小さなボックスからの正確な予測：ゼルドビッチ近似による分散抑制
| Title |
Accurate_predictions_from_small_boxes:_variance_suppression_via_the_Zel'dovich_approximation |
| Authors |
Nickolas_Kokron,_Shi-Fan_Chen,_Martin_White,_Joseph_DeRose,_Mark_Maus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15327 |
シミュレーションは、銀河の調査で測定された観測量を正確にモデル化するための不可欠なツールになりましたが、スケールの非常に大きなダイナミックレンジが必要な場合はコストがかかる可能性があります。ラグランジアン摂動理論モデルをN体シミュレーションと組み合わせて、制御変量のコンテキスト内でのシミュレーションにおけるアンサンブル平均特性の予測における有限の計算量の影響を減らす方法について説明します。特に、シミュレーションの初期条件生成中に計算されたゼルドビッチ変位は、最終密度フィールドと強く相関するという事実を使用します。バイアスされたトレーサーのすべての相関器は、これらの変位に対して任意の精度で計算できるため、ゼルドビッチの「シミュレーション」とN体の実現を組み合わせると、パワースペクトルまたは相関関数の推定のサンプル分散を100分の1に減らすことができます。Zel'dovich制御変量は、物質またはトレーサーフィールドエミュレーターを以前よりも大規模に正確に拡張できるほか、銀河形成と再電離の流体力学的シミュレーションなど、本質的に少量に制限されているシミュレーションでの統計の測定を改善できます。
| Title |
Primordial_black_hole_mergers_from_three-body_interactions |
| Authors |
Gabriele_Franciolini,_Konstantinos_Kritos,_Emanuele_Berti,_and_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15340 |
現在の重力波観測は、太陽質量範囲の原始ブラックホール（PBH）の存在量に最も厳しい境界を設定しています。ただし、この制約は、本質的にPBHモデルによって予測されるマージ率に依存します。以前の分析は、主に2つのバイナリ形成メカニズムに焦点を当てていました。ハッブル拡張からのデカップリングからの初期の宇宙アセンブリと、現在の暗黒物質構造における動的捕捉です。天体物理学の文脈で研究された3体プロセスの反応速度を使用して、保守的な仮定の下で、PBHハローでの3体相互作用が効率的にバイナリを生成し、PBHが暗黒物質。これらのバイナリは、ポアソンによって誘発されたPBHの小規模構造で高い赤方偏移で形成され、一部は、宇宙の現在の年齢内で合体して合体すると予測されます。私たちの結果は、PBHの存在量に対するLIGO/Virgo/KAGRAの制約が、この興味深い質量範囲でより強い境界を設定することを可能にし、そのような制約を回避する可能性のあるクラスター化されたPBHシナリオに重要な影響を及ぼします。
aLIGOの設計感度を使用して、原始ブラックホールに対する既存の制約を拡張サイズの暗いオブジェクトに一般化します。LIGOは、半径$O（10-10^3〜{\rmkm}）$の暗いオブジェクトが、$\simO（10^{-2}-10^{-3）を超える場合、それらに敏感であることを示します。}）暗黒物質の$。
| Title |
Impact_of_gravitational_lensing_on_black_hole_mass_function_inference_with_third-generation_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Xianlong_He,_Kai_Liao,_Xuheng_Ding,_Lilan_Yang,_Xudong_Wen,_Zhiqiang_You,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15515 |
重力波（GW）からのブラックホール（BH）カタログの最近の急速な成長により、最も単純なべき乗則分布を超えたブラックホール質量関数（BHMF）の下部構造を研究することができました。ただし、バイナリBHマージイベントから推測されるBH質量は、重力レンズ効果によって体系的に「明るく」または「暗く」なる可能性があります。この作業では、第3世代のGW検出器であるアインシュタイン望遠鏡（ET）の検出を考慮して、重力レンズがBHMF推論に与える影響を調査します。この効果の上限を取得するために、高赤方偏移、$z=10$に焦点を当てます。モンテカルロ（MC）法を使用して、非レンズシナリオとレンズシナリオで3つの元のBHMFを採用するデータをシミュレートし、模擬データからBHMFのパラメーターを復元し、それぞれ結果の違いを比較します。