eROSITAによって捕らえられた主要な銀河団の合併：弱いレンズ効果の質量分布と運動学的記述
| Title |
A_major_galaxy_cluster_merger_caught_by_eROSITA:_weak_lensing_mass_distribution_and_kinematic_description |
| Authors |
Rog\'erio_Monteiro-Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02232 |
eROSITAパフォーマンス検証フェーズで最近発見されたスーパークラスターに属する$z_{\rmphoto}\sim0.36$で、トリプルマージクラスター候補の弱いレンズ効果の質量分布を示します。私たちの分析では、クラスターペアeFEDSJ093513.3+004746とeFEDSJ093510.7+004910が、質量比$1.7_{-0.7}^{+0.5}$の大規模な合併を行っていることを確認することで、合併分類における以前の緊張を解消しました。。二体運動学の説明によると、遭遇は$0.58_{-0.20}^{+0.15}$Gyr前に、クラスターの周辺で観測された無線遺物の位置をサポートするシナリオで発生しました。ただし、同じ分析では、コンパニオンクラスターeFEDSJ093501.1+005418は相互作用するシステムに重力的に結合されていないため、スーパークラスターの一部ではないことが示されました。また、ハロー濃度$c_{200}$を決定するために、スケーリング関係を採用することの影響を確認しました。観測された合併段階では、クラスターがパスの$\sim$55％を移動して遠地点に到達し、$c_{200}$を選択します（スケーリング関係または質量モデルの自由パラメーターのいずれかから）。クラスターの質量または運動学的記述のいずれも大幅に変更されません。
| Title |
Sample_Variance_for_Supernovae_Distance_Measurements_and_the_Hubble_tension |
| Authors |
Zhongxu_Zhai_and_Will_J._Percival |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02373 |
超新星を使用して行われたハッブル定数の最近の局所測定は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、またはバリオン音響振動（BAO）とビッグバンを使用した予測とは$\sim$5$\sigma$（統計誤差）異なる値をもたらしました-それ自体が一貫しているバン元素合成（BBN）制約。超新星がカバーする有効体積は他のプローブに比べて小さいため、サンプルの分散（宇宙分散とも呼ばれる）がオフセットの重要な要因であるかどうかを検討するのは興味深いことです。サンプル分散を計算する4つの方法を検討します。（i）光度距離に適用される摂動理論。これは文献で検討されている最も一般的な方法です。（ii）N体シミュレーションのセットでスーパーサンプルの共分散を緩和するために一般的に使用される、宇宙論的パラメーターの摂動。（iii）摂動された球形のシルクハット領域間の分散に基づく新しい方法。（iv）数値N体シミュレーションを使用する。すべてが一貫した結果を示しており、パンテオン超新星サンプルの場合、サンプルの分散は、$\pm1$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$以下のオーダーの$H_0$の変動にのみつながる可能性があります。これ自体は新しい結果ではありませんが、使用されるメソッド間の一致により、その堅牢性が向上します。さらに、さまざまな方法がどのように組み合わされているかを確認することは有益です。また、SH0ESおよびパンテオンデータを使用して、$H_{0}$測定値の内部分散を調査します。反対側の半球での測定値間のオフセットを検索することにより、CMB双極子と一致する方向は、反対側の半球よりも約4kms$^{-1}$Mpc$^高い$H_{0}$測定値を持つことがわかります。{-1}$。これを多数のシミュレーションと比較すると、この非対称性のサイズは統計的に可能性が高いことがわかりますが、方向の優先度は、さらにキャリブレーションが必要であることを示している可能性があります。
CALIFAの調査データ（Leeetal、2019b）を使用して行われた最近の研究では、隣接する銀河の軌道運動が、多くのメガパーセクのスケールでターゲット銀河の回転方向と一致していることがわかりました。N体宇宙論シミュレーションを用いて、このいわゆる「大規模コヒーレンス」現象を研究しています。ターゲット銀河から1Mpc/h以内で、6Mpc/hに達する強いコヒーレンス信号を確認します。シミュレーションハローを、ターゲットハローと隣接ハローの両方の質量、スピン、合併履歴、およびローカルハロー数密度に基づいてサブサンプルに分割します。ターゲットハローの質量のみに明確に依存していることがわかります。もう1つの重要なパラメーターは、ターゲットハローと隣接ハローの両方のローカル数密度であり、クラスターやグループなどの高密度領域は、フィラメントや低密度領域ではなく、最も強いコヒーレンス信号を提供します。ただし、最後の大規模な合併以降、ハロースピンまたは時間への明確な依存関係は見つかりません。私たちが見つけた最も印象的な結果は、信号が大規模なハローから最大15Mpc/hまで検出できることです。これらの結果は、観察研究がどのようにコヒーレンスをより明確に検出できるかについての貴重な教訓を提供し、大規模なコヒーレンスの起源に対する我々の結果の影響について議論します。
21cm宇宙論からの暗黒物質とニュートリノの相互作用に対する制約とSKA1-Lowの予報
この記事では、暗黒物質（DM）とニュートリノの間の相互作用が再電離の歴史に及ぼす可能性のある影響を徹底的に調査しました。21cmの宇宙論を使用して相互作用の強さを制限し、標準の非相互作用の$\Lambda$CDMシナリオからの逸脱の可能性を発見しました。結果を現在の宇宙論的観測からの既存の制約と比較すると、21cmの観測は、相互作用の強さを数桁制約する能力が高いことがわかります。また、予測分析と誤差推定を行うことにより、次の21cmミッションSKA1-Lowでそのような相互作用を検出する可能性を探しました。
密度確率分布関数の共分散。階層モデルからの教訓
| Title |
Covariances_of_density_probability_distribution_functions._Lessons_from_hierarchical_models |
| Authors |
Francis_Bernardeau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02500 |
コンテキスト：宇宙密度フィールドの統計的特性は、大部分が1点密度確率分布関数（PDF）の形でエンコードされています。このようなオブザーバブルをうまく活用するには、1点PDFの共分散行列の詳細な関数形式が必要です。目的：目的は、宇宙論的文脈における一般的な確率的密度場のこの共分散の特性をモデル化することです。方法：共分散への先行および下位の寄与は、モデルの大きなクラス、いわゆる階層モデル内で識別されました。共分散行列の提案された形式の有効性は、正確な結果のコーパスを取得できる最小ツリーモデルであるおもちゃモデル（1点および2点PDFの形式、大規模）の助けを借りて評価されました。密度バイアス関数、および1点PDFの完全な共分散行列）。結果：最初に、共分散行列要素がサンプル内の2点密度PDFの空間平均に直接関連していることが示されました。この平均への主な寄与は、特定の密度バイアス関数の構築につながる階層モデルに明示的に与えられます。ただし、この寄与だけを使用して、操作上の尤度関数を作成することはできません。短距離効果は重要な影響を与えることがわかっていますが、モデルの詳細に依存するため、導出するのはより困難です。ただし、これらの貢献の単純で一般的な形式が提案されています。Rayleigh-Levy飛行モデルのコンテキストでの詳細な比較は、大規模な効果がスーパーサンプル効果の大部分をキャプチャし、短距離の寄与を追加することによって、尤度関数の質的に正しいモデルを取得できることを示しています。
弱いレンズ効果と再電離後のHI21cm信号の相互相関に関するBAOインプリントを使用したクインテセンスのプロービング
| Title |
Probing_Quintessence_using_BAO_imprint_on_the_cross-correlation_of_weak_lensing_and_post-reionization_HI_21_cm_signal |
| Authors |
Chandrachud_B.V._Dash_and_Tapomoy_Guha_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02562 |
この作業では、暗黒エネルギーの解凍クインテセンススカラー場モデルを制約する可能性を調査します。バリオン音響振動（BAO）のインプリントを使用して、再電離後の21cm信号と銀河の弱いレンズ効果の収束場の相互相関を使用して、角径距離$D_A（z）$とハッブルパラメーター$Hを断層撮影で測定することを提案します。（z）$。次に、これらの量の予測誤差を使用して、Quintessenceモデルのパラメーターを制約します。4つの観測周波数での独立した$600$hrs電波干渉計観測$916$MHz、$650$MHz、$520$MHz、および$430$MHzと、SKA-1-Midのような電波望遠鏡との相互相関が深く弱いレンズ調査をカバーしていることがわかります。空の半分は、ビンに入れられた$D_A$と$H$を数パーセントの感度で測定する場合があります。べき乗則を解凍するQuintessenceモデルのモンテカルロ分析では、初期勾配$\lambda_i$、暗黒エネルギー密度パラメーター$\Omega_{\phi0}$、および潜在的な$\の形状に$1-\sigma$の周辺化された境界が与えられます。ガンマ$はそれぞれ8.63％、10.08％、9.75％です。SNと他のプローブを使用した共同分析を実行すると、制約はそれぞれ7.66％、4.39％、5.86％に向上します。
