スーパーホライズン等曲率ダークエネルギーによる大規模構造
標準的な宇宙論的モデルは、宇宙原理と呼ばれる大規模な背景時空として、均質で等方性の宇宙を想定しています。しかし、いくつかの観測は、大規模で不均一で異方性の宇宙の可能性を示唆しています。この論文では、[Phys。Rev.D99103512（2019）]。このモデルでは、著者は、現在の地平線スケール（スーパーホライズンスケール）よりも十分に大きいスケールで$\mathcal{O}（1）$の不均一性を持つスカラー場を導入し、スカラー場の位置エネルギーが加速膨張を説明しています。宇宙原理からわずかに逸脱しています。このモデルの物質成分の大規模構造（LSS）に関する理論的予測を明らかにすることを目的としています。[arXiv：2111.14174]で提示されたスーパーホライズンスケール変動（スーパーホライズンモード）の研究に基づいて、LSSへの摂動成分が従う方程式を宇宙論的摂動理論の一般化として導き出します。LSSの形成における暗黒エネルギーの不均一性。最後に、モデルの数値解法によって予測された$\sigma_8$を、PlanckやSDSSなどの観測値によって示された$\sigma_8$と比較することにより、モデルが観測値と一致する可能性があることを示します。
| Title |
Observational_cosmology_with_Artificial_Neural_Networks |
| Authors |
Juan_de_Dios_Rojas_Olvera,_Isidro_G\'omez-Vargas,_J._Alberto_V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12645 |
最近の計算能力の向上と膨大な量のデータにより、観測的宇宙論の分析ツールとしての機械学習手法の侵入が可能になりました。この作業の主な目的は、人工ニューラルネットワークとその応用のいくつかを宇宙論に導入することです。基本的な数学的理論から始めて、その計算による実装が続きます。フリードマン方程式に基づいて2つのデータセットからモデルを生成するために、任意のアーキテクチャを使用してニューラルネットワークをゼロから構築します。一方はそれぞれの不確実性で関数を記述し、もう一方は異なる宇宙論的パラメータからモデルを生成します。また、宇宙成分を記述する微分方程式の解から多層パーセプトロンをトレーニングして、実際の進化を正確に近似できるモデルを提供し、計算時間を53\％短縮しました。最後に、ニューラルネットワークは、恒星オブジェクト（星、クエーサー、銀河）の分類タスクを実行するようにトレーニングされました。結果として得られたネットワークのパフォーマンスは、200個のオブジェクトのセットでテストされ、97.65\％の精度が得られました。これらのアプリケーションは、ディープラーニングが物理学、特に宇宙論で持つ可能性のほんの一部です。
曲率シナリオでは、曲率摂動は、曲率減衰でのインフレーション後に生成されます。これは、顕著な非ガウス効果をもたらす可能性があります。自明でない運動項を持つモデルの場合、小規模での曲率摂動の強化を実現できます。これにより、原始ブラックホール（PBH）が大量に生成され、二次重力波（GW）が発生する可能性があります。このように形成されたPBHが宇宙を覆い隠さないという仮定の下で、曲率摂動の非ガウス性は、局所的な2次形式で十分に近似できることがわかります。曲率減衰の瞬間に曲率エネルギーの割合が小さい場合、PBHの存在量と誘導されるGWスペクトルの両方は、曲率摂動のパワースペクトルのみに依存します。小惑星質量のPBHが宇宙の冷たい暗黒物質である場合、$\sim10^{-2}〜\text{Hz}$に$\Omega_\text{IGW}\gtrsim10^{-11}$があります。LISAなどの計画された宇宙GW検出器で検出可能です。
条件付き生成敵対的ネットワークを使用したKiDS-1000調査の断層球質量マップエミュレーター
| Title |
A_tomographic_spherical_mass_map_emulator_of_the_KiDS-1000_survey_using_conditional_generative_adversarial_networks |
| Authors |
Timothy_Wing_Hei_Yiu,_Janis_Fluri,_Tomasz_Kacprzak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12741 |
EuclidEmulatorやCosmicEmuなどの物質パワースペクトルエミュレーターは、パワースペクトルの非線形部分を修正するためのシミュレーションでトレーニングされています。マップベースの分析は、ピークカウントなどの人間が設計した統計を介して、または畳み込みニューラルネットワークなどの機械学習方法を介して、密度フィールドから追加の非ガウス情報を取得します。これらの方法に必要なシミュレーションは、計算時間とストレージの両方の点で非常にリソースを消費します。最近、これらの課題に対処するために、深い生成モデルに基づくマップレベルの密度フィールドエミュレータが提案されました。この作業では、KiDS-1000調査フットプリントの新しいマスマップエミュレーターを紹介します。これは、ノイズのない球形マップをほんの一瞬で生成します。宇宙論的パラメーターのセット$（\Omega_M、\sigma_8）$を入力として受け取り、KiDS-1000断層撮影赤方偏移ビンに対応する5つのマップの一貫したセットを生成します。エミュレーターを構築するために、条件付き生成敵対的ネットワークアーキテクチャと球面畳み込みニューラルネットワーク$\texttt{DeepSphere}$を使用し、N体シミュレーションの質量マップでトレーニングします。一連の定量的比較メトリック（角度パワースペクトル$C_\ell$、ピクセル/ピーク分布、$C_\ell$相関行列、および構造的類似性インデックス）を使用してパフォーマンスを比較します。全体として、これらの要約統計量の一致は、シミュレーショングリッドの中心にある宇宙論では$<10\％$であり、グリッドの端ではわずかに低下します。最後に、エミュレーターと元のシミュレーションセットを使用して、模擬宇宙論的パラメーター推定を実行します。尤度アプローチと尤度フリーアプローチの両方について、これらの制約に良好な一致が見られます。エミュレーターはhttps://tfhub.dev/cosmo-group-ethz/models/kids-cgan/1で入手できます。
再イオン化アレイの水素エポックで観測された宇宙バイスペクトル相に対する一次ビーム効果のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_primary_beam_effects_on_the_cosmic_bispectrum_phase_observed_with_the_Hydrogen_Epoch_of_Reionization_Array |
| Authors |
N._Charles,_G._Bernardi,_H.L._Bester,_O.M._Smirnov,_C._Carilli,_P.M._Keller,_N._Kern,_B._Nikolic,_N._Thygarajan,_E._de_Lera_Acedo,_N._Fagnoni,_M.G._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12765 |
中性水素からの21cmの遷移は、再電離の時代の最良の観測プローブであることが約束されています。21cm信号を測定する際の主な問題は、非常に正確な干渉キャリブレーションを必要とする明るい前景の存在です。閉鎖量は、校正要件を回避する可能性がありますが、方向に依存する影響、特にアンテナの一次ビーム応答の影響を受ける可能性があります。この作業では、相互結合の影響を受けるアンテナ一次ビームが閉鎖位相とそのパワースペクトルに与える影響を調査します。私たちのシミュレーションは、相互結合の影響を受ける一次ビームが前景電力のEoRウィンドウへの漏れにつながることを示しています。これは、相互結合が考慮されていない場合よりも最大$\sim4$桁高くなる可能性があります。ただし、このリークは、29〜mのベースラインを含むトライアドの場合、基本的に$k<0.3$〜$h$〜Mpc$^{-1}$に制限されます。予想どおり、アンテナのサイドローブに明るい前景が現れると、漏れの大きさがより顕著になります。最後に、互いに異なる相互結合ビームを含むトライアドは、同じタイプの相互結合ビームを含むトライアドと同様のパワースペクトルを持っていることがわかります。これは、トライアド（または可視性ペア）内のビーム間の変動が主要ではないことを示しています。EoRウィンドウの前景リークの原因。
内太陽系における微惑星の成長と組成に対するペブル集積の影響
最近の研究は、ますます巨大な微惑星による衝突の古典的な見方とは別に、mmからmサイズの「小石」の降着も地球型惑星の質量軌道分布を再現できることを示しています。ここでは、N体シミュレーションを実行して、内太陽系にあるさまざまな直径の微惑星の成長に対するペブル集積の影響を研究します。シミュレーションは、ガスディスクの寿命中に実行されると同時に、木星の成長も考慮に入れて実行されます。小石の付着により、雪線で小石がより小さなサイズの粒子に断片化し、ガスディスクによって引き起こされる軌道移動効果が有効であるという合理的な仮定により、固体ディスクの質量が初期質量の少なくとも数倍増加する可能性があることがわかります。。小石による質量のそのような大きな寄与は、内側の太陽系の同位体組成が小石の源（すなわち、外側の太陽系）に類似しているべきであることを意味するように思われます。この含意は、サンプリングされた太陽系の観測された元素合成同位体二分法に違反しているように見えます。したがって、ペブル集積は、地球型惑星の形成にほとんどまたはまったく役割を果たしませんでした。
流出するガスと太陽の放射力とトルクにさらされた不規則な形状の彗星粒子のダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_irregularly-shaped_cometary_particles_subjected_to_outflowing_gas_and_solar_radiative_forces_and_torques |
| Authors |
Fernando_Moreno,_Daniel_Guirado,_Olga_Mu\~noz,_Vladimir_Zakharov,_Stavro_Ivanovski,_Marco_Fulle,_Alessandra_Rotundi,_Elisa_Frattin,_and_Ivano_Bertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12457 |
彗星環境においてガス抗力と放射力およびトルクの複合効果を受ける不規則な形状の粒子のダイナミクスを調査します。運動方程式は、原子核表面からガス抵抗が無視できる距離までの距離にわたって統合されます。空気力とトルクは、球対称の膨張ガスを想定して計算されます。計算は、幾何光学限界の粒子サイズに制限されます。これは、放射トルク計算の有効範囲です。不規則な粒子の動的な振る舞いは、回転楕円体などの非球形であるが対称的な粒子によって示されるものとはかなり異なります。ロゼッタミッションのターゲットである67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星への力学モデルの適用が行われます。粒子サイズが約10マイクロメートルを超える場合、核表面から約100kmの距離までのガス駆動トルクと比較して、放射トルクは無視できることがわかりました。粒子の回転周波数は、粒子のサイズ、形状、およびヘリオセントリック距離に依存しますが、終端速度は、サイズとヘリオセントリック距離にも依存しますが、粒子の形状への依存性はごくわずかです。太陽から彗星への方向の粒子投影面積の合計と、それに垂直な任意の方向の粒子投影面積の合計の比率はほぼ1であり、観測されたU字型散乱位相の解釈を示しています。彗星67Pコマでのロゼッタ/OSIRISによる機能は、粒子の機械的整列にリンクすることはできません。
小天体表面でのレゴリス運動の長期的傾向
この論文は、非線形ダイナミクスの観点から、太陽系小天体の表面上の乱れたレゴリス物質の長期移動を研究している。複雑な地形と不規則な重力場を組み合わせた、経年的な質量運動の近似モデルを提案します。代表として小惑星101955ベンヌを選択し、動的環境の地球規模の変化を調べます。これは、スピンアップした小惑星のクリーピング-スライディング-シェディング領域の分割を示しています。クリーピング領域では、「トリガースライド」運動モードの仮定に基づいて、乱れたレゴリス粒子の動的方程式が確立されます。長期的なレゴリス運動の動的特性を明らかにするために、システムの平衡点、局所的な多様体、および大規模な軌道が計算されます。一般に、スピン速度が低い場合、表面のレゴリス粒子は、ジオポテンシャルの勾配によって支配される極/赤道領域から中緯度に向かって流れます。レゴリス粒子は高速で回転しますが、赤道に向かって移動する傾向があります。これは、低緯度での局所平衡のトポロジーシフトと並行して発生します。長期的な観点から、平衡点がレゴリス運動の世界的な傾向を支配していることがわかります。この論文で開発された方法論を使用して、スピンアッププロセス中のレゴリス材料の経年運動の見通しまたは振り返りを示し、その結果は平衡の重要な規制上の役割を明らかにしています。さまざまなスピン速度の下での動的スキームの詳細な調査を通じて、スピンアッププロセス中のレゴリス運動の世界的な傾向のマクロ予測を達成します。これは、レゴリス材料の長期的な動きによって引き起こされる世界的な地質学的進化を説明します。
近接する巨大な太陽系外惑星の高い金属量の起源II降着のスイートスポットの性質
| Title |
