銀河探査と重力波観測所の組み合わせによる宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_Constraints_from_Combining_Galaxy_Surveys_and_Gravitational_Wave_Observatories |
| Authors |
E.L.Gagnon,_D.Anbajagane,_J.Prat,_C.Chang,_J.Frieman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16289 |
選択効果による調査特性の空間的変動は、非常に大規模な光学銀河調査における大規模構造測定においてかなりの系統的誤差を生成します。このような規模では、光学測量の統計的感度も、空の範囲が有限であるため制限されます。対照的に、重力波(GW)実験の角度感度を正確に特徴付けることができれば、重力波(GW)発生源にはこれらの問題が比較的少ないようです。予測LSST3$\times$2pt解析(銀河密度と弱いレンズせん断場の3つの2点相関の組み合わせ)と、次に提案されるGW源の大規模自己相関を組み合わせることにより、期待される宇宙論的情報の獲得を定量化します。-世代のGW実験。$\Lambda$CDMモデルと$w$CDMモデルでは、前者のショットノイズが大きいため、GWとLSSTを組み合わせてもLSST単独よりも3$\times$2pt宇宙論的制約に大きな改善は見られないことがわかりました。ただし、この組み合わせにより、GW源の線形銀河バイアスに対する$\sim6\%$制約が有効になります。さらに興味深いことに、大規模なPNGモデルではスケール依存のバイアスが予測されるため、光とGWのデータの組み合わせは、原始非ガウス性(PNG)を持つモデルに厳しい制約を与えます。LSSTが調査する最大の角度スケールがステージIIIの調査のもの($\ell_{\rmmin}\sim50$)に匹敵すると仮定すると、次世代のGW測定を含めることでPNGパラメータ$f_{の制約が改善される可能性があります。\rmNL}$は、LSST単独と比較して最大$\simeq6.6$倍になり、$\sigma(f_{\rmNL})=8.5$となります。これらの結果は、アインシュタイン望遠鏡のようなGW天文台のネットワークの予想される能力を、年間$10^6$のイベントの検出率で仮定しています。私たちは、将来のGW検出器に関するさまざまな仮定や、さまざまなLSST解析の選択肢に対する結果の感度を調査します。
現在および今後の検出器からの高輝度標準サイレンを使用した、モデルに依存しない一般相対性理論の高精度テスト
| Title |
A_Model-Independent_Precision_Test_of_General_Relativity_using_Bright_Standard_Sirens_from_ongoing_and_upcoming_detectors |
| Authors |
Samsuzzaman_Afroz,_Suvodip_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16292 |
重力波(GW)は、いくつかの修正された重力理論によって提案された有効プランク質量の赤方偏移の変化を測定することにより、現在および今後のGW検出器を使用してアインシュタインの一般相対性理論(GR)をテストするための新しい手段を提供します。我々は、明るいサイレン（連星中性子星（BNS）と中性子）として一般に知られている電磁波源を伴ったGW源のマルチメッセンジャー観測を組み合わせることにより、GW伝播効果におけるGRからの逸脱を測定する、モデルに依存しないデータ駆動型のアプローチを提案します。スターブラックホールシステム(NSBH))。我々は、明るいサイレンからのGW光度距離測定値と、銀河クラスタリングから得られたバリオン音響振動(BAO)測定値および宇宙マイクロ波背景背景(CMB)からの音の水平線測定値を組み合わせることで、データ駆動型の再構成が可能であることを示します。宇宙の赤方偏移の関数としての、有効プランク質量の変動の偏差(ハッブル定数と組み合わせたもの)。この手法を使用すると、赤方偏移(z)によるGRの正確な測定が達成されます。その精度は、赤方偏移$z=0.075$でBNSの場合は約$7.9\%$、赤方偏移$z=0.225$でNSBHの場合は$10\%$、5です。LVK検出器ネットワークによる長年の観察。$CE\&ET$を1年間だけ使用すると、摩擦項の展開における赤方偏移$z=0.5$で、BNSでは約$1.62\%$、NSBHでは$2\%$という最良の精度が得られ、最大で同様の精度が得られます。$z=1$。この測定により、現在および今後の観測によるGW伝播に影響を与えるあらゆる種類のモデルからの潜在的な逸脱を発見できます。
| Title |
Bayesian_framework_to_infer_the_Hubble_constant_from_cross-correlation_of_individual_gravitational_wave_events_with_galaxies |
| Authors |
Tathagata_Ghosh,_Surhud_More,_Sayantani_Bera,_Sukanta_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16305 |
連成コンパクト天体の吸気からの重力波(GW)は、その出来事までの光度距離のワンステップ測定を提供します。これは、宇宙の膨張率を特徴付けるハッブル定数$H_0$の測定に不可欠です。しかし、連星中性子星とは異なり、連星ブラックホールの吸入には電磁放射やその後の赤方偏移の決定が伴うとは予想されていない。したがって、$H_0$を測定するには、このようなGWイベントの独立した赤方偏移測定が必要です。この研究では、既知の赤方偏移を持つ銀河と個々の連星ブラックホール合体現象の間の相互相関から$H_0$を推論するための新しいベイズ手法を提案します。O4感度で動作するAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器のカラーガウスノイズにおける$1$Gpc内に分布する$250$のシミュレートされたGWイベントを使用して、私たちの方法の有効性を実証します。このような測定により$\lesssim15\%$($90\%$最高密度間隔)の精度でハッブル定数を制約できることがわかりました。この方法を実際のデータに適用する前に、さらなる研究で考慮する必要がある潜在的な改善点を強調します。
銀河の固有配列における原始磁場の痕跡
| Title |
Imprints_of_primordial_magnetic_fields_on_intrinsic_alignments_of_galaxies |
| Authors |
Shohei_Saga,_Maresuke_Shiraishi,_Kazuyuki_Akitsu,_Teppei_Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16316 |
原始磁場(PMF)は、観測された大規模磁場の起源の有力な候補の1つです。PMFの生成メカニズムについては、これまでの研究によって多くの提案がなされてきましたが、依然として議論の余地があります。この論文では、PMFに関する新たな洞察を得るために、PMFの異方性応力のベクトルおよびテンソルモードによって誘起される銀河の固有配列(IA)に焦点を当てます。長波長のベクトルモードとテンソルモードは局所的に潮汐重力場を誘発し、銀河の固有楕円率の特徴的な歪みを引き起こします。銀河イメージングと銀河赤方偏移調査の組み合わせを想定して、三次元空間の磁気ベクトルとテンソルモードによって誘起されるせん断EモードとBモードのパワースペクトルを調査します。磁気テンソルモードがEモードとBモードの両方のスペクトルを支配していることがわかりました。特に、磁気テンソルモードによって誘起されるBモードスペクトルは、ワンループ効果から生じるBモードスペクトルへの非磁性スカラーの寄与が存在する場合でも、PMFの振幅を制限する上で重要な役割を果たします。ユークリッドや平方キロメートル配列などの将来の銀河赤方偏移調査では、検出可能な最小値は$\sim30\、\rmnG$に達しますが、これは観測された銀河の数に比例してさらに小さくなり、$\sim\に達する可能性があります。mathcal{O}(1\,{\rmnG})$。銀河のIAの測定は、将来の銀河調査におけるPMFの潜在的な探査となるでしょう。
Advanced LIGO と Virgo の最初の 3 回の観測実験による確率的重力波背景を用いた超軽量テンソル暗黒物質の探査
| Title |
Probing_Ultralight_Tensor_Dark_Matter_with_the_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_from_Advanced_LIGO_and_Virgo's_First_Three_Observing_Runs |
| Authors |
Rong-Zhen_Guo,_Yang_Jiang,_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16435 |
超軽量粒子は魅力的な暗黒物質候補であり、標準模型を超えてさまざまなシナリオで出現します。これらは、回転するブラックホール(BH)の周囲に超放射不安定性を引き起こし、BHからエネルギーと角運動量を抽出し、単色の重力放射線を通して散逸させることができ、これらは重力波検出器の有望な供給源になります。この手紙では、BHと結合した大規模なテンソル場に焦点を当て、これらの発生源から放出される確率的重力波背景を計算します。次に、LIGO/VirgoO1$\sim$O3の実行からのデータ内でこの背景の検索を開始します。私たちの分析では、そのような信号の識別可能な証拠は明らかにされていないため、テンソルボソンの質量範囲に厳しい制限を課すことができます。具体的には、$95\%$の信頼水準で$4.0\times10^{-14}$から$2.0\times10^{-12}$eVの範囲の質量を持つテンソル粒子の存在を除外します。
最近のJWSTの調査では、$\Lambda$CDMの予測よりも早く、宇宙の夜明けに驚くほど大量の巨大銀河が存在することが明らかになりました。重力崩壊による銀河形成の加速の暗示は、バリオンのタリー・フィッシャー関係によって記述される短周期銀河のダイナミクスを彷彿とさせます。これは、加速度$a_{dS}=cH$のドシッタースケールを追跡する弱い重力に起因する可能性があります。ここで、$c$は光速度、$H(z)\propto\left(1+z\right)^{3/2}$は、赤方偏移$z$を使用したハッブルパラメーターです。自由なパラメータがないため、初期の銀河の質量関数に本質的に変化を与えることなく、初期の銀河形成が一桁スピードアップします。これは、減速パラメーター$q_0=1-\left(2\pi/GAa_{dS}\right)^2=-0.98\pm0.5$を予測します。ここで、$G$はニュートン定数、$A=(47\pm6)M_\odot$\,(km/s)$^{-4}$はバリオンのタリーフィッシャー係数です(McGaugh2012)。$3\sigma$の有意性では、局所距離ラダーの独立した$q_0$推定値と組み合わせると、$H_0$張力を軽減する動的ダークエネルギーが特定されます。$q_0=d\log(\theta(z)H(z))/dz\left|_{z=0}\right.$の決定的な決定は、BAO角度$\theta(z)$の観測から予想されます。最近{\emEuclid}ミッションを開始しました。
宇宙の膨張
1998年の宇宙の加速膨張の発見におけるIa型超新星(SNeIa)の使用と、その後の膨張の歴史をより詳細に研究し、状態方程式パラメータを決定するためのSNeIaの使用をレビューします。wを実行し、現在のハッブル定数の値を測定します。これは、2018年6月1日から4日までケースウェスタン大学で開催されたStandardModelat50シンポジウムで行われた講演の内容を軽く編集したもので、2018年半ばのこの分野の状況に対応しています。ただし、2019年にはシンポジウム後の更新がいくつか含まれています。また、このバージョンには、初期と後期のハッブル張力に関する簡単な更新(2023年12月)が最後に含まれており、現在5シグマのレベルに達しています。これは、SNeIaのみに基づいており、ハッブル定数の他のいくつかの低赤方偏移の決定によって裏付けられています。
銀河間レンズデータ: $f(T)$ 重力が一般相対性理論に挑戦
| Title |
Galaxy-galaxy_lensing_data:_$f(T)$_gravity_challenges_general_relativity |
| Authors |
Qingqing_Wang,_Xin_Ren,_Yi-Fu_Cai,_Wentao_Luo,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17053 |
