太陽中心モデルの発祥地における宇宙論的緊張
| Title |
Cosmological_tensions_in_the_birthplace_of_the_heliocentric_model |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_Emmanuel_Saridakis,_Adam_Riess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05248 |
宇宙論における緊張のテーマは、宇宙論コミュニティにおいてますます重要になってきており、そこにいて次のパラダイムシフトに貢献したいと考える新しい世代の科学者を引き付けることができることが証明されています.
マイクロ波背景温度測定の宇宙への影響
| Title |
Cosmological_impact_of_microwave_background_temperature_measurements |
| Authors |
L._Gelo,_C._J._A._P._Martins,_N._Quevedo,_A._M._M._Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05377 |
宇宙マイクロ波背景温度は、天体物理観測の基礎です。現在の値は厳密に制限されていますが、赤方偏移$z\sim6.34$まで決定できる赤方偏移への依存性も、基礎宇宙論の重要なプローブです。その抑制力が、Ia型超新星やハッブルパラメータ測定など、他のバックグラウンド宇宙論プローブの抑制力に匹敵することを示しています。これを、最近の宇宙の加速を説明することを目的とした、それぞれ異なる概念パラダイムに基づく3つのモデルで説明します。$\Lambda$CDMのパラメトリック拡張では、温度と宇宙データの組み合わせがモデルパラメーターの制約を大幅に改善することがわかりましたが、$\Lambda$CDM制限のない代替モデルでは、このデータの組み合わせがそれらを除外します。
3 回目の LIGO-Virgo 観測実行からの超スロー ロール インフレーションの制約
超スローロール(USR)インフレーションにおけるノンアトラクタの進化は、スーパーホライゾン曲率の摂動の増幅をもたらし、強力で検出可能な確率的重力波背景を誘発します。この手紙では、3回目のLIGO-Virgo観測の実行からのデータでそのような確率的重力波背景を検索し、USRインフレーションモデルに制約を課します。USRフェーズの$e$フォールディング数は、95%の信頼レベルで$\DeltaN\lesssim2.9$に制約され、USRフェーズ中に増幅された曲率摂動のパワースペクトルは$\log_{10}P_{R\mathrm{p}}<-1.7$スケール$2.9\times10^5~\mathrm{pc^{-1}}\lesssimk\lesssim1.7\times10^{11}~\mathrm{pc^{-1}}$。さらに、将来の実験がUSRのインフレを抑制する能力を予測し、LISAとTaijiの$P_{R\mathrm{p}}\lesssim10^{-3.6}$、$P_{R\mathrm{p}}を見つけます。\lesssim10^{-3.3}$CosmicExploreとEinsteinTelescope、$P_{R\mathrm{p}}\lesssim10^{-5.5}$DECIGOとBigBangObserverおよび$P_{R\mathrm{p}}\lesssim10^{-5.2}$平方キロメートル配列の場合。
自然進化による暗黒エネルギー：近似ベイジアン計算による暗黒エネルギーの抑制
| Title |
Dark_energy_by_natural_evolution:_Constraining_dark_energy_using_Approximate_Bayesian_Computation |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo,_Daniela_Grand\'on,_Jackson_Levi_Said,_V\'ictor_H._C\'ardenas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05482 |
私たちは、近似ベイジアン計算(ABC)と後期宇宙観測によって、生物学に触発された視点から暗黒エネルギーを調べます。標準的な$\Lambda$CDM宇宙論的シナリオよりも、動的暗黒エネルギーが上に、または自然に選択されたABC言語で現れることがわかります。この結論は、バリオンの音響振動とハッブル定数の事前確率が考慮されているかどうかにロバストであることを確認します。私たちの結果は、各モデルで最初に取得された事前確率に関係なく、アルゴリズムがハッブル定数の低い値、一貫した、または宇宙マイクロ波背景推定値から少なくとも数標準偏差離れた値を好むことを示しています。これは、従来のMCMC分析の結果を支持しており、動的暗黒エネルギーが後期宇宙論のより好ましいモデルであることの証拠を強化するものと見なすことができます。
赤方偏移した 21 cm 信号による初期宇宙の調査: モデリングと観測の課題
| Title |
Probing_early_universe_through_redshifted_21-cm_signal:_Modelling_and_observational_challenges |
| Authors |
Abinash_Kumar_Shaw,_Arnab_Chakraborty,_Mohd_Kamran,_Raghunath_Ghara,_Samir_Choudhuri,_Sk._Saiyad_Ali,_Srijita_Pal,_Abhik_Ghosh,_Jais_Kumar,_Prasun_Dutta,_Anjan_Kumar_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05512 |
水素原子(HI)からの赤方偏移した21cm放射は、IGMでのHIの進化を研究するための優れた直接プローブを提供し、最初の発光体の性質、宇宙の夜明け(CD)および新紀元におけるそれらの進化と役割を明らかにします。再イオン化(EoR)、およびその後の構造の形成と進化。CD-EoR中のHI密度の直接マッピングは、現在および将来の機器では、前景やその他の観測による汚染が大きいため、かなり困難です。この赤方偏移HI信号の最初の検出は、統計推定器によって計画されています。赤方偏移した21cm信号の検出と分析が最も重要であることを考えると、CD-EoRの物理は、今後のSKA-Low望遠鏡の目的の1つです。この論文は、赤方偏移した21cm信号の起源、最初の電離光子の発生源、IGMを介したそれらの伝搬、予想される21cm信号に対するさまざまな宇宙論的影響、信号のさまざまな統計的尺度を理解するためのインドの天文学者の集合的な取り組みをまとめたものです。パワースペクトル、バイスペクトルなど。予想される不確実性を厳密に評価して統計的測定の推定量を開発することによる信号の検出に関する集合的な取り組み、大きな前景放射のようなさまざまな課題、およびキャリブレーションの問題についても説明します。ここで説明する検出方法のさまざまなバージョンは、GMRTでも実際に使用されており、前景の汚染とEoRおよびEoR後の物質密度の上限の評価に成功しています。ここにまとめられた共同の取り組みは、SKA-LowによるCD-EoRの最初の光のために適切な観測技術と分析手順を準備するための世界的な取り組みの大部分を占めています。
CMB偏光からの宇宙複屈折の測定に対する半波長板系統の影響
| Title |
Impact_of_half-wave_plate_systematics_on_the_measurement_of_cosmic_birefringence_from_CMB_polarization |
| Authors |
Marta_Monelli,_Eiichiro_Komatsu,_Alexandre_E._Adler,_Matteo_Billi,_Paolo_Campeti,_Nadia_Dachlythra,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jon_E._Gudmundsson_and_Martin_Reinecke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05685 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の分極は、宇宙複屈折(CB)などのパリティを破る新しい物理学を調べることができます。これには、機器の体系を精巧に制御する必要があります。1/2波長板(HWP)の非理想性は、偏光変調器として使用する場合の体系的な原因を表しています。CMB角パワースペクトルへの影響を調べます。これは、CBと偏光角の誤調整によって部分的に縮退します。HWPを含む全天ビーム畳み込みシミュレーションを使用して、ノイズのない時系列データのモックを生成し、それらをビン平均マップメーカーで処理し、$TB$および$EB$相関を含むパワースペクトルを計算します。また、観測されたスペクトルを正確にモデル化する分析式を導出します。HWPパラメーターの選択では、HWPによって引き起こされる角度は数度になり、CBと誤解される可能性があります。これを軽減するには、HWPの正確な知識が必要です。私たちのシミュレーションと分析式は、HWPキャリブレーションの精度の要件を導き出すのに役立ちます。
マルチスケール レンズによる宇宙シアーの強化 PDF
| Title |
Enhancing_cosmic_shear_with_the_multi-scale_lensing_PDF |
| Authors |
Benjamin_Giblin,_Yan-Chuan_Cai_and_Joachim_Harnois-D\'eraps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05708 |
$w$CDM宇宙シアーシミュレーションでトレーニングされたエミュレーターを使用してこの統計を数値的にモデル化することにより、「レンズ効果PDF」の宇宙論的制約力(弱いレンズ効果収束マップの1点確率密度)を定量化します。ガウスおよび対数正規フィールドでの方法を検証した後、非ガウス情報を抽出する能力により、複数レベルの平滑化を使用したマップから測定された「マルチスケール」PDFが2点統計よりもかなりの利益をもたらすことを示します。模擬ステージIII調査では、PDFをレンズ化すると、クラスタリングパラメーター$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}$に対して、2点せん断相関関数よりも33\%厳しい制約が得られます。ステージIVの調査では、$S_8$に対して$>$90\%より厳しい制約を達成しましたが、ハッブルと暗黒エネルギーの状態パラメーター方程式についても達成しました。興味深いことに、ステージIIIセットアップでのみこれら2つのプローブを組み合わせると改善が見られます。ステージIVシナリオでは、レンズPDFには、標準の2点統計などからのすべての情報が含まれます。これは、これら2つのプローブが現在補完的である一方で、今後の調査のノイズレベルが低いほど、PDFの制限力が発揮されることを示唆しています。
符号切り替え宇宙定数による宇宙緊張の緩和: プランク、BAO、パンテオンのデータによる結果の改善
| Title |
Relaxing_cosmological_tensions_with_a_sign_switching_cosmological_constant:_Improved_results_with_Planck,_BAO_and_Pantheon_data |
| Authors |
Ozgur_Akarsu,_Suresh_Kumar,_Emre_Ozulker,_J._Alberto_Vazquez,_Anita_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05742 |
Akarsuetal.で提案された$\Lambda_{\rms}$CDMモデルのさらなる観測分析を提示します。[物理。Rev.D104,123512(2021)]。このモデルは、赤方偏移${z_\dagger\sim2}$で、宇宙が反ドシッター真空からドシッター真空に移行したことを示唆する最近の予想に基づいています(つまり、宇宙定数が符号を負から正に切り替えます)。、Akarsuetal。で提案された段階的暗黒エネルギー（gDE）モデルに触発されました。[物理。Rev.D101,063528(2020)]。$\Lambda_{\rms}$CDMは以前、Ly-$\alpha$および$\omega_{標準の$\Lambda$CDMモデルとその標準的/単純な拡張の中で優勢な\rmb}$異常。現在の作業では、Pantheonデータ(事前のSH0ES$M_B$の有無にかかわらず)および/または完全なBAOデータと完全なPlanckCMBデータを使用してモデルを制約することにより、以前の分析を拡張します。$\Lambda_{\rms}$CDMは、$\Lambda$CDMと比較してデータへの適合性が高く、$\Lambda$CDMの6つの不一致、つまり$H_0$、$M_B$を緩和することがわかります。、$S_8$、Ly-$\alpha$、$t_0$、および$\omega_{\rmb}$の不一致について、それぞれ詳しく説明します。$M_B$事前確率が分析に含まれている場合、$\Lambda_{\rms}$CDMは、制約${z_\dagger\を使用して$H_0$、$M_B$、および$S_8$の緊張を緩和する際に大幅に優れたパフォーマンスを発揮しますsim1.8}$Ly-$\alpha$データ(以前の研究で$z_\dagger\sim2$制約を課した)が除外されている場合でも。対照的に、$M_B$事前確率の存在は、$\Lambda$CDMに対して無視できる改善しか引き起こしません。したがって、$\Lambda_{\rms}$CDMモデルは、さまざまな宇宙論的緊張を同時に緩和しますが、銀河BAOデータがその成功をある程度妨げているだけです。
原始ブラックホール、すなわち初期宇宙で形成されたブラックホールの様相を概説します。それらの形成、暗黒物質の候補としての役割、特に重力波による多様な特徴に特に重点が置かれています。
MGLenS: エミュレーションベースの宇宙論的推論のための修正された重力弱レンズ効果シミュレーション
| Title |
MGLenS:_Modified_gravity_weak_lensing_simulations_for_emulation-based_cosmological_inference |
| Authors |
Joachim_Harnois-D\'eraps,_Cesar_Hernandez-Aguayo,_Carolina_Cuesta-Lazaro,_Christian_Arnold,_Baojiu_Li,_Christopher_T._Davies_and_Yan-Chuan_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05779 |