The_origin_of_the_high_metallicity_of_close-in_giant_exoplanets_II_The_nature_of_the_sweet_spot_for_accretion |
| Authors |
Sho_Shibata,_Ravit_Helled_and_Masahiro_Ikoma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12623 |
巨大惑星の構成は、それらの形成の歴史を反映しています。惑星移動の段階での微惑星の降着は、巨大な惑星への重元素の供給につながる可能性があります。前回の論文（Shibataetal。2020）では、惑星移動中の微惑星降着が原始惑星系円盤のかなり狭い領域で発生することを示しました。これを「降着のスイートスポット」と呼びます。この論文の目的は、スイートスポットの性質を明らかにし、ガス巨大惑星の組成を決定する際のスイートスポットの役割を調査することです。スイートスポットに必要な条件を分析的に導き出します。次に、導出された方程式を数値シミュレーションと比較します。スイートスポットに必要な条件は、微惑星軌道のガス減衰タイムスケールと惑星移動タイムスケールの比率で表すことができることがわかります。惑星移動のタイムスケールがディスクガスの表面密度に逆に依存する場合、スイートスポットの位置はディスクの進化によって変化しません。惑星によって降着する微惑星の質量は、平均運動共鳴によって羊飼いにされる微惑星の量に依存します。私たちの分析は、微惑星の数十の地球質量が微惑星の衝突なしにスイートスポットに羊飼いになることができることを示唆しています。しかし、より多くの微惑星が平均運動共鳴に閉じ込められると、衝突カスケードは微惑星の断片化につながる可能性があります。これは、惑星系のスイートスポットの位置と小さな物体の数に影響を与える可能性があります。ガス巨大惑星の構成は、惑星がそれらの形成中にスイートスポットを横切ったかどうかに依存すると結論付けます。スイートスポットよりも外側にあると予想される冷たい巨大惑星の金属量を制限することは、巨大惑星の重元素の起源を理解するための重要な情報を明らかにするでしょう。
3つのダスト集団の物語：可変$ R _ {\ rm {V}} $とへびつかい座ゼータに向けた視線に沿った極端な分極
| Title |
A_Tale_of_Three_Dust_Populations:_Variable_$R_{\rm{V}}$_and_Extreme_Polarization_Along_Sightlines_Toward_$\zeta$_Ophiuchi |
| Authors |
Ashley_N._Piccone_and_Chip_Kobulnicky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12214 |
塵は星間物質に浸透し、背景の星の光を赤くし、偏光させますが、塵の性質は地域の環境によって異なります。高度に照射された拡散雲の塵を特徴づけるために、中緯度$b$=$+$24$^{\circ}$O9.2IV星$\zeta$Ophiuchiを取り巻く27個の星に向かって赤みと光の偏光を測定します、新しい光学分光法と偏光測定を使用します。距離とともに徐々に脱赤および脱分極し、これらの視線に沿ってダスト成分を区別できるようにします。データは、3つの異なる塵の集団を示しています。平均的な天の川の塵に特徴的な前景成分（$R_{\rm{V}}$$\approx$3.1、$d$$\lesssim$180pc）、高度に分極化した中距離成分$\zeta$Oph（$R_{\rm{V}}$$\approx$2.4、200pc$$<$$d$$<$300pc）、および非極性の遠方成分（$R_{\rm{V}}$$\approx$3.6、600pc$$<$$d$$<$2000pc）。視野にまたがる著名な8$\mu$mの赤外線縞は、多環芳香族炭化水素の含有量が高く、$\zeta$Ophによって照らされている可能性があります。前景を差し引いた偏光は、これらの縞とほぼ一致します。これは、$\zeta$Ophのすぐ後ろにあり、高度に偏光した中距離の塵を構成していると私たちは主張します。この成分は非常に効率的に分極し（$P_{\rm{V}}$$>$9.1$E（BV）$）、高度な粒子配列を意味し、分極の大部分が体積分率のごく一部で発生することを示唆しています。遠方の成分の大きな$R_{\rm{V}}$は、銀河面（$z$$>$250pc）の上の塵が、天の川の平均よりも大きな粒子の割合が多いことを示しています。
| Title |
Flash-light_on_the_Ring:_hydrodynamic_simulations_of_expandingsupernova_shells_near_supermassive_black_holes |
| Authors |
B._Barna,_J._Palou\v{s},_S._Ehlerov\'a,_R._W\"unsch,_M._R._Morris,_Pierre_Vermot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12237 |
銀河中心の超大質量ブラックホール（SMBH）がそれらの質量を蓄積する方法は完全には決定されていません。大規模な場合、それは銀河の遭遇、渦巻き状の腕や棒に接続された大量の流入、または銀河の中心部での超新星（SN）爆発からの膨張する殻によって支配されます。後者のプロセスの調査では、現象を組み立てるために必要な多次元パラメータ空間を探索するために、ガスの動的シミュレーションの広範なセットが必要です。この論文の目的は、SMBHへの降着を誘発するための超新星の重要性の調査を拡張し、完全な流体力学的コードFlashと薄いシェル近似を使用するはるかに計算量の少ないコードRingとの比較を実行することです。銀河中心と同様の重力ポテンシャルで、さまざまな均質で乱流の環境で3D膨張シェルをシミュレートします。均質な媒体では、シェルの形状と、亜音速になるまでの進化全体を通しての同等の半径で、フラッシュとリングの間に説得力のある一致が見られます。非常に不均一で乱れた媒体では、シェルの形状とサイズ、およびそれらが降着流に加わると仮定する中央の1個の球との最初の接触の時間についてもよく一致しています。この比較は、銀河中心の距離が5pcで発生するSNが、通常、銀河中心の周りの中央の1pcに1〜3$M_\odot$を駆動するという命題を支持しています。
WISEサーベイXIの大規模および遠隔クラスター：$ z \ sim 1 $でのMaDCoWSクラスターの恒星質量分率と光度関数
| Title |
The_Massive_and_Distant_Clusters_of_WISE_Survey_XI:_Stellar_Mass_Fractions_and_Luminosity_Functions_of_MaDCoWS_Clusters_at_$z_\sim_1$ |
| Authors |
Bandon_Decker,_Mark_Brodwin,_Ripon_Saha,_Thomas_Connor,_Peter_R._M._Eisenhardt,_Anthony_H._Gonzalez,_Emily_Moravec,_Mustafa_Muhibullah,_S._Adam_Stanford,_Daniel_Stern,_Khunanon_Thongkham,_Dominika_Wylezalek,_Simon_R._Dicker,_Brian_Mason,_Tony_Mroczkowski,_Charles_E._Romero_and_Florian_Ruppin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12239 |
赤方偏移範囲$0.951\leqz\leq1.43$で、WISEサーベイの大規模および遠隔クラスター（MaDCoWS）からの\Ncl\クラスターのサンプルの恒星の質量分率と複合光度関数（LF）を示します。光学および深部中赤外線測光のSEDフィッティングを使用して、これらのクラスターへの視線に沿ったオブジェクトのメンバーシップを確立し、メンバー銀河の恒星の質量を計算します。これらのクラスターの恒星の質量分率は、クラスターの総質量と負の相関を示すように見えることを含め、以前の研究とほぼ一致していることがわかります。12個のクラスターすべてについて、複合$3.6〜\mathrm{\mum}$LFを$m^*+2.5$まで測定します。Schechter関数をLFに当てはめると、特徴的な$3.6〜\mathrm{\mum}$の大きさが$m^*=19.83\pm0.12$で、かすかな端の傾きが$\alpha=-0.81\pm0であることがわかります。$\bar{z}=1.18$の平均赤方偏移での完全なサンプルの場合は10$。また、クラスターをそれぞれ$\bar{z}=1.29$と$\bar{z}=1.06$の高赤方偏移ビンと低赤方偏移ビンに分割し、各ビンの複合LFを測定します。$m^*$と$\alpha$には、小さいながらも統計的に有意な進化が見られます。これは、受動的な進化と一致しています。z\sim1$。これは、高赤方偏移での銀河団集団の進化を研究する上での深赤外線データの重要性を浮き彫りにします。
Westerbork Coma Survey：かみのけ座銀河団のブラインドで深みのある高解像度のHI調査
| Title |
The_Westerbork_Coma_Survey:_A_blind,_deep,_high-resolution_HI_survey_of_the_Coma_cluster |
| Authors |
D._Cs._Molnar,_P._Serra,_T._van_der_Hulst,_T._H._Jarrett,_A._Boselli,_L._Cortese,_J._Healy,_E._de_Blok,_M._Cappellari,_K._M._Hess,_G._I._G._Jozsa,_R._M._McDermid,_T._A._Oosterloo,_and_M._A._W._Verheijen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12244 |
ウェスターボーク合成電波望遠鏡を使用して、かみのけ座銀河団のHI含有量を調査するブラインドウェスターボーク合成コマ調査を紹介します。調査は、クラスター中心の周りの内側の$\sim$1Mpcを対象とし、南西のNGC4839グループに向かって1.5Mpcまで広がっています。この調査では、Comaボリューム全体の原子ガスを$\sim$10$^{19}$cm$^{-2}$および10$^8$M$_{\odot}$の感度までプローブします。自動ソース検出と光学赤方偏移でのソース抽出および視覚的検証を組み合わせて、40個のHI検出を取得しました。そのうち24個は新しいものです。サンプルの半分以上は、クラスター環境との継続的な相互作用を示す摂動されたHI形態を示しています。補助的なUVと中赤外線を使用して、それらの恒星の質量と星形成率を測定し、HIの特性を、同様の恒星の質量と星形成率の範囲にまたがる散在銀河のセットと比較しました。HIで選択されたコマ銀河の$\sim$75\％は、同時に星形成率を高め（$\sim$0.2dex）、散在銀河と比較してHIが不足している（$\sim$0.5dex）ことがわかります。同じ恒星の質量。私たちのトイモデルによると、HIの欠乏と星形成活動の強化は、H$_2$の含有量がほとんど影響を受けないまま、非常に短い時間スケールですでに高度に星を形成している銀河のHIストリッピング、またはHIストリッピングの組み合わせに起因する可能性があります。HIからH$_2$への変換の一時的なブーストに、最終的に銀河をクエンチする前に、ラムの圧力によって引き起こされる短いスターバーストフェーズを引き起こします。
M87およびM49の球状星団システムのカラーグラデーション
| Title |
The_Color_Gradients_of_the_Globular_Cluster_Systems_in_M87_and_M49 |
| Authors |
Yiming_Wu,_Chengze_Liu,_Eric_W._Peng,_Youkyung_Ko,_Patrick_C\^ot\'e,_Rashi_Jain,_Laura_Ferrarese,_Xiaohu_Yang,_Ariane_Lan\c{c}on,_Thomas_Puzia_and_Sungsoon_Lim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12334 |
ACSおとめ座銀河団調査（ACSVCS）と次世代おとめ座銀河団調査（NGVS）のデータを組み合わせて、おとめ座銀河団の2つの最も巨大な銀河、M87とM49、半径$\sim15〜R_e$（M87の場合は$\sim200$kpc、M49の場合は$\sim250$kpc）。これらの大きな半径に向かって、有意な負の色のグラデーション、つまり距離が長くなるにつれて青くなることがわかります。勾配は、主に赤と青のGC数の比率が外向きに減少することによって促進されます。カラーグラデーションは、別々に取得されたGCの赤と青のサブポピュレーションで$\sim15〜R_e$まで検出されます。さらに、伴銀河の低質量楕円銀河をシステムと見なすと、負のカラーグラデーションが見つかります。つまり、ホスト銀河の中心に近い伴銀河は、通常、星とGCの両方でより赤い色指数を持っています。巨大な初期型銀河の「二相」形成シナリオによれば、ホスト銀河は第二相で低質量伴銀河から星とGCを降着させます。したがって、付着したGCシステムは、衛星集団に存在する負のカラーグラデーションを自然に継承します。これは、GCシステムのカラーグラデーションが、複数のマイナーな合併後も大きな半径で観察できる理由を説明できます。
教師なし学習を適用して進化の歴史を解決し、IllustrisTNGで銀河ハローのつながりを探る
| Title |
