21cmの見通し-HERAとの銀河相互相関およびローマの高緯度調査
| Title |
Prospects_for_21cm-Galaxy_Cross-Correlations_with_HERA_and_the_Roman_High-Latitude_Survey |
| Authors |
Paul_La_Plante,_Jordan_Mirocha,_Ad\'elie_Gorce,_Adam_Lidz,_Aaron_Parsons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09770 |
21cmのフィールドと銀河の分布の間の相互相関は、宇宙の再電離（EoR）の潜在的なプローブです。21cmの信号は、銀河間物質の中性ガスを追跡します。大規模な空間スケールでは、これは、イオン化ガスを部分的に供給および追跡する高赤方偏移銀河分布と反相関している必要があります。近い将来、再イオン化アレイの水素エポック（HERA）などの干渉計は、21cmのパワースペクトルの非常に高感度な測定を提供すると予測されています。同時に、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（ローマ）は、EoRからの明るい銀河のこれまでで最も広範なカタログを作成します。宇宙の再電離の半数値シミュレーションを使用して、EoR中に21cmと銀河のフィールド間のクロスパワースペクトルを測定するための見通しを探ります。500deg$^2$の重複する調査領域、$\sigma_z=0.01$の赤方偏移の不確実性（Ly$\の高緯度分光調査で予想される）を想定して、HERAとRomanの間で14$\sigma$の検出を予測します。alpha$放出銀河）、および$f_\mathrm{LAE}=0.1$の有効なLy$\alpha$エミッターデューティサイクル。したがって、HERA-Romanクロスパワースペクトルを使用して、HERAからの21cmの検出を検証することができます。銀河分布のショットノイズが検出の制限要因であることがわかったため、Romanを使用した補足観測では、より広い視野をカバーするのではなく、より深い観測を優先する必要があります。
自己相互作用する暗黒物質下部構造のモデリングI：天の川サイズのハローとその衛星のN体シミュレーションによるキャリブレーション
| Title |
Modelling_self-interacting_dark_matter_substructures_I:_Calibration_with_N-body_simulations_of_a_Milky-Way-sized_halo_and_its_satellite |
| Authors |
Masato_Shirasaki,_Takashi_Okamoto,_Shin'ichiro_Ando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09920 |
自己相互作用暗黒物質（SIDM）モデルの天の川サイズのホストハローで、質量が$\sim10^9M_\odot$の単一サブハローの進化を研究します。自己散乱断面積（速度依存シナリオを含む）、サブハロ軌道、およびサブハロの内部特性を変化させることにより、ハローとサブハロの融合の理想的な暗黒物質のみのN体シミュレーションを実行します。シミュレーションを使用して、孤立したSIDMハローの球形質量密度プロファイルの時間発展を予測するために重力熱流体モデルを較正します。SIDMサブハロの潮汐効果は、衝突のない暗黒物質の場合のために開発されたフレームワークで説明できることがわかりますが、SIDMシミュレーション結果を説明するためにマイナーな修正が必要です。断面積が$\sim10\未満である限り、\mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$であり、赤方偏移でのサブハロ密度プロファイルの妥当な範囲が初期状態であると想定されます。シミュレーションは、10Gyrのサブハロ中心密度における重力熱崩壊の顕著な特徴を示していません。我々は、潮汐ストリッピングと自己散乱ラム圧力効果を備えた、ホストの時間進化する密度コアにおけるSIDMサブハロの半解析的モデルを開発します。私たちの半解析的アプローチは、SIDMサブハロの単純で効率的で物理的に直感的な予測を提供しますが、ホストのバリオン効果と潮汐ストリッピング効果によって加速される重力熱不安定性を説明するために、さらなる改善が必要です。
非常に大量の再電離シミュレーションの生成
| Title |
Generating_extremely_large-volume_reionisation_simulations |
| Authors |
Bradley_Greig,_J._Stuart_B._Wyithe,_Steven_G._Murray,_Simon_J._Mutch_and_Cathryn_M._Trott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09960 |
大規模な干渉計実験からの宇宙21cm信号の最初の検出の準備には、データ分析と削減パイプラインの厳密なテストが必要です。これらのパイプラインが宇宙信号を模倣できる機能を誤って削除または追加しないことを検証するには（サイドローブや大規模な電力漏れなど）、実験の主要な視野よりも大きい再電離シミュレーションが必要です。$\sim25^{2}$deg。$^{2}$の視野を持つMWAなどの実験では、これにはいくつかのGpcsのシミュレーションが必要になりますが、これは現在実行不可能です。これを克服するために、構造形成の線形理論を仮定することにより、物理的精度よりも大容量を優先する半数値再電離シミュレーションコード21CMFASTの簡略版を開発しました。これにより、MWAのビニングされたスペクトル解像度に合わせて特別に調整された$\sim1.17$cMpcのボクセル解像度で7.5Gpcの共動ボリュームを構築しました。このシミュレーションは、2020MWA21cmパワースペクトル（PS）の上限のパイプラインを検証するために使用されました（Trottetal。）。次に、この大容量シミュレーションを使用して、（i）小容量シミュレーションが欠落している大規模モードによってバイアスされているかどうか、（ii）宇宙分散の推定における非ガウス性、（iii）復元された21-前景ウェッジの除去後のcmPS、および（iv）非常に大きなボリュームを達成するための小さなボリュームシミュレーションのタイリングの影響。要約すると、次のことがわかります。（i）大規模な電力の欠落によるバイアスがない、（ii）Mondaletal。に従って予想されるように、宇宙分散における非ガウス性からの有意な寄与。（iii）特定のモデルのウェッジモード切除後の21cmPSの10〜20％の過大評価、および（iv）少量のシミュレーションのタイリングは、大規模なパワーと推定された宇宙分散を過小評価しています。
$ \ Lambda $ CDM宇宙におけるLSSの摂動論：正確な時間発展と2ループパワースペクトル
| Title |
Perturbation_theory_of_LSS_in_the_$\Lambda$CDM_Universe:_exact_time_evolution_and_the_two-loop_power_spectrum |
| Authors |
Matteo_Fasiello,_Tomohiro_Fujita_and_Zvonimir_Vlah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10026 |
$\Lambda$CDM宇宙論のオイラー摂動論のすべての次数に対して、密度と速度の場の正確な解析解を導き出します。特に、密度と速度の場のカーネルは、各摂動次数で時間と運動量で分離可能な形式で記述できることを示します。カーネルソリューションは、一連の再帰微分方程式を解く運動量演算子とその時間依存係数の分析的基礎から構築されます。また、（準）EdS近似を中心に拡張して、このような係数の正確な閉摂動解を提供します。摂動解は数値的に得られた解に向かって急速に収束し、その主要な次数の結果は実際の要件には十分であることがわかります。私たちの発見を説明するために、$\Lambda$CDM宇宙論で正確な2ループの暗黒物質密度と速度パワースペクトルを計算します。正確な$\Lambda$CDMと（準）EdS近似結果の差が数パーセントのレベルに達する可能性があることを示します。この偏差は、EFTカウンタータームを使用して縮退を利用することで部分的に軽減できます。時間依存係数を解くためのアルゴリズムの追加の利点として、$\Lambda$CDMのパワースペクトルループの計算の複雑さがEdSの場合と同じレベルに減少します。2ループ計算を実行する際に、いわゆるIRキャンセル、および質量と運動量保存の結果として生じるキャンセルを実装するための明示的な方法を考案します。
BeyondPlanckXII。エンドツーエンドのエラー伝播を伴う宇宙パラメータの制約
| Title |
BeyondPlanck_XII._Cosmological_parameter_constraints_with_end-to-end_error_propagation |
| Authors |
S._Paradiso,_L._P._L._Colombo,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_A._Basyrov,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_H._K._Eriksen,_J._R._Eskilt,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_B._Partridge,_M._Reinecke,_M._San,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_and_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10104 |
ベイジアンBeyondPlanck（BP）分析フレームワークを使用して推定された宇宙パラメータの制約を提示します。この方法は、生の時系列データから最終的な宇宙論的パラメーターへのシームレスなエンドツーエンドのエラー伝播をサポートします。この方法の最初のデモンストレーションとして、時間順に並べられたPlanckLFI観測を、選択された外部データ（WMAP33-61GHz、PlanckHFIDR4353および857GHz、Haslam408MHz）と組み合わせて分析します。重大な天体物理学的縮退。全体として、すべての結果は、Planck2018およびWMAPから以前に報告された値と概ねよく一致しており、29<l<601の間の温度多重極のみを考慮した場合、約1シグマのパラメーターの相対差が最大になります。違いがある場合、BPの結果は一般に以前の分析よりも高lHFIが支配的なPlanck2018の結果にわずかに近く、低多重極と高多重極の間の緊張がわずかに少ないことを示唆しています。LFIとWMAPからの低l偏光情報を使用して、tau=0.066+/-0.013の最適値を見つけます。これは、Planck2018から導出されたtau=0.051+/-0.006の低値よりも高く、わずかに低い値です。公式のLFI製品とWMAP製品の共同分析から得られた0.069+/-0.011の値。ただし、最も重要なことは、BP処理で得られる不確実性は、さまざまな空の範囲を考慮した後、公式製品を分析する場合よりも約30％大きいことです。これは、機器および天体物理学的パラメーターのより完全なモデルを無視しているためであり、これにより、より信頼性が高く、より厳密に定義された不確実性が生じると主張します。225の独立したモードを持つ低解像度CMB共分散行列のロバストな収束を達成するには、約2000のモンテカルロサンプルが必要であることがわかります。