MGLenSは、宇宙せん断データの解析と予測のために調整された修正重力レンズシミュレーションの大規模なシリーズであり、宇宙論的パラメータと修正重力パラメータが同時に変化します。関連論文で提示されたFORGEおよびBRIDGE$N$-bodyシミュレーションスイートに基づいて、エミュレータのトレーニング用に設計された4次元ボリュームのペアをサンプリングして、500,000deg$^2$の模擬ステージIVレンズデータを構築します。コスモシス宇宙論的推論パッケージ内の$f(R)$およびnDGP理論的予測の実装を利用したレンズパワースペクトルに基づく推論分析でMGLenSの精度を検証します。フィッシャーの分析によると、このような調査による制約力の大部分は、赤方偏移が最も高い銀河だけに由来することが明らかになりました。さらに、全尤度サンプリングから、宇宙剪断がlog$_{10}\left[f_{R_0}\right]<-5.24$およびlog$_{10}の修正重力パラメーターで95%CL制約を達成できることがわかります。\left[H_0r_c\right]>-0.05$、銀河の固有の配列を周辺化し、$\ell=5000$までのスケールを含めた後。このような調査設定は、実際には、$3\times10^{-6}$より大きい$f(R)$値と1.0より小さい$H_0r_c$値を$3\sigma$以上の信頼度で検出できます。$\ell=3000$でのスケールカットは、$S_8$と修正された重力パラメーターの間の縮退を減らしますが、測光赤方偏移の不確実性は、エラーバジェットで支配的な役割を果たしているようです。最後に、間違った重力モデルを使用してデータを分析した場合の結果を調査し、考えられる多くのシナリオについて壊滅的なバイアスを報告します。Stage-IVMGLenSシミュレーション、FORGEおよびBRIDGEエミュレーター、cosmoSISインターフェイスモジュールは、ジャーナルの受理時に公開されます。
海王星サイズの太陽系外惑星の強い磁化と金属に乏しい大気の特徴
| Title |
Signatures_of_Strong_Magnetization_and_Metal-Poor_Atmosphere_for_a_Neptune-Size_Exoplanet |
| Authors |
Lotfi_Ben-Jaffel,_Gilda_E._Ballester,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Panayotis_Lavvas,_David_K._Sing,_Jorge_Sanz-Forcada,_Ofer_Cohen,_Tiffany_Kataria,_Gregory_W._Henry,_Lars_Buchhave,_Thomas_Mikal-Evans,_Hannah_R._Wakeford,_Mercedes_L\'opez-Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05155 |
太陽系外惑星の磁気圏はまだ明確に検出されていません。ホットジュピターの磁場を検出するための、星と惑星の相互作用と通過中の中性原子水素吸収の調査は決定的ではなく、通過吸収の解釈は一意ではありません。対照的に、特に極冠から磁化された太陽系外惑星を逃れるイオン化された種は、磁気圏に存在するはずであり、プラズマ圏から拡張磁気尾部までのさまざまな領域の検出と、それらを生成する磁場の特性評価を可能にします。ここでは、低質量(0.08MJ)系外惑星であるHAT-P-11bの紫外観測結果を報告します。この太陽系外惑星は、中性水素の強い位相拡張トランジット吸収を示しています(最大およびテイルトランジット深度は32\pm4%、27\pm4)。%)および単一イオン化炭素(15\pm4%、12.5\pm4%)。大気の金属量は太陽の6倍未満(200バー)であり、太陽系外惑星には拡張した磁気尾部(1.8～3.1天文単位)も必要であることを示しています。HAT-P-11bの赤道磁場強度は、約1～5ガウスです。イオン化種を使用して金属量と磁場強度を同時に導き出すパンクロマティックアプローチは、系外惑星の内部モデルとダイナモモデルを制約し、形成と進化のシナリオに影響を与えることができるようになりました。
ケプラー 102: 活動星を周回するスーパーアースとサブネプチューンの質量と組成
| Title |
Kepler-102:_Masses_and_Compositions_for_a_Super-Earth_and_Sub-Neptune_Orbiting_an_Active_Star |
| Authors |
Casey_Brinkman,_James_Cadman,_Lauren_Weiss,_Eric_Gaidos,_Ken_Rice,_Daniel_Huber,_Zachary_R._Claytor,_Aldo_S._Bonomo,_Lars_A._Buchhave,_Andrew_Collier_Cameron,_Rosario_Cosentino,_Xavier_Dumusque,_Aldo_F_Martinez_Fiorenzano,_Adriano_Ghedina,_Avet_Harutyunyan,_Andrew_Howard,_Howard_Isaacson,_David_W._Latham,_Mercedes_Lopez-Morales,_Luca_Malavolta,_Giuseppina_Micela,_Emilio_Molinari,_Francesco_Pepe,_David_F_Philips,_Ennio_Poretti,_Alessandro_Sozzetti,_and_Stephane_Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05196 |
トランジットする多惑星系の視線速度(RV)測定により、太陽系の惑星とは異なり、惑星の密度と組成を理解することができます。Kepler-102は、5つの密集したトランジット惑星で構成されており、スーパーアース(Kepler-102d)とサブネプチューンサイズの惑星(Kepler-102e)を含むため、特に興味深いシステムです。半径速度。以前の研究では、ケプラー102dの高密度が発見され、水星の組成に類似した組成が示唆されましたが、ケプラー102eは海王星以下のサイズの惑星に典型的な密度を持つことが判明しました。ただし、ケプラー102は活動的な星であり、RV質量測定に干渉する可能性があります。これら2つの惑星の質量をより正確に測定するために、Keck/HIRESとTNG/HARPS-Nを使用して111個の新しいRVを取得し、準周期的ガウス過程回帰を使用してケプラー102の活動をモデル化しました。Kepler-102dについては、M$_{d}<$5.3M$_{\oplus}$[95\%信頼度]の質量上限、M$_{d}$=2.5の最適な質量を報告します。$\pm$1.4M$_{\oplus}$、密度$\rho_{d}$=5.6$\pm$3.2g/cm$^{3}$地球への密度。ケプラー102eの質量はM$_{e}$=4.7$\pm$1.7M$_{\oplus}$であり、密度は$\rho_{e}$=1.8$\pm$0.7gです。/cm$^{3}$.これらの測定値は、ケプラー102eが惑星の質量の2～4%とその半径の16～50%を構成する厚いガス状のエンベロープを持つ岩石のコアを持っていることを示唆しています。私たちの研究は、明確な回転信号を持つ星の星の活動を説明することで、より正確な惑星質量が得られ、惑星内部のより現実的な解釈が可能になることをさらに実証しています。
カッシーニのINMS測定から推測されるリング物質の大量流入に対する土星の大気応答
| Title |
Saturn's_atmospheric_response_to_the_large_influx_of_ring_material_inferred_from_Cassini_INMS_measurements |
| Authors |
Julianne_I._Moses,_Zarah_L._Brown,_Tommi_T._Koskinen,_Leigh_N._Fletcher,_Joseph_Serigano,_Sandrine_Guerlet,_Luke_Moore,_J._Hunter_Waite_Jr.,_Lotfi_Ben-Jaffel,_Marina_Galand,_Joshua_M._Chadney,_Sarah_M._H\"orst,_James_A._Sinclair,_Veronique_Vuitton,_Ingo_M\"uller-Wodarg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05253 |
カッシーニミッションのグランドフィナーレ段階で、有機物に富むリング物質が土星の赤道上層大気に驚くほど大量に流れ込んでいることが発見されました。一連の光化学モデルを通じて、土星の中性およびイオン化された大気の化学に対するこの環の物質の影響を調べました。この物質のかなりの部分が蒸気として大気に入るか、固体リング粒子が大気に入るときに蒸発するときに気化する場合、リング由来の蒸気が土星の電離層と中性成層圏の組成に強く影響することがわかりました。しかし、ミッションの最後の数年間のカッシーニ赤外線および紫外線リモートセンシングデータの調査では、これらの予測された化学的影響はまったく明らかにされていません。したがって、（1）推定されたリングの流入は、2017年のカッシーニミッションの終了の数か月から数十年前に発生したリングシステムでの最近の動的イベントによって引き起こされた異常で一時的な状況を表していると結論付けます。または(2)入ってくる物質の大部分は、蒸気や蒸発しそうな大きな粒子としてではなく、半径が~100nm未満の小さなダスト粒子として大気に侵入したに違いありません。赤外線波長でのHC$_3$N、HCN、CO$_2$などの成層圏中立種の将来の観測または上限は、可能性のある蒸気に富んだリング流入イベントの起源、タイミング、大きさ、および性質に光を当てる可能性があります.
この特別なトピックでは、流体ダイナモが動作している惑星の深部内部における磁気流体力学(MHD)プロセスに焦点を当てています。ダイナモによって生成された地球規模の磁場は、太陽地球環境の背景を提供します。ダイナモ内のプロセスを調べることは、理論的および計算上の重要な課題であり、内部のダイナミクスへの窓があれば、私たちの理解が大幅に向上します。このようなウィンドウは、急速なダイナミクス、特にダイナモで定義された基本状態に関するMHD波を調査することによって提供されます。この分野は、地球物理学的観測と数値モデリングが進歩するにつれて、現在注目されているテーマです。ここでは、急速に回転するMHD流体の多種多様な波動クラスの中で、それぞれ典型的な軸対称モードと非軸対称モードと見なすことができる、ねじれアルフビ\'{e}n波/振動と磁気ロスビー波に特に注意を払います。これらの波の励起は、地球ダイナモについて証明されていますが、木星についても示唆されています。それらのダイナミクスを概観し、現在の理解を要約し、将来の展望について未解決の問題を提示します。
巨大系外惑星特性評価の新時代へ
巨大な太陽系外惑星の組成を決定することは、その起源と進化を理解する上で非常に重要です。しかし、惑星全体の組成は直接測定されるのではなく、質量半径の測定、惑星の年齢に関する知識、および進化シミュレーションの組み合わせから推定する必要があります。今後のミッションからの星の年齢、質量半径、および大気組成の正確な決定により、巨大惑星の重元素質量の決定が大幅に改善される可能性があります。この論文では、惑星の特性を制約する上で、プラトンから予想されるように、正確な年齢測定の重要性を最初に示します。十分に決定された星の年齢は、バルク金属量の不確実性を約2倍まで減らすことができます。次に、Arielミッションの参照サンプルから温暖巨人のバルク金属量を推測し、測定された大気金属量が推測された組成の縮退を明確に打ち破ることができるアリエルの優先度の高いターゲットを特定します。大気中の金属量を知ることで、バルク金属量の不確実性を4～8分の1に大幅に減らすことができることを示しています。プラトンによる正確な年代決定と、アリエルとジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による大気測定は、巨大な太陽系外惑星の組成を明らかにする上で重要な役割を果たすと結論付けています。
KELT-9 b、KELT-16 b、WASP-4 bの軌道崩壊ターゲットと、HD 97658 bのトランジットタイミングの変動を調べる
| Title |
Examining_the_orbital_decay_targets_KELT-9_b,_KELT-16_b_and_WASP-4_b,_and_the_transit-timing_variations_of_HD_97658_b |
| Authors |
J.-V._Harre,_A._M._S._Smith,_S._C._C._Barros,_G._Bou\'e,_Sz._Csizmadia,_D._Ehrenreich,_H.-G._Flor\'en,_A._Fortier,_P._F._L._Maxted,_M._J._Hooton,_B._Akinsanmi,_L._M._Serrano,_N._M._Ros\'ario,_B.-O._Demory,_K._Jones,_J._Laskar,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_R._Alonso,_D._R._Anderson,_G._Anglada,_J._Asquier,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_F._Biondi,_A._Bonfanti,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_C._Broeg,_J._Cabrera,_V._Cessa,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_A._Erikson,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_C._Hellier,_K._Heng,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_C._Lovis,_A._Luntzer,_D._Magrin,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05646 |
潮汐軌道崩壊は、特にホットジュピターで発生すると疑われており、観測的に確認されたのはWASP-12bだけです。この効果を調べることで、恒星の運動エネルギーが恒星内で消散される効率を表す、いわゆる恒星修正潮汐品質係数$Q_*'$を使用して、主星の特性に関する情報を得ることができます。これは、星の内部に関する情報を取得するのに役立ちます。この研究では、KELT-9、KELT-16、およびWASP-4システムの潮汐減衰に対する制約を改善し、この特定の効果の存在に対する証拠を見つけることを目指しています。これにより、各星のそれぞれの$Q_*'$値を制限したいと考えています。それに加えて、HD97658システムのトランジットタイミング変動(TTV)の存在をテストすることも目的としています。これは、以前は軌道周期の増加に伴う二次的な傾向を支持していました。CHEOPSとTESSから新たに取得した測光観測を利用し、アーカイブのトランジットおよび掩蔽データと組み合わせて、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)アルゴリズムを使用して、3つのモデル、一定周期モデル、軌道崩壊モデル、および離点歳差運動モデルを適合させます。、データに。KELT-9システムは今のところアプシダル歳差運動モデルによって最もよく説明され、2$\sigma$を超える軌道崩壊傾向も可能な解決策であることがわかりました。軌道周期が一定のケプラー軌道モデルは、エラーバーの分散とスケールにより、KELT-16bの通過タイミングに最もよく適合します。WASP-4システムは、5$\sigma$の有意性を持つ軌道崩壊モデルによって最もよく表されていますが、現在のデータではアプシダル歳差運動を除外することはできません。HD97658bについては、最近取得されたトランジット観測を使用して、以前に疑われていた強力な2次傾向がデータにあるという決定的な証拠は見つかりませんでした。
惑星検出方法としての速度ねじれのテスト: 表面ガス放出における速度ねじれは、中央平面連続体における惑星のらせんの後流を追跡しますか?
