相互作用する暗黒放射線のシナリオと宇宙論的データとの対決
| Title |
Confronting_interacting_dark_radiation_scenarios_with_cosmological_data |
| Authors |
Thejs_Brinckmann,_Jae_Hyeok_Chang,_Peizhi_Du,_and_Marilena_LoVerde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13264 |
暗黒放射(DR)は、一般に、標準モデルの根本的な謎や宇宙データの緊張に対処する新しい物理シナリオで予測されます。宇宙データには、DRのエネルギー密度だけでなく、DRが相互作用しているかどうかも制限する感度があります。この論文では、相互作用する5種類のDR(自由ストリーミング、流体、デカップリング、瞬間的デカップリング、および再結合DR)と、それらが宇宙観測量に与える影響の体系的な研究を紹介します。ボルツマン階層を変更して、緩和時間近似の下でこれらすべてのタイプの相互作用するDRを記述します。初めて、再結合スカラーDRの衝突項をロバストに計算し、再結合遷移赤方偏移のより良い推定を提供します。CMBと物質パワースペクトルの各タイプのDRの明確な機能を示します。Planck2018データとBAOデータを使用してMCMCスキャンを実行します。SMニュートリノセクターに新しい物理学がないと仮定すると、DRのカップリングに統計的に有意な制約がないことがわかります。ケース。$\DeltaN_{\rmeff}$制約は、DRの種類によってわずかに異なります。
$\alpha$-アトラクターのインフレーション: モデルと予測
$\alpha$アトラクタモデルは、宇宙論における今後の観測の観点から最も興味深いインフレーションモデルの一部であり、超重力の観点からも魅力的です。指数関数的および多項式の$\alpha$アトラクタの代表的なモデルを最新の宇宙データ(Planck'18+BICEP2/Keck配列)と対峙させて、モデルパラメーターの予測と最適値を取得します。分析は、PolyChordを介して接続されたModeChordとCosmoMCを使用して行われます。
Qボール崩壊時の二次重力波の増強
最近の$^4$Heの観測は、ビッグバン元素合成における大きなレプトンの非対称性を支持しています。レプトン電荷を持つQボールが電弱相転移後に崩壊する場合、大きすぎるバリオン非対称性を生成することなく、そのような大きなレプトン非対称性を生成できます。このシナリオでは、Qボールが崩壊前に宇宙を支配し、初期の物質支配時代から放射線支配時代への急激な移行を引き起こします。この遷移では、スカラー摂動の二次効果によって重力波(GW)が強化されます。生成されたGWの密度を評価し、パルサータイミングアレイ観測がスカラー摂動の振幅に応じてこのシナリオをプローブできることを示します。
局所化されていない高速電波バーストを使用したハッブル定数の最初の統計的測定
| Title |
First_statistical_measurement_of_the_Hubble_constant_using_unlocalized_fast_radio_bursts |
| Authors |
Ze-Wei_Zhao,_Ji-Guo_Zhang,_Yichao_Li,_Jia-Ming_Zou,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13433 |
高速電波バースト(FRB)を使用して、マッカートの関係を採用することでハッブル定数を測定できます。しかし、現在のところ、既知の赤方偏移を持つホスト銀河に局在するFRBイベントはごくわずかです。この論文では、局所化されていないFRBと銀河カタログデータを使用してハッブル定数を統計的に測定するベイズ法を開発しました。これにより、既知の赤方偏移情報なしで多数のFRBデータを使用して宇宙論的パラメーターを制約することが可能になります。ASKAPによって観測された6つのFRBイベントとビッグバン元素合成の結果を組み合わせて使用すると、$H_0=71.7^{+8.8}_{-7.4}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$が得られます。シミュレーションベースの場合$H_0=71.5^{+10.0}_{-8.1}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$観測ベースの場合($68\%$最高密度間隔)、異なるホスト銀河の人口パラメーターを想定しています。また、今後数年間で、何千ものFRBを使用すると、ハッブル定数の確率誤差で$3\%$の精度が達成される可能性があると推定されます。
| Title |
Potential_signature_of_a_quadrupolar_Hubble_expansion_in_Pantheon+_supernovae |
| Authors |
Jessica_A._Cowell,_Suhail_Dhawan,_Hayley_J._Macpherson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13569 |
等方性の仮定-宇宙は大規模なすべての方向で同じように見える-は、標準的な宇宙モデルの基本です。このモデルは、これまでの宇宙に関する知識の本質的にすべての構成要素を形成しています。したがって、その中核となる仮定がどの体制で保持されるかを経験的にテストすることが重要です。宇宙膨張の異方性は、宇宙後期の非線形構造のために小規模であると予想されますが、これらの異方性が低赤方偏移の観測にどの程度影響するかは、まだ完全にテストされていません。この論文では、完全に一般的な相対論的シミュレーションを使用して、予想される局所異方性膨張を計算し、ハッブルパラメーターの四重極と減速パラメーターの双極子である宇宙パラメーターの支配的な多極子を特定します。新しいPantheon+超新星編集では、これらの多重極子を同時に制約します。基準分析は、固有の速度補正を使用して、CMBの静止フレームで行われます。ハッブル流サンプルの赤方偏移の基準範囲の下で、等方性からの$\sim2\sigma$偏差が見つかります。ハッブルパラメーターの四重極の固有値を$\lambda_1=0.021\pm{0.011}$および${\lambda_2=3.15\times10^{-5}}\pm0.012$に制限し、$1\sigmaを配置します。$2.88\%$の振幅の$上限。$q_{\rmdip}=4.5^{+1.9}_{-5.4}$の制約を見つけて、減速パラメーターに有意な双極子を見つけません。ただし、修正なしのCMBの残りのフレームでは、$q_{\rmdip}=9.6^{+4.0}_{-6.9}$、$>2\sigma$の正の振幅が見つかります。また、ハッブル張力に対するこれらの異方性の影響も調査します。ハッブルパラメーターのモノポールで$0.30$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$の最大シフトを見つけ、観測された張力を局所的な異方性で完全に説明できる可能性は低いと結論付けました。
$\alpha$ アトラクター インフレーション モデルのクラスのベイジアン分析
| Title |
Bayesian_analysis_for_a_class_of_$\alpha$-attractor_inflationary_models |
| Authors |
Francisco_X._Linares_Cede\~no,_Gabriel_German,_Juan_Carlos_Hidalgo,_and_Ariadna_Montiel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13610 |
潜在的な$V(\phi)=V_0\left[1-\text{sech}^{p}\left(\phi/\sqrt{6\alpha}M_{pl}\right)\right]$ここで、$\phi$はインフレトンフィールドで、パラメータ$\alpha$は共形または超共形実現におけるスカラー多様体の逆曲率に対応します。アトラクタモデルの。このような一般化は、$p=2$の基本モデルまたは基本モデルを含む累乗$p$によって特徴付けられます。$\alpha$-アトラクタポテンシャルのパラメータの事前確率が数値探索によって設定されると、$p=1\,,2\,,3\,,4$の場合に対応する統計分析を実行し、後部。元の$\alpha$アトラクタポテンシャルを基本モデルとして考慮し、一般化の証拠を計算し、$p=4$モデルがCMBデータによって優先されると結論付けます。パラメータ$\alpha$の制約も提示します。興味深いことに、調査されたすべてのケースで、$r\simeq0.0025$で与えられるテンソルとスカラーの比率の特定の値が優先されます。
原始宇宙の複雑性と再加熱の影響
