スカラー型クラスタリング化石から21cm強度マップで欠落している大規模密度モードを回復
| Title |
Recovering_the_Missing_Large-Scale_Density_Modes_in_21cm_Intensity_Map_from_the_Scalar-Type_Clustering_Fossils |
| Authors |
Zhenyuan_Wang,_Donghui_Jeong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17321 |
21cm強度マッピング調査から大規模な構造を明らかにすることは、前景の清掃後にのみ可能です。ただし、前景スペクトルの滑らかさに依存する現在のクリーニング技術のほとんどは、視線に沿って大規模な構造信号を除去するという深刻な副作用を引き起こします。一方、クラスタリング化石は、大規模スケールにわたる小規模クラスタリングのコヒーレントな変化であり、短波長モード間の非対角相関から長波長密度モードを復元することを可能にします。この論文では、不偏かつ最適なクラスタリング化石推定器の要件を検討し、(A)長-短-短モード結合の正確なバイスペクトルモデルを使用する場合にのみ推定器が不偏になること、および(B)接続されたモードを含むことを示します。4点相関関数は、推定されたロングモードのノイズパワースペクトルを特徴付けるために不可欠です。先行バイスペクトルに基づくクラスタリング化石推定器は、赤方偏移での相互相関係数が$0.7$である長波長($k\lesssim0.01~[h/{\rmMpc}]$)モードの不偏推定を生成します。$z=0$から$3$まで。
21cm の不均一暗黒物質消滅の痕跡
暗黒物質の消滅によって放出されるエネルギーは、銀河間ガスのさらなるイオン化と加熱を引き起こし、それによって宇宙の夜明けの水素21cm信号に影響を与えます。暗黒物質の消滅速度は密度の二乗に応じて変化し、構造の形成とともに不均一に増加します。この論文は、DMハロー構造の成長によって引き起こされるDM消滅速度の不均一性を調べ、この効果がガス温度、ガスイオン化率、ひいては21cm輝度温度の空間変動を大幅に強化する可能性があることを示します。以前の均質な計算と比較して、不均質な暗黒物質消滅は$k\in[0.05,3]\{\rm{Mpc^{-1}}}$のスケール全体で21cmのパワースペクトルを桁違いに強化できます。DMの殲滅率$\left<\sigmav\right>/m_\chi\sim10^{-27}{\rmcm^3s^{-1}GeV^{-1}}$の場合、21cmパワースペクトル信号内の対応する兆候は、SKAなどの今後の電波天文台によって検出できます。
レンズシフトパワースペクトルを使用した温物質および混合暗黒物質モデルの調査
| Title |
Probing_warm_and_mixed_dark_matter_models_using_lensing_shift_power_spectrum |
| Authors |
Kaiki_Taro_Inoue,_Takumi_Shinohara,_Teruaki_Suyama,_Tomo_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17536 |
私たちは、天文シフトのレンズパワースペクトル(レンズシフトパワースペクトル)が、銀河以下のスケールでの暗黒物質のクラスタリング特性を示す強力なツールであると主張します。まず、レンズシフトパワースペクトルを使用して暗黒物質の性質を調査するための形式を与えます。次に、$z_S=2.639$の赤方偏移における重力レンズクェーサーMG$\,$J0414+0534に対する、約$1~$arcsecの角度スケールでのレンズシフトパワースペクトルの最近の測定を利用して、質量に制約を設けます。WDMと冷たい暗黒物質が共存する混合暗黒物質(MDM)モデル$r_{\rmWDM}$における、温かい暗黒物質(WDM)粒子$m_{\rmWDM}$とその割合の分布。上記の単一レンズシステムから得られる制約は、この論文で示すように既存の制約ほど強力ではありませんが、レンズシフトパワースペクトルは、将来の観測を通じてWDMおよびMDMモデルに対してさらに厳しい制約を取得できる大きな可能性を秘めています。精度の向上を達成するには、系統的誤差を適切に制御することの重要性を説明します。
SPT-3G および CMB-S4 からの将来の弱いレンズ情報に基づいた銀河団存在量制約と相互作用するダークセクター モデルを調査する
| Title |
Probing_interacting_dark_sector_models_with_future_weak_lensing-informed_galaxy_cluster_abundance_constraints_from_SPT-3G_and_CMB-S4 |
| Authors |
Asmaa_Mazoun,_Sebastian_Bocquet,_Mathias_Garny,_Joseph_J._Mohr,_Henrique_Rubira,_Sophie_M._L._Vogt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17622 |
我々は、冷たい暗黒物質（CDM）パラダイムからの逸脱を検出するために、現在および将来の銀河団存在量測定の感度を予測します。具体的には、暗黒物質と暗黒放射種(IDM-DR)の間の相互作用を特徴とするダークセクターモデルのクラスを検討します。この設定は非アーベルゲージ対称性によって自然に実現でき、$\Lambda$CDM内で生じる$S_8$張力を説明できる可能性があります。私たちは、進行中のSPT-3Gと、熱スニャエフ・ゼルドビッチ効果(tSZE)によって選択された銀河団の将来のCMB-S4調査の模擬カタログを作成します。どちらのデータセットも、ユークリッドミッションやベラC.ルービン天文台から期待されるような次世代の弱い重力レンズデータ(ngWL)からのクラスター質量キャリブレーションによって補完されています。Planck2018データと一致するように選択されたパラメーターを使用したIDM-DRシナリオを検討します。これは、いくつかの局所構造形成解析によって示されるように、$S_8$の低い値にもつながります。質量決定とクラスターtSZE選択における系統的および確率的不確実性を考慮すると、SPT-3G$\times$ngWLクラスターデータとCMB-S4$\times$ngWLクラスターデータの両方で、このIDM-DRモデルを識別できることがわかります。$\Lambda$CDMを計算し、暗黒物質と暗黒放射線の相互作用が$S_8$の低下に関与しているかどうかをテストします。IDM-DRを仮定すると、68%の信頼性を考慮して、SPT-3G$\times$ngWL(CMB-S4$\times$ngWL)で暗輻射の温度を約40%(10%)まで決定できると予測します。一方、$S_8$はパーセントレベルの精度で復元できます。さらに、IDM-DRは大質量ニュートリノと区別できること、またクラスター数によって、暗輻射温度を宇宙マイクロ波背景温度の$\sim10%$(95%の信頼性で)以下に抑えることができることを示します。真の宇宙論モデルは$\Lambda$CDMです。
高周波重力波の探査としての逆ゲルツェンシュタイン効果
| Title |
Inverse_Gertsenshtein_effect_as_a_probe_of_high-frequency_gravitational_waves |
| Authors |