クエーサーは宇宙進化の明らかな兆候であるため、クエーサースペクトルのモデリングは天体物理学の基本的なタスクです。ノイズの多いクエーサースペクトルから固有のクエーサー連続体を回復するための、新しい教師なし学習アルゴリズムであるクエーサー因子分析（QFA）を紹介します。QFAは、Ly$\alpha$フォレストがガウス過程として近似でき、連続体が潜在因子モデルとして適切に記述できることを前提としています。QFAは、教師なし学習を通じて、クエーサースペクトルから直接、クエーサー連続体とLy$\alpha$フォレストを同時に学習できることを示します。以前の方法と比較して、QFAは、クエーサー連続体予測の最先端のパフォーマンスを確実に実現しますが、事前定義されたトレーニング連続体は必要ありません。さらに、QFAの生成的で確率的な性質は、ブラックホールの進化を理解するだけでなく、分布外検出やその他のベイズ下流推論を実行するための道を開きます。
地球型惑星形成ゾーンにおける水のUVシールド：二酸化炭素排出への影響
| Title |
Water_UV-shielding_in_the_terrestrial_planet-forming_zone:_Implications_for_carbon_dioxide_emission |
| Authors |
Arthur_D._Bosman,_Edwin_A._Bergin,_Jenny_K._Calahan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02236 |
二酸化炭素は、地球型惑星形成ゾーンの化学と物理学の重要なトレーサーです。中赤外線の水放出に対してテストされた熱化学モデルを使用して、スピッツァーで観察されたCO2放出を再解釈します。水UVシールドと追加の化学加熱の両方により、放出層のCO2カラム全体が大幅に削減されることがわかります。水UVシールドはより効率的な効果であり、CO2カラムを$\sim$2桁削減します。これらのより低いCO2存在量は、観測値に近いCO2対H2Oフラックス比につながりますが、CO2排出量は、特に相対的な観点からは、依然として明るすぎます。水面中央の氷線の外側で元素酸素の枯渇を引き起こすと、H2O放出よりも、CO2放出に強い影響を与え、CO2からH2Oへの放出を観測値と一致させます。Spitzer-IRSで観測されたCO2排出は、強い水線と同様に、ディスクの光球の薄い層から来ていると結論付けます。この層の下では、物理的なプロセスによって補充される場合を除いて、CO2は存在しないと予想されます。これは、$^{13}$CO2スペクトルと、JWST-MIRIで観測できる特定の$^{12}$CO2機能で確認できます。
地球外粒子中の耐火性有機物の探索
| Title |
Exploring_refractory_organics_in_extraterrestrial_particles |
| Authors |
Alexey_Potapov,_Maria_Elisabetta_Palumbo,_Zelia_Dionnet,_Andrea_Longobardo,_Cornelia_J\"ager,_Giuseppe_Baratta,_Alessandra_Rotundi,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02537 |
隕石や彗星で検出された有機化合物の起源は、地球上の生命の前駆体として役立つ可能性がありますが、未解決の問題が残っています。本研究の目的は、実験室で作られた耐火性有機残留物の赤外線スペクトルを、スターダストミッションによって返された彗星粒子、惑星間ダスト粒子のスペクトルと比較することによって、地球外粒子の有機材料の性質と組成を明らかにするためのもう1つのステップを作ることです。、および隕石。私たちの結果は、原始太陽系星雲内の分子氷のエネルギー的および熱処理による耐火性有機物の形成のための経路のアイデアを強化します。また、原始太陽系星雲に入る前に、親分子雲の中にすでに有機物の一部が形成されている可能性もあります。研究された地球外粒子のIR「有機」バンドの大部分は、実験室の有機残留物のスペクトルで再現することができます。地球外粒子中の水、ニトリル、炭化水素、炭酸塩の検出を確認し、それを原始太陽系星雲の外側領域の粒子の形成位置に関連付けます。種の起源を明らかにするために、この論文で提示されているような実験室での測定と組み合わせた高感度の観察が必要です。したがって、この研究は、地球上の水と有機化合物の起源と、将来の共同実験室および観測プロジェクトの動機付けのパズルのもう1つのピースを提示します。
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の$r-$band画像から得られた、ローカル宇宙（$z\lesssim0.01$）の$\sim910$矮小楕円銀河の構造パラメーターを示します。構造パラメータの形態型（dS0、dE、dE$_{bc}$、dSph、およびdE$_{blue}$）への依存性を調べます。dSph銀河とdE銀河の核形成による過剰な光を適切に処理すると、5つのサブタイプ間で構造パラメーターに大きな違いがあります。dSph銀河の有効半径（$<\mu_{e}>$）内の平均表面輝度も、他のサブタイプのものとは明らかに異なります。渦巻腕などの円盤の特徴の頻度は、矮小銀河の形態に依存します。dSph銀河と初期型矮小銀河の他のサブタイプとの最も顕著な違いは、それらの起源に密接に関連していると考えられている円盤の特徴がないことです。
銀河適合の物理的起源：理論から観測まで
| Title |
The_Physical_Origin_of_Galactic_Conformity:_From_Theory_to_Observation |
| Authors |
Mohammadreza_Ayromlou,_Guinevere_Kauffmann,_Abhijeet_Anand,_Simon_D._M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02218 |
いくつかの銀河形成モデル、特にL-GALAXIES、IllustrisTNG、EAGLE、およびSDSSとDESIからの観測サンプルを使用して、銀河の適合性、中央の星形成特性の間で観測された大規模な相関関係を調査します（プライマリ）銀河とその隣人の銀河。モデルと観測を均一に分析するために、銀河が中央システムであるか衛星システムであるかを分離基準に基づいて定義する新しいアルゴリズムであるCENSATを導入します。最新バージョンのL-GALAXIES（Ayromlouetal。2021）、IllustrisTNG、EAGLE、およびEAGLEでは、低質量および中間質量の中心から少なくとも5Mpcまで、適合信号が存在することがわかります。SDSSおよびDESI観測サンプルで。それに比べて、L-GALAXIESの古いバージョンでは適合信号が大幅に弱くなっています（Henriquesetal.2020）。この古いモデルと他のモデルとの主な違いの1つは、巨大なクラスターハローの境界内を除いて、銀河のガス貯留層のラム圧ストリッピングを無視していることです。私たちの観察比較は、この違いが観察された大規模な適合信号に大きく影響することを示しています。さらに、適合信号へのバックスプラッシュ、フライバイ、中央、および衛星銀河の寄与を調べることにより、すべてではありませんが、その多くが大規模システムの近くの一次銀河から発生していることを示します。モデルと観測の間の残りの緊張は、フィードバックプロセスがガスと銀河の周りの環境の分布と運動学にどのように影響するかについての物理的処方をいくつかのメガパーセクのスケールに変更することによって解決されるかもしれません。
NGC1313の若い大規模クラスターの化学的存在量
| Title |
Chemical_abundances_of_Young_Massive_Clusters_in_NGC_1313 |
| Authors |
Svea_Hernandez,_Autumn_Winch,_S{\o}ren_Larsen,_Bethan_L._James,_Logan_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02219 |
棒渦巻銀河NGC1313の5つの若い大規模クラスター（YMC）の分光観測を分析して、それらの統合された光から詳細な存在量を取得します。私たちのYMCのサンプルは、超大型望遠鏡（VLT）のX-Shooterスペクトログラフで観測されました。理論上の等時線を利用して合成統合光スペクトルを生成し、観測に最適なものに収束するまで個々の元素の存在量を繰り返します。[Ca/Fe]、[Ti/Fe]、[Mg/Fe]、[Cr/Fe]、[Ni/Fe]の存在比を測定します。鉄の存在量の勾配は$-$0.124$\pm$0.034dexkpc$^{-1}$であり、わずかに浅い$\alpha$の勾配は$-$0.093$\pm$0.009dexkpc$^{-1}$。これは、NGC1313が放射状の存在量勾配を持たないことが知られている最も質量の大きい棒渦巻銀河であることがわかった、気相の存在量に焦点を当てた以前の金属量研究とは対照的です。異なる研究間の勾配の不一致は、気相の存在量を研究するために使用される金属量のキャリブレーションに起因することを提案します。また、YMCNGC1313-379が位置する南西地域で星形成がバーストする可能性がある、銀河全体で一定の星形成のシナリオをサポートする年齢金属量の傾向を観察します。
恒星軌道といて座A$^*$四重極モーメントの再考
「ブラックホール脱毛定理」は、原則として、銀河系の中心で、射手座A$^*$のスピンと四重極モーメントを測定し、S星の軌道歳差運動を全期間にわたって測定することでテストできます。。元の方法とは逆に、半軌道上の歳差運動角を測定することにより、単一の星からの観測のみを使用してブラックホール脱毛定理をテストできる理由を示します。S星が急速に回転することを期待する観測的および理論的理由があり、スピン曲率結合（Mathisson-Papapetrou-Dixon方程式の主要な兆候）を介して、将来の四重極測定に対する恒星スピンの影響を定量化しました。。それらは通常、数パーセントポイントのオーダーのエラーに悩まされることがわかりますが、一部の軌道パラメータでは、エラーがはるかに高くなる可能性があります。将来の四重極測定を妨げる可能性のある天体物理学的ノイズ源のより一般的な問題を再検討し、測定可能な歳差運動角度の賢明な選択がしばしば個々のノイズ源を排除できることを発見します。質量歳差運動の大きなノイズ源、恒星スピンによるスピン曲率結合の新しいノイズ、および恒星ポテンシャルの一時的な四重極モーメントから生じるより複雑なノイズ源を排除するために、観測量の最適な組み合わせを導き出しました。
銀河中心射手座B1領域での過剰な若い星の検出