原始ブラックホール形成のためのAffleck-Dineメカニズムの再考
| Title |
Revisiting_the_Affleck-Dine_mechanism_for_primordial_black_hole_formation |
| Authors |
Kentaro_Kasai,_Masahiro_Kawasaki,_Kai_Murai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10148 |
Affleck-Dine（AD）メカニズムに基づく原始ブラックホール（PBH）形成シナリオを研究し、2つのPBH質量領域を調査します。銀河の中心にある超大質量ブラックホールの観測に動機付けられた$M\gtrsim10^4M_\odot$。以前の研究では、不均一なADバリオン数生成により、大きなバリオン非対称性を持つ領域が生成され、その一部はPBHに崩壊すると考えられていました。この論文では、ビッグバン元素合成の成功を損なうバリオン非対称性がPBHの外側に残っているため、このシナリオが厳しく制限されていることを示します。次に、ADレプトン数生成がレプトン電荷を伴うQボールの不均一な形成をもたらし、これがPBHに崩壊する代替シナリオを提案します。その結果、私たちのシナリオは、観測上の制約と矛盾することなく、好ましいPBHの存在量を説明できることがわかりました。
銀河の回転曲線からの暗黒物質流体の制約
銀河の回転曲線は、暗黒物質または動的に同等の代替メカニズムの説得力のある証拠であると考えられています。回転曲線データのみから始めて、暗黒物質が順圧流体の特性を持っているという非常に一般的な仮説をテストするモデルに依存しないアプローチを提示します。音速の2乗を回転曲線データとその半径方向の導関数で表す方法と、0〜$c^2$の範囲に制限されているという要件からモデルに依存しない制約を取得する方法を示します。文献で入手可能な天の川の回転曲線データを使用して、音の順圧流体速度の制約を取得し、このアプローチの可能性を示します。技術的な課題、制限、および提案されたアプローチの将来の拡張と改善について説明します。
Rees-Sciama効果は、次世代の宇宙論的実験で検出できますか？
| Title |
Is_the_Rees-Sciama_effect_detectable_by_the_next_generation_of_cosmological_experiments? |
| Authors |
Simone_Ferraro,_Emmanuel_Schaan,_Elena_Pierpaoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10332 |
構造の非線形成長は重力ポテンシャルを時間とともに成長させ、これは宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の小規模な温度変動に痕跡を残します。これはRees-Sciama（RS）効果として知られている信号です。以前の研究に基づいて、ここでは、今後のCMBと大規模構造の調査を相互相関させることによってRS効果の検出可能性を調査します。現実的な数密度とバイアス、今後および将来のCMB実験のための現実的なノイズ、そして重要なことに、CMBフォアグラウンドからノイズバジェットへの寄与を備えたトレーサーが含まれています。また、RS効果の赤方偏移カーネルと現在および今後の銀方偏移調査の典型的な赤方偏移分布との不一致のために検出に重要な最適な赤方偏移の重みを導き出します。以前の研究と一致して、前景がノイズの一部として含まれていない場合、信号は原則として将来のCMB実験の「ホワイトノイズ」バージョンによって高い重要度で検出可能であることを確認します。ただし、前景を含めると、信号の統計的検出可能性が制限されることを示します。RubinObservatoryLSSTからの最適に重み付けされた高赤方偏移サンプルは、CMB-S4またはCMB-HDからのCMBマップとともに、信号から-ノイズ6-8、$\ell_{\rmmax}=6000$を取る場合、前景に起因するバイアスを正常に制御できる場合。たとえば、より積極的なマスキングによって前景からの総電力がさらに削減される場合、または信号をより小さなスケールにモデル化できる場合、改善が可能です。
| Title |
Tidal_disruption_of_solitons_in_self-interacting_ultralight_axion_dark_matter |
| Authors |
Noah_Glennon,_Ethan_O._Nadler,_Nathan_Musoke,_Arka_Banerjee,_Chanda_Prescod-Weinstein,_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10336 |
超軽量アクシオン（ULA）は、冷たく衝突のない暗黒物質（CDM）パラダイムと比較して、非線形スケールでの構造の形成と進化に明確な影響を与える可能性のある有望な暗黒物質候補です。ただし、ULAモデルの構造形成に関するほとんどの研究には、一般的に発生すると予想される自己相互作用の影響は含まれていません。ここでは、ソリトンの潮汐進化がULAの自己相互作用の強さと符号によってどのように影響を受けるかを研究します。具体的には、疑似スペクトルソルバーUltraDark.jlを使用して、自己相互作用するソリトンコアが$10^{11}〜M_{\mathrm{\odot}}$Navarro-Frenk-WhiteCDMホストハローポテンシャルを周回するときの潮汐破壊をシミュレートします。$10^{-22}\mathrm{eV}$の基準ULA粒子質量を想定して、軌道パラメータの範囲に対して。反発する（魅力的な）自己相互作用がソリトンの潮汐破壊を大幅に加速（減速）することがわかります。また、潮汐破壊の効率を決定する自己相互作用の強さとソリトン質量の間の縮退を特定します。これにより、潮汐破壊のタイムスケールは、$\からの無次元ULA自己結合の変動に対して$\sim50\％$レベルで影響を受けます。lambda=-10^{-92}$から$\lambda=10^{-92}$。
非フラット$\Lambda$CDMモデルの非線形物質パワースペクトルを評価するための個別の宇宙アプローチ
宇宙の空間曲率（$\Omega_K$）は、初期の宇宙物理学へのリンクを与えることができる最も基本的な量の1つです。この論文では、別の宇宙（SU）仮説を使用して、「非平坦」$\Lambda$CDMモデルの非線形物質パワースペクトル$P（k）$を計算するための近似法を開発します。構造形成の曲率は、背景の宇宙論的パラメーター間の特定のマッピングを介して、「フラット」$\Lambda$CDMモデルのローカルボリュームの長波長密度変動（$\delta_{\rmb}$）の曲率と同等です。非フラットモデルとフラットモデルの赤方偏移。$P（k）$の$\delta_{\rmb}$（同等に$\Omega_K$）に対する正規化された応答という事実を利用することにより、ゼロ以外の$\Omega_K$が$P（k）をどのように変更するかを説明します。$k$の関数としての$は、フラットモデル内のハッブルパラメーター$h$への応答によってよく近似されます。この方法では、フィッティング式またはエミュレーターを介してフラット宇宙論の$P（k）$の予測を一般化できます。非平坦な宇宙論のためのそれに。$|\Omega_K|\leq0.1$を使用した非フラット$\Lambda$CDMモデルの$N$-bodyシミュレーションを使用して、$までの非フラットモデルの$P（k）$を予測できることを示します。k\simeq6\、h{\rmMpc}^{-1}$赤方偏移範囲$z\simeq[0,1.5]$で、$\sim1$％以内の分数精度で、今後の調査による弱いレンズ効果の宇宙論。EuclidEmulatorなどのフラットな宇宙論のために構築されたエミュレーターは、劣化が最も少ない非フラットな$P（k）$を予測できることがわかりました。
太陽系外惑星に関連する膨大なデータセットは、近い将来、新しい物理学の高感度プローブを提供することを約束します。そのようなシステムが原始ブラックホール（PBH）または他のエキゾチックなコンパクトなオブジェクトを捕獲し、独特の観測的特徴を生み出す可能性を考慮します。いくつかの異なるメカニズムを考慮して、太陽系外惑星による捕獲率を推定します。PBHが、蒸発による既存の制約のしきい値をわずかに超える狭い質量範囲の暗黒物質全体を占めていない限り、捕獲率は無視できることがわかります。このシナリオでは、太陽系外惑星の探索によって、発光する蒸発するPBHを検出できる可能性があります。
低分解能トランジット分光法に対する恒星活性の影響と緩和としての高分解能の使用について
| Title |
On_the_Effect_of_Stellar_Activity_on_Low-resolution_Transit_Spectroscopy_and_the_Use_of_High_Resolution_as_Mitigation |
| Authors |
Fr\'ed\'eric_Genest,_David_Lafreni\`ere,_Anne_Boucher,_Antoine_Darveau-Bernier,_Ren\'e_Doyon,_\'Etienne_Artigau,_Neil_Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09859 |
太陽系外惑星通過分光法と低（R=100）および高（R=100,000）スペクトル分解能での大気特性評価に対する恒星活動の影響を定量化するように設計されたモデルを提示します。惑星系の原型を反映した3つのモデルクラスを研究します。初期のK星（HD189733b）の周りのホットジュピター。初期のMドワーフ（K2-18b）の周りのミニネプチューン。後期Mドワーフ（TRAPPIST-1）周辺の地球型惑星。光球を温度と視線速度（RV）でマッピングし、特定の強度の恒星モデルを統合します。恒星汚染、ロシター-マクラフリン効果（RME）、および中心から四肢への変動（CLV）の影響を受けた通過スペクトルを取得します。低解像度では、後のタイプの星の場合、惑星の水の特徴を汚染と区別するのが難しくなることがわかります。掩蔽されていない活動領域の多くの分布は、後期M矮星の場合、同様の振幅の惑星のような特徴を誘発する可能性があります。晩期型星の周りの惑星の大気特性は、追加情報を使用して活動領域のパラメーターを制約できない限り、恒星活動による縮退に苦しみ続ける可能性があります。初期のK星の場合、星の汚染は主にレイリー散乱と同様の光波長の傾斜を通して現れます。すべての場合において、汚染は測定された惑星半径のオフセットを引き起こします。高解像度では、$\text{H}_2$OおよびCO検出信号の発生源を特定し、低解像度で観測された縮退を解消し、通過中の十分な惑星RV変動と、RMEおよびCLVの適切な補正を提供できることを示します。必要な場合に。したがって、高分解能分光法は、好ましいシステムの恒星汚染から生じる問題の解決に役立つ可能性があります。
ストリーミング不安定性後の成長：惑星成長の半径方向の距離依存性