Yutong_He,_Sambit_K._Giri,_Ramkishor_Sharma,_Salome_Mtchedlidze,_and_Ivelin_Georgiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17636 |
私たちは、逆ゲルツェンシュタイン効果、つまり磁場の存在下での重力子と光子の変換を適用して、高周波重力波(HFGW)を制限します。既存の天体物理測定を使用して、16の異なる周波数帯域におけるGWエネルギー密度$\Omega_{\rmGW}$の上限を計算します。磁場の強さ$B\sim\mu{\rmG}$が$\mathcal{O}(10)\,{\rmkpc}$スケールで相関している観測された銀河団の磁化を考えると、$のHFGW制約を推定します。\mathcal{O}(10^2)\,{\rmGHz}$領域は、アタカマ宇宙望遠鏡(ACT)の温度測定により$\Omega_{\rmGW}\lesssim10^{16}$になります。同様に、$\mathcal{O}(10^2)\,{\rmMHz}$($\mathcal{O}(10)\,{\rmGHz}$)の領域では、強さ$B\sim0.1\,{\rmnG}$の均一磁場を仮定し、宇宙マイクロ波背景放射(CMB）は、全球EoR署名検出実験（EDGES）、低周波アレイ（LOFAR）、マーチソン広視野アレイ（MWA）などの電波望遠鏡や、宇宙論、天体物理学、および気球搭載の第2世代絶対放射計によって報告されます。重力子誘起光子による拡散放出(ARCADE2)。これらの既存の制約はいずれも$\Omega_{\rmGW}=1$の臨界値を下回ったり、$\Omega_{\rmGW}\simeq1.2\times10^{のビッグバン元素合成(BBN)限界に達したりするものはありません。-6}$、次期平方キロメートルアレイ(SKA)は感度をおよそ10桁向上させることができ、HFGWの現実的なプローブになる可能性があります。また、PrimordialInflationExplorer(PIXIE)、スペクトル歪みとインフレ探査のための偏光放射干渉計(PRISTINE)、およびVoyage2050など、現在のBBN限界に匹敵する制約を提供する可能性があるいくつかの次世代CMB調査も調査します。
GPU位相折りたたみと深層学習検出システムを用いたケプラー探査でKG矮星を周回する小型超短周期惑星を発見
| Title |
Discovery_of_Small_Ultra-short-period_Planets_Orbiting_KG_Dwarfs_in_Kepler_Survey_Using_GPU_Phase_Folding_and_Deep_Learning_Detection_System |
| Authors |
Kaitlyn_Wang,_Jian_Ge,_Kevin_Willis,_Kevin_Wang,_Yinan_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17382 |
1995年に太陽型恒星51ペグを周回する最初のホットジュピターが発見されて以来、さまざまな観測技術を使用して4000以上の系外惑星が特定されてきました。これらの亜地球の形成過程は依然として解明されておらず、このユニークな集団を調査するには追加のサンプルを取得することが不可欠です。私たちの研究では、ケプラー測光データに対して、GPFC法と呼ばれる畳み込みニューラルネットワークと組み合わせた新しいGPU位相折りたたみアルゴリズムを採用しています。この方法では、従来のボックスフィッティング最小二乗法に比べてトランジット検索速度が大幅に向上し、市販のGPUカードを使用して既知のKOI測光データを数時間以内に完全に検索できるようになります。現在までに、我々は5つの有望な地球下の短周期候補、K00446.c、K01821.b、K01522.c、K03404.b、およびK04978.bを特定しました。詳細な分析により、次の特徴が明らかになります。K00446.cは、0.645091日の周期でK矮星を周回しています。半径は$0.461R_\oplus$で、これまでに発見されたUSPの中で2番目に小さいものとしてランク付けされています。K01821.bは半径$0.648R_\oplus$の亜地球で、0.91978日かけてG矮星を周回しています。これは、NASAアーカイブでG矮星を周回している確認されたすべてのUSPの中で2番目に小さいUSPです。K01522.cの半径は$0.704R_\oplus$で、太陽に似たG矮星の周りを0.64672日で周回します。K03404.bは半径$0.738R_\oplus$で、G矮星を0.68074日周期で周回します。K04978.bは惑星半径が$0.912R_\oplus$で、G矮星を周回し、0.94197日ごとに1周周します。私たちの発見のうち3つ、K01821.b、K01522.c、およびK03404.bは、ケプラーデータセット内のG矮星の周りを周回している確認されたすべてのUSPの中で最小の惑星としてランク付けされています。これらの小型系外惑星の発見は、ケプラー、TESS、および将来の宇宙輸送ミッションからの測光データから小型の新しい通過系外惑星を探索するためのGPFC法の有望な機能を強調しています。
銀河の中心での連星合体: 恒星の接近と干満間の相乗効果
銀河中心は非常に高密度で動的に活動する環境であり、その中心には核星団や超大質量ブラックホールが存在することがよくあります。これらの環境の連星は、その軌道を効率的に回転させることができる強い潮汐力の影響を受け、最終的にそれらの合体につながるほぼ単一の離心率を刺激します。次に、星が通過することによる頻繁な密接な相互作用が衝動的に連星の軌道を乱し、一般に蒸発するまでその軌道を軟化させるため、これらの合体を推進する潮場の役割が潜在的に妨げられる。この研究では、銀河中心におけるコンパクト天体連星の進化とそれらの合体速度を研究し、銀河団の潮汐場とフライバイ相互作用の複合効果に初めて焦点を当てます。私たちは、両方の進化プロセスの間に重要な相乗効果があることを発見しました。そこでは、フライバイまたは潮汐場のみを考慮したモデルと比較して、合併率が最大10〜30倍増加します。この相乗効果は主に、持続的な潮汐による離心率励起の結果であり、フライバイによって駆動される角運動量のZ成分が徐々に拡散することによって強化されます。合併効率は、潮汐によるトルクよりも拡散速度が約10～100倍遅いときにピークに達します。この相乗効果に加えて、連星の段階的な軟化により、最初は緊密な連星の相対論的クエンチングが解除され、そうでなければ極度の離心率に達することができず、その結果、合体に利用可能な位相空間が拡大することもわかりました。累積的に、我々は、恒星のフライバイによって連星が徐々に軟化しているにもかかわらず、これらは潮汐場によって駆動される離心率励起を促進することにより、銀河の中心での連星合体率を大幅に高めていると結論づけた。
SALT を使用した超高速 BAL 流出の時間変動: C IV 吸収深度に基づく分析
| Title |
Time_variability_of_ultra-fast_BAL_outflows_using_SALT:_C_IV_absorption_depth_based_analysis |
| Authors |
P._Aromal,_R._Srianand,_P._Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17320 |
