真空暗黒エネルギーと $H_0$ 張力の複数の遷移
| Title |
Multiple_transitions_in_vacuum_dark_energy_and_$H_0$_tension |
| Authors |
Hossein_Moshafi,_Hassan_Firouzjahi_and_Alireza_Talebian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05583 |
$H_0$張力問題に対する真空ダークエネルギー密度の複数の遷移の影響を調べます。真空エネルギー密度が初期宇宙と後期宇宙で複数の遷移を受ける現象論的モデルを考察し、CMB+BAO+SNからの3セットのデータを使用してモデルの予測を比較します。一時的なダークエネルギーは、正(dSのような)または負(AdSのような)のいずれかです。一時的な後期AdS型の真空エネルギーは通常、$H_0$の緊張を緩和できる$H_0$のより高い値を生み出すと結論付けています。さらに、局所的な宇宙論的測定から得られた値に匹敵する$H_0$の値を得るために、スペクトルインデックス$n_s$はハリソン-ゼルドビッチスケールの不変値に向かって移動します。
潜在的な宇宙加速プローブとしての HI 21cm 吸収体の統計分布
| Title |
Statistical_distribution_of_HI_21cm_absorbers_as_potential_cosmic_acceleration_probes |
| Authors |
Chang-Zhi_Lu,_Tingting_Zhang,_and_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05639 |
DampedLyman-$\alpha$Absorber(DLA)、またはHI21cmAbsorberは、Sandage-Loeb(SL)効果を介して分光速度$v_\mathrm{S}$の加速度を直接測定するための重要なプローブです。実際のDLAサンプルの不足と背景電波源の割り当てが粗いため、ほとんどの場合、減衰ライマン$\alpha$吸収システム(DLAS)の検出可能な量はあいまいです。観測された局所的な$\dot{v}_\mathrm{S}$から測定不可能なグローバルおよび物理的な$\ddot{a}$を区別した後、DLASのコンポーネントの統計的調査を行います。カーネル密度推定(KDE)を使用して、CENSORS、LBDS-Hercules、およびCoNFIG-4の3つの電波深度調査データセットを介して背景電波源の一般的な赤方偏移分布を描写し、マルチガウス表現を提供します。文献でDLA赤方偏移数密度の生成プロセスをテストし、MgII吸収によって事前に選択された低赤方偏移($z\lesssim1.65$)DLAの修正べき乗則フィッティングを作成し、その欠陥を分析しようとします。最後に、導出された無線数密度と文献の以前のDLAを使用したブラインドHI吸収調査を考慮した場合の、FAST、ASKAP、およびSKA-Midの簡単なDLAS数推定を提示します。比較可能性のために、FAST予測では実用的な量は100であり、楽観的な量は470ですが、後者の量と以前の予測は1桁以内です。
BOSSパワースペクトルの有効場理論解析の一貫性について
| Title |
On_the_consistency_of_effective_field_theory_analyses_of_BOSS_power_spectrum |
| Authors |
Th\'eo_Simon,_Pierre_Zhang,_Vivian_Poulin_and_Tristan_L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05929 |
$\Lambda$CDMのロバスト性は、大規模構造の有効場理論(EFTofLSS)のワンループ予測を使用して、BOSSパワースペクトルのフルシェイプ解析から得られます。PyBirdとCLASS-PTが同じBOSSデータセットと理論モデルから派生しているという事実にもかかわらず、PyBirdとCLASS-PTは$1\sigma$レベルでのみ結果が一致する可能性があります。2つのパイプライン間で行われたさまざまな分析の選択を徹底的に比較し、「西海岸」(WC)および「東海岸」(EC)と呼ばれるEFTパラメーターの事前の選択に違いがあることを特定します。それぞれPyBirdとCLASS-PTに関連付けられています。特に、事後は非ガウスであるため、EFTパラメーターに対する周辺化からの射影効果は、宇宙論的パラメーターの事後平均を、WC前のWCで最大$1\sigma$および最大$2\sigmaまで最適適合に関してシフトします。$EC事前。前の2つの選択肢が$\sim1\sigma$で一致する場合、BOSSから抽出された最適な宇宙論的パラメーターを定量化します。前の幅を2倍にすると、一貫性は$\sim0.5\sigma$に向上します。これは、現在のEFT分析が以前の影響を受けやすいことを明らかにしていますが、CMBと組み合わせて、または今後の大容量データから得られる宇宙論的結果は、それらの影響の影響を受けにくいことを示しています。さらに、BOSS測定値の違いを調べます。考慮されたすべての事前再構築された測定値($<0.6\sigma$)で幅広い一致が見られますが、フーリエ空間で利用可能な2つのBOSS再構築後の測定値は、EFTフルシェイプ分析と組み合わされると、ハッブルパラメーター$H_0の不一致につながります$\sim0.9\sigma$で$。議論するさまざまな効果を考えると、BOSSで測定されたクラスタリング振幅$\sigma_8$は、$\Lambda$CDMの下でPlanckから推測されたものと統計的に緊張していないと主張します。
初期暗黒エネルギーに関する BOSS パワー スペクトルの有効場理論解析からの更新された制約
| Title |
Updated_constraints_from_the_effective_field_theory_analysis_of_BOSS_power_spectrum_on_Early_Dark_Energy |
| Authors |
Th\'eo_Simon,_Pierre_Zhang,_Vivian_Poulin_and_Tristan_L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05930 |
大規模構造の有効場理論(EFTBOSS)からのワンループ予測を使用したBOSSDR12パワースペクトルの完全な形状の分析は、早期暗黒エネルギーなどの$\Lambda$CDMモデルへの拡張に関する新しい制約につながりました。(EDE)は、「ハッブル緊張」への解決策として提案されています。このホワイトペーパーでは、BOSSウィンドウ関数の正規化に対する修正を考慮して、EDEに対するEFTBOSSの制約力を再評価します。全体として、EDEに対するEFTBOSSからの制約は弱められており、プランクや従来のBAO/$f\sigma_8$測定からの制約と比較して小さな変化を示していることがわかります。PlanckデータとEFTBOSSの組み合わせにより、95%C.L.でのEDE$f_{\rmEDE}<0.083$の最大分数寄与の境界が得られます。(正しくない正規化を使用した$<0.054$、完全な形状のデータを使用しない$<0.088$と比較して)、ハッブル張力は$2.1\sigma$に減少します。ただし、AtacamaCosmologyTelescopeからのデータのみを使用した分析で支持されているより極端なモデルは、EFTBOSSデータでは支持されていません。また、更新されたPantheon+Ia型超新星解析により、EDEの制約がわずかに増加する可能性があることも示しています。それでも、SH0ESによるSN1aマグニチュードキャリブレーションを含めると、EDEの優先度が$5\sigma$を超えるように大幅に増加し、赤方偏移$の周りに$f_{\rmEDE}\sim0.12^{+0.03}_{-0.02}$が得られます。z_c=4365^{+3000}_{-1100}$.私たちの結果は、EFTBOSSデータ(単独またはプランクデータと組み合わせたもの)がハッブル張力のEDE解像度を除外しないことを示しています。
初期宇宙からの恒星質量原始ブラックホール(PBH)は、LIGOによって観測される重力波(GW)イベントに直接寄与する可能性がありますが、暗黒物質(DM)の準優勢成分のみを構成することができます。DMの主要な構成要素は、一般的に、恒星質量PBHの播種の周囲に大規模なハローを形成します。宇宙論的($\gtrsim$Gpc)距離でのソースの重力レンズ効果が、PBHを飲み込むDMハロードレスを直接探索できることを実証し、天の川付近のローカルソースのレンズ効果に挑戦します。CHIMEサーベイによって検出された高速電波バーストの強力なレンズ効果の分析は、すでにドレスされた恒星質量PBHのパラメーター空間を調査し始めており、今後の検索では、$\sim10-10^3M_{\odot}$質量範囲にわたるドレスされたPBHを効率的に探索できます。GWイベントのPBHシナリオの厳格なテストを提供します。私たちの調査結果は、QCDアクシオンまたはWIMPが優勢なDMを構成するものを含む、恒星質量PBHを備えた幅広いクラスのDMモデルの一般的なテストを確立します。この結果は、超新星やコースティッククロッシングなどの宇宙論的距離でのさまざまなタイプのレンズ現象を伴うドレスPBHを探索するための新しいルートを開きます。
重力波の弱いレンズ効果による $\Lambda$CDM の拡張機能のテストに関する将来の展望
| Title |
Future_prospects_on_testing_extensions_to_$\Lambda$CDM_through_the_weak_lensing_of_gravitational_waves |
| Authors |
Charlie_T._Mpetha,_Giuseppe_Congedo,_Andy_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05959 |
計画されている宇宙ベースおよび第3世代の地上ベースの重力波検出器(LISA、アインシュタイン望遠鏡、CosmicExplorer)、および提案されているDeciHz検出器(DECIGO、ビッグバンオブザーバー)を使用して、宇宙で使用できる統計的宇宙論的テストを調査するのはタイムリーです。今後の大量のデータ、年間$10^4-10^6$の合併。標準的なサイレン測定値と連星合体からの重力波の弱いレンズ効果の組み合わせを予測します。第3世代の検出器の10年間の実行時間について、この共同分析は、$\sigma(w_0)$~0.005および$\sigma(w_a)$~0.04の周辺化された$1\sigma$不確実性で暗エネルギーの状態方程式を制約します。これは、将来の銀河/強度マッピング調査の予測に匹敵するか、それよりも優れており、これらおよび他の将来のプローブを重力波と組み合わせると、より良い制約が可能になります。電磁気的な対応物がある場合とない場合の合併を組み合わせると、パラメーターの縮退を破るのに役立つことがわかりました。LISA後の時代に、我々は連星の結合が$\sigma(\Sigmam_{\nu})$~0.04eVのニュートリノ質量の合計、および~%またはsub-他のプローブとは独立して、曲率、暗エネルギー、およびその他のパラメーターについてもパーセント精度。最後に、宇宙の合併率がわかっている場合、宇宙論の標準である測定された分布に頼るのではなく、合併の赤方偏移分布における宇宙論の依存性を利用して暗黒エネルギーの制約を改善する方法を示します。今後数十年で、重力波は幾何学と大規模構造の両方の手ごわいプローブになるでしょう。
太陽系外ガス巨星と褐色矮星のスペクトル類似物としての木星と土星
| Title |
Jupiter_and_Saturn_as_Spectral_Analogs_for_Extrasolar_Gas_Giants_and_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Daniel_J._Coulter,_Jason_W._Barnes,_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05541 |
