大規模フィールド多項式インフレーション: パラメーター空間、予測、および (二重) 永遠の性質
| Title |
Large_Field_Polynomial_Inflation:_Parameter_Space,_Predictions_and_(Double)_Eternal_Nature |
| Authors |
Manuel_Drees_and_Yong_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07545 |
最近の観測では、単純な単項インフレシナリオは除外されています。この作業では、次の最も単純なシナリオ、スカラーポテンシャルが"ほぼ"凹面の鞍点を特徴とする次数4の多項式である単一フィールドモデルを再検討します。trans--Planckianフィールド値に焦点を当てます。ポテンシャルを再パラメータ化することで、受け入れ可能なモデルパラメータを見つける手順が大幅に簡素化されます。これにより、最近のPlanckおよびBICEP/Keck2018測定値と一致するパラメーター空間の最初の包括的なスキャンが可能になります。trans--Planckianフィールド値の場合でも、テンソルとスカラーの比率$r$は$\mathcal{O}(10^{-8})$と同じくらい小さい場合がありますが、モデルは現在の上限を飽和させることもありますバウンド。このモデルの小磁場バージョンとは対照的に、放射安定性はインフレトンポテンシャルのパラメータに強い制約をもたらしません。フィールド値が非常に大きい場合、ポテンシャルは4次項で近似できます。よく知られているように、これにより、ハッブルパラメーター$H\sim10^{-2}M_{\rmPl}$を使用して、換算されたプランク質量$M_{\rmPl}$をはるかに下回る場のエネルギーに対しても、永遠のインフレーションが可能になります。さらに興味深いことに、{\em永久インフレーションの2つのフェーズ}をサポートするパラメータ空間の領域を見つけました。2番目のエポックは、鞍点になるはずの点での勾配が非常に小さく、$H\sim10^{-5}M_{\rmPl}$を持つ場合にのみ発生します。$r\sim10^{-2}$が次世代CMB観測の感度範囲内である場合にのみ実現できます。
21cm Intensity Mapping パワー スペクトルの多重極展開: SKA 天文台の予測宇宙パラメータ推定
| Title |
Multipole_expansion_for_21cm_Intensity_Mapping_power_spectrum:_forecasted_cosmological_parameters_estimation_for_the_SKA_Observatory |
| Authors |
Maria_Berti,_Marta_Spinelli,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07595 |
宇宙後期の中性水素の大規模な分布の測定は、水素の21cm線放射を介して電波望遠鏡で取得され、今後数年間で重要な宇宙探査機になる可能性があります。$\Lambda$CDMモデルを説明する宇宙論的パラメーターの完全なセットに対する21cm強度マッピング観測の制約力を調べます。SKA天文台の単一皿測量を想定し、$z=0.25-3$の範囲の6つの赤方偏移ビン内で21cmの線形パワースペクトル単極子と四重極子をシミュレートします。予測される制約は、マルコフ連鎖モンテカルロ法によって数値的に計算されます。21cmパワースペクトル多重極の尤度関数を実装することにより、サンプラー\texttt{CosmoMC}を拡張します。モックデータセットのみの制約力と、Planck2018CMB観測と組み合わせた制約力を評価します。私たちの分析では、測定を非線形スケールに拡張することの影響に関する議論を含めています。21cmの多重極観測だけで、他の探査機と同等の宇宙パラメータの制約を得るのに十分であることがわかりました。21cmのデータセットをCMB観測と組み合わせると、すべての宇宙パラメータの誤差が大幅に減少します。最も強い影響は$\Omega_ch^2$と$H_0$にあり、エラーはほぼ4分の1に減少します。我々が推定するパーセンテージ誤差は$\sigma_{\Omega_ch^2}=0.25\%$および$\sigma_{H_0}=0.16\%$であり、プランクのみの結果$\sigma_{\Omega_ch^2}と比較されます。=0.99\%$および$\sigma_{H_0}=0.79\%$.21cmSKAO観測は、CMBを補完する競争力のある宇宙論的プローブを提供し、したがって、宇宙論的パラメーターの制約に関する統計的有意性を得るために極めて重要であり、現在の宇宙論モデルのストレステストを可能にすると結論付けています。
放射線優勢時代の原始スカラー摂動とテンソル摂動によって引き起こされる二次重力波を調べます。二次ＧＷのパワースペクトルの明示的な表現が提示される。単色原始パワースペクトルの2次GWsのエネルギー密度スペクトルを計算します。大きな$k$$\left(k>k_*\right)$の場合、テンソルとスカラーの比率$r=A_{h}/A_{\zeta}=0.2$の原始テンソル摂動の効果により、LISA観測の信号対雑音比(SNR)の約$50\%$の増加。
初期暗黒エネルギーからの等方性宇宙複屈折
等方性宇宙複屈折の興味をそそるヒントが、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏波データの$EB$クロスパワースペクトルで見つかり、$3\sigma$の統計的有意性があります。Chern-Simons項を介してCMB光子に結合された疑似スカラー場は、この観察結果を説明できます。同じフィールドが、いわゆるハッブル張力を緩和する初期の暗黒エネルギー(EDE)にも関与している可能性があります。EDEフィールドは再結合エポック中に大幅に進化するため、$E$モードと$B$モードの自動パワースペクトルの差に$EB$を関連付ける従来の式は、もはや有効ではありません。偏光光子のボルツマン方程式とEDEフィールドのダイナミクスを一貫して解くと、現在好まれているEDEモデルのパラメーター空間が$EB$スペクトルのさまざまな形状を生成し、CMB実験でテストできることがわかります。
RAMSESコードによる銀河スケールの双極暗黒物質シミュレーション
| Title |
Dipolar_dark_matter_simulations_on_galaxy_scales_with_the_RAMSES_code |
| Authors |
Cl\'ement_Stahl,_Benoit_Famaey,_Guillaume_Thomas,_Yohan_Dubois,_Rodrigo_Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07831 |
重力分極の概念に基づく双極暗黒物質(DM)モデルを銀河スケールで数値的に調査します。このDMモデルは、バリオンのタリーフィッシャー関係や動径加速度関係など、観測されたタイトな銀河スケーリング関係を再現する自然な方法として提案されています。$N$ボディシミュレーションにおけるこの双極子DMのダイナミクスを初めて含む\texttt{RAMSES}コードのカスタマイズされたバージョンを提示します。このコードの最初の適用として、分析的に発見された平衡配置を回復することを確認します。ここでは、低密度の双極子DMハローがその中心銀河に対して静止しており、前述のスケーリング関係が回復されます。この平衡モデルの特徴的な特徴は、双極子DMハロー密度に依存する特徴的な時間を持つ動的不安定性を抱えていることです。これは数値的に回復します。これは、銀河の相互作用から構造形成に至るまで、このフレームワークをテストするために必要な、より複雑なシミュレーションへの第一歩を表しています。
LOFAR 21 cm 信号パワー スペクトルに対する 2 つの独立した方向依存キャリブレーション アルゴリズムの影響の評価
| Title |
Assessing_the_impact_of_two_independent_direction-dependent_calibration_algorithms_on_the_LOFAR_21-cm_signal_power_spectrum |
| Authors |
H._Gan,_F._G._Mertens,_L._V._E._Koopmans,_A._R._Offringa,_M._Mevius,_V._N._Pandey,_S._A._Brackenhoff,_E._Ceccotti,_B._Ciardi,_B._K._Gehlot,_R._Ghara,_S._K._Giri,_I._T._Iliev,_S._Munshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07854 |
再電離時代(EoR)の21cm信号を検出することは、強力な天体物理学的前景、電離圏効果、無線周波数干渉、および機器効果のために困難です。これらの影響を理解し、調整することは、検出にとって非常に重要です。この作業では、新しく開発された方向依存(DD)キャリブレーションアルゴリズムDDECALを紹介し、LOFAR-EoR21cmパワースペクトル実験のコンテキストで、その性能を既存のアルゴリズムSAGECALと比較します。私たちのデータセットでは、天の北極(NCP)とその側面のフィールドが同時に観測されました。NCPとその隣接するフィールドの1つを分析します。NCPフィールドは、広範なスカイモデルと122の方向を持つSAGECALを使用して、標準パイプラインによって較正されます。隣接するフィールドは、単純なスカイモデルと22の方向を持つDDECALとSAGECALによって較正されます。さらに、カシオペアAとシグナスAを差し引くために2つの戦略が使用されます。結果は、ビームモデルの適用により、DDECALが一次ビーム領域のソースを差し引くのに優れているのに対し、SAGECALはカシオペアAとシグナスAを差し引くのに優れていることを示しています。これは、DDキャリブレーション中にビームモデルを含めると、パフォーマンスが大幅に向上することを示しています。この利点は、一次ビーム領域で明らかです。また、2つの異なるフィールドで21cmパワースペクトルを比較します。結果は、この特定の観察において、NCPと比較してフランキングフィールドがより良い上限を生成することを示しています。ビームの適用によるDDECALとSAGECALの小さな違いにもかかわらず、フォアグラウンド除去後のLOFAR-EoRデータで2つのアルゴリズムが同等の21cmパワースペクトルを生成することがわかりました。したがって、現在のLOFAR-EoR21cmパワースペクトルの制限は、DDキャリブレーション方法に依存する可能性は低いです。
Snowmass2021 コズミック フロンティア: 現代宇宙における暗黒エネルギーと宇宙加速に関する CF04 トピカル グループのレポート
| Title |
Snowmass2021_Cosmic_Frontier:_Report_of_the_CF04_Topical_Group_on_Dark_Energy_and_Cosmic_Acceleration_in_the_Modern_Universe |
| Authors |
James_Annis,_Jeffrey_A._Newman,_An\v{z}e_Slosar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08049 |
