BOSS LOWZ 銀河によって追跡された大規模な構造は、$\textit{Planck}$ と一致していますか?
| Title |
Is_the_large-scale_structure_traced_by_the_BOSS_LOWZ_galaxies_consistent_with_$\textit{Planck}$? |
| Authors |
Zhiwei_Shao_(1),_Ying_Zu_(1),_Huanyuan_Shan_(2)_((1)_SJTU,_(2)_SHAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08515 |
最近、いくつかの研究で、$\textit{Planck}$宇宙論におけるバリオン振動分光サーベイ(BOSS)銀河のクラスタリングとレンズ効果の間に大きな矛盾があることが報告されました。この不一致が$\textit{Planck}$からの逸脱を示しているかどうかを評価するために、線形理論に基づいてシンプルかつ強力なモデルを構築します。スケール$10<R<30$$h^{-1}\mathrm{Mpc}$に注目し、3つのパラメーターを使用してBOSSLOWZ銀河のクラスタリングとレンズ効果の振幅をモデル化します:銀河バイアス$b_\mathrm{g}$、銀河物質の相互相関係数$r_\mathrm{gm}$、および$A$は、$\sigma_8$の真の値と$\textit{Planck}$の値の間の比率として定義されます。診断として相互相関行列を使用して、低質量銀河間の誤った相関を駆動する系統的不確実性を検出します。$r_\mathrm{gm}\sim1$できれいなLOWZサンプルを構築した後、クラスタリング+レンズ法から$b_\mathrm{g}$と$A$の結合制約を導出し、$b_\mathrm{g}=を生成します。2.47_{-0.30}^{+0.36}$および$A=0.81_{-0.09}^{+0.10}$、つまり$\textit{Planck}$との$2\sigma$の張力。ただし、$b_\mathrm{g}$と$A$の間の強い縮退により、$b_\mathrm{g}$の体系的な不確実性は、$A=1$との緊張として偽装される可能性があります。この可能性を確認するために、クラスターと銀河の相互相関から$b_\mathrm{g}$を測定する新しい方法を開発し、重複するクラスターサンプルを使用してクラスターの弱いレンズ効果を測定します。独立したバイアス測定($b_\mathrm{g}=1.76\pm0.22$)を事前確率として適用することにより、縮退をうまく破り、$b_\mathrm{g}=2.02_{-0.15}の厳しい制約を導き出します。^{+0.16}$および$A=0.96\pm0.07$.したがって、我々の結果は、LOWZ銀河の大規模なクラスタリングとレンズ効果が$\textit{Planck}$と一致していることを示唆していますが、異なるバイアス推定値は、ターゲット選択におけるいくつかの観測体系に関連している可能性があります。
再電離中の銀河の宇宙分散と不均一な紫外線光度関数
| Title |
Cosmic_Variance_and_the_Inhomogeneous_UV_Luminosity_Function_of_Galaxies_During_Reionization |
| Authors |
Taha_Dawoodbhoy,_Paul_R._Shapiro,_Pierre_Ocvirk,_Joseph_S._W._Lewis,_Dominique_Aubert,_Jenny_G._Sorce,_Kyungjin_Ahn,_Ilian_T._Iliev,_Hyunbae_Park,_Romain_Teyssier,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08523 |
最初の銀河が形成され、星の光が銀河間媒体に逃げて再電離したとき、銀河の形成と再電離は時間と空間の両方で非常に不均一であり、相互フィードバックによって完全に結合されていました。これが再電離時代の銀河のUV光度関数(UVLF)をどのように刷り込んだかを示すために、大規模な放射流体力学シミュレーションCoDaIIを使用して、時間および空間で変化するハロー質量関数とUVLFを$z\から導き出します。simeq6$-15.そのUVLFは、局所的な再電離赤方偏移と強く相関しています。初期の再電離領域は、同じ$z$で観測された後期の再電離領域よりも、より高く、より明るい等級まで拡張され、かすかな端でより平坦なUVLFを持っています。一般に、領域が再電離すると、そのローカルUVLFの微弱端の傾きは平坦になり、$z=6$(再電離が終了したとき)までに、グローバルUVLFも平坦な微弱端の傾き、「ローリング-」を示します。$M_\text{UV}\gtrsim-17$でオーバー'。CoDaIIのUVLFは、$z=6$での1つの銀河に基づく$z=6$での最も暗いデータポイントを除いて、$z=6$-8でのハッブルフロンティアフィールドのクラスターレンズによる銀河観測と広く一致しています。M_\text{UV}=-12.5$.CoDaIIによると、後者を観察する確率は$\sim5\%$です。ただし、この等級で検索される有効なボリュームは非常に小さいため、大きな宇宙分散の影響を受けます。宇宙分散による不確実性を計算するために採用された以前の方法は、主にサンプル量が小さい場合にハロー存在量の分散を過小評価することにより、そのような小さなスケールで2〜3.5倍過小評価していたことがわかりました。
最新の $H(z)$ および SNe Ia データを使用したモデルに依存しない宇宙曲率の測定: 包括的な調査
| Title |
Model-independent_measurement_of_cosmic_curvature_with_the_latest_$H(z)$_and_SNe_Ia_data:_A_comprehensive_investigation |
| Authors |
Jing-Zhao_Qi,_Ping_Meng,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08889 |
初期宇宙と後期宇宙の間の不一致の文脈で、後期宇宙における宇宙曲率の独立した測定の重要性を強調します。最新のハッブルパラメーター$H(z)$測定値とタイプIa超新星(SNeIa)データを使用して、後期宇宙における宇宙曲率パラメーター$\Omega_k$のモデルに依存しない測定の調査を提示します。そのために、ガウス過程(GP)と人工ニューラルネットワーク(ANN)の2つの再構成方法を使用して、$H(z)$データから距離を構築します。観測と再構成方法のさまざまな組み合わせによって得られた結果では、宇宙曲率に対する最も厳しい制約は$\Omega_k=-0.03\pm0.11$であり、曲率ゼロとよく一致しています。この結果は、最近の関連する推定の中で得られた宇宙曲率に対する最も正確な制約です。私たちの調査結果は、後期宇宙の観測データが平らな宇宙を支持することを示唆しています。
| Title |
Primordial_Black_Holes_Dark_Matter_and_Secondary_Gravitational_Waves_from_Warm_Higgs-G_Inflation |
| Authors |
Richa_Arya,_Rajeev_Kumar_Jain,_Arvind_Kumar_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08940 |
曲率摂動のパワースペクトルの小規模な強化につながる温暖なインフレ中の散逸効果の役割を探ります。この論文では、非標準的な温暖なインフレーションのシナリオに特に焦点を当て、標準モデルのヒッグスボソンがガリレオンのような非線形運動項でインフレーションを駆動する、温暖なヒッグスGインフレーションのモデルを研究します。ガリレオンが優勢な体制では、原始パワースペクトルが大幅に強化され、広範囲の質量スペクトルを持つ原始ブラックホール（PBH）が形成されることを示しています。興味深いことに、小惑星の質量ウィンドウ$\sim(10^{17}$--$10^{23}$)gのPBHがこのモデルで生成され、宇宙の暗黒物質の総量を説明できます。私たちの分析では、これらの小規模な過密度の変動によって発生する二次重力波(GW)も計算し、誘導されたGWスペクトルが、LISA、BBO、DECIGOなどの将来のGW検出器で検出できることを発見しました。したがって、暗黒物質としてPBHを生成する新しい方法と、暖かいインフレーションから検出可能な確率的GWバックグラウンドを提供します。また、私たちのシナリオが沼沢地とトランスプランク検閲の予想と一致しているため、UV完全理論の実行可能な風景にとどまっていることも示しています。
ハッブルの緊張に対する初期のダーク エネルギー ソリューションの浮き沈み: 2023 年頃のモデル、ヒント、および制約のレビュー
| Title |
The_Ups_and_Downs_of_Early_Dark_Energy_solutions_to_the_Hubble_tension:_a_review_of_models,_hints_and_constraints_circa_2023 |
| Authors |
Vivian_Poulin,_Tristan_L._Smith_and_Tanvi_Karwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09032 |
「ハッブル張力」を解決するために提案された初期暗黒エネルギー(EDE)モデルの現状をレビューします。これは、宇宙の現在の膨張率の「直接」測定値と「間接測定」値の間の不一致です。推測された値は、初期宇宙データで較正された$\Lambda$CDM宇宙論モデルに依存しています。EDEは、早期に活動する新しい形の暗黒エネルギー(通常はスカラー場)を指し、物質と放射線の等価に近い赤方偏移で急速に希釈されます。EDEの役割は、再結合前の時代のハッブル率に一時的に寄与することで、サウンドホライズンを減少させることです。これまでに提案されたEDEモデルのいくつかの分析の結果を、標準的な{\itPlanck}データ、バリオン音響振動、Ia型超新星からの制約、および宇宙マイクロ波背景放射によって駆動されるより最近のヒントを含む最近の宇宙論データに照らして要約します。アタカマ宇宙望遠鏡を使った観測。また、理論的なもの(特に2番目の「宇宙の偶然」の問題)から観測的なものまで、EDEモデルに対する潜在的な課題についても説明します。(いわゆる$S_8$張力)と、大規模構造の有効場理論を通じて分析されたBOSSからの銀河パワースペクトル。最後に、EDE提案のこれらの欠点に対処するための最近の試みを確認します。現在のデータはEDEフェーズの存在について決定的なものではありませんが、CMBと物質パワースペクトルに刻印されたEDEモデルのシグネチャを考えると、EDEがハッブル張力の原因となるメカニズムであるかどうかを次世代の実験でしっかりと確立し、区別できることを強調します。文献で提案されているさまざまなモデルの間。