天の川の中心は、最も近い銀河の核であり、銀河の最も極端な環境です。その体積は銀河円盤の1％未満ですが、過去100Myrの銀河で生まれたすべての星の最大10％がそこで形成されました。したがって、スターバースト銀河や高赤方偏移銀河と同様に、極端な条件下での星形成を理解するのに最適な実験室を構成します。ただし、銀河中心の2つの既知の若いクラスターだけが、予想される若い恒星の質量の10％未満を占めています。強いHII放出に関連する銀河中心領域であるいて座（Sgr）B1の星形成の歴史を分析し、$\sim$10Myr前に形成された若い星のいくつかの$10^5$太陽質量の存在の証拠を見つけます。また、SgrB1には、核恒星円盤の内部領域ではまれ（または存在しない）と思われる中年の星（2〜7Gyr）の存在が検出され、裏返しの形成を示している可能性があります。私たちの結果は、若いクラスターの運命や、この地域でのおそらく異なる初期質量関数など、銀河中心での星形成のより良い理解に向けた大きな一歩を構成しています。
きょしちょう座回転楕円体：M31の遠方のバックスプラッシュ銀河？
ローカルグループ（LG）の宇宙論的流体力学シミュレーションのAPOSTLEスイートを使用して、「バックスプラッシュ」銀河、つまり天の川（MW）またはM31のビリアル半径$r_{200}$の外側の矮星の特性を調べます。過去に彼らのビリアル境界内にいました。各原色の1から2のビリアル半径の間の距離にあるすべての矮星の半分以上は、バックスプラッシュ銀河です。より遠いバックスプラッシュシステム、つまり$2\、r_{200}$をはるかに超える距離に到達するシステムは、通常、ほぼ放射状の軌道の遠検に近いシステムであり、したがって、本質的にそれらのプライマリに対して静止しています。この結果を使用して、いずれかのプライマリの$\sim500$kpcを超えるLGの矮星が、MWまたはM31のいずれかのバックスプラッシュ衛星である可能性があるかどうかを調査します。$d_{\rmM31}\approx1350$kpcおよび$d_{\rmMW}\approx880$kpcにある数少ない既知の静止LGフィールドドワーフの1つであるTucanaドワーフ回転楕円体（dSph）は、有望な候補です。トゥカナの視線速度は、M31に対して静止していることを示唆しています。さらに、TucanaはM31の周りのM33の軌道面の近くにあり、単純な軌道統合は、Tucanaが約$\sim11$Gyr前のM33の初期の周心通過中に放出された可能性があることを示しています。これは、Tucanaの最後のタイミングとほぼ一致します。星形成のエピソード。TucanaはM31またはM33の衛星であった可能性があり、その孤立した性質にもかかわらず、ガスの不可解な不足と進行中の星形成について説得力のある説明を提供していることをお勧めします。
3
| Title |
On_the_Co-Evolution_of_the_AGN_and_Star-Forming_Galaxy_Ultraviolet_Luminosity_Functions_at_3_ |
| Authors |
Steven_L._Finkelstein,_Micaela_B._Bagley_(UT_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02233 |
高赤方偏移のレストフレーム紫外線（UV）光度関数（LF）の研究では、通常、星形成銀河と活動銀河核（AGN）の集団が異なる調査深度と面積要件を持っているため、それらを別々に扱ってきました。しかし、最近の広域深部地上ベースの画像調査の出現により、現在、AGNを発見するのに十分な大きさのボリュームを調査し、より暗い星形成銀河に十分な感度の深さで、これら2つの集団を橋渡ししています。観測の制約などの調査の結果を使用して、z=3-9での残りのUV光度関数の進化を共同で経験的にモデル化する方法論を提示します。両方の母集団に、かすかな端での平坦化を可能にするように修正された2乗則によって十分に記述されたLFがあり、すべてのLFパラメーターがredshiftでスムーズに進化すると仮定します。これにより、観測にうまく適合し、まだ観測されていないボリューム密度と赤方偏移を予測できます。明るい（M_UV=-28）AGNの体積密度はz=9からz=3まで5桁上昇しますが、適度に明るい（M_UV=-21）銀河は同じ全体でわずか2桁上昇することがわかります。時代。観測されたz=9LFの明るい端の平坦化は、AGNによるものではなく、明るい端の傾斜の浅さによるものであり、初期の明るい銀河でのフィードバックの低下を意味します。LFを統合すると、固有の電離放射率はすべてのz>3で銀河によって支配されていることがわかります。この結果は、概念的な脱出率を適用した後でも当てはまります。AGNLFをさまざまなブラックホールシードモデルに基づく予測と比較し、平均してまともな一致を見つけましたが、すべてのモデルが観測された明るいAGNの存在量を予測することはできません。今後のユークリッド天文台とローマ天文台の予測を行い、それぞれの広域調査でz〜8までのAGNを発見できるはずであることを示しています。
| Title |
Blow-Away_in_the_Extreme_Low-Mass_Starburst_Galaxy_Pox~186 |
| Authors |
N.R._Eggen_(1),_C._Scarlata_(1),_E._Skillman_(1),_A._Jaskot_(2)_((1)_Minnesota_Institute_for_Astrophysics,_University_of_Minnesota_(2)_Department_of_Astronomy,_Williams_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02245 |
Pox186は、$\sim10^5$M$_{\odot}$の恒星の質量をホストする非常に小さなドワーフスターバースト銀河です。21cmの深部観測からのHI（M$<10^6$M$_{\odot}$）で検出されず、[OIII]/[OII]\（5007/3727）比は18.3$\pm$0.11Pox〜186は、ライマン連続光子の有望な候補です。これは、低質量の宇宙の再電離時代の銀河の類似物である可能性があります。Pox186の空間的に分解された運動学的研究を提示し、2つの異なるイオン化ガス成分を特定します。1つは$\sigma>400$\kmpsで、狭いものは$\sigma<30$\kmpsです。高速ガスに見られるように、2つのコンポーネント間で著しく異なる形態と流出の直接的な証拠が見つかります。[OIII]で見られる高速ガスの生成を促進する可能性のある物理的メカニズムについて、流出ジオメトリから、高温（10$^6$K）の星団風と低温（10$^4$K）ガスの間の乱流混合まで説明します。雲。他の低質量銀河と一致して、0.5の小さな質量負荷係数で0.022M$_{\odot}$\yr$^{-1}$の適度な質量流出率を見つけます。最後に、Pox〜186の質量負荷係数を数値シミュレーションからの外挿と比較し、それらの間の明らかな不一致の考えられる理由について説明します。
AGNPKS0558-504の連続残響ラグの再検討
| Title |
Revisiting_the_Continuum_Reverberation_Lags_in_the_AGN_PKS_0558-504 |
| Authors |
D._H._Gonz\'alez-Buitrago,_J._V._Hern\'andez_Santisteban,_A._J._Barth,_E._Jimenez-Bail\'on,_Yan-Rong_Li,_Ma._T._Garc\'ia-D\'iaz,_A._Lopez_Vargas,_and_M._Herrera-Endoqui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02474 |
2008年から2010年にスウィフト天文台で実施された狭線セイファート1銀河PKS0558-504の測光残響マッピングキャンペーンの改訂分析を提示します。以前、Gliozzietal。\は、離散相関関数（DCF）法を使用して、短波長の連続体の変動が長波長の変動に遅れをとっていることを発見しました。これは、降着円盤によるX線の熱再処理に期待される傾向とは逆です。彼らは彼らの結果を再処理モデルに対する証拠として解釈した。Gliozzietal。\によって発見された逆ラグ波長関係が、ラグを測定するときに駆動光度曲線と応答光度曲線の順序を入れ替えた結果であることを示す新しいDCF測定を実行しました。バンド間のラグと不確かさをより正確に判断するために、4つの独立した方法で新しい測定を実行しました。これらは、ディスクの再処理シナリオで予想されるように、波長の関数として増加する時間遅延を示す一貫した結果を提供します。再分析された遅延スペクトルの傾きは、光学的に厚く幾何学的に薄い降着円盤による再処理の予測された$\tau\propto\lambda^{4/3}$の関係とほぼ互換性があるように見えますが、データポイントは適合したべき乗則の傾向に関する大きなばらつき。
同変グラフ正規化フローによる銀河合体の再構築
現代の天文学における重要であるが未解決の問題は、銀河が$\Lambda$CDMモデルのパラダイムの下でどのように形成され進化したかということです。重要な制限要因は、統計モデルを通じて合併履歴を説明するための堅牢なツールがないことにあります。この作業では、生成グラフネットワークであるE（n）同変グラフ正規化フローモデルを使用します。始祖をグラフとして扱うことにより、モデルは、それらの質量、赤方偏移のマージ、およびz=0プロパティを条件とする赤方偏移z=2でのペアワイズ距離を含むそれらの分布を確実に回復することを示します。モデルの生成的な性質により、尤度のない推論、異常の検出、始祖の特徴の微妙な相関関係の特定など、他のダウンストリームタスクが可能になります。
この章では、MeVからGeVまでのエネルギー範囲の高エネルギー$\gamma$線光子の検出と特性評価の一般的な原理について概説します。望遠鏡の過去と現在の実現の簡単なレビューを含め、$\gamma$線天文学用の機器の構築へのこれらの基本的な光子-物質相互作用プロセスの適用について説明します。高高度気球および衛星プラットフォームで望遠鏡を操作する際に遭遇する制約は、宇宙線および天体物理学的発生源からの強力な機器の背景のコンテキストで説明されています。基本的な望遠鏡の概念は、コード化マスクとコンプトン望遠鏡による改良を経て、MeV範囲の一般的なコリメータ開口から始まり、GeV範囲の対生成望遠鏡になります。他のアパーチャ、およびシミュレーションからキャリブレーションまでの$\gamma$線天体物理学の測定原理の理解も提供されます。
