| Title |
Scalar_induced_gravitational_waves_from_primordial_black_hole_Poisson_fluctuations_in_Starobinsky_inflation |
| Authors |
Theodoros_Papanikolaou,_Charalampos_Tzerefos,_Spyros_Basilakos,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15059 |
最初にランダムに分布した原始ブラックホール（PBH）のガスの重力ポテンシャルは、2次重力効果を通じて確率的重力波バックグラウンドを誘発する可能性があります。この重力波の背景は、ビッグバン元素合成の前に蒸発する質量$m_\mathrm{PBH}<10^{9}\mathrm{g}$を伴う、超軽量の原始ブラックホールの支配の宇宙時代に豊富に生成される可能性があります。したがって、PBH蒸発時の重力波の過剰生成を回避するための条件は、宇宙論モデルと重力理論の制約を抽出するための新しい方法として機能することができます。$f（R）$重力を基礎となる重力理論と見なし、ポアソン分布の原始ブラックホールの重力ポテンシャルのレベルでその効果を研究します。一般的な分析の後、スタロビンスキー$R^2$重力モデルに焦点を当て、初期の原始ブラックホールの存在量$\Omega_\mathrm{PBHの関数として、$M$として示される関連する質量パラメーターに対する強い制約を抽出します。、f}$とブラックホールの質量$m_\mathrm{PBH}$。特に、一般的に$5\times10^{-14}\lesssim\frac{M_\mathrm{min}}{M_\mathrm{Pl}}\lesssim10^{-5}$で、$\Omega_\mathrm{PBH、f}>10^{-3}$が$10^{-5}\lesssim\frac{M_\mathrm{min}}{M_\mathrm{Pl}}\lesssim10^{-1}$。
修正重力によるIa型超新星データ
スカラーテンソル重力理論の文脈でIa型超新星（SNeIa）の使用を研究し、ジョーダン-ブランス-ディッケ理論に相当する誘導重力を実用的な例として取り上げます。正確で正確な宇宙論に目を向け、スカラーテンソル理論によって予測されたニュートン定数の時間変化によって導入された補正を、SNe距離係数の関係でテストします。誘導重力の場合、結合パラメータは、PantheonSNeデータのみを使用した$\xi<0.0095$（95％CL）から{\emPlanck}DR3CMB情報を組み合わせた$\xi<0.00063$（95％CL）まで制約されることがわかります。BOSSDR12およびSNeデータからのBAO測定値の編集と一緒に。この最小限のケースでは、SNeデータをCMBおよびBAO測定に追加することによる宇宙論的パラメーターの制約に関する改善は制限されており、$\xi$の95％CL上限で$\sim7\％$になります。今日の重力定数の値がニュートンの定数から逸脱することを考慮に入れると、SNeを追加すると、標準的な宇宙論的パラメーターのCMBおよびBAOデータによって得られた制約がさらに厳しくなり、結合パラメーター、つまり$\が22％強化されることがわかります。xi<0.00064$、95％CL。最後に、このクラスの修正重力モデルで、絶対等級$M_B$の事前分布をパンテオンSNeサンプルと組み合わせて使用すると、$H_0$に事前分布を課すことによって得られる結果と非常に一致する結果が得られることを示します。$\Lambda$CDMの結果と比較して$H_0$の値が大きい他の{\emearly}ソリューションの場合。
HERAの結果に照らして21cmのグローバル信号で等曲率摂動を調べる
| Title |
Probing_isocurvature_perturbations_with_21-cm_global_signal_in_the_light_of_HERA_result |
| Authors |
Teppei_Minoda,_Shintaro_Yoshiura,_and_Tomo_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15135 |
21cmのグローバル信号は、特に青く傾いたスペクトルを持つものにとって、等曲率摂動の強力なプローブになる可能性があると主張します。21cmのグローバル信号は、宇宙論モデルを調査するときに不確実性を与える天体物理学的プロセスの影響を大きく受けますが、HERAの最近の結果は、いくつかの天体物理学的パラメーターを制約しており、その情報によって天体物理学に起因する曖昧さを減らすことができます。HERAの結果からの天体物理学に関する情報を考慮に入れると、等曲率摂動のサイズとスペクトル傾斜が21cmのグローバル信号から十分に推測できることを示します。
モデルに依存しないデータからの$ f（T）$重力に対する観測上の制約
宇宙論的データを使用して、$f（T）$重力モデルに新しい制約を設定します。特に、銀河団のガス質量分率測定と横断BAOデータによって与えられる制限を調査します。両方のデータセットは、基準宇宙論に弱く依存していると見なされます。さらに、宇宙クロノメーターからの$H（z）$値、およびパンテオンデータセットからの超新星データとともに、温度パワースペクトルの最初のピークのCMB測定も含まれています。また、J-PASおよびEuclid調査の仕様に従って、$\Lambda$CDMシナリオからの$f（T）$モデルの偏差に関する将来の制約の予測を実行し、$bの制約の大幅な改善を見つけます。統計分析の結果と比較した場合の$パラメーター。
局所的なハロー環境との相関を使用した、赤方偏移と宇宙論にわたる未解決のハローの質量を超える特性
| Title |
Properties_beyond_mass_for_unresolved_haloes_across_redshift_and_cosmology_using_correlations_with_local_halo_environment |
| Authors |
Sujatha_Ramakrishnan_(IUCAA)_and_Premvijay_Velmani_(IUCAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15305 |
暗黒物質ハローの構造的および動的特性は、大規模構造形成を理解する上で重要な要素ですが、シミュレーションでハロー質量のみが必要とするものよりも保守的な粒子分解能を必要とします。これにより、シミュレーションのパラメータスペースが削減され、次世代の大空調査で必要とされる高赤方偏移や大量のモックの場合はさらに深刻になります。ここでは、赤方偏移と宇宙論の依存性を、濃度、スピン、速度、空間分布などの正確なハロー特性をシミュレーションのサブ解像度ハローに割り当てるアルゴリズムに組み込みます。$4\times$ハロー半径で測定されたハロー質量と局所潮汐異方性$\alpha$との正しい相関関係を取得することに焦点を当てることにより、私たちの方法は、これらの小規模構造特性と大規模環境との相関関係も回復します。$5\times$ハロー半径を超えるすべてのスケールでのハローアセンブリバイアス。ハロー特性の分布は、赤方偏移と宇宙論で普遍的であることがわかります。アルゴリズムを大容量シミュレーション$（600h^{-1}{\rmMpc}）$に適用することにより、$30〜500$の粒子ハローにアクセスできるため、ハロー質量が1桁、2〜3桁増加します。$z=2-4$での数密度の桁違い。この手法は、共分散行列の推定、弱いレンズ効果の研究、またはハローの質量が小さい大規模なクラスタリング分析に必要なモックのコストを削減します。
IllustrisTNGシミュレーションにおけるメゾスコピックエネルギーランキングの制約
| Title |
Mesoscopic_Energy_Ranking_Constraints_in_the_IllustrisTNG_Simulations |
| Authors |
Christine_C._Dantas_(Astrophysics_Division,_INPE,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15385 |
ここでは{\itエネルギーランキング保存}（ERP）分析と呼ばれる、1粒子エネルギー空間での粗視化セルの順序付けの観点から、重力N体システムでの「混合」の問題を再検討しました。IllustrisTNG宇宙論的磁気ヒドロダイナ\-micalシミュレーションのサブセットを、フルバージョンとダークオンリーバージョンの両方を考慮して調査しました。シミュレーションごとに、赤方偏移$z=0$での$4$の最も大規模な（「参照」）FOFハローからデータを抽出しました。これらは個別に分析されました。これらのハローの粒子エネルギーは、五分位数と十分位数の観点からビンに分類および分割されました。次に、そのような粒子をより高い赤方偏移で識別し、それらがFOFハローに存在する場合にのみ考慮し、最初に定義された同じエネルギービンに割り当てました。赤方偏移、参照ハロー質量、粒子タイプの関数として単調に減少するERPの証拠が見つかりました。私たちの結果は、暗黒物質のみのシミュレーションで得られた、エネルギー空間の集合レベルに関連する（仮説の）「メゾスコピック」制約の以前の兆候を確認しました。以前の結果をバリオン成分に拡張し、重力N体問題のコンテキストで機能するこのようなメゾスコピック制約が散逸メカニズムに部分的に勝つ可能性があるという仮説を立てました。大まかに言えば、私たちの結果は、大まかに言って、今日の最も（少ない）重力境界の質量は、おそらく$z\sim5$の高さでさえ、赤方偏移で最も（少ない）境界のある質量であることを示しました。
等方性ガンマ線背景を持つ原始ブラックホールの存在量に対する制約の再検討
| Title |
Revisiting_the_constraints_on_primordial_black_hole_abundance_with_the_isotropic_gamma_ray_background |
| Authors |
Siyu_Chen,_Hong-Hao_Zhang,_and_Guangbo_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15463 |
100\、keV-5\、GeVガンマ線バックグラウンドをPBHホーキングからの等方性フラックスと比較することにより、質量範囲$10^{13}-10^{18}$gの原始ブラックホール（PBH）に対する制約を再検討します。放射線（HR）。PBHアバンダンスの制約を更新する可能性のある3つの影響を調査します。i）5\、GeV未満のエネルギーのHRの二次スペクトルを確実に計算します。ii）銀河系PBHHRからの測定された等方性フラックスへの寄与と、蒸発した陽電子による消滅放射線からの寄与、iii）ガンマ線からの天体物理学的バックグラウンドの包含光線源。保守的な制約は、効果iiが支配的である過去の関連作業に比べて、$2\times10^{16}$g$\lesssimM\lesssim10^{17}$gで1桁以上大幅に改善されています。天体物理学的背景をさらに考慮した後、10倍以上の改善がはるかに広い質量範囲$10^{15}$g$\lesssimM\lesssim2\times10^{17}$gにまで及びます。