ストリーミング不安定性は、固体粒子の体積密度がガスの体積密度に匹敵するほど濃縮されている特定の原始惑星系円盤の位置でトリガーされると仮定されています。したがって、この条件が局所的に満たされると、微惑星の輪が形成されます。これらの微惑星は互いに衝突し、外側の円盤から内側に漂う小石を堆積させて、質量をさらに増加させます。さまざまなディスク半径でリングベルトに形成される微惑星の成長を調査します。それらの初期質量分布は、ストリーミング不安定性シミュレーションから要約された式に基づいて計算されます。最小質量太陽系星雲（MMSN）またはToomre安定性基準のいずれかに基づく原始惑星系円盤モデルを使用して、微惑星のその後の動的進化をシミュレートします。MMSNモデルの場合、ペブル集積と微惑星降着の両方が$0.3$AUの近接軌道で効率的であり、$1$Myrの後にいくつかのスーパーアース質量惑星が出現します。比較のために、$r{=}3$AUで生まれたとき、最も大規模な微惑星だけが実質的な質量成長を経験しますが、$r{=}30$AUの微惑星はほとんどまたはまったく成長を経験しません。一方、より密度の高いToomreディスクでは、最も巨大な形成惑星は$t{=}1$Myrで地球質量に到達し、$30$AUで$3$Myr以内の海王星と土星の質量の間の質量に到達できます。$100$AU。小石と微惑星の両方の降着率は、ディスクの半径方向の距離とともに減少します。それにもかかわらず、微惑星の降着は、より離れた円盤領域での小石の降着ほど顕著ではありません。まとめると、惑星は、ディスクがより高いガス密度、より高い小石フラックス、および/またはより少ないストークス数の小石を持っているときに、より高い質量を獲得します。
| Title |
The_Detection_of_Transiting_Exoplanets_by_Gaia |
| Authors |
Aviad_Panahi,_Shay_Zucker,_Gisella_Clementini,_Marc_Audard,_Avraham_Binnenfeld,_Felice_Cusano,_Dafydd_Wyn_Evans,_Roy_Gomel,_Berry_Holl,_Ilya_Ilyin,_Gr\'egory_Jevardat_de_Fombelle,_Tsevi_Mazeh,_Nami_Mowlavi,_Krzysztof_Nienartowicz,_Lorenzo_Rimoldini,_Sahar_Shahaf,_and_Laurent_Eyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10197 |
コンテキスト：宇宙望遠鏡ガイアは、主に高精度の位置天文学を実行することに専念していますが、さまざまなタイプの測光変動を研究するために使用できる分光法とエポック測光も実行しています。そのような変動タイプの1つは、太陽系外惑星の通過です。これまでに蓄積された測光データは、いくつかの太陽系外惑星の検出を可能にするのに十分に成熟しました。目的：ガイアの科学的可能性を十分に活用するために、その測光データで太陽系外惑星の通過の特徴を検索します。方法：検索は、機械学習分類法によって優先順位が付けられた星のセットに適用される、ボックス最小二乗（BLS）法のバージョンに依存しています。TESSの公開フルフレーム画像を使用して、独立した測光検証が行われました。最初の2つの候補を検証するために、大双眼望遠鏡（LBT）のスペプシグラフPEPSIを使用して視線速度の追跡観測を行いました。結果：視線速度の測定により、候補の2つが実際にホットジュピターであることが確認されました。したがって、それらはガイアによって検出された最初の太陽系外惑星です-ガイア-1bとガイア-2b。結論：Gaia-1bとGaia-2bは、このホワイトペーパーで紹介したアプローチが実際に効果的であることを示しています。このアプローチは、ガイアの3番目のデータリリースでリリースされる一連の追加の太陽系外惑星候補を組み立てるために使用され、ガイアの太陽系外惑星検出の可能性をより確実に実現します。
非常に低質量の星CIDA1の周りの円盤を形作る巨大な惑星
| Title |
A_giant_planet_shaping_the_disk_around_the_very_low_mass_star_CIDA_1 |
| Authors |
P._Curone,_A._F._Izquierdo,_L._Testi,_G._Lodato,_S._Facchini,_A._Natta,_P._Pinilla,_N._T._Kurtovic,_C._Toci,_M._Benisty,_M._Tazzari,_F._Borsa,_M._Lombardi,_C._F._Manara,_E._Sanchis,_and_L._Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10219 |
（簡略化）太陽系外惑星の研究により、超低質量（VLM）星（TRAPPIST-1やプロキシマケンタウリなど）の周りの惑星の刺激的な発見が得られました。しかし、現在の理論モデルは、これらの条件での惑星形成を説明しようと努めており、巨大惑星の発達を予測していません。おうし座のVLM星であるCIDA1の周りの円盤のALMAからの最近の高解像度の観測は、巨大な惑星の存在をほのめかす下部構造を示しています。ALMAバンド7（0.9mm）とバンド4（2.1mm）のダスト連続放出で観測されたCIDA1のダストリングと、その$^{12}$CO（J=3-2）の再現を目指しています。構造がディスクと巨大な惑星との相互作用によって形作られていると仮定すると、$^{13}$CO（J=3-2）チャネルマップ。私たちは、推定上の惑星の質量と位置を取得しようとしています。原始惑星系円盤を一連の流体力学的シミュレーションでモデル化し、埋め込まれた惑星の質量と位置を変化させます。放射伝達シミュレーションを使用してダストとガスの放出を計算し、最後に、画像を実際のALMA観測として扱う合成観測を取得します。私たちのモデルは、$\sim9-10$auの距離を周回する最小質量$\sim1.4\、\text{M}_\text{Jup}$の惑星が、バンド7とバンド4で観測されたダストリング。ダストリングが検出された場所で観測された低スペクトル指数（$\sim2$）を再現できます。私たちの合成画像は、雲の吸収によって検出が可能になった$^{12}$COおよび$^{13}$COで観測されたチャネルマップの形態を再現しています。惑星の質量と塵のギャップ幅との経験的関係を適用して、最大惑星の質量を$\sim4-8\、\text{M}_\text{Jup}$と予測します。私たちの結果は、CIDA1を周回する巨大な惑星の存在を示唆しているため、VLM星の周りの惑星形成の理解に挑戦しています。
最適な惑星間軌道ソフトウェアを使用した恒星間天体へのミッションの中間点
| Title |
Intermediate_Points_for_Missions_to_Interstellar_Objects_Using_Optimum_Interplanetary_Trajectory_Software |
| Authors |
Adam_Hibberd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10220 |
この論文では、中間点（IP）の概念、惑星間軌道に沿ったノードとしての組み込み、および恒星間天体（ISO）への軌道の決定と最適化を可能にする方法について説明します。IPを使用して、太陽オーバース操作（SOM）およびVinfnityレバレッジ操作（VLM）をモデル化できます。SOMは、太陽系からの迅速な退出とISOの傍受の両方を達成できる重要なメカニズムとして理論的に確立されています。VLMは、打ち上げ時の全体的なミッションDelta-Vおよび特性エネルギーC3を削減する方法として実際に実証されています。したがって、これら2つのアプリケーションを介して、1I/オウムアムアなどの恒星間天体（ISO）へのミッションの実現可能性を分析できます。この分析に利用された惑星間軌道オプティマイザーツールであるOITSは、問題の惑星間軌道に沿った遭遇オプションとしてIP選択を許可します。OITSは、軌道に沿った離散点での衝撃推力の仮定を採用しています。この仮定は、たとえば化学または核熱などの高推力推進シナリオに一般的に有効です。
| Title |
In-situ_wavelength_calibration_without_a_calibration_target:_use_of_Fraunhofer_lines_after_landing_on_planetary_surface |
| Authors |
Shoki_Mori,_Ute_Boettger,_Maximilian_Buder,_Yuichiro_Cho,_Enrico_Dietz,_Till_Hagelschuer,_Heinz-Wilhelm_H\"ubers,_Shingo_Kameda,_Emanuel_Kopp,_Olga_Prieto-Ballesteros,_Fernando_Rull,_Conor_Ryan,_Susanne_Schroeder,_Seiji_Sugita,_Haruhisa_Tabata,_Tomohiro_Usui,_Koki_Yumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10319 |
正確な波長校正は、定性的および定量的な分光測定にとって重要です。惑星探査用の多くの分光計には、オンボードのキャリブレーションソースが装備されています。ただし、惑星着陸船のミッションではサイズと質量に大きな制限があることが多いため、このようなキャリブレーションソースが常に利用できるとは限りません。本研究では、反射スペクトルで観測された太陽フラウンホーファー線を用いた波長校正法を提案し、検証します。その結果、可視ラマン分光計の場合、精度は0〜4000cm-1の範囲で0.6cm-1よりも優れており、かんらん石のマグネシウム存在量は2％よりも正確に推定されます。
新しいMMT視線速度とガイア固有運動で測定されたハロー主系列星の異方性
| Title |
Anisotropy_of_Halo_Main_Sequence_Turnoff_Stars_Measured_with_New_MMT_Radial_Velocities_and_Gaia_Proper_Motions |
| Authors |
Charles_King_III,_Warren_R._Brown,_Margaret_J._Geller,_Scott_J._Kenyon_(SAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09755 |
ここで公開されているGaiaeDR3の適切な動きと新しい視線速度測定を使用して、18<r<21magF型主系列星の高密度サンプルによってトレースされた天の川星のハローの異方性を測定します。
星間物質が分解された矮小銀河に対する逃走星の影響について
| Title |
On_the_impact_of_runaway_stars_on_dwarf_galaxies_with_resolved_interstellar_medium |
| Authors |
Ulrich_P._Steinwandel,_Greg_L._Bryan,_Rachel_S._Somerville,_Christopher_C._Hayward_and_Blakesley_Burkhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09774 |