新しいミレニアムにおける宇宙観測は、宇宙に対する私たちの理解を劇的に向上させましたが、いくつかの基本的な疑問は未解決のままです.このトピックごとのグループレポートは、$z<6$宇宙に観測を拡張することによって、今後数十年にわたってこれらの問題に対処するための最良の機会について説明しています。現代の宇宙とインフレーション時代の両方における宇宙加速の理解に革命を起こす最大の機会は、大きな望遠鏡の開口部、広い視野、および高度な多重化を組み合わせた新しいステージV分光施設(Spec-S5)によって提供されます。.このような施設は、小さなスケールでの構造の成長のロバストな測定を提供するために、より低い赤方偏移で銀河の高密度サンプルを同時に提供することができます.インフレーションからの原始非ガウス性を調査し、幅広いスケールでインフレーションのパワースペクトルの特徴を検索し、十分に調査されていない領域でダークエネルギーモデルをテストし、ニュートリノの総質量と有効数を決定するのに十分な量光の遺物。Spec-S5と並行して、小規模での多くの魅力的な機会も追求する必要があります。DESIとLSSTのデータを分析する科学の共同研究には、相互調査シミュレーションや複合分析など、さまざまな活動のための資金が必要です。これらの実験の結果は、超新星のフォローアップ研究や測光赤方偏移測定を改善するための分光法など、補完的なデータを取得する小さなプログラムによって大幅に改善できます。VeraC.RubinObservatoryの将来の最良の使用法は、最初のLSST分析が行われた後、この10年間に評価されるべきです。最後に、パスファインダープロジェクトへの投資により、宇宙論の強力な新しい探査機が今後数十年のうちにオンラインになる可能性があります。
酸素化された地球類似系外惑星の観測における気候と化学による変動性
| Title |
Variability_due_to_climate_and_chemistry_in_observations_of_oxygenated_Earth-analogue_exoplanets |
| Authors |
Gregory_Cooke_(1),_Dan_Marsh_(1_and_2),_Catherine_Walsh_(1),_Sarah_Rugheimer_(3_and_4),_Geronimo_Villanueva_(5)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leeds,_UK,_(2)_National_Center_for_Atmospheric_Research,_Boulder,_USA,_(3)_University_Oxford,_Atmospheric,_Oceanic,_and_Planetary_Physics_Department,_UK,_(4)_Dept_of_Physics_and_Astronomy,_York_University,_Canada,_(5)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Solar_System_Exploration_Division,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07566 |
大酸化イベントは、地球の大気中の酸素(O$_2$)濃度が現在の大気レベル(PAL)の$\sim10^{-5}$倍から現代のレベル近くまで増加し、原生代の始まりを示す期間でした。24億年前の地質時代。地球システムモデルであるWACCM6を使用して、0.1%から150%PALの間のO$_2$混合比で地球類似系外惑星の大気をシミュレートします。これらのシミュレーションを使用して、PlanetarySpectrumGeneratorを使用して複数の軌道にわたる反射/放出スペクトルを計算します。観測者の角度、アルベド、化学、雲がシミュレートされた観測にどのように影響するかを強調します。LUVOIRやHabExなどの望遠鏡の概念を使用して、シミュレートされた大気で、年間の気候変動と雲による短期変動を観察できることを示します。年変動と季節変動は、惑星の反射光束(O$_2$やH$_2$Oなどの主要なスペクトル特徴の反射光束を含む)を、同じ軌道位相に対してそれぞれ最大5倍と20倍変化させる可能性があります。この変動性は、ハイスループットコロナグラフで最もよく観察されます。たとえば、スターシェード付きのHabEx(4m)は、LUVOIRB(6m)スタイルの望遠鏡よりも最大2倍優れた性能を発揮します。いくつかのスペクトル特徴の変動性と信号対雑音比は、大気中のO$_2$濃度に非線形に依存します。これは、温度と化学カラムの深さの変動、およびO$_2$濃度が$<$1%PALの大気の一般的な液体と氷雲の含有量の増加によって引き起こされます。
原始惑星系円盤の観測特性に対する動的圧力バンプの影響
| Title |
The_impact_of_dynamic_pressure_bumps_on_the_observational_properties_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
Jochen_Stadler,_Mat\'ias_G\'arate,_Paola_Pinilla,_Christian_Lenz,_Cornelis_P._Dullemond,_Til_Birnstiel,_Sebastian_M._Stammler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07931 |
ここ数年、原始惑星系円盤の大規模な(サブ)ミリメーター調査により、円盤の人口統計(ミリ光度、スペクトル指数、円盤半径など)が十分に制約されてきました。さらに、いくつかの高解像度観測により、円盤ダスト連続体に豊富な下部構造が明らかになりました。最も顕著なのはリング状の構造であり、これはおそらくダスト粒子を閉じ込める圧力バンプによるものです。それにもかかわらず、これらの隆起の起源と特徴はさらに調査する必要があります。この作業の目的は、動的圧力バンプが原始惑星系円盤の観測特性にどのように影響するかを調べることです。さらに、圧力バンプの惑星流と帯状の流れの起源を区別することを目指しています。1次元のガスとダストの進化シミュレーションを実行し、さまざまな圧力バンプ機能を備えたモデルを設定します。その後、放射伝達計算を実行して、合成画像とさまざまな観測量を取得します。最も外側の圧力バンプが、さまざまなミリ波でディスクのダストサイズを決定することがわかりました。モデル化されたダストトラップは、観測された高いミリ光度と円盤の低いスペクトルインデックスを取得するために、早期に(<0.1Myr)、高速に(粘性時間スケールで)形成され、長寿命(>Myr)である必要があります。惑星隆起モデルは、不透明度の処方に関係なくこれらの観測量を再現できますが、帯状流隆起モデルが観測と一致するためには、最高の不透明度が必要です。私たちの調査結果は、圧力隆起の帯状の流れの起源よりも惑星を支持しており、惑星形成が星周円盤の初期のクラス0-1段階ですでに発生しているという考えを支持しています。最も外側の圧力バンプによるディスクの有効サイズの決定は、最近の低解像度調査でディスクが異なるミリ波で同じサイズを持っているように見える理由に対する可能な答えも提供します。
異なる環境における超拡散銀河の起源と進化
| Title |
Origin_and_evolution_of_ultra-diffuse_galaxies_in_different_environments |
| Authors |
Jose_A._Benavides,_Laura_V._Sales,_Mario._G._Abadi,_Federico_Marinacci,_Mark_Vogelsberger_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07539 |
Illustris-TNGスイートの宇宙流体力学シミュレーションTNG50を使用して、超拡散銀河(UDG)の形成を研究します。我々はUDGを恒星質量範囲$\rm{7.5\leqlog(M_{\star}/M_{\odot})\leq9}$の矮小銀河と定義し、これは銀河の$5\%$最も伸びた尾部にあるシミュレートされた質量とサイズの関係。これにより、半質量半径$\rm{r_{h\star}\gtrsim2\kpc}$および$\rm{24.5}$と$\rm{28\mag\arcsecの間の表面輝度を持つUDGのサンプルが得られます。^{-2}}$、観察におけるUDGの定義と同様。TNG50の大きな宇宙体積は、フィールドからビリアル質量$\rm{M_{200}\sim2\times10^{14}~M_{\odot}を持つ銀河団まで、さまざまな環境でのUDGの特性の比較を可能にします。}$.私たちのサンプルのすべてのUDGは矮星質量ハロー($\rm{M_{200}\sim10^{11}~M_{\odot}}$)を持ち、通常の矮星と同じ環境傾向を示します。サテライトUDGは通常、休止状態で赤ですが、フォーミングと青です。TNG50シミュレーションは、固定$\rm{M_{\star}}$で非UDGドワーフと比較して優先的により高いスピンハローとより大きなハローを生成するUDGを予測します。これは、ほとんどのサテライトUDGにも当てはまります。これらは、実際にはフィールドで「生まれた」UDGであり、サイズが大きく変化することなくグループやクラスターに分類されます。ただし、サテライトUDGの小さなサブセット($\lesssim10\%$)現在の恒星のサイズは、落下時よりも$\geq1.5$倍大きく、特に低質量矮星における潮汐効果も、このシミュレーションでは支配的ではないが、これらの矮星のいくつかにとって実行可能な形成メカニズムであることを確認している。
銀河の合体は星の形成を急速に停止させる可能性がある
| Title |
Galaxy_mergers_can_rapidly_shut_down_star_formation |
| Authors |
Sara_L._Ellison,_Scott_Wilkinson,_Joanna_Woo,_Ho-Hin_Leung,_Vivienne_Wild,_Robert_W._Bickley,_David_R._Patton,_Salvatore_Quai,_Stephen_Gwyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07613 |
銀河の合体は、星の形成と中央の超大質量ブラックホールへの降着の両方を引き起こします。その後の精力的なフィードバックプロセスの結果として、銀河の合体残骸では星形成が即座に消滅する可能性があることが長い間提案されてきました。しかし、後期段階の合併における広範かつ急速な消滅のこの予測は、最近のシミュレーションで疑問視されており、観測的にテストされたことはありません.ここで、合併シーケンスの長期予測された終了段階の最初の経験的評価を実行します。UltravioletNearInfraredOpticalNorthernSurvey(UNIONS)から特定された約500の合体後の銀河のサンプルに基づいて、以前のスターバーストに続いて星形成を急速に停止した合体後の銀河の頻度が30～60倍高いことを示しています。非合体銀河の対照サンプルから予想されるよりも。近接銀河ペアのサンプルではそのような過剰は見られず、合体は実際に星形成の急速な停止につながる可能性があることを示していますが、このプロセスは合体後にのみ現れることが示されています。
局所宇宙における条件付 HI 質量関数と HI とハローの質量関係