直接画像分光法の出現により、褐色矮星と太陽系外ガス巨星からのスペクトルの数が急速に増加しています。多くの褐色矮星と太陽系外ガス巨星は、気象パターンの結果である可能性が高い分光学的および測光的変動を示します。しかし、近い将来、点源観測が褐色矮星と太陽系外惑星のスペクトルを抽出する唯一の実行可能な方法になるでしょう。モデルは観測された変動性を再現することができましたが、その結果を検証するにはグラウンドトゥルースの観測が必要です。そのために、\emph{Cassini}VIMS装置から得られた木星と土星の可視スペクトルと近赤外スペクトルを提供します。VIMSスペクトルキューブをディスク統合して、木星と土星のスペクトルをシミュレートし、太陽系外惑星または褐色矮星を直接画像化したかのようにします。木星と土星の両方について、それぞれ$1.7^\circ$から$133.5^\circ$および$39.6^\circ$から$110.2^\circ$の位相範囲を持つ6つの経験的ディスク統合スペクトルを提示します。これらの円盤に統合されたスペクトルの構成要素を理解するために、土星のリングだけでなく、照度と雲の密度の順列のエンドメンバー(単一機能)スペクトルも提供します。連携して、これらの円盤に統合されたエンドメンバースペクトルは、太陽系外ガス巨星と褐色矮星からの点源スペクトルを分析するために必要なグラウンドトゥルースを提供します。最後に、土星のような氷のリングがディスク統合スペクトルに与える影響について説明し、直接イメージングスペクトルからリングの存在を推測する可能性を検討します。
雲と熱電離層を伴う太陽系外惑星の天気と気候レジーム: 大規模な観測キャンペーンをサポートするモデルグリッド研究
| Title |
Exoplanet_weather_and_climate_regimes_with_clouds_and_thermal_ionospheres:_A_model_grid_study_in_support_of_large-scale_observational_campaigns |
| Authors |
Christiane_Helling,_Dominic_Samra,_David_Lewis,_Robb_Calder,_Georgina_Hirst,_Peter_Woitke,_Robin_Baeyens,_Ludmila_Carone,_Oliver_Herbort,_Katy_L._Chubb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05562 |
観測作業が発見から特徴付けモードに移行するにつれて、広範囲の地球規模の星と惑星のパラメーターをカバーする体系的なキャンペーンが必要になります。私たちは、主星が大気の熱力学的構造に及ぼす影響により、雲形成の傾向と地球規模で変化する化学体制を明らかにすることを目指しています。私たちは、JWST、PLATO、Arielなどの太陽系外惑星ミッション、および潜在的なUVミッションARAGO、PolStar、POLLUXへのインプットを提供することを目指しています。M、K、G、Fホスト星の事前計算された3DGCMは、動的雲モデルの入力です。ガス状太陽系外惑星は、大きく3つのクラスに分類されます。i)均一な雲を含む低温の惑星、ii)昼側に雲が非対称に含まれる中間温度の惑星、およびiii)昼側に雲がない超高温の惑星です。クラスii)では、}昼側の雲のパターンは、風の流れと日照によって形成されます。表面重力と惑星の回転はほとんど影響しません。拡張された大気プロファイルは、金属酸化物クラスター(例:(TiO2)_N)の形で鉱物ヘイズが形成されていることを示唆しています。昼側の雲の覆いは、さまざまな惑星の体制と、その結果としての天気と気候の出現を物語る兆候です。クラス(i)は、雲の粒子サイズと材料組成が地球全体で非常に均一な惑星(例:HATS-6b、NGTS-1b)、クラス(ii、例:WASP-43b、HD\,209458b)および(iii、例えば、WASP-121b、WP0137b)は、雲の性質の大きな昼夜の発散を持っています。したがって、C/O比は、クラス（i）では均一に影響を受けますが、クラス（ii）および（iii）では非対称に影響を受けます。クラス(i)と(ii)の惑星の大気は、熱イオン化の影響をほとんど受けませんが、クラス(iii)の惑星は昼側に深い電離圏を示します。したがって、磁気結合は異なる惑星に異なる影響を与え、より長く、雲のない昼側でより効率的になります.
SCExAO/CHARIS による HR 8799 惑星の大気モニタリングと精密分光
| Title |
Atmospheric_Monitoring_and_Precise_Spectroscopy_of_the_HR_8799_Planets_with_SCExAO/CHARIS |
| Authors |
Jason_J._Wang,_Peter_Gao,_Jeffrey_Chilcote,_Julien_Lozi,_Olivier_Guyon,_Christian_Marois,_Robert_J._De_Rosa,_Ananya_Sahoo,_Tyler_D._Groff,_Sebastien_Vievard,_Nemanja_Jovanovic,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Bruce_Macintosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05594 |
巨大ガス惑星の大気は、天候と斑状の雲のために不均一であると考えられています。すばる望遠鏡のSCExAO補償光学システムの背後にあるCHARIS積分フィールドスペクトログラフを使用して、HR8799惑星の2晩にわたるコロナグラフ観測を行い、分光測光変動を検索します。有意な変動シグナルは検出されませんでしたが、HR8799cおよびdの変動上限を最小に設定しました。注入回復テストに基づいて、HR8799cの場合はHバンドの測光変動が10%まで、HR8799dの場合はHバンドの変動が30%までのシグナルを50%の確率で検出できると予想しました。また、スペクトルの変動性を調査し、HR8799cのH/Kフラックス比の20%の変動性を回復する50%のチャンスを期待しました。HR8799c、d、およびeについて得られた最も正確なスペクトルのいくつかを取得するために、2つの夜からのすべてのデータを組み合わせました。曇った放射-対流-熱化学平衡モデルのグリッドを使用して、3つの惑星すべてが有効温度が~1100Kのスーパーソーラーの金属性を好むことを発見しました。しかし、高い信号対雑音スペクトルは、HR8799dがHRとは異なるスペクトルを持っていることを示しています。8799c、おそらくより垂直に伸びた均一な雲を好み、惑星が同一ではないことを示しています.
TOI-2196 b: G 型星をトランジットする熱い海王星砂漠の希少惑星
| Title |
TOI-2196_b:_Rare_planet_in_the_hot_Neptune_desert_transiting_a_G-type_star |
| Authors |
Carina_M._Persson,_Iskra_Y._Georgieva,_Davide_Gandolfi,_Lorena_Acu\~na,_Artem_Aguichine,_Alexandra_Muresan,_Eike_Guenther,_John_Livingston,_Karen_A._Collins,_Malcolm_Fridlund,_Elisa_Goffo,_James_S._Jenkins,_Petr_Kab\'ath,_Judith_Korth,_Alan_M._Levine,_Luisa_M._Serrano,_Jos\'e_Vines,_Oscar_Barrag\'an,_Ilaria_Carleo,_Knicole_D._Colon,_William_D._Cochran,_Jessie_L._Christiansen,_Hans_J._Deeg,_Magali_Deleuil,_Diana_Dragomir,_Massimiliamo_Esposito,_Tianjun_Gan,_Sascha_Grziwa,_Artie_P._Hatzes,_Katharine_Hesse,_Keith_Horne,_Jon_M._Jenkins,_John_F._Kielkopf,_P._Klagyivik,_Kristine_W.F._Lam,_David_W._Latham,_Rafa_Luque,_Jaume_Orell-Miquel,_Annelies_Mortier,_Olivier_Mousis,_Noria_Narita,_Hannah_L.M._Osborne,_Enric_Palle,_Riccardo_Papini,_George_R._Ricker,_Hendrik_Schmerling,_Sara_Seager,_Keivan_G._Stassun,_et_al._(7_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05797 |
高温の海王星砂漠にある高度に照射された惑星は、通常、小さく(R<2リアス)岩が多いか、半径が1Rjupを超える巨大ガス惑星です。ここでは、TESSによってセクター27で発見されたG型星の周りの1.2日軌道上の中間サイズの惑星TOI-2196について報告します。質量を決定するために、HARPSスペクトログラフで42の視線速度測定値を収集しました。TOI-2196bの半径は3.51+/-0.15リアスであり、26.0+/-1.3アースの質量と組み合わせると、3.31+0.51-0.43g/cm3のかさ密度になります。したがって、半径はこの惑星が亜海王星であることを意味しますが、密度は海王星の2倍です。HARPSの動径速度の顕著な傾向は、離心率がゼロと仮定すると、周期と質量の下限がそれぞれ220日と0.65Mjupの遠い伴星の存在を示しています。惑星bの短い周期は、ゼロアルベドと等方性放出に対して、1860+/-20Kの高い平衡温度を意味します。これにより、惑星は海王星の熱い砂漠に置かれ、近年発見されたこのパラメーター空間の非常に少数の惑星のグループに加わります。これらの惑星は、海王星の熱い砂漠が、平衡温度が1800Kを超える惑星の場合、2つの部分に分けられる可能性があることを示唆しています。1.8-3リアスの半径を持つ惑星を欠いた熱い亜海王星の砂漠と、半径5の亜木星の砂漠です。-12リアス。この発見をさらに調査するには、このパラメーター空間にさらに多くの惑星が必要です。TOI-2196bの惑星内部構造モデルは、0.4%から3%の間のH/He大気の質量分率と一致しており、岩石内部の上部の平均値は0.7%です。私たちは、この惑星が若い頃に失ったかもしれない質量の量を見積もったところ、質量の損失はかなりのものだったかもしれませんが、惑星の性質は変わっていないことがわかりました。そしてそれは現在も1つです。
星間小惑星の効率的な前駆体としての整列していない周連星系円盤
自然界では、連星軌道に大きく傾いているガス状周連星円盤(CBD)がよく見られます。これらの円盤には、ガス円盤が散逸した後のノードの歳差運動の結果として、大きな相互傾斜角に到達する可能性のある粒子が含まれています。フラグメンテーションを含むn体シミュレーションを使用して、整列していない粒子の円盤が星間小惑星(ISA)の効率的な前駆体になる可能性があることを示します。相互の傾きが大きい粒子間で起こる衝突は、広範囲のフラグメントサイズと放出速度を伴う大量放出をもたらす大きな衝突速度を持ちます。地球型惑星形成物質の大部分が惑星に降着するのではなく放出されるバイナリパラメーターを調査します。重要な材料を排出するために必要なミスアライメントは、バイナリ偏心で減少します。連星離心率の分布が均一で、連星軌道に対する最初の粒子のCBD配向が等方性である場合、連星の約59%は、CBD地球惑星ディスク質量の大部分を高速の物体同士の衝突によって放出する可能性が高くなります。この材料を保持し、地球型惑星を構築します。しかしながら、非ゼロのディスク粘性を有するガスディスクフェーズ中の二元ディスク相互作用は、この部分を減少させる。オウムアムアの構成、小さいサイズ、非常に細長い形状、および回転運動は、CBDの位置ずれによって生成されたISAと一致しています。
銀河スペクトルのエントロピー: どのくらいの情報が暗号化されているか?