Applying_unsupervised_learning_to_resolve_evolutionary_histories_and_explore_the_galaxy-halo_connection_in_IllustrisTNG |
| Authors |
Tristan_Sohrab_Fraser,_Rita_Tojeiro,_Harry_Chittenden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12516 |
銀河観測量のガウス混合モデルを使用した教師なし機械学習を使用して、IllustrisTNG-100銀河の明確な進化の歴史を特定することの有効性を調べます。圧縮された金属量の履歴と星形成の履歴をクラスタリングすることで、（ハローの質量分率と生息域外の質量分率の両方で）明確な進化特性を持つ銀河の亜集団がどのように生成されるかに焦点を当てます。対照的に、測光色を使用したクラスタリングでは、このような履歴を解決できません。文献でサポートされているさまざまな進化のシナリオを反映する、関心のあるいくつかの集団を特定します。特に、上部の赤いシーケンス$M_{*}>10^{10}M_{\odot}$に生息する銀河の集団を特定します。この銀河は、固定質量と星に存在する生息域外合併の質量分率が大幅に高くなっています。明らかに静止している赤いシーケンスに沿って重複する衛星が優勢な集団とは対照的に、まだ完全に消光していない形成の歴史。クラスタリングを拡張して、静止銀河をさらに3つではなく、4つのクラスターで研究します。一方、星形成銀河は、ほとんどが1つのクラスターに制限されており、消光へのさまざまなサポートされた経路を示しています。これらの母集団に加えて、観察調査に容易に適用できる他のクラスターから少数の母集団を特定し、観察コンテキストでこの作業を拡張できるようにし、IllustrisTNGエコシステム内の結果を裏付けます。
HII領域からの天の川の化学物質の存在量の勾配：ガイアEDR3視差と温度の不均一性に由来する距離
| Title |
Gradients_of_chemical_abundances_in_the_Milky_Way_from_HII_regions:_distances_derived_from_Gaia_EDR3_parallaxes_and_temperature_inhomogeneities |
| Authors |
J._E._M\'endez-Delgado,_A._Amayo,_K._Z._Arellano-C\'ordova,_C._Esteban,_J._Garc\'ia-Rojas,_L._Carigi_and_G._Delgado-Inglada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12600 |
Arellano-C\'ordovaetal。で発表された42のHII領域の深い光学スペクトルを使用して、天の川のHe、C、N、O、Ne、S、Cl、およびArの放射状存在度勾配の再評価を提示します。（2020、2021）およびM\'endez-Delgadoetal。（2020）次の影響を調査します：（1）GaiaEDR3視差に基づく新しい距離の決定、および（2）イオン存在量を導出するためのPeimbertの温度変動パラダイム（$t^2>0$）の使用。GaiaEDR3データに基づく距離は、分光光度星の距離で較正されたものよりも分散と不確実性が少ない、電波視差で較正された銀河の回転曲線に基づく運動学的距離とより一致していることがわかります。ガイア視差に基づく距離--DR2またはEDR3--は、$\sim7$kpcよりも小さい距離での銀河勾配の以前の決定で観察された内部平坦化を排除します。$t^2>0$と仮定して決定された存在量とグラジエント（Oだけでなく残りの元素についても）は、存在量の不一致の問題の影響を受けず、ほとんどの元素の太陽の存在量とほぼ一致する元素の存在量を示します。Heの放射状存在量勾配は、原始的なHe存在量の最も正確な推定値と一致していることがわかります。サンプルの化学的存在量に方位角変動の証拠は見つかりません。さらに、O勾配の小さな分散（光イオン化領域の金属量の指標）は、HII領域のガスが銀河のサンプリングされた領域で十分に混合されていることを示しています。
ディープラーニングを使用した2つの相互作用銀河の動的パラメーターの推定
| Title |
Estimating_dynamical_parameters_of_two_interacting_galaxies_using_Deep_Learning |
| Authors |
Adarsh_Mahor,_Janvita_Reddy,_Amitesh_Singh,_Shashwat_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12604 |
銀河の相互作用と合併の背後にある科学は基本的な役割を果たしており、銀河の形成とその進化についての洞察を与えてくれます。変動する角運動量は、極リング、潮汐尾、波紋などの異常なイベントの原因です。銀河の相互作用に関連するさまざまな現象を研究するには、相互作用銀河の質量比、軌道パラメータ、質量分布、形態などのさまざまなパラメータが必要です。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、画像データの分類に広く使用されています。したがって、問題へのアプローチとしてCNNを使用しました。この作業では、銀河の合体の画像スナップショットを使用して、GalMerデータベースの銀河合体の最先端の磁気流体力学シミュレーションからのデータをさまざまな動的パラメーターで使用し、それらをディープラーニングモデル（ResNet）。私たちが目指している動的パラメータ。スピン、相対傾斜角（$i$）、視角（$\theta$）、および方位角（$\phi$）になります。ウェブスクレイピング法を使用してバルクデータをダウンロードすることを目指しています。最初のアプローチは、これらのパラメーターのさまざまな組み合わせを作成して60のクラスを形成することです。データをモデルにフィードすることで、93.63％の精度を達成しました。分分類で良好な結果が得られたため、2番目のアプローチである回帰に移行しました。ここで、モデルは動的パラメーターの連続的で正確な値を予測できます。テストデータで99.86％の決定係数値と0.0833の平均二乗誤差を達成しました。最後に、SloanDigitalSkySurveyのデータを使用して、トレーニング済みのモデルをいくつかの実像でテストしました。
エッジを外す-フィラメントとエンドコアの同時形成
| Title |
Taking_off_the_edge_--_simultaneous_filament_and_end_core_formation |
| Authors |
Stefan_Heigl,_Elena_Hoemann,_Andreas_Burkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12640 |
有限長の理想化された星形成フィラメントのシミュレーションは、通常、それぞれの端で形成される2つのコアによって支配されるコアの成長を示しています。エンドコアは、フィラメントの端で加速が強く増加するために形成され、フィラメントがその軸に沿って崩壊する間に材料が一掃されます。この成長モードは通常、フィラメント内の他のコア形成モードよりも高速であるため、通常、フィラメント内で形成される他のコアと比較して、エンドコアの質量と密度が支配的です。しかし、星形成フィラメントの観察では、フィラメントの端にあるコアのこの有病率を示さないことがよくあります。有限の収束流で形成される降着フィラメントの数値シミュレーションを使用して、エンドコアの抑制につながる可能性のあるメカニズムを調査します。このような設定では、エンドコアがすぐに内側に移動し始めますが、これらの外側に材料が蓄積し続けると、重要な違いが生じます。これらの位置は、エッジではなく、より大きなフィラメント構造内にあります。これにより、新しい材料によってさらに外側に埋め込まれるため、内向きの重力加速度が緩和されます。結果として、これらの2つのコアは、エッジ効果に対して期待されるほど速く成長せず、したがって、フィラメント内の他のコア形成モードを支配しません。
星形成における磁気超臨界への初期の移行
| Title |
An_Early_Transition_to_Magnetic_Supercriticality_in_Star_Formation |
| Authors |
Tao-Chung_Ching,_Di_Li,_Carl_Heiles,_Zhi-Yun_Li,_Lei_Qian,_Youling_Yue,_Jing_Tang,_Sihan_Jiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12644 |
磁場は、星間物質と星形成の進化において重要な役割を果たします。星間電界強度の唯一の直接プローブとして、特に冷たい分子ガスに適したZeemanプローブがないため、信頼できるZeeman測定値はまばらなままです。ここでは、スターレスとスターレスの間の初期遷移におけるよく研究された原始星のコアであるL1544に向かうHIナロー自己吸収（HINSA）を介した$+$3.8$\pm$0.3$\mu$Gの磁場の検出を報告します。高い中心数密度と低い中心温度を特徴とする原始星相。クエーサーHI吸収、HI放出、OH放出、およびHINSAのZeeman測定値を組み合わせた分析により、原子冷中性媒体（CNM）から分子エンベロープへのコヒーレント磁場が明らかになります。HINSAによってトレースされた分子エンベロープは、磁気的に超臨界であり、密度が大幅に増加しているにもかかわらず、周囲の拡散した磁気的に亜臨界のCNMに匹敵する電界強度を持っていることがわかります。したがって、星形成に必要な、質量に対する磁束の減少は、拡散CNMからHINSAによって追跡された分子ガスへの移行中に、磁気的に超臨界コアが星に崩壊することは、磁気的に未臨界のエンベロープから形成されます。
明白な視界に隠されている：大規模で拡散した星形成銀河のUVITとMUSEの発見
| Title |
Hidden_in_Plain_Sight:_UVIT_and_MUSE_Discovery_of_a_Large,_Diffuse_Star-Forming_Galaxy |
| Authors |
Jyoti_Yadav_(IIA),_Mousumi_Das_(IIA),_Sudhanshu_Barway_(IIA)_and_Francoise_Combes_(Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12720 |
UltraVioletImagingTelescope（UVIT）遠赤外線観測、Multi-UnitSpectroscopicExplorer（MUSE）からのアーカイブ光学データ、およびDarkEnergyCameraLegacySurvey（DECaLS）を使用して、星の形成を示す近くの大きな拡散銀河の発見を報告します。、および赤外線調査施設（IRSF）の近赤外線観測。銀河は、背景の銀河であるNGC6902Aと重なっているため、以前は検出されませんでした。それらは一緒に相互作用システムとして誤って分類されました。NGC6902Aの赤方偏移は0.05554ですが、MUSEの観測によると、相互作用する尾は、赤方偏移0.00980の別の星形成前景銀河です。新しい銀河をUVITJ202258.73-441623.8（UVITJ2022）と呼びます。近赤外線観測は、UVITJ2022の恒星の質量が8.7$\times$10$^{8}$M$_{\odot}$であることを示しています。その内側の円盤（R$<$4kpc）は、進行中の大規模な星形成からのUVおよびH$\alpha$放射を示しています。ディスクの残りの部分は、光度が非常に低く、恒星の表面密度が低く、半径R$\sim$9kpcまで広がっています。速度と金属量の分布図と星形成の歴史は、UVITJ2022が3回の星形成のバーストを経たことを示しています。最新のエピソードは進行中であり、内部ディスクに広範囲のH$\alpha$とUV放射が存在することでサポートされています。銀河はまた、遠紫外線で斑状の渦巻腕を示し、棒のような特徴に沿って金属量が強化されています。したがって、UVITJ2022は、拡散銀河でトリガーされた星形成のユニークな例であり、その結果、その内側の恒星円盤が成長します。私たちの研究は、（i）それらの重ね合わせのために相互作用銀河として誤って解釈された同様の拡散銀河が存在する可能性があり、（ii）UVまたはH$\alpha$がそのような拡散銀河を検出する方法である可能性があるという興味深い可能性を提起します私たちのローカルユニバース。
NGC891における超大光度X線源の長期研究
| Title |
A_Long-term_Study_of_Ultraluminous_X-ray_Sources_in_NGC_891 |
| Authors |
Nicholas_M._Earley,_Vikram_V._Dwarkadas_(University_of_Chicago)_and_Victoria_Cirillo_(Fordham_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12212 |