マイクロカロリメータ時代のX線分光法4：CLOUDYで研究された軟X線に対する光学的厚さの影響
| Title |
X-ray_spectroscopy_in_the_microcalorimeter_era_4:_Optical_depth_effects_on_the_soft_X-rays_studied_with_CLOUDY |
| Authors |
Priyanka_Chakraborty,_Gary_Ferland,_Marios_Chatzikos,_Andrew_Fabian,_Stefano_Bianchi,_Francisco_Guzm\'an,_Yuanyuan_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02267 |
この論文では、軟X線を抑制する光電吸収や電子散乱などの光学的厚さ効果から軟X線スペクトルを変更する原子プロセスについて説明します。また、連続体ポンピングによる光イオン化環境での軟X線強度の向上も示しています。「ライン修正係数（$f_{\rmmod}$）」を導入することにより、抑制/強化を定量化します。0$\leq$$f_{\rmmod}$$\leq$1の場合、線は抑制されます。これは、衝突イオン化システムと光イオン化システムの両方に当てはまります。$f_{\rmmod}$$\geq$1の場合、光イオン化システムで発生する線が強調されます。ハイブリッド天体物理学的ソースも非常に一般的であり、環境は部分的に光イオン化され、部分的に衝突イオン化されます。このようなシステムは、中間ポーラーバイナリであるV1223Sgrです。V1223Sgrの1次チャンドラMEGスペクトルを\textsc{Cloudy}でシミュレートされた加法冷却流と光イオン化モデルの組み合わせに適合させることにより、理論の適用を示します。特に、最近の研究で見つかったスペクトルのO〜VII、O〜VIII、Ne〜IX、Ne〜X、およびMg〜XI線の過剰フラックスを説明します。これは、吸収された冷却では説明できませんでした。フローモデル。
セイファート1銀河WKK4438の切り詰められた内側の円盤
降着円盤が最内安定円軌道（ISCO）まで伸びているかどうか、またいつ伸びているかを理解することは、ブラックホールスピンの測定の背後にある基本的な仮定であるため重要です。ここでは、狭い線のセイファート1銀河、WKK4438の2013年と2018年のNuSTARとSwiftのデータ（0.5〜50keV）を調べます。X線放射は、コロナと低スピン（a*〜0）ブラックホールの周りのディスク。ただし、このようなモデルでは、一部のパラメータに型破りな値が発生します（たとえば、逆放射率プロファイルや高い冠状高さ）。あるいは、ディスクが約10rgで切り詰められ、ブラックホールがソーン限界（a*=0.998）で回転している場合、同様に良好な適合を達成できます。これらの場合、モデルパラメータは、コロナがブラックホールの近くの中央に位置し、より遠い距離でディスクを照らしているという解釈と一致しています。
中性子星の潮汐特性は、連星を刺激することから放出される重力波で測定可能であり、それらは中性子星の状態方程式を制約するために使用されてきました。同じ精神で、暗黒物質混合中性子星の無次元の潮汐変形能を研究します。潮汐ラブ数は、2流体フレームワークで計算されます。無次元の潮汐ラブ数と無次元の潮汐変形可能性は、理想的なフェルミガスまたは自己相互作用ボソンとしてモデル化された暗黒物質との暗黒物質混合星について計算されます。無次元の潮汐変形性は、中間の暗黒物質の質量分率の狭い範囲内で、純粋な通常の物質の星のそれに類似するものから純粋な暗黒物質の星のそれに類似するものへの急激な変化を示します。この結果に基づいて、暗黒物質の質量分率が高い場合の無次元の潮汐変形性と質量の関係の自己相似性を利用して、巨大なコンパクトな星の潮汐特性を通じて暗黒物質のパラメーターを研究するアプローチを示します。
回転する恒星質量ブラックホールの周りの超臨界降着円盤からのエネルギーの流れの成分
| Title |
Component_of_energy_flow_from_supercritical_accretion_disks_around_rotating_stellar_mass_black_holes |
| Authors |
Aoto_Utsumi,_Ken_Ohsuga,_Hiroyuki_R._Takahashi,_Yuta_Asahina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02560 |
スピンパラメータ$a^*$を-0.9から0.9まで変化させて、2次元の軸対称一般相対性理論の電磁流体力学シミュレーションを実行することにより、恒星質量ブラックホールの周りの超臨界降着円盤からのエネルギー流のブラックホールスピンへの依存性を調べます。赤道面の近くに光学的および幾何学的に厚い円盤が形成され、すべてのモデルで円盤表面から円盤物質の一部が放出されていることがわかります。ガスの放出は主に放射力によって駆動されますが、$|a^*|$が大きい場合、磁力は無視できません。エネルギー流出効率（$\dot{M}_{\rmin}c^2$で正規化された総光速;$\dot{M}_{\rmin}$と$c$は、事象の地平線と光速）は、非回転ブラックホールよりも回転ブラックホールの方が大きくなります。これは、$a^*=-0.7$の場合は$0.7\％$、$a^*=0$の場合は$0.3\％$、$\dot{M}_の場合は$a^*=0.7$の場合は$5\％$です。{\rmin}\sim100L_{\rmEdd}/c^2$（$L_{\rmEdd}$はエディントン光度です）。また、エネルギーは主に$a^*\sim0$のときに放射によって放出されますが、ポインティングパワーは$|a^*|$とともに増加し、$a^*\geq0.5$および$のモデルの放射光度を超えます。a^*\leq-0.7$。ブラックホールが回転すればするほど、等方性光度に対する動的光度のパワー比が大きくなる傾向があります。これは、電力比が大きい（小さい）オブジェクトには、急速に（ゆっくりと）回転するブラックホールがある可能性があることを意味します。超大光度X線源の中で、IC342X-1は急速に回転するブラックホールの候補です。
銀河系超新星残骸の多波長分析
| Title |
Multiwavelength_Analysis_of_Galactic_Supernova_Remnants |
| Authors |
Pooja_Sharma,_Ziwei_Ou,_Charles_Henry-Cadrot,_Tiina_Suomij\"arvi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02695 |
銀河宇宙線（CR）の起源と、超新星残骸（SNR）が潜在的なCR加速器である可能性については、まだ議論の余地があります。帯電したCRは、{\pi^0}の生成とその結果としての崩壊を通じて、{\gamma}線観測所によって間接的に検出され、高エネルギーの{\gamma}線が生成されます。この研究の目的は、ハドロンシナリオを支持する定性的および定量的傾向を特定し、PeVエネルギー（PeVatrons）までの潜在的な加速器となる可能性のあるSNRを検索することです。ハドロンの寄与を評価するために、さまざまな放射モデルを使用して多波長（MWL）研究を実行しました。選択されたSNRのスペクトルエネルギー分布（SED）は、Naima[1]パッケージを使用してモデル化されます。純粋なレプトンシナリオとレプトンハドロンシナリオの2つの異なる放射シナリオが考慮され、それらの重要性を評価するために異なる方法が使用されます。この研究は、レプトハドロンシナリオがほとんどのSNRに好まれていることを示しています。ハドロンの寄与を示す2つの特定の指標は、{\pi^0}の生産しきい値付近のデータと数TeVを超えるデータから得られます。{\pi^0}の生産しきい値での急激な上昇は、レプトンプロセスでは説明できません。この地域のより多くのデータは、これらの研究にとって価値があります。一部のSNRでは、重要なハドロンの寄与が数TeVまで観測されているため、PeVatronの有望な候補となっています。レプトンプロセスが抑制されると予想されるこの高エネルギー領域では、{\gamma}線放出のレプトン起源とハドロン起源を区別するためにさらに多くのデータが必要です。将来的には、取得したモデルパラメータを使用してCTAのデータをシミュレートし、PeVatronを識別する能力を評価する予定です。
超新星SN2019zrkの爆発前、爆発、および爆発後のジェット
私は光度過渡イベントSN2019zrkのいくつかの特性を分析し、ジェットが爆発前の爆発（前カーソル）と大規模な星周物質（CSM）の放出、非常にエネルギーの高い爆発自体の主な動力源であると結論付けました。光度曲線の爆発後のバンプの。爆発前のエネルギー源は、主に、質量を蓄積してジェットを発射したコンパニオン（主系列星、ウォルフライエ星、中性子星、またはブラックホール）星です。爆発噴出物による加速後のCSMの急速な膨張には、爆発エネルギーが>10^{52}ergである必要があることがわかりました。このようなSN2009ipのような過渡現象では、ジェット駆動の爆発だけがこのエネルギーを供給することができます。私は、イジェクタとCSMの相互作用が、爆発後約110日で明るいバンプに電力を供給する可能性は非常に低いと結論付けています。代わりに、ジェット駆動のバンプトイモデルを適用して、爆発後のジェットがバンプの説明である可能性が最も高いことを示します。爆発自体（主な爆発）がコア崩壊超新星（CCSN）なのか、共通外層ジェット超新星（CEJSN）なのかという疑問は残しておきます。この研究では、ジェットが通常のCCSNeから超高輝度CCSNeまで、およびCEJSNeを含む他の多くの特異で超高エネルギーの過渡イベントまで、すべてのイベントを駆動すると主張することにより、特異な過渡イベント、ここでは2009ipのような過渡イベントをCCSNeにさらに結び付けます。これらすべてのタイプの過渡現象を分析する場合、ジェット電源は無視できません。
| Title |
MARCOT_Pathfinder_at_Calar_Alto_Progress_Report |
| Authors |
Martin_M._Roth,_Jes\'us_Aceituno,_Jos\'e_L._Ortiz,_Kalaga_Madhav,_Stefan_Cikota,_John_Davenport,_Pedro_Amado,_Fran_Pozuelos,_Rafael_Luque,_and_Nicolas_Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02306 |
