角度 2 点相関を使用して、DECaLS DR9 の測光赤方偏移分布を自己較正する
| Title |
Using_angular_two-point_correlations_to_self-calibrate_the_photometric_redshift_distributions_of_DECaLS_DR9 |
| Authors |
Haojie_Xu,_Pengjie_Zhang,_Hui_Peng,_Yu_Yu,_Le_Zhang,_Ji_Yao,_Jian_Qin,_Zeyang_Sun,_Min_He,_and_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03967 |
測光銀河サンプルの赤方偏移分布を較正することは、弱いレンズ効果の研究に不可欠です。自己較正法は、複数の測光赤方偏移(photo-$z$)ビン内の銀河間の角度の自己相関と相互相関を組み合わせて、赤方偏移ビン間の散乱率行列を再構築します。この論文では、DECaLSDataRelease9を使用して最近提案された自己較正アルゴリズムをテストし、散乱率がどの程度決定されるかを調査します。最初に、機械学習ベースの方法により、イメージング体系による誤った角度相関を軽減します。次に、$\chi^2$最小化とエラー推定のアルゴリズムを改善します。最後に、散乱行列を解き、一連の一貫性テストを実行し、合理的な一致を見つけます。(1)より細かいphoto-$z$ビンは高解像度の散乱行列を返し、低解像度の行列と広く一致します。より広いビンから;(2)北銀河帽からの散乱行列は、南銀河帽からの散乱行列とほとんど同じです。(3)散乱行列は、パワースペクトルおよび重み付けされた分光サブサンプルから構築されたものと合理的に一致しています。また、宇宙倍率の影響も評価します。散乱行列の対角要素はほとんど変化しませんが、非対角要素に大きな影響を与えます。散乱行列は、入力相関のスケールカットへの依存も示します。これは、特定の散乱ペア間の既知の数値縮退に関連している可能性があります。この作業は、実際のデータでの自己校正法の実現可能性を示し、測光サンプルの赤方偏移分布を校正するための実用的な代替手段を提供します。
大規模構造の調査による宇宙マイクロ波背景放射の「De-kSZing」
| Title |
"De-kSZing"_the_cosmic_microwave_background_with_surveys_of_large-scale_structure |
| Authors |
Simon_Foreman,_Selim_C._Hotinli,_Mathew_S._Madhavacheril,_Alexander_van_Engelen,_Christina_D._Kreisch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03973 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の今後の調査では、動的なSunyaev-Zeldovich(kSZ)効果が宇宙論的および天体物理学的情報の重要な情報源となるでしょう。ただし、kSZ効果は、CMB温度マップで小さな角度スケールを使用する他のいくつかの測定の主要なノイズ源としても機能します。これは、その黒体の性質が、観測されたマップからそれを除去するために標準的な成分分離技術を使用できないことを意味するためです。このペーパーでは、「de-kSZing」のアイデアを探ります。大規模構造の外部調査を使用して後期kSZ効果のテンプレートを作成し、このテンプレートをCMB温度マップから差し引いて、その一部を削除します。kSZ信号。de-kSZing手順の一般的な側面について直感を構築した後、BOSS、DESI、Roman、MegaMapper、およびPUMAを含むいくつかの大規模な構造調査のde-kSZing効率の予測を実行します。また、CMB温度パワースペクトル、CMBレンズ再構成、および移動レンズ効果から宇宙論的制約へのde-kSZingの潜在的なアプリケーションを強調します。私たちの予測では、達成可能なde-kSZing効率はせいぜい10～20%であると予測していますが、これらの結果は、この作業で採用されたde-kSZing形式に固有のものであり、この形式の改良版を使用すると、より高い効率が可能になると予想されます。
暗黒放射線と相互作用し、$S_8$ の緊張を持ち上げる暗黒物質に対するフルシェイプの BOSS 制約
| Title |
Full-shape_BOSS_constraints_on_dark_matter_interacting_with_dark_radiation_and_lifting_the_$S_8$_tension |
| Authors |
Henrique_Rubira,_Asmaa_Mazoun_and_Mathias_Garny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03974 |
この作業では、プランクのレガシー宇宙マイクロ波背景放射(CMB)およびバリオン音響振動(BAO)測定値と組み合わせて、BOSS-DR12銀河クラスタリングデータのフルシェイプ解析から相互作用する暗黒物質-暗黒放射モデルに関する制約を導き出します。効果的な構造形成理論(ETHOS)内でパラメーター化された一連のモデルを検討し、KiDSの弱いレンズ効果の結果を考慮して$S_8$張力の持ち上げを定量化します。最も好ましいシナリオは、相互作用する暗黒物質の割合$f\sim10-100\%$と、暗黒放射温度がCMBと比較して$\xi\sim0.1-0.15$倍小さいことを示しています。$\sim1\sigma$レベルへの緊張の減少に。$S_8$張力を緩和することによって支持される相互作用率の温度依存性は、ダークセクターでの弱く結合された切断されていない非アーベル$SU(N)$ゲージ相互作用で実現されます。結果をこの$SU(N)$モデルにマッピングするために、Debyeスクリーニングによる高次補正を計算します。$\alpha_d\equivg_d^2/(4\pi)\gtrsim10^{-8}(10^{-9})$で暗黒物質質量$1000(1)$GeVを緩和銀河の楕円率の上限と一致し、小規模構造形成に関連する自己相互作用と互換性のあるS_8$張力。
物質と宇宙定数のある宇宙における重力レンズ効果
\cite{Piattella_2016,mcvittie_2015}で得られた結果を、宇宙の物質支配時代から$\Lambda$支配時代への移行の効果を含めることにより、McVittie計量の重力レンズ効果に拡張します。最低次数でMcVittieメトリックの以前の結果と一致する式を導出し、Schwarzschild近似、McVittieモデル、および高次補正から得られたレンズ角予測をMcVittieモデルと比較します。これを行う際に、宇宙の加速膨張からの補正を超えて、レンズ系の赤方偏移観測者でレンズ系をモデル化する際に宇宙の物質含有量を含める必要があるかどうかをテストします。これらの補正からレンズ方程式を修正する必要があるかどうか、もし必要なら、どの次数まで、それが測定可能かどうかを調査します。効果は以前に計算されたものと同じ次数ですが、1次効果はすでに$\mathcal{O}(\theta_O^4)$の次数であるため、曲げ角度に大きな寄与はないことがわかります観察された角度。
VOICEディープサーベイにおける銀河-銀河レンズ効果
| Title |
Galaxy-galaxy_lensing_in_the_VOICE_deep_survey |
| Authors |
Ruibiao_Luo,_Liping_Fu,_Wentao_Luo,_Nicola_R._Napolitano,_Linghua_Xie,_Mario_Radovich,_Jing_Liu,_Rui_Li,_Valeria_Amaro,_Zhu_Chen,_Dezi_Liu,_Zuhui_Fan,_and_Giovanni_Covone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04081 |
VOICEイメージングデータのマルチバンド測光により、形状測定と測光赤方偏移推定の両方が可能になります。これらは、弱いレンズ効果の分析に不可欠な2つの量です。低赤方偏移(0.10<$z_l$<0.35)の銀河周辺の銀河間測定値に基づいて過剰表面密度(ESD;$\Delta\Sigma$)を推定し、0.3からより高い赤方偏移の背景ソースを選択します。1.5に。前景の銀河は、その色(青/赤)に応じて2つの主要なカテゴリにさらに分類され、それぞれが高/低質量ビンにさらに分割されています。次に、信号をモデル化することによってサンプルのハロー質量が推定され、パラメーターの事後は、MoteCarloMarkovChain(MCMC)プロセスによるサンプルです。結果を既存の恒星とハローの質量関係(SHMR)と比較すると、青い低恒星質量ビンがSHMR関係から逸脱しているのに対し、他の3つのサンプルはすべて経験曲線とよく一致していることがわかります。この不一致は、VOICE-CDFS領域で優勢な低質量青色矮星銀河集団の低い星形成効率の影響として解釈されます。
Webb の PEARLS: 再電離とレンズ科学のための主要な銀河系外領域: プロジェクトの概要と最初の結果
| Title |
Webb's_PEARLS:_Prime_Extragalactic_Areas_for_Reionization_and_Lensing_Science:_Project_Overview_and_First_Results |
| Authors |
Rogier_A._Windhorst,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Jake_Summers,_Scott_Tompkins,_Christopher_J._Conselice,_Simon_P._Driver,_Haojing_Yan,_Dan_Coe,_Brenda_Frye,_Norman_Grogin,_Anton_Koekemoer,_Madeline_A._Marshall,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_Christopher_N._A._Willmer,_Timothy_Carleton,_Jose_M._Diego,_William_C._Keel,_Rosalia_O'Brien,_Paolo_Porto,_Caleb_Redshaw,_Sydney_Scheller,_Andi_Swirbul,_Stephen_M._Wilkins,_S._P._Willner,_Adi_Zitrin,_Nathan_J._Adams,_Duncan_Austin,_Richard_G._Arendt,_John_F._Beacom,_Rachana_A._Bhatawdekar,_Larry_D._Bradley,_Thomas_J._Broadhurst,_Cheng_Cheng,_Francesca_Civano,_Liang_Dai,_Herve_Dole,_Jordan_C._J._D'Silva,_Kenneth_J._Duncan,_Giovanni_G._Fazio,_Giovanni_Ferrami,_Leonardo_Ferreira,_Steven_L._Finkelstein,_Lukas_J._Furtak,_Alex_Griffiths,_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04119 |
概要を説明し、JWST「再電離とレンズ科学のためのプライム銀河系外領域」(「PEARLS」)プロジェクトのNIRCam画像からの理論的根拠、方法、および最初の結果について説明します。PEARLSは最大8つのNIRCamフィルターを使用して、いくつかの主要な銀河系外調査地域を調査します。7つの重力レンズクラスター。2つの高赤方偏移原始クラスター。象徴的なバックライト付きのVV~191銀河系は、その塵の減衰をマッピングします。PEARLSには、NEPフィールドの1つのNIRISSスペクトルと、2つの高赤方偏移クエーサーのNIRSpecスペクトルも含まれています。PEARLSの主な目的は、銀河の集合、AGNの成長、ファーストライトの時代を研究することです。JWSTNEPTime-DomainField(TDF)、IRACDarkField(IDF)、および3つのレンズクラスターの5つのフィールドが、1年間で最大4つのエポックで観測されます。イメージングデータのリズムと感度は、弱いAGN、高赤方偏移の超新星、クラスターコースティックトランジットなどのかすかな可変天体を見つけるのに最適です。両方のNEPフィールドには、私たちの銀河系を通る視線があり、適切な運動を研究できるかなりの数の非常にかすかな褐色矮星を提供しています。NEPTDFの最初のスポークからの観察は公開されています。この論文は、私たちの最初のPEARLS観測、彼らのNIRCamデータ削減と分析、私たちの最初の天体カタログ、0.9-4.5$\mu$mの銀河の数、統合された銀河の光を紹介します。13個のNIRCamフィルターでJWSTの空の明るさを評価し、0.9～4.5$\mu$mで光を拡散するという最初の制約を導き出しました。PEARLSは、コミュニティに永続的な利益をもたらすように設計されています。
広角効果を含む赤方偏移空間歪みによる構造の成長速度の制限
| Title |
Constraining_the_growth_rate_of_structure_with_redshift_space_distortions_including_the_wide-angle_effect |
| Authors |
Yan_Lai,_Cullan_Howlett,_Tamara_M._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04166 |
銀河の過密度と特異な速度パワースペクトルを用いて、構造の成長速度を制限するための改良された方法を紹介します。この方法は、モデル化プロセス中の広角効果とゼロ点キャリブレーションの不確実性を考慮して、モデル化の系統誤差を減らします。また、最初に少数の基準点で尤度を計算し、次にMCMCサンプリング中に尤度値を補間することにより、事後サンプリングを約30倍高速化します。モックで新しい方法をテストしたところ、構造の基準成長率を回復できることがわかりました。これまでで最大の単一固有速度カタログであるSDSSPVカタログに新しい方法を適用しました。構造の成長率に対する制約は、実効赤方偏移0.073で$f\sigma_8=0.405_{-0.071}^{+0.076}$(stat)$\pm$0.009(sys)です。私たちの制約は、Planck2018宇宙論モデル$f\sigma_8$=0.448と一致し、1標準偏差以内です。私たちの改善された方法論は、さらに大きなサンプルサイズと空のより広い角度領域をカバーする、将来のデータに対する同様の分析を可能にします。
