固有の整列を伴う宇宙せん断の赤方偏移要件
| Title |
Redshift_requirements_for_cosmic_shear_with_intrinsic_alignment |
| Authors |
Silvan_Fischbacher_(1),_Tomasz_Kacprzak_(1_and_2),_Jonathan_Blazek_(3)_and_Alexandre_Refregier_(1)_((1)_ETH_Zurich,_(2)_Swiss_Data_Science_Center,_(3)_Northeastern_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01627 |
固有アライメント（IA）モデリングと測光赤方偏移推定は、弱いレンズ効果の調査における体系的な不確実性の主な原因の2つです。赤方偏移エラーの影響と、さまざまなIAモデルとの相互作用を調査します。一般に、赤方偏移ビンの平均$\delta_z$と幅$\sigma_z$のエラーは、どちらも宇宙論的制約の偏りにつながる可能性があります。ただし、このようなバイアスは、$\delta_z$と$\sigma_z$を無視することによって部分的にしか解決できないことがわかります。ステージIIIの調査では、統計が限られているため、$\delta_z$と$\sigma_z$を適切に制約することはできません。したがって、結果として生じるバイアスは、以前のボリューム効果に敏感です。ステージIVの調査では、赤方偏移パラメーターを無視することで影響があり、バイアスが減少することがわかります。ステージIIIとステージIVの両方の調査について、$\sigma_z$と$\delta_z$の不確実性に関する要件を導き出します。$S_8$の赤方偏移の系統誤差は統計誤差の半分未満であり、バイアスの中央値は$0.25\sigma$よりも小さい必要があると想定しています。ステージIIIの調査によるNLAIAモデルの場合、$\delta_z$の不確実性は$\lesssim0.025$でなければならないことがわかります。$\sigma_z$の場合、大きな不確実性$\leq0.3$でも要件が満たされます。TATTIAモデルの場合、$\delta_z$の不確実性は$\lesssim0.02$である必要があり、$\sigma_z$の不確実性は$\lesssim0.2$である必要があります。ステージIV調査の場合、$\delta_z$の不確実性は$\lesssim0.005$である必要があり、$\sigma_z$の不確実性は$\lesssim0.1$である必要があり、IAモデルに大きく依存することはありません。この必要な高精度は、これらの将来の調査の赤方偏移キャリブレーションの課題になります。最後に、赤方偏移分類学とIAモデリングの間の相互作用が、宇宙せん断結果とCMB測定の間の$S_8$張力を説明できるかどうかを調査します。これが現在の$S_8$の緊張を説明する可能性は低いことがわかりました。
強い重力レンズの一般化されたモデルに依存しない特性評価VIII。局所レンズ特性を制約する自動マルチバンド特徴検出
| Title |
Generalised_model-independent_characterisation_of_strong_gravitational_lenses_VIII._automated_multi-band_feature_detection_to_constrain_local_lens_properties |
| Authors |
Joyce_Lin,_Jenny_Wagner,_and_Richard_E._Griffiths |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01630 |
このシリーズの以前の論文で確立されたように、強い重力レンズ効果によって引き起こされた非常に歪んだ拡大された複数の画像の観察可能物を使用して、画像位置での重力レンズの歪み特性を制限することができます。背景ソースが拡張され、複数の画像で解決される星形成領域などの下部構造が含まれている場合、少なくとも3つの複数の画像で一致できるすべての下部構造を使用して、レンズの局所的な歪み特性を推測できます。この作業では、手動の特徴選択をSExtractorforPythonに基づく自動特徴抽出に置き換え、その優れたパフォーマンスを示します。レンズの再構成を改善することを目的とした開発にもかかわらず、他のアプローチにも使用できます。ノイズが存在する場合の「画像位置」の定義に関する貴重な洞察は、キャリブレーションテストから得られます。銀河団CL0024の5画像構成とハミルトンの天体を含む3画像構成の観測に適用して、複数の波長帯の局所レンズ特性を個別に決定します。現在の信頼限界内では、それらはすべて互いに一貫しており、強いレンズの波長に依存しないことを裏付け、マイクロレンズやほこりによって引き起こされる偏差を検出するツールを提供します。
最も明るい銀河団とそのホストクラスターの動的進化：IllustrisTNGからの洞察
| Title |
Dynamical_Evolution_of_Brightest_Cluster_Galaxies_and_Their_Host_Clusters:_Insights_from_IllustrisTNG |
| Authors |
Jubee_Sohn,_Margaret_J._Geller,_Mark_Vogelsberger,_Josh_Borrow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01637 |
IllustrisTNG-300シミュレーションに基づいて、$z<2$での大規模なクラスターとそれらの最も明るいクラスター銀河（BCG）の間の動的スケーリング関係の赤方偏移の進化を調査します。$z=0$で$M_{200}>10^{14}$M$_{\odot}$の270個の大規模クラスターを選択し、マージツリーに基づいてそれらの祖先をトレースします。$z<2$をカバーする67個の赤方偏移スナップショットから、サブハロ速度分散を使用してクラスター速度分散（$\sigma_{cl}$）を計算します。また、BCGの恒星速度分散（$\sigma_{BCG}$）も計算します。$\sigma_{cl}$と$\sigma_{BCG}$はどちらも、宇宙が古くなるにつれて増加します。BCG速度分散は、クラスター速度分散よりもゆっくりと成長します。$z>1$の場合、$\sigma_{BCG}$は$\sigma_{cl}$に匹敵し、興味深い観測テストを提供します。$（\sigma_{BCG}/\sigma_{cl}）-\sigma_{cl}$スケーリング関係も導出します。関係の傾きは、高赤方偏移で急になります。$\sigma_{cl}$と$\sigma_{BCG}$のシミュレートされた赤方偏移の進化は、一般に、$z<0.3$で観測されたクラスターサンプルと一致しますが、ばらつきが大きくなります。将来の大規模な分光学的調査では、クラスターとそのBCGの両方の質量進化に対するシミュレーションの影響をテストします。
銀河団とCMBレンズからの更新されたニュートリノ質量制約-銀河相互相関測定
| Title |
Updated_neutrino_mass_constraints_from_galaxy_clustering_and_CMB_lensing-galaxy_cross-correlation_measurements |
| Authors |
Isabelle_Tanseri,_Steffen_Hagstotz,_Sunny_Vagnozzi,_Elena_Giusarma,_Katherine_Freese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01913 |
フルシェイプのBOSS銀河団[$P（k）$]データと、プランク宇宙マイクロ波背景放射（CMB）レンズ収束とBOSS銀河過密度マップ[$C^{\kappa\text{g}}_{\ell}$]、自動および相互相関におけるスケール依存銀河バイアスの単純だが理論的に動機付けられたモデルを使用相関測定。特に$P（k）$と$C^{\kappa\text{g}}_{\ell}$の測定値間の相関と共分散をより正確に処理することにより、いくつかの点で以前の関連作業を改善します。これらの測定値をPlanckCMBデータと組み合わせると、95％の信頼水準の上限が$\Sigmam_\nu<0.14\、{\rmeV}$であることがわかりますが、小規模のACTPolCMBデータを含めるとわずかに弱い制限が得られます。、私たちの期待に同意します。現在の銀河クラスタリングデータの精度を考慮して、（CMBデータと組み合わせると）完全な形状の情報コンテンツが再構築されたBAOピークの幾何学的情報コンテンツに匹敵するという以前の調査結果を確認し、推定バイアスとショットノイズの物理的重要性について説明しますパラメータを設定し、基礎となるモデルに対していくつかのロバスト性テストを実行します。$C^{\kappa\text{g}}_{\ell}$の測定値を含めることは、現在、結果として生じる$\Sigmam_{\nu}$制約の大幅な改善につながるようには見えませんが、逆のことが予想されます。近い将来の銀河クラスタリング測定に当てはまります。その形状情報コンテンツは、最終的には幾何学的コンテンツに取って代わります。
スタロビンスキーインフレーションの2次補正
高次の重力理論は、主にGR紫外線の完全性を探す高エネルギー物理学によって動機付けられた一般相対性理論（GR）の拡張です。それらは、高次の場の方程式につながるアインシュタイン-ヒルベルト作用に補正項が含まれていることを特徴としています。この論文では、スカラー曲率$R$、つまり$R^{2}$、$R^{3}$のみを含む2次までのすべての補正項で構築されたGR拡張によるインフレを調査することを提案します。、$R\squareR$。フリードマン宇宙論的背景の中でインフレーションを調査し、モデルの位相空間を研究するとともに、スローロールのリーディングオーダーでインフレーションを調査します。さらに、スカラー摂動の進化について説明し、曲率摂動を適切に確立します。最後に、提案されたモデルを、Planck、BICEP3/Keck、およびBAOデータからの最近の観測と対峙させます。
| Title |
Dark_Energy_Black_Holes_with_Intermediate_Masses_at_High_Redshifts:_an_earlier_generation_of_Quasars_and_observations |
| Authors |
Anupam_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02143 |
ダークエネルギーは私たちの宇宙のエネルギー密度の最大の部分です-それでもそれは私たちの時代の永続的な謎の1つです。ここでは、ダークエネルギーを使用して、観測可能な宇宙の2つの魅力的な謎を解くことができることを示します。ニュートリノの質量にリンクされたダークエネルギーの既存のモデルに基づいています。これらのモデルでは、ダークエネルギーは相転移を起こし、ブラックホールを形成する可能性があります。ここでは、暗黒エネルギーの相転移とブラックホール形成の関連するピークに対するニュートリノのファミリー構造の影響を見ていきます。ブラックホール形成のこれらのピークの1つは、クエーサー形成で観測されたピークに関連していることが以前に示されています。ここでは、高赤方偏移のダークエネルギーブラックホールにも初期のピークがあると予測しています。高赤方偏移で形成されるこれらのダークエネルギーブラックホールは中間質量ブラックホール（IMBH）です。大赤方偏移でのこれらのダークエネルギーブラックホールは、EDGES観測と赤方偏移での大型超大質量ブラックホール（SMBH）の観測の両方を説明するのに役立ちます$z\sim7ドル。ダークエネルギーブラックホールの初期段階の存在は、既存の天文データによって暗示される理論に対するいくつかの現在の課題に対処し、また、これらのブラックホールのターゲット検索を通じてここで予測されるように、高赤方偏移でこれらのダークエネルギーブラックホールを探すのに役立ちます。赤方偏移$z\sim18$。ピークの位置は最も軽いニュートリノの質量にわずかに依存しているため、ピークは赤方偏移のわずかに低い値にある可能性があります。これにより、実際に最も軽いニュートリノ質量の測定が可能になる場合があります。中間質量のこれらのダークエネルギーブラックホールを見つけることは、特にジェームズウェッブ宇宙望遠鏡で、今後の観測の範囲内にあるはずですが、おそらく$z\sim18$周辺の赤方偏移に特に焦点を当てた他の革新的な技術の使用によっても。
