| Title |
Euclid:_Cosmological_forecasts_from_the_void_size_function |
| Authors |
S._Contarini,_G._Verza,_A._Pisani,_N._Hamaus,_M._Sahl\'en,_C._Carbone,_S._Dusini,_F._Marulli,_L._Moscardini,_A._Renzi,_C._Sirignano,_L._Stanco,_M._Bonici,_G._Castignani,_H.M._Courtois,_S._Escoffier,_D._Guinet,_A._Kovacs,_G._Lavaux,_E._Massara,_S._Nadathur,_G._Pollina,_T._Ronconi,_F._Ruppin,_Z._Sakr,_A._Veropalumbo,_B.D._Wandelt,_A._Amara,_N._Auricchio,_M._Baldi,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_S._Camera,_V._Capobianco,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_C.J._Conselice,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_A._Ealet,_S._Farrens,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_B._Garilli,_W._Gillard,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_L._Guzzo,_et_al._(60_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11525 |
赤方偏移範囲$0.9<z<1.8\-$の$15\、000\\mathrm{deg}^2$を超える空域をカバーする分光銀河調査を伴うEuclidミッション$-$は、数万のサンプルを提供します。宇宙のボイド。この論文では、公式のEuclidFlagshipシミュレーションである調査模擬カタログから、暗黒エネルギー（DE）の特性に対するボイドサイズ関数の拘束力を初めて調査します。フラッグシップライトコーンのボイドを特定します。これは、今後のEuclid分光データセットの機能と厳密に一致します。最先端の方法論を考慮してボイドサイズ関数をモデル化します。ボリューム保存（Vdn）モデルに依存します。これは、線形関数によって拡張された、ボイド数カウント用の人気のあるSheth＆vandeWeygaertモデルの修正です。大規模な銀河バイアスの。モデルの予測と測定されたモックボイド数のカウントとの間に優れた一致が見られます。ボイドサイズ関数からDEのEuclidミッションの更新された予測を計算し、ボイドを使用した宇宙アプリケーションのさらなる予測の基礎として役立つ信頼できるボイド数の推定値を提供します。DEの2つの異なる宇宙論モデルを分析します。1つ目は定数DE状態方程式パラメーター$w$で記述され、2つ目は係数$w_0$と$w_a$の動的状態方程式で記述されます。$10\％$よりも低い$w$で$1\sigma$エラーを予測し、動的DEシナリオ$\mathrm{FoM}_{w_0、w_a}=17$の期待性能指数（FoM）を推定します。モデルの追加の自由パラメーターとしてニュートリノ質量のみを考慮する場合。分析は、完全な堅牢性を確保するための保守的な仮定に基づいており、この手法を将来拡張するためのパスファインダーです。私たちの結果は、スタンドアロンプローブとして、および他のEuclid宇宙プローブと組み合わせて、Euclid分光サンプルからのボイドサイズ関数の印象的な拘束力を示しています。
完全な時間およびスケール依存性とEFT補正を備えた2ループパワースペクトル：大量のニュートリノの影響とEdSを超える
| Title |
Two-loop_power_spectrum_with_full_time-_and_scale-dependence_and_EFT_corrections:_impact_of_massive_neutrinos_and_going_beyond_EdS |
| Authors |
Mathias_Garny,_Petter_Taule |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11533 |
アインシュタイン・ド・シッター（EdS）からの逸脱だけでなく、大規模なニュートリノ摂動の時間およびスケールに依存する成長の影響を考慮して、次から次へと先行する次数で密度と速度のパワースペクトルを計算します。）遅い時間のダイナミクスは非線形です。これらの効果が含まれていない場合に一般的に採用されているおおよその治療法と比較することにより、これらの効果の影響を判断します。ベアコールドダークマター（CDM）+バリオンスペクトルの場合、主にEdSからの逸脱による、$k\gtrsim0.17h〜\mathrm{Mpc}^{-1}$のパーセント偏差が見つかります。速度とクロスパワースペクトルの場合、主な違いは、$k\simeq0.08、0.13、0.16h〜\mathrm{Mpc}^{-1}$を超えるパーセント偏差をもたらす、大量のニュートリノの存在下での時間およびスケール依存性のために発生します。$\summ_{\nu}=0.4、0.2、0.1〜\mathrm{eV}$の場合、それぞれ。波数$k\ggk_{\mathrm{FS}}$に対して有効な2ループで有効場の理論（EFT）フレームワークを使用します。ここで、$k_{\mathrm{FS}}$はニュートリノのフリーストリーミングスケールです。QuijoteN体シミュレーションと比較すると、CDM+バリオン密度パワースペクトルの場合、ニュートリノ摂動の影響と遅い時間での正確な時間依存ダイナミクスは、1ループEFTカウンタータームのシフトによって説明できることがわかります。Delta\bar{\gamma}_1\simeq--0.2〜\mathrm{Mpc}^2/h^2$。$k\lesssim0.12h〜\mathrm{Mpc}^{-1}$と$k\lesssim0.16h〜\mathrm{Mpc}^{-1}までの摂動とN体の結果の間にパーセント一致が見られます考慮されるすべてのニュートリノ質量$\summ_{\nu}\leq0.4〜\mathrm{eV}$に対して、それぞれ1ループおよび2ループの順序で$。
クラスターから銀河群へのSunyaev-Zel'dovichとX線予測の統合：$Y-M$スケーリング関係に対するX線質量推定の影響
| Title |
Unifying_Sunyaev-Zel'dovich_and_X-ray_predictions_from_clusters_to_galaxy_groups:_the_impact_of_X-ray_mass_estimates_on_the_$Y-M$_scaling_relation |
| Authors |
Ana-Roxana_Pop,_Lars_Hernquist,_Daisuke_Nagai,_Rahul_Kannan,_Rainer_Weinberger,_Volker_Springel,_Mark_Vogelsberger,_Dylan_Nelson,_R\"udiger_Pakmor,_Paul_Torrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11537 |
精密クラスター宇宙論の主な制限の1つは、クラスターの質量を推定する際の体系的なエラーと不確実性から生じます。Mock-Xパイプラインを使用して、合成X線画像を生成し、$M_{\rm500crit}$が$10^{12}の30,000を超えるシミュレートされた銀河群と銀河団のサンプルのクラスターと銀河群のX線特性を導き出します。IllustrisTNGの$および$2\times10^{15}$M$_{\odot}$。Sunyaev-Zel'dovichのIllustrisTNG予測と質量とのX線スケーリング関係の類似点と相違点を調査します。$M_{\rm500crit}$$>10^{13}$M$_{\odot}$の静水圧質量バイアスの中央値$b=0.125\pm0.003$がわかります。質量が合成X線観測から得られる場合、バイアスは$b=0.17\pm0.004$に増加します。$Y_{\rmX}$のハロー質量への依存性に関するさまざまな基礎となる仮定が、観測された$Y_{\rmSZ}--M_{Y_{\rmX}}$スケーリング関係にバイアスを生成する方法をモデル化します。特に、$Y_{\rmX}--M_{\rmtot}$がすべての質量スケールで自己相似であるという単純化された仮定は、$Y_{\rmSZ}--M_{\rmtot}$のブレークを大部分隠します。銀河系とグループのスケールで$Y_{\rmSZ}$を過大評価しています。スムーズに破られたべき乗則の新しいモデルを使用して$Y_{\rmX}-$massプロキシを調整すると、真の基礎となる$Y_{\rmSZ}--M_{\rmtot}$スケーリング関係が高精度で再現されることを示します。。さらに、この方法で較正された$M_{Y_{\rmX}}$推定値は、低質量クラスターの存在によってバイアスされない$Y_{\rmSZ}--M_{Y_{\rmX}}$予測につながります。またはサンプル内の銀河群。最後に、滑らかに壊れたべき乗則モデルが$Y_{\rmX}-$massプロキシを導出するための堅牢な方法を提供し、クラスター、グループ、銀河の質量バイアスのレベルを大幅に低減することを示します。
DHOST理論に対するCMBの制約
マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）シミュレーションを使用して、Planck2018の可能性から縮退した高次スカラーテンソル（DHOST）理論のモデルパラメーターの実行可能なパラメーター領域を推定します。前回の論文では、6種類の時間関数$\alpha_i$$（i={\rmB}、{\rmK}、{\rmT}、{\rmM}、{\rmH}）$および$\beta_1$は、DHOST理論を記述できます。ボルツマンソルバーを使用してMCMCシミュレーションを実行すると、DHOST理論のモデルパラメーターの信頼範囲が得られます。$\alpha_{\rmB}=\alpha_{\rmT}=\alpha_{\rmM}=\alpha_{\rmH}=0$および$\alpha_{\rmK}の単純なモデルを考えます。、\beta_1\ne0$、$\Lambda$CDMバックグラウンドで、現在$\beta_1=0.032_{-0.016}^{+0.013}$（68\％c.l.）を取得します。次に、CrisostomiとKoyamaによって提案された、DHOST理論の元のアクションにおけるスカラー場の任意の関数が$\mathcal{L}_{\rmDHOST}=X+c_3X\Boxに固定されているモデルを検討します。\phi/\Lambda^3+（M_{\rmpl}^2/2+c_4X^2/\Lambda^6）R$であるため、バックグラウンドの自己加速ソリューションが存在します。このモデルでは、背景と摂動を一貫して処理し、$c_3=1.59^{+0.26}_{-0.28}$と$c_4<0.0088$（68\％c.l。）を取得します。
CDMSliteRun2データの有効場の理論分析
| Title |
Effective_Field_Theory_Analysis_of_CDMSlite_Run_2_Data |
| Authors |
SuperCDMS_Collaboration:_M.F._Albakry,_I._Alkhatib,_D.W.P._Amaral,_T._Aralis,_T._Aramaki,_I.J._Arnquist,_I._Ataee_Langroudy,_E._Azadbakht,_S._Banik,_C._Bathurst,_D.A._Bauer,_L.V.S._Bezerra,_R._Bhattacharyya,_P.L._Brink,_R._Bunker,_B._Cabrera,_R._Calkins,_R.A._Cameron,_C._Cartaro,_D.G._Cerde\~no,_Y.-Y._Chang,_M._Chaudhuri,_R._Chen,_N._Chott,_J._Cooley,_H._Coombes,_J._Corbett,_P._Cushman,_F._De_Brienne,_S._Dharani,_M.L._di_Vacri,_M.D._Diamond,_E._Fascione,_E._Figueroa-Feliciano,_C.W._Fink,_K._Fouts,_M._Fritts,_G._Gerbier,_R._Germond,_M._Ghaith,_S.R._Golwala,_J._Hall,_N._Hassan,_B.A._Hines,_M.I._Hollister,_Z._Hong,_E.W._Hoppe,_L._Hsu,_M.E._Huber,_V._Iyer,_A._Jastram,_V.K.S._Kashyap,_M.H._Kelsey,_A._Kubik,_N.A._Kurinsky,_R.E._Lawrence,_M._Lee,_A._Li,_J._Liu,_Y._Liu,_B._Loer,_P._Lukens,_D.B._MacFarlane,_et_al._(66_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11683 |