エッジオン渦巻銀河NGC891の3つの超大光度X線源（ULX）の\emph{Chandra}および\emph{XMM-Newton}スペクトルに経験的な適合を実行し、17年間の時間枠でこの領域を監視します。これらのソースの1つは、1990年代初頭から\emph{ROSAT}で表示され、\emph{Chandra}と\emph{XMM-Newton}で複数回観測されています。2011年以降、もう1つが表示されています。すべてのエポックで利用可能なすべてのデータを分析することにより、これらのソースの以前の分析に基づいています。可能な場合は、\emph{Chandra}データが使用されます。これは、その優れた空間分解能により、個々の光源からの放射をより効果的に分離できるため、スペクトル特性をより適切に決定できるためです。また、2016年11月から2017年1月までの2か月間で視界から消えた、新しい過渡ULX、CXOUJ022230.1+421937を特定します。各エポックでの各ソースのモデリングは、熱から6つの異なるモデルを使用して実施されました。降着円盤モデルへの制動放射。残念ながら、多くのULXで一般的であるように、他のモデルよりもはるかに優れた適合をもたらす単一のモデルはありません。2つの既知の光源には、5年以上にわたってかなり一貫した光度が吸収されていませんでした。新しいトランジェントULXのさまざまな可能性が検討されています。
クエーサー3C273における相対論的ジェットのコリメーション
| Title |
Collimation_of_the_relativistic_jet_in_the_quasar_3C_273 |
| Authors |
Hiroki_Okino,_Kazunori_Akiyama,_Keiichi_Asada,_Jos\'e_L._G\'omez,_Kazuhiro_Hada,_Mareki_Honma,_Thomas_P._Krichbaum,_Motoki_Kino,_Hiroshi_Nagai,_Masanori_Nakamura,_Uwe_Bach,_Lindy_Blackburn,_Katherine_L._Bouman,_Andrew_Chael,_Geoffrey_B._Crew,_Sheperd_S._Doeleman,_Vincent_L._Fish,_Denise_Gabuzda,_Ciriaco_Goddi,_Sara_Issaoun,_Michael_D._Johnson,_Svetlana_Jorstad,_Shoko_Koyama,_Colin_J._Lonsdale,_Ivan_Mart\'i-Vidal,_Lynn_D._Matthews,_Yosuke_Mizuno,_Kotaro_Moriyama,_Hung-Yi_Pu,_Eduardo_Ros,_Tuomas_Savolainen,_Fumie_Tazaki,_Jan_Wagner,_Maciek_Wielgus,_Anton_Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12233 |
活動銀河核（AGN）の中心にある超大質量ブラックホール（SMBH）の近くから発射される相対論的ジェットのコリメーションは、AGNジェットの性質を理解するための重要な質問の1つです。しかし、クエーサーのようなAGNの詳細なジェット構造についてはほとんど知られていません。これらのオブジェクトを解決するには、非常に高い角度分解能が必要だからです。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを含む、グローバルミリメーターVLBIアレイで初めて実行された、86GHzでの典型的なクエーサー3C273の非常に長いベースライン干渉法（VLBI）観測を提示します。私たちの観測は、$\sim$60${\rm\mu}$asまでのビーム形成角度分解能を達成し、ジェットの最も内側の部分を$\sim10^5$シュワルツシルト半径のスケールで分解します。15、22、および43GHzでの3C273の近接時間高感度アレイ観測を含む私たちの観測は、内側のジェットが放物線状にコリメートし、外側のジェットが他の近くの低光度AGNからのジェットと同様に円錐状に膨張することを示唆しています。$\sim8\times10^{6}$シュワルツシルト半径でジェットコリメーションブレークを発見し、クエーサージェットの構造遷移の最初の説得力のある証拠を提供しました。3C273のコリメーションブレークの位置は、中央のSMBHから重力の影響範囲（SGI）のさらに下流にあります。他のAGNジェットの結果から、AGNジェットのコリメーションゾーンの終わりは、SMBHのSGIだけでなく、中心核のより多様な特性によっても支配されていることがわかります。
FRB20121102Aに照らした高速電波バーストの基準への新しい洞察
高速電波バースト（FRB）の総イベント数は、既存の電波望遠鏡の改良と新しい施設の完成に伴い、急速に蓄積されています。特に、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）コラボレーションは、47日間の短い観測期間で1,000回を超えるバーストを報告しました\citep{LiD2021}。彼らの研究における興味深い二峰性の分布は、FRBの定義を再考する動機となっています。この作業では、2つの物理的な種類の電波バーストにバイモーダル分布を割り当てます。これらの電波バーストは、異なる放射メカニズムを持っている可能性があります。2つのサブタイプを分離するために輝度温度を使用することを提案します。FRB20121102Aの場合、臨界輝度温度は$T_{\rmB、cri}\simeq10^{33}\、\rmK$です。$T_{\rmB}\geqT_{\rmB、cri}$のバーストは、「古典的な」FRBとして示され、さらに、厳密なパルス幅とフルエンスの関係（$T\propto\mathcal{F_\nu）が見つかります。それらのために}^{0.306}$）。それどころか、他のバーストは、異なる物理プロセスから発生する可能性のある「非定型」バーストと見なされます。各FRBイベントについて、同様の分割線が存在する必要がありますが、$T_{\rmB、cri}$は必ずしも同じではないことをお勧めします。その正確な値は、FRBの放射メカニズムと線源の特性によって異なります。
とも座Aの中央コンパクト天体の非軸対称表面温度分布の測定
| Title |
Measuring_the_Non-Axially-Symmetric_Surface_Temperature_Distribution_of_the_Central_Compact_Object_in_Puppis_A |
| Authors |
J._A._J._Alford,_E._V._Gotthelf,_R._Perna,_J._P._Halpern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12311 |
中央コンパクトオブジェクト（CCO）の表面温度分布は、それらの地殻磁場強度と形状の強力なプローブです。ここでは、$471$ksのXMM-Newtonデータを使用して、とも座A超新星残骸（SNR）のCCOであるRXJ0822$-$4300の表面温度分布をモデル化します。重力赤方偏移と光の曲がりの一般相対論的効果を完全に含む16のエネルギーバンドでエネルギー依存パルスプロファイルを計算し、表示ジオメトリを制約することに加えて、異なる温度と領域の2つの加熱された表面領域を正確にモデル化します。これにより、2つの温度が正確に測定されます。$kT_{\rmwarm}=（1+z）\times0.222_{-0.019}^{+0.018}$keVおよび$kT_{\rmhot}=（1+z）\times0.411\pm0.011$keV。初めて、純粋な対蹠ホットスポットジオメトリからの偏差を測定できるようになりました。最小値は$1です。\！^{\circ}1\pm0。\！^{\circ}2$、最も可能性の高いジオメトリの中で、期待値は$9。\！^{\circ}35\pm0。\！^{\circ}17$です。この非対称性の発見は、2つの放出領域間の$\approx2$温度差の要因とともに、RXJ0822$-$4300が強力で絡み合った地殻磁場で生まれたことを示している可能性があります。
銀河面可変電波源の構造的およびスペクトル特性
| Title |
Structural_and_spectral_properties_of_Galactic_plane_variable_radio_sources |
| Authors |
Jun_Yang_(1_and_2),_Yongjun_Chen_(3),_Leonid_I._Gurvits_(2_and_4),_Zsolt_Paragi_(2),_Aiyuan_Yang_(5),_Xiaolong_Yang_(3)_Zhiqiang_Shen_(3)_((1)_Onsala_Space_Observatory,_Sweden_(2)_JIVE,_Netherlands,_(3)_Shanghai_Astrnomical_Observatory,_China,_(4)_Delft_University_of_Technology,_Netherlands,_(5)_MPIfR,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12526 |
時間領域では、特に銀河面方向に沿った電波の空は、星、恒星、超大質量ブラックホールに関連するさまざまなエネルギー活動のために大幅に変化する可能性があります。5.0GHzでの銀河面のマルチエポック超大型アレイ調査を使用して、ベッカー等。（2010）フラックス密度範囲1-70mJyの39の可変電波源のカタログを提示しました。それらの電波構造とスペクトルを精査するために、超長基線干渉法（VLBI）イメージング技術を使用して17のソースを観測し、文献から追加の多周波データを収集しました。WesterborkSynthesisRadioTelescopeでは5GHzですべてのソースを検出しましたが、EuropeanVLBINetwork（EVN）ではG23.6644-0.0372のみを検出しました。その10年間の変動性と多周波無線スペクトルとともに、私たちはそれを<〜10pcのサイズの銀河系外のピークスペクトル源として解釈します。残りのソースは、銀緯1度未満での強い散乱の広がり、またはセンチ秒スケールでの本質的に非常に拡張された構造のいずれかのために、EVNの長いベースラインによって解決されました。それらのスペクトルおよび構造特性によると、サンプルには多様な性質があることがわかります。2つの若いHII領域に気づき、ラジオスターと惑星状星雲の候補を見つけます。残りの情報源は、活動銀河核（AGN）に関連している可能性が非常に高いです。それらのうちの2つは、秒角スケールのかすかなジェット活動も示しています。サンプル研究は、銀河面の可変電波源の間でもAGNが一般的であることを示しています。
非常に高エネルギーの{\ gamma}線源のカタログの作成
ホイップル望遠鏡によって最初の超高エネルギー{\gamma}線源が発見されてから30年後、この分野は主に第3世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）によって推進される革命を経験しました。大型ミラーの使用とホイップル望遠鏡でのイメージング技術の発明、HEGRAアレイによって開発された立体視観察、およびCAT望遠鏡によって開拓されたきめの細かいカメラは、10倍以上のジャンプをもたらしました無神経。高度な分析技術の出現により、バックグラウンド除去、角度およびエネルギー分解能が大幅に向上しました。最近の機器はすでに非常に大量のデータ（ペタバイト）を処理する必要があり、多くの場合非常に拡張され（少なくとも銀河面内で）、互いに重なり合う多数のソースを含み、状況は将来の機器でさらに劇的になります。過去10年間に、最初の大規模な情報源のカタログが作成されました。これには、多数の専用の観察と開発が必要でしたが、最初の人口調査も可能になりました。この論文は、ソースカタログの構築に向けた分野の進化を要約し、すでに可能になった最初の人口調査を説明し、次の新世代の機器のコンテキストでいくつかの展望を与える試みです。
硬X線調査における微弱な線源検出のための新しいアプローチ
将来の硬X線カタログの作成を支援するために、特に体系的なノイズを含むマップでかすかな過剰を検出する際の人間の介入への依存を減らすために開発された2つの新しいアプローチを示します。畳み込みニューラルネットワークは、INTEGRAL/ISGRI望遠鏡からのデータでトレーニングされ、以前の方法よりも感度の高いソース検出ツールを作成すると同時に、データへの適用にかかる時間を短縮し、プロセスに関与する人間の主観を軽減します。この新しいツールを使用すると、以前よりも短い観測タイムスケールでの検索も可能になります。ベイズ推論に基づく方法は、以前の方法よりも複数の観測からの検出をよりよく組み合わせることができることを示します。これらの改善された手法を最初の1000INTEGRAL革命のデータに適用すると、同じデータセットを使用して作成された公開カタログを導出するために使用されるスタック画像では以前は検出されなかった25のソース（全ソースの約5％）が検出されます。
$ \ Delta $混合超核物質を含むコンパクト星に対する核対称性エネルギー勾配の影響
| Title |
Influence_of_nuclear_symmetry_energy_slope_on_compact_stars_with_$\Delta$-admixed_hypernuclear_matter |
| Authors |
Vivek_Baruah_Thapa,_Monika_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12629 |
この研究では、中性子星高密度物質の状態方程式に対する核対称性エネルギー勾配の影響と、中性子星の観測可能物質（質量半径、潮汐応答）に対するその影響を研究します。より重い非核自由度の実行可能性を備えた非線形および密度依存モデルの結合スキームを実装する共変密度汎関数理論のフレームワーク内で状態方程式を構築します。対称性エネルギーパラメータの傾き（$L_{\text{sym}}$）は、バリオンへのアイソベクトル中間子結合の密度依存性に従って調整されます。飽和状態での$L_{\text{sym}}$の値が小さいほど、より高い物質密度で後者のしきい値につながるハイペロンと比較して、$\Delta$共鳴の早期出現に有利であることがわかります。また、$L_{\text{sym}}$の潮汐変形性と、さまざまな状態方程式の$1.4〜M_\odot$中性子星のコンパクト性パラメーターへの依存性を調査し、より大きな$L_{\text{の同様の収束挙動を観察します。sym}}$値。