MARCOTパスファインダーは、スペインのカラルアルト天文台（CAHA）にあるMARCOT（複合望遠鏡のマルチアレイ）の前身です。MARCOTは、現在CAHA3.5m望遠鏡からファイバーフィードされているCARMENESに、分光器の最終的なジョイントシングルファイバーフィードにインコヒーレントに供給される数十個の小型望遠鏡のバッテリーからの5〜15mの集光領域を提供することを目的としています。市販の望遠鏡に基づくモジュラーコンセプトにより、超大型望遠鏡（ELT）の数分の1のコスト見積もりが得られます。新しいアプローチとして、MARCOTは、古典的なフォトニックランタンの変形として開発されているマルチモードフォトニックランタン（MM-PL）を使用して、個々の望遠鏡からの光を機器への単一のファイバーフィードに結合します。この進捗レポートでは、MARCOTの全体的な概念、CAHAで委託されているパスファインダー望遠鏡とエンクロージャー、MM-PLの概念、およびポツダムマルチプレックスラマンスペクトログラフ（MRS）の設置の次のステップについて説明します。MARCOTパスファインダーは、7ユニットの望遠鏡のプロトタイプを使用して、空でのMM-PLの概念設計と予測性能を検証するために使用されます。
MICADO大気分散補正装置：オプトメカニカル設計、期待される性能、および校正技術
| Title |
The_MICADO_Atmospheric_Dispersion_Corrector:_Optomechanical_design,_expected_performance_and_calibration_techniques |
| Authors |
J.A._van_den_Born,_R._Romp,_A.W._Janssen,_R._Navarro,_W._Jellema,_E._Tolstoy,_B._Jayawardhana_and_M._Hartl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02572 |
大気分散補正器（ADC）を使用しない場合、大気を通過する光の屈折差が画質に深刻な影響を与える可能性があります。超大型望遠鏡（ELT）の場合、これは赤外線にも当てはまります。ELT用の近赤外線イメージングカメラであるMICADOは、直径125mmの2つの逆回転アミチプリズムで構成される極低温ADCを採用します。このメカニズムは、大気拡散を2.5ミリ秒（mas）未満に減らし、目標を1masに設定します。このレポートでは、MICADO用に開発中のADCの現状の概要を説明します。オプトメカニカル設計を要約し、極低温環境がパフォーマンスにどのように影響するかについて説明します。また、機器が完全に統合されたら、コールド瞳孔で回折マスクを使用して性能を校正および検証する計画についても説明します。
ARIESの歴史：観測科学の分野における最高の研究機関
インド政府の科学技術省の下にある一流の自律研究所であるAryabhattaResearchInstituteofObservationSciences（ARIES）は、観測科学、すなわち大気および天体物理学の分野で貢献した約70年の遺産を持っています。インド測量局は、1950年後半に地球人工衛星イメージングのグローバルネットワークに研究所が参加したことにより、世界基準で10メートル以上の精度で決定されたARIESの場所を使用しました。その高高度の場所であるARIESを利用して、初めて、中央ヒマラヤ地域のエアロゾルと微量ガスの物理的および化学的特性の長期的な特性評価により、気候変動研究に貴重な情報を提供しました。天体物理学では、研究所は天体の正確で時々ユニークな観測に貢献し、多くの発見につながりました。2015年に3.6メートルのDevathal光学望遠鏡が設置されたことで、インドは4メートルクラスの光学望遠鏡をホストしている世界の数少ない国に加わる唯一のアジアの国になりました。この望遠鏡は、地理的な位置を利用できるため、多波長観測や、GMRT、アストロサット、重力波源の追跡など、天体のサブアーク秒分解能のイメージングに最適です。
ノイズに注意を払わないでください：ノイズ除去時系列トランスフォーマーを使用した光度曲線の自己監視表現の学習
| Title |
Don't_Pay_Attention_to_the_Noise:_Learning_Self-supervised_Representations_of_Light_Curves_with_a_Denoising_Time_Series_Transformer |
| Authors |
Mario_Morvan,_Nikolaos_Nikolaou,_Kai_Hou_Yip,_Ingo_Waldmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02777 |
天体物理学的光度曲線は、それらを汚染するノイズの強度と多様性のために、特に挑戦的なデータオブジェクトです。それでも、利用可能な光度曲線の天文学的な量にもかかわらず、それらを処理するために使用されるアルゴリズムの大部分は、サンプルごとに動作しています。これを改善するために、ノイズ除去時系列トランスフォーマー（DTST）と呼ばれる単純なトランスフォーマーモデルを提案し、クリーンなターゲットがない場合でも、マスクされた目的でトレーニングすると、時系列のデータセットのノイズと外れ値を除去するのに優れていることを示します利用可能です。さらに、自己注意を使用することで、学習した表現への豊富で例示的なクエリが可能になります。トランジット系外惑星宇宙衛星（TESS）からの実際の恒星光度曲線に関する実験を紹介し、従来のノイズ除去技術と比較した場合のアプローチの利点を示します。
| Title |
The_Essential_Character_of_the_Neutrino_Mechanism_of_Core-Collapse_Supernova_Explosions |
| Authors |
Tianshu_Wang,_David_Vartanyan,_Adam_Burrows,_Matthew_S._B._Coleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02231 |
詳細な2Dコア崩壊超新星シミュレーションで較正し、先祖の大質量星の最先端の恒星進化計算の末端密度プロファイルのみに基づいて、単純なコア崩壊超新星爆発条件を導き出します。この条件は、その有用性を評価するために実行した100の2D最先端モデルの動作の大部分をキャプチャします。目標は、詳細なシミュレーションに頼ることなく、特定の巨大な星の爆発性を予測することです。私たちが定義する単純な最大フラクショナルラム圧力ジャンプ判別式は、約90％の時間でうまく機能することがわかり、私たちが目撃するいくつかの誤検知と誤検知の原因について推測します。最大ラム圧力ジャンプは、通常、シリコン/酸素界面の付着時に発生しますが、常に発生するわけではありません。私たちの結果は、私たちのコードFornaxの現在の実装が自然に準拠している忠実度と、ニュートリノと物質の相互作用、ニュートリノ振動の考えられる影響、グリッド解像度、回転と磁気の可能な役割に関する問題に依存します。フィールド、および採用された数値アルゴリズムの精度はまだ解決されていません。それにもかかわらず、私たちが取得する爆発性条件は実装が簡単で、不安定なチャンドラセカール前駆体のみからのデータを使用しながらさらに一般化される可能性があり、現在文献に見られるよりも信頼性が高く堅牢な単純な爆発予測子です。
爆発するV883Oriシステムの化学マップ：垂直および放射状構造
| Title |
A_Chemical_Map_of_the_Outbursting_V883_Ori_system:_Vertical_and_Radial_Structures |
| Authors |
D._A._Ruiz-Rodriguez,_J._P._Williams,_J._H._Kastner,_L._Cieza,_M._Leemker,_and_D._A._Principe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02252 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）バンド6（211-275GHz）のスペクトル線研究を実施するパイロットプログラムの最初の結果を提示します。これは、急速な降着エピソードを経験している若い恒星状天体（YSO）、つまりFUOri天体です。（FUors）。ここでは、FUorシステムV883Oriの分子輝線観測について報告します。FUorオブジェクトを約0.5秒角から約30秒角のマップサイズまで、つまりディスクから流出スケールまで完全にカバーするように画像化するために、ALMAメインアレイ（12mアレイ）とAtacamaCompactアレイ（7-mアレイ）および総電力（TP）アレイ。HCN、HCO$^{+}$、CH$_{3}$OH、SO、DCN、およびH$_{2}$COの排出を検出し、これらの線のほとんどが複雑な運動学を示しています。PVダイアグラムから、検出された分子HCN、HCO$^{+}$、CH$_{3}$OH、DCN、SO、およびH$_{2}$COは、ケプラー回転ディスクを垂直方向にプローブします。$^{12}$COおよび$^{13}$COラインで以前に検出された大規模な流出。さらに、HCNとHCO$^{+}$は、落下運動の運動学的特徴を明らかにします。北の流出は、HCO$^{+}$、H$_{2}$CO、およびSO排出量で見られます。興味深いことに、HCO$^{+}$の放出は、CH$_{3}$OHおよび230GHzの連続体について推定された半径方向の広がりに匹敵するサイズの顕著な内側のくぼみまたは「穴」を明らかにします。V883Oriの統合されたHCO$^{+}$強度分布の内側のくぼみは、光学的厚さの影響の結果である可能性が最も高く、HCO$^{+}$の光学的に厚い性質とV883Oriは、最終的なHCO$^{+}$フラックスレベルで連続減算アーティファクトを引き起こす可能性があります。
Au IVの相対論的原子構造とOs等電子シーケンス：キロノバ噴出物の不透明度データ
| Title |
Relativistic_Atomic_Structure_of_Au_IV_and_the_Os_Isoelectronic_Sequence:_opacity_data_for_kilonova_ejecta |
| Authors |