すべてのパラメーターが1つの標準偏差（std。、1$\sigma$）内で十分に回復され、3つのBHMFモデルすべてが68\％の信頼区間内で再構築されることがわかりました。これは、レンズ効果によって主要構造が大幅に変更されないことを示しています。非常に高い赤方偏移で、ETの高精度で。そして、$50M_{\odot}$を超えるささやかな影響は、BHMFの高質量テールまたは下部構造のモデリングに依存します。ETによるBHMF推論に対するレンズ効果の影響は、近い将来、安全に無視できると結論付けています。レンズ効果の注意深い取り扱いは、高赤方偏移でのBHMFの高質量端の正確な推定に焦点を合わせる場合にのみ必要です。
残響で測定されたCIVタイムラグクエーサーを標準化し、それらを標準化されたMgIIクエーサーと一緒に使用して宇宙論的パラメーターを制約する
| Title |
Standardizing_reverberation-measured_C_IV_time-lag_quasars,_and_using_them_with_standardized_Mg_II_quasars_to_constrain_cosmological_parameters |
| Authors |
Shulei_Cao,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Swayamtrupta_Panda,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Bo\.zena_Czerny,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15552 |
宇宙論モデルとQSO半径-光度（$R-L$）を同時に制約するために、光度が8桁、赤方偏移範囲が$0.001064\leqz\leq3.368$に及ぶ38CIVクエーサー（QSO）の残響測定観測を使用します。）タイムラグ測定の非対称エラーバーをより正確に説明する改良された手法を使用した、6つの宇宙モデルの関係パラメーター。$R-L$関係パラメーターは、分析で使用される宇宙論モデルから独立しているため、$R-L$関係を使用してCIVQSOを標準化できることがわかります。CIVQSOの宇宙論的制約は、MgIIQSOからの制約と一致しており、現在加速されている宇宙論的拡大と一致し、より確立されたバリオンを使用して導出された宇宙論的制約と一致する、共同CIV+MgIIQSO宇宙論的制約を導出できます。音響振動（BAO）とハッブルパラメータ[$H（z）$]の測定。$H（z）$+BAOデータと一緒に分析すると、現在のCIV+MgIIQSOデータは、現在の$H（z）$+BAOデータの宇宙論的制約を穏やかに引き締めます。
最尤法スニヤエフゼルドビッチ速度再構成
| Title |
Maximum_likelihood_kinetic_Sunyaev_Zel'dovich_velocity_reconstruction |
| Authors |
Dagoberto_Contreras,_Fiona_McCarthy,_and_Matthew_C._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15779 |
動的なスニヤエフゼルドビッチ（kSZ）効果、自由電子からのCMB光子の散乱によって誘発される宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度異方性は、短期間のCMB実験によって非常に重要に測定されます。CMBの温度異方性を銀河の赤方偏移調査などの構造のトレーサーと組み合わせることにより、以前の文献では、視線速度場を再構築するための多くの手法が導入されました。この再構築された視線速度場は、kSZ温度異方性に含まれる宇宙論的情報の大部分をカプセル化し、標準的な宇宙論的モデルとそれを超える理論の強力な新しいテストを提供できます。この論文では、光学的厚さのトレーサーが与えられた場合に、温度異方性のkSZ成分に適合する粗視化最尤法に基づく視線速度場の新しい推定量を紹介します。この最尤推定量は、今後のCMB実験の対象となる低ノイズ、高解像度のレジームで、既存の2次推定量よりも忠実度の高い再構成をもたらすことを示しています。光学的厚さフィールドの直接測定またはトレーサーとしての銀河調査のいずれかを使用して、調和空間とマップ空間の両方での最尤推定量の実装について説明します。光学的厚さフィールドの不完全な再構成によって導入されたバイアスの影響について簡単にコメントします。
Planckスペクトル歪み相互相関からの非ガウス性制約