銀河間レンズデータを使用して、一般相対性理論と$f(T)$重力を銀河スケールでテストします。近似二次補正から得られる$f(T)$理論の正確な球対称解を検討します。したがって、この解は一般相対性理論からのあらゆる現実的な偏差に対して当てはまります。単一パラメータ$Q$によって偏差を定量化し、ポストニュートン近似に従って、重力ポテンシャル、せん断成分、および有効表面密度(ESD)プロファイルの対応する偏差を取得します。銀河の色に対するモデルの依存性をテストするために、5つの恒星質量サンプルを使用し、それらを青と赤に分割し、Navarro-Frenk-White(NFW)プロファイルを使用してESDプロファイルをモデル化しました。SloanDigitalSkySurveyDataRelease7(SDSSDR7)のグループカタログに基づいて、最終的に$Q=2.138^{+0.952}_{-0.516}\times10^{-5}\,$Mpc$^{を抽出します。$1\sigma$の信頼度で-2}$。この結果は、一般相対性理論に基づく$f(T)$補正が優先されることを示しています。最後に、AICやBICなどの情報基準を適用します。$f(T)$重力が中心から外れた効果に依存するということは、その最適性を慎重に検討する必要があることを意味しますが、私たちの分析は、$f(T)$重力は、一般相対性理論や$\Lambda$CDMパラダイムと比較してデータのフィッティングにおいてより効率的であるため、後者に課題をもたらします。
原始的な種類の接近遭遇：暗黒物質としての原始ブラックホールの新たな観測可能性
| Title |
Close_encounters_of_the_primordial_kind:_a_new_observable_for_primordial_black_holes_as_dark_matter |
| Authors |
Tung_X._Tran,_Sarah_R._Geller,_Benjamin_V._Lehmann_and_David_I._Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17217 |
原始ブラックホール(PBH)は、依然として小惑星質量範囲における有力な暗黒物質候補です。このシナリオでは、PBHの存在量は、10年ごとに少なくとも1つの天体が太陽系内部を通過するのに十分な大きさであることを指摘します。太陽系暦は非常に高い精度でモデル化および測定されているため、このような接近遭遇では、特徴的な特徴を持つ軌道軌道に検出可能な摂動が生じる可能性があります。私たちはこの可能性を一連の単純な太陽系シミュレーションで評価し、小惑星質量PBHの豊富さは既存および近い将来のデータによっておそらく調査できると主張します。
中国のFASTでのSETI
2019年に最初のSETI観測が開始されて以来、中国の地球外知的探査プログラムは国内の支援と国際協力を通じて勢いを増している。FASTを使用して、系外惑星や近くの星を対象としたいくつかの観測が行われています。2023年、ファーネイバープロジェクト(FNP)の導入により、FAST望遠鏡の驚くべき感度といくつかの新しい観測技術によって大幅な進歩が見られます。FNPは、近くの恒星、系外惑星系、天の川球状星団などを含む天体からのテクノシグネチャーを系統的に検出することを目指しています。この文書では、中国におけるSETIによって達成された進歩の概要を示し、FNPを構成する異なる段階についての洞察を提供します。さらに、このプロジェクトの進歩の重要性とこの分野への潜在的な貢献を強調しています。
可視域における地上ドップラーイメージング分光法による木星の三次元大気ダイナミクス
| Title |
Three-dimensional_atmospheric_dynamics_of_Jupiter_from_ground-based_Doppler_imaging_spectroscopy_in_the_visible |
| Authors |
Fran\c{c}ois-Xavier_Schmider_(1),_Patrick_Gaulme_(2,_3,_4),_Ra\'ul_Morales-Juber\'ias_4,_Jason_Jackiewicz_(3),_Ivan_Gon\c{c}alves_(1,_5),_Tristan_Guillot_(1),_Amy_A._Simon_(7),_Michael_H._Wong_(8),_Thomas_Underwood_(9),_David_Voelz_(9),_Cristo_Sanchez_(3),_Riley_DeColibus_(3),_Sarah_A._Kovac_(3,_10),_Sean_Sellers_(3),_Doug_Gilliam_(11),_Patrick_Boumier_(12),_Thierry_Appourchaux_(12),_Julien_Dejonghe_(1),_Jean_Pierre_Rivet_(1),_Steve_Markham_(1,_3),_Saburo_Howard_(1,_13),_Lyu_Abe_(1),_Djamel_Mekarnia_(1),_Masahiro_Ikoma_(14),_Hidekazu_Hanayama_(14),_Bun'ei_Sato_(15),_Masanobu_Kunitomo_(16,_1),_Hideyuki_Iziumura_(17),_((1)_Universit\'e_C\^ote_d'Azur,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_Laboratoire_Lagrange,_CNRS,_Nice,_France,_(2)_Th\"uringer_Landessternwarte,_Tautenburg,_Germany,_(3)_Department_of_Astronomy,_New_Mexico_State_University,_Las_Cruces,_NM,_USA,_(4)_New_Mexico_Tech,_Department_of_Physics,_Socorro,_NM,_USA,_(5)_Universit\'e_Paul_Sabatier,_IRAP,_Observatoire_Midi-Pyr\'en\'ees,_Toulouse,_France,_(7)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Solar_System_Exploration_Division,_MD,_USA,_(8)_University_of_California,_Center_for_Integrative_Planetary_Science,_Berkeley_CA,_USA,_(9)_Klipsch_School_of_Electrical_and_Computer_Engineering,_New_Mexico_State_University,_Las_Cruces,_NM,_USA,_(10)_Southwest_Research_Institute,_Boulder,_CO,_USA,_(11)_Sunspot_Solar_Observatory,_Sunspot,_NM,_USA,_(12)_Universit\'e_Paris-Saclay,_Institut_d'Astrophysique_Spatiale,_CNRS,_Orsay,_France,_(13)_Institute_for_Computational_Science,_University_of_Zurich,_Zurich,_Switzerland,_(14)_Division_of_Science,_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_Tokyo,_Japan,_(15)_Department_of_Earth_and_Planetary_Sciences,_School_of_Science,_Institute_of_Technology,_Tokyo,_Japan,_(16)_Department_of_Physics,_Kurume_University,_Fukuoka,_Japan,_(17)_NAOJ,_Okayama_Observatory,_Okayama,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16888 |
私たちは、サンスポットのダン太陽望遠鏡に搭載されたJOVIALネットワークの2番目のノードであるJIVEを使用して可視領域で取得したドップラーイメージングデータから、雲の上層レベルでの木星の大気循環の3次元(3D)マップを提示します。ニューメキシコ。2018年5月4日から5月30日までの12夜、合計約80時間の観測について報告します。まず、私たちのデータから得られた平均帯状風プロファイルは、2018年4月にアウタープラネットアトモスフィアレガシー(OPAL)プログラムから取得されたハッブル宇宙望遠鏡の画像に対して実行された雲追跡測定から得られたものと互換性があります。次に、ドップラー測定による木星の大気循環の史上初の2次元マップを提示します。帯状速度マップは、赤道ホットスポットや大赤斑(GRS)などのよく知られた大気の特徴を強調表示します。帯状風に加えて、ドップラーデータから子午線速度場と鉛直速度場を導き出します。鉛直流による動きは主に赤道帯と熱帯の境界に位置しており、これらの地域での活発な動きを示している可能性があります。定性的には、これらの結果は、木星の風場の三次元構造を明らかにした最近のジュノーのデータとよく比較されます。逆に、子午線循環に起因すると考えられる動きは、GRSを除いて、雲追跡によって得られるものとは大きく異なります。データ解像度と処理技術の制限のため、木星の鉛直流または子午線流の測定はまだ確認されていないことを認めます。
海王星/海王星以下の惑星の祖先の金属の少ない大気
| Title |
The_metal-poor_atmosphere_of_a_Neptune/Sub-Neptune_planet_progenitor |
| Authors |
Saugata_Barat,_Jean-Michel_D\'esert,_Allona_Vazan,_Robin_Baeyens,_Michael_R._Line,_Jonathan_J._Fortney,_Trevor_J._David,_John_H._Livingston,_Bob_Jacobs,_Vatsal_Panwar,_Hinna_Shivkumar,_Kamen_O._Todorov,_Lorenzo_Pino,_Georgia_Mraz_and_Erik_A._Petigura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16924 |
若い太陽系外惑星の通過は、惑星形成の新鮮で進化中の産物の大気を特徴づけるユニークな機会を提供します。V1298Taubの透過スペクトルを示します。前主系列星を周回する、樹齢2300万年の暖かい木星サイズの惑星。我々は、非常に大きな大気スケールの高さと5$\sigma$レベルの重要度での水蒸気吸収を持つ原始大気を検出しました。質量と密度の上限を推定します(それぞれ24$\pm$5$M_{\oplus}$、0.12gm/$cm^{3}$)。V1298タウbは、これまでに発見された惑星の中で最も密度が低いものの1つです。太陽/亜太陽の値と一致する、低い大気金属量(logZ=$-0.1^{+0.66}_{-0.72}$太陽)を取得します。私たちの発見は、核降着理論から予想される質量金属量に疑問を投げかけます。私たちの観察は、小石の付着による原位置形成と進行中の進化メカニズムによって説明できます。メタンは検出されませんが、これはこの惑星の形成エントロピーだけから内部が予想よりも高温であることを示唆しています。私たちの観察は、V1298タウbが海王星/亜海王星タイプの惑星に進化する可能性が高いことを示唆しています。
金星による逆行月の混沌とした捕獲とその自転の逆転
(要約)惑星はフラクタル面(伝統的にヒル球と呼ばれる)で囲まれており、衛星の長期安定した軌道運動の内側ゾーンを、太陽からの重力が引き継ぐ外側の空間から分離しています。この表面を通じて、惑星と緩やかに共軌道を描く軌道にある外部小天体は、外部摂動力の助けなしに確率的に惑星に捕らえられ、長期間にわたって惑星を無秩序に周回する衛星になる可能性がある。最先端の軌道積分器を使用して、このような金星の捕獲イベントをシミュレートします。その結果、最初は金星に付着していた月の前方積分を逆転させ、長期間後に金星から脱出することで、長期的な付着段階が生じます。1回の遭遇で長期にわたるカオス的な捕獲が起こる確率は一般に低いですが、原始惑星系円盤内の共軌道天体の密度が高いため、可能性は低いにせよ、この結果が可能になります。初期の金星は、独自の塵っぽいガス状の円盤に囲まれており、月や惑星の運動エネルギーの潮汐散逸と相まって、初期の軌道が縮小し、捕らえられた天体が丘の表面内で安定する可能性があります。歴史的な名前「ネイス」を使用している月からの潮汐トルクは、金星の順行回転に徐々にブレーキをかけ、その後逆転させますが、その一方で軌道は減衰し続けます。ニースは最終的にロッシュ半径に到達して崩壊し、おそらくその物質の大部分が金星の表面に堆積します。私たちの計算によると、デブリ円盤の表面密度の値は約0.06kgm$^{-2}$で、ニースの初期のカオス軌道を安定させ、潮汐散逸がより大きくなる金星の半径数範囲内にニースを降下させるのに十分である可能性があることが示された効率的。
H2O Megamaser ディスクの物理サイズは何によって決まりますか?