数値相対性シミュレーションによる初期曲率摂動からの構造形成と準球状崩壊
| Title |
Structure_formation_and_quasi-spherical_collapse_from_initial_curvature_perturbations_with_numerical_relativity_simulations |
| Authors |
Robyn_L._Munoz,_Marco_Bruni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09033 |
数値相対論シミュレーションを使用して、$\Lambda$CDM宇宙論における非線形構造形成中の時空進化を説明します。初期宇宙のゆらぎをモデル化するために一般的に使用されるゲージ不変共動曲率摂動$\mathcal{R}_c$に直接基づいて、完全に非線形の初期条件が初期赤方偏移$z\approx300$に設定されます。単純な3次元正弦波構造を$\mathcal{R}_c$に割り当てると、フィラメントを介して接続され、空隙に囲まれた理想化された暗黒物質のハローを表す、準球状の過密度の格子が得られます。この構造は、CDMの無圧完全流体(ダスト)記述を使用して同期共動ゲージに実装され、EinsteinToolkitコードで完全に進化します。これにより、トップハットの球状および均一な崩壊モデルが過密度の崩壊の適切な説明を提供するかどうかを調べます。トップハットはピークの進化の優れた近似値であることがわかります。ここでは、せん断は無視でき、線形密度コントラストが予測された臨界値$\delta^{(1)}_C=に達すると崩壊が発生することがわかります。1.69ドル。さらに、ターンアラウンド境界の外向きの拡大を特徴付け、それが物質の初期分布にどのように依存するかを示し、より密度の高い方向でより速く、落下領域にますます多くの物質を組み込むことを発見しました。EBWeylコード[1]を使用して、ワイルテンソルの電気部分と磁気部分の分布を調べ、それぞれフィラメントに沿って、およびフィラメントの周囲でより強いことがわかりました。ペトロフ型で異なる領域を動的に分類する方法を紹介します。これにより、予想どおり、時空はどこでもペトロフタイプIであることがわかりますが、重力波の生成とともに、非線形性が大きくなるにつれて異なるタイプ間の遷移を見つけて、主要な秩序タイプを識別することができます。
マルチトレーサー分析による最適でロバストな $f_{\rm NL}$ 制約に向けて
| Title |
Towards_optimal_and_robust_$f_{\rm_NL}$_constraints_with_multi-tracer_analyses |
| Authors |
Alexandre_Barreira,_Elisabeth_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09066 |
銀河のパワースペクトルから局所的な原始非ガウス性(PNG)パラメーター$f_{\rmNL}$の観測上の制約を改善するマルチトレーサー技術の可能性について説明します。2つの銀河サンプル$A$と$B$について、制約力が$\propto|b_1^Bb_\phi^A-b_1^Ab_\phi^B|$であることを示します。ここで、$b_1$と$b_\phi$は線形およびPNG銀河バイアスパラメータです。これにより、従来の予想$\propto|b_1^A-b_1^B|$と比較して、大幅に改善された制約が可能になります。これは、$b_\phi\proptob_1$である素朴な普遍性のような関係に基づいています。IllustrisTNG銀河シミュレーションデータを使用して、完全なサンプルのさまざまな等しい銀河数分割が、さまざまな$|b_1^Bb_\phi^A-b_1^Ab_\phi^B|$につながり、したがってさまざまな制約力を持つことがわかりました。調査されたすべての戦略の中で、$g-r$色による分割が最も有望であり、$f_{\rmNL}b_\phi\neq0$を検出することの重要性が2倍以上になります。重要なことに、これらは$f_{\rmNL}b_\phi$に対する制約であり、$f_{\rmNL}$に対する制約ではないため、$b_\phi(b_1)$関係に対する事前確率は必要ありません。$f_{\rmNL}$の直接的な制約については、複数のトレーサーの制約が、単一のトレーサーよりも$b_\phi$の仕様ミスと不確実性に対してはるかにロバストである可能性があることを示しています。これにより、$b_\phi$事前確率の精度と精度の要件が緩和されます。私たちの結果は、$f_{\rmNL}$を検出して確実に制約する可能性を改善する新しい機会を提供し、銀河形成シミュレーションキャンペーンに$b_\phi(b_1)$の関係を調整するよう強い動機を与えます。
Planet-Host バイナリ システムのプロパティの改訂。 III.連星系のケプラー惑星には観測された半径のギャップはありません
| Title |
Revising_Properties_of_Planet-Host_Binary_Systems._III._There_is_No_Observed_Radius_Gap_For_Kepler_Planets_in_Binary_Star_Systems |
| Authors |
Kendall_Sullivan,_Adam_L._Kraus,_Daniel_Huber,_Erik_A._Petigura,_Elise_Evans,_Trent_Dupuy,_Jingwen_Zhang,_Travis_A._Berger,_Eric_Gaidos,_Andrew_W._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08532 |
連星はどこにでもあります。太陽型星の大部分は連星に存在します。系外惑星の発生率は連星では抑制されていますが、いくつかの倍数はまだ惑星をホストしています。連星は惑星パラメータに観測バイアスを引き起こし、検出されない多重度により、通過中の惑星が実際よりも小さく見えるようになります。ケプラーミッションからの119の惑星ホスト連星のサンプルの特性を分析して、半径の谷の中およびその周辺にある連星の惑星の基本的な人口を研究しました。岩石惑星からガス惑星への移行。主星が惑星のホストであると仮定した場合、連星惑星のサンプル半径分布の確率が低い($p<0.05$)と仮定した場合、連星内の122の惑星のサンプルの半径ギャップについて統計的に有意な証拠は見つかりませんでした。アンダーソン・ダーリング検定による単一星の小さな惑星の人口。これらの結果は、連星と単一星の惑星間の惑星サイズ分布の人口学的差異を初めて明らかにし、星の多重度が惑星形成プロセスを根本的に変える可能性があることを示しています。この非検出を検証するか、バイナリ分離に依存する場所との半径のギャップなど、他のシナリオを調査するには、より大きなサンプルと、一次周辺トランジットと二次トランジットのさらなる評価が必要です。
準安定CO（a3Pi）によって強化された熱およびUV光化学を組み込んだホットジュピター大気の高忠実度反応動力学モデリング
| Title |
High-fidelity_reaction_kinetic_modeling_of_hot-Jupiter_atmospheres_incorporating_thermal_and_UV_photochemistry_enhanced_by_metastable_CO(a3Pi) |
| Authors |
Jeehyun_Yang_and_Murthy_S._Gudipati_and_Bryana_L_Henderson_and_Benjamin_Fleury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08596 |
太陽系外惑星の大気に似た条件における紫外線光化学プロセスと熱化学プロセスの同時の詳細なモデリングは、太陽系外惑星からの膨大な量の現在および将来のスペクトルデータの分析と解釈に不可欠です。ただし、UV光化学と熱化学の両方を組み込んだ詳細な反応速度論モデルは、化学システムの規模が大きいこと、および熱のみの化学と比較して光化学の理解が不足していることから困難です。ここでは、自動化学反応メカニズムジェネレーターを利用して、忠実度の高い熱化学反応速度論モデルを構築し、その後、準安定三重項状態一酸化炭素(a3Pi)によって強化されたUV光化学を組み込みます。私たちのモデルの結果は、Lyman-a光子によって駆動される2つの異なる光化学反応(すなわち、H2+CO(a3Pi)->H+HCOおよびCO(X1Sig+)+CO(a3Pi)->C(3P)+CO2)が熱を強化できることを示しています。微量のCOを含むH2優位の系でCH4、H2O、およびCO2の形成が大幅に増加する結果となり、これは以前の実験研究からの観察結果と定性的に一致します。私たちのモデルは、2000Kを超える温度では、熱化学が支配的なプロセスになることも示唆しています。最後に、2500Kまでシミュレートされた化学では、C3種、ベンゼン、またはそれ以上(すなわちPAH)などのより大きな種は生成されません。これは、C2H2などのC2種の光化学が、以前の実験的研究で観察された有機エアロゾルの形成に重要な役割を果たしている可能性があることを示している可能性があります。
| Title |
Late_Accretion_of_Ceres-like_Asteroids_and_Their_Implantation_into_the_Outer_Main_Belt |
| Authors |
Driss_Takir,_Wladimir_Neumann,_Sean_N._Raymond,_Joshua_P._Emery,_and_Mario_Trieloff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08657 |
低アルベド小惑星は、原始太陽系の微惑星と、太陽系星雲が活動していた条件の記録を保持しています。ただし、これらの小惑星の起源と進化は十分に制約されていません。ここでは、メインベルトの中央外側にある低アルベド小惑星の可視および近赤外(0.5～4.0ミクロン)スペクトルを測定しました。準惑星ケレスの軌道の外側にある多数の大きな(d>100km)および暗い(幾何学的アルベド<0.09)小惑星は、ケレスと同じスペクトルの特徴と、おそらく組成を共有していることを示しています。我々はまた、これらのセレスのような小惑星が非常に多孔質の内部を持ち、カルシウムとアルミニウムに富む包有物の形成後1.5-3.5Myrで比較的遅く降着し、<900Kの最大内部温度を経験したことを実証する熱進化モデルを開発しました。セレスに似た小惑星は、3.0～3.4天文単位の限定された太陽中心領域に局在していますが、巨大惑星の動的不安定性の間に、太陽系のより遠い領域から移植された可能性があります。
WASP-18b と WASP-76b の昼側の CO 排出ラインと温度反転の CRIRES+ 検出