ミニ原始ブラックホールの蒸発による暴走インフレーションモデルの再加熱
| Title |
Reheating_in_runaway_inflation_models_via_the_evaporation_of_mini_primordial_black_holes |
| Authors |
Ioannis_Dalianis_and_George_P._Kodaxis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15576 |
硬い流体支配段階の間に崩壊する高密度摂動によって生成されたミニ原始ブラックホール（PBH）の宇宙論を調査します。このようなフェーズは、インフレーションの最終段階で変曲点または鋭い特徴を横切る暴走インフラトンモデルによって実現できます。ミニPBHはすぐに蒸発し、初期の宇宙を再加熱します。さらに、このシナリオの2つの注目すべき意味を調べます。銀河にPBH蒸発残留物が存在する可能性と、暗黒エネルギーの役割を果たす可能性のある暴走インフラトンのゼロ以外の残留ポテンシャルエネルギー密度です。このシナリオを実現できるパラメーター空間を指定すると、重力波（GW）の制約により、通過PBH支配フェーズが必要であることがわかります。シナリオの明確な予測は、現在および将来の実験によって調査される可能性のある複合GW信号です。また、明示的なインフレモデルを使用した結果も示しています。
スピン0、1、2の広帯域超軽量暗黒物質によって誘発されたパルサータイミング残差
| Title |
Pulsar_Timing_Residual_induced_by_Wideband_Ultralight_Dark_Matter_with_Spin_0,_1,_2 |
| Authors |
Sichun_Sun,_Xing-Yu_Yang,_Yun-Long_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15593 |
超軽量暗黒物質のコヒーレント振動は、ナノヘルツ範囲の周波数で重力ポテンシャルの変化を引き起こします。この効果は、パルサータイミング残差に単色信号を生成することが知られています。ここでは、超軽量粒子の振動が確率的重力波バックグラウンドのパルサータイミング信号を模倣できるように、広範囲の周波数を生成するマルチフィールドシナリオについて説明します。さまざまなスピンを伴う超軽量暗黒物質がパルサータイミング残差でこのような広帯域スペクトルを生成する方法について説明し、ベイズ分析を実行してパラメーターを制約します。
ケプラーフィールドにある3800万年前のネプチューンサイズの惑星
| Title |
A_38_Million_Year_Old_Neptune-Sized_Planet_in_the_Kepler_Field |
| Authors |
L._G._Bouma,_J._L._Curtis,_K._Masuda,_L._A._Hillenbrand,_G._Stefansson,_H._Isaacson,_N._Narita,_A._Fukui,_M._Ikoma,_M._Tamura,_A._L._Kraus,_E._Furlan,_C._L._Gnilka,_K._V._Lester,_S._B._Howell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14776 |
Kepler1627Aは、7。2日の軌道上で3.8の地球半径の惑星をホストすることが以前に知られているG8Vスターです。星は近くにあり（d=329pc）、太陽に似ているため、ケプラー宇宙望遠鏡で観測されました。ここでは、ガイア運動学、TESS恒星の自転周期、および分光学的リチウム存在量を使用して、ケプラー1627が38$\pm$6Myrold$\delta$Lyrクラスターのメンバーであることを示します。私たちの知る限り、これによりケプラー1627Abは、ケプラーの主要なミッションで発見された正確な年齢の最年少の惑星になります。ケプラー測光は2つの特徴を示しています。平均通過プロファイルは非対称であり、個々の通過時間は局所的な光度曲線の傾きと相関している可能性があります。それぞれの異常について考えられる説明について説明します。さらに重要なことに、$\delta$Lyrクラスターは、Gaiaによってプロパティが明らかにされた約10$^3$のcoevalグループの1つです。他の多くの太陽系外惑星のホストは、これらのクラスターの候補メンバーです。これらのメンバーシップは、ガイアのトリフェクタ、TESS、および地上分光法で検証できます。
OGLE-2014-BLG-0319：異なる質量比とレンズ源の相対的な固有運動で縮退に遭遇したサブ木星質量惑星イベント
| Title |
OGLE-2014-BLG-0319:_A_Sub-Jupiter-Mass_Planetary_Event_Encountered_Degeneracy_with_Different_Mass_Ratios_and_Lens-Source_Relative_Proper_Motions |
| Authors |
Shota_Miyazaki,_Daisuke_Suzuki,_Andrzej_Udalski,_Naoki_Koshimoto,_David_P._Bennett,_Nicholas_J._Rattenbury,_Takahiro_Sumi,_Fumio_Abe,_Richard_K._Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Ian_A._Bond,_Akihiko_Fukui,_Hirosane_Fujii,_Yuki_Hirao,_Stela_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Brandon_Munford,_Y._Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Yasushi_Muraki,_Arisa_Okamura,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Yuki_K._Satoh,_Taiga_Toda,_P._J._Tristram,_Hibiki_Yama,_A._Yonehara,_Radek_Poleski,_Przemek_Mroz,_Jan_Skowron,_Michal_Szymanski,_Igor_Soszynski,_Pawel_Pietrukowicz,_Syzmon_Kozlowski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Lukasz_Wyrzykowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14997 |
木星質量以下の惑星OGLE-2014-BLG-0319Lbの発見を報告します。この惑星の特徴は、天体物理学（MOA）コラボレーションにおけるマイクロレンズ観測の将来の拡張統計分析に追加されます。光度曲線の惑星の異常は、MOAとOGLEの調査観測によって特徴付けられ、それぞれ$q=（10.3,6.6,4.5）\times10^{-4}$の異なる惑星の質量比を持つ3つの縮退モデルになります。最後の2つのモデルでは、$\mu_{\rmrel}\sim1\;{\rmmas/yr}$の不当に小さいレンズソースの相対固有運動が必要であることがわかります。銀河の事前確率を考慮して、これら2つのモデルを最終結果から除外します。ベイズ分析を行って銀河モデルを使用してレンズシステムの物理的特性を推定し、レンズシステムが$0.49^{+0.35}_{-0.27}\;M_{\rmJup}$サブジョビアンで構成されていることを確認します$0.47^{+0.33}_{-0.25}\を周回する惑星;M_{\odot}$銀河バルジの近くのM-矮星。この分析は、銀河系の事前情報がこのタイプのモデルの縮退を解決するのに役立つことを示しています。これは、質量比関数を統計的に推定するために重要です。ただし、この方法は、褐色矮星や浮遊惑星などの低質量の天体が主な原因である、より短いタイムスケールのイベントでは成功しない可能性があります。したがって、マイクロレンズだけがプローブできるような低質量ホストの周りのコンパニオンの質量比関数を推定するには、注意深い処理が必要です。
CPUベースの並列法による太陽系のN体シミュレーション
太陽系の重力N体シミュレーションは、さまざまな並列アプローチを使用して実行され、計算時間と高速化値の比較は、さまざまなモデルサイズとプロセッサ数で実行されました。使用される数値積分は、0。1日の時間ステップサイズで主要な物体と小惑星の軌道で許容可能な精度を与える2次速度Verletアプローチです。
小惑星と大小惑星の衝突フラックスは、火星、地球、月で時間とともに変化しましたか？
| Title |
Has_the_impact_flux_of_small_and_large_asteroids_varied_through_time_on_Mars,_the_Earth_and_the_Moon? |
| Authors |
Anthony_Lagain,_Mikhail_Kreslavsky,_David_Baratoux,_Yebo_Liu,_Hadrien_Devillepoix,_Philip_Bland,_Gretchen_K._Benedix,_Luc_S._Doucet,_Konstantinos_Servis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15274 |
内太陽系の最後の3Gaにわたる衝撃流束は、通常、時間を通して一定であると想定されています。ただし、メインベルトでの小惑星の崩壊イベントは、地球-月系の最後の約2Gaでのクレータースパイクの原因である可能性があります。ここでは、直径20kmを超える521個の火星の衝突クレーターの小さなクレーターの記録から、衝突体のサイズ頻度分布の可能な変動を調査します。49個のクレーター（521個のうち）が、過去600Maにわたって形成されたこのサイズの完全なクレーター集団に対応することを示します。火星に関する我々の結果は、小さな小惑星（>5m）と大きな小惑星（>1km）の両方のフラックスが結合されており、過去600Maにわたって互いに変化しないことを示しています。地球と月の大きなクレーターの既存のデータセットが分析され、火星での結果と比較されます。地球上では、プレートテクトニクスの再構築のおかげで一連の衝突クレーターの形成位置を推測し、オルドビス紀の約470Ma前に形成されたクレーターのクラスターが保存バイアスであるように見えることを示しています。月では、クレーターの年代信号に見られる遅い増加は、それらの影響を年代測定するために使用された不確実な較正方法（すなわち、月の衝突噴出物中の岩石の存在量）に起因する可能性があり、他の較正は一定のクレーター生成率と一致しています。我々は、キロメートルサイズのクレーターと内太陽系の直径約100mまでのクレーター生産率の結合を結論付けています。これは、小惑星を惑星を横切る軌道に運ぶための従来のモデルと一致しています。ヤルコフスキー効果は、小惑星の崩壊から軌道共鳴に向かって大きな破片をゆっくりと押し出し、小さな破片は衝突カスケードを介して粉砕されます。これは、D>100mのクレーター速度における過去の小惑星崩壊の影響が限定的であるか、存在しないことを示唆しています。