密度分割クラスタリングによる $\nu \Lambda$CDM の制約
| Title |
Constraining_$\nu_\Lambda$CDM_with_density-split_clustering |
| Authors |
Enrique_Paillas,_Carolina_Cuesta-Lazaro,_Pauline_Zarrouk,_Yan-Chuan_Cai,_Will_J._Percival,_Seshadri_Nadathur,_Mathilde_Pinon,_Arnaud_de_Mattia,_and_Florian_Beutler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04310 |
銀河クラスタリングの局所密度への依存は、銀河調査から非ガウス情報を抽出するための効果的な方法を提供します。2点相関関数(2PCF)は、ガウス密度場の完全な統計的記述を提供します。ただし、後期の密度場は、非線形の重力進化により非ガウスになり、その宇宙論的情報をすべて取得するには、高次の要約統計が必要です。Quijoteシミュレーションからのハローカタログに基づくフィッシャー形式を使用して、異なる環境密度の領域からのクラスタリング統計を組み合わせた密度分割クラスタリング(DS)メソッドを使用して、この情報を取得する可能性を探ります。2PCFと比較して、DSが$\nu\Lambda$CDMモデルのパラメーターに対してより正確な制約を提供することを示し、余分な情報がどこから得られるかについての提案を提供します。DSは、ニュートリノ質量の合計に対する制約を$8$倍、$\Omega_m$、$\Omega_b$、$h$、$n_s$、および$\sigma_8$、それぞれ。ローカル密度環境がハローの実位置または赤方偏移空間位置から推定される場合、DS統計を比較します。DS環境とハローの間の相互相関関数に加えて、DS自己相関関数を含めることで、赤方偏移空間のハロー位置を使用して環境を推定するときに失われる情報のほとんどが回復されます。さまざまなシナリオでDSクラスタリング統計をモデル化するためのシミュレーションベースの方法を構築する可能性について説明します。
宇宙相転移と重力波のヒッグスレスシミュレーション
| Title |
Higgsless_simulations_of_cosmological_phase_transitions_and_gravitational_waves |
| Authors |
Ryusuke_Jinno,_Thomas_Konstandin,_Henrique_Rubira_and_Isak_Stomberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04369 |
初期宇宙における一次宇宙相転移は、音波を源とし、その後、確率的重力波の背景を形成します。現在、これらの重力波の予測は、相転移の潜熱を提供する初期宇宙のプラズマに結合されたヒッグス場のシミュレーションに大きく依存しています。数値的には、いくつかの長さスケールがダイナミクスに入るため、これはかなり要求の厳しいタスクです。最小から最大まで、これらは異なる位相を分離するヒッグス界面の厚さ、音波の殻の厚さ、および平均気泡サイズです。この作業では、ヒッグスレスシミュレーションを3次元で実行し、完全に非線形の結果を生成すると同時に、格子から階層的に最小のスケールを削除するアプローチを提示します。これにより、問題の複雑さが大幅に軽減され、アプローチが非常に効率的になります。壁の速度と相転移の強度のさまざまな選択に対して生成された重力波のスペクトルを提供し、スペクトル形状のフィッティング関数を導入します。
BeyondPlanck IV。 CMB 分析におけるエンド ツー エンドのシミュレーション -- ベイズ統計と頻度論統計
| Title |
BeyondPlanck_IV._On_end-to-end_simulations_in_CMB_analysis_--_Bayesian_versus_frequentist_statistics |
| Authors |
M.Brilenkov,_K.S.F.Fornazier,_L.T.Hergt,_G.A.Hoerning,_A._Marins,_T.Murokoshi,_F.Rahman,_N.-O.Stutzer,_Y._Zhou,_F.B.Abdalla,_K.J.Andersen,_R.Aurlien,_R.Banerji,_A.Basyrov,_A.Battista,_M.Bersanelli,_S.Bertocco,_S.Bollanos,_L.P.L.Colombo,_H.K.Eriksen,_J.R.Eskilt,_M.K.Foss,_C.Franceschet,_U.Fuskeland,_S.Galeotta,_M.Galloway,_S.Gerakakis,_E.Gjerlow,_B.Hensley,_D.Herman,_T.D.Hoang,_M.Ieronymaki,_H.T.Ihle,_J.B.Jewell,_A.Karakci,_E.Keihanen,_R.Keskitalo,_G.Maggio,_D.Maino,_M.Maris,_S.Paradiso,_B.Partridge,_M.Reinecke,_A.-S.Suur-Uski,_T.L.Svalheim,_D.Tavagnacco,_H.Thommesen,_M.Tomasi,_D.J.Watts,_I.K.Wehus,_A.Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04437 |
エンドツーエンドのシミュレーションは、高感度CMB実験の分析において重要な役割を果たし、他の手段では比類のない忠実度の高い体系的なエラー伝播機能を提供します。このホワイトペーパーでは、このようなシミュレーションに関する重要な問題、つまり、スカイモデルと計測器パラメーターの観点から入力を定義する方法について説明します。これらは、データから導出された制約付きの実現として、またはデータから独立したランダムな実現として捉えることができます。これらをそれぞれベイジアンおよび頻度主義シミュレーションと呼びます。ベイジアンシミュレーションとは対照的に、頻度論的シミュレーションは宇宙分散を効果的に含みますが、非線形縮退からの実現固有の相関を除外するため、2つのオプションが大幅に異なる相関構造につながることを示します。その結果、それらは根本的に異なるタイプの不確実性を定量化し、したがって、この二分法が絶対的ではないとしても、それらは異なる補完的な科学的用途も持っていると主張します.BeyondPlanckの前は、ほとんどのパイプラインは制約付き入力とランダム入力を組み合わせて使用し、すべてのアプリケーションで同じハイブリッドシミュレーションを使用していましたが、これに対する統計的正当性は必ずしも明らかではありませんでした。BeyondPlanckは、両方のタイプのシミュレーションを生成できる最初のエンドツーエンドのCMBシミュレーションフレームワークであり、これらの新しい機能により、このトピックが最前線にもたらされました。ベイジアンBeyondPlanckシミュレーションとその使用法は、一連の関連論文で広く説明されています。このホワイトペーパーでは、対応する頻度論的シミュレーションの1つの重要なアプリケーション、つまりコード検証について考察します。つまり、既知の入力を使用して1年間のLFI30GHz頻度論的シミュレーションのセットを生成し、これらを使用してコアの低レベルBeyondPlanckアルゴリズムを検証します。ゲイン推定、相関ノイズ推定、およびマップ作成。
| Title |
The_Exoplanet_Modeling_and_Analysis_Center_at_NASA_Goddard |
| Authors |
Joe_P._Renaud,_Eric_Lopez,_Jonathan_Brande,_Carlos_E._Cruz-Arce,_Cameron_Kelahan,_Nicholas_Susemiehl,_Dylan_Cristy,_Carl_Hostetter,_Michael_Dane_Moore,_Apexa_Patel,_Avi_M._Mandell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04005 |
NASAゴダード宇宙飛行センターのExoplanetModelingandAnalysisCenter(EMAC)は、系外惑星の特性と環境の研究に焦点を当てたモデリングおよび分析リソースのWebベースのカタログ、リポジトリ、および統合プラットフォームです。EMACは、惑星の内部モデルからデータ視覚化ツールまで、さまざまなカテゴリのユーザー投稿リソースをホストしています。EMACのその他の機能には、EMACチームがツールのオリジナルの作成者と協力して開発した統合Webツールや、増え続けるホストツールのビデオデモンストレーションが含まれます。EMACは、研究者が作業を支援できるさまざまな太陽系外惑星リソースにアクセスするための包括的なリポジトリになることを目指しており、現在、増え続けるコードベース、モデル、およびツールをホストしています。EMACは、NASAGSFCSellersExoplanetEnvironmentsCollaboration(SEEC)の主要プロジェクトであり、https://emac.gsfc.nasa.govでアクセスできます。
| Title |
The_Demographics_of_Kepler's_Earths_and_super-Earths_into_the_Habitable_Zone |
| Authors |
Galen_J._Bergsten,_Ilaria_Pascucci,_Gijs_D._Mulders,_Rachel_B._Fernandes,_Tommi_T._Koskinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04047 |
太陽に似た恒星のハビタブルゾーンに地球サイズの惑星が存在することを理解することは、地球の類似物を探すために不可欠です。しかし、そのような惑星の信頼できるケプラー検出が欠如しているため、多くの推定値は近接($2<P_{\mathrm{orb}}<100$日)の人口から導き出されることを余儀なくされています。大気質量損失メカニズム。この作業では、FGK星の近接スーパーアース($\sim1-2\,R_\oplus$)とサブ海王星($\sim2-3.5\,R_\oplus$)の固有の発生率を計算します。($0.56-1.63\,M_\odot$)を軌道周期の関数として計算し、2つの体制の証拠を見つけます:スーパーアースは短い軌道周期でより豊富であり、亜海王星はより長い軌道周期でより豊富です。パラメトリックモデルを5つの均等に配置された星の質量ビンに当てはめたところ、これら2つのレジーム間の遷移の軌道周期は、$P_\mathrm{trans}\proptoM_*^{1.7\pm0.2}$のように、星の質量に比例することがわかりました。.これらの結果は、以前の亜海王星の個体群が、ジャイロ時代に近接したスーパーアースの個体群を汚染していることを示唆しており、大気の喪失によって形成された個体群を示しています。私たちのモデルを使用して、本質的に岩石の多い惑星の長周期人口を制約すると、地球サイズのハビタブルゾーン惑星の発生率を$\Gamma_\oplus=15^{+6}_{-4}\%$と推定し、亜海王星はハビタブルゾーンでスーパーアースの$\sim$2倍の頻度で存在する可能性があると予測しています(使用される自然対数軌道周期と半径範囲で正規化した場合)。最後に、ハビタブルゾーンの惑星を探す将来のミッションの文脈で結果を議論します。
激変変数 LU Camelopardalis、QZSerpentis、V1007 Herculis、BK Lyncis におけるサード ボディ仮説のテスト
| Title |
Testing_the_third_body_hypothesis_in_the_Cataclysmic_Variables_LU_Camelopardalis,_QZSerpentis,_V1007_Herculis_and_BK_Lyncis |
| Authors |
Carlos_E._Chavez,_Nikolaos_Georgakarakos,_Andres_Aviles,_Hector_Aceves,_Gagik_Tovmassian,_Sergey_Zharikov,_J._E._Perez-Leon,_Francisco_Tamayo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04065 |
一部の激変変数(CV)は、非常に長い測光周期(VLPP)を示します。モデル化されたVLPPを、ここで調べた4つのCVの観測値の1つに一致させることにより、最初は円平面軌道で仮定された仮想の第3の天体の特性を計算します:{\slLUCamelopardalis}(LUCam)、QZSerpentis(QZSer）、V1007Herculis（V1007Her）、BKLyncis（BKLyn）。解析結果を用いて、第三天体の離心軌道と低傾斜軌道を考察した。バイナリコンポーネントの選択されたパラメーターは、各CVの軌道周期に基づいています。第三天体の軌道が不安定になる前に許容される最小の長半径も計算されます。一次分析ポストニュートン補正が適用され、中心付近の歳差運動率が検出されますが、観測されたVLPPのいずれも説明できません。また、このようなCVの物質移動速度に対する、この仮想的な第3の天体による永年摂動の影響も初めて推定します。観測され計算された変動性の振幅も同等であることを確認しました。すべての制約を満たす3番目の天体の質量は、0.63から97木星質量の範囲です。私たちの結果は、これらのCVの3つに第3の身体があるという仮説を裏付けるさらなる証拠を示していますが、V1007Herではわずかにしかありません。
TESSデータによるTrES-3およびQatar-1システムのトランジットタイミング変動の再検討
| Title |
Revisiting_the_Transit_Timing_Variations_in_the_TrES-3_and_Qatar-1_systems_with_TESS_data |
