブラックホールの影の解析計算をレビューします。そして、ブラックホールの影の形のパターンを説明できる基本的な光子軌道を紹介します。最後に、後方レイトレーシング法によるブラックホールの影の数値計算を確認し、自己相似フラクタル構造を持ついくつかのカオス的なブラックホールの影を紹介します。連星ブラックホールの合体による重力波が検出されたので、フラクタル構造を持つ主な影の周りに眉のような影を持っている連星ブラックホールの影をいくつか紹介します。ブラックホール時空における光子運動系の不変位相空間構造について議論し、ブラックホールの影の形成が固定点近くの特定のリャプノフ軌道の不変多様体によって支配されていることを説明します。
機械学習された可能性で最適な統計的有意性を近似する方法
| Title |
A_method_for_approximating_optimal_statistical_significances_with_machine-learned_likelihoods |
| Authors |
Ernesto_Arganda,_Xabier_Marcano,_V\'ictor_Mart\'in_Lozano,_Anibal_D._Medina,_Andres_D._Perez,_Manuel_Szewc,_Alejandro_Szynkman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05952 |
機械学習技術は高エネルギー物理学の基本になりました。新しい物理学の検索では、バックグラウンドのみに対する信号とバックグラウンドの仮説の統計的有意性として理解される、実験感度の観点からそれらのパフォーマンスを知ることが重要です。1。ここでは、高次元データに直面する現在の機械学習手法の能力と、従来の分析で使用される尤度ベースの推論テストを組み合わせた新しい方法を紹介します。これにより、単一の分析で発見限界と除外限界の両方の感度を推定できます。対象のパラメータ、信号強度。教師あり学習手法に基づいており、従来の手法では不可能だった高次元データでも十分に機能します。この方法を最初におもちゃのモデルに適用して、その可能性を探り、次にダイジェットの最終状態にある新しい物理粒子のLHC研究に適用します。真の生成関数がわかっている場合に得られる最適な統計的有意性を考慮して、私たちの方法が通常の素朴なカウント実験結果よりも優れた近似を提供することを示します。
BFSS行列理論からの創発的初期宇宙宇宙論
BFSS行列モデルは、弦理論の非摂動的な定義として提案されています。このマトリックスモデルの熱状態から始めて、空間と時間がどのように動的に出現するかを示します。IKKT行列モデルの結果は、空間の$SO（9）$対称性が自発的に$SO（3）\timesSO（6）$に分割され、3次元部分空間が大きくなることを示しています。宇宙のこの初期状態を考えると、宇宙のインフレーションの初期段階を仮定する必要なしに、スケール不変のスペクトルを持つ宇宙論的摂動と重力波が生成されることを示します。ビッグバンの特異点は自動的に解決されます。
原始ブラックホールの変動から引き起こされる重力波からの$f（T）$重力に対する制約はありません
| Title |
No_constraints_for_$f(T)$_gravity_from_gravitational_waves_induced_from_primordial_black_hole_fluctuations |
| Authors |
Theodoros_Papanikolaou,_Charalampos_Tzerefos,_Spyros_Basilakos,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06094 |
原始ブラックホール（PBH）の変動は、2次で確率的重力波バックグラウンドを誘発する可能性があり、この手順は基礎となる重力理論に敏感であるため、一般相対性理論をテストし、可能な修正重力偏差の制約を抽出するための新しいツールとして使用できます。3つの実行可能なモノパラメトリックモデルを考慮して、この形式を$f（T）$重力のフレームワークに適用します。特に、PBH重力ポテンシャルのパワースペクトルの観点からエンコードされた重力波源のレベルで、およびグリーン関数の観点から説明されたそれらの伝播のレベルで、誘発された変更を調査します。これは、テンソル摂動のプロパゲーターを定量化します。$f（T）$モデルパラメータの観測的に許容される範囲内で、一般相対性理論から得られた偏差は、ソースと伝播の両方のレベルで、実質的に無視できることがわかります。したがって、現実的で実行可能な$f（T）$理論は、原始ブラックホールの制約を安全に通過できると結論付けます。これは、彼らに有利な追加の議論を提供する可能性があります。
| Title |
Spin-induced_dynamical_scalarization,_de-scalarization_and_stealthness_in_scalar-Gauss-Bonnet_gravity_during_black_hole_coalescence |
| Authors |
Matthew_Elley,_Hector_O._Silva,_Helvi_Witek,_Nicol\'as_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06240 |
スカラー場とガウス・ボネ不変量の間の特定の結合は、ブラックホールの自発的なスカラー化につながります。ここでは、連星ブラックホールシステムのコンテキストでこの現象をシミュレートする作業を続けます。ブラックホールスピンがスカラー化プロセスで主要な役割を果たす負の結合を考えます。2つの主要な現象が見つかります：（i）最初にスカラー化されたブラックホールが非スカラー化された残骸を形成する動的なスケール除去と（ii）最初にスカラー化されていないブラックホールの遅い合併がスカラーヘアを成長させる可能性がある動的なスカラー化。後者の場合の重要な結果は、スカラー場による重力波形の変更は、その存在がインスピレーションの全体にわたって隠されているため、合併後にのみ発生する可能性があることです。ただし、十分に強い結合を使用すると、レムナントが形成される前にスカラー化が発生する可能性があることがわかります。最後に、一般相対性理論の重力波試験の観測的意味についての議論で締めくくります。