超新星として爆発する前に、巨大な星の約10から20パーセントがそれらの出生クラスターから追い出されるかもしれません。これらの「逃走星」は、銀河系の流出を促進し、銀河系周辺の媒体を金属で強化する上で重要な役割を果たす可能性があります。この効果を研究するために、8M$_{\odot}$を超える巨大なO/B星への速度キックを含む高解像度の矮小銀河シミュレーションを実行します。2つのシナリオを検討します。1つはキック速度にべき乗則の速度分布を採用し、高速キックでより多くの星を生成し、もう1つはマクスウェル速度分布でより穏やかなシナリオです。多相星間物質（ISM）を明示的に解決し、非平衡冷却および化学チャネルを含めます。解決されたフィードバックスキーム（\textsc{Griffin}）を採用し、IMFから個々の巨大な星をサンプリングします。これらの星の寿命を追跡し、それらの光イオン化放射、それらのUV放射場、およびそれらの光電加熱速度を周囲のガスに追加します。彼らの生涯の終わりに、私たちはコア崩壊超新星（CCSN）として大規模な人口を爆発させます。暴走する大質量星を使用したシミュレーションでは、シミュレーションでは完全に解決できない2つおよび3つの体の相互作用を模倣する追加の（出生）速度キックを追加します。暴走または暴走星のシナリオを含めると、質量、金属、運動量、エネルギーの流出、およびそれぞれの負荷率に影響を与えることがわかります。質量、金属、運動量の負荷が2〜3倍に増加するのに対し、平均エネルギー負荷は暴走の場合は5倍、歩行の場合は3倍に増加します。ただし、採用されたベロシティキックモデルに関係なく、ピーク値は最大10倍に増加することがわかります。逃走星を含めることは、矮小銀河の世界的な流出特性に大きな影響を与える可能性があると結論付けています。
L1544に向けたCH$_ {3} $ OH、c-C $ _ {3} $ H $ _ {2} $およびHNCOの複数行観測：化学的分化によるコア構造の分析
| Title |
Multi-line_observations_of_CH$_{3}$OH,_c-C$_{3}$H$_{2}$_and_HNCO_towards_L1544:_Dissecting_the_core_structure_with_chemical_differentiation |
| Authors |
Yuxin_Lin,_Silvia_Spezzano,_Olli_Sipil\"a,_Anton_Vasyunin_and_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09806 |
星形成前のコアは、星や星のシステムを形成するための基本単位です。星形成過程を理解するためには、星形成前のコアの物理的および化学的構造の構造が重要です。L1544は、典型的な星の前のコアであり、ダストのピークを取り巻く重要な化学的差異を示しています。さまざまな分子放出ピークで物理的条件を制約することを目指しています。この研究により、化学モデルから予測された存在量プロファイルを、ボナー・エバート（BE）球の古典的な密度構造と比較することができます。IRAM30m望遠鏡を使用して、CH$_{3}$OH、c-C$_{3}$H$_{2}$、およびHNCOのマルチトランジションポイント観測を、L1544のダストピークとそれぞれの分子ピークに向けて実施しました。。非LTE放射伝達計算と1次元モデルを使用して、L1544の物理構造を再検討し、現在の化学モデルの存在量プロファイルを使用してベンチマークを行います。L1544のHNCO、c-C$_{3}$H$_{2}$、およびCH$_{3}$OHラインは、$\sim$10$^{4}$から徐々に高密度のガスをトレースしていることがわかります。10$^{5}$cm$^{-3}$の数倍に。特に、CH$_{3}$OH線の観測された強度と比率を生成するには、BE球での局所的なガス密度の向上が必要であることがわかります。これは、初期段階のコアの物理的構造が必ずしも局所的にガス密度プロファイルの滑らかな減少に従うとは限らないが、重力中心を取り巻く塊状の下部構造によって遮られる可能性があることを示唆している。異なる分子種からの分子線の複数の遷移は、星の前のコアの密度構造の断層撮影ビューを提供することができます。BE球から逸脱する局所的なガス密度の向上は、非対称に見え、大規模な雲構造の合流点で向上する降着流の影響を反映している可能性があります。
重水素化クエンチ炭素質複合材料（D-QCC）の伸縮バンド強度の実験室測定
| Title |
Laboratory_measurements_of_stretching_band_strengths_of_deuterated_Quenched_Carbonaceous_Composites_(D-QCC) |
| Authors |
Tamami_Mori,_Takashi_Onaka,_Itsuki_Sakon,_Mridusmita_Buragohain,_Naoto_Takahata,_Yuji_Sano,_and_Amit_Pathak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09936 |
星間物質（ISM）で観測された重水素（D）の存在量の大きな変動は、Dのかなりの部分が多環芳香族炭化水素（PAH）に枯渇している可能性があることを示唆しています。PAHの重水素化の兆候は、4.4〜4.7ミクロンのC-D伸縮モードで最も明確に現れると予想されます。3.3〜3.5ミクロンのC-H伸縮モードの発光スペクトルと比較した発光スペクトルの強度は、水素に対するDの相対的な存在量を提供します（H）両方のストレッチモードの正確な相対バンド強度が得られたら、PAHで。C-Hに対するC-D伸縮モードのバンド強度の実験結果を報告します。星間炭素質ダストの実験室アナログであるクエンチ炭素質複合体（QCC）を採用し、QCCのCH$_4$の開始ガスをCH$_4$とCD$_4$の混合物に置き換えることにより、重水素化QCC（D-QCC）を合成します。さまざまな比率で。D-QCCの赤外線スペクトルは、伸縮モードの相対的なバンド強度を推定するために使用され、D-QCCサンプルのD/H比は、ナノスケールの二次イオン質量分析計（NanoSIMS）で測定されます。C-Hストレッチに対する芳香族および脂肪族C-Dの相対強度は、D/Hあたりそれぞれ0.56+/-0.04および0.38+/-0.01であることがわかります。芳香族ストレッチの比率は理論計算の結果とよく一致していますが、脂肪族ストレッチの比率は芳香族ストレッチの比率よりも小さくなっています。現在の結果は、観測されたスペクトルから以前に推定された星間PAHのD/H比を大きく変えることはありません。
潮汐破壊現象の発生率を再考する：部分的な潮汐破壊現象の役割
| Title |
Revisit_the_rate_of_tidal_disruption_events:_the_role_of_the_partial_tidal_disruption_event |
| Authors |
Shiyan_Zhong,_Shuo_Li,_Peter_Berczik,_Rainer_Spurzem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09945 |
超大質量ブラックホール（SMBH）を含む高密度の核星団における星の潮汐破壊は、高精度の直接N体シミュレーションによってモデル化されます。SMBHに近づきすぎる星は潮汐破壊され、潮汐破壊現象（TDE）が発生します。TDEは、SMBH、それらの降着円盤、および周囲の核恒星クラスターの特性を調べます。この論文では、完全な潮汐破壊現象（FTDE）と部分的な潮汐破壊現象（PTDE）の発生率を比較します。PTDEは星を破壊しないので、残ったオブジェクトが現れます。「残りの星」という用語を使用します。シミュレーションでは、2つの新しい効果が発生します。（1）残りの星の質量と半径の変化、（2）残りの星の軌道エネルギーの変化。シミュレーションでこれら2つの効果をオンにした後、FTDEの数は約28％減少します。この減少は、主に、元々比較的遠方から来たPTDEからの残りの星の放出によるものです。PTDEの数は、Stoneetalによって与えられた単純な推定よりも約75％多くなっています。（2020）、そして強化は主に拡散レジームに存在する残りの星によって生成された複数のPTDEによるものです。シミュレーションで記録されたPTDEとFTDEのピーク質量フォールバック率を計算すると、PTDEの58％がエディントン限界を超えるピーク質量フォールバック率を示し、スーパーエディントンPTDEの数はスーパーエディントンPTDEの数の2.3倍であることがわかります。エディントンFTDE。
マルチマス衝突恒星システム
この論文では、衝突恒星系の標準理論は、連続的な質量分布の存在を考慮することによって改善されています。拡散係数の微積分が一般化され、フォッカープランク方程式の新しい式がマルチマスシステムで見つかります。文献に存在する球状星団のほとんどのマルチマスモデルの基本的な仮定を検証するキングのような分布関数が得られます。
CHANG-ESからの近くのエッジオン銀河のHI垂直構造
| Title |
HI_Vertical_Structure_of_Nearby_Edge-on_Galaxies_from_CHANG-ES |
| Authors |
Yun_Zheng,_Jing_Wang,_Judith_Irwin,_Q._Daniel_Wang,_Jiangtao_Li,_Jayanne_English,_Qingchuan_Ma,_Ran_Wang,_Ke_Wang,_Marita_Krause,_Toky_H._Randriamampandry,_Rainer_Beck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10263 |
近くの銀河の連続ハローからの高度に傾斜した銀河の垂直分布を研究します-EVLA調査（CHANG-ES）。体系的な広がり効果を定量化し、直接測定のための補正方程式を導出することにより、傾斜角が80度を超える比較的エッジオンの銀河のモーメント0画像からHIディスクスケールの高さを測光的に導出する可能性を探ります。CHANG-ESサンプルからの比較的エッジオンの銀河の補正されたHIディスクスケールの高さは、ガスディスクの垂直構造の準平衡モデルと一致する傾向を示しています。この手順は、スケールの高さを導出するための便利な方法を提供し、将来の統計サンプルに簡単に適用できます。
マグネターのデルタバリオン：磁化された中性子星物質における異常磁気モーメントの影響の調査
| Title |
Delta_baryons_in_magnetars:_exploring_the_effects_of_the_anomalous_magnetic_moment_in_magnetized_neutron-star_matter |
| Authors |
K._D._Marquez,_M._R._Pelicer,_S._Ghosh,_J._Peterson,_D._Chatterjee,_V._Dexheimer,_D._P._Menezes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09827 |
強い磁場は物質の微視的組成を変化させ、恒星の巨視的特性に影響を与える可能性があります。この文脈の中で、私たちは初めて、マグネターにスピン-3/2$\Delta$バリオンが出現する可能性を研究します。ランダウレベルの影響とすべてのバリオンとレプトンのスピンに比例する異常磁気モーメント（AMM）を考慮して、強磁場の影響下での高密度物質の状態方程式に2つの異なる相対論的モデルを利用します。特に、高密度物質中の$\Delta$バリオンのAMMの影響を初めて分析します。{また、EoSモデルに対応するグローバルプロパティを数値的に取得し、$\Delta$バリオンの対応する役割を研究します。}これらはハイペロンよりも優先され、アイソスピンの非対称性が増加し、スピン偏極が減少することがわかります。また、新しい自由度が導入されたときに一般的に発生することとは反対に、$\Delta$は、EoSを大幅に柔らかくしたり、マグネターの質量を小さくしたりしないこともわかりました。最後に、特定の星の内部の磁場分布は、$\Delta$sの存在による影響を受けません。
X線パルサーHD49798：塵円盤を伴う白色矮星の収縮？