| Title |
What_Determines_the_Physical_Size_of_a_H2O_Megamaser_Disk_? |
| Authors |
C._Y._Kuo,_F._Gao,_J._A._Braatz,_D._W._Pesce,_E._M._L._Humphreys,_M._J._Reid,_C._M._V._Impellizzeri,_C._Henkel,_J._Wagner,_C._E._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16382 |
活動銀河からのH2Oメガメーザー放出の高精度マッピングにより、最大4%のハッブル定数測定を可能にし、正確なブラックホール質量を提供する十数個のケプラーH2Oメガメーザーディスクが明らかになりました。これらの重要な天体物理学への応用を可能にするメーザーディスクは、通常、サブパーセクスケールで明確な内縁と外縁を示します。これらの境界の原因とその半径がどのように決定されるかはまだ不明です。H2O分子の反転分布に好ましい物理的条件がメーザーディスクの内外半径を決定できるかどうかを理解するために、べき乗則表面密度で記述される歪んだ分子ディスク内のガス密度とX線加熱速度の分布を調べます。プロフィール。ディスク質量を適切に選択すると、モデルから予測されたメーザーディスクの外半径R_outが観測値と一致することがわかります。R_outは主に、最大加熱速度または効率的なメーザー動作のための最小密度によって決まります。エディントン比、ブラックホール質量、円盤質量の組み合わせ。私たちの分析はまた、メーザー円盤の内縁が塵の昇華半径の近くにあることが多いことを示唆しており、塵の物理的条件が円盤の内部境界の定義に役割を果たしている可能性があることを示唆しています。最後に、私たちのモデルは、H2O「ギガマスター」ディスクが、ディスクサイズ>~10-30pcのhigh-zクエーサーの中心に存在する可能性があると予測します。
クエーサーで観測されたX線と紫外線の明るさの相関関係は、赤方偏移の広い範囲に及び、両方のスペクトル帯で数十年間真実であり、降着円盤から高温コロナへのエネルギー伝達を支配する普遍的な機構の存在を示唆している。。この研究では、SloanDigitalSkySurveyDataRelease14(SDSSDR14)の2000ドルを超えるクエーサーのサンプルについて、ChandraSourceCatalog2.0から抽出したX線分光データを利用します。私たちの分析により、より高い赤方偏移($\delta<0.2$dex)での$L_{\rm{X}}-L_{\rm{UV}}$関係における固有分散が、以下の測光データに依存した以前の研究と比較して減少していることが明らかになりました。カタログ。さらに、我々の調査結果は、約$4.5$の赤方偏移まではこの関係が安定していることを裏付けています。$L_{\rm{X}}-L_{\rm{UV}}$関係は、降着円盤のホットコロナの異なる状態を示す異常値を特定することにより、降着の物理学を調査するためのツールとしても機能します。平均的な人口と比較したシステム。たとえば、X線に弱いクエーサーは、コロナの放射効率が低い状態によりX線の放出が減少する源であり、その光学的特性は強力な降着円盤風の存在を示唆しています。CSC2.0-SDSSカタログで入手可能な豊富な分光データにより、AGNの中央エンジンをより包括的に調査する機会が開かれます。
孤立銀河の AMIGA サンプル -- 角運動量に対する環境の影響
| Title |
The_AMIGA_sample_of_isolated_galaxies_--_Effects_of_Environment_on_Angular_momentum |
| Authors |
A._Sorgho,_L._Verdes-Montenegro,_K._M._Hess,_M._G._Jones,_T._H._Jarrett,_S._Sanchez-Exp\'osito,_J._Garrido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16661 |
私たちは、分解されたHI運動学と赤外WISE測光法を用いて、形態、恒星質量、およびHIから星への割合の点で代表的な36個の孤立した円盤銀河のサンプルについて、バリオン角運動量と質量の関係を調査します。慎重に構築された孤立銀河のAMIGAサンプル。孤立していない銀河に対して行われた以前の研究と同様に、この関係はべき乗則$j_{bar}\proptoM_{bar}^\alpha$によってよく説明されることがわかりました。また、これまでの文献研究と一致して、AMIGA銀河の傾き$\alpha=0.54\pm0.08$も見つかりました。しかし、文献によると、AMIGA銀河の比角運動量は、孤立していない銀河の比角運動量よりも平均して高いことがわかりました。これは、銀河間相互作用を伴う環境プロセスが銀河の角運動量の内容に影響を与える可能性があると規定する理論と一致しています。しかし、角運動量と孤立度の間に相関関係は見つからず、局所数密度の閾値が存在し、それを超えると角運動量に対する環境の影響が重要になる可能性があることが示唆されました。
星形成銀河の普遍的な塵の減衰スケーリング関係を理解する
| Title |
Understanding_the_Universal_Dust_Attenuation_Scaling_Relation_of_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
J._Qin_(1),_X._Z._Zheng_(1_and_2),_S._Wuyts_(3),_Z._Lv,_M._Qiao_(1_and_2),_J.-S._Huang_(4_and_5),_F._S._Liu_(5),_A._Katsianis_(6),_V._Gonzalez_(7),_F._Bian_(8),_H._Xu_(9),_Z._Pan,_W._Liu,_Q.-H._Tan,_F._X._An,_D._D._Shi_(1),_Y._Zhang,_R._Wen,_S._Liu_and_C._Yang_(1_and_2)_((1)_Purple_Mountain_Observatory,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Sciences,_USTC,_(3)_University_of_Bath,_(4)_Chinese_Academy_of_Sciences_South_America_Center_for_Astronomy,_(5)_National_Astronomical_Observatories,_CAS,_(6)_Sun_Yat-sen_University,_(7)_Universidad_de_Chile,_(8)_European_South_Observatory,_(9)_Shanghai_Jiao_Tong_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16700 |
星形成銀河(SFG)は、赤外線過剰によってパラメータ化された塵の減衰の驚くほど厳密なスケーリング関係(IRX=$L_{\rmIR}/L_{\rmUV}$)に従い、星形成速度によって共同決定されます。(SFR)、銀河の大きさ($R_{\rme}$)、金属性($Z$/Z$_\odot$)、軸比($b/a$)。私たちは、高密度で拡散した星間物質(ISM)内の塵が指数関数的な質量密度プロファイルに従う単純な2成分星塵幾何学モデルを利用して、これらの銀河パラメータが効果的な塵の減衰をどのように決定し、普遍的なIRX関係を生み出すかを調べます。恒星の質量プロファイルと関連していますが、必ずしも同一である必要はありません。一方、ガスと星形成の関係、塵と星の大きさの関係、塵とガスの比と金属量の関係など、銀河の性質を結び付けるために経験的な関係が採用されています。ローカルSFGの大規模なサンプルをモデルにフィッティングすることにより、金属性の関数として最適なモデルパラメーターが得られ、2成分の幾何学モデルがIRXのSFRへの依存性を正常に再現できることがわかります。$R_{\与えられた$Z$/Z$_\odot$におけるrme}$、$b/a$、およびべき乗則指数の金属性への依存性。さらに、誕生雲(BC)の光学的深さ、BC対全塵の質量分率、UV放射星のBC被覆率、星から全塵の円盤半径など、モデルの幾何学パラメーターに関する制約も取得します。比率はすべて銀河の金属性とともに進化します。最後に、SFGのスターダスト幾何学が銀河の金属性とともにどのように進化するかについての一貫した全体像について議論します。
磁化された分子フィラメントにおける分子雲コアの角運動量の進化
| Title |
Evolution_of_the_Angular_Momentum_of_Molecular_Cloud_Cores_in_Magnetized_Molecular_Filaments |
| Authors |
Yoshiaki_Misugi,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Doris_Arzoumanian,_and_Yusuke_Tsukamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16920 |
分子雲コアの角運動量は、星の形成プロセスにおいて重要な役割を果たします。しかし、磁化された分子フィラメント内に形成される分子雲コアの角運動量の変化はまだ不明です。この論文では、三次元磁気流体力学シミュレーションを実行して、フィラメントの断片化によって形成される分子雲コアの角運動量の進化に対する磁場の影響を明らかにします。その結果、質量スケール1Msunでは磁場が弱い場合と強い磁場がある場合では角運動量がそれぞれ30%、50%減少することが分かりました。流体要素にかかるトルクを解析することにより、強磁場の場合、質量スケール<3Msunでの角運動量伝達の主要なプロセスとして磁気張力が特定されます。この臨界質量スケールは、磁気ブレーキの時間スケールとして半分析的に理解できます。強い磁場の存在による角運動量伝達の異方性が、結果として生じるコアの角運動量を2倍だけ変化させることを示します。また、回転軸と磁場の間の角度の分布は、最初のコア形成の直前であっても強い整列を示さないこともわかりました。我々の結果は、コアの角運動量の多様性が初期乱流速度場の位相の違いから受け継がれることも示しています。この多様性は、最近観測によって報告された原始惑星系円盤の大きさやその他の特性の多様性に寄与している可能性があります。
星団存在下における等質量階層三重超大質量ブラックホール合体における香西サイクルの解析
| Title |
Analysis_of_Kozai_Cycles_in_Equal-Mass_Hierarchical_Triple_Supermassive_Black_Hole_Mergers_in_the_Presence_of_a_Stellar_Cluster |
| Authors |
Wei_Hao,_M.B.N._Kouwenhoven,_Rainer_Spurzem,_Pau_Amaro_Seoane,_Rosemary_A._Mardling,_Xiuming_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16986 |
超大質量ブラックホール(SMBH)は銀河の進化において重要な役割を果たします。銀河の合併後には、二元および三重SMBHが形成される可能性があります。おそらくKozaiメカニズムを通じて、3番目のSMBHがSMBHの合併プロセスを加速する可能性がある。N体シミュレーションを使用して、銀河中心の周囲の星団を持つ階層的な三重SMBHの軌道要素の振動を解析します。我々は、SMBHトリプルが階層合併フェーズ(つまり、遠くにある3番目のSMBH摂動因子を伴うバイナリSMBH)に費やす時間はごく一部であることがわかります。ほとんどの場合、最内周または最外周のSMBHの軌道内にある星の質量は、SMBHの質量と同等であり、周囲の恒星集団の影響が無視できないことを示しています。我々は、(i)内部連星の離心率と傾斜角の両方が振動し、逆位相または同相であり、(ii)振動周期がEKLタイムスケールと一致する、偏心コーザイ・リドフ(EKL)振動を検索します。EKL振動は持続時間が短く、まれであることがわかりました。トリプルSMBHは、シミュレーションのアンサンブル全体でこのフェーズにかかる時間の約3%を費やし、最良のシナリオでは約8%に達します。これは、SMBH合併プロセスの加速におけるEKLメカニズムの役割が以前の研究で過大評価されていた可能性があることを示唆しています。シミュレーションから抽出された初期条件を使用して、三体シミュレーションを続けて実行すると、その結果は観察されたEKLのような振動をある程度再現できます。この比較は、摂動星によるEKL振動がなぜ短命なのかについての手がかりを提供します。
DESI レガシー画像調査による銀河団。II。サイズと質量の関係に対する環境の影響
| Title |
Galaxy_Clusters_from_the_DESI_Legacy_Imaging_Surveys.II._Environment_effects_on_size-mass_relation |
| Authors |
Zhaobin_Chen_(1),_Yizhou_Gu_(2),_Hu_Zou_(3),_Qirong_Yuan_(1)_((1)_Nanjing_Normal_University,_China,_(2)_Shanghai_Jiao_Tong_University,_China,_(3)_National_Astronomical_Observatories,_CAS,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17075 |
銀河のサイズ成長に対する環境の影響を調査するために、DESILegacyImagingSurveysからのz<0.5の約3,200万個の銀河の膨大なサンプルを使用して、広範囲の環境にわたるサイズと質量の関係を研究します。このサンプルは、最も明るい銀河団(BCG)、その他の銀河団、フィールド銀河という3つの異なる環境内の銀河を表す3つのサブサンプルに分割されています。私たちの大規模なサンプルに含まれるBCGは静止銀河(QG)が大半を占めていますが、星形成銀河(SFG)はBCGのほんの一部(約13%)にすぎません。サイズの成長に対する環境の影響を実証するために、これら3つのサブサンプルのサイズと質量の関係の違いを観察しようとします。一般に、さまざまな環境におけるQGとSFGの傾きの差は大きく、赤方偏移が大きくなるほど大きくなる傾向があります。z<0.5の質量完全サブサンプルの場合、BCGはサイズと質量の関係の傾きが最も高いことがわかり、クラスターのメンバーとフィールド銀河の間でサイズと質量の関係に違いは見られません。観察された傾きの違いが環境または質量分布の変化に起因するかどうかを評価するために、QGとSFGの質量が一致するサブサンプルを構築します。その結果、QGとSFGの両方が、3つの異なる環境内の銀河間でサイズと質量の関係の傾きに無視できる差を示しており、z<0.5でのサイズ進化を駆動する最も基本的な要因は恒星の質量であることを示しています。QGとSFGは銀河環境の影響を受けた可能性があります。