彗星C / 2014UN271およびC / 2017K2の長期ダイナミクスに対する個々の星の影響
| Title |
The_influence_of_individual_stars_on_the_long-term_dynamics_of_comets_C/2014_UN271_and_C/2017_K2 |
| Authors |
Piotr_A._Dybczy\'nski_and_Ma{\l}gorzata_Kr\'olikowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15353 |
2021年6月、珍しい彗星C/2014UN271Bernardinelli-Bernsteinの発見が発表されました。天王星の軌道を超えた彗星活動も、C/2017K2PanSTARRSを含む同様の天体への関心を新たにしました。これらのオブジェクトのもう1つの特徴は、大きな地動説の距離で取得された位置データの間隔が長いことです。これらの2つの彗星は、惑星帯の外でのそれらの長期的な動きの詳細な調査のための適切な候補です。選択した軌道解を使用して、前の近日点通過での軌道の軌道パラメータを推定することを目的としています。これにより、動的に古い彗星と新しい彗星を区別できるようになるかもしれません。惑星帯のはるか外側にある長周期彗星の動的進化を追跡するには、銀河系全体の重力ポテンシャルによって引き起こされる摂動と、太陽の近くに現れる個々の星の作用の両方を考慮する必要があります。この目的のために、我々は最近公開された恒星摂動天体暦に基づく方法を適用しました。C/2014UN271では、過去と未来に伝播できる正確な軌道解を取得しました。C/2017K2の場合、最近の位置観測で非重力効果の兆候が見られるため、過去の動きのみを調査するように制限する必要があります。したがって、過去の運動研究に適した特別に選択された軌道ソリューションを使用します。これらの開始軌道を使用して、両方の彗星を以前のペリヘリアに伝播させました。また、C/2014UN271の将来の動きについても調査しました。これらの2つの彗星の軌道進化は、太陽に接近するいくつかの星からの摂動に敏感であるように見えます。残念ながら、これらの星のいくつかは、不確実性が大きすぎて研究対象の彗星の決定的な結果を得ることができない6Dデータを持っています。しかし、両方の彗星はおそらく前の近日点の惑星帯の外にあったようです。
2つの異なる放射状の位置での初期の太陽系微惑星の現代的な形成
| Title |
Contemporary_formation_of_early_solar_system_planetesimals_at_two_distinct_radial_locations |
| Authors |
Alessandro_Morbidelli,_Kevin_Baillie,_Konstantin_Batygin,_Sebastien_Charnoz,_Tristan_Guillot,_David_C._Rubie,_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15413 |
微惑星の形成は、塵を自己重力の塊に集中させる粒子ガスの不安定性を介して起こると予想されます。これらの不安定性を引き起こすには、原始惑星系円盤に事前に塵を積み上げる必要があります。これまで、これはディスクの雪線でのみうまくモデル化されてきましたが、内側のディスクの岩の微惑星は、非現実的に大きな粒子サイズまたは強化されたグローバルディスク金属量のいずれかを想定することによってのみ取得されました。ただし、雪線のみでの微惑星の形成は、明確な酸化状態と同位体組成を持つ鉄隕石の親体の初期の同時形成と一致させることは困難であり、ディスク内の異なる放射状の位置での形成を示しています。ここでは、崩壊する分子雲からの物質の継続的な降着を伴うディスクの進化をモデル化することにより、微惑星の形成が、雪線（約5au）と乱流拡散が低ければ、ケイ酸塩昇華線（約1au）。約1auでの粒子濃度は、ガスの初期の外向きの半径方向の動きによるものであり、ケイ酸塩の昇華と再凝縮によって支援されます。私たちの結果は、2つの場所の微惑星がほぼ同時に形成されたものの、雪線の微惑星は最初の数10、000年にディスクに供給された物質から質量の大部分（約60％）を付着させたが、この部分はケイ酸塩線で形成された微惑星の30パーセント。したがって、供給された物質の同位体組成が時間とともに変化した場合、これらの2つの微惑星集団は、観測と一致して、別個の同位体組成を持つはずです。
太陽系の惑星構造の原因としての微惑星リング
| Title |
Planetesimal_rings_as_the_cause_of_the_Solar_System's_planetary_architecture |
| Authors |
Andre_Izidoro,_Rajdeep_Dasgupta,_Sean_N._Raymond,_Rogerio_Deienno,_Bertram_Bitsch,_and_Andrea_Isella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15558 |
天文観測は、若い星の周りの原始惑星系円盤が、一般に、それらの塵の分布にリング状およびギャップ状の構造を持っていることを明らかにしています。これらの特徴は、特定の場所でダスト粒子をトラップする圧力バンプに関連しており、シミュレーションは微惑星形成に理想的な場所であることを示しています。ここでは、私たちの太陽系が、連続した円盤ではなく、微惑星のリング（圧力バンプによって作成された）から形成された可能性があることを示しています。ケイ酸塩昇華線（$T\sim$1400〜K）、水雪線（$T\sim$170〜K）、およびCO-雪線（$T\）の近くに圧力バンプが存在すると仮定して、ガス状ディスク相をモデル化します。sim$30〜K）。私たちのシミュレーションは、塵が隆起に堆積し、微惑星の最大3つのリングを形成することを示しています：1〜auの近くの狭いリング、$\sim$3-4〜auと$\sim$10-20〜auの間の広いリング、そして$\sim$20〜auと$\sim$45〜auの間の遠いリング。一連のシミュレーションを使用して、最も内側のリングの進化を追跡し、それが内太陽系の軌道構造をどのように説明できるかを示し、地球、火星、およびさまざまなクラスの隕石の同位体特性の起源を説明するフレームワークを提供します。中央のリングには、巨大惑星のコアの急速な成長を説明するのに十分な質量が含まれています。最も外側のリングは、初期の太陽系が天王星の現在の軌道を超えた原始的な微惑星の円盤を持っていたと提案している太陽系の進化の動的モデルと一致しています。
$ z = 6.8 $の過密領域での強いLy $ \ alpha $放出：COSMOSの非常に大きな（$ R \ sim3 $物理Mpc）イオン化バブル？
| Title |
Strong_Ly$\alpha$_Emission_in_an_Overdense_Region_at_$z=6.8$:_A_Very_Large_($R\sim3$_physical_Mpc)_Ionized_Bubble_in_COSMOS? |
| Authors |
Ryan_Endsley,_Daniel_P._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14779 |
再電離についての私たちの理解は過去10年間でかなり進歩し、いくつかの結果は、IGMが$z=7$で実質的に中立から$z=6$で大部分が再電離に移行したことを示しています。しかし、$z\gtrsim7$でのイオン化された泡のサイズと、それらの成長を促進する銀河の過密度についてはほとんどわかっていません。幸いなことに、レストUV分光観測は、ライマンα光子の共鳴特性のおかげで、これらのイオン化された気泡を特徴づけるための経路を提供します。以前の研究では、$z\simeq6.8$にある3つの密接に分離されたライマンブレーク銀河からのLy$\alpha$検出を示しました。これは、大きな（$R>1$物理Mpc）イオン化バブルの存在を示唆しています。1.5度$^2$COSMOSフィールド。ここでは、10個のUVブライト（$\mathrm{M}_{\mathrm{UV}}^{}\leq-20.4$）$z\simeq6.6-6.9$の新しい深いLy$\alpha$スペクトルを示します。周辺地域の銀河は、この潜在的なイオン化された泡をよりよく特徴付けることを可能にします。観測された10個の銀河のうち9個で$z=6.701-6.882$で（S/N$>$7）Ly$\alpha$放出を自信を持って検出し、これらのソースがまたがる大規模なボリューム（特性半径$R=3.2）を明らかにしました。$物理Mpc）は、強い銀河の過密度（$N/\langleN\rangle\gtrsim3$）をトレースします。私たちのデータはさらに、このボリュームのUV明るい銀河のLy$\alpha$放射が大幅に強化され、40％（4/10）が強いLy$\alpha$放射（等価幅$>$25$\mathrm{）を示していることを確認しています。\mathring{A}}$）$z\sim7$で平均して見つかった8$-$9％と比較。観測された銀河のLy$\alpha$等価幅の中央値も、$z\sim7$で典型的な$\approx$2$\times$であり、非常に大きな（$R\sim3$物理Mpc）イオン化バブルの場合の予想と一致しています。は、HIに遭遇する前に、Ly$\alpha$光子が宇宙論的に減衰翼のはるか奥まで赤方偏移することを可能にしています。
エッジオンディスクと回転楕円体のX線銀河系周囲媒体の予測
| Title |
Predictions_for_the_X-ray_circumgalactic_medium_of_edge-on_discs_and_spheroids |
| Authors |
Anna_Nica,_Benjamin_D._Oppenheimer,_Robert_A._Crain,_\'Akos_Bogd\'an,_Jonathan_J._Davies,_William_R._Forman,_Ralph_P._Kraft,_John_A._ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14919 |