HD49798/RXJ0648.0-4418は、Oスペクトル型の準矮星と、1。55日の軌道にあるコンパクトなコンパニオンを含む独特のバイナリです。定常スピン周期導関数$\dot{P}=（-2.17\pm0.01）\times10^{-15}〜\rms\、s^{-1}$によると、コンパクトオブジェクトは次のように考えられました。収縮する若い白色矮星（WD）。しかし、大規模なWDの風の降着によって生成されるX線の光度は、観測値よりも1桁小さくなっています。この作業では、観測されたX線の光度を説明するための代替モデルを提案します。WDが塵円盤に囲まれている場合、塵円盤からの降着により、観測されたX線光度とX線パルスが生成される可能性があります。時変降着率モデルに基づいて、塵円盤の現在の質量は$3.9\times10^{-6}〜\rmM_{\odot}$に制限されます。WDの収縮と比較すると、このような塵円盤によって加えられる降着トルクは、初期段階でのWDのスピン進化にのみ影響を与える可能性があります。降着理論によれば、WDの磁場は$\sim（0.7-7）\times10^{4}$Gに制限されます。計算されたWDの従来の極冠半径は、観測された放出ゾーンよりも大きくなります。半径。これはおそらく、極冠表面に強力で小規模な局所磁場が存在することに起因します。このソースに関するさらなるマルチバンド観測は、塵円盤の存在を確認または除外するのに役立つと期待しています。
超新星残骸G296.1-0.5の複数のシェルで検出された電荷交換X線放射
| Title |
Charge_Exchange_X-ray_Emission_Detected_in_Multiple_Shells_of_Supernova_Remnant_G296.1-0.5 |
| Authors |
Yukiko_Tanaka,_Hiroyuki_Uchida,_Takaaki_Tanaka,_Yuki_Amano,_Yosuke_Koshiba,_Takeshi_Go_Tsuru,_Hidetoshi_Sano,_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10038 |
最近の高分解能X線分光法により、超新星残骸（SNR）に電荷交換（CX）X線放射が存在する可能性が明らかになりました。CXはSNRシェルの最も外側のエッジで発生すると予想されますが、近くのSNRサンプルがないため、これまでのところ重要な測定は報告されていません。ここでは、XMM-Newtonに搭載された反射型回折格子分光計（RGS）を使用した、複雑なマルチシェル構造を持つSNRG296.1$-$0.5のX線研究を紹介します。異なる領域で2つのシェルを選択すると、両方の領域でOVII線が、単純な熱モデルでは再現できない高い禁止対共振（$f/r$）比を示していることがわかります。私たちのスペクトル分析はCXの存在を示唆しており、その結果は、これらの殻に関連する分子雲の証拠を発見する新しい電波観測によっても裏付けられています。G296.1$-$0.5に球形の衝撃波があると仮定すると、衝撃波半径の0.2〜0.3\％の厚さの薄層ではCXが支配的であると推定されます。結果は以前の理論上の予想と一致しているため、CXはG296.1$-$0.5で発生すると結論付けます。
スペクトルエネルギー分布の曲率とFermiBLLacオブジェクトの$\gamma$線優勢
| Title |
The_Curvature_of_Spectral_Energy_Distribution_and_$\gamma$-ray_Dominance_of_Fermi_BL_Lac_Objects |
| Authors |
Muhammad_Shahzad_Anjum,_Liang_Chen,_Minfeng_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10172 |
銀河系外の$\gamma$線の空はブレーザーによって支配されており、それらの研究は、ジェット物理学、宇宙の進化の歴史、および超高エネルギー宇宙線の起源を理解する上で重要な役割を果たしています。この作業では、BLLacオブジェクトの大規模なサンプルを調べて、一部の線源が$\gamma$線で検出され、他の線源が検出されない理由を調査します。シンクロトロンスペクトル曲率とドップラー係数が測定された170個のBLLacオブジェクトを選択し、それらをFermi-LAT検出（FBL）ソースと非検出（NFBL）ソースに分割しました。ドップラービーム効果を取り除いた後でも、FBLの曲率はNFBLよりも小さいことを示します。BLLacオブジェクトPKS0048-09とS50716+714は、シンクロトロンのピーク周波数と光度が似ていますが、$\gamma$線の優位性が異なり、それらの準同時広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）は、対数放物線でうまく適合できます。曲率が放出領域のサイズに比例すると仮定して、曲率とソースサイズを除いて同じジェットパラメータを持つシンクロトロン自己コンプトン（SSC）モデル。私たちの結果は、与えられたシンクロトロンの光度について、異なるSED曲率とコンプトンの優位性がFBLとNFBLの間の不一致を説明している可能性があることを意味します。これらの結果について、確率論的粒子加速と放射メカニズムのコンテキストで説明します。
3C84の横方向に成層したジェットのジェット運動学20年の概要
| Title |
Jet_kinematics_in_the_transversely_stratified_jet_of_3C_84_A_two-decade_overview |
| Authors |
G._F._Paraschos,_T._P._Krichbaum,_J.-Y._Kim,_J._A._Hodgson,_J._Oh,_E._Ros,_J._A._Zensus,_A._P._Marscher,_S._G._Jorstad,_M._A._Gurwell,_A._L\"ahteenm\"aki,_M._Tornikoski,_S._Kiehlmann,_A._C._S._Readhead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10281 |
3C84（NGC1275）は、mm無線帯域で最も明るい電波源のひとつであり、長年にわたって多数の周波数で多数のVLBI観測をもたらしました。それらは、南向きの、拡大しているが十分にコリメートされていないパーセクスケールのジェットを備えた両面ジェット構造を明らかにしています。高解像度のmm-VLBI観測により、サブパーセクスケールでのジェットベースの研究とイメージングが可能になります。これにより、22GHzのRadioAstronで見られた、以前に検出された2レールのジェット構造と東西向きのコア領域を考慮しても、ジェットの起源の性質の調査が容易になる可能性があります。このコアと内部ジェット領域のVLBI画像を作成し、過去20年間に、15、43、および86GHzで観測しました。43GHzと86GHzでの内部ジェットと放出された特徴の運動学を決定し、それらの放出時間を無線と$\gamma$線の変動性と比較します。移動ジェット機能の場合、平均速度は$\beta^\textrm{avg}_\textrm{app}=0.055-0.22$c（$\mu^\textrm{avg}=0.04-0.18\、$mas/yr）。3つの周波数での時間平均VLBI画像から、バルクフローに沿った横方向ジェット幅を測定します。$\leq1.5$パーセクスケールでは、ジェット幅が周波数に依存し、周波数が高くなるとジェットが狭くなるという明確な傾向が見られます。この層別化は、脊椎鞘シナリオのコンテキストで説明され、他の可能な解釈と比較されます。43GHzと86GHzでの準同時観測から、スペクトルインデックスマップを取得し、内部ジェットの構造的変動によるスペクトルインデックス勾配の時間可変方向を明らかにします。
軟ガンマ線リピーター（SGR）におけるガンマ線のメカニズムの観測チェックについて
| Title |
About_the_observational_check_of_the_mechanism_of_gamma_radiation_in_Soft_Gamma_Repeaters_(SGR) |
| Authors |
G.S._Bisnovatyi-Kogan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10294 |
軟ガンマ線リピーター（SGR）は、散発的な一時的なガンマ線を伴う、銀河内または近くの銀河内の単一中性子星（NS）として識別されます。相対的な異常X線パルサー（AXP）を含む、発見されたSGRの総数は、数十個のオブジェクトです。それらの多くは、NS回転に関連した周期的な放射を示し、周期は2〜12秒です。ゆっくりとした回転は、回転エネルギーの小さな損失率を伴います。これは、観測された散発的なガンマ線の光度よりもかなり小さく、4SGRで観測された巨大バースト中の光度よりもはるかに少ないです。したがって、エネルギー源は通常、非常に強いNS磁場の消滅に関連しています。別のモデルは、NS非平衡層に蓄積された原子力エネルギーの放出に基づいています。ここでは、これら2つのモデルを区別できる観察テストを提案します。
イベントホライズンテレスコープ（EHT）コラボレーションによる銀河M87のブラックホールの最初の画像の再現性
| Title |
Reproducibility_of_the_First_Image_of_a_Black_Hole_in_the_Galaxy_M87_from_the_Event_Horizon_Telescope_(EHT)_Collaboration |
| Authors |
Ria_Patel,_Brandan_Roachell,_Silvina_Caino-Lores,_Ross_Ketron,_Jacob_Leonard,_Nigel_Tan,_Duncan_Brown,_Ewa_Deelman_and_Michela_Taufer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10267 |
この論文は、マルチメッセンジャー天体物理学の再現性を向上させるために公開された科学的結果を分析、理解、および使用するために必要な持続可能な知識を開発および共有することを目的とした学際的な取り組みを示しています。具体的には、M87と呼ばれるブラックホールの最初の画像の生成に関連する画期的な作業を対象としています。画像は、イベントホライズンテレスコープコラボレーションによって計算されました。EHTによって利用可能になったアーティファクトに基づいて、ブラックホールの最初の画像を再現するためのドキュメント、コード、および計算環境を提供します。私たちの成果物は、EHTのユースケースからの方法と発見を一般化するために必要なすべてのツールを提供することにより、マルチメッセンジャー天体物理学における新しい発見をサポートします。EHT結果の再現性の間に遭遇した課題が報告されます。私たちの努力の結果は、一般の人々が銀河M87のブラックホールの最初の画像を再現できるようにするオープンソースのコンテナ化されたソフトウェアパッケージです。
ベイジアンネットワークを使用した宇宙素粒子物理学における位置再構成の不確実性を定量化する方法
| Title |
A_Method_for_Quantifying_Position_Reconstruction_Uncertainty_in_Astroparticle_Physics_using_Bayesian_Networks |
| Authors |