原始中性子星と超新星物質における暖かく高密度の恒星プラズマの状態方程式を可視化
| Title |
Virialized_equation_of_state_for_warm_and_dense_stellar_plasmas_in_proto-neutron_stars_and_Supernova_matter |
| Authors |
D._Barba-Gonz\'alez,_C._Albertus_and_M._\'Angeles_P\'erez-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16252 |
相対論的中和電子ガスに浸漬された有限サイズのイオン電荷からなる暖かく高密度の恒星プラズマを研究するための、効率的なエワルド和手順を含む微視的な分子動力学シミュレーションを紹介します。原始中性子星の超新星物質と地殻に典型的な密度については、代表的な単一イオン組成を選択し、ビリアル化された状態方程式(vEoS)を取得します。温度の関数としてビリアル係数$B_2、B_3$、$B_4$に現れるクーロンポテンシャルに対する有限サイズ補正とスクリーニング補正を精査します。さらに、定体積での熱熱容量$C_V$と一般化されたマイヤーの関係、つまり$C_P$が定圧での熱容量である差$C_P-C_V$を研究し、熱膨張の始まりを示す明確な特徴を取得します。液体と気体の相転移。私たちの研究結果は、顕微鏡シミュレーションにより$C_V$の不連続性が再現され、その値が理想化された気体と結晶化された構成の間にあることを示しています。ガス転移が起こる前の準安定領域の境界を示す圧力等温線を研究します。結果として得られるvEoSは、有効ビリアル係数に追加の密度依存性が含まれる挙動を示し、一般化された密度-温度形式を示します。アプリケーションとして、人工ニューラルネットワークの形式で圧力を密度と温度の関数としてパラメータ化し、より洗練された多成分アプローチにおける将来の回帰分析のための機械学習の可能性を示します。これは、初期の超新星相や原始中性子星の冷却挙動に寄与する、暖かく高密度のプラズマ相における液体-気相転移におけるこれらの補正の重要性を評価する上で興味深いものです。
ガンマ線バースト(GRB)は、現代の天文学で研究されている魅力的な線源です。これらは、宇宙論的な距離から観察される、宇宙における非常に明るい電磁爆発です。これらのユニークな特徴は、大質量星の進化を研究し、めったに探査されていない初期宇宙を探査する素晴らしい機会を提供します。さらに、GRBの超相対論的ジェットは、中心源のコンパクトさと嵩の高いローレンツ因子により、高エネルギー天体物理学を研究するための効率的な研究室となっています。GRBは、重力波と電磁波という2つの異なる信号で観測される唯一の天体物理学的発生源です。GRBは、高速回転するブラックホールまたはマグネターによって打ち上げられ、相対論的な速度で移動する「火の玉」から生成されると考えられている。GRBは2つのフェーズで放射線を放出します。最初のガンマ線/硬X線は放出を促し、その継続時間は数秒から数時間の範囲であり、その後に多波長で長寿命の残光フェーズが続きます。GRB即時放出の観察された時間枠に基づいて、天文学者は一般にGRBを2つのグループ、つまり長い(>2秒)バーストと短い(<2秒)バーストに分類しました。1960年代後半にGRBが発見されたにもかかわらず、その起源は依然として大きな謎です。GRBに関しては、次のような未解決の質問がいくつかあります。GRBのジェット/中央エンジンの動力源は何ですか?考えられる前駆体は何ですか?ジェットの構成は何ですか？観測された放射線を引き起こす根本的な放出プロセスは何ですか?流出時のエネルギー散逸はどこでどのように起こるのでしょうか?放射効率の問題を解決するにはどうすればよいですか?ダークGRBとオーファン残光の考えられる原因は何ですか?GRBのローカル環境を調査するにはどうすればよいですか?この論文では、宇宙および地上の施設を使用して得られた多波長観測を使用して、これらの未解決の謎（祖先、放出メカニズム、ジェットの組成および環境）のいくつかを調査しました。
核崩壊超新星の多様な性質を明らかにする
核崩壊超新星(CCSNe)は、初期質量が約8M$_{\odot}$以上の大質量星の進化の最終段階で発生する壊滅的な天体物理現象です。これらの悲惨な出来事は、私たちの宇宙に重元素を豊富に与える上で極めて重要な役割を果たしており、中性子星や恒星塊ブラックホールの誕生にも関与しています。CCSNeの可能性のある前駆体に関する知識は、これらの一時的な現象を理解するための基礎となります。さらに、可能性のある前駆体の周囲の根底にある星周環境と、これらの壊滅的なCCSN現象の光度曲線を駆動する物理的メカニズムも、その性質を明らかにするために慎重な調査を必要とします。本論文の文脈における研究作業は、考えられる前駆細胞、前駆細胞の周囲の環境媒体、およびCCSNeの光度曲線の背後にある動力メカニズムを調査する試みです。
ニュートリノ量子動力学のBGKサブグリッドモデル
我々は、ニュートリノ量子動力学のための新しいサブグリッドモデルを提案する。このモデルは主に、核崩壊超新星やコンパクト天体の合体に関するニュートリノ放射流体力学シミュレーションにニュートリノ集団振動の影響を組み込むように設計されている。我々は、Bhatnagar-Gross-Krook(BGK)緩和時間処方により量子運動方程式のニュートリノ振動項を近似し、その輸送方程式は古典的なニュートリノ輸送スキームに直接適用できます。BGKモデルは、集団ニュートリノ振動の非線形相が準定常構造に落ち着くという最近の理論的指摘に動機づけられています。既存のニュートリノ輸送スキームでのサブグリッドモデルの実装を容易にするために、マルチアングルおよびモーメントベースのニュートリノ輸送の両方に対するBGKサブグリッドモデルの基本方程式を明示的に提供します。また、高速ニュートリノフレーバー変換のための完全な量子動力学シミュレーションと比較することにより、BGKサブグリッドモデルの機能も示します。全体的なプロパティはサブグリッドモデルでよく再現できることがわかりました。ニュートリノの角平均生存確率の誤差は$\sim20\%$以内です。誤差の原因を特定することで、サブグリッドモデルの精度を向上させる観点についても説明します。
アルゼンチン電波天文学研究所の電波望遠鏡による高速過渡現象の検出の見通し
| Title |
Prospects_for_Detecting_Fast_Transients_with_the_Radio_Telescopes_of_the_Argentine_Institute_of_Radio_Astronomy |
| Authors |
Susana_Beatriz_Araujo_Furlan,_Ezequiel_Zubieta,_Guillermo_Gancio,_Gustavo_Esteban_Romero,_Santiago_del_Palacio,_Federico_Garc\'ia,_Carlos_Oscar_Lousto,_Jorge_Ariel_Combi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16333 |
現在、既知のマグネター30個のうち6個でパルス無線放射が検出されています。この研究では、アルゼンチン電波天文学研究所(IAR)の望遠鏡を使用して、マグネターからの電波過渡現象を検出できる可能性を評価しました。この目的のために、我々はマグネターXTE~J1810$-$197を2022年9月2日から2022年11月30日まで毎日観測しました。エフェメリスフォールディングとシングルパルスサーチを適用して観測結果を分析しました。私たちは観測にタイミングモデルを当てはめ、36回の観測セッションのうち6回で、信号対雑音比が検出限界$3.3\leq\mathrm{S/N}\leq4.1$でマグネターを検出することができました。。これら6日間のいずれかで個別のパルスを検索したところ、$8.5\leq\mathrm{S/N}\leq18.8$の個別のパルスが7つ見つかりました。分散測定は、$178\leq\textrm{DM}\,[\mathrm{pc\,cm^{-3}}]\leq182$の範囲内でパルス間でわずかに変化しました。$\mathrm{S/N}=18.8$のパルスには、$180\,\mathrm{pc\,cm^{-3}}$の$\textrm{DM}$が関連付けられています。マグネターからの$1400-1456\,\mathrm{MHz}$の帯域のパルス電波放射を$146\,\mus$の時間分解能で検出でき、統合パルスプロファイルと個々のパルスの両方を検出できることを確認しました。。
チャンドラによる MCG-5-26-13 の狭い Fe K$\alpha$ 発光線における非対称性の検出
| Title |
Detection_of_Asymmetry_in_the_Narrow_Fe_K$\alpha$_Emission_Line_in_MCG-5-26-13_with_Chandra |
| Authors |
Victor_Liu,_Abderahmen_Zoghbi,_and_Jon_M._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16354 |
鉄K$\alpha$(FeK$\alpha$)の放出はAGNのいたるところで観察されており、これは核周囲環境の強力なプローブとなります。輝線の検査は、ブラックホールを取り囲む円盤の形状を理解する上で極めて重要な役割を果たします。トーラスとブロードライン領域(BLR)が発光の起源であることが示唆されています。ただし、BLRに対する発光領域の普遍的な位置はありません。ここでは、X線およびFeK$\alpha$発光において最も明るいAGNの1つであるSeyfertAGNMCG-5-23-16のFeK$\alpha$線の狭い成分の分析を紹介します。発光領域を特定します。チャンドラ/HETGS観測から得られたスペクトルは、狭いFeK$\alpha$線の非対称性を示しています。これは、これまでAGNNGC4151でのみ確認されていました。相対論的ドップラー広がりと重力赤方偏移を含むモデルが単純なガウス分布よりも好まれ、測定半径は以下と一致します。$R\simeq$200-650r$_g$。これらの結果はNGC4151の結果と一致しており、MCG-5-23-16の狭いFeK$\alpha$線が主に光学ブロードライン領域(BLR)またはX線の最深部で励起されていることを示しています。BLR。狭いFeK$\alpha$線の特性を特徴付けることは、AGN集団の円盤形状を研究し、その最内領域をマッピングするために不可欠です。
NICER は、超小型 X 線バイナリ 4U から中程度、強力、極端な光球膨張バーストを観察 1820$-$30
| Title |
NICER_views_moderate,_strong,_and_extreme_photospheric_expansion_bursts_from_the_ultracompact_X-ray_binary_4U_1820$-$30 |
| Authors |
Wenhui_Yu,_Zhaosheng_Li,_Yongqi_Lu,_Yuanyue_Pan,_Xuejuan_Yang,_Yupeng_Chen,_Shu_Zhang,_and_Maurizio_Falanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16420 |
超小型X線バイナリー4U1820$-$30のタイプIX線バーストは、水素欠乏物質の不安定な熱核燃焼によって発生します。我々は、2017年から2023年の間にNICERによって観測された4U1820$-$30からの15回のI型X線バーストの検出を報告します。これらのバーストはすべて、$2.5-8\times10^{の範囲の持続光線束の低状態で発生しました。-9}~{\rmerg~s^{-1}~cm^{-2}}$、0.1$～$250keV。尾部のバーストスペクトルは黒体モデルでうまく説明できます。ただし、バースト開始後の最初の$\sim$5秒では、時間分解スペクトルは黒体モデルからの大きな逸脱を示しました。ポインティング・ロブターソン抗力による増強された持続放出、別の黒体コンポーネントまたは周囲の降着円盤からの反射によってモデル化された追加放出を考慮することによって、フィッティングの大幅な改善が得られます。リフレクションモデルは、自己一貫性があり、物理的に動機付けられた説明を提供します。降着円盤の密度がバースト放射線に応答して0.5秒の遅れで変化することがわかり、これはX線バースト中の降着円盤の歪みを示しています。時間分解分光法から、すべてのバーストは光球半径拡大(PRE)の特性を示しました。極光球半径$r_{\rmph}>10^3$km、黒体温度$\sim0.2$keVの超膨張バーストが1つ、$r_{\rmph}>10^2の強力なPREバーストが13つ見つかりました。$km、および$r_{\rmph}\sim55$kmで中程度のPREバーストが1回あります。
超高輝度X線パルサーM82 X-2の長期スピンダウン傾向
2014年の超高輝度X線源(ULX)M82X-2からの脈動の発見は、ULXに対する私たちの見方を変えました。これまでに脈動が検出されているベースラインが比較的短いため、M82X-2のスピン状態は平衡状態にあると考えられていました。\chaと\xmmのアーカイブデータを使用すると、2005年と2001年に遡ってM82X-2の脈動を調査することができます。新しく決定されたスピン周波数は、長期的なスピンダウン傾向を明確に示しています。この傾向が磁気スレッドによって引き起こされている場合、$\sim1.2\times10^{13}$Gの双極子磁場と、制動トルクを一致させるために穏やかなビーム係数($\sim4$)が必要であると推測されます。質量付加トルク。一方で、瞬間的なスピンダウン挙動を示す\n観測結果があり、これはM82X-2の可変順行/逆行流シナリオに有利に働く可能性があります。
ポストニュートン体制における回転するコンパクトな物体の周囲の降着流
| Title |