圧縮された形式を使用して、原始曲率摂動の複雑さの進化に対する再加熱フェーズの影響を研究します。アウトオブタイム相関器(OTOC)の進化と、インフレーションの時代から始まり、さまざまなタイプの再加熱シナリオを使用して放射線優勢の時代までの量子不一致を調べます。再加熱後に地平線に再び入るモードの場合、有限の再加熱エポックは、特徴的なOTOCと量子不一致のフリーズイン振幅を、状態方程式パラメーター:$(i)$$w_\mathrm{re}=1/3$$(ii)$$w_\mathrm{re}<1/3$、または(iii)$w_\mathrm{re}>1/3$およびクラス内の別の再加熱履歴ではありません。Planckからのスカラースペクトルインデックス($n_s=0.9649$)の中心値と、再加熱中の状態方程式$w_\mathrm{re}=0.25$をベンチマーク値として使用すると、すべてのモードの複雑さの挙動が$1.27\times10^{16}\mathrm{Mpc^{-1}}$より小さいものは上記のように分類できます。逆に、再加熱中に地平線に再突入するモードの場合、複雑さの進化に関するEoSの特徴は、それぞれのケースに個別に埋め込まれます。
暖かいインフレーションでのスカラー スペクトル インデックスの実行と実行
| Title |
Running_and_running_of_the_running_of_the_scalar_spectral_index_in_warm_inflation |
| Authors |
Suratna_Das_and_Rudnei_O._Ramos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13914 |
次世代の宇宙観測により、初期宇宙の原始インフレーションに関連するいくつかの量の測定値が改善されることが期待されています。これらの量には、原始パワースペクトルのスカラー曲率のスペクトルインデックスの改善された測定値が含まれており、原始スペクトルのスケーリング依存性についての理解を深めることもできます。これには、傾斜の実行と、場合によっては実行の実行も含まれます。この論文では、温暖なインフレの文脈で大きなランニングを生成する可能性を調査します。ランニングの有用な分析式は、強力な散逸体制における温暖なインフレのコンテキストで導出されます。結果は、最近文献で関心を集めているいくつかのよく動機づけられた原始インフレータブルポテンシャルと比較され、議論されています。
再結合時代の異方性に対する銀河の回転曲線と計量変動の痕跡
共形重力理論の適用では、銀河団などの大規模な不均一性による105Mpcのオーダーのスケールが銀河の回転曲線に刻印されることが示されています。ここでは、この同じスケールが宇宙マイクロ波背景放射の再結合時代の異方性に刻印されていることを示しています。MannheimとHorneによる分析を再検討し、共形重力理論では、$10^{9\circ}$Kで原始元素合成時代に由来する計量信号の長さスケールが、再結合時代の空全体を埋めることができることを示します。同様に、$10^{13\circ}$Kで発生する音響信号の長さスケールも、再結合時代の空全体を埋めることができます。元素合成時代に起因する計量変動の振幅は、組換え時には$10^{12}$倍、現時点では$10^{18}$倍になることを示しています。さらに、10^{-33}$オーダーの温度で成長し始めると、10^{-33}$cm程度の小さな長さのスケールが、指数関数的な膨張の期間がなければ、再結合の空の大きさまで成長できることがわかります。度。
マルチフィールド インフレーションのブートストラップ: ライト スカラーからの非ガウス性を再検討
マルチフィールドインフレーションからの原始非ガウス性は、長距離と短距離の間で大きな相関関係が生成される可能性があるため、宇宙観測の主要なターゲットです。これらのシグネチャは、スカラーバイスペクトルのローカル形状によってキャプチャされます。この論文では、追加の光スカラーからインフレーション中の曲率摂動への変換プロセスの非線形性を再検討します。主要な計算ツールとして宇宙論的ブートストラップを使用して、あらゆる運動学的構成で有効な相関関数の分析テンプレートを提供します。私たちの結果には、インフレトンとメディエーターの両方の小さな音速という形で、ブースト対称性が大きく破られる可能性が含まれています。質量のないスカラー場のツリーレベルの交換から生じる相関器を考えます。遅い時間のカットオフを導入することにより、相関器の対称制約が変更されることを識別します。これは、変則的な共形ウォード恒等式につながり、その結果、ブートストラップ微分方程式は、このカットオフに依存するソース項を取得します。微分方程式の解は、これらの後期成長効果を組み込んだスカラーシード関数です。重量シフト演算子を補助的な「シード」関数に適用することで、質量のない交換から生じる非ガウス性の形状の体系的な分類を取得します。ド・シッター対称性の理論では、得られた形状を$\deltaN$形式で得られた形状と比較し、スクイーズされた極限から離れた欠落した寄与を特定します。ブースト破壊のシナリオでは、現象学的に異なる特徴を持つ形状関数の新しいクラスを導き出します。具体的には、新しい形状は正等辺非ガウス性の単純な拡張を提供します。信号は、メディエーターとインフレトンの音速の比率によって制御される幾何学的構成でピークに達します。
遅延真空遷移における過密度からの PBH 形成
一次相転移からの始原ブラックホール(PBH)の形成は、標準モデルを超えた物理学の2つの一般的な要素を組み合わせて、幅広い結果をもたらします。最近提案された、真空エネルギー崩壊の不均一性が原始ブラックホールに崩壊する過密度の種となるシナリオについて詳しく説明します。このシナリオでは、PBH質量は従来の形成シナリオと同様にハッブル質量によって決定されますが、その数密度は一次相転移の核形成ダイナミクスによって決定されます。いくつかの分析処理を含む形成確率の詳細な研究を提示します。さらに、HSCおよびOGLE候補のマイクロレンズイベントと同様に、オープンマスウィンドウで集団を生成します。このメカニズムは必然的に一般的な一次相転移でPBHを作成し、かなりの集団がゆっくりと適度に強い相転移で生成されます。
分化した隕石（アコンドライト）の中赤外スペクトル：原始惑星系円盤やデブリ円盤のダストの天体観測との比較
| Title |
Mid-infrared_spectra_of_differentiated_meteorites_(achondrites):_Comparison_with_astronomical_observations_of_dust_in_protoplanetary_and_debris_disks |
| Authors |
A._Morlok,_C._Koike,_K._Tomeoka,_A.B._Mason,_C.M._Lisse,_M._Anand,_M.M._Grady |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13959 |
分化した隕石(アコンドライト)の中赤外(5ミクロンから25ミクロン)透過/吸収スペクトルが測定され、若い恒星天体の進化のさまざまな段階における塵の天文学的観測との比較が可能になりました。原始コンドライトとは対照的に、エーコンドライトは重度の変成作用および/または大規模な融解を経ており、微惑星進化のより高度な段階を表しています。原始的なエーコンドライト(アカプルコイト、ウィノナイト、ユーレイライト、およびブラチナイト)と分化したエーコンドライト(ユークライト、ディオジェナイト、オーブライト、およびメソシデライトケイ酸塩)からスペクトルが得られました。ウレイライトとブラチナイトはカンラン石の特徴が支配的なスペクトルを示し、ダイオジェナイトとオーブライトは輝石の特徴が支配的なスペクトルを示します。アカプルコイト、ウィノナイト、ユークライト、およびメソシデライトケイ酸塩は、それらの多相バルク鉱物学を反映して、より複雑なスペクトルを示します。さまざまな割合の原始エーコンドライトと分化したエーコンドライトのスペクトルの混合物は、少数のMyr古い原始惑星系円盤HD104237AおよびV410Anon13のスペクトルとよく似ています。およびHD165014。原始ユレイライトとブラチナイトのスペクトルの混合は、破片円盤HD113766のスペクトルに似ています。この結果は、微惑星分化の初期段階で生成された物質が、原始惑星系と破片円盤で発生する可能性を高めます。
銀河団の衛星コンテンツとハロー質量: レッド シーケンスとハロー ベースの光学クラスター ファインダーの比較
| Title |
Satellite_Content_and_Halo_Mass_of_Galaxy_Clusters:_Comparison_between_Red-Sequence_and_Halo-based_Optical_Cluster_Finders |
| Authors |
Jesse_B._Golden-Marx,_Ying_Zu,_Jiaqi_Wang,_Hekun_Li,_Jun_Zhang,_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13270 |