惑星の個体群に対するディスク風と乱流による降着の複合効果
最近の調査によると、原始惑星系円盤は、観測された降着率に基づいて予想されるよりも乱流のレベルが低いことが示されています。これに対する実行可能な解決策は、磁化されたディスク風が角運動量輸送を支配することです。これは、惑星形成プロセスにいくつかの重要な意味を持っています。乱流粘性とディスク風による角運動量輸送の複合効果の下で、ディスクの物理的および化学的進化と惑星の形成と移動を計算します。これらすべてのモデルでタイプIの移動を制限する惑星トラップの重要な役割を考慮し、初期のディスク特性と乱流強度の分布から引き出された単一の惑星の数千の惑星進化トラックを計算します。マルチプラネットモデルは考慮せず、N体の惑星とプラネットの相互作用も含まれていません。この物理的枠組みの中で、一定値のディスク乱流と風の強さを持つ集団は、Mで質量-半主軸分布を生成することがわかります-観測と合理的に比較するには散乱が不十分な図です。ただし、ディスクの乱流と風の相対的な強さの分布を持つディスクのサンプリングの結果として生成された母集団は、はるかによく適合します。このようなモデルは、軌道半径0.03-2AUでかなりのスーパーアースの集団を生み出し、生成されたホットジュピターと暖かい木星の集団を明確に分離します。さらに、このモデルは、ディスク後の大気光蒸発が考慮された後のM-R図の太陽系外惑星の質量半径分布との良好な比較をもたらします。
2001SN263-近隣のダイナミクスに対する不規則な形状の寄与
| Title |
2001_SN263_--_the_contribution_of_their_irregular_shapes_on_the_neighborhood_dynamics |
| Authors |
Giulia_Valvano,_Othon_Cabo_Winter,_Rafael_Sfair,_Rai_Machado_Oliveira,_Gabriel_Borderes-Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01726 |
深宇宙への最初に提案されたブラジルのミッションであるASTERミッションは、ターゲットとしてトリプル小惑星システム（153591）2001SN263を持っています。ミッションの主な目標の1つは、システムの物理的および動的な構造を分析して、その起源と進化を理解することです。本研究は、小惑星の不規則な形状がシステム周辺の安定性にどのように干渉するかを分析することを目的としています。結果は、体の不規則な形状がシステムの近くのダイナミクスに重要な役割を果たしていることを示しています。たとえば、（153591）2001SN263Alphaの形状による摂動は、（153591）2001SN263ガンマ付近の安定性に影響を与えます。同様に、（153591）2001SN263Betaの不規則性は、近くの環境に重大な不安定性を引き起こします。予想通り、逆行シナリオがより安定しているのに対し、逆行ケースは最も不安定です。さらに、太陽放射圧がトリプルシステムを周回するさまざまなサイズの粒子をどのように摂動させるかを調査します。半径10〜50cmの粒子は、逆行の場合の放射圧に耐えることができることがわかりました。一方、太陽放射に抵抗するには、順行軌道の粒子は逆行軌道の粒子よりも少なくとも1桁大きくなければなりません。
AlphaCenAマルチエポックハイコントラストイメージングデータを効率的に組み合わせます。 K-Stackerの80時間のNEARキャンペーンへの適用
| Title |
Efficiently_combining_Alpha_CenA_multi-epoch_high-contrast_imaging_data._Application_of_K-Stacker_to_the_80_hrs_NEAR_campaign |
| Authors |
Herv\'e_Le_Coroller,_Mathias_Nowak,_Kevin_Wagner,_Markus_Kasper,_Gael_Chauvin,_Celia_Desgrange,_Simon_Conseil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02137 |
Keplerian-Stackerは、画像に存在する潜在的な惑星の軌道運動を考慮に入れて、さまざまなエポックで取得された複数の観測を組み合わせて、最終的な検出限界を高めることができるアルゴリズムです。2019年には、ESOとBreakthroughInitiativesのコラボレーションであるVLTVISIR-NEARに、合計100時間の観測が割り当てられ、AlphaCenABバイナリシステムのハビタブルゾーンにある低質量惑星を検索しました。弱い信号（S/N=3）が、1.1a.uの間隔でAlphaCenA周辺で報告されました。これはハビタブルゾーンに対応します。K-Stackerを使用してNEARデータを再分析しました。このアルゴリズムは、時系列の観測で惑星を見つけ、単一のエポックで検出されないままであっても、それらの軌道パラメータを制約することができる力ずくの方法です。合計で約3.5e+5の独立した軌道をスキャンしましたが、そのうち約15％は、軌道運動を考慮しないと惑星を検出できない高速移動軌道に対応しています。Wagneretal。で報告されたC1検出に一致する、単一の惑星候補のみが見つかりました。2021.このターゲットにかなりの時間が費やされたにもかかわらず、これらの観測が34日間で密接に分布しているため、この候補の軌道は十分に制約されていません。将来の単一ターゲットの詳細な調査は、K-Stackerベースの戦略の恩恵を受けると主張します。この戦略では、観測が予想される軌道周期のかなりの部分に分割され、軌道パラメータをより適切に制約します。中赤外線の高コントラストイメージングデータに対するK-Stackerのこのアプリケーションは、このアルゴリズムが、次のようなE-ELTの将来の機器を使用して、最も近い星のハビタブルゾーンにある地球のような惑星の検索を支援する機能を示しています。METIS。
最も急速に星を形成する最も明るい銀河団におけるAGNフィードバックの限界と熱不安定性の開始のテスト
| Title |
Testing_the_Limits_of_AGN_Feedback_and_the_Onset_of_Thermal_Instability_in_the_Most_Rapidly_Star_Forming_Brightest_Cluster_Galaxies |
| Authors |
Michael_S._Calzadilla,_Michael_McDonald,_Megan_Donahue,_Brian_R._McNamara,_Kevin_Fogarty,_Massimo_Gaspari,_Myriam_Gitti,_Helen_R._Russell,_Grant_R._Tremblay,_G._Mark_Voit,_Francesco_Ubertosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01624 |
最も星を形成する最も明るい銀河団（BCG）の7つについて、新しい、深く、狭帯域および広帯域のハッブル宇宙望遠鏡による観測を紹介します。連続体を差し引いた[OII]マップは、これらのBCGの暖かい（$T\sim10^4$K）イオン化ガスフィラメントの詳細で複雑な構造を明らかにし、空間分解された星形成率（SFR）を約60まで測定できるようにします。-600Msun/年。これらのシステムおよびその他の文献のSFRを、アーカイブのチャンドラX線データから測定された銀河団ガス（ICM）の冷却速度（dM/dt）と比較し、log（SFR）=（1.67）の最適な関係を見つけます。+/-0.17）log（dM/dt）+（-3.25+/-0.38）、固有の散乱は0.39+/-0.09dexです。この統一よりも急な勾配は、dM/dtの増加に伴い、高温（$T\sim10^7$K）ガスの若い星への変換がますます効率的になること、または逆に、最強の低温でのAGNフィードバックの有効性が徐々に低下することを意味します。コア。また、クラスターコアで観察されるこれらの多相フィラメントの物理的範囲を理解しようとしています。初めて、多相ガスの平均範囲が、冷却時間が1Gyrに達する半径よりも常に小さく、tcool/tffプロファイルが平坦になり、X線空洞が観察されることを示します。これは、多相フィラメント、冷却コアの熱力学、およびX線気泡のダイナミクスの間の密接な関係を意味します。興味深いことに、冷却多相フィラメントの平均範囲と冷却時間が0.5Gyrに達する半径との間に、1対1の相関関係があります。これは、クラスターコアの普遍的な凝縮タイムスケールを示している可能性があります。
自然と育成？ Keck/MOSFIREを使用した$z\sim8$でのUV明るいおよび暗い[OIII]+ H $
\beta$エミッターでのLy$\alpha$検出の比較
| Title |
Nature_and_Nurture?_Comparing_Ly$\alpha$_Detections_in_UV_Bright_and_Fainter_[O_III]+H$\beta$_Emitters_at_$z\sim8$_With_Keck/MOSFIRE |
| Authors |
Guido_Roberts-Borsani,_Tommaso_Treu,_Charlotte_Mason,_Richard_S._Ellis,_Nicolas_Laporte,_Thomas_Schmidt,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Adriano_Fontana,_Takahiro_Morishita,_Paola_Santini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01629 |
赤いスピッツァー/IRAC色の4つの明るい$z\sim8$銀河のサンプルでのLy$\alpha$の100％の検出率は、異常な電離能力と中性時代の初期の（再）電離泡の存在を示唆しました。しかし、そのような気泡が強化された電離特性（自然）または過密環境（育成）の反映であるかどうかは、未解決の問題のままです。ここでは、クラスタリング効果の減少を反映する同様のIRAC過剰およびUVマグニチュードで選択された、Keck/MOSFIREを使用したCANDELS-GOODSフィールドから、5つの暗い銀河のLy$\alpha$を分光検索してこれらの仮説を区別することを目指します。$>4\sigma$の線放出は、2つのターゲットでのみ検出され、それらを$z_{\rmLy\alpha}=7.1081$と$z_{\rmLy\alpha}=7.9622$の赤方偏移に配置し、レストフレームを使用します。16〜17AのEWは、明るい対応物よりも$\sim1.5\times$弱いです。ライン検出を比較すると、明るいサンプルの$1.00^{+0.00}_{-0.44}$と比較して、薄いサンプルでは$0.40^{+0.30}_{-0.25}$のLy$\alpha$放出率が低下していることがわかります。。かすかなサンプルの低い割合は、ほとんど中性のIGMのシミュレーションと、$z\sim6$銀河からの固有のEW$_{0、Ly\alpha}$分布から得られた予測検出数とよく一致しています。ただし、極端なEWモデルであっても、発光物体の検出率を一致させることは困難です。かすかな銀河のSED適合は、それらの明るい対応物と比較して星形成特性が低下しているにもかかわらず、一般に若く、金属やダストが少ないシステムを示しています。紫外線の明るい銀河での検出率の向上は、自然と育成の両方が重要な役割を果たす環境だけでなく、極端な電離特性の両方の副産物である可能性が高いと私たちは主張します。最終的に、この不可解な集団の物理的性質を解決するには、UV輝線とJWSTによるクラスタリングの直接測定が必要です。