| Title |
The_entropy_of_galaxy_spectra:_How_much_information_is_encoded? |
| Authors |
Ignacio_Ferreras,_Ofer_Lahav,_Rachel_S._Somerville,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05489 |
この論文は、情報理論に基づく基本的な見地から、銀河スペクトルの恒星集団含有量を抽出する逆問題にアプローチする。スペクトルを確率分布関数として解釈することにより、銀河のスペクトルは、波長空間での高い相関性に起因する高いエントロピーを持っていることがわかります。エントロピーの最大の変動は、従来のアプローチで何十年もよく研究されてきた地域で驚くことではありません。したがって、エントロピーの変動が最も大きい6つのスペクトル領域のセットをターゲットにします。4,000オングストロームのブレークが最も有益なブレークです。実際のデータを使用したテストケースとして、スローンデジタルスカイサーベイからの一連の高品質スペクトルのエントロピーを測定し、エントロピーベースの結果をライン強度に基づく従来の方法と対比します。データは、星形成(SF)、静止(Q)およびAGN銀河に分類され、物理モデルとは無関係に、AGNスペクトルがSF銀河とQ銀河の間の遷移を表し、SF銀河はより多様な変化を特徴とすることを示しています。エントロピ。絡み合いのレベルが高いと、堅牢で偏りのない方法での母集団パラメーターの決定が複雑になり、モデルを観測値と比較する従来の方法や、データの統計的特性に依存して変動を評価する機械学習およびディープラーニングアルゴリズムに影響を与えます。スペクトルの中で。したがって、銀河のスペクトルから詳細な個体群パラメータや星形成の歴史を取得する際には注意が必要です。
OzDES 残響マッピング プログラム: Mg II ラグと R-L 関係
| Title |
OzDES_Reverberation_Mapping_Program:_Mg_II_Lags_and_R-L_relation |
| Authors |
Zhefu_Yu,_Paul_Martini,_A._Penton,_T._M._Davis,_C._S._Kochanek,_G._F._Lewis,_C._Lidman,_U._Malik,_R._Sharp,_B._E._Tucker,_M._Aguena,_J._Annis,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_D._Carollo,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_B._Nichol,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Raveri,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_M._Vincenzi,_A._R._Walker,_N._Weaverdyck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05491 |
活動銀河核(AGN)のブロードライン領域半径と連続体光度($R-L$関係)の間の相関関係は、超大質量ブラックホール(SMBH)の単一エポック質量推定にとって重要です。AGN活動がピークに達する$z\sim1-2$で、$R-L$関係はMgIIラインの残響マッピング(RM)ラグによって制約されます。オーストラリアのダークエネルギー調査(OzDES)RMプロジェクトからの25のMgIIラグを、6年間の監視に基づいて提示します。適切なラグ測定値を選択するための定量的基準を定義し、減衰ランダムウォーク確率モデルと、ローカルで十分に測定されたAGNの観測されたライトカーブの再スケーリングおよび再サンプリングバージョンの両方に基づくシミュレーションでそれらの信頼性を検証します。私たちのサンプルは、MgIIラグの数を大幅に増加させ、$R-L$関係をより高い赤方偏移と光度に拡張します。相対的な鉄線強度$\mathcal{R}_{\rmFe}$は、$R-L$関係にほとんど影響を与えません。最適なMgII$R-L$関係は、勾配$\alpha=0.39\pm0.08$で、固有の散乱$\sigma_{\rmrl}=0.15^{+0.03}_{-0.02}$を持ちます。勾配は以前の測定値と一致しており、H$\beta$$R-L$関係よりも浅いです。新しい$R-L$関係の固有散乱は、以前の研究よりも大幅に小さく、H$\beta$$R-L$関係の固有散乱に匹敵します。私たちの新しい$R-L$関係により、より正確な単一エポックの質量推定と、宇宙の正午におけるSMBH人口統計学的研究が可能になります。
マグネティウム パスファインダー シミュレーションにおける衛星銀河の面
| Title |
Planes_of_Satellite_Galaxies_in_the_Magneticum_Pathfinder_Simulations |
| Authors |
Pascal_U._F\"orster,_Rhea-Silvia_Remus,_Klaus_Dolag,_Lucas_C._Kimmig,_Adelheid_Teklu_and_Lucas_M._Valenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05496 |
多くの銀河の周りに衛星の面が観測されています。ただし、これらの観察結果は、依然として$\Lambda$CDMパラダイムの緊張点と見なされています。完全に流体力学的な宇宙論的$\Lambda$CDM最先端のシミュレーションであるマグネティクムパスファインダーを使用して、天の川から銀河団塊まで、広範囲のハローにわたるそのような平面の存在を調査します。この目的のために、位置と運動量の両方を考慮して、平面を識別し、それらを構成する衛星の特性を定量化するMomentuminThinnestPlane(MTP)メソッドを開発します。衛星の総数の少なくとも$50\%$を含む薄い平面($20\%\cdotR_\mathrm{halo}$)がほとんどすべてのシステムで見られることがわかりました。天の川の質量に似た星系では、そのような平面の約86\%で運動量が揃っています(衛星の全運動量の$90\%$)。より多くの衛星を平面内に配置する必要がある場合、その割合は小さくなります。さらに、より大規模なシステムが体系的により厚い平面を示す質量依存性を発見しました。これは、フィラメントとシートに沿った小さな物体の継続的な降着から、より大規模なハローの成長を支配する大きなオブジェクトの降着（たとえば、主要な合併）への変化を示している可能性があります。平面の存在と主銀河の形態との間に相関関係はありません。最後に、最近の観測結果と一致して、衛星面と主銀河の短軸が一直線に並んでいるという明確な傾向があることを発見しました。
それらの小さなものは何ですか? JWSTによるSMACS0723領域のコンパクト星団の最初の研究
| Title |
What_Are_Those_Tiny_Things?_A_First_Study_of_Compact_Star_Clusters_in_the_SMACS0723_Field_with_JWST |
| Authors |
Andreas_L._Faisst,_Ranga_Ram_Chary,_Gabriel_Brammer,_Sune_Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05502 |
1-5$\mum$でのJWSTNIRCamEarlyReleaseObservations(ERO)の前例のない解像度と深さを使用して、SMACSのホスト銀河の近くにあるコンパクトな星団の星の質量、年齢、および金属量を研究します。J0723.3-7327z=0.39の銀河団場。これらの星団の測定された色は、同じ赤方偏移の静止銀河と同様の分布を示していますが、広視野銀河調査の現在の深さよりも3等級以上暗いです。星団は、NIRCam/F150Wデータでは未解決であり、サイズが50pc未満であることを示唆しています。これは、近くの銀河の星形成塊や矮小銀河よりもかなり小さいです。それらの測光を単純な星の人口(SSP)モデルに適合させることから、0.2-0.3Z$_{\odot}$および$5.0^{+0.5}_{-1.1}$Gyrsの年齢と一致する星の金属量を見つけます。2$\sigma$の信頼度で<3Gyrsの年齢を除外し、金属量<0.2Z$_{\odot}$および4$\sigma$の有意性で太陽/スーパーソーラーを除外します。最適なSSPから得られた質量対光比(1.22M$_{\odot}$/L$_{\odot}$)を仮定すると、星の質量は$4.1^{+3.5}_{-と推定されます。1.8}\times10^6\,{\rmM_{\odot}}$.これらは、局所的な球状星団と矮小銀河の平均質量の間にあります。私たちの分析は、z=1-2で比較的最近の形成時間を持つ中年の球状銀河を示唆しており、クラスター環境での相互作用により、その後ホスト銀河から剥ぎ取られる可能性があります。しかし、これらの天体が剥ぎ取られた矮小銀河のコンパクトなコアである可能性を排除することはできません。
C ショックの影響を受けた回転するナノ粒子: 星形成領域からのラジオミリ波放射への影響
| Title |
Spinning_Nanoparticles_Impacted_by_C-shock:_Implications_for_Radio-millimeter_Emission_from_Star-forming_Regions |
| Authors |
Ilsang_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05510 |
星形成領域を取り巻く3つの典型的な星間媒質(ISM)条件(低温中性媒質、高温中性媒質、および光解離領域)のラジオミリ波スペクトルエネルギー分布に対する異常なマイクロ波放射(AME)の影響を比較することによって調査します。フリーフリー、熱ダスト放出、AMEの3つの主な要因の放射率。特に、回転するナノ粒子(すなわち、AMEの潜在的なキャリア)については、磁化された衝撃(C-shock）。大規模な星形成($\lesssim10$Myr)の初期段階で超新星爆発によって開発されたCショックが磁場内のISMに影響を与えた場合、AMEは相対的に大幅またはほぼ完全に抑制できることを実証します。粒子の引張強度が十分に小さい場合、フリーフリーおよびサーマルダスト連続体の放出に。この研究は、大質量星団から優先的に観測される銀河外の星形成領域からのAMEのまれな観測を説明することに光を当て、星形成領域の時間的進化に応じた「AMEの上昇と下降」のシナリオを示唆する可能性があります。
歪んだ円盤銀河。 I. グループ/クラスター内の U 型ワープをクラゲ銀河にリンクする
| Title |
Warped_Disk_Galaxies._I._Linking_U_type_Warps_in_Groups/Clusters_to_Jellyfish_Galaxies |
| Authors |
Woong-Bae_G._Zee,_Suk-Jin_Yoon,_Jun-Sung_Moon,_Sung-Ho_An,_Sanjaya_Paudel,_Kiyun_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05534 |
弧状円盤銀河は、S型とU型の2つの形態に分類されます。従来の理論では、両方のタイプが銀河潮汐相互作用および/またはガスの降着に起因すると日常的に考えられていますが、シミュレーションでUタイプを再現することは非常に困難です。ここでは、近くの$\sim$8000(0.02\,$<$\,z\,$<$\,0.06)の最も広範なサンプル($M_{*}/M_{\odot}$\,$>$\,$10^9$)SDSSのエッジオンディスク。U型は、S型よりも平均的に青い光学色と高い特定の星形成率(sSFR)を示し、より強く歪んだU型はsSFRが高いことがわかります。また、Sタイプのワープ特性は、環境に関係なく、最も近い隣人による潮汐力と相関しますが、グループ/クラスター内のUタイプにはそのような相関関係はなく、非潮汐環境が作用している可能性があることを示唆しています。ラム圧力ストリッピング(RPS)などのUタイプ。実際、U型は、フィールドよりもグループ/クラスターでより一般的であり、クラスター内のRPS誘起クラゲ銀河と非常によく似た星の質量、ガス分率、sSFR増強、および位相空間分布を持っています。さらに、IllustirsTNGシミュレーションのほとんどのRPS銀河の恒星円盤は、U字型にゆがみ、剥がれたガスの尾の反対方向に曲がっており、クラゲに埋め込まれた恒星のゆがみに対する理論的な期待を満たしていることを示しています。したがって、フィールドに住むU型の大部分はまだあまり説明されていませんが、RPSはグループ/クラスターのU型の代替起源になる可能性があることをお勧めします.