GALPROP宇宙線伝搬および非熱放出フレームワーク：リリースv57
| Title |
The_GALPROP_Cosmic-ray_Propagation_and_Non-thermal_Emissions_Framework:_Release_v57 |
| Authors |
Troy_A._Porter,_Gudlaugur_Johannesson,_and_Igor_V._Moskalenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12745 |
過去10年間で、宇宙線（CR）の天体物理学と多波長天文学に目覚ましい進歩がもたらされました。これは、宇宙に打ち上げられ、地上に構築された新しい機器のおかげです。この新しい領域に移動するには、観測されたデータよりも正確に天体物理学的背景を理解することが不可欠です。GALPROPと呼ばれる最先端のCR伝播コードは、まさにこの課題に対処するように設計されています。その背後にある25年の開発により、GALPROPフレームワークは、CRの天体物理学、拡散光子放出（放射線からガンマ線）、および新しい物理学の探索における事実上の標準になりました。GALPROPは、天文学、素粒子物理学、および原子核物理学からの情報を使用して、CRとそれに関連する排出量を自己無撞着に予測し、統一されたモデリングフレームワークを提供します。その物理的有効性の範囲は、粒子の場合はsub-keVからPeVのエネルギーまで、光子の場合はmicro-eVからPeVのエネルギーまで、18桁のエネルギーをカバーします。フレームワークとデータセットは公開されており、多くの実験的コラボレーションや、データの解釈や予測のために世界中の何千人もの個々の研究者によって広く使用されています。このホワイトペーパーでは、GALPROPフレームワークの最新リリース、銀河構造の独立した研究（ガス、塵、放射、磁場の分布）に発展した当初の補助データセットのさらなる開発、およびモデリング機能の拡張について詳しく説明します。。新機能の使用法を示すディストリビューションに含まれるアプリケーションの例についても説明します。
Mini-EUSO検出器のシミュレーション研究
| Title |
Simulations_studies_for_the_Mini-EUSO_detector |
| Authors |
H._Miyamoto_(1,2),_F._Fenu_(1,2),_D._Barghini_(1,2,12),_M._Battisti_(1,2),_A._Belov_(3),_M._E._Bertaina_(1,2),_F._Bisconti_(1,2),_R._Bonino_(1,2),_G._Cambie_(6,7),_F._Capel_(8),_M._Casolino_(6,7,11),_I._Churilo_(13),_T._Ebisuzaki_(11),_C._Fuglesang_(8),_A._Golzio_(1,2),_P._Gorodetzky_(4),_F._Kajino_(18),_P._Klimov_(3),_M._Manfrin_(1,2),_L._Marcelli_(6,7),_W._Marsza{\l}_(14),_M._Mignone_(1),_E._Parizot_(4),_P._Picozza_(6,7),_L.W._Piotrowski_(11),_Z._Plebaniak_(14),_G._Pr\'ev\^ot_(4),_E._Reali_(7),_M._Ricci_(17),_N._Sakaki_(11),_K._Shinozaki_(14),_G._Suino_(1,2),_J._Szabelski_(14),_Y._Takizawa_(11)_(on_behalf_of_the_JEM-EUSO_Collaboration,_(1)_INFN_Turin,_Italy,_(2)_University_of_Turin,_Department_of_Physics,_Italy,_(3)_SINP,_Lomonosov_Moscow_State_University,_Moscow,_Russia.,_(4)_APC,_Univ_Paris_Diderot,_CNRS/IN2P3,_CEA/Irfu,_Obs_de_Paris,_Sorbonne_Paris_Cit\'e,_France,_(5)_INFN_Bari,_Italy,_(6)_INFN_Tor_Vergata,_Italy,_(7)_University_of_Roma_Tor_Vergata,_Italy,_(8)_KTH_Royal_Institute_of_Techinology,_Stockholm_Sweden,_(9)_University_of_Catania,_Italy,_(10)_INFN_Catania,_Italy,_(11)_RIKEN,_Wako,_Japan,_(12)_OATo_-_INAF_Turin,_Italy,_(13)_Russian_Space_Corporation_Energia,_Moscow,_Russia,_(14)_National_Centre_for_Nuclear_Research,_{\L}odz,_Poland,_(15)_UTIU_Rome,_Italy,_(16)_Omega,_Ecole_Polytechnique,_CNRS/IN2P3,_Palaiseau,_France,_(17)_INFN_-_Laboratori_Nazionali_di_Frascati,_Italy,_(18)_Konan_University,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12150 |
Mini-EUSOは、2019年8月から国際宇宙ステーションに搭載されているJEM-EUSOプログラムの使命です。2019年10月の最初のデータ取得以来、35回以上のセッションが行われ、合計52時間の観測が行われました。検出器は、夜間にUV範囲で地球を観測し、モンテカルロシミュレーションによってモデル化されたさまざまな過渡発生源を検出しました。Mini-EUSOは、流星やスペースデブリの可能性を検出することもできます。このようなイベントのシミュレーションを実行して、宇宙からの宇宙線科学の将来のミッションへの影響を推定しました。ここでは、Mini-EUSOデータを分析するためにこのフレームワークで実行されたシミュレーション作業の例を示します。超高エネルギー宇宙線シャワーに関するMini-EUSOの期待される応答が研究されています。一次エネルギーの関数としてのMini-EUSOの効率曲線が推定され、宇宙線のエネルギーしきい値は10^{21}eVを超えるように設定されています。ミッション中に検出されたいくつかの一時的なイベントの形態を宇宙線シミュレーションと比較し、それらが宇宙線シャワーに起因する可能性があることを除外しました。検出器のエネルギーしきい値を検証するために、地上ベースのフラッシャーのシステムがエンドツーエンドのキャリブレーションの目的で使用されています。したがって、このようなフラッシャーのパラメーター化をJEM-EUSOシミュレーションフレームワークに実装し、このようなソースに関する検出器の応答を調査しました。
Atacama Cosmology Telescope：DR4の1Dビームの測定と分析
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Measurement_and_Analysis_of_1D_Beams_for_DR4 |
| Authors |
Marius_Lungu,_Emilie_R._Storer,_Matthew_Hasselfield,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Erminia_Calabrese,_Grace_E._Chesmore,_Steve_K._Choi,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Patricio_A._Gallardo,_Joseph_E._Golec,_Yilun_Guan,_J._Colin_Hill,_Adam_D._Hincks,_Johannes_Hubmayr,_Mathew_S._Madhavacheril,_Maya_Mallaby-Kay,_Jeff_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Roberto_Puddu,_Alessandro_Schillaci,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_Staggs,_Dhaneshwar_D._Sunder,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12226 |
AtacamaCosmologyTelescopeの4番目のデータリリースであるDR4の望遠鏡ビームの測定と処理について説明します。天王星の観測は、ビームの中央部分（<12'）をピークの約-40dBまで測定するために使用されます。このような強度の惑星マップは、方位角方向に平均化されたビームプロファイルを構築するために使用されます。これは、フーリエ空間に変換される前に、物理的に動機付けられたモデルに適合します。ビームに対するいくつかのパーセントレベルの補正を調査して定量化します。これらはすべて、精密宇宙論にとって重要です。偏光の天王星マップは、ビームの主要部分の温度から偏光への漏れを測定するために使用されます。これは、150GHz（98GHz）で1％（2.5％）未満です。ビームには偏光サイドローブもあり、土星の観測で測定され、ACTの時系列データからデプロジェクションされます。過去のACTビーム分析と比較した注目すべき変更には、天王星のキャリブレーションマップからの大気効果の減算の改善、ビームプロファイルモデルへの散乱項の組み込み、ビームモデルの不確実性と主な温度から偏光への漏れ項の改良が含まれます。ACTパワースペクトル分析。
波長シフト光モジュール
| Title |
The_Wavelength-shifting_Optical_Module |
| Authors |
Benjamin_Bastian-Querner,_Lucas_S._Binn,_Sebastian_B\"oser,_Jannes_Brostean-Kaiser,_Dustin_Hebecker,_Klaus_Helbing,_Timo_Karg,_Lutz_K\"opke,_Marek_Kowalski,_Peter_Peiffer,_Anna_Pollmann,_John_Rack-Helleis,_Martin_Rongen,_Lea_Schlickmann,_Florian_Thomas,_Anna_Vocke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12258 |
波長シフト光モジュール（WOM）は、単一光子感度を備えた大容量の検出器を計測するための新しい光センサーの概念です。主な目的は、センサーの感光領域を光電子増倍管（PMT）の陰極領域から分離することによって達成される信号対雑音比を改善することです。WOMは、両端に2つのPMTが取り付けられた透明なチューブで構成されています。チューブは、ほぼ$100\、\％$の効率で紫外線光子を吸収する波長シフト塗料でコーティングされています。環境に応じて、例えば空気（氷）、最大$73\、\％$$（41\、\％）$の後に放出される光子は、全反射によって捕捉され、PMTに向かって伝播して記録されます。塗料の光学特性、チューブの形状、およびチューブとPMTの結合は、理論的導出と実験的評価に基づいて、最大の感度が得られるように最適化されています。プロトタイプは、技術を実証し、再現可能な構築プロセスを開発するために構築されました。WOMの重要な測定可能な特性は、波長に依存する有効面積、検出された光子の通過時間の広がり、および信号対雑音比です。WOMは、特に空気中で8.9倍（氷中で5.2倍）まで増加する低い信号対雑音比に関して、裸のPMTよりも優れています。感度の向上は主にUV領域で行われるため、WOMはチェレンコフおよびシンチレーション検出器にとって理想的なセンサーです。
高時間分解能広帯域偏光測定：技術、校正、標準
| Title |
High_time_resolution_broad-band_polarimetry:_technique,_calibration_and_standards |
| Authors |
V._Breus,_S._V._Kolesnikov_and_I._L._Andronov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12277 |
クリミア天体物理観測所での定期的な大規模な偏光観測は、1960年代初頭に始まりました。2002年から2017年にかけて、2.6mのシャイン鏡望遠鏡（SMT）に1/4波長板を備えたシングルチャンネル開口光度計-偏光計が使用されました。別々に公開されるさまざまなタイプのオブジェクトの偏光観測の大規模な均質データセットを蓄積しました。正しい偏光データ処理には、高い偏光基準とゼロ偏光星が必要です。可能な限り最高の精度でさらなる結果を得るために、データ削減とキャリブレーションプロセスを改善することを目指しています。高時間分解能の広帯域（WR、R、V、B、U）偏光観測は、98個の既知の標準星（合計期間が約184時間の527個の時系列）で行われます。近くの北方の明るい星98個の直線偏光と円偏光の値を決定しました。このカタログは編集用ではありませんが、同じ機器と技術を使用して長い時間間隔で取得されています。これは私たちの将来の研究に使用され、他の著者によって使用される可能性があります。ストークスパラメータを決定するための最小二乗アプローチを実装しました。これにより、以前に使用した方法を使用して得たよりも優れた精度で結果を得ることができました。高精度偏光測定の標準として適していない疑わしい星や変光星を報告します。