| Title |
Testing_velocity_kinks_as_a_planet-detection_method:_Do_velocity_kinks_in_surface_gas_emission_trace_planetary_spiral_wakes_in_the_midplane_continuum? |
| Authors |
Jessica_Speedie,_Ruobing_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05757 |
埋め込まれた惑星によって生成されたスパイラル密度波は、スパイラルアーム内のガス運動を乱すことにより、観測されたCO表面放出の速度チャネルマップに「ねじれ」を引き起こすことが理解されています。速度キンクが埋め込まれた惑星の信頼できるプローブである場合、他の観測トレーサーで惑星駆動のスパイラルアームが見られることを期待する必要があります。我々は、これまでに報告されたすべての速度キンク惑星候補の原因となる渦巻きのミッドプレーンの対応物をダスト連続体で検索することにより、この予測をテストします。その軌道は、ダスト連続体ディスク内にあります。サンプルの10個の速度キンク惑星候補のうち6個(DoAr25、GWLup、Sz129、HD163296#2、P94、およびHD143006)の現在の連続体観測では、渦巻き構造の明確な検出は見つかりませんでした。キンクの振幅から推測される惑星の質量。残りの4つのケースには、2つのアームを持つダストスパイラル(Elias27、IMLup、およびWaOph6)の3つの明確な検出が含まれており、いずれのスパイラルアームも、報告された惑星の位置に由来する航跡とは一致していません。中立面での惑星の位置を推測するには、垂直効果を含める必要がある場合があります。10番目のケースであるHD97048は、ディスクのジオメトリに関する現在の知識では決定的ではありません。
活動銀河核(AGN)は、観測可能なすべての時間スケールと電磁スペクトル全体にわたってフラックスの変動性を示すことが知られています。過去10年間で、X線と光学/UVの両方で劇的なフラックスとスペクトルの変化を示す光源が増え続けています。このようなイベントは、一般に「変化する外観のAGN」と呼ばれ、明確に定義された2つのクラスに分けることができます。変化するオブスキュレーションオブジェクトは、主にAGNの中央エンジンを覆っている雲または流出に関連する、視線列密度の強い変動性を示します。変化状態のAGNは、代わりに、連続体の放出と広い放出線が現れたり消えたりするオブジェクトであり、通常、超大質量ブラックホールの降着率の強い変化によって引き起こされます。ここでは、変化する外観のAGNのこれら2つのクラスに関する現在の理解を確認し、未解決の問題と将来の展望について説明します。
シミュレートされた矮小銀河におけるAGNクエンチング
| Title |
AGN_quenching_in_simulated_dwarf_galaxies |
| Authors |
Ray_S._Sharma,_Alyson_M._Brooks,_Michael_Tremmel,_Jillian_Bellovary,_Thomas_R._Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05275 |
$328$の孤立した矮小銀河$\left(10^{8}<M_{\rmstar}/M_\odot<10^{10}\right)$の消光特性を\Rom{}宇宙流体力学シミュレーションで調べる.模擬観測手法を使用して、消光星形成を持つ孤立した矮小銀河を特定し、NASAスローンアトラス(NSA)の消光部分と直接比較します。他の宇宙論的シミュレーションと同様に、$M_{\rmstar}<10^{9}M_\odot$以下の消滅した孤立した矮小銀河の集団がNSA内で検出されないことがわかりました。\Rom{}に大規模なブラックホール(MBH)が存在することが、消滅した孤立した矮星の主な原因であることがわかりました。一方、MBHを持たない孤立した矮星は、フィールドで観測された静止部分と一致しています。クエンチングは$z=0.5-1$の間で発生し、その間に利用可能な星形成ガスの供給はMBHフィードバックによって加熱または排出されます。合併や相互作用は、MBHフィードバックのトリガーにほとんど、またはまったく役割を果たしていないようです。低質量$M_{\rmstar}\lesssim10^{9.3}M_\odot$では、MBHが中央領域のガスをゆっくりと加熱するため、数Gyrにわたってクエンチングが進行します。より高い星の質量$M_{\rmstar}\gtrsim10^{9.3}M_\odot$では、MBHが銀河の中心部の数kpcからガスを排出し、それをハロの外れ。私たちの結果は、フィールド内の矮小銀河内のMBHフィードバックを介した実質的な星形成抑制の可能性を示しています。一方、MBHによる矮小銀河の明らかな過度の消光は、矮星のMBHにはより高い解像度および/またはより良いモデリングが必要であることを示唆しており、消光部分は現在のモデルを制約する機会を提供します。
金属不足の初期質量関数に対する炭素と酸素の存在量の影響
| Title |
The_impact_of_carbon_and_oxygen_abundances_on_the_metal-poor_initial_mass_function |
| Authors |
Piyush_Sharda,_Anish_M._Amarsi,_Kathryn_Grasha,_Mark_R._Krumholz,_David_Yong,_Gen_Chiaki,_Arpita_Roy,_and_Thomas_Nordlander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05505 |
星形成モデルは、金属の少ない初期質量関数(IMF)が、金属の豊富な天の川で観測されたものとは大幅に異なる可能性があると予測しています。この切り替えが発生するのは、金属の少ないガス雲は、金属や塵の存在量が少ないため、非効率的に冷却されるためです。しかし、これまでの金属に乏しいIMFの予測は、太陽スケールの存在量、つまり[X/O]=0[O/H]の仮定に依存しています。現在、ISMで金属ラインの冷却を支配するCやOなどの元素が、低金属量ではソーラースケーリングに従わないという証拠が増えています。この作業では、金属に乏しい銀河系星と矮星のHII領域の観測から得られた[C/O]比を使用して、金属量の関数として特徴的な(またはピーク)IMF質量の変動を予測するモデルを拡張します。銀河。これらのデータは、サブソーラー[O/H]で[C/O]<0を示しており、CIおよびCII冷却がISM熱力学を支配する金属量範囲で実質的に異なる金属の少ないIMFをもたらし、その結果、この違いの重要な結果は、上部の重いIMFから下部の重いIMFへの遷移の位置が、金属量で0.5$-$1dexだけ上方にシフトすることです。私たちの調査結果は、IMFが、JWSTの重要な焦点である金属の少ない系(矮小銀河、銀河のハロー、金属の少ない星など)における太陽スケールのISM組成に関する仮定に非常に敏感であることを示しています。
ハーシェルが見た天の川の星形成率
| Title |
The_Star_Formation_Rate_of_the_Milky_Way_as_seen_by_Herschel |
| Authors |
D._Elia,_S._Molinari,_E._Schisano,_J._D._Soler,_M._Merello,_D._Russeil,_M._Veneziani,_A._Zavagno,_A._Noriega-Crespo,_L._Olmi,_M._Benedettini,_P._Hennebelle,_R._S._Klessen,_S._Leurini,_R._Paladini,_S._Pezzuto,_A._Traficante,_D._J._Eden,_P._G._Martin,_M._Sormani,_A._Coletta,_T._Colman,_R._Plume,_Y._Maruccia,_C._Mininni,_S._J._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05573 |
Hi-GAL銀河平面調査のデータに基づいて、天の川の現在の星形成率（SFR）の新しい導出を提示します。Hi-GALサーベイで特定された星形成塊から銀河面全体のSFRの分布を推定し、それらの寄与の合計から総SFRを計算します。世界のSFRの見積もりは$2.0\pm0.7$~M$_{\odot}$~yr$^{-1}$で、そのうち$1.7\pm0.6$~M$_{\odot}$~yrです。$^{-1}$は、信頼できる太陽中心距離の割り当てを持つ塊から来ています。この値は、過去数十年の文献に見られる推定値とほぼ一致しています。ガラクトセントリックリングで平均化されたSFR密度のプロファイルは、以前に計算された他のものと定性的に類似していることがわかり、中央分子ゾーンに対応するピークと、ガラクトセントリック半径$R_\mathrm{gal}\sim5$~kpc付近の別のピークが続きます。$\log(\Sigma_\mathrm{SFR}/[\mathrm{M}_\odot~\mathrm{yr}^{-1}~\mathrm{kpc}^{-2}])として指数関数的に減少=a\,R_\mathrm{gal}/[\mathrm{kpc}]+b$、$a=-0.28\pm0.01$.この点で、太陽円の内側と外側で生成されるSFRの割合は、それぞれ84\%と16\%です。はるか外側の銀河($R_\mathrm{gal}>13.5$~kpc)に対応する割合はわずか1\%です。また、$R_\mathrm{gal}>3$~kpcの場合、ケニカット-シュミットの関係と同様に、データが密度の関数としてべき乗則に従うこともわかります。最後に、正面から見た銀河面全体のSFR密度の分布と、温度、光度/質量比、放射温度などの中央値パラメーターの分布を比較し、Hi-GAL塊の進化段階を説明します。SFRと塊の進化段階の間に明確な相関関係は見つかりませんでした。
天の川ディスクを GAIA DR3 でマッピング: 3D 拡張キネマティック マップと回転曲線を $\approx 30$ kpc に
| Title |
Mapping_the_Milky_Way_Disk_with_GAIA_DR3:_3D_extended_kinematic_maps_and_rotation_curve_to_$\approx_30$_kpc |
| Authors |
Hai-Feng_Wang,_\v{Z}ofia_Chrob\'akov\'a,_Mart\'in_L\'opez-Corredoira,_Francesco_Sylos_Labini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05668 |
ルーシーの反転法(LIM)に基づく視差誤差の統計的デコンボリューションをGaia-DR3ソースに適用して、8kpcから30kpcの間のガラクトセントリック距離$R$の範囲の3次元速度成分を、対応する誤差とともに測定します。および二乗平均平方根値。LIMをGaia-DR2ソースに適用することによって得られた結果と一致する結果を見つけ、データセットの統計を改善し、観測誤差を下げることによって、この方法が収束し、より正確な結果をもたらすと結論付けています。$R\approx30$kpcまでのLIMで再構築された運動学的マップは、天の川銀河がすべての速度成分に有意な勾配を持つ非対称な運動によって特徴付けられることを示しています。さらに、軸対称重力ポテンシャルを仮定した円柱ジーンズ方程式を用いて、$\approx27.5$kpcまでの銀河の回転曲線$V_C(R)$を決定した。$V_C(R)$は、調査した最大半径まで大幅に減少していることがわかります。最後に、さまざまな垂直高さで$V_C(R)$も測定し、$R<15$kpcの場合、$Z$への顕著な依存があるのに対し、より大きな$R$では$Z$への依存は次のようになることを示しています。無視できる。
MIGHTEE: 深部 1.4 GHz のソース数と星形成銀河と活動銀河核の天空温度の寄与
| Title |
MIGHTEE:_Deep_1.4_GHz_Source_Counts_and_the_Sky_Temperature_Contribution_of_Star_Forming_Galaxies_and_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
C._L._Hale,_I._H._Whittam,_M._J._Jarvis,_P._N._Best,_N._L._Thomas,_I._Heywood,_M._Prescott,_N._Adams,_J._Afonso,_Fangxia_An,_R._A._A._Bowler,_J._D._Collier,_R._H._W._Cook,_R._Dav\'e,_B._S._Frank,_M._Glowacki,_P._W._Hatfield,_S._Kolwa_C._C._Lovell,_N._Maddox,_L._Marchetti,_L._K._Morabito,_E._Murphy,_I._Prandoni,_Z._Randriamanakoto,_A._R._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05741 |
MeerKATInternationalGigahertzTieredExtragalacticExploration(MIGHTEE)サーベイの連続初期科学データリリースの$\sim$5deg$^2$から$S_{1.4\textrm{GHz}}\simまでの深い1.4GHzソースカウントを提示します。$15$\mu$Jy.2つの銀河系外フィールド(COSMOSおよびXMM-LSS)での観測を使用して、調査内の生のソースカウントの不完全性を修正するための包括的な調査を提供し、真の根底にあるソースカウントの母集団を理解します。我々は、フィールド内のソースをシミュレートし、ソース数の不完全性を特徴付けるために使用されるソース検出と特徴付け、クラスタリング、想定ソースモデルの変動のエラーを説明するさまざまなシミュレーションを使用します。これらの深いソースカウント分布を提示し、それらを使用して、比較的広い空の領域を使用して1.4GHzでの空の背景温度に対する銀河外ソースの寄与を調査します。次に、COSMOSフィールドのサブセットをカバーする豊富な補助データを使用して、活動銀河核(AGN)と星形成銀河(SFG)の両方からソース数と空の背景温度への特定の寄与を調査します。以前の詳細な研究と同様に、ARCADE2実験で観測された空の温度を調整できないことがわかりました。私たちは、AGNが電波源からの天空温度への寄与の大部分を提供していることを示していますが、SFGの相対的な寄与は1mJyを下回ると急激に上昇し、全天空背景温度($T_b\sim$100mK)$\sim$15$\mu$Jy.