原始的な非ガウス性は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の大規模な温度および偏光信号と相関する$\mu$歪み異方性を引き起こす可能性があります。したがって、$\muT$および$\muE$相関の測定値を使用して、標準のCMB異方性によって直接プローブされない摂動の波長に制約することができます。この作業では、\Planckデータを使用して、$\mu$タイプのスペクトル歪み異方性の最初の厳密な検索を実行し、十分にテストされた制約付きILCコンポーネント分離法をニードルフレームワークと組み合わせて適用します。\Planckデータから$\mu$マップを再構築し、それをCMB異方性と相関させて、ローカルフォームバイスペクトルの振幅$\fNL$、特に有効波数$k_s\simeqの高度にスクイーズされた構成に対する制約を導き出します。\SI{740}{Mpc^{-1}}$および$k_L\simeq\SI{0.05}{Mpc^{-1}}$。以前に推定された制約を1桁以上改善します。この機能強化は、最終的な分析でバイアスと系統的効果を注意深く制御することにより、初めて完全な多極子情報を使用できるようになったためです。また、$\muE$相関の測定からの制約を初めて組み込んだため、制限がさらに厳しくなりました。導出された\Planck$\muT$と$\muE$パワースペクトルの組み合わせにより、$|\fNL|が得られます。この高度に絞り込まれたバイスペクトルで\lesssim6800$（95\％c.l。）。これは、\LiteBIRDだけで予想される制約よりもわずか3$倍弱いです。\LiteBIRDと\Planckを組み合わせると、\LiteBIRDだけの場合よりも$\simeq20\％$だけ将来の制約が改善されることを示しています。これらの制限は、マルチフィールドインフレーションモデルと原始ブラックホール形成シナリオを制約するために使用できるため、CMB宇宙論において有望な新しい道を提供します。
グローバル流星ネットワークデータにおける流星群放射分散
流星群は、共通のソースから発生する流星物質の流れが地球と交差するときに発生します。ストリーム内の異なる流星物質の動きの方向の間には小さな相違点があり、これらの小さな違いは、シャワーの放射または見かけの原点を広げるように作用します。流星放射のこの分散は、重力の集束による流れのフラックスの強化の程度を制限するため、流れに対する地球の重力の影響を考慮するときに特に重要になる可能性があります。この論文では、GlobalMeteorNetworkからの観測を使用して、12個のシャワーの放射分散の測定値を示します。シャワー放射からの個々の流星のオフセットの中央値は、エタ水瓶座の0.32$^\circ$から南おうし座流星群の1.41$^\circ$の範囲であることがわかります。また、ほとんどのシャワーで、太陽中心の黄道放射および/または地心速度に、小さいながらも統計的に有意なドリフトがあることもわかりました。最後に、放射分散をシャワー時間と比較し、以前の結果とは対照的に、2つの量がデータで相関していないことを確認します。
エンケラドスの南極上空の間欠泉とトレーサーの輸送
| Title |
Dynamics_or_Geysers_and_tracer_transport_over_the_south_pole_of_Enceladus |
| Authors |
Wanying_Kang,_John_Marshall,_Tushar_Mittal_and_Suyash_Bire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15732 |
土星の氷の衛星であるエンケラドスの南極上では、間欠泉が縞模様の水を宇宙に放出し、エンケラドスを地球外生命の探索において最も魅力的な目的地の1つにしています。間欠泉に関連する海洋ダイナミクスとトレーサー/熱輸送を、想定される海洋の塩分とさまざまなコアシェル熱パーティションおよび底部加熱パターンの関数として調査します。南極直下の海底の狭帯域に加熱が集中していても、傾圧不安定により、暖かい流体が周囲と急速に混ざり合うことがわかります。氷の下の温暖化信号は拡散しており、間欠泉が凍りつくのを防ぐには不十分です。代わりに、間欠泉の局所的な加熱が想定され、氷自体の潮汐散逸から発生する場合、間欠泉を維持することができます。この場合、氷の下の上部の海は安定して成層化するため、垂直方向の通信の障壁となり、コアから氷の殻までの数百年の通過タイムスケールにつながります。
（22）カリオペとその月のライナスに関連する小惑星族の発見
| Title |
Discovery_of_an_asteroid_family_linked_to_(22)_Kalliope_and_its_moon_Linus |
| Authors |
M._Bro\v{z},_M._Ferrais,_P._Vernazza,_P._\v{S}eve\v{c}ek,_M._Jutzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15736 |