Christina_Peters_(1),_Aaron_Higuera_(2),_Shixiao_Liang_(2),_Venkat_Roy_(3),_Waheed_U._Bajwa_(3_and_4),_Hagit_Shatkay_(1),_Christopher_D._Tunnell_(2_and_5)_(the_DIDACTS_Collaboration)_((1)_Department_of_Computer_and_Information_Sciences,_University_of_Delaware,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Rice_University,_(3)_Department_of_Electrical_and_Computer_Engineering,_Rutgers,_The_State_University_of_New_Jersey,_(4)_Department_of_Statistics,_Rutgers,_The_State_University_of_New_Jersey,_(5)_Department_of_Computer_Science,_Rice_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10305 |
基準ボリューム内の相互作用のみを考慮することで背景が大幅に減少するため、宇宙素粒子物理学での発見を可能にするためには、ロバストな位置の再構築が最も重要です。この作業では、相互作用ごとの不確実性を提供するベイジアンネットワークを使用した位置再構成の方法を初めて提示します。概念実証として、XENONnT検出器の設計、2相キセノンタイムプロジェクションチェンバーに基づくシミュレーションデータを使用して、この方法の有用性を示します。ネットワーク構造には、検出器内の相互作用の2D位置、気相に入る電子の数、および検出器の上部アレイの各センサーによって測定されたヒットを表す変数が含まれます。位置再構成の精度（位置の真の値と期待値の差）は、最先端の方法に匹敵します-RMS0.69cm、センサー間隔の約0.09、内部の検出器（<60cm）および0.98cm、センサー間隔の約0.12、検出器の壁の近く（>60cm）。さらに重要なことに、各相互作用位置の不確実性が直接計算されました。これは、他の再構成方法では不可能です。この方法では、検出器の内部で11cm$^2$、検出器の壁の近くで21cm$^2$の中央値3-$\sigma$信頼領域が見つかりました。ベイジアンネットワークフレームワークは、位置再構築の問題に非常に適していることがわかりました。この概念実証のパフォーマンスは、いくつかの単純化された仮定があっても、これが相互作用ごとの不確実性を提供するための有望な方法であり、エネルギー再構成と信号分類に拡張できることを示しています。
太陽活性領域上のトムソン散乱と放射コロナのアドホック偏光補正法
| Title |
Thomson_scattering_above_solar_active_regions_and_an_ad-hoc_polarization_correction_method_for_the_emissive_corona |
| Authors |
Thomas_A._Schad,_Sarah_A._Jaeggli,_Gabriel_I_Dima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09808 |
トムソン散乱光球光は、光の波長で四肢外から見た下部太陽コロナのスペクトル連続体の主要な構成要素です。Kコロナとして知られ、直線偏光もされています。Kコロナのアプリオリ分極特性を分極輝線とともに使用して、機器に起因する分極クロストークを測定および修正する可能性を調査します。まず、還元不可能な球面テンソル形式での非偏光のトムソン散乱のストークスパラメータを導出します。これにより、入射放射線場における対称性の破れの特徴のより複雑なシナリオのためのトムソン散乱信号の前方合成が可能になり、提案された手法の精度が制限される可能性があります。このために、高度な3D放射電磁流体力学的コロナルモデルを利用します。FeXIII10746オングストローム輝線で合成された偏光信号とともに、望遠鏡と機器によって引き起こされる偏光クロストークのアドホック補正が、非偏光解消光学システムの仮定の下で可能であることがわかります。
高度に破損したデータからの光球速度場の再構築
| Title |
Reconstruction_of_photospheric_velocity_fields_from_highly_corrupted_data |
| Authors |
Erico_L._Rempel,_Roman_Chertovskih,_Kamilla_R._Davletshina,_Suzana_S._A._Silva,_Brian_T._Welsch,_Abraham_C.-L._Chian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09846 |
光圏速度場の分析は、太陽表面のプラズマ乱流を理解するために不可欠です。これは、磁気リコネクション、フレア、波の伝播、粒子加速、冠状動脈加熱などの駆動プロセスの原因となる可能性があります。現在、観測者の視線を横切る太陽光球での速度を推定するために利用できる唯一の方法は、連続する観測における画像構造の違いから流れを推測します。データノイズが原因で、ローカル相関追跡（LCT）などのアルゴリズムにより、速度ベクトルが提供されていない広いギャップのベクトル場が発生する場合があります。この手紙では、高度に破損したデータの画像修復のための新しい方法が提案され、太陽光球の水平速度場の復元に適用されます。復元された速度フィールドは、元のフィールドに存在するすべてのベクトル場コンポーネントを保持します。この方法は、シミュレーションデータと観測データの両方に適用した場合に堅牢性を示します。
熱塩混合は完全なストーリーですか？赤色巨星分枝バンプ付近の個別の混合イベントの証拠
リチウム、[C/N]、12C/13Cなどの混合に敏感な元素の量は、赤色巨星分枝の近くで変化することが知られています。これらの変化について最も頻繁に提供される説明は、恒星内部での二重拡散熱塩混合です。この分析では、これらの化学的枯渇イベントの観察されたタイミングを説明するための熱塩混合の能力を調査します。リチウムと[C/N]の最近の観測測定では、[C/N]の存在量の前にリチウムの存在量が減少するのに対し、MESAで計算された熱塩混合領域の伝播の数値シミュレーションは合成存在量が同時に減少することを示しています。したがって、シミュレーションによって予測された同時性は別々の液滴の観察と一致しないため、熱塩混合だけではリチウム枯渇と[C/N]枯渇の明確なイベントを説明できないと結論付けます。したがって、これらの化学的枯渇エピソードの観測された時間的分離、および質量と金属量の範囲にわたるより広範な観測的調査について、より洗練された理論的説明を求めます。
Ia型超新星放出物-ドナー相互作用：爆発モデルの比較
| Title |
Type_Ia_supernova_ejecta-donor_interaction:_explosion_model_comparison |
| Authors |
C._McCutcheon,_Y._Zeng,_Z.-W._Liu,_R._G._Izzard,_K.-C._Pan,_H.-L._Chen,_Z._Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09917 |
Ia型超新星（SNeIa）の単一縮退シナリオでは、高速放出された物質とバイナリシステムのドナー星との相互作用により、ドナーから質量が取り除かれると予想されます。噴出物とドナーの相互作用の一連の多次元流体力学的シミュレーションは、以前の研究で実行されており、そのほとんどは、通常のSNIa爆発を表すために簡略化された分析モデルまたはW7モデルのいずれかを採用しています。異なる爆発メカニズムが排出物とドナーの相互作用の結果に大きな影響を与える可能性があるかどうかはまだ不明です。この作業では、SNeIaの2つのチャンドラセカール質量爆発モデル、W7およびN100モデルについて、主系列（MS）ドナー星との流体力学的噴出物の相互作用を2次元でシミュレートします。W7爆燃モデルとN100遅延爆轟爆発モデルを使用したシミュレーションでは、SNIa爆発によって、2日間の軌道で2.5Msunのドナー星からそれぞれ約0.30Msunと0.37Msunの水素に富む物質が除去されることがわかります。ドナースターは、それぞれ約74km/sと86km/sのキックを受け取ります。N100モデルのストリッピングされた水素に富む材料のモード速度（約500km/s）は、モード速度が約350km/sのW7モデルよりも1.4倍高速です。私たちの結果に基づいて、通常のSNeIaに対するチャンドラセカールに近い質量爆発モデルの選択は、少なくとも2Dでは、特定の主系列ドナーモデルのエジェクタドナー相互作用を大幅に変更しないように思われると結論付けます。
恒星活動サイクルの温度依存性
この論文は、回転速度に対する恒星の活動サイクルの観測された依存性が、有効温度へのより強い依存性の現れである可能性があるという考えを提案します。観察的証拠が想起され、十分に遅い回転の場合にのみ周期的活動の存在について理論的な議論が与えられます。遅い回転とは、太陽型の星の自転周期で観測された上限に近いことを意味します。この最大自転周期は温度に依存し、より高温の星の場合は短くなります。最大回転周期は、大規模発電機の運転のための最小回転速度として解釈されます。差動回転とダイナモの組み合わせモデルは、ダイナモのしきい値速度をわずかに超える速度で回転する異なる質量の星に適用されます。計算は、より熱い星のより短いダイナモサイクルを示しています。より高温の星のより速い回転は、それらのダイナモに必要な$\alpha$効果のより大きな振幅によって説明されます。計算における（循環）磁気エネルギーの振幅は、自転周期とダイナモの上限との差に比例します。回転速度が適度に異なる星は、観測されるように、ダイナモの超臨界性、したがって磁気活動が大幅に異なる可能性があります。
LAMOST中解像度スペクトルにおける後期型主系列星のコロナ質量放出の検出の可能性
| Title |
Possible_detection_of_coronal_mass_ejections_on_late-type_main-sequence_stars_in_LAMOST_medium-resolution_spectra |
| Authors |
Hong-peng_Lu,_Hui_Tian,_Li-yun_Zhang,_Christoffer_Karoff,_He-chao_Chen,_Jian-rong_Shi,_Zhen-yong_Hou,_Ya-jie_Chen,_Yu_Xu,_Yu-chuan_Wu,_Dong-tao_Cao,_Jiang-tao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09972 |