サブミリ色から 4 $<$ z $<$ 6 の相当幅の大きなダスト銀河の同定
| Title |
Identification_of_Large_Equivalent_Width_Dusty_Galaxies_at_4_$<$_z_$<$_6_from_Sub-mm_Colours |
| Authors |
Denis_Burgarella,_Patrice_Theul\'e,_V\'eronique_Buat,_Lisa_Gouiran,_Lorie_Turco,_M\'ed\'eric_Boquien,_Tom_J._L._C._Bakx,_Akio_K._Inoue,_Yoshinobu_Fudamoto,_Yuma_Sugahara,_and_Jorge_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05744 |
赤外線(IR)、サブミリ(サブmm)、ミリ(mm)のデータベースには、大量の高品質データが含まれています。しかし、これらのデータの大部分は光度測定によるものであり、銀河の星雲放射に関する定量的な情報を導き出すのには役立たないと考えられています。このプロジェクトの目的は、最初にz>4-6で再電離期にある銀河をサブmmの色から特定することです。また、IR微細構造線からこれらのフォトメトリックバンドへの寄与を説明するときに、色を使用してフォトメトリックバンドから物理的制約を導出できることを示すことも目指しています。CLOUDYでIR微細構造線のフラックスをモデル化し、CIGALEでダスト連続体放出に追加します。シミュレートされたスペクトルエネルギー分布(SED)に輝線を含めるかどうかによって、広帯域の放射と色が変更されます。線の導入により、log10(PSW_250um/PMW_350um)とlog10(LABOCA_870um/PLW_500um)の色-色図から、z>4-6で強い星形成銀河を識別することができます。関連するモデルを観測された各銀河の色と比較することにより、線のフラックスと関連する星雲パラメーターを大まかに推定することができます。この方法により、イオン化パラメーターとガスの金属量から作成されたプロットで二重シーケンスを識別することができます。HIIおよび光解離領域(PDR)の微細構造線は、SEDの重要な部分です。スペクトルをモデル化するとき、特に等価幅が大きくなる可能性があるz>4～6で、それらを追加することが重要です。逆に、強いIRの微細構造線と、IRの色-色図からの星雲の放出に関連する物理パラメーターに関する情報を抽出できることを示します。
TNG50 シミュレーションと Kilo-Degree Survey における合体の形態学的特徴: 矮星から天の川のような銀河への合体の割合
| Title |
Morphological_signatures_of_mergers_in_the_TNG50_simulation_and_the_Kilo-Degree_Survey:_the_merger_fraction_from_dwarfs_to_Milky_Way-like_galaxies |
| Authors |
Alejandro_Guzm\'an-Ortega,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Gregory_F._Snyder,_Katie_Chamberlain_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05785 |
TNG50宇宙論的シミュレーションとキロ度サーベイ(KiDS)からの観測を使用して、広範囲の銀河恒星質量($8.5\leqslant\log(M_\ast/\text{M}_\odot)\leqslant11$)。この目的のために、ダストの減衰と散乱の影響を含め、KiDS観測に一致するように設計されたTNG50銀河の16,000以上の合成画像を生成し、$\mathrm{\mathtt{statmorph}}$コードを使用してさまざまな画像ベースの画像を測定しました。両方のデータセットの$r$バンドでの形態学的診断。このような測定値には、Gini-$M_{20}$および濃度-非対称性-平滑性の統計が含まれます。全体として、TNG50銀河とKiDS銀河の光学的形態はよく一致していますが、前者は観測された銀河よりもわずかに集中しており、非対称です。その後、モデルの特徴として形態学的診断を使用し、グラウンドトゥルースとして合併ツリーからの合併統計を使用して、ランダムフォレスト分類器をトレーニングして、シミュレーションで合体する銀河(大規模および小規模な合体を含む)を識別しました。非対称統計は、考慮されたすべての形態学的パラメーターの中で最も重要な特徴を示すことがわかります。したがって、アルゴリズムのパフォーマンスは、高度に非対称な銀河を選択する従来の方法に匹敵します。最後に、訓練されたモデルを使用して、合成銀河サンプルと観測銀河サンプルの両方で銀河合併率を推定し、どちらの場合も銀河合併率が恒星質量の関数として着実に増加することを発見しました。
| Title |
Toward_Horizon-scale_Accretion_Onto_Supermassive_Black_Holes_in_Elliptical_Galaxies |
| Authors |
Minghao_Guo,_James_M._Stone,_Chang-Goo_Kim,_and_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05131 |
M87*を典型的なケースとして、銀河スケールの乱流媒体から楕円銀河内の超大質量ブラックホールに燃料を供給する高解像度の3次元流体力学シミュレーションを提示します。シミュレーションは、Athena++AMRコードの新しいGPU高速化バージョンを使用し、半径が6桁を超え、ブラックホールの地平線に似たスケールに達します。重要な物理的要素は、放射冷却と現象論的加熱モデルです。降着流は、約1kpc未満の半径で多相ガスの形をとることがわかりました。冷たいガスの降着には、動的に異なる2つの段階があります:冷たいガスが回転で支持された円盤に存在する典型的な円盤段階と、冷たいガスがカオスを介して流入する比較的まれなカオス段階(時間の$\lesssim10\%$)です。ストリーム。中間半径では冷たいガスの降着が時間平均の降着速度を支配するが、最小半径での降着はほとんどの場合、高温のビリアル化ガスによって支配される。高温ガスが優勢な場合、降着率は半径$\dot{M}\proptor^{1/2}$でスケーリングされ、$\dot{M}\simeq10^\mathrm{-4}-10^\mathrmが得られます。{-3}\,M_\odot\,\mathrm{yr^{-1}}$は事象の地平線近くにあり、EHT観測から推測されるものと同様です。冷たいガス円盤の向きは、異なる空間スケールで大きく異なる可能性があります。低解像度シミュレーションでの降着のためのサブグリッドモデルを提案します。このモデルでは、高温ガスの降着速度が$\sim(r_\mathrm{g}/r_{\rmBondi})^{1/2によってボンダイ速度に対して抑制されます。}$.私たちの結果は、イベントホライズンスケールでのブラックホール降着のシミュレーションに対して、より現実的な初期条件を提供することもできます。
SN 2022ann: 矮小銀河からの Icn 型超新星で、星周環境にヘリウムが存在することが明らかになった
| Title |
SN_2022ann:_A_type_Icn_supernova_from_a_dwarf_galaxy_that_reveals_helium_in_its_circumstellar_environment |
| Authors |
K._W._Davis,_K._Taggart,_S._Tinyanont,_R._J._Foley,_V._A._Villar,_L._Izzo,_C._R._Angus,_M._J._Bustamante-Rosell,_D._A._Coulter,_N._Earl,_D._Farias,_J._Hjorth,_M._E._Huber,_D._O._Jones,_P._L._Kelly,_C._D._Kilpatrick,_D._Langeroodi,_H.-Y._Miao,_C._M._Pellegrino,_E._Ramirez-Ruiz,_C._L._Ransome,_S._Rest,_S._N._Sharief,_M._R._Siebert,_G._Terreran,_I._M._Thornton,_G._R._Zeimann,_K._Auchettl,_C._R._Bom,_T_.B._Brink,_J._Burke,_Y._Camacho-Neves,_K._C._Chambers,_T._J._L._de_Boer,_L._DeMarchi,_A._V._Filippenko,_L._Galbany,_C._Gall,_H._Gao,_F._R._Herpich,_D._A._Howell,_W._V._Jacobson-Galan,_S._W._Jha,_A._Kanaan,_N._Khetan,_L._A._Kwok,_Z._Lai,_C._Larison,_C.-C._Lin,_K._C._Loertscher,_E._A._Magnier,_C._McCully,_P._McGill,_M._Newsome,_E._Padilla_Gonzalez,_Y.-C._Pan,_A._Rest,_J._Rho,_T._Ribeiro,_A._Santos,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05134 |
タイプIcn超新星(SNIcn)2022annの光学的および近赤外線(NIR)観測を提示します。これは、新たに同定されたクラスのSNeの5番目のメンバーです。その初期の光学スペクトルは、800km/sの吸収速度を持つ狭い炭素と酸素のP-Cygni機能によって支配されています。他のSNeIcnよりも遅く、通常のWolf-Rayet風速$>$1000km/sよりもゆっくりと流出している高密度でH/Heが少ない星周媒体(CSM)との相互作用を示しています。最大値の2週間後に得られたNIRスペクトルと3週間後の光学スペクトルでヘリウムを識別し、CSMが完全にヘリウムを欠いているわけではないことを示しています。我々は、SNe~Icnの間でユニークな特徴である星雲相に及ぶスペクトルを含む、SNイジェクタからの広いスペクトル特徴を決して検出しません。SN2022annは、他のSNeIcnと比較して光度が低く、oバンドの絶対等級のピークは-17.7であり、ゆっくりと進化します。ボロメータ光度曲線をモデル化し、それがCSMの0.2M_sunと相互作用するSNイジェクトの1.7M_Sunによって適切に記述されることを発見しました。爆発で合成されるNi56の上限を0.04M_Sunに設定します。ホスト銀河は矮小銀河で、恒星質量は10^7.34M_Sun(暗黙のlog(Z/Z_Sun)$\approx$0.10の金属量)で、統合された星形成率はlog(SFR)=-2.20M_sun/yrです。どちらもコア崩壊型超新星を生成することが観測された銀河の97\%未満ですが、銀河の主系列での星形成銀河と一致しています。低いCSM速度、ニッケルとイジェクタの質量、および可能性のある低金属環境は、単一のウォルフ-ライエ星の前駆星を不利にします。代わりに、爆発の前に原始星を適切に剥ぎ取り、低速の流出を生成するために、連星伴星が必要になる可能性があります。低いCSM速度は、単一のウォルフライエ型大質量星の脱出速度によるものではなく、恒星の連星前駆体の外側のラグランジュ点を示している可能性があります。
将来の X 線天文台による標準モデルを超える物理学: $Athena$ と $AXIS$ を使用した超軽量のアクシオン様粒子に対する投影された制約
| Title |
Physics_Beyond_the_Standard_Model_with_Future_X-ray_Observatories:_Projected_Constraints_on_Very-Light_Axion-Like_Particles_with_$Athena$_and_$AXIS$ |
| Authors |
J\'ulia_Sisk-Reyn\'es,_Christopher_S._Reynolds,_Michael_L._Parker,_James_H._Matthews_and_M.C._David_Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05136 |
Axion-LikeParticles(ALP)は、素粒子物理学の標準モデルの十分に動機付けされた拡張であり、いくつかのひも理論の一般的な予測です。豊富な銀河団にホストされた明るい活動銀河核(AGN)のX線観測は、非常に軽いALPの優れたプローブであり、質量$\mathrm{log}(m_\mathrm{a}/\mathrm{eV})<-12.0$。将来のX線天文台、特に$Athena$と提案された$AXIS$の可能性を評価し、クラスターがホストするAGNの観測を介してALPを制約し、ペルセウス星団のNGC1275を例として取り上げます。機器のキャリブレーションに関する完全な知識があると仮定すると、$Athena$によるNGC1275の適度な露出(200-ks)により、すべての光子-ALPカップリングを除外できることが示されます$g_\mathrm{a\gamma}>6.3\times10^{-14}\{\mathrm{GeV}}^{-1}$は、以前に$Conlon$らによって示されたように、95%レベルで(2017)であり、現在の制限よりも10倍改善されています。標準の$Cash$尤度手順を介して$Athena$予測に対する現実的なキャリブレーションの不確実性の影響を評価し、$g_\mathrm{a\gamma}$に対する予測された制約が10分の1に弱められることを示します(現在最もセンシティブな制約)。ただし、深層ニューラルネットワークを使用することで、機器のミスキャリブレーションによって引き起こされるエネルギー依存の特徴と、光子とALPの混合によって引き起こされるエネルギー依存の特徴を解きほぐし、ALP物理学に対する感度のほとんどを回復できることを示します。明示的なデモンストレーションでは、適用された機械学習により、$g_\mathrm{a\gamma}>1.25\times10^{-13}\{\mathrm{GeV}}^{-1}$を除外でき、予測された次世代ALP暗黒物質複屈折空洞の制約非常に軽いALPを検索します。最後に、NGC1275の200ks$AXIS$/軸上の観測が、非常に軽いALPに対する現在の最良の制約を3倍に強化することを示します。