LISA性能レベルでの衛星間クロック同期の実験的検証
| Title |
Experimental_verification_of_inter-satellite_clock_synchronization_at_LISA_performance_levels |
| Authors |
Kohei_Yamamoto,_Christoph_Vorndamme,_Olaf_Hartwig,_Martin_Staab,_Thomas_S._Schwarze,_Gerhard_Heinzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12586 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、10年間のミッション期間にわたってmHz領域で重力波を観測することを目的としています。LISAは、3つの宇宙船間でレーザー干渉計を操作します。各宇宙船は、干渉計の位相と、最終的には重力波信号を抽出するために、搭載された位相計のサンプリング時間を決定する独立したクロックを利用します。レーザー周波数ノイズの制限を抑えるには、各位相計でサンプリングされた信号を後処理で組み合わせて、仮想等アーム干渉計を合成する必要があります。次に、合成には独立したクロックの同期が必要です。この記事では、六角形の光ベンチを使用したLISAパフォーマンスレベルまでのクロック同期スキームの実験的検証について報告します。スキームの開発には、わずかな変更を加えた実際のLISAデータに適用できると予想されるデータ処理が含まれます。さらに、いくつかのノイズ結合メカニズムについても説明します。
明るい星の昼光測光-太陽結合でのベテルギウスの観測
| Title |
Daylight_Photometry_of_Bright_Stars_--_Observations_of_Betelgeuse_at_Solar_Conjunction |
| Authors |
Otmar_Nickel_and_Tom_Calderwood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12673 |
ベテルギウスは、AAVSOデータベースで多くの観測が行われている重要な変光星ですが、ベテルギウスが太陽に近く、夜間に観測できない場合、年間約4か月のギャップがあります。このギャップは、日光の観測で埋めることができます。星は日中は小さな望遠鏡で撮影できるほど明るいので、太陽が昇っているときに測光が可能です。インターライントランスファーCCDカメラとNDフィルターを備えたアマチュア望遠鏡で撮影したアルファオリのVバンド測光を紹介します。これらのデータは、同時期の夜間測光と比べて遜色ありません。使用される方法は、（他の明るい日中の星を使用した）アンサンブル測光のバリエーションであり、非常に短い露出の大きなスタックが含まれます。アンサンブル法は、2021年2月から4月までの計算誤差0.020+-0.008等でベテルギウスのV等級を提供しました。5月から7月まで、太陽に最も近い距離で、ベテルギウスの測光は平均誤差0.040±で継続できました。0.013等
次世代天文台-ドーンVIワークショップからの報告; 2021年10月5〜7日
| Title |
Next_Generation_Observatories_--_Report_from_the_Dawn_VI_Workshop;_October_5-7_2021 |
| Authors |
D._H._Shoemaker_(1),_Matteo_Barsuglia_(2),_E._Berger_(3),_Emanuele_Berti_(4),_Duncan_A._Brown_(5),_Poonam_Chandra_(6),_Matthew_Evans_(1),_Ke_Fang_(7),_Wen-fai_Fong_(8),_Andreas_Freise_(9),_Peter_Fritschel_(1),_Jenny_Greene_(10),_C._J._Horowitz_(11),_Jeff_Kissel_(12),_Brian_Lantz_(13),_Paul_D._Lasky_(14),_Harald_Lueck_(15),_M._Coleman_Miller_(16),_Alexander_H._Nitz_(15),_David_Ottaway_(17),_Hiranya_V._Peiris_(18),_Michele_Punturo_(19),_D._H._Reitze_(20),_Gary_H._Sanders_(21),_B.S._Sathyaprakash_(22),_Daniel_Sigg_(12),_S._J._Smartt_(23),_Joshua_R._Smith_(24),_Andrew_W._Steiner_(25),_Eleonora_Troja_(26),_V._Ashley_Villar_(27),_Rainer_Weiss_(1),_Sidney_C._Wolff_(28),_Jim_Yeck_(29)_((1)_MIT,_(2)_CNRS,_Astroparticle_and_Cosmology_lab_Paris,_(3)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_and_Smithsonian,_(4)_Johns_Hopkins_University,_(5)_Syracuse_University,_(6)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_(7)_University_of_Wisconsin_Milwaukee,_(8)_Northwestern_University,_(9)_Vrije_Universiteit_Amsterdam_and_Nikhef,_(10)_Princeton_University,_(11)_Indiana_University,_(12)_LIGO_Hanford_Observatory,_(13)_Stanford_University,_(14)_Monash_University_and_OzGrav,_(15)_Max-Planck-Institut_fuer_Gravitationsphysik,_Albert-Einstein-Institut,_(16)_University_of_Maryland,_(17)_University_of_Adelaide,_(18)_University_College_London_and_Stockholm_University,_(19)_Istituto_Nazionale_di_Fisica_Nucleare,_Sezione_di_Perugia,_(20)_Caltech,_(21)_Simons_Observatory,_(22)_Pennsylvania_State_University_and_Cardiff_University,_(23)_Queen's_University_Belfast,_(24)_California_State_University_Fullerton,_(25)_University_of_Tennessee,_Knoxville_and_Oak_Ridge_National_Laboratory,_(26)_University_of_Rome_Tor_Vergata,_(27)_Pennsylvania_State_University,_(28)_NOIRLab,_(29)_Brookhaven_National_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12718 |
ワークショップDawnVI：NextGenerationObservatories}は、2021年10月5日から7日までの3日間、オンラインで開催されました。200人以上の物理学者と天文学者が参加し、次世代の地上重力波の議論に貢献し、そこから学びました。検出器。このプログラムは、次世代の地上重力波観測所と、2030年代の科学観測所のより大きな景観との相乗効果に重点を置いていました。米国国立科学財団の支援を受けて開発された概念であるCosmicExplorer（CE）は、特に焦点を当てていました。ヨーロッパの次世代コンセプトであるアインシュタイン望遠鏡（ET）は、ネットワークを形成する上で重要な補完およびパートナーです。会議の最後の要約は、CEとETが利用できる観測科学が、他の非GW観測所からのデータと組み合わせて、非常に幅広いアナリストのコミュニティを刺激し、GWへのアクセスを考えると刺激的な洞察を生み出すという感情を表しています。宇宙全体から。ETとCEの間のより緊密な協力の必要性と願望が表明されました。科学の多くを提供するには、3つの検出器ネットワークが最適です。CEとETによって提供される科学の機会は幅広く、説得力があり、物理学と高エネルギー天体物理学の幅広い分野に影響を与えます。CEは約束された科学を提供できる概念であるというコンセンサスがありました。CEHorizonStudyで説明されているように、CosmicExplorerの強力な支持は、DAWNVIの主要な成果です。
GaiaeDR3固有運動からの位置天文マイクロレンズイベントの予測
| Title |
Prediction_of_Astrometric-Microlensing_Events_from_Gaia_eDR3_Proper_Motions |
| Authors |
Jonas_Kl\"uter,_Ulrich_Bastian,_Markus_Demleitner,_Joachim_Wambsganss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12152 |
位置天文マイクロレンズは、恒星の質量を測定するためのユニークなツールです。これにより、数パーセントの精度でレンズ星の質量を決定することができます。この論文では、ガイアの初期のデータリリース3（eDR3）に基づいて、位置天文マイクロレンズイベントの予測を更新、拡張、および改良します。$\mu_{tot}>100\、\mathrm{mas/yr}$のGaiaeDR3から約500.000の固有運動の星を選択し、それらのパスに近い背景ソースを検索しました。偽のソースと共動星を除外するために、さまざまな選択基準とカットを適用しました。レンズと光源の将来の位置を予測することにより、最も近いアプローチでのエポックと角距離を決定し、予想される位置シフトと倍率を決定しました。Gaia〜eDR3を使用して、エポックJ2010.5とミッドJ2066.0の間で0.1masを超える予想シフトを伴う1758の新しいマイクロレンズイベントを予測します。さらに、3084の以前に予測されたイベントの最も近いアプローチでの角距離に関するより正確な情報を提供します。これは、特に今後10年以内に発生するイベントについて、観測のより適切なターゲットを選択するのに役立ちます。私たちの検索は、白色矮星ガイアeDR3-4053455379420641152による興味深い位置天文マイクロレンズイベントの新しい予測につながりました。2025年には、$G=20.25\、\mathrm{mag}$の星を通過します。これにより、$\delta\theta_{+}=1.2^{+2.0}_{の主要な画像の位置がシフトします。-0.5}\、\mathrm{mas}$。背景の光源はレンズよりもわずか$\DeltaG=2.45\、\mathrm{mag}$暗いため、特に背景の星が存在する近赤外線フィルターを使用すると、結合された光の中心のシフトも測定できます。レンズより明るい$\DeltaKs=-1.1\、\mathrm{mag}$
恒星進化論の磁気モデルの厳密なテスト
| Title |
A_Stringent_Test_of_Magnetic_Models_of_Stellar_Evolution |
| Authors |
Guillermo_Torres_(1),_Gregory_A._Feiden_(2),_Andrew_Vanderburg_(3),_Jason_L._Curtis_(4)_((1)_Center_for_Astrophysics,_(2)_Univ._of_North_Georgia,_(3)_Kavli_Institute,_MIT,_(4)_Columbia_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12155 |
対流エンベロープを持つ主系列星は、測定された質量の恒星進化の標準モデルによって予測されるよりも大きく、より涼しく見えることがよくあります。これは恒星の活動によって引き起こされると考えられています。最近の研究では、1。62日で分離した食変光星EPIC219511354のK型成分の正確な測定値が公開されており、これらの不一致によって影響を受ける両方の星の半径と温度が示されています。これは、よく研究されている散開星団Ruprecht147（age$\sim$3Gyr、[Fe/H]=+0.10）のメンバーであるため、年齢と化学組成がわかっているシステムのまれな例です。）。ここでは、対流の磁気抑制を組み込んだ非標準モデルを使用したこのシステムの詳細な研究を報告します。これらの計算は、主に不確実性の範囲内で観測を再現できることを示し、両方の星の磁場の強さのロバストな推定値を提供します：一次および二次のそれぞれ$1600\pm130$Gおよび$1830\pm150$G。システムの測定されたX線輝度に基づく磁場強度の経験的推定は、これらの予測とほぼ一致しており、半径と温度の不一致の考えられる説明としてこのメカニズムをサポートしています。