Accretion_flows_around_spinning_compact_objects_in_the_post-Newtonian_regime |
| Authors |
Elham_Nazari,_Samik_Mitra,_Shahram_Abbassi,_Santabrata_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16859 |
我々は、主要なポストニュートン秩序までの相対論的補正を組み込んだ、回転するコンパクトな物体の周りの低角運動量降着流の構造を提示します。まず、対称性を課すことなく、質量およびエネルギー運動量流束の支配的なポストニュートン流体力学方程式を定式化します。ただし、簡単にするために、流れは静止し、軸対称で、非粘性であると考えます。これに向けて、ポリトロープ状態方程式(EoS)を適応させ、赤道面に限定された幾何学的に薄い降着流を解析します。スピン軌道効果は、ディスク構造に現れます。これは、物体の回転と物体の重力ポテンシャル内の流体要素の運動との間の相対論的な相互作用です。今回の解析では、亜音速流がコンパクトな物体から遠く離れて進入し、内側に移動するにつれて徐々に半径方向の速度が増加する全球遷音速降着解に焦点を当てます。したがって、臨界点として知られる特定の半径に達すると、流れは超音速になります。遷音速解をより深く理解するために、ポストニュートン方程式を半相対論的(SR)、半ニュートン的(SN)、および非相対論的(NR)限界に分類し、降着解とそれに対応する流れ変数を比較します。これらにより、SRとSNのフローはNRのフローから大きく逸脱しているものの、全体的によく一致していることがわかります。興味深いことに、密度プロファイルはポストニュートン体制のプロファイル$\rho\proptor^{-3/2}$に従っているように見えます。本研究は、降着円盤のニュートン記述とGR記述を結びつける可能性を秘めています。
Insight-HXMT で観察された HMXB 4U 1700-37 のタイミングとスペクトル解析
| Title |
Timing_and_spectral_analysis_of_the_HMXB_4U_1700-37_observed_with_Insight-HXMT |
| Authors |
Hua_Xiao,_Long_Ji,_Peng_Zhang,_Lorenzo_Ducci,_Victor_Doroshenko,_Andrea_Santangelo,_Shu_Zhang,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16937 |
我々は、2020年に食の外の状態で実施されたInsight-HXMT観測を使用した高質量X線連星4U1700-37のタイミングとスペクトルの研究を報告します。キロ秒の時間スケールで磁束に大きな変動がある一方で、硬度(10～30keVと2～10keVの間の計数率比)は比較的安定していることがわかりました。$10^{-3}$-2000Hzの周波数範囲では明らかな脈動は見つかりませんでした。スペクトル分析中に、異なるInsight-HXMT検出器の向きの構成を初めて考慮しました。これにより、安定した汚染が視野内に存在する場合でも、信頼性の高い結果を得ることができます。我々は、このスペクトルが、2〜100keVのエネルギー範囲で降着パルサーで一般的に使用されるいくつかの現象論的モデル（例えば、高いエネルギーカットオフを伴うべき乗則）によってうまく説明できることを発見した。約16keVまたは/および約50keV付近にサイクロトロン吸収特徴のヒントを発見しました。
X 線連星における軌道パラメータを制約するツールとしての X 線偏光測定
| Title |
X-ray_Polarimetry_as_a_Tool_to_Constrain_Orbital_Parameters_in_X-Ray_Binaries |
| Authors |
John_Rankin,_Vadim_Kravtsov,_Fabio_Muleri,_Juri_Poutanen,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Fiamma_Capitanio,_Giorgio_Matt,_Enrico_Costa,_Alessandro_Di_Marco,_Sergio_Fabiani,_Fabio_La_Monaca,_Lorenzo_Marra,_Paolo_Soffitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16967 |
X線連星系は、伴星と、近い軌道にあるコンパクトな天体で構成されています。大量のX線放射のおかげで、これらの天体はX線分光法とタイミングを使用して詳細に研究されてきました。これらの系の傾きは、光学分光法を使用してコンパクトな物体の質量を決定する際の大きな不確実性です。この論文では、コンパクトな線源によって生成され、伴星から散乱されたX線光子の偏光のモデル化に基づいた、X線連星の傾きを制約する新しい方法を提案します。我々は、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)天文台によって観測された低質量X線連星GS1826-238の特定のケースで、私たちの方法を説明し、この技術の可能性を探ります。
宇宙線によって改変され、引き起こされる不安定性
これらの講義では、星間物質で発生するマクロな不安定性と、粒子が自ら引き起こす可能性のあるミクロな不安定性に対する宇宙線の影響について取り上げます。講義は線形成長率の導出を中心にしていますが、磁場飽和の問題に対処するいくつかの数値シミュレーションについても説明します。特に、異方性宇宙線分布によって引き起こされる不安定性であるストリーミングの不安定性に重点が置かれています。
ジェット駆動超新星の流体力学と元素合成 II: 金属に極めて乏しい銀河の豊富さと超新星前駆体の制約との比較
| Title |
Hydrodynamics_and_Nucleosynthesis_of_Jet-Driven_Supernovae_II:_Comparisons_with_Abundances_of_Extremely_Metal-Poor_Galaxies_and_Constraints_on_Supernova_Progenitors |
| Authors |
Shing-Chi_Leung_and_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17226 |
EMPRESSの調査による極度に金属に乏しい銀河(EMPG)を含むいくつかの銀河のスペクトルは、一部のSi族元素の存在量が大質量星の「球形」爆発モデルとは異なることを示しました。このことから、これらの銀河は非球面性の高い超新星爆発を経験しており、内部の噴出物と外部の物質との混合とフォールバックが独特の化学組成をもたらしているという推測につながります。この記事では、金属度ゼロで約20～25$M_{\odot}$の前駆体を使用した直接2次元流体力学シミュレーションにより、ジェット駆動超新星モデルを考察します。私たちは、存在量パターンが前駆体の質量、質量カット、爆発の非球面性にどのように依存するかを調査します。$^{56}$Ni、噴出物の質量、および個々の元素の比率に基づいて、観測可能なものを入手可能な超新星および銀河のカタログと比較します。私たちの結果が観測データと近いことは、これらの銀河の化学進化における非球面超新星爆発の重要性を意味しています。私たちのモデルは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡によって測定された高誘電率銀河の化学存在量を理解するための理論上の対応物を提供します。
多波長観測により、高密度で閉じ込められた星周物質（CCSM）が超新星（SN）前駆体の近くに一般的に存在することが明らかになり、核崩壊の数年から数世紀前に質量損失が増大したことが示唆されている。CCSMとの相互作用によって駆動または補助される相互作用SNeは、有望な高エネルギーマルチメッセンジャー過渡発生源であると考えられています。我々は、高エネルギーSNニュートリノに関する以前の研究で提案された時間依存モデルに従って、広帯域電磁放射の詳細な結果を提示します[Murase,Phys.Rev.D97、081301(R)(2018)]。私たちは、それぞれMeVと高周波無線帯域に大きく寄与する逆コンプトン成分とシンクロトロン成分を含む、クーロン損失の存在下での電磁カスケードを調査します。SN2023ixfへの適用についても説明します。
特徴選択に基づいてパルサー候補を選別する際のデータの不均衡問題への対処
パルサー検出は、最近電波天文学において活発な研究テーマとなっています。パルサー検出に不可欠な手順の1つは、調査で潜在的なパルサー信号を見つける手順であるパルサー候補ふるい分け(PCS)です。ただし、ほとんどの候補はRFIなどの非パルサーであり、実際のパルサーからのものはほんの一部であるため、パルサー候補は常にクラス不均衡です。クラスの不均衡は機械学習(ML)モデルのパフォーマンスに大きなダメージを与え、実際のパルサーの一部が誤って判断されるため、多大なコストが発生します。この問題に対処するために、パルサーと非パルサーを区別するために関連する特徴を選択する手法に焦点が当てられており、これは{\itshape特徴選択}として知られています。特徴の選択は、特徴プールから最も関連性の高い特徴のサブセットを選択するプロセスです。パルサーと非パルサーを区別する特徴により、データの不均衡が非常に大きい場合でも分類器のパフォーマンスを大幅に向上させることができます。この研究では、{\itshapeK-foldRelief-Greedy}アルゴリズム(KFRG)と呼ばれる特徴選択のアルゴリズムが使用されます。設計。KFRGは2段階のアルゴリズムです。最初の段階では、K倍救済スコアに従っていくつかの無関係な特徴をフィルターで除外します。一方、第2段階では、冗長な特徴を削除し、順方向貪欲検索戦略によって最も関連性の高い特徴を選択します。高時間分解能宇宙調査のデータセットの実験では、KFRGに基づくMLモデルがPCSに対応し、候補のクラス不均衡が非常に高い場合でもパルサーを非パルサーから正確に分離できることが検証されました。
確率媒体における放射線の流れを理解する
| Title |
Understanding_Radiation_Flow_in_a_Stochastic_Medium |
| Authors |
Christopher_L._Fryer,_Paul_A._Keiter,_Vidushi_Sharma,_Joshua_Leveillee,_D.D._Meyerhofer,_D._H._Barnak,_Tom_Byvank,_A._T._Elshafiey,_Christopher_J._Fontes,_Heather_M._Johns,_P._M._Kozlowski,_Todd_Urbatsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16677 |
不均質媒質を通る放射線の流れは、地球上の雲層を通過する輸送から、超新星でUV線やX線を放出する超新星爆発波の伝播まで、幅広い物理学や天文学の応用において重要です。この論文では、不均一な放射線輸送のモデリングにおける最先端技術、この未解決の物理学を捉えるために開発されたサブグリッドモデル、およびこれらのモデルの理解を深めるために設計された実験について概説します。我々は、放射フロントの物理的特性（放射エネルギーなど）と材料特性（比熱、不透明度、クランプ密度）への依存性を調査する一連の詳細なシミュレーション（単一クランプ条件とマルチクランプ条件の両方）を提示します。放射圧力が高くない限り、塊は加熱されて膨張し、放射の流れを効果的に遮断します。膨張する風によって衝撃が発生し、高エネルギー放出が発生することもあります。詳細なシミュレーションを現在のサブグリッド処方の一部と比較し、これらの現在のモデルの制限の一部を特定します。
収差補正された紫外エシェル分光器: ストローマンのデザインと性能
遠紫外線(FUV:以下、900～1150A)は、一般的な元素の基底状態遷移の多くを含むスペクトル範囲ですが、この波長帯で動作するための独自の技術要件のため、観測能力は限られていました。CubeSat、SMEX、MIDEXミッション用の高解像度(R>50,000)エシェル分光器の概念設計を、過去の機器との性能比較とともに紹介します。
高速銀河推論と異常検出のための物理学に基づいた変分オートエンコーダー
| Title |
A_Physics-Informed_Variational_Autoencoder_for_Rapid_Galaxy_Inference_and_Anomaly_Detection |
| Authors |
Alexander_Gagliano_and_V._Ashley_Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16687 |
ベラC.ルービン天文台は、10年にわたる空間と時間のレガシー調査中に200億近くの銀河を観測する予定です。収集される豊富な画像データは、宇宙時間にわたる銀河の進化を調査し、過渡現象の主銀河を特徴づけ、異常なシステムの新しい集団を特定するための貴重なリソースとなるでしょう。これらの研究を促進するために、マルチバンド画像データから銀河の赤方偏移、星の質量、星形成速度を推定するように訓練された畳み込み変分オートエンコーダーを導入します。私たちは、ダークエネルギーカメラレガシーサーベイによって画像化された$z<1$内の$\sim$26,000個の銀河の分光サンプルに対して、物理学に基づいたCVAEをトレーニングし、テストします。私たちのモデルは、最新の画像ベースの自己教師あり学習アプローチよりも正確に赤方偏移と星の質量を推論でき、より計算量の多いSEDフィッティング手法よりも100倍以上高速であることを示します。文献で報告されているグリーンピース銀河とレッド渦巻き銀河の少数のサンプルを使用して、このCVAEを使用して希少銀河集団を迅速に特定し、何がユニークであるかを解釈する方法をさらに実証します。
検流計を使用した光撹拌によるマルチモード円形ファイバーのモーダルノイズの軽減
| Title |
Mitigating_Modal_Noise_in_Multimode_Circular_Fibres_by_Optical_Agitation_using_a_Galvanometer |
| Authors |