| Authors |
Vineet_Kumar_Mannaday,_Parijat_Thakur,_John_Southworth,_Ing-Guey_Jiang,_D._K._Sahu,_Luigi_Mancini,_M._Va\v{n}ko,_Emil_Kundra,_Pavol_Gajdo\v{s},_Napaporn_A-thano,_Devesh_P._Sariya,_Li-Chin_Yeh,_Evgeny_Griv,_David_Mkrtichian,_Aleksey_Shlyapnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04080 |
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)によって観測されたTrES-3bの58の通過光度曲線とQatar-1bの98の通過光度曲線、および地上ベースの1.23\を使用して観測されたQatar-1bの2つの通過光度曲線を提示および分析します。、m望遠鏡。これらの光度曲線は、ExoplanetTransitDatabase(ETD)および文献から取得した最高品質の光度曲線と組み合わされています。これらの光度曲線から正確に決定された中間通過時間により、両方のホットジュピターの精度が向上した洗練された軌道天体暦を取得できます。タイミング分析から、両方のシステムでトランジットタイミングの変動(TTV)が存在する兆候が見つかりました。観測されたTTVが短期的かつ周期的である可能性は低いため、TrES-3bおよびQatar-1bに近い軌道に追加の惑星が存在する可能性は除外されます。軌道崩壊、アプシダル歳差運動、Applegateメカニズム、視線加速などの長期TTVの考えられる原因も調べられます。ただし、これらの可能性のいずれも、観察されたTrES-3bのTTVを説明するものではありません。これとは対照的に、視線加速度は、カタール-1bの観測されたTTVのもっともらしい説明であるように思われます。これらの調査結果を確認するために、両方のシステムのさらなる高精度トランジットとRV観測は価値があります。
微惑星の低温流体および酸素同位体貯留層としての硫酸
太陽は、地球と月$^{1}$に比べて、$^{16}$Oに比べて$^{17,18}$Oが6%減少しています。このような質量に依存しない同位体分別の起源については、1970年代に3つの同位体分析$^{2}$が利用できるようになって以来、広く議論されてきました。太陽系の親分子雲におけるUV光子に対するCO分子の自己遮蔽$^{3,4}$は、質量に依存しない効果の原因として示唆されている。Oに富む酸素は氷に閉じ込められ、水として惑星形成物質に選択的に取り込まれました$^{5}$。真実は、地球-月および他の惑星オブジェクトは、同位体組成において太陽から最大6%正にずれているということです。驚くべき例外は、Acfer094隕石で見つかった磁鉄鉱/硫化物シンプレクタイトで、Sun$^{6}$と比較して$^{17,18}$Oが24%濃縮されていることを示しています。濃縮度がこれほど高い理由は、水だけでは説明できません。ここで、分子雲中のSOおよびSO$_2$分子は、太陽に比べて$^{17,18}$Oが約106%濃縮され、原始惑星系円盤と微惑星の段階を経て進化し、硫酸になったことを示しています。$^{17,18}$Oが24%濃縮されています。硫酸は微惑星に低温流体環境を提供し、それ自体で第二鉄と反応して非晶質の第二鉄-ヒドロキシ硫酸塩水和物を形成し、最終的に衝撃によってシンプレクタイトに分解した.Acfer-094シンプレクタイトとその前駆物質である硫酸は、分子雲の時代からの太陽系における物質進化と強く結びついていることを示しています。
不確実性伝播研究によるトリトン大気の光化学モデル
| Title |
A_photochemical_model_of_Triton's_atmosphere_with_an_uncertainty_propagation_study |
| Authors |
B._Benne,_M._Dobrijevic,_T._Cavali\'e,_J-C._Loison,_K._M._Hickson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04324 |
トリトンは海王星の最大の衛星であり、おそらく惑星によって捕獲されたカイパーベルトオブジェクトです。冥王星に似た希薄な窒素の大気があり、海の世界である可能性があります。海王星系は、1989年にボイジャー2号が訪れただけです。ここ数年、アイスジャイアントとそのシステムに対する新しいミッションの需要が高まっているため、そのようなミッションを準備するための理論的基礎が重要になっています。以前の光化学モデルはフライバイ後の年にさかのぼるため、最新の化学スキームを使用してトリトンの大気の光化学モデルを開発することを目指しています。これは、トリトンの大気化学を支配するメカニズムをよりよく理解し、大気組成に大きな影響を与える重要なパラメーターを強調するために行われます。また、モデルの不確実性を研究して、トリトンの大気のモデリングを改善するために必要な化学研究を見つけます。タイタンの大気モデルをトリトンの条件に適合させました。トリトンの大気をより適切にモデル化するために更新する前に、最初にタイタンの化学スキームを使用しました。公称結果が得られたら、モンテカルロ手順を使用してモデルの不確実性を調べました。次に、グローバルな感度分析を実行して、モデルの不確実性の原因となる反応を特定しました。公称結果により、トリトンの大気の組成を決定し、主要な化学プロセスを研究しました。化学全体にとって最も重要な主要な化学反応を強調しました。また、結果に大きな影響を与えるいくつかの重要なパラメーターを特定しました。大気温度が非常に低いため、主要な大気種のほとんどで不確実性が大きくなります。結果の不確実性に最大の影響を与える主要な不確実性反応を特定しました。これらの反応は、結果の重要性を向上させるために優先的に研究する必要があります。
ケプラーミッションによって観測された惑星信号を伴う光度曲線のタイムスケールの関数としてのマルチフラクタル特性
| Title |
Multifractal_charactarization_as_a_function_of_timescale_in_the_light_curves_with_planetary_signal_observed_by_the_kepler_mission |
| Authors |
F._J._S._Lima_Filho,_V._M._B._Ferreira,_P._C._F._da_Silva_Filho,_F._O._da_Silva_Gomes,_B._W._de_Freitas_Alves,_S._G._A._Barbosa,_T._de_Melo_Santiago_and_D._B._de_Freitas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04408 |
時間の領域における天体物理学データには、広範囲の星の変動現象が含まれます。その中には、数時間のオーダーの磁気活動から、数日の時間スケールをカバーできる太陽系外惑星の痕跡までがあります。数十年まで。地球サイズの太陽系外惑星を検出するために、数多くの機器が開発されています。この次元の太陽系外惑星は、科学機器やデータ処理の研究分野に挑戦します。これに関連して、私たちの研究は、惑星信号による光度曲線の時間スケールの関数として動的特性を説明するための強力なフレームワークを提供します。そのために、恒星のターゲットであるケプラー30を選択して、方法と手順をテストしました。この意味で、自転周期が約16日の太陽のような星と、地球の2倍から木星の2.5倍の質量を持つ3つの惑星で構成されるケプラー30システムのマルチフラクタルな挙動を調査します。さらに、この星系の公転周期は29日から143日で、ほぼ同一平面上を公転しています。このシステムは非常に興味深いものです。星の前を惑星が通過すると、星の黒点のダイナミクスが大きく影響を受けるからです。ケプラーミッションによって収集された約1600日間の高精度測光を使用して、星の回転によって引き起こされる準周期的な変動と、タイムスケールの関数としてのスポット進化の影響を調査しました。マルチフラクタル解析から抽出したインデックスを適用して、活性領域によって誘導されるフラックス回転変調をモデル化しました。回転変調によって引き起こされるケプラー30星の恒星フラックス変動は、最近知られている4つのマルチフラクタルインデックスだけで詳細に再現できるという我々の結果。これらのインデックスは、現在のTESSおよび将来のPLATOデータのスポットモデリングを大幅に簡素化します。
CHAOS VII: M33 における大規模な直接存在量研究
| Title |
CHAOS_VII:_A_Large-Scale_Direct_Abundance_Study_in_M33 |
| Authors |
Noah_S._J._Rogers,_Evan_D._Skillman,_Richard_W._Pogge,_Danielle_A._Berg,_Kevin_V._Croxall,_Jordan_Bartlett,_Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_John_Moustakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03962 |
化学物質存在量の分散は、銀河の化学物質濃縮を促進するプロセスに非常に強い制約を与えます。その近接性のために、渦巻銀河M33は、大規模な空間スケールでの存在量の化学的濃縮と分散を研究するための多数の化学的存在量調査の焦点となっています。CHemicalAbundancesOfSpirals(CHAOS)プロジェクトは、大型双眼鏡(LBT)でM33の$\sim$100HII領域を観測し、この銀河の電子温度(T$_e$)と直接存在量の最大の均一なサンプルを生成しました。私たちのLBT観測は、$-$0.037$\pm$0.007dex/kpcのロバストな酸素量勾配を生成し、この勾配に比べて酸素量の固有分散が比較的小さい(0.043$\pm$0.015dex)ことを示しています。N/HとN/Oの分散も同様に小さく、Oに対するNe、S、Cl、およびArの存在量は、$\alpha$プロセスまたは$\alpha$プロセスで予想されるソーラー比と一致しています。-依存要素。まとめると、M33のISMは化学的によく混合され、裏返しに均一に濃縮されており、銀河内の特定の半径での有意な量の変動の証拠はありません。私たちの結果は、文献の多数の研究の結果と比較され、存在量の分散測定値を膨らませる可能性のある汚染源について説明します。重要なことに、存在量が単一のT$_e$測定から導出され、T$_e$-T$_e$関係が未測定のイオン化ゾーンの温度を推測するために依存している場合、これは測定された分散を増加させる体系的なバイアスにつながる可能性があります0.11デックスまで。
COOL-LAMPS III: 合体銀河団によってレンズ化された 25".9 分離クエーサーの発見
| Title |
COOL-LAMPS_III:_Discovery_of_a_25".9_Separation_Quasar_Lensed_by_a_Merging_Galaxy_Cluster |
| Authors |
Michael_N._Martinez_(1),_Kate_A._Napier_(2),_Aidan_P._Cloonan_(1),_Ezra_Sukay_(1),_Katya_Gozman_(1),_Kaiya_Merz_(1),_Gourav_Khullar_(1_and_3_and_4),_Jason_J._Lin_(1),_Owen_S._Matthews_Acu\~na_(1),_Elisabeth_Medina_(1),_Jorge_A._Sanchez_(1),_Emily_E._Sisco_(1),_Daniel_J._Kavin_Stein_(1),_Kiyan_Tavangar_(1),_Juan_Remolina_Gonz\`alez_(2),_Guillaume_Mahler_(2_and_5),_Keren_Sharon_(2),_H{\aa}kon_Dahle_(6),_and_Michael_D._Gladders_(1_and_3)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Chicago,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan,_(3)_Kavli_Institute_for_Cosmological_Physics,_University_of_Chicago,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy_and_PITT_PACC,_Universit_of_Pittsburgh,_(5)_Department_of_Physics,_Durham_University,_(6)_Institute_of_Theoretical_Astrophysics,_University_of_Oslo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03972 |
COOL-LAMPSコラボレーションの3番目の論文では、COOLJ0542-2125の発見を報告します。COOLJ0542-2125は、$z=1.84$にある重力レンズ効果のあるクエーサーで、$z=0.61$にある巨大な銀河団が介在するために3つの画像として観測されました。レンズ付きクエーサーの画像は、最近の公開された光学画像データのレンズ系の検索で特定され、空で最大25".9まで離れており、これまで知られているどのレンズ付きクエーサーよりも広いです。強力なレンズとして機能する銀河団は、合体の過程で、空の平面で$\sim1$Mpcだけ離れた2つのサブクラスターがあり、それらの中心銀河は$\sim1000$km/sの視線速度差を示しています。それらの間の領域と同様に、さまざまな背景ソースのレンズ画像.予備的な強力なレンズモデルは、$M(<250\\rm{kpc})=1.79^{+0.16}_{-0.01}\timesの質量を意味します10^{14}M_{\odot}$と$M(<250\\rm{kpc})=1.48^{+0.04}_{-0.10}\times10^{14}M_{\odot}$この視線は、ROSAT全天サーベイソースとも一致し、確認された2つのクラスターハローの間を中心としており、他の主要なクラスター規模の合体を連想させます。