クラスター宇宙論は、光学クラスターが画像調査からどのように選択されるかに大きく依存します。赤シーケンスとハローベースの方法を使用して、同じボリューム($0.1{<}z{<}0.34$)内で検出された、固定濃度での2つの異なるクラスターサンプル間の条件付き光度関数(CLF)と弱いレンズ効果のハロー質量を比較します。.模擬銀河サンプルに対してCLFデプロジェクション法を較正した後、SDSS測光銀河とクラスターを相互相関させることで3DCLFを測定します。予想通り、レッドシーケンスとハローベースのファインダーのCLFは、それぞれ赤と青の集団を示します。また、かすかな端で2つのCLFの間に大きな形状の不一致が見られます。ここで、赤シーケンスクラスターはかすかな銀河の大きな欠損を示していますが、$M_r{\sim}-20.5$でバンプを示しています。青い衛星の数が増えています。2つのカタログ間で一致するクラスターのサブサンプルと一致しないクラスターのサブサンプルを比較すると、CLFの形状がクラスターの重心に敏感に依存することがわかります。ただし、一致するクラスターと一致しないクラスター間の平均的な弱いレンズ効果のハロー質量は、どちらのクラスターサンプルでも互いにほぼ一致しています。2つのクラスターファインダーの色の好みはほぼ直交しているため、このような一貫性は、いずれかのクラスターサンプルの質量と豊富さの関係における分散がランダムに近いことを示しています。したがって、光学クラスターを識別する方法の選択は衛星コンテンツに影響を与えますが、クラスター宇宙論に強い系統的バイアスを導入するべきではないことを私たちの結果は示唆しています。
明るい中心銀河の中心から外れた超大質量ブラック ホール
超大質量ブラックホール(SMBH)は、最も明るい銀河団(BCG)などの大質量銀河の中心に存在すると考えられています。ただし、BCGはその歴史を通じて多数の銀河の合併を経験したため、これらの動的な遭遇によって中央のBHが中央領域から大幅に蹴られる可能性があります。Illustris-TNG300シミュレーションと軌道統合を組み合わせることにより、半径軌道上の衛星銀河との合体がBCGにおけるこのようなBH変位の主な要因であることを実証します。BHは、数パーセクから数百キロパーセクの間でさまざまな距離に放出される可能性があります。私たちの結果は、SMBHオフセットがBCGで一般的であり、より正確にはBHの3分の1が$z=0$で中心から外れていることを明確に示しています。この軌道オフセットは、BCGの半分で$z=2$と$z=0$の間で少なくとも6Gyrまで維持できます。高密度のガス貯留層は銀河の中心領域にあるため、BCGの中心から外れたSMBHの結果は、BHの成長とBHフィードバックをクエンチすることであると主張します。
太陽近傍における質量、年齢、速度分散の統計的関係
| Title |
A_Statistical_Relation_between_Mass,_Age_and_Velocity_Dispersion_in_the_Solar_Neighborhood |
| Authors |
Hossein_Fatheddin,_Sedighe_Sajadian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13349 |
銀河円盤の星の運動学は、天の川(MW)銀河における円盤の形成と進化の過程を制約する主な要因です。この論文では、太陽近傍の星の質量、年齢、速度分散の間の統計的関係を調査します。年齢速度分散関係(AVR)は、そのアプリケーションと共に、以前に詳細に研究されています。しかし、質量との相関関係はほとんど無視されていました。この関係を調査するために、\textit{Gaia}ミッションの3回目のデータリリースによって提供された、銀河円盤内の113035個を超える星(太陽距離が150パーセク未満)の固有運動データと、星の質量と年齢を使用します。\textit{Gaia}のFinalLuminosityAgeMassEstimator(\textit{FLAME})が実装されました。Ensembleの統計学習手法であるランダムフォレスト(RF)回帰を使用して、このデータとパラメーター間の相関関係を分析します。最後に、星の質量と年齢を考慮することにより、平均相対誤差と平均絶対誤差がそれぞれ約$9\%$と$2.68~\rm{km/s}$の速度分散を決定できることを示します。また、星の年齢と速度分散との相関関係は、質量の3ドルから8ドル倍であることがわかりました。これは、星の種類や質量によって異なります。
最初の銀河における星団の形成と生存
| Title |
Star_Cluster_Formation_and_Survival_in_the_First_Galaxies |
| Authors |
Fred_Angelo_Batan_Garcia,_Massimo_Ricotti,_Kazuyuki_Sugimura,_and_Jongwon_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13946 |
放射流体力学宇宙論シミュレーションを使用して、再電離の時代前の典型的な質量の矮小銀河の詳細な($0.1$pc解像度)、物理的に動機付けられたポートレートを提示し、星団の形成と進化を個々の$10\:\mathrm{M_{\odot}}$星の粒子。残りのフレームのUVでは、銀河はバルジや銀河円盤のない不規則な形態をしており、重力で束縛された多数のコンパクトな星団から放出される光に支配されています。これは、最近のHSTとJWSTの観測に照らして特に興味深いものであり、重力レンズの拡大力の助けを借りて、$zにある同様の銀河で形成される過程にある個々の若い星団をパーセクスケールの解像度で画像化しました。6ドル。金属量が低く、温度が高いため、この銀河の星形成ガス雲は、典型的な巨大分子雲より$\sim100$倍高い密度を持っています。したがって、それらの星形成効率は十分に高く($f_*\sim10-70$パーセント)、潜在的な球状星団前駆体のかなりの集団を生成しますが、典型的には小さい(数$100\:-\:2\times10^4\の間):\mathrm{M_{\odot}}$、サイズ$0.1-3$pc)およびより低い金属量($10^{-3.5}-10^{-2.5}\:\mathrm{Z_{\odot}}$）。星形成雲の初期質量関数は対数正規であり、結合星団質量関数は、主に$f_*$だけでなく主要なスターバーストへの時間的近接性にも依存する勾配を持つべき法則です。想定されるサブグリッド$f_*$に応じて、$-0.5$と$-2.5$の間の勾配が見つかります。星の形成は銀河規模で自己制御されています。ただし、星団のマルチモーダル金属量分布と、生き残った結合星団にロックされた星の割合は、$f_*$に依存します。
中間年齢クラスター NGC 3532 の X 線源の人口: 機械学習分類のテストベッド
| Title |
Population_of_X-ray_Sources_in_the_Intermediate-Age_Cluster_NGC_3532:_a_Test_Bed_for_Machine-Learning_Classification |
| Authors |
Steven_Chen,_Oleg_Kargaltsev,_Hui_Yang,_Jeremy_Hare,_Igor_Volkov,_Blagoy_Rangelov,_John_Tomsick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13322 |
散開星団は、銀河系のほとんどの星の誕生場所であると考えられています。したがって、星の進化や、さまざまな種類の星(連星、進化した星、コンパクトな天体など)のX線特性を調査するための優れた実験室です。この作業では、チャンドラX線天文台といくつかの調査からの多波長データを使用して、近くにある3億年前の散開星団NGC3532のX線源の数を調査します。ランダムフォレスト機械学習パイプライン(MUWCLASS)を適用して、NGC3532のフィールドで確実に検出されたすべてのX線源(S/N$>5$)を分類します。それらのX線スペクトルとライトカーブ。ほとんどのX線源は、コロナ活動が活発な低質量星であることが確認されており、その多くはMUWCLASSによって自信を持って特定されています。後期B型または初期A型の\textbf{stars}のいくつかは、X線で比較的明るく、そのほとんどは連星である可能性があります。$\sim2\times10^{-15}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$、クラスターの距離で$L_X\sim6\times10^{28}$ergs$^{-1}$に対応。また、NGC3532を超えて、典型的なコロナ活動星とは異なり、MUWCLASSによってコンパクト天体の可能性があると分類されたいくつかの銀河源を特定しました。詳細な調査により、これらのソースは実際にはより希少なクラスに属している可能性があり、追跡調査に値することが明らかになりました.