Supriyo_Ghosh_(University_of_Hertfordshire,_UK),_Chantira_Boonsri_(NARIT,_Thailand),_William_Martin_(University_of_Hertfordshire,_UK),_Hugh_R._A._Jones_(University_of_Hertfordshire,_UK),_Piyamas_Choochalerm_(NARIT,_Thailand),_Sarah_Usher_(Thorlabs_Vytran_Europe,_UK),_Stephanos_Yerolatsitis_(University_of_Bath,_UK),_Thomas_Wocial_(University_of_Hertfordshire,_UK),_and_Thomas_Wright_(University_of_Bath,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16996 |
モードノイズは、マルチモードファイバの有限数のモード間の光強度の分布が不均一で不安定であるために発生します。これは、ファイバー給電の高解像度分光器で動径速度を正確に測定する際の重要な制限要因です。ファイバーのコアが小さくなり、伝播できるモードの数が減少するにつれて、この問題は特に深刻になる可能性があります。したがって、比較的小さなコアファイバのモードノイズを軽減することは依然として課題です。ここでは、モードノイズを抑制する新しい技術を紹介します。検流計の形をした2つの可動ミラーが、入力ファイバーのモードパターンを出力ファイバーに再結像します。出力ファイバに結合されたモードの混合は、電圧発生器を介して2つの正弦波信号を印加するミラーの動きによって制御できます。10および50ミクロンのステップインデックス、50ミクロンのグレーデッドインデックス、および50ミクロンのグレーデッドインデックスと5:1テーパーファイバ(GI50t)の組み合わせの4つのマルチモード円形ファイバについてこの技術をテストします。モード抑制の結果を、出力ファイバーの直接画像と高解像度分光器で得られた白色光のスペクトルの両方の観点から示します。検流計は、テストしたすべてのファイバーでモードノイズを軽減しましたが、より小さなコアファイバーに最も効果的であることがわかりました。ただし、モードノイズの低減と光損失の間にはトレードオフの関係があります。GI50tは、約5%の出力光損失を犠牲にしてモードノイズを約60%軽減し、最良の結果を提供します。当社のソリューションは使いやすく、ファイバー供給型分光器に実装できます。
IAR エレクトロニクス研究所による多目的干渉計アレイ パスファインダーのエンドツーエンド開発
| Title |
End_to_end_developments_for_the_Multipurpose_Interferometer_Array_Pathfinder_from_the_IAR_Electronics_Laboratory |
| Authors |
J._M._Gonzalez,_H._Command,_and_G._Valdez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17066 |
アルゼンチン電波天文学研究所(IAR)が開発した多目的干渉計アレイパスファインダー(MIA)は、干渉分光法技術に基づいた電波天文学機器であり、天体からの電波放射を検出するために設計されています。フェーズ1は直径5メートルの16個のアンテナで構成されており、その数はさらに増える可能性があります。さらに、1325MHzを中心とする250MHzの帯域幅を持つ二重偏波受信機と、相関機能用のデジタイザーおよびプロセッサーが装備されています。この機器の開発のために、位置制御、無線周波数システム、取得および処理段階を備えた3アンテナパスファインダーが現在構築されています。本稿では、各段階のコンセプト設計と現在の進捗状況について説明します。
球状星団 $\omega$ Centauri の暗黒伴星による天文加速の発見
| Title |
Discovery_of_astrometric_accelerations_by_dark_companions_in_the_globular_cluster_$\omega$_Centauri |
| Authors |
Imants_Platais,_Johannes_Sahlmann,_Leo_Girardi,_Vera_Kozhurina-Platais,_Sebastian_Kamann,_Dimitri_Pourbaix,_Florence_Wragg,_Gerard_Lemson,_Arik_W._Mitschang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16186 |
我々は、星団コアでの13年間の定期的な{\itハッブル宇宙望遠鏡}WFC3/UVIS校正観測を使用して、$\omega$ケンタウリの星の天文加速度を検索した結果を紹介します。$\sim$160\,000のソースの高精度天文測定で、線形固有運動からの重大な逸脱がないか検索されました。これにより、説得力のある加速パターンを持つ4つの星団メンバーと1つの前景野星が発見されました。私たちはそれらを目に見えない伴星による重力の結果として解釈し、伴星の質量を含む予備的なケプラー軌道パラメータを決定しました。{星団メンバーについて}私たちの分析では、周期は8.8年から19年以上、暗黒伴星は$\sim$0.7から$\sim$1.4$M_\mathrm{sun}$の質量範囲にあることが示唆されています。少なくとも1つの伴星は白色矮星の質量の上限を超える可能性があり、中性子星候補として分類される可能性があります。
ProDiMo を使用した噴火中の若い恒星天体 Re 50 N IRS 1 のモデル化
背景:エピソード的な降着は、星形成の初期段階で重要な役割を果たします。しかし、偶発的な降着現象の原因となる主なプロセスは依然として不明である。目的:私たちの主な目的は、原始星円盤の数値流体力学シミュレーション、爆発する星の恒星進化モデル、および爆発状態の星盤系の熱化学モデルとともに、観測データを分析することによって、FUorとEXorの特性を調査することです。私たちの目標は、バーストのプロセスとそれぞれの起源をより深く理解することです。方法:放射熱化学コードProDiMo(PROtoplanetaryDIskMODel)を使用して、FUまたは星Re50NIRS1の周囲の環境から発生する塵放出とガス放出線を照合しました。私たちのモデルは、ハーシェルとハーシェルによって得られた観測データに焦点を当てています。スペクトルエネルギー分布を完成させるためにアーカイブ測光を使用している間、スピッツァー。結果:モデリングは、物体が異なる空間分布を持ついくつかの熱源の複雑な組み合わせで構成されていることを示しています。私たちのモデルは、(サブ)mmでの連続放出を説明するために、1.35$\times10^{-5}$M$_{sun}$yr$^{-1}$の質量降下率を持つ巨大なエンベロープを使用します。政権。同時に、63.18および145.53\textmumを中心とする2本の[\ion{O}{i}]線とともに、60\textmumから650\textmumまでのCOおよび$^{13}$COラダーをフィッティングします。。より短い波長での強いCO放出と酸素線を説明するには、6$\times10^{-4}$M$_{sun}$yr$^{に達する高い円盤降着率により非常に暖かい円盤が必要です。-1}$と、ディスクを加熱するための全体放射の3\%の追加UVフィールド。
Gaia21bcv の掩蔽イベントのエピソード
| Title |
An_Episode_of_Occultation_Events_in_Gaia21bcv |
| Authors |
Klaus_W._Hodapp,_Eric_Gaidos,_Matthew_A._Kenworthy,_Michael_Tucker,_Benjamin_J._Shappee,_Anna_V._Payne,_and_Aaron_Do |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16367 |
おおいぬ座OB1/R1連合の近くにある、以前は目立たなかった星が、複数の深い明るさの最小値のエピソードを経験しました。ガイア、ZTF、NEOWISEのアーカイブデータと、LCOとUKIRTからの追加観測に基づく光度曲線は、この星が2019年8月18日(MJD58700)までは変光しておらず、その日から最大3等級の明るさの低下を示し始めたことを示しています。GaiaGおよびZTFrのバンドパス。これらの傾斜現象の開始から約800日後のMJD59500以降、星は以前の明るさに戻り、それ以来重大な傾斜現象は記録されていません。安定期と比較して、W1およびW2バンドのNEOWISE赤外測光は、全体的により赤い色を示し、浸漬エピソード中のさまざまな時間で明るさが減少または増加します。浸漬エピソードの終了後に撮影されたGaia21bcvのスペクトルには、Liを含むいくつかの中性およびイオン化金属の吸収線が示されており、スペクトルタイプが~K5であることが示されています。[OI]からの可変発光が観察されました。Gaia21bcvのHα吸収は、このスペクトルタイプとしてはあまりにもかすかで不規則であり、この線は、弱い一時的な降着の兆候である可変発光によって部分的に埋められていることを示しています。Gaia21bcvは年齢0の主系列の上にありますが、典型的なRCrB星よりもはるかに暗いです。我々は、Gaia21bcvの光度曲線がぎょしゃ座イプシロンの掩蔽現象、つまり主星の周りを周回する伴天体の周りの円盤による掩蔽現象に似ていると解釈します。
AM CVn -- システムパラメータと重力波
システムパラメータが再決定されます:$M_1=0.86\pm0.18M\odot$、$M_2=0.103\pm0.022M\odot$、$A=1.508\pm0.100\times10^{10}$cm、および$i=69\pm3^{\circ}$。二次成分は、$\dotM=4.93\pm1.65\times10^{-9}M\odot/yr$の速度で質量を失う半縮退ヘリウム星です。降着円盤は熱的不安定性を避けるために十分に高温です。1962年の観測から復元された軌道光度曲線は、$O-C=0.0060$dに対応する最小位相$\phi=0.50$へのシフトを示しています。1992年から1999年に観測されたミミマと合わせて、これは、重力波の放出を伴う予測と一致して、公転周期が$dP/dt\約8.5\times10^{-13}$の速度で増加していることを意味します。
磁気スイッチバックと太陽圏内部の乱気流の関係
| Title |
The_relation_between_magnetic_switchbacks_and_turbulence_in_the_inner_heliosphere |
| Authors |
A._Larosa,_C.H.K_Chen,_J.R._McIntyre,_V.K._Jagarlamudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16521 |
私たちは、0.5天文単位以下の内部太陽圏における乱流と磁場のスイッチバックとの関係を、距離とスケールに応じて調査します。解析は、磁場ベクトルの増分と、スイッチバックを含む対応する回転分布の展開を研究することによって実行されます。回転分布はスケールに依存して進化し、より大きなスケールでは距離に応じて形状が変化するのとは対照的に、小さなスケールでは半径方向の距離に関係なく同じ形状を有することがわかりました。対数正規フィットはすべての距離、特に小さなスケールで非常にうまく機能しますが、増分は、半径方向の距離が増加するにつれて対数正規形状に向かって進化することが示されています。回転分布はZhdankinらの方向に進化することが示されています。(2012)太陽から遠ざかる回転モデル。磁気スイッチバックは、どの距離から見ても、明確に別個の集団としては見えません。我々の結果は、スイッチバックを含む回転分布の進化が主に変動の拡大による成長の結果であり、太陽風の乱流によって対数正規分布に再形成されるというシナリオを示唆しています。
均一スラブ モデルを使用した Nova V5668 SGR の主要パラメータの推定
新星は、白色矮星と伴星が関与する連星系の爆発現象であり、極端な天体物理状態についての深い洞察を提供します。新星の噴火中、白色矮星の表面に付着した物質は熱核暴走反応を起こし、物質が宇宙に放出され、発光殻が形成されます。古典的なSgr(いて座新星)は、いて座の南の星座にある2つの新星のうち2番目で明るいものでした。これは、2015年3月15日にオーストラリア、チャッツワース島のジョン・シーチによって発見されました。この論文では、米国に拠点を置く電波天文台であるカールG.ジャンスキー超大型アレイのV5668Sgrのデータと研究結果を利用しています。望遠鏡のアーカイブを含むさまざまな情報源からのデータを集約したこの研究では、均一スラブモデルと統計手法を使用して新星の光と周波数の曲線をプロットし、放出された殻の質量と輝度温度を推定しました。これらの特徴は、新星の形成と噴火をより深く理解するのに役立ちます。この論文は光度曲線を機械可読形式で示し、電離ガス雲の挙動についての洞察を提供します。
太陽爆発の初期段階における準周期的高速伝播波の励起
| Title |
Excitation_of_quasi-periodic_fast-propagating_waves_in_the_early_stage_of_the_solar_eruption |
| Authors |
Jialiang_Hu,_Jing_Ye,_Yuhao_Chen,_Zhixing_Mei,_Zehao_Tang,_Jun_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17048 |
我々は、コロナ質量放出（CME）の両側で観察される大規模な準周期的高速伝播磁気音響（QFP）波の励起メカニズムを提案します。一連の数値実験を通じて、背景磁場の変化に応じた磁束ロープの平衡位置の準静的な変化と、その結果として最終的に磁束の発生を引き起こす平衡の喪失をシミュレーションすることに成功しました。噴火。噴火中に、磁束ロープの半径方向外側に伝播するQFP波を確認しましたが、その起源を追跡すると、それらが磁束ロープ内の擾乱に起因することが明らかになりました。フラックスロープは不完全な導波路として機能し、内部擾乱をその表面を介して外部に逃がし、観測されたQFP波を引き起こします。さらに、シミュレーションによって得られたデータに基づいてQFP波の画像を合成し、観測との一致性を確認しました。これは、磁束ロープの外側への外乱の漏洩がQFP波の合理的なメカニズムである可能性があることを示しています。
内部塵空洞を持つ原始惑星系円盤の分光天文探査
| Title |
Spectroastrometric_Survey_of_Protoplanetary_Disks_with_Inner_Dust_Cavities |