宇宙の時代を超えた合体とスターバーストのつながり
銀河の主要な合体とスターバースト活動との間の対応は、観測的にも低赤方偏移銀河のシミュレーションでも十分に確立されています。しかし、相互作用と関係する銀河の特性の進化は、合体イベントに対する銀河のスターバースト応答が宇宙時間にわたって変化する可能性があることを示唆しています。天の川のような銀河のVINTERGATAN宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、スターバースト、つまり高速星形成のエピソードが、それ自体が合体によって引き起こされる潮汐圧縮の開始と関連していることをここで示します。しかし、この圧縮は、銀河円盤が形成された後に初めてスターバーストを引き起こすほど強くなります。結果として、スターバーストのエピソードは、円盤の形成後、最後の主要な合体まで、銀河の進化の正確な段階でのみ見られます。枯渇時間は瞬間的な星形成活動を定量化するため、特定の星形成率は（星の質量を介した）過去の活動の統合結果を含むため、スターバーストのエピソードは特定の星形成率の上昇と必ずしも一致しません。これは、すべてのスターバースト銀河が銀河形成の主系列よりも外れ値であるとは限らないことを示唆しています。
MaNGA データセットを使用した Mass-Excitation (MEx) ダイアグラムの再検討
| Title |
Revisiting_the_Mass-Excitation_(MEx)_diagram_using_the_MaNGA_dataset |
| Authors |
J.K._Barrera-Ballesteros_and_S.F._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03986 |
[OIII]とH$\beta$輝線のフラックス比を銀河の全星質量と比較する図(質量励起図、MExとしても知られる)は、高赤方偏移のイオン化メカニズムを分類するために広く使用されてきた。星形成と活動銀河核銀河の間の銀河。この図は、主にSDSS-DR7サーベイから単繊維分光法を使用して導き出されたものです。この研究では、積分フィールド分光MaNGAサンプル全体からの中央および統合されたスペクトル測定を使用して、この図を修正します。私たちの結果は、この図の物理パラメータに加えて、H$\alpha$輝線の等価幅も、高赤方偏移銀河のイオン化メカニズムを制約するために必要であることを示唆しています。さらに、励起質量図における銀河の位置は、中心または統合された特性の使用に応じて異なります。
Sloan Digital Sky Survey Data Release 16 からのクエーサー プロパティのカタログ
SloanDigitalSkySurveyDataRelease16クエーサーカタログ(DR16Q)に含まれる750,414のブロードラインクエーサーの連続体と輝線特性のカタログを提示します。これは、光学分光法から測定されています。これらのクエーサーは、赤方偏移($0.1\lesssimz\lesssim6$)と光度($44\lesssim\log(L_{\rmbol}/{\rmerg\,s^{-1}})\lesssim48の広い範囲をカバーします$)、SDSSDR7クエーサーの以前の編集よりも低い光度を調べます。単一エポックのビリアルブラックホールの質量や放射光度などの導出された物理量も、このカタログに含まれています。測定された線のピークを使用し、全身の速度に対するさまざまな線の速度シフトを補正することで、DR16Qクエーサーの改善された全身の赤方偏移と現実的な赤方偏移の不確実性を提示します。元のDR16Q赤方偏移の約1%、1.4%、および11%が、体系的な赤方偏移から$|\DeltaV|>1500\,{\rmkm\,s^{-1}}$,$|\Deltaだけずれています。V|\in[1000,1500]\,{\rmkm\,s^{-1}}$、および$|\DeltaV|\in[500,1000]\,{\rmkm\,s^{-1}}$、それぞれ;約$1900$DR16Q赤方偏移は壊滅的に間違っていました($|\DeltaV|>10,000\,{\rmkm\,s^{-1}}$)。大規模な統計サンプルを使用して、スペクトルの多様性とクエーサーの物理的特性間の相関を定量化する際に、このデータ製品の有用性を示します。
ローカル U/LIRG 内のコンパクトな 15 ～ 33 GHz 連続電波源の特性評価
| Title |
Characterizing_Compact_15-33_GHz_Radio_Continuum_Sources_in_Local_U/LIRGs |
| Authors |
Y._Song_(1_and_2),_S._T._Linden_(3),_A._S._Evans_(1_and_2),_L._Barcos-Munoz_(2),_E._J._Murphy_(2),_E._Momjian_(4),_T._Diaz-Santos_(5_and_6),_K._L._Larson_(7),_G._C._Privon_(2_and_8),_X._Huang_(1),_L._Armus_(9),_J._M._Mazzarella_(9),_V._U_(10),_H._Inami_(11),_V._Charmandaris_(5_and_12_and_6),_C._Ricci_(13),_K._L._Emig_(2),_J._McKinney_(3),_I._Yoon_(2),_D._Kunneriath_(2),_T._S.-Y._Lai_(9),_E._E._Rodas-Quito_(14),_A._Saravia_(1),_T._Gao_(15),_W._Meynardie_(1),_D._B._Sanders_(16)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Virginia,_(2)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Charlottesville,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_Massachusetts,_(4)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Soccoro,_(5)_Institute_of_Astrophysics,_Foundation_for_Research_and_Technology-Hellas_(FORTH),_(6)_School_of_Sciences,_European_University_Cyprus,_(7)_AURA_for_the_European_Space_Agency_(ESA),_Space_Telescope_Science_Institute,_(8)_Department_of_Astronomy,_University_of_Florida,_(9)_IPAC,_California_Institute_of_Technology,_(10)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California,_Irvine,_(11)_Hiroshima_Astrophysical_Science_Center,_Hiroshima_University,_(12)_Department_of_Physics,_University_of_Crete,_(13)_N\'ucleo_de_Astronom\'ia_de_la_Facultad_de_Ingenier\'ia_y_Ciencias,_Universidad_Diego_Portales,_(14)_Departamento_de_Arqueoastronom\'ia_y_Astronom\'ia_Cultural,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_Honduras,_(15)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_(16)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04002 |
我々は、63個の局所的な（超）明るい赤外線銀河（U/LIRGs;$L_{\rmIR}\ge10^{11}L_\odot$）で検出された$\sim100$pcスケールのコンパクトな電波連続体源の分析を提示します。)、FWHM$\lesssim0''.1-0''.2$解像度15および33GHzの観測をKarlG.JanskyVeryLargeArrayで使用。有効半径が8～170pcの合計133のコンパクトな電波源を特定しました。これらは、「AGN」(AGN)、「AGN/SBnuc」(AGN-スターバースト複合核)、「SBnuc」(starburstnucleus)および"SF"(star-formingclumps)--補助的なデータセットと文献に基づく。「AGN」と「AGN/SBnuc」は後期の合併でより頻繁に発生し、「SBnuc」と「SF」と比較して最大3dex高い33GHzの光度と表面密度を持っていることがわかりました。これは極端な核に起因する可能性があります。前者のスターバーストおよび/またはAGN活動。星形成率(SFR)と表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)は、"SF"と"SBnuc"の合計33GHz連続体放射(SFR$\sim0.14-13$M$_\odot$yr$^{-1}$,$\Sigma_{\rmSFR}\sim13-1600$M$_\odot$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$)およびHII領域からの熱自由放射(中央値SFR$_{\rmth}\sim0.4$M$_\odot$yr$^{-1}$,$\Sigma_{\rmSFR_{th}}\sim44$M$_\odot$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$)。これらの値は、近くの通常(非U/LIRG)の同様のサイズの塊で測定された値よりも1～2dex高くなります。後者は、"SBnuc"および"SF"($\sim-0.46$)と比較して、15～33GHzスペクトルインデックスの中央値($\sim-0.08$)がはるかに平坦であり、これは超新星と超新星からのより高い非熱的寄与を反映している可能性があります。/または100\,pcスケールでの極端な星形成活動に直接起因する、および/またはそれらにつながる局所U/LIRGのISM密度。
Webb の真珠: スピッツァー/IRAC 暗視野での明るい 1.5 ～ 2.0 ミクロンのドロップアウト
| Title |
Webb's_PEARLS:_Bright_1.5--2.0_micron_Dropouts_in_the_Spitzer/IRAC_Dark_Field |
| Authors |
Haojing_Yan,_Seth_H._Cohen,_Rogier_A._Windhorst,_Rolf_A._Jansen,_Zhiyuan_Ma,_John_F._Beacom,_Cheng_Cheng,_Jia-Sheng_Huang,_Norman_A._Grogin,_S._P._Willner,_Min_Yun,_Heidi_B._Hammel,_Stefanie_N._Milam,_Christopher_J._Conselice,_Simon_P._Driver,_Brenda_Frye,_Madeline_A._Marshall,_Anton_Koekemoer,_Christopher_N._A._Willmer,_Aaron_Robotham,_Jordan_C._J._D'Silva,_Jake_Summers,_Chenxiaoji_Ling,_William_C._Keel,_Jeremy_Lim,_Kevin_Harrington,_Leonardo_Ferreira,_Jose_Maria_Diego,_Nor_Pirzkal,_Stephen_M._Wilkins,_Lifan_Wang,_Nimish_P._Hathi,_Adi_Zitrin,_Rachana_A._Bhatawdekar,_Nathan_J._Adams,_Lukas_J._Furtak,_Peter_Maksym,_Michael_J._Rutkowski,_and_Giovanni_G._Fazio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04092 |
JamesWebbSpaceTelescopePrimeExtragalacticAreasforReionizationandLensingScienceProgramintheSpitzerIRACDarkFieldによって取得された4バンドNIRCam観測の最初のエポックを使用して、従来のドロップアウト法に従ってF150WおよびF200Wドロップアウトを検索し、z>11。14.2分角^2で、F150Wのドロップアウトが13個、F200Wのドロップアウトが8個、いずれも27.5等よりも明るく、ブレイクサインの赤い側の帯に写っています。最も顕著なのは、これらの天体のいくつかは~24等の明るさで、これはz>11でM_{UV}<-23等に相当します。それらは複数のバンドで検出されるため、これらは実際のオブジェクトに違いありません。観測された色の減少が予想されるライマンブレークによるものである場合、これらのオブジェクトはそれぞれz>11.7およびz>15.4にあるはずです。カラー診断では、少なくとも11個のF150Wドロップアウトが、ドロップアウト検索で遭遇する通常のコンタミネーター(はるかに低い赤方偏移の赤い銀河または褐色矮星)から遠く離れているため、正当な候補であることが示されています。F200Wドロップアウトの診断は、通過帯域の数が限られているため、あまり確実ではありませんが、そのうちの少なくとも1つは既知のタイプの汚染物質である可能性が低く、残りは、進化した恒星集団を持つz>11銀河または古い銀河のいずれかと一致していますz~3から8.ドロップアウトのかなりの部分が実際にz>11にある場合、それらの高い光度と数密度を説明するという深刻な問題に直面する必要があります。そのような天体の分光学的同定が緊急に必要とされています。
フィラメント状赤外線暗雲 G1.75-0.08 および G11.36+0.80 の ArT\'eMiS イメージング: 雲とその塊のダストベースの物理的特性