Ferraisetal。による補償光学観測によると、（22）カリオペは150kmの高密度で、分化した物体です。ここでは、（22）カリオペを周囲の体の文脈で解釈します。サイズ比が5：1の既知の月のライナスがありますが、文献には家族は報告されておらず、月の存在と矛盾しています。階層的クラスタリング手法（HCM）と物理データを使用して、Kalliopeファミリーを特定しました。以前は、（7481）SanMarcelloに関連付けられていました。次に、親体の分裂を含む、その軌道および衝突進化のさまざまなモデル（N体、モンテカルロ、SPH）を使用して、家族の動的年齢を推定し、Linusとの関連に対処しました。最適な年齢は（900+-100）Myで、衝突モデルによると、（22）Kalliopeの位置と一致します。これは、Jupiterとの4-1-1の3体共鳴によるカオス拡散によって変更されました。土星。私たちのSPHシミュレーションは、衛星サイズとファミリサイズ-度数分布の両方についてさまざまな結果を示していますが、LinusとKalliopeファミリを同時に作成することは可能のようです。（22）カリオペ自体の形状は、「小川」の重力による再蓄積によって影響を受けた可能性が最も高く、表面に特徴的な丘が見られます。体が分化していれば、その内部構造は確かに非対称です。
太陽系外惑星のホスト星の銀河系の化学的進化：高質量惑星系は若いか？
| Title |
Galactic_chemical_evolution_of_exoplanet_host_stars:_Are_high-mass_planetary_systems_young? |
| Authors |
C._Swastik,_Ravinder_K._Banyal,_Mayank_Narang,_P._Manoj,_T._Sivarani,_S._P._Rajaguru,_Athira_Unni,_Bihan_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15793 |
星の元素合成と銀河の化学的進化の痕跡は、さまざまな星の種族で見ることができ、古い世代の星はより高い$\alpha$元素の存在量を示し、後の世代は鉄ピーク元素が豊富になります。星周円盤、星、およびそれらの惑星の仲間の進化的つながりと化学的特性は、惑星とホスト星の特性の相互依存性を研究することによって推測することができます。過去の多くの研究は、高質量の巨大惑星が金属が豊富な星の周りに一般的に見られることを確認しましたが、低質量の惑星の恒星のホストは広範囲の金属量を持っています。この作業では、さまざまな視線速度と通過の調査から引き出された$>900$の太陽系外惑星をホストする星のサンプルの詳細な化学的存在量を分析しました。$\alpha$および鉄ピーク元素の恒星の存在量の傾向を惑星の質量と相関させます。惑星の質量と存在量の相関は、主に$\alpha$要素では負であり、鉄ピーク要素ではわずかに正またはゼロであることがわかります。これは、巨大惑星をホストしている星が比較的若いことを示しています。これは、等時性フィッティングから得られたホスト星の年齢によってさらに検証されます。鉄と鉄のピークの元素による原始惑星物質のその後の濃縮はまた、コア降着プロセスによる巨大惑星の形成と一致しています。原始惑星系円盤のより高い金属部分は、急速なコア成長を助長し、したがって、巨大惑星の形成のためのもっともらしいルートを提供します。したがって、この研究は、星の存在量と惑星の質量で観察された傾向が、銀河の化学進化の自然な結果である可能性が最も高いことを示しています。
FIREbox：宇宙論的ボリュームの高ダイナミックレンジで銀河をシミュレートする
| Title |
FIREbox:_Simulating_galaxies_at_high_dynamic_range_in_a_cosmological_volume |
| Authors |
Robert_Feldmann,_Eliot_Quataert,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Philip_F._Hopkins,_Onur_\c{C}atmabacak,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Luigi_Bassini,_Mauro_Bernardini,_James_S._Bullock,_Elia_Cenci,_Jindra_Gensior,_Lichen_Liang,_Jorge_Moreno,_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15325 |