| Authors |
Stanley_K._Jensen_Jr,_Sean_D._Brittan,_Andrea_Banzatti,_Joan_R._Najita,_John_S._Carr,_Joshua_Kern,_Janus_Kozdon,_Jonathan_Zrake_and_Jeffrey_Fung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17218 |
我々は、大きな内部ダスト空洞が観察されている近くの9つの原始惑星系円盤($\lesssim$300pc)からの基本振動振動CO放出の高解像度スペクトルと分光天文(SA)測定を発表する。輝線プロファイルとSA信号は、ディスクの離心率と発光の強度がべき乗則として変化することを可能にするスラブディスクモデルに適合します。ソースのうち6つはモデルによく適合しており、これらのソースのうち3つは非対称のラインプロファイルを示しており、非ゼロの離心率を採用することで適合させることができます。他の3つのソースには、ラインプロファイルまたはSA信号のいずれかに、ディスクモデルではキャプチャされないコンポーネントが含まれています。これらのソースのうち2つ(V892タウ、CQタウ)には、重大な変動性を明らかにするマルチエポック観測があります。CQタウとABAurは、広角の円盤風から発生する分子ガスの証拠として解釈されているラインプロファイルに似た、中央にピークのある成分を持つCOラインプロファイルを持っています。あるいは、惑星周円盤(CPD)からの放射もこの成分の原因となる可能性があります。これらの結果の解釈は、将来、これらのSA信号の変動タイムスケールをテストする追加のエポックによって明確になる可能性があります。円盤内のガスのダイナミクスを調査するための高解像度分光法の有用性と、単純な円盤モデルに当てはまらないプロファイルを引き起こす可能性があるシナリオについて説明します。
読者と科学コミュニケーターの目を通して: 昨日と今日の主流とジャンル文学における科学
| Title |
Through_the_eyes_of_a_reader_and_science_communicator:_science_in_the_mainstream_and_in_the_genre_literature_of_yesterday_and_today |
| Authors |
Valentin_D._Ivanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16254 |
ほとんどの作家にとって、科学はエキゾチックな設定か、物語を前進させるスリリングな対立の源のいずれかです。コミュニケーターにとってはその逆です。科学は文学ツールのパッケージにきちんと包まれているため、「目に見えない」一方で、有形のままであり、最も重要なことに、読者にわかりやすい言葉で伝えることができます。これらの一見矛盾する目標がどのように相互にうまく補完できるかを示す例は数多くあります。私は、昨日と今日の主流作家とジャンル作家によって、そして異なる（必ずしも英語圏ではない）文化の中で科学がどのように伝えられたかをレビューします。さまざまな天文学の概念を解明する最良の例と最悪の例を紹介します。最後に、アウトリーチと教育の両方でそれらをどのように活用できるかについて説明します。多くの同様の要約とは対照的に、私は、フリードリヒ・デュレンマットの演劇『物理学者』とマイケル・フレンの『コペンハーゲン』、Vl.ドゥディンツェフの小説『白い衣服』、さらにはモース警部テレビのエピソードなど、見過ごされがちな主流文学の例に焦点を当てます。あまり知られていないジャンルの本についても触れておきます。
| Title |
Primordial_Cosmology_of_an_Emergent-like_Universe_from_Modified_Gravity:_Reconstruction_and_Phenomenology_Optimization_with_a_Genetic_Algorithm |
| Authors |
V.K._Oikonomou,_Gregory_K._Kafanelis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16324 |
この研究では、$f(R)$重力の文脈におけるバリアント創発宇宙シナリオの実現を検討します。文献に存在するよく知られた再構成手法を使用し、大曲率近似における特定のバリアント創発宇宙スケールファクターを再現する真空$f(R)$の近似形式を見つけます。私たちが示すように、変形宇宙創発シナリオでは、ハッブルの地平線が原始的に縮小し、宇宙は加速膨張の時代を迎えます。摂動理論のアプローチでは、スカラーとテンソルの曲率摂動は、通常インフレーション現象学に使用される現象論的インデックス$\epsilon_i,i=1,3,4$で表現でき、スカラーとテンソルのスペクトル指数を抽出します。テンソル摂動と、摂動インデックスで表されるテンソル対スカラー比。強力な遺伝的アルゴリズムを使用して、プランク2018データと比較した場合のモデルの実行可能性を研究するために、いくつかの自由パラメーターで定量化されたモデルのパラメーター空間を詳しく調査します。また、ビッグバン元素合成で発見した真空$f(R)$重力の意味も調査します。
この論文では、アインシュタイン-スカラー-ガウス-ボンネット(EsGB)ブラックホールの背景におけるスカラーと電磁場の準正規モードを調査します。EsGBブラックホール近傍のスカラー方程式と電磁場方程式を使用して、実効ポテンシャルの性質を研究します。多極子$l$のさまざまな値について、基本準正規モードの実数部と虚数部のパラメーター$p$(ガウス-ボンネット結合パラメーター$\alpha$に関連する)への依存性を研究します。私たちは、疑似共鳴の存在を示す、EsGBブラックホールに対する大規模なスカラー場の影響を分析しました。エイコーナル領域では、準正規周波数の解析式を見つけ、テストフィールドのEsGB理論においてエイコーナル準正規モードとヌル測地線の間の対応が有効であることを示します。最後に、シュワルツシルトのブラックホールから逸脱する、さまざまな多重極数$l$に対する電磁場の灰色体因子を研究します。
中性子星の曲がった時空における状態方程式に対する磁場の影響
| Title |
Effects_of_magnetic_field_on_the_equation_of_state_in_curved_spacetime_of_a_neutron_star |
| Authors |
Golam_Mortuza_Hossain,_Susobhan_Mandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16589 |
中性子星は、内部時空が強く湾曲していることに加えて、$10^{15}$Gaussにも達する強い磁場を持つことが知られています。したがって、中性子星物質の状態方程式を計算するには、湾曲した時空だけでなく磁場の影響も考慮する必要があります。この記事では、磁場の存在する中性子星の湾曲した時空における縮退フェルミ粒子の集合体の状態方程式を計算します。状態方程式に対する湾曲した時空の影響は、観測された磁場の強さの影響よりも比較的強いことを示します。さらに、スピンアップ中性子のみを含む薄い層が縮退中性子星の境界に形成されることが示されています。
GECAM 用の LaBr3(Ce)、LaBr3(Ce,Sr) および NaI(Tl) 結晶のエネルギー応答
| Title |
The_Energy_Response_of_LaBr3(Ce),_LaBr3(Ce,Sr)_and_NaI(Tl)_Crystals_for_GECAM |
| Authors |
Pei-Yi_Feng_(1_and_2),_Xi-Lei_Sun_(3),_Zheng-Hua_An_(1),_Yong_Deng_(4),_Cheng-Er_Wang_(5),_Huang_Jiang_(3),_Jun-Jie_Li_(4),_Da-Li_Zhang_(1),_Xin-Qiao_Li_(1),_Shao-Lin_Xiong_(1),_Chao_Zheng_(1_and_2),_Ke_Gong_(1),_Sheng_Yang_(1),_Xiao-Jing_Liu_(1),_Min_Gao_(1),_Xiang-Yang_Wen_(1),_Ya-Qing_Liu_(1),_Yan-Bing_Xu_(1),_Xiao-Yun_Zhao_(1),_Jia-Cong_Liu_(1_and_2),_Fan_Zhang_(1),_and_Hong_Lu_(1)_((1)_Key_Laboratory_of_Particle_Astrophysics,_Institute_of_High_Energy_Physics,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(2)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(3)_State_Key_Laboratory_of_Particle_Detection_and_Electronics,_Institute_of_High_Energy_Physics,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(4)_School_of_Nuclear_Science_and_Technology,_University_of_South_China,_Hengyang_Hunan,_China,_(5)_National_Engineering_Research_Center_for_Rare_Earth,_Grirem_Advanced_Materials_Co.,_Ltd._and_General_Research_Institute_for_Nonferrous_Metals,_Beijing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16658 |
GECAMシリーズの衛星は、LaBr3(Ce)、LaBr3(Ce,Sr)、およびNaI(Tl)結晶をガンマ線検出器(GRD)の感応材料として利用しています。低エネルギーガンマ線の検出における非線形性を調査し、E-C関係の校正におけるエラーに対処するために、コンプトン電子、放射線源、およびモノマーを使用して、これら3つの結晶の非線形性の包括的なテストと比較研究が実施されました。エネルギーのあるX線。コンプトン電子とX線の非線形性テストの結果は大きな違いを示し、3つの結晶すべてがコンプトン電子よりもX線とガンマ線に対して高い非線形性を示しました。LaBr3(Ce)およびLaBr3(Ce,Sr)結晶は絶対光収量が高いにもかかわらず、特に400keV未満のエネルギーで光収量の顕著な非線形減少を示しました。NaI(Tl)結晶は6～200keVの範囲で過剰光出力を示し、X線試験では30keVで最大9.2%、コンプトン電子試験では14keVで最大15.5%に達し、大きな利点を示しました。低エネルギーのガンマ線の検出に。さらに、この論文では、これらの結晶で観察された非線形性の根本的な原因を調査します。この研究は、GECAMの検出器応答を解明するだけでなく、国産の臭化ランタンとヨウ化ナトリウムの結晶の非線形性に関する初の包括的な研究を記念するものでもあります。
Axion ダークマター実験: 実行 1A 分析の詳細
| Title |
Axion_Dark_Matter_eXperiment:_Run_1A_Analysis_Details |
| Authors |
C._Boutan,_B._H._LaRoque,_E._Lentz,_N._S._Oblath,_M._S._Taubman,_J._Tedeschi,_J._Yang,_A._M._Jones,_T._Braine,_N._Crisosto,_L._J_Rosenberg,_G._Rybka,_D._Will,_D._Zhang,_S._Kimes,_R._Ottens,_C._Bartram,_D._Bowring,_R._Cervantes,_A._S._Chou,_S._Knirck,_D._V._Mitchell,_A._Sonnenschein,_W._Wester,_R._Khatiwada,_G._Carosi,_N._Du,_S._Durham,_S._R._O'Kelley,_N._Woollett,_L._D._Duffy,_R._Bradley,_J._Clarke,_I._Siddiqi,_A._Agrawal,_A._V._Dixit,_J._R._Gleason,_A._T._Hipp,_S._Jois,_P._Sikivie,_N._S._Sullivan,_D._B._Tanner,_J._H._Buckley,_C._Gaikwad,_E._A._Henriksen,_J._Hoffman,_K._W._Murch,_P._M._Harrington,_E._J._Daw,_M._G._Perry,_E._J._Daw_and_M._G._Perry,_G._C._Hilton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.16668 |
ADMXコラボレーションは、2017年1月から6月にかけてRun1Aアクシオン暗黒物質探索のためのデータを収集し、DFSZ感度で周波数範囲645～680MHz(アクシオン質量で2.66～2.81ueV)にわたってアクシオンハスコープを使用してスキャンしました。結果として得られたアクシオン探索では、周波数範囲全体にわたってビリアライズされた銀河のハローの形をした暗黒物質をすべて含むアクシオン様の信号は発見されず、これは90%の信頼水準におけるDFSZ結合以下の下限除外限界を意味している。この論文では、関連する実験システムのレビュー、データ取得操作、生データの準備と解釈、アクシオン探索方法、候補の処理、最終的なアクシオン制限など、Run1Aのアクシオン探索解析の詳細を詳しく説明します。
相対論的ナビエ・ストークスにおける場の再定義と進化
近年、相対論的一次粘性流体力学の方程式、つまりナビエ・ストークスの相対論的バージョンは、流体力学フレームとしても知られる、適切な場の再定義の下で適切に設定され、因果関係があることが示されています。私たちは、等角流体についてこれらの方程式のリアルタイム展開を実行し、異なる初期データのセットに対して異なる因果フレームを使用した結果を定量的に調査します。特定の基準を定義することにより、システムが有効な場の理論領域にある限り、任意に選択されたフレームは一次までの物理学に影響を与えないという声明を正確に作成し、証拠を提供します。重イオンの衝突で生成されるクォーク・グルーオン・プラズマの物理学に動機づけられて、我々は有効場の理論領域にわずかに含まれる系も探索し、そのような状況下でも場の再定義の下では一次物理学がロバストであることを発見しました。