CDMSliteRun2は、2〜20GeV/$c^2$の比較的低質量のWIMPに対する感度を最適化するために、高電圧モードで動作する極低温600gGe検出器を使用して弱く相互作用する質量粒子（WIMP）を検索しました。この記事では、拡張されたエネルギー範囲と予想されるバックグラウンドの包括的な処理を使用したCDMSliteRun2データの有効場の理論（EFT）分析を紹介します。EFT相互作用のパラメーターを考慮し、主要なバックグラウンド成分に関してデータ選択を最適化して、反跳エネルギーデータに対してビン化された可能性ベイズ分析を実行しました。既知の活性化ピークから5$\sigma$以内のエネルギー領域は分析から除外されました。さまざまなオペレーターの仮説から得られたベイズの証拠は、CDMSliteRun2データがバックグラウンドのみのモデルと一致しており、追加のEFT相互作用を想定した信号の解釈を許可していないことを示しています。その結果、WIMPの質量と結合係数の振幅と位相の上限が各EFTオペレーターに提示されます。これらの制限により、5GeV/$c^2$を超えるWIMP質量に対する以前のCDMSliteRun2の境界が改善されます。
Euclid：線形構築による高速2点相関関数共分散
| Title |
Euclid:_Fast_two-point_correlation_function_covariance_through_linear_construction |
| Authors |
E._Keihanen,_V._Lindholm,_P._Monaco,_L._Blot,_C._Carbone,_K._Kiiveri,_A.G._S\'anchez,_A._Viitanen,_J._Valiviita,_A._Amara,_N._Auricchio,_M._Baldi,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_S._Camera,_V._Capobianco,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_A._Ealet,_S._Farrens,_S._Ferriol,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_L._Guzzo,_S.V.H._Haugan,_H._Hoekstra,_W._Holmes,_F._Hormuth,_K._Jahnke,_M._K\"ummel,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_T._Kitching,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P._B._Lilje,_I._Lloro,_E._Maiorano,_O._Mansutti,_O._Marggraf,_F._Marulli,_R._Massey,_et_al._(47_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11852 |
Landy-Szalay推定量で測定された2点銀河相関関数（2PCF）の共分散行列を高速に評価する方法を示します。共分散行列を評価する標準的な方法は、多数の模擬カタログで推定量を実行し、それらのサンプル共分散を評価することです。ランダムカタログサイズが大きい場合（データとランダムオブジェクトの比率M>>1）、標準的な方法の計算コストは、データランダムとランダムランダムのペアをカウントするコストによって支配されますが、推定の不確実性はによって支配されます。データとデータのペアのそれ。サイズM=1およびM=2の小さなランダムカタログの共分散を推定し、任意のMの共分散をこれらの線形結合として構築する、線形構築（LC）と呼ばれる方法を示します。r=20-200Mpc/hの範囲でPINOCCHIOシミュレーションを使用してメソッドを検証し、共分散推定値に偏りがないことを示します。M=50および2Mpc/hビンの場合、メソッドの理論的な高速化は14倍になります。精度行列とパラメーター推定への影響について説明し、共分散の共分散の式を導き出します。
構造Iの宇宙における赤方偏移ドリフト：光の任意の入射角を持つルメートル-トルーマン-ボンディ構造
オブザーバーのワールドラインに到達する特定のヌル測地線バンドルのエミッターを識別しながら、任意の時空ジオメトリで光のエミッターとオブザーバーを記述するのに適した形式で、天体物理学的ソースに関連する赤方偏移ドリフトと位置ドリフトを検討します。次に、状況をLemaitre-Tolman-Bondi（LTB）幾何学的構造の特殊なケースに限定し、任意の衝突パラメーター、つまり任意のLTB構造への入射角で構造を伝搬する光線を解きます。共動源によって放出され、共動観測者によって見られる赤方偏移ドリフト信号は、接続光線に沿って統合されたリッチテンソルと電気ワイルテンソルの寄与によって支配されることがわかります。このプロパティは、赤方偏移ドリフト信号の計算を大幅に簡素化し、このプロパティがスイスチーズモデルを含むより複雑なモデルに拡張されることを期待しています。ランダムな衝突パラメータを持ついくつかのヌル光線を考慮する場合、平均赤方偏移ドリフト信号は、単一のRicciフォーカシング項によって十分に近似されます。これは、宇宙論的赤方偏移ドリフトの測定が、光子が多くの連続した構造を通過する現実的な宇宙における強いエネルギー条件の直接的なプローブとして使用できることを示唆しています。
暗黒時代の後
宇宙論のいくつかのパズルを思い出し、フリードマン-レマ\^itre宇宙を簡単にレビューした後、「ダークセクター」の単純な統一モデルについて説明します。このモデルには、それぞれ「真髄」と「ファジー」暗黒物質の形でダークエネルギーを発生させるスカラー場と擬スカラーアクシオン場が含まれます。宇宙の遅い時間発展に関するモデルの予測と、宇宙で観測された物質-反物質の非対称性の問題に対する考えられる影響がスケッチされています。
K矮星を周回する2つの膨張した高温ガス巨人の大気中のHeIのKeck/NIRSPEC研究：WASP-52bとWASP-177b
| Title |
Keck/NIRSPEC_studies_of_He_I_in_the_atmospheres_of_two_inflated_hot_gas_giants_orbiting_K_dwarfs:_WASP-52b_and_WASP-177b |
| Authors |
James_Kirk,_Leonardo_A._Dos_Santos,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Munazza_K._Alam,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Morgan_MacLeod,_Li_Zeng,_George_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11579 |
ケックII望遠鏡のNIRSPEC機器で取得した高解像度観測を使用して、WASP-52bの大気中の10833Aでの中性ヘリウムの検出と、放牧中のWASP-177bの大気中のヘリウムの暫定的な証拠を示します。WASP-52bの大気中のヘリウムによる過剰吸収を$3.44\pm0.31$％（$11\sigma$）、または同等に$66\pm5$大気スケールハイトで検出します。この吸収は、惑星の静止フレーム（$\Deltav=0.00\pm1.19$kms$^{-1}$）に集中しています。1Dパーカー風モデルを使用して惑星の脱出をモデル化し、その質量損失率を$\sim1.4\times10^{11}$gs$^{-1}$、つまり1Gyrあたりの質量の0.5％と計算します。。WASP-177bの場合、$1.28\pm0.29$％（$23\に等しい）のヘリウムのような吸収の赤シフト（$\Deltav=6.02+/-1.88$kms$^{-1}$）の証拠が見られます。午後5$大気スケールの高さ）。ただし、同様の振幅の透過スペクトルに系統が残っているため、これを惑星の大気中のHe吸収の重要な証拠とは解釈しません。1Dパーカー風モデルを使用して、WASP-177bの脱出率に$3\sigma$の上限を$7.9\times10^{10}$gs$^{-1}$に設定しました。最近の文献の検出と合わせた我々の結果は、XUV照射とHeI吸収振幅との間の暫定的な関係が以前に示唆されたよりも浅いかもしれないことを示唆している。私たちの結果は、準安定ヘリウムが大気損失と太陽系外惑星の個体群を形成する上でのその役割についての理解をどのように前進させることができるかを強調しています。
冷却を伴う原始惑星系円盤のロスビー波不安定性
ロスビー波不安定性（RWI）は通常、原始惑星系円盤に非軸対称渦を引き起こし、これらの円盤のいくつかの観測された下部構造はRWIによって十分に説明できます。線形摂動解析の観点から、冷却が不安定なRWIモードの成長率にどのように影響するかを調べます。エネルギー方程式に関連する冷却は、2つの異なる方法で処理されます。最初に採用するのは、単純な冷却法です。摂動された熱状態は、所定の冷却時間スケールで初期熱状態に緩和されます。2つ目は、冷却を熱拡散プロセスとして扱います。断熱モードと等温モードの成長率の違いは、音速が小さいディスクほど顕著になります。単純な冷却法則の場合、不安定モードの成長率は、順圧ディスクの冷却タイムスケールが短くなると単調に減少します。しかし、冷却タイムスケールによる成長率の依存性は、非バラトピックディスクでは非単調になります。RWIは、断熱状態から等温状態への遷移中に、非順圧ディスクで強化されることさえあります。冷却を熱拡散として扱うと、順圧ディスクでも、熱拡散率による成長速度の変化は非単調になります。さらに、熱拡散率の適切な値で最大成長率が現れる場合があります。冷却を伴うRWIによる角運動量輸送を理解するために、角運動量フラックス（AMF）が調査されます。
M4.5ドワーフロス508周辺のハビタブルゾーンの内縁近くを周回するスーパーアース
| Title |
A_Super-Earth_Orbiting_Near_the_Inner_Edge_of_the_Habitable_Zone_around_the_M4.5-dwarf_Ross_508 |
| Authors |
Hiroki_Harakawa,_Takuya_Takarada,_Yui_Kasagi,_Teruyuki_Hirano,_Takayuki_Kotani,_Masayuki_Kuzuhara,_Masashi_Omiya,_Hajime_Kawahara,_Akihiko_Fukui,_Yasunori_Hori,_Hiroyuki_Tako_Ishikawa,_Masahiro_Ogihara,_John_Livingston,_Timothy_D._Brandt,_Thayne_Currie,_Wako_Aoki,_Charles_A._Beichman,_Thomas_Henning,_Klaus_Hodapp,_Masato_Ishizuka,_Hideyuki_Izumiura,_Shane_Jacobson,_Markus_Janson,_Eiji_Kambe,_Takanori_Kodama,_Eiichiro_Kokubo,_Mihoko_Konishi,_Vigneshwaran_Krishnamurthy,_Tomoyuki_Kudo,_Takashi_Kurokawa,_Nobuhiko_Kusakabe,_Jungmi_Kwon,_Yuji_Matsumoto,_Michael_W._McElwain,_Koyu_Mitsui,_Takao_Nakagawa,_Norio_Narita,_Jun_Nishikawa,_Stevanus_K._Nugroho,_Eugene_Serabyn,_Takuma_Serizawa,_Aoi_Takahashi,_Akitoshi_Ueda,_Taichi_Uyama,_S\'ebastien_Vievard,_Ji_Wang,_John_Wisniewski,_Motohide_Tamura,_Bun'ei_Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11986 |
M4.5矮星ロス508（$J_\mathrm{mag}=9.1$）の周りの10。77日の軌道上でのスーパーアース惑星の近赤外線視線速度（RV）発見を報告します。スバル望遠鏡IRD（赤外線ドップラー）機器からの高精度RVを使用して、対応する$3.92^{+0.60}_{-0.58}$${\rmm\、s}^{-1}$の半振幅を導出します。最小質量$m\sini=4.00^{+0.53}_{-0.55}\M_{\oplus}$の惑星へ。分光学的恒星活動指標またはMEarth測光では、検出された期間に有意な信号の証拠は見つかりません。惑星Ross508bの準主軸は、$0.05366^{+0.00056}_{-0.00049}$auです。これにより、軌道平均で地球の値の約1.4倍の日射量が得られ、Ross508bがその星のハビタブルゾーンの内側の端の近くに配置されます。私たちは、惑星が高い離心率を持ち、そのホストが広い軌道上に追加の未確認の仲間を伴う可能性を調査しました。私たちの発見は、近赤外線RV検索が、ロス508のようなクールなM矮星の周りの低質量惑星を見つけるために重要な役割を果たすことができることを示しています。
古河川過程を通じたジェゼロクレーター上の噴出火山堆積物の輸送
| Title |
The_Transport_of_Extrusive_Volcanic_Deposits_on_Jezero_Crater_Through_Paleofluvial_Processes |
| Authors |
Antonio_Paris,_Kate_Morgan,_Evan_Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12053 |