| Title |
ArT\'eMiS_imaging_of_the_filamentary_infrared_dark_clouds_G1.75-0.08_and_G11.36+0.80:_Dust-based_physical_properties_of_the_clouds_and_their_clumps |
| Authors |
Oskari_Miettinen,_Michael_Mattern,_Philippe_Andr\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04146 |
ArT\'eMiSボロメータを使用して、赤外線暗雲(IRDC)G1.75-0.08およびG11.36+0.80を350$\mu$mおよび450$\mu$mで撮像しました。これらのデータは、LargeAPEXBOlometerCAmera(LABOCA)による以前の870$\mu$m観測と組み合わせて使用されました。G11.36+0.80の塊は、IRAM30メートル望遠鏡でN$_2$H$^+(1-0)$遷移でも観測されました。G1.75-0.08は、$\sim3によって射影的に分離された2つの冷たい($\sim14.5$K)巨大な(いくつかの$\sim10^3$M$_{\odot}$)塊で構成されていることがわかりました.7$パソコン。どちらの塊も70$\mu$mの暗さですが、自己重力に拘束されているようには見えません。G1.75-0.08フィラメントは、その臨界線質量に関して$\sim14$の係数で亜臨界であることがわかりました。G11.36+0.80は適度に($\sim2$倍)超臨界であり、4つの塊で構成されていることがわかりました。塊のダスト温度は$\sim13-15$Kであり、その質量は$\sim232-633$M$_{\odot}$の範囲にあります。すべての塊は重力で束縛されています。塊の予想平均分離は$\sim1$pcです。G1.75-0.08で観察される構成、つまりフィラメントの端にある2つの塊は、雲に沿って作用する重力集束の結果である可能性があります。2つの塊は、大質量星形成の質量半径のしきい値を満たしています。G1.75-0.08の位置が銀河中心($\sim270$pc)に近いため、高レベルの乱気流、潮汐力、せん断運動などの環境効果が雲のダイナミクスに影響を与える可能性があります。G11.36+0.80で観察された塊の分離は、ソーセージの不安定性の観点から理解できます。G11.36+0.80の塊は、大質量星形成の質量半径のしきい値を超えていません。G11.36+0.80の塊の1つで観察された部分構造は、IRDCが階層的に断片化していることを示唆しています。これは、銀河系の星形成のフィラメントパラダイムと一致しています。
z=1 のクエーサー ホストの星間媒体への 100 kpc 以上の冷たいフィラメント状降着を直接追跡
| Title |
Directly_tracing_cool_filamentary_accretion_over_>100_kpc_into_the_interstellar_medium_of_a_quasar_host_at_z=1 |
| Authors |
Sean_D._Johnson,_Joop_Schaye,_Gregory_L._Walth,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_Gwen_C._Rudie,_Hsiao-Wen_Chen,_Mandy_C._Chen,_Beno\^it_Epinat,_Massimo_Gaspari,_Sebastiano_Cantalupo,_Wolfram_Kollatschny,_Zhuoqi_(Will)_Liu,_Sowgat_Muzahid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04245 |
マルチユニット分光探査機(MUSE)を使用して、z=1.13の明るいクエーサーであるTXS0206-048のフィールドで、巨大な(50-100kpc)[OII]放出星雲を発見したことを報告します。クェーサーのアーカイブのダウンザバレルUVスペクトルは、拡大した星雲の速度と一致する速度で吸収を示し、クエーサーホストの周りの流入と流出に関する新しい洞察を可能にします。1つの星雲は、ハローからクエーサーに向かって120kpcを超えて伸び、半径50kpcでクエーサーホストを囲む別の星雲と交差するフィラメント状の形態を示します。フィラメント状星雲は、近くの銀河から300km/sを超える視線速度を持っていますが、それらが交差するクエーサーホストを囲む星雲の速度と一致しており、冷たい銀河間または銀河周辺の媒体または冷却された高温のハローガスのフィラメント状の降着と一致しています。.クエーサーホストを取り囲む星雲の運動学は異常で複雑で、1つは赤方偏移、もう1つは青方偏移のらせん状構造です。クエーサーからの5-10kpcでの星雲の放出速度は、クエーサーのUVスペクトルで観測された流入吸収ガスの速度と一致します。一緒に、拡張された星雲と関連する赤方偏移吸収は、ハロースケールから拡張された星間媒体へ、および中間赤方偏移の巨大なクエーサーホスト銀河の核に向かって、冷たいフィラメント状ガス降着の説得力のあるケースを表しています。放出と吸収の制約の組み合わせによって暗示された流入率は、クエーサーの放射光度を維持するために必要なレベルを数桁下回っており、高度に異方性または高度に変動する降着を示しています。
光子支配領域におけるナノ粒子の枯渇
| Title |
Nano-grain_depletion_in_photon-dominated_regions |
| Authors |
T._Schirmer,_N._Ysard,_E._Habart,_A._P._Jones,_A._Abergel,_L._Verstraete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04282 |
環境。炭素質ナノ粒子は、星間物質(ISM)、特に光子優勢領域(PDR)の物理化学において基本的な役割を果たします。それらの特性は、局所的な物理的条件によって変化し、局所的な化学とダイナミクスに影響を与えます。ねらい。3つの異なるPDRにおける炭素質ナノ粒子の進化を強調し、物理的条件への応答としてダスト進化のシナリオを提案することを目指しています。メソッド。スピッツァー/IRAC(3.6、4.5、5.8、および8$\mu$m)とスピッツァー/MIPS(24$\mu$m)をHerschel/PACS(70$\mu$m)と共に使用して、ダスト放出をマッピングしました。IC63とオリオンバー。ダストの特性を評価するために、放射伝達コードSOCとTHEMISダストモデルを使用して、これらの領域でのダスト放出をモデル化しました。結果。PDRに関係なく、ナノ粒子が枯渇し、その最小サイズが拡散ISM（DISM）よりも大きいことがわかりました。これは、ナノ粒子が光破壊されるメカニズムが、与えられた重要なサイズ制限。G0と照らしている星の有効温度の両方によるナノ粒子ダスト対ガス質量比の進化は、より大きな粒子の断片化によるナノ粒子形成とナノ粒子の光破壊との間の競合を示しています。古典的な1Dアプローチを使用して放射圧によって駆動されるダスト衝突をモデル化し、これがフラグメンテーションによるナノ粒子形成を説明するための実行可能なシナリオであること、したがって、1つのPDRからのナノ粒子ダスト対ガス質量比で観察される変動であることを示します。別の人に。結論。これらの地域でのナノ粒子の枯渇の一般的な傾向とともに、あるPDRから別のPDRへのナノ粒子ダスト特性の幅広い変動が見つかりました。放射圧誘起衝突による大きな粒子の断片化によるナノ粒子形成の実行可能なシナリオを提案します。
速度構造関数測定によるQSOホスト星雲の乱流に関する経験的制約
| Title |
Empirical_constraints_on_the_turbulence_in_QSO_host_nebulae_from_velocity_structure_function_measurements |
| Authors |
Mandy_C._Chen,_Hsiao-Wen_Chen,_Michael_Rauch,_Zhijie_Qu,_Sean_D._Johnson,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_Joop_Schaye,_Gwen_C._Rudie,_Fakhri_S._Zahedy,_Erin_Boettcher,_Kathy_L._Cooksey,_and_Sebastiano_Cantalupo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04344 |
$z\!\approx\!0.5$--1.1で4つの発光QSOの周りの拡散した銀河系周辺媒体の乱流速度場に対する最初の経験的制約を提示します。[OII]$\lambda\lambda\,3727,3729$および/または[OIII]$\lambda\,VLTのMUSEを使用して得られた積分視野分光観測における5008$輝線。$\lesssim\!5$kpcから$\approx\!20$--50kpcまでの範囲のスケールで2次および3次速度構造関数(VSF)を測定し、間の乱流エネルギー移動を定量化します。これらの星雲の異なるスケール。現在のデータからエネルギーの注入と散逸のスケールに関する制約を取得することはできませんが、VSFのべき乗則勾配に関するロバストな制約は、大気のシーイング、空間平滑化、および大規模なバルクフローをスケーリングします。調査した4つのQSO星雲のうち、1つがコルモゴロフの法則と見事に一致するVSFを示しており、等方性で均一で非圧縮性の乱流に期待されています。他の3つのフィールドは、大きなスケールから小さなスケールへのVSFの緩やかな低下を示しますが、制限が緩いデータの空間スケールのダイナミックレンジが制限されているためです。コルモゴロフの法則と一致するQSO星雲では、$\approx\!0.2$cm$^{2}$s$^{-3}$の乱流エネルギーカスケード率を決定します。銀河周回媒体でのQSOフィーディングとフィードバックのコンテキストで観測されたVSFの意味について説明します。
z=0 から z=0.9 までの SFR 推定 -- 星形成銀河の SFR キャリブレータの比較
| Title |
SFR_estimations_from_z=0_to_z=0.9_--_A_comparison_of_SFR_calibrators_for_star-forming_galaxies |
| Authors |
M._Figueira,_A._Pollo,_K._Ma{\l}ek,_V._Buat,_M._Boquien,_F._Pistis,_L._P._Cassar\`a,_D._Vergani,_M._Hamed_and_S._Salim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04390 |
VIPERSを使用して、測光データと分光データに基づいてSFRのセットを推定しました。推定量として、紫外から中赤外までの測光バンドとスペクトル線を使用しました。CodeInvestigatingGALaxyEmissionで再構築されたスペクトルエネルギー分布から得られた参照SFRを想定して、SFRトレーサーとしての各バンドの信頼性を推定しました。GSWLCを使用して、これらのSFRキャリブレータの赤方偏移への依存を追跡しました。$L_{TIR}$と同様に、遠近UV、uバンド、および24-$\mu$mバンドは、$z\sim0.9$までの優れたSFRトレーサーであることがわかります。最も青いバンドに使用される減衰処方(VIPERSでは0.26、0.14、0.15、0.23、および0.24dex、GSWLCでは0.25、0.24、0.09、0.12、および0.12dexのSFRの分散)。8-$\mu$mバンドは、金属量と多環式芳香族炭化水素の特性に依存するため、SFRの概算値のみを提供します(VIPERSの分散は0.23dex)。FUV、NUV、ugriz、K$_{\mathrm{s}}$、および8-24$\について、CIGALEからの静止フレーム光度推定のばらつきを0.26、0.14、0.12、0.15、および0.20dexと推定しました。mu$m-$L_{\mathrm{TIR}}$)。中間赤方偏移では、H$\beta$線は信頼できるSFRトレーサー(0.19dexの散乱)であり、[OII]線は、$R_{23}$パラメーターからの金属量が考慮されると、同様に適切な推定値を示します(VIPERSでは0.17、GSWLCでは0.20dex)。[OIII]に基づくキャリブレーションは、銀河の金属量やイオン化パラメーターなどの追加情報が使用される場合にのみSFRを取得し(VIPERSの場合は0.26、GSWLCの場合は0.20dex)、直接SFRトレーサーとしての有用性を低下させます。CIGALEで推定された静止フレームの光度に基づいて、FUV、NUV、u-band、8、24$\mu$m、$L_{TIR}$、H$\beta$、[OII]、および[OIII]。
| Title |
Astrophysical_Observations_of_a_Dark_Matter-Baryon_Fifth_Force |
| Authors |
Moira_I._Gresham,_Vincent_S._H._Lee,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03963 |
特に中性子星(NS)の温度とパルサーのタイミング観測に焦点を当てて、バリオンと暗黒物質(DM)の間の魅力的な長距離湯川相互作用の影響を検討します。このような第5の力は、数十kmを超える範囲で重力より適度に強い強度($10^{-11}\text{eV}$未満のメディエーター質量に対応)を持ち、暗黒物質の運動加熱を劇的に強化できることを示しています。キャプチャ、およびパルサーのタイミングドップラーシフトは、重力と短距離の相互作用のみに関連しています。観測された最も冷たいNSおよびパルサータイミングアレイ(PTA)データを使用して、光暗黒物質から太陽質量複合DMオブジェクトまでにわたるDM質量範囲にわたって5番目の力強度の限界を導き出します。また、DM自己相互作用の弾丸クラスター制限とバリオン自己相互作用の弱い等価原理テスト制限を組み合わせることにより、間接的な制限も考慮します。DMサブコンポーネントを考慮する場合を除いて、結合された間接的な制限は、動的加熱およびPTAの制限よりも適度に強いことがわかります。
天の川のハドロン ペバトロンはどこにありますか?