回転する三軸中性子星の一般相対論的安定性と重力波内容
三軸中性子星は、地上の干渉計で検出できる連続的な重力放射線の発生源となる可能性があります。放出される重力波の振幅は、中性子星の内部の流体力学的流体の流れの状態に大きく影響されます。この研究では、一定の静止質量の2つのシーケンスに沿って最も三軸のモデルを調べ、その動的安定性を確認します。また、異なる流体の流れを引き起こすさまざまな摂動下での準平衡の三軸図形の応答も研究します。ニュートンのヤコビ楕円体の一般相対論的圧縮性類似体から始めて、デデキント型の流れのシミュレーションを実行します。場合によっては、三軸中性子星は、軸対称に向かって進化するにつれてわずかな回転と重力波の放出を伴うリーマンS型楕円体に似ていることがわかりました。今回の結果は、中性子星の内部の流体の流れを重力波の内容から理解することの重要性を強調している。
$F(R,w)$ Gravity: 新しい重力フレームワーク
この研究では、拡張$F(R,w)$を考慮することによって重力セクターの新しい枠組みを提示します。ここで、$R$はリッチスカラー、$w$は状態方程式です。関数$F(R,w)$の3つの異なる選択がPalatini形式に従って調査されます。このモデルは、有効な運動量エネルギーテンソルを備えた重力の$F(R)$モデルと同等に見えます。$F(R,w)=k(w)R$であるリッチスカラーの線形依存性の場合、モデルは有効な運動量エネルギーテンソルを伴うアインシュタインヒルベルト作用と等価であるように見えます。最後の選択の最小結合ケースを復元すると、ジョーダンアインシュタインフレームの曖昧さに直面せず、物質\テキスト{/}放射線が支配的な時代における一般相対性理論との自然な整合性が示されます。スカラー場を支配的な物質形態として考慮することにより、モデルの天体物理学的意味をいくつか議論します。ヒッグスインフレが$F(R,w)$モデル内に保存できることを示します。我々は、$F(R)=f(R)k(w)$についてのコンスタントロールインフレーションと宇宙進化によって例示されるいくつかの将来の研究を提案します。ここで、$f(R)$はスタロビンスキー重力形式を表します。モデルを使用し、それを純粋な$F(R)$重力と比較することで、$F(R,w)$の影響の予備的な指標を提供します。最後の注意として、今後の研究では$F(R,w)$を調査するためにポリトロピック状態方程式を使用することを提案します。
宇宙重力集束によるニュートリノ質量測定
私たちは、重力ポテンシャルの点源に関する一般相対性理論と連続過密度に関するボルツマン方程式の両方を使用して、暗黒物質（DM）ハローによる宇宙ニュートリノ流体（C$\nu$F）の宇宙重力集束を徹底的に調査します。相対論的ニュートリノと非相対論的ニュートリノの両方について最も一般的な方法で導出された我々の結果は、その効果がニュートリノの質量と温度に4乗依存することを示しています。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)や大規模構造(LSS)観測とは異なる非線形質量依存性を備えた宇宙重力集束は、ニュートリノの質量と秩序を測定する独立した宇宙論的方法を提供できます。DESIを例として取り上げ、投影感度と既存の地球ニュートリノ振動実験やその他の宇宙論的観測との相乗効果により、ニュートリノ質量測定が大幅に向上できることを説明します。
私たちは、原始の2-2ホールが支配する初期宇宙期がアクシオン暗黒物質に及ぼす影響を調査します。2-2ホールは、量子重力の候補理論である二次重力において、超緻密物質分布の新しい古典解法群として出現します。これらの天体は事象の地平線のないブラックホールの外部を備えているため、重力崩壊の終点と考えられるものとして、情報損失の問題に悩まされることはありません。熱2-2ホールはホーキングのような古典的な放射を示し、エントロピー面積の法則を満たします。さらに、これらの物体はBHとは異なり、許容される最小質量を持っているため、自然に安定した残骸が生じます。本論文では、暗黒物質（DM）への残存寄与が小さいと考え、位置ずれ機構によるアクシオンDMシナリオを採用する。我々は、宇宙の進化における2-2ホール支配段階が、暗黒物質存在量の制約からアクシオン質量ウィンドウを変化させることを示す。最大の効果は、残骸がプランク質量を持つ場合に発生します。これは、強結合量子重力の場合に当てはまります。プランク質量2-2ホール残骸の存在量制約の変化は、対応する原始ブラックホール(PBH)の量制約に相当します。したがって;GWからの2-2ホールの初期部分に対して修正された制約を使用しているため、ここでの結果はPBHケースの更新版と考えることもできます。その結果、アクシオン質量の下限は$m_a\sim10^{-9}$eVであることがわかります。さらに、支配シナリオ自体が残存質量$M_{\mathrm{min}}$を大幅に制限します。BBN(ビッグバン元素合成)の制約に干渉しないようにBBN支配以前のシナリオに焦点を当てると、残留質量ウィンドウは$m_{\mathrm{Pl}}\lesssimM_{\mathrm{min}}\になります。lesssim0.1\;\mathrm{g}$。
2フレーバーカラー超伝導クォーク星は存在しない可能性がある
高密度恒星物質の状態方程式の決定には大きな不確実性があるため、ベータ平衡にあるバルククォーク物質が圧力ゼロにおける物質の真の基底状態である可能性があるという興味深い可能性が考えられます。そして、いくつかのチャネルではクォーク間の支配的な相互作用が魅力的であるため、クォークは非常に容易にクーパー対を形成します。その結果、クォーク物質は一般的にカラー超伝導を示し、中程度の高密度での好ましいペアリングパターンは2フレーバーペアリングになります。最近報告された超新星残骸HESSJ1731-347の非常に低質量の中心コンパクト天体を含む、そのような自己結合クォーク星の考えられるいくつかの候補を考慮して、我々は1つの場の理論モデルである南部-ジョナ-ラシニオモデルを実行します。クォーク物質のベータ安定ツーフレーバーカラー超伝導（2SC）相の安定性に関する研究は、それにもかかわらず、2SCクォーク星の存在について物理的に許容されるパラメーター空間を発見しませんでした。
輸送モデルと中性子星の拡張 Skyrme 効果的な相互作用
| Title |
Extended_Skyrme_effective_interactions_for_transport_model_and_neutron_stars |
| Authors |
Si-Pei_Wang,_Rui_Wang,_Jun-Ting_Ye,_Lie-Wen_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17105 |
同じ効果的な核相互作用に基づいて核実験と天体物理観測を記述するための統一された理論的枠組みを開発することが重要です。いわゆるSkyrme擬ポテンシャルに基づいて、次の次から次の次の次のリーディングオーダーまで、密度依存項を修正し、上記までの経験的な核子の光学ポテンシャルをフィッティングすることにより、一連の拡張Skyrme相互作用を構築します。$1$GeV、アイソスピン対称核物質の経験的特性、純粋な中性子物質の顕微鏡計算、天体物理学的観測からの中性子星の特性。拡張Skyrme相互作用における密度依存項の修正は、フェルミ運動量展開の考え方に従っており、これにより対称エネルギーの非常に柔軟な密度挙動が得られます。特に、新しい拡張スキルム相互作用の対称エネルギーの密度勾配パラメーター$L$の値は、密度の大きな不確実性をカバーするために、構築により$L=-5$MeVから$L=125$MeVの範囲になります。対称エネルギーの依存性。さらに、等スカラー核子および等ベクトル核子有効質量の影響を考慮するために、単核子の光学ポテンシャルとこれらの新しい拡張スキルム相互作用の対称ポテンシャルの運動量依存性を調整し、パラメータセットファミリーを構築し、体系的に研究します。核物質と中性子星の特性に対する対称エネルギーと核子有効質量の影響。本研究で構築された新しい拡張スキルム相互作用は、重イオンの輸送モデルシミュレーションにおいて、アイソスピン非対称核物質の状態方程式、特に対称エネルギー、核子有効質量とそのアイソスピン分裂を決定するのに役立つであろう。衝突、核構造計算、中性子星の研究。
放射線支配宇宙における$T-$真空からの異方性粒子の生成
我々はさらに、(1+1)次元放射線支配宇宙における場の量子論の文脈で元々定義された$T-$vacuum状態の新しい特徴を調査します[Modak,JHEP12,031(2020)]。ここでは、以前の研究を現実的な(3+1)次元設定に拡張し、放射線が支配的な初期宇宙において$T-$vacuumが\emph{異方性粒子の生成}を引き起こすことを示します。粒子内容が熱的で漸近的に定義されるホーキング効果やウンルー効果とは異なり、ここでは非熱的で時間に依存します。粒子生成のこの新しい例は、これらの粒子が$T-$真空を粒子の励起状態として想定する物理的/宇宙論的観測者の枠組みで検出され、したがって最終的には観測と比較される可能性があるため、興味深いものです。
ニュートリノは、標準模型(SM)を超えた新しい物理学への入り口として考えられることが多く、暗黒物質(DM)と現象学的に興味深い相互作用を有する可能性があります。この論文は、MeVスケール以下の温度でSMニュートリノと相互作用し、SMニュートリノから生成されるDMの宇宙論的痕跡を調査します。このフレームワークでDMの進化を計算するためにモデルに依存しないアプローチを採用し、数値結果とよく一致する解析結果を提示します。私たちの分析には、フリーズインとフリーズアウトの両方の体制が含まれています。さらに、ニュートリノの熱進化がDMとの相互作用によって実質的に影響を受ける可能性があることを実証します。我々は、ニュートリノに対するこのようなDMの2つの特徴的な痕跡を強調する:(i)$N_{\rmeff}$への大きくマイナスの寄与。これは現在の実験限界に近く、将来の実験によって容易に調査されるだろう。(ii)DMがニュートリノに消滅することによる宇宙ニュートリノ背景(C$\nu$B)のスペクトル歪み。これは、C$\nu$Bを検出するための進行中の実験努力にとって潜在的に重要な影響です。
有限結合における宇宙論的相関関係者
解決可能な例として大きな$N$での$O(N)$ベクトルモデルを使用して、剛体deSitter(dS)バックグラウンドに対するQFTの有限結合効果を研究します。標準的なラージ$N$手法をdSバックグラウンドに拡張し、位相構造と後期4点関数を分析します。明示的な計算により、平坦な2次元空間に似た強いIR効果により、連続対称性の自発的破れが禁止されることが明らかになりました。ループ図を再開して、大きな$N$でのベクトル場の後期4点関数を計算し、そのスペクトル密度がスペクトル平面で有理型であり、主系列に沿って正であることを示します。これらの結果は、宇宙論的相関関係者の単一性と分析性の非常に重要なチェックを提供します。
| Title |
Gravitational_Wave_Signatures_of_a_Chiral_Fermion_Dark_Matter_Model |
| Authors |
Tomohiro_Abe,_K.S._Babu_and_Ajay_Kaladharan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17203 |
暗黒物質(DM)の候補がゲージ対称のもとでキラルに変換するフェルミオンであるという理論は、ゲージ対称によってDMの質量が保護されるため、魅力的です。このような理論では、宇宙は初期に相転移を起こし、ゲージ対称性が自然に破れてDM質量が生成されたと考えられます。この論文では、DMとして機能するダークアイソスピン$3/2$フェルミ粒子を備えた$\mathrm{SU}(2)_\mathrm{D}$ダークセクターに基づく単純な理論の重力波信号を調査します。候補者。これはおそらく、可能な限り最も単純なキラル理論です。スカラーセクターは、$\mathrm{SU}(2)_\mathrm{D}$ゲージの対称性を破り、DM質量も生成する暗いアイソスピン$3$多重項で構成されています。モデルの完全な熱ポテンシャルを構築し、強力な一次$\mathrm{SU}(2)_\mathrm{D}$相転移から生じる検出可能な重力波信号につながるパラメータ空間の領域を特定します。計画されているさまざまな宇宙ベースの干渉計と同時に、暗黒物質遺物の豊富さとも一致しています。モデル内で検出可能な重力波信号を示すパラメーター空間の大部分には、大きなWIMP核子散乱断面積$\sigma_{\rmSI}$もあり、今後の直接検出実験で調査できる可能性があります。
非平衡QFTによる暗黒物質の凍結：熱影響の一貫した治療に向けて
| Title |
Dark_matter_freeze-in_from_non-equilibrium_QFT:_towards_a_consistent_treatment_of_thermal_effects |
| Authors |
Mathias_Becker,_Emanuele_Copello,_Julia_Harz,_Carlos_Tamarit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17246 |
私たちは、SMフェルミオンおよびゲージ荷電ベクトル状フェルミオンと弱く相互作用する実際のスカラー暗黒物質のモデルに対する熱補正を研究します。私たちは計算にクローズドタイムパス（CTP）形式を採用し、（非）相対論的近似を使用するのではなく、関連する質量スケールへの完全な依存を含めることで以前の研究を超えています。特に、ハードサーマルループ近似に依存せずに、1PI再開プロパゲータを使用します。我々は、2PI有効作用のループ展開において主要な順序で解析を実行し、その結果を、前述のハードサーマルループ近似や、熱質量を$の調整器として使用してボルツマン方程式を解くことから得られた結果など、一般的に使用される近似スキームと比較します。t$チャネルの発散。ボルツマン手法は計算から$-10\%$と$+30\%$の間で乖離していることがわかります。サイズと符号はDM候補とゲージチャージされた親の間の質量分割に強く依存します。HTLによる近似結果は、小さなゲージの結合ではより正確で、大きな質量の分割ではパーセントレベルの精度ですが、小さな質量の分割では遺物密度が最大$25\%$まで過大評価されます。ツリーレベルのプロパゲータは散乱の寄与を考慮しておらず、1PIで再開された結果から最大$-100\%$まで逸脱する可能性があるため、DMが過少になる可能性があります。