磁気的に敏感なFeI線525.02nmのストークスパラメータに対する垂直および水平磁場の不均一性の影響
| Title |
Influence_of_the_vertical_and_horizontal_magnetic_field_inhomogeneity_on_the_Stokes_parameters_of_the_magnetically_sensitive_Fe_I_line_525.02_nm |
| Authors |
V.G._Lozitskii_and_V.A._Sheminova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12192 |
Holweger-Mlillerモデル大気のストークスパラメータの計算に基づいて、ある種の垂直および水平磁場の不均一性に対するFeI525.02nm線の感度を研究します。垂直勾配が-0.4mT/kmの場合、Vプロファイルのピークに顕著な非対称性が見られます。これは、一部の理論的なフラックスチューブモデルに典型的なものです。非対称性は、純粋な縦磁場と低いマクロ乱流速度で最も顕著になります。非縦方向のフィールドでも同様の効果がQプロファイルで観察されます。FeI525.02nmラインは、IRラインでStenfloによって観察されるような混合極性のサブテレスコピックフィールドにも敏感です。小規模なフラックスチューブのウィルソン陥没は、弱い磁場の周囲によって遮蔽されるため、60〜65度を超える地動説の角度で強磁場領域を見えなくすることを主張します。
KIC11145123のベイズ回転反転
恒星の回転プロファイルのモデルの確率を計算することを可能にするベイズ回転反転のスキームが開発されています。単純な回転プロファイルとそれに対応する人工的に生成された回転シフトのセットを使用したスキームの検証が正常に実行され、人工的な回転シフトを生成するために事前に準備された（右）回転モデルと他の（間違った）回転モデルを正しく区別できます。）回転モデル。ベイジアンスキームは、ガンマDor-デルタSctタイプのハイブリッド星KIC11145123に適用され、星の他の領域よりもはるかに速く（約10倍速く）回転する可能性があります。結果は、Hattaらによって以前に提案された結果と一致しています。（2019）3ゾーンモデリングに基づいており、ベイズの観点から彼らの議論をさらに強化しています。
5つの接触連星の長期測光および低解像度分光分析
| Title |
Long-term_photometric_and_low-resolution_spectroscopic_analysis_of_five_contact_binaries |
| Authors |
Alaxender_Panchal,_Yogesh_C.Joshi,_Peter_De_Cat_and_Sugriva_Nath_Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12379 |
おおぐま座W星の食変光星（EW）J015818.6+260247（以下、J0158b）、J073248.4+405538（以下、J0732）、J101330.8+494846（以下、J1013）、J132439.8+130747（以下J1324）およびJ152450.7+245943（以下J1524）。測光データは、1.3\、mDevasthalFastOpticalTelescope（DFOT）、1.04\、mSampurnanandTelescope（ST）、およびTESS宇宙ミッションの助けを借りて収集されます。4\、m大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）の低解像度スペクトルは、分光分析に使用されます。これらのシステムの公転周期の変化は、さまざまな調査から得られた以前に利用可能な測光データを使用して決定されます。J1013とJ1524の公転周期は、$-2.552（\pm0.249）\times10^{-7}$日$yr^{-1}$と$-6.792（\pm0.952）の割合で変化しています。\times10^{-8}$日$yr^{-1}$、他の人は公転周期の変化を示しません。J1013とJ1524の公転周期の変化は、$2.199\times10^{-7}M_{\odot}\、yr^{-1}$と$6.151\times10^{-8}M_{\odotの物質移動係数に対応します。これらのシステムのプライマリコンポーネントからセカンダリコンポーネントへの}\、yr^{-1}$。J1524の場合、磁気制動による角運動量の損失も、観測された公転周期の変化の原因である可能性があります。質量比が0.71のJ0158bを除いて、すべてのシステムの質量比は0.5未満です。すべてのシステムは浅いタイプの接触連星です。J0158bとJ1524はAサブタイプですが、その他はWサブタイプです。$H_{\alpha}$輝線領域は、STARMODプログラムの助けを借りて2つの非アクティブな星を使用して作成されたテンプレートスペクトルと比較されます。J0158、J1324、およびJ1524システムは、テンプレートを差し引いた後、残留スペクトルに過剰な発光を示します。
強力な結合での高密度でホットなQCD
中性子星合体とコア崩壊超新星に関連する状態図の領域に焦点を当てた、高密度で高温の量子色力学（QCD）の状態方程式の新しいフレームワークを提示します。このモデルは、ゲージ/重力の双対性からの予測と、格子場理論、QCD摂動理論、カイラル効果理論、および統計モデリングからの入力を組み合わせたものです。したがって、構造上、低密度と高密度の両方の密度と温度での理論上の制約とよく一致しています。私たちのセットアップの主な要素は、ゲージ/重力の双対性に基づく非摂動的V-QCDモデル、核子液体のファンデルワールスモデル、および核物質のヘンペル-シャフナー-ビーリッヒ統計モデルのDD2バージョンです。これらのモデルを一貫して組み合わせることにより、核からクォーク物質への相転移とその重要なエンドポイントについての説明も得られます。モデルのパラメーター依存性は、状態方程式の3つの（ソフト、中間、スティッフ）バリアントによって表されます。これらはすべて、中性子星とそれらの合併による観測上の制約と一致します。状態方程式の結果として生じる制約、中性子星の予測、および臨界点の位置について説明します。
重力波の量子ゆらぎを支配する中心方程式のいくつかを導き出し、一般相対性理論を遠距離での実用的な効果的な量子論として利用します。まず、各モードのエネルギーを含む、一般相対性理論における古典的な重力波のレビューから始めます。次に、量子基底状態とコヒーレント状態を形成してから、スクイーズド状態の明示的なクラスを取得します。既存の重力波の検出はブラックホールの融合から生じ、ブラックホールの量子的性質は不可解なままであるため、波が高度にスクイーズド状態などの興味深い量子力学的状態にある可能性に心を開くことができます。量子化されたメトリック摂動の時間と空間の2点相関関数を計算します。次に、LIGO観測でその振幅を制約します。既存のLIGOデータを使用して、$\zeta<41$の量子重力波状態の（指数）スクイーズパラメーターに境界を設定します。
| Title |
Co-interacting_dark_matter_and_conformally_coupled_light_scalars |
| Authors |
Philippe_Brax,_Carsten_van_de_Bruck,_Sebastian_Trojanowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12264 |
標準的な宇宙論的モデルに対する観測圧力の増加は、衝突のないコールドダークマター（DM）のパラダイムを超えた分析を動機付けます。DMの存在の唯一の明確な証拠は重力相互作用に基づいているため、標準モデルへの拡張を自然に導入できるこの分野でそれらを研究することは特に適切であるように思われます。有望な道は、DMに結合され、新しい超軽量スカラー場$\phi$の存在によって誘導される時空メトリックの変更を使用して取得できます。$\phi$フィールドは、DM密度に寄与する可能性があり、追加の重いDM粒子を含むすべての物質種を普遍的に結合することができます。2つのDM種間の微分共形相互作用を採用した単純な2成分DMモデルを提示します。これは同時に、1）暗い種を安定させるために必要な対称性を保証し、2）重いDMコンポーネントのサブドミナントの熱遺物密度を予測し、3）可能性のある相互作用による冷たいDMシナリオの小規模な構造張力を緩和することができます。ダークセクターでの相互作用。このシナリオは、大型ハドロン衝突型加速器（LHC）から重力波探索に至るまでの将来の観測見通しで非常に予測的であり、より豊かで現実的なダークセクターモデルに一般化することができます。
二次自己力理論からのコンパクト連星の重力波形
| Title |
Gravitational_waveforms_for_compact_binaries_from_second-order_self-force_theory |
| Authors |
Barry_Wardell,_Adam_Pound,_Niels_Warburton,_Jeremy_Miller,_Leanne_Durkan,_Alexandre_Le_Tiec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12265 |
準円形のインスピレーションを受けている非回転のコンパクト連星の重力波形を生成します。私たちのアプローチは、2次自己力理論におけるアインシュタイン方程式の2つのタイムスケール展開に基づいています。これにより、ミリ秒単位で第一原理波形を生成できます。このアプローチは極端な質量比用に設計されていますが、私たちの波形は、同等の質量システムであっても、完全な数値相対論の波形と非常によく一致しています。私たちの結果は、LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションによって現在観測されているLISAミッションおよび中間質量比システムの極端な質量比のインスピレーションを正確にモデル化する上で非常に貴重です。
非リーマン幾何学におけるトールマン-エーレンフェスト-クライン法
熱力学の通常の（第0、第1、第2）法則に従って熱平衡が最終的に回復するまで、熱は常に高温から低温に流れます。しかし、TolmanとEhrenfestは、一般相対性理論の枠組みの中ですべての形態のエネルギーを結合する慣性と重量の関係は、熱力学の第1法則と第2法則の有効性を維持するために標準平衡条件に違反していることを意味することを示しました。ここでは、静的な自己重力流体の熱平衡条件が、違反されているだけでなく、基礎となる時空幾何学（リーマン幾何学か非リーマン幾何学か）にも大きく依存していることを示します。特定の例として、新しい平衡条件が、大規模なクラスのワイルおよびf（R）タイプの重力理論に対して推定されます。このような結果は、熱理論（熱セクター）の基礎に基づく実験が、重力理論に立ち向かい、時空構造の固有の幾何学的性質を予測するためにも使用できることを示唆しています。
異方性宇宙のさまざまな解に対するバルク粘性圧力による温かいインフレーション
BianchiIメトリックによって記述された異方性宇宙を想定して、さまざまな膨張の暖かいインフレーションモデルを研究します。宇宙はスカラー場またはインフラトン、放射、およびバルク粘性圧力で満たされています。定数パラメーターと可変パラメーターとしてそれぞれ$\Gamma$と$\xi$の2つの異なるケースで、このような宇宙のさまざまなソリューションのインフレ分析を実行します。モデルのパラメーター空間の観測制約を見つけるために、得られた結果を最近の観測と比較します。さらに、モデルの非ガウス性特性を記述する非線形パラメーター$f_{NL}$を計算することにより、検討対象のモデル間でより適切な判断を提示しようとします。さらに、湿地の基準を考慮して、弱い重力推測アプローチからの粘性圧力による暖かいインフレモデルを調査します。
「漏れのある」ブラックホールの近くの星形成の一次元モデル
ワイルスケーリング不変の宇宙論的作用の存在下では、ブラックホールはもはや事象の地平線と見かけの地平線を持っていません。したがって、それらにはトラップされた表面がなく、「漏れやすい」可能性があり、「ブラックホール風」を放出し、穴の近くに星形成を引き起こす可能性があります。この論文では、穴を囲む平面ディスクのセットとしてモデル化された遠方の球面に入射する、仮定されたブラックホール粒子フラックスから生じる星形成の1次元モデルを定式化して分析します。ディスクのジーンズ不安定性のToomre分析を使用して、ディスク崩壊不安定性の条件を計算し、崩壊時間を推定します。中央のブラックホールの周りにディスクの角運動量を与えるメカニズムを提案します。これは、天の川銀河の中心にあるいて座A*のブラックホールの近くに形成されている若い星の不可解な観測の可能性のある説明を与えます。
| Title |
Primordial_black_hole_formation_from_massless_scalar_isocurvature |
| Authors |
Chul-Moon_Yoo_and_Tomohiro_Harada_and_Shin'ichi_Hirano_and_Hirotada_Okawa_and_Misao_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12335 |