乱流分子雲における星団の動的進化に対する環境の影響
| Title |
Environmental_Effects_on_the_Dynamical_Evolution_of_Star_Clusters_in_Turbulent_Molecular_Clouds |
| Authors |
Paolo_Suin,_Steven_N._Shore,_V\'aclav_Pavl\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01634 |
コンテキスト：星団は、巨大な星のフィードバック作用によって強く変化する巨大な分子雲内に形成されますが、クラスターは依然として高密度で乱流の多い媒体に埋め込まれたままであり、周囲の構造との相互作用により、予想されるものから動的進化が変更される可能性があります。分離されました。目的：質量分離プロセスによって加速されたクラスターの動的進化と、ガス環境によって引き起こされる嫌がらせの影響との間の結合メカニズムを研究することを目指しています。方法：天文多目的ソフトウェア環境（AMUSE）内で$N$-bodyコードと流体力学的コードを組み合わせたクラスターの動的進化をシミュレートしました。結論：潮汐による嫌がらせは、孤立した参照シミュレーションよりも迅速にまばらな構成を生成します。漸近べき乗則密度分布指数の展開も、2つのケースで実質的に異なる動作を示します。背景は、動的開発の高度な段階にあるクラスターでより効果的です。
LoTSS Bo\"otes深層フィールドの巨大電波銀河
| Title |
Giant_radio_galaxies_in_the_LoTSS_Bo\"otes_deep_field |
| Authors |
Marco_Simonte,_Heinz_Andernach,_Marcus_Br\"uggen,_Dominik_Schwarz,_Isabella_Prandoni,_Anthony_G._Willis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01648 |
巨大電波銀河（GRG）は、定義に応じて、700kpcまたは1Mpcを超える線形範囲を投影した電波銀河です。うしかい座LOFARディープフィールド（BLDF）画像のGRGを150MHzで検索するために、注意深い目視検査を実施しました。投影サイズが0.7Mpcを超える74個のGRGを特定し、そのうち38個が1Mpcを超えています。結果として得られるGRGの空の密度は、線形サイズが0.7（1）Mpcより大きいGRGの場合、1平方度あたり約2.8（1.43）GRGです。深部光学および赤外線調査データを使用して、それらの電波特性とホスト銀河の降着状態を調査し、54MHzと1.4GHzの両方で利用可能な調査画像からこれらのGRGのフラックス密度を決定して、統合された電波スペクトルインデックスを取得しました。GRGの位置をP-D図に示します。GRGホストの中央ブラックホールへの降着モードは放射的に非効率的であり、中央エンジンが放出時に大量の降着を受けていないことを示唆しています。興味深いことに、光学スペクトルが利用可能な35個のGRGのうち14個は、中程度の星形成率を示しています。DESIDR9フォトメトリック赤方偏移カタログから取得した光学銀河の数密度に基づいて、少なくともz=0.7までの赤方偏移については、GRGと他の電波銀河の環境の間に有意差は見つかりませんでした。
ガンマ線ブレーザーPKS〜2355-106に向けたz〜1.1726での新しいHI21cm吸収成分の出現
| Title |
Emergence_of_a_new_HI_21-cm_absorption_component_at_z~1.1726_towards_the_gamma-ray_blazar_PKS~2355-106 |
| Authors |
Raghunathan_Srianand,_Neeraj_Gupta,_Patrick_Petitjean,_Emmanuel_Momjian,_Sergei_A._Balashev,_Francoise_Combes,_Hsiao-Wen_Chen,_Jens-Kristian_Krogager,_Pasquier_Noterdaeme,_Hadi_Rahmani,_Andrew_J._Baker,_Kimberly_L._Emig,_Gyula_I._G._Jozsa,_Hans-Rainer_Kloeckner,_Kavilan_Moodley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01807 |
科学検証観測（2020年6月）を使用して、ガンマ線ブレーザーPKS2355-106（z_em〜1.639）に向けて減衰ライマンアルファ吸収体（DLA）でz_abs=1.172635に新しいHI21cm吸収が出現したことを報告します。MeerKAT吸収線調査（MALS）。2006年以降、このDLAは、z_abs=1.173019で狭いHI21cm吸収を示すことが知られており、明確な金属吸収線成分と一致しています。この既知のHIコンポーネントからの有意なHI21cm光学的厚さの変動は検出されません。高分解能光スペクトル（2010年8月）は、新しいHI21cm吸収体の赤方偏移での明確なMgI吸収を示しています。ただし、この成分は、単一イオン化種のプロファイルでは明らかではありません。金属量（[Zn/H]=-（0.77\pm0.11）および[Si/H]=-（0.96\pm0.11））と枯渇（[Fe/Zn]=-（0.63\pm0））を測定します。16））フルシステムの場合。SiII、FeII、MgIの見かけのカラム密度プロファイルを使用して、枯渇とN（MgI）/N（SiII）カラム密度比が速度範囲全体で系統的に変化することを示します。枯渇の多い領域では、N（MgI）/N（SiII）比がわずかに大きくなる傾向があります。2つのHI21cm吸収体は、この速度範囲に属します。z_abs=1.172635の出現は、約0.35pcの長さスケールにわたって大きな光学的厚さ勾配がある場合に理解できます。ただし、z_abs=1.173019コンポーネントを生成するガスは、同じスケールでほぼ均一である必要があります。PKS2355-106のように電波放射が明らかにコンパクトな場合でも、基本定数と宇宙加速度の変動を測定する実験では、吸収線の変動によって生じる系統的な不確実性を考慮する必要があります。
LAMOSTおよびGaiaカタログからのデータを使用したOBスターの運動学
| Title |
Kinematics_of_OB_Stars_with_Data_from_the_LAMOST_and_Gaia_Catalogues |
| Authors |
V._V._Bobylev,_A._T._Bajkova,_G._M._Karelin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01924 |
XiangらのリストからOB星の運動学を分析しました。（2021）$\sim$13000の単一OB星が含まれています。これらの星については、ガイアカタログからの測光距離推定と固有運動、およびLAMOSTカタログからの視線速度があります。単一のOB星のサンプルに基づいて、GaiaEDR3カタログからの星の測光距離と適切な動きを使用して、グループ速度成分$（U_\odot、V_\odot、W_\odot）=（9.63,9.93、7.45）\pm（0.27,0.34,0.10）$kms$^{-1}$、および銀河回転の角速度の次のパラメーター：$\Omega_0=29.20\pm0.18$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$、$\Omega^{'}_0=-4.150\pm0.046$kms$^{-1}$kpc$^{-2}$および$\Omega^{''}_0=0.795\pm0.018$kms$^{-1}$kpc$^{-3}$、ここで、単位重量あたりの誤差$\sigma_0$は9.56kms$^{-1}$および$V_0=236.5\pm3.3$kms$^{-1}$（採用された$R_0=8.1\pm0.1$kpcの場合）。同じOB星に基づいて、残留速度分散$（\sigma_1、\sigma_2、\sigma_3）=（15.13,9.69,7.98）\pm（0.07,0.05,0.04）$kms$^{-1}$。視線速度を使用すると、空間速度分散が大幅に増加し、速度$U_\odot$の推定値に偏りが生じることを示します。使用された距離スケールの比較は、Xiangらからの測光距離を示しています。（2021）は約10％長くする必要があります。
現在の流出特性を使用したAGN光度履歴の決定：ニューラルネットワークベースのアプローチ
| Title |
Determining_AGN_luminosity_histories_using_present-day_outflow_properties:_a_neural-network_based_approach |
| Authors |
Kastytis_Zubovas,_Jonas_Bialopetravi\v{c}ius,_Monika_Kazlauskait\.e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01959 |
活動銀河核（AGN）によって引き起こされる大規模な流出は、それらのホスト銀河に深刻な影響を与える可能性があります。流出特性自体は、流出の寿命中のAGNエネルギー注入の履歴に敏感に依存します。観測された流出のほとんどは、典型的なAGNエピソードの持続時間よりも長い動的タイムスケールを持っています。つまり、複数のAGNエピソードによって膨張しています。ここでは、それらの大規模な流出の観察可能な特性に基づいて、AGNの最も可能性の高いデューティサイクルおよび他の特性を推測するためのニューラルネットワークベースのアプローチを提示します。私たちのモデルは、典型的なエラー$<25\％$でシミュレートされた流出のAGNパラメータを回復します。この方法を59の実際の分子流出のサンプルに適用し、それらの大部分がかなり高いデューティサイクル$\delta_{\rmAGN}>0.2$で輝くAGNによって膨張したことを示します。この結果は、銀河の核活動が時間的に階層的にクラスター化されており、より頻繁な活動の長いフェーズが多くの短い活動エピソードで構成されていることを示唆しています。$\sim\！銀河の19\％$は、AGNによる流出があるはずですが、それらの半分は化石です。これは、現在利用可能なデータと一致しています。流出寿命中のAGNの光度履歴を調査する可能性について説明し、ソフトウェアを使用してAGN流出の他の物理モデルをテストする方法を提案します。ここで使用されているすべてのソフトウェアのソースコードは公開されています。
巨大な遺物NGC1277からの教訓：巨大な銀河の中心部に残っているその場での星形成
| Title |