HI対星の質量比を4つの銀河の特性に関連付ける新しいHI質量推定器を提示します：星の表面質量密度、色指数$u-r$、星の質量と濃度指数、および平均HI質量の周りの個々の銀河の散乱ガウス分布でモデル化されています。HI検出と非検出の両方を含むxGASSサンプルを使用して推定量を調整し、ベイジアン推論を通じてモデルパラメータを制約します。模擬カタログを使用したテストでは、推定量がSDSSなどの光学サンプルに偏りのないHI質量を提供することが実証されているため、銀河やダークマターハローのHIガス含有量の統計的研究に適しています。私たちの推定量をSDSS分光サンプルに適用して、局所HI質量関数（HIMF）、銀河群の条件付きHI質量関数（CHIMF）、およびHI-ハロー質量（HIHM）関係を推定します。私たちのHIMFは、$M_{HI}\gtrsim5\times10^9M_{\odot}$でのALFALFAの測定値と一致しますが、質量が小さいほど振幅が大きくなり、傾きが急になります。この不一致は主に、SDSSサンプルでは補正されているがALFALFAでは補正されていない宇宙分散によって引き起こされることを示しています。すべてのハロー質量のCHIMFは、単一のシェクター関数で記述できます。これは、赤、青、衛星銀河に当てはまります。中央の銀河の場合、CHIMFは二重ガウス分布を示し、2つの成分はそれぞれ赤と青の銀河によって寄与されます。グループ内の総HI質量は、ハロー質量とともに単調に増加します。銀河群の中心銀河のHI質量は、$M_h\lesssim10^{12}M_{\odot}$でのみハロー質量とともに急速に増加しますが、質量依存性はより高いハロー質量ではるかに弱くなります。観測されたHIとハローの質量関係は、現在の流体力学シミュレーションや銀河形成の半解析モデルでは再現されていません。
$z\sim0$ にある IllustrisTNG クラスター内の衛星 ISM/CGM の衝撃による剥離
| Title |
Shock-induced_stripping_of_satellite_ISM/CGM_in_IllustrisTNG_clusters_at_$z\sim0$ |
| Authors |
Hao_Li,_Huiyuan_Wang,_H._J._Mo,_Yuan_Wang,_Xiong_Luo,_Renjie_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07711 |
IllustrisTNGシミュレーションを使用して、銀河団内の星形成(SF)衛星銀河の銀河周媒質(CGM)および星間媒質(ISM)との大規模な衝撃の相互作用を研究します。これらの衝撃は、通常、合併と大規模な降着によって生成されます。目視検査では、SF衛星の約半分が$z\leq0.11$のホストクラスターで衝撃に遭遇したことが示されています。人工衛星が衝撃波前線を通過して後震域に入ると、衛星にかかるラム圧が大幅に上昇します。CGMとISMの両方が、ストライピングまたは圧縮によって深刻な影響を受ける可能性があります。ISMの剥ぎ取りは、$\log(M_{*}/M_{\odot})<10$の低質量銀河では特に重要であり、銀河団の周辺でも発生する可能性があります。対照的に、衝撃と相互作用しない衛星は、クラスターの内部領域でのみISMを失います。ISMの約半分は、衝撃前線を横切った後、約0.6Gyr以内に剥がれます。私たちの結果は、衝撃誘起ストリッピングがクラスター内の衛星銀河を消滅させるのに重要な役割を果たしていることを示しています。
宇宙の正午におけるクエーサーの隠された部分
| Title |
The_Obscured_Fraction_of_Quasars_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Bovornpratch_Vijarnwannaluk,_Masayuki_Akiyama,_Malte_Schramm,_Yoshihiro_Ueda,_Yoshiki_Matsuoka,_Yoshiki_Toba,_Marcin_Sawicki,_Stephen_Gwyn,_Janek_Plugradt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07797 |
X線で選択された活動銀河核(AGN)の統計的研究は、隠蔽されたAGNの割合が赤方偏移の増加とともに増加することを示しており、その結果は、降着成長の大部分が初期宇宙の隠蔽物質の背後で発生することを示唆しています。超大質量ブラックホールの成長のピークエポック付近で、高度に降着するX線AGNの不明瞭な部分を、広範囲および深部のX線および光学/IRイメージングデータセットを利用して調査します。$z>2$を超える発光X線選択AGNのユニークなサンプルは、XMM-SERVSX線点源カタログを$u^*$から4.5$\muまでをカバーするPSF畳み込み測光カタログと照合することによって構築されました。\mathrm{m}$バンド。X線で選択されたAGN候補の測光赤方偏移、水素柱密度、および2～10keVのAGN光度が推定されました。3062-10keVで検出された赤方偏移2以上のAGNのサンプルを使用して、パラメトリックXを仮定して、$\logN_{\rmH}\(\rmcm^{-2})>22$でAGNの割合を推定します。-光線の光度と吸収機能。結果は、赤方偏移2より上の明るいクエーサー($\logL_X\(\rmerg\s^{-1})>44.5$)の$76_{-3}^{+4}\%$が隠されていることを示唆しています。この割合は、局所宇宙よりも高い赤方偏移での不明瞭な降着の寄与が増加していることを示しています。局所宇宙における掩蔽特性を説明するAGN掩蔽シナリオに基づいて、赤方偏移の増加に伴う隠蔽部分の増加の意味について説明します。隠蔽された$z>2$AGNと隠蔽されていない$z>2$AGNの両方が、広範囲のSEDと形態を示しています。
宇宙線によって加熱された星間ダスト粒子の温度スペクトル。 III.混合組成穀物
| Title |
Temperature_Spectra_of_Interstellar_Dust_Grains_Heated_by_Cosmic_Rays._III._Mixed_Composition_Grains |
| Authors |
Juris_Kalvans_and_Juris_Roberts_Kalnin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07812 |
星間媒体や星形成領域にある氷粒は、さまざまな物質で構成されています。このような複合粒子は、単純な単一材料の粒子と比較して、宇宙線(CR)粒子との相互作用が異なります。CRによる全粒加熱を受ける混合組成粒子のエネルギーと温度のスペクトルを計算することを目指しています。粒子は、炭素酸化物と水からなる氷で覆われた、炭素とかんらん石の混合物で構成されていると想定されていました。半径0.05の粒子のエネルギーと温度のスペクトル。CRの影響を受ける0.1および0.2ミクロンは、分子雲と星形成コアに関連するカラム密度の8つの値について計算されました。このアプローチでは、カラム密度の増加に伴う氷の厚さと組成の変化が考慮されます。星間粒子とのCR相互作用に関するこれらの詳細なデータは、天体化学モデルへの適用を目的としています。主な発見は、粒子の熱容量およびその他の要因に対するより正確なアプローチにより、0.1ミクロン以上の氷の粒子を頻繁に高温に加熱することを防ぐことです。
大質量星形成領域の重水素化分子
| Title |
Deuterated_molecules_in_regions_of_high-mass_star_formation |
| Authors |
Igor_I._Zinchenko_(1),_Andrey_G._Pazukhin_(1_and_2),_Elena_A._Trofimova_(1),_Peter_M._Zemlyanukha_(1),_Christian_Henkel_(3_and_4)_and_Magnus_Thomasson_(5)_((1)_Institute_of_Applied_Physics_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_(2)_Lobachevsky_State_University_of_Nizhny_Novgorod,_Russia,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Germany,_(4)_Astron._Dept.,_Faculty_of_Science,_King_Abdulaziz_University,_Jeddah,_Saudi_Arabia,_(5)_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_Sweden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07832 |
大質量星形成領域における重水素化分子(DCN、DNC、DCO$^+$、N$_2$D$^+$およびNH$_2$D)の調査結果を提示します。20mOnsala電波望遠鏡を使用したそのような領域のマッピングと、30mIRAMおよび100mMPIfR電波望遠鏡を使用したさまざまな線でのいくつかのオブジェクトのマッピング。これらの天体では、重水素化度は$\sim$10$^{-2}$に達します。ガス温度と速度分散、および重水素化分子の空間分布への依存性について説明します。H$^{13}$CN/HN$^{13}$C強度比がガス運動温度の良い指標であり、調査対象の密度を推定できることを示します。
RR Lyrae 星 $-$ III で銀河のハローを探査中。恒星ハローの化学的および運動学的特性
| Title |
Probing_the_Galactic_halo_with_RR_Lyrae_stars_$-$_III._The_chemical_and_kinematic_properties_of_the_stellar_halo |
| Authors |
Gaochao_Liu,_Yang_Huang,_Sarah_Ann_Bird,_Huawei_Zhang,_Fei_Wang_and_Haijun_Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07885 |
$\sim$4,300RRLyrae星の大規模な分光サンプルと金属量、全身の視線速度および距離の測定値に基づいて、銀河ハローの化学的および運動学的特性の詳細な分析を提示します。このサンプルを使用して、$r$の関数としての金属量分布関数(MDF)と速度異方性パラメーター$\beta$プロファイル(さまざまな金属量集団について)が恒星のハローについて導き出されます。化学的および運動学的な結果は、銀河のハローが2つの異なる部分、内側のハローと外側のハローで構成されていることを示唆しています。カットオフ半径($\sim$30kpc)は、星のハローの密度分布で見つかった以前のブレーク半径に似ています。内側の部分は、非常に半径方向の異方性($\beta\sim0.9$)を持つ金属が豊富な集団によって支配されていることがわかります。これらの特徴は``{\itGaia}-Enceladus-Sausage''(GES)の特徴と一致しており、この内側のハロー成分は、この古代の合体衛星から堆積した星で主に構成されていると考えられます。GESはおそらくわずかに負の金属量勾配を持っていることがわかります。内側のハローの金属の少ない集団は、外側の部分と同様に$\beta\sim0.5$の異方性を持つMDFのロングテールとして特徴付けられます。外側のハローのMDFは非常に広く、いくつかの弱いピークがあり、$\beta$の値はすべての金属量で約0.5です。
WISEデータの近赤外線フラックス変動に基づくAGNダスト絶滅の測定
| Title |
Measurement_of_AGN_dust_extinction_based_on_the_near-infrared_flux_variability_of_WISE_data |
| Authors |
Shoichiro_Mizukoshi,_Takeo_Minezaki,_Shoichi_Tsunetsugu,_Atsuhiro_Yoshida,_Hiroaki_Sameshima,_Mitsuru_Kokubo,_and_Hirofumi_Noda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07933 |