現実的な環境でのフィードバックプロジェクトの一環として、高数値分解能で銀河の進化を研究するための一連の宇宙論的体積シミュレーションを紹介します。現在のスイートの主要なシミュレーションであるFIREboxは、状態に匹敵する解像度（〜20pc、m_b〜6x10^4Msun）で銀河の代表的なサンプル（z=0でMstar>10^8Msunの〜1000銀河）を提供します-最先端の銀河ズームインシミュレーション。さらに、FIREboxは、その非常に高いダイナミックレンジ（〜10^6）とマルチチャネルの恒星フィードバックのおかげで、完全に宇宙的な設定（L=22.1Mpc）で星間物質の多相性をキャプチャします。ここでは、観測データと比較することにより、FIREboxの予測を検証することに焦点を当てます。与えられた恒星の質量（Mstar<10^{10.5-11}Msunの場合）で、シミュレートされた銀河は、観測とほぼ一致して、星形成率、原子および分子のガス質量、気相、および恒星の金属性を持っていることがわかります。さらに、FIREboxは、これらの銀河のスケーリング関係が低質量レジーム（Mstar〜10^7Msun）にまで及び、（壊れた）べき乗則の関係に従うことを示しています。また、宇宙のHI密度の進化とz〜0-5でのHIカラム密度分布も再現されています。低いzで、FIREboxは、恒星-質量-ハロ-質量の関係のピークを予測しますが、観測されたよりも大量の銀河の存在量と宇宙の星形成率密度も高く、恒星のフィードバックだけでは特性を再現するには不十分であることを示しています遅い時間に巨大な銀河の。FIREboxは、その高解像度とサンプルサイズを考慮して、$\Lambda$CDMユニバースでの銀河形成理論のベースライン予測を提供すると同時に、次世代の銀河シミュレーションで対処するモデリングの課題を強調しています。
金属に乏しい星の初期質量関数に対する宇宙背景放射の影響
| Title |
Impact_of_the_cosmic_background_radiation_on_the_initial_mass_function_of_metal-poor_stars |
| Authors |
Sunmyon_Chon,_Haruka_Ono,_Kazuyuki_Omukai,_and_Raffaella_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15328 |
3次元流体力学シミュレーションを使用して、$Z/Z_\odot=10^{-4}$-$10^{-1}$の低金属量での星団形成を研究します。恒星の質量分布が宇宙マイクロ波背景放射（CMB）によってどのように影響を受けるかが特に強調されます。これにより、温度フロアがガスに設定されます。乱流の雲の崩壊から始めて、$\sim$auスケールを解決するプロトステラシステムの形成に従います。$Z/Z_\odot\gtrsim10^{-2}$の比較的金属が豊富なケースでは、質量関数はCMBがない場合の現在の関数に似ており、高温CMBは雲の断片化を抑制し、数を減らします。低質量星の数であり、$z\gtrsim10$でCMB加熱を行わない場合よりも質量関数をトップヘビーにします。$Z/Z_\odot\lesssim10^{-3}$の低金属量の場合、非効率的な冷却のためにガス温度がCMB値よりも高くなりますが、CMBは質量分布にわずかな影響しか与えません。赤方偏移に関係なくトップヘビーです。$Z/Z_\odot\lesssim10^{-2}$の金属量が低い場合、または赤方偏移が高い$z\gtrsim10$の場合、質量スペクトルは低質量のSalpeterのような成分で構成され、ピークは$0.1〜M_\odot$、および$10$-$50〜M_\odot$のトップヘビーコンポーネントで、後者の割合は赤方偏移の増加とともに増加します。JWSTを含む将来の機器の主なターゲットである$z\gtrsim10$で形成される銀河では、CMB加熱により、恒星の質量関数が大幅にトップヘビーになり、超新星爆発の数が$で$1.4$（$2.8$）増加します。$Z/Z_\odot=0.1$の場合のChabrier初期質量関数による予測と比較して、z=10$（それぞれ$20$）。
Fornax3Dプロジェクト：深部イメージングと面分光法からのろ座銀河団における巨大な初期型銀河の集合の歴史
| Title |
The_Fornax3D_project:_The_assembly_history_of_massive_early-type_galaxies_in_the_Fornax_cluster_from_deep_imaging_and_integral_field_spectroscopy |
| Authors |
M._Spavone,_E._Iodice,_G._D'Ago,_G._van_de_Ven,_L._Morelli,_E._M._Corsini,_M._Sarzi,_L._Coccato,_K._Fahrion,_J._Falc\'on-Barroso,_D._A._Gadotti,_M._Lyubenova,_I._Mart\'in-Navarro,_R._M._McDermid,_F._Pinna,_A._Pizzella,_A._Poci,_P._T._de_Zeeuw_and_L._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15331 |