Luminosity Red Transient の体積率
| Title |
Volumetric_rates_of_Luminous_Red_Novae_and_Intermediate_Luminosity_Red_Transients_with_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Viraj_R._Karambelkar,_Mansi_M._Kasliwal,_Nadejda_Blagorodnova,_Jesper_Sollerman,_Robert_Aloisi,_Shreya_G._Anand,_Igor_Andreoni,_Thomas_G._Brink,_Rachel_Bruch,_David_Cook,_Kaustav_Kashyap_Das,_Kishalay_De,_Andrew_Drake,_Alexei_V._Filippenko,_Christoffer_Fremling,_George_Helou,_Anna_Ho,_Jacob_Jencson,_David_Jones,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Kishore_C._Patra,_Josiah_Purdum,_Alexander_Reedy,_Tawny_Sit,_Yashvi_Sharma,_Anastasios_Tzanidakis,_Stefan_J._van_der_Walt,_Yuhan_Yao,_and_Chaoran_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05141 |
明るい赤色新星(LRNe)は、低い光度と膨張速度を特徴とする過渡現象であり、恒星連星における合体または共通エンベロープ放出に関連しています。中間光度赤色トランジェント(ILRT)は観測的に類似したクラスであり、起源は不明ですが、一般的には超AGB星の電子捕獲型超新星(ECSN)か、塵の多い明るい青色変光星(LBV)の爆発であると考えられています。この論文では、ZwickyTransientFacility(ZTF)でのCensusoftheLocalUniverse(CLU)実験の一部として検出された8つのLRNeと8つのILRTの体系的なサンプルを提示します。CLU実験では、近くの($<150$Mpc)銀河に関連するZTFトランジェントを分光学的に分類し、m$_{r}<20$\,magで80%の完全性を達成しています。ZTF-CLUサンプルを使用して、7.8$^{+6.5}_{-3.7}\times10^{-5}$Mpc$^{-3}$yr$^{-の最初の系統的LRNe容積率を導出します。1}$光度範囲$-16\leq$M$_{\rm{r}}$$\leq-11$mag.この光度範囲では、LRN率はdN/dL$\proptoL^{-2.5\pm0.3}$としてスケーリングされ、以前に導出された$L^{-1.4\pm0.3}のスケーリングよりも大幅に急勾配であることがわかります。$低輝度LRNe(M$_{V}\geq-10$)。高光度でのLRNeの急峻なべき法則は、二元個体群合成モデルによって予測された大規模な合併率と一致しています。最も明るいLRNe(M$_{r}\leq-13$mag)の割合は、それらのかなりの部分がハッブル時間内に融合する二重コンパクト天体(DCO)の前駆体であることと一致することがわかりました。ILRTの場合、M$_{\に対して$2.6^{+1.8}_{-1.4}\times10^{-6}$Mpc$^{-3}$yr$^{-1}$の容積率を導き出します\rm{r}}\leq-13.5$、これはdN/dL$\proptoL^{-2.5\pm0.5}$としてスケーリングされます。この速度は、局所コア崩壊超新星速度の$\approx1-5\%$であり、理論上のECSN速度推定と一致しています。
Crab Pulsar の Giant Pulses II の放出領域の解決。相対論的運動の証拠
| Title |
Resolving_the_Emission_Regions_of_the_Crab_Pulsar's_Giant_Pulses_II._Evidence_for_Relativistic_Motion |
| Authors |
Rebecca_Lin,_Marten_H._van_Kerkwijk,_Robert_Main,_Nikhil_Mahajan,_Ue-Li_Pen,_Franz_Kristen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05209 |
CrabPulsarは、ジャイアントパルスのエミッターの代表的な例です。これらの短く非常に明るいパルスは、パルサーから$\sim\!1600{\rm\;km}$の光円柱の近くで発生していると考えられています。かに星雲内のパルサーの位置は、電波を散乱させる星雲をレンズとして使用して、放出領域を解決する珍しい機会を提供します。我々は、$18{\rm\;cm}$でコヒーレントに結合されたヨーロッパのVLBIネットワーク観測で見つかった61998個の巨大なパルスのサンプルを使用してこれを試みます。これらは、比較的強い散乱と良好な有効分解能の時に撮影されたものであり、パルススペクトル間の相関から、巨大なパルス放出領域が実際に解決されていることを示しています。主成分とインターパルス成分の見かけの直径$\sim\!2000$と$\sim\!2400{\rm\;km}$をそれぞれ推測し、これらのサイズで相関振幅と無相関のタイムスケールと帯域幅を示します。私たちの観察と以前の観察の両方で、定量的に理解することができます。パルススペクトル統計と偏光間の相関を使用して、星雲が個々の巨大パルスを構成するナノショットを分解することも示します。$\sim\!1100{\rm\;km}$の暗黙の直径は、光の移動時間の推定値をはるかに超えており、以前に巨大パルスの散乱尾部のドリフトバンド。もしそうなら、放出は視線に沿って$\sim\!10^{7}{\rm\;km}$だけ拡張された領域で発生します。相対論的運動は巨大なパルスを生成するために重要である可能性が高く、高速電波バーストなどの短くて明るい電波放射の他のソースについても同様である可能性があると結論付けています。
超新星放射伝達シミュレーションのための物理情報に基づいたニューラル ネットワークの使用
| Title |
Using_Physics_Informed_Neural_Networks_for_Supernova_Radiative_Transfer_Simulation |
| Authors |
Xingzhuo_Chen,_David_J._Jeffery,_Ming_Zhong,_Levi_McClenny,_Ulisses_Braga-Neto,_Lifan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05219 |
物理情報に基づいたニューラルネットワーク(PINN)を使用して放射伝達方程式を解き、タイプIa超新星(SN~Ia)SN2011feの合成スペクトルを計算します。計算は局所熱力学平衡(LTE)に基づいており、9つの要素が含まれています。含まれる物理プロセスには、おおよその放射平衡、境界境界遷移、およびドップラー効果があります。PINNベースのガンマ線散乱近似は、放射性崩壊エネルギー蓄積に使用されます。PINN合成スペクトルは、観測されたスペクトル、モンテカルロ放射伝達プログラムTARDISによって計算された合成スペクトル、および放射伝達方程式の形式解と比較されます。この深層学習ベースの放射伝達方程式ソルバーの課題と可能性について説明します。実際、PINNは、時空全体の放射場と熱状態の両方について、大気の問題を同時に解決する可能性を提供します。PINN大気ソリューションの開発のこの時点で実行可能にするために多くの近似を必要とする計算で、その見通しを実現するためのささやかなステップを実行しました。
ベイズ スタックの針: バイナリ中性子星合体後の残骸のアンサンブルで中性子星の状態方程式を制約するための階層ベイズ法
| Title |
Needle_in_a_Bayes_Stack:_a_Hierarchical_Bayesian_Method_for_Constraining_the_Neutron_Star_Equation_of_State_with_an_Ensemble_of_Binary_Neutron_Star_Post-merger_Remnants |
| Authors |
Alexander_w._Criswell,_Jesse_Miller,_Noah_Woldemariam,_Theodoros_Soultanis,_Andreas_Bauswein,_Katerina_Chatziioannou,_Michael_W._Coughlin,_Galin_Jones,_and_Vuk_Mandic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05250 |
連星中性子星(BNS)の合体後の重力波放出は、BNS合体の余波で発生する可能性があります(システムがブラックホールへの急速な崩壊を回避する場合)。合体後の重力波スペクトルは、連星チャープ質量と中性子星の状態方程式(EoS)に依存することが示されている特徴的なピーク周波数を持っており、合体後の重力波を中性子星組成を制約するための強力なツールにしています。.残念なことに、BNS合体後の信号は高い周波数($\gtrsim1.5$kHz)で放射されており、地上の重力波検出器では感度が低下します。したがって、次世代の検出器が登場するまで、合併後の信号が十分な信号対雑音比(SNR)で検出される可能性は低いです。ただし、数値相対性理論シミュレーションから得られた経験的関係を採用することで、BNS合併の集合全体にわたって情報を組み合わせることができ、多くの低SNR信号でEoS制約を取得できます。$R_{1.6}$、1.6$\mathrm{M_{\odot}}$中性子星の半径に対する制約を導出するための階層的なベイジアン法を、連星中性子星合体のアンサンブル解析を通じて提示します。この方法を、次の2つのLIGO-Virgo-KAGRA観測実行O4およびO5のシミュレーションと、A+感度での4年間の延長実行のシミュレーションに適用し、合併後からEoS情報を生成するアプローチの可能性を実証します。電流生成検出器による信号。A+4年シナリオは、現在利用可能なマルチメッセンジャーベースの95%C.I.から$R_{1.6}$の制約を改善すると予測されています。$R_{1.6}=12.07^{+0.98}_{-0.77}$kmから$R_{1.6}=11.91^{+0.80}_{-0.56}$kmの不確実性、95%の22%削減C.I.幅。
超高輝度 GRB 221009A からの VHE ガンマ線の起源としてのリバース ショックからの外部逆コンプトンおよびプロトン シンクロトロン放出
| Title |
External_Inverse-Compton_and_Proton_Synchrotron_Emission_from_the_Reverse_Shock_as_the_Origin_of_VHE_Gamma-Rays_from_the_Hyper-Bright_GRB_221009A |
| Authors |
B._Theodore_Zhang,_Kohta_Murase,_Kunihito_Ioka,_Deheng_Song,_Chengchao_Yuan_and_Peter_M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05754 |
超高輝度ガンマ線バースト(GRB)221009Aの検出により、GRB放射の性質と超高エネルギー(VHE)ガンマ線の起源を調べることができます。${\itFermi}$-LATデータを解析し、外部逆衝撃モデルの枠組みでGeV-TeV放射を調査します。初期の$\sim1-10$GeV放出は、シンクロトロンの自己コンプトン成分に加えて、逆衝撃で加速された電子によるMeVガンマ線の上方散乱による外部逆コンプトン機構によって説明できることを示す。予測された初期の光束は、裸眼のGRB080319Bよりも明るかった可能性があります。また、加速された超高エネルギー宇宙線(UHECR)からの陽子シンクロトロン放射が検出可能であり、LHAASOまたはUHECR加速によって検出された$\gtrsim\rmTeV$光子が制約されることを説明できる可能性があることも示しています。私たちのモデルは、銀河外背景光の合理的なモデルでは、新しい物理学を呼び出すことなく、最大$\sim18$TeVのエネルギーを持つ$\mathcal{O}(10\rm~TeV)$光子の検出が可能であることを示唆し、反LHAASOデータでテストできるMeV光子とTeV光子の相関関係