TeV-PeVエネルギーでの天の川の観測は、ハドロン宇宙線の明るい拡散フラックスとガンマ線の明るい点源も明らかにします。ガンマ線源がハドロン宇宙線加速器である場合、それらもニュートリノ源でなければなりません。しかし、ニュートリノ源は検出されていません。彼らはどこにいる？天の川ハドロンPeVatronsを調査するための新しい集団ベースのアプローチを導入し、宇宙線、ガンマ線、およびニュートリノに関する拡散および点源PeV範囲データ間の一貫性を要求します。PeVatronの場合、2つの極端なシナリオが許容されます。(1)ハドロン宇宙線加速器とガンマ線源が同じ天体であるため、明るいニュートリノ源が存在し、改良された望遠鏡でそれらを検出できます。対(2)ハドロン宇宙線加速器γ線加速器とガンマ線源は別個のものであり、検出可能なニュートリノ源はありません。後者のケースは、ハドロン加速器のカラム密度が十分に薄い場合に可能です。現在の制約と将来の見通しを定量化し、ハドロンPeVatronの性質を明らかにする方法を示します。
星の潮汐破壊半径と潮汐破壊イベントにおけるピーク降着率のシンプルで正確な処方箋
| Title |
A_simple_and_accurate_prescription_for_the_tidal_disruption_radius_of_a_star_and_the_peak_accretion_rate_in_tidal_disruption_events |
| Authors |
Eric_R._Coughlin,_Chris_Nixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03982 |
潮汐破壊イベント(TDE)で超大質量ブラックホール(SMBH)によって破壊された星は、SMBHの研究を可能にします。$r_{\rmt,c}$で定義されるSMBHによって星が完全に破壊される距離は、SMBH潮汐場(数値要因を含む)を星の最大重力場と同等にすることによって正確に推定されることを提案します。.この定義が重要な$\beta_{\rmc}=r_{\rmt}/r_{\rmt,c}$を正確に再現していることを示します。ここで、$r_{\rmt}=R_{\star}\left(M_{\bullet}/M_{\star}\right)^{1/3}$は標準潮汐半径で、$R_{\star}$と$M_{\star}$は星の半径と質量、$M_{\bullet}$は、さまざまな年齢の複数の恒星前駆体のSMBH質量であり、$\beta_{\rmc}\simeq\left[\rho_{\rmc}/(4\rho_{\star})\right]^{1/3}$、ここで$\rho_{\rmc}$($\rho_{\star}$)は中心(平均)星密度です。また、ピークフォールバック率とフォールバック率がピークに達する時間を計算し、流体力学的シミュレーションとの優れた一致を見つけました。beta_{\rmpartial}\simeq4^{-1/3}\simeq0.6$.与えられた恒星とSMBHの集団に対して、このモデルは、例えば、部分的なTDEの割合、TDEのピーク光度分布、および直接捕獲された星の数をもたらします。
空気シャワーの縦方向プロファイルの再構成を使用したチェレンコフ望遠鏡アレイによる宇宙線測定
| Title |
Cosmic-ray_measurements_with_an_array_of_Cherenkov_telescopes_using_reconstruction_of_longitudinal_profiles_of_air_showers |
| Authors |
Andr\'es_G._Delgado_Giler,_Vitor_de_Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04045 |
チェレンコフ望遠鏡を使用して、シャワー中の電子の縦方向プロファイルを再構築する方法を提示します。望遠鏡のアレイによって収集されたチェレンコフ光が、大気の深さの関数として電子の数に変換される方法を示します。この方法は、エアシャワーと単純化された望遠鏡のシミュレーションを使用して検証されます。シャワーが最大数の電子を持つ深度($\mathrm{X_{max}}$)の再構成により、10から100TeVのエネルギー範囲でチェレンコフ望遠鏡を使用した宇宙線組成研究の可能性が開かれます。$\mathrm{X_{max}}$再構成で16$\mathrm{g/cm^{2}}$未満の解像度が得られます。
磁化された中性子星の地殻破壊に向けた弾性歪みの蓄積
この研究では、磁化された中性子星地殻のホールドリフトによって駆動される弾性変形を調査します。動的平衡は最初は弾性変位なしで保持されますが、磁場の進化により、長期的な時間スケールでローレンツ力が変化し、必然的に弾性変形が新しい力のバランスに落ち着きます。したがって、弾性エネルギーが蓄積され、最終的に地殻は特定のしきい値を超えて破壊されます。磁場は軸対称であると仮定し、崩壊時間、地殻に蓄えられる最大弾性エネルギー、および空間せん断応力分布を明示的に計算します。トロイダル磁場なしで内部コアから放出されるポロイダル双極子磁場の順圧平衡の場合、崩壊時間は磁場強度$\sim10^{15}$Gのマグネターの数年に相当します。ただし、通常の電波パルサーでは1Myrを超えます。破壊前に地殻に蓄えられた弾性エネルギーは、空間エネルギー分布に応じて$10^{41}$から$10^{45}$エルグの範囲です。一般に、地殻深部には大量のエネルギーが蓄積されています。弾性変位の再編成が脆弱な浅い地殻でのみ発生する場合、破壊時に放出されるエネルギーは通常$\sim10^{41}$ergです。エネルギー量は、マグネターのアウトバーストエネルギーに匹敵します。
宇宙での相対論的分数荷電粒子の探索
| Title |
Search_for_relativistic_fractionally_charged_particles_in_space |
| Authors |
DAMPE_Collaboration:_F._Alemanno,_C._Altomare,_Q._An,_P._Azzarello,_F._C._T._Barbato,_P._Bernardini,_X._J._Bi,_M._S._Cai,_E._Casilli,_E._Catanzani,_J._Chang,_D._Y._Chen,_J._L._Chen,_Z._F._Chen,_M._Y._Cui,_T._S._Cui,_Y._X._Cui,_H._T._Dai,_A._De-Benedittis,_I._De_Mitri,_F._de_Palma,_M._Deliyergiyev,_A._Di_Giovanni,_M._Di_Santo,_Q._Ding,_T._K._Dong,_Z._X._Dong,_G._Donvito,_D._Droz,_J._L._Duan,_K._K._Duan,_D._D'Urso,_R._R._Fan,_Y._Z._Fan,_F._Fang,_K._Fang,_C._Q._Feng,_L._Feng,_M._F._Alonso,_J._M._Frieden,_P._Fusco,_M._Gao,_F._Gargano,_K._Gong,_Y._Z._Gong,_D._Y._Guo,_J._H._Guo,_S._X._Han,_Y._M._Hu,_G._S._Huang,_X._Y._Huang,_Y._Y._Huang,_M._Ionica,_L._Y._Jiang,_W._Jiang,_J._Kong,_A._Kotenko,_D._Kyratzis,_S._J._Lei,_W._L._Li,_W._H._Li,_X._Li,_X._Q._Li,_Y._M._Liang,_C._M._Liu,_H._Liu,_J._Liu,_S._B._Liu,_et_al._(82_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04260 |
油滴実験が実施されてから1世紀以上経った今でも、部分荷電粒子FCPの存在の可能性は依然として解明されていません。FCPの検索は、素粒子物理学における標準モデルの一部の拡張にとって重要です。以前に行われた宇宙線中のFCPの検索のほとんどは、地下または高高度での実験に基づいていました。しかし、スペースシャトルで飛ばされたAMS-01や大気圏上空での気球によるBESS以外の軌道上で行われた宇宙線中のFCPの探索はほとんどありませんでした。この研究では、DarkMatterParticleExplorer(DAMPE)衛星を使用して5年間にわたって取得した軌道上のデータに基づいて、宇宙でFCP探索を行います。数百GeV程度のFCPエネルギーを必要とする地下実験とは異なり、私たちのFCP検索はわずか数GeVから始まります。磁束の上限$6.2\times10^{-10}~~\mathrm{cm^{-2}sr^{-1}s^{-1}}$が得られます。私たちの結果は、DAMPEが同様のタイプの実験よりも3桁高い感度を示し、一次宇宙線におけるFCPの存在条件をより厳しく制限することを示しています。
多重極磁場を持つ降着中性子星の磁気的に閉じ込められた山
| Title |
Magnetically_confined_mountains_on_accreting_neutron_stars_with_multipole_magnetic_fields |
| Authors |
Kotaro_Fujisawa,_Shota_Kisaka,_Yasufumi_Kojima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04352 |
降着する中性子星の磁気的に閉じ込められた山は、連続的な重力波を生成する候補です。強力な多極磁場を持つ中性子星に磁気的に閉じ込められた山を定式化し、いくつかの数値解のシーケンスを取得します。中性子星に強い多重極磁場がある場合、山の質量楕円率が1桁増加することがわかりました。物質が磁極に付着すると、山のサイズが大きくなり、磁場が埋もれます。中性子星が双極子磁場を持つ場合、双極子磁場は埋もれて多極子成分に変換されます。対照的に、中性子星が双極子磁場と強い多重極磁場の両方を持っている場合、多重極磁場は埋もれて負の双極子成分に変換されます。また、トロイダル磁場を持つ磁気的に閉じ込められた山を計算し、山がトロイダル磁場を持つ場合、楕円率がわずかに小さくなることを発見しました。多極子磁場が埋もれている場合、それらは星の表面近くで強いトロイダル磁場を維持し、ポロイダル磁場に対するトロイダル磁場の比率は100に近くなります。隠された強いトロイダル磁場は、埋もれた多極子によって維持されます。磁場。
Athena/X-IFU の読み出しチェーンのデモンストレーション用の 50 mK テストベンチ
| Title |
A_50_mK_test_bench_for_demonstration_of_the_readout_chain_of_Athena/X-IFU |
| Authors |
Florent_Castellani_(IRAP),_Sophie_Beaumont_(IRAP,_GSFC),_Fran\c{c}ois_Pajot_(IRAP),_Gilles_Roudil_(IRAP),_Joseph_Adams_(GSFC),_Simon_Bandler_(GSFC),_James_Chervenak_(GSFC),_Christophe_Daniel_(CNES),_Edward_V_Denison_(NIST),_W_Bertrand_Doriese_(NIST),_Michel_Dupieux_(IRAP),_Malcolm_Durkin_(NIST),_Herv\'e_Geoffray_(CNES),_Gene_C_Hilton_(NIST),_David_Murat_(IRAP),_Yann_Parot_(IRAP),_Philippe_Peille_(CNES),_Damien_Pr\^ele_(APC),_Laurent_Ravera_(IRAP),_Carl_D_Reintsema_(NIST),_Kazuhiro_Sakai_(GSFC),_Robert_W_Stevens_(NIST),_Joel_N_Ullom_(NIST),_Leila_R_Vale_(NIST),_Nicholas_Wakeham_(GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04151 |
2030年代半ばに打ち上げが予定されている大規模なESAミッションAthena(高エネルギー天体物理学用高度望遠鏡)に搭載されているX-IFU(X-rayIntegralFieldUnit)は、55mKで動作する極低温X線イメージング分光計です。2kピクセルを超えるTES(TransitionEdgeSensors)マイクロ熱量計のアレイにより、0.2～12keVのエネルギー範囲で前例のない空間分解された高解像度分光法(2.5eVFWHM、最大7keV)を提供します。機器の検出チェーンは国際協力によって開発されています。NASA/GSFCによる検出器アレイ、NISTによるコールドエレクトロニクス、VTTによるコールドアンプ、APCによるWFEE(ウォームフロントエンドエレクトロニクス)、DRE(デジタルリードアウト)IRAPによる電子部品)とSRONによるフォーカルプレーンアセンブリ。X-IFUの完全な読み出しチェーンの動作を評価するために、NASA/GSFCのマイクロ熱量計のキロピクセルアレイに基づく50mKテストベンチが、CNESと共同でIRAPで開発されました。テストベンチの検証は、完全にNISTとゴダードの中間検出チェーンを使用して実行されました。次に計画されている活動には、完全なX-IFU検出チェーンのエンドツーエンドのデモンストレーションを実行するためのDREとWFEEプロトタイプの統合が含まれます。
MegaMapper: インフレーションと暗黒エネルギーの研究のためのステージ 5 分光計のコンセプト
| Title |