近赤外(NIR)波長における可変フラックス成分の色の赤化に基づいて、多数の隠された活動銀河核(AGN)のダストトーラスの視線減衰の測定を提示します。$\textit{Wide-fieldInfraredSurveyExplorer(WISE)}$によって、$\mathit{Swift/}$BATAGNSpectroscopicSurvey(BASS)によってカタログ化された513のローカルAGNの長期モニタリングデータを収集し、マルチ-2つの異なるバンド(WISE$W1$と$W2$)のエポックNIRフラックスデータは、ターゲットの90%以上で密接に相関しています。$W1$バンドと$W2$バンドのフラックス変動勾配(FVG)は、線形回帰分析を適用することによって導き出され、隠蔽されていないAGNの場合は比較的狭い範囲に収まるのに対し、隠蔽されているAGNの場合はより赤い色で分布していることを報告しました。そしてより広い範囲。AGNの視線方向のダスト絶滅($A_V$)は、FVGの赤化の量を使用して計算され、BASSカタログの中性水素柱密度($N_{\rm{}H}$)と比較されます。.隠蔽されたAGNの$N_{\rm{}H}/A_V$比は、銀河の拡散星間媒質(ISM)の比よりも大きく、最大で2桁の大きな分散で分布することがわかりました。さらに、隠蔽されたAGNの$N_{\rm{}H}/A_V$の下側エンベロープは、銀河拡散ISMに匹敵することがわかりました。$N_{\rm{}H}/A_V$のこれらの特性は、広範囲の視線を覆っている無塵ガス雲に起因する$N_{\rm{}H}$の増加によって説明できます。ライン領域。
アンドロメダ座の PHAT 恒星ハローと円盤における SPLASH ケモダイナミクスの解決: 主軸に沿った内部ハローの性質について
| Title |
Resolved_SPLASH_Chemodynamics_in_Andromeda's_PHAT_Stellar_Halo_and_Disk:_On_the_Nature_of_the_Inner_Halo_Along_the_Major_Axis |
| Authors |
Ivanna_Escala,_Amanda_C.N._Quirk,_Puragra_Guhathakurta,_Karoline_M._Gilbert,_Lara_Cullinane,_Benjamin_F._Williams,_Julianne_Dalcanton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07962 |
恒星の運動学と金属性は、銀河円盤とハローの形成シナリオを調査するための鍵です。この作業では、M31のディスクへの視線に沿った運動学と測光金属量の関係を特徴付けました。パンクロマティックハッブルアンドロメダ財務省(PHAT)サーベイからの光学HST/ACS測光を、アンドロメダの恒星ハロー(SPLASH)サーベイの分光および測光ランドスケープからのKeck/DEIMOSスペクトルと組み合わせました。得られた3536個の赤色巨星分枝星のサンプルは、4～19kpcに投影され、円盤と内部ハローの両方の有用なプローブになります。視線速度分布をディスク領域全体の位置の関数としてモデル化することにより、これらの星をディスクとハローの集団に分離しました。70.9%の星がディスクに属し、17.1%がハローに属する可能性が高くなります。通常、星のハローは金属が少ないと考えられていますが、運動学的に特定されたハローには、円盤のような金属性([Fe/H]$_{\rmphot}\sim-0.10$)を持つかなりの数の星(29.4%)が含まれています。.この金属に富んだハローの集団は、ガス状の円盤をハローの残りの部分と同程度まで遅らせており、標準的な厚い円盤に対応していないことを示しています。その特性は、ジャイアントステラストリームの合体イベントに由来する潮汐破片の特性と一致しません。さらに、ハローは、以前に短軸に沿って（つまり、ディスクから離れて）識別された相混合成分とは化学的に異なり、異なる形成チャネルからの寄与を意味します。これらの金属が豊富なハロー星は、M31の内側の恒星ハローに以前に示唆された「キックアップ」された円盤集団を支持する直接的な化学力学的証拠を提供します。
AT2018fyk の繰り返しの部分的な潮汐破壊イベントとしての再輝
| Title |
The_rebrightening_of_AT2018fyk_as_a_repeating_partial_tidal_disruption_event |
| Authors |
T._Wevers,_E.R._Coughlin,_D.R._Pasham,_M._Guolo,_Y._Sun,_S._Wen,_P.G._Jonker,_A._Zabludoff,_A._Malyali,_R._Arcodia,_Z._Liu,_A._Merloni,_A._Rau,_I._Grotova,_P._Short,_and_Z._Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07538 |
超大質量ブラックホール(SMBH)と相互作用する星は、潮汐によって完全にまたは部分的に破壊される可能性があります。部分的な潮汐破壊イベント(TDE)では、星の高密度コアは無傷のままであり、星の低密度の外側エンベロープが剥ぎ取られ、光の降着エピソードを提供します。$10^{7.7\pm0.4}$M$_{\odot}$の推定ブラックホール質量を持つTDEAT2018fykは、X線($>$6000の係数)およびUV(係数)で極端な減光イベントを経験しました。$\sim$15)波長$\sim$500--発見後600日。ここでは、発見から約1200日後にこれらの放出成分が再出現したことを報告します。発生源の特性は、減光前の降着状態のものと類似していることがわかります。これは、降着の流れが同様の状態に回復したことを示唆しています。部分的に破壊された星がSMBHの周りの$\sim600$日軌道上にあり、各近心通過中に定期的に質量が剥ぎ取られる部分的なTDEの繰り返しが、その固有の光度曲線を強化することを提案します。このシナリオは、AT2018fykの全体的な特性(急速な減光イベントや遅い時間の再点灯など)のもっともらしい説明を提供します。また、将来の降着流の振る舞いについてのテスト可能な予測も提供します。2回目の遭遇も部分的な混乱であった場合、1800日頃(2023年8月)に別の強い減光イベントが発生し、2400日頃(2025年3月)に再び明るくなることが予測されます。）。このソースは、SMBHによる星の部分的な分裂の強力な証拠を提供します。
コンパクト連星合体残骸における軽量無菌ニュートリノの共鳴生成
| Title |
Resonant_Production_of_Light_Sterile_Neutrinos_in_Compact_Binary_Merger_Remnants |
| Authors |
Gar{\dh}ar_Sigur{\dh}arson,_Irene_Tamborra,_Meng-Ru_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07544 |
eV質量のステライルニュートリノの存在は、持続的な実験的異常のために除外されていません。中性子星合体残骸の今後のマルチメッセンジャー検出は、これらの粒子の存在に間接的な制約を与える可能性があります。無菌ニュートリノ混合パラメータ、降着トーラスからのニュートリノ放出角度、および合併残骸の時間的進化の関数として、2つのフレーバーシナリオ(1アクティブ+1無菌種)におけるアクティブ-無菌フレーバー変換現象論を調査します。トーラスの形状とレムナントの中性子の豊富さは、複数の共鳴アクティブ-無菌変換の発生に関与しています。共鳴の数は、レムナントトーラスの上または内部でのニュートリノ放出方向に強く依存し、極軸の近くで無菌ニュートリノが大量に生成され（反ニュートリノは生成されない）、赤道領域ではニュートリノよりも多くの無菌反ニュートリノが生成されます。ブラックホールトーラスが時間とともに進化するにつれて、より浅いバリオン密度がより断熱的なフレーバー変換の原因となり、質量混合パラメーター空間のより大きな領域がフレーバー混合の影響を受けます。私たちの調査結果は、無菌状態の生成が、ディスクの冷却速度、その流出、および評価されていない関連する電磁観測量に間接的な影響を与える可能性があることを示唆しています。
Swift観測によるMAXI J1421-613周辺のダスト飛散エコーの確認
| Title |
Confirmation_of_dust_scattering_echo_around_MAXI_J1421-613_by_Swift_observation |
| Authors |
Kumiko_K._Nobukawa,_Masayoshi_Nobukawa,_Shigeo_Yamauchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07755 |
MAXIJ1421-613は、2014年1月9日にMonitorofAll-skyX-rayImage(MAXI)によって発見されたX線バースターで、低質量X線連星であると考えられています。2014年1月31日から2月3日に「すざく」によって取得されたフォローアップ観測データを分析した以前の研究では、半径約3'-9'の環状放射が一時的なソースの周りで見つかったと報告されました。環状放射の最ももっともらしい起源は、MAXIJ1421-613の爆発によるダスト散乱エコーです。この論文では、2014年1月18日にフォトンカウンティングモードで実施されたSwift追跡観測のデータを解析することにより、環状放射を確認します。4'.5.そのスペクトルは吸収力の法則によってよく説明され、光子指数はMAXIJ1421-613自体のそれよりもデルタGamma~2だけ高かった。Swiftによって観測された環状放射のフラックスと半径は、すざくによって観測された環状放射と同じアウトバーストのダスト散乱によって説明されます。Swiftによって発見された環状放射の原因となるダスト層が、MAXIJ1421-613の前のCO雲と同じ位置にあると仮定すると、一時的なソースまでの距離は~3kpcと推定され、これは値と一致しています。すざくのこれまでの研究から推定されています。
1991T 型超新星の絶対等級
| Title |
The_Absolute_Magnitudes_of_1991T-like_Supernovae |
| Authors |
M.M.Phillips,_C._Ashall,_Christopher_R._Burns,_Carlos_Contreras,_L._Galbany,_P._Hoeflich,_E._Y._Hsiao,_Nidia_Morrell,_Peter_Nugent,_Syed_A._Uddin,_E._Baron,_Wendy_L._Freedman,_Chelsea_E._Harris,_Kevin_Krisciunas,_S._Kumar,_J._Lu,_S._E._Persson,_Anthony_L._Piro,_Abigail_Polin,_Shahbandeh,_M.,_Maximilian_Stritzinger,_Nicholas_B._Suntzeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.08031 |
1991Tのような超新星は、Ia型超新星のブランチシャローシリコン(SS)サブクラスの発光性があり、ゆっくりと減衰する極端な現象です。それらは、非常に弱いCaIIH&KおよびSiII$\lambda6355$と、前極大期の光学スペクトルにおける強いFeIII吸収特徴によって区別され、通常のIa型超新星と比較して過剰に光っていることが長い間疑われてきました。.この論文では、$\leq+10$日からの光曲線フェーズで得られたSiII$\lambda$6355吸収の疑似等価幅を$i$バンド光曲線の形態と組み合わせて、1991Tのサンプルを特定します。-カーネギー超新星プロジェクト-IIのような超新星。ハッブルダイアグラムの残差は、光学波長と近赤外波長で、これらのイベントが極端ではない分岐SS(1999aaのような)と分岐コア正常超新星に対して$\sim$0.1-0.5magだけ過剰光度であることを示しています。同様の$B$バンドの光度曲線の減少率。