Lessons_from_the_massive_relic_NGC_1277:_remaining_in-situ_star_formation_in_the_cores_of_massive_galaxies |
| Authors |
N\'uria_Salvador-Rusi\~nol,_Anna_Ferr\'e-Mateu,_Alexandre_Vazdekis,_Michael_A._Beasley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01968 |
近紫外線（NUV）分光法による研究では、受動的に進化する巨大な初期型銀河が、最も内側の領域に1パーセント未満の若い星をホストしていることが示唆されています。近くで広く研究されている典型的な巨大でコンパクトな遺物銀河であるNGC1277を分析することにより、これらの星の起源に光を当てました。これらは、高赤方偏移での形成以来、降着や合併による大きなサイズの進化を経験することなく生き残った珍しい銀河です。NGC1277の中央1kpc領域内のUV範囲のスペクトルを取得します。慎重に選択された一連の光学およびNUV線強度を、巨大な銀河に特徴的な星形成履歴を使用したモデル予測と比較します。NGC1277の中心には、大規模な初期型銀河に見られるものと同様の、0.8％の若い星の質量分率が見られます。NGC1277の降着履歴が限られていることを考えると、これらの結果は、後の時代に星形成を引き起こす固有のその場でのプロセスに有利に働きます。私たちの結果は、巨大な初期型銀河のコアにある若い星の数に対する一般的な制約を示唆しています。この量は、進化した星からの他の寄与が存在する可能性があるため、巨大な銀河における若い恒星の寄与の上限として想定されるべきです。
Gaia EDR3を使用した銀河系でのHMXBの発祥の地の発見：軌道統合による運動学的年齢決定
| Title |
Finding_the_birthplace_of_HMXBs_in_the_Galaxy_using_Gaia_EDR3:_kinematical_age_determination_through_orbit_integration |
| Authors |
Francis_Fortin,_Federico_Garcia_and_Sylvain_Chaty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02114 |
高質量X線連星（HMXB）は、最初の超新星イベントの後に、大規模な連星で生成されます。これらのオブジェクトは本質的に若く、重大な出生キックに苦しむ可能性があります。そのため、HMXBの始祖は、X線放射システムの現在の場所から離れて形成された可能性があります。私たちは、天の川の既知のHMXBの発祥の地を見つけることを目指しています。具体的には、HMXBの形成が、開いた星団や銀河のらせん構造に関連付けられるかどうかという質問に答え、最初の超新星イベントからの経過時間を推測したいと思います。GaiaEDR3からの位置天文データを使用して、Galaxyからの既知の各HMXBの位置と速度を初期化し、それらの動きを過去に統合します。並行して、ガイアによって検出された1381の散開星団のサンプルと、最近ガイアのデータを使用して形状と動きがモデル化された4つの銀河スパイラルアームに対して同じ計算を実行します。過去100MyrのHMXBとクラスターまたはスパイラルアーム間のすべての遭遇候補について報告します。26個のHMXBのサンプルでは、7個がクラスターで生まれ、8個が銀河腕の近くで生まれたと推測し、他の7個が孤立して形成された可能性があると結論付けています。残りの4つのHMXBの発祥の地は、長距離、位置天文データの不足、および近くに散開星団がないことの組み合わせにより、まだ決定的ではありません。15個のHMXBの超新星以来の運動学的時代を提供します。ガイアからの位置天文学と私たちが採用している軌道統合は、天の川のHMXBの発祥の地を見つけるのに効果的です。私たちのデータと方法の偏りを考慮することにより、散開星団の他の巨大な星と一緒にHMXBの始祖が優先的に形成された可能性が高いことがわかります。
S4716の観測-いて座A*の周りに4年の軌道を持つ星
| Title |
Observation_of_S4716_--_a_Star_with_a_4_yr_Orbit_around_Sgr_A* |
| Authors |
Florian_Pei{\ss}ker,_Andreas_Eckart,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Silke_Britzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02142 |
銀河中心と中央の超大質量ブラックホールであるSgrA*の継続的な監視は、驚くべき予想外の発見を生み出します。これは、地上および宇宙ベースの望遠鏡や機器の技術的進化と密接に関連していますが、ルーシーリチャードソンアルゴリズムなどの画像フィルター技術の進歩とも関連しています。SgrA*に近いSクラスターのメンバーを、超大質量ブラックホールの周りの予想される軌道で追跡し続けると、S4716と呼ばれる新しい恒星源の発見を提示します。新たに発見された星は約4。0年でSgrA*を周回し、NIRC2（Keck）、OSIRIS（Keck）、SINFONI（VLT）、NACO（VLT）、GRAVITY（VLTI）で検出できます。約100auの近距離距離で、S4716はS4711と同等のSgrA*への距離を示します。S4711-S4716は同等の軌道特性を共有しているため、これらの動きの速い星は同様の動的進化を遂げます。さらに、S300と呼ばれる新しいかすかな星の最近の発見とここに提示されたデータとの間の関係を描きます。さらに、2017年にS4716と新たに特定された別のSスターS148とのブレンドスターイベントを観察しました。
静止X線トランジェントにおけるハトラフの深さと傾斜の相関関係：GRO J0422+32の低質量ブラックホールの証拠
| Title |
A_correlation_between_Ha_trough_depth_and_inclination_in_quiescent_X-ray_transients:_evidence_for_a_low-mass_black_hole_in_GRO_J0422+32 |
| Authors |
J._Casares,_T._Mun\~oz-Darias,_M.A.P._Torres,_D._Mata_Sanchez,_C.T._Britt,_M._Armas_Padilla,_A._Alvarez-Hernandez,_V.A._Cuneo,_J.I._Gonzalez_Hernandez,_F._Jimenez-Ibarra,_P.G._Jonker,_G._Panizo-Espinar,_J._Sanchez-Sierras,_I.V._Yanes-Rizo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01628 |
降着円盤で発生する二重ピークのHa放出プロファイルからトラフの深さ（T）に基づいて、静止ブラックホール（BH）X線トランジェント（XRT）のバイナリ傾斜を導出する新しい方法を提示します。傾斜角（i）は、i（deg）=93.5xT+23.7に従って、十分な軌道カバレッジ（>〜50％）とスペクトル分解能を持つ位相平均スペクトルのTと線形に相関していることがわかります。相関関係は、線の不透明度と局所的な広がりの組み合わせによって引き起こされます。この場合、主要な（過度の広がり）コンポーネントは、外側のディスクの投影されていない速度に比例します。興味深いことに、このようなスケーリングにより、ダブルピークプロファイルの固有の幅を単純に解決することで、基本比M1/Porbを推定できます。T-i相関を適用して、GROJ0422+32とSwiftJ1357-0933のバイナリ傾斜を導き出します。2つのBHXRTでは、強いちらつき活動により、測光光度曲線への楕円体フィットによる値の決定が妨げられています。注目すべきことに、GROJ0422+32（i=55.6+-4.1）から導き出された傾斜は、2.7+0.7-0.5MsunのBH質量を意味し、したがって、BHを中性子星から分離するギャップ内に配置します。この結果は、低質量BHが自然界に存在することを証明し、いわゆる「質量ギャップ」が主に少数の統計とおそらく観測バイアスによって生成されることを強く示唆しています。一方、SwiftJ1357-0933には、ほぼエッジオン（i=87.4+2.6-5.6度）で見られる10.9+1.7-1.6MsunBHが含まれていることがわかります。ただし、このような極端な傾斜は、まだテストされていないi>〜75度を超えてT-i相関を外挿することに依存しているため、注意して扱う必要があります。
ブラックホールトランジェントMAXIJ0637-430の2時間のバイナリ周期
| Title |
A_2-hr_binary_period_for_the_black_hole_transient_MAXI_J0637-430 |
| Authors |
Roberto_Soria,_Ruican_Ma,_Lian_Tao,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01631 |
2019年に爆発した銀河ブラックホール（BH）候補MAXIJ0637-430のX線および光学研究からの公開されたさまざまな結果を再検討します。以前に報告されたピーク爆発輝度の値を組み合わせて、内側と外側の降着円盤、視角、指数関数的減衰タイムスケール、HeII4686ディスク輝線のピークツーピーク分離により、システムパラメータの制約が改善されます。地動説の距離d=（8.7+/-2.3）kpc、投影された地動説の距離R=（13.2+/-1.8）kpc、高さ|z|を推定します。=（3.1+/-0.8）銀河面からのkpc。これは、銀河中心から最も遠い場所にある現在知られている天の川BH候補です。BH質量M_1=（5.1+/-1.6）M_{sun}、スピンパラメータa*<〜0.25、ドナー星質量M_2=（0.25+/-0.07）M_{sun}、ピークエディントン比を推測しますラムダ=0.17+/-0.11およびバイナリ周期P_{orb}=2.2^{+0.8}_{-0.6}時間。これは、銀河系BHX線連星についてこれまでに測定または推定された最短期間です。ドナー星が主系列の矮星である場合、そのような期間は、軌道の収縮が重力放射によって駆動され、星がロッシュローブとの接触を取り戻した進化段階に対応します（期間ギャップの下限）。周期が最も短い（<〜3時間）3つの銀河BHは、銀河面からの垂直距離が最も長い（>〜2kpc）ものでもあります。これはおそらく、結合エネルギーが高いバイナリがより速い出生キックに耐えることができるためです。
| Title |
A_new_formulation_of_strong-field_magnetohydrodynamics_for_neutron_stars |
| Authors |
Shreya_Vardhan,_Sa\v{s}o_Grozdanov,_Samuel_Leutheusser,_and_Hong_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01636 |
中性子星内部の強磁場の進化を説明するために使用できる電磁流体力学の定式化を提示します。私たちのアプローチは、電磁流体力学を1つの形式のグローバル対称性を持つ理論と見なし、この対称性に関連する流体力学モードの有効場の理論を開発することに基づいています。局所的な速度と温度の変化を無視できるレジームでは、強い磁場が存在する場合の電場の対称性の制約と一致する最も一般的な構成関係を導き出します。この構成関係は、GoldreichとReiseneggerによる現象論的モデルで導き出されたオーミック崩壊、両極拡散、ホールドリフトの現象を再現するだけでなく、そのような微視的モデルからは容易に見ることができない磁場の進化における新しい用語を明らかにします。この定式化により、一定のバックグラウンド磁場の周りの小さな摂動の新しい拡散挙動、および電場と磁場のさまざまな成分間の2点相関関数の予測が得られます。
