弱いレンズ効果のトリスペクトルとカートスペクトル
弱いレンズ効果収束マップの4次統計を調べるために、2つのカートスペクトルを導入します。最先端の数値シミュレーションを使用して、これらのカートスペクトルの形状をソースの赤方偏移と平滑化角度スケールの関数として研究します。疑似$C_{\ell}$アプローチを使用して、ステージIVの大規模構造調査の観測マスクとノイズの存在下で現実的な収束マップからスペクトルを推定します。これらの結果をFFTLog形式を使用して計算された理論的予測と比較し、単純な非線形クラスタリングモデル（階層的仮説）が非線形領域のカートスペクトルの数値傾向を再現できることを確認します。さらに、明確な分析結果が得られない4次スペクトルを超える推定量を提供し、数値シミュレーションからの対応する結果を示します。
大規模な暗黒物質シミュレーション
宇宙の大規模構造の無衝突数値シミュレーションの分野をレビューします。まず、これらのシミュレーションによって解かれる方程式の主要なセットと、一般相対性理論との関係を提供することから始めます。次に、関連する数値アプローチを要約します。位相空間分布の離散化（N体に焦点を当てますが、ラグランジュサブマニホールドやSchr\"odinger-Poissonなどの代替案を含む）と、時間発展と力の計算のためのそれぞれの手法（Direct総和、メッシュ手法、階層ツリー法）。初期条件の作成とラグランジュ摂動理論との関係に注意を払います。次に、暗黒物質の微物理的特性の観点から可能な代替案について説明します（たとえば、ニュートラリノ、暖かい暗黒物質、QCD軸、ボーズ-アインシュタイン凝縮、および原始ブラックホール）、および複数の流体（バリオンとニュートリノ）、原始非ガウス性、および修正重力を説明するための拡張。。宇宙シミュレーションの重要な側面は、宇宙観測物との接続です。このレガーでさまざまな手法について説明します。d：構造の発見、銀河の形成とバリオンモデリング、エミュレーターと光円錐の作成、機械学習の役割。最後に、最先端の大規模シミュレーションを振り返り、次の10年の見通しで締めくくります。
電離光子をほぼ節約するためのエクスカーションセットの再電離モデルのキャリブレーション
| Title |
Calibrating_excursion_set_reionization_models_to_approximately_conserve_ionizing_photons |
| Authors |
Jaehong_Park_(1),_Bradley_Greig_(2_and_3),_Andrei_Mesinger_(4)_((1)_School_of_Physics,_Korea_Institute_for_Advanced_Study_(KIAS),_(2)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All-Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D),_(3)_School_of_Physics,_The_University_of_Melbourne,_(4)_Scuola_Normale_Superiore) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05184 |
エクスカーションセットの再電離フレームワークは、再電離の3Dトポロジを再現する際の速度と精度により、広く使用されています。しかし、それは光子数を保存しないことが知られています。ここでは、光子の保存をほぼ説明するための効率的なオンザフライレシピを紹介します。現在の高$z$の観測量を再現するために示された柔軟な銀河モデルを使用して、電離光子の非保存に起因する推定された再電離履歴と銀河特性のバイアスを定量化します。21cmの模擬観測を使用して、電離光子保存を補正した場合と補正しない場合の推論を実行します。一般に、光子の保存を無視した場合の推定銀河特性の偏りは非常に小さいことがわかります。注目すべき例外は、ハロー質量による電離脱出率のべき乗則スケーリングにあります。これは、真の値から$\sim2.4\sigma$（べき乗則インデックスの$\sim-0.2$に対応）によってバイアスされる可能性があります。）。私たちのスキームは、パブリックコード${\tt21cmFAST}$で実装されています。
ガスの少ない銀河団は異なる銀河集団を持っていますか？ホットバリオンとコールドバリオンの正の共分散
| Title |
Do_gas-poor_galaxy_clusters_have_different_galaxy_populations?_The_positive_covariance_of_hot_and_cold_baryons |
| Authors |
Emanuella_Puddu_and_Stefano_Andreon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05185 |
銀河団は、固定質量でさまざまな銀河団ガスの特性を示します。その中には、ガスの割合、X線の光度、X線の表面輝度などがあります。この研究では、X線低表面輝度のクラスターを生成する原因がまだ特定されていないかどうかを調査します。銀河の特性、つまり、赤のシーケンスの豊かさ、豊かさの集中、幅と位置、色、光度、および最も明るいクラスター銀河の優位性にも影響します。。SDSS-DR12測光を使用し、分析によって質量依存性を除外して、固定クラスター質量での傾向を導き出します。質量に対して表面輝度が低いクラスターは、グループのような光度にもかかわらず、クラスターが豊富です。ガスが少なく、X線の表面輝度が低く、質量のX線がかすかなクラスターは、$4.4\sigma$レベルで質量の濃さが25\％低くなります。したがって、ガスの割合、$M_{gas}$、X線の表面輝度など、ガスに依存する豊富さと量は、固定されたハロー質量で共変です。特に、文献に示されている固定質量での高温バリオンと低温バリオンの反相関のヒントは確認されていません。残りのすべての光学特性は、データとサンプルサイズで許容される感度の範囲内で、固定質量で共分散を示しません。X線と光学特性は互いに素であり、光学特性は、豊富さと質量のスケーリングの関係は別として、ガス含有量を含むこれらのプロセスの特徴を示していないと結論付けます。X線表面輝度と豊かさの共分散は、調査品質の光学データを使用してクラスターを事前に選択し、高価なX線観測を防ぐことができるため、低表面輝度クラスターの効果的なX線フォローアップに役立ちます。
原始ブラックホールのインフレーションからのスペクトル歪み異方性
原始ブラックホールを形成するために小規模パワーを大幅に強化しようとする単一フィールドインフレーションモデルは、この小規模パワーによって強化される圧搾バイスペクトルと、CMBスペクトル歪みの潜在的に検出可能な強化の両方を予測します。この組み合わせにもかかわらず、CMBスケールのスペクトル歪み異方性は小さいままです。これは、スクイーズされたバイスペクトルが、$\mu$スペクトル歪みを放散して形成する短波長音響パワーの局所振幅ではなく、スケールの観測不可能な変調を表すためです。主要な次数の振幅効果は、CMB異方性自体と相関する長波長モードによる熱化の終了時の$\mu$エポックの開始時の音響散逸の局所変調に由来します。熱化時の共動地平線と検出可能な最小のプライマリCMBスケール（$\sim0.0005$）の比率の二乗による抑制と、$\mu$（$\sim5000$）の最大許容エンハンスメントからの補償係数は、信号を残します。$\muT$クロススペクトルは、感度と解像度のためにPIXIEまたはLiteBIRDの機能をはるかに超えていますが、単一フィールドのスローロールインフレーションよりもはるかに大きく、潜在的に観測可能です。
強い重力レンズパラメータのシミュレーションベースの推論
| Title |
Simulation-Based_Inference_of_Strong_Gravitational_Lensing_Parameters |
| Authors |
Ronan_Legin,_Yashar_Hezaveh,_Laurence_Perreault_Levasseur,_Benjamin_Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05278 |
今後数年間で、新世代の空の調査、特にユークリッド宇宙望遠鏡（2022）、およびルービン天文台の時空のレガシー調査（LSST、2023）は、20万を超える新しい強い重力レンズを発見します。現在知られているサンプルサイズと比較して、2桁以上の増加。したがって、統計的枠組みの下でのこのような大量のデータの正確で高速な分析は、強いレンズによって可能になるすべての科学にとって非常に重要です。ここでは、ニューラルネットワークからの強いレンズシステムのパラメータのセットの予測へのシミュレーションベースの推論方法、特に密度推定技術の適用について報告します。これにより、完全なパフォーマンスの限界で最適な後方への収束を保証しながら、レンズパラメータに必要な事前確率を明示的に課すことができます。
非最小結合によるインフレモデルの緩和：一般的な研究
一般的な設定でのスペクトル指数やテンソル対スカラー比などのインフレーション観測量について、重力への非最小結合を使用したインフレーションモデルの予測を調査します。ヨルダンのフレームポテンシャルと非最小結合を特徴付ける関数との関係に応じて、モデルを3つのカテゴリに分類でき、それぞれがインフレ観測量の特徴的な予測を提供すると主張します。各クラスの一般的な予測を導き出し、いくつかの明示的なモデルを調査して、一般的な機能がどのように発生するかを議論します。私たちの結果は、重力への非最小結合を伴う観測上の制約と一致するインフレーションモデルを設計するのに役立ちます。
ACTPolクラスターサンプルから選択されたACT-CLJ0034.4 + 0225フィールドのGMRT狭帯域対広帯域分析
| Title |
A_GMRT_Narrowband_vs._Wideband_Analysis_of_the_ACT-CLJ0034.4+0225_Field_Selected_from_the_ACTPol_Cluster_Sample |
| Authors |
Sinenhlanhla_P._Sikhosana,_Kenda_Knowles,_C.H._Ishwara-Chandra,_Matt_Hilton,_Kavilan_Moodley,_Neeraj_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05407 |
銀河団の低周波電波観測は、電波ハローや遺物などの拡散電波放射の観測を通じて、非熱銀河団ガス（ICM）の有用なプローブです。現在の形成理論は、この放出の観測された特性のいくつかを完全に説明することはできません。この研究では、広視野および広帯域の連続体イメージングデータに明るくコンパクトな光源が存在する場合に、拡張された微弱な拡散放出を抽出するための干渉技術の開発に焦点を当てています。AtacamaCosmologyTelescope（ACT）プロジェクトによってSunyaev-Zel'dovich（SZ）効果によって選択された銀河団の均一に選択された完全なサンプルを使用して、これらの手法を無線ハロー、遺物、および無線ミニハローの研究に適用することを目指しています。、およびその偏光拡張（ACTPol）。アップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（uGMRT）を使用して、40個のクラスターのサンプルのターゲットを絞った電波観測を行います。サンプルの概要を示し、ACT-CLJ0034.4+0225で無線ハローの検出を確認し、このクラスターの狭帯域と広帯域の分析結果を比較します。ACT-CLJ0034.4+0225フィールドは複雑であるため、3つのパイプラインを使用して広帯域データを処理します。実験的なSPAM広帯域パイプラインは、この特定の分野で最良の結果をもたらすと結論付けています。ただし、現場での深刻な遺物のため、画質を向上させるためにさらなる分析が必要です。
小規模で十分に大きな振幅を持つ原始曲率摂動は、マルチバンド重力波観測によって検出されることが期待される2種類の重力波につながる可能性があります。1つは、曲率摂動とテンソル摂動の非線形結合によって引き起こされ、もう1つは、スカラー摂動が放射優勢時代に地平線に再び入るときに形成されるバイナリ原始ブラックホールの合体によって生成されます。この手紙では、このような2つの確率的重力波バックグラウンドのスペクトルのピーク周波数の関係を特定します。このピーク周波数の関係は、原始ブラックホールの存在に関する新しい基準を提供します。さらに、この関係は、確率的重力波バックグラウンドのマルチバンド観測を通じてハッブル定数$H_0$を測定するための新しい方法を提供します。このような方法では、標準のサイレン方法で必要な赤方偏移情報は必要ありません。
AIで生成されたCosmicWebの物理的ベンチマーク
| Title |
Physical_Benchmarking_for_AI-Generated_Cosmic_Web |
| Authors |
Xiaofeng_Dong,_Nesar_Ramachandra,_Salman_Habib,_Katrin_Heitmann,_Michael_Buehlmann,_Sandeep_Madireddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05681 |
ディープラーニングベースの画像から画像への変換の可能性は、最近多くの注目を集めています。興味深い可能性の1つは、計算コストを大幅に削減して宇宙論的予測を生成することです。このような取り組みには、ピクセル単位の平均二乗誤差などの低次統計を超えた損失関数を使用したニューラルネットワークの最適化と、単純な視覚的比較や要約統計を超えた結果の検証が必要です。学習ベースの宇宙論的マッピングを研究するために、畳み込み画像変換フレームワークであるU-Netを使用してモデル化された扱いやすい分析処方（ゼルドビッチ近似）を選択します。高階相関関数、保存則、トポロジー指標、動的ロバスト性、密度フィールドの統計的独立性など、メトリックの包括的なリストが提案されています。U-Netアプローチは、一部のメトリックではうまく機能しますが、他のメトリックでは困難であることがわかります。厳密な物理ベンチマークを使用してAIアプローチを検証することに加えて、この研究は、科学的な機械学習のためのドメイン固有の最適化スキームの進歩を動機付けます。
イーサリントンの相反定理、または距離双対関係（DDR）は、光子が質量を持たず、ヌル測地線上を伝播する重力の計量理論における宇宙の距離の相互スケーリングを関連付けます。このホワイトペーパーでは、DDRを使用して、ハッブル定数$H_0$との縮退に基づいて整合性チェックを構築します。$\eta（z）=1+\epsilonz$の形式を使用してDDRをパラメーター化するため、標準値からのわずかな偏差のみが許可されます。遅い時間の観測データの組み合わせを使用して、ハッブルパラメータと$\epsilon$の最初のジョイントコンストレイントをパーセンテージ精度で提供します：$H_0=68.6\pm2.5$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$および$\epsilon=0.001^{+0.023}_{-0.026}$。これらの制約を使用して整合性チェックを構築し、宇宙マイクロ波背景放射データを使用して拡張宇宙モデルで得られた結果と比較します。大量のニュートリノや追加のダークラディエーションを含む$\Lambda$CDMの拡張は、DDRと完全に一致しますが、空間曲率がゼロ以外のモデルは、DDR違反の優先度を示します。つまり、$\epsilon\ne0$\sim1.5\sigma$のレベルで$。最も重要なことは、DDRの有効性と$H_0$に対する最新の公開されているCepheidで調整されたSNIa制約との間にわずかな2$\sigma$の不一致があることです。Etheringtonの相反定理と$H_0$の張力の両方に対するこれの潜在的な結果について説明します。