| Title |
CRIRES+_detection_of_CO_emissions_lines_and_temperature_inversions_on_the_dayside_of_WASP-18b_and_WASP-76b |
| Authors |
F._Yan,_L._Nortmann,_A._Reiners,_N._Piskunov,_A._Hatzes,_U._Seemann,_D._Shulyak,_A._Lavail,_A._D._Rains,_D._Cont,_M._Rengel,_F._Lesjak,_E._Nagel,_O._Kochukhov,_S._Czesla,_L._Boldt-Christmas,_U._Heiter,_J._V._Smoker,_F._Rodler,_P._Bristow,_R._J._Dorn,_Y._Jung,_T._Marquart_and_E._Stempels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08736 |
超高温木星(UHJ)の昼側の大気は、高高度で非常に高温の温度反転層を持つと予測されています。WASP-18bとWASP-76bの昼側の熱放射スペクトルを、新しいCRIRES+高解像度スペクトログラフで近赤外波長で観測しました。相互相関技術を使用して、両方の惑星で強いCO輝線を検出しました。この2つの惑星は、F型星を周回する最初のUHJであり、CO輝線が検出されています。以前の検出は、ほとんどがA型星を周回するUHJに関するものでした。弱いH2O放出信号の証拠も、両方の惑星で見つかっています。さらに、検出されたCOラインにフォワードモデル検索を適用し、CO体積混合比とともに温度-圧力プロファイルを検索しました。検索されたWASP-18bの対数CO混合比(-2.2)は、太陽の存在量を仮定した自己無撞着モデルによって予測された値よりもわずかに高くなっています。WASP-76bの場合、取得されたCO混合比(-3.6)は、太陽存在量の値とほぼ一致しています。さらに、ラインプロファイルの広がりを分析する際に、赤道回転速度(Veq)を検索に含めました。得られたVeqは、WASP-18bで7.0km/s、WASP-76bで5.2km/sであり、潮汐固定回転速度と一致しています。
分光光度調査による原始小惑星の近紫外吸収分布
| Title |
Near-Ultraviolet_Absorption_Distribution_of_Primitive_Asteroids_from_Spectrophotometric_Surveys |
| Authors |
Eri_Tatsumi,_Faith_Vilas,_Julia_de_Le\'on,_Marcel_Popescu,_Sunao_Hasegawa,_Takahiro_Hiroi,_Fernando_Tinaut-Ruano,_Javier_Licandro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08863 |
目的：私たちの目的は、最初に、原始小惑星と水和炭素質コンドライトの最近のデータセットに基づいた水和ミネラルの診断としてNUV吸収を使用する可能性を評価することと、2番目に、NUVとしての原始小惑星の反射分光光度測定を調査するために2番目に評価することでした。太陽中心の距離とサイズ。方法：9,000を超える原始小惑星のNUVおよび可視反射率分光光度測定を、2つの分光光度測定調査、8色の小惑星調査（ECAS）とSloanDigitalSkySurvey（SDSS）を使用して調査しました。それぞれ。トーレンの分類法に基づいて、メインの小惑星帯、サイベレゾーンとヒルダゾーン、木星トロイの木馬から小惑星を分類し、原始小惑星型の統計的分布を説明しました。また、原始小惑星と炭酸塩炭素岩CIおよびCMの間のNUV、0.7UM、および2.7UM吸収の関係を調べました。結果：NUVと原始小惑星と水和ったmet石のOHバンド（2.7UM）吸収の間に強い相関関係が見つかり、NUV吸収が水和なシリケートを示すことを示唆しています。さらに、分類学的分布では、大きな小惑星（直径d>50km）と小さな小惑星（d<10km）の間のNUV吸収に大きな違いがあります。小惑星の分類学的分布は、内側のメインベルトとミドルオーターメインベルトの間で異なります。特に、Cタイプはメインベルトを介して大規模なメンバーを支配しており、Fタイプは内側のメインベルトの小さな小惑星を支配しています。メインベルトを越えた小惑星は、主にPとDタイプで構成されていますが、Pタイプはメインベルトのどこでも一般的です。Fタイプの特異な分布は、初期の太陽系におけるFタイプの異なる層貯留層または変位プロセスを示している可能性があります。
ハッブル PanCET プログラム: WASP-79b の近紫外透過スペクトル
| Title |
The_Hubble_PanCET_program:_The_near-ultraviolet_transmission_spectrum_of_WASP-79b |
| Authors |
A._Gressier,_A._Lecavelier_des_Etangs,_D.K._Sing,_M._L\'opez-Morales,_M.K._Alam,_J.K._Barstow,_V._Bourrier,_L.A._Dos_Santos,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_J.D._Lothringer,_N._K._Nikolov,_K.S._Sotzen,_G.W._Henry,_T._Mikal-Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08962 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)によるホットジュピターWASP-79bの近紫外(NUV)での宇宙望遠鏡画像分光器(STIS)によるトランジット観測を紹介します。PanCETプログラムの一部である2つのトランジット観測は、2280年から3070年の間の惑星の透過スペクトルを取得するために使用されます{\AA}。ジッターエンジニアリングパラメーターと多項式モデリングを使用して生データの体系的な影響を補正し、2つのトランジットの白色光曲線に適合させます。短波長で惑星と星の半径比の増加が観察されますが、スペクトル分解された吸収線は観察されません。2400と3000{\AA}での半径比の差は$0.0191\pm0.0042$($\sim$4.5$-\sigma$)に達します。NUV透過スペクトルは流体力学的逃避の証拠を示していませんが、強い大気の特徴は非常に高い高度にある種によるものである可能性があります。Exo-REMを使用して、WASP-79bの温度と組成の1Dシミュレーションを実行しました。温度圧力プロファイルは、放射活性雲、特にMnS、Mg$_2$SiO$_4$、Fe、およびAl$_2$O$_3$の凝縮曲線と交差しています。それでも、これらの種のいずれも、観測された短波長での吸収レベルを生成せず、観測された惑星の半径の増加を説明できません。WASP-79bの通過深さは23スケールの高さに達し、この温度($\sim$1700K)で太陽系外惑星で観測された最大のスペクトル特徴の1つになっています。WASP-79bの透過スペクトルを3つのより暖かいホットジュピターと比較すると、0.2～0.3$\μ$mの間でWASP-178bおよびWASP-121bと同様のレベルの吸収が示されますが、HAT-P-41bのスペクトルは平坦です。この特徴は、SiO吸収によって説明できます。
矮小星合体後に球状星団が崩壊する証拠：形成中の核星団？
| Title |
Evidence_for_globular_clusters_collapse_after_a_dwarf-dwarf_merger:_A_nuclear_star-cluster_in_formation? |
| Authors |
J._Rom\'an,_P._M._S\'anchez-Alarc\'on,_J._H._Knapen_and_R._Peletier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08516 |
核星団(NSC)の形成に関する提案されたシナリオをサポートするには、観測による直接的な証拠が必要です。おとめ座銀河団の周辺領域に位置する矮小銀河UGC7346を分析して、初期段階で捕捉されたNSCの形成を示す一連の特性を強調しました。まず、拡散ストリームまたはシェルの形で過去の相互作用の残骸を報告します。これは、1:5の恒星質量比を持つ2つの矮小銀河の最近の合体を示唆しています。第2に、球状星団(GC)の候補をいくつか特定し、その色は、より拡張されたより大規模な主要な構成要素と広く互換性があります。驚くべきことに、これらのGC候補は銀河の中心に向かって非常に集中していることがわかります(R$_{GC}$=0.41R$_{e}$)。GCの中央集中は、この合併の動的摩擦によって生成される可能性が高いことを示唆しています。これにより、UGC7346はNSC形成の初期段階にある銀河のユニークなケースになります。矮星合体における動的摩擦によるGCの崩壊によるNSCの形成は、初期型の矮小銀河の核生成割合に見られる環境相関の自然な説明を提供するだろう。
光学診断ダイアグラムを使用した完全な SDSS-IV MaNGA サーベイの分類: 柔軟なアパーチャでの AGN カタログの提示
| Title |
Classifying_the_full_SDSS-IV_MaNGA_Survey_using_optical_diagnostic_diagrams:_presentation_of_AGN_catalogs_in_flexible_apertures |
| Authors |
Marco_Alb\'an_and_Dominika_Wylezalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08519 |
銀河とその中心にある超大質量ブラックホールの共進化におけるAGNとAGNフィードバックの役割を評価するには、大きな銀河サンプルで活動銀河核(AGN)を正確に同定することが重要です。輝線束比診断は、光スペクトルでAGNを識別するための最も一般的な手法です。インテグラルフィールドユニット観測の新しい大規模なサンプルにより、分類に使用されるアパーチャサイズの役割の調査が可能になります。この論文では、ApachePointObservatory(MaNGA)調査で近くの銀河をマッピングする際に観測された10,010個の銀河すべての銀河分類を提示します。Baldwin-Philips-Terlevichの線束比診断を、分類のためにさまざまなサイズの60個のアパーチャでH$\alpha$相当のしきい値と組み合わせて使用し、対応するカタログを提供します。MaNGAで選択されたAGNは、主に星形成銀河の主系列の下にあり、星の質量が$\sim10^{11}$~M$_{\odot}$で中央値がH$\alpha$の巨大な銀河と共に存在します。$\sim1.44$M$_{\odot}$~yr$^{-1}$の派生星形成率。「偽の」AGNの数は、拡散電離ガス(DIG)による汚染の増加により、$>$~1.0~R$_{eff}$の選択範囲を超えて大幅に増加することがわかりました。以前の研究との比較は、根底にある星の連続体とフラックス測定の扱いが銀河の分類に大きな影響を与える可能性があることを示しています。私たちの仕事は、完全なMaNGAのAGNカタログと銀河分類をコミュニティに提供します。