私たちは、南アフリカ大型望遠鏡を使用して監視された64個の超高速アウトフロー(UFO)CIV広域吸収線(BAL)クエーサーのサンプルの吸収深さに基づく分析を使用して、小規模な吸収線変動を調査します。流出速度の増加に伴って変動の強度が単調に増加することが確認されました。速度幅$\ge$500kms$^{-1}$に対して2つのエポック間の正規化された磁束差が$>$0.1である、各ソースのBALトラフ内の領域(「可変領域」と呼ばれる)を特定します。変数領域の総数はプローブされる時間間隔とともに増加し、変数領域を示すBALの数は、短い時間スケール($<$2年)から長い時間スケール($>$2年)までほぼ2倍になります。その速度幅、深さ、位置。これらの領域は通常、BALの全幅の数十分の一を占めます。それらの幅は、時間スケールが増加するにつれて増加することがわかり、典型的な幅は約2000km$^{-1}$です。dt$>$2年ただし、z$_{em}$に対する絶対速度とBALプロファイル内の相対位置は、調査される時間スケールに関係なくランダムのままです。BALの等価幅の変動は、次の条件に強く依存します。可変領域のサイズと深さは異なりますが、その総数にはほとんど依存しません。最後に、UFOBALの約17%がBALトラフ内で無相関の変動を示していることがわかります。
SDSS での中間赤方偏移銀河の分類: 代替診断図
私たちは、ポーツマスグループのスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)銀河特性のカタログから、高電離[NeV]3426\r{A}輝線の検出によって1,437個の活動銀河核(AGN)のサンプルを選択します。[NeIII]3869\r{A}、[OIII]5007\r{A}、[OII]3726、3728\r{A}、および[OI]6300\r{A}のフラックスを比較します。[NeV]のそれに。4つのラインはすべて[NeV]と強い線形相関を示しますが、イオン化ポテンシャルが低いイオンからのラインは相関係数が低くなります。我々は、高赤方偏移銀河を分類するために、H$\alpha$に依存しない2つの禁制線比(FLR)診断図の使用を調査します。これらは、それぞれ[OIII]/[OI]および[OIII]/[OII]に対してプロットされた[NeIII]/[OII]線比を使用します。私たちは光イオン化モデリングを使用して、AGNの細線領域と星形成領域の挙動を特徴付け、診断図の妥当性をテストします。また、logL[OIII][erg/s]=42の光度カットオフを使用します。これにより、星形成銀河によるAGN領域の汚染が10%まで低下しますが、グリーンピース銀河とパープルグレープ銀河はAGNから除去されません。地域。[OIII]/H$\beta$に対してプロットされた[NeIII]/[OII]を使用するOHNO図も調査します。新しい診断図を使用すると、z$\leq$1.06の赤方偏移までAGNを確実に分類でき、[NeV]で選択されたAGNサンプルに822を超える新しいAGNを追加できます。
Barnard 5 のフィラメントへの物質の落下
| Title |
Infall_of_material_onto_the_filaments_in_Barnard_5 |
| Authors |
Spandan_Choudhury,_Jaime_E._Pineda,_Paola_Caselli,_Michael_Chun-Yuan_Chen,_Stella_S._R._Offner,_and_Maria_Teresa_Valdivia-Mena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17398 |
目的。私たちは、高解像度(約2400天文単位)のNH3データと多成分フィット解析を使用して、ペルセウス座の亜音速コアバーナード5の内部の2本のフィラメントの構造と運動学を研究することを目的としています。方法。我々は、VeryLargeArray(VLA)とGreenBankTelescope(GBT)を使用したNH3(1,1)および(2,2)反転遷移の観測を使用しました。B5で特定された2つのフィラメント構造に複数の速度成分を確実に適合させるために、データを8インチのビームに平滑化しました。結果。視線内の光束を支配するコアと雲の成分に加えて、落下の兆候を示す2つのフィラメントに向かう2つの成分が検出されました。また、B5の亜音速コアに落下する新しい物質を追跡できる可能性がある2つの追加成分も検出されました。結論。平面幾何学におけるフィラメント形成シナリオの以前のシミュレーションとの比較に続き、B5フィラメントの形成はむしろ円筒対称である可能性が高いか、フィラメントが磁気的にサポートされているかのいずれかであると結論付けています。また、流入率を$1.6\times10^{-4}\,M_\odot\,yr^{-1}$と$1.8\times10^{-4}\,M_\odot\,yr^{-1}と推定します。2本のフィラメントに付着する材料の$(上限)。このような速度では、コアの寿命中にフィラメントの質量が大幅に変化する可能性があります。また、炉心自体への落下の可能性の上限は$3.5\times10^{-5}\,M_\odot\,yr^{-1}$と推定されます。コア上への新しい物質の付着は、コアが孤立して進化すると想定されている現在のコア進化モデルを大幅に更新する必要があることを示しています。
白鳥座Xの塊・核・凝縮の調査:星周円盤を探して
| Title |
Surveys_of_clumps,_cores,_and_condensations_in_Cygnus-X:Searching_for_circumstellar_disks |
| Authors |
Xing_Pan,_Keping_Qiu,_Kai_Yang,_Yue_Cao,_Xu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17455 |
円盤を介した降着が大質量星形成の主なメカニズムであるかどうかを調べるために、私たちは巨大な分子雲内の大量の高密度コアの大量のサンプルの調査を確立しました。私たちは、SMAによる高角度分解能($\sim1.8''$)の観測を使用して、はくちょう座Xの約50個の巨大な高密度コアのダスト放出と分子線放出を研究しました。シグナスXの典型的な1.4kpcの距離では、これらの巨大で高密度のコアは$\sim2000$auの凝縮に分解されます。私たちは、複数の高密度トレーサーによって追跡されたCO流出放出とガス運動学を組み合わせて、円盤候補を探索しました。SMA1.3mmダスト連続放出から数百のダスト凝縮を抽出しました。COデータは、49の粉塵凝縮に向けた双極性または単極性の流出の兆候を示しています。そのうち、ガスの運動学を明らかにする高密度ガストレーサーで検出された発生源は27個のみで、9個の発生源は回転エンベロープの証拠を示し、埋め込まれた降着円盤の存在を示唆しています。すべての回転凝縮の速度勾配に沿った位置速度図は、4つの凝縮がケプラーのような円盤をホストする可能性があることを示唆しています。高密度ガストレーサーで検出された27の発生源の詳細な調査は、9つの円盤候補が残りの18の発生源と比較して初期の進化段階にあることを示唆しています。私たちのサンプルで回転円盤が検出されないのは、回転軸の未知の傾斜角や中心源の進化の初期段階など、いくつかの要因による可能性があり、若くて強力な流出が混乱を引き起こす可能性があることを考慮すると、後者は重要である可能性があります。回転の観察証拠。私たちのサンプルにおける円盤候補の検出率は1/3であり、これは、円盤降着が唯一ではないかもしれないが、大質量星形成の実行可能なメカニズムであることを裏付けています。
DESI LS DR9、SV3、Y1 データを組み合わせて銀河の条件付き光度と恒星質量関数を測定
| Title |
Measuring_the_conditional_luminosity_and_stellar_mass_functions_of_galaxies_by_combining_the_DESI_LS_DR9,_SV3_and_Y1_data |