EAGLE宇宙論的流体力学シミュレーションから生成された模擬観測を使用して、現在の銀河のX線銀河周囲媒体（CGM）が銀河の形態と方位角にどのように依存するかを調査します。エッジオンに向けられた{\iteROSITA}で観測された銀河の模擬スタックを作成することにより、恒星の質量範囲$M_\star=10^{10.7-11.2}\;$Mの銀河について観測的にテスト可能ないくつかの予測を行います。$_{\odot}$。円盤銀河の軟X線CGMは、半短軸に比べて半長軸に沿って60〜100％明るく、10〜30kpcです。この方位角依存性は、高温（$T>10^6$K）のCGMが非球形である結果です。具体的には、短軸に沿って平坦化され、より高密度でより明るいガスがディスク面に存在し、銀河。流出は、CGMを濃縮し、ディスクに垂直に優先的に加熱しますが、短半径に沿って観測的に検出可能なシグネチャは見つかりません。回転楕円体銀河は、より高いハロー質量に存在する回転楕円体に関連する円盤銀河よりも高温のCGMを持っています。これは、0.2〜1.5ドルのkeVバンドにまたがる硬度比で測定できる可能性があります。回転楕円体は、選択した固定$M_\star$ビンのディスクよりも明るいCGMを持っているように見えますが、これは、その$M_\star$ビン内の恒星とハローの質量が大きい回転楕円体によるものであり、シミュレートされた両方の母集団の合計が類似しているという事実を覆い隠しています。まったく同じ$M_\star$でのCGMの光度。ディスクは、回転楕円体よりも半径が20kpc以内で明るい放射を持ち、プロファイルが急激に減少します。{\iteROSITA}4年間の全天調査では、ここで予測するシグネチャの多くが検出されるはずですが、方位角の一部を観測するには、調査後の高度に傾斜した近くの円盤のターゲットを絞った追跡観測が必要になる場合があります。依存する予測。
集団異方性共鳴散乱による分子線の偏光信号の生成と変換
| Title |
The_generation_and_transformation_of_polarisation_signals_in_molecular_lines_through_collective_anisotropic_resonant_scattering |
| Authors |
Martin_Houde,_Boy_Lankhaar,_Fereshteh_Rajabi,_Mohammed_A._Chamma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15104 |
異方性共鳴散乱（ARS）モデルのコンテキスト内で、COおよびその他の分子の回転スペクトル線における楕円偏光の存在について説明します。放射場に対するARSの効果は、以前に予測されたバックグラウンド直線偏光の円偏光への変換（つまり、ファラデー変換）だけでなく、ファラデー回転の発生と楕円偏光信号の生成につながる可能性があることを示します。それ以外の場合、最初は無偏光の放射場。これは、他のどのモードよりも前方散乱を強く支持する回折アンサンブルとして機能する多数の分子間の集合的な振る舞いによるものです。天文データへの私たちの適用は、ストークスパラメータが周囲の磁場の強さと方向に依存していることを示しており、ARSが広範囲の分子種と遷移に対して現れることを示唆しています。
イオン化ガス排出量を追跡する乙女座環境調査（VESTIGE）XI。エッジオンラム圧力ストリップ銀河NGC4330の2次元H $ \ alpha $運動学
| Title |
A_Virgo_Environmental_Survey_Tracing_Ionised_Gas_Emission_(VESTIGE).XI._Two_dimensional_H$\alpha$_kinematics_of_the_edge-on_ram_pressure_stripped_galaxy_NGC_4330 |
| Authors |
M._M._Sardaneta,_P._Amram,_A._Boselli,_B._Vollmer,_M._Rosado,_M._S\'anchez-Cruces,_A._Longobardi,_C._Adami,_M._Fossati,_B._Epinat,_M._Boquien,_P._C\^ot\'e,_G._Hensler,_Junais,_H._Plana,_J.C._Cuillandre,_L._Ferrarese,_J.L._Gach,_J._A._Gomez-Lopez,_S._Gwyn,_G._Trinchieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15118 |
おとめ座銀河団の深部狭帯域H$\alpha$イメージング調査であるVESTIGE調査を使用して、MegaCamを使用してCFHTで実施され、エッジオン後期型銀河NGC4330でイオン化ガスの長い拡散テールを発見しました。この独特の特徴は、外側の円盤領域のガスを除去することができる進行中のラム圧力ストリッピング（RPS）イベントを目撃します。調整された流体力学シミュレーションは、RPSイベントがほぼ正面から発生していることを示唆しており、NGC4330はディスク面に垂直な方向の摂動の影響を研究するための理想的な候補となっています。ここでは、イオン化ガスの運動学に対するRPSプロセスの影響を理解するために、2つの新しい独立したファブリペロー観測のセット（R$\simeq$10000）を紹介します。拡散ガス放出に対する感度が限られているにもかかわらず、データにより、銀河円盤上およびRPSイベント後に形成された恒星円盤の端または外側のいくつかの特徴で速度と速度分散場を測定することができました。3つの異なる手法を使用して、銀河の位置-速度図と回転曲線を作成しました。データは、流体力学的シミュレーションと一致して、銀河が最大$\sim$2.4kpcの内部固体回転を持ち、円盤の外側への非円形の流れ運動と、銀河の相互作用中に形成されたいくつかの外部特徴を持っていることを示しています周囲の銀河団ガスと。データはまた、尾に沿って銀河円盤からの距離が増加するにつれてガスの回転速度が減少することを示しており、ストリッピングされたガスの角運動量が徐々にではあるが線形ではないことを示唆しています。RPSシナリオと一致して、$i$バンドの画像は、ディスクの南西端にある箱型の形状を示しています。この画像では、銀河の重力ポテンシャル井戸の変更によって星の軌道が乱された可能性があります。$z$方向のガス。
NIRCamGTO銀河進化プロジェクト
JWST/NIRCamとNIRSpec保証時間観測（GTO）チームの共同プログラムであるJWSTAdvancedDeepExtragalacticSurvey（JADES）の概要を紹介します。これには、950時間の観測が含まれます。優れたサポートデータ（HST-CANDELSなど）を備えた2つのよく研究されたフィールドをターゲットにします：GOODS-ウルトラディープフィールドを含む北と南。JADESの科学的目標は、$\approx$1-5$\mu$mからの観測を通じて、残りのフレームの光学および近赤外を使用して、z>2で、場合によってはz>10までの銀河の進化をグラフ化することです。9つのフィルターを備えたマルチカラーNIRCamイメージングにより、測光赤方偏移と、前例のない距離へのライマンブレーク技術の適用が可能になります。NIRSpec分光法（スペクトル分解力R=100、1000、2700）は、測光的に選択された母集団の安全な分光赤方偏移と、UVレストフレームの星の連続体の傾きを測定します。したがって、塵、星の役割を研究します。人口年齢、およびその他の影響。輝線を測定することで、高赤方偏移銀河における減光、星形成率、金属量、化学的存在量、イオン化および励起メカニズムを制約することができます。NIRCamとNIRSpecの観測を組み合わせることで、銀河の星の種族（年齢、星形成の歴史、存在量）を特定し、線の汚染の可能性について広帯域スペクトルエネルギー分布を修正するための情報を提供します。潜在的に、HeIIなどのPopulationIIIスターのシグネチャを検索できます。光度関数のかすかな端の傾きを決定し、UV恒星連続体をバルマー系列フラックスと比較することによってイオン化光子の脱出率を調査することにより、z>7の星形成銀河の再電離への寄与に対処できます。
GaiaEDR3による銀河系バイナリクラスター候補の調査
| Title |
Investigating_Galactic_binary_cluster_candidates_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
M._S._Angelo,_J._F._C._Santos_Jr,_F._F._S._Maia_and_W._J._B._Corradi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15247 |
天の川銀河のいくつかの星団（OC）ペアは、位相空間（座標、視差、固有運動）で同様の位置を占めているため、物理的に相互作用するシステムを構成している可能性があります。観測データに基づくそのような天体の特徴づけは、それらの物理的状態を適切に理解し、銀河におけるクラスターペアの形成を調査するための基本的なステップです。この作業では、ガイアEDR3データを使用して、7つの恒星の集合体として分散された16個のOCのセットを調査しました。構造パラメータを決定し、メンバーの星の明確なリストを取得できるようにする除染技術を適用しました。調査されたOCは、ガラクトセントリックな距離と年齢にまたがり、〜7<$R_G$（kpc）<〜11および7.3<=logt<=9.2の範囲にあります。8つのOCが4つの重力結合ペア（NGC5617-Trumpler22、Collinder394-NGC6716、Ruprecht100-Ruprecht101、NGC659-NGC663、後者は動的に展開されていないバイナリ）を構成し、他の4つのクラスターは2つの相互作用するが、重力的に結合されていないペアを構成することがわかりました（King16-Berkeley4、NGC2383-NGC2384、後者は溶解OC）。他の4つのOC（Dias1、Pismis19、Czernik20、NGC1857）は、どの恒星の集合体にも関連付けられていないようです。明らかに、束縛され動的に進化したペア内のクラスターは、同様の$R_G$にある単一クラスターよりも大きい、半光対潮汐半径の比率を示す傾向があり、相互の潮汐相互作用がそれらの構造パラメーターに影響を与える可能性があることを示唆しています。束縛されていない、または動的に進化していないシステムは、それらの構造に潮汐力の目立たない兆候を示しているようです。さらに、コア半径は、クラスターの内部動的緩和プロセスとより重要に相関しているようです。
銀河内の反物質、特に反星の驚くほど豊富な存在を示す最近の天文観測をレビューします。長年の初期の理論的予測について簡単に説明します。
明るい銀河へのArH +とH2O +の吸収
| Title |
ArH+_and_H2O+_absorption_towards_luminous_galaxies |
| Authors |
Arshia_M._Jacob,_Karl_M._Menten,_Friedrich_Wyrowski,_Benjamin_Winkel,_David_A._Neufeld,_and_Baerbel_S._Koribalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15546 |