解像度を上げて銀河の流出を促進する
| Title |
Boosting_galactic_outflows_with_enhanced_resolution |
| Authors |
Martin_P._Rey,_Harley_B._Katz,_Alex_J._Cameron,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08521 |
銀河の流出の冷却長をより適切に解決することが、それらのエネルギー論にどのように影響するかを研究します。孤立矮小銀河($M_{\star}=10^{8}\,\mathrm{M}_\odot$)をRAMSES-RTZコードで計算し、非平衡冷却と放射伝達に結合した化学を説明します。さらに、局所ガス冷却長を解決するための新しいアダプティブメッシュリファインメント(AMR)戦略を実装します。$18\,\mathrm{pc}$.銀河内周媒質(CGM)への流出の伝播は、この追加の解像度によって大幅に変更されますが、ISM、星の形成、およびフィードバックは概して同じままです。($T>8\times10^{4}\,\mathrm{K}$)はより熱く、よりエネルギッシュです。これにより、銀河から離れた時間平均質量、エネルギー、および金属の流出率が5倍以上増加し($r=5\,\mathrm{kpc}$)、$N_{\text{OVI}}\geq10^{13}\,\mathrm{cm}^{-2}$の視線の数。新しいフィードバックメカニズムやチャネルなしでアウトフローのエネルギー論をこのように非常に大幅に後押しすることは、宇宙論的文脈でより良く分解された多相アウトフローが銀河系の星形成を調節する効率を定量化する将来の研究を強く動機付けます。
埋め込まれた星団の初期進化と立体構造
| Title |
Early_Evolution_and_3D_Structure_of_Embedded_Star_Clusters |
| Authors |
Claude_Cournoyer-Cloutier,_Alison_Sills,_William_E._Harris,_Sabrina_M._Appel,_Sean_C._Lewis,_Brooke_Polak,_Aaron_Tran,_Martijn_J._C._Wilhelm,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Stephen_L._W._McMillan,_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08536 |
星団形成のシミュレーションを実行して、進化の初期段階で埋め込まれた星団の形態的進化を調査します。シミュレーションは、AMUSEフレームワークを使用して最先端の恒星ダイナミクスをFLASHの星形成、放射、恒星風、および流体力学に結合するTorchで実行します。星形成開始後$\sim$2Myrの$10^4$M$_{\odot}$雲のスイートを0.0683pc解像度でシミュレートし、ビリアルパラメータ$\alpha$=0.8、2.0、4.0および星の初期質量関数の異なるランダムサンプリングと原始連星の処方箋。私たちのシミュレーションの結果、現実的な形態(サイズ、密度、楕円率)を持つ埋め込まれたクラスターの集団が得られ、初期の$\alpha$が高いほど星形成効率が低くなるという既知の傾向が再現されます。主な結果は次のとおりです。(1)クラスターの質量の増加は単調ではなく、クラスターは埋め込まれている間に最大で質量の半分を失う可能性があります。(2)クラスターの形態は、クラスターの質量と相関しておらず、$\sim$0.01Myrの時間スケールで変化します。(3)埋め込まれた星団の形態は、その長期的な進化を示すものではなく、その最近の歴史のみを示しています。星団が星を降着させると、半径と楕円率が急激に増加します。(4)質量$\lesssim$1000M$_{\odot}$を持つ非常に若い埋め込まれた星団の動的進化は、2次元または数体のリラクゼーション。
銀河面の星形成領域の体積と均一性を最大化するためのルービン LSST 観測戦略
| Title |
Rubin_LSST_observing_strategies_to_maximize_volume_and_uniformity_coverage_of_Star_Forming_Regions_in_the_Galactic_Plane |
| Authors |
L._Prisinzano_(1),_R._Bonito_(1),_A._Mazzi_(2),_F._Damiani_(1),_S._Ustamujic_(1),_P._Yoachim_(3),_R._Street_(4),_M._G._Guarcello_(1),_L._Venuti_(5),_W._Clarkson_(6),_L._Jones_(7),_and_L._Girardi_(8)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_Piazza_del_Parlamento,_1,_90129,_Palermo,_Italy,_(2)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia_Galileo_Galilei,_Universit\'a_di_Padova,_Italy,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_Washington,_Box_351580,_Seattle,_WA_98195,_USA,_(4)_Las_Cumbres_Observatory,_6740_Cortona_Dr.,_Suite_102,_Goleta,_CA_93117,_USA,_(5)_SETI_Institute,_339_Bernardo_Avenue,_Suite_200,_Mountain_View,_CA_94043,_USA,(6)_Department_of_Natural_Sciences,_University_of_Michigan-Dearborn,_4901_Evergreen_Rd,_Dearborn,_MI_48128,_USA,_(7)_Department_of_Astronomy,_University_of_Washington,_Box_351580,_Seattle,_WA_98195,_USA,_(8)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Italy_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08604 |
全天調査の時代における天の川の最も若い恒星集団の完全な地図は、現代の天体物理学における最も困難な目標の1つです。最も若い星の構成要素の特徴付けは、天の川の構造、銀河の薄い円盤、およびその渦巻腕の全体的な概観だけでなく、局所的な研究にも重要です。実際、星形成領域(SFR)の同定とそれらが形成される環境との比較は、それらを周囲の巨大な分子雲の文脈に置き、星に関連するまだ未知の物理的メカニズムを理解するための基本でもあります。惑星形成プロセス。10年間の観測で、VeraC.RubinLegacySurveyofSpaceandTime(Rubin-LSST)は絶妙な測光深度を達成し、その範囲内で新しいSFRを発見し、私たち自身の銀河の詳細な知識の領域。ここでは、5{\sigma}等級のgriバンドのルービンLSST観測で検出される、年齢がt<10Myrで質量が>0.3M$_\odot$の若い星の総数を推定するメトリクスについて説明します。意義。さまざまな観測戦略が科学の事例に与える影響を評価するために、最新のシミュレートされたRubin-LSST調査戦略を採用したメトリクスの結果を調べます。
低赤方偏移の光学的に選択された SDSS タイプ 2 AGN の体系的な研究ですが、カタリナ スカイ
サーベイからの明らかな長期光学変動を伴います。I: データ サンプルと基本的な結果
| Title |
Systematic_research_of_low_redshift_optically_selected_SDSS_Type-2_AGN_but_with_apparent_long-term_optical_variabilities_from_Catalina_Sky_Survey,_I:_data_sample_and_basic_results |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08634 |
専用シリーズの最初の論文であるこの論文の主な目的は、低赤方偏移の光学的に選択されたSDSSType-2AGNの体系的な研究に関する基本的な結果を報告することですが、明らかな光学的変動があります。$z<0.3$および$SN>10$のSDSSDR16でタイプ2AGNに分類されるすべてのパイプラインについて、長期の光学Vバンド光度曲線がCatalinaSkySurveyから収集されます。$\sigma/(mag/days^{0.5})$および$\tau/days$のプロセスパラメーターを使用した減衰ランダムウォークプロセスによって記述されるすべての光度曲線を通じて、156タイプ2AGNは少なくとも3つのプロセスパラメーターで明らかな変動性を持ちます。対応する不確実性よりも1倍大きく、$\ln(\sigma/(mag/days^{0.5}))>-4$であり、中央のAGN活動領域が直接見通し内にあることを示し、156Type-2AGNをType-2AGNの誤分類。さらに、H$\alpha$付近の分光放射の特徴に基づいて、156AGNのうち31が広いH$\alpha$を持ち、31のタイプ2AGNが実際にはタイプ1.8/1.9AGNであることを示しています。一方、156のAGNのうち14はマルチエポックSDSSスペクトルを持っています。14個のオブジェクトのマルチエポックスペクトルをチェックした後、長期変動のある収集されたタイプ2AGNでは、変化する外観のAGNよりも真のタイプ2AGNが優先されることを示す広い線の出現/消失の手がかりはありません。さらに、タイプ2AGNの小さなサンプルには、理論上のTDE予想$t^{-5/3}$によって大まかに説明される機能を備えた長期変動性があり、真のタイプ2AGNをサポートするさらなる強力な証拠として、中央TDEの可能性が高いことを示しています。.