| Authors |
Yirong_Wang,_Xiaohu_Yang,_Yizhou_Gu,_Xiaoju_Xu,_Haojie_Xu,_Yuyu_Wang,_Antonios_Katsianis,_Jiaxin_Han,_Min_He,_Yunliang_Zheng,_Qingyang_Li,_Yaru_Wang,_Wensheng_Hong,_Jiaqi_Wang,_Zhenlin_Tan,_Hu_Zou,_Johannes_Ulf_Lange,_ChangHoon_Hahn,_Peter_Behroozi,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Shaun_Cole,_Axel_de_la_Macorra,_Biprateep_Dey,_Peter_Doel,_Jaime_E._Forero-Romero,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Andrew_Lambert,_Marc_Manera,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Jundan_Nie,_Claire_Poppett,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_Alan_Weaver,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17459 |
この調査では、暗黒エネルギー分光器レガシーイメージング調査データリリース9(DESILSDR9)、調査検証3(SV3)、および1年目(Y1)データセットの組み合わせを活用して、条件付き光度と恒星の質量関数を推定します(さまざまなハロー質量ビンと赤方偏移範囲にわたる銀河のCLFとCSMF)。分析をサポートするために、高解像度Jiutianシミュレーションから生成された現実的なDESIMockGalaxyRedshiftSurvey(MGRS)を利用します。拡張ハローベースのグループファインダーは、MGRSカタログとDESI観測の両方に適用されます。測光データと分光データの両方を使用して導出されたrバンドおよびZバンドの視度関数(LF)と恒星質量関数(SMF)を比較することにより、特に銀河のLFおよびSMFに対する測光赤方偏移(photo-z)誤差の影響を定量化しました。低光度/質量端の低赤方偏移ビン。MGRSを使用してグループファインダーの事前評価を行うことにより、観測データから一連のCLFおよびCSMF測定値を取得することに成功しました。低い赤方偏移では、$10^{9}h^{-2}L_{sun}$(または$h^{-2}M_{sun}$)未満のCLFとCSMFのかすかな端の傾きが、説得力のある一致を示していることがわかりました。サブハロー質量関数を使用します。arXiv:1809.00523に従ってローカル宇宙の宇宙分散効果を補正した後、LF/SMFのかすかな端の傾きもハロー質量関数の傾きとよく一致していることが判明しました。
フィラメント状雲における星団形成: 星団 NGC 2316 の場合
| Title |
Cluster_Formation_in_a_Filamentary_Cloud:_The_Case_of_the_Stellar_Cluster_NGC_2316 |
| Authors |
Saurabh_Sharma,_Aayushi_Verma,_Kshitiz_Mallick,_Lokesh_K._Dewangan,_Harmeen_Kaur,_Ram_Kesh_Yadav,_Neelam_Panwar,_Devendra_K._Ojha,_Tarak_Chand,_and_Mamta_Agarwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17699 |
星団NGC2316とその周囲の多波長解析を紹介します。我々は、NGC2316星団の形状(細長い)、サイズ(Rcluster=0.4pc)、距離(1.3+/-0.3kpc)、最小の赤化(AV=1.55等)などの物理パラメータを推定しました。私たちは、この星団内に埋め込まれた（AV=4等）2つの大質量星（B2.0V～B1.5V、年齢約1200万年）を発見しました。最も重い星が約1200万年前に誕生したにもかかわらず、この星団領域ではまだ若い星が形成されています。これらの大規模な星からの肯定的なフィードバックの証拠も見つかりました。私たちは、クラスターから西に伸びる冷たいガス/ダストレーンを特定しました。ダストレーンの西端は低質量星の形成に有利であるように見えるが、星団の端では少し大質量の星の形成が有利であり、それは西端よりも早く始まったと思われる。私たちはこの領域で、多数のフィラメント状構造を特徴とする細長い分子雲を発見しました。フィラメントの形態は、位置速度(pv)マップ、速度分散マップ、チャネルマップなどとともに、フィラメントの合体と、ガス/ダストの西端を通ってクラスターに向かう物質の縦方向の流れの可能性を示しています。レーン。この領域全体はハブフィラメント系(HFS)であると思われ、NGC2316クラスターがおそらくハブであり、暗いレーンが主要なフィラメント構造です。このHFSの重力井戸であるため、星形成は最初にNGC2316領域で始まり、他のフィラメント状ノードへと進みました。
中性子星の潮汐変形能と半径は観測可能であり、中性子星の状態方程式を制約し、中性子星の組成を調べるために使用されてきました。二流体TOV方程式を利用して、暗黒物質混合中性子星(DANS)の半径と潮汐変形能を調査しました。暗黒物質が理想的なフェルミガスまたは自己相互作用ボソンとしてモデル化されていると仮定すると、固定質量の一連のDANSに対して、通常の物質半径は小さいが潮汐変形能が大きいDANSが存在することが示されます。この負の相関は、通常の中性子星には存在しません。つまり、質量が固定された中性子星がそのような状況、つまり観測半径は小さいが潮汐変形能が大きいという状況が観測によって発見された場合、それはそれを示すことになります。さらに、関連する中性子星の観測結果を使用して、暗黒物質パラメータを制約することもできます。
潮汐破壊現象の物理的特性の解明: iPTF16fnl
| Title |
Revealing_Physical_Properties_of_a_Tidal_Disruption_Event:_iPTF16fnl |
| Authors |
T._Mageshwaran_(1),_Gargi_Shaw_(2),_Sudip_Bhattacharyya_(2),_Kimitake_Hayasaki_(1_and_3)_((1)_Chungbuk_National_University,_Korea,_(2)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_India,_(3)_Aoyama_Gakuin_University,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17417 |