天の川銀河内のいくつかの視線に沿ってArH+は、銀河系外環境で1回だけ検出され、つまり、レンズ付きブレーザーPKS1830-211に向かう赤方偏移z=0.89吸収体の2つの視線に沿って遍在的に検出されています。ArH+は、最初は宇宙線と水素分子によってイオン化されたAr+間の反応によって主に原子ガスで形成されるため、衝突する宇宙線のイオン化率だけでなく、原子ガスの優れたトレーサーであることが示されています。この研究では、銀河系外の源でのArH+の観測を拡張して、これらの銀河における原子星間物質（ISM）のトレーサーとしての使用を調べることを試みます。2つの明るい近くの銀河NGC253とNGC4945に対するArH+の検出と、APEX12m望遠鏡のSEPIA660受信機を使用して観測されたArp220に対する非検出を報告します。さらに、この受信機の2つの側波帯により、ArH+ラインを使用した607.227GHzでの別の原子ガストレーサーp-H2O+のNKaKc=1_1,0-1_0,1遷移を同時に観測することができました。両方の種の光学的に薄いスペクトルをモデル化し、それらの観測されたラインプロファイルを、それぞれOH+やo-H2O+などの他のよく知られた原子ガストレーサーおよび拡散および高密度分子ガストレーサーHFおよびCOのプロファイルと比較しました。さらに、ArH+、OH+、およびH2O+分子からの観測された吸収が同じ宇宙線フラックスの影響を受けると仮定して、これら3つの種の化学の定常状態分析に基づいてさまざまな雲層の特性を調査します。
シュワルツシルト幾何学における潮汐破壊イベントストリームのための分析的で完全に相対論的なフレームワーク
| Title |
An_Analytic,_Fully_Relativistic_Framework_for_Tidal_Disruption_Event_Streams_in_Schwarzschild_Geometry |
| Authors |
Alexander_J._Dittmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14778 |
潮汐破壊現象（TDE）ストリームの自己交差を研究するための分析的で完全に相対論的なフレームワークを提示し、シュワルツシルト時空に限定します。シュワルツシルト計量の測地線方程式の閉形式の解を利用することにより、測地線方程式を数値的に評価したり、ポストニュートン近似を行ったりすることなく、自己交差のプロパティを計算します。私たちの分析的処理はまた、高度に相対論的な軌道の非物理的な結果につながるニュートンの公式とは対照的に、軌道の準主軸と離心率の幾何学的定義を容易にします。自己交差衝撃時のエネルギー散逸に関する仮定と組み合わせることで、私たちのフレームワークは、自己交差衝撃中に結合されていない材料の割合、軌道に残っている材料の特徴的な準主軸と離心率などの量の計算を可能にします衝突後。例として、主系列星の崩壊について、恒星および超大質量ブラックホール（SMBH）の質量の交差後の特性のグリッドを計算し、自己交差中に物質が放出されない領域を特定します（例：SMBH質量$\lesssim5\times10^6\、{\rmM_\odot}$for$1\、{\rmM_\odot}$星は潮汐半径で破壊されています）、X線では見えるが光学ではないSGR/eROSITAによって観測されたTDEを説明している可能性があります波長。また、交差後の降着流の離心率が低いパラメーター（$e\lesssim0.6$）を特定し、自己交差ショックによって生成される光度が、光度曲線の減衰タイムスケールと狭い範囲のSMBH質量にわたるピーク光度。
マルチスケール速度論的シミュレーションからの宇宙線輸送係数の第一原理特性化に向けて
| Title |
Towards_First-principle_Characterization_of_Cosmic-ray_Transport_Coefficients_from_Multi-scale_Kinetic_Simulations |
| Authors |
Xue-Ning_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14782 |
銀河内外の宇宙線（CR）の輸送とフィードバックを理解する上での主な不確実性は、主に微視的なジャイロ共鳴スケールでの波動粒子相互作用によって決定される未知のCR散乱率にあります。バルクCR集団の波の発生源は、CRの圧力勾配を下向きにストリーミングすることから生じるCRストリーミング不安定性（CRSI）によって自己駆動されると考えられています。CRSIによる駆動と波の減衰のバランスにより、波の振幅、したがってCRの散乱率が決まると予想されますが、この問題には、準線形理論（QLT）に基づくかなりのあいまいさを伴う大幅なスケール分離が含まれます。ここでは、環境パラメータの関数としてCR散乱率の第一原理測定を可能にする、CR圧力勾配を課したCRSIを研究するための新しい「ストリーミングボックス」フレームワークを提案します。イオン中性減衰を伴う電磁流体力学粒子内セル（MHD-PIC）法を採用することにより、さまざまな解像度とCR圧力勾配で一連のシミュレーションを実行し、定常状態で得られるCR散乱率を正確に測定します。測定された速度は、QLTと一致するスケーリングを示していますが、正規化は、CRの単一流体処理に基づく通常の推定値よりも数倍小さくなっています。運動量ごとの治療は、運動量を超えて統合するとより良い推定値を提供しますが、特に小さな運動量ではかなりの偏差も受けます。したがって、私たちのフレームワークは、広範な天体物理学的コンテキストでのCR輸送とフィードバックの巨視的研究のための包括的なサブグリッド物理学を提供するための道を開きます。
天体物理学的バーストの源としてのマグネターにおける中性子拡散
中性子星クラストでの中性子トンネリングは、短い時間スケールで膨大な量のエネルギーを放出する可能性があります。振動や大変動のイベントが地殻の周囲密度を変化させるときに、中性子星の外側の地殻領域で発生するこのプロセスの側面を明らかにしました。時間依存ハートリーフォックボゴリューボフモデルを報告して、中性子拡散の速度を決定し、10^40〜10^44ergの範囲の大量のエネルギーを急速に放出できると結論付けます。このメカニズムが、高速電波バースト（FRBS）などのこれまで知られていなかった現象の原因である可能性があることを示唆します。
掃天観測施設の超新星兄弟とその親銀河BrightTransient Surve
| Title |
Supernova_Siblings_and_their_Parent_Galaxies_in_the_Zwicky_Transient_Facility_Bright_Transient_Surve |
| Authors |
M._L._Graham,_C._Fremling,_D._A._Perley,_R._Biswas,_C._A._Phillips,_J._Sollerman,_P._E._Nugent,_S._Nance,_S._Dhawan,_J._Nordin,_A._Goobar,_A._Miller,_J._D._Neill,_X._J._Hall,_M._J._Hankins,_D._A._Duev,_M._M._Kasliwal,_M._Rigault,_E._C._Bellm,_D._Hale,_P._Mr\'oz_and_S._R._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14819 |
超新星（SN）兄弟（同じ親銀河内の2つ以上のSNe）は、距離、星形成率、減光、金属量などのホスト銀河の特性だけでなく、前駆星の種族を探索するための便利なツールです。天の川銀河の平均SN率は1世紀に1回しかないため、SN兄弟のかなりのサンプルを発見するには、大規模な画像調査が必要です。広視野の掃天観測施設（ZTF）の掃天観測（BTS;$r{<}$18.5等よりも明るくピークに達するすべての過渡現象の分光学的完全性を目指す）から、5つの親銀河に10個のSN兄弟を提示します。これらの家族のそれぞれについて、ホスト内のSNの位置とその基礎となる星の種族を分析し、より大規模な前駆体からのSNeがホストコアの近くで、より活発な星形成の領域で見つかるという期待との一致を見つけます。また、コア崩壊と熱核SN兄弟の相対速度の分析を提示し、ZTFの偏りのない性質により、過去のSN兄弟サンプルよりも大幅に低い比率を見つけました。
銀河における超大光度X線源の集団：起源と進化
ハイブリッド母集団合成を使用して、ブラックホール（BH）アクレクターを備えた連星系の超大光度X線源（ULX）の母集団のモデルが計算されます。これは、脈動するULXとして観測できる磁化された中性子星（NS）を持つULXの集団のモデルと比較されます（Kuranovetal.2020）。BHの形成モデルが考慮され、それらの質量は、崩壊直前の恒星COコアの質量、および「遅延」および「急速」崩壊モデルによって決定されます（Fryeretal.2012）。降着円盤の不安定性に起因するULXの可能な一時性が考慮されます。ULXのパラメーターと進化は、一定の星形成率（SFR）の銀河と、瞬間的な星形成バーストによって形成された銀河について計算されます。星形成の開始後、$\sim1$Gyrで静止した$SFR=10$\msun/yrの銀河では、BHを伴うULXの最大数（$\sim10$）に達します。星形成の終了後に観測されるULXは、星形成の完了前にBHおよび/またはNSが形成されたバイナリであり、質量$\sim$\msun\の長寿ドナーはRLOFを継続するか、さらにはそれらを埋めます。ロッシュローブは後で。星形成が完了した後の数Gyrで、質量$M_G=10^{10}$\、\msun\の銀河のULXの数は10銀河あたり1未満になり、それらのほとんどはNSのULXです。NSを使用したULXでは、採用されたSFRモデルに関係なく、ドナーがロッシュローブをオーバーフローさせて永続的なソースを支配します。一時的なソースの数は1桁以上少なくなります。風に降着するULXは、RLOFを介して降着するソースよりも桁違いにまれです。
サイクル23と24の間の太陽極小期中の大規模異方性のARGO-YBJ観測
| Title |
ARGO-YBJ_Observation_of_the_Large-scale_Anisotropy_During_the_Solar_Minimum_between_Cycles_23_and_24 |
| Authors |
Shuwang_Cui_(The_ARGO-YBJ_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14891 |
この論文は、2008年1月から2009年12月までのエアシャワー検出器ARGO-YBJによって収集されたデータを使用して、宇宙線の到達方向の分布における大規模な異方性の測定について報告します。24.この期間に、1〜30TeVのエネルギーで2,000億を超えるシャワーが記録されました。観測された宇宙線の2次元分布は、それぞれ、2つの広い領域の過剰と不足によって特徴付けられ、両方とも、より小さなサイズの構造に重ね合わされた、均一なフラックスに対する相対強度0.001です。調和解析は、R.A。の関数としての大規模宇宙線の相対強度を示しています。Fouriesシリーズの第1項と第2項で説明できます。高いイベント統計により、異方性のエネルギー依存性の研究が可能になり、振幅はエネルギーとともに増加し、最大強度は10TeVで増加し、その後、位相がゆっくりとR.Aの低い値にシフトする間に減少することが示されます。エネルギーの増加とともに。ARGO-YBJデータは、異方性スペクトルのこの特徴の周りの10年以上のエネルギーにわたる正確な観測を提供します。