QUIJOTEラインサーベイによるTMC-1中のCH3CHCOの発見
| Title |
Discovery_of_CH3CHCO_in_TMC-1_with_the_QUIJOTE_line_survey |
| Authors |
R._Fuentetaja,_C_.Berm\'udez,_C._Cabezas,_M._Ag\'undez,_B._Tercero,_N._Marcelino,_J._R._Pardo,_L._Margul\`es,_R._A._Motiyenko,_J._-C._Guillemin,_P._de_Vicente,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08825 |
QUIJOTEライン調査で、TMC-1に対するメチルケテンの検出を報告します。J=3からJ=5までの範囲の回転量子数とKa=<2の19の回転遷移が32.0～50.4GHzの周波数範囲で特定され、そのうち11は3{\sigma}レベルを超えて発生しました。N=1.5x10^11cm-2のCH3CHCOのカラム密度と9Kの回転温度を導出しました。したがって、ケテンとメチルケテンの存在比、CH2CO/CH3CHCOは93です。この種は2番目のC3H4O異性体です。検出されました。もう一方のトランスプロペナール(CH2CHCHO)は、最も安定な異性体に対応し、N=(2.2+-0.3)x10^11cm-2のカラム密度を持ち、存在比CH2CHCHO/CH3CHCOは1.5になります。エネルギーが最も低い次の非検出異性体はcis-プロペナールであり、これは将来の発見の有力な候補です。検出された存在量を説明するために、メチルケテンが関与する可能性のある気相化学反応の詳細な研究を実施し、化学モデルと観察の間の良好な一致を達成しました。
| Title |
Redshift_evolution_of_the_dark_matter_haloes_shapes |
| Authors |
Pedro_Cataldi,_Susana_Pedrosa,_Patricia_Tissera,_Maria_Celeste_Artale,_Nelson_Padilla,_Rosa_Dominguez-Tenreiro,_Lucas_Bignone,_Roberto_Gonzalez_and_Leonardo_Pellizza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08853 |
この作業では、CIELOおよびIllustrisTNGプロジェクトから選択された天の川の質量のような暗黒物質のハローの形態進化を調査することを目的としています。ハロー形状とその環境との関係は、以前の研究でz=0で研究されてきましたが、それらの関係はまだ完全には理解されていません。流体力学的シミュレーションを使用して、ハロー形状の宇宙時間にわたる進化と落下する物質との関係に焦点を当てます。私たちの調査結果は、フィラメントの方向へのより強い降着の結果として、ハローが早い時期により三軸になる傾向があることを示しています。ハローが優勢な等方性降着モードと緩和に向かって進化するにつれて、ビリアル質量の20%での形状はより球形になります。以前の結果と一致して、バリオンはハローの内部領域内で重要な効果を持ち、それらを三軸からより丸い形状に駆り立てます。また、四重極落下モードの強度とハローの楕円率の間に相関関係があることもわかりました。フィラメントの強度が赤方偏移とともに着実に減少するにつれて、ハローはより球形になり、楕円形ではなくなりました。
散開星団の LISC カタログ III. 83 Gaia EDR3 を使用して新たに発見された銀河円盤散開星団
同じ分子雲から生まれた同時代の星のグループである散開星団(OC)は、天の川銀河の構造と力学的進化を研究するための理想的な実験室です。High-PrecisionGaiaEarlyDataRelease3(GaiaEDR3)のリリースと最新の機械学習手法により、OCを特定する前例のない機会が提供されます。この研究では、GaiaEDR3で新しいOCを検索するために、従来のHDBSCAN(e-HDBSCAN)を拡張しました。パイプラインは、並列計算技術に基づいて開発され、GaiaEDR3から銀河系の緯度内で盲目的に散開星団を検索しました$\left|b\right|$$<$25$^\circ$.その結果、3787個の星団が得られ、そのうち83個の新しいOCがクロスマッチと目視検査によって報告されました。同時に、主要な星団のパラメーターは、カラーマグニチュードダイアグラムフィッティングによって推定されます。この研究により、OCのカタログに含まれる散開星団のサンプルサイズと物理パラメータが大幅に増加します。これは、銀河全体のOCの人口調査が不完全であることを示しています。
CEERS の z=1.85 の銀河群: 進化した、ほこりのない、大規模なハロー内光と、最も明るい銀河群の作成中
| Title |
A_z=1.85_galaxy_group_in_CEERS:_evolved,_dustless,_massive_Intra-Halo_Light_and_a_Brightest_Group_Galaxy_in_the_making |
| Authors |
Rosemary_T._Coogan,_Emanuele_Daddi,_Aur\'elien_Le_Bail,_David_Elbaz,_Mark_Dickinson,_Mauro_Giavalisco,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Alexander_de_la_Vega,_Micaela_Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Maximilien_Franco,_Asantha_R._Cooray,_Peter_Behroozi,_Laura_Bisigello,_Caitlin_M._Casey,_Laure_Ciesla,_Paola_Dimauro,_Alexis_Finoguenov,_Anton_M._Koekemoer,_Ray_A._Lucas,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_L._Y._Aaron_Yung,_Pablo_Arrabal_Haro,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Shardha_Jogee,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_Stephen_M._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08960 |
z=1.85にある大質量銀河群のCEERSJWST/NIRCamイメージングを提示し、遠い宇宙における大質量銀河群の形成に関する初期のJWSTビューを調査します。このグループには、log10(Mstar/Msun)=8.5までの16を超えるメンバー(6つのスペクトロスの確認を含む)が含まれており、この赤方偏移で活発に集合している過程で最も明るいグループ銀河(BGG)が含まれています。BGGは、空を横切って約3.6インチ(30kpc)に広がる複数の合体成分で構成されています。BGGは、グループの銀河系の星の総質量の69%に寄与し、合体成分の1つがBGGの総質量の76%を含み、SFR>1810Msun/yr.最も重要なことは、いくつかのHSTおよびJWST/NIRCamバンドでハロー内光(IHL)を検出し、最先端の静止フレームUV-NIRスペクトルエネルギー分布を構築できることです。この高赤方偏移での初めてのIHL.これにより、IHLとメンバー銀河の両方の星の個体群の特徴付けが可能になるだけでなく、Herschelデータと組み合わせると、群銀河の形態分布とそれらの星形成活動が可能になります.積み上げ画像を作成します.静止フレーム1umで28.5mag/arcsec2の拡張放射に対する感度を与えてくれます.IHLは非常にダストが少なく(Av~0)、log10(t50/yr)=の進化した恒星集団を含んでいることがわかります8.8、恒星mの50%の形成エポックに対応z=1.85より前の物質は0.63Gyrです。IHLで進行中の星形成の証拠はありません。z=1.85でのこのグループのIHLは、星の総質量の約10%に寄与しており、これは局所星団で観測されるものと同等です。これは、IHLフラクションの進化が、一部のモデルで予測されるよりも赤方偏移と自己相似していることを示唆しており、高赤方偏移クラスターの組み立て中のIHL形成の理解に挑戦しています。JWSTは、この赤方偏移でのグループ形成の新しい側面を明らかにしています。これは、局所宇宙の乙女座のような構造に進化します。
$z\sim 3$ までの AGN の X 線変動性パワー スペクトルの普遍的な形状
| Title |
The_universal_shape_of_the_X-ray_variability_power_spectrum_of_AGN_up_to_$z\sim_3$ |
| Authors |
M._Paolillo_(1,2,3),_I._E._Papadakis_(4,5),_W.N._Brandt_(6,7,8),_F.E._Bauer_(9,10,11),_G._Lanzuisi_(12),_V._Allevato_(2,13),_O._Shemmer_(14),_X._C._Zheng_(15),_D._De_Cicco_(1,10),_R._Gilli_(12),_B._Luo_(16,17),_M._Thomas_(14),_P._Tozzi_(18),_F._Vito_(12),_Y._Q._Xue_(19,20)_(_(1)_Dipartimento_di_Fisica_"Ettore_Pancini'',_Universit\`a_di_Napoli_Federico_II,_Italy,_(2)_INAF_--_Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Naples,_Italy,_(3)_INFN_--_Unit\`a_di_Napoli,_Italy,_(4)_Department_of_Physics_and_Institute_of_Theoretical_and_Computational_Physics,_University_of_Crete,_Heraklion,_Greece,_(5)_Institute_of_Astrophysics,_FORTH,_Heraklion,_Greece,_(6)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_The_Pennsylvania_State_University,_University_Park,_USA,_(7)_Institute_for_Gravitation_and_the_Cosmos,_The_Pennsylvania_State_University,_University_Park,_USA,_(8)_Department_of_Physics,_The_Pennsylvania_State_University,_University_Park,_USA,_(9)_Instituto_de_Astrof\'isica_and_Centro_de_Astroingenier\'ia,_Facultad_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Santiago,_Chile,_(10)_Millennium_Institute_of_Astrophysics,_Santiago,_Chile,_(11)_Space_Science_Institute,_Boulder,_Colorado,_(12)_INAF_--_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Italy,_(13)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa,_Italy,_(14)_Department_of_Physics,_University_of_North_Texas,_Denton,_USA,_(15)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherlands,_(16)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_Nanjing_University,_China,_(17)_Key_Laboratory_of_Modern_Astronomy_and_Astrophysics_(Nanjing_University),_China,_(18)_INAF_--_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(19)_CAS_Key_Laboratory_for_Research_in_Galaxies_and_Cosmology,_Department_of_Astronomy,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_Hefei,_China,_(20)_School_of_Astronomy_and_Space_Sciences,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_Hefei,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08524 |