3C 279 のガンマ線フレアの変動性とスペクトル挙動
| Title |
Variability_and_Spectral_Behavior_of_Gamma-ray_Flares_of_3C_279 |
| Authors |
Gege_Wang,_Junhui_Fan,_Hubing_Xiao,_Jinting_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13395 |
3C279は、2018年1月から6月までのFermi-LAT{\gamma}線観測で強化されたフラックス変動を示しました。{\gamma}線フレア中の3C279の変動性とスペクトル挙動を調査するための詳細なFermi-LAT分析を提示します。この作業では、{\gamma}線スペクトルを分析し、フレア状態または静止状態のスペクトルが明確なブレーク(またはカットオフ)を示さないことを発見しました。これは、散逸領域が広線領域の外側にあることを示しており、エネルギー散逸はダストトーラス赤外線光子を散乱させる逆コンプトン過程によるものである可能性があり、この結果はTolamattiらの結果とも一致しています。ダストトーラス(DT)光子の外部逆コンプトン散乱を使用して、広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)を計算します。このモデルは、フレア減衰時間スケールがDT光子による相対論的電子の冷却時間と一致することを発見したという事実によってさらに支持されました。SEDモデリング中に、電子エネルギー分布（EED）の比較的難しいスペクトルが見つかり、これらの電子が散逸領域で起こった衝撃によって加速されない可能性があることを示唆しています。さらに、磁化率が低いため、磁気リコネクションも除外されます。したがって、ブロブの外側から高エネルギーの電子を注入してフレアを上げることをお勧めします。
近くの電波中間クエーサー III Zw 2 におけるジェットと円盤風の相互作用
| Title |
Interactions_between_the_jet_and_disk_wind_in_a_nearby_radio_intermediate_quasar_III_Zw_2 |
| Authors |
Ailing_Wang,_Tao_An,_Shaoguang_Guo,_Prashanth_Mohan,_Wara_Chamani,_Willem_A._Baan,_Talvikki_Hovatta,_Heino_Falcke,_Tim_J._Galvin,_Natasha_Hurley-Walker,_Sumit_Jaiswal,_Anne_Lahteenmaki,_Baoqiang_Lao,_Weijia_Lv,_Merja_Tornikoski,_Yingkang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13735 |
円盤風とジェットは活動銀河核(AGN)のいたるところにあり、これら2つの成分がどのように相互作用するかは未解決の問題です。電波中間クエーサーIIIZw2の電波特性を調べます。2つのジェットノットJ1とJ2がパーセクスケールで検出されました。2009年から2010年にかけてIIIZw2で2つの$\gamma$線フレアが検出されました。これは、2009年後半の第1電波フレアと2010年初頭の第2電波フレアに対応しています。J2の。2010年の第2のフレアは、中央エンジンから$\sim$0.3パー秒の距離で発生しました。これはおそらく、ジェットが降着円盤風と衝突した結果です。IIIZw2の変動特性(周期的な電波フレア、不安定な周期性、複数の準周期信号、およびそれらの間の調和関係の可能性)は、降着円盤の地球規模の不安定性によって説明できます。ゆがんだ円盤の外側部分から生じるこれらの不安定性は、内側に伝播し、降着速度の変調と、その結果としてのジェット噴出につながる可能性があります。同時に、外側のディスクの揺れは、ディスク風とジェットトンネルの間の境界の振動にもつながり、ジェット風の衝突場所に変化をもたらす可能性があります。IIIZw2は、噴流と風の相互作用で観測された数少ないケースの1つであり、この論文の研究は、AGNの核領域における動的プロセスへの洞察を得るための一般的な関心事です。
減衰プラズマ波による小さなピッチ角でのUHECRの散乱
過去数十年間に超高エネルギー宇宙線(UHECR)散乱研究で達成された多くの理論的および実験的努力にもかかわらず、いくつかの質問は未回答または部分的に回答されたままです。そのうちの2つは、この論文の焦点となるものです。UHECRの可能性のある発生源と、PeVエネルギーを超える宇宙線の加速メカニズムです。ピッチ角フォッカー・プランク係数を解析的に計算するために、準線形理論を使用してUHECRの小さなピッチ角散乱と閉じ込めの可能性を調査しました。CR粒子は、斜めの低周波減衰波と共鳴的に相互作用します。減衰効果により共振関数が広がることを示し、この結果を非線形の広がりと比較します。スラブ乱流内の純粋に平行(または反平行)伝搬波の場合とは異なり、斜め高速モード波の圧縮磁場成分の存在により、宇宙線粒子は、n=0共鳴を介してこれらの波と共鳴的に相互作用することができます。ヒラス限界に強く影響するジャイロ共振。得られた結果を使用して、すべての形態の乱流スペクトルの平行平均自由行程を計算できます。これは、銀河の超高エネルギーに近いCRの輸送と伝搬に適用されています。天体物理源における粒子加速を正確に理解することは、宇宙線の銀河起源から銀河外起源への最終的な遷移、および最高エネルギーでのUHECRスペクトルの形状を解釈するのに役立つ可能性があります。
A Gap No More: 非核エネルギーがブラックホールの質量ギャップを埋めるメカニズム
標準的な恒星進化モデルでは、約$50～140M_\odot$の範囲のブラックホールは、恒星進化から直接存在するはずはないと予測しています。このギャップが現れるのは、質量が100から240$M_\odot$の星が対不安定超新星を経て残骸を残さないか、または脈動性対不安定超新星で最初の星の質量よりもはるかに小さい残骸を残すと予想されるためです。しかし、LIGO/Virgoの共同研究によって、この質量範囲内にブラックホールが発見されました。以前の研究(arXiv:2010.00254)では、星の進化コードMESAを使用して、非核エネルギー(暗黒物質の消滅など)の追加が180$M_\odot$星の進化を変更できることを示しました。観測されたブラックホールは、孤立した星から生成された可能性があります。この論文では、この分析を他の質量の星に拡張し、十分な量の非核エネルギーがあれば、どの星も対の不安定性を回避でき、初期の星の質量に匹敵する質量のブラックホールを生成できることを発見しました。さらに、このメカニズムから生成できるブラックホールの初期質量関数のタイプの例を生成します。これらの実例は、星に核以外のエネルギーを加えることで、質量ギャップを完全に埋める方法を提供することを示唆しています。
連星中性子星合体からの VHE プロンプト放出の検出: ET と CTA の相乗効果
| Title |
Detecting_VHE_prompt_emission_from_binary_neutron-star_mergers:_ET_and_CTA_synergies |
| Authors |
Biswajit_Banerjee,_Gor_Oganesyan,_Marica_Branchesi,_Ulyana_Dupletsa,_Felix_Aharonian,_Francesco_Brighenti,_Boris_Goncharov,_Jan_Harms,_Michela_Mapelli,_Samuele_Ronchini_and_Filippo_Santoliquido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.14007 |
現世代の超高エネルギー$γ-$線(VHE;30GeVを超えるE)検出器(MAGICおよびH.E.S.S.)は、最近、GRBの残光放出を検出する能力を実証しました。しかし、通常は10keV～10MeV帯域で観測されるGRB即発放出は、これまでのところ、より高いエネルギーでは検出されていません。ここでは、マルチメッセンジャー観測の観点を調査して、VHEでの短いGRBの即時放出を検出します。連星中性子星合体を短いGRBの前駆体と見なして、アインシュタイン望遠鏡(ET)や宇宙探査機(CE)などの第3世代の重力波検出器と相乗的に観測するチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)の共同検出効率を評価します。）。特に、吸気相の重力波イベントを検出して位置を特定し、VHE検索を促進できる早期警告アラートを提供するために期待される機能を評価します。いくつかの観測戦略を考慮して可能なジョイント検出の量を計算し、CTAの感度により、10keV-10MeVで観測されたものよりも数桁暗い場合でも、VHE放射の検出が可能になることを示します。GRBの即時および残光放出を考慮して、中性子星連星合体からのVHE光子の生成の可能なシナリオの観点から結果を議論します。
現場観測のためのミッション科学の成果を高めるための人工知能：スパースデータの課題への対処
| Title |
Artificial_Intelligence_to_Enhance_Mission_Science_Output_for_In-situ_Observations:_Dealing_with_the_Sparse_Data_Challenge |
| Authors |
M._I._Sitnov,_G._K._Stephens,_V._G._Merkin,_C.-P._Wang,_D._Turner,_K._Genestreti,_M._Argall,_T._Y._Chen,_A._Y._Ukhorskiy,_S._Wing,_Y.-H._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13289 |