空間的に依存するかに星雲からのPeVエネルギーまでのマルチバンド放出
| Title |
Multi-band_Emission_up_to_PeV_Energy_from_the_Crab_Nebula_in_a_Spatially_Dependent_Lepto-hadronic_Model |
| Authors |
Qi-Yong_Peng,_Bi-Wen_Bao,_Fang-Wu_Lu,_Li_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14939 |
かに星雲の電波から超高エネルギーガンマ線へのマルチバンド放射が検出されました。観測された結果を説明するために、かに星雲の非熱的光子生成\textbf{in}は、空間依存のレプトハドロンモデルで注意深く研究されています。私たちのモデルでは、PWNの動的進化が球対称システムでシミュレートされています。電子と陽子の両方が、終端衝撃波で加速されます。関連する粒子伝搬方程式と光子進化方程式が同時に解かれます。かに星雲の場合、我々の結果は、観測されたマルチバンド光子スペクトルが妥当なモデルパラメータでうまく再現できることを明らかにしています。特に、エネルギー$\gtrsim200$TeVの光子は、主に陽子-陽子相互作用を介したハドロン成分によって寄与されます。ハドロン成分の寄与は、陽子スペクトル指数$\alpha_{\rmp}$とPWN内の媒体の数密度$n_{\rmH}$の両方に依存します。その上、高エネルギーニュートリノフラックスは、可変陽子スペクトル指数で予測されます。予測されるフラックスは、現在のニュートリノ観測所の感度をはるかに下回っているだけでなく、エネルギーが$\sim40$TeV未満の大気ニュートリノバックグラウンドの下にもあります。さらに、表面輝度とスペクトル指数の計算された放射状プロファイルが表示されます。
SN前のバーストを特徴とする赤色超巨星前駆体を用いたタイプIIn-PSN2005clの光度曲線のモデリング
| Title |
Modeling_the_light_curve_of_Type_IIn-P_SN_2005cl_with_red_supergiant_progenitors_featuring_pre-SN_ourbursts |
| Authors |
Chunhui_Li,_Viktoriya_Morozova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15181 |
すべてのタイプIIn超新星（SNeIIn）は、スペクトルに狭い水素輝線を示します。この共通の特徴とは別に、それらは、光度曲線の明るさ、持続時間、および形態において非常に幅広い多様性を示しています。これは、それらがさまざまな前駆システムおよび爆発チャネルに由来する可能性が高いことを示しています。SNeIInの特定のサブセット、いわゆるSNeIIn-Pは、通常の水素に富むSNe（SNeII）と非常によく似た$\sim$100日のプラトー相を示します。過去には、SNeIIn-Pは、高密度の拡張風に囲まれた準エネルギー電子捕獲爆発のモデルによって説明されていました。この作業では、このクラスのSNeを、最終爆発の数か月前に爆発を経験する標準的な赤色超巨星（RSG）の前駆体で説明しようとします。モデルとデータの間で最良の一致を示すバーストエネルギー（$5\times10^{46}\、{\rmerg}$）は、SNeIInで観測されたバーストエネルギーの低い範囲（数$10^{46}\、{\rmerg}$と$10^{49}\、{\rmerg}$）を掛けます。代わりに、SN2005clの推定爆発エネルギーは、通常のSNeIIの爆発エネルギーと比較して比較的高い（$1-2\times10^{51}\、{\rmerg}$）。私たちのモデルは、以前に提案されたシナリオに代わるSNeIIn-Pの説明を提供します。
電子捕獲超新星の流体力学的シミュレーション：前駆体と寸法依存性
| Title |
Hydrodynamic_Simulations_of_Electron-capture_Supernovae:_Progenitor_and_Dimension_Dependence |
| Authors |
Shuai_Zha,_Evan_P._O'Connor,_Sean_M._Couch,_Shing-Chi_Leung,_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15257 |
新しい2次元（2D）崩壊前駆体モデルを使用して、\texttt{FLASH}で電子捕獲超新星（ECSNe）のニュートリノ輸送流体力学シミュレーションを提示します。これらの前駆体モデルは、コア崩壊の開始までの酸素火炎伝播の2Dモデリングを特徴としています。崩壊時に、伝播する火炎前面半径の範囲にまたがる6つの前駆体モデルを使用して軸対称シミュレーションを実行します。比較のために、正規の球対称の前駆体モデルn8.8を使用して、同じセットアップでシミュレーションも実行します。恒星進化と火炎伝播のシミュレーションから継承された前駆体モデルのバリエーションは、爆発エネルギー（$\sim1.36$-$1.48\times10^などのニュートリノ駆動ECSN爆発のグローバルプロパティを大幅に変更しないことがわかりました。{50}$erg）と質量（$\sim0.017$-$0.018M_\odot$）と噴出物の組成。2D炎によって引き起こされる非球面摂動のため、噴出物には少量（$\lesssim1.8\times10^{-3}〜M_\odot$）の低$Y_e$（$0.35<Y_e<0.4$）成分が含まれています。シミュレーションが$\sim400$msで終了するとき、陽子中性子星のバリオン質量は$\sim1.34〜M_\odot$（$\sim1.357〜M_\odot$）であり、新しい（n8.8）前駆体モデルを使用します。不一致は、前駆体の進化シミュレーションで更新された弱い相互作用率によるものです。私たちの結果は、強く縮退したONeMgコアを含むECSN前駆体の性質を反映しており、ONeMgコアの崩壊によって初期化された標準化されたECSN爆発を示唆しています。さらに、基本的な3次元シミュレーションを実行し、爆発特性が2D対応物とかなり互換性があることを確認します。私たちの論文は、ONeMgコア崩壊後のECSN爆発のより完全な理解を促進しますが、さらに3次元シミュレーションが必要です。
ニューラルネットワークを使用した高速高次元キロノバパラメータ推論の実行
| Title |
Using_Neural_Networks_to_Perform_Rapid_High-Dimensional_Kilonova_Parameter_Inference |
| Authors |
Mouza_Almualla,_Yuhong_Ning,_Mattia_Bulla,_Tim_Dietrich,_Michael_W._Coughlin,_and_Nidhal_Guessoum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15470 |
2017年8月17日、ガンマ線バーストGRB170817Aと、対応するキロノバAT2017gfoとともに、2つの中性子星の合体から発生した重力波であるGW170817が同時に検出されました。それ以来、さまざまなツールを使用して観測的に、また理論的には、重力波と電磁信号を記述する複雑なモデルの開発の両方で、中性子星合体の研究を取り巻く多くの興奮がありました。この作業では、パイプラインを改善して、実行時間を短縮し、以前よりもはるかに大きなシミュレーションセットを処理するニューラルネットワークフレームワークを採用することで、観測された光度曲線からキロノバの特性を推測します。特に、放射伝達コードPOSSISを使用して、動的エジェクタ成分の角度依存性にさまざまな関数形式を使用する5次元キロノバグリッドを構築します。角度依存性を組み込むと、加重平均二乗誤差で定量化した場合、AT2017gfo光度曲線への適合が最大50％向上することがわかります。
恒星色回帰法とGaiaEDR3を使用した、SDSS Stripe82の数ミリマグニチュード精度への測光再キャリブレーション
| Title |
Photometric_recalibration_of_the_SDSS_Stripe_82_to_a_few_milimagnitude_precision_with_the_stellar_color_regression_method_and_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Bowen_Huang_and_Haibo_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14956 |
LAMOSTDR7、SDSSDR12からの分光データ、およびGaiaEDR3からの補正された測光データを組み合わせることにより、StellarColorRegression（SCR;Yuanetal。2015a）メソッドを適用して、IveziのSDSSStripe82標準星表を再校正します。cetal。（2007）。分光学的にターゲットを絞った星の総数は約30,000で、カタログに存在する比較的大きく、強く相関する測光ゼロ点エラー、$u$バンドで$\sim$2.5パーセント、1つあたり$\sim$1をマッピングしました。$griz$バンドのセント。私たちの研究はまた、いくつかの電荷結合デバイスの$z$バンドにおけるいくつかの小さいが重要なマグニチュード依存性エラーを確認します。さまざまなテストにより、$u$バンドで約5mmag、$griz$バンドで約2mmagの内部精度が達成されたことが示されています。これは、以前の結果の約5倍です。また、この方法を最新バージョンのカタログ（V4.2;Thanjavuretal。2021）に適用し、R.A。に沿って最大$\sim$1％の適度な系統的キャリブレーションエラーを見つけます。方向と12月方向に沿った小さなエラー。結果は、分光データとガイア測光を組み合わせて、地上測光の1％の精度の障壁を打ち破るときの、SCR法の威力を示しています。私たちの仕事は、SDSS測光調査全体の再校正への道を開き、将来の調査の校正に重要な意味を持っています。さまざまな状況下でのSCRメソッドの将来の実装と改善についても説明します。
宇宙ベースのUHECR観測のためのMini-EUSOによる夜間地球のUV発光の測定
| Title |
Measurement_of_UV_light_emission_of_the_nighttime_Earth_by_Mini-EUSO_for_space-based_UHECR_observations |
| Authors |
K._Shinozaki,_K._Bolmgren,_D._Barghini,_M._Battisti,_A._Belov,_M._Bertaina,_F._Bisconti,_G._Cambi\`e,_F._Capel,_M._Casolino,_F._Fenu,_A._Golzio,_Z._Plebaniak,_M._Przybylak,_J._Szabelski,_N._Sakaki,_Y._Takizawa_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15189 |