これらの講義ノートは、2021年にフィレンツェのガリレオガリリー研究所にある宇宙粒子物理学、宇宙論、重力学校の理論的側面で発表されたものに基づいています。https：//agenda.infn.it/event/24368/。彼らは、摂動が指数関数的に増大する超スローロールレジームを含む単一フィールドインフレの教育学的紹介と基本的な実務知識を提供することを目指しています。この急速な成長は、特別な暗黒物質の候補であり、初期宇宙の初期条件のプローブである原始ブラックホール（PBH）の形成に関連しています。インフレについての教科書や入門書はたくさんありますが、私たちの知る限り、超スローロールインフレについての同等の紹介はありません。さらに、最近の人気の急上昇を考えると、原始ブラックホールに関する多くの研究記事やレビューがありますが、これらのメモは、大学院生やこのトピックにまったく新しい人にとってよりアクセスしやすいことを目的としています。原始ブラックホール関連の計算に対するいくつかの問題と解決策も含まれています。これらの講義ノートの読者は、超スローロールフェーズでの単一フィールドインフレーションの終わりに残った密度変動から生成された原始ブラックホールの現在の存在量を計算できるようになり、これがどのように行われるかを理解する必要があります。存在量は、現在の観測上の制約と比較されます。
| Title |
Deep_Forest:_Neural_Network_reconstruction_of_intergalactic_medium_temperature |
| Authors |
Runxuan_Wang,_Rupert_A.C._Croft,_Patrick_Shaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05721 |
高赤方偏移のライマンαの森で伝達されたフラックスから銀河間媒体の温度を推測するためのディープラーニングの使用を検討します。ヘリウムIIの再電離によって加熱された気泡を近似するために後処理で追加された高温領域を含む、宇宙論的流体力学的シミュレーションの赤方偏移z=2-3出力からのシミュレートされたスペクトルのセットでニューラルネットワークをトレーニングします。訓練されたネットワークが、シミュレートされた入力ライマンαの森吸収スペクトルのドップラー広がりの効果から温度をどれだけうまく再構築できるかを評価します。高解像度（10km/sピクセル）および中程度の信号対雑音比（20-50）のスペクトルの場合、ニューラルネットワークは6Mpc/hのスケールで平滑化されたIGM温度を非常にうまく再構築できることがわかります。不連続性に集中すると、幅25Mpc/hおよび温度20,000Kの高温領域をかなり簡単に検出および特性評価できることがわかります。複数の視線を組み合わせて、高温の気泡の断層画像を生成する例を示します。深層学習技術は、ヘリウムの再電離の頃の銀河間物質の複雑な温度構造を理解するのに役立つかもしれません。
宇宙論的実験は実際に何を測定しますか？フローを正規化する共変後方分解
| Title |
What_does_a_cosmological_experiment_really_measure?_Covariant_posterior_decomposition_with_normalizing_flows |
| Authors |
Tara_Dacunha,_Marco_Raveri,_Minsu_Park,_Cyrille_Doux,_and_Bhuvnesh_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05737 |
事後分布からのデータによって制約されるパラメーターの組み合わせを厳密に抽出する方法を示します。標準的なアプローチでは、ガウス分布に適用される線形法を使用します。現在の調査の線形法の限界を示し、非ガウス分布で使用でき、パラメーターの基礎に依存しない非線形法を開発します。これらは、機械学習モデルを使用してフローを正規化し、サンプルから事後分布を学習することで可能になります。これらのモデルを使用すると、パラメーター空間のすべての位置で後部の局所共分散を取得し、その逆行列であるフィッシャー行列をパラメーター空間の局所メトリックとして使用できます。次に、事後分布は、距離空間での並列転送を介して、主要な制約付きパラメーターの組み合わせに非線形に分解できます。2つの非ガウスベンチマークの例でメソッドをテストし、それらをダークエネルギーサーベイとプランクCMBレンズのパラメーター事後確率に適用します。私たちの方法が、宇宙シアーのみ、宇宙シアーと銀河団、およびCMBレンズ効果について、調査固有の最も制約のある有効振幅パラメーター$S_8$を自動的に学習する方法を示します。また、完全なパラメーター空間で制約されたパラメーターの組み合わせを識別し、アプリケーションとして、大規模構造データのみからハッブル定数$H_0$を推定します。
| Title |
An_Imaging_Search_for_Post-Main-Sequence_Planets_of_Sirius_B |
| Authors |
Miles_Lucas,_Michael_Bottom,_Garreth_Ruane,_Sam_Ragland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05234 |
シリウスシステムにおける主系列星後の惑星の進化を制約するために、最も近くて明るい白色矮星であるシリウスBの深いイメージングを提示します。角度微分イメージングの手法を使用して、2020年の3つのエポックにわたってL'バンド（3.776$\mu$m）でKeck/NIRC2を使用します。私たちの観測は、スペックルが1AUに制限され、バックグラウンドがそれを超えて制限されています。最高のパフォーマンスを発揮するエポックからの5$\sigma$の検出限界は、17〜20.4L'の絶対等級です。シリウスBの進化の文脈で複数の惑星形成経路を考慮して、質量感度限界を導き出し、サブAU分離でサブ木星感度を達成し、1.6$\mathrm{M_J}$から2.4$\mathrm{M_J}$に到達します。0.5AUから、感度が0.7$\mathrm{M_J}$から1.2$\mathrm{M_J}$まで、>1AUで。以前の結果と一致して、シリウスBの周りのコンパニオンは検出されません。強力な検出限界は、近くの白色矮星を特徴づけるために高コントラストのイメージングを使用する可能性を示しています。
HD 219134惑星系と内太陽系の統合分析：強化された軌道動的安定性基準によるDYNAMITEの拡張
| Title |
An_Integrative_Analysis_of_the_HD_219134_Planetary_System_and_the_Inner_Solar_System:_Extending_DYNAMITE_with_Enhanced_Orbital_Dynamical_Stability_Criteria |
| Authors |
Jeremy_Dietrich,_D\'aniel_Apai,_Renu_Malhotra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05337 |
惑星のアーキテクチャは、最も近いものの中でも、太陽系外惑星の大部分で未踏のままであり、潜在的に数百の惑星がまだ私たちの知識から「隠されている」。DYNAMITEは、これらのまだ発見されていない惑星の存在と特性を予測できる強力なソフトウェアパッケージです。.DYNAMITEの統合機能を大幅に拡張しました。これにより、（i）既知の傾斜の惑星に沿った未知の傾斜の惑星、（ii）惑星軌道の偏心に関する人口統計とモデル分布、および（iii）3つの異なる動的安定性の基準。4つの確認された惑星と2つの可能性のある候補からなるHD219134太陽系外惑星システムの研究で、新しい機能を実証します。可能性のある惑星のうち5つは、軌道周期が100日未満のネプチューンサイズ以下です。文脈的および統計的な太陽系外惑星の人口情報を含むHD219134惑星システムの既知のデータrmationでは、さまざまなシステムアーキテクチャの仮説をテストして、動的な安定性の可能性を判断しました。私たちの結果は惑星候補のサポートを提供し、このシステムで少なくとも2つの追加の惑星を予測します。また、DYNAMITEの予測力をテストするために、入力パラメーターから金星または地球を除外することにより、内太陽系の類似体にDYNAMITEを展開します。私たちの分析では、除外された惑星を回復しながらシステムが安定していることがわかり、マルチ惑星システムで追加の惑星のパラメーターを正確かつ正確にモデル化するDYNAMITEの機能が向上していることが示されています。
CIBERで観測された近赤外黄道光の偏光スペクトル
| Title |
Polarization_spectrum_of_near_infrared_zodiacal_light_observed_with_CIBER |
| Authors |
Kohji_Takimoto_(1),_Toshiaki_Arai_(2),_Shuji_Matsuura_(1),_James_J._Bock_(3_and_4),_Asantha_Cooray_(5),_Richard_M._Feder_(3),_Phillip_M._Korngut_(3),_Alicia_Lanz_(6),_Dae_Hee_Lee_(7),_Toshio_Matsumoto_(2),_Chi_H._Nguyen_(3),_Yosuke_Onishi_(2),_Kei_Sano_(8),_Mai_Shirahata_(2),_Aoi_Takahashi_(9),_Kohji_Tsumura_(10),_Michael_Zemcov_(11)_((1)_Department_of_Physics,_School_of_Science_and_Technology,_Kwansei_Gakuin_University,_(2)_Department_of_Infrared_Astrophysics,_Institute_of_Space_and_Astronautical_Science,_Japan_Aerospace_Exploration_Agency,_(3)_Department_of_Physics,_California_Institute_of_Technology,_(4)_Jet_Propulsion_Laboratory,_National_Aeronautics_and_Space_Administration,_(5)_Center_for_Cosmology,_University_of_California,_(6)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(7)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(8)_Department_of_Space_Systems_Engineering,_School_of_Engineering,_Kyushu_Institute_of_Technology,_(9)_Astrobiology_Center,_National_Institutes_of_Natural_Sciences,_(10)_Department_of_Natural_Science,_Faculty_of_Science_and_Engineering,_Tokyo_City_University,_(11)_Center_for_Detectors,_School_of_Physics_and_Astronomy,_Rochester_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05350 |
0.8〜1.8$\mu$mの近赤外での黄道光（ZL）偏光スペクトルの最初の測定を報告します。宇宙赤外線背景放射（CIBER）に搭載された低解像度分光計（LRS）を使用して、絶対分光光度法と分光偏光測定法用に校正され、5つのフィールドに向けた全拡散空の明るさのロングスリット偏光スペクトル画像を取得します。ZLスペクトルを抽出するために、拡散銀河光（DGL）、統合星光（ISL）、銀河外背景光（EBL）などの他の拡散放射の寄与を差し引きます。測定されたZL偏光スペクトルは、近赤外線でほとんど波長依存性を示さず、偏光度は黄道座標と太陽の伸びの関数として明らかに変化します。観測されたフィールドの中で、北極は$\sim$20$\％$の最大偏光度を示しています。これは、CosmicBackgroundExplorer（COBE）に搭載された拡散赤外線バックグラウンド実験（DIRBE）からの以前の観測と一致しています。）。測定された偏光度とその太陽離角依存性は、可視帯域での経験的散乱モデルと、大きな吸収性粒子のミー散乱モデルによって再現されますが、レイリー散乱モデルは除外されます。私たちの結果はすべて、惑星間塵が大きな粒子によって支配されていることを示唆しています。
火星の風による摩擦帯電穀物の持ち上げ
| Title |
Lifting_of_Tribocharged_Grains_by_Martian_Winds |
| Authors |
Maximilian_Kruss,_Tim_Salzmann,_Eric_Parteli,_Felix_Jungmann,_Jens_Teiser,_Laurent_Sch\"onau_and_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05471 |
摩擦帯電（粒子-粒子衝突による砂粒の表面での電荷の生成）による風に吹かれた砂の帯電が火星での砂の輸送発生率に実質的に影響を与える可能性があるかどうかは、長年の未解決の問題です。以前の風洞実験と数値シミュレーションは、粒子の軌道が外部電場によってどのように影響を受けるかを扱っていましたが、砂の帯電の影響は不確かなままです。ここでは、20mbarの気圧下での風洞シミュレーションによって、粒子表面に電荷が存在すると、砂の輸送を開始するための最小しきい値ウィンドシア速度u*ftが大幅に低下する可能性があることを示します。私たちの実験では、さまざまなサンプル、ガラスビーズのモデルシステム、火星の土壌の類似物、および摩擦帯電のさまざまなシナリオを検討しました。さらに、不均一に分布した表面電荷に基づく風洞で得られたu*ftの値を説明するためのモデルを提示します。我々の結果は、ウインドシア速度が持続輸送の閾値を下回ると、沈静化する粒子輸送が、以前に考えられていたよりも火星でより簡単に再開できることを意味します。
ハッブルWFC3G141観測を使用したTRAPPIST-1時間の近赤外線透過スペクトル
| Title |
Near-infrared_transmission_spectrum_of_TRAPPIST-1_h_using_Hubble_WFC3_G141_observations |
| Authors |
A._Gressier,_M._Mori,_Q._Changeat,_B._Edwards,_J.P._Beaulieu,_E._Marcq,_and_B._Charnay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05510 |