放射が支配的な宇宙のスーパーハッブルスケールでの質量のないスカラー場の等曲率摂動による原始ブラックホール（PBH）の形成を数値的に研究します。最初のステップとして、球対称構成のシミュレーションを実行します。初期条件として、空間勾配展開を使用し、この展開の2次まで有効な成長モードソリューションの一般的な形式を提供します。初期のスカラー場プロファイルは、特徴的な共動波数$k$のガウス分布であると想定されています。$\sim\exp（-k^2R^2）$、ここで$R$は半径座標です。スカラー場プロファイルの十分に大きな振幅に対してPBHが形成されることがわかります。それにもかかわらず、重力崩壊の遅い時間の振る舞いは、流体のダイナミクスによって支配されているが、スカラー場によって支配されていないことがわかります。これは、放射が支配的な宇宙の断熱摂動からのPBH形成に類似しています。
ZTF19abanrhrフレアと一致するブラックホール合併としてのGW190521
| Title |
GW190521_as_a_black-hole_merger_coincident_with_the_ZTF19abanrhr_flare |
| Authors |
Juan_Calder\'on_Bustillo_and_Samson_H.W._Leong_and_Koustav_Chandra_and_Barry_McKernan_and_K._E._S._Ford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12481 |
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器によって観測された重力波信号GW190521を、掃天観測施設によって観測された電磁フレアZTF19abanrhrと調整する分析を提示します。$Q\in[1,4]$の質量比の事前均一の下で、ブラックホール連星の最新の波形モデル\texttt{NRSur7dq4}を使用してGW190521を分析します。最尤質量が存在する\cite{GW190521D}によって最初に報告されたもののはるか外側に広がる、ブラックホール質量の$90\％$の信頼できる領域が見つかりました。両方のブラックホールが対不安定型超新星ギャップを回避する確率は$15\％$であることがわかります。ZTF19abanrhrと非常に一致する3次元の空の位置を推測し、オッズ比${\cal{O}}_{C/R}=72：1$を取得します。これは、ランダムよりも真の一致の仮説を強く支持します。1。このイベントを中性子星合体GW170817と組み合わせて、ハッブル定数H$_0=72.1^{+10.6}_{-6.4}\mathrm{km\、s^{-1}\、Mpc^{-1}}$$68\％$の信頼できるレベル。
「漏れやすい」ブラックホールが銀河形成を触媒できるメカニズム
中央の巨大な物体の場での放射状運動のニュートン方程式と一般相対論的方程式は同一であり、粒子が無限遠で静止状態から落下し、ブラックホールが相対論的速度で粒子をシュヴァルツシルトのような黒から漏れ出すという特性を持っています。穴の公称地平線は、両方とも穴からの任意の半径で同じ大きさの速度を持っています。したがって、同じように大量の落下粒子と風粒子が任意の半径で衝突すると、重心速度がゼロの衝突生成物が生成され、衝突半径で星形成が核になる可能性があります。これにより、中央のブラックホールが銀河形成を触媒できる一般的なメカニズムが得られることを示唆します。
内部異方性流体ソリューションの分類
コンパクト星のモデリングに役立つアインシュタイン-マクスウェル連立方程式の解は、長く豊かな歴史を持っています。アインシュタインの一般相対性理論がカール・シュヴァルツシルトに発表されてから、アインシュタインの場の方程式の最初の正確な解を得るのにわずか1年かかりました。それ以来、実行可能な正確なソリューションの数は増え続けています。さまざまなアプリケーション向けにさまざまなモデルが構築されています。この記事では、静的な球対称異方性流体モデルを生成するさまざまな方法について説明しました。この記事の目的は、静的および球対称の異方性流体ソリューションの簡単な分類スキームを提示することです。既知のソリューションは、このスキームに従ってレビューおよび区分化されているため、網羅的でなくても、これらのソリューションに関する一般的なアイデアを説明できます。
単純なコヒーレントニュートリノ問題における古典的および量子進化
| Title |
Classical_and_Quantum_Evolution_in_a_Simple_Coherent_Neutrino_Problem |
| Authors |
Joshua_D._Martin,_A._Roggero,_Huaiyu_Duan,_J._Carlson,_V._Cirigliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12686 |
初期宇宙、コア崩壊超新星、中性子星合体などの極端な天体物理学的環境で生成される異常なニュートリノフラックスは、巨視的な長さスケールでコヒーレントな量子ニュートリノ振動を生成する可能性があります。この進化を説明するハミルトニアンは、ニュートリノ-ニュートリノ前方散乱から生じる全対全結合を持つ量子スピンモデルにマッピングすることができます。今日まで、これらの振動の多くの研究は、ニュートリノ時間が生成物の状態で進化する平均場限界で行われてきました。この論文では、初期の製品状態から進化する単純な2ビームモデルを調べ、平均場と多体進化を比較します。このモデルの対称性により、数百または数千のスピンに対する量子多体システムのリアルタイムの進化を解くことができます。これは、指数数（$2^N$）のより一般的な場合に可能なことをはるかに超えています。量子状態。さまざまな初期生成物状態と1体および2体結合の比率について、平均場と多体の解を比較し、すべての場合において、無限スピンの限界で平均場（生成物の状態）と多体を見つけます。解は単純な観測量と一致します。この一致は、典型的な初期条件がハミルトニアンのスペクトルの平均エネルギーについて非常に局所的であるが密な分布を表すという事実の結果として理解することができます。エンタングルメントエントロピーや多体解の純度などの量子情報測定を探索し、量子情報測定と単純な物理的観測量の動的挙動との間の興味深い関係を見つけます。
太陽からの0.3-0.9天文単位での動的プラズマ乱流のスペクトル
| Title |
Spectrum_of_kinetic_plasma_turbulence_at_0.3-0.9_astronomical_units_from_the_Sun |
| Authors |
Olga_Alexandrova,_Vamsee_Krishna_Jagarlamudi,_Petr_Hellinger,_Milan_Maksimovic,_Yuri_Shprits,_Andre_Mangeney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12690 |
弱衝突天体プラズマである太陽風の乱流のスペクトル特性を調べ、その場での観測にアクセスできるようにします。太陽圏内の高速太陽風におけるヘリオスサーチコイル磁力計の測定を使用して、イオン特性スケールよりも小さいスケールでの乱流磁気変動、いわゆる動的プラズマ乱流の特性に焦点を当てます。このような小さなスケールで、太陽からの0.3〜0.9AUの磁力スペクトルが一般的な形状$\simf^{-8/3}\exp{（-f/f_d）}$を持ち、散逸周波数があることを示します。$f_d$は、電子ラーモア半径のドップラーシフト周波数$f_{\rhoe}$と相関しています。この振る舞いは統計的に有意です。観測されたすべての動的スペクトルは、$f_d=f_{\rhoe}/1.8$で、このモデルによって十分に記述されています。我々の結果は、電子ジャイロ半径が散逸スケールの役割を果たし、太陽風の電磁カスケードの終わりを示すことを示しています。
ユニモジュラ重力からの相互作用する暗黒セクター：不安定性のない宇宙論的摂動
ユニモジュラー重力では、物質の応力エネルギーテンソルは必ずしも保存されないため、理論は、暗黒エネルギーが一定の状態方程式$w=-1$を持つ、暗黒エネルギーモデルを相互作用させるための自然なフレームワークを提供します。スカラーセクターに焦点を当てて、このクラスの相互作用する暗黒エネルギーモデルにおける線形宇宙論的摂動の運動方程式を導き出します。次に、エネルギーと運動量の伝達ポテンシャルがコールドダークマターのエネルギー密度に比例する特定のモデルを検討します。この伝達ポテンシャルは、コールドダークマターに対して効果的な状態方程式$w_{\rmeff}\neq0$を誘導する効果があります。スーパーハッブルスケールでの放射支配中の摂動の進化を詳細に分析し、相互作用するダークエネルギーモデルの大規模なクラスに影響を与えるよく知られた大規模な不安定性がこのモデルには存在しないことを発見しました。勾配の不安定性を回避するために、エネルギーは暗黒物質から暗黒エネルギーに流れなければなりません。最後に、$w=-1$と相互作用する暗黒エネルギーモデルが、一般化された暗黒物質モデルのクラスと同等であることを示します。
高エネルギー空気シャワーにおける中性子モニタリング用のガドリニウム負荷チェレンコフ検出器
| Title |
Gadolinium_Loaded_Cherenkov_Detectors_for_Neutron_Monitoring_in_High_Energy_Air_Showers |
| Authors |
P._Stowell,_S._Fargher,_L._F._Thompson,_A._M._Brown,_P._M._Chadwick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12739 |
高エネルギー宇宙線中性子のモニタリングは、高エネルギー空気シャワーの最初の通過後に遅発中性子の強い束が到着することがわかっているため、宇宙線水チェレンコフ検出器にとって特に重要です。この論文では、ガドリニウムを搭載した水チェレンコフ検出器（WCD）を使用して大面積の高エネルギー中性子モニターを構築する可能性を探ります。WCDでの光子生成のGEANT4シミュレーションは、仮想システムの最大検出効率を推定するために使用されます。長期間（最大20{\mu}s）にわたって分布する一連の中性子誘起ガンマ線フラッシュを必要とすることは、高エネルギー中性子相互作用を他の背景から区別するための効果的な方法であることが示されました。結果は、200MeVを超えるガドリニウム負荷検出システムを使用すると、4〜15％の中性子検出効率が可能になる可能性があることを示唆しています。ガドリニウム負荷の大きさも、シミュレートされた検出器のタイミング応答を大幅に変更することが示されました。
共鳴ベースのアクシオン検出器の測定感度に対する超伝導体の特性の影響
| Title |
Impact_of_the_superconductors_properties_on_the_measurement_sensitivity_of_resonant-based_axion_detectors |
| Authors |
Andrea_Alimenti,_Kostiantyn_Torokhtii,_Daniele_Di_Gioacchino,_Claudio_Gatti,_Enrico_Silva_and_Nicola_Pompeo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12775 |
強いCP問題を解決するために理論化された仮想粒子であるアクシオンは、現在、コールドダークマター成分と同様に強力な候補と見なされています。ハロスコープとして知られる共鳴ベースのアクシオン検出器の信号パワーは、品質係数$Q$に正比例します。この論文では、得られる$Q$を評価することにより、ハロスコープの性能における超伝導体の使用の影響を研究します。特に、NbTi、Nb$_3$Sn、YBa$_2$Cu$_3$O$_{7-\delta}$、FeSe$_{0.5}$Te$_{0.5}の表面抵抗$R_s$$は、測定された渦運動複合抵抗率とこれらの材料のスクリーニング長から開始して、対象の周波数、磁場、および温度範囲で計算されます。$R_s$から、TM$_{010}$モードで動作する、銅の円錐形ベースと超伝導側壁を備えた円筒形ハロースコープの品質係数$Q$が評価され、さまざまな材料の性能の比較を実行するために使用されます。。YBa$_2$Cu$_3$O$_{7-\delta}$とFeSe$_{0.5}$Te$_{0.5}$はどちらも、測定感度をほぼ1桁向上させることが示されています。Cuキャビティ全体、NbTiは低周波数（<10GHz）でのみ適切であることが示されています。Nb$_3$Snは、対象となるスペクトル全体に中間的な改善をもたらす可能性があります。
絡み合った物理学の理解：毛細管圧力と透過性の共同決定の発見
| Title |
The_Understanding_of_Intertwined_Physics:_Discovering_Capillary_Pressure_and_Permeability_Co-Determination |
| Authors |
Omar_Alfarisi,_Djamel_Ouzzane,_Mohamed_Sassi,_TieJun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12784 |
毛細管と透過性は、本質的に流体の分布と流れを制御する2つの最も重要な物理的特性ですが、それらの間の相互接続機能は差し迫った課題でした。透過性を知ることは毛細血管圧を決定することにつながるからです。地球力学（例：地下水、CO2隔離）と器官（例：植物、血管）は毛細血管の圧力と透過性に依存します。1つ目は、流体が到達できる距離を決定し、2つ目は、流体が多孔質媒体内を流れる速度を決定します。また、合成材料や、膜やマイクロロボティクスなどのマイクロオブジェクトの設計にも不可欠です。ここでは、毛細血管と透過性の絡み合った行動関数を明らかにします。そして、毛細血管の圧力と透過性を結びつける、細孔のどのサイズとネットワークという独自の物理的コネクタを示します。私たちの発見は、毛細血管の圧力と透過性の間の逆の関係を初めて定量化し、それを分析的に導き出し、実験的に証明しました。