Be starLYCMaに関連する新しい超巨大高速X線トランジェントMAXIJ0709-159の発見
| Title |
Discovery_of_a_new_supergiant_fast_X-ray_transient_MAXI_J0709-159_associated_with_the_Be_star_LY_CMa |
| Authors |
M._Sugizaki,_T._Mihara,_K._Kobayashi,_H._Negoro,_M._Shidatsu,_S.N._Pike,_W._Iwakiri,_S._Urabe,_M._Serino,_N._Kawai,_M._Nakajima,_J._A._Kennea,_Z._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01969 |
新しい超巨大高速X線トランジェント（SFXT）、MAXIJ0709$-$159の発見、およびLYCMa（HD54786としても知られる）との識別について報告します。2022年1月25日、MAXIJ0709$-$159という名前の新しいフレアX線オブジェクトが全天X線画像のモニター（MAXI）によって検出されました。$\sim3$時間間隔の2回のスキャンで、2つのフレア活動が観察されました。2-10keVのフラックスは$5\times10^{-9}$ergcm$^{-2}$s$^{-に達しました。1}$。期間中、ソースは大きなスペクトル変化を示し、吸収カラム密度$N_\mathrm{H}$が$10^{22}$cm$^{-2}$から$10^{23}$cm$に増加したことを示唆しています。^{-2}$。1月29日のNuSTARの追跡観測により、一貫した位置で$6\times10^{-13}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$のフラックスを持つ新しいX線源が特定されました3kpcの距離にあるLYCMaは、BスーパージャイアントおよびBeスターとして識別されています。観測されたX線活動は、短い（$\lesssim$数時間）期間、スペクトルの変化に伴う急速な（$\lesssim$数秒）変動、および大きな光度スイング（$10^{32}$-）によって特徴付けられます。$10^{37}$ergs$^{-1}$）はSFXTのものと一致します。一方、LYCMaの光学分光観測では、広い$H\alpha$輝線が明らかになりました。これは、Be星周円盤の存在を示している可能性があります。これらの得られた結果は、光学コンパニオンであるLYCMaが、密集した塊を含む複雑な星周円盤を確かに持っていることを示唆しています。
ゆっくりとした合併の構造：LIGO/Virgo重力波源の経年駆動のインスピレーションを分析する
| Title |
Anatomy_of_a_slow_merger:_dissecting_secularly-driven_inspirals_of_LIGO/Virgo_gravitational_wave_sources |
| Authors |
Chris_Hamilton,_Roman_R._Rafikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02069 |
LIGO/Virgoによって検出された数十のコンパクトオブジェクトのマージは、重要な理論上の問題を提起します。最初は幅の広いバイナリが、ハッブル時間内に重力波（GW）放射を介してマージできるように、どのように十分に速く収縮するのでしょうか。答えの1つの有望なクラスは、いくつかの外部の潮汐摂動によるバイナリ離心率の長期的な駆動を含みます。この摂動は、三次点質量の存在が原因で発生する可能性があります。この場合、システムはLidov-Kozai（LK）ダイナミクスを示します。または、バイナリが軌道を回る星団の潮汐場に起因する可能性があります。これらの長期的な潮汐によるメカニズムは、GWの放出がない場合に徹底的に研究されてきましたが、GWが含まれている場合、動的な振る舞いはまだ完全には理解されていません。この論文では、（二重平均、テスト粒子四重極レベル）クラスター潮汐による高離心率励起を介して合併に駆動されるコンパクトなオブジェクトバイナリ（特殊なケースとしてLK駆動の合併を含む）を検討し、両方の一般相対論的歳差運動の影響を含みますおよびGW排出量。バイナリの準主軸のさまざまな進化段階、経年振動のタイムスケール、および合併に至るまでの位相空間構造の分析的理解を初めて提供します。私たちの結果は、階層的なトリプルと星団からのコンパクトなオブジェクトのバイナリマージの将来の人口合成計算に情報を提供します。
ブラックホール（BH）の周りの降着円盤によって駆動される可能性が高い、広い開口角を持つ強力な風が、活動銀河核（AGN）の大部分で観察され、AGNと銀河の進化に重要な役割を果たすことができます。陽子が拡散衝撃加速によってBHの近くの風で加速される場合、AGN光子によるp-ガンマプロセスはニュートリノを生成するだけでなく、ガンマ線から無線帯域へのペアカスケード放出を生成する可能性があります。覆い隠されたセイファート銀河NGC1068からIceCubeによって暫定的に検出されたTeVニュートリノは、衝撃速度が局所脱出速度よりもかなり低い場合、一貫して解釈できます。p-ガンマ誘導カスケードは数MeVを超えるとガンマ-ガンマ減衰されますが、NGC1068から観測されるサブGeVガンマ線に大きく寄与する可能性があります。より高いエネルギーでは、ガンマ線は放出される風が、観測可能な電波放射とともに、不明瞭なトーラスに影響を与える衝撃。このモデルのテストと影響について説明します。ニュートリノとガンマ線は、特に他の形態の放射線で隠されている物体に対して、AGN風の発射場所の独自のプローブを提供する可能性があります。
LOFAR電波銀河クロスマッチング技術のための機械学習分類器
| Title |
A_machine_learning_classifier_for_LOFAR_radio_galaxy_cross-matching_techniques |
| Authors |
Lara_Alegre,_Jose_Sabater,_Philip_Best,_Rafa\"el_I.J._Mostert,_Wendy_L._Williams,_G\"ulay_G\"urkan,_Martin_J._Hardcastle,_Rohit_Kondapally,_Tim_W._Shimwell,_Daniel_J.B._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01645 |
LOFARのような新世代の電波望遠鏡は、何百万ものソースを検出して、広範囲にわたる空の調査を行っています。これらの調査の科学的価値を最大化するには、電波源のコンポーネントを物理的なソースに適切に関連付けてから、光学/赤外線のコンポーネントと交差適合させる必要があります。このホワイトペーパーでは、機械学習を使用して、ソースの関連付けが必要な、または光/赤外線カタログへの統計的クロスマッチングが信頼できない電波ソースを特定します。LOFAR2メートルスカイサーベイ（LoTSS）の手動注釈を使用して、バイナリ分類器をトレーニングします。電波源パラメータのみに基づく分類モデルと比較して、最近傍電波源の特徴の追加、潜在的な光ホスト銀河、およびガウス成分に関する電波源構成はすべて、モデルのパフォーマンスを向上させることがわかります。。私たちの最良のモデルである勾配ブースティング分類器は、分類しきい値を最適化した後、バランスの取れたデータセットで95％、サンプル全体（アンバランス）で96％の精度を達成します。当然のことながら、分類器は小さな未解決の電波源で最高のパフォーマンスを発揮し、15秒角未満の電波源ではほぼ99％の精度に達しますが、それでも解決された電波源では70％の精度を達成します。目視検査が必要であるとして必要以上に68％多いソースにフラグを立てますが、これはLoTSSで使用される手動で開発された決定木よりもまだ少なく、統計分析のために誤って受け入れられたソースの割合も低くなっています。結果は、次のLoTSSデータリリースをクロスマッチングするための即時の実用的なアプリケーションを持ち、他の無線調査に一般化することができます。
Gaiaデータリリース3：Gaiaソースと文献の可変オブジェクトとのクロスマッチ
| Title |
Gaia_Data_Release_3:_Cross-match_of_Gaia_sources_with_variable_objects_from_the_literature |
| Authors |
P._Gavras,_L._Rimoldini,_K._Nienartowicz,_G._Jevardat_de_Fombelle,_B._Holl,_P._\'Abrah\'am,_M._Audard,_M._Carnerero,_G._Clementini,_J._De_Ridder,_E._Distefano,_P._Garcia-Lario,_A._Garofalo,_\'A._K\'osp\'al,_K._Kruszy\'nska,_M._Kun,_I._Lecoeur-Ta\"ibi,_G._Marton,_T._Mazeh,_N._Mowlavi,_C._Raiteri,_V._Ripepi,_L._Szabados,_S._Zucker,_L._Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01946 |
環境。現在増え続ける天文学調査のデータ量では、自動化された方法が不可欠です。文献からの既知のクラスのオブジェクトは、教師あり機械学習アルゴリズムのトレーニング、およびそれらの結果の検証/妥当性確認に必要です。目的：この作業の主な目標は、さまざまなタイプと代表の両方を含む、\textit{Gaia}〜DR3ソースとクロスマッチした文献からの既知の変数オブジェクトの包括的なデータセットを提供することです。各クラスに関連する可能な限り多くの空の領域とマグニチュードの範囲。さらに、選択された調査からの非可変オブジェクトは、\textit{Gaia}でのそれらの変動性と標準としての使用の可能性を調査することを目的としています。このデータセットは、変動性の検出、分類、および検証に適用できるトレーニングセットのベースになります。方法\textit{Gaia}データ内の既知のオブジェクトの正しい対応物を識別するために、位置天文学（位置と固有運動）と測光（平均の大きさ）の両方を使用する統計的方法が、選択された文献カタログに適用されました。クロスマッチ戦略は各カタログのプロパティに適合され、結果の検証では疑わしい一致が除外されました。結果。私たちのカタログは、7\、841\、723\textit{Gaia}ソースを収集します。そのうち、120万個の非可変オブジェクトと170万個の銀河に加えて、100個以上の変動（サブ）タイプを表す490万個の可変ソースがあります。。結論。このデータセットは、分類器のトレーニングから結果の検証まで、3番目のデータリリース（DR3）の\textit{Gaia}の変動性パイプラインの要件を満たし、関心のある科学コミュニティにとって有用なリソースになると期待されています。\textit{Gaia}データおよびその他の調査の変動性の分析。
walter：ローマの宇宙望遠鏡への応用で解決された星の種族の観測を予測するためのツール
| Title |