プロピオンアミド (C2H5CONH2) 射手座 B2 に向けたセンチメートル波長での検索
星間物質(ISM)における分子の形成は、宇宙化学において複雑で未解決の問題のままです。特に興味深い分子群には、ペプチド結合と同様に、-カルボキシル基と-アミン基の間の結合が含まれます。ISMにこれらのペプチド様結合を含む分子を検出することは、可能な形成メカニズムを解明するのに役立ち、ISMの特定の領域内で利用可能な分子の複雑さのレベルを示すことができます。ペプチド様結合を含む最も単純な分子の2つであるホルムアミド(NH2CHO)とアセトアミド(CH3CONH2)は、星形成領域射手座B2(SgrB2)に向かって以前に検出されています。最近、プロピオンアミド(C2H5CONH2)の星間検出が、ミリ波でのアルマ望遠鏡観測により、いて座B2(N)に向かって報告されました。しかし、この検出は、汚染されていない遷移から統計的に有意なライン放出が確認されなかったため、同じ一連のアルマ観測からの他の人によって疑問視されています。PRrbioticInterstellarMOleculeSurvey(PRIMOS)観測を使用して、グリーンバンク望遠鏡で実施されたセンチメートル波長でのC2H5CONH2の追加検索を報告します。C2H5CONH2のスペクトルシグネチャは検出されませんでした。センチメートル波長でのC2H5CONH2の上限は1.8e14cm-2未満であると決定され、C2H5CONH2/CH3CONH2比の上限は2.34未満であることがわかっています。この作業は、C2H5CONH2の初期検出に疑問を投げかけ、より複雑なペプチド様構造がISMで形成するのが困難であるか、現在の天文学施設の検出限界を下回っていることを示しています。追加の構造的に関連する種は、将来の実験室および天文学的な検索を支援するために提供されています。
Fundamental Reference AGN Monitoring Experiment (FRAMEx) III: 電波の静かな
AGN のすぐ近くでの電波放出
| Title |
Fundamental_Reference_AGN_Monitoring_Experiment_(FRAMEx)_III:_Radio_Emission_in_the_Immediate_Vicinity_of_Radio_Quiet_AGNs |
| Authors |
Onic_I._Shuvo,_Megan_C._Johnson,_Nathan_J._Secrest,_Mario_Gliozzi,_Travis_C._Fischer,_Phillip_J._Cigan,_Luis_C._Fernandez_and_Bryan_N._Dorland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05848 |
最初の基本参照AGNモニタリング実験(FRAMEx)X線/ラジオスナップショットプログラムからのフォローアップ結果を提示します。これは、局所的な硬X線で選択された活動銀河核(AGN)のボリューム完全なサンプルです。ここでは、以前のボリュームコンプリートスナップショットキャンペーンに9つの新しいソースを追加しました。そのうちの2つは、6cmの非常に長いベースラインアレイ(VLBA)観測で検出されました。また、以前のスナップショットキャンペーンでは検出されなかった9つのAGNのサンプルについて、より深いVLBA観測結果も取得しました。観測感度が約2倍の3つのソースを検出しました。より低い角度分解能の超大型アレイ(VLA)の研究とは対照的に、VLBAでは大部分のソースが引き続き検出されません。サブパーセク電波(6cm)とX線(2-10keV)放射は有意な相関関係を示さず、L_R/L_Xは10^-8から10^-4の範囲であり、サンプルの大部分はかなり下にあります。コロナシンクロトロン放射の基準10^-5関係。さらに、我々の情報源は、M_BH-L_X-L_Rパラメータ空間でのブラックホールの降着を統一すると主張する、ブラックホール活動の提案された「基本的な」平面のいずれとも一致していません。私たちのより深い観測での新しい検出は、低光度の流出で加速された粒子のシンクロトロン放射によって電波放射が生成される可能性があることを示唆しています。非検出は、放射効率の低い状態から放射効率の高い状態に移行するX線バイナリ(XRB)で観察されたものと同様に、無線コアの6cmでのシンクロトロン自己吸収の結果である可能性があります。
局部体積銀河における LBV の検索: NGC 1156 の 2 つの星の研究
| Title |
Search_for_LBVs_in_the_Local_Volume_galaxies:_study_of_two_stars_in_NGC_1156 |
| Authors |
Y._Solovyeva_(1),_A._Vinokurov_(1),_N._Tikhonov_(1),_A._Kostenkov_(1),_K._Atapin_(2),_A._Sarkisyan_(1),_A._Moiseev_(1),_S._Fabrika_(1),_D._Oparin_(1),_A._Valeev_(1)_((1)_SAO_RAS,_Russia,_(2)_SAI_MSU,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05858 |
局部体積銀河の基本的なパラメータを研究するために、明るい青色変光星(LBV)の検索を続けています。この論文では、矮小不規則銀河NGC1156における2つの新しいLBVの発見を報告します。両方の星は、強い明るさの変化と同時にスペクトルの変化を示します。.21+251412.2および$\Delta\text{R}_c=2.59\pm0.10^m$J025941.54+251421.8.星の放射光度はL$_\text{Bol}\approx(0.8-1.6)\times10^6$L$_\odot$の範囲です。これらの値は、赤色化A$_\text{V}\approx0.9$に対して補正され、TRGB法で測定した銀河までの距離D=7.0$\pm$0.4Mpcに対して与えられます。両方の星は、温度-光度図のT$_\text{eff}\lesssim10$kKという比較的低い温度の領域でハンフリーズ・ダビッドソン限界を超えています。J025941.54+251421.8は、2012年の爆発時の既知のLBVR71の動作と非常によく似た動作を示し、最大輝度で水素イオン化しきい値を下回る温度を持っていました。検出されたLBVの質量を推定し、それらの恒星環境の特性を研究しました。単一の星とLBVのバイナリシステム進化シナリオの両方のフレームワーク内で結果を説明します。
統合された光恒星集団回復への応用による不確実性認識ブロブ検出
| Title |
Uncertainty-Aware_Blob_Detection_with_an_Application_to_Integrated-Light_Stellar_Population_Recoveries |
| Authors |
Prashin_Jethwa,_Fabian_Parzer,_Otmar_Scherzer,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05881 |
環境。ブロブの検出は、天文学における一般的な問題です。1つの例は、銀河内の星の年齢と金属量の分布が観測から推測される星の人口モデリングです。この文脈では、ブロブは衛星から降着したものとは対照的に、その場で生まれた星に対応している可能性があり、ブロブ検出のタスクはこれらの成分を解きほぐすことです.未解決の恒星系のモデル化スペクトルから推測される恒星個体群の回復の場合のように、分布に重大な不確実性が伴う場合、困難が生じます。現在のところ、不確実性を伴うブロブ検出の満足のいく方法はありません。ねらい。恒星系の統合光スペクトルの恒星集団モデリングのコンテキストで開発された、不確実性を意識したブロブ検出の方法を紹介します。メソッド。ULoGと呼ばれるブロブ検出のための古典的なガウスのラプラシアン法の不確実性認識バージョンの理論と計算ツールを開発します。これにより、さまざまなスケールを考慮した重要なブロブが識別されます。ULoGを恒星個体群モデリングに適用するための前提条件として、スペクトルモデリングの不確実性を効率的に計算する方法を紹介します。この方法は、切り捨てられた特異値分解とマルコフ連鎖モンテカルロサンプリング(SVD-MCMC)に基づいています。結果。この方法を星団M54のデータに適用します。SVD-MCMCの推論は標準のMCMCの推論と一致しますが、計算が5～10倍高速であることを示しています。推測されたM54の年齢/金属量分布にULoGを適用し、その星の間で2つまたは3つの重要な異なる集団を識別します。
NGC 5972 の壮大な拡張発光領域におけるフィードバックの特徴
| Title |
Signatures_of_Feedback_in_the_Spectacular_Extended_Emission_Region_of_NGC_5972 |
| Authors |
Thomas_Harvey,_W._Peter_Maksym,_William_Keel,_Michael_Koss,_Vardha_N._Bennert,_S._D._Chojnowski,_Ezequiel_Treister,_Carolina_Finlez,_Chris_J._Lintott,_Alexei_Moiseev,_Brooke_D._Simmons,_Lia_F._Sartori,_and_Megan_Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05915 |
チャンドラX線天文台の観測結果と、19の"Voorwerpjes"銀河の1つであるNGC5972の宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフスペクトルを紹介します。この銀河には、拡張輝線領域(EELR)とアーク秒スケールの核バブルが含まれています。NGC5972は色あせたAGNであり、EELR光度は、過去$\sim5\times10^{4}$年間でL$_{\textrm{bol}}$が2.1dex減少したことを示唆しています。長期的な変動性と潜在的な降着状態の変化を考慮して、EELRとバブルを刺激する際のAGNフィードバックの役割を調査します。[OIII]バブルと一致する広帯域(0.3～8keV)の核X線放出と、EELRと一致する拡散軟X線放出を検出します。軟核(0.5-1.5keV)放射は空間的に拡張されており、スペクトルは2つのAPEC熱集団($\sim$0.80,$\sim$0.10keV)と一致しています。2.2Myrを超えるバブル時代が見られ、現在の変動の前に形成されたことを示唆しています。最近のL$_{\textrm{bol}}$バリエーション。運動学は、流出する300kms$^{-1}$高イオン化[OIII]放出ガスを示唆しており、これは$\sim$780kms$^{-1}$熱Xの見通し内成分である可能性があります。前駆体材料を光イオン化する可能性のある強い衝撃を引き起こすことができる-光線流出。複雑な位置ずれシステムをサポートする可能性のある二重SMBHの証拠を含む、全体的なジェット、無線ローブ、およびEELR位置ずれを説明する可能性を探ります。
星形成史の確率モデリング Ⅲ．物理的に動機付けられたガウス過程からの制約
| Title |