JEM-EUSO（ExtremeUniverseSpaceObservatoryの共同実験ミッション）プログラムは、軌道上の広視野蛍光検出器を使用した超高エネルギー宇宙線（UHECR）観測の実現を目的としています。大気光や地球表面の人為的光などの大気からの紫外線（UV）発光は、宇宙ベースのUHECR観測の主な背景です。Mini-EUSOミッションは、プログラムの最初の宇宙ベースの実験である2019年以来、国際宇宙ステーション（ISS）で運用されています。Mini-EUSO機器は、25cmの屈折光学系と、マルチアノード光電子増倍管の2304ピクセルアレイを備えた光検出器モジュールで構成されています。ISSの天底に見える窓では、この機器は約300kmx300kmの領域を継続的に監視できます。本研究では、地上にダウンリンクされたMini-EUSOデータを使用して、夜間の地球におけるUV光の測定の予備的な結果を報告します。ISSの死亡記事の下でローカルとグローバルの両方でUV光の分布をマッピングしました。拡散した背景光に対する機器の応答を特徴づけるために、シミュレーションも行われました。このような光が宇宙ベースのUHECR観測とMini-EUSO科学の目的に与える影響について説明します。
畳み込みニューラルネットワークを使用したTAIGA実験での複数のIACTからの画像の処理
| Title |
Processing_Images_from_Multiple_IACTs_in_the_TAIGA_Experiment_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Stanislav_Polyakov,_Andrey_Demichev,_Alexander_Kryukov,_Evgeny_Postnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15382 |
地球大気と相互作用する高エネルギー粒子によって生成された大規模な空気シャワーは、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）を使用して検出できます。IACT画像を分析して、ガンマ線とハドロンによって引き起こされたイベントを区別し、一次粒子のエネルギーなどのイベントのパラメータを推測することができます。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、TAIGA実験の望遠鏡からのモンテカルロシミュレーション画像を分析します。分析には、ガンマ線によって引き起こされたシャワーに対応する画像の選択と、ガンマ線のエネルギーの推定が含まれます。1つの望遠鏡からの画像を使用したCNNと、2つの望遠鏡からの画像を入力として使用したCNNのパフォーマンスを比較します。
| Title |
Monte_Carlo_simulations_of_the_electron-gas_interactions_in_the_KATRIN_experiment |
| Authors |
Jonas_Kellerer,_Felix_Spanier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15455 |
KATRIN実験では、電子ニュートリノの質量はトリチウムの$\beta$スペクトルの形状から推測されます。実験のウィンドウレスガス状トリチウム源（WGTS）における重要な系統的効果には、電子散乱によるエネルギー損失、および拡張された開始電位が含まれます。WGTSでは、$\beta$崩壊からの一次高エネルギー電子が、イオン化、再結合、クラスター形成、散乱などのさまざまな原子および分子プロセスを通じて、拡張された二次電子スペクトルを生成します。この電子スペクトルは、電子エネルギー損失プロセスを理解する上でだけでなく、プラズマプロセスのシミュレーションでも役割を果たします。これらのシミュレーションは、開始の可能性についての洞察を提供します。ここでは、モンテカルロアプローチを使用して、特定の磁場および電場構成の電子スペクトルをモデル化します。スペクトルは、WGTS内のさまざまな位置で評価されます。これにより、実験の後壁と検出器の端に近いスペクトルを直接分析できます。電子と並んで、イオンもシミュレーションによって追跡されます。
EMCCDセンサーと整合フィルター処理に基づく非常に微弱な流星検出システムの開発
| Title |
Development_of_a_Very_Faint_Meteor_Detection_System_based_on_an_EMCCD_Sensor_and_Matched_Filter_Processing |
| Authors |
P._Gural_(1),_T._Mills_(2),_M._Mazur_(2),_P._Brown_(2)_(_(1)_Gural_Software_and_Analysis_LLC,_USA,_(2)_University_of_Western_Ontario,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15507 |
電気光学（EO）カメラと後方散乱レーダー受信機によって画像化された流星の質量範囲は、ほとんどの場合重複していません。典型的なEOシステムは、中程度の視野の光学系、強化されていない光学部品、および約45km/秒の流星侵入速度を使用する場合、10$^{-5}$kgまでの流星物質またはおよそ+2の大きさの流星を検出します。これは、典型的な流星レーダー観測の質量範囲の上限に近いものです。異なるセンサー波長帯域で同じ質量流星を測定することは、EOとレーダーの両方の質量推定を較正するという点で利点があります。そのために、ウェスタンオンタリオ大学（UWO）は、電子増倍CCDカメラ技術に基づく非常に低照度のイメージングシステムを取得して展開しました。これにより、フレームレート、関心領域、ビニングのさまざまなオプションを備えた冷却カメラのセットアップに、ピクセルあたりのノイズが非常に少ないインテンシファイアチップが組み込まれます。光学とセンサーのEOシステムは、一辺が14.7度の正方形の視野で毎秒32フレームを収集するように最適に構成され、m$_G$=+10.5の単一フレームの恒星制限マグニチュードを達成しました。システムは通常、+6.5の流星を観測します。このパイプラインの重要な開発は、EMCCDシステムで可能な最も弱い流星を処理すると同時に、流星の焦点面位置の高品質の自動メトリック測定を実現する、整合フィルター処理の最初の真のアプリケーションです。2つのサイトにEMCCDシステムのペアが配置されているため、三角測量と高精度の軌道は、このシステムによって生成される多くの製品の1つです。これらの測定値は、流星プラズマの特性評価に使用されるカナダ流星軌道レーダー（CMOR）およびカナダ自動流星天文台（CAMO）高解像度ミラー追跡システムからの観測と結合されます。
47ケプラー接触連星の光度曲線固有の変動
この作品は、接触連星の数値モデリングにおける光度曲線の固有の変動性の重要性を研究しています。合成光度曲線を使用して、恒星黒点ベースの固有の変動性が見かけの質量比を$\Deltaq=5$％増加させることを示しています。軌道周期が$P>0.3d$のシステムの場合、長期間にわたって平均化された固有の変動の影響は、ケプラーミッションのような位相スミアリングで互いに打ち消し合います。さらに、47個の完全に食されたケプラーミッションの接触連星を分析します。P=0.45dで固有変動の鋭いカットオフが見つかりました。光度曲線の数値モデリングと観測関係を使用して、47のシステムの物理パラメータを導き出します。バイナリの少なくとも53％には、サードコンパニオンの可能性があります。21のバイナリは、平均位相曲線でオコンネル効果を示しています。それらのうちの19は、二次よりも一次最大値が低く、後側に静止した暗い領域があることを示唆しています。P=0.45dカットオフを使用して、周期と色の関係に関する新しいアプローチを提案します。固有の変動の大きさと相関する唯一のパラメータは、見かけの有効温度比です。暫定的な現象として、システムパラメータを説明する代わりに、A/Wサブタイプの分割を光度曲線にのみ適用する必要があると結論付けます。
有限持続時間のエネルギー注入による大質量星のエンベロープの噴火
| Title |
Eruption_of_the_Envelope_of_Massive_Stars_by_Energy_Injection_with_Finite_Duration |
| Authors |
Takatoshi_Ko,_Daichi_Tsuna,_Yuki_Takei,_Toshikazu_Shigeyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14909 |
超新星のかなりの部分が、高密度の星周物質（CSM）の兆候を示しています。高密度のCSMを作成するための複数のシナリオが存在しますが、外側のエンベロープの基部でのエネルギーの注入による大量の噴火が発生する可能性があります。注入のタイムスケールとエネルギーに焦点を当てて、初期質量が$15\M_\odot$の典型的な赤色超巨星前駆体からの噴火質量損失の放射線流体力学シミュレーションを初めて実行します。十分な注入エネルギーだけでなく、単位時間あたりの十分なエネルギー注入率、$L_{\rm{min}}\sim8\times10^{40}$ergs$^{-1}$特定のモデルは、バインドされていないCSMの噴火に必要です。この結果は、エネルギー注入率が、エンベロープの結合エネルギーを噴火の動的タイムスケールで割った値よりも大きい必要があることを示唆しています。結果として得られるCSMの密度プロファイルは、瞬間的なエネルギー注入の限界で解析的および数値的に予測され、有限の注入タイムスケールでも同様に成り立ちます。提案された大量爆発シナリオ、特に波動駆動爆発と共通外層放出のフレームワークでの調査結果について説明します。
環境。キンク波は、恒星コロナループで日常的に観察されます。共鳴吸収は、キンク波からエネルギーを抽出する、広く受け入れられているメカニズムです。非線形キンク波は、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性の影響を受けることが知られています。ただし、これまでのすべての数値研究では、直線偏波のキンク波が考慮されています。目的。真っ直ぐなプラズマシリンダー上の円偏波キンク波の定常波と伝搬波の両方の特性を研究し、直線偏波キンク波の特性と比較します。メソッド。コードMPI-AMRVACを使用して、直立および伝搬円偏光キンク（m=1）モードの両方によって励起された、真っ直ぐな磁気シリンダーの完全な3D電磁流体力学（MHD）方程式を解きます。結果。共鳴吸収による減衰は、偏光状態とは無関係です。誘導された共鳴流の形態または外観は、2つの偏光で異なりますが、前方モデル化されたドップラー信号には本質的に違いはありません。非線形振動の場合、小規模の成長率は、摂動振幅ではなく、振動の総エネルギーによって決定されます。考えられる影響と地震学的関連性について説明します。