Z._S._Taghadomi,_Y._Wan,_A._Flowers,_P._C._Stancil,_B._M._McLaughlin,_S._Bromley,_J._P._Marler,_C._E._Sosolik,_S._Loch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02311 |
2017年8月17日の重力波（GW）の直接検出は、二元中性子星合体から伝播し、マルチメッセンジャー天文学の時代を切り開きました。中性子星合体、またはキロノバから放出された物質は、GWの検出後の光学的および近赤外線の追跡観測の良い候補です。GW1780817の噴出物からのキロノバは、高速中性子捕獲プロセスまたはrプロセスによる重い原子核の合成の天体物理学的サイトの最初の証拠を提供しました。放出の特性は放出された材料の不透明度に大きく影響されるため、利用可能なが限られたrprocess原子データの強化が最近動機付けられています。ただし、これらの重元素の電子構造が複雑であることを考えると、信頼できる原子構造データのセットに収束するには、依然としてかなりの努力が必要です。この作業の目的は、Osのような等電子シーケンスの低電荷状態要素のこの状況を緩和することです。この点で、汎用の相対論的原子構造パッケージ（GRASP0およびGRASP2K）を使用して、エネルギー準位と遷移確率（E1およびM1）を取得しました。さまざまなrプロセス要素のラインリストと拡張不透明度を提供します。ここでは、Os等電子シーケンス（OsI、IrII、PtIII、AuIV、HgV）に焦点を当てます。結果は、既存の実験データと以前の計算に対してベンチマークされ、キロノバに関連する発光スペクトルの予測が提供されます。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡で観測できる可能性のある赤外線の微細構造（M1）線が強調表示されています。
2つのガイア警報を受けた若い恒星状天体のバーストのような増光の測光および分光学的研究
| Title |
Photometric_and_spectroscopic_study_of_the_burst-like_brightening_of_two_Gaia-alerted_young_stellar_objects |
| Authors |
Zs\'ofia_Nagy,_P\'eter_\'Abrah\'am,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Sunkyung_Park,_Micha{\l}_Siwak,_Fernando_Cruz-S\'aenz_de_Miera,_Eleonora_Fiorellino,_David_Garc\'ia-\'Alvarez,_Zs\'ofia_Marianna_Szab\'o,_Simone_Antoniucci,_Teresa_Giannini,_Alessio_Giunta,_Levente_Kriskovics,_M\'aria_Kun,_G\'abor_Marton,_Attila_Mo\'or,_Brunella_Nisini,_Andras_P\'al,_L\'aszl\'o_Szabados,_Pawe{\l}_Zielinski,_{\L}ukasz_Wyrzykowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02341 |
若い星は、振幅の範囲で、数時間から数十年までのさまざまな時間スケールで変動を示します。1年の時間スケールで明るくなったためにガイアサイエンスアラートシステムをトリガーした2つの若い星を研究しました。Gaia20bwaは約0.5等級明るくなりましたが、Gaia20fgxは約2.5等級明るくなりました。TelescopioNazionaleGalileoとGranTelescopioCanariasで取得したガイア光度曲線、追加の測光、およびスペクトルを分析しました。Gaia20bwaに向かって、H$\alpha$からH$\delta$、Pa$\beta$、Br$\gamma$までの水素線、およびCaII、OI、NaIの線を含むいくつかの輝線が検出されました。H$\alpha$およびBr$\gamma$線は、明るい状態での発光でGaia20fgxに向かって検出され、追加のCO線が吸収され、Pa$\beta$線はフェージング中に逆PCygniプロファイルで検出されました。Br$\gamma$行に基づくと、降着率はGaia20bwaおよび$（4.5-6.6）\の場合は$（2.4-3.1）\times10^{-8}$$M_\odot$yr$^{-1}$でした。times10^{-8}$$M_\odot$yr$^{-1}$は、明るい状態のGaia20fgxです。Gaia20fgxの降着率は、半年のタイムスケールでほぼ10分の1に低下しました。両方の星の降着パラメータは、古典的なおうし座T型星の降着パラメータと類似しており、若い爆発型変光星の降着パラメータよりも低いことがわかりました。ただし、これらの明るさの振幅と時間スケールは、これらの星をパラメータ空間の領域に配置します。この領域には、若い星がほとんど存在しません。これは、若い爆発型変光星と同様の時間スケールで爆発を生成するが、振幅が小さい新しいクラスの若い星を示唆しています。
Stellar Loci VI：最高で最も明るい金属の少ない星の更新されたカタログ
| Title |
Stellar_Loci_VI:_An_Updated_Catalog_of_the_Best_and_Brightest_Metal-poor_Stars |
| Authors |
Shuai_Xu,_Haibo_Yuan,_Ruoyi_Zhang,_Haining_Li,_Timothy_C._Beers,_and_Yang_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02371 |
Gaia、2MASS、ALLWISE測光、およびGaiaからの天体測定データを使用して、3つの異なる基準を使用して比較的明るい非常に金属量の少ない（[Fe/H]$<-2.0$;VMP）巨大星候補を検索します。）私たちが導き出したガイア測光金属量、2）4.6ミクロン付近の恒星分子吸収の欠如、および3）それらの高い接線速度。これらの基準のさまざまな組み合わせにより、$G<$15の候補の6つのサンプルを特定しました。ゴールドサンプル（24,304候補）、シルバーGWサンプル（40,157候補）、シルバーGKサンプル（120,452候補）、ブロンズGです。サンプル（291,690候補）、ブロンズWKサンプル（68,526候補）、および低$b$サンプル（4,645候補）。低$b$サンプルは、銀河緯度が低い$|b|のソースに適用されます。<10^\circ$、その他は$|b|のソース用です>10^\circ$。LAMOSTDR8の中解像度（$R\sim$1800）から得られた結果とクロスマッチングすることにより、VMPスターの識別の成功率はゴールドサンプルで60.1$\％$、ゴールドサンプルで39.2$\％$であることを確認します。SilverGWサンプル、SilverGKサンプルの場合は41.3$\％$、BronzeGサンプルの場合は15.4$\％$、BronzeWKサンプルの場合は31.7$\％$、Low$b$の場合は16.6$\％$それぞれサンプル。品質パラメーター$RUWE<1.1$をさらに厳密に削減すると、SilverGW、SilverGK、およびBronzeGサンプルの成功率が46.9$\％$、51.6$\％$、および29.3$\％$にさらに増加する可能性があります。、それぞれ。私たちのサンプルは、高解像度のフォローアップ分光観測の貴重なターゲットを提供し、公開されています。
星震学を使用したM4の進化した星の統合された質量損失
| Title |
Integrated_Mass_Loss_of_Evolved_Stars_in_M4_using_Asteroseismology |
| Authors |
Madeline_Howell,_Simon_W._Campbell,_Dennis_Stello_and_Gayandhi_M._De_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02406 |
質量損失は、恒星モデリングにおける主要な不確実性のままです。低質量星では、質量損失は赤色巨星分枝（RGB）で最も顕著であり、星の進化経路と最終的な恒星の残骸に影響を与えます。進化のさまざまな段階で星の質量差を直接測定することは、統合された質量損失を定量化するための最良の方法の1つです。球状星団（GC）は、このための理想的なオブジェクトです。M4は現在、進化の複数の段階にある星の星震学データが存在する唯一のGCです。K2測光を使用して、これまでのGCで最大の地震サンプルであるM4の75個の赤色巨星の星震学的質量を報告します。$\Delta\bar{M}=0.17\pm0.01〜\mathrm{M}_{\odot}$の統合RGB質量損失が見つかりました。これは、Reimersの質量損失係数$\eta_R=0.39$に相当します。。初期質量、水平分枝質量、$\eta_R$、および統合RGB質量損失の結果は、以前の研究との顕著な一致を示していますが、星震学を使用するとより高い精度が得られます。また、GCの初期漸近巨星分枝（EAGB）星における太陽のような振動の最初の検出を報告します。$\bar{M}_{\text{EAGB}}=0.54\pm0.01〜\mathrm{M}_{\odot}$の平均質量は、モデルで予測されたものよりも大幅に低いことがわかります。これは、水平分枝での予想よりも大きな質量損失を示唆しています。あるいは、EAGBの地震スケーリング関係における未知の分類学を示している可能性があります。おそらく複数の母集団が原因で、RGBサンプルに暫定的な質量バイモダリティが見つかりました。赤い水平分枝のサンプルでは、単一の値と一致する質量分布が見つかります。GCは恒星理論の主要な不確実性を解決できる可能性があるため、GCの地震研究の重要性を強調します。
太陽のような星における原子拡散と乱流混合：FG型星の基本的性質への影響
| Title |
Atomic_diffusion_and_turbulent_mixing_in_solar-like_stars:_Impact_on_the_fundamental_properties_of_FG-type_stars |
| Authors |
Nuno_Moedas,_Morgan_Deal,_Diego_Bossini_and_Bernardo_Campilho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02779 |