walter:_A_Tool_for_Predicting_Resolved_Stellar_Population_Observations_with_Applications_to_the_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Lachlan_Lancaster,_Sarah_Pearson,_Benjamin_F._Williams,_Kathryn_V._Johnston,_Tjitske_K._Starkenburg,_Erin_Kado-Fong,_Anil_C._Seth_and_Eric_F._Bell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02208 |
天の川と近くの銀河で分解された星の種族の研究は、銀河の進化の驚くほど詳細で明確な絵を明らかにします。ローカルグループ内では、大小の銀河の星の種族を調査する能力により、暗黒物質の性質、さまざまな銀河成分の詳細な形成履歴、銀河形成における降着の役割などの重要な質問を調査する可能性が開かれます。。今後の広視野調査では、この能力を10〜Mpc以内のすべての銀河に拡張し、銀河の進化を解読する能力を大幅に向上させ、銀河の星の種族の統計的研究を可能にすることを約束します。これらの今後の機能の最適な使用を容易にするために、固定された表面輝度と母集団パラメータで星の種族を観測するために、分解された星の密度を予測する簡単な形式を開発します。コードの公開リリースを介して、この形式に関心のあるすべての量を計算するためのインターフェースを提供します：\texttt{walter}。このコードにより、（i）検出された星の予想数密度、（ii）水平分枝などの特定の母集団の特徴に到達するために必要な露出時間、および（iii）他の特徴の中でも特に混雑限界の推定値を計算できます。これらの計算は、NASAの今後のナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（ローマ、以前はWFIRST）での調査の計画に非常に役立ちます。これは、この作業全体で計算などに使用されます。
高レイノルズ数での大規模磁場の平均場解析
太陽磁場は、黒点の数で表される11年の活動周期を構成します。このような太陽磁場の維持は、対流層、すなわちダイナモ内の流体運動に起因する可能性があります。この研究は、堀田らによって提示された全球太陽ダイナモシミュレーションの平均場解析を実施します。（2016）。この研究は、高レイノルズ数でコヒーレントな大規模磁場を生成することに成功していますが、この磁場の維持の詳細な物理学は完全には理解されていません。この研究では、平均場解析を通じてアルファテンソルと乱流磁気拡散係数テンソルを抽出します。乱流磁気拡散係数は、高いレイノルズ数に向かって大幅に減少します。乱流磁気拡散係数の減少は、大規模な場から小規模な場へのエネルギー変換を抑制します。これは、乱流磁気拡散係数の減少が、高レイノルズ数での大規模磁場の維持に寄与することを意味します。有意な下向きの乱流ポンピングが観察されます。大規模なフィールドの弱いフェーズで強化されます。この研究は、主にアルファ効果によって駆動され、おそらく下向きのポンピングによって引き起こされる大規模な場の周期的な逆転プロセスを提案します。
電磁流体力学シミュレーションからの流出ゾーンの合成分極マップ
| Title |
Synthetic_Polarization_Maps_of_an_Outflow_Zone_from_Magnetohydrodynamic_Simulations |
| Authors |
Gianfranco_Bino,_Shantanu_Basu,_Masahiro_N_Machida,_Aris_Tritsis,_Mahmoud_Sharkawi,_Kundan_Kadam,_Indrani_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01743 |
磁化された環境での星形成の標準的な理論は、星の崩壊前の段階での砂時計の形をした磁場の形成を予測します。原始星のコアでは、最近の観測により、回転と流出によって形成された内部領域の複雑で強く歪んだ磁場が明らかになっています。原始星コアの抵抗性の非理想的な電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実施し、放射伝達コードPOLARISを使用して合成偏光セグメントマップを作成します。流出ゾーンのトロイダルが支配的な磁場に基づく模擬分極マップと、OrionSourceIで観測されたSiO線の分極ベクトルとの比較は、磁気軸が角度$\theta=15^で傾斜している場合に合理的な一致を示しています。空の平面に関して{\circ}$であり、SiO線が局所磁場に平行な正味の分極を持っているかどうか。観測された分極はSiO線からのものであり、私たちの合成マップは分極したダスト放出によるものですが、比較は有用であり、線の分極が局所磁場方向に平行か垂直かという曖昧さを解決することができます。
Mg II h＆k線を横切ってCLASP2によって観測された直線偏光の静かな太陽の中心から四肢への変化
| Title |
Quiet_Sun_Center_to_Limb_Variation_of_the_Linear_Polarization_Observed_by_CLASP2_Across_the_Mg_II_h_&_k_Lines |
| Authors |
L._A._Rachmeler,_J._Trujillo_Bueno,_D._E._McKenzie,_R._Ishikawa,_F._Auchere,_K._Kobayashi,_R._Kano,_T._J._Okamoto,_C._W._Bethge,_D._Song,_E._Alsina_Ballester,_L._Belluzzi,_T._del_Pino_Aleman,_M._Yoshida,_T._Shimizu,_A._Winebarger,_A._R._Kobelski,_G._D._Vigil,_B._De_Pontieu,_Y._Suematsu,_N._Narukage,_M._Kubo,_T._Sakao,_H._Hara,_J._Stepan,_M._Carlsson,_J._Leenaarts,_A._Asensio_Ramos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01788 |
CLASP2（ChromosphericLAyerSpectroPolarimeter2）観測ロケットミッションは2019年4月11日に開始されました。CLASP2は、ソーラーディスクの3つの場所で200秒角のスリットに沿って約2800オングストロームのMgIIh＆kスペクトル領域の4つのストークスパラメータを測定しました。この近紫外線領域での太陽偏光の最初の空間的およびスペクトル的に分解された観測。ここで紹介する作業の焦点は、これらの共鳴線を横切る直線偏光の中心から肢への変化です。これは、太陽大気中の異方性放射の散乱によって生成されます。MgIIh＆k線の直線偏光信号は、ハンレ効果と磁気光学効果を介して、低彩層から高彩層までの磁場に敏感です。観測された偏光信号と空間変動を説明するには、磁場と水平方向の不均一性が必要であると主張して、観測を非磁化半経験的モデルの放射伝達計算からの理論的予測と比較します。この比較は、これらの偏光シグネチャの物理的起源の理解を検証および改善する上で、また紫外線分光偏光測定法を介して太陽上層大気の磁場を探査するための将来の宇宙望遠鏡への道を開く上で重要なステップです。
メキシコの高地天文台における陽子浸透効率
| Title |
Proton_Penetration_Efficiency_over_a_High_Altitude_Observatory_in_Mexico |
| Authors |
S._Miyake,_T._Koi,_Y._Muraki,_Y._Matsubara,_S._Masuda,_P._Miranda,_T._Naito,_E._Ortiz,_A._Oshima,_T._Sakai,_T._Sako,_S._Shibata,_H._Takamaru,_M._Tokumaru_and_J._F._Valdes-Galicia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01817 |
2004年11月7日の大規模な太陽フレアに関連して、ボリビアのチャカルタヤ山（5,250m）とメキシコのシエラネグラ山（4,600m）にある太陽中性子検出器は非常に興味深いイベントを記録しました。これらの出来事を説明するために、磁気圏内の反陽子の運動方程式を解く計算を行いました。これらの結果に基づいて、チャカルタヤ山のイベントは太陽中性子の検出によって説明される可能性があり、シエラネグラ山のイベントは6GeV付近の非常に高エネルギーの太陽中性子崩壊陽子（SNDP）の最初の検出によって説明される可能性があります。
Fengyun-3E衛星に搭載された太陽X線および極紫外線イメージャの新しい事後フラットフィールド測定方法
| Title |
A_new_post-hoc_flat_field_measurement_method_for_the_Solar_X-ray_and_Extreme_Ultraviolet_Imager_onboard_the_Fengyun-3E_satellite |
| Authors |
Qiao_Song,_Xianyong_Bai,_Bo_Chen,_Xiuqing_Hu,_Yajie_Chen,_Zhenyong_Hou,_Xiaofan_Zhang,_Lingping_He,_Kefei_Song,_Peng_Zhang,_Jing-Song_Wang,_Xiaoxin_Zhang,_Weiguo_Zong,_Jinping_Dun,_Hui_Tian,_Yuanyong_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01829 |
極紫外線（EUV）観測は、太陽の噴火と太陽風の発生源の両方を観測できるため、太陽活動の研究や宇宙天気予報で広く使用されています。元の観測データから高品質の科学データを生成するには、ソーラーEUVイメージャの機器の不均一性を取り除くためにフラットフィールド処理が不可欠です。Fengyun-3E（FY-3E）は太陽同期軌道で運用される気象衛星であり、FY-3Eに搭載されている太陽X線および極紫外線イメージャ（X-EUVI）からの通常のEUVイメージングデータは同心回転の特徴を持っています。同心回転を利用して、本論文ではそのEUV195チャネルの事後フラットフィールド測定法を提案した。この方法は、同心回転データキューブの時間軸に沿って各ピクセルの中央値を取得することにより、冠状動脈活動の小規模で時間変化する成分を除去し、次に、静かな冠状放射線の大規模で不変の成分を導き出します。最後にフラットフィールド画像を生成します。分析によると、私たちの方法は、検出器の汚染によって引き起こされた可能性のある機器のスポットのような不均一性を測定できることが示されています。また、おそらくリアフィルターのサポートメッシュの不明瞭さから、準周期的なグリッドのような不均一性を測定することもできます。フラットフィールド補正後、元のデータからのこれらの機器の不均一性は効果的に除去されます。ダークフィールドおよびフラットフィールド補正後のX-EUVI195データは、SDO/AIAからの193チャネルデータと一致しており、この方法の適合性を検証しています。私たちの方法は、FY-3E/X-EUVIに適しているだけでなく、将来の太陽EUV望遠鏡のフラットフィールド測定の候補方法にも適しています。
紫外線分光偏光測定法：恒星磁場診断の調査
| Title |
Ultraviolet_Spectropolarimetry:_Investigating_stellar_magnetic_field_diagnostics |