コンテクスト。恒星コロナ質量放出（CME）は、太陽系外惑星の宇宙天気の主な要因であり、太陽系外惑星の居住性に影響を与える可能性があります。ただし、可能性のある恒星CMEシグネチャの検出は非常にまれです。目的。この作業は、LAMOST中分解能分光調査（LAMOST-MRS）で観測された時間領域スペクトルから恒星のCMEを検出することを目的としています。私たちのサンプルには、226,194個の後期型主系列星の1,379,408個のLAMOST-MRSスペクトルが含まれています（$\rmT_{eff}<6000$K、$\rmlog[g/（cm\s^{-2}）]>4.0$）。メソッド。まず、H$\alpha$ラインプロファイルの非対称性を調べることで恒星のCME候補を特定し、次にCME候補のH$\alpha$コントラストプロファイル（CMEスペクトルと参照スペクトルの差）に対してダブルガウスフィッティングを実行して、非対称成分の時間的変動。結果。3つのMの矮星で3つの恒星のCME候補が検出されました。候補1のH$\alpha$およびMgIトリプレットライン（5168.94{\AA}、5174.13{\AA}、5185.10{\AA}）はすべて、青い翼の強化と、この強化の対応するドップラーシフトを示します。徐々に増加する傾向を示しています。H$\alpha$線は、候補2でも明らかな青い翼の増強を示しています。候補3では、H$\alpha$線は明らかな赤い翼の増強を示しており、対応する投影最大速度は、ホストスター。CME質量の下限は、これら3つの候補について$\sim$$8\times10^{17}$gから$4\times10^{18}$gと推定されました。
極V496UMaにおける一時的な2極降着
AMHerculis型激変星であるV496UMaのXMM-NewtonおよびTESS観測を報告します。XMM-Newtonの観測によると、白色矮星の2つの極が同時に降着することがありますが、2次磁極への降着は不安定で、1つのバイナリ軌道（1.5時間）未満でほぼ停止する可能性があります。一次最大中のX線スペクトルのモデリングは、二次極への降着が中断されたときに一次極への降着構造に変化がないことを明らかにし、二次極への降着の中断は、ドナースター。2分のリズムで8週間にわたるTESS観測は、ショック後の領域からのサイクロトロン放出による安定した二重こぶの軌道変調を示していますが、最大光の観測時間は、そうではないゆっくりとした系統的なドリフトを示していますシステムの全体的な明るさと相関します。
| Title |
Reconstruction_of_the_Solar_Activity_from_the_Catalogs_of_the_Zurich_Observatory |
| Authors |
Egor_Illarionov,_Rainer_Arlt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10167 |
チューリッヒ天文台のカタログには、19世紀後半から20世紀初頭の黒点、隆起、白斑に関する位置情報が含まれています。このデータベースは手書きの表形式で提供されており、以前は体系的に分析されていませんでした。チューリッヒで作られた黒点数の時系列とは異なり、より大きな望遠鏡で得られました。手書きテキスト認識用のニューラルネットワークモデルをトレーニングし、再構築された座標のデータベースを提示します。得られたデータベースは、Sp\orerによる以前の観測と、20世紀の後期のプログラムを結び付け、グリニッジ天文台のサンスポットグループカタログを補足します。また、提示された機械学習アプローチとその深い機能が処理の動機付けになることを期待しています。大量の天文データの、まだデジタル化されていない形式で、または単純なスキャン画像として提供されています。
MATISSE /VLTIで表示されたFUOrionisのディスク：$L$および$M$バンドでの最初の干渉観測
| Title |
The_disk_of_FU_Orionis_viewed_with_MATISSE/VLTI:_first_interferometric_observations_in_$L$_and_$M$_bands |
| Authors |
F._Lykou_(1),_P._\'Abrah\'am_(1,2),_L._Chen_(1),_J._Varga_(3,1),_\'A._K\'osp\'al_(1,2,4),_A._Matter_(5),_M._Siwak_(1),_Zs.M._Szab\'o_(6,7,1),_Z._Zhu_(8),_H.B._Liu_(9),_B._Lopez_(5),_F._Allouche_(5),_J.-C._Augereau_(10),_P._Berio_(5),_P._Cruzal\`ebes_(5),_C._Dominik_(11),_Th._Henning_(4),_K.-H._Hofmann_(6),_M._Hogerheijde_(3,11),_W.J._Jaffe_(3),_E._Kokoulina_(5),_S._Lagarde_(5),_A._Meilland_(5),_F._Millour_(5),_E._Pantin_(12),_R._Petrov_(5),_S._Robbe-Dubois_(5),_D._Schertl_(6),_M._Scheuck_(4),_R._van_Boekel_(4),_L.B.F.M._Waters_(13,14),_G._Weigelt_(6),_S._Wolf_(15)_((1)_Konkoly_Observatory,_Budapest,_Hungary,_(2)_ELTE_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Budapest,_Hungary,_(3)_Leiden_Observatory,_Leiden,_The_Netherlands,_(4)_Max-Planck-Institute_for_Astronomy,_Heidelberg,_Germany,_(5)_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_Nice,_France,_(6)_Max-Planck-Institute_for_Radioastronomy,_Bonn,_Germany,_(7)_University_of_St_Andrews,_St_Andrews,_UK,_(8)_University_of_Nevada,_Las_Vegas,_USA,_(9)_ASIAA,_Taipei,_Taiwan_ROC,_(10)_Univ_Grenoble_Alpes,_Grenoble,_France,_(11)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_Amsterdam,_The_Netherlands,_(12)_CEA_Universit\'e_Paris-Saclay,_Paris,_France,_(13)_Radboud_University,_Nijmegen,_The_Netherlands,_(14)_SRON,_Leiden,_The_Netherlands,_(15)_Christian-Albrechts-Universit\"at_zu_Kiel,_Kiel,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10173 |
オリオン座FU型星座の円盤はMATISSEでわずかに解像されており、熱赤外線で放射する領域がかなりコンパクトであることを示唆しています。$L$バンドでプローブされるディスク領域の直径に$\sim1.3\pm0.1$mas（$L$）の上限を指定できます。これは、採用されたGaiaEDR3距離での0.5auに対応します。これは、降着円盤の高温のガス状領域を表しています。$N$バンドのデータは、ほこりっぽいパッシブディスクがケイ酸塩に富んでいることを示しています。上記のほこりっぽい円盤の最も内側の領域だけが$N$バンドで強く放出することがわかり、それは$\sim5$masの角度サイズで解決されます。これは、直径約2auに相当します。したがって、観測は、内側降着円盤の外側半径に厳しい制約を課します。RADMC-3Dを使用したダスト放射伝達シミュレーションは、降着率$\dot{M}\sim2\times10^{-5}を選択した場合に、光学からサブミリ波、および干渉計の観測量までのスペクトルエネルギー分布に適切に適合します。\、M_\odot$yr$^{-1}$であり、$M_*=0.6\、M_\odot$と仮定します。最も重要なことは、高温の内部降着円盤の外半径を0.3auに固定できることです。ほこりっぽいディスクの外半径は、文献の散乱光画像からの制約に基づいて、100auに配置されています。ディスクに含まれるダストの質量は$2.4\times10^{-4}\、M_\odot$であり、一般的なガスとダストの比率が100の場合、ディスクの総質量は約0.02$M_\odot$です。。現在の干渉計データでは、近くのコンパニオンの証拠は見つかりませんでした。また、ディスクのずれのケースを暫定的に調査しました。後者の場合、モデリングの結果は、ディスクの向きがALMAによる以前のイメージング研究で見つかったものと類似していることを示唆しています。非常にコンパクトな内部降着円盤に非対称性がある場合、これはさらに小さな空間スケール（$\leq1$mas）で解決される可能性があります。
XMM-NewtonおよびTESSによる高度に変動する極V496UMaの観測
光学からX線領域までの\vumの時間的およびスペクトル的振る舞いを研究することを目指しています。2017年と2019年に取得されたアーカイブの\xmmnと\tesの観測値を使用して、非常に変動する極のスペクトルとタイミングの分析を実行しました。TESSとXMM-Newtonの両方の衛星の光度曲線は、$91.058467\pm0.00001$分の周期性で変調されたダブルハンプパターンを示しています。V496UMaは、高降着状態で2極降着ジオメトリを表示します。両方の領域からのX線スペクトルは、ほぼ同じ温度と$\dot{M}=1.4（8）\times10^{-11}$M$_{の総降着率を持つ熱プラズマ放射と軟黒体成分で構成されています。\odot}$yr$^{-1}$。こぶのX線中心は、主こぶと2番目のこぶについて、それぞれ測光位相ゼロの周りで-18度と4度、および-172度と-186度のサイズの縦方向のシフトを示しています。長期のZTF光度曲線は、高い付着状態と低い付着状態を示しています。低状態のZTFおよびSDSS測光データは、10000Kで$0.8$M$_{\odot}$の白色矮星と、\gaiで決定された距離でM5.0のスペクトル型を持つ主系列のドナー星と一致しています。758個V496UMaは、高状態にあるとき、X線で非常に明るい極です。その異常な幾何学的構造のために、2番目の降着極への質量降着は時折中断されます。この不連続な振る舞いは、時間の特定のパターンに従わず、これまでのところ、高い状態でのみ観察されます。X線光度曲線は、$\phi=$0.81の測光位相での降着流の明確な証拠を示していますが、これは光学光度曲線には現れません。正確な期間は、TESSとXMM-Newtonのデータを組み合わせて導き出されました。これは、公開された結果と3.8$\sigma$異なります。
教師なし機械学習による天文画像の外れ値の特定
| Title |
Identifying_outliers_in_astronomical_images_with_unsupervised_machine_learning |
| Authors |
Yang_Han_and_Zhiqiang_Zou_and_Nan_Li_and_Yanli_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09760 |