火星のシルチス・クメジャー四角形の衝突クレーターであるジェゼロは、その古代の過去に大量の液体の水を集めたと一般に考えられています。提案された古湖のNASAスペクトルは、最年少の表面ユニットをマグマから結晶化したかんらん石含有鉱物として解釈します。2021年初頭、パーサヴィアランスローバーはジェゼロの北西にあるファンデルタ堆積物の前縁に着陸しました。この地域は、2つの異なる河川活動の期間を経験したと主張されています。Perseveranceによって得られた表面画像は、ノアキス紀とヘスペリア紀の境界のある時期に据え付けられた、火山起源のように見える部分的に埋もれたおよび埋もれていない小胞および非小胞の岩石を示しています。しかし、ファンデルタ堆積物に沿って火山の噴出物がないため、これらのバラスト堆積物の起源は惑星科学者の間で論争の的となっています。これらの玄武岩のような岩の起源を確立するために、アリゾナ州のモエンコピ高原にある類似の堆積物と、JezeroのPerseveranceによって画像化された類似の堆積物とを比較しました。モエンコピ高原に沿った地質学的類似物の探索は、主に更新世後期-完新世の境界からの河川、風成、および過去の火山活動によって影響を受け、修正された、表面地形学における観察可能な類似性によって導かれました。Perseveranceによって撮影された表面画像を分析し、それをアナログサイトと比較することにより、Perseveranceによって画像化された露出した小胞岩は、地形学的相互作用、特に私たちが観察した排水パターンに沿って輸送された堆積物と同様の河川過程によって古湖に輸送された可能性が高いと仮定します。モエンコピ高原にあります。
II。放出および透過分光法によるKELT-20b/MASCARA-2bの熱反転剤の詳細な検索
| Title |
The_PEPSI-LBT_Exoplanet_Transit_Survey_(PETS)._II._A_Deep_Search_for_Thermal_Inversion_Agents_in_KELT-20_b/MASCARA-2_b_with_Emission_and_Transmission_Spectroscopy |
| Authors |
Marshall_C._Johnson,_Ji_Wang,_Anusha_Pai_Asnodkar,_Aldo_S._Bonomo,_B._Scott_Gaudi,_Thomas_Henning,_Ilya_Ilyin,_Engin_Keles,_Luca_Malavolta,_Matthias_Mallonn,_Karan_Molaverdikhani,_Valerio_Nascimbeni,_Jennifer_Patience,_Katja_Poppenhaeger,_Gaetano_Scandariato,_Everett_Schlawin,_Evgenya_Shkolnik,_Daniela_Sicilia,_Alessandro_Sozzetti,_Klaus_G._Strassmeier,_Christian_Veillet,_Fei_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12162 |
最近の観測によると、超高温木星（UHJ）の大気は一般に温度逆転層を持っており、高度が上がると温度が上昇します。それにもかかわらず、どの不透明度のソースがこれらの反転の存在の原因であるかは、主に観測的に制約されないままです。LBT/PEPSIを使用して、UHJKELT-20bの大気を透過と発光の両方で観察し、温度逆転の原因となる可能性のある分子因子を検索しました。$15.1\sigma$での放出におけるFeIの以前の検出を確認することにより、方法論を検証します。ただし、公開されているFeII、CrI、またはSiIの検出を再現することはできません。SiIが検出されなかったのは、バンドパスに線がないためですが、FeIIおよびCrIが検出されなかったのは以前の作品よりもはるかに高い信号対雑音比のために不可解です。反転剤であるTiO、VO、FeH、およびCaHを検索すると、検出されません。注入回復テストを使用して、これらの成分の体積混合比に$4\sigma$の上限を設定し、TiOの場合は$\sim1\times10^{-10}$と低く設定しました。TiO、VO、およびCaHの場合、限界は平衡化学モデルからの予想よりもはるかに低く、FeHは超太陽金属量モデルからの予想よりも低くなっています。したがって、KELT-20bの温度逆転の原因としてTiO、VO、およびCaHを除外しますが、FeHは、KELT-20bが高金属量の雰囲気を持っている場合にのみ嫌われます。
z〜2-9ハッブルフロンティアフィールドクラスターによって拡大された銀河II：光度関数とかすかな端のターンオーバーに対する制約
| Title |
z~2-9_Galaxies_Magnified_by_the_Hubble_Frontier_Field_Clusters_II:_Luminosity_Functions_and_Constraints_on_a_Faint-End_Turnover |
| Authors |
R.J._Bouwens,_G.D._Illingworth,_R.S._Ellis,_P.A._Oesch,_M._Stefanon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11526 |
HFFクラスターの背後にある2500を超えるレンズ銀河のサンプルから、z=2-9での残りのUV光度関数（LF）から非常に低い光度（>-14等）までの新しい決定を提示します。初めて、赤方偏移範囲z=2-9でのブランクフィールドの結果と完全に一致するレンズサンプルからのかすかな端の傾斜の結果を提示しますが、ブランクフィールドの研究から可能な場合よりもはるかに低い光度に達します。深いレンズのサンプルと大きなブランクフィールドのサンプルを組み合わせることで、z=2-9UVLFのかすかな端のスロープアルファとその進化に厳しい制約を設定できます。宇宙論的時間（d（alpha）/dz=-0.11+/-0.01）で、-2.28+/-0.10（z=9）から-1.53+/-0.03（z=2）までのアルファの滑らかな平坦化を見つけます。暗黒物質ハローの蓄積と完全に一致しています。これらの新しい結果を利用して、z〜9からz〜2までの-13等の明るいUV光度密度rho（UV）の進化の新しい測定値を提示します。LFの結果が示すかすかな光度に対するSFR密度を考慮すると、z>〜4では不明瞭な星形成がSFR密度を支配し、その後は不明瞭な星形成が支配的であることがわかります。レンズ付きHFFサンプルを使用してLFの微弱端勾配アルファを正確に定量化できることを示したので、曲率パラメーターデルタを介してUVLFの形状の見かけの曲率も定量化します。曲率デルタの制約により、z〜3で-13.1等、z〜6で-14.3等、z〜9からz〜2までの他のすべての赤方偏移で-15.5等の明るい方向へのターンオーバーの存在が強く除外されます。。
IllustrisTNGシミュレーションにおける銀河、グループ、クラスターのスニヤエフ・ゼルドビッチ効果とX線スケーリング関係
| Title |
Sunyaev-Zel'dovich_effect_and_X-ray_scaling_relations_of_galaxies,_groups_and_clusters_in_the_IllustrisTNG_simulations |
| Authors |
Ana-Roxana_Pop,_Lars_Hernquist,_Daisuke_Nagai,_Rahul_Kannan,_Rainer_Weinberger,_Volker_Springel,_Mark_Vogelsberger,_Dylan_Nelson,_R\"udiger_Pakmor,_Annalisa_Pillepich,_Paul_Torrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11528 |
銀河団ガス（ICM）の観測可能な熱力学的特性は、AGNフィードバックとハローの重力崩壊の間の複雑な相互作用を反映しています。IllustrisTNGプロジェクトの大容量TNG300シミュレーションを使用して、銀河から大規模な銀河団（$M_{\rm500crit}$$\in[10^{12}$M$_{\odot}-2\times10^{15}$M$_{\odot}$]）。観測技術と整合性のある方法を使用して、シミュレートされたハローの模擬X線観測を生成します。したがって、ソフトバンドX線光度、分光温度、ガス質量分率、ハロー質量の関数としての$Y_{\rmX}$と$Y_{\rmSZ}$の間のスケーリング関係を調査し、IllustrisTNGと観察された関係の間に幅広い合意を見つけます。私たちの結果は、推定された質量によって導入された散乱とバイアス、したがってシミュレーションを現在のX線観測と比較するときにシミュレートされたICMプロパティを観測可能な空間に変換することの重要性を強調しています。サンプルのハロー質量の範囲が広いため、質量が3桁にわたるX線とSZのスケーリング関係の形状に関する新しい洞察が得られます。私たちの調査結果は、$z=0$スケーリング関係の中断の強力な証拠を示しています。このブレークの位置、ブレークの周りの遷移領域の幅、およびハロー質量への勾配依存性をロバストにキャプチャする、滑らかにブレークしたべき乗則モデルを紹介します。私たちの結果は、次世代のサブグリッドブラックホールフィードバックモデルに情報を提供し、進行中および将来の観測調査の予測を提供します。
JWST時代のMgII：ライマン連続体脱出のプローブ？
| Title |
MgII_in_the_JWST_Era:_a_Probe_of_Lyman_Continuum_Escape? |
| Authors |
Harley_Katz,_Thibault_Garel,_Joakim_Rosdahl,_Valentin_Mauerhofer,_Taysun_Kimm,_J\'er\'emy_Blaizot,_L\'eo_Michel-Dansac,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz,_and_Martin_Haehnelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11534 |
ライマン連続体（LyC）の脱出率の進化に対する限定的な制約は、再電離の歴史の理論的決定における主要な不確実性の1つを表しています。介在する銀河間媒体（IGM）のため、再電離の時代に直接LyC光子を観測する可能性はほとんどありません。このため、LyCエスケープの複数の間接プローブが特定されており、そのうちのいくつかは低赤方偏移のLyCリーカー（例：O32）を特定するために使用され、その他は主に$z>6$（例：[OIII]/[CII）]遠赤外線放射）。最近、2796$\dot{\rmA}$および2803$\dot{\rmA}$での共鳴MgIIダブレット放射のフラックス比、およびMgII光学的厚さが、LyCリークの理想的な診断として提案されました。JWSTでは$z>6$で採用されます。CLOUDYと共鳴線放射伝達で後処理された最先端の宇宙放射線流体力学シミュレーションを使用して、MgIIが実際にLyC漏れの有用なプローブであるかどうかをテストします。私たちのシミュレーションは、LyC脱出率が高い明るい星形成銀河の大部分は、$z=6$の吸収体ではなく、MgIIエミッターであると予想されることを示しています。ただし、MgIIダブレットフラックス比は、中性水素よりもダストのより感度の高い指標であり、LyCリークインジケーターとしての使用を光学的に薄い領域の銀河のみに制限していることがわかります。その共鳴的な性質を考えると、MgIIは、今後のJWST観測で、高赤方偏移銀河の複雑な運動学の刺激的なプローブになることを示しています。
温度依存IMFIの意味：フォトメトリックテンプレートフィッティング
| Title |
Implications_of_a_Temperature_Dependent_IMF_I:_Photometric_Template_Fitting |
| Authors |
Albert_Sneppen,_Charles_L._Steinhardt,_Hagan_Hensley,_Adam_S._Jermyn,_Basel_Mostafa,_John_R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11536 |
普遍的な恒星の初期質量関数（IMF）は、星形成の理論モデルから期待されるべきではありませんが、可変IMFの決定的な観測証拠はほとんど明らかにされていません。この論文では、IMFのパラメータ化がCOSMOS2015カタログのフォトメトリックテンプレートフィッティングに導入されています。結果として得られる最適なテンプレートは、IMFの体系的な変化を示唆しており、ほとんどの銀河は天の川よりも星の種族が最も重い星の種族を示しています。固定赤方偏移では、IMFの範囲はごくわずかであり、典型的なIMFは、赤方偏移の増加に伴って次第にトップヘビーになります。さらに、ULIRGの亜集団、静止銀河および星形成銀河は、星の種族のフィードバックの予測と比較され、塵の温度の進化と明確な定性的な類似性を示しています。
MUSUBI（MegaCam Ultra-deep Survey：$ u ^ \ ast $-Band
Imaging）-COSMOSおよびSXDSフィールドのデータ
| Title |
MUSUBI_(MegaCam_Ultra-deep_Survey:_$u^\ast$-Band_Imaging)-Data_for_the_COSMOS_and_SXDS_Fields |
| Authors |