TRAPPIST-1惑星系は、透過分光法に適しており、非一次エンベロープを持つ可能性のある岩石惑星を研究するユニークな機会を提供します。ここでは、TRAPPIST-1システムの7番目の惑星であるTRAPPIST-1h（R$_{\rmP}$=0.752R$_{\oplus}$、T$_{\rmeq}）の透過スペクトルを示します。$=173K）ハッブル宇宙望遠鏡（HST）、広視野カメラ3Grism141（WFC3/G141）データを使用。まず、生データを抽出して修正し、近赤外線（NIR）帯域（1.1-1.7$\mu$m）の透過スペクトルを取得しました。3つの異なる恒星汚染モデルを使用して恒星変調を補正しました。一部はデータによりよく適合しますが、統計的に有意ではなく、大気の有無に関する結論は変わりません。最後に、ベイジアン大気検索コードを使用して、TRAPPIST-1hの大気組成に新しい制約を課しました。検索分析によると、NIRスペクトルに分子吸収の証拠はありません。これは、一次大気または窒素などの重質種が優勢な二次大気のいずれかに、高い雲のデッキまたは光化学ヘイズの層が存在することを示唆しています。この結果は、スペクトルがフラットラインを使用してより適切に適合されるため、大気の欠如の結果である可能性もあります。HST/WFC3データを使用して、一次曇りと二次透明エンベロープをまだ区別することはできません。ただし、ほとんどの場合、3$\sigma$を超える信頼度があれば、水素とヘリウムが支配的な澄んだ大気の仮説を棄却できます。強制的な二次大気シナリオをテストすることにより、COが豊富な大気（つまり、体積混合比が0.2）が、2.1$\sigma$に対応するベイズ因子1.01のスペクトルに最もよく適合するものの1つであることがわかります。検出。
BEBOP II：視線速度を使用した土星以下の周連星惑星に対する感度
| Title |
BEBOP_II:_Sensitivity_to_sub-Saturn_circumbinary_planets_using_radial-velocities |
| Authors |
Matthew_R._Standing,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Jo\~ao_P._Faria,_David_V._Martin,_Isabelle_Boisse,_Alexandre_C.M._Correia,_Magali_Deleuil,_Georgina_Dransfield,_Micha\"el_Gillon,_Guillaume_H\'ebrard,_Coel_Hellier,_Vedad_Kunovac,_Pierre_F.L._Maxted,_Rosemary_Mardling,_Alexandre_Santerne,_Lalitha_Sairam,_St\'ephane_Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05652 |
BEBOPは、高解像度のスペクトログラフを使用して周連星惑星を検索するために、単線の食変光星のサンプルを監視する視線速度調査です。ここでは、BEBOPデータ内の惑星信号を識別するために使用する方法を説明およびテストし、検出限界を生成することによって周連星惑星に対する感度を定量化する方法を確立します。このプロセスは、拡散型のネストされたサンプラーを使用することで、より簡単で堅牢になります。私たちの方法をテストする過程で、一般的な知恵に反して、視線速度調査の検出限界を計算する際に円軌道を仮定すると、すべての視線に影響を与える半振幅で最大$40\％$の過度に楽観的な検出限界が得られることに気付きます。-速度調査。サザンHARPS調査の3つのBEBOPターゲットを使用して分析例を実行します。$3〜\rmms^{-1}$の残差二乗平均平方根散乱に到達する繰り返しの能力を初めて示し（バイナリ信号を削除した後）、それまでの質量を持つ周連星惑星に敏感であることがわかりました海王星と土星の、最大$1000〜\rm日$の公転周期。
計画されたJUICEミッションを支援する木星の氷の衛星の巨視的な凍結塩氷類似体の熱伝導率測定
| Title |
Thermal_Conductivity_measurements_of_macroscopic_frozen_Salt_Ice_analogs_of_Jovian_Icy_moons_in_support_of_the_planned_JUICE_mission |
| Authors |
Crist\'obal_Gonz\'alez_D\'iaz,_Sofia_Aparicio_Secanellas,_Guillermo_M._Mu\~noz_Caro,_Jos\'e_Javier_Anaya_Velayos,_Hector_Carrascosa,_Margarita_G._Hern\'andez,_Victoria_Mu\~noz-Iglesias,_\'Angel_Marcos-Fern\'andez,_Olga_Prieto-Ballesteros,_Rosario_Lorente,_Olivier_Witasse_and_Nicolas_Altobelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05697 |
木星衛星の氷層を代表する凍結塩溶液の熱特性の研究は、詳細を作成するために今後数年間に開始される木星ICyムーンエクスプローラー（JUICE）（ESA）およびエウロパクリッパー（NASA）ミッションをサポートするために重要です実験的な測定値が不足しているため、巨大なガス状惑星木星とその最大の3つの衛星（ガニメデ、エウロパ、カリスト）の観測。したがって、塩化ナトリウム（NaCl）、硫酸マグネシウム（MgSO$_4$）、硫酸ナトリウム（Na$_2）など、これらの地域で特に関心のある巨視的な凍結塩溶液の熱伝導率を測定および研究するための一連の実験を実施しました。$SO$_4$）、および塩化マグネシウム（MgCl$_2$）。測定は、大気圧および0〜-70$^{\circ}$Cの温度で気候チャンバー内で実行されました。実験の過程で温度と熱量測定を測定した。これらの測定の興味深い副作用は、塩濃度が非常に低い場合でも、凍結塩溶液の相変化を見つけるのに役立つことです。熱量測定のために、液体食塩水の少量のサンプルを取っておきました。これらの実験と熱伝導率および熱量測定の測定は、ガニメデ、エウロパ、およびカリストの氷の地殻の化学組成、物理的状態、および温度を制約するために役立ちます。
グループ化された星形成：流体力学的シミュレーションでシンク粒子を星に変換する
| Title |
Grouped_star_formation:_converting_sink_particles_to_stars_in_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
K._Y._Liow,_S._Rieder,_C._L._Dobbs,_S._E._Jaffa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05158 |
分子雲や銀河の数値シミュレーションで星形成をモデル化し、個々の星を解像することは非常に困難です。非常に小さなスケールでのシミュレーションは、個々の星の形成を一貫して追跡するために十分にうまく解決できますが、より大きなスケールでは、IMFを完全にサンプリングするのに十分な質量を持つシンクを現実的な星の種族に変換できます。ただし、まだ、これらの方法は中間スケールの解像度では機能せず、シンクは個々の星に比べて質量が大きくなりますが、IMFを完全にサンプリングすることはできません。この論文では、グループ化された星形成の処方を紹介します。これにより、シンクは最初に位置、速度、年齢に従ってグループ化され、次にグループの質量を使用してIMFをサンプリングすることによって星が形成されます。サブパーセクからキロパーセクまで、および静的な孤立した雲から衝突する雲まで、さまざまな物理スケールのシミュレーションで、グループ化された星形成法をテストします。適切なグループ化パラメータを使用すると、この星形成の処方箋は、IMFに従い、元の星の分布と速度分散をほぼ模倣する星を形成できます。各グループには、星形成領域と一致するプロパティがあります。私たちのグループ化された星形成の処方は堅牢であり、さまざまな物理的スケールと解像度のシミュレーションに適応できることを示しています。このような方法は、銀河系または宇宙論的スケールのシミュレーションでさえサブパーセクスケールの調査を開始するにつれて、より重要になる可能性があります。
FIREにおける低質量銀河の銀河ハローサイズの関係
| Title |
The_galaxy-halo_size_relation_of_low-mass_galaxies_in_FIRE |
| Authors |
Eric_Rohr,_Robert_Feldmann,_James_Bullock,_Onur_\c{C}atmabacak,_Michael_Boylan-Kolchin,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Lichen_Liang,_Jorge_Moreno,_and_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05159 |
銀河のサイズは、親の暗黒物質ハローのサイズと密接に相関しており、ハローの形成と銀河の成長との関連を示唆しています。しかし、この関係の正確な性質とその分散は、特に低質量銀河の場合、完全に理解されていないままです。宇宙論的体積シミュレーションの助けを借りて、過去125億年にわたる低質量（$M_\star\sim10^{7-9}{\rmM_\odot}$）中心銀河の銀河ハローサイズの関係を分析します。（FIREbox）現実的な環境でのフィードバック（FIRE）プロジェクトから。半恒星の質量銀河のサイズ$R_{1/2}$と親の暗黒物質ハロービリアル半径$R_{\rmvir}$の間にはほぼ線形の関係があります。赤方偏移$z=5$であるため、この関係は弱くしか進化しません。$R_{1/2}{\rmkpc}=（0.053\pm0.002）（R_{\rmvir}/35{\rmkpc}）^{0.934\pm0.054}$、ほぼ一定の散布図$\langle\sigma\rangle=0.084[{\rmdex}]$。この比率は、銀河の円盤のサイズがハローの角運動量によって設定されるモデルから予想されるものと似ていますが、サンプルの低質量銀河は角運動量をサポートしておらず、恒星の回転と円の速度比$v_{\rmrot}/v_{\rmcirc}\sim0.15$。GHSRの別のパラメーターとして赤方偏移を導入しても、散布図は減少しません。さらに、この散乱は、スピンや濃度など、調査したハローの特性とは相関関係がなく、銀河ハローのサイズの関係で散乱を設定するには、代わりにバリオンプロセスとフィードバック物理学が重要であることを示唆しています。これらの低質量中心銀河の赤方偏移とハロー特性に対する銀河ハローサイズの関係の比較的小さな散乱と弱い依存性を考えると、銀河サイズを恒星質量からの独立した方法として使用してハロー質量を推測することを提案します。
銀河の中心は、構造の形成と進化について現在の$\Lambda$CDMモデルをテストするための強力な実験室です。これらの銀河系下のスケールは、地元の宇宙で直接調査することができますが、高赤方偏移でそれらにアクセスすることは観測的に非常に困難です。強い重力レンズとVLBI観測の組み合わせにより、これらのスケールにアクセスして、最大距離でのバリオン分布と暗黒物質分布の両方を研究することができます。たとえば、レンズ銀河、かすかな冷たい分子ガス貯留層、オフセットおよびバイナリAGN候補の複雑な質量密度分布を$z>1$で明らかにすることが可能になります。現在、これらの詳細な研究は、少数の既知のラジオラウドレンズ光源によって制限されています。広視野VLBI観測は、次世代の干渉計を使用した将来の調査に備えて、より多くの電波大音量システムを検索し、戦略をテストするための実行可能な方法を提供する可能性があります。
現在および将来の運動学的観測による矮小楕円体銀河の暗黒物質密度プロファイルの予測
| Title |
Forecasts_on_the_Dark_Matter_Density_Profiles_of_Dwarf_Spheroidal_Galaxies_with_Current_and_Future_Kinematic_Observations |
| Authors |
Juan_Guerra,_Marla_Geha,_Louis_E._Strigari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05166 |
球形のジーンズ方程式とフィッシャー行列形式を使用して、典型的な天の川矮小楕円体（dSph）銀河の質量プロファイルのパラメーターの不確実性を予測します。1000個の個々の星の視線速度測定により、dSphの有効半径内に含まれる質量を5％以内に制限できることを示します。これは、現在の観測データから抽出された制約と一致しています。2シグマ（1シグマ）レベルで尖ったまたはコアのある内側の傾斜を区別するには、放射状運動と固有運動の両方の測定値を持つ100,000（10,000）個の星の最小サンプルが必要であることを示します。コアまたはカスプスロープを区別するためのプロキシとしてハーフライト半径で測定されたログスロープを使用する場合、1000の視線と固有運動の測定のみが必要ですが、この半径の選択が常にではないことを示しますコアプロファイルとカスププロファイルを明確に区別します。観測誤差が固有分散の値の半分を下回ると、観測精度を改善しても、密度プロファイルの不確実性にほとんど変化が生じません。システム内の星の数が100未満の場合、プロファイル形状分析での事前確率の選択は重要な役割を果たしますが、より大きな運動学的サンプルの結果として生じる不確実性には影響しません。私たちの予測された2D信頼区間は、ガイアチャレンジから取得された模擬運動学的データセットで実行された完全尤度分析からの領域とよく一致し、フィッシャーの予測を検証します。私たちの方法論は柔軟性があり、現在および将来の広範囲の運動学的データセットの密度プロファイルの不確実性を予測することができます。
年齢と金属量の関係のターニングポイント-衛星の遅い落下によって作成され、放射状の移動によって強化された
| Title |
Turning_Points_in_the_Age-Metallicity_Relations_--_Created_by_Late_Satellite_Infall_and_Enhanced_by_Radial_Migration |
| Authors |
Yuxi_Lu,_Melissa_K._Ness,_Tobias_Buck,_Christopher_Carr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05238 |
現在の年齢-金属量関係（AMR）は、銀河の星形成の歴史の記録です。これは、時間の経過とともにガスの化学的濃縮を追跡するためです。NIHAO-UHDプロジェクトの天の川（MW）g2.79e12の調号を再現するズームインされた宇宙論的シミュレーションを使用して、恒星の移動と衛星の落下がディスク全体のAMRをどのように形成するかを調べます。シミュレーションでは、MWと同様に、小さな空間領域（R、z）のAMRは、関係の方向の変化を接続するターニングポイントを示しています。シミュレーションにおけるAMRのターニングポイントは、衛星の落下が遅いことを示しています。この衛星の落下には、いて座矮星のMW（〜0.001）と同様の質量無線があります。ターニングポイントの頂点にある星は若く、ほとんど移動していません。遅い衛星の落下は、ディスクに金属の少ないガスを堆積させることによってターニングポイントを作成し、全体的なAMRと比較して狭い金属量範囲で星の星形成を引き起こします。AMRターニングポイントに対する放射状の移動の主な効果は、頂点の金属量範囲を広げることです。これは、放射状の移動によって、金属量がわずかに異なる他の空間ビンに落下したガスから生まれた星が、対象の空間ビンに移動した場合に発生する可能性があります。これらの結果は、いて座矮小銀河の通過が、天の川銀河のAMRに見られるターニングポイントを生み出す役割を果たした可能性があることを示しています。
落下星団を介した渦巻銀河NGC4424の潜在的なブラックホールシード
| Title |
Potential_Black_Hole_Seeding_of_the_Spiral_Galaxy_NGC_4424_via_an_Infalling_Star_Cluster |
| Authors |