異常な、まれな、または未知のタイプの天体や現象などの天文学の外れ値は、天文学における真に予期しない知識の発見に絶えずつながります。今後の調査データの対象範囲と質が向上することで、原則として、より予測不可能な外れ値が明らかになります。ただし、膨大な作業負荷があるため、膨大なデータから人の検査でまれで予期しないターゲットをマイニングすることは深刻な課題です。予期しない信号に対して適切なトレーニングセットを設計することは実行不可能であるため、教師あり学習もこの目的には適していません。これらの課題に動機付けられて、教師なし機械学習アプローチを採用して、銀河画像のデータ内の外れ値を特定し、天文学的な外れ値を検出するためのパスを探索します。比較のために、k最近傍法（KNN）、畳み込みオートエンコーダー（CAE）+KNN、およびCAE+KNN+アテンションメカニズム（attCAEKNN）に基づいて構築された3つのメソッドを個別に構築します。テストセットは、上記の方法のパフォーマンスを評価するためにオンラインで公開されたGalaxyZoo画像データに基づいて作成されます。結果は、attCAEKNNが最高のリコール（78％）を達成することを示しています。これは、従来のKNN法より53％高く、CAE+KNNより22％高くなっています。attCAEKNN（10分）の効率もKNN（4時間）より優れており、同じタスクを実行するためのCAE+KNN（10分）と同等です。したがって、教師なしの方法で銀河画像のデータから天文学的な外れ値を検出することは可能であると私たちは信じています。次に、attCAEKNNを利用可能な調査データセットに適用して、その適用性と信頼性を評価します。
強い重力レンズ、天の川衛星、ライマンαの森からのステライルニュートリノモデルへの制約
| Title |
Constraints_on_sterile_neutrino_models_from_strong_gravitational_lensing,_Milky_Way_satellites,_and_Lyman-$\alpha$_forest |
| Authors |
Ioana_A._Zelko,_Tommaso_Treu,_Kevork_N._Abazajian,_Daniel_Gilman,_Andrew_J._Benson,_Simon_Birrer,_Anna_M._Nierenberg,_Alexander_Kusenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09777 |
暗黒物質の性質は、科学における最も重要な未解決の問題の1つです。一部の暗黒物質候補は、実験室または加速器実験で調査するのに十分な非重力相互作用を持っていません。したがって、そのような候補の発見を制約または導く可能性のある天体物理学的プローブを開発することが重要です。強力な重力レンズクエーサーの最先端の測定を使用してこれを説明し、最も人気のある4つのステライルニュートリノモデルを制約し、手順が同等である他の独立した方法の制約も報告します。まず、大規模構造と銀河形成天体物理学的効果の観点から、熱遺物ウォームダークマター粒子の質量とヒッグス崩壊とGUTスケールシナリオによって生成されたステライルニュートリノの質量との対応を説明するための効果的な関係を導き出します。第二に、ヒッグス崩壊メカニズムによって生成されたステライルニュートリノは、質量26keV、およびGUTスケールシナリオ5.3keVでのみ許可されることを示します。第三に、アクティブなニュートリノ振動によって生成された単一のステライルニュートリノモデルが質量92keVで許可され、3つのステライルニュートリノ最小標準模型（$\nu$MSM）が質量16keVで許可されることを示します。これらは、これらのモデルで最も厳しい実験上の制限です。
降着円盤の理想化されたモデルを使用して、ニュートリノ対の消滅から電子-陽電子対（$\nu{\bar\nu}\toe^-e^+）への重力の修正理論によって引き起こされる影響を調査します。$）、回転軸の近くで発生します。降着円盤については、温度$T=constant$および$T\proptor^{-1}$のモデルを検討しました。どちらの場合も、修正された重力理論により、一般相対性理論に関して最大1桁以上、ニュートリノ対消滅のエネルギー沈着率が向上することがわかります。
| Title |
Kilohertz_Gravitational_Waves_from_Binary_Neutron_Star_Mergers:_Inference_of_Postmerger_Signals_with_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Matteo_Breschi,_Rossella_Gamba,_Ssohrab_Borhanian,_Gregorio_Carullo,_Sebastiano_Bernuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09979 |
次世代の検出器は、二元中性子星合体からの合併後の信号に敏感であり、したがって、残留ダイナミクスを直接プローブすることが期待されています。最先端の波形モデル${\ttNRPMw}$を使用した完全なベイズ分析を使用して、アインシュタイン望遠鏡による合併後の検出の科学的可能性を調査します。（i）信号対雑音比（SNR）${\sim}7$のマージ後信号は、ベイズ因子$\log{\calB}\simeq5$（$\rme$-folded）と事後分布は、いくつかのノイズの実現について、すでにSNR${\sim}6$で有益な測定値を報告します。（ii）マージ後のピーク周波数$f_2$は、SNR$7$で、$O（1〜{\rmkHz}）$のエラーで自信を持って識別できます。このエラーは、$O（100〜{\rmHz}）$を下回ります。SNR10（iii）ブラックホールへのレムナントの崩壊時間はSNR10で$O（20〜{\rmms}）$に制限できます。ただし、ノイズの変動が信号の振幅を超える場合、ノイズの変動によって推論にバイアスがかかる可能性があります。崩壊する前に。（iv）周波数シフトが$\gtrsim500〜{\rmHz}$の場合、$f_2$のEOSインセンティブ関係の違反はSNR$\gtrsim8$で検出できます。それらは、極端な密度でのEOS軟化効果のための喫煙銃である可能性があります。ただし、$f_2$の測定値は、短命の残骸のサブドミナント周波数成分によって大幅にバイアスされる可能性があります。これらの場合、EOSの軟化は、レムナントの以前の崩壊からより適切に推測される可能性があります。
ダイソンリングのフェローシップ：ACT \＆FriendsのGTOC11の結果と方法
| Title |
The_Fellowship_of_the_Dyson_Ring:_ACT\&Friends'_Results_and_Methods_for_GTOC_11 |
| Authors |
Marcus_M\"artens_and_Dario_Izzo_and_Emmanuel_Blazquez_and_Moritz_von_Looz_and_Pablo_G\'omez_and_Anne_Mergy_and_Giacomo_Acciarini_and_Chit_Hong_Yam_and_Javier_Hernando_Ayuso_and_Yuri_Shimane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10124 |
ダイソン球は、エネルギー出力の大部分を収穫するために星を取り囲む架空の巨大構造です。GTOCチャレンジの第11版では、参加者は、12個のステーションで構成された地動説のリングであるダイソン構造の前駆体の構築に関連する複雑な軌道計画を課されました。この目的のために、機械学習、組み合わせ最適化、計画とスケジューリング、および完全に自動化されたパイプラインに効果的に統合された進化的最適化からの技術を統合するいくつかの新しいアプローチを開発しました。これらには、機械学習された転送時間推定器が含まれ、確立されたEdelbaum近似を改善し、ステーションへの到着質量が大きい小惑星を識別して収集するためのレイジーレースツリー検索への通知を改善します。システムのシノディック周期性を利用して、間接最適化手法によって計算された、すべてのステーションへの一連の最適にフェーズされた低推力転送。変更されたハンガリーのスケジューリングアルゴリズムは、進化的手法を利用して、すべての転送の可能性から大量のバランスの取れた到着スケジュールを調整します。パイプラインのステップを詳細に説明し、特にアプローチが相互にどのように利益を得るかに焦点を当てます。最後に、GTOC11チャレンジで2位にランクされた、チームの最終的なソリューションであるACT＆Friendsの概要と分析を行います。
ヒッグス不安定性の宇宙的安定性について
標準模型のヒッグスポテンシャルは、その四次結合が負になる大きなヒッグス場の値で不安定になります。私たちの現在の電弱真空のトンネリング寿命は宇宙の年齢よりも快適に長いですが、インフレーション中の量子ゆらぎはヒッグスを障壁を越えて押し、私たちの宇宙にとって致命的なパッチを形成する可能性があります。そのような領域の宇宙進化を研究し、少なくとも薄壁近似では、ヒッグス自体の逆反応のために崩壊するので、それらは無害である可能性があることを発見しました。標準模型のヒッグス不安定性の存在は、インフレーションを終わらせ、ヒッグスの泡の崩壊によって残されたブラックホールの蒸発を通して宇宙を再加熱するための新しいメカニズムを提供することができます。したがって、インフレ中のハッブル率の限界は緩和される可能性があります。
カイラル有効場理論に基づく中性子星物理学の相対論的平均場理論
| Title |
Relativistic_mean-field_theories_for_neutron-star_physics_based_on_chiral_effective_field_theory |
| Authors |
Mark_G._Alford,_Liam_Brodie,_Alexander_Haber,_Ingo_Tews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10283 |
中性子星現象学への応用のために最適化された相対論的平均場理論（RMFT）の結合を決定するための手順を説明し、実装します。標準のRMFTアプローチでは、飽和密度での対称物質に関する理論の予測を測定された核特性と比較することにより、結合が制約されます。次に、この理論は、飽和密度の数倍までの範囲の密度の中性子に富む物質からなる中性子星に適用されます。これにより、追加の天体物理学的制約が可能になります。私たちのアプローチでは、RMFTを使用して対称物質から中性子に富む物質に、有限サイズの原子核から均一物質に外挿するのではなく、キラル有効場の理論から得られた均一な純粋な中性子物質の特性にRMFTを適合させます。キラル有効場の理論は、核密度で有効な核力の制御された膨張の枠組みに核の実験データを組み込み、RMFTをフィッティングするときに理論的な不確実性を説明することを可能にします。中性子物質のカイラル有効場の理論によって提供される不確実性にまたがる4つの単純なRMFTを構築し、状態方程式に対する現在の天体物理学的制約と一致します。私たちの新しいRMFTは、中性子星とそれらの合併のシミュレーションで遭遇する広範囲の密度と温度にわたる中性子に富む物質の特性をモデル化するために使用できます。
宇宙論的な跳ね返りを経る宇宙にブラックホールが存在し、生き残ることができるかどうかを分析します。この目的のために、共動する一般化されたMcVittieメトリックによってモデル化された、跳ねる宇宙の背景に埋め込まれた中心的な不均一性を調査します。文献で利用可能な他の動的測定基準とは対照的に、このソリューションは、中心オブジェクトと宇宙流体との相互作用を可能にします。中心オブジェクトの質量は常にスケールファクターに比例するため、このメトリックに関連する地平線は宇宙論的時間とともに変化することを示します。これは、収縮段階で減少し、拡張段階で増加するためです。この時空の因果構造を完全に分析した後、宇宙の収縮、跳ね返り、膨張の間、動的なブラックホールが持続することを確認します。この結果は、すべての宇宙論的時代にブラックホールを認めるバウンスモデルのクラスがあることを意味します。これらのモデルが実際の宇宙に正しく近似している場合、宇宙崩壊を生き延びたブラックホールは、その後の拡大段階で何らかの役割を果たす可能性があります。