Stochastic_Modelling_of_Star_Formation_Histories_III._Constraints_from_Physically-Motivated_Gaussian_Processes |
| Authors |
Kartheik_G._Iyer,_Joshua_S._Speagle,_Neven_Caplar,_John_C._Forbes,_Eric_Gawiser,_Joel_Leja,_Sandro_Tacchella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05938 |
銀河の形成と進化には、さまざまな時間スケールで機能するさまざまな効果的な確率過程が含まれます。拡張レギュレーターモデルは、これらのプロセスによる銀河全体の星形成の結果として生じる変動性(または「バースト性」)の分析フレームワークを提供します。これは、フーリエ空間の変動性を、パワースペクトル密度(PSD)形式を使用して、GMCの生成と破壊に影響を与える確率的ガス流入、平衡、および動的プロセスの有効な時間スケールに関連付けることによって行われます。一般的な確率過程のPSDと自己共分散関数(ACF)の間の接続を使用して、このモデルを自己共分散関数として再定式化します。これを使用して、物理的に動機付けられたガウス過程を使用して銀河星形成履歴(SFH)の変動性をモデル化します。ログSFRスペース内。次に、恒星集団合成モデルを使用して、モデル確率の変化が銀河集団全体のスペクトルシグネチャにどのように影響し、天の川銀河や現在の矮星に似た特性を持ち、赤方偏移が高いかを調べます。固定散乱であっても、確率モデルへの摂動(時間スケールと全体的な変動性の変化)は、理想化された銀河集団とより現実的な銀河集団の両方に固有のスペクトルシグネチャを残すことがわかりました。H$\alpha$およびUVベースのSFR指標、H$\delta$およびCa-H,K吸収線強度、D$_n$(4000)および広帯域色を含むスペクトル特徴の分布は、現在からの銀河集団のテスト可能な予測を提供しますHubble、Webb\&Romanによる今後の調査。ガウスプロセスSFHフレームワークは、次世代のSEDモデリングツール用の物理共分散モデルの高速で柔軟な実装を提供します。結果を再現するコードは、https://github.com/kartheikiyer/GP-SFHにあります。
高エネルギーパルサーモデルにおけるシンクロ曲率放出領域
| Title |
Synchro-curvature_emitting_regions_in_high-energy_pulsar_models |
| Authors |
Daniel_\'I\~niguez-Pascual,_Daniele_Vigan\`o,_Diego_F._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05549 |
検出された高エネルギーパルサーの個体数は増加しているため、それを一貫して分析するための機敏で物理的に関連するコードを持つことが重要です。ここでは、特に大きなピッチ角の粒子がスペクトルを支配する場合に、粒子注入のより良い処理を含め、高速で正確な最小化手法を実装することにより、既存の同期曲率放射モデルを更新します。後者は、モデルの強化をテストし、モデルをより大きなパルサー集団に適用するために必要な、計算コストの大幅な改善を可能にします。パルサーのサンプルをX線と$\gamma$線のデータに適合させることに成功しました。私たちの結果は、すべての放出粒子について、ピッチ角が大きく、検出されたX線放射の大部分が生成される軌道の空間的範囲は、ライトシリンダーのごく一部であることを示しています。また、この新しいアプローチにより、検出されたガンマ線パルサーのほとんどでシンクロトロン放射が無視できないことも確認されました。さらに、得られた結果から、J0357+3205とJ2055+2539はMeVパルサーの候補であり、このエネルギー帯での網羅的な観測が提案されていると主張します。
NuSTARデータを用いた超高輝度X線源M82 X-1周辺の降着流の研究
{\itNuSTAR}観測を使用して、超高輝度X線源M82\,X-1のスペクトル特性と降着流の挙動を調べます。物理的な2成分移流(TCAF)モデルを使用して、データを適合させ、ソースの降着流特性を導き出します。モデルに当てはめたパラメータから、M82\,X-1の中心には中間質量のブラックホールがあり、その質量は$156.04^{+13.51}_{-15.30}$から$380.96^{28.38}_まで変化することがわかりました。{-29.76}$M$_\odot$.ブラックホールの誤差加重平均質量は$273\pm43$M$_\odot$であり、ほぼ超エディントン速度で降着した。コンプトン雲は$\sim13r_g$のサイズでコンパクトで、衝撃圧縮率は\textcolor{black}{エポック4を除いてほぼ中間の値}でした。これらは、円盤の内部領域からの大量の流出の可能性を示しています。モデル適合パラメーターから推定された準周期振動(QPO)周波数は、観測されたQPOを再現できます。モデルパラメーターのロバスト性は、それらの間の信頼等高線を描画することによって検証されます。
X線分光・イメージング衛星実験による原始ブラックホール暗黒物質の探索と今後の衛星ミッションへの展望
| Title |
Search_for_primordial_black_hole_dark_matter_with_X-ray_spectroscopic_and_imaging_satellite_experiments_and_prospects_for_future_satellite_mission |
| Authors |
Denys_Malyshev,_Emmanuel_Moulin,_Andrea_Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05705 |
$10^{16}-10^{22}$gの質量範囲にある超軽量の原始ブラックホール(PBH)は、現在の観測によって、宇宙の暗黒物質のすべてではないにしてもかなりの部分を構成することが許可されています。この作業では、keV-MeVエネルギー帯の物体からのホーキング放射信号が検出されないことから生じる、超軽量の非回転PBHの限界を提示します。すなわち、現世代のミッションXMM-NewtonおよびINTEGRAL/SPIからの観測を考察し、将来のミッションAthena、eXTP、およびPBH検索のためのTHESEUSの観測的展望について議論します。ドラコ矮小球状銀河の3.4ミリ秒の総露光時間XMM-Newton観測に基づいて、質量$\lesssim10^{16}$gのPBHは95%の信頼レベルですべての暗黒物質を作ることはできないと結論付けています。天の川のハローに関する100ミリ秒を超えるINTEGRAL/SPIデータのON-OFFタイプの分析では、かなり強い制約が課せられます。$\lesssim10$%の暗黒物質のみが質量$\lesssim3\cdot10^{16}$gのPBHによって提示され、暗黒物質の大部分は$7\cdot10^{16よりも軽いPBHによって提示されません。}$g信頼水準95%で。導出された結果に対する機器的および天体物理学的なINTEGRAL/SPIバックグラウンドの変動に関連する体系的な不確実性の強い影響について議論し、そのレベルを推定します。また、THESEUS/X-GISなどの将来の広視野ミッションでは、これらの機器の体系の下での制御レベルに応じて、制約を10～100倍改善できることも示しています。
MAXI J1957+032: 超小型連星に降着する新しいミリ秒 X 線パルサー
| Title |
MAXI_J1957+032:_a_new_accreting_millisecond_X-ray_pulsar_in_an_ultra-compact_binary |
| Authors |
A._Sanna_(1),_P._Bult_(2,3),_M._NG_(4),_P._S._Ray_(5),_G._K._Jaisawal_(6),_L._Burderi_(1),_T._Di_Salvo_(7),_A._Riggio_(1_and_8),_D._Altamirano_(9),_T._E._Strohmayer_(3),_A._Manca_(1),_K._C._Gendreau_(3),_D._Chakrabarty_(4),_W._Iwakiri_(10),_R._Iaria_(7),_((1)_Universit\`a_degli_Studi_di_Cagliari,_(2)_University_of_Maryland,_(3)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(4)_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(5)_Space_Science_Division,_Naval_Research_Laboratory,_(6)_National_Space_Institute,_Technical_University_of_Denmark,_(7)_Universit\`a_degli_Studi_di_Palermo,_(8)_INAF/IASF_Palermo,_(9)_University_of_Southampton,_(10)_Department_of_Physics,_Faculty_of_Science_and_Engineering,_Chuo_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05807 |
~314Hz(3.2ms)でのコヒーレントX線脈動の検出により、MAXIJ1957+032は高速回転し、降着する中性子星として分類されます。ソースの最新の爆発中に収集されたNICER観測を使用して実行された時間的およびスペクトル分析を提示します。X線脈動のドップラー変調により、約1時間の軌道周期と14lt-msの投影半長軸を特徴とするバイナリシステムの超コンパクトな性質が明らかになりました。中性子星連星質量関数は、1.4Msunの中性子星質量と60度未満の連星傾斜角を仮定すると、1.7e-2Msunの最小ドナー質量を示唆しています。この仮定は、ソースのX線光度曲線に日食やディップがないことによって裏付けられています。我々は、アウトバーストにおけるソースの0.5-10keVエネルギースペクトルを、中性子星表面からの放射と互換性のある比較的冷たい黒体のような熱放射と、典型的なハード状態と一致する光子指数を持つComptonisationコンポーネントの重ね合わせとして特徴付けました。.鉄のK-α線や反射成分の証拠は見つかりませんでした。
| Title |
Nearby_active_galactic_nuclei_and_starburst_galaxies_as_sources_of_the_measured_UHECRs_anisotropy_signal |
| Authors |
Cain\~a_de_Oliveira_and_Vitor_de_Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05849 |