Alister_W._Graham,_Roberto_Soria,_Bogdan_C._Ciambur,_Benjamin_L._Davis,_Douglas_A._Swartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05318 |
銀河は、相互の引力とその後の結合によって成長する可能性があります。通常の高表面輝度銀河を周回している間、低質量銀河の本体を剥ぎ取ることができます。しかし、落下する銀河の恒星の中心は、しっかりと結合した核星団によって表される場合、より弾力性があります。アーカイブされたハッブル宇宙望遠鏡の画像から、合併後の渦巻銀河NGC4424から約5秒角（投影で約400pc）の位置にあり、その中心を指している、赤い、潮汐的に引き伸ばされた星団を発見しました。星団、これを「ニクリ」と呼びますが、近赤外光度は（6.88+/-1.85）x10^6L_{solar、F160W}であり、捕獲/渦巻銀河の核を表している可能性があります。さらに、チャンドラX線天文台の画像から、ニクリにはL_{0.5-8keV}=6.31^{+7.50}_{-3.77}x10^{38の高エネルギーX線点光源が含まれていることがわかります。}erg/s（90％の信頼度）。これは、X線連星よりも活発な巨大ブラックホールである可能性が高いと私たちは主張します。外向きの彗星のような外観がないため、ニクリの恒星構造は、重力波の反動イベントからの放出よりも落下を優先します。低質量の初期型銀河とのマイナーな合併は、巨大なブラックホールを蒔き、X字型の疑似バルジを助け、小さなバルジを縫っていた可能性があります。NGC4424の恒星質量と速度分散は、（0.6-1.0）x10^5M_solarの中央ブラックホールを予測します。これは、ニクリで予想される中間質量ブラックホールと同様であり、バルジレス後期のブラックホール供給メカニズムを示唆しています。タイプ銀河。私たちは、核星団が配達手段を使って、捕獲と沈没によるブラックホールの種まきを目撃している可能性があります。
ラムダ3mmでのプロパルギルラジカルの検出
| Title |
Detection_of_the_propargyl_radical_at_lambda_3_mm |
| Authors |
M._Agundez,_N._Marcelino,_C._Cabezas,_R._Fuentetaja,_B._Tercero,_P._de_Vicente,_and_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05370 |
ラムダ3mm波長帯のコールドダーククラウドTMC-1でのプロパルギルラジカル（CH2CCH）の検出を報告します。私たちは最近、ラムダ8mmの波長で同じ光源に向かって宇宙でこの種を発見しました。これらの観測では、Yebes40m望遠鏡を使用して、37.5GHzでの2,0,2-1,0,1回転遷移のさまざまな超微細成分が検出されました。ここでは、IRAM30m望遠鏡を使用して、93.6GHzにある5,0,5-4,0,4回転遷移の10個の超微細成分を検出しました。観測された周波数は、利用可能な実験データからの予測に関して0.2MHz異なります。この違いは、細い線の星間光源でのCH2CCHの放射線天文学的検索にとって重要です。したがって、測定された周波数を新しい分光分析に含めて、mm波長でのプロパルギルの星間探索のための正確な周波数予測を提供しました。さらに、冷たい星間雲でのCH2CCHの将来の検索は、ラムダ8mmではなく、ラムダ3mmで実行することをお勧めします。5,0,5-4,0,4遷移は、TMC-1の2,0,2-1,0,1遷移の約5倍の強度です。これは、前者の検出に必要な望遠鏡が約7分の1であることを意味します。後者を検出するよりも時間。TMC-1のCH2CCHの回転温度を9.9+/-1.5Kに制限します。これは、この種の回転レベルがガス運動温度で熱化されることを示しています。CH2CCH（オルト種とパラ種を含む）のカラム密度の修正値は（1.0+/-0.2）e14cm-2であるため、CH2CCH/CH3CCHの存在比は1をわずかに下回る値からほぼ1に修正されます。この研究は、他の冷たい星間雲でのCH2CCHの将来の検出への扉を開き、芳香環などの大きな有機分子の合成におけるこの非常に豊富な炭化水素ラジカルの役割をさらに調査することを可能にします。
| Title |
Neural-Network_Assisted_Study_of_Nitrogen_Atom_Dynamics_on_Amorphous_Solid_Water_--_II._Diffusion |
| Authors |
Viktor_Zaverkin_and_Germ\'an_Molpeceres_and_Johannes_K\"astner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05412 |
星間ダスト粒子上の原子とラジカルの拡散は、天文環境における正確な分子量を予測するための基本的な要素です。拡散係数と拡散障壁の定量値は、通常、経験則に大きく依存しています。この論文では、機械で学習した原子間ポテンシャル、メタダイナミクス、およびキネティックモンテカルロシミュレーションを組み合わせて、吸着した窒素原子の拡散係数を計算します。このアプローチでは、アモルファス固体水の表面での窒素原子の拡散係数は、10でわずか$（3.5\pm1.1）10^{-34}$cm$^2$s$^{-1}$になります。裸の氷の表面の場合はK。したがって、窒素は、光と弱く結合した吸着物の典型的なケースとして、10Kの裸のアモルファス固体水に拡散できないことがわかります。表面被覆率は、その値を9〜12に調整することにより、拡散係数に強い影響を与えます。10Kで桁違いになり、特定の条件での拡散が可能になります。さらに、アトムトンネリングの影響はごくわずかであることがわかりました。ポテンシャルエネルギー面の平均拡散障壁（2.56kJmol$^{-1}$）は、裸の表面の拡散係数（6.06kJmol$^{-1}$）から得られる有効拡散障壁とは大きく異なります。したがって、拡散モデリングには不適切です。我々の発見は、水氷上でのNの熱拡散は、氷の物理的条件に大きく依存するプロセスであることを示唆している。
HCN放出によって精査された密度レジームについて
HCNJ$\、=\、$1$\、-\、$0放出は、密度の高いガストレーサーとして一般的に使用され、密度が$\mathrm{\sim10^4\-\10^5\のガスから主に発生すると考えられています。cm^{-3}}$。これにより、星形成研究で人気のあるトレーサーになりました。しかし、「分解された」分子雲の観測調査から、HCNがより拡散したガスを追跡できるという証拠が増えています。雲と雲の衝突の高分解能電磁流体力学シミュレーションの後処理を通じて、ガス密度とHCN放出の関係を調査します。HCN放出は、平均体積密度が$\mathrm{\sim3\times10^3\cm^{-3}}$で、視覚的消滅の中央値が$\mathrm{\sim5\mag}のガスを追跡していることがわかります。$。したがって、$\mathrm{n\sim3\times10^4\cm^{-3}}$の「標準」特性密度よりも1桁小さい特性密度を予測します。実際、この標準的な臨界密度よりも密度の高いガスがない場合でも、雲からの明確なHCN放出がある場合があります。$A_{\rmV}>8$または密度$n>2.85\times10^{3}\：{\rmcm^{-3}でのガス量の輝度から質量への変換係数を導き出します}$または$n>3\times10^{4}\：{\rmcm^{-3}}$、$\alpha_{\rmHCN}=6.79、8.62$、および$27.98\の値を検索：{\rmM_{\odot}}（{\rmK\、km\、s^{-1}\、pc^{2}}）$、それぞれ。場合によっては、光度から質量への変換係数は、実際には質量が含まれていない領域の質量を予測しました。
核星団と球状星団の質量、核形成率、環境との関連について
| Title |
On_the_link_between_nuclear_star_cluster_and_globular_cluster_system_mass,_nucleation_fraction_and_environment |
| Authors |
Ryan_Leaman_and_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05573 |
銀河核形成率（$f_{nuc}$）、銀河の核星団（NSC）の質量、および生き残った球状星団の質量（$M_{GC、obs}$）のホスト質量依存性の単純なモデルを示します。）。銀河ポテンシャルにおけるGCの質量と軌道の進化を考慮して、臨界質量限界（$M_{GC、lim}$）を定義します。この限界を超えると、GCは力学的摩擦により銀河中心に同時に渦巻銀河を送り込み、潮汐に耐えることができます。NSCを構築するための解散。このしきい値質量の分析式により、銀河の集団の核形成率をモデル化できます。初期の銀河のサイズと質量の関係の傾きと曲率が、特定の質量で核形成される銀河の割合を設定する最も重要な要因であることがわかります（GC質量関数の形状は二次的な影響を及ぼします）。銀河団集団における明確に定義されたスキュー正規$f_{nuc}--M_{gal}$観測は、$M_{gal}\で{初期}サイズと質量の関係に変化がある場合、これらのモデルで自然に再現されます。sim10^{9.5}{\rmM_{\odot}}$。私たちの分析モデルは、観測データの分散を制限する$M_{gal}-M_{GC、tot}$および$M_{gal}-M_{NSC}$関係の限界も予測します。さらに、星団形成効率、GC質量関数、銀河環境、または銀河のサイズと質量の関係が変更された場合に、これらのスケーリング関係と$f_{nuc}$がどのように変化するかを示します。私たちのモデルの2つの重要な予測は、1）GCシステムの質量よりも大きいNSC質量を持つ銀河は、固定星質量でよりコンパクトであり、2）固定銀河質量での有核銀河の割合は、より高密度の環境で高くなります。単一のモデルフレームワークがNSCとGCの両方のスケーリング関係を再現できるということは、GCインスパイラルがNSC形成の重要なメカニズムであるという強力な証拠を提供します。
核星団の形成メカニズムを解きほぐす
| Title |
Disentangling_the_formation_mechanisms_of_nuclear_star_clusters |
| Authors |
Katja_Fahrion,_Ryan_Leaman,_Mariya_Lyubenova,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05610 |
核星団（NSC）は、ドワーフ体制から巨大な楕円形や渦巻きまで、銀河の中心に遍在する巨大な星団です。有核銀河の割合は、$M_{\text{gal}}\sim10^9M_\odot$で$>$90％と高くなっています。ただし、NSC形成メカニズムがさまざまなレジームでどのように機能するか、および銀河の核形成を決定するものはまだ不明です。落下する球状星団（GC）の散逸のない降着と、銀河中心での直接の星のその場での形成は、ほとんどの銀河でNSCを成長させるように機能する可能性があります。ただし、それらの効率を観察的に評価することは困難でした。ここでは、初めて、個々のNSCの構築におけるこれらのプロセスの相対的な強さの定量的決定を提供します。観測されたNSCおよびGCシステムの特性とともに、インスピレーションを与えるGCの軌道進化に基づくNSC形成の半解析モデルを使用して、119個の銀河のその場で生まれた星$f_\text{in、NSC}$の質量分率を導き出しました。質量は$3\times10^{7}$から$3\times10^{11}M_\odot$で、ローカルボリューム、ろ座、およびビルゴ銀河団にあります。私たちの分析は、NSCの質量、およびGCシステムの総質量に対するNSCの比率が、以前に示唆された銀河の星の総質量ではなく、支配的なNSC形成チャネルの強力な指標であることを明らかにしています。より大規模なNSCは主に星のその場形成によって形成され（$f_\text{in、NSC}\sim0.9$）、低質量のNSCは主にGCの合併によって形成されたと予想されます（$f_\text{in、NSC}\sim0.2$）。この単純なモデルの結果は、最近の星の種族分析からの支配的なNSC形成チャネルの最近の独立した推定と一致しています。
[CII]渦巻銀河NGC7331の分子リングと腕の地図
SOFIA上のFIFI-LSで得られた銀河NGC7331の[CII]157.7ミクロンマップを提示します。このマップは、銀河の中央ストリップの既存のハーシェル/PACS観測を拡張して、分子リング全体と、強力な遠赤外線放射を伴う複数のスパイラルアームを含むディスクの大部分を網羅しています。また、[CII]SOFIA観測のかなりの部分をカバーし、銀河のリングとディスクに沿った[CII]放出の中性部分を推定できる、[NII]205ミクロンラインのハーシェルアーカイブデータを示します。中心からの距離とともに中性部分が上昇することがわかります。さらに、ニュートラルフラクションの方位角変化を追跡することにより、観測の視点がこの測定にどのように影響するかを確認できます。NGC7331の傾斜が大きいため、分子リングの内壁を垣間見ることができます。そこでは、若い明るい星が紫外線を放射し、イオン化ガスでより多くの[CII]放射が生成されます。外壁では、不透明なほこりがリングの残りの部分を覆い、中性媒体を[CII]放出の主要な発生源にします。[CII]放出をガス加熱のトレーサーと比較する空間分析を通じて、NGC7331全体で光電加熱効率がどのように変化するかを調査し、[CII]不足のグローバル測定をローカル環境に拡張することができます。[CII]放出の起源は通常、正面向きの銀河で研究されてきたので、私たちの結果は、特に傾斜角が不明な遠方の銀河を研究するときに、[CII]放出の解釈に新たな光を当てました。
相対論的ボンディ降着流によるブラックホール周辺の自己相互作用ダークスカラースパイク
質量$M$の非回転ブラックホールへの暗黒物質の相対的ボンディ降着を自己無撞着に解くことにより、暗黒ハローのスパイク質量密度プロファイルを検討します。ハロー内の暗黒物質の主要な成分は、質量$m\simeq10^{-5}{\rmeV}$と四次自己結合$\lambda\gtrsim10^の標準模型ゲージ一重項スカラーであると仮定します。{-20}$は、典型的なダークハローの特性と互換性があります。流体力学的限界では、降着率は下から制限されていることがわかります。$\dot{M}_{\rmmin}=96\piG^2M^2m^4/\lambda\hbar^3$。したがって、$M=10^6〜{\rmM}_\odot$の場合、$\dot{M}_{\rmmin}\simeq1.41\times10^{-10}〜{\rmM}_\odot〜{\rmyr}^{-1}$、これはバリオンのエディントン降着と比較してサブドミナントです。自己重力レジーム内のスパイク密度プロファイル$\rho_0（r）$は、1乗則ではなく、2乗則でうまく適合させることができます。それにもかかわらず、$\rho_0（r）$を区分的に近似すると、$\rho_0（r）\proptor^{-1.20}$が音の地平線の近くにあることがわかります。$\rho_0（r）\proptor^{-1.00}$をボンダイ半径に向け、$\rho_0（r）\proptor^{-1.08}$をその間の領域に向けます。これは、クーロンのような自己相互作用を伴う暗黒物質のより鋭い$\rho_0（r）\proptor^{-1.75}$とは対照的です。
Be / X線連星における偏心中性子星ディスク駆動型IIバーストペア