潮汐破壊現象(TDE)iPTF16fnlは、観測的に非常に弱いX線放射を伴う比較的低い光学フレアと、発生源からのヘリウム輝線が初期の時点で水素輝線よりも優勢であるという分光特性を示します。私たちは、公開されているコードCLOUDYを使用してスペクトル輝線を計算することにより、観察されたこれらの特徴を調査します。数日間に観察された光学UVスペクトルを、球状の流出を伴う定常状態のスリムな円盤の理論モデルに当てはめることにより、5つの物理パラメーターを推定します。それらの間で得られる重要なパラメータは、ブラックホールの質量$M_{\bullet}=(6.73\pm0.44)\times10^5M_{\odot}$、恒星の質量$M_{\star}=(2.59\pm0.17)です。M_{\odot}$、風速$v_{\rmw}=7447.43\pm183.9~{\rmkm~s^{-1}}$。また、円盤風モデルでは、観測期間にわたる放射効率が$0.01\lesssim\eta\lesssim0.02$と推定され、その結果、円盤は放射効率が低くなり、円盤のX線輝度は観測された低輝度と一致します。CLOUDYモデルでは、風の充填率も0.8と推定されており、風が適度に固まっていることを示唆しています。我々は、風のヘリウムと水素の数密度比が0.1から0.15の間にあることを明らかにし、これは太陽の場合とほぼ同じであり、潮汐力が乱れた星がもともと主系列星であることを示唆している。ヘリウム線の光学的深さは水素線よりも2桁低いため、ヘリウム線は水素線よりも光学的にかなり薄いです。したがって、我々の結果は、ヘリウムと水素の数密度比の値が小さいにもかかわらず、光学的深さ効果によりヘリウム線の輝度が水素線の輝度よりも優勢であることを示している。
Population III 星形成チャネルを使用した連星ブラック ホール合体の祖先に対する制約
重力波(GW)の観測により、$30M_\odot$を超えるブラックホール(BH)の存在が明らかになりました。その起源としてさまざまなシナリオが提案されています。シナリオのうち、人口III（Pop〜III）のスターシナリオを検討します。このシナリオでは、このような巨大なBHを含むバイナリブラックホール(BBH)が自然に生成されます。Pop~I/IIフィールドバイナリ、Pop~IIIフィールドバイナリ、および球状星団内で動的に形成されるバイナリを考慮します。私たちは階層ベイジアン解析手法を採用し、LIGO-Virgo-KAGRA重力波過渡カタログ(GWTC-3)イベントを使用して、宇宙の各形成チャネルの分岐部分を制約します。Pop~I/IIフィールドバイナリチャネルがマージBBH全体を支配していることがわかります。Pop~IIIBBHチャネルの分岐部分$0.11^{+0.08}_{-0.06}$を取得します。これにより、採用するPop~IIIBBHシナリオのモデルと一貫したローカルマージレート密度が得られます。Pop~IIIチャネルから生じるBHがGWTC-3の大規模なBBHに寄与していることを確認します。また、GWTC-3で観測されたBBHの各形成チャネルの分岐部分も評価し、3つのチャネルからのほぼ等しい寄与を見つけます。
系外惑星研究ソフトウェアの可視性と引用可能性の向上
| Title |
Improving_the_visibility_and_citability_of_exoplanet_research_software |
| Authors |
Alice_Allen,_Alberto_Accomazzi,_Joe_P._Renaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17297 |
AstrophysicsSourceCodeLibrary(ASCL)は、天文学者、天体物理学者、惑星科学者にとって興味深いソースコードの無料オンラインレジストリです。これには、査読済みの出版物に掲載または投稿された研究で使用されたソフトウェアがリストされ、場合によってはそれらが保管されます。2023年12月の時点で、3,300を超えるソフトウェアエントリがあり、NASAの天体物理データシステム(ADS)とClarivateのWebofScienceによってインデックスが作成されています。2020年、NASAは系外惑星モデリングおよび分析センター(EMAC)を設立しました。ゴダード宇宙飛行センターに設置されているEMACは、部分的には系外惑星研究リソースのカタログおよびリポジトリとして機能します。EMACには240件のエントリーがあり(2023年12月現在)、そのうち78%がダウンロード可能なソフトウェアに関するものです。この口頭発表では、ASCL、EMAC、ADSがEMACのソフトウェアエントリの発見可能性と引用可能性を高め、惑星科学コミュニティにサービスを提供するASCLの能力を強化するために行っている共同作業について取り上げました。また、EMACソフトウェアリソースを発見できる追加の機会を提供する、VirtualAstronomySoftwareTalks(VAST)とExoplanetVirtualAstronomySoftwareTalks(exoVAST)という2つの新しいプロジェクトも紹介されました。
赤外線天文学用平行板コンデンサ窒化チタン運動インダクタンス検出器
| Title |
Parallel-Plate_Capacitor_Titanium_Nitride_Kinetic_Inductance_Detectors_for_Infrared_Astronomy |
| Authors |
Joanna_Perido,_Peter_K._Day,_Andrew_D._Beyer,_Nicholas_F._Cothard,_Steven_Hailey-Dunsheath,_Henry_G._Leduc,_Byeong_H._Eom,_and_Jason_Glenn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17378 |
銀河赤外線科学のためのバルーン実験(BEGINS)は、高質量星の近くの塵の特徴を調べるために$\lambda$=25-250$\mu$mで運用される準軌道天文台のコンセプトです。ミッションの感度要件は、300mKで動作する1,840個のレンズ結合集中素子運動インダクタンス検出器(KID)アレイを利用することで満たされます。各KIDは、シリコン(Si)基板上に堆積された窒化チタン(TiN)平行ストリップ吸収誘導セクションと平行板コンデンサ(PPC)で構成されます。PPCジオメトリにより、ピクセル間隔の縮小が可能になります。BEGINS焦点面では、検出器は$2\times10^{-16}$W/$\sqrt{\textrm{Hz}}$から$6\times10^{-17}$W/$\sqrt{\までの光学NEPを必要とします。textrm{Hz}}$は、4pW～10pWの範囲の光負荷の場合、25～250$\mu$mです。フレネルゾーンプレートレンズに結合したときの25$\μ$mのプロトタイプBEGINSKIDアレイの設計、光学性能、準粒子寿命の測定結果を示します。私たちの光学設定とKIDの吸収効率の場合、25$\mu$mでの電気NEP要件は、吸収された光に対して$7.6\times10^{-17}$W/$\sqrt{\textrm{Hz}}$です。光パワーは0.36pW。平均して5つの共振器にわたって、検出器の光子ノイズは約200fWまで制限され、制限NEPは約$7.4\times10^{-17}$W/$\sqrt{\textrm{Hz}}$であることがわかりました。。
りゅうこつ座イータ星に照らされた噴出物のイオン化の長期的進化
| Title |
Long-term_evolution_in_ionization_of_ejecta_illuminated_by_Eta_Carinae |
| Authors |