Wei-Hao_Wang_(1),_Sebastien_Foucaud_(2),_Bau-Ching_Hsieh_(1),_Hung-Yu_Jian_(1),_Lihwai_Lin_(1),_Yen-Ting_Lin_(1),_Jean_Coupon_(3),_Yasuhiro_Hashimoto_(4),_Masami_Ouchi_(5,6,7),_Kazuhiro_Shimasaku_(8,9),_Youichi_Ohyama_(1),_Keiichi_Umetsu_(1),_Shiang-Yu_Wang_(1),_Tzu-Ching_Chang_(10,11,1)_((1)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_(2)_Department_of_Astronomy,_Shanghai_Jiao_Tong_University,_(3)_Astronomy_Department,_University_of_Geneva,_(4)_Department_of_Earth_Sciences,_National_Taiwan_Normal_University,_(5)_5Institute_for_Cosmic_Ray_Research,_The_University_of_Tokyo,_(6)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(7)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe_(WPI),_University_of_Tokyo,_(8)_Department_of_Astronomy,_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_(9)_Research_Center_for_the_Early_Universe,_The_University_of_Tokyo,_(10)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(11)_California_Institute_of_Technolog) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11546 |
SUBARHyperSuprime-Cam（HSC）StrategicSurveyは、銀河の進化と構造形成のための最新世代のマルチバンド光学イメージング調査です。HSC調査の「超深度」コンポーネントは、$\sim3.4$deg$^2$を超える$grizy$ブロードバンド画像を、狭帯域画像とともに$\sim26$-28ABの検出限界まで提供します。COSMOSおよびSXDSフィールドで。これらの画像は、$z\sim7$までの研究銀河に対して、これまでにない深さと面積の組み合わせを提供します。ただし、$<4000$Angでのカバレッジの欠如は、$z\lesssim3$でのレストフレームUVのサンプリングが不完全であることを意味します。これは、後の宇宙論的時間での恒星質量の蓄積を理解するために非常に必要です。CFHTMegaCamを使用して、2つのHSCUltra-Deepフィールドで複数年にわたるCFHT$u^\ast$バンドイメージングキャンペーンを実施しました。より浅いアーカイブデータを含めることにより、COSMOSフィールドとSXDSフィールドの中心でそれぞれ$u^\ast=28.1$と28.4（AB）の5$\sigma$の深さに到達し、$u^\ast=27.7$中央の1deg$^2$フィールドで27.8。画質は$\gtrsim0.90$arcsecで、$u^\ast$バンドにはかなり適しています。私たちのデータの測光と位置天文学の両方の品質は優れています。$u^\ast$バンドとHSCデータの組み合わせにより、$z=0$-3で高品質の測光赤方偏移が発生し、$0.4<z<で銀河の静止フレームUVのロバストな測定が可能になることを示します。緑の谷の銀河を星形成銀河や静止銀河と区別するための0.6ドル。科学研究にすぐに使用できる、縮小された$u^\ast$バンドの画像とリファレンスカタログを公開しています。
| Title |
The_star-formation_rates_of_QSOs |
| Authors |
M._Symeonidis,_N._Maddox,_M.J._Jarvis,_M.J._Michalowski,_P._Andreani,_D.L._Clements,_G._De_Zotti,_S._Duivenvoorden,_J._Gonzalez-Nuevo,_E._Ibar,_R.J._Ivison,_L._Leeuw,_M.J._Page,_R._Shirley,_M.W.L._Smith_and_M._Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11645 |
Herschel-ATLASのSPIREデータを使用して、0.5<z<2.65の赤方偏移範囲からlog[nuLnu、2500（erg/s）]>44.7までの5391個の光学的に選択されたQSOのサンプルの遠赤外線特性を調べます。サンプルを74個の光度-赤方偏移ビンのグリッドに分割し、各ビンの平均光赤外線スペクトルエネルギー分布（SED）を計算します。固有のAGNテンプレートをAGN光パワー（5100A）に正規化することにより、全赤外線放射（L_IR;8-1000um）をAGN（L_IR、AGN）と星形成成分（L_IR、SF）に分解します。L_IRへのAGNの寄与は、平均QSOSEDの「遠赤外線バンプ」の減少として現れるAGNパワーの関数として増加することがわかります。L_IR、SFはAGNパワーと相関しないことに注意してください。AGNホスト銀河の平均星形成率（SFR）は赤方偏移のみの関数であり、z〜0での〜6Msun/yrからz〜2.6での<200Msun/yrのプラトーの範囲です。私たちの結果は、SFRの代用としての遠赤外線放射の精度がAGNの光度の増加とともに低下することを示しています。任意の赤方偏移で、赤外線輝度（単色または全）とAGNパワー（光学またはX線）の間で観測された傾向は、2つの成分の合計である単純なモデルによって説明できることを示します：（A）星形成からの赤外線放射、AGNパワーとは相関関係がなく、（B）AGNからの赤外線放射、光学またはX線のAGNパワーに正比例します。
ステラストリームと機械学習を使用した銀河の加速のグラフ化
| Title |
Charting_Galactic_Accelerations_with_Stellar_Streams_and_Machine_Learning |
| Authors |
Jacob_Nibauer,_Vasily_Belokurov,_Miles_Cranmer,_Jeremy_Goodman,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11767 |
恒星の流れの位相空間測定から銀河の加速場を再構築するためのデータ駆動型の方法を提示します。私たちのアプローチは、位相空間でのストリームへの柔軟で微分可能な適合に基づいており、ストリームに沿った加速度ベクトルの直接推定を可能にします。局所的な加速場の再構築は、いくつかの流れのそれぞれに独立して適用することができ、スケールの範囲にわたって基礎となる銀河の可能性のために加速場をサンプリングすることができます。重力ポテンシャルのモデルを事前に採用する必要がないため、私たちのアプローチは以前の研究とは方法論的に異なります。代わりに、柔軟なニューラルネットワークベースのモデルは、ストリームが単一の恒星軌道を描くと仮定するのではなく、局所的に類似したエネルギーの混合を伴う軌道のコレクションとしてストリームを扱います。したがって、私たちのアプローチでは、実際の恒星のストリームの場合のように、ストリームの異なる領域が異なる平均エネルギーを持つことができます。加速度ベクトルがストリームに沿ってサンプリングされると、銀河ポテンシャルの標準的な解析モデルを迅速に制約できます。私たちの方法は、シミュレートされた恒星の流れに適用されたときに、グラウンドトゥルースの3軸対数ハローポテンシャルの正しいパラメーターを回復することがわかります。あるいは、標準的な多重極展開も制約できるものの、柔軟なポテンシャルをニューラルネットワークで制約できることを示します。私たちのアプローチは、単純な重力ポテンシャルと複雑な重力ポテンシャルの両方に適用でき、ゆっくりと相混合する潮汐破片の測定を使用して、完全にデータ駆動型の観点からポテンシャルを再構築できます。
RRAqlおよびMiraPL関係のVLBA三角視差
| Title |
A_VLBA_Trigonometric_Parallax_for_RR_Aql_and_the_Mira_PL_Relation |
| Authors |
Yan_Sun,_Bo_Zhang,_Mark_J._Reid,_Shuangjing_Xu,_Shiming_Wen,_Jingdong_Zhang,_Xingwu_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11922 |
ミラ型変光星RRAqlに向けた22GHzH$_{2}$Oおよび43GHzSiOメーザーのVLBA観測を報告します。SiOメーザーの放射を円形リングに当てはめることにより、RRAqlの絶対恒星位置を推定し、$\approx1$masの共同不確実性の範囲内でガイア位置天文学との一致を見つけます。メーザー位置天文学を使用して、距離410$^{+12}_{-11}$pcに対応する2.44$\pm$0.07masの年周視差を測定します。メーザー視差は、ガイアEDR3視差1.95$\pm$0.11masから大幅に外れており、無線測定と光学測定の間の$3.8\sigma$張力を示しています。この張力は、このミラ型変光星のガイア位置天文精度を制限する光学的光中心変動によって引き起こされる可能性が最も高いです。RRAqlおよび他のミラの視差と赤外線の大きさを組み合わせて、MCMCサンプリングによるベイズアプローチとLMCからの-3.60$\pm$0.30の勾配の強い事前分布を使用して周期-光度関係を適合させます。$K$バンドのゼロ点（logP（days）=2.30で定義）は、VLBI視差を使用して-6.79$\pm$0.15等、ガイア視差を使用して-7.08$\pm$0.29等であることがわかります。ガイアのゼロ点は、より正確なVLBI値と統計的に一致しています。
注意の物語：NGC752の尾は主張されているよりはるかに長い
散開星団の潮汐尾の正確な範囲と内容を理解することは、フィールドスターが天の川にどのように存在するかについての有用な手がかりを提供します。GaiaEDR3データを使用して、散開星団NGC752の周囲のテールを再分析します。以前の分析と比較して、クラスターの周囲のはるかに広い領域を調べ、最初に収束点法を使用し、DBSCANを使用したクラスタリング分析を組み合わせます。433pc離れた場所にあり、Plummerプロファイルでよく説明されているクラスターは、非常に長く非対称の尾を持ち、空に260pc以上（先端から先端まで）伸びており、以前考えられていたよりも4倍大きく、2倍含まれていることがわかります。同じくらい多くの星。PETARで計算された数値モデルは、ガイドとして機能し、分析を確認します。尾はモデルからの予測に従いますが、尾はわずかに歪んでいるように見えます。これは、クラスターに銀河系の遭遇の複雑な歴史があったことを示している可能性があります。新しく開発されたコンパクトな収束方法に代替方法を適用すると、クラスターの潮汐尾を完全に追跡し、数千のパーセクと1,000を超える星をカバーする可能性があります。したがって、私たちの分析は、散開星団の研究に関する新しいウィンドウを開きます。散開星団の可能性は、将来のGaiaデータリリースで完全に解き放たれます。
星間氷粒子におけるアンモニア結合エネルギーの理論的分布：新しい計算フレームワーク
| Title |
Theoretical_distribution_of_the_ammonia_binding_energy_at_interstellar_icy_grains:_a_new_computational_framework |
| Authors |
Lorenzo_Tinacci,_Aurele_Germain,_Stefano_Pantaleone,_Stefano_Ferrero,_Cecilia_Ceccarelli,_Piero_Ugliengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11954 |
星間粒子上の分子の結合エネルギー（BE）は、星間物質（ISM）の化学進化において重要です。温度プログラム脱着（TPD）実験室実験と量子化学計算の両方で、これまでのところ、各分子のBEの値は1つしか提供されていません。穀物マントルを包む氷は構造的にアモルファスであり、それぞれが異なるBEを持つ可能性のある吸着サイトの多様性を生じさせるため、これは厳しい制限です。ただし、氷アモルファスの性質により、構造の詳細を知ることができず、一般的に受け入れられている原子氷モデルの開発が妨げられます。この作業では、水の降着による水を介した星間粒子マントルの形成を厳密に模倣する計算フレームワークを提案します。次に、その粒子上で、研究対象の分子の偏りのないランダムな（ただし再現性の高い）位置決めが実行されます。ここでは、分子ISMの遍在種であるNH$_3$のテストケースを紹介します。NH$_3$相互作用のローカルゾーンで高レベルの方法として機能するB97D3DFTと組み合わせた氷のクラスター全体を記述するための低レベルの方法として半経験的なxTB-GFN2を使用して、階層アプローチによって計算されたBE分布を提供します。最終的なZPE補正BEは、ONIOM（DLPNO-CCSD（T）//B97D3：xTB-GFN2）レベルで計算され、最高のコスト/精度比を保証します。予測されたNH$_3$BE分布の主なピークは、実験的なTPDおよび文献の計算データと一致しています。非常に低いBE値での2番目のブロードピークも存在し、これまで検出されたことはありません。それは、冷たいISMオブジェクトでも観察されるガス状NH$_3$の存在についての長年のパズルの解決策を提供するかもしれません。
遠赤外線輝線を持つ銀河の星間物質の診断II。 [C II]、[O I]、[O III]、[N II]、および[NIII]はz=6まで
| Title |
Diagnosing_the_interstellar_medium_of_galaxies_with_far-infrared_emission_lines_II._[C_II],_[O_I],_[O_III],_[N_II]_and_[N_III]_up_to_z=6 |
| Authors |
Andr\'es_Felipe_Ramos_Padilla,_Lingyu_Wang,_F._F._S._van_der_Tak,_Scott_Trager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11955 |