冠状準周期的高速モード伝搬波列
| Title |
Coronal_Quasi-periodic_Fast-mode_Propagating_Wave_Trains |
| Authors |
Yuandeng_Shen,_Xinping_Zhou,_Yadan_Duan,_Zehao_Tang,_Chengrui_Zhou,_and_Song_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14959 |
コロナのQFP波列は、フルディスク、高い時空間分解能、およびSDO/AIAによる広い温度範囲の観測のおかげで、過去10年間に集中的に研究されてきました。AIAの観測では、QFP波列は、付随するフレアの震源地の近くで連続的に放射される複数のコヒーレントで同心の波面で構成されているように見えます。それらは、数百から2000km/sを超える高速モードの磁気音速で、冠状ループに沿って、または冠状ループを横切って外向きに伝播し、その周期は数十秒から数分の範囲です。QFP波列の明確な異なる特性に基づいて、それらは狭いものと広いものを含む2つの異なるカテゴリに分類される可能性があります。ほとんどのQFP波列では、それらの周期のいくつかは、付随するフレアの準周期的脈動（QPP）の周期と類似しており、おそらく同じ物理的プロセスの異なる兆候であることを示しています。現在、QFP波列の候補生成メカニズムには、磁気リコネクションに関連するパルスエネルギー励起メカニズムと、衝撃的に生成された広帯域摂動の分散進化に関連する分散進化メカニズムの2つの主要なカテゴリがあります。さらに、一部のQFP波列の生成は、下層大気からの3分および5分の振動の漏れによって引き起こされる可能性があります。SDOの新しい発見の1つとして、QFP波列は、コロナパラメータを調べるためのコロナ地震学の新しいツールを提供します。また、QPPの生成、エネルギー放出や粒子加速などのフレアプロセスの診断にも役立ちます。このレビューは、極紫外線観測における空間分解されたQFP波列の主な観測結果と理論結果を要約することを目的としており、さらに調査する価値のあるいくつかの質問を簡単に述べています。
コロナホール境界でのフレア駆動準周期EUV波列の全反射
| Title |
Total_reflection_of_a_flare-driven_quasi-periodic_EUV_wave_train_at_a_coronal_hole_boundary |
| Authors |
Xinping_Zhou,_Yuandeng_Shen,_Zehao_Tang,_Chengrui_Zhou,_Yadan_Duan,_Song_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15098 |
大規模な極端紫外線（EUV）波（総称して二次波）の反射、屈折、および透過は、アクティブ領域（AR）やコロナホール（CH）などのコロナ構造との相互作用中に観察されています。ただし、EUV波の全反射の影響は文献に報告されていません。ここでは、極CHとの相互作用中の準周期EUV波列の全反射の最初の明確な観測証拠を提示します。このイベントは、ソーラーディスクの南東の肢の近くにあるNOAAAR12473で発生し、ジェットのようなCMEによって特徴づけられました。本研究では、特に準周期波列の駆動機構とCH境界での全反射効果に焦点を当てる。入射波列と反射波列の周期はどちらも約100秒であることがわかります。準周期的な波列の励起は、その周期が関連するフレアの準周期的な脈動の周期と類似しているため、関連するフレアの断続的なエネルギー放出が原因である可能性があります。私たちの観察結果は、測定された入射角と臨界角が全反射の理論を満たすため、つまり、入射角が臨界角よりも小さいため、CHの境界での波列の反射が全反射であることを示しました。
恒星磁場の推定とスケーリング則
急速に回転する乱流（ロスビー数が1よりはるかに小さい）の場合、乱流対流の標準的な混合長理論は破られますが、コリオリの力が力のバランスに入り、磁場が最終的に回転に依存するようになります。熱対流によって駆動される等方性非回転または異方性回転乱流の理論の助けを借りて、導電性流体運動の自立電磁流体力学ダイナモ方程式を単純化することにより、推定を行い、低速および高速回転の恒星磁場のスケーリング則を導き出します。私たちのスケーリング法則は、観察結果とよく一致しています。
暗黒物質の自己相互作用と小規模レプトン数生成の統一された起源
| Title |
Unified_Origin_of_Dark_Matter_Self-Interactions_and_Low_Scale_Leptogenesis |
| Authors |
Debasish_Borah_(1),_Arnab_Dasgupta_(2),_Satyabrata_Mahapatra_(3)_and_Narendra_Sahu_(3)_((1)_Indian_Institute_of_Technology_Guwahati,_(2)_University_of_Pittsburgh,_(3)_Indian_Institute_of_Technology_Hyderabad) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14786 |
ライトスカラー場が暗黒物質（DM）の自己相互作用を引き起こし、レプトン数生成の成功に必要なCP非対称性を強化できる、斬新で最小限のフレームワークを提案します。軽いニュートリノ質量を放射的に生成するために導入された右手ニュートリノ（RHN）の中で最も軽いものは、DMの役割を果たし、重い2つは、DM遺物やレプトンの非対称性を生成する上で重要な役割を果たします。一重項スカラーによって媒介される暗黒物質の自己相互作用は、コールドダークマターパラダイムの小規模な問題を軽減できますが、同じスカラーは、CP非対称性への貢献を強化する標準モデルレプトンへの重いRHNの新しい1ループ崩壊プロセスを引き起こす可能性があります、サブTeVスケールのRHN質量でも。その軽いメディエーターへの大きな消滅率のためにDMの熱的に豊富でない遺物は、より重いRHNから遅い非熱的寄与を受けます。DMレリックとバリオン非対称性の生成にそれぞれ重要な役割を持つ5つの新しい粒子だけで、モデルは、DM直接検出、フレーバー物理学、および衝突型加速器に関連するさまざまな実験で検証可能でありながら、非ゼロのニュートリノ質量を説明できます。
プラズマ乱流における磁束輸送を使用したアクティブな磁気リコネクションの識別
| Title |
Identification_of_active_magnetic_reconnection_using_magnetic_flux_transport_in_plasma_turbulence |
| Authors |
Tak_Chu_Li,_Yi-Hsin_Liu,_and_Yi_Qi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.14878 |
磁気リコネクションは、過去20年間の宇宙船観測、シミュレーション、理論、そして最近ではMMSの磁気圏シース観測によって、プラズマ乱流のダイナミクスとエネルギーに重要な役割を果たすことが示唆されています。乱流プラズマの再結合活動を特定するために、磁束輸送（MFT）に基づく新しい方法が開発されました。この方法は、2次元（2D）プラズマ乱流のジャイロ運動論的シミュレーションに適用されます。3つのアクティブな再接続Xポイントの識別に関する結果が報告されます。最初の2つのXポイントは、双方向の電子流出ジェットを開発しました。電子のみの再接続のカテゴリを超えて、流れが乱流によって変更されるため、3番目のXポイントには双方向の電子流出ジェットがありません。すべての場合において、この方法は、Xポイントの周りの明確な内向きおよび外向きのフラックス輸送を通じてアクティブな再接続を正常に識別します。このトランスポートパターンは再接続を定義し、MFTの発散で新しい四重極構造を生成します。この方法は、MMS、パーカーソーラープローブ、ソーラーオービターなどの宇宙船ミッションに適用できると期待されています。
最適な教師ありセマンティックセグメンテーションを使用したデジタルロックタイピングDRTアルゴリズムの定式化
| Title |
Digital_Rock_Typing_DRT_Algorithm_Formulation_with_Optimal_Supervised_Semantic_Segmentation |
| Authors |
Omar_Alfarisi,_Djamel_Ouzzane,_Mohamed_Sassi,_Tiejun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.15068 |
3D地質モデルの各グリッドブロックには、そのブロックのすべての物理的および化学的特性を表す岩石タイプが必要です。岩石の種類を分類する特性は、岩相、浸透率、および毛細管圧です。科学者とエンジニアは、従来の実験室測定を使用してこれらの特性を決定しました。これは、測定プロセスにサンプルの粉砕、流体の流れ、または流体の飽和が含まれるため、サンプルに破壊的な方法を組み込んだり、その特性の一部（つまり、湿潤性、透過性、多孔性）を変更したりします。最近、デジタルロックフィジックス（DRT）が登場し、マイクロコンピューター断層撮影（uCT）および磁気共鳴画像（MRI）画像からこれらの特性を定量化しています。しかし、文献は完全にデジタルの文脈でロックタイピングを試みていませんでした。私たちは、次の方法でデジタルロックタイピング（DRT）を実行することを提案します。（1）最新のDRPの進歩を、デジタルロックプロパティの決定を尊重する新しいプロセスに統合する。（2）炭酸塩岩の最新の岩石タイピングアプローチをデジタル化し、（3）コンピュータービジョン機能を利用して不均一な炭酸塩岩のテクスチャーについてより多くの洞察を提供する新しい炭酸塩岩タイピングプロセスを導入します。
初期の宇宙の重力ポータル
インフレーション後の再加熱中の物質と放射の生成を考慮し、重力相互作用のみに注意を限定します。考慮されるプロセスは、新しく作成された放射線浴でのインフラトンまたは粒子の散乱に関与する重力子$h_{\mu\nu}$の交換です。特に、熱浴からの暗黒物質（スカラーまたはフェルミ粒子）の重力生成と、インフラトン凝縮物の散乱からの重力生成を考慮します。また、インフラトン散乱からの放射の重力生成についても検討します。後者の場合、$\phi\phi\rightarrowh_{\mu\nu}から、典型的な$\alpha-$attractorシナリオの$10^{12}$GeVのオーダーの最高温度の下限も導き出します。\rightarrow$標準模型フィールド（ヒッグス粒子の生成が支配的）。この重力の下限は、再加熱温度の有効な最高温度、$T_{\rm{RH}}\lesssim10^9$GeVになります。私たちが考えるプロセスはすべて、アインシュタインの重力に基づく標準模型理論の非最小の拡張に存在し、無視できないという意味で最小です。これらの各プロセスを比較して、放射線と暗黒物質の両方の生成におけるそれらの相対的な重要性を判断します。