PierreAugerとTelescopeArrayの観測所は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)の到来方向の独立した統計的に有意な異方性を測定しました。イベントと双極子信号が相対的に過剰な3つのホットスポット領域が、空とエネルギー範囲の異なる領域で特定されています。この論文では、これらの異方性信号が近くの(<23Mpc)活動銀河核(AGN)および/またはスターバースト銀河(SBG)によって生成される条件を調査します。注入された核(p、He、N、Si、およびFe)、3つのUHECR光度プロキシ、および3つの銀河外磁場モデルを含む幅広い可能性を研究しました。結果は、すべての異方性信号を記述するにはローカルAGNとSBGの両方が必要であることを示しています。ほとんどの場合、ホットスポットと双極子の生成に対するAGNの寄与が支配的です。SBGは、TelescopeArrayObservatoryによって測定されたホットスポットを説明するためだけに必要です。
セイファート銀河の短期 X 線変動の系統的研究 I. X 線実効スペクトルの多様性
活動銀河核(AGN)のX線変動は、X線放射メカニズムに関する重要な情報をもたらします。426回の深層XMM-Newton観測で、78個のセイファートの大規模なサンプルについて、X線の短期間(1～100ksのタイムスケール)変動の体系的な研究を行いました。この論文では、さまざまな特性を示すサンプル全体の時間平均スペクトルとrmsスペクトルを示します。スペクトル形状に基づいて、rmsスペクトルを5つのサブタイプに分割し、時間平均スペクトルを4つのサブタイプに分割します。rmsスペクトルの最も一般的な形状は、rmsが$\sim$1keVでピークになる凹型です。さまざまなソースが同様の時間平均スペクトルとrmsスペクトルを示すことがわかります。ただし、時間平均スペクトルと実効値スペクトルのサブタイプ間に1対1のマッピングはありません。同様の時間平均スペクトルに異なる実効値スペクトルが付随する場合や、その逆の場合もあるためです。これは、さまざまな物理メカニズムが同様のrmsスペクトルを生成する可能性があるためと考えられます。時間平均スペクトルのすべてのサブタイプについて、低周波数帯域と高周波数帯域の両方でrmsスペクトルの優先サブタイプを報告します。また、ブラックホールの質量やエディントン比など、さまざまなサブタイプの統計的特性も比較します。最後に、FeK$\alpha$線領域のrmsを調べたところ、広くて拡張された赤い翼のプロファイルを持つものは、狭いプロファイルまたは比較的対称的なプロファイルを示すものよりも強い変動性を示す傾向があることがわかりました。私たちの結果は、AGNにおけるX線放出のメカニズムを理解するために、スペクトルと変動のモデリングを組み合わせて実行する必要性を示しています。すべてのrmsスペクトルは公開されています。
NEVOD-DECORが検出した傾斜ミュオン束のミュオンパズル
| Title |
Muon_puzzle_in_inclined_muon_bundles_detected_by_NEVOD-DECOR |
| Authors |
A.G._Bogdanov,_N.S._Barbashina,_S.S._Khokhlov,_V.V._Kindin,_R.P._Kokoulin,_K.G._Kompaniets,_A.Yu._Konovalova,_G._Mannocchi,_A.A._Petrukhin,_V.V._Shutenko,_G._Trinchero,_V.S._Vorobev,_I.I._Yashin,_E.A._Yurina,_E.A._Zadeba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05926 |
長期間（2012年5月～2021年3月）の傾斜ミュオン束の調査に関する宇宙線NEVOD-DECOR実験のデータを紹介します。分析は、約1EeV以上の一次宇宙線エネルギーで観測されたミュー粒子束の強度が、非常に重い質量組成の仮定の下でのみ、広く使用されているハドロン相互作用モデルのフレームでの期待と一致する可能性があることを示しました。この結論は、空気シャワー中のミュオン含有量の調査に関するいくつかの実験のデータと一致していますが、これらのエネルギーで軽い質量組成を支持するXmaxに関する入手可能な蛍光データと矛盾しています。「ミューオンパズル」の性質を明らかにするために、検出器材料のミューオン束エネルギー蓄積の調査が行われました。初めて、10から1000PeVのエネルギーを持つ一次粒子によって開始された傾斜空気シャワーの束内のミューオンの平均エネルギーの実験的推定値が得られました。
混雑したフィールドでの正確な不確実性推定: 補償光学とスペックル データ
| Title |
Accurate_uncertainty_estimation_in_crowded_fields:_adaptive_optics_and_speckle_data |
| Authors |
E._Gallego-Cano,_R._Sch\"odel,_A._T._Gallego-Calvente,_and_A._M._Ghez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05483 |
最適な誤差推定は、正確な測光と天体測定を達成するための鍵です。高角解像度画像における恒星フラックスと位置は、通常、StarFinderなどのPSFフィッティングルーチンで測定されます。ただし、これらのソフトウェアパッケージによって計算される正式な不確実性は、関連する不確実性を大幅に過小評価する傾向があります。感度を失うことなく堅牢で信頼性の高い不確実性を得るために、リサンプリング法を使用してこの問題に対処する新しいアプローチを提示します。
Venus Life Finder ミッションの動機とまとめ
| Title |
Venus_Life_Finder_Missions_Motivation_and_Summary |
| Authors |
Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Christopher_E._Carr,_David_H._Grinspoon,_Bethany_L._Ehlmann,_Sarag_J._Saikia,_Rachana_Agrawal,_Weston_P._Buchanan,_Monika_U._Weber,_Richard_French,_Pete_Klupar,_Simon_P._Worden,_Darrel_Baumgardner_(for_the_VLF_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05570 |
地球外生命の証拠を発見することは、これまでになされた最も重要な科学的発見の1つであり、人類を宇宙意識の新しい時代へと前進させます。VenusLifeFinder(VLF)ミッションは、金星の雲の居住可能性を評価し、生命の兆候と生命そのものを探すように設計された一連の3つの直接大気探査機を特徴としています。VLFミッションは、宇宙生物学に焦点を当てた一連のミッションであり、3つのミッションのうち最初の2つのミッションは、比較的低コストで迅速に開始できます。ミッションのコンセプトは、MIT主導の世界的コンソーシアムによる18か月にわたる研究から生まれました。
金星での生命探査ミッションの空中プラットフォーム設計オプション
| Title |
Aerial_Platform_Design_Options_for_a_Life-Finding_Mission_at_Venus |
| Authors |
Weston_P._Buchanan,_Maxim_de_Jong,_Rachana_Agrawal,_Janusz_J._Petkowski,_Archit_Arora,_Sarag_J._Saikia,_Sara_Seager,_James_M._Longuski_(for_the_VLF_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05579 |
金星の大気における化学的不均衡の証拠が増えていることから、金星の雲層内での生命の探索への関心が高まっています。現在、気球システムは、雲内の大気サンプリングを拡張するための優れたクラスの空中プラットフォームであると考えられており、科学的リターンとリスクの比率が最も高くなります。気球ベースの空中プラットフォームの設計は、ペイロードの質量と目標高度に大きく依存します。金星の雲デッキ内で科学操作を実行するように設計された一定高度および可変高度気球システムのオプションを提示します。VenusLifeFinder(VLF)ミッション研究は、金星雲物質の拡張された現場分析を必要とする一連のミッションを提案しています。代表的なミッションアーキテクチャの概要と、VLF機器スイートに対応するゴンドラの設計について説明します。現在のアーキテクチャでは、打ち上げ日は2026年7月30日とされており、同年11月29日にはオービターとエントリービークルが金星に到着します。
空中プラットフォームを介して金星雲層の居住性を特徴付けるミッションアーキテクチャ
| Title |
Mission_Architecture_to_Characterize_Habitability_of_Venus_Cloud_Layers_via_an_Aerial_Platform |
| Authors |
Rachana_Agrawal,_Weston_P._Buchanan,_Archit_Arora,_Athul_P._Girija,_Maxim_de_Jong,_Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Sarag_J._Saikia,_Christopher_E._Carr,_David_H._Grinspoon,_James_M._Longuski_(for_the_VLF_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05582 |
金星は極端な表面温度と硫酸雲で知られています。しかし、金星の雲層は地球の表面と同様の温度と圧力条件を持ち、微視的な生命体の生息地である可能性があると推測されています.居住性を評価し、生命の兆候を探すために、最大30日間金星の雲を探索するというミッションの概念を提案します。ベースラインミッションは、2026年の打ち上げ機会を目標としています。超高圧可変フロート高度バルーンエアロボットは、高度48kmから60kmの間を循環します。つまり、主に雲層の下部、中間、および上部の一部を横断します。機器一式は、パイオニアヴィーナスラージプローブ圧力容器から派生したゴンドラデザインによって運ばれます。エアロボットは、地球への直接リンクと組み合わせたオービターリレーを介してデータを送信します。オービターは、およそ170度の低傾斜で6時間の逆行軌道に取り込まれます。オービターとエントリープローブの総質量は640kgと推定されています。一定のフロート高度気球の代替コンセプトも、可変フロート高度バージョンと比較して複雑度の低いオプションとして説明されています。提案されたミッションは、他の計画されたミッションを補完し、居住性の限界と未知の化学物質の役割、または金星大気における生命そのものの解明に役立つ可能性があります。
英国の天文学コミュニティにおける SF への熱意とキャリア志向の相互作用の証拠
| Title |
Evidencing_the_interaction_between_science_fiction_enthusiasm_and_career_aspirations_in_the_UK_astronomy_community |