星間物質（ISM）でのガス冷却プロセスは、銀河で星形成プロセスがどのように発生するかを理解するための鍵です。遠赤外線（FIR）微細構造輝線は、ガスの状態を理解し、ISMのさまざまなフェーズを追跡するためのツールとして使用できます。宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、宇宙時間全体で最も重要な遠赤外線（FIR）輝線を$z=6$までモデル化します。星間放射場（ISRF）や金属量などのさまざまな物理的パラメーターがFIR線の光度によってトレースされるISM位相にどのように影響し、それらを星形成率（SFR）と結び付けるかを研究します。曇りのルックアップテーブルを使用してEAGLE宇宙シミュレーションを後処理することにより、物理的に動機付けられたISMの多相モデルを実装します。このモデルでは、ISMの4つのフェーズ、つまり、高密度分子ガス、中性原子ガス、拡散イオン化ガス（DIG）、およびHII領域を想定しています。私たちのモデルは、分析されたFIR輝線で観察された$z=6$までの光度とSFRの関係とよく一致しており、線形フィットも提供しています。私たちの予測は、さまざまな線比を含む診断図の観点からも観察結果と一致しています。[CII]は複数のISMフェーズをトレースしますが、FIRラインの最良のSFRトレーサーであり、[OIII]と[NII]はイオン化フェーズのDIG-HIIバランスを理解するために使用できます。さらに、[CII]/[OIII]や[NII/[OI]のような線比は、ISRF、金属量、特定の星形成率などのパラメーターを追跡するのに役立ちます。これらの結果は、ローカル宇宙から高$z$銀河へのFIR線放射の観測を解釈するのに役立ちます。
30ドラダスのSOFIA観測：II-磁場と大規模ガス運動学
| Title |
SOFIA_observations_of_30_Doradus:_II_--_Magnetic_fields_and_large_scale_gas_kinematics |
| Authors |
Le_Ngoc_Tram,_Lars_Bonne,_Yue_Hu,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Jordan_A._Guerra,_Pierre_Lesaffre,_Antoine_Gusdorf,_Thiem_Hoang,_Min-Young_Lee,_Alex_Lazarian,_B-G_Andersson,_Simon_Coude,_Archana_Soam,_William_D._Vacca,_Hyeseung_Lee,_Michael_Gordon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12084 |
大マゼラン雲の中心である30ドラダスは、明確なコアハロー構造を持つ複雑な領域です。恒星クラスターR$\、$136からのフィードバックは、外側の領域に複数のpcスケールの膨張シェルを作成し、イオン化源の近くに星雲コアを刻む主なエネルギー源であることが示されています。89、154、および214$\、\mu$mでのSOFIA/HAWC+による遠赤外線偏光観測から推測された30ドラダスの磁場（Bフィールド）の形態と強度を示します。B磁場の形態は複雑で、R$\、$136付近の屈曲構造を示しています。さらに、SOFIA/GREATの高スペクトルおよび角度分解能[\textsc{CII}]観測と、APEXのCO（2-1）を使用します。この領域の運動学的構造はB磁場の形態と相関しており、複数の膨張する殻の証拠を示しています。Davis-Chandrasekhar-Fermi法と構造関数を使用して推定された、Bフィールド強度マップは、89、154、および214$で最大600、450、および350$\、\mu$G以内のクラウド全体の変動を示しています。それぞれ\、\mu$m。30個のドラダス雲の大部分は臨界未満でAlfv\'enic以下であると推定しました。ガス密度の確率分布関数は、乱流が主に圧縮駆動されることを示していますが、プラズマベータパラメータは超音速乱流を示しています。R$\、$136からのフィードバックの下で、Bフィールドがクラウド構造の整合性を保持するのに十分であることを示します。超音速の圧縮乱流が局所的な重力崩壊を可能にし、新世代の星の形成を引き起こすことを提案します。ガス速度勾配は、これらの結果を確認する可能性があります。
UVCANDELS/COSMOSグループにおける主要な環境クエンチングプロセスの調査
| Title |
Investigating_the_Dominant_Environmental_Quenching_Process_in_UVCANDELS/COSMOS_Groups |
| Authors |
Maxwell_Kuschel,_Claudia_Scarlata,_Vihang_Mehta,_Harry_I._Teplitz,_Marc_Rafelski,_Xin_Wang,_Ben_Sunnquist,_Laura_Prichard,_Norman_Grogin,_Rogier_Windhorst,_Michael_Rutkowski,_Anahita_Alavi,_Nima_Chartab,_Christopher_J._Conselice,_Y._Sophia_Dai,_Eric_Gawiser,_Mauro_Giavalisco,_Pablo_Arrabal_Haro,_Nimish_Hathi,_Rolf_Jansen,_Zhiyuan_Ji,_Anton_Koekemoer,_Ray_A._Lucas,_Kameswara_Mantha,_Bahram_Mobasher,_Robert_W._O'Connell,_Brant_Robertson,_Zahra_Sattari,_L._Y._Aaron_Yung,_Romeel_Dave,_Duilia_DeMello,_Mark_Dickinson,_Henry_Ferguson,_Steven_L._Finkelstein,_Matt_Hayes,_Justin_Howell,_Sugata_Kaviraj,_John_W._Mackenty,_Brian_Siana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12169 |
$0.2<z<0.8$グループでの環境消光の支配的なプロセスを決定するために、グループの中心までの距離、赤方偏移、および恒星の質量に関して、銀河群内でクエンチされた銀河の割合がどのように変化するかを調べます。既存のマルチバンド測光に加えて、UVCANDELSプロジェクトからの新しいUVデータを使用して、zCOSMOS20kグループカタログからグループ銀河の新しい銀河の物理的特性を導き出します。分析をlog$（M_*/M_{\odot}）>10.56$グループ銀河の完全なサンプルに限定すると、赤方偏移が減少するにつれて、停滞している散在銀河の集団から分岐して、クエンチされる確率がゆっくりと増加することがわかります。クエンチされる確率がグループ内で時間とともにどのように増加するかに関する対応する分析は、支配的な環境クエンチングプロセスが遅い（$\sim$Gyr）タイムスケールによって特徴付けられることを示唆しています。約$4.91^{+0.91}_{-1.47}$Gyrsの消光時間が見られます。これは、絞扼の遅いプロセス（Larsonetal。1980）および遅延してから急速な消光（Wetzeletal。2013arXiv：1206.3571v2[astro-ph.CO]）。
潮汐破壊現象からのニュートリノ放出の時間依存的解釈
| Title |
Time-dependent_interpretation_of_the_neutrino_emission_from_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Walter_Winter,_Cecilia_Lunardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11538 |
3つの潮汐破壊現象（TDE）候補（AT2019dsg、AT2019fdr、AT2019aalc）は、マルチメッセンジャーのフォローアップで高エネルギー天体物理ニュートリノに関連付けられています。すべての場合において、ニュートリノ観測は、光紫外線（OUV）の光度の最大値のO（100）日後に発生しました。ニュートリノの遅延が統計的効果ではなく、破壊後のシステムの物理的スケールの結果である、これらのイベントの統一された完全に時間依存の解釈について説明します。X線と赤外線（IR）ダストエコーがすべての場合に観察されたことに注意して、準等方性ニュートリノ放出が中、中、高エネルギーエネルギーの加速陽子とX-との相互作用による3つのモデルを検討します。それぞれ、光線、OUV、およびIRフォトン。ニュートリノの時間遅延は、熱量測定アプローチで陽子の磁気閉じ込めを想定したX線モデル、および遅延がエコー光度の時間発展と直接相関しているIRモデルで十分に説明できることがわかります（モデルはここで開発されます）。OUVモデルは最高のニュートリノ生成効率を示します。3つのモデルすべてにおいて、推定されたSMBH質量が高く、赤方偏移が低いため、AT2019aalcで最も高いニュートリノフルエンスが予測されます。すべてのモデルは、観測と一致する拡散ニュートリノフラックスをもたらします。
NICERを使用したMAXIJ1348-630のタイプC準周期振動の変動性と位相遅れ
| Title |
Variability_and_phase_lags_of_the_type-C_quasi-periodic_oscillation_of_MAXI_J1348-630_with_NICER |
| Authors |
Kevin_Alabarta_(1_and_2),_Mariano_M\'endez_(1),_Federico_Garc\'ia_(1_and_3),_Valentina_Peirano_(1),_Diego_Altamirano_(2),_Liang_Zhang_(2_and_4),_Konstantinos_Karpouzas_(1_and_2)_((1)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_(2)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton,_(3)_Instituto_Argentino_de_Radioastronom\'ia_(CCT_La_Plata,_CONICET,_CICPBA,_UNLP),_(4)_Key_Laboratory_of_Particle_Astrophysics,_Institute_of_High_Energy_Physics,_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11581 |
MAXIJ1348-630の2019年の爆発およびNICERによる再フレア中の、タイプCの準周期的振動（タイプCQPO）の特性を調査します。タイプCQPOの特性の進化が、爆発の再燃中に研究されるのはこれが初めてです。再燃中のタイプCQPOの特性は、爆発中に他のブラックホールシステムで観察されたタイプCQPOの特性と類似していることがわかりました。これは、タイプCQPOの原因となる物理プロセスが、リフレアとバーストで同じであることを示しています。また、再燃中に観測された高周波広帯域成分の半値幅は、エネルギーによって大きく変化することもわかりました。タイプCQPOのエネルギー依存の二乗平均平方根の振幅と位相遅れを0.5keVから12keVまで調べました。フラクショナルrms振幅は2〜3keVまで増加し、その後このエネルギーを超えるとほぼ一定に保たれ、タイプCQPOのラグスペクトルは困難であることがわかりました。QPOrmsおよびラグスペクトルを駆動する放射メカニズムとしてのComptonisationのコンテキストで、フラクショナルrms振幅および位相ラグのエネルギー依存性について説明します。
セイファート1AGNNGC5940のXMM-NewtonおよびSwift観測
活動銀河核（AGN）の周りの降着流の物理学を精査することは、それらの放出メカニズムを理解するだけでなく、それらの周りのさまざまな領域の幾何学的および変動特性を制約できるようにするために重要です。軟X線の過剰（通常、支配的なX線べき乗則の連続体を超えて$\sim2\、\mathrm{keV}$の下で観測される）は、タイプ1SeyfertAGNで一般的に見られる、したがって容易に見られる1つの顕著な特徴です。これらのシステム周辺の降着流メカニズムの有用な診断を提供します。NGC5940はSeyfert1AGNであり、XMM-NewtonとSwiftの両方の観測で見られるように、$\sim2\、\mathrm{keV}$を下回る強力で顕著な軟X線過剰を示しています。データにモデルを適合させると、この機能は、イオン化された部分的な被覆、熱圧縮、およびぼやけた反射モデルによって同様に十分に説明できることが明らかになりました。他のモデルは手元のデータで決定的に除外することはできませんが、反射格子分光計（RGS）データに重要な広い鉄$K_{\alpha}$がないこと、および重要な放出/吸収線の特徴がないことを好む傾向がありますNGC5940の軟X線過剰の熱圧縮の起源。
中性子星合体におけるアクチニドの生成
中性子星合体イベントGW170817のマルチメッセンジャー検出により、合体は、高速中性子捕獲プロセス（$r$プロセス）を介して自然の重元素の大部分を生成する有望なサイトであることが確認されましたが、トランスリード核の生成に関連する多くの問題があります。-アクチニド-まだ答えられていない。この短いレビューペーパーでは、$r$プロセスでのアクチニド生成の一般的な要件と核物理学の入力の影響を要約します。また、将来のキロノバと$\gamma$線の観測によって調査される可能性のあるシグネチャ、金属の少ない星での豊富な散乱、存在による制約など、さまざまな観点から中性子星合体でのアクチニド生成に取り組む最近の取り組みについても説明します。太陽系における短命の放射性アクチニドの分析。
ブラックホール系におけるQPO現象のエネルギー依存性についてMAXIJ1535-571