化学組成は、恒星進化に影響を与える重要な要素です。星の表面の元素の存在量は、原子の拡散を含む輸送プロセスのために、星の寿命に沿って進化します。ただし、質量が約1.2Msunを超える星のモデルは、恒星表面での非現実的な変動を予測します。これは、恒星モデルの大きなグリッドではほとんど計算コストがかかる競合する輸送プロセスの必要性を示しています。この研究の目的は、星のモデルに乱流混合を実装し、大きなグリッドの計算を可能にするために、鉄などの元素の乱流混合による放射加速の効果を再現する可能性を評価することです。MESAを使用して恒星モデルを計算し、乱流混合の存在下での原子拡散（放射加速を伴う）の影響を評価しました。乱流拡散係数を使用して、鉄に対する放射加速度の影響をパラメータ化しました。最後に、KeplerLegacyサンプルの2つのF型星をモデル化することにより、このパラメーター化をテストしました。鉄の場合、放射加速の効果をシミュレートする乱流混合のパラメータ化が可能であることがわかりました。これは、重力沈降の影響を打ち消すための乱流混合の効率の向上につながります。この近似値は、酸素とカルシウムを除いて、調査した他の元素の表面存在量に大きな影響を与えません。このパラメータ化が、これらのモデルで推定される地震特性の精度に与える影響はごくわずかであることを示しています。さらに、乱流混合により、原子拡散効果を含む現実的なF型星モデルの計算が可能になります。これにより、これらのプロセスを無視したモデルで得られた結果と比較して、推定年齢に約10％の違いが生じます。
深い正規化フローを伴うステラスペクトルの教師なし学習
恒星スペクトルは、星に関する詳細情報をエンコードします。ただし、恒星分光法におけるほとんどの機械学習アプローチは、教師あり学習に焦点を合わせています。教師なし学習法であるMendisを紹介します。これは、スペクトル空間の複雑な分布を記述するために、ニューラルスプラインフローとGLOWで構成される正規化フローを採用しています。Mendisの主な利点は、スペクトルの条件付き分布を記述し、恒星のパラメーターを条件付けて、スペクトルの基礎となる構造をさらに明らかにできることです。特に、私たちの研究は、メンディスがスペクトル内のピクセル相関を確実にキャプチャできることを示しており、恒星スペクトルから未知の原子遷移を検出できる可能性があります。Mendisの確率的性質により、既存の分析パイプラインを介して元素の存在量を事前に測定する必要なしに、広範な分光学的調査で外れ値を厳密に決定することもできます。
ケプラーミッションからの恒星の光度曲線を分析するためのトランスフォーマーベースのモデルであるAstroconformerを紹介します。Astrconformerは、監視されたタスクとして恒星の表面重力を確実に推測できることを示しています。重要なのは、Transformerが時系列で長距離情報をキャプチャするため、フィールドでの最先端のデータ駆動型手法よりも優れており、アブレーション実験を通じて自己注意の重要な役割が証明されていることです。さらに、Astroconformerのアテンションマップは、モデルによって学習された長距離相関情報を例示し、星震学のためのより解釈可能な深層学習アプローチにつながります。ケプラーからのデータに加えて、この方法がルービン天文台からのまばらなケイデンス光度曲線に一般化できることも示し、星震学の新時代への道を開き、長いケイデンスの地上観測からの情報を利用します。
高質量バイナリMWC166Aの軌道と星周環境の特徴
| Title |
Characterising_the_orbit_and_circumstellar_environment_of_the_high-mass_binary_MWC_166_A |
| Authors |
Sebastian_A._Zarrilli,_Stefan_Kraus,_Alexander_Kreplin,_John_D._Monnier,_Tyler_Gardner,_Antoine_M\'erand,_Sam_Morrell,_Claire_L._Davies,_Aaron_Labdon,_Jacob_Ennis,_Benjamin_Setterholm,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Narsireddy_Anugu,_Cyprien_Lanthermann,_Gail_Schaefer,_Theo_ten_Brummelaar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02836 |
コンテキスト：恒星進化モデルは、特に進化の初期段階にある高質量星の場合、正確な質量推定に大きく依存しています。モデルに依存しない質量を取得するための最も直接的な方法は、近接バイナリの軌道からの導出です。目的：複数のエポックにわたるCHARAおよびVLTI近赤外線干渉法と、約100のアーカイブ視線速度測定に基づいて、単一線分光連星MWC166Aの最初の位置天文学+RV軌道解を導き出し、これから基本的な星のパラメーターを導き出すこと軌道。また、Kバンドスペクトル線からシステム内の星周活動をモデル化しようとしました。方法：13エポックで位置天文学を導き出し、個々の恒星パラメータを制約するために、塵の連続体を幾何学的にモデル化しました。連続体モデルをベースとして使用して、Br-$\gamma$およびHe-I輝線上の微分位相、可視性、および閉鎖位相を調べました。結果：私たちの軌道ソリューションは、以前のRV軌道フィットで見つかった2倍の長さの$367.7\pm0.1$dの期間を提案し、その後、コンポーネントの質量を$M_1=12.2\pm2.2M_\odot$および$M_2=に制限します。4.9\pm0.5M_\odot$。線放出ガスは一次ガスの周りに局在していることがわかり、約11の恒星半径のスケールで空間的に分解され、線翼間の空間変位は回転円盤と一致しています。結論：線放射の大きな半径と安定した方向は、磁気圏または境界層の降着と一致していませんが、MWC166Aaの周りのイオン化された内部ガスディスクを示しています。ハービッグスターディスクの一般的なライン変動またはデクリションディスクのV/R変動のいずれかで説明できる、ライン変動を観察します。また、システムの年齢を〜$（7\pm2）\times10^5$yrに制限しました。これは、システムが主系列星に向かって収縮している主系列星と副系列星で構成されていることと一致しています。
Cクラスフレア中の彩層の放射損失について
| Title |
On_the_radiative_losses_in_the_chromosphere_during_a_C-class_flare |
| Authors |
Rahul_Yadav,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_Graham_S._Kerr,_C._J._D\'iaz_Baso_and_Jorrit_Leenaarts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02840 |
太陽フレアはコロナに膨大な量のエネルギーを放出します。このエネルギーのかなりの部分が下層大気に輸送され、彩層が加熱されます。フレアの間にエネルギーをより低い太陽大気に輸送するメカニズムはまだ完全には理解されていません。RADYNフレアシミュレーションの電子ビームパラメータに観測上の制約を設定するために、Cクラスフレアのフットポイントでの彩層の放射損失の時間的進化を推定することを目的としています。半経験的モデル大気を使用して、水素、および単一イオン化されたCaとMgからの放射損失を推定しました。彩層の統合された放射損失を推定するために、正味の冷却速度は、最低温度と温度が10kKに達する高さの間で統合されました。正味の冷却速度の層別化は、CaIRトリプレットラインがフレアリング大気の放射損失の大部分の原因であることを示唆しています。フレアのピーク時には、CaIIH＆KおよびMgIIh＆kラインからの寄与が強く、CaIRトリプレット（$\sim$32kWm$^{-2}$）に匹敵します。私たちのフレアは比較的弱いイベントであるため、彩層は11kKを超えて加熱されません。これにより、抑制されたLy{\alpha}の寄与（$\sim$7kWm$^{-2}$）が生成されます。統合された総放射損失の時間的変化は、急激に上昇する損失（0.4kWm$^{-2}$s$^{-1}$）と比較的遅い減衰（0.23kW〜m$^{-2}$）を示します。s$^{-1}$）。総放射損失の最大値は、フレアのピーク時間の前後に到達し、フットポイントにある1つのピクセルで最大175kWm$^{-2}$に達する可能性があります。小さなパラメータの研究の後、放射損失の振幅と全体的な大気構造の観点から、注入されたエネルギーフラックス$5\times10^{10}$ergs$^でのRADYNフレアシミュレーションによる最良のモデルデータの一貫性を見つけました。{-1}$cm$^{-2}$。
中性子星合体のための3次元でのニュートリノ高速フレーバーの不安定性
| Title |
Neutrino_Fast_Flavor_Instability_in_three_dimensions_for_a_Neutron_Star_Merger |
| Authors |
Evan_Grohs,_Sherwood_Richers,_Sean_M._Couch,_Francois_Foucart,_James_P._Kneller,_G._C._McLaughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02214 |
コア崩壊超新星と中性子星合体におけるニュートリノのフレーバー進化は、天体物理学における非常に重要な未解決の問題です。ニュートリノシステムの電子フレーバーの進化を追跡することは、コンパクトオブジェクトの熱力学とそれらが生成する化学元素を計算するために不可欠です。これらの環境でのフレーバー変換を正確に説明することは、関与するニュートリノの数が多いこと、振動の空間スケールが小さいこと、システムの非線形性など、さまざまな理由で困難です。角モーメントの観点からニュートリノ場を記述する方法を提示することにより、これらの問題に取り組むための一歩を踏み出します。私たちのモーメント法は、中心物体に近い領域で発生すると予想される高速フレーバーニュートリノ変換現象をうまく説明しています。モーメント法を中性子星合体条件に適用し、セル内粒子計算と比較することにより、成長、飽和、およびデコヒーレンスの3つのフェーズをキャプチャできることを示します。また、ニュートリノ場で成長する変動の大きさを決定します。