| Authors |
Elizabeth_R._Stanway_(University_of_Warwick,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05825 |
サイエンスフィクションへの関心と天体物理学へのキャリア願望との間の逸話的なつながりは、十分に確立されています。しかし、そのような関係の強力な統計的証拠とその有病率の定量的評価は欠けています。ここでは、サイエンスフィクションへの熱意と天文学者としてのキャリアとの関係を調べた2つの調査の結果を報告します。1つ目は2021年2月に実施された、ワーウィック大学の天文学および天体物理学グループのケーススタディであり、2つ目は、英国国立大学の参加者に対するより大規模な調査です。2022年7月の天文学会議。両方の調査で、回答者の大多数がSFへの関心を表明しました。大規模な調査では、英国の天文学者の93%(回答者239人中223人)がSFに興味を示し、69%(164人)が人生やキャリアの選択に影響を与えたと述べています。この研究は、天文学者としてのキャリアの採用に影響を与えるSFの役割について、強力な統計的証拠を提供します。
磁気制動が飽和する: ZTF からの低質量食連星の周期分布からの証拠
| Title |
Magnetic_braking_saturates:_evidence_from_the_period_distribution_of_low-mass_eclipsing_binaries_from_ZTF |
| Authors |
Kareem_El-Badry,_Charlie_Conroy,_Jim_Fuller,_Rocio_Kiman,_Jan_van_Roestel,_Antonio_C._Rodriguez,_Kevin_B._Burdge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05488 |
十分に理解された選択機能とかすかな星への感度を提供するツヴィッキートランジェントファシリティ（ZTF）からの光度曲線を使用して、低質量の分離した主系列食連星（EB）の軌道周期分布を制限します。短期間($P_{\rmorb}\lesssim2$日)に、連星は磁気制動(MB)により大きく進化すると予測されています。磁気ブレーキは軌道を縮小させ、最終的に分離した連星を接触させます。したがって、周期分布はMBの敏感なプローブです。低質量($0.1\lesssimM_1/M_{\odot}<0.9$)連星の固有周期分布は基本的にフラット(${\rmd}N/{\rmd}P_{\rmorb}\proptoP_{\rmorb}^0$)、$P_{\rmorb}=10$日から接触制限まで。これは、Skumanichの関係に基づく古典的なMBモデルの予測とは大きく一致しません。このモデルは、バイナリ進化の計算で広く使用され、${\rmd}N/{\rmd}P_{\rmorb}\proptoP_{\を予測します。rmorb}^{7/3}$短期間で。観察された分布は、磁場が短期間で飽和するモデルによって最もよく再現され、MBトルクは$\dot{J}\proptoP_{\rmorb}^{-1}$とは対照的に$\dot{J}\proptoP_{\rmorb}^{-3}$標準のスクマニッチの法則で。また、完全に対流する星と部分的に対流する星を含む連星の周期分布に有意差は見られません。私たちの結果は、急速に回転する孤立したM型矮星のスピンダウンを説明することが以前に発見された飽和MB法則が、潮汐固定連星でも機能することを確認しています。バイナリ進化の計算では、飽和MBモデルを使用することをお勧めします。私たちの研究は、大変動変数(CV)内のMBは、CV内の物質移動がMBを大幅に強化しない限り、標準的な進化モデルで想定されているよりもはるかに弱いという以前の提案を支持しています。
太陽系から反太陽系への微分回転: 幾何学的解釈
| Title |
Solar-like_to_Antisolar_Differential_Rotation:_A_Geometric_Interpretation |
| Authors |
Maria_E._Camisassa_and_Nicholas_A._Featherstone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05591 |
太陽対流帯は微分回転し、その赤道域は極域よりも速く回転します。他の多くの低質量星でも見られるこの形式の微分回転は、コリオリ効果が対流の浮力駆動に関連する効果よりも強い場合に発生すると理解されています。浮力が支配的である場合、極が急速に回転し、赤道が遅いことを特徴とする、いわゆる反太陽状態の回転差が生じます。これら2つの状態間の遷移は、これら2つの力の強度がほぼ等しい場合、または同等に、系の対流ロスビー数が1の場合に発生することが示されています。ここでは、この現象を対流構造と対流層の深さに関連付ける遷移の別の見方を検討します。一連の3-D回転対流ゾーンシミュレーションを使用して、回転対流に特徴的な柱状対流構造が殻の深さとほぼ等しい直径に達すると、太陽/反太陽遷移が発生することを示します。特徴的な対流波長がシェルの深さの2倍を超えると、赤道方向のレイノルズ応力を維持するために必要なコヒーレントな対流構造が失われ、反太陽状態が生じることがわかります。遷移のこの幾何学的解釈を、以前の研究で特定された対流ロスビー数基準に関連付ける力収支分析を提示することによって結論付けます。
全球太陽対流の陰的大規模渦シミュレーション: 回転しない場合と回転する場合の数値分解能の影響
| Title |
Implicit_large_eddy_simulations_of_global_solar_convection:_effects_of_numerical_resolution_in_non-rotating_and_rotating_cases |
| Authors |
G._Guerrero,_A.M._Stejko,_A.G._Kosovichev,_P.K_Smolarkiewicz_and_A._Strugarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05738 |
深い太陽対流とそれに結合された平均場運動のシミュレーションは、グリッド解像度の非物理的な影響を受けるモデルを制約する観測結果がほとんどないため、手ごわい課題です。EULAG-MHDコードで実行された深部太陽対流の流体力学的グローバルImplicitLarge-Eddyシミュレーション(ILES)を提示し、回転および非回転対流の特性に対するグリッド解像度の影響を調査します。低次モーメントと乱流スペクトルに基づいた結果は、半径方向に十分な解像度を提供する非回転シミュレーションで収束を達成できることを明らかにしています。流れは非常に異方性であり、水平方向の発散運動に含まれるエネルギーは、半径方向の運動の3桁以上を超えています。対照的に、回転シミュレーションでは、最大のエネルギーは水平運動のトロイダル部分にあります。グリッドの解像度が上がると、乱流の相関関係が変化し、より粗いグリッドを使用したシミュレーションで得られた太陽のような微分回転が反太陽の微分回転に移行します。この変更の理由は、大規模な流れを駆動する力のバランスに対する有効粘度の寄与です。有効粘性が減少すると、角運動量のバランスが改善されますが、子午線方向の力のバランスは低下し、角運動量を極に向かって移流させる強い子午線の流れが促進されます。この結果は、角運動量の正確な分布を得ることは、単なる数値分解能の問題ではない可能性があることを示唆しています。太陽内部のシミュレーションでは、磁気や表面近くのせん断層などの追加の物理を考慮する必要がある場合があります。
星形成領域と原始惑星系円盤の物理と化学
私の論文の目的は、幅広い天体物理環境におけるさまざまな物理的および化学的条件間の相互関係を研究することです。私たちが研究している領域は、超高温領域（つまり、星雲、光子優勢、または光解離領域、背景の星の光が到達できる拡散領域）から超低温領域（つまり、密な分子雲）までの範囲です。、原始惑星系円盤など、星間塵の粒子がすべての背景の可視光線と紫外線を吸収する場所）。星間雲の化学的複雑さは、物理的条件の進化により徐々に進化しています。密集した分子雲は星形成の誕生場所であり、多種多様な複雑な有機分子が観察されます。粉塵粒子は、これらの複雑な有機分子の形成において重要な役割を果たします。星形成領域のウォームアップ段階では、低温段階で形成された分子が、さまざまな熱的および非熱的蒸発プロセスによって気相に戻り始めます。これらの複雑な分子は、凝縮温度に応じてさらに進化した段階で原始惑星系円盤の外側部分に再び凍結し、いわゆるスノーラインを形成します。これらの分子と優勢なダスト粒子との結合エネルギーは、この円盤の構造情報を決定する上で重要な役割を果たします。したがって、分子の結合エネルギーは、星と惑星の形成プロセスのいくつかの重要な側面を理解するために不可欠です。この論文では、星形成領域の広い範囲で得られた化学的複雑性と、この化学的複雑性が宇宙の生体分子につながるかどうかについて議論します。
TIC 114936199: 12 日間の外軌道食を伴う四重星系
| Title |
TIC_114936199:_A_Quadruple_Star_System_with_a_12-day_Outer_Orbit_Eclipse |
| Authors |
Brian_P._Powell,_Saul_A._Rappaport,_Tam\'as_Borkovits,_Veselin_B._Kostov,_Guillermo_Torres,_Rahul_Jayaraman,_David_W._Latham,_Hana_Ku\v{c}\'akov\'a,_Zolt\'an_Garai,_Theodor_Pribulla,_Andrew_Vanderburg,_Ethan_Kruse,_Thomas_Barclay,_Greg_Olmschenk,_Martti_H._K._Kristiansen,_Robert_Gagliano,_Thomas_L._Jacobs,_Daryll_M._LaCourse,_Mark_Omohundro,_Hans_M._Schwengeler,_Ivan_A._Terentev,_Allan_R._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05789 |
TESSによる2+1+1配置の注目すべき四重星系の発見を報告します。このシステムの2つのユニークな特徴は、(i)内食連星(Aa星とAb星)が最も外側の軌道にある星(C星)を食すること、および(ii)これらの外側の第4体食が$\sim$12日間続くことです。、知られているそのようなシステムの中で最も長い。3つの軌道周期は、$\sim$3.3日、$\sim$51日、および$\sim$2100日です。外食の持続時間が非常に長いのは、星Bが星Cに比べて空の連星Aを遅くするという事実によるものです。4つの星のすべての基本的な特性(質量、半径、$T_{\rmeff}$、および年齢)と、すべての3つの軌道。4つの質量は$M_{\rmAa}=0.382$M$_\odot$、$M_{\rmAb}=0.300$M$_\odot$、$M_{\rmB}=0.540$M$です。_\odot$および$M_{\rmC}=0.615$M$_\odot$であり、典型的な不確実性は0.015M$_\odot$です。