UHECR アクセラレータのホストに関する制約
加速器の周囲における超高エネルギー宇宙線の相互作用は、観測されたスペクトルとUHECRの構成を自然に説明することができます。これには、足首の下の豊富な陽子が含まれます。温度、サイズ、磁場などのUHECRソース環境の天体物理特性は、UHECRとニュートリノデータによって制約できることを示します。これを単純な構造を持つ候補ソースに適用すると、スターバースト銀河はこれらの制約と一致していますが、銀河団はそれらと緊張している可能性があります.AGNやGRBなどのマルチコンポーネントシステムの場合、結果は目安ですが、最終的な結論を得るにはカスタマイズされた分析が必要です。
RAPOC : Rosseland と Planck の不透明度コンバーター。 Python 用のユーザーフレンドリーで高速な不透明度プログラム
| Title |
RAPOC_:_the_Rosseland_and_Planck_opacity_converter._A_user-friendly_and_fast_opacity_program_for_Python |
| Authors |
Lorenzo_V._Mugnai_and_Darius_Modirrousta-Galian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07535 |
RAPOC(RosselandandPlanckOpacityConverter)は、特定の温度、圧力、および波長範囲の波長依存の不透明度からRosselandおよびPlanck平均不透明度(RPM)を計算するPython3コードです。ユーザーフレンドリーで迅速であることに加えて、RAPOCは個別のデータポイント間を補間できるため、天体物理学や地球科学の分野だけでなく、エンジニアリングにも柔軟に幅広く適用できます。入力データの場合、RAPOCは、読み取り可能な形式であれば、ExoMolおよびDACEデータ、または任意のユーザー定義データを使用できます。この論文では、RAPOCコードを提示し、計算されたRosselandおよびPlanckの平均不透明度を、文献にある他の値と比較します。RAPOCコードはオープンソースであり、PypiとGitHubで入手できます。
Paranal での MUSE 適応光学モードの性能特性評価とほぼリアルタイムのモニタリング
| Title |
Performance_characterization_and_near-realtime_monitoring_of_MUSE_adaptive_optics_modes_at_Paranal |
| Authors |
T._Wevers,_F.J._Selman,_A._Reyes,_M._Vega,_J._Hartke,_F._Bian,_O._Beltramo-Martin,_R._F\'etick,_S._Kamann,_J._Kolb,_T._Kravtsov,_C._Moya,_B._Neichel,_S._Oberti,_C._Reyes_and_E._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07540 |
MultiUnitSpectroscopicExplorer(MUSE)は、VeryLargeTelescopeUnitTelescope4の一体型フィールド分光器であり、GALACSIモジュールを使用して、レーザーガイドスター支援およびトモグラフィー適応光学が可能です。その観察機能には、広視野(1平方分)の地層AOモード(WFM-AO)と狭視野(7.5"x7.5")のレーザートモグラフィーAOモード(NFM-AO)が含まれます。後者は、試運転から4年間で、AOシステムの制御マトリックスの最適化や、赤外線低次波面センサー用の新しいサブ電子ノイズ検出器など、いくつかのアップグレードが行われました。私たちは、過去3年間に撮影された$\sim$230の分光測光標準星観測を分析することにより、NFM-AOシステムのパフォーマンスを定量化することに着手しました。この目的のために、WFM-AOシステムパフォーマンスの分析を容易にするように設計された以前の作業を拡張します。科学操作中にシステムパフォーマンスを監視するためのユーザーフレンドリーで半自動化された方法を提供するフレームワークについて簡単に説明します。主に、2つのPSFモデルを使用した点広がり関数(PSF)のコアの測定されたストレール比と半値全幅(FWHM)、および大気条件との相関関係を通じて、パフォーマンス分析の結果を提供します。これらの結果は、露光時間計算機に実装されているシステム性能のより正確な予測の提供や、特定の制限大気条件のセットに対する科学的出力の関連する最適化など、さまざまなアプリケーションに提供されます。
超新星光度曲線近似のためのニューラル ネットワーク アプローチの特性の理解に向けて
| Title |
Toward_an_understanding_of_the_properties_of_neural_network_approaches_for_supernovae_light_curve_approximation |
| Authors |
Mariia_Demianenko,_Konstantin_Malanchev,_Ekaterina_Samorodova,_Mikhail_Sysak,_Aleksandr_Shiriaev,_Denis_Derkach,_Mikhail_Hushchyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07542 |
現代の時間領域測光サーベイは、さまざまな天体の多くの観測を収集しており、大規模サーベイの次の時代には、さらに多くの情報が提供されるでしょう。天体のほとんどは、分光学的なフォローアップを一度も受けていません。超新星。そのような場合、観測された光度曲線は、手頃な価格の代替手段を提示できます。時系列は、ピークや光度低下の推定など、測光分類と特徴付けに積極的に使用されます。ただし、収集された時系列は多次元であり、不規則にサンプリングされ、外れ値が含まれており、明確に定義された体系的な不確実性はありません。機械学習手法は、利用可能なデータから最も効率的な方法で有用な情報を抽出するのに役立ちます。単一の光度曲線の観測値を近似するために、多層パーセプトロン、ベイジアンニューラルネットワーク、正規化フローなど、ニューラルネットワークに基づくいくつかの光度曲線近似方法を検討します。シミュレートされたPLAsTiCCと実際のZwickyTransientFacilityのデータサンプルの両方を使用したテストでは、わずかな観測でもネットワークに適合し、他の最先端の方法よりも優れた近似品質を達成するのに十分であることを示しています。この作業で説明されている方法は、計算の複雑さが優れており、ガウス過程よりも高速に動作することを示しています。光度曲線の観測のギャップを埋めることを目的とした近似手法のパフォーマンスを分析し、適切な手法を使用すると、ピーク検出と超新星分類の精度が向上することを示します。さらに、調査結果はGitHubで入手できるFuluPythonライブラリにまとめられており、コミュニティで簡単に使用できます。
3MHz宇宙観測所
10MHz未満の周波数での電波天文宇宙についてはほとんどわかっていません。1～10MHz帯域用のキューブサットベースの望遠鏡は、地球低軌道に迅速かつ経済的に展開できます。可能な過渡および定常ソース、および電離層自体の研究への適用を検討します。
近位分割 (Faceted HyperSARA) による無線干渉法での平行ファセット イメージング: II.コードと実際のデータの概念実証
| Title |
Parallel_faceted_imaging_in_radio_interferometry_via_proximal_splitting_(Faceted_HyperSARA):_II._Code_and_real_data_proof_of_concept |
| Authors |
Pierre-Antoine_Thouvenin,_Arwa_Dabbech,_Ming_Jiang,_Abdullah_Abdulaziz,_Jean-Philippe_Thiran,_Adrian_Jackson,_Yves_Wiaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07604 |
付随する論文では、FacetedHyperSARAと呼ばれる無線干渉計用のファセット広帯域イメージング技術が導入され、合成データで検証されました。最近のHyperSARAアプローチに基づいて構築されたFacetedHyperSARAは、基礎となるprimal-dualforward-backwardアルゴリズムに固有の分割機能を活用して、複数の空間スペクトルファセットにわたって画像再構成を分解します。このアプローチにより、HyperSARAと比較して追加の並列化の柔軟性を提供しながら、複雑な正則化をイメージングプロセスに注入することができます。本論文では、実際のデータセットに対処するための新しいアルゴリズム機能を紹介します。これは、Githubで利用できる本格的なMATLABイメージングライブラリの一部として実装されています。最先端技術と比較して、新しいデータおよびパラメータースケール体制でFacetedHyperSARAを検証するために、大規模な概念実証が提案されています。7.4GBのVLAデータからCygAの15GBの広帯域イメージを再構成することを検討し、HPCシステムで1440個のCPUコアを約9時間使用します。実施された実験は、既知の方向依存効果(DDE)を説明する測定演算子の正確なモデルと、不完全なキャリブレーションを説明する効果的なノイズレベルの両方を設定する新しい機能を利用して、実際のデータに対する提案されたアプローチの再構成パフォーマンスを示しています。彼らはまた、さらなる次元削減機能と組み合わせると、FacetedHyperSARAが39時間で91個のCPUコアのみを使用して、同じデータからCygAの3.6GBのイメージを復元できることを示しています。この設定では、提案されたアプローチは、WSCleanソフトウェアの最先端の広帯域CLEANベースのアルゴリズムと比較して、優れた再構成品質を提供することが示されています。
回折限界内の太陽系外惑星の効率的な検出と特性評価: モード選択フォトニック ランタンによる無効化
| Title |
Efficient_detection_and_characterization_of_exoplanets_within_the_diffraction_limit:_nulling_with_a_mode-selective_photonic_lantern |
| Authors |
Yinzi_Xin,_Nemanja_Jovanovic,_Garreth_Ruane,_Dimitri_Mawet,_Michael_P._Fitzgerald,_Daniel_Echeverri,_Jonathan_Lin,_Sergio_Leon-Saval,_Pradip_Gatkine,_Yoo_Jung_Kim,_Barnaby_Norris,_Steph_Sallum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07644 |