星になるX線連星は、2つの異なるタイプの爆発を示す一時的なシステムです。タイプIの爆発は公転周期ごとに発生しますが、タイプIIの爆発には、バイナリシステムの周期性とは関係のない期間と期間があります。タイプIIの爆発は、非常に偏心したBe星ディスクから中性子星への物質移動によって引き起こされる可能性があります。十分にずれたBe星の減少円盤は、離心率と傾斜の世俗的なフォン・ザイペル-リドフ-コザイ（ZLK）振動を受けます。観測によると、一部のシステムでは、タイプIIの爆発は、光度の低い2番目の爆発と対になっています。数値流体力学シミュレーションを使用して、Be星ディスクからの物質移動の結果として中性子星の周りに形成される高度にずれたディスクのダイナミクスを調査します。中性子星円盤もZLK不安定である可能性があり、離心率の成長が、タイプIIの爆発に似た、数軌道周期続く中性子星への降着率の向上につながることを示します。タイプIIの爆発ペアでは、最初の爆発は偏心Be星円盤からの物質移動によって引き起こされ、2番目以下の爆発は偏心中性子星円盤によって引き起こされることをお勧めします。ペアのバースト間のタイムスケールは、観測された推定値と互換性がある可能性があることがわかります。
宇宙時代にわたる二元中性子星合体のホスト銀河と電磁的対応物：GW170817のようなイベントの検出可能性
| Title |
Host_galaxies_and_electromagnetic_counterparts_to_binary_neutron_star_mergers_across_the_cosmic_time:_Detectability_of_GW170817-like_events |
| Authors |
Rosalba_Perna,_M._Celeste_Artale,_Yi-Han_Wang,_Michela_Mapelli,_Davide_Lazzati,_Cecilia_Sgalletta,_Filippo_Santoliquido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05202 |
二元中性子星（BNS）の合併GW170817からの重力波（GW）信号に伴う電磁放射（EM）の検出は、これらのシステムが短いガンマ線バースト（SGRB）の前駆体の少なくとも一部を構成することを明らかにしました。重力波検出器は検出の視野を広げ続けているため、GW/EMの結合確率と、観測の見通しを最大化する方法を評価することが重要です。ここでは、コードMOBSEを使用してBNS進化の母集団合成計算を実行し、IllustrisTNG50シミュレーションの3つの代表的な赤方偏移（z=0.01,0.1,1）で銀河にバイナリをシードします。バイナリは進化し、それらの位置は合併までホスト銀河の可能性で数値的に追跡されます。GRB170817Aの天体物理学的パラメーターをプロトタイプとして採用し、BNS合併からのジェットの広帯域光度曲線を数値的に計算します。残光の明るさは、合併サイトの局所的な媒体密度に依存します。ジェットに対するランダムな視角、またはGWによってトリガーされるイベントの視角確率にバイアスをかけるバイナリの軌道角運動量に整列したジェットのいずれかを想定して、結果のEM母集団のモンテカルロシミュレーションを実行します。z=0.01のBNSの約70-80％がガンマ線で検出可能であることがわかります。GWによってトリガーされるBNSマージの残光検出確率は、約0.3〜0.7％の間で変動し、ジェットの値はBNSの角運動量に合わせて高くなり、ガンマ線によってトリガーされるイベントとは異なり、高エネルギー帯域と低エネルギー帯域で同等です（宇宙のSGRB）は、より高いエネルギーで著しく明るくなります。さらに、ホスト銀河の質量に関する観測バイアスを定量化します。
IceCube Neutrino（SIN）候補ソースのスペクトル-II。ソースの特性評価
| Title |
The_Spectra_of_IceCube_Neutrino_(SIN)_candidate_sources_--_II._Source_Characterisation |
| Authors |
P._Padovani,_P._Giommi,_R._Falomo,_F._Oikonomou,_M._Petropoulou,_T._Glauch,_E._Resconi,_A._Treves,_S._Paiano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05394 |
IceCubeによる高エネルギー天体物理ニュートリノの最初の検出から8年後、ニュートリノ源であるブレーザーのケースはますます強くなっていますが、それらの起源に関してはまだほとんど無知です。IceCubeニュートリノとの時間と空間における$3-3.5\、\sigma$レベルでの最初の重要な関連、すなわち$z=0.3365$でのblazarTXS0506+056の後、私たちの何人かは実際に47のユニークなサンプルを選択しましたブレーザー。そのうち$\sim16$は、IceCubeによって検出された個々のニュートリノトラックイベントに関連付けられている可能性があります。これらのオブジェクトに関する最近の分光法の研究に基づいて、ここではそれらを特徴付けて、それらの実際の性質を決定し、それらが他のブレーザー集団と異なるかどうかを確認します。初めて、$\gamma$線とIceCubeで選択されたサンプルで、BLラックをマスカレードする頻度の体系的な研究を紹介します。、$>$24パーセント、場合によっては80パーセントもの高さの分数を見つけます。それらの広帯域特性に関して、私たちの情報源は他のブレーザー集団と見分けがつかないように見えます。また、ニュートリノ放出の2つの理論的シナリオについても説明します。1つは陽子とジェット光子の相互作用でニュートリノが生成され、もう1つはターゲット光子がブロードライン領域からのものです。どちらのシナリオも、私たちの何人かが観察したニュートリノとブレーザーの相関関係を等しく説明することができます。ニュートリノ望遠鏡とX線衛星による将来の観測はそれらをテストするでしょう。
明るいセイファート銀河PG1211 + 143の降着流における衝撃冷却の可能性のある証拠
| Title |
Possible_evidence_for_shock-cooling_in_the_accretion_flow_of_the_luminous_Seyfert_galaxy_PG1211+143 |
| Authors |
Ken_Pounds_(1)_and_Andrew_Lobban_(2)_((1)_University_of_Leicester,_(2)_European_Space_Astronomy_Centre) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05617 |
原型的なUFOPG1211+143の強力な高度にイオン化された風の短期変動と複数の速度成分は、内部ディスクの不安定性または短期間の降着イベントを示しています。最近の高速流入の検出は、後者のシナリオの最初の直接観測サポートを提供しました。このシナリオでは、ブラックホールのスピン面に対して高い傾斜で接近する物質が、内部降着円盤の反りと引き裂きを引き起こし、その後のリング間衝突を引き起こす可能性があります。衝撃、回転支持の喪失、および急速な大量落下を引き起こします。ここでは、同じデータセット内の可変連続体コンポーネントを特定します。これは、衝撃を受けたガスからの冷却放射を表す可能性のある高温熱圧縮スペクトルによって適切にモデル化されています。
金星ライフファインダーミッション研究
| Title |
Venus_Life_Finder_Mission_Study |
| Authors |
Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Christopher_E._Carr,_David_Grinspoon,_Bethany_Ehlmann,_Sarag_J._Saikia,_Rachana_Agrawal,_Weston_Buchanan,_Monika_U._Weber,_Richard_French,_Pete_Klupar,_Simon_P._Worden_(for_the_VLF_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05153 |
金星ライフファインダーミッションは、金星の大気圏での居住性、生命の兆候、および生命そのものを検索するための一連の焦点を絞った宇宙生物学ミッションの概念です。人々は何十年にもわたって金星の雲の中での生活について推測してきましたが、今では費用対効果が高く、焦点を絞ったミッションで行動することができます。主な動機は、「不可思議なUV吸収剤」、数十ppmのO$_2$、SO$_2$、H$_2$Oの垂直存在量プロファイル、PH$_3$とNHの存在の可能性など、原因不明の大気化学異常です。$_3$、およびモード3雲粒子の未知の組成。何十年も続いているこれらの異常は、居住性と生命活動に関係している可能性があり、または未知の化学自体を調査する価値があることを示している可能性があります。私たちが提案する一連のVLFミッションは、金星の雲の粒子を研究し、40年近く前の先駆的な現場探査ミッションが中断したところから継続することを目的としています。世界は宇宙科学の革命の瀬戸際にあります。私たちの目標は、他の取り組みに取って代わることではなく、リスクが高く、報酬が高い科学の機会を利用することです。これは、すべての最大の科学的謎の1つに答える可能性があり、その過程で、民間の新しいモデルを開拓します。/宇宙探査における官民パートナーシップ。
銀河形成の高解像度シミュレーションのためのツリーベースの友達の友達ギャラクシーファインダーのパフォーマンス強化
| Title |
Performance_Enhancement_of_Tree-based_Friends-of-friend_Galaxy-finder_for_High-resolution_Simulations_of_Galaxy_Formation |
| Authors |
Jinsu_Rhee,_Pascal_Elahi,_Sukyoung_K._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05269 |
宇宙論的シミュレーションは銀河の進化を研究するための有用なツールであり、生のシミュレーションデータから銀河とそのハローを正確に特定することが重要です。友達の友達（FoF）アルゴリズムは、その単純さと高次元への拡張性のために、この目的で広く採用されています。ただし、標準のFoF実装では、密集した領域での距離計算が多すぎるため、高解像度シミュレーションに適用するとコスト効率が低下します。これは、6次元（6D）FoF銀河ファインダーコードであるVELOCIraptor（Elahietal。2019）をNewHorizonシミュレーション（Duboisetal。2021）に適用する演習を通じて確認します。NewHorizonの高い粒子分解能（$M_{\rmstar}\sim10^4M_{\odot}$）により、大きな中心数密度（$10^{6}\、{\rmkpc}^{-3}$）典型的な銀河の場合、1つのスナップショットだけで数日から数週間の銀河検索が行われます。さらに悪いことに、高次元の6D検索でFoFのパフォーマンスが大幅に低下することがわかりました。「次元の呪い」の問題です。これらの問題を克服するために、ツリーベースのFoFコードに簡単に適用できるいくつかの実装を開発しました。これには、ツリーノードへのアクセスの制限、隣接するパーティクルを検索するためのパーティクルのリストの並べ替え、およびツリー構造の変更が含まれます。元のコードを使用した実行と比較して、これらの実装を使用した新しい実行では、理想的なパフォーマンスで同一の銀河検出が行われます。$O（N\log{N}）$、$N$は銀河内の粒子の数です--3Dでは2700倍、6DFoF検索では12倍の速度ゲインが得られます。
GECAMミッションに搭載された荷電粒子検出器の設計と性能
| Title |
The_Design_and_Performance_of_Charged_Particle_Detector_onboard_the_GECAM_Mission |
| Authors |
Y.B._Xu,_X.L._Sun,_S._Yang,_X.Q._Li,_W.X._Peng,_K._Gong,_X.H._Liang,_Y.Q._Liu,_D.Y._Guo,_H._Wang,_C.Y._Li,_Z.H.An,_J.J._He,_X.J._Liu,_S.L._Xiong,_X.Y._Wen,_Fan_Zhang,_D.L._Zhang,_X.Y._Zhao,_C.Y._Zhang,_C._Cai,_Z._Chang,_G._Chen,_C._Chen,_Y.Y._Du,_M._Gao,_R._Gao,_D.J._Hou,_Y.G._Li,_G._Li,_L._Li,_X.F._Li,_M.S._Li,_F.J._Lu,_H._Lu,_B._Meng,_F._Shi,_J.Z._Wang,_Y.S._Wang,_H.Z._Wang,_X._Wen,_S._Xiao,_Y.P._Xu,_J.W._Yang,_Q.B._Yi,_S.N._Zhang,_C.M._Zhang,_Fei_Zhang,_Y._Zhao,_X._Zhou, |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05314 |
重力波高エネルギー電磁カウンターパート全天モニター（GECAM）は、重力波ガンマ線バーストの検出専用です。ガンマ線バーストや新しい放射線現象を全天で監視して発見することができます。GECAMは2つのマイクロサテライトで構成され、それぞれに8つの荷電粒子検出器（CPD）と25のガンマ線検出器（GRD）が装備されています。CPDは、宇宙環境での荷電粒子の測定、エネルギーと流れの強度の変化の監視、およびGRDと組み合わせたガンマ線バーストと宇宙荷電粒子イベントの識別に使用されます。CPDは、検出用の高感度材料としてプラスチックシンチレータを使用し、光学的に読み取り可能なデバイスとしてシリコン光電子増倍子（SiPM）アレイを使用し、オンボードキャリブレーション手段として象眼細工のAm-241放射線源を使用します。このホワイトペーパーでは、CPDの動作原理、物理設計、機能の実装、および予備的なパフォーマンステストの結果を示します。
150GHzでの高バックグラウンド条件のための動的インダクタンス検出器アレイ設計
| Title |
A_kinetic_inductance_detectors_array_design_for_high_background_conditions_at_150_GHz |
| Authors |
Shibo_Shu,_Jack_Sayers,_Peter_K._Day |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05365 |
フェーズドアレイアンテナと統合された動的インダクタンス検出器（KID）のアレイの設計を提示し、高バックグラウンド条件下で150GHzでイメージングします。マイクロストリップジオメトリのKID検出器は、100pWを超える吸収光パワーでフォトンノイズ制限感度を実現するように投影されています。マイクロストリップKIDとアンテナフィードネットワークはどちらも、低損失のアモルファスシリコン誘電体を使用しています。アンテナ実装の新しい側面は、50オームアンテナへのインピーダンス整合を容易にするためのNbTiNマイクロストリップフィードネットワークの使用です。アレイには6インチウェーハ上に256ピクセルがあり、各ピクセルには2つのAlKIDを持つ2つの偏光があります。KIDは、両端に平行平板コンデンサを備えた半波長マイクロストリップ伝送ラインで設計されています。共振周波数範囲は400〜800MHzです。読み出しフィードラインもマイクロストリップに実装されており、入力と出力に50オームから9オームのインピーダンストランスがあります。
階層型フェーズドアレイアンテナを使用した多色動的インダクタンス検出器アレイ
| Title |
A_multi-chroic_kinetic_inductance_detectors_array_using_hierarchical_phased_array_antenna |
| Authors |