地球の磁気圏では、地球低軌道を越えてその場で観測を行っている専用の探査機が常に10機にも満たない数しかありません。その結果、その地球規模の構造と進化、その主な活動プロセス、磁気嵐、およびサブストームのメカニズムはほとんど理解されていません。このスパースデータの課題に対応するには、機械学習、データマイニング、データ同化などの新しい人工知能(AI)手法と、新しいAI対応ミッションを開発する必要があります。
21 世紀の太陽物理学発見ツール: データ サイエンスと機械学習の構造と 2020 ～ 2050 年の推奨事項
| Title |
Heliophysics_Discovery_Tools_for_the_21st_Century:_Data_Science_and_Machine_Learning_Structures_and_Recommendations_for_2020-2050 |
| Authors |
R._M._McGranaghan,_B._Thompson,_E._Camporeale,_J._Bortnik,_M._Bobra,_G._Lapenta,_S._Wing,_B._Poduval,_S._Lotz,_S._Murray,_M._Kirk,_T._Y._Chen,_H._M._Bain,_P._Riley,_B._Tremblay,_M._Cheung,_V._Delouille |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13325 |
3つの主なポイント:1.データサイエンス(DS)は太陽物理学にとってますます重要になります。2.太陽物理学の科学的発見の方法は絶えず進化し、厳密に適用され、発見をサポートできる学習技術[機械学習(ML)など]の使用が必要になります。3.データ、テクノロジー、労働力の変化のペースに合わせて成長するために、太陽物理学は知識の表現に対する新しいアプローチを必要とします。
| Title |
Deep_Learning_for_Space_Weather_Prediction:_Bridging_the_Gap_between_Heliophysics_Data_and_Theory |
| Authors |
John_C._Dorelli,_Chris_Bard,_Thomas_Y._Chen,_Daniel_Da_Silva,_Luiz_Fernando_Guides_dos_Santos,_Jack_Ireland,_Michael_Kirk,_Ryan_McGranaghan,_Ayris_Narock,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Marilia_Samara,_Menelaos_Sarantos,_Pete_Schuck,_Barbara_Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13328 |
従来、データ分析と理論は別個の分野と見なされており、それぞれが根本的に異なるタイプのモデルを提供していました。最新のディープラーニングテクノロジは、これら2つの分野を統合し始めており、データと理論によって得られた物理的な洞察を組み合わせた、予測力に優れた新しいクラスの宇宙天気モデルを生成します。私たちはNASAに対し、太陽物理学のコミュニティがこれらの進歩を利用するために必要な研究とインフラストラクチャに投資することを求めます。
KNIFE、鹿島野辺山干渉計
鹿島34~mと野辺山45~mの2つのアンテナを接続することにより、東西200~kmの基線が形成されます。当時、野辺山45~mは43~GHz帯で世界一の感度を持ち、鹿島34~mは世界で3番目に大きかったため、鹿島-野辺山基線は43~GHzVLBIで最高の感度を提供しました。（図1）。1988年に鹿島34μmアンテナの建設が始まり、ほぼ同時にmm-VLBI（KNIFE、鹿島野辺山インターフレーメーター）の国内プロジェクトが開始されました。野辺山宇宙電波観測所は、世界初の冷却型HEMT43~GHz受信機を鹿島34~mに提供しました。1989年10月、43~GHzで最初のフリンジが検出されました。当時のKNIFEの功績を振り返ります。
GAPS における畳み込みニューラル ネットワークを使用した新しい粒子識別アプローチ
| Title |
New_Particle_Identification_Approach_with_Convolutional_Neural_Networks_in_GAPS |
| Authors |
Masahiro_Yamatani,_Yusuke_Nakagami,_Hideyuki_Fuke,_Akiko_Kawachi,_Masayoshi_Kozai,_Yuki_Shimizu,_and_Tetsuya_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13454 |
一般反粒子分光計(GAPS)は、低エネルギー宇宙線反粒子を測定することを目的とした気球搭載実験です。GAPSは、入射粒子によって引き起こされるエキゾチックな原子形成に基づく新しい反粒子識別技術を開発しました。これは、GAPSの10層のSi(Li)検出器トラッカーによって実現されます。従来の解析では、再構成された入射粒子と二次粒子の物理量を使用します。これと並行して、ディープニューラルネットワークに基づく補完的なアプローチを開発しました。この論文では、新しい畳み込みニューラルネットワーク(CNN)手法を紹介します。3次元CNNは、エネルギー蓄積を3次元入力として受け取り、それらの位置/エネルギー相関を特定することを学習します。物理量とCNN手法の組み合わせも調査されます。調査結果は、新しい技術が粒子識別において既存の機械学習ベースの方法よりも優れていることを示しています。
拡散星間物質におけるSH+の解離再結合による硫黄の基底状態と最低励起状態の分布
| Title |
Population_of_ground_and_lowest_excited_states_of_Sulfur_via_the_dissociative_recombination_of_SH+_in_the_diffuse_interstellar_medium |
| Authors |
J._Boffelli_and_F._Gauchet_and_D._O._Kashinski_and_D._Talbi_and_A._P._Hickman_and_K._Chakrabarti_and_E._Bron_and_A._Orban_and_J._Zs._Mezei_and_I._F._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13538 |
基底状態SH$^+$からSHの$^2\Pi$状態への解離的再結合に関する以前の研究は、最近量子化学法によって調査された$^4\Pi$状態の寄与を考慮して拡張されました。マルチチャネル量子欠陥理論は、解離再結合の断面積と速度係数の計算だけでなく、振動励起にも使用されます。さらに、再結合に起因する原子収量を生成し、それぞれの基底状態(\mbox{$^3$P})および最低励起状態(\mbox{$^1$D})での硫黄原子の生成を定量化します。
フーリエ フィルタリング波面センシングにおけるノイズ伝搬のモデル化、基本的な限界、および定量的比較
| Title |
Modeling_noise_propagation_in_Fourier-filtering_wavefront_sensing,_fundamental_limits_and_quantitative_comparison |
| Authors |
Vincent_Chambouleyron_and_Olivier_Fauvarque_and_C\'edric_Plantet_and_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage_and_Nicolas_Levraud_and_Mahawa_Ciss\'e_and_Beno\^it_Neichel_and_Thierry_Fusco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13577 |
適応光学(AO)は、地上の望遠鏡の角度分解能を大幅に向上させる技術です。波面センサー(WFS)は、このようなシステムの重要なコンポーネントの1つであり、根本的な性能制限を引き起こしています。このホワイトペーパーでは、WFSの特定のクラスであるフーリエフィルター波面センサー(FFWFS)に焦点を当てます。このクラスは非常に感度が高いことで知られています。ただし、あらゆる種類のFFWFSに対する明確で包括的なノイズ伝播モデルは不足しています。読み出しノイズと光子ノイズを考慮して、単純で包括的なモデルを導き出し、これらのノイズが線形フレームワークの位相再構成でどのように伝播するかを理解できるようにします。この新しいノイズ伝播モデルは、あらゆる種類のFFWFSで機能し、これらのセンサーの基本的な感度限界を再検討することができます。さらに、広く使用されているFFWFS間の新しい比較が行われます。主に使用される2つのFFWFSクラス、ゼルニケWFS(ZWFS)とピラミッドWFS(PWFS)に焦点を当て、それらの動作について新たな理解をもたらします。
ISAI: Iron-57 による Solar Axion の調査
| Title |
ISAI:_Investigating_Solar_Axion_by_Iron-57 |
| Authors |