| Authors |
C._P._Folsom,_R._Ignace,_C._Erba,_R._Casini,_T._del_Pino_Alem\'an,_K._Gayley,_K._Hobbs,_R._Manso_Sainz,_C._Neiner,_V._Petit,_M._E._Shultz,_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01865 |
磁場は、恒星の光球と磁気圏にとって重要であり、光球の物理学に影響を与え、恒星風を形作ります。恒星磁場の観測は、通常、可視光線で行われますが、赤外線観測が一般的になりつつあります。ここでは、特に提案されたPolstarミッションの機能を考慮して、高分解能分光偏光測定法を使用して紫外線（UV）波長の磁場を直接検出する可能性を検討します。UV観測は、可視光線では利用できない風の共鳴線を研究するのに特に有利ですが、高温の星に多くの光球線を提供することもできます。ゼーマン効果と最小二乗デコンボリューションを使用して光球磁場を検出すると、強い線の密度がはるかに高くなるため、UVでより効果的になる可能性があります。風の線でゼーマン効果を使って星の磁気圏で磁場を検出することを調査し、これが強い磁場を持つOまたはB星の高いS/Nで検出できることを発見しました。ゼーマン効果を補完する直線偏光のハンレ効果を使用して磁場を検出することを検討します。これは、高速回転子の光球ラインでより感度が高くなる可能性があります。ハンレ効果は、風の星周磁気を推測するためにも使用できます。ハンレ効果を検出するにはUV観測が必要であり、磁場特性を推測するにはマルチラインアプローチが重要です。これは、UVでの高解像度分光偏光測定と、提案されているPolstarミッションが、高温の星の中や周囲の磁場を検出して特徴づける能力を大幅に拡大する可能性があることを示しています。
初期パルスからの振動再接続周期性の独立性
| Title |
The_independence_of_oscillatory_reconnection_periodicity_from_the_initial_pulse |
| Authors |
Konstantinos_Karampelas,_James_A._McLaughlin,_Gert_J._J._Botha,_St\'ephane_R\'egnier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01980 |
振動的な再接続は、遍在するMHD波と太陽大気中の遍在するヌル点との間の相互作用を通じて現れる可能性があり、固有の周期性によって特徴付けられます。現在の研究では、振動再結合の周期と、高温の冠状プラズマにおいて、最初にヌル点を乱す波動パルスの強度との関係に焦点を当てています。PLUTOコードを使用して、2D磁気X点の完全に圧縮された抵抗性のMHD方程式を解きます。広範囲の振幅を持つ波動パルスを使用して、異方性熱伝導の有無を別々に考慮して、周期の値を取得するためのパラメータ研究を実行します。どちらの場合も、結果の周期は初期摂動の強さに依存しないことがわかります。以前の研究と一致して、異方性熱伝導の追加は、期間の平均値の増加につながるだけです。また、別のタイプの初期ドライバーを検討し、前述の独立した傾向に一致する振動周期を取得します。したがって、我々は、初期化波パルスのタイプと強度と、結果として生じる高温冠状プラズマにおける振動再結合の期間との間の独立性について初めて報告する。これにより、振動による再接続は、冠状地震学の文脈で使用される有望なメカニズムになります。
大規模な衝突する風のバイナリにおける降着と風の運動量比の影響
| Title |
Accretion_in_massive_colliding_wind_binaries_and_the_effect_of_wind_momentum_ratio |
| Authors |
Amit_Kashi,_Amir_Michaelis,_Yarden_Kaminetsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01990 |
大規模な衝突風バイナリシステムで風を放出し、さまざまな一次質量損失率の下で二次星への降着を定量化する数値実験を実行します。高光度青色変光星（LBV）を一次星、ウォルフ・ライエ星（WR）星を二次星として構成する連星を設定し、LBVの質量損失率を変化させて、風の運動量比$\eta$のさまざまな値を取得します。。私たちのシミュレーションには、2つのケースのセットが含まれています。1つは星が静止している場合、もう1つは軌道運動を含む場合です。$\eta$が減少すると、衝突する風の構造がセカンダリに近づきます。$\eta\lesssim0.05$の場合、降着しきい値に達し、不安定性に起因する凝集塊がセカンダリに降着することがわかります。$\eta$の値ごとに、質量降着率を計算し、$\dot{M}_{\rmacc}$-$\eta$図でさまざまな領域を識別します。$0.001\lesssim\eta\lesssim0.05$の場合、降着はサブボンダイ-ホイル-リトルトン（BHL）であり、平均降着率はべき乗則$\dot{M}_{\rmacc}\propto\eta^を満たします。静的な星の場合は{-1.73}$。降着は連続的ではなく、$\eta$が減少するにつれて、散発的なものからより大きなデューティサイクルに変化します。$\eta\lesssim0.001$の場合、降着は時間的に連続的になり、降着率はBHLで、最大で0.4〜0.8の係数になります。軌道運動を含むシミュレーションでは、質的に類似した結果が得られます。べき乗則は、サブBHL領域ではべき乗則$\dot{M}_{\rmacc}\propto\eta^{-1.86}$で、$\etaは低くなります。降着しきい値としての$。
宇宙Iから観測された近接した準矮星の熱い準矮星：軌道、大気、絶対パラメータとそれらの仲間の性質
| Title |
Hot_subdwarfs_in_close_binaries_observed_from_space_I:_orbital,_atmospheric,_and_absolute_parameters_and_the_nature_of_their_companions |
| Authors |
V._Schaffenroth,_I._Pelisoli,_B._N._Barlow,_S._Geier,_T._Kupfer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02001 |
スペクトル型Bの高温の準矮星の約3分の1は、ほとんどが極端な水平分枝上のコアヘリウム燃焼天体であり、低温、低質量の恒星、亜恒星、または白色矮星の仲間との近接したバイナリに見られます。それらは、さまざまな現象による光の変化を示す可能性があります。トランジット系外惑星探査衛星と\textit{K2}宇宙ミッションの光度曲線を使用して、より多くのsdBバイナリを探しました。それらの光度曲線を使用して、高温の準矮星の原色とその仲間を研究し、それらのシステムの軌道、大気、および絶対パラメータを取得できます。光の変化を分類し、これをスペクトルエネルギー分布の適合、\textit{Gaia}によって得られた視差によって導出された距離、および大気パラメータと組み合わせることにより、122（75\％）既知のsdBバイナリと82個の新しく見つかった反射効果システム。絶対質量、半径、および光度を、クールで低質量のコンパニオンを持つ合計39個の高温準矮星と、白色矮星コンパニオンを持つ29個の既知および新たに見つかったsdBについて導き出します。クールで低質量の準矮星と亜恒星の伴星を持つ熱い準矮星の質量分布は、白色矮星の伴星を持つものとは異なり、それらが異なる集団から来ていることを意味します。周期と最小コンパニオン質量分布を比較することにより、白色矮星のバイナリを持つ熱い準矮星のいくつかの異なる集団があることがわかります。また、視線速度の変動ではなく、光の変動から選択された、低温の低質量の準矮星または亜恒星系を持つ、高温の準矮星の最初の公転周期分布を導き出します。白色矮星を伴う高温の準矮星の分布と比較して、1.5時間から35時間の期間分布を示しており、1時間から30日の範囲です。これらの周期分布は、前の共通外層フェーズを制約するために使用できます。
$ ^ {12} $ C（$ \ alpha、\ gamma $）$ ^ {16}$O反応速度のプローブとしての可変白色矮星のトラップモードについて
| Title |
On_Trapped_Modes_In_Variable_White_Dwarfs_As_Probes_Of_The_$^{12}$C($\alpha,_\gamma$)$^{16}$O_Reaction_Rate |
| Authors |
Morgan_T._Chidester,_Ebraheem_Farag,_F.X._Timmes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02046 |
炭素-酸素白矮星モデルの脈動期間における現在の実験的な$^{12}$C$（\alpha、\gamma）^{16}$O反応速度確率分布関数の署名を求めます。内部の炭素に富む層によってトラップされた断熱gモードは、この反応速度確率分布関数の潜在的に有用なシグネチャを提供することがわかります。炭素に富む領域の調査は、放射性ヘリウム燃焼条件下での低質量星の進化中に形成され、対流混合プロセスの影響を軽減するため、適切です。可変WDモデルで特定されたトラップされたgモードの脈動周期と現在の実験的な$^{12}$C$（\alpha、\gamma）^{16}$O反応速度確率分布関数を直接定量的に結び付けます。。$^{12}の$\pm$3$\sigma$の不確実性に対する、識別されたトラップされたgモードの$\DeltaP/P\simeq\pm$2\％の相対周期シフトの平均スプレッドが見つかります。$C$（\alpha、\gamma）^{16}$O反応率確率分布関数-観測されたDAVおよびDBVの白い矮星の有効温度範囲全体、およびさまざまな白い矮星の質量、ヘリウムシェルの質量、および水素シェルの質量。観測された白色矮星のgモードの脈動周期は、通常、有効数字6〜7桁で与えられます。これは、$^{12}$C$（\alpha、\gamma）^{16}$O反応速度に対する天体物理学的制約が、原則として、観測された可変白色矮星の周期スペクトルから抽出できることを示唆しています。
ソーラーオービターでX線をイメージングするための分光計望遠鏡（STIX）
| Title |
The_Spectrometer_Telescope_for_Imaging_X-rays_(STIX)_on_Solar_Orbiter |
| Authors |
Laura_A._Hayes,_Sophie_Musset,_Daniel_M_\"uller_and_S_\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02079 |
X線イメージング用分光計/望遠鏡（STIX）は、ESAのソーラーオービターミッションの科学的ペイロードに搭載されている10台の機器の1つです。STIXは、4〜150keVのエネルギー範囲で硬X線イメージング分光法を提供し、太陽からの硬X線制動放射を観測します。これらの観測は、最も高温の熱プラズマ（$>$10〜MK）の診断と、太陽フレア中に10〜keVを超えて加速された非熱エネルギー電子に関する情報を提供します。STIXのスペクトル分解能は1〜keVで、間接バイグリッドフーリエイメージングを使用して硬X線放射を空間的に特定します。STIXは、硬X線診断を通じて太陽で加速された電子に関する重要な情報を提供することを考えると、ソーラーオービタースイートへの強力な貢献であり、太陽圏への太陽入力のダイナミクスを調査する重要な役割を果たします。この章では、STIX機器、その設計、目的、最初の観測について説明し、ソーラーオービターのミッション寿命にわたってSTIXが提供する新しい視点の概要を説明します。