Shibo_Shu,_Andrew_Beyer,_Peter_K._Day,_Fabien_Defrance,_Jack_Sayers,_Sunil_Golwala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05366 |
広帯域階層フェーズドアレイアンテナと統合されたマルチクロイック動的インダクタンス検出器（KID）ピクセル設計を提示します。各低周波ピクセルは、4つの高周波ピクセルで構成されています。4つの通過帯域は、大気ウィンドウに応じて125〜365GHzで設計されています。集中定数素子のKIDは、インダクターとして100nmAlを使用し、誘電体として水素化アモルファスSiを使用するNb平行平板コンデンサーを使用して設計されています。ブロードバンドカバレッジのため、マイクロストリップラインからの光をKIDに結合するには、2つの異なるタイプの構造が必要です。KIDの設計は、乾燥した高所にある10mクラスの望遠鏡用に最適化されています。
Optab：放射流体力学シミュレーション用のガス不透明度テーブルを生成するための公開コード
| Title |
Optab:_Public_code_for_generating_gas_opacity_tables_for_radiation_hydrodynamics_simulations |
| Authors |
Shigenobu_Hirose,_Peter_Hauschildt,_Takashi_Minoshima,_Kengo_Tomida,_and_Takayoshi_Sano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05689 |
天体物理学における放射流体力学シミュレーションのために、ロッセランド、プランク、および2温度プランク平均ガス不透明度テーブルを出力する公開コードOptabを開発しました。このコードは、Fortran90で記述され、メッセージパッシングインターフェイスと階層データ形式バージョン5を使用して、最新の高性能コンピューティング用に開発されています。この作業の目的は、ユーザーが自分の研究用の不透明度テーブルを生成できるプラットフォームを提供することです。目的。したがって、コードは、制動放射、光イオン化、レイリー散乱、線吸収、衝突誘起吸収など、すでに実装されているものに加えて、ユーザーが不透明度のソースを簡単に変更、変更、または追加できるように設計されています。このホワイトペーパーでは、コード内の不透明度の計算の詳細を示し、コードのパフォーマンスを評価するための検証テストを示します。
スパースセミブラインドソース分離のための手のひらの展開
| Title |
unrolling_palm_for_sparse_semi-blind_source_separation |
| Authors |
Mohammad_Fahes_(1),_Christophe_Kervazo_(1),_J\'er\^ome_Bobin_(2),_Florence_Tupin_(1)_((1)_LTCI,_T\'el\'ecom_Paris,_Institut_Polytechnique_de_Paris,_Palaiseau,_France,_(2)_CEA_Saclay,_Gif-sur-Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05694 |
スパースブラインドソース分離（BSS）は、天体物理学やリモートセンシングなど、幅広いアプリケーションで確立されたツールになりました。それにもかかわらず、近位交互線形化最小化（PALM）アルゴリズムなどの従来のスパースBSS法は、結果を損なう困難なハイパーパラメーターの選択に悩まされることがよくあります。この落とし穴を回避するために、この作業では、アルゴリズムの展開/展開の盛んな分野に基づいて構築することを提案します。PALMを展開すると、PALMハイパーパラメーターと変数の両方を学習することで、現実的なシミュレーションまたはグラウンドトゥルースデータから生じるデータ駆動型の知識を活用できます。トレーニングとテストの段階で既知の辞書が固定されていることを前提とする既存のほとんどの展開アルゴリズムとは対照的に、この記事では、可変混合行列（別名辞書）を処理する機能にさらに重点を置いています。したがって、提案されたLearnedPALM（LPALM）アルゴリズムにより、セミブラインドソース分離を実行できます。これは、実際のアプリケーションで学習モデルの一般化を高めるための鍵となります。天体物理学的マルチスペクトルイメージングにおけるLPALMの関連性を示します。このアルゴリズムは、PALMよりも最大$10^4-10^5$の反復回数が必要であるだけでなく、分離品質を向上させると同時に、面倒なハイパーパラメータとPALMの初期化の選択を回避します。さらに、LPALMは、セミブラインド設定で他の展開されたソース分離方法よりも優れていることを示します。
| Title |
Controlling_Outlier_Contamination_In_Multimessenger_Time-domain_Searches_For_Supermasssive_Binary_Black_Holes |
| Authors |
Qiaohong_Wang,_Stephen_R._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05698 |
多くの種類の時間領域データセットは、機器または天体物理学の異常に起因する統計的外れ値になりがちです。これらは、時系列内の信号の検索を損ない、偏ったパラメーター推定につながる可能性があります。超大質量連星ブラックホールのマルチメッセンジャー時間領域検索に向けて調整された多用途の外れ値緩和方法は、まだ完全には調査されていません。低計算コストでロバストな外れ値分離を実行するために、ギブスサンプリングスキームを提案します。これにより、パルサータイミングアレイまたは測光データを使用した時間領域モデリングシナリオに適応するための最小限の変更が必要になるため、外れ値のモデリングと分離に構造的な単純さがもたらされます。シミュレートされたパルサータイミングデータセットに存在する外れ値を確実に診断し、さらにNANOGrav9年データセットのパルサーJ$1909$$-$$3744$にメソッドを適用します。また、CatalinaReal-timeTransientSurvey、All-SkyAutomatedSurveyforSupernovae、およびLincolnNear-EarthAsteroidResearchのデータセットを使用して、周期的なバイナリAGN候補PG$1302$$-$$102$を調査します。調査結果を提示し、マルチメッセンジャー時間領域検索の外れ値モデリングと分離を改善できる将来の作業の概要を説明します。
太陽を星として観察する：NEIDソーラーフィードからの設計と初期の結果
| Title |
Observing_the_Sun_as_a_star:_Design_and_early_results_from_the_NEID_solar_feed |
| Authors |
Andrea_S.J._Lin,_Andrew_Monson,_Suvrath_Mahadevan,_Joe_P._Ninan,_Samuel_Halverson,_Colin_Nitroy,_Chad_F._Bender,_Sarah_E._Logsdon,_Shubham_Kanodia,_Ryan_C._Terrien,_Arpita_Roy,_Jacob_K._Luhn,_Arvind_F._Gupta,_Eric_B._Ford,_Fred_Hearty,_Russ_R._Laher,_Emily_Hunting,_William_R._McBride,_Noah_Isaac_Salazar_Rivera,_Jayadev_Rajagopal,_Marsha_J._Wolf,_Paul_Robertson,_Jason_T._Wright,_Cullen_H._Blake,_Caleb_I._Canas,_Emily_Lubar,_Michael_W._McElwain,_Lawrence_W._Ramsey,_Christian_Schwab,_Gudmundur_Stefansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05711 |
小振幅の惑星を検出するための超高精度視線速度（EPRV）機器の取り組みは、多くのタイムスケールで、星の変動性と機器の系統分類学の影響によって大幅に制限されています。これらの影響を調査するための1つの方法は、ディスクに統合された太陽光をこれらのEPRV機器に向け、数か月または数年にわたって高いケイデンスで太陽を観測する小型の太陽望遠鏡を使用することです。キットピーク国立天文台のWIYN3.5m望遠鏡に最近委託された、非常に高精度のドップラー分光計であるNEIDを使用して、「星としての太陽」観測を実行するためのソーラーフィードシステムを設計および構築しました。NEIDソーラーフィードは2020年12月以来ほぼ毎日観測を行っています。データは、NASAExoplanetScienceInstitute（NExScI）NEIDソーラーアーカイブ：\url{https://neid.ipac.caltech.edu/search_solar.php}で公開されています。この論文では、NEIDソーラーフィードの設計と設計意図の背後にある説明を示します。また、4か月の試運転におけるNEIDの太陽でのRVの安定性を示す初期視線速度（RV）の結果を示します。良好な空の条件下で0.66〜m/sRMS、最良の条件下で0.41〜m/sRMSに向上します。
ケプラーIRISカタログ：散開星団NGC6791およびNGC6819内およびその周辺の9,150個の星の画像減算光度曲線
| Title |
The_Kepler_IRIS_Catalog:_Image_subtraction_light_curves_for_9,150_stars_in_and_around_the_open_clusters_NGC_6791_and_NGC_6819 |
| Authors |
Isabel_L._Colman,_Timothy_R._Bedding,_Daniel_Huber,_Hans_Kjeldsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05174 |
4年間のケプラーミッションは、「スーパースタンプ」として知られる散開星団NGC6791とNGC6819の長いケイデンス画像を収集しました。各スーパースタンプ領域は200ピクセルの正方形で、数千のクラスターメンバーに加えて、前景と背景の星をキャプチャします。これらの星のうち、ケプラーミッション中に長いまたは短いケイデンス測光の対象となったのは最も明るい星だけです。画像減算測光を使用して、スーパースタンプに該当するKeplerInputCatalogのすべてのオブジェクトの光度曲線を作成しました。IRISカタログには、9,150の星の光度曲線が含まれており、豊富な新しいデータが含まれています。これらの星のうち8,427は、Keplerの対象外であり、382の星の長いケイデンスデータの利用可能な四半期の数を増やしました。このカタログは、MASTで高レベルの科学製品として入手でき、各四半期の生の測光データと、各星の利用可能なすべての四半期の補正された光度曲線の両方が含まれています。また、データ製品、分類学、およびカタログ統計の概要とともに、画像減算測光とオープンソースIRISパイプラインの実装の概要を示します。
MonR1アソシエーションのコアでのH $ _2 $フローの近赤外線検出
| Title |
Near-infrared_detection_of_H$_2$_flows_in_the_core_of_Mon_R1_association |
| Authors |
T._Yu._Magakian_(1),_A._M._Tatarnikov_(2),_T._A._Movsessian_(1)_and_H.R_Andreasyan_(1)_((1)_Byurakan_Astrophysical_Observatory,_(2)_M._V._Lomonosov_Moscow_State_University,_Sternberg_Astronomical_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05196 |
H$_2$1-を中心としたフィルターを通してSAIMSUのコーカサス山脈天文台の2.5m望遠鏡で得られた画像で、MonR1星形成領域で4つの新しいH$_2$ジェットが発見されたことを報告します。0S（1）輝線。この発見は、これらのフローの性質を確認します。これは、アーカイブのSpitzerGLIMPSE360およびWISE調査画像を使用して以前に存在が疑われていたものです。また、2つの赤外線反射星雲が明らかになりました。HerschelPACSの調査画像で、遠赤外線源の小さなグループが見つかりました。ほとんどが未知のものです。それらの中には、これらの流出の可能性のある刺激的なオブジェクトがあります。新しい光源のスペクトルエネルギー分布は、非常に赤い色を示し、ボロメータの光度は3L$_{sun}$、さらには10L$_{sun}$に達します。それらは、非常に初期の進化段階ではPMSオブジェクトである必要があります。
銀河団における水平分枝上星の人口調査
| Title |
A_Census_of_Above-Horizontal-Branch_Stars_in_Galactic_Globular_Clusters |
| Authors |
Brian_D._Davis_(1),_Howard_E._Bond_(1_and_2),_Michael_H._Siegel_(1),_Robin_Ciardullo_(1)_((1)_Pennsylvania_State_University,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05212 |
球状星団（AHB）の星（色の大きさの図で水平分枝（HB）の上にあり、漸近巨星分枝（AGB）の青側にあるオブジェクト）を97銀河系と7個で検索しました。マゼラン雲球状星団（GC）。$-0.05\le（B-V）_0\le1.0$の色範囲で、大きなバルマージャンプを伴う低重力星の検出に最適化された$uBVI$システムの測光に基づいてAHB候補を選択しました。次に、$Gaia$位置天文学とガウス混合モデリングを使用して、クラスターメンバーシップを確認し、フィールド侵入者を削除しました。私たちの最終的なカタログには438個のAHB星が含まれており、HB後の進化の文脈で次のように分類および解釈されます。AGBの。（2）ポストAGB（PAGB）：$M_V\simeq-2.75$より明るい13個の星で、AGBの上部から離れ、急速に青く進化しています。（3）AHB2：145個の星、AHB1グループとPAGBグループの絶対等級の間。この最後のカテゴリには、極端なBHBを離れてAGBに向かって進化するオブジェクトと、AGBから高温に向かって戻る明るいオブジェクトの混合物が含まれます。AHB1の星の中には、59個のRRLyraeの侵入者がいます。これは、私たちの調査で最大光の近くで偶然に観測されたものです。PAGBとAHB2の星（WVirginisCepheidsを含む）は、HB後の進化軌道の予測によれば、圧倒的にBHB星を含むGCに属しています。ほとんどのWVir変数は低温に向かって進化しており、不安定帯の最初の交差点にあることをお勧めします。非可変の黄色のPAGB星は、距離測定用のPopulationII標準光源として有望です。
IO Cep、IM Cep、TX Ariの公転周期の変化：遠方の成分の質量への経路
| Title |
Orbital_Period_Changes_in_IO_Cep,_IM_Cep_and_TX_Ari:_Path_to_Masses_of_Distant_Components |
| Authors |