活動銀河核(AGN)のアンサンブルX線変動特性を、広範囲の時間スケール(20ks$\leqT\leq$14年)、赤方偏移($0\leqz\lesssim3$)、光度($10^{40}$ergs$^{-1}\leqL_X\leq10^{46}$ergs$^{-1}$)とブラックホール(BH)の質量($10^6\leq$M$_\odot\leq10^9$)。離れた、かすかな、および/またはまばらにサンプリングされたAGNにはまだアクセスできないパワースペクトル密度（PSD）の研究の実行可能な代替手段として、分散周波数図の使用を提案します。アーカイブ観察と以前の文献研究から収集されたデータは、個々のAGNに違いがある場合でも、赤方偏移または光度を伴う形状または振幅の体系的な進化の証拠を示さない普遍的なPSD形式と完全に一致していることを示します。指定された赤方偏移または光度。PSDベンド周波数がBH質量に依存し、おそらく降着率に依存するという新しい証拠を見つけました。最後に、現在および将来のAGN人口と宇宙論的研究への影響について説明します。
球状星団と銀河領域の間のミリ秒パルサー集団の比較
| Title |
A_comparison_of_millisecond_pulsar_populations_between_globular_clusters_and_the_Galactic_field |
| Authors |
Jongsu_Lee_(1),_C._Y._Hui_(1),_J._Takata_(2),_A._K._H._Kong_(3),_Pak-Hin_Thomas_Tam_(4),_Kwan-Lok_Li_(5),_K._S._Cheng_(6)_((1)_Chungnam_National_University,_(2)_Huazhong_University_of_Science_and_Technology,_(3)_National_Tsing_Hua_University,_(4)_Sun_Yat-sen_University,_(5)_National_Cheng_Kung_University,_(6)_University_of_Hong_Kong) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08776 |
球状星団(GC)内のミリ秒パルサー(MSP)の回転、軌道、およびX線特性の系統的な研究を行い、それらの性質を銀河領域(GF)のMSPの性質と比較しました。一般に、GCMSPはGFの対応するものよりもゆっくりと回転することがわかりました。単純なリサイクルシナリオの予想とは異なり、GCのMSPバイナリからは軌道周期と自転周期の間の相関関係の証拠を見つけることができません。GCMSPの表面磁場がGFよりも強いことも示されています。これらはすべて、GCの動的相互作用がMSP/その前駆細胞の進化を変化させ、X線放出特性に痕跡を残す可能性があることを示唆しています。GFとGCの両方のMSPは、X線輝度と硬度の分布が似ていますが、サンプルは、これら2つの集団がX線輝度とスピンダウンパワーの間の異なる関係に従うという概念をサポートしています。パルサー放射モデルと観測バイアスの両方の観点からこれを議論します。
ベリタスによる矮小球状銀河の観測から超重暗黒物質を探す
| Title |
Search_for_Ultraheavy_Dark_Matter_from_Observations_of_Dwarf_Spheroidal_Galaxies_with_VERITAS |
| Authors |
VERITAS_collaboration:_D._Tak,_E._Pueschel,_M._Baumgart,_N._L._Rodd,_A._Acharyya,_A._Archer,_P._Bangale,_J._T._Bartkoske,_P._Batista,_W._Benbow,_J._H._Buckley,_A._Falcone,_Q._Feng,_J._P._Finley,_G._M._Foote,_L._Fortson,_A._Furniss,_G._Gallagher,_W._F._Hanlon,_O._Hervet,_J._Hoang,_J._Holder,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_M._Kherlakian,_D._Kieda,_T._K._Kleiner,_N._Korzoun,_F._Krennrich,_M._J._Lang,_M._Lundy,_G._Maier,_C._E_McGrath,_P._Moriarty,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_K._Pfrang,_M._Pohl,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_E._Roache,_J._L._Ryan,_I._Sadeh,_L._Saha,_M._Santander,_G._H._Sembroski,_R._Shang,_M._Splettstoesser,_J._V._Tucci,_V._V._Vassiliev,_D._A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08784 |
暗黒物質は現在の宇宙論シナリオの重要な部分であり、弱く相互作用する大質量粒子(WIMP)が主要な暗黒物質の候補です。WIMPは、現在のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡でアクセス可能な質量範囲である従来のパラメーター空間(100GeV$\lesssimM_{\chi}\lesssim$100TeV)では検出されていません。超重暗黒物質(UHDM;$M_{\chi}\gtrsim$100TeV)は、WIMPパラダイムに代わる探索されていない代替手段として提案されているため、より高い質量範囲(最大30PeV)ベリタスガンマ線天文台で。4つの矮小球状銀河の216時間の観測により、ビン化されていない尤度分析を実行します。個々の矮小銀河についても、ジョイントフィット解析についても、UHDM消滅からの$\gamma$線信号がバックグラウンドの変動を超える証拠を見つけられず、その結果、UHDMの暗黒物質粒子質量に対する速度加重消滅断面積を制約する1TeVから30PeVの間。さらに、複合UHDM粒子の許容半径に制約を設定します。
宇宙ベースの重力波検出器による AM CVn 連星の物質移動の測定
| Title |
Measuring_mass_transfer_of_AM_CVn_binaries_with_a_space-based_gravitational_wave_detector |
| Authors |
Zijian_Wang_and_Zhoujian_Cao_and_Xian-Fei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08814 |
AMCVn連星の形成メカニズムはまだよくわかっていません。物質移動速度の正確な測定は、形成メカニズムの決定に役立ちます。しかし残念なことに、電磁的手段によるそのような観測は非常に困難です。AMCVn連星の可能性のある形成経路の1つは、半分離型白色矮星連星です。このようなシステムは、将来の宇宙ベースの検出器で測定できる強力な重力波放射を放出します。重力波信号から物質移動速度と軌道周期を同時に抽出することができます。重力波のポストケペリアン波形モデルを採用し、フィッシャー解析を実行して、重力波検出による物質移動速度の測定精度を推定します。GaiaDataRelease2で観測されたソースには特別な注意が払われています。これらのシステムの物質移動率を正確に測定できることがわかりました。重力波検出は電磁気観測に比べて精度が一桁以上向上します。私たちの結果は、重力波検出がAMCVn連星の形成メカニズムを理解するのに大いに役立つことを示唆しています。
PSR J1645$-$0317 におけるコヒーレント曲率放射の証拠と偏波位置角度の無秩序な分布
| Title |
Evidence_for_Coherent_Curvature_Radiation_in_PSR_J1645$-$0317_with_Disordered_Distribution_of_Polarization_Position_Angle |
| Authors |
Dipanjan_Mitra,_George_I._Melikidze,_Rahul_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08844 |
パルサーの多様な偏光特性は、固有の放出メカニズムを集団に適用することと矛盾しています。ほとんどのパルサーの偏波位置角(PPA)トラバースは、回転ベクトルモデル(RVM)を使用して解釈できるS字型の曲線を示します。これは、発散する磁力線に対して平行または垂直のいずれかに向けられた電波放出として解釈でき、コヒーレントな結果を主張します。強く磁化された対プラズマにおける電荷バンチからの曲率放射機構。ただし、パルサーのサブセットでは、電波放射が大幅に偏光解消され、PPAはRVMを使用して説明できない複雑なパターンを示します。そのような場合でも、単一パルスの高度に分極化された時間サンプルは、90\degrで分離された2つの平行トラックでRVMに従う必要があることを提案します。複雑なPPAトラバースを使用してPSRJ1645$-$0317を調査し、単一パルスの高度に分極された時間サンプルのみを考慮すると、PPA分布が明らかにRVMに従うことを初めて実証しました。これは、コヒーレント曲率放射メカニズムがパルサー集団に普遍的に適用できることを強く支持すると結論付けています。
マグネターからの相対論的コロナ質量放出
| Title |
Relativistic_coronal_mass_ejections_from_magnetars |
| Authors |
Praveen_Sharma_(Purdue_University),_Maxim_Barkov_(Institute_of_Astronomy,_Russian_Academy_of_Sciences),_Maxim_Lyutikov_(Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08848 |