コロナグラフはかすかな軸外系外惑星の観測を可能にしますが、数ビーム幅よりも大きな角度分離に制限されています。より近い分離にアクセスすると、検出可能な惑星の予想数が大幅に増加します。これは、内側の作業角度に反比例します。VortexFiberNuller(VFN)は、単一のビーム幅内で太陽系外惑星を特徴付けるために設計された機器のコンセプトです。必要な光学要素が少なく、補完的な特性評価ツールとして多くのコロナグラフ設計と互換性があります。ただし、惑星の光のピークスループットは約20%に制限されており、測定では惑星の位置とフラックス比に対する制約が不十分です。シングルモードファイバーを6ポートモード選択フォトニックランタンに置き換えることでVFN設計を強化し、元の機能を維持しながら、星の光を拒否するが惑星の光を結合するいくつかの追加ポートを提供することを提案します。フォトニックランタンは、渦なしでヌラーとしても使用できることを示しています。天体物理信号と波面誤差に対するフォトニックランタンナラー(PLN)の応答を特徴付ける単色シミュレーションを提示し、ヌルポートからの太陽系外惑星フラックスを組み合わせると、機器の全体的なスループットが大幅に向上することを示します。合成的に生成されたデータを使用して、PLNがVFNよりも効率的に系外惑星を検出することを示します。さらに、PLNを使用すると、系外惑星を部分的に局在化し、そのフラックス比を制限することができます。PLNは、将来の高コントラスト機器で従来のコロナグラフを補完する強力な特性評価ツールになる可能性があります。
反復多重露光Coadditionによる超解像に向けて
この記事では、反復多重露出共加算のための代替アップサンプリングおよびPSFデコンボリューションメソッドを提供します。以前の研究とは異なり、新しい方法には比率補正項があり、差分補正項を使用する場合よりも反復を基になる画像の正確な表現にすばやく収束させることができます。この方法を採用することにより、アンダーサンプリングされた多重露出を超解像に追加し、より高いピーク信号対雑音比を得ることができます。一連のシミュレーションは、新しい方法の多くの利点を利用できることを示しています。信号対雑音比、すべてのソースフラックスの平均偏差、超解像、ソース歪み率などで、天文測光と形態学にやさしく、微弱なソース検出と弱い重力レンズのシア測定に役立ちます.この論文でテストされた以前の作品よりも忠実度が向上しています。
天文学的ヘテロダイン干渉計用の中赤外サブバンド間検出器の特性評価
| Title |
Characterization_of_Mid-Infrared_Intersubband_Detectors_for_Astronomical_Heterodyne_Interferometry |
| Authors |
Tituan_Allain,_Mohammadreza_Saemian,_Carlo_Sirtori,_Jean-Philippe_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07789 |
中赤外天文ヘテロダイン干渉法の主要な課題の1つは、感度の制限です。いくつかの10GHz帯域幅を処理できる検出器は、将来の機器の重要なビルディングブロックとして識別されています。ヘテロ構造に基づくサブバンド間検出器は、最近、そのような性能を提供する能力を実証しました。この作業では、非干渉ヘテロダインセットアップにおけるノイズ、ダイナミックレンジ、および帯域幅の観点からQuantumWell赤外線光検出器を特徴付けます。それらを天文システムで使用して、局部発振器と天文信号の間のビートを測定する可能性について説明します。
IMAGE-OI: 画像再構成アルゴリズムを比較するための OIFITS 拡張機能と OImaging でのそのアプリケーション
| Title |
IMAGE-OI:_an_OIFITS_extension_and_its_application_in_OImaging_to_compare_image_reconstruction_algorithms |
| Authors |
Ferr\'eol_Soulez,_Laurent_Bourg\`es,_Antoine_Kaszczyc,_Guillaume_Mella,_Martin_Pratoussy,_Gilles_Duvert,_Jacques_Kluska,_Eric_Thi\'ebaut,_John_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07846 |
干渉法では、再構成された画像の品質は、使用されるアルゴリズムとそのパラメーターに依存します。ユーザーは、多くの場合、いくつかのアルゴリズムの結果を比較して、天体物理オブジェクトの実際の特徴からアーティファクトを解きほぐす必要があります。これらのソフトウェアパッケージは大きく異なるため、このような比較はすぐに面倒になる可能性があります。OImagingは、画像再構成ソフトウェアパッケージの共通フロントエンドとなることを目的としたグラフィカルインターフェイスです。OImagingを使用すると、ユーザーは単一のインターフェイス内で複数の再構成を実行できるようになりました。OImagingを使用すると、特定のデータセットから、さまざまな画像再構成アルゴリズムのベンチマークを実行し、画像再構成プロセスの信頼性を評価できます。そのために、OImagingは、画像再構成アルゴリズムとの通信を標準化するために提案されたIMAGE-OIOIFITS拡張機能を使用します。
時間の関数としての天体の明るさの変化は、その天体の物理学への重要なプローブです。周期的および準周期的な信号は、システム内の基本的な時間(および長さ)スケールの指標であり、確率過程は乱流降着過程の性質を解明するのに役立ちます。時間変動を調べる重要な方法は、信号を正弦波に分解するフーリエ法によるもので、周波数空間でデータを表現します。\textit{スペクトルタイミング}への拡張により、フーリエ変換に基づいて構築された方法は、(準)周期性と確率過程を特徴付けるのに役立つだけでなく、時間、光子エネルギー、フラックスの間の複雑な関係を明らかにして、降着過程やその他の高エネルギー動的物理学のより良いモデル。この章では、最も重要な関連メソッドの広範かつ実用的な概要を提供します。
こまの連星系 Be star Achernar
| Title |
The_binary_system_of_the_spinning-top_Be_star_Achernar |
| Authors |
P._Kervella,_S._Borgniet,_A._Domiciano_de_Souza,_A._M\'erand,_A._Gallenne,_Th._Rivinius,_S._Lacour,_A._Carciofi,_D._Moser_Faes,_J.-B._Le_Bouquin,_M._Taormina,_B._Pilecki,_J.-Ph._Berger,_Ph._Bendjoya,_R._Klement,_F._Millour,_E._Janot-Pacheco,_A._Spang,_F._Vakili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07537 |
最も近くて最も明るい古典的なBe星であるAchernarは、回転の平坦化、重力による暗黒化、ガス状の円盤による時折の輝線、および拡張された極風を示します。また、初期のA型矮星の伴星を持つ近接連星系のメンバーでもあります。Achernarシステムの軌道パラメータを決定し、コンポーネントの物理的特性を推定することを目的としています。13年間(2006年から2019年)にわたって、VLT/VLTI(VISIR、NACO、SPHERE、AMBER、PIONIER、GRAVITY、およびMATISSE)の幅広い高角度分解能機器を使用して、AchernarBの相対位置を監視しました。これらの天文観測は、2003年から2016年までの期間の一連の700以上の光学スペクトルで補完されます。我々は、AchernarBが7年間の周期で離心軌道(e=0.7255+/-0.0014)でBe星を周回していることを決定します。は、ペリアストロンで2つの星を2au以内にもたらします。Be星の質量は、mB=2.0+/-0.1Msunの二次質量に対してmA=6.0+/-0.6Msunであることがわかっています。AchernarAのパラメーターは、年齢6300万年で6.4Msunの臨界的に回転する星の進化モデルとよく一致しています。また、解決された共同移動する低質量星を特定し、これにより、Achernarがトゥカナ-ホロロギウム移動グループのメンバーであることが提案されます。AchernarAは現在、ターンオフに続く短期間の進化段階にあり、その間、その幾何学的平坦化率は最も極端です。軌道パラメータを考慮すると、2つの成分間に有意な相互作用は発生せず、Be星は物質移動のない直接的な単一星の進化経路を介して形成される可能性があることを示しています。成分Aは数十万年後に不安定帯に入るので、Achernarはセファイド連星系の有望な前駆体であるように思われる。
KW-Sun: 硬 X 線および軟ガンマ線範囲の Konus-Wind 太陽フレア データベース
| Title |
KW-Sun:_The_Konus-Wind_Solar_Flare_Database_in_Hard_X-ray_and_Soft_Gamma-ray_Ranges |
| Authors |
A.L._Lysenko_(1),_M.V._Ulanov_(1),_A.A._Kuznetsov_(2),_G.D._Fleishman_(3),_D.D._Frederiks_(1),_L.K._Kashapova_(2),_Z.Ya._Sokolova_(1),_D.S._Svinkin_(1),_A.E._Tsvetkova_(1)_((1)_Ioffe_Institute,_St._Petersburg,_Russian_Federation_(2)_Institute_of_Solar-Terrestrial_Physics_(ISZF),_Irkutsk,_Russian_Federation_(3)_New_Jersey_Institute_of_Technology,_Newark,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07593 |
1994年11月から現在(2022年6月)までの27年以上の運用中にKonus-Wind装置によって登録された太陽フレアのデータベースを提示します。常に更新されるデータベース(以下、KW-Sun)には、装置のトリガーモードで検出された1000を超えるイベントが含まれており、http://www.ioffe.ru/LEA/kwsun/からオンラインでアクセスできます。各フレアについて、データベースは3つの広いエネルギーバンドG1(~20-80keV)、G2(~80-300keV)およびG3(~300-1200keV)は、ASCIIおよびIDLSAV形式で高い時間分解能(最小16ms)を備えています。この記事では、太陽観測のコンテキストにおける機器の機能、KW-Sunデータの構造、およびその使用目的に焦点を当てています。提示された均一なデータセットは、2つ以上の完全な太陽周期の間に高い時間分解能で広いエネルギー範囲で取得され、統計研究とケーススタディの両方に有益であり、太陽フレア研究のコンテキストデータのソースにもなります。
フライトの遅延に対する宇宙天気の影響
| Title |
The_Effects_of_Space_Weather_on_Flight_Delays |
| Authors |
Y._Wang,_X._H._Xu,_F._S._Wei,_X._S._Feng,_M._H._Bo,_H.W._Tang,_D._S._Wang,_L._Bian,_B.Y._Wang,_W._Y._Zhang,_Y._S._Huang,_Z._Li,_J._P._Guo,_P._B._Zuo,_C._W._Jiang,_X.J._Xu,_Z._L._Zhou_and_P._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07700 |