V._Bak{\i}\c{s},_Z._Eker,_H._Bak{\i}\c{s},_S._Kayac{\i},_G._Y\"ucel,_E._Tun\c{c},_O._Ta\c{s}p{\i}nar,_Y._Yal\c{c}{\i}n,_A._Melnik,_\c{C}._Esenda\u{g}l{\i} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05376 |
周期的な軌道周期の変化を示す3つのアルゴル型バイナリシステム（IOCep、IMCep、TXAri）が研究されています。地上観測からの最小データとTESS衛星からの高精度測光データの時間の組み合わせにより、バイナリシステムの基本的な光度曲線要素とシステム周辺の離れたコンポーネントの質量関数を推定することができました。半分離連星のシステム形状に対する質量比の関係により、スペクトルを使用せずに連星成分の質量比を決定することができました。GAIAEDR3からの色と距離の情報、および光度曲線分析からのコンポーネントの光の寄与を使用することにより、バイナリコンポーネントの天体物理学的パラメータと、遠方のコンポーネントの最小質量が、約10〜20の不確実性で取得されます。パーセントは、この方法が、十分な分解能とS/N比を備えたスペクトルを取得するのが難しいかすかなシステムで研究する人にとって良いガイドになり得ることを示しています。
SPHERE-SHINE調査中に監視された2つのM1 + mid-M矮星バイナリの動的質量
| Title |
Dynamical_masses_for_two_M1_+_mid-M_dwarf_binaries_monitored_during_the_SPHERE-SHINE_survey |
| Authors |
Beth_A._Biller,_Antoine_Grandjean,_Sergio_Messina,_Silvano_Desidera,_Philippe_Delorme,_Anne-Marie_Lagrange,_Franz-Josef_Hambsch,_Dino_Mesa,_Markus_Janson,_Raffaele_Gratton,_Valentina_D'Orazi,_Maud_Langlois,_Anne-Lise_Maire,_Joshua_Schlieder,_Thomas_Henning,_Alice_Zurlo,_Janis_Hagelberg,_S._Brown,_C._Romero,_Micka\"el_Bonnefoy,_Gael_Chauvin,_Markus_Feldt,_Michael_Meyer,_Arthur_Vigan,_A._Pavlov,_C._Soenke,_D._LeMignant_and_A._Roux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05457 |
SPHERESHINE調査の一部として監視された2つのM1+mid-M矮星連星であるHIP113201ABとHIP36985ABの軌道適合と動的質量を示します。ジャイロクロノロジーを介して年齢を確実に決定するために、40cmの遠隔天文台アタカマ砂漠（ROAD）望遠鏡を使用して、HIP113201とHIP36985の2つの広いKスターコンパニオンであるGJ282ABの測光モニタリングキャンペーンを実施しました。HIP113201ABには1.2$\pm$0.1Gyr、HIP36985ABには750$\pm$100Myrの年齢を採用しています。これらのシステムのすべてのコンポーネントの動的質量を導出するために、平行テンパリングマルコフ連鎖モンテカルロサンプリングを使用して、視線速度、直接イメージング、およびガイアとヒッパルコスの位置天文学の組み合わせに適合させました。HIP113201の直接イメージングと視線速度データをフィッティングすると、一次質量は0.54$\pm$0.03M$_{\odot}$になり、M1スペクトル型と完全に一致し、二次質量は0.145$\pm$M$になります。_{\odot}$。ヒッパルコス/ガイアデータを含む場合と含まない場合の二次質量は、コンパニオンの測光から推定された0.1M$_{\odot}$よりも質量が大きくなります。HIP113201Bの検出されない褐色矮星の伴星は、この明らかな不一致の自然な説明である可能性があります。$>$1Gyrの年齢で、HIP113201Bの30M$_{Jup}$コンパニオンは、システムの光度にごくわずか（$<$1$\％$）の寄与をしますが、強い動的影響を与える可能性があります。HIP36985ABの直接イメージング、視線速度、およびHipparcos/Gaiaの適切な運動異常を当てはめると、一次質量は0.54$\pm$0.01M$_{\odot}$、二次質量は0.185$\pm$0.001M$であることがわかります。_{\odot}$は、成分の質量の測光推定、$M_{K}$から推定された質量、M個の矮星の質量関係、および文献の以前の動的質量とよく一致します。
AGBの進化と元素合成を理解するためのツールとしての新しいPost-AGBスターモデル
| Title |
New_Post-AGB_star_models_as_tools_to_understand_AGB_evolution_and_nucleosynthesis |
| Authors |
Devika_Kamath,_Flavia_Dell'Agli,_Paolo_Ventura,_Hans_Van_Winckel,_Amanda_Karakas,_Silvia_Tosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05535 |
銀河系のAGB後の星のサンプルを研究し、表面の化学組成とs過程の濃縮がわかっています。ガイア視差に基づくこれらの光源の光度の最近の決定は、最初の時間に銀河系のポストAGB星の深い調査を可能にし、質量、化学組成、および前駆体の年齢の観点から個々の天体を特徴づける可能性があります。この目的のために、AGB星の利用可能な進化シーケンスを使用し、AGB後の段階に拡張し、本研究のために特別に計算された新しいモデルによって補完しました。表面の炭素と光度の知識を組み合わせることで、特に表面の化学組成とコア質量の成長を変えることができるさまざまなメカニズムの効率に関して、星の以前の歴史の最も価値のある指標が証明されます。この種の分析により、AGBの全寿命にわたってM型星として進化した低質量の天体、炭素星、熱底燃焼を経験した大規模なAGB星など、さまざまなクラスの星を分析できます。AGBの進化に関連してまだ議論されている問題に新たな光を当てるためのこのアプローチの可能性についてもコメントされています。
ケプラー矮新星の爆発サイクルの周りのちらつき
いくつかの矮新星の高ケイデンスケプラー光度曲線の比類のない量と質を利用して、それらのパワースペクトルのちらつきの強さと高周波スペクトル指数が、これらのシステムの爆発サイクルの周りの大きさの関数として調査されます。ちらつきの強さ（マグニチュードスケールで）が与えられた明るさのしきい値を超えて実質的に一定であり、調査されたシステムのほとんどで弱いマグニチュードでのみ上昇することを示唆する以前の研究。新機能として、同じ大きさのレベルで、バーストからの下降時のちらつきが上昇時よりも強いという意味で、ちらつき強度のヒステリシスが見られます。同様のヒステリシスがスペクトルインデックスにも見られます。どちらの場合も、矮新星爆発のDIMモデル内のもっともらしい仮定の下で定性的に説明することができます。
高温の冠状プラズマにおける2DX点の振動的再結合
| Title |
Oscillatory_Reconnection_of_a_2D_X-point_in_a_hot_coronal_plasma |
| Authors |
Konstantinos_Karampelas,_James_A._McLaughlin,_Gert_J._J._Botha,_St\'ephane_R\'egnier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05712 |
振動再結合（接続性の周期的変化を伴う緩和メカニズム）は、準周期的脈動（QPP）を含むがこれに限定されない太陽大気のいくつかの周期的現象を支える潜在的な物理的メカニズムとして提案されています。しかし、その重要性にもかかわらず、このメカニズムは、高温の冠状プラズマ内で研究されたことはありません。PLUTOコードを使用して、冠状条件下での2D磁気X点の完全圧縮、抵抗性MHD方程式を解くことにより、100万ケルビンプラズマの振動再結合を調査します。その周期性と減衰率を含む結果として生じる振動再接続について報告します。等分配層でのモード変換により、コールドプラズマで見られるものと比較して、電流密度のより複雑な振動プロファイルが観察されます。また、振動再結合メカニズムに異方性熱伝導を追加する効果を初めて検討しました。これにより、振動プロファイルのスペクトルが単純化され、減衰率が増加することがわかりました。重要なことに、熱伝導の追加は、振動再接続メカニズムの発現を妨げません。最後に、平衡磁場強度、減衰率、および振動再結合の周期の関係を明らかにします。これにより、振動再結合を地震学的ツールとして利用するという魅力的な可能性が開かれます。
階層的三項系における歳差運動共鳴
相対論的3体階層システムで発生する新しい種類の共鳴について説明します。歳差運動共鳴は、バイナリの相対論的歳差運動のタイムスケールが遠方の摂動体の周期に等しいときに発生します。ほとんどの以前の研究が想定していることとは反対に、相対論的歳差運動が四重極摂動を支配している場合でも、バイナリの離心率の指数関数的な増加につながる可能性があることがわかります。共鳴はLISAの観測帯域で発生するか、トリプルの離心率分布を変化させる可能性があります。共鳴の物理学について議論し、それが主に3つのパラメーターに依存することを示します。
崩壊する構造物の最大体積について
$\Lambda$CDM一致モデルを含む多くの宇宙論的モデルには、崩壊する構造のサイズに理論上の上限があります。文献で最も一般的な定式化は、球対称のターンアラウンド半径またはターンアラウンドサーフェスを指します。これは、崩壊する流体の内側のフローから外側のハッブル流を分離するゼロ膨張境界として定義されます。一般的なシナリオにアクセスするために、宇宙論的構造の最大体積の観点からこの宇宙論的テストの改善を提案します。これは、ゼロ局所展開ではなく、ゼロ平均展開に相当します。ラグランジュ摂動法とアインシュタイン方程式のスカラー平均を組み合わせることにより、対称性を制限することなく崩壊モデルの最大体積を取得します。この結果をいくつかの正確で不均一なソリューションと比較し、さらなる潜在的な開発について説明します。
Rare-RIリングを使用した質量測定の最初のアプリケーションは、A = 122およびA = 123での太陽のr過程の存在量の傾向を明らかにします。
| Title |
First_application_of_mass_measurement_with_the_Rare-RI_Ring_reveals_the_solar_r-process_abundance_trend_at_A=122_and_A=123 |
| Authors |
H._F._Li,_S._Naimi,_T._M._Sprouse,_M._R._Mumpower,_Y._Abe,_Y._Yamaguchi,_D._Nagae,_F._Suzaki,_M._Wakasugi,_H._Arakawa,_W.B._Dou,_D._Hamakawa,_S._Hosoi,_Y._Inada,_D.Kajiki,_T._Kobayashi,_M._Sakaue,_Y._Yokoda,_T._Yamaguchi,_R._Kagesawa,_D._Kamioka,_T.Moriguchi,_M._Mukai,_A._Ozawa,_S._Ota,_N._Kitamura,_S._Masuoka,_S._Michimasa,_H._Baba,_N._Fukuda,_Y._Shimizu,_H._Suzuki,_H._Takeda,_D.S._Ahn,_M._Wang,_C.Y._Fu,_Q._Wang,_S.Suzuki,_Z._Ge,_Yu._A._Litvinov,_G._Lorusso,_P._M._Walker,_Zs._Podolyak,_and_T._Uesaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05312 |
Rare-RIリング（R3）は、理研の放射性同位体ビーム工場（RIBF）での安定性から遠く離れたエキゾチックな原子核の質量測定専用の、最近委託されたサイクロトロンのようなストレージリング質量分析計です。RIBFのR3質量分析計を使用した質量測定の最初のアプリケーションが報告されています。RIBFで生成された希少同位体、$^{127}$Sn、$^{126}$In、$^{125}$Cd、$^{124}$Ag、$^{123}$PdがR3に注入されました。$^{126}$In、$^{125}$Cd、および$^{123}$Pdの質量が測定され、$^{123}$Pdの質量の不確かさが改善されました。新しい$^{123}$Pdの結果が、中性子星合体イベントにおける太陽の$r$プロセスの存在量に与える影響を、電子の割合$Y_e$を変化させて20の軌道の反応ネットワーク計算を実行することによって調査します。$^{123}$Pdの中性子捕獲断面積が2.2倍に増加し、$^{123}$Rhの$\beta$遅延中性子放出確率$P_{1n}$が増加することがわかります。14\％。$^{122}$Pdの中性子捕獲断面積は2.6分の1に減少し、$A=122$での物質の堆積につながり、太陽の$r$プロセスの存在量の傾向を再現します。さらに、Pd同位体鎖の$N=82$の前に最大に達すると予測される核変形を調べます。新しい質量測定は、そのような大きな変形の証拠を示していませんが、決定的な結論を引き出すために、実験の不確実性をさらに改善する必要があります。これは、重イオンサイクロトロンで実現され、事前に特定された希少核の個別注入を採用した、新しいストレージリング質量分析技術を使用した最初の報告された測定です。後者は、RIBFで生成される最も希少な同位体の将来の質量測定に不可欠です。
| Title |
Hot_neutron_stars_and_their_equation_of_state |
| Authors |
Jin-Biao_Wei_and_G._F._Burgio_and_Ad._R._Raduta_and_H.-J._Schulze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05323 |
一連の微視的、共変密度汎関数、および非相対論的Skyrmeタイプの状態方程式を使用して、有限温度での純粋な核中性子星の構造を研究します。現在利用可能な天体物理学的観測の制約との一致を調べた後、熱効果の大きさは核子の有効質量と冷状態方程式の剛性に依存することがわかりました。星の内部の相対的な熱圧力と相関している、星の安定性に対する有限温度のかなり小さいがモデルに依存する効果を証明します。
Konoplya-Rezzolla-Zhidenko変形パラメータの制約III：重力波観測を使用した恒星質量ブラックホールからの限界
| Title |
Constraining_the_Konoplya-Rezzolla-Zhidenko_deformation_parameters_III:_limits_from_stellar-mass_black_holes_using_gravitational-wave_observations |
| Authors |
Swarnim_Shashank,_Cosimo_Bambi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05388 |