The_MegaMapper:_A_Stage-5_Spectroscopic_Instrument_Concept_for_the_Study_of_Inflation_and_Dark_Energy |
| Authors |
David_J._Schlegel,_Juna_A._Kollmeier,_Greg_Aldering,_Stephen_Bailey,_Charles_Baltay,_Christopher_Bebek,_Segev_BenZvi,_Robert_Besuner,_Guillermo_Blanc,_Adam_S._Bolton,_Ana_Bonaca,_Mohamed_Bouri,_David_Brooks,_Elizabeth_Buckley-Geer,_Zheng_Cai,_Jeffrey_Crane,_Regina_Demina,_Joseph_DeRose,_Arjun_Dey,_Peter_Doel,_Xiaohui_Fan,_Simone_Ferraro,_Douglas_Finkbeiner,_Andreu_Font-Ribera,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Daniel_Green,_Gaston_Gutierrez,_Julien_Guy,_Henry_Heetderks,_Dragan_Huterer,_Leopoldo_Infante,_Patrick_Jelinsky,_Dionysios_Karagiannis,_Stephen_M._Kent,_Alex_G._Kim,_Jean-Paul_Kneib,_Anthony_Kremin,_Luzius_Kronig,_Nick_Konidaris,_Ofer_Lahav,_Michael_L._Lampton,_Martin_Landriau,_Dustin_Lang,_Alexie_Leauthaud,_Michael_E._Levi,_Michele_Liguori,_Eric_V._Linder,_Christophe_Magneville,_Paul_Martini,_Mario_Mateo,_Patrick_McDonald,_Christopher_J._Miller,_John_Moustakas,_Adam_D._Myers,_John_Mulchaey,_Jeffrey_A._Newman,_Peter_E._Nugent,_Nikhil_Padmanabhan,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Antonella_Palmese_Anthony_L._Piro,_Claire_Poppett,_Jason_X._Prochaska,_Anthony_R._Pullen,_David_Rabinowitz,_Anand_Raichoor,_Solange_Ramirez,_Hans-Walter_Rix,_Ashley_J._Ross,_Lado_Samushia,_Emmanuel_Schaan,_Michael_Schubnell,_Uros_Seljak,_Hee-Jong_Seo,_Stephen_A._Shectman,_Edward_F._Schlafly,_Joseph_Silber,_Joshua_D._Simon,_Zachary_Slepian,_An\v{z}e_Slosar,_Marcelle_Soares-Santos,_Greg_Tarl\'e,_Ian_Thompson,_Monica_Valluri,_Risa_H._Wechsler,_Martin_White,_Michael_J._Wilson,_Christophe_Y\`eche,_Dennis_Zaritsky,_Rongpu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04322 |
このホワイトペーパーでは、MegaMapperの概念を紹介します。MegaMapperは、$2<z<5$で銀河の赤方偏移からインフレーションパラメータと暗黒エネルギーを測定するために提案された地上実験です。中規模の投資で画期的な結果を達成するために、MegaMapperはクリティカルパス要素の既存のテクノロジを組み合わせ、他の設計領域で革新的な開発を推進します。この目的のために、新しく設計された広視野を備えた6.5mのマゼランのような望遠鏡を、DESIスペクトログラフと組み合わせて、少なくとも26,000の多重化を達成するための小ピッチロボットを想定しています。これは、関心のある赤方偏移範囲で予想される達成可能な目標密度と一致し、プロジェクト予算を10倍増やさずに、既存の最先端技術の10倍の機能を提供します。
SKAパルサー探索パイプラインのための機械学習方法論の調査
| Title |
Investigation_of_a_Machine_learning_methodology_for_the_SKA_pulsar_search_pipeline |
| Authors |
Shashank_Sanjay_Bhat,_Prabu_Thiagaraj,_Ben_Stappers,_Atul_Ghalame,_Snehanshu_Saha,_T.S.B_Sudarshan,_Zaffirah_Hosenie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04430 |
SKAパルサー検索パイプラインは、パルサーのリアルタイム検出に使用されます。SKAなどの最新の電波望遠鏡は、フルスケールの運用で数ペタバイトのデータを生成します。したがって、経験ベースのデータ駆動型アルゴリズムは、候補検出などのアプリケーションに不可欠になります。ここでは、SKAパルサー検索パイプラインで候補シグネチャを検出するために、MaskR-CNNと呼ばれる最先端のオブジェクト検出アルゴリズムをテストした結果について説明します。候補画像を検出するようにMaskR-CNNモデルをトレーニングしました。カスタム注釈ツールは、大規模なデータセットの関心領域を効率的にマークするために開発されました。シミュレーションデータセットで候補シグネチャを検出することにより、このアルゴリズムの実証に成功しました。この論文では、将来の展望を強調しながら、この作業の詳細を説明しています。
チャンドラセカール質量の白色矮星は、元素合成の制約に従って、Ia型超新星のごく一部の前駆体です
| Title |
Chandrasekhar-mass_white_dwarfs_are_the_progenitors_of_a_small_fraction_of_Type_Ia_supernovae_according_to_nucleosythesis_constraints |
| Authors |
Eduardo_Bravo,_Luciano_Piersanti,_St\'ephane_Blondin,_Inma_Dom\'inguez,_Oscar_Straniero,_and_Sergio_Cristallo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04020 |
タイプIa超新星(SNeIa)の正確な前駆体システムは、それがチャンドラセカール限界に近い白色矮星(WD)であるか、または大幅に質量が小さいかに関係なく、何十年もの間議論されてきました。大規模なWDの爆発に先立つ降着と煮沸段階に関する私たちのグループによる最近の研究では、熱暴走時の中心密度が$(3.6-6.3)\times10^9$gcm$^{-3}の範囲にあることが示されました。WDへの降着率と前駆体の金属量の合理的な選択のための$。この作業では、このようなWDの爆発の一次元シミュレーションを計算しました。特に、噴出物の化学組成に重点を置いて計算しました。噴出物の化学組成は、すべての場合において中性化されたクロム同位体($^{54}$Cr)が非常に豊富です。およびチタン($^{50}$Ti)。このような元素合成を太陽系の同位体存在量と調和させるために、チャンドラセカール質量の白色矮星は、通常の光度SNeIaの最大26%、または全SNeIaの最大20%を占めることができることを示しています。.
ラブジョイ彗星による太陽コロナの密度微細構造の調査
| Title |
Probing_the_Density_Fine_Structuring_of_the_Solar_Corona_with_Comet_Lovejoy |
| Authors |
Giuseppe_Nistic\`o,_Gaetano_Zimbardo,_Silvia_Perri,_Valery_M._Nakariakov,_Timothy_J._Duckenfield,_Miloslav_Druckmueller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04051 |
太陽コロナでの太陽をかすめる彗星の通過は、局所的なプラズマの特性を調べるための強力なツールになる可能性があります。ここでは、太陽運動観測所(SDO)に搭載された大気イメージングアセンブリ(AIA)によって彗星軌道のインバウンドフェーズとアウトバウンドフェーズで観測された、日光を浴びているラブジョイ彗星の尾部に現れる脈理パターンの研究を行います。酸素イオンO$^{4+}$とO$^{5+}$からの放出が見られる171{\AA}バンドパスのEUVの画像を検討します。脈理は、局所磁場に沿って注入されたイオンのビームが原因であると説明されており、初期ビーム速度は衝突のために減衰します。また、イオンの衝突拡散はイオンの伝播に寄与します。速度減衰の衝突時間と空間拡散の拡散係数は、周囲のプラズマ密度に依存します。磁場に沿ったイオンビーム密度の確率論的記述が開発され、ビーム位置は速度減衰によって与えられ、拡散イオンの拡散はガウス確率分布によって記述されます。磁場に沿った発光強度のプロファイルが計算され、AIAによって観測された脈理に沿ったプロファイルと比較され、考えられるほとんどの脈理について良好な一致を示しています。推定されたコロナ密度は、太陽コロナの静水圧モデルと比較されます。結果は、コロナ密度が強く空間的に構造化されていることを確認します。
大規模スター研究における未解決の問題
大質量星の分野における未解決の問題を議論する際に、誕生から死までの進化を考察します。大質量星の形成に触れた後、バイモーダルであり、最高質量でゼロ年齢の主系列につながらない可能性があるため、大質量星がエディントン限界に近づいた場合の結果を検討します。次に、連星伴星の影響を議論する際に、質量移動の結果を理解する上で大質量アルゴールと接触連星の重要性、およびウォルフ・ライエ星の形成における連星の役割を強調します。最後に、ペア不安定超新星と超光度超新星についての議論が提供されます。
バイナリの研究のためのヒッパルコスとガイアのデータの結合: BINARYS ツール
| Title |
Combining_Hipparcos_and_Gaia_data_for_the_study_of_binaries:_the_BINARYS_tool |
| Authors |
A._Leclerc,_C._Babusiaux,_F._Arenou,_F._van_Leeuwen,_M._Bonnefoy,_X._Delfosse,_T._Forveille,_J.-B._Le_Bouquin,_L._Rodet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04210 |
連星系と惑星系の軌道運動は、正確な星と惑星の質量測定の主な情報源であり、複数の観測方法からのデータの共同分析は、縮退を取り除き、精度を向上させることができます。ヒッパルコスとガイアの絶対天文衛星ミッションによってもたらされたすべての情報を使用して、連星系の個々の星の質量を測定することに着手しました。ヒッパルコスとガイアの絶対天文データを使用し、それを相対天文および/または視線速度測定と組み合わせて連星系の軌道を決定するツールであるBINARYSを紹介します。HipparcosとGaiaのデータ(ここではEDR3)を厳密に結合し、Hipparcosが二次成分からの重要なフラックスを検出するバイナリの必要に応じてHipparcosTransitDataを使用できます。また、ガイアがシステムを解決した場合もサポートし、両方のコンポーネントに天文ソリューションを提供します。モデルに依存しない個々の質量を3つのシステムで初めて決定しました:2つの成熟したバイナリGl~494($M_1=0.584\pm0.003M_{\odot}$および$M_2=87\pm1M_{\textrm{Jup)}}$)およびHIP~88745($M_1=0.96\pm0.02M_{\odot}$および$M_2=0.60^{+0.02}_{-0.01}M_{\odot}$)、および若いABDorメンバーGJ~2060($M_1=0.60^{+0.06}_{-0.05}M_{\odot}$および$M_2=0.45^{+0.06}_{-0.05}M_{\odot}$)。後者は、低質量範囲の若い年齢での進化モデル予測のまれなテストを提供し、移動グループの年齢の下限を100~Myrに設定します。
赤色超巨星連星の探索: SMC の UVIT 測光
小さな雲銀河(SMC)のRSG集団のUVIT/AstrosatUVフォトメトリを提示します。RSGは遠紫外域では非常に暗いため、これらの観測は潜在的な伴星を直接調べます。861個のSMCRSGのサンプルから、88個が遠紫外波長で検出されていることがわかりました。これは、二値性の明確な特徴です。両方の成分の恒星パラメータが決定され、RSG連星系の質量比(q)分布を初めて研究することができます。M{RSG}～15Msunまでの観測を最もよく説明する平坦な質量比分布が見つかりました。0.3<q<1.0の範囲の質量比とおよそ範囲3<ログP[日]<8。
太陽の活動領域のコロナル ループにおける減衰のないキンク振動を駆動するのは何ですか?