太陽は私たちから遠く離れていますが、一部の太陽活動は、地球上の宇宙搭載および地上ベースの技術システムのパフォーマンスと信頼性に影響を与える可能性があります.太陽によって引き起こされる宇宙の時間変化する条件は、地上の天気に影響を与える可能性のある大気の条件として、宇宙天気とも呼ばれます。宇宙天気イベント中に航空活動が影響を受ける可能性があることは知られていますが、航空に対する宇宙天気の正確な影響はまだ不明です。特に、多くの人が関心を寄せる最大のトピックであるフライトの遅延が、宇宙天気によってどのように影響を受けるかについては、これまで十分に研究されていませんでした。膨大な量の飛行データ(~5X106レコード)を分析することにより、宇宙天気イベントが飛行遅延に体系的に影響を与える可能性があることを初めて実証しました。宇宙天気イベント中の平均到着遅延時間と30分の遅延率は、静かな期間と比較して、それぞれ81.34%と21.45%大幅に増加します。年間飛行規則性率と22年間の年間平均総黒点数との間の明らかな負の相関関係も、そのような遅延効果を裏付けています。さらなる研究により、宇宙天気イベントに関連する地磁気の変動と電離層の擾乱によって引き起こされる通信とナビゲーションの干渉が、飛行の遅延時間と遅延率を増加させることが示されています。これらの結果は、宇宙天気研究の従来の分野を拡大し、飛行遅延の予測を改善するためのまったく新しい見解を提供する可能性もあります。
| Title |
Characteristics_of_Flight_Delays_during_Solar_Flares |
| Authors |
X._H._Xu,_Y._Wang,_F._S._Wei,_X._S._Feng,_M._H._Bo,_H.W._Tang,_D._S._Wang,_L._Bian,_B.Y._Wang,_W._Y._Zhang,_Y._S._Huang,_Z._Li,_J._P._Guo,_P._B._Zuo,_C._W._Jiang,_X.J._Xu,_Z._L._Zhou_and_P._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07701 |
太陽フレアは、太陽における最も深刻な太陽活動の1つであり、地球に近い空間に多くの重要な影響を与えます。太陽フレアの時期には飛行機の到着遅延が増加することがわかっています。ただし、太陽フレアが遅延にどのように影響するかについての詳細な固有メカニズムはまだわかっていません。ここでは、5年間の膨大な飛行データをもとに、57回の太陽フレア時の離陸遅延を総合的に分析。太陽フレア中の平均離陸遅延時間は、静かな時期に比べて20.68%(7.67分)増加したことがわかりました。また、太陽フレアに関連する飛行遅延が時間と緯度の明らかな依存性を明らかにすることも示されています。昼側の太陽フレア時のフライト遅延は、夜側フレアの場合よりも深刻であり、低緯度(高緯度)の空港ほど遅延が長く(短く)発生する傾向があります。さらなる分析は、飛行遅延時間と遅延率が太陽強度(軟X線フラックス)と太陽天頂角によって直接変調されることを示唆しています。これらの結果は、太陽フレアによって引き起こされる通信干渉が、フライトの出発遅延時間と遅延率に直接影響することを初めて示しています。この研究はまた、太陽フレアが人間社会に及ぼす影響についての従来の理解を拡大し、フライトの遅延を防止または対処するためのまったく新しい見方を提供する可能性もあります。
太陽陽子イベントと太陽フレア中の飛行時間の分析
| Title |
Analyses_of_Flight_Time_During_Solar_Proton_Events_and_Solar_Flares |
| Authors |
X._H._Xu,_Y._Wang,_F._S._Wei,_X._S._Feng,_M._H._Bo,_H.W._Tang,_D._S._Wang,_B._Lei,_B.Y._Wang,_P._B._Zuo,_C._W._Jiang,_X.J._Xu,_Z._L._Zhou,_Z._Li,_P._Zou,_L._D._Wang,_Y._X._Gu,_Y._L._Chen,_W._Y._Zhang,_P._Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07703 |
宇宙天気が航空に及ぼす影響を分析することは、新しく開発中のトピックです。高エネルギー粒子を避けるために飛行ルートを変更しなければならないため、太陽陽子イベント中に極地飛行の飛行時間が増加する可能性があることは一般的に受け入れられています。しかし、このような現象を除けば、宇宙天気イベント中の飛行時間に関する研究は非常にまれです。西風周辺の39の代表的な国際航空路の分析に基づいて、西向き(東向き)の航空路の民間航空機の97.44%(94.87%)が、太陽陽子イベント中の飛行時間と比較して短い(長い)飛行時間を示していることがわかりました。静かな期間であり、飛行時間の変化の平均の大きさは約10分、つまり総飛行時間の0.21%～4.17%です。比較調査は、飛行時間の方向の違いが陸路（中国-ヨーロッパ）または海路（中国-西アメリカ）に関係なく依然として議論の余地がないという現象の確実性を再確認します.さらなる分析は、大気加熱に関連する太陽陽子イベントが、極ジェット気流などの特定の大気循環を弱めることによって飛行時間を変化させることを示唆しています。極ジェット気流は太陽フレア中に明らかに変化しないため、飛行時間の方向の違いは見られません。すでに知られている従来の宇宙天気の影響に加えて、この論文は、太陽陽子イベントが飛行時間にどのように影響するかについての明確な新しいシナリオを示す最初のレポートです。これらの分析は航空にとっても重要です。私たちの発見は、航空路が航空路を最適化して乗客の時間コストを節約し、燃料費を削減し、さらには地球温暖化の問題にも貢献する可能性があるからです。
謎の高緯度星BP Pscからのジェットとその駆動源の進化状況
| Title |
Jet_from_the_enigmatic_high-latitude_star_BP_Psc_and_evolutionary_status_of_its_driving_source |
| Authors |
I.S._Potravnov,_M.Yu._Khovritchev,_S.A._Artemenko,_D.N._Shakhovskoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07727 |
BPPscは活発な後期型(sp:G9)星で、銀河系の高緯度$b=-57^{\circ}$に位置し、進化状態は不明です。また、よくコリメートされたバイポーラジェットの発生源でもあります。8.1mGemini-North望遠鏡でのGMOSカメラを使用したアーカイブ$H\alpha$イメージングと、SCORPIOを使用した最近のイメージングおよびロングスリット分光法に基づく、BPPsc流出の固有運動および動径速度研究の結果を提示します。SAORASの6mBTA望遠鏡のマルチモードフォーカルレデューサー。ジェットの3D運動学は、$\sim$140km$\cdot$s$^{-1}$までの完全な空間速度を明らかにし、BPPscシステムまでの距離を$D=135\pm40$pcとして推定することを可能にします.この距離は中心線源の光度$L_*\approx1.2L_{\odot}$の推定につながり、これは年齢が$t\lesssimの$\approx$1.3$M_{\odot}$Tおうし座星であることを示しています。7マイル。$N_e\sim10^2$cm$^{-3}$次の電子密度とジェットノット内の平均電離率$f\approx0.04$を測定し、NEローブの質量損失率の上限を推定しました。$\dot{M}_{out}\approx1.2\cdot10^{-8}M_{\odot}\cdotyr^{-1}$として。流出の物理的特性は、低励起のYSOジェットに典型的なものであり、その発射とコリメーションの磁気遠心メカニズムと一致しています。$H\alpha$画像で明らかになった顕著な揺らめきパターンにより、非共面軌道に副星準伴星の存在を仮定し、その最も妥当な質量を$M_p\approx30M_{Jup}$と見積もることができました。BPPscは、太陽に最も近い若いジェット駆動システムの1つであり、その起源は、第2銀河象限のスーパーシェルの膨張によって引き起こされた星形成のエピソードに関連している可能性があると結論付けています。
スレピアン基底関数を使用した局所モード結合による地表下太陽磁気推定のレシピ
地下の流れ、音速、磁場の直接地震イメージングは、宇宙天気の重要な要素である太陽表面での磁束管の出現を予測するために重要です。$p$モードと$f$モードの振動に対する日震モード振幅相互相関の感度により、このようなサブ光球摂動の正式な反転が可能になります。このような問題は、「感度カーネル」を介して摂動を観測に結び付ける積分方程式の形式で記述されることはよく知られています。一方、流れと音速の感度カーネルは何十年も前から知られており、使用されてきました。広範に,一般的な磁気摂動のカーネルを定式化することはとらえどころのないことでした.最近の研究は,一般幾何学のグローバルな磁場に対応するローレンツ応力の感度カーネルを提案しました.本研究は,ローレンツ応力とソレノイド磁気を推定するためのカーネルを提案することに専念しています.デカルトモード結合による太陽のローカルパッチのフィールド.さらに,太陽物理学で初めて,水平次元の摂動をパラメータ化するためにスレピアン関数が採用されています.これは逆問題のデータ制約の数を増やすことが示されています.これは、推測されたパラメータの精度の向上を意味します.これは、地表下の太陽マグネを確実にイメージングする道を開きます.例えば、超顆粒、黒点、および（新興の）活動領域におけるチックの特徴。
Si IVスペクトル線を用いたIRISによって観測された静かな太陽における太陽遷移領域振動の分光学的研究
| Title |
Spectroscopic_study_of_solar_transition_region_oscillations_in_the_quiet-Sun_observed_by_IRIS_using_Si_IV_spectral_line |
| Authors |
Kartika_Sangal,_A.K._Srivastava,_P._Kayshap,_T.J_Wang,_J.J._Gonz\'alez-Avil\'es,_and_Abhinav_Prasad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07993 |
本論文では、静かな太陽の界面領域イメージング分光器(IRIS)によって観測されたSiIV1393.755\AA\スペクトル線を使用して、太陽遷移領域(TR)振動の物理的性質を決定します。これらの振動の特性をウェーブレットツール(パワー、クロスパワー、コヒーレンス、位相差など)と厳密なノイズモデル(べき乗則+定数)を使用して分析します。静かな太陽(QS)内の選択された各位置での強度振動とドップラー速度振動の周期を推定し、1つの明るい領域と2つの暗い領域における統計的に有意なパワーと関連する周期の分布を定量化します。明るいTR領域では、強度と速度の平均周期はそれぞれ7分と8分です。暗い領域では、強度と速度の平均周期はそれぞれ7分と5.4分です。また、各位置での強度振動とドップラー速度振動の間の位相差も推定します。位相差の統計分布が推定され、明るい領域で-119\degree$\pm$13\degree、33\degree$\pm$10\degree、102\degree$\pm$10\degree\でピークに達します。、一方、-153\degree$\pm$13\degree、6\degree$\pm$20\degree、151\degree$\pm$10\degree\は暗い領域です。統計的分布は、TRに遭遇した遅い磁気音響波の伝播によって振動が引き起こされることを明らかにしています。これらの場所のいくつかは、定常徐波にも関連している可能性があります。与えられた時間領域でも、いくつかの場所では、異なる周波数で伝搬振動と定常振動の両方が存在します。
原始ブラック ホール周辺の暗黒物質消滅に対する制約の改善
| Title |