ブラックホール連星の重力波観測は、強磁場領域における重力の基本的な性質をテストするための適切な場を提供します。LIGO-Virgo天文台によって検出された、29のイベントのインスピレーションのデータを使用して、カー仮説の理論にとらわれないテストを実行します。周波数領域で放出される重力波の1次偏差を計算し、Konoplyaによって提案された軸対称非カーブラックホール時空の一般的なクラスに属する2つの変形パラメーター（$\delta_1$と$\delta_2$）に制約を与えます。、Rezzolla＆Zhidenko。私たちの研究は、分析されたすべてのイベントがカー仮説と一致していることを示しています。LIGO-Virgoデータは、X線データ（ペーパーIおよびII）を使用した以前の研究で得られたものよりも、$\delta_1$および$\delta_2$に強い制約を提供しますが、他の変形を制約することはできません。Konoplya-Rezzolla-Zhidenkoメトリックのパラメーター（$\delta_3$、$\delta_4$、$\delta_5$、および$\delta_6$）。
制約された状態方程式からのハイブリッド星
| Title |
Hybrid_stars_from_a_constrained_equation_of_state |
| Authors |
M\'arcio_Ferreira,_Renan_C\^amara_Pereira,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05546 |
メタモデル内で、物質の非閉じ込めへの相転移を可能にする核物質の状態方程式（EoS）の特性を決定します。アイソスカラーチャネルを定義するプロパティが影響を受けるプロパティであることが示されています。特に、相転移は歪度と尖度の値がはるかに大きいことを意味します。ハイブリッド星のクォーク相の記述におけるマルチクォーク相互作用チャネルの効果も研究されています。クォークコアの質量や半径などのNSプロパティは、8クォークベクトルと4クォークアイソベクトル-ベクトル相互作用の間の相互作用依存性を示しています。低質量NS、$M\sim1.4M_\odot$はすでにクォークコアを含み、既存のすべてのNS観測制約を満たしている可能性があることを示します。クォークコアのストレンジネスの内容と音速への影響について議論します。
| Title |
Determination_of_the_symmetry_energy_from_the_neutron_star_equation_of_state |
| Authors |
Pedro_Barata_de_Tovar,_M\'arcio_Ferreira,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05551 |
冷たい$\beta$平衡中性子星物質の状態方程式（EoS）がわかっている場合、飽和密度に近い密度の範囲で、中性子星物質のプロトン分率の決定に導入された不確実性を分析します。特に、ミューオンの寄与を無視することの効果と、陽子-中性子非対称性の2次までの項のみをとることによって核物質のエネルギー密度が十分に記述されていることを考慮することの効果について説明します。$\beta$平衡状態方程式からの対称エネルギーの抽出には、2つのタイプの不確実性が関連付けられている可能性があることが示されています。非対称パラメーターの放物線近似を超える項を無視した場合の過大評価、またはミューオンの寄与は考慮されません。陽子分率の決定に対する対称核物質EoSの不確実性の影響について説明します。中性子星の質量半径曲線は、非対称パラメータの放物線近似に敏感であることを示すことができます。
XENONnT実験における物質の放射性純度の制御
| Title |
Material_radiopurity_control_in_the_XENONnT_experiment |
| Authors |
E._Aprile,_K._Abe,_F._Agostini,_S._Ahmed_Maouloud,_M._Alfonsi,_L._Althueser,_E._Angelino,_J._R._Angevaare,_V._C._Antochi,_D._Ant\'on_Martin,_F._Arneodo,_L._Baudis,_A._L._Baxter,_L._Bellagamba,_R._Biondi,_A._Bismark,_A._Brown,_S._Bruenner,_G._Bruno,_R._Budnik,_C._Capelli,_J._M._R._Cardoso,_D._Cichon,_B._Cimmino,_M._Clark,_A._P._Colijn,_J._Conrad,_J._J._Cuenca-Garc\'ia,_J._P._Cussonneau,_V._D'Andrea,_M._P._Decowski,_P._Di_Gangi,_S._Di_Pede,_A._Di_Giovanni,_R._Di_Stefano,_S._Diglio,_A._Elykov,_S._Farrell,_A._D._Ferella,_H._Fischer,_W._Fulgione,_P._Gaemers,_R._Gaior,_M._Galloway,_F._Gao,_R._Glade-Beucke,_L._Grandi,_J._Grigat,_A._Higuera,_C._Hils,_K._Hiraide,_L._Hoetzsch,_J._Howlett,_M._Iacovacci,_Y._Itow,_J._Jakob,_F._Joerg,_N._Kato,_P._Kavrigin,_S._Kazama,_M._Kobayashi,_G._Koltman,_A._Kopec,_et_al._(90_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05629 |
低放射性建築材料の選択は、まれなイベントの検索にとって最も重要であり、したがってXENONnT実験にとって重要です。広範なラジオアッセイプログラムの結果が報告されています。このプログラムでは、材料サンプルがガンマ線スペクトロメトリー、質量分析、および$^{222}$Rn放射測定でスクリーニングされています。さらに、検出器材料の表面汚染を除去または軽減するために適用される清浄度手順についても説明します。XENONnTモンテカルロシミュレーションの入力として使用されるスクリーニング結果は、その前身であるXENON1Tと比較して材料バックグラウンドの減少（$\sim$17％）を予測します。ラドン放出測定により、XENONnTで予想される$^{222}$Rnの活量濃度は4.2$\、（^{+0.5}_{-0.7}）\、\mu$Bq/kg、3倍と決定されます。XENON1Tに関してより低い。このラドン濃度は、新しいラドン蒸留システムによってさらに抑制されます。
直接検出での暗いバイポータル
バイポータルの単純化された暗黒物質モデルのための低閾値、高解像度の直接検出実験の拘束力の研究を提示します。ここで検討するシナリオでは、暗黒物質と標準模型の粒子は、実験での運動量伝達に関して1つは軽いもの、もう1つは重いものの2つの暗いベクトルメディエーターを介して相互作用します。散乱振幅のレベルでの干渉効果は、微分反跳スペクトルに新しい顕著な形状の特徴をもたらす可能性があり、これは高解像度、低しきい値の実験によって最もよく活用されます。このような効果が支配的なモデルのパラメーター空間内の領域を特定し、原子量の差が大きい複合ターゲット実験がこれらのシナリオを探索するのに理想的であることを示します。現在利用可能なデータと将来のデータを分析するためのプロファイル尤度アプローチを開発します。CRESST-III実験による公開された結果と、COSINUS実験の将来の感度の予測を使用して、モデルのパラメータースペースを制約し、それによって、非標準の特徴を示す暗黒物質モデルのクラスでのそのような分析の可能性を示します。反跳スペクトル。
インフレーションフレーバー振動と宇宙分光法
| Title |
Inflationary_flavor_oscillations_and_the_cosmic_spectroscopy |
| Authors |
Lucas_Pinol,_Shuntaro_Aoki,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Masahide_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05710 |
曲率摂動を超えた任意の数のスカラー変動を特徴とする一般的なインフレーションシナリオ、後者との特定の相互作用のためにインフレーションフレーバー固有状態をダビングし、自由に伝播するインフレーション質量固有状態と混合することを、宇宙分光法によって調べることができることを示します。確かに、原始曲率摂動の3点関数は、絞られた限界で、質量スペクトルだけでなく理論の混合角度にも依存する新しい印象的な動作を示します：変調された振動、冪乗則の破れ、または振動からべき乗則への移行。
巨大な天体物理学の物体は、暗黒物質の局所的な分布を変形させ、暗黒物質の局所的な過密度をもたらします。この現象は、しばしば重力集束と呼ばれます。太陽系では、太陽による重力の集束が、地上実験で暗黒物質信号の変調を引き起こします。質量が約10eV未満の軽いボソン暗黒物質の重力集束を考えます。そのような暗黒物質候補の波の性質は、局所的な過密度とスペクトルの両方でユニークな特徴をもたらし、どちらも実験的に関連している可能性があります。粒子暗黒物質との類似点と相違点に特に注意を払いながら、波の暗黒物質の重力集束と確率論の両方を捉える形式を提供します。暗黒物質のドブロイ波長がシステムのサイズに匹敵するか、それよりも小さくなる場合、および/または暗黒物質の速度分散が十分に小さい場合、密度コントラストとスペクトルの特徴的なパターンが観察されます。重力集束効果は、リラックスしたハロー暗黒物質成分では一般に数パーセントのレベルにとどまりますが、暗黒物質下部構造でははるかに大きくなる可能性があります。いくつかのやる気のある暗黒物質の下部構造を使用して、各下部構造が太陽の重力ポテンシャルにどのように応答するかを調査します。波の暗黒物質が粒子の暗黒物質と同様に振る舞う限界についても議論されています。
| Title |
Cosmology_and_modified_gravitational_wave_propagation_from_binary_black_hole_population_models |
| Authors |
Michele_Mancarella,_Edwin_Genoud-Prachex,_Michele_Maggiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05728 |
ブラックホール連星（BBH）の質量関数、合併率の進化、および宇宙論的パラメーターの共同階層ベイズ分析を使用して、宇宙論的パラメーターと母集団パラメーターの両方に関する情報を抽出できます。この手法を拡張して、修正された重力波（GW）伝搬の効果を含めます。GWTC-3カタログのデータを使用して、この現象を説明するパラメーター$\Xi_0$（GeneralRelativity、GRでは$\Xi_0=1$）の制約について説明します。$\Xi_0$にフラットな事前確率がある場合は$\Xi_0=1.2^{+0.7}_{-0.7}$であり、事前確率がある場合は$\Xi_0=1.0^{+0.4}_{-0.8}$であるという制約があります。$\log\Xi_0$（$68\％$CL、最大事後およびHDI）で均一であり、$\sim30-45M_{\odot}$付近のBBH質量分布の特徴の存在のみに依存します。イベントGW190521が母集団の外れ値と見なされるかどうかに強いです。次に、設計感度でのLIGO/Virgoの人口および宇宙論的分析に対する、修正されたGW伝播の影響をより詳細に研究します。与えられたデータ取得期間において、相対誤差$\Delta\Xi_0/\Xi_0$は、$\Xi_0$の基準値に大きく依存します。これは、基準値が検出率に強い影響を与えるためです。5年間のデータの精度は、$\Xi_0=1$の場合の$\Xi_0$の$\sim10\％$から$\Xi_0=1.8の場合の$\Delta\Xi_0/\Xi_0\sim20\％$の範囲です。$-GRからの大きな偏差であり、現在の制限と一致しており、実行可能な宇宙論モデルによって予測されています。ハッブルパラメータについては、$\DeltaH_0/H_0\sim20\％$の精度、およびピボット赤方偏移$z_*\sim0.8での$H（z）$の精度$\sim7\％$を予測します。$。最後に、自然がGR値$\Xi_0=1$からの偏差が大きい修正重力理論（$\Xi_0=1.8$など）で記述されている場合、GRが推定値に有意なバイアスを生成すると仮定してデータを分析することを示します。質量スケール、ハッブル定数、およびBBHマージ率の値。
ここでは、バリオン非対称性と暗黒物質の起源の両方を早期に予測し、再加熱中に自発的なバリオン数生成を回復するメカニズムを提案します。$U（1）$不変クォーク$Q$とレプトン$L$有効場を使用し、宇宙の環境場$\psi$の進化を結合する相互作用項を使用して、自発的対称性の破れを必要とし、疑似南部を取得します。-ゴールドストーンボソン$\theta$。疑似南部ゴールドストーンボソンは、インフレーション中に宇宙を加速し、インフラトンの役割を果たし、バリオン数生成を可能にします。したがって、$\psi$を超える準静的近似では、バリオンと暗黒物質の準粒子生成率の両方が印象的に見つかり、2つのシナリオを\emph{事実上}統合します。さらに、粒子混合の概要を説明し、暗黒物質がバリオンを引き継ぐことを示します。バリオン数生成が停止し、再加熱温度の最近の制限を採用するときに$\theta$フィールドエネルギー密度が支配的であると仮定すると、暗黒物質成分の数値限界が得られ、最も可能性の高い暗黒物質ボソンがMeVスケールの質量候補と一致することが示されます。最後に、\texttt{XENON1T}コラボレーションによって検出された$1$から$7$〜keVの間の低エネルギー電子反跳イベントの超過を説明するのに適した予測を簡単に強調します。
乱流ダイナモによって生成された磁気エネルギースペクトル：時間不可逆性の影響
乱流流体力学的流れによって移流される磁場の進化の運動学的段階を考察します。Kazantsev-Kraichnanモデルの一般化を使用して、時間の不可逆的なフローを調査します。粘性のあるスケールの範囲では、スペクトルの無限時間の限界はべき乗則ですが、その傾きはカザンツェフモデルによって予測されたものよりも平坦です。この結果は数値シミュレーションと一致しています。初期の段階では、磁気エネルギーの成長速度は、時間対称の場合よりも遅くなります。高磁性のプラントル乱流プラズマの場合、スペクトル形状の形成には非常に長い時間がかかり、非線形性のために発生しない可能性があることを示します。べき法則よりも正確なスペクトル形状の有限時間仮説が提案されています。
Kazantsev-Kraichnanモデルの非ガウス一般化
| Title |
Non-Gaussian_generalization_of_the_Kazantsev-Kraichnan_model |
| Authors |
A.V._Kopyev,_A.M._Kiselev,_A.S._Il'yn,_V.A._Sirota,_and_K.P._Zybin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05738 |
小規模な乱流ダイナモのKazantsev-Kraichnanモデルの自然な一般化を検討します。この一般化は、乱流の統計的な時間の非対称性を考慮に入れているため、エネルギーカスケードを使用して速度場を記述することができます。三次元速度場については、一般化されたカザンツェフ方程式が導き出され、二次磁場相関器の進化が、大きいが有限の磁気Prandtl数について調査されます。$Pr_m\to\infty$として、成長増分はT指数（ラグランジアン変形）法から知られている限界に近づく傾向があることが示されています。磁場の生成は、エネルギーカスケードのどの方向でもガウス速度場の生成よりも弱いことが示され、本質的にプラントル数に依存します。