Tomonori_Ikeda,_Toshihiro_Fujii,_Takeshi_Go_Tsuru,_Yuki_Amano,_Kazuho_Kayama,_Masamune_Matsuda,_Hiromu_Iwasaki,_Mizuki_Uenomachi,_Kentaro_Miuchi,_Yoshiyuki_Onuki,_Yoshizumi_Inoue_and_Akimichi_Taketa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13708 |
アクシオンの存在は、強力なCP問題に対するユニークな解決策であり、アクシオンは暗黒物質の最も有望な候補の1つです。Iron-57によるソーラーアクシオンの調査(ISAI)は、ソーラーアクシオンのシナリオを確認するための補完的な卓上実験として準備されています。アクシオン-核子結合に関連する核遷移からのX線放射を調べることは、主要なアプローチです。ISAIは、非常に低いバックグラウンド環境下で、XRPIXと呼ばれる最先端のピクセル化されたシリコン検出器を使用して、57Feの最初の励起状態から単色の14.4keVX線を検索します。ISAIの科学的目的、実験計画、最新の状況に焦点を当てます。
エバネッセント波コロナグラフ (EvWaCo) の適応光学システム: 最適化された位相板と DM 特性評価
| Title |
Adaptive_Optics_system_of_the_Evanescent_Wave_Coronagraph_(EvWaCo):_optimised_phase_plate_and_DM_characterisation |
| Authors |
Anthony_Berdeu_(NARIT),_Sitthichat_Sukpholtham_(NARIT),_Puttiwat_Kongkaew_(NARIT),_Adithep_Kawinkij_(NARIT),_Matthew_Ridsdill-Smith_(NARIT),_Michel_Tallon_(CRAL),_\'Eric_Thi\'ebaut_(CRAL),_Maud_Langlois_(CRAL),_Mary_Angelie_Alagao_(NARIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13818 |
EvanescentWaveCoronagraph(EvWaCo)は、タイ国立天文台に設置されるスペクトル領域[600nm、900nm]でサイズが調整可能なアクロマティックコロナグラフマスクです。この作業では、DM192ALPAOデフォーマブルミラー(DM)と15x15シャックハルトマン波面センサー(SH-WFS)で構成されるExtremeAdaptiveOpticsシステム(XAO)を特徴付けるベンチの開発を紹介します。このベンチでは、乱流は瞳面で回転する位相板を使用してシミュレートされます。一般に、このようなコンポーネントは、ランダムに生成されたフェーズスクリーンを使用して設計されます。このような単一の実現は、必ずしも必要な構造機能を提供するとは限りません。ビームが正しい2D構造関数を使用して厳密に制御されたコルモゴロフ統計を確認できるように、印刷パターンを設計するソリューションを提示します。これは、ベンチ結果を数値シミュレーションおよび予測と比較するために、実験条件を制御するために不可欠です。このベンチはさらに、54x54ALPAOSH-WFSを使用してALPAODMの27mm瞳孔全体を詳細に特徴付けるために使用されます。その影響関数の平均形状と、各単一アクチュエータの影響関数を測定して、それらの分散を調べます。コマンドによるアクチュエータ振幅の線形性と、影響関数プロファイルの線形性を調べます。また、アクチュエータのオフセットと0コマンドでの膜の形状も調べます。この知識は、XAO制御ループのDMのフォワードモデルを取得するために重要です。
太陽の磁場反転期間にわたる宇宙線のドリフト効果の展開
| Title |
Unfolding_Drift_Effects_for_Cosmic_Rays_over_the_Period_of_the_Sun's_Magnetic_Field_Reversal |
| Authors |
O.P.M._Aslam,_Xi_Luo,_M.S._Potgieter,_M.D._Ngobeni_and_Xiaojian_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13397 |
確立された包括的な3次元数値変調モデルを適用して、2011年5月から2015年5月までの銀河の陽子、電子、および陽電子をシミュレートします。これには、太陽周期24の太陽磁気極性反転が含まれます。1.0-3.0GVの対応するAMS観測、および主要な物理的変調プロセス、特に粒子ドリフトが負から正の磁極サイクルにどのように変化するかについての理解を深めるために、この比較から基礎となる物理学が得られます。局所的な星間スペクトルを除けば、電子と陽電子はドリフトパターンのみが異なりますが、陽子とは剛性が低くなると断熱エネルギーが変化するなど、他の点で異なります。逆荷電粒子のシミュレーションを完了するために、反陽子モデリングの結果も得られます。一緒に、観察と対応するモデリングは、最近の極性反転の前後のドリフトパターンの違いを示し、この期間中の電荷符号依存性の現象を大幅に明らかにします。磁気極性が明確に定義されていないこの期間中、地球規模の粒子ドリフトの影響は無視できるようになりました。極性反転中のすべての粒子のMFPの結果として得られる低い値は、太陽極小活動中の大きな値と対照的であり、太陽極小活動から最大活動までのさまざまな変調プロセスの相対的な寄与と影響を明らかにします。ドリフトスケールは極性反転の直後に回復し始めますが、極性反転後しばらくの間、MFPは減少し続けるか、変化しません。
LAMOST 中分解能分光サーベイによる二値星とエキゾチック星 (LAMOST-MRS-B): 観測戦略とターゲット選択
| Title |
LAMOST_medium-resolution_spectroscopic_survey_of_binarity_and_exotic_star_(LAMOST-MRS-B):_Observation_strategy_and_target_selection |
| Authors |
Jiao_Li,_Jiang-Dan_Li,_Yan-Jun_Guo,_Zhan-Wen_Han,_Xue-Fei_Chen,_Chao_Liu,_Hong-Wei_Ge,_Deng-Kai_Jiang,_Li-Fang_Li,_Bo_Zhang,_Jia-Ming_Liu,_Hao_Tian,_Hao-Tong_Zhang,_Hai-Long_Yuan,_Wen-Yuan_Cui,_Juan-Juan_Ren,_Jing-Hao_Cai_and_Jian-Rong_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13400 |
LAMOST-MRS-Bは、LAMOST中解像度(R~7500)分光サーベイのサブサーベイの1つです。連星やエキゾチック星の統計的性質（連星分率、軌道周期分布、質量比分布など）を調べることを目的としています。5年間で10回以上、約30000個の星(10等<=G<=14.5等)を観測する予定です。当初、2018年に銀河面の周りに25枚のプレートを観測する予定でしたが、観測の制限により、2019年にはプレートが12枚に減りました。同時に、銀河の高緯度に位置する2つの新しいプレートが追加され、さまざまな環境の影響を受ける連星の特性が調べられました。この調査プロジェクトでは、特定されたエキゾチックで低金属量の星を観測の優先度が最も高いものに設定しました。選択された残りの星については、できるだけ多くの高品質のスペクトルを取得するために、比較的明るい星を優先しました。49129個の星のスペクトルがLAMOST-MRS-Bフィールドで取得され、DR8で公開されました。そのうち28828個と3375個の星は、それぞれSNR>=10で2回以上、10回以上訪問されています。ソースのほとんどは、0.6<[Fe/H]<0.4dexのB型、A型、およびF型の星です。また、同定された変光星とエキゾチック星は347個、[Fe/H]<1dexの星は約250個あります。892233個の星のスペクトルを使用して視線速度(RV)を測定します。RVの不確実性は、後期型星と初期型星の95%で、それぞれ約1km/sと10km/s1に達します。この論文で紹介されているデータセットは、http://www.doi.org/10.57760/sciencedb.j00113.00035で入手できます。
$\beta>0$ プラズマの Titov-D\'emoulin 型噴火イベント ジェネレータ
有限の太さのトロイダルフィラメント内に配置された所定の電流分布によって生成される磁場の正確な解析ソリューションを提供します。解は、ルジャンドル関数の変形であるトロイダル関数で表されます。太陽コロナのツイストトロイダル電流ループのMHD平衡への適用では、Grad-Shafranov方程式は、自身の電流からのピンチ効果に対する平衡配置を記述する解析解と、外部ストラッピングフィールドの近似解に分解されます。フープ力のバランスをとる。私たちのソリューションは、コロナ質量放出の数値シミュレーションに使用できます。バックグラウンドの太陽コロナ磁場に重畳されると、ツイスト電流ループ構成の過剰な磁気エネルギーは、フラックスキャンセルを適用してストラップ磁場を減らすことによって不安定にすることができます。膨張フラックスロープの形成を伴うこのような安定性の損失は、Titov&D'emoulin(1999)の噴火イベントジェネレータに典型的です。提案されたモデルの主な新機能は次のとおりです。(i)フィラメントは、有限の質量とエネルギーを持つ有限の$\beta$プラズマで満たされます。(ii)モデルは、ストラップの磁気再接続により自然に噴出する平衡解を記述します。磁場アーケード、および(iii)モデルパラメーターを結果のCMEの漸近速度および総質量に接続する解析式があり、シミュレートされたCME特性を多点コロノグラフ観測に接続する方法を提供します。