焦点面波面センシング用のシミュレータベースのオートエンコーダ
| Title |
A_Simulator-based_Autoencoder_for_Focal_Plane_Wavefront_Sensing |
| Authors |
M._Quesnel,_G._Orban_de_Xivry,_O._Absil,_G._Louppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05242 |
装置収差は、特に科学画像で準静的スペックルを生成する場合に、系外惑星の高コントラストイメージングを大きく制限します。深層学習の最近の進歩の助けを借りて、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を適用して点像分布関数(PSF)から瞳面位相収差を推定するアプローチを以前の研究で開発しました。この作業では、機器内で発生する光伝搬の物理シミュレーションをディープラーニングアーキテクチャに組み込むことで、さらに一歩踏み出しました。これは、デコーダとして微分可能な光学シミュレータを使用するオートエンコーダアーキテクチャで実現されます。この教師なし学習アプローチはPSFを再構築するため、モデルのトレーニングに真の位相を知る必要がなく、特に空でのアプリケーションに有望です。私たちの方法のパフォーマンスが標準のCNNアプローチとほぼ同じであること、およびモデルがトレーニングとロバスト性の点で十分に安定していることを示します。単一のテスト画像でモデルをすばやく微調整することにより、シミュレーターベースのオートエンコーダーアーキテクチャからどのように利益を得ることができるかを特に示し、PSFに含まれるノイズや収差が多い場合にはるかに優れたパフォーマンスを達成します。これらの初期の結果は非常に有望であり、実際のデータにこの方法を適用するための将来のステップが特定されています。
条件付き拡散モデルを使用した測光から天文学的スペクトルを生成する
| Title |
Generating_astronomical_spectra_from_photometry_with_conditional_diffusion_models |
| Authors |
Lars_Doorenbos,_Stefano_Cavuoti,_Giuseppe_Longo,_Massimo_Brescia,_Raphael_Sznitman,_Pablo_M\'arquez-Neila |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05556 |
速度と情報のトレードオフは、天体に関する私たちの理解を左右します。迅速に取得できる測光観測により、グローバルな特性が得られますが、費用と時間がかかる分光測定により、それらの進化を支配する物理学をよりよく理解できます。ここでは、測光から直接スペクトルを生成することでこの問題に取り組みます。これにより、簡単に取得できる画像からそれらの複雑さを推定できます。これは、マルチモーダル条件付き拡散モデルを使用して行われます。ここでは、生成されたスペクトルから最適なものが対照的なネットワークで選択されます。最小限に処理されたSDSS銀河データの初期実験では、有望な結果が示されています。
近くの太陽のような星のスペクトルからの微細構造定数の変動の限界
| Title |
A_limit_on_variations_in_the_fine-structure_constant_from_spectra_of_nearby_Sun-like_stars |
| Authors |
Michael_T._Murphy_(1),_Daniel_A._Berke_(1),_Fan_Liu_(1),_Chris_Flynn_(1,_2),_Christian_Lehmann_(1),_Vladimir_A._Dzuba_(3),_Victor_V._Flambaum_(3)_((1)_Swinburne_University_of_Technology,_(2)_OzGrav,_(3)_University_of_New_South_Wales) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05150 |
微細構造定数$\alpha$は、電磁力の強さを設定します。素粒子物理学の標準モデルは、潜在的に変化する可能性のあるその価値について説明していません。恒星の吸収線の波長は$\alpha$に依存しますが、恒星大気における天体物理学的プロセスによる体系的な影響を受けます。17個の星を使用して正確な線の波長を測定しました。これらの星は、太陽（太陽双生児）とほぼ同じ大気特性を持つように選択されており、これらの体系的な影響が軽減されています。$\alpha$は、地球から50パーセク以内で$\lesssim$50ppb(10億分の1)変化することがわかりました。すべての17の星からの結果を組み合わせると、12ppbのアンサンブル精度で$\alpha$の星の測定値の経験的でローカルな基準が得られます。
TESSによる40 Myr Tucana-Horologium Associationの回転周期分布の調査
| Title |
Examining_the_Rotation_Period_Distribution_of_the_40_Myr_Tucana-Horologium_Association_with_TESS |
| Authors |
Mark_Popinchalk,_Jacqueline_K._Faherty,_Jason_L._Curtis,_Jonathan_Gagn\'e,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Johanna_M._Vos,_Andrew_Ayala,_Lisseth_Gonzales,_Rocio_Kiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05258 |
Tucana-HorologiumAssociation(Tuc-Hor)は、南天にある40Myrの古い移動グループです。この作業では、313のTuc-Horオブジェクトの回転周期を、TESSフルフレーム画像から導出されたTESSライトカーブと、GaiaEDR3キネマティクスおよび既知の若者指標によって駆動されるメンバーシップリストを使用して測定します。サンプルの81.4%の期間を回復し、Tuc-Horオブジェクトの255回の回転期間を報告します。これらのオブジェクトから、複数の周期信号または外れ値GaiaDR2およびEDR3再正規化単位重量誤差(RUWE)値に基づいて、11の候補バイナリを識別します。また、サンプル内で3つの新しい複雑な回転子(複雑な光度曲線の形態を持つ急速に回転するM矮星天体)を特定します。Tuc-Horに属する既知の6つの複雑な回転子と共に、TESSサイクル1とサイクル3の間でそれらの光度曲線の形態を比較し、それらが大幅に変化することを発見しました。さらに、H{\alpha}やLi相当幅、近紫外線やX線フラックスなどの他の若さの指標と一緒に回転周期分布を記述することにより、Tuc-Hor回転サンプル全体のコンテキストを提供します。TESSでローテーション期間を測定することは、若い移動グループのメンバーを確認するための迅速かつ効果的な手段であることがわかりました.
TESSによって観測された食連星における$\delta$ Scuti pulsatorsの検出
| Title |
Detection_of_$\delta$_Scuti_pulsators_in_the_eclipsing_binaries_observed_by_TESS |
| Authors |
Chen_Xinghao,_Ding_Xu,_Cheng_Liantao,_Zhang_Xiaobin,_Li_Yan,_Ji_Kaifan,_Xiong_Jianping,_Li_Xuzhi,_and_Luo_Changqing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05283 |
セクター1～50からの2分間のケイデンスTESSデータに基づいて、軌道周期が13日未満の6431の食連星における$\delta$Scutiタイプの脈動の体系的な抽出の結果を報告します。これらの星系では合計242個のパルセータが発見され、そのうち143個が新たに発見されました。H-Rダイアグラムと、支配的な脈動周期$P_{\rmdom}$、軌道周期$P_{\rmorb}$、および有効温度$T_{\rmeff}$の間の関係に基づいて、それらの脈動特性を調べました。結果として、216個のターゲットはおそらく$\delta$のScuti星(123個の新しい)、11個の可能性のある$\gamma$Doradus-$\delta$Scutiハイブリッド星(8個の新しい)、5個の可能性のある$\beta$Cephei星(4個の新しい)です。)、4つの可能性のある$\delta$Scuti-$\gamma$Doradus混成星(3つの新しい)、3つの可能性のあるマイア星(3つの新しい)、2つの可能性のある脈動する赤色巨星(1つの新しい)、および新しい分類されていない星。$P_{\rmorb}$$<$0.65日で連星を食する6つの新しい$\delta$Scutipulsatorsについては、そのうちの3つが$P_{\rmdom}$の上限を大幅に超えていることがわかりました。/$P_{\rmorb}$比率。これは、$P_{\rmdom}$と$P_{\rmorb}$が相関していないことを示している可能性があります。最後に、食連星における216個の$\delta$Scuti星の支配的な脈動周期を統計的に分析しました。これらの星は225$\mu$Hz付近に集中しており、高周波領域の星の割合は単一の星の割合よりもかなり高く、これは物質移動プロセスに起因する可能性があります。
星と円盤の複合進化に対する金属量の影響
| Title |
The_influence_of_metallicity_on_a_combined_stellar_and_disk_evolution |
| Authors |
L._Gehrig,_T._Steindl,_E._I._Vorobyov,_R._Guadarrama,_K._Zwintz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05331 |
降着円盤の影響は、若い星の進化を理解する上で非常に重要です。複合進化の間、恒星と円盤のパラメーターは互いに影響し合い、恒星と円盤の複合モデルを動機付けます。これにより、結合された数値モデルが作成され、星に沿って円盤が進化します。これは、初期の星の進化の研究の進行における次の論理的なステップです。降着円盤への金属量の影響と、T~Tauri期の星のスピン進化を理解することを目指しています。流体力学円盤の数値処理と恒星スピンモデルを含む恒星の進化を組み合わせて、個々のコンポーネント間の逆反応の自己無撞着な計算を可能にします。恒星円盤に結合したおうし座T星の自己矛盾のない理論的進化を提示します。低金属量環境のディスクは、太陽の金属量の対応物と比較して、加熱方法が異なり、寿命が短いことがわかりました。星の半径の違い、星の半径の収縮率、および円盤の寿命が短いことにより、低金属量の星の回転が速くなります。低金属クラスターで観察された短いディスク寿命について、追加の説明を提示します。私たちのモデルと以前の研究(例えば、金属量に基づく光蒸発)を組み合わせることで、異なる金属量での円盤の進化と分散を理解することができます。さらに、恒星のスピン進化モデルには、以前は無視されていたいくつかの重要な効果が含まれており(恒星の磁場強度やディスク寿命の現実的な計算など)、さらなるスピン進化モデルの初期パラメーターまたは入力パラメーターとして結果を含めるように動機付けられています。主系列に向かって、また主系列中の恒星の進化。
太陽フレア リボン フロント I: IRIS 分光法によるフレア エネルギー蓄積の抑制
| Title |
Solar_Flare_Ribbon_Fronts_I:_Constraining_flare_energy_deposition_with_IRIS_spectroscopy |
| Authors |
Vanessa_Polito,_Graham_S._Kerr,_Yan_Xu,_Viacheslav_M._Sadykov,_Juraj_Lorincik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05333 |
下部大気線は、太陽フレア中のリボンの前縁で独特のプロファイルを示します。特に、BBSO/GST\hei~10830~\AA\線\citep[e.g.][]{Xu2016}の吸収の増加、および\mgii~と\cii~のスペクトルのブロードで中心が反転したプロファイル\iris~satellite\citep[e.g.][]{Panos2018,Panos2021a}によって観測されたラインが報告されています。この作業では、すべてではないにしても多くのフレアに共通しているように見える\iris\リボン最前線プロファイルの物理的起源を理解することを目的としています。これを達成するために、4つの大きなフレアの間の\iris~\mgii~ribbonフロントプロファイルのスペクトル特性を定量化し、\radynfp~コードを使用して放射流体力学モデルのグリッドと詳細な比較を実行します。また、それらの遷移領域の対応物を調査し、これらのリボンの前線の位置が、遷移領域の放出と彩層蒸発がリボンの他の部分と比較してかなり弱い領域であることを発見しました。\iris~観察とモデリングの比較に基づいて、リボンの先頭領域と末尾領域で異なる加熱方式が作用していると解釈されます。より具体的には、より緩やかで控えめな非熱電子エネルギーフラックスによる彩層への衝撃が、リボンフロントでの\iris~観測を定性的に説明できることを示唆していますTR放出。私たちの結果は、リボンの前縁における\iris~chromospheric線の特異な挙動の物理的起源の可能性と、フレアモデルの新しい制約を提供します。