Augusto_Damineli_(1),_Noel_D._Richardson_(2),_Felipe_Navarete_(3),_Theodore._R._Gull_(4),_Eduardo_Fern\'andez-Laj\'us_(5),_Anthony_F._J._Moffat_(6),_Desmond_J._Hillier_(7),_Gerd_Weigelt_(8),_Michael_F._Corcoran_(9,_10)_((1)_Universidade_de_S\~ao_Paulo,_Instituto_de_Astronomia,_Geof\'isica_e_Ci\^encias_Atmosf\'ericas,_Cidade_Universit\'aria,_S\~ao_Paulo,_Brasil,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Embry-Riddle_Aeronautical_University,_Prescott,_AZ,_USA,_(3)_SOAR_Telescope/NSF's_NOIRLab,_La_Serena,_Chile,_(4)_Exoplanets_&_Stellar_Astrophysics_Laboratory,_NASA/Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA,_(5)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_La~Plata_(CCT_La_Plata_-_CONICET/UNLP),_Argentina,_(6)_D\'epartement_de_Physique_and_Centre_de_Recherche_en_Astrophysique_du_Qu\'ebec_(CRAQ),_Universit\'e_de_Montr\'eal,_Montr\'eal,_Qu\'ebec,_Canada,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy_&_Pittsburgh_Particle_Physics,_Astrophysics,_and_Cosmology_Center_(PITT_PACC),_University_of_Pittsburgh,_Pittsburgh,_PA,_USA,_(8)_Max_Planck_Institute_for_Radio_Astronomy,_Bonn,_Germany,_(9)_CRESST_II_&_X-ray_Astrophysics_Laboratory,_NASA/Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA,_(10)_The_Catholic_University_of_America,_Washington,_DC,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17421 |
1900年以降のりゅうこつ座イータ星の光束とスペクトルの変化は、中心連星の進化に起因すると考える人もいます。他の人は、潜む噴出物の進化を示唆しています。1940年代の明るさの上昇は、狭い禁制輝線の出現と同時に発生しましたが、これは介在する星周噴出物の除去とイオン化によって引き起こされた可能性があります。その後40年が経過するまで、増光はより遅いペースで変化しました。ここで我々は、ホムンクルスの明るさには目立った増加はなく、禁制線の発光が1990年代初頭に増加したことを示す長期に焦点を当てた初期の研究を継続する。ナローライン発光の増加は、中心連星からワイゲルト塊までのLOSにおける吸光度の減少によるものと解釈します。2000年には、ホムンクルスの変化を伴うことなく、恒星の中心核の明るさがより速い速度で増加しました。2018年までに、りゅうこつ座イータ座のLOSにおける単一イオン化金属からの何百もの細い線の吸収が消失しました。これは、金属のイオン化の増加によって引き起こされたと考えられています。これら3つの出来事(1990年、2000年、2018年)は、連星に近いホムンクルス内の星周物質の散逸によって説明されます。これらの変化を、過去40年間にわたるホムンクルスと一次風の安定性と組み合わせると、私たちの方向にある星周噴出物が除去されたことがわかります。
完全に電離した中性子星殻または白色矮星の核のほぼ平衡のボトムアップ結晶化が考慮されます。我々は、このプロセスは、地球の実験室における液相エピタキシャル（つまり、前の層の順序を保存する）結晶成長または融液からの結晶の引上げに似ており、それにより新たに結晶化するイオンの横方向の位置がすでに固化した層によって固定されると主張する。それらの垂直位置は、電荷の中性によって設定されます。その結果、成長する結晶の面間隔は、結晶化フロントが星の中心から遠ざかるにつれて$n_\mathrm{e}$の減少を辿って徐々に増加するか、あるいは、結晶化フロントは、異なる組成の層間の境界を横切ります。これは、エネルギー論的な議論に基づいているが成長速度論を考慮していない立方晶結晶形成の標準的な仮定とは対照的に、引き伸ばされたクーロン結晶の形成をもたらします。過度に引き伸ばされた結晶は壊れ、成長する微結晶の垂直方向のサイズが制限されます。私たちは、引張られた物質の破断せん断ひずみと有効せん断弾性率を研究し、微結晶形成の可能性を議論します。後者は、例えば、遅い時間帯のイベントで破壊され再凍結すると強度が数桁増加する可能性がある弱い地殻層の出現など、天体物理学的に興味深い意味を持っています。また、イオン組成の異なる隣接するクーロン結晶間の相互作用を解析し、界面の強度を推定します。
RW Aur の深い日食を長期測光と分光モニタリングによって再考
| Title |
The_deep_eclipses_of_RW_Aur_revisited_by_long-term_photometric_and_spectroscopic_monitoring |
| Authors |
O._Lux,_M._Mugrauer,_R._Bischoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17598 |
RWぎょしゃ座は、古典的なおうし座T星を主成分として含む若い恒星系です。深く不規則な減光が見られ、2010年に初めて検出されました。イエナ大学天文台では、光学追跡観測を実施しました。私たちは、2016年9月から2019年4月までの間、カセグレンテレスコープカメラIIおよびシュミットテレスコープカメラを使用してシステムのマルチバンド(BVRI)測光を実行しました。また、2016年9月から2019年4月までの間、ファイバーリンク型「ECHelle天文分光器」を使用して分光測定を実行しました。2018年4月。我々は、米国変光星観測者協会からの測光データと一致し、補完するRWAurの見かけの測光を紹介します。RWAurのVバンドの大きさは、監視キャンペーン期間中に最大3等級変化しました。観測エポック2016/2017および2017/2018では、明るさの減少が報告されていますが、エポック2018/2019では、システムは比較的一定の明るい状態を維持しました。色振幅図では、RWAurが灰色の消光の軌跡の近くにあることがわかります。スペクトルは、明るさが減少するにつれてH$\alpha$輝線の等価幅が減少することを示していますが、[OI]線の等価幅は増加しており、オブスキュレーション中の流出活動の増加を示しています。どちらも、掩蔽は内側の円盤から出てくる熱い塵っぽい風によって引き起こされるという有力な理論にさらなる証拠を与えている。
リフレクターアンテナの干渉を軽減するためのリム配置型再構成可能リフレクターアレイの設計
| Title |
Design_of_Rim-Located_Reconfigurable_Reflectarrays_for_Interference_Mitigation_in_Reflector_Antennas |