Improved_Constraints_on_Dark_Matter_Annihilations_Around_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Prolay_Chanda,_Jakub_Scholtz,_and_James_Unwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07541 |
宇宙論は、観測的に推測された値$\Omega_{\rmDM}\approx0.26$を提供する結合された質量密度を持つ、粒子暗黒物質と原始ブラックホール(PBH)の両方のかなりの集団を生み出す可能性があります。しかし、以前の研究では、粒子暗黒物質とPBHの両方を伴うシナリオは、速度に依存しない熱断面積$\langle\sigmav\rangle\sim3\times10^を持つ粒子暗黒物質の$\gamma$線限界によって強く除外されることが強調されています。{-26}{\rmcm}^3/{\rms}$、古典的なWIMP暗黒物質の場合と同様。ここでは、$s$波消滅粒子暗黒物質に関するこれらの既存の研究を拡張して、$\langle\sigmav\rangle\proptoの$p$波である速度依存消滅の拡散$\gamma$線からの限界を確認します。v^2$または$d$-wavewith$\langle\sigmav\rangle\proptov^4$で、制約がかなり少ないことがわかります。さらに、フリーズアウトプロセスが$p$波である場合でも、(ループ/位相空間)抑制された$s$波プロセスが実験的に制約された$\gammaに主要な貢献を実際に提供することは比較的一般的であることを強調します。PBHハローからの$線フラックス。この研究では、PBH暗黒物質密度プロファイルの洗練された処理も利用し、銀河外の$\gamma$線境界の改良された適用について概説しています。
再加熱中のWIMP
WeaklyInteractingMassiveParticles(WIMPs)は、暗黒物質の候補の中で最も動機が強いものの1つです。フリーズアウトがインフレ再熱の終了後に十分に発生する標準的なシナリオでは、それらは厳しい実験的制約と緊張状態にあります。ここでは、再加熱中に発生するWIMPの熱凍結を調査しますが、インフレトン$\phi$は一般的なポテンシャル$\propto\phi^n$でコヒーレントに振動します。$n$の値とインフレトン崩壊生成物のスピンに応じて、放射とインフレトンのエネルギー密度の進化は明確な特徴を示すことができるため、WIMPのフリーズアウト動作にかなりの影響を与えます。再加熱中のエントロピーの注入の結果として、観測されたDM遺物の存在量と互換性のあるパラメーター空間が拡大されます。特に、WIMPの熱的に平均化された消滅断面積は、標準的な場合よりも数桁低くなる可能性があります。最後に、暗黒物質の間接検出実験の現在の限界について議論し、将来の課題と機会を探ります。
最も一般的なスカラーベクトルテンソル理論のコンテキストでは、静的な球対称ブラックホールの線形奇パリティ摂動下での安定性を研究します。これらの摂動のマスター方程式を導出するために、線形摂動の2次への作用を計算します。この一般的なクラスのモデルでは、ゴーストがなく、ラプラシアン不安定の条件が得られます。次に、特定のケースの一般化されたRegge-Wheelerポテンシャルを詳細に調べて、それらの安定条件を見つけます。
熱平衡における自由度と弱く結合した疑似スカラーアクシオン様粒子(ALP)の非平衡ダイナミクスを、その縮小密度行列を取得することによって研究します。その時間発展は、(ALP)カップリングでは主要次数に取得されるが、標準モデル内または標準モデルを超える他のフィールドへのバスのカップリングでは\emph{すべての次数}に取得されるin-in有効アクションによって決定されます。(ALP)の有効な運動方程式は、変動散逸関係に従うノイズと摩擦のカーネルを持つランジュバン方程式です。「ずれている」初期条件は、減衰したコヒーレント振動をもたらしますが、(ALP)集団は、浴による熱化に向かって増加します。その結果、エネルギー密度は、ミスアラインメントによる低温成分と熱化による高温成分の混合を特徴とし、比率は時間によって変化します$(cold)\,e^{-\Gammat}+(hot)\,(1-e^{-\Gammat})$は、暗黒物質の「暖かさ」が時間の経過とともに低温から高温に変化するシナリオを提供します。具体的な例として、(ALP)-光子結合$ga\vec{E}\cdot\vec{B}$を最低次まで考えます。これは再結合以降有効です。$T\ggm_a$の場合、長波長緩和率は$\Gamma_T=\frac{g^2\,m^2_a\,T}{16\pi}$で大幅に向上します。(ALP)自己エネルギーの紫外発散には、有効な作用において高次の微分項が必要です。高温では、(ALP)の有限温度有効質量は$m^2_a(T)=m^2_a(0)\Big[1-(T/T_c)^4\Big]$であることがわかります。$T_c\propto\sqrt{m_a(0)/g}$,\emph{suggesting}逆相転移の可能性。高次導関数と組み合わせると、エキゾチックな新しい相を示す可能性があります。構造形成と相対論的種の有効数に対する可能な宇宙論的結果について議論します。
レーダー流星検出器を使用した巨視的暗黒物質の新しい制約
| Title |
New_Constraints_on_Macroscopic_Dark_Matter_Using_Radar_Meteor_Detectors |
| Authors |
Pawan_Dhakal,_Steven_Prohira,_Christopher_V._Cappiello,_John_F._Beacom,_Scott_Palo,_John_Marino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07690 |
大きな質量と大きな核相互作用断面積を持つ暗黒物質候補が、地上レーダーシステムで検出可能であることを示します。通常の物質の集合体である小さな流星体の成功したレーダー検索と密接に比較して、結果を展開します。流星体(または適切な暗黒物質粒子)が大気を通過すると、入射電波を反射する電離堆積物が生成されます。暗黒物質の等価レーダーエコーエリアまたは「レーダー断面積」を計算します。予想されるダークマター誘起エコーの数を観測値と比較することにより、ダークマターの質量と断面積の平面に新しい限界を設定し、既存の宇宙論的限界を補完します。私たちの結果は、（A）到達距離を大幅に改善できる新しい検出技術を開き、（B）検出の場合、レーダー技術は宇宙探査機とは異なり、質量と断面積に微分感度を提供するため、価値があります。
初期宇宙の古典性からの宇宙定数の下限
重力の量子ユニモジュラー理論を使用して、宇宙定数$\Lambda$の値と、宇宙論的古典性の出現のためのエネルギースケールを関連付けます。$\Lambda$とユニモジュラー時間が相補的な量子変数であるという事実は、$\Lambda$がゼロ(または実際には、任意の値に固定)であるべきである永続的な量子宇宙を意味します。同様に、$\Lambda$の小ささはその不確実性に上限を設定し、ユニモジュラー時計の不確実性または古典性の出現のための宇宙時間に下限を設定します。プランクスケールではなく、観測された$\Lambda$の約$7\times10^{11}$GeVで古典性が生じ、古典性の領域をハッブルボリュームとします。この議論は、ユニモジュラー理論の接続表現で宇宙の波動関数を直接評価することで確認されます。私たちの議論は頑強であり、唯一の余裕は、観測された最後の散乱面のそれよりも大きくなければならない、宇宙論的な古典的なパッチの共動体積にあります。それが閉じた宇宙全体であると見なされるべきである場合、制約は$\Omega_k$に弱く依存します:$-\Omega_k<10^{-3}$の場合、$>4\times10^{12で古典性に達します。}$GeV.それが無限であれば、このエネルギースケールは無限であり、宇宙は常にミニ超空間近似内で古典的です.宇宙をプランクスケールのすぐ下の古典的なものにする唯一の方法は、古典的なパッチのサイズを、観測されたスペクトルインデックス$n_s=0.967(4)$(現在のハッブルボリュームのサイズの約$10^{11}$倍)。ホログラフィック宇宙論の文脈では、このサイズをデュアル3D量子場理論の閉じ込めのスケールとして解釈することができ、将来の宇宙論調査で（直接的または間接的に）調べることができます。
ニュートリノ物理学の理論 -- Snowmass TF11 (aka NF08) トピカル グループ レポート
| Title |
Theory_of_Neutrino_Physics_--_Snowmass_TF11_(aka_NF08)_Topical_Group_Report |
| Authors |
Andr\'e_de_Gouv\^ea,_Irina_Mocioiu,_Saori_Pastore,_Louis_E._Strigari,_L._Alvarez-Ruso,_A._M._Ankowski,_A._B._Balantekin,_V._Brdar,_M._Cadeddu,_S._Carey,_J._Carlson,_M.-C._Chen,_V._Cirigliano,_W._Dekens,_P._B._Denton,_R._Dharmapalan,_L._Everett,_H._Gallagher,_S._Gardiner,_J._Gehrlein,_L._Graf,_W._C._Haxton,_O._Hen,_H._Hergert,_S._Horiuchi,_P._Q._Hung,_J._Isaacson,_N._Jachowicz,_L._Jin,_A._N._Khan,_A._Lovato,_P._A._N._Machado,_K._Mahn,_D._Marfatia,_C._Mariani,_E._Mereghetti,_J._G._Morf\'in,_A._Nicholson,_G._Paz,_R._Plestid,_N._Rocco,_I._Sarcevic,_R._Schiavilla,_A._Sousa,_J._Tena-Vidal,_M._L._Wagman,_A._Walker-Loud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2209.07983 |
これは、Snowmass2021のトピックグループTheoryofNeutrinoPhysics(TF11/NF08)のレポートです。このレポートは、過去10年間の理論ニュートリノ物理学分野の進歩、この分野の現状、および将来の展望をまとめたものです。これからの10年。
不均一なせん断流を伴う不均一プラズマからの磁気流体力学的波動の巨大な過反射
不変埋め込み法に基づいた反射係数と透過係数および磁場分布の正確な数値計算を使用して、不均一なせん断流の存在下で不均一な平面成層プラズマ内の磁気流体力学的波動のモード変換と共鳴過反射を理論的に研究します。流速と外部磁場が不均一方向に垂直に向けられ、流速とプラズマ密度の両方がそれに沿って任意に変化する場合を考えます。せん断流がある場合、波の周波数はドップラーシフトによって局所的に変調され、変調周波数が負であり、その絶対値が局所的なアルフエンまたは低速周波数と一致する場所で共振増幅と過反射が発生します。多くの異なるタイプの密度および流速プロファイルについて、特にパラメーターが入射波が全反射するようなものである場合、反射率がかなり広い範囲で10をはるかに超える巨大な過反射が発生することがわかりました。入射角、周波数、プラズマ$\beta$とその最大値は$10^5$よりも大きな値に達します。有限の$\beta$プラズマでは、入射する高速および低速の磁気音波の両方が強い過反射を引き起こすことがわかっており、プラズマ内にアルフエン共鳴と低速共鳴の両方を示す複数の位置が現れます。共鳴に近い不均一で開いた空洞の形成と、そこでの半束縛状態の発生による波動エネルギーの強い増強の観点から、過反射のメカニズムを説明します。磁化された地球と太陽のプラズマにおける観測結果について議論します。