相対論的コロナ質量放出(CME)のダイナミクスを、フットポイントのせん断による発射(ゆっくり-「太陽フレア」パラダイム、または突然-「星震」パラダイム)から先行する伝播まで研究します。マグネター風.遅いせん断の場合,CMEに注入されたエネルギーのほとんどは,最初に,上にある磁場を突破するために行われる仕事に費やされる.後の段階で,十分に強力なCMEは「爆発」を経験し,ある等分配半径$r_{eq}$を超える磁気圏では、CMEのエネルギーが減少する外部磁気圏エネルギーよりも大きくなります。ポストCME磁気圏は、最初は$\simr_{eq}$でプラズモイドを介したカレントシートの形成を介して緩和し、ゆっくりとライトシリンダーに到達します(この一時的な段階では、スピンダウンレートがはるかに高くなり、「アンチグリッチ」が発生する可能性があります)。')。足元のシアーの位置と地球規模の磁気圏構成の両方が、頻繁で弱いCMEとまれで強力なCMEの二分法に影響を与えます。トポロジー的に切断されたフラックスチューブを作成した後、チューブは急速に($\sim$でライトシリンダーで)先行する風と力のバランスを取り、その後、風によって受動的に移流/凍結されます。高速せん断(局所的な回転グリッチ)の場合、結果として生じる大振幅のアルベン波が磁気圏の開放につながります(これは後で低速せん断の場合と同様に回復します)。ライトシリンダーよりもはるかに長い距離では、結果として得られるせん断アルヴェン波は、散逸せずに風を通って伝播します。高速無線バーストへの影響について説明します。
X線源NuSTAR J053449+2126.0の光学的対応物の発見：高い赤方偏移を持つ過渡的な新しいタイプのクエーサー
| Title |
Discovery_of_an_optical_counterpart_of_the_X-ray_source_NuSTAR_J053449+2126.0:_A_transient_new-type_quasar_with_a_high_redshift |
| Authors |
E.Nihal_Ercan,_Ebru_Aktekin,_Hicran_Bakis,_M._Hakan_Erkut,_Aytap_Sezer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08994 |
この作業では、Tumerらによって発見されたX線源NuSTARJ053449+2126.0の光学的対応物の同定を提示します。(2022)。NuSTARJ053449+2126.0(略してJ0534)の光学的対応物を検索するために、1.5m望遠鏡(RTT150)でソースを観測しました。J0534の$B$、$V$、$R$、$I$の画像を使用して、J0534の光学的対応物を発見し、スペクトル分析に基づいて初めて光源距離を決定しました。J0534は、最近クエーサーの新しいクラスとして特定された活動銀河核(AGN)サブグループの高赤方偏移メンバーである可能性があります。私たちの分析では、J0534のクエーサーの電源として、質量$\sim7\times10^8M_{\odot}$の降着ブラックホールが支持されています。その性質を確認するには、光学的および他の波長でのさらなる観察が必要です。
機械学習手法を使用したチャンドラ X 線点源の自動分類
| Title |
Automated_classification_of_Chandra_X-ray_point_sources_using_machine_learning_methods |
| Authors |
Shivam_Kumaran_(IIST,_India),_Samir_Mandal_(IIST,_India),_Sudip_Bhattacharyya_(TIFR,_India),_Deepak_Mishra_(IIST,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09008 |
天文調査やその他の観測によって発見された未確認のソースが多数あるため、機械学習手法に基づく自動分類手法を使用する必要があります。この論文の目的は、活動銀河核(AGN)、X線を放出する星、若い恒星天体(YSOs)、高質量X線連星(HMXBs)、低質量X線連星(LMXBs)、超高輝度X線源(ULXs)、大変動変数(CVs)、およびパルサー。カタログは約3,17,000のソースで構成されており、CSC2.0で利用可能な品質フラグに基づいて2,77,069のポイントソースを選択しています。CSC2.0の未知の発生源を特定するために、Gaia-EDR3、SDSS、およびGALEXからの光/UVバンドのマグニチュード、および2MASS、WISE、およびMIPS-SpitzerからのIRバンドのマグニチュードなどの多波長機能を使用します。CSC2.0からのX線機能(フラックスと変動性)へ。高度な決定木ベースの機械学習分類アルゴリズムであるLightGradientBoostedMachineが目的に適しており、$93\%$の精度、$93\%$の再現スコア、0.91のMathewの相関係数スコアを達成しています。トレーニングされた分類器を使用して、$3{\sigma}$(4${\sigma}$)を超える信頼度を持つ54,770(14,066)のソースを特定しました。そのうち32,600(8,574)のAGN、16,148(5,166)の星、5,184があります。(208)YSO、439(46)HMXB、197(71)LMXB、50(0)ULX、89(1)CV、63(0)パルサー。この方法は、他のカタログのソースを確実に識別するのにも役立ちます。
フローの正規化によるネストされたサンプリングの重要性
重要度の重みを使用するようにコアアルゴリズムが変更された、ネストされたサンプリングアルゴリズムnessaiの改良版を紹介します。修正されたアルゴリズムでは、サンプルは正規化フローの混合物から抽出され、サンプルが事前分布に従って独立して同一に分散される(i.i.d.)という要件が緩和されます。さらに、可能性の制約とは関係なく、任意の順序でサンプルを追加したり、証拠をサンプルのバッチで更新したりできます。この修正アルゴリズムをi-nessaiと呼んでいます。最初に、既知のベイジアン証拠を使用した分析的尤度を使用してi-nessaiを検証し、証拠の推定値が最大32次元で偏りがないことを示します。i-nessaiと標準nessaiを分析的尤度とRosenbrock尤度で比較すると、結果は、i-nessaiがnessaiと一致し、より正確なエビデンス推定を生成することを示しています。次に、バイナリブラックホール合体からの64のシミュレートされた重力波信号でi-nessaiをテストし、それがパラメーターの偏りのない推定値を生成することを示します。私たちの結果を標準のnessaiとdynestyを使用して得られた結果と比較すると、i-nessaiは収束するために必要な尤度評価がそれぞれ2.64倍と12.96倍少ないことがわかります。また、Reduced-Order-Quadrature(ROQ)基底を使用して80秒間のシミュレートされた連星中性子星信号のi-nessaiをテストしたところ、平均で33分で収束することがわかりました。nessaiの$1.42\times10^6$とdynestyの$4.30\times10^7$と比較した評価。これらの結果は、i-nessaiがより効率的であると同時に、nessaiおよびdynestyと一致していることを示しています。
KOSMOS 用の化学的にエッチングされたシリコン スリットの初期製造とキャラクタリゼーション
| Title |
Initial_Fabrication_and_Characterization_of_Chemically-Etched_Silicon_Slits_for_KOSMOS |
| Authors |
Debby_Tran,_Sarah_Tuttle,_Kal_Kadlec,_Rishi_Pahuja,_Ali_C._Jones,_William_Ketzeback,_Russet_McMillan,_Amanda_Townsend |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08552 |
KOSMOSは、ワシントン大学で、キットピーク国立天文台のメイオール4m望遠鏡からアパッチポイント天文台のARC3.5m望遠鏡に移行するためにアップグレードされた、低解像度でスリットの長い光学分光器です。KOSMOSへの追加機能の1つは、スリットビューアーです。これには、KOSMOSが以前はワイヤーEDMで機械加工されたマットスリットを使用していたため、反射スリットの製造が必要です。ナノファブリケーション法を使用したスリット製造の新しい方法を調査し、スリットエッジの粗さ、幅の均一性、および新しい製造されたスリットの散乱を元のスリットと比較します。化学的にエッチングされた反射シリコンスリットのカーフ表面は、機械加工されたマットスリットよりも一般的に滑らかであり、平均粗さの上限は0.42$\pm$0.03$\mu$m対1.06$\pm$0.04$\muであることがわかります。それぞれ$m。エッチングされたスリットの幅の標準偏差は、それぞれ6$\pm$3$\mu$m対10$\pm$6$\mu$mです。化学的にエッチングされたスリットの散乱は、機械加工されたスリットの散乱よりも高く、粗さではなく反射率が散乱の主な要因であることを示しています。ただし、この散乱は、適切なバックグラウンド減算により効果的にゼロに減らすことができます。スリット幅が増加すると、予想どおり、両方のタイプのスリットで散乱が増加します。今後の作業は、エッチングされたスリットを破損に対してより堅牢にし、スリット製造プロセスを完成させることに加えて、これらのナノ加工されたスリットのスループットと分光測光データの品質を、オンスカイデータを使用して機械加工されたスリットとテストおよび比較することで構成されます。
非多孔性の非晶質固体水における二酸化炭素の拡散の新しい測定
| Title |
New_measurement_of_the_diffusion_of_carbon_dioxide_on_non-porous_amorphous_solid_water |
| Authors |
Jiao_He,_Paula_Caroline_P\'erez_Rickert,_Tushar_Suhasaria,_Orianne_Sohier,_Tia_B\"acker,_Dimitra_Demertzi,_Gianfranco_Vidali_and_Thomas_K._Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08628 |
星間粒子表面での分子の拡散は、星間物質における分子の複雑さの最も重要な原動力の1つです。実験室での測定が不足しているため、粒子表面プロセスのアストロケミカルモデリングでは、通常、拡散エネルギー障壁と脱離エネルギーの比率が一定であると想定されています。この過度の単純化により、必然的にモデルの予測に大きな不確実性が生じます。宇宙ダスト粒子を覆う氷マントルの類似物である、非多孔性の非晶質固体水(np-ASW)の表面におけるCO$_2$分子の拡散の新しい測定値を提示します。少量のCO$_2$が40°Kでnp-ASW表面に堆積し、その後の氷の加温によりCO$_2$分子の拡散が活性化され、孤立したCO$_2$からCO$_2への遷移が起こった。$クラスターが赤外線スペクトルで見られました。拡散エネルギー障壁と前指数因子を同時に得るために、一連の等温実験を実施しました。拡散エネルギー障壁と前指数係数の値は、$1300\pm110$~Kと$10^{7.6\pm0.8}$~s$^{-1}$であることがわかりました。拡散に関する以前の実験室測定値との比較について説明します。
広域分光サーベイのためのアストロデータラボスペクトルビューアの要件
| Title |
Astro_Data_Lab_Spectral_Viewer_Requirements_for_Wide-Area_Spectroscopic_Surveys |
| Authors |
Leah_M._Fulmer,_Stephanie_Juneau,_Catherine_Merrill,_Adam_S._Bolton,_David_L._Nidever,_Robert_Nikutta,_Stephen_T._Ridgway,_Knut_A._G._Olsen_and_Benjamin_A._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08906 |