黒点の空間的に相関する変動が磁気ねじれに関連する測定基準に与える影響
| Title |
Impact_of_spatially_correlated_fluctuations_in_sunspots_on_metrics_related_to_magnetic_twist |
| Authors |
C._Baumgartner,_A._C._Birch,_H._Schunker,_R.H._Cameron,_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02135 |
黒点の上の磁場のねじれは、太陽物理学において重要な量です。たとえば、磁気ツイストは、フレアとコロナ質量放出（CME）の開始に役割を果たします。光球上のねじれのさまざまなプロキシは、均一にねじれたフラックスチューブのモデルを使用して発見されており、単一の光球ベクトルマグネトグラムから日常的に計算されます。プロキシの1つのクラスは、垂直磁場に対する垂直電流の比率である$\alpha_z$に基づいています。別のクラスのプロキシは、いわゆるねじれ密度$q$に基づいています。これは、方位角フィールドと垂直フィールドの比率に依存します。ただし、磁場の時間的変動に対するこれらのプロキシの感度はまだ十分に特徴付けられていません。SDO/HMIベクトル磁場マップの時系列から推定される磁場の時間的変動に対するツイストプロキシの感度を決定することを目的としています。この目的のために、光球で2370ガウスのピーク垂直磁場と均一なねじれ密度$q=-0.024$Mm$^{-1}$を持つ黒点のモデルを紹介します。空間相関を含む、SDO/HMI観測と一致する磁場の時間的変動の実現を追加します。モンテカルロアプローチを使用して、時間的変動に対するさまざまなプロキシの堅牢性を判断します。磁場の3つの成分の時間的変動は、最大1.4Mmの空間的分離に対して相関しています（点像分布関数のみから予想されるよりも大きい）。モンテカルロアプローチにより、磁場のねじれのいくつかのプロキシが個々のマグネトグラムのそれぞれでバイアスされていないことを示すことができます。プロキシに関連するランダムエラーの標準偏差は、$0.002$から$0.006$Mm$^{-1}$の範囲であり、平均値の$q$よりも約1桁小さくなっています。
この本は、理論的な素粒子物理学と宇宙論の間のインターフェースでの重要な質問の徹底的な調査を提供します。前世紀の標準模型の台頭につながった理論的および実験的な物理学の革命について議論した後、このボリュームは、階層性問題、宇宙定数の小さな値、物質-物質の非対称性、または暗黒物質の問題であり、提案された解決策の最先端を、広範な書誌とともに提示します。この原稿は、熱暗黒物質、宇宙論的な一次相転移、および重力波の特徴の分野を強調しています。包括的で百科事典的なこの本は、この分野に参入する研究者と学生の両方にとって豊富なリソースになる可能性があります。資料の3分の2を構成するレビューに加えて、3分の1は著者のオリジナルの博士課程の研究成果を示しています。
観測可能なレプトン数生成からの右手ニュートリノパラメータの限界
| Title |
Bounds_on_right-handed_neutrino_parameters_from_observable_leptogenesis |
| Authors |
Pilar_Hernandez,_Jacobo_Lopez-Pavon,_Nuria_Rius_and_Stefan_Sandner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01651 |
ニュートリノの質量を説明できる2つの一重項ヘビーニュートラルレプトン（HNL）を使用した標準模型の最小拡張における、物質と物質の非対称性の生成を再検討します。完全に線形化された一連の運動方程式の解に対する正確な解析的近似を導き出します。これにより、パラメーター化に依存しないCP不変量の形で自明でないパラメーター依存性が明らかになります。パラメータ空間のさまざまな領域に関連するさまざまなウォッシュアウトレジームの識別は、相互作用率の質量補正の関連性に光を当て、バリオン数生成と他の観測量との相関関係を明らかにします。特に、測定されたバリオン非対称性を再現することを要求することにより、質量に応じてHNL混合のロバストな上限または下限、フレーバー構造の制約、およびPMNS混合マトリックスのCP対称性の破れの位相を導き出します。、およびニュートリノのない二重ベータ崩壊の振幅。また、低スケールと高スケールのCPフェーズの間に特定の相関関係があります。特にパラメータ空間のテスト可能な部分を強調して、我々の発見が数値結果と非常によく一致していることを示します。この作業で開発された方法は、より複雑なシナリオを探索するのに役立ちます。
ゲージ$U（1）_{B-L}$モデルにおけるステライルニュートリノ暗黒物質の再検討
| Title |
Revisiting_sterile_neutrino_dark_matter_in_gauged_$U(1)_{B-L}$_model |
| Authors |
Shintaro_Eijima,_Osamu_Seto_and_Takashi_Shimomura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.01775 |
ゲージ$U（1）_{B-L}$モデルでステライルニュートリノ暗黒物質を再検討します。ステライルニュートリノ$N$とエクストラニュートリノゲージボソン$Z'$の数密度の進化を追跡し、注意深く評価することにより、改善が行われました。その結果、凍結中のステライルニュートリノに対する$U（1）_{B-L}$の宇宙的に興味深いゲージ結合は、$Z'$の過剰生成を回避するために、文献で報告されている値よりも小さいことがわかります。これは、ニュートリノ種の有効数に対するビッグバン元素合成および宇宙マイクロ波背景放射の制約と一致しています。同様に、フリーストリーミングの長さの制約は、以前の研究で導き出された大きなパラメータ空間を除外します。標準モデルのフェルミオンペアからの$N$の既知のフリーズインペア生成に加えて、$B-L$ブレイクスカラーによって特徴付けられる温度で$Z'$のペアから$N$が主に生成される場合があります。質量。したがって、文献で行われた$U（1）_{B-L}$スカラー寄与の単純な切り捨ては無効です。
膨張宇宙における重力波検出器のオーバーラップ低減機能
20年前に宇宙の膨張が加速していることが確認されたので、確率論的重力波バックグラウンドの検出に対する宇宙定数の影響を理解することは理論的に興味深いでしょう。この論文は、一方向追跡重力波検出器のペアのドジッター空間時間におけるオーバーラップ低減関数を研究します。視線に沿った光の伝播もGW検出器の応答に影響を与えるため、膨張する宇宙では自明ではないことが示されています。検出器のペアが互いに近い場合、宇宙の膨張はオーバーラップ低減関数の大きさの値を高めることができることがわかります。ナノヘルツの重力波の場合、銀河のパルサーペアがミリ秒単位で分離されている場合、この効果がオーバーラップ低減関数の値を支配する可能性があります。
恒星構造に対する純粋なラブロック幾何学の物理的意味
| Title |
Physical_Implications_of_Pure_Lovelock_Geometry_on_Stellar_Structure |
| Authors |
Ksh._Newton_Singh,_Megandhren_Govender,_Sudan_Hansraj,_and_Farook_Rahaman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02130 |
線形順圧状態方程式と純粋なラブロック重力の枠組み内でのフィンチ-スケアポテンシャルを使用して、正確な異方性星モデルを構築します。適切な限界での対応するアインシュタインモデルとの比較は簡単に推測できます。明らかに、ラブロックの寄与によって引き起こされるより高い曲率効果は、アインシュタインの対応物と比較した場合、より低い密度、圧力、表面張力、および異方性係数を生成します。アインシュタインの場合、最大慣性モーメントが達成されるため、ラブロック効果によって状態方程式が和らげられると推測できます。このモデルは、さまざまな安定性テストを満たしています。
LISAの機器ノイズモニターとしてのヌルTDIチャネルの有効性について
| Title |
On_the_effectiveness_of_null_TDI_channels_as_instrument_noise_monitors_in_LISA |
| Authors |
Martina_Muratore,_Olaf_Hartwig,_Daniele_Vetrugno,_Stefano_Vitale,_William_Joseph_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02138 |
LISA機器ノイズの飛行中の推定のためのTDIヌルチャネルの使用と制限の研究を提示します。この論文では、2つの主要な制限ノイズ源であるテスト質量加速ノイズと干渉位相測定ノイズが異なるTDIチャネルを介してどのように伝播するかを検討します。重力波に最も敏感なMichelsonの組み合わせX、次に感度の低い組み合わせ$\alpha$、最後にヌルチャネル$\zeta$。これには、既存のすべてのヌルチャネルによって運ばれるノイズ情報が含まれます。$\zeta$などのヌルチャネルは、重力波に対する感度が低下しているだけでなく、干渉計ノイズに比べてテスト質量加速ノイズが大幅にキャンセルされていることがわかります。これにより、MichelsonXの組み合わせでの低周波機器ノイズの定量化での使用が大幅に制限されます。これは、加速ノイズが支配的であると予想されます。ただし、$\zeta$からの飛行中のノイズ推定を使用して、Xチャネルに入る考慮されるノイズに上限を設定できることを示します。これにより、強い確率的重力波の背景と区別できます。
液液界面でのファラデー波散乱から観測された初期宇宙の一次熱化メカニズム
| Title |
Primary_thermalisation_mechanism_of_Early_Universe_observed_from_Faraday-wave_scattering_on_liquid-liquid_interfaces |
| Authors |
Vitor_S._Barroso,_August_Geelmuyden,_Zack_Fifer,_Sebastian_Erne,_Anastasios_Avgoustidis,_Richard_J._A._Hill,_and_Silke_Weinfurtner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02199 |
過去200年間、流体、機械装置、さらにはインフレーション宇宙論など、さまざまな物理システムでパラメトリック不安定性が研究されてきました。この分数調波の不安定な応答が、予熱として知られている理論において、初期宇宙の熱化の中心的なメカニズムとして生じたのは、数十年前のことでした。ここでは、非線形ファラデー波の開始を通じてインフレ予熱ダイナミクスの重要な側面をシミュレートするために、パラメトリックに駆動される2流体インターフェースを研究します。高次相関の因数分解特性を介して、界面波の有効場の理論の記述の詳細な分析を提示します。減衰した高度に相互作用する流体力学システムの複雑さにもかかわらず、大振幅ファラデー波の散乱が、予熱ダイナミクスで予測されるように、一次共鳴帯の広がりとそれに続く二次不安定性の出現に関連していることを示します。