太陽下部大気におけるねじれ波の観測と同定の問題点
スペクトル線幅の周期的変化を記録することは、ねじれアルフベ\'{e}n波を観察するための主な方法として役立ちます。理論的には、この方法は有効に見えますが、データに適用する際にはいくつかの注意点があります。たとえば、これらの観測の振幅は、ディスク上の位置の変化に応じて変化する必要があり、強度の振動がないと関連付けられる必要があります。多数のスペクトル線で、コロナホールと白斑領域の線幅の周期的な非熱的変動に関する広範な観測資料を分析します:H{\alpha}、HeI10830{\AA}、CaII8542{\AA}、BaII4554{\AA}.ほとんどの場合、同様の周波数で関連する強度振動を検出しました。その上、中心から四肢への依存関係は観察されませんでした。これは、この方法の実際的な妥当性と、スペクトル線幅の非熱変動の性質に関する別の説明についての議論を必要とします。私たちの観察に基づいて、線プロファイルの広がりを記録することは、太陽の下層大気におけるねじれアルフエン波を明確に識別するために必要ですが、十分ではない手段であると考えています。
太陽の誕生星団の星の数について
太陽は星団の中で形成されたと考えられています。$^{26}{\rmAl}$に富むカルシウムと$^{26}{\rmAl}$に乏しいカルシウム-アルミニウムに富む介在物の共存は、$^{26}{\rmAl}$に富む物質は、太陽系の最初の$10^5$年間に、近くのコア崩壊超新星から発生するはずです。したがって、太陽の誕生星団での星形成の期間内に、少なくとも1つのコア崩壊型超新星が発生するはずです。ここで、太陽の誕生星団内の星の数を、誕生星団での星形成の有限期間内に少なくとも1つのコア崩壊型超新星を獲得する確率の観点から再検討します。星形成の期間によっては、誕生した星団内の星の数が以前に考えられていたよりも大幅に多くなる可能性があることがわかりました。
WN8 Wolf-Rayet 星 HD96548 = WR40 の代表的な風におけるクランプの制約と、同時ブロードバンド光および直線偏光変動
| Title |
Constraints_on_Clumps_in_the_Representative_Wind_of_the_WN8_Wolf-Rayet_star_HD96548_=_WR40_with_Simultaneous_Broadband_Light_and_Linear-Polarisation_Variability |
| Authors |
Richard_Ignace,_Anthony_Moffat,_Carmelle_Robert,_Laurent_Drissen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13858 |
空で最も明るいWN8星、WR40の正確な地上ベースの広帯域光強度と直線偏光光曲線を報告します。WN8星は、他のほとんどのWolf-Rayet(WR)星の風よりも遅く、熱が少ない強い風の確率的な塊に起因する、変動性の高いレベルで有名です。多くのWR星が、偏光測定よりも光度測定の方が一桁高い変動の振幅を示すという以前の結果を確認します。初めて、WR40の測光観測と偏光観測のほぼ同時性の独特な性質により、2つのタイプの変動性が相関する挙動を示すかどうかを確認できますが、相関関係はありません。個々の塊の明るさと偏光の単純な時間関数を仮定すると、シミュレートされた光度曲線のモデルは、観測の特性、特に、測光変動と偏光変動の間の相関の欠如、測光変動と偏光変動の標準偏差の比率を再現することがわかります。、およびその標準偏差に対する平均固有偏光の比率。時間変動の解を空間座標にマッピングすると、WR40の風の塊が光の散乱に加えて自由に自由に放出されることが示唆されます。
完全対流星と部分対流星のロスビー数
| Title |
Rossby_numbers_of_fully_and_partially_convective_stars |
| Authors |
N._R._Landin_(1_and_2),_L._T._S._Mendes_(3_and_2),_L._P._R._Vaz_(2),_S._H._P._Alencar_(2)_((1)_Universidade_Federal_de_Vi\c{c}osa_-_Campus_UFV_Florestal,_Brazil,_(2)_Departamento_de_F\'isica,_Universidade_Federal_de_Minas_Gerais,_Belo_Horizonte,_Brazil,_(3)_Departamento_de_Engenharia_Eletr\^onica,_Universidade_Federal_de_Minas_Gerais,_Belo_Horizonte,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13958 |
星の進化モデルを使用して理論的な対流ターンオーバー時間($\tau_{\rmc}$)とロスビー数(${\rmRo}$)を計算することにより、理論的な観点から星の磁気活動を調査します。系列星と主系列星。問題は、$\tau_{\rmc}$が通常決定される正規の場所(対流帯のベースから混合長の半分上)が、完全な対流星では失敗し、文献ではこれについての合意がないことです。私たちの計算は、ATON恒星進化コードを使用して実行されました。ゆっくりと回転する完全対流星の最近の観測に動機付けられた、完全対流星と部分対流星に分析を集中させました。そのX線放出は、太陽のような星と同じようにロスビー数と相関し、タコクラインの存在が磁場発生には必要ありません。さまざまな質量と年齢の星について、恒星半径上の$\tau_{\rmc}$の挙動を調べます。${\rmRo}$は、星の半径によって大きく変化する$\tau_{\rmc}$に依存するため、理論的な結果を使用して、完全に対流する星の計算に適した半径方向の位置を決定します。別の場所を使用して、回転活動図($L_{\rmX}/L_{\rmbol}$対${\rmRo}$)に847個の星のサンプルを当てはめます。法関数。適合パラメータは以前の研究と一致しており、${\rmRo}$$\leq$${\rmRo_{sat}}$を持つ星が$L_{\rmX}/L_の飽和レベル付近に分布していることを示しています。{\rmbol}$であり、${\rmRo}$$>$${\rmRo_{sat}}$を持つ星の場合、$L_{\rmX}/L_{\rmbol}$は明らかに$-2.4\!\pm\!0.1$の指数を持つ${\rmRo}$。
Herbig Ae/Be星の金属量とスペクトルエネルギー分布の関係。惑星形成との潜在的なつながり
| Title |
Relation_between_metallicities_and_spectral_energy_distributions_of_Herbig_Ae/Be_stars._A_potential_link_with_planet_formation |
| Authors |
J._Guzman-Diaz,_B._Montesinos,_I._Mendigutia,_M._Kama,_G._Meeus,_M._Vioque,_R.D._Oudmaijer,_E._Villaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.14022 |
(要約)恒星の金属量[M/H]は、惑星の形成に重要な意味を持つ可能性があります。特に、カマ等。いくつかのHerbigAe/Be星(HAeBes)の表面における耐火元素の不足は、金属に富む内容を閉じ込める木星の惑星によって引き起こされる可能性が高い円盤空洞の存在に関連している可能性があると提案しました。この作業は、均一に導出された[M/H]値、恒星、および恒星周囲の特性を持つHAeBesの最大のサンプルを分析することにより、以前の提案に対する堅牢なテストを提供することを目的としています。[M/H]67のHAeBesの値は、観測されたスペクトルとKurucz合成モデルに基づいて導き出されました。[M/H]とMeeusらによるスペクトルエネルギー分布(SED)分類からのグループIソースとの間の潜在的な関係をテストすることを目的として、統計分析が行われました。私たちの研究は、グループIのソースがグループIIのHAeBeよりも[M/H]が低い傾向があることを確実に確認しています。SEDベースの遷移円盤に関する同様の分析では、そのような関係は明らかにされておらず、ダストホールを作成できるすべてのプロセスが星の存在量に影響を与えるわけではないことを示しています。また、観測された[M/H]の違いは、環境の影響によるものではないことも示しています。最後に、グループIのソースは、おそらく巨大惑星の存在に関連する、より強力な(サブ)mm連続体放出を持つ傾向があります。実際、文献の結果は、おそらくそれらの存在に関連するディスク下部構造が、グループIHAeBesで最大10倍頻繁にあることを示しています。巨大惑星は他のHAeBesの周りよりもグループI/低[M/H]星の周りでより頻繁にあることを示唆する間接的な証拠を提供します。ただし、直接テストには、円盤内で惑星を形成する複数の検出が必要であり、これまでのところ、金属が枯渇した([M/H]=-0.35+-0.25)グループIHAeBe星ABAurの周りの候補に限定されています。
| Title |
Boosted_dark_matter_from_primordial_black_holes_produced_in_a_first-order_phase_transition |
| Authors |