暗黒物質と擬スカラーによって媒介される標準模型の状態との間の散乱相互作用は、局所的な暗黒物質の速度v〜0.001cの累乗によって抑制される速度のため、直接検出実験で明らかにすることは一般的に困難です。しかし、それらは暗黒物質によって引き起こされる中性子星の加熱で観察される可能性があり、その急な重力ポテンシャルは、落下する粒子を半相対論的速度に加速することによってそのような抑制を防ぎます。暗黒物質に結合された疑似スカラーの2つの特定の自己無撞着なシナリオのコンテキストでこの現象を調査し、メディエーターと暗黒物質の直接検索からの境界に対する中性子星加熱の感度を比較します。最初の「軽い」シナリオは、アクシオン様粒子（ALP）によって媒介される10GeV未満の質量の暗黒物質で構成され、2番目の「重い」シナリオは、2ヒッグスダブレット（いわゆる2HDM+aモデル）。両方のフレームワークで、中性子星の差し迫った測定が、直接暗黒物質探索の範囲を超えて擬スカラー媒介暗黒物質をテストできること、およびフレーバー観測可能物、ビームダンプ実験、および高エネルギーコライダーからのメディエーターの境界をテストできることを示します。
タウニュートリノ望遠鏡での二重および複数の前髪：宇宙線起源核種を伴うスファレロンの新しいプローブ
宇宙線起源ニュートリノ検出のエキサイティングなキャンペーンに照らして、将来のタウニュートリノ望遠鏡で検出可能な二重および複数のタウバングを調査します。このようなイベントは、標準模型（SM）の高次プロセスから予想されます。これは、将来のタウニュートリノ望遠鏡で予想される幅広い技術で簡単に識別できます。SM摂動過程は、$\mathcal{O}（300）$宇宙線起源ニュートリノイベントを収集する感度を備えた望遠鏡に、すでにいくつかのダブルバンイベントをもたらす可能性があることがわかりました。検出可能であるが抑制されたレートは、実際には、二重および複数の前髪をSMの未知数および可能性のある新しい物理学の優れたプローブにします。ケーススタディとして、複数のタウバングを大量に生成できる非摂動スファレロンプロセスを検討します。
最も単純なヒッグスポータルからの超相対論的バブルとその宇宙論的結果
| Title |
Ultra-relativistic_bubbles_from_the_simplest_Higgs_portal_and_their_cosmological_consequences |
| Authors |
Aleksandr_Azatov,_Giulio_Barni,_Sabyasachi_Chakraborty,_Miguel_Vanvlasselaer,_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02230 |
実際の一重項スカラー場を使用して、SMの最小拡張における相転移を分析します。私たちの研究の目新しさは、一次相転移が発生する可能性のあるパラメーター空間の領域、特に真の真空を伴う気泡が相対論的速度に到達できる領域を特定して詳細に分析することです。この領域は、最近議論された新しいバリオン数生成と暗黒物質の生成メカニズムにつながる可能性があるため、興味深いものです。暗黒物質の生成とバリオン数生成、および現在および将来の実験での発見の可能性について、さまざまなモデルを完全に分析します。
$ f（Q）$重力における宇宙論：バックグラウンドおよび摂動レベルでの統一された動的システム分析
| Title |
Cosmology_in_$f(Q)$_gravity:_A_unified_dynamical_system_analysis_at_background_and_perturbation_levels |
| Authors |
Wompherdeiki_Khyllep,_Jibitesh_Dutta,_Emmanuel_N._Saridakis_and_Kuralay_Yesmakhanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02610 |
$f（Q）$重力に基づく宇宙論モデルは、バックグラウンドレベルと摂動レベルの両方で観測データセットをフィッティングするのに非常に効率的であるという事実に動機付けられて、バックグラウンド方程式と摂動方程式の両方の結合動的システム分析を実行して、この結果は、独立した方法によるものです。研究された2つの文献の$f（Q）$モデル、つまりべき乗則と指数モデルを調べます。どちらの場合も、物質の摂動の正しい成長率を特徴とする物質が支配的な鞍点を取得し、その後、物質の摂動が一定のままである安定した暗黒エネルギーが支配的な加速宇宙に移行します。さらに、$f\sigma_8$の動作を分析すると、モデルは観測データにうまく適合し、$\Lambda$CDMシナリオと同様の動作が得られますが、指数モデルには後者が特定の制限としてありません。したがって、動的システムの独立したアプローチを通じて、観測的対立の結果を検証します。つまり、$f（Q）$重力は、$\Lambda$CDM一致モデルの非常に有望な代替手段と見なすことができます。
キブル天秤による慣性質量の測定
キブル天秤は、試験質量の引力と電磁揚力のバランスをとることにより、試験質量の$重力$質量（重量）を非常に正確に測定します。このような質量測定の不確かさは、現在〜$1\times10^{-8}$です。同じキブル天秤を使用して、テスト質量の$inertial$質量を測定する方法を示します。これも、測定の不確かさが50％向上する可能性があります。つまり、〜$5\times10^{-9}$です。慣性質量を測定するために、テスト質量とそれを保持するアセンブリの重量は、カウンターウェイトによって正確にバランスが取られます。既知の電磁力を加えると、テストマスが加速します。制御された経過時間の後に速度を測定すると、加速が得られ、その結果、Kibbleバランスコイルと質量保持パンで構成される加速アセンブリの慣性質量が得られます。アセンブリにテスト質量を追加して測定を繰り返し、2つの測定値の差をとると、テスト質量の慣性質量が得られます。したがって、キブル天秤を使用したテスト質量の非常に正確な慣性および重力質量測定は、等価原理のテストを提供する可能性があります。2つの質量がプランク定数やその他の結合定数にどのように関連しているか、およびキブル天秤を使用してディラック宇宙論の動的定数理論をテストする方法について説明します。
$ \ texttt{GWFAST}$を使用した第3世代重力波検出器の検出機能の予測
| Title |
Forecasting_the_detection_capabilities_of_third-generation_gravitational-wave_detectors_using_$\texttt{GWFAST}$ |
| Authors |
Francesco_Iacovelli,_Michele_Mancarella,_Stefano_Foffa,_Michele_Maggiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02771 |
アインシュタイン望遠鏡（ET）やコズミックエクスプローラー（CE）などの第3世代重力波検出器に合わせて調整された、重力波研究用の新しいフィッシャーマトリックスコードである$\texttt{GWFAST}$を紹介します。これを使用して、ETのみの機能、およびETと2つのCE検出器によって作成されたネットワークの機能の包括的な調査を実行し、LVKコラボレーションの今後のO4実行の予測を提供します。バイナリ中性子星、バイナリブラックホールおよび中性子スター-ブラックホール連星を考慮し、信号対雑音比（SNR）の分布、さまざまなパラメータ（距離、空の局在化を含む）の再構築の精度などの基本的なメトリックを計算します、質量、スピン、および中性子星の場合は潮汐変形性）、およびSNRのさまざまなしきい値と、ローカリゼーションおよび距離測定のさまざまなレベルの精度に対する検出のレッドシフト分布。特にSNRの値が大きい場合に、「ゴールデンイベント」の予想される分布とプロパティを調べます。また、結果が天体物理学的不確実性やさまざまな技術的詳細（波形の選択、SNRのしきい値など）に依存することに特に注意を払い、文献の他のフィッシャーコードと比較します。コンパニオンペーパーでは、コードの技術的な側面について説明します。このペーパーと一緒に、https：//github.com/CosmoStatGW/gwfastでコード$\texttt{GWFAST}$を公開し、最先端の重力を実装するライブラリ$\texttt{WF4Py}$を公開します-https://github.com/CosmoStatGW/WF4Pyの純粋な$\texttt{Python}$の波動波形。
一致モデルに二重のバウンスする宇宙：ヨルダンフレームのスカラーテンソル理論
スカラーテンソル重力理論は、ジョーダンフレームとアインシュタインフレームの観点から記述された、コンフォーマルに接続された時空におけるスカラー場を伴うアインシュタインの重力の数学的に同等の記述を提供します。この論文では、ジョーダンフレームとアインシュタインフレームの対応を使用して、対照的な宇宙論的進化を伴う二重宇宙を探索します。アインシュタインとジョーダンのフレーム間のマッピングを研究します。アインシュタインのフレーム宇宙は、暗黒エネルギーと非相対論的物質によって駆動される、物理宇宙の遅い時間発展を効果的に記述します。ブランス・ディッケ重力理論は、ジョーダンフレームのデュアルスカラーテンソル理論であると見なされます。ダークエネルギーと非相対論的物質を含む標準的なアインシュタインフレーム宇宙は、ブランス-ディッケ理論によって支配されている場合、常に跳ねるジョーダンフレーム宇宙に対応することを示します。これは本質的に、ジョーダンフレームで跳ねるブランス-ディッケ宇宙の観点から、物理宇宙の遅い時間発展の代替の説明につながります。以前の研究では、跳ねるヨルダンフレームの場合、特に宇宙の初期の加速段階では、アインシュタインとヨルダンのフレーム間のマップが摂動レジームで特異になり、等角対応が崩れる可能性があることが示されています。遅い時間の加速のための現在の跳ね返りモデルがそのような不安定性がないかどうかをチェックするために、我々はスカラーメトリック摂動の進化を研究します。ジョーダンフレームのメトリック摂動は、最初に等角対応を使用してアインシュタインフレームを介して、次にジョーダンフレームで直接数値的に解かれます。これら2つのケースで得られた摂動の進化はよく一致しています。したがって、物理的な宇宙を模倣したアインシュタインのフレームと、跳ねるブランス・ディッケ・ジョーダンのフレームとの間の二重性は、線形摂動に対して安定していることが示されています。