衝撃法線角度 $\theta_{B_n}$ の球状衝撃での太陽エネルギー粒子の加速 空間と時間で進化
| Title |
Solar_Energetic_Particle_Acceleration_at_a_Spherical_Shock_with_the_Shock_Normal_Angle_$\theta_{B_n}$_Evolving_in_Space_and_Time |
| Authors |
Xiaohang_Chen,_Joe_Giacalone_and_Fan_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05366 |
コロナ質量放出によって駆動される衝撃での太陽エネルギー粒子(SEP)の加速を研究するための2D運動モデルを提示します。衝撃は、太陽の中心からオフセットされた原点を中心に球形であると想定されます。これは、磁場と衝撃法線方向($\theta_{Bn}$)の間の角度の空間的および時間的発展につながります。これは、コロナが下部コロナから1AUまでパーカーのらせん磁場を通って伝播するためです。$\theta_{Bn}$の進化により、高エネルギーSEP強度が衝撃波面に沿って大きく変化することがわかりました。一般に、衝撃波の西側の側面は、東側の側面および衝撃波の鼻に比べて、優先的に粒子を高エネルギーに加速します。これは、西側で高い加速率で理解できます。局所的な加速効果と輸送効果の結果として、二重べき乗則エネルギースペクトルがモデルで再現されます。これらの結果は、SEP加速の進化をよりよく理解するのに役立ち、複数の宇宙船、特にParkerSolarProbeやSolarOrbiterなどの太陽に近いものによって観測された大規模なSEPイベントへの新しい洞察を提供します。
極紫外線と遠方の大質量星
主系列から後期進化段階まで、大質量星は人生のほとんどをホットスターとして過ごします。有効温度が高いため、放出されるフラックスの最大値は紫外線(UV)領域に入ります。その結果、これらの星は、水素やその他の元素をイオン化するのに十分なエネルギーを持つかなりの数の光子を放出します。これらの基本的な考慮事項は単純ですが、特に54eVを超えるエネルギーの場合、得られる電離フラックスの現実的な推定は複雑です。ホットスターの電離フラックスバジェットを推定するには、特に遠紫外領域をカバーするスペクトルエネルギー分布(SED)の正確なモデルが必要です。いわゆるラインブランケッティング効果を取り入れた現代の大気モデル、つまり鉄や他の元素からの何百万ものラインを考慮に入れると、複雑な図が得られ、高温の大質量星のSEDは通常、黒体から大きく逸脱することが示されます。
フレアで観測された複雑な Mg II h&k プロファイルの反転から得られる彩層熱力学的条件
| Title |
Chromospheric_thermodynamic_conditions_from_inversions_of_complex_Mg_II_h&k_profiles_observed_in_flares |
| Authors |
Alberto_Sainz_Dalda_and_Bart_De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05459 |
太陽のフレア活動は、宇宙望遠鏡と地上望遠鏡の両方を使用して、何十年にもわたって研究されてきました。特に、InterfaceRegionImagingSpectrograph(IRIS)は、太陽大気中のフレアの熱力学を調査するための独自の診断機能を提供します。MgIIh&kおよびMgIIUVトリプルラインは、下層から上層までの彩層の熱力学に関する重要な情報を提供します。一方、CII1334&1335AAラインは、上層彩層および低遷移領域をカバーします。MgIIh&kとMgIIUV三重線は、フレア活動の前と最中に独特の先のとがった形を示します。これらのプロファイルを説明できる物理的な解釈は、とらえどころのないままです。この論文では、そのような特異なプロファイルの非LTE反転の結果を示します。大気条件をより適切に制限するために、MgIIh&kおよびMgIIUVトリプルラインは、CII1334&1335AAラインと同時に反転されます。この反転を組み合わせることで、より正確な熱力学パラメータ、特に温度と乱流運動(微小乱流速度)を導き出すことができます。反転コードSTiCを使用して、観測されたプロファイルと、非局所熱力学的平衡および散乱光子による放射の部分周波数再分布を考慮した放射伝達問題を解くことによって得られた合成プロファイルとの間の最適な適合を探します。これらのユニークで先のとがったプロファイルは、彩層の温度と電子密度の同時増加に関連していると結論付けることができますが、マイクロ乱流速度は5〜15km/sの値を持ち、より現実的であると思われます以前の作業で提案された値よりも値。さらに重要なことに、視線速度は、高彩層の光学深度に沿って大きな勾配を示します。これは、これらのプロファイルに尖った側面を与えるパラメーターのようです。
部分的にイオン化されたコロナ雨ブロブにおける大きなイオン中性ドリフト速度とプラズマ加熱
| Title |
Large_ion-neutral_drift_velocities_and_plasma_heating_in_partially_ionized_coronal_rain_blobs |
| Authors |
David_Mart\'inez-G\'omez,_Ram\'on_Oliver,_Elena_Khomenko,_Manuel_Collados |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05493 |
この論文では、部分的にイオン化されたコロナ雨ブロブのダイナミクスの数値研究を提示します。二流体モデルを使用して、プラズマに含まれる荷電粒子と中性粒子の間の衝突相互作用を考慮した高解像度の2Dシミュレーションを実行します。はるかに熱く軽い太陽コロナを表す等温の垂直成層大気を通過する際の低温プラズマ凝縮の進化をたどります。システムに存在するさまざまな程度の衝突結合の結果を研究します。一方で、ブロブの密集したコアでは非常に強い結合があり、プラズマの荷電成分と中性成分が無視できるドリフト速度(数cms^-1)で単一の流体として振る舞うことがわかります。.一方、ブロブの端では結合がはるかに弱くなり、大きなドリフト速度(1kms^-1のオーダー)が現れます。さらに、摩擦加熱により、ブロブとコロナの間の遷移層で温度が大幅に上昇します。このような大きなドリフト速度と温度上昇が、コロナ雨のダイナミクスに関連するイオン中性デカップリングの結果として発生する可能性があることを初めて示しました。これにより、遷移領域温度を持つコロナ雨-コロナ境界でプラズマからの放出が強化される可能性があります。
恒星コロナ質量放出の捜索
| Title |
Hunting_for_stellar_coronal_mass_ejections |
| Authors |
Kosuke_Namekata,_Hiroyuki_Maehara,_Satoshi_Honda,_Yuta_Notsu,_Daisaku_Nogami,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05506 |
太陽フレアはフィラメント/プロミネンス噴火を伴うことが多く、コロナ質量放出(CME)を引き起こすこともあります。類推すると、恒星フレアは、系外惑星の居住可能性への影響を知るために不可欠な特性を持つ恒星CMEとも関連していると予想されます。恒星のCMEが検出される可能性はまだまれですが、この10年間で、M/K矮星と進化した星の(スーパー)フレアが時々青方偏移した光学/UV/X線輝線、XUV/FUV調光、および無線バースト。それらのいくつかは、冷たい星での恒星プロミネンス噴火/CMEの間接的な証拠として解釈されています。最近では、おそらくCMEにつながる恒星フィラメント噴火の証拠が、若い太陽型星(G矮星)でさえ、スーパーフレアに関連するH$\alpha$線の青方偏移吸収として報告されています。特に、スーパーフレアの噴出質量は最大の太陽CMEの質量よりも大きく、系外惑星環境への深刻な影響を示しています。恒星のCMEのフレアエネルギーに対する運動エネルギーの比率は、太陽のスケーリング関係から予想されるよりも大幅に小さく、この不一致はまだ議論中です。この論文では、星のCME研究の最近の更新を確認し、今後の方向性について説明します。
明るさ温度連続体の傾きを太陽アルマ観測の診断ツールとして活用
| Title |
Utilizing_the_slope_of_the_brightness_temperature_continuum_as_a_diagnostic_tool_of_solar_ALMA_observations |
| Authors |
Henrik_Eklund,_Mikolaj_Szydlarski_and_Sven_Wedemeyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05586 |
太陽大気からのミリメートル波長の放射強度は、プラズマ温度と密接に関連しており、放射の形成高さは波長に依存します。その結果、輝度温度(T$_\mathrm{b}$)連続体の勾配は、太陽大気中のサンプリングされた層のガス温度の局所的な勾配をサンプリングします。AtacamaLargeMillimeter/sub-millimeterArray(ALMA)からの太陽観測を使用し、異なるALMA受信機サブバンドでの合成観測量の違いに基づいて、T$_\mathrm{b}$連続体の勾配の推定と予測を実行します。最先端の3DrMHDシミュレーションからの(2.8-3.2mm;バンド3)および(1.20-1.31mm;バンド6)。連続体の勾配は小規模なダイナミクスに関連しており、正の符号は高さとともに温度が上昇することを示し、負の符号は温度が低下することを示します。ネットワークパッチは大きな正の勾配によって支配されていますが、静かな太陽領域は正と負の勾配の混合を示しています。これは、衝撃波の伝播に大きく関連しており、勾配の時間的進化を使用して衝撃を特定できます。アルマ望遠鏡の観測に対応する角度分解能で、輝度温度の勾配の可観測性が推定されます。シミュレーションは、バンド3と6の両方の放射が異なる高さの複数のコンポーネントから同時に発生する可能性があること、および2つの波長間の衝撃シグネチャの遅延が必ずしも伝播速度を反映するわけではなく、異なる変化率によって引き起こされる可能性があることも示しています。上にあるレイヤーの不透明度。異なるALMA受信機サブバンドでサンプリングされたT$_\mathrm{b}$連続体の勾配は、大気中のサンプリングされた高さでの局所的なプラズマ温度の勾配の指標として機能します。物理的特性。
ガイアによる単一縮退大質量連星の検出: 青い超巨星、トリプル、質量精度、および高精度視差要件の影響
| Title |
Detection_of_single-degenerate_massive_binaries_with_Gaia:_The_impact_of_blue_supergiants,_triples,_mass_precision,_and_high-precision_parallax_requirements |
| Authors |
S._Janssens,_T._Shenar,_H._Sana,_P._Marchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05680 |
大質量の主系列伴星(OB+BH)を持つ何百ものブラックホールが、AstrometricMass-RatioFunction(AMRF)を使用したガイアアストロメトリーから識別される可能性があります。矮星の代わりに青色の超巨星伴星(BSG)の影響と、ガイアによって解決されていない星系内の追加の伴星の存在が、OB+BHの天文上の識別に及ぼす影響を調査します。また、一次質量をどの程度正確に拘束する必要があるかについても調べます。さらに、最新のガイアデータリリースDR3における天文連星軌道の高精度の公開制約が、OB+BHの検出にどのように影響するかを評価します。BSGの質量と大きさの関係を確立し、BSGAMRF曲線を計算します。OBまたはBSGプライマリを持つ非および単一縮退の大規模なバイナリとトリプルの模擬母集団から、偽陽性の識別率とBSGAMRF曲線の効果を評価します。2番目のAlmaLuminousStarカタログ(ALSII)の天文DR3軌道を持つ星の数を、控えめなDR3公開基準を使用したOB+BH検出に関する新しい予測と比較します。BSGプライマリとトリプルは、偽陽性識別の割合に大きな影響を与えるとは予想されません。ただし、主星の進化段階が不明な場合でも、BSG曲線を使用することをお勧めします。これにより、OB+BH識別の割合も大幅に減少します。偽陽性の割合を低く保ちながら、OB+BHの高い同定割合の恩恵を受けるために、一次質量を知る必要はありません。DR3軌道のALSIIにはOB+BH候補が見つかりません。このnull検出は、基になるBH形成シナリオに起因するものではなく、厳密なDR3選択基準に起因するものではありません。Gaiaを使用したBH形成シナリオを推測するために、DR4の相対視差精度の制約は、DR3基準よりも95%保守的である必要があることを提案します。(要約)
量子重力バウンスにおけるゲージ不変摂動