| Authors |
Jordan_Budhu,_Sean_V._Hum,_Steven_Ellingson,_and_R._Michael_Buehrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18199 |
電波望遠鏡は、サイドローブから届く干渉の影響を受けやすくなります。反射アンテナに適応ヌルステアリングシステムを後付けできれば、この干渉を軽減できる可能性があります。入射干渉の角度にヌルを駆動することによって電波望遠鏡の放射パターンを再構成するために使用できるリフレクトアレイの設計が示されています。リフレクトアレイは、元のリフレクターのリムの一部のみを占め、この領域内で放物面に等角に配置されます。コンフォーマルリフレクトアレイには、対称的に配置された2つのPINダイオードから生じる1ビットの再構成機能を備えたユニットセルが含まれています。リフレクトアレイは弱く照らされる反射鏡の外縁に沿ってのみ配置されているため、リフレクトアレイによって導入される誘電損失とスイッチ損失は電波望遠鏡の効率に大きな影響を与えないことがわかりました。18m主焦点供給放物線用のLバンド再構成可能リフレクトアレイのシミュレーション結果を示します。
痕跡のないブラックホール時空における光リングの半径の下限
質量のない粒子が非常にコンパクトな物体の周りで閉測地運動を実行できる曲面超曲面である光子球は、一般的なブラックホール時空の不可欠な部分です。このコンパクトな論文では、解析技術を使用して、その外部物質場が痕跡のないエネルギー運動量テンソルによって特徴付けられる球対称の毛状ブラックホール時空の最も内側の光のリングが、中央ブラックホールの近くに任意に配置できないことを証明します。特に、非線形結合アインシュタイン物質場方程式が次の半径の下限$r_{\gamma}\geq{6\over5}r_{\text{H}}$を設定するという物理的に興味深い事実を明らかにします。痕跡のないブラックホール光子球。$r_{\text{H}}$はブラックホールの最も外側の地平線の半径です。
ブラックホール上に降着する高温プラズマに対する量子補正について説明します。この量子補正は、降着プラズマを加熱するホーキング放射に関連しています。高温の降着ガスは、量子ホーキング放射によってさらに加熱されます。ホーキング放射は、質量$M<M_q\simeq4.61\cdot10^{29}$グラムの十分に小さい蒸発ブラックホールへの降着流中のホット電子のコンプトン散乱よりも優れていることが実証されています。その結果、質量$M<M_q$の蒸発するブラックホールは、流入プラズマを流出プラズマに逆転させ、ブラックホールの降着を全く停止させる。$M<M_q$の質量を持つブラックホールは、銀河円盤、銀河ハロー、さらには銀河間空間にある、もしこれらのブラックホールが原始的な起源のものであるならば、謎の暗黒物質に寄与しています。
$f({T},{T}_{{G}})$ 重力と宇宙論の観測制約と宇宙像解析
| Title |
Observational_constraints_and_cosmographic_analysis_of_$f({T},{T}_{{G}})$_gravity_and_cosmology |
| Authors |
Harshna_Balhara,_J._K._Singh_and_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17277 |
$f(T,T_G)$重力と宇宙論の観測的対立と宇宙論的解析を行います。この高次のねじれ重力は、ねじれスカラーと、ガウスとボンネットの組み合わせに相当するテレパラレルの両方に基づいており、追加のねじれの寄与に依存する効果的なダークエネルギーセクターを生じさせます。ハッブル関数と超新星Ia型パンテオンデータセットからの観測データを使用し、マルコフ連鎖モンテカルロサンプリング手法を適用して、等尤度等高線とべき乗則モデルのパラメーターの最適値を提供します。。さらに、我々は、本質のような挙動を示す実効的な暗黒エネルギー状態方程式パラメータを再構築するが、将来、宇宙は宇宙論的定数に漸近する前にファントム領域に入る。さらに、減速、ジャーク、スナップ、およびラークのパラメーターを調べて詳細な宇宙写真解析を実行し、加速への移行が赤方偏移範囲$0.52\leqz_{tr}\leq0.89$で発生すること、および典型的な行動のシナリオ。最後に、得られた動作の相互検証として、Om診断分析を適用します。
重力波: 発生と検出技術
| Title |
Gravitational_wave:_generation_and_detection_techniques |
| Authors |
Saibal_Ray,_R._Bhattacharya,_Sanjay_K._Sahay,_Abdul_Aziz_and_Amit_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17291 |
この論文では、重力波の発生の理論的基礎と、重力波の検出に使用される検出技術をレビューします。この目標を徹底的な方法で具体化するために、まずアインシュタインが重力波の手がかりを考案した一般相対性理論の数学的背景から始めます。その後、(i)連続重力波、(ii)コンパクトバイナリ吸気重力波、および(iii)確率的重力波などの重力波の分類スキームを示します。周波数分類に基づいた重力波の検出に続いて、連星からの重力波に対する必要な数学的洞察も扱われます。地上の天文台と宇宙搭載の重力波検出器について詳しく説明します。インフレーション重力波について概要を説明しました。マッチドフィルタリングによるデータ分析に関連して、その技術に関するいくつかのハイライトがあります。(i)ランダムノイズ、(ii)パワースペクトル、(iii)ショットノイズ、および(iv)ガウスノイズ。重力波検出のための最適な検出統計も、マッチドフィルターとディープラーニングの詳細な必要性とともに議論のパイプラインにあります。
フレーバーは重要だが、フレーバーも重要: 天体物理ニュートリノのフレーバー組成に対する物質の影響
| Title |
Flavor_Matters,_but_Matter_Flavors:_Matter_Effects_on_Flavor_Composition_of_Astrophysical_Neutrinos |
| Authors |
P._S._Bhupal_Dev,_Sudip_Jana,_Yago_Porto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17315 |
我々は、大きく隠された活動銀河核（AGN）の中心で生成される高エネルギー天体物理ニュートリノが強い物質効果を受ける可能性があり、その結果、ソースフレーバー比に大きな影響を与えることを示した。特に、物質効果は、ソース内で発生する物理プロセスの観点から、フレーバー比測定の標準的な解釈を完全に変更する可能性があります(例:$pp$対$p\gamma$、完全なパイオン崩壊連鎖対ミューオン減衰パイオン崩壊)）。私たちはその結果を、IceCubeでの既存のフレーバー比測定値およびIceCube-Gen2のような次世代ニュートリノ望遠鏡の予測と比較します。ニュートリノフレーバー組成におけるこれらの物質効果の特徴は、AGN中央領域でのニュートリノ生成に関するより多くの証拠をもたらすだけでなく、$X$線やその他の電磁波による従来の観察を逃れている、非常にコンプトン厚のAGNの強力なプローブにもなるだろう。波長。
| Title |
Renormalisation_of_IR_divergences_and_holography_in_de_Sitter |