AstroDataLabは、2026年までに約4,000万の銀河とクエーサーのスペクトルと1,000万を超える星のスペクトルを含むと予測されているDarkEnergySpectroscopicInstrument(DESI)調査のコピーなど、大規模な分光データセットをホストする準備をしています。現在、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)からのDR16スペクトル、BaryonOscillationSpectroscopicSurvey(BOSS)、およびExtendedBOSS(eBOSS)スペクトルを提供しています。スペクトルビューアツールを使用すると、スペクトルを視覚的かつインタラクティブに調べることができます。これらの分光学的データセットのサイズが大きいことを考えると、典型的なユースケースは、関心のあるオブジェクトのサブセット(星、銀河、またはクエーサーのサブサンプルなど)の選択またはクエリで構成され、その後、選択されたスペクトルの目視検査が続きます。場合によっては、ユーザーが特定の機能を探しながら、スペクトルの長いリスト(数千など)をすばやく調べたいと思うことが予想されます。このドキュメントには、NSFのNOIRLabのAstroDataLab環境に組み込まれるこのようなスペクトルビューアツールの要件の説明が含まれています。各オブジェクトについて、スペクトルビューアは観測されたスペクトルを表示し、利用可能な場合は、ノイズスペクトル、空のスペクトル、最適なテンプレートスペクトルを表示します。ユーザーは、DataLabワークフローの一部としてツールを起動した後、インタラクティブにディスプレイを制御できます。主な目的は、アストロデータラボでホストされている分光データセットの視覚化をサポートすることですが、この要件ドキュメントは、天文学コミュニティの他のアプリケーションや他のデータセットの参考またはインスピレーションになる可能性があります。
近赤外ポラリメトリーと巨大な若い星への H$_2$ 放出: S235 e2s3 に関連する双極アウトフローの発見
| Title |
Near-Infrared_Polarimetry_and_H$_2$_emission_toward_Massive_Young_Stars:_Discovery_of_a_Bipolar_Outflow_associated_to_S235_e2s3 |
| Authors |
R._Devaraj,_A._Caratti_o_Garatti,_L._K._Dewangan,_R._Fedriani,_T._P._Ray_and_A._Luna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08833 |
2.1mOAGH望遠鏡のPOLICAN装置を使用して得られた、S235e2s3原始星に向けた近赤外$H$バンド偏光分析研究を提示します。画像は、全長約0.5pcのバイポーラアウトフローを示しています。流出星雲は、高度の直線偏光($\sim80\%$)を示し、偏光位置角度で中心対称パターンを明らかにします。偏光特性は、それらの起源が流出中のダストに関連する単一散乱であることを示唆しています。多波長アーカイブデータを使用して、乱流コア降着理論の放射伝達モデルに基づくスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを実行しました。最適なSEDモデルは、原始星の質量が$6.8\pm1.2\,M_\odot$、円盤降着率が$3.6\pm1.2\times10^{-4}\,M_\odot\であることを示しました。,yr^{-1}$であり、全放射光度は$9.63\pm2.1\times10^{3}\,L_\odot$です。狭帯域H$_2$($2.12\,\mu$m)観測は、ジェットと周囲の媒体との相互作用をたどる双極ローブに沿った衝撃放出を示しています。アウトフローの推定H$_2$光度は$2.3_{-1.3}^{+3.5}\,L_\odot$であり、他の大質量アウトフローと同様に、既知の累乗法則の相関がソースの放射光度と一致した。.バイポーラ流出の方向は、局所磁場方向に平行であることがわかった。全体的な結果は、S235e2s3ソースが円盤降着による高度にコリメートされたバイポーラ流出を駆動する巨大な若い星であるという事実を主張しています。
2つの連星間の補助的な放射線反力
重力波(GW)の放出に由来する放射反力は、連星を近接させるため、GW干渉計で観察できる事実上すべての合体の原因となっています。重力的に相互作用する2つの連星間に補助的な放射線反力が存在し、特にGWの放出下での長半径の減衰率が変化することを示します。この新しい連星-連星力は、孤立した連星の通常の2.5PN力と同じ大きさの設定であり、ポストニュートン領域でも遅延時間への依存などのいくつかの顕著な特徴を示します。任意に小さいです。有効場の理論ツールを使用して、一般的な構成で力の表現を提供し、さまざまな制限でいくつかの直感的な結果を補間することを示します。特に、私たちの式は、GW波長が無限大になる極限でのみ有効な$N$体システムの放射線反力の標準的なポストニュートン推定値を一般化します。
ニュートリノ構造は、GEVからEEVエネルギーまで機能します
| Title |
Neutrino_Structure_Functions_from_GeV_to_EeV_Energies |
| Authors |
Alessandro_Candido,_Alfonso_Garcia,_Giacomo_Magni,_Tanjona_Rabemananjara,_Juan_Rojo,_Roy_Stegeman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08527 |
現在および将来のニュートリノ実験の解釈には、ニュートリノ原子核散乱率の正確な理論的予測が必要です。ニュートリノ構造関数は、摂動QCD(pQCD)フレームワーク内の深層非弾性散乱領域で確実に評価できます。しかし、低運動量移動($Q^2\le{\rmfew}$GeV$^2$)では、非弾性構造関数は大きな不確実性の影響を受け、TeVまでのニュートリノエネルギー$E_\nu$のイベントレート予測を歪めます規模。ここでは、振動解析に入るGeV領域からニュートリノ望遠鏡でアクセス可能なマルチEeV領域まで、現象学に関連するエネルギーの完全な範囲に有効なニュートリノ非弾性構造関数の決定を提示します。私たちのNNSF$\nu$アプローチは、実験データの機械学習パラメータ化と、陽子および核のパートン分布(PDF)の最先端の分析に基づくpQCD計算を組み合わせたものです。私たちの決定を他の計算、特に人気のあるBodek-Yangモデルと比較します。FASER$\nu$、SND@LHC、ForwardPhysicsFacilityなどのLHC遠方ニュートリノ実験に関連するものを含む、さまざまなエネルギーとターゲット原子核の包括的な断面積の最新の予測を提供します。NNSF$\nu$の決定は、高速補間LHAPDFグリッドとして利用でき、独立したドライバーコードを介してアクセスすることも、GENIEなどのニュートリノイベントジェネレーターに直接インターフェースすることもできます。
非常に高いエネルギーでの異方性重力波と電磁波の伝搬
| Title |
Propagation_of_anisotropic_gravitational_and_electromagnetic_waves_at_very_high_energies |
| Authors |
Jarvin_Mestra-P\'aez,_\'Alvaro_Restuccia,_Francisco_Tello-Ortiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08556 |
非常に高いエネルギーにおける異方性重力電磁気理論の分散関係を解析します。特に、非常に高いエネルギーの光子の場合。まず、異方性重力ゲージベクトル場モデルを紹介します。これは、空間的な微分同相写像、時間パラメーター化、およびU(1)ゲージ変換の下で不変です。これには、リーマンおよび電界強度テンソル場の多項式表現だけでなく、高次の空間的微分も含まれます。これはHo\v{r}ava-Lifshitz異方性提案に基づいています。その一貫性とミンコフスキー基底状態の安定性を示します。最後に、物理的な自由度、つまり横トレースレステンソル自由度と横ベクトル自由度が線形波動方程式に従って伝播する正確なゾーンを決定します。これは、ゾーン内に同程度の非自明なニュートン背景が存在するにもかかわらずです。波動方程式には6次までの空間導関数が含まれており、最低次数では相対論的な波動方程式と完全に一致します。次に、最近の実験データのコンテキストで、非常に高いエネルギーでの分散関係を分析します。高エネルギー光子の伝搬に関する提案されたモデルの定性的な予測は、LIVモデルの修正された分散関係から得られたものとは異なります。
振動する赤方偏移でダーク シグナルを探す: 幾何学的スカラー フィールド ダーク マターの探索
スカラー場の暗黒物質の幾何学的ねじれモデルが、天文学的なソースの宇宙論的赤方偏移の時間発展において、異なる赤方偏移スケール(zよりも大きいまたは小さい〜0.1）。オーストラリアのダークエネルギー調査(OzDES)からの現存する分光データの分析を提示し、そのような信号が、OzDESの6年間のタイムスケールで幅広い宇宙論的ソースとベースラインの赤方偏移に存在するかどうかを評価します。赤方偏移の変動の単純なフーリエ解析では、いくつかの候補周波数が弱く識別されるため、将来の宇宙論的データセットを使用したさらなる調査が必要になる可能性がありますが、このデータセットで検討中の理論の説得力のある経験的証拠は見つかっていません。パラメーター。
球状励起スカラーボソン星の安定性と物性
| Title |
Stability_and_physical_properties_of_spherical_excited_scalar_boson_stars |
| Authors |
Marco_Brito,_Carlos_Herdeiro,_Eugen_Radu,_Nicolas_Sanchis-Gual_and_Miguel_Zilh\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08900 |
四次自己相互作用を持つ複雑で大規模なスカラー場に最小結合した、一般相対性理論のスカラーボソン星($n$放射状節点)を持つ、球形で励起されたスカラーボソン星の時間発展を研究します。$t\sim\frac{10^{4}}{c\mu}$のタイムスケールまで、$n=10$までのこれらの星を動的に安定させることができることを報告します。ここで、$\mu$$n$に依存する自己相互作用結合定数$\lambda$の十分に大きな値に対する、スカラー粒子の逆コンプトン波長です。$\lambda$が大きく、周波数が固定されている場合、これらのソリューションのコンパクトさは$n$の影響を受けにくいことがわかります。一般に、安定性が研究されたブランチに沿って、これらの励起されたボソン星は、ISCOや軽いリングを可能にするほどコンパクトではありません。最後に、タイムライクな円軌道に沿った粒子の角速度について説明し、ニュートン極限での解の銀河回転曲線への適用を示唆します。
エントロピーからエコーまで: 準通常モードと無音の量子限界のカウント
| Title |
From_Entropy_to_Echoes:_Counting_the_quasi-normal_modes_and_the_quantum_limit_of_silence |
| Authors |
Naritaka_Oshita_and_Niayesh_Afshordi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.08964 |
量子ブラックホールの正準エントロピーは、その準正規モードを数えることによって推定します。最初に、古典的なブラックホールの分配関数を、熱力学的ボルツマン重みで準正規モードを数えることによって評価すると、より高い角モードからの寄与が小さいため、次数1の小さなエントロピーが生じることを示します。次に、量子ブラックホールの微小状態との相互作用による地平線近くの散逸効果を考慮に入れると、これがどのように変更されるかについて説明します。準正規モードの構造は劇的に変化し、$t_{\rmecho}\sim$log(Entropy)/Temperatureの逆数の基本周波数が得られます。これは、マイクロステート(またはエコーが続く沈黙の量子時間制限)からの反射の時間スケールであり、$\textit{散逸の強さとは無関係}$であり、Sekino&Susskindによって提案されたスクランブリング時間に匹敵します。.散逸定数をプランク時間とすると、$\sim$(地平線面積)/(プランク面積)のBekenstein-Hawkingエントロピーを再現できます。この結果は、凝縮物質系で実現されたアナログホライズンでブラックホールエントロピーをシミュレートできる可能性を示唆しています。