| Title |
On_the_energy_dependence_of_the_QPO_phenomenon_in_the_black_hole_system_MAXI_J1535-571 |
| Authors |
Akash_Garg,_Ranjeev_Misra,_Somasri_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11899 |
ブラックホールシステムMAXIJ1535-571のAstroSat観測の以前の分析は、周波数が高エネルギースペクトル指数と相関している強力な準周期的振動（QPO）の存在を明らかにしました。ここでは、内側のホットコロナを備えたトランケートディスクから放出されたスペクトルをフィッティングし、他のスペクトルパラメータに対するQPO周波数依存性を調べ、QPOのエネルギー依存r.m.sとタイムラグをモデル化して、変動の原因となる物理スペクトルパラメータを特定します。QPOの場合。QPO周波数は、散乱率（つまり、コンプトン化されたソフトフォトンの割合）とも相関することがわかり、降着率と内部ディスク半径への依存性は、動的周波数であることと一致しています。ハードフォトンとソフトフォトンの間のタイムラグは、QPO周波数が2.2Hzを超える場合は負であり、値が小さい場合は正であるため、これはGRS1915+105に続く2番目のブラックホールシステムになります。エネルギー依存のタイムラグとr.m.sをモデル化するには、降着率、内側ディスク半径、および冠状動脈加熱率の相関変動が必要です。後者は、QPO周波数が2.2Hz未満で、変化する他の2つと比較してタイムラグがあります。値が高い場合は、符号（つまり、冠状熱の変動が降着率の変動に先行します）。結果の意味について説明します。
低質量X線連星4U1730$-$22での584.65Hzバースト振動の発見
| Title |
Discovery_of_a_584.65_Hz_Burst_Oscillation_in_the_Low_Mass_X-Ray_Binary_4U_1730$-$22 |
| Authors |
Zhaosheng_Li,_Wenhui_Yu,_Yongqi_Lu,_Yuanyue_Pan,_Maurizio_Falanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12037 |
タイプIのX線バースト振動は、バースト振動周波数がNSスピン速度に近い低質量X線連星（LMXB）の中性子星（NS）表面に放出される熱核によって駆動されます。この研究では、2022年3月20日に付着したNSLMXB4U〜1730--22から\textit{中性子星によって観測されたタイプIX線バーストの冷却テール中の584.65Hzでの振動の検出を報告します。InteriorCompositionExplorer}（\textit{NICER}）望遠鏡。振動信号は、584.65Hz付近に強いリーヒーパワー$P_{\rmm}\sim54.04$を示しました。これは、1回の試行と複数回の試行の信頼水準がそれぞれ$7.05\sigma$と$4.78\sigma$です。0.2〜10keV帯域の振動の折り返しパルスプロファイルは、振幅rmsが$（12.5\pm1.8）\％$の正弦波形状を示しました。ミリ秒X線パルサー（AMXP）の蓄積に見られる動作と同様に、冷却テール中に振動周波数がわずかな上向きのドリフト、つまり0.3Hz未満を示し、ソースが1.71ミリ秒で回転するAMXPである可能性があることを示しています。。
一般的なエンベロープジェット超新星（CEJSN）詐欺師イベントに対する赤色超巨星の応答
| Title |
The_response_of_a_red_supergiant_to_a_common_envelope_jets_supernova_(CEJSN)_impostor_event |
| Authors |
Nitzan_Ragoler,_Ealeal_Bear,_Ron_Schreier,_Shlomi_Hillel,_Noam_Soker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12056 |
一次元の恒星進化コードを使用して、エネルギーの注入と質量の除去に対する赤色超巨星（RSG）の応答をシミュレートします。RSG星のエンベロープに半年間入る非常に偏心した軌道上の中性子星（NS）の以前の三次元流体力学的シミュレーションに従って、注入するエネルギーと除去する質量の値を取ります。降着円盤を介して質量を降着させるときにジェットを発射します。注入されたエネルギーが〜1e47-1e48ergで、除去された質量が〜0.03-0.6Moの場合、RSGエンベロープは大きな半径に拡大することがわかります。したがって、NSは、この巨大な膨張したエンベロープ内を、最初のRSG半径の約2倍まで、さらに数か月間周回し続け、質量を蓄積し、ジェットを長期間発射し続けると予想されます。これらのレイトジェットは、NSが元のRSGエンベロープ内で発射するジェットよりも弱いですが、レイトジェットは実際には光度曲線により影響を及ぼし、数か月から数年の長い、明るい約1e8Loにつながる可能性があります。一時的なイベント。RSGは、約10年後に多かれ少なかれリラックスした構造に戻るため、NSの次のペリアストロン通過で別の一時的なイベントが発生する可能性があります。私たちの結果は、多くの不可解な一時的なイベントの原因となる可能性のある、すでに豊富な種類のジェット駆動の爆発/爆発に追加されます。
ハード状態と中間状態でのMAXIJ1535-571の反射スペクトルの分析
| Title |
Analysis_of_the_reflection_spectra_of_MAXI_J1535-571_in_the_hard_and_intermediate_states |
| Authors |
Yanting_Dong,_Zhu_Liu,_Youli_Tuo,_James_F._Steiner,_Mingyu_Ge,_Javier_A._Garc\'ia,_Xinwu_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12058 |
ブラックホールX線連星候補MAXIJ1535-571のNuSTARとHXMTデータのジョイントフィットに関する結果を報告します。観測は、爆発の上昇段階でソースがハード、ハード中間、およびソフト中間の状態を経て進化した2017年に取得されました。連続体成分を差し引いた後、X線反射の兆候がそれらの観測ではっきりと示されています。相対論的反射を詳細にモデル化することにより、内半径$R_{\rm{in}}$は、$R_{\rm{in}}\lesssim1.55R_{\rm{g}}$で比較的安定していることがわかります。3つの状態。これは、明るい硬い状態でも、内側の半径が最内安定円軌道まで伸びている可能性があることを意味します。$R_{\rm{in}}=R_{\rm{ISCO}}$を採用する場合、スピンパラメーターは90％の信頼度で$0.985_{-0.004}^{+0.002}$に制限されます（統計のみ）。最適な結果は、内側降着円盤の傾斜が$\sim70-74$度であることを示しています。これは、弾道ジェットの見かけの向き（$\leqslant$45度）と特に矛盾します。さらに、ハード状態からソフト状態への遷移中に、光子指数と電子温度の両方が上昇します。コロナは、LHSの高密度の低温から状態遷移後の希薄な高温に進化しているように見えます。これは、状態遷移がコロナ特性の進化を伴うことを示しています。
| Title |
Optical_polarization_signatures_of_black_hole_X-ray_binaries |
| Authors |
Vadim_Kravtsov,_Andrei_V._Berdyugin,_Ilia_A._Kosenkov,_Alexandra_Veledina,_Vilppu_Piirola,_Yasir_Abdul_Qadir,_Svetlana_V._Berdyugina,_Takeshi_Sakanoi,_Masato_Kagitani,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12121 |
偏光測定は、恒星のバイナリシステムを含む多くの天体物理学のオブジェクトで光放射を生成するジオメトリと物理メカニズムを精査するための手段を提供します。爆発中または静止（またはほぼ静止）状態で観測された、歴史的なブラックホールX線連星のサンプルの多波長（BVR）偏光測定研究の結果を提示します。銀河のさまざまな緯度にある長周期システムと短周期システムの両方を調査しました。固有の光源の偏光を確実に推定するために、光源の方向の星間偏光を注意深く分析しました。明るいソフト状態（MAXIJ0637-430および4U1957+115）で観測された光源では、固有偏光が小さい（<0.2％）ことがわかりました。それは、MAXIJ1820+070の上昇ハード状態で0.5％のレベルで有意であり、減衰ハード状態とその失敗した爆発の間は無視できることがわかりましたが、SwiftJ1357.2-0933は上昇ハード状態で存在しないことを示しました州。静止中に観測された3つの（XTEJ1118+480、V4641Sgr、V404Cyg）線源は、有意な固有偏光の証拠を示していませんが、MAXIJ1820+070は、実質的な（>5％）固有静止を示した唯一のブラックホールX線連星です。-青色スペクトルの状態偏光。光の波長に固有の分極がないため、静止ブラックホールX線連星の全スペクトルに対する非恒星（ジェット、ホットフロー、降着円盤）成分の潜在的な寄与に制約が課せられます。
X線パルサーSwiftJ1808.4-1754でのパルス位相過渡サイクロトロン線の発見と光学コンパニオンの識別
| Title |
Discovery_of_a_pulse-phase-transient_cyclotron_line_in_the_X-ray_pulsar_Swift_J1808.4-1754_and_identification_of_an_optical_companion |
| Authors |
Alexander_Salganik,_Sergey_S._Tsygankov,_Alexander_A._Lutovinov,_Anlaug_A._Djupvik,_Dmitri_I._Karasev,_and_Sergey_V._Molkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12140 |
この研究では、2014年の爆発中に収集されたNuSTARおよびSwift天文台からのデータに基づいて、0.8〜79keVのエネルギー範囲で十分に研究されていないX線パルサーSwiftJ1808.4$〜$1754の時間的およびスペクトル特性を調査しました。$909.73\pm0.03$sの周期の強い脈動が光源の光度曲線で検出され、パルスの割合は、エネルギーへの非単調な依存性を示し、局所的な最小値は約17〜22keVです。ほぼ同じエネルギーで最大値に達する、パルスプロファイルコンポーネントの1つで位相遅れが発見されました。線源のパルス位相平均スペクトルは、X線パルサーに典型的な高エネルギーで指数関数的なカットオフを持つべき乗則の形をしています。パルス位相分解分光法により、$\sim$21keVにパルス位相過渡サイクロトロン吸収線が存在することが明らかになり、$2.4\times10^{12}$Gの中性子星磁場を推定できるようになりました。これによりSwiftJ1808.4が作成されます。$-$1754は、狭い位相範囲のパルス位相過渡サイクロトロン線を持つ非常に小さなX線パルサーファミリーのメンバーです。北欧光学望遠鏡からのデータにより、システム内のIRコンパニオンの特性を調査し、おそらく5〜8kpcの距離にあるBe型星であると結論付けることができました。
相対論的ジェットと周囲媒体との間の相互作用の結果として、ラジオバンドからGeVエネルギーに及ぶガンマ線バースト（GRB）の残光放射が生成されます。一般に、放出の起源は、衝撃加速された電子からのシンクロトロン放射としてしっかりと識別されますが、逆コンプトン放出の役割、粒子加速メカニズム、環境およびGRBの特性など、多くの側面は十分に制約されていません。ジェット自体。TeVバンドへの残光放出の拡張は、何年にもわたって議論され、理論化されてきましたが、長い間、観測は避けられてきました。最近、チェレンコフ望遠鏡MAGICとH.E.S.S.残光放射が$100$\、GeVを超えて、少なくとも数TeVまで生成されることを明確に証明しました。TeVスペクトルウィンドウのアクセス可能性は、今後の施設CTA（{the}CherenkovTelescopeArray）によって大幅に改善されます。この総説では、最初にGRBの残光放出の現在のモデル、その制限、および未解決の問題を改訂します。次に、GRBからの非常に高いエネルギー放出の最近の検出とこの放射線の起源について説明します。残光放射の理解への影響と関連するプロセスの物理学への制約が深く調査され、将来の観測、特に{CTA天文台による}が、そのようなとらえどころのないソースの理解を向上させる上で重要な貢献をどのように期待できるかを示します。
| Title |
Gamma/Hadron_Separation_with_the_HAWC_Observatory |
| Authors |