Danny_Marfatia,_Po-Yan_Tseng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13035 |
ダークセクターにおける宇宙論的な一次相転移の間、フェルミオン暗黒物質粒子$\chi$は、特定の条件下で原始ブラコール(PBH)に崩壊する巨視的なフェルミボールを形成できます。PBHの蒸発により、$\chi$フラックスが増加し、$\chi$が可視物質と結合した場合に検出できる可能性があります。$\chi$と電子の相互作用を考慮し、XENON1T、XENONnT、スーパーカミオカンデ、ハイパーカミオカンデ実験における暗黒物質フラックスの信号を計算します。THEIAと$\mu$Aresでは、相転移からの相関重力波信号を観測することができます。CMB-S4で測定できる暗放射量は、相転移の付帯現象です。
| Title |
Weak_Gravitational_Lensing_of_Schwarzschild_and_Charged_Black_Holes_Embedded_in_Perfect_Fluid_Dark_Matter_Halo |
| Authors |
Chen-Kai_Qiao,_Mi_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13311 |
暗黒物質と暗黒エネルギーが私たちの宇宙の振る舞いを支配しています。未知の暗黒物質は通常、多数の銀河でハローを形成します。暗黒物質のハローの性質は、重力レンズ効果の観測から明らかになり、理解することができます。この研究では、暗黒物質のハローに埋め込まれたブラックホールの弱い重力レンズ効果に関する包括的な研究が提示されます。銀河中心部の超大質量ブラックホール(ダークマターハローに囲まれている)を簡単な方法で効果的にモデル化するために、完全な流体ダークマターハローに埋め込まれたシュヴァルツシルトブラックホールと荷電したReissner-Nordstrのブラックホールを使用します。現在の研究では、弱い重力レンズ作用におけるいくつかの重要な量(光の重力偏角、光子球、ブラックホールの影の半径、重力レンズ方程式、およびアインシュタインリング)が計算され、解析的および数値的に分析されています。物質は、中心のブラックホールの重力レンズ効果に大きな影響を与える可能性があります。
空によって結ばれ、言語によって分けられる -- 読者ベースの少ない言語で出版される天文学
| Title |
United_by_skies,_divided_by_language_--_astronomy_publishing_in_languages_with_small_reader_base |
| Authors |
Valentin_D._Ivanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13434 |
宇宙の謎は国際的であり、空に国境はありません。しかし、知識は言語によって伝達されるため、突破するのが難しいことが多い言語の壁があります。ブルガリアは、読者層が比較的少ない国の例と考えられています。人口は約650万人(2021年)で、ブルガリア語の話者はおそらく$\sim$700万人です。説明します。規模の小さい市場は、英語を話さないより大きな国と比較して、出版環境に多くの制限をもたらします。(ii)市場は翻訳(1989年以前はロシア語から、現在は英語から)に大きく支配されていますが、翻訳のオーバーヘッドコストが少量の印刷部数に分散されているため、翻訳でさえ大国よりも少なくなっています。ブルガリアで出版された天文学の歴史は、1944年以前、1944年から1989年までの共産主義時代、1989年以降の現代など、いくつかの明確な時期に要約されています。最後に、最近の技術開発を利用して、読者の少ない言語で天文学の本を出版するのを助けるためのいくつかの実践が提案されています。
VCDM でバウンスする宇宙論
VCDMモデル内で非対称のバウンスシナリオを構築します。これは、2つの局所的な物理的自由度を持つ修正重力理論です。このシナリオでは、ゴーストまたは勾配の不安定性が免除され、特異点の問題、アドホックマッチング条件、または異方性応力の問題(BKL不安定性)が回避されます。さらに、観測と互換性のある宇宙摂動を生成することに成功しています。スカラースペクトルインデックスは、物質セクターの状態方程式と、ほぼスケール不変のパワースペクトルにつながるVCDMポテンシャルの形式を選択することによって適応させることができます。テンソルとスカラーの比率でCMBの範囲を満たすと、青色のテンソルスペクトルが得られます。
暗黒光子 宇宙ひもと重力波背景からの暗黒物質
| Title |
Dark_Photon_Dark_Matter_from_Cosmic_Strings_and_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Naoya_Kitajima,_Kazunori_Nakayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13573 |
ダークフォトンダークマターは、ダークU（1）ゲージ対称性の破れに関連して宇宙ひもによって生成される可能性があります。Abelian-Higgsモデルの3次元格子シミュレーションを実行し、宇宙ストリングの進化をたどります。特に、(非常に)軽いベクトルボソンの場合をシミュレートし、そのようなベクトルボソンは小さなループの崩壊によって効率的に生成されますが、重いベクトルボソンの場合は生成が非効率的であることがわかります。光ベクトルボソンの場合の宇宙ストリングループによって生成される重力波背景のスペクトルを計算し、スペクトルに特徴的な特徴を見つけます。これは、ダークフォトンダークマターシナリオのプローブとして機能します。特に、現在のパルサーのタイミング観測は、ダークフォトンダークマターのシナリオに厳しい制約を与えることがわかりました。
Palatini $f(R)$ 宇宙論における実効状態方程式
| Title |
The_effective_Equation_of_State_in_Palatini_$f(R)$_cosmology |
| Authors |
S.Camera,_S.Capozziello,_L.Fatibene,_A.Orizzonte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13825 |
宇宙論的状態方程式が重力の拡張理論、特にパラティーニ$f(R)$重力理論を精査するためにどのように使用できるかを調査します。具体的には、このアプローチは、最初に、特定のモデルによって生成される有効な状態方程式を調べることにあります。次に、どのモデルが所与の有効な状態方程式と互換性があるかを判断する観点から、逆問題を考慮することもできます。いくつかのケースを検討して解決し、たとえばべき乗モデルが順圧状態方程式を効果的な順圧方程式に変換できる(唯一のモデル)ことを示します。さらに、予想どおり、状態方程式の形式は$f(R)=R$に対してのみ(のみ)保持されます。この観点では、修正された状態方程式は、一般相対性理論に関して拡張重力を区別できる機能です。また、特にスタロビンスキーモデルやその他のモデルが含まれていることを示す、二次および非同次有効状態方程式も調査します。
非局所的デ・ジッター重力のシュヴァルツシルト・デ・ジッター計量について
| Title |
On_the_Schwarzschild-de_Sitter_metric_of_nonlocal_de_Sitter_gravity |
| Authors |
I._Dimitrijevic,_B._Dragovich,_Z._Rakic_and_J._Stankovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13896 |
以前に構築された単純な非局所的deSitter重力モデルは、天文観測と非常によく一致する宇宙論的解を持っています。この論文では、Schwarzschild-deSitter計量の適切な解を見つけることに焦点を当てて、重力の非局所的deSitterモデルの調査を続けます。ある近似で運動方程式を解くことに成功しました。得られた近似解は、通常暗黒物質に起因する銀河ダイナミクスの影響を説明する際に、非局所的なド・ジッター重力の可能な役割を調べるために特に興味深いものです。
格子上のアイソスピン非対称QCDの状態方程式と音速
| Title |
Equation_of_state_and_speed_of_sound_of_isospin-asymmetric_QCD_on_the_lattice |
| Authors |
Bastian_B._Brandt,_Francesca_Cuteri_and_Gergely_Endrodi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.14016 |
格子上の軽いクォーク化学ポテンシャル間にアイソスピン非対称性が存在する場合、非ゼロ温度でのQCD状態方程式を決定します。私たちのシミュレーションでは、3つの異なる格子間隔を使用して、物理質量で動的スタガードクォークの$N_f=2+1$フレーバーを採用しています。主な結果は、アイソスピン密度の2次元スプライン補間に基づいており、そこから関連するすべての量を分析的に取得できます。特に、圧力、相互作用測定、エネルギー密度とエントロピー密度、および音速の結果を提示します。驚くべきことに、後者はパイ中間子凝縮相の深部でその理想的な気体限界を超えることがわかっており、これは第一原理QCDにおけるこの限界の違反の最初の説明です。最後に、温度-アイソスピン密度平面での状態図も初めて計算します。すべての観測量のデータは、効果的な理論とQCDの低エネルギーモデルのベンチマークに役立ち、簡単に再利用できるように補助ファイルで提供されます。