局部体積銀河における LBV の検索: NGC 4449 の 4 つの星の研究
| Title |
Search_for_LBVs_in_the_Local_Volume_galaxies:_study_of_four_stars_in_NGC_4449 |
| Authors |
Y._Solovyeva,_A._Vinokurov,_A._Sarkisyan,_A._Kostenkov,_K._Atapin,_S._Fabrika,_D._Oparin,_A._Valeev,_D._Bizyaev,_P._Nedialkov,_O._Spiridonova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05892 |
私たちは、局所銀河団外の銀河でLBV星を探し続けています。この作業では、NGC4449の4つの明るい星を調査しました。J122810.94+440540.6、J122811.70+440550.9、およびJ122809.72+440514.8に対して実行された複数のスペクトル観測により、LBVに特徴的なスペクトルの発光特性が明らかになりました。.測光では、J122809.72+440514.8($\DeltaI=0.69\pm0.13^m$)とJ122817.83+440630.8($\DeltaR=2.15\pm0.13^m$)の顕著な明るさの変化が見られました。J122810.94+440540.6およびJ122811.70+440550.9の変動性は、フィルタに関係なく$0.3^m$を超えません。星間赤化、光球温度、ボロメータ光度$\log(\text{L}_\text{Bol}/\text{L}_{\odot})\approx5.24-6.42$の推定値を取得しました。CMFGENコードを使用して、J122809.72+440514.8($T_{\text{eff}}=9300\,$K)の低温状態のスペクトルをモデル化し、質量損失率$\dotの可能な値を取得しました。{M}=5.2\times10^{-3}\,M_{\odot}\,yr^{-1}$.観測特性に基づいて、J122809.72+440514.8とJ122817.83+440630.8はLBVとして分類され、他の2つの星はLBV候補またはB[e]超巨星候補として分類されました。
暗黒物質の直接検出実験は、ビリアル速度$\sim10^{-3}$で移動すると想定される暗黒物質粒子の散乱を探すように設計されています。これらの速度では、検出器内のエネルギー蓄積はイオン化/シンチレーションを引き起こすのに十分な大きさであり、そのような実験で求められるシグネチャの主要なクラスを形成します。これらの実験は、暗黒物質が標準モデルと比較して比較的大きな散乱断面積を有する大規模なクラスの暗黒物質モデルに対してブラインドであり、その結果、暗黒物質は大気と岩の表層で多重散乱を受け、したがってかなり前に減速します。地下探知機に到着。十分に遮蔽された高感度熱量計の異常な加熱を探すことで、この種の暗黒物質を探すことを提案します。この検出器の概念では、暗黒物質は岩の表土で熱化されますが、異常な加熱を引き起こす検出器の熱シールドを突き破ることができます。EDELWEISSおよびSuperCDMS用に開発中の技術を使用して、このような比色検出器の感度を推定します。大きなダークマターと標準モデルの相互作用を伴うモデルに加えて、これらの検出器はダークフォトンダークマターをプローブする能力も備えています。
大型ハドロン衝突型加速器(LHC)の、質量が10GeV未満の光レプトンポータル暗黒物質に対する感度を調べます。このモデルは、余分なダブレットスカラーフィールドとシングレットディラック暗黒物質を特徴としており、左手系レプトンとの湯川相互作用があります。熱凍結によって暗黒物質の存在量を正確に生成するには、余分なスカラーの間で大きな質量分割が必要であり、したがって${\calO}(10)$GeV未満の軽い中性スカラーとで重い中性および荷電スカラーを提供します電弱スケール。この論文では、後続のモデル固有のスカラー減衰を伴う余分なスカラーの電弱ペア生成に焦点を当て、LHCRun2データを使用して現在の制約と高輝度LHC(HL-LHC)での発見の可能性を評価します。HL-LHCでは、スレプトン検索とmono-$Z$プラス欠落した横断エネルギー検索の間の相補性を考慮することにより、理論的に許容されるパラメーター空間の大部分をテストできることがわかります。また、モデルの独自の予測としての同符号荷電スカラー生成と、熱暗黒物質シナリオにおけるコライダー検索の意味についても説明します。
隠れセクターに対するヒッグスボソンの可視および不可視の制約
隠されたセクターと発見されたヒッグス粒子$h_{125}$の間の相互作用の影響を調査し、$h_{125}$の追加の目に見えない崩壊チャネルを可能にします。目に見えない分岐比とカップリング修飾子のさまざまな組み合わせの関数として、ヒッグスボソン断面積の測定値に$\chi^2$-fitsを実行します。後者は、$h_{125}$のカップリングの修飾を定量化します。標準モデルの予測と比較して。カップリング修飾子の除外限界と$h_{125}$の目に見えない分岐比に関する一般的な結果を提示します。さらに、隠れたセクターを含むさまざまな具体的なモデルの実現に結果を適用します。ヒッグスおよびシングレットポータルシナリオ内の暗黒物質、(疑似)南部ゴールドストーンボソンおよび2つのヒッグスダブレットエクステンションを特徴とするモデル。私たちの研究の主な結論の1つは、幅広いクラスのモデルで、$h_{125}$の断面積の測定から生じる間接的な制約が、直接的なものと比較して、目に見えないヒッグスボソン分岐比に対してかなり強い制約を提供することです。$h_{125}$の目に見えない崩壊の検索から得られた制限。ただし、$h_{125}$の目に見えない減衰モードの存在は、そうでなければ間接的な制約の結果として除外されるパラメーター空間領域を開くこともできることを示しています。分析の副産物として、LZコラボレーションからの新しい結果に照らして、最も単純なヒッグスポータルシナリオ内のフェルミオンDM候補が完全に除外されることを示します。
宇宙の元素合成：私たちが知っていると思うことと今後の質問
| Title |
Nucleosynthesis_in_the_Cosmos:_What_we_think_we_know_and_forthcoming_questions |
| Authors |
Salvador_Galindo_Uribarri_and_Jorge_L._Cervantes-Cota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05518 |
宇宙での元素合成について私たちが知っていることと、これに関してなされた仮説を提示します。要素形成の期間とメカニズムを示す、さまざまな段階での宇宙の進化の簡単な説明が提供されます。策定された仮説を検証、修正、または却下するために、将来の研究に関する重要な見通しが策定されます。これらには、宇宙背景放射、銀河団、および中性子星の衝突によって生成される重力波のより詳細な測定を含む共同観測が含まれます。このようにして得られた情報は、理論モデルによって与えられた制限と組み合わされます。おそらく、現在の疑問の多くは明確になるでしょうが、新たな疑問が生じるでしょう。
キネティック アクシオン $F(R)$ 重力インフレ
この作業では、$R^2$インフレーションに対するミスアラインメントキネティックアクシオンの定量的影響を調査します。運動アクシオンは、その位置エネルギーを支配する大きな運動エネルギーを持っているという事実により、インフレーションの間、そのエネルギー密度は硬い物質流体として赤方偏移し、一定のロール方法で進化し、2番目のスローロールインデックスを非自明なものにします.運動方程式レベルでは、$R^2$項が進化を支配するため、アクシオンの次の可能性のある効果は、自明ではない2番目のスローロールインデックスを介して、宇宙論的摂動レベルで見つけることができます。我々が示すように、後者は観測指標からエレガントにキャンセルされますが、動的アクシオンは、真空のテンソルとスカラーの比率で15$\%$の減少を引き起こす可能性がある程度までインフレ時代の期間を延長します$R^2$モデル。これは、$R^2$モデルが$\langleR^2\rangle$変動により$F(R)$重力の位相空間で不安定な準ドシッターアトラクタに近づくにつれて、運動アクシオンが支配するために発生します。$R^2$インフレーションであり、事実上、バックグラウンドの状態方程式は、通常の放射線優勢時代とは異なる、堅い時代、または同等のキネーション時代によって記述されます。これはインフレ時代の期間に影響を与え、場合によっては再加熱温度に応じて$5$$e$-foldingsまで$e$-foldingsの数を増やします。インフレの、特にテンソルとスカラーの比率について。
Axion Cloud の複屈折トモグラフィー
| Title |
Birefringence_Tomography_for_Axion_Cloud |
| Authors |
Yifan_Chen,_Chunlong_Li,_Yosuke_Mizuno,_Jing_Shu,_Xiao_Xue,_Qiang_Yuan,_Yue_Zhao,_Zihan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05724 |
超大質量ブラックホールを取り巻くアクシオン雲は、超放射プロセスを通じて自然に生成されます。その存在は、アクシオン誘起複屈折効果によって調べることができます。これは、直線偏光放射の電気ベクトル位置角の振動を予測します。M87$^\star$でのイベントホライズンテレスコープの最近の測定に基づいて、特定の質量ウィンドウでのアクシオンの存在に関する厳しい制約が得られました。将来の超長基線干渉法(VLBI)観測は、多くの超大質量ブラックホールの近傍を測定できるようになるため、広い質量領域でアクシオンの存在を探索する可能性が開かれます。この論文では、さまざまなブラックホールの特性と降着流がアクシオン誘起複屈折のシグネチャにどのように影響するかを調べます。ブラックホールの傾斜角、スピン、磁場、プラズマ速度分布、降着流の厚さの影響を含めます。降着流とレンズ光子の有限の厚さによって引き起こされるウォッシュアウト効果を特徴付けるために特別な注意を払います。この研究に基づいて、次世代のイベントホライズンテレスコープなどの将来のVLBI観測を使用してアクシオン探索を最適化し、感度をさらに高める方法について展望を示します。
暗黒物質は、プランクスケールや大統一スケールなど、インフレトンよりも重いメディエーターを介してのみ可視セクターと相互作用する可能性があります。このようなシナリオでは、暗黒物質は主に、再加熱の期間中に平衡状態から生成されます。これは、UVフリーズインと呼ばれることがよくあります。インフレトン崩壊生成物からの制動放射から生成された暗黒物質の存在量を、インフレトンと暗黒物質の間に直接結合がないと仮定して評価します。このプロセスは一般に、熱プラズマ内の粒子の消滅による生成が非効率になる低い再加熱温度での暗黒物質の生成を支配します。制動放射過程が再加熱温度$T_{\mathrm{RH}}\lesssim10^{10}$GeVを支配し、UVスケール$\simeq10^{16}$に必要な暗黒物質の密度を生成することがわかりましたGeV。例として、重力と次元6ベクトルポータルの有効な相互作用による暗黒物質制動放射の収量を数値的に計算します。