R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.D._\'Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_R._Babu,_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_O._Chaparro-Amaro,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_C._de_Le\'on,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_R.W._Ellsworth,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_M._Fern\'andez_Alonso,_N._Fraija,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_S._Kaufmann,_G.J._Kundem_A._Lara,_W.H._Lee,_J._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_V._Marandon,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M.U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_L._Olivera-Nieto,_N._Omodei,_A._Peisker,_Y._P\'erez_Araujo,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_E._Ruiz-Velasco,_H._Salazar,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_P.M._Saz_Parkinson,_J._Serna-Franco,_A.J._Smith,_R.W._Springer,_O._Tibolla,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_R._Turner,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_X._Wang,_I.J._Watson,_F._Werner,_E._Willox,_J._Wood,_A._Zepeda,_H._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12188 |
高高度水チェレンコフ（HAWC）ガンマ線天文台は、300GeVから100TeVを超えるエネルギーの入射ガンマ線と宇宙線によって生成された大気シャワーを観測します。HAWCのような地上ベースのガンマ線検出器を使用してガンマ線源を分析する際の重要な段階は、ガンマ線またはハドロンによって生成されたシャワーを特定することです。HAWC天文台は、毎秒約25,000のイベントを記録し、ハドロンがこれらのイベントの大部分（$>99.9\％$）を表しています。HAWCの標準的なガンマ/ハドロン分離技術は、2つのパラメータのみを含む単純な長方形のカットを使用します。この作業では、機械学習手法（ブーストされた決定木とニューラルネットワーク）を介した、より高度なガンマ/ハドロン分離手法の実装について説明し、HAWCで得られたガンマ/ハドロン分離の改善結果を要約します。
ニューラルネットは、特に宇宙論における次の世代の銀河調査のために、パラメータの推論を加速するために人気があります。ニューラルネットは本質的に近似的であるため、パラメータ推論のバイアスを回避するために、ニューラルネットの近似誤差をどのように伝播するかが繰り返し問題になります。ニューラルネットの近似誤差を伝播し、それによってパラメータ推論をバイアス除去するためのベイズ解を提示します。ニューラルネットが検証フェーズ中に近似誤差を報告することを利用します。このように報告された近似誤差を最高次の要約統計量を介してキャプチャし、推論中のニューラルネットのバイアスを排除し、その不確実性を伝播できるようにします。私たちの方法が迅速に実装され、強くバイアスされたニューラルネットに対してもパラメータをうまく推測できることを示します。要約すると、私たちの方法は、無限に正確な理論コードに基づいて計算できない場合に、事後の精度を判断するための欠落した要素を提供します。
LISAパスファインダーの一時的な加速イベント：特性と考えられる物理的起源
| Title |
Transient_acceleration_events_in_LISA_Pathfinder:_properties_and_possible_physical_origin |
| Authors |
LISA_Pathfinder_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11938 |
LISAパスファインダーの加速度差データで1日あたり約1回の割合で検出された、一時的なイベントまたはグリッチの詳細な分析を示します。これらのグリッチは、2つのかなり異なるカテゴリに分類されることを示します。一方の干渉計モーション読み出しの高速トランジェントと、もう一方の真の力トランジェントイベントです。前者は高速で、通常の状態ではまれです。秒は数秒から数時間続く場合があり、グリッチの大部分を構成します。磁場、温度、その他の動的変数などの他の時系列との相互分析を含む、両方のカテゴリの物理的および統計的特性の分析を提示します。これらの分析に基づいて、フォースグリッチの考えられる原因について説明し、最も可能性の高いものを特定します。その中で、テストマスを取り巻くガス放出環境が際立っています。これらの調査結果がLISAの設計と運用に与える影響、および分析によって未解決のままになっているいくつかの質問を明確にすることを目的とした、現場で実施される可能性のある実験的研究を含むいくつかのリスク軽減策について説明します。
ケフェウス座ベータ星ベータクルシスにおける非放射状振動モードの偏光検出
| Title |
Polarimetric_detection_of_nonradial_oscillation_modes_in_the_beta_Cephei_star_beta_Crucis |
| Authors |
Daniel_V._Cotton,_Derek_L._Buzasi,_Conny_Aerts,_Jeremy_Bailey,_Siemen_Burssens,_May_G._Pedersen,_Dennis_Stello,_Lucyna_Kedziora-Chudczer,_Ain_De_Horta,_Peter_De_Cat,_Fiona_Lewis,_Sai_Prathyusha_Malla,_Duncan_J._Wright,_Kimberly_Bott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11679 |
ここでは、ケフェウス座ベータ星ベータクルシスの非放射モードによる偏光変動の検出について報告します。そうすることで、脈動によって誘発される分極変動の40年前の予測と、モード識別のための星震学におけるその有用性を確認します。他のベータCep星に適したアプローチでは、偏光測定と宇宙ベースの測光およびアーカイブ分光法を組み合わせて、偏光測定の主要な非放射モードf2をl=3、m=-3（Dziembowskiのm-convention）として識別します。恒星軸の位置角を25（または205）+/-8度と決定します。視線に対する回転軸の傾きは、約46度偏光測定と分光法の組み合わせから、追加のモードの識別を容易にし、アテローム地震モデリングを可能にします。これは、14.5+/-0.5太陽質量の星と約を含む対流コアを明らかにします。その質量の28％-ベータクルシスを星震学時代の最も巨大な星にしています。
太陽コロナ質量放出の3つの部分からなる構造の統一された説明に向けて
| Title |
Toward_a_Unified_Explanation_for_the_Three-part_Structure_of_Solar_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
Hongqiang_Song,_Leping_Li,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11682 |
コロナ質量放出（CME）は、磁束ロープ（MFR）の噴火に関連しています。これは通常、活動領域ではホットチャネルとして、静かな太陽領域では冠状空洞として現れます。CMEは、明るい前面、暗い空洞、明るいコアなど、白色光のコロナグラフで画像化すると、下部コロナに古典的な3つの部分からなる構造を示すことがよくあります。明るいコアと暗い空洞は、数十年の間、それぞれ噴火した隆起とMFRと見なされてきました。ただし、最近の研究では、プロミネンスとホットチャネルMFRの両方をCMEコアとして観察できることが明確に示されています。現在の研究では、2010年10月7日の冠状突起空洞の噴火から生じた3部構成のCMEが、地球からのエッジオンと太陽地球関係観測所（STEREO）からの正面の2つの視点からの観測で示されています。。私たちの観察結果は、2つの重要な結果を示しています。（1）初めて、噴出する冠状空洞は、ホットチャネルの形態に類似した極紫外線通過帯域のチャネルのような構造として記録され、ウォームチャネルと呼ばれます。（2）極紫外線パスバンドのプロミネンスとウォームチャネルMFR（冠状空洞）の両方が、STEREO-Aの白色光コロナグラフのCMEコアに進化します。結果は、プロミネンスとMFR（ホットまたはウォームチャネル）の両方が明るいコアの原因であるCMEの3つの部分からなる構造の統一された説明に向かって進んでいることをサポートしています。
LAMOST-MRS調査からのバイナリの質量比分布
| Title |
Mass-Ratio_Distribution_of_Binaries_From_the_LAMOST-MRS_Survey |
| Authors |
Jiangdan_Li,_Jiao_Li,_Chao_Liu,_Chunqian_Li,_Yanjun_Guo,_Luqian_Wang,_Xuefei_Chen,_Lifeng_Xing,_Yonghui_Hou,_and_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11734 |
バイナリの進化は、天体物理学の発展に不可欠な重要なオブジェクトの形成につながりますが、バイナリの集団の統計的特性はまだよくわかっていません。LAMOST-MRSは、特に質量比分布とバイナリフラクションについて、バイナリ母集団の特性を研究するための星の大規模なサンプルを提供しています。スペクトルから得られた結果に基づいてバイナリシステムの質量比を導出するために、ピーク振幅比（PAR）アプローチを考案しました。相互相関関数（CCF）を計算することにより、導出された質量比とバイナリシステムのPARとの関係を確立しました。LAMSOTDR6およびDR7から得られたスペクトル観測を利用することにより、PARアプローチを適用して、スペクトルタイプに対する連星システムの導出された質量比の分布を形成しました。質量比の分布を調査するために、0.6〜1.0ドルの範囲内の質量比を選択しました。べき乗則フィッティングにより、A-、F-、およびGのパワーインデックス$\gamma$値$-0.42\pm0.27$、$0.03\pm0.12$、および$2.12\pm0.19$を取得しました。それぞれ、サンプルで識別されたタイプの星。導出された$\gamma$値は、一次星の質量が低くなる傾向が強く、Gタイプのバイナリは双子の方が多い傾向があります。A、F、Gバイナリのサンプルの近いバイナリ分数（$P\lesssim150\、{\rmd}$および$q\gtrsim0.6$の場合）は、$7.6\pm0.5\％$、$4.9\pm0.2です。それぞれ\％$と$3.7\pm0.1\％$。PARアプローチは、星の大規模な分光学的調査に適用できることに注意してください。
恒星冠状ループにおける遅い磁気音響振動
重力成層を伴う恒星冠状ループの遅い磁気音響振動は、固有値と固有関数の境界値問題の数値解法で分析されます。この研究では、共振周期のみに焦点を当てています。遅い磁気音響振動の特性に及ぼす重力成層、星の質量、ループ温度、およびループ長の影響を調査します。層状ループと非層状ループの間の不一致は、速度摂動よりも密度摂動の方が高いことが示されています。星の質量が大きく、冠状温度が高く、ループが長い場合、成層ループの密度摂動は調和関数とは大きく異なります。階層化ループの期間は、非階層化ループよりもわずかに長くなります。私たちのモデルで計算された周期（14-644分）は、軟X線（2-70分）と白色光（8-390分）の両方で観測された恒星の準周期的な脈動の周期と一致しています。
冠状磁場を診断するためのFUVおよびEUVのスペクトル線
遠紫外線（FUV）および極紫外線（EUV）波長範囲のスペクトル線の診断機能は、太陽コロナのプローブベクトル磁場に対するハンレとゼーマンの感度の観点から調査されます。対象となる温度範囲はlog$_{10}（T）=5.5-6.3$です。縦方向のゼーマン効果による円偏光信号は、500〜1600\r{A}の波長範囲のスペクトル線に対して推定されます。FUVラインのストークス$V/I$信号は、10ガウスの縦電界強度に対して10$^{-4}$のオーダーであることがわかり、さらに10$^{-5}$に減少します。1200\r{A}未満の波長。このような低い信号のために、本研究は、異なるハンレ感度を有するが、冠状磁場ベクトルを精査するために同一のピーク形成温度を有するスペクトル線の組み合わせを見つけることを目的としている。ハンレ信号は、ゼーマン信号と比較して少なくとも1桁強いため、ハンレセンシティブラインの組み合わせの方が適しています。完全なベクトルに関する情報を導出するには、少なくとも2つのスペクトル線からのハンレ効果による直線偏光信号が必要です。この研究から、コロナベクトル磁場のプロービングに適した特定の温度範囲のハンレに敏感な線のペアが常に存在し、それらは波長の点で互いに近接して配置されていることがわかります。
フレアと噴火によって励起された冠状ループの横振動の研究
| Title |
Study_of_transverse_oscillations_in_coronal_loops_excited_by_flares_and_eruptions |
| Authors |
Sandra_M._Conde_C,_Rekha_Jain,_and_Vera_Jatenco-Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12063 |