| Title |
What_drives_decayless_kink_oscillations_in_active_region_coronal_loops_on_the_Sun? |
| Authors |
Sudip_Mandal,_Lakshmi_P._Chitta,_Patrick_Antolin,_Hardi_Peter,_Sami_K._Solanki,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_David_Berghmans,_Andrei_N._Zhukov,_Luca_Teriaca,_Regina_A._Cuadrado,_Udo_Sch\"uhle,_Susanna_Parenti,_\'Eric_Buchlin,_Louise_Harra,_Cis_Verbeeck,_Emil_Kraaikamp,_David_M._Long,_Luciano_Rodriguez,_Gabriel_Pelouze,_Conrad_Schwanitz,_Krzysztof_Barczynski,_and_Phil_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04251 |
ここでは、アクティブ領域(AR)冠状ループのシステムにおける減衰のないキンク振動の現象を研究します。SolarOrbiterに搭載されたExtremeUltravioletImager(EUI)とSolarDynamicsObservatoryに搭載されたAtmosphericImagingAssembly(AIA)という2つの異なる機器からの高解像度観測を使用して、これらのARループを連続3日間、それぞれ1時間追跡します。私たちの結果は、AIAデータと比較して、高解像度のEUIデータで大幅に分解された減衰のない波を示しています。さらに、ループの同じシステムは、2日目にこれらの減衰のない振動の多くを示しますが、3日目にはほとんど振動が検出されず、1日目にはまったく検出されません。光球磁場データの分析により、ほとんどの場合、これらのループは太陽黒点に根ざしており、そこには超粒状の流れが一般に存在しないことが明らかになりました。これは、減衰のない波動の原動力としてしばしば呼び出される超粒状流が、我々の観測では必ずしもそのような振動を引き起こしているわけではないことを示唆しています。同様に、私たちの調査結果は、一時的なドライバーやループのフットポイント近くの縦波のモード変換など、これらの波の他の可能なドライバーにも疑問を投げかけています。結論として、私たちの分析を通じて、アクティブ領域ループで減衰のない振動を駆動するために提案された一般的に疑われるソースのいずれもこのイベントで動作していないようであり、したがって、そのとらえどころのない波動ドライバーの検索を続行する必要があることがわかりました。
低質量前主系列連星系 WX Cha における降着と消滅の変動
| Title |
Accretion_and_extinction_variations_in_the_low-mass_pre-main_sequence_binary_system_WX_Cha |
| Authors |
Eleonora_Fiorellino,_Gabriella_Zsidi,_Agnes_Kospal,_Peter_Abraham,_Attila_Bodi,_Gaitee_Hussain,_Carlo_F._Manara,_and_Andras_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04304 |
若い星系の光度曲線は、さまざまな運動学的および物理的プロセスによる測光の変動を示しています。測光変動の主な要因の1つは質量降着率の変化であり、形成中の若い星と原始惑星系円盤との間の相互作用を調節します。8つの異なるエポックで高解像度分光法を収集し、M0バイナリシステムであるWXChaの地上および宇宙搭載のマルチエポック光学および赤外線測光を、ほぼエッジオンディスク（i=87度）で収集しましたカメレオンI星形成領域。分光観測は72日間をカバーし、地上ベースの光学モニタリングは42日間をカバーし、宇宙搭載のTESS測光は56日間延長します。多波長の光度曲線は、近赤外で0.35～0.53等、g帯で1.3等の準周期的な変動を示します。降着を追跡する選択された輝線の変動性を研究し、経験的関係を使用して降着光度と質量降着率を計算し、1.6～3.2Lsunの降着光度と3.31x10{-7}Msun/の質量降着率の値を得ました。yrおよび7.76x10^{-7}Msun/yr.私たちの結果は、WXChaが、同じ恒星パラメーターを持つ同じ星形成領域内のTTauri星の典型的な速度よりも大きな速度で降着していることを示しています。これは、WXChaのディスク質量が、同様の恒星質量を持つ恒星の通常の質量よりも大きいことと、システムのバイナリの性質によるものであると理論付けています。降着光度と絶滅の日々の変化は、光度測定の変動性を説明することができます。
二重爆発: 核と He 殻の質量の違いによる Ia 型超新星の変化 -- II: 合成観測量
| Title |
Double_detonations:_variations_in_Type_Ia_supernovae_due_to_different_core_and_He_shell_masses_--_II:_synthetic_observables |
| Authors |
Christine_E._Collins,_Sabrina_Gronow,_Stuart_A._Sim_and_Friedrich_K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04305 |
サブチャンドラセカール質量の白色矮星の二重爆発は、Ia型超新星の有望な爆発シナリオであり、表面ヘリウム殻での爆発が炭素酸素コアでの二次爆発を引き起こします。最近の研究では、低質量ヘリウム殻モデルが通常のSNeIaの観測を再現することが示されています。さまざまなシェルとコア質量の二重爆発爆発シナリオの3Dシミュレーションのスイートの3D放射伝達シミュレーションを提示します。光度曲線は、SNeIaによって示される幅と光度の関係のかすかな端を広く再現できることがわかりますが、すべてのモデルが、通常のSNeIaでは観察されない極端に赤い色を示していることがわかります。これには、最小質量のヘリウムシェルモデルが含まれます。モデルスペクトルに明確なTiII吸収の特徴が見られます。これは、特異なSNeIaとして分類されるだけでなく、単一イオン化されたCrおよびFeピーク元素による一部の視線でのラインブランケットにもつながります。私たちの放射伝達シミュレーションは、これらの爆発モデルが特異なSNeIaを説明する有望なままであることを示しています。将来の完全な非LTEシミュレーションでは、これらの爆発モデルと通常のSNeIaの観測との一致が改善される可能性があります。
クラスI原始星における質量降着率と円盤質量の関係
| Title |
The_relation_between_the_Mass_Accretion_Rate_and_the_Disk_Mass_in_Class_I_Protostars |
| Authors |
Eleonora_Fiorellino,_Lukasz_Tychoniec,_Carlo_F._Manara,_Giovanni_Rosotti,_Simone_Antoniucci,_Fernando_Cruz-Saenz_de_Miera,_Agnes_Kospal,_and_Brunella_Nisini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04343 |
質量降着率と円盤質量との関係の証拠は、若いクラスII前主系列星について確立されています。この観測結果は、理論モデルをテストし、惑星系の出現を理解する上で基本的な円盤形成の初期条件を制約する道を開きました。しかし、クラス0やクラスIの原始星の周りの円盤では、クラスIIの段階よりも前から惑星形成が始まっていることが明らかになりつつあります。近くの(<500pc)星形成領域に位置するクラスIの若い星の大規模なサンプルについて、質量降着率と円盤質量との間の相関関係の証拠を初めて示しました。クラスIの天体の関係は、クラスIIの星よりも傾きが平坦で、質量降着率と円盤の質量が高いことがわかりました。結果は、ディスク進化モデルのコンテキストに置かれます。
相対論的に回転する円筒井戸の束縛状態と電磁放射
| Title |
Bound_states_and_electromagnetic_radiation_of_relativistically_rotating_cylindrical_wells |
| Authors |
Matteo_Buzzegoli,_Kirill_Tuchin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.03991 |
非相対論的束縛状態に対する剛体回転の効果を計算します。束縛状態のエネルギーレベルは、回転の角速度とともに増加し、特定の値の角速度で束縛状態の解離に対応する連続体に完全に押し出されます。角速度が基底状態が連続体に消える臨界値を超えると、束縛状態はあり得ません。この効果は、クォークグルーオンプラズマの現象学に重要な結果をもたらすはずです。それを実験的に研究する方法の1つは、回転する束縛状態から放出される電磁放射を観察することです。対応する電磁放射の強度を計算し、それが回転角速度に強く依存することを示します。
綿の重力と 84 個の銀河の回転曲線
最近、一般相対性理論の一般化として、重力場方程式がコットンテンソルで記述される重力理論が提案されました。その理論は、$\Phi=-GM/r+\gammar/2$($G$はニュートン定数)のように半径と共に直線的に上昇する質量点の重力ポテンシャルへの追加の寄与を可能にします。係数$M$と$\gamma$は積分定数であり、物理システムごとに個別に決定する必要があります。銀河に適用する場合、加速度の次元を持つ係数$\gamma$を銀河ごとに決定する必要があります。これは、各銀河の質量$M$を決定する必要があるのと同じです。$\gamma$が十分に小さい場合、線形ポテンシャル項は近距離では無視できますが、遠距離では重要になる可能性があります。実際、それは銀河系外のシステムに貢献している可能性があります。この論文では、銀河系外システムに適用可能なコットン重力の有効場方程式を導出します。次に、有効磁場方程式を使用して、84個の回転銀河のサンプルの重力ポテンシャルを数値的に計算します。84個の銀河は、恒星円盤が優勢な渦巻銀河からガスが優勢な矮小銀河まで、広範囲にわたっています。星の円盤、バルジ、またはガスの半径方向の密度プロファイルを想定していません。観測データのみを使用します。84個の銀河の回転曲線は、観察されたバリオンの分布によって説明できることがわかりました。これは、各銀河の積分定数$\gamma$を可能にするコットン重力の柔軟性によるものです。コットン重力の文脈では、「暗黒物質」はある意味で時空の曲率として自動的に含まれます。そのため、暗黒物質が支配的であると考えられてきた銀河でさえ、暗黒物質を必要としません。
Snowmass 2021 トピック別グループ レポート: 自然発生源からのニュートリノ
| Title |
Snowmass_2021_topical_group_report:_Neutrinos_from_Natural_Sources |
| Authors |
Yusuke_Koshio,_Gabriel_D._Orebi_Gann,_Erin_O'Sullivan,_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04298 |
これは、Snowmass2021ニュートリノフロンティアトピカルグループの自然発生源からのニュートリノに関する最終レポートです。初期宇宙の低エネルギーニュートリノから超高エネルギーニュートリノまで、幅広いニュートリノ源をカバーしています。このレポートをソースごとに分けて、それぞれのケースで検索を追求する動機、この分野の現状、および将来の理論的および実験的発展の見通しについて説明します。初期宇宙で生成されたニュートリノを考えます。太陽ニュートリノ;地球ニュートリノ;拡散超新星ニュートリノ背景（DSNB）を含む超新星ニュートリノ。大気中で生成されるニュートリノ。高エネルギー天体物理学ニュートリノ。
ギリシャのレーザー干渉計スペース アンテナ ミッション ホワイト ペーパー
| Title |
The_Laser_Interferometer_Space_Antenna_mission_in_Greece_White_Paper |
| Authors |
Nikolaos_Karnesis,_Nikolaos_Stergioulas,_Georgios_Pappas,_Spyros_Basilakos,_Manolis_Plionis,_Emmanuel_N._Saridakis,_Georgios_Lukes-Gerakopoulos,_Konstantinos_N._Gourgouliatos,_Charis_Anastopoulos,_Leandros_Perivolaropoulos,_Theodoros_Papanikolaou,_Theocharis_Apostolatos,_Areti_Eleni,_Antoniadis_John,_Elias_C._Vagenas,_George_Kottaras,_Theodoros_Sarris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04358 |
2030年代半ばに打ち上げが予定されているレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)ミッションは、ミリヘルツ帯で放射するソースを検出するように設計された宇宙の重力波天文台です。LISAはESAの主力ミッションであり、現在フェーズB開発フェーズに入っています。非常に高い赤方偏移$z\sim20$にあるいくつかのソースを含む、さまざまなタイプの重力波ソースを測定することにより、宇宙についての理解を深めるのに役立つことが期待されています。2022年2月23日に、1$^\mathrm{st}${\itLISAinGreeceワークショップ}を開催しました。このワークショップは、ギリシャの科学および技術産業コミュニティに、ギリシャ宇宙センター(HSC)の支援を受けて、LISA科学およびLISAミッションに参加する可能性について知らせることを目的としていました。このホワイトペーパーでは、ワークショップの結果を要約します。その最も重要な側面は、15ドルのギリシャの研究者がLISAコンソーシアムに参加し、合計数が22ドルになったことです。同時に、将来のLISAミッションに関するギリシャの重力波コミュニティの将来のステップとアクションを含むロードマップを提示します。
スピンおよび速度に依存する断面積と強く相互作用する暗黒物質に対するXQCおよびCSRの制約
| Title |
XQC_and_CSR_constraints_on_strongly_interacting_dark_matter_with_spin_and_velocity_dependent_cross_sections |
| Authors |
Yonglin_Li,_Zuowei_Liu,_and_Yilun_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.04387 |
バリオンと強く相互作用する暗黒物質は、暗黒物質の直接検出の厳しい制約を回避できます。これは、バリオンと同様に、岩石を横切るときに吸収される可能性が高く、地下深部の実験室でフラックスが抑制されるためです。しかし、そのような強く相互作用する暗黒物質は、暗黒物質実験や、地上または大気中で行われる他の実験によって調べることができます。この論文では、これらの実験のうちの2つ、XQCとCSRの体系的な分析を実行して、強く相互作用する暗黒物質に関する実験的制約を計算します。ここでは、3つのシナリオが考慮されます。(2)異なる速度依存断面。(3)異なる暗黒物質の質量分率。いくつかのシナリオは、文献で最初に分析されます。XQC除外領域には、さまざまなパラメーターに対する重要な依存関係がいくつかあり、スピンに依存する場合の制限は、スピンに依存しない場合とはまったく異なることがわかります。また、相互作用断面積が速度の2乗に比例する場合に、XQC制約が消えるパラメータ空間の特異な領域を特定します。さらに、XQCとCSRの制限を他の実験的制約と比較し、暗黒物質の質量分率が$f_\chi\lesssim10^{-4}$と十分に小さい場合、さまざまな実験で大きなパラメーター空間が許容されることを発見しました。
不均一宇宙論の準古典モデル
量子状態の変動項と高次モーメントは、古典的な運動方程式の修正を意味します。これは、初期宇宙宇宙論、たとえば有効ポテンシャルの状態依存形式に影響を与える可能性があります。さらに、時空特性は、特に一貫した方法で一般的な共分散を維持するために必要な量子補正と組み合わせる場合に、宇宙論に関連しています。ここでは、静的な準古典的時空間モデルの以前の調査を動的モデルに拡張したものを提示し、古典的なLemaitre--Tolman--Bondiモデルのように1次元空間の進化を説明します。対応する空間メトリックには2つの独立したコンポーネントがあり、どちらも一般に量子ゆらぎの影響を受けます。主な結果は、一般的な共分散を半古典的なレベルに維持するには、両方のコンポーネントからの個々のモーメントが実際に必要であり、コンポーネント間の量子相関はあまり関係がないということです。