量子重力バウンス宇宙論などの修正フリードマン方程式を使用して、宇宙論的シナリオにおけるゲージ不変スカラー摂動のダイナミクスを研究します。私たちは、宇宙の地平線よりも大きな波長を捉える別の宇宙近似の範囲内で作業します。この近似は、ループ量子宇宙論と群場理論にうまく適用されています。スカラー摂動を特徴付けるために一般的に使用される2つの変数を考えます:均一密度超曲面の曲率摂動$\zeta$と共動曲率摂動$\mathcal{R}$。一般相対性理論およびループ量子宇宙論における標準的な宇宙論モデルでは、これらの量は保存され、断熱摂動のスーパーホライズンスケールで等しくなります。ここで、これらのステートメントは、ループ量子宇宙論に似た修正フリードマン方程式のより一般的な形式に拡張できる一方で、最も単純な群場理論のバウンスシナリオなどの他の場合では、$\zeta$がバウンス全体で保存されることを示します。一方、$\mathcal{R}$はそうではありません。この結果を、Mukhanov-Sasaki方程式などの単一の摂動変数の2次方程式に基づくアプローチに関連付けます。
AEROS: 海洋ハイパースペクトル イメージングと Argos 追跡 CubeSat
| Title |
AEROS:_Oceanographic_Hyperspectral_Imaging_and_Argos-Tracking_CubeSat |
| Authors |
Sophie_Prendergast,_Cadence_Payne,_Miles_Lifson,_Christian_Haughwout,_Marcos_Tieppo,_Paulo_Figueiredo,_Andr\'e_Guerra,_Alexander_Costa,_Helder_Magalh\~aes,_Tiago_Hormigo,_Francisco_C\^amara,_Carlos_Mano,_Pedro_Pinheiro,_Alvin_D._Harvey,_Bruno_Macena,_Luis_F._Azevedo,_Miguel_Martin,_Tiago_Miranda,_Eduardo_Pereira,_Jo\~ao_Faria,_In\^es_Castel\~ao,_Catarina_Cecilio,_Emanuel_Castanho,_Kerri_Cahoy,_Manuel_Coutinho,_Helder_Silva,_Jorge_Fontes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05124 |
EROSは、ポルトガルの大西洋地域を対象とした、将来の海洋観測コンステレーションに向けた3UCubeSatパスファインダーです。EROSは、小型化された高解像度のハイパースペクトルイメージャー(HSI)、5MPRGBカメラ、およびソフトウェア無線(SDR)を備えています。センサーで生成されたデータは、新しいWebベースのデータ分析センター(DAC)で処理され、エンドユーザー向けに集約されます。HSIには、10nmの帯域幅で可視から近赤外までをカバーする150のスペクトル的に連続したバンドがあります。HSIは、海洋生物の時空間分布と移動行動に影響を与えることが知られている海洋学的特性の研究をサポートするために、海の色データを収集します。SDRを使用すると、AEROSの運用範囲と通信範囲が拡大し、リモートでの再構成が可能になります。SDRは、タグ付きの海洋生物、自動運転車、水中フロート、ブイなどのソースから、短時間のメッセージを受信、復調、および再送信します。将来のDACは、取得したデータを収集、保存、処理、分析し、利害関係者や科学ネットワーク全体にデータを広める能力を活用します。動物由来のArgosプラットフォームの場所と海洋データの相関関係は、急速に変化する環境に直面した漁業管理、生態系に基づく管理、海洋保護区の監視、および生物海洋学研究を前進させます。たとえば、HSIによって収集された海洋データと、RGBカメラと魚の位置からの補足画像との相関関係は、対象の種によって選択された領域内の重要な海洋変数のほぼリアルタイムの推定値を研究者に提供します。
ミリ荷電遺物は、質量のない暗黒光子を明らかにする
質量のない運動学的に混合された暗光子の検出は、真空中での場の再定義によってこの混合の影響を取り除くことができるため、非常に難しいことで知られています。この作業では、この暗黒電磁気の下で直接荷電された宇宙の遺物の存在下で、質量のない暗黒光子を検出する可能性を研究します。このようなミリ荷電粒子は、暗黒物質または暗放射線の形で、初期宇宙で光子から暗光子への振動を駆動する効果的な暗光子質量を生成します。また、そのようなモデルが大規模な暗黒光子に対する既存の宇宙論的制約を緩和する可能性を研究し、精密地上プローブを使用してこのパラメーター空間を直接テストする動機を拡大します。
中間質量比インスパイラルにおける降着円盤と暗黒物質スパイクの比較
| Title |
Comparing_Accretion_Disks_and_Dark_Matter_Spikes_in_Intermediate_Mass_Ratio_Inspirals |
| Authors |
Niklas_Becker,_Laura_Sagunski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05145 |
中間質量比渦巻き(IMRI)は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)などの宇宙ベースの重力波検出器で観測できます。この目的のために、そのようなシステムにおける環境への影響をモデル化し、理解する必要があります。これらの効果には、(バリオン)降着円盤と暗黒物質(DM)の過密度、いわゆるスパイクが含まれます。初めて、降着円盤とDMスパイクの両方が存在するIMRIシステムをモデル化し、インスパイラルと放出された重力波信号に対するそれらの影響を比較します。離心率の進化を研究し、制動指数を採用し、ディフェージング指数を導出します。これは、補完的な観測シグネチャであることが判明しました。これにより、IMRIシステムにおける降着円盤とDMスパイク効果を解きほぐすことができます。
パルサータイミングアレイは、重力波の背景への窓になります
| Title |
No_Smooth_Spacetime_in_Lorentzian_Quantum_Cosmology_and_Trans-Planckian_Physics |
| Authors |
Hiroki_Matsui,_Shinji_Mukohyama,_Atsushi_Naruko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05306 |
ミニ超空間量子宇宙論では、無境界およびトンネリング提案のローレンツ経路積分定式化が最近解析されました。しかし、均一で等方的な背景の周りの線形化された摂動の波動関数は逆ガウス形式であり、したがってそれらの相関関数は発散することが指摘されています。この論文では、この問題を再検討し、トランスプランク物理学に基づいて分散関係を修正することにより、ローレンツ量子宇宙論における摂動の問題を検討します。例として、より高い運動量項を持つ一般化されたコーリー・ヤコブソン分散関係とトランスプランクモードカットオフを持つウンルー分散関係の2つの修正された分散関係を検討します。ローレンツ量子宇宙論における摂動の逆ガウス問題は、短距離で分散関係を修正するトランスプランク物理学では克服するのが難しいことを示します。
前震トランジェントにおける強いウィスラーモード波：波動粒子共鳴相互作用の特徴とレジーム
| Title |
Intense_whistler-mode_waves_at_foreshock_transients:_characteristics_and_regimes_of_wave-particle_resonant_interaction |
| Authors |
Xiaofei_Shi,_Terry_Liu,_Anton_Artemyev,_Vassilis_Angelopoulos,_Xiao-Jia_Zhang,_and_Drew_L._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05398 |
衝撃時のプラズマ流の熱化と加熱により、荷電粒子分布が不安定になり、広範囲の電磁波が発生します。これらの波は、エネルギー粒子をさらに加速して散乱させることができます。したがって、波の特性と波と粒子の相互作用に対するそれらの意味は、衝撃環境におけるエネルギー粒子のダイナミクスをモデル化するために非常に重要です。電子熱流束または温度異方性によって励起されるウィスラーモード波は、衝撃および前震過渡現象の近くで自然に発生します。その結果、それらはしばしば超熱電子と相互作用することができます。このような過渡現象の中心に典型的な低バックグラウンド磁場と大きな波振幅により、このような相互作用が非線形領域に入る可能性があります。この研究では、広範囲の上流条件の下で観測されるように、地球バウショック周辺の前震トランジェントでのウィスラーモード波の統計的特徴付けを提示します。それらのかなりの部分が、非線形処理を正当化するのに十分なほど強力でコヒーレントであることを発見しました。背景磁場勾配と強いホイッスラー波振幅の豊富な観察は、不均一プラズマにおける電子加速の非常に効果的なメカニズムである位相トラッピングが原因である可能性があることを示唆しています。惑星および天体物理的な衝撃環境における電子加速に対する我々の発見の意味について議論します。
禁じられた暗黒物質は、宇宙進化の後期段階では、定義により、より重いパートナーまたはSM粒子に消滅することはできません。我々は、超大質量ブラックホールの周りの禁断の暗黒物質の消滅チャネルを再活性化する可能性を指摘します。ブラックホールに引き付けられると、禁じられた暗黒物質は大幅に加速され、消滅のしきい値を超えます。その後の消滅生成物の光子への崩壊は、ブラックホールの周りに固有の信号を残し、禁じられた暗黒物質の発煙筒として機能します。
ビッグバンは異方性である可能性があります。 Bianchi I モデルの場合
ビアンキタイプI均一宇宙を例に、異方性宇宙モデルの進化を考察します。それは、任意の順圧状態方程式(EoS)を持つ物質と暗黒エネルギーの混合物で満たされています。この場合の一般的な解決策を見つけて分析します。このモデルの可能性のある将来の特異点の完全なリストが示されています。特定のEoSに対していくつかの新しい解決策が得られました。BianchiタイプI{\Lambda}CDM同種モデルの場合。現在または別の時点で宇宙が膨張しており、混合物の密度が正であるという条件で、さまざまなEoSに対応するすべての特殊なケースに共通の特性があることが示されています。そして進化は常に、有限時間前に起こった異方的な「ビッグバン」から始まります。その後、宇宙は絶えず膨張し、まれな例外を除いて、すべての場合においてより等方的になる.特に強い等方化は、インフレの時代に関連しています。その完了後、宇宙の膨張はほぼ等方的になり、この場合は天体観測では等方的と区別できなくなります。この事実により、等方的な膨張パターンにもかかわらず、観測された宇宙を説明するための可能な候補として、異方性宇宙モデルを考慮することができます。
重力波の伝播に対する暗黒エネルギーの影響
暗黒エネルギーは、宇宙の加速を担うアインシュタイン方程式の有効エネルギー運動量テンソル(EMT)としてモデル化できます。この効果的なアプローチを使用して、有効な重力波速度$c_T$に関して重力波(GW)の伝搬に関するモデルに依存しない方程式を導き出し、それが偏光、時間、空間に依存し、の異方性に関連することを示します。ダークエネルギーEMT。適切に定義された運動量有効音速$\tilde{c}_T$に関して、同様の結果がモーメント空間で得られます。摩擦項は$\tilde{c}'_T/\tilde{c}_T$に依存し、有効な周波数依存スケールファクターで表すことができます。摩擦項の変更により、GWと電磁光度距離の間に周波数依存の差が生じます。これは、関係$d_L^{GW}(z)=\tilde{c}_T(z)\,d_L^{EM}(z)$.明るいサイレンと暗いサイレンを使用して、ダークエネルギーモデルと修正重力理論をGW光度距離観測で制約することの意味について説明します。
雪塊理論フロンティアレポート
| Title |
Snowmass_Theory_Frontier_Report |
| Authors |
N._Craig,_C._Cs\'aki,_A._X._El-Khadra,_Z._Bern,_R._Boughezal,_S._Catterall,_Z._Davoudi,_A._de_Gouv\^ea,_P._Draper,_P._J._Fox,_D._Green,_D._Harlow,_R._Harnik,_V._Hubeny,_T._Izubuchi,_S._Kachru,_G._Kribs,_H._Murayama,_Z._Ligeti,_J._Maldacena,_F._Maltoni,_I._Mocioiu,_E._T._Neil,_S._Pastore,_D._Poland,_L._Rastelli,_I._Rothstein,_J._Ruderman,_B._Safdi,_J._Shelton,_L._Strigari,_S._Su,_J._Thaler,_J._Trnka,_K._Babu,_Steven_Gottlieb,_A._Petrov,_L._Reina,_F._Tanedo,_D._Walker,_and_L.-T._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2211.05772 |
このレポートは、2021年のスノーマスプロセスの理論フロンティア内で特定された理論的高エネルギー物理学(HEP)の最近の進歩と有望な将来の方向性をまとめたものです。