2つの離れた（時間的および空間的の両方の）フレアの活動期間中の横方向ループ振動の周期性の測定値を提示します。振動は、ループの目に見えるフットポイントから100mm以上離れた同じ場所で観察されます。いくつかの可能な励起源の証拠が提示されます。綿密な調査の結果、フレア活動中の噴火が振動の誘発に重要な役割を果たしていることがわかりました。時間距離、高速フーリエ変換、およびウェーブレット手法を使用して周期性を調査します。ループの近くのさまざまな励起源と振幅の変化する性質にもかかわらず、複数の振動の周期性は4〜6分であることがわかります。
| Title |
Pre-Supernova_Alert_System_for_Super-Kamiokande |
| Authors |
Super-Kamiokande_Collaboration:_L._N._Machado,_K._Abe,_Y._Hayato,_K._Hiraide,_K._Ieki,_M._Ikeda,_J._Kameda,_Y._Kanemura,_R._Kaneshima,_Y._Kashiwagi,_Y._Kataoka,_S._Miki,_S._Mine,_M._Miura,_S._Moriyama,_Y._Nakano,_M._Nakahata,_S._Nakayama,_Y._Noguchi,_K._Okamoto,_K._Sato,_H._Sekiya,_H._Shiba,_K._Shimizu,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_S._Watanabe,_T._Yano,_P._de_Perio,_K._Martens,_M._R._Vagins,_J._Bian,_N._J._Griskevich,_W._R._Kropp,_S._Locke,_M._B._Smy,_H._W._Sobel,_V._Takhistov,_A._Yankelevich,_S._Han,_T._Kajita,_K._Okumura,_T._Tashiro,_T._Tomiya,_X._Wang,_J._Xia,_S._Yoshida,_G._D._Megias,_P._Fernandez,_L._Labarga,_N._Ospina,_B._Zaldivar,_B._W._Pointon,_R._Akutsu,_V._Gousy-Leblanc,_M._Hartz,_A._Konaka,_N._W._Prouse,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_et_al._(148_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09881 |
2020年に、スーパーカミオカンデ（SK）実験は、ガドリニウム（Gd）硫酸塩八水和物が検出器の水に追加された新しい段階（SK-Gd）に移行し、熱中性子の検出効率を高め、結果として感度を向上させました逆ベータ崩壊（IBD）相互作用からの低エネルギー電子反ニュートリノへ。SK-Gdは、コアの重力崩壊前に大質量星の冷却に関与する熱および核プロセスからの電子反ニュートリノを検出することにより、初期のコア崩壊超新星の早期アラートを提供する可能性があります。シリコン燃焼段階で放出されるこれらの超新星以前のニュートリノは、IBD反応のエネルギーしきい値を超える可能性があります。超新星前の星に対するSK-Gdの感度と、SK内のこれらのニュートリノの検出に基づく超新星前警報の開発に使用される手法、および高濃度の将来のSK-Gd相の見通しを示します。Gd。現在のSK-Gdフェーズでは、ベテルギウスの信頼性の高いアラートが、コア崩壊自体の最大9時間前に発行される可能性があります。
自由表面電磁流体力学波乱流の3次元直接数値シミュレーション
| Title |
Three-dimensional_direct_numerical_simulation_of_free-surface_magnetohydrodynamic_wave_turbulence |
| Authors |
Evgeny_Kochurin_(Skoltech),_Guillaume_Ricard_(MSC_(UMR\_7057)),_Nikolay_Zubarev_(LPI_RAS),_Eric_Falcon_(MSC_(UMR\_7057)) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11516 |
外部水平磁場にさらされた磁性流体の自由表面上の波乱流の三次元直接数値シミュレーションについて報告する。表面張力波乱流から異方性磁気表面張力波乱流への遷移は、増加する磁場で観察されます。十分に高い磁場では、波の乱流は非常に異方性になり、主に磁場の方向に垂直にカスケードし、現象論的モデルの予測とよく一致し、異方性のAlfv{\'e}n波の乱流と一致します。磁性流体の表面波はプラズマのAlfv{\'e}n波とは異なりますが、同様の波スペクトルスケーリングと同様の磁場依存分散波速度との強い類似性が見られます。
| Title |
Superradiant_Production_of_Heavy_Dark_Matter_from_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Nicol\'as_Bernal,_Yuber_F._Perez-Gonzalez,_Yong_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11522 |
回転するブラックホール（BH）は、超放射を介してエネルギーを周囲の環境に効率的に伝達できます。特に、粒子のコンプトン長がBHの重力半径に匹敵する場合、粒子の占有数を指数関数的に増幅することができます。この研究では、原始ブラックホール（PBH）の超放射不安定性が、質量が$\sim$1TeVを超える重いボソン暗黒物質（DM）の生成に及ぼす影響を調査します。さらに、ホーキング放出や紫外線凍結など、他の純粋に重力的な、したがって避けられないDM生成メカニズムとの相互作用を分析します。超放射は、ホーキング放出のみを考慮した場合と比較して、PBHによって生成されるDM密度を大幅に増加させる可能性があるため、より低い初期PBH密度が必要であることがわかります。
自己熱化するのに十分なほど強く自己相互作用する明暗セクター粒子の太陽放射を研究します。結果として生じる流出は、それ自体の熱圧力の下で加速して太陽系内の非常に相対論的なバルク速度になる流体のように振る舞います。通常の非相互作用シナリオと比較して、局所流出は少なくとも$\sim10^3$高い数密度を持ち、それに対応して粒子あたり少なくとも$\sim10^3$低い平均エネルギーを持ちます。この一般的な現象が、暗い光子を介して強く自己相互作用するミリチャージ粒子で構成される暗いセクターでどのように発生するかを示します。このモデルで出現するミリチャージされたプラズマ風は、新しい実験の方向性を促進する、斬新でありながら予測的な特徴を持っています。この現象は、最も単純なモデルから少し離れると、根本的に異なる結果につながる可能性があり、したがって、ダークセクター粒子の幅広い検索を動機付けることができることを示しています。
アーベル領域の壁の分類
アーベル離散対称性$Z_N$の自発的対称性の自発的対称性の破れからの領域壁について議論します。自発的対称性の破れ（SSB）につながるスカラーの対称性と電荷の割り当てに応じて、一連の異なる磁壁構造が予測されます。広く存在するタイプの磁壁は、フィールドスペースで隣接する縮退した磁壁を分離するものです。これらの壁を隣接壁と呼びます。$Z_N$項が$U（1）$項と比較して小さい場合、$U（1）$のSSBが最初に文字列を生成し、次に$Z_N$のSSBの後に文字列で囲まれた隣接壁が生成されます。$Z_3$より大きい対称性の場合、隣接していない真空が存在し、それらを分離している壁を非隣接壁と見なします。$U（1）$が適切な近似値である場合、これらの壁は不安定です。離散対称性が複数のステップで破られると、ある種類の壁が別の種類の壁で包まれた複雑な構造になります。一方、対称性が異なる方向に独立して破られる場合、異なる破砕チェーンから生成された壁は互いに見えなくなります。
相対論的ジェットにおける円偏光状態のスピン四つ組形式
活動銀河核（AGN）からの相対論的ジェットは、その独特の動的な性質と信じられないほどの放射力のために、高エネルギー天体物理学コミュニティで最大の関心を集めてきました。超大質量ブラックホールから発生し、同様にコンパクトで高密度の物体を蓄積します。相対論的ジェット形成に関する全体的なコンセンサスは、高いローレンツ因子で加速された流出は、システムの降着円盤と回転する巨大な中央物体の慣性系の引きずり効果との間の複雑な関係によって生成されると述べています。この論文は、スピン四つ組形式を使用して定義された円偏光状態が、中央エンジンから放出されるジェットの角運動量フラックスの記述に寄与する基礎を提供します。正の宇宙定数バックグラウンドを持つカー時空の表現は、スピンテトラッドフォームの定式化に使用されます。ジェット形成における未解決の問題と、将来の理論的記述を導くためにAGNの偏光測定を伴うマルチメソッド観測をどのように使用できるかについての議論も与えられます。
$ H_0$張力の救済策としての積分$F（R）$重力と鞍点条件
| Title |
Integral_$F(R)$_Gravity_and_Saddle_Point_Condition_as_a_Remedy_for_the_$H_0$-tension |
| Authors |
S._Nojiri,_S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11681 |
この作業では、$H_0$張力を解くための$F（R）$重力理論フレームワークを提供します。具体的には、スカラーテンソル理論との$F（R）$重力対応を利用することにより、それが満たされたときに$H_0$張力が緩和される条件を提供します。$H_0$張力を改善する条件は、対応する$F（R）$重力を制限し、ジョーダンフレームとアインシュタインフレームの両方で制約付き$F（R）$重力理論の理論的特徴を簡単に示します。$H_0$張力を改善できる条件は、再結合の近くの赤方偏移で発生する準安定デシッターポイントの存在に基づいています。この準安定デシッター真空は、ジョーダンフレームの$F（R）$重力の関数形式を制限します。また、$F（R）$重力を適切に選択することにより、$H_0$張力問題に対して提供される理論的解決策とともに、インフレ時代と後期加速時代の統一された説明を提供できることも示します。2つの余分なdeSittervacuaに関して。積分$F（R）$重力関数の新しいクラスを導入することにより、$F（R）$重力への新しいアプローチを提案します。これは、基本的な$F（R）$重力関数で表される通常のクラスよりも広い場合があります。。最後に、アインシュタインフレームのインフレダイナミクス形式について簡単に説明します。
テンソル摂動を伴うHo\v{r}ava-Lifshitz宇宙論におけるDeWitt波動関数
分析的にも数値的にも、テンソル摂動を伴うHo\v{r}ava-Lifshitz（HL）宇宙論において、古典的なビッグバンの特異点で消滅する、よく調整されたDeWitt波動関数を提示します。一般相対性理論では、テンソル摂動が考慮されると、DeWitt波動関数は正しく動作しません。これは本質的に、摂動の振幅が特異点で発散し、摂動膨張が完全に崩壊するためです。一方、HL重力では、摂動再正規化可能性に必要な高次元演算子により、テンソル摂動スケールが不変で、特異点まで規則的になることが知られています。この論文では、$d+1$次元のHL重力において、テンソル摂動のDeWitt波動関数が古典的なビッグバンの特異点の周りで実際に明確に定義されていることを分析的に示します。また、ビッグバンから宇宙の有限サイズまでのテンソル摂動に対する正常に動作するDeWitt波動関数を数値的に示します。
大きな宇宙定数の緩和後の再加熱
我々は、標準的なホットビッグバン宇宙に接続する再加熱の時代が続く、大きな真空エネルギーになるであろう緩和プロセスを組み込んだ初期のシナリオの宇宙論モデルを提示します。宇宙定数の微調整を回避することは、その運動項が時空曲率の逆乗によって変調されるスカラー場のダイナミクスによって達成されます。それが暗黒エネルギーへの放射補正に対して働いている間、このメカニズムだけで真空エネルギーだけでなく他のすべての物質の内容も一掃するでしょう。私たちの現在の作業は、エネルギーが最終的に再加熱セクターに転送されるヌルエネルギー条件違反セクターを利用することによってシナリオを完了することを目的としています。このプロセスの明確な例を提供し、したがって、無視できる宇宙定数で宇宙の熱履歴を実現する宇宙の開始の具体的なシナリオを提供します。
ドメイン壁からの重力波による左右対称性のプロービング
左右対称モデル（LRSM）のコンテキストで左右対称性の破れのスケールを精査する新しい方法を提案します。LRSMでは、右手フェルミ粒子は、新しく導入された$SU（2）_R$ゲージ対称性の下でダブレットとして変換されます。これは、離散パリティ対称性$\mathcal{P}$とともに、左右のセクターの同一のゲージ結合がモデルを左右対称にし、自発的対称性の破れを介した電弱相互作用におけるパリティ違反の動的な起源を提供します。$\mathcal{P}$の自発的な破壊は、初期の宇宙での磁壁の形成につながります。これらの壁は、明示的なパリティ破壊項を導入することによって不安定になると、壁の張力または自発的なパリティ破壊スケールと明示的な$\mathcal{P}$破壊項によって特徴付けられるスペクトルを持つ重力波（GW）を生成します。Planck抑制演算子に由来する明示的な$\mathcal{P}$破壊項を考慮すると、左右対称のスケールと近い将来のGW実験の感度との間に1対1の対応が得られます。これは、TeVスケールLRSMのコライダーおよび低エネルギープローブを補完するだけでなく、異なるスペクトル形状、ピーク周波数、および対称性の破れのスケールを持つLRSMの1次相転移から生成されたGWも補完します。