| Authors |
Adam_Bzowski,_Paul_McFadden_and_Kostas_Skenderis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17316 |
ツリーレベルのインインイン遅延デシッター相関器のIR発散に対する繰り込み手順を定式化します。これらの発散は時空の無限の体積によるものであり、ホログラフィック繰り込みによって処理されるAdSに現れる発散に類似しています。次元正則化を使用して理論を調整し、シュウィンガーケルディッシュ経路積分におけるdSの将来の境界に局所的な反項を追加することによってすべての無限を削除できることを示します。反対条件は、遅延バルクフィールドを再正規化することになります。説明のために質量のない共形スカラーのツリーレベルの相関関係子を使用して、dSのバルクスカラー場の観点から議論を組み立てます。解析的継続を介したAdSとの関係について議論し、文献に登場する解析的継続のさまざまなバージョンが互いに同等であることを示します。AdSでは、共形異常に関連する対抗項を追加し、バルクフィールドのソース部分を再正規化する必要があります。dSへの分析の継続は、従来のAdSのカウンタータームを投影し、ソースの再正規化を遅延バルクフィールドの再正規化に結び付けます。これらの結果を使用して、ツリーレベルのdSin-in相関器を最大4点のCFT相関器に関連付けるホログラフィック公式を確立し、2つの証明を提供します。1つはdS波動関数とデュアルCFTの分配関数の間の関係を使用したものです。2つ目は、シュウィンガーケルディッシュ形式を使用したin-in相関関係の直接評価によるものです。バルクIR発散の繰り込みは、これらの式によって局所対項を介して双対CFTのUV繰り込みにマッピングされ、可能な二重性に対する構造的サポートを提供します。また、シャドウフィールドのAdS振幅に関して規制されたホログラフィック公式を再計算しましたが、繰り込みが必要な場合にはこの関係が崩れることを示します。
キャロル限界におけるクイントエッセンスとヒッグスポータル
2つのスカラー場に基づく宇宙論モデルが提案されています。これらの最初の$\varphi$には質量$\mu$がありますが、2番目の$\chi$には質量がありません。このペアは「ヒッグスポータル」を通じて結合されています。まず、$\varphi$の質量の2乗が宇宙定数に比例し、$\chi$が真髄場を表す場合に、モデルがどのようにフリードマン方程式を再現するかを示します。量子補正により共形対称性が破れ、$\chi$は$\sqrt{3g\Lambda}$に等しい質量を獲得します。次元解析を使用して$\chi$の結合定数と質量を推定し、$g\sim10^{-26}$と$m_\chi\sim4.5\times10^{-10}\,$eVを取得します。これは、本質的なシナリオで期待されるものと一致しています。宇宙の加速度は$\chi^2$に比例するため、非常に長い間、運動方程式の解は${m_\chi}/{{\sqrt\lambda}}$になり、宇宙は加速し続けているが、加速度は一定である
ブレーンの均一レートインフレ
我々は、ブレーン上の均一レートインフレのモデルを提案します。ポテンシャルは、双曲線余弦関数に負の宇宙定数を加えたものによって与えられます。運動方程式はスローロール近似を使用せずに解析的に解かれます。その結果、インフレトンフィールドは一定の速度で回転します。宇宙論的摂動の予測は、インフレーション終了時の場の値に依存します。実験上の制約はパラメータ空間で満たすことができました。
大統一超対称理論におけるミュオン g-2 へのスミュオンの寄与
| Title |
Smuon_contribution_to_muon_g-2_in_Grand_Unified_supersymmetric_theories |
| Authors |
Weichao_Li,_Haoxue_Qiao,_Kun_Wang,_Jingya_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.17523 |
GUTスケール制約付き(GUTc)超対称(SUSY)モデルでは、スミュオン$\tilde{\mu}_1$の質量は通常、スタウ$\tilde{\tau}_1$の質量より重く、スタウの共消滅は次のようになります。暗黒物質の典型的な消滅メカニズム。しかし、軽いスミューオンはミューオン$g-2$異常により有利であるため、ミューオン$g-2$に対するスミューオン-ニュートラリノループの寄与は通常、スニュートリノ-チャージーノの寄与よりも小さい。最新のミュオン$g-2$の結果に触発されて、ガウジノ(ヒッグス)質量が通常のパラメーター$M_{1/に統一されていないGUTc-Next-to-MinimalSupermetricModel(NMSSM)を例として取り上げます。2}$($M_0$)の光スミューオンの可能性とミューオン$g-2$への寄与を探ります。複雑な計算と議論の結果、GUTc-NMSSMではスミュオンがスタウよりも軽くなり得るという結論に達しました。この光-スミューオンのシナリオでは、ミューオン$g-2$に対するスミューオン-ニュートラリノループの寄与は、スニュートリノ-チャージノループの寄与よりも大きくなる可能性があります。暗黒物質の消滅メカニズムは、複数のスリープトンまたはチャーギノの同時消滅によって支配されています。私たちの計算では、ヒッグスデータ、SUSY検索、暗黒物質遺物密度、直接検出などの他の最新の関連制約も考慮します。
軽い暗黒物質は95GeVの二光子超過に直面する
ヒッグスのようなスカラーと軽い暗黒物質との相関関係は、特に$125GeV$のヒッグスが発見され、暗黒物質(DM)探索で否定的な結果が得られた今では興味深いトピックです。最近、$132fb^{-1}$データを使用したCMSコラボレーションによって報告された$95GeV$の超過と、XENONnTおよびLZコラボレーションによるDM検索結果が、私たちにそれを修正する動機を与えています。この研究では、GUTスケール制約付き(GUTc)極小超対称モデル(NMSSM)でそのことを研究します。NMSSMでは、ほとんどのパラメーターがGUTスケールで入力されますが、そこではスカラー質量とガウジノ質量が統一されていません。計算では、ヒッグスデータ、超対称性(SUSY)検索、DM遺物密度など、他の最近の実験的制約も考慮します。詳細な分析と議論の結果、次のことがわかります。(i)軽いDMはバイノまたはシングルである可能性があります。-主成分ですが、Higgsinoの微量成分と混合することもできます。(ii)どちらの場合も、無次元パラメータ$\lambda、\kappa$を調整するか、Higgsinoと適切に混合することにより、適切な遺物密度とかなりのヒッグス不可視減衰を得ることができます。(iii)どちらの場合も、4つのファンネル消滅メカニズム、つまり$Z、a_1、h_2、h_1$による消滅を持ちます。(iv)適切な遺物密度を持つサンプルは、通常、将来のレプトン衝突型加速器でのヒッグスの目に見えない崩壊の弱い信号を取得しますが、$95GeV$スカラーにはかなりの$b\bar{b}$信号が含まれる可能性があります。
綿の重力は予測できない
原田が提唱したコットン重力理論は、すべての等方性および均一宇宙論によって自明に解けることはよく知られています。この過小決定がより一般的であることを示します。より正確には、解の任意性の程度は対称性の程度とともに増加します。簡単な例を2つ挙げます。1つ目は、動径座標の任意の関数に依存する静的な球対称の解です。2つ目は、任意の時間関数に依存する異方性宇宙論です。