この作業は、超大型望遠鏡（VLT）のマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）で取得された高品質の面分光データに基づいています。ろ座銀河団のビリアル半径内にある21個の最も明るい（$m_B\leq15$mag）初期型銀河（ETG）は、$\sim2-3\R_{\rme}$の距離で観測されます。サンプルETGには、VLTサーベイ望遠鏡（VST）からのディープイメージングも利用できます。銀河の構造特性の変化を、全恒星の質量とクラスター環境の関数として調査します。さらに、サンプルETGのVST表面輝度放射状プロファイルの多成分分解から得られた発光成分のサイズスケールを、恒星の運動学的および母集団特性のMUSE放射状プロファイルと相関させます。結果は、理論的予測と以前の観察研究の両方と比較され、ろ座銀河団の大規模なETGの組み立て履歴に対処するために使用されます。クラスターのコアと南北の塊にある銀河は、蓄積された質量分率が最も高く、クラスターに落下する銀河よりも周辺で緩やかな金属量勾配を示していることがわかります。また、コアと南北の塊に属する銀河と落下する銀河の間には、年齢と金属量の両方に分離が見られます。新しい発見は、ろ座銀河団の組み立て履歴の一般的なフレームワークにうまく適合しています。
不十分なガスの蓄積は、80億年前の宇宙の星形成活動の衰退を引き起こしました
| Title |
Insufficient_Gas_Accretion_Caused_the_Decline_in_Cosmic_Star-Formation_Activity_8_Billion_Years_Ago |
| Authors |
Aditya_Chowdhury,_Nissim_Kanekar,_Jayaram_N._Chengalur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15334 |
高赤方偏移銀河の水素原子（HI）特性の測定は、$\approx8-11$Gyr前のピーク後の宇宙の星形成率（SFR）密度の低下を理解するために重要です。ここでは、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡で$\approx510$時間の観測を使用して、積み重ねることにより、$z=0.74-1.45$での星形成銀河の平均HI質量の平均恒星質量と赤方偏移への依存性を測定します。それらのHI21cm放射信号。$z=0.74-1.45$にある11,419個の主系列銀河のサンプルを、$M_*>10^{10}M_\odot$と$M_*<の2つの恒星質量（$M_*$）サブサンプルに分割します。10^{10}M_\odot$であり、$>4.6\sigma$の有意性で、両方のサブサンプルで積み重ねられたHI21cm放射の明確な検出を取得します。$z\lesssim1$での宇宙SFR密度の低下を支配する$M_*>10^{10}M_\odot$の銀河には、SFRを短期間（$0.86）だけ維持できるHIリザーバーがあることがわかります。\pm0.20$Gyr、ただしHIが降着によって補充されない限り。また、銀河からのHI21cm放射を、$z=0.74-1.25$と$z=1.25-1.45$の2つの赤方偏移サブサンプルに積み重ね、積み重ねられたHI21cm放射信号の明確な検出を$>5.2\で取得します。両方のサブサンプルでのsigma$の重要性。$\langleM_*\rangle\approx10^{10}M_\odot$の銀河の平均HI質量は、$（33.6\pm6.4）\から$\approx10億年の期間にわたって急激に減少することがわかります。10^9M_\odot$at$\langlez\rangle\approx1.3$から$（10.6\pm1.9）\times10^9M_\odot$at$\langlez\rangle\approx1.0$、つまり、係数$\gtrsim3$です。したがって、$z\approx1$での星形成銀河へのHIの降着は、HI貯留層を補充し、SFRを維持するには不十分であり、80億年前の宇宙SFR密度の低下をもたらしたという直接的な証拠が見つかります。
RealSim-IFSを使用した現実的な合成面分光法
観測された銀河を数値シミュレーションで形成された銀河と対峙させる最も直接的な方法は、シミュレートされた銀河を合成観測にフォワードモデル化することです。合成銀河観測に実際の観測と同様の制約と制限が含まれている場合、それらを使用して、（1）観測と理論の公平な比較を実行し、（2）シミュレートされた銀河の観測可能な特性を事前にわかっている起源にマッピングできます。特に、面分光法（IFS）は、そのような比較とマッピングの範囲を非常に幅広い物理的特性のセットに拡大します。したがって、RealSim-IFS：流体力学シミュレーションから合成IFS観測への銀河のフォワードモデリングのためのツールを紹介します。RealSim-IFSのコアコンポーネントは、ファイバーバンドル、イメージスライサー、またはレンズレットアレイIFUの詳細な空間サンプリングメカニズムと、実際のまたは想像上の対応する観測戦略をモデル化し、ユーザーが採用した対応するノイズの伝播をサポートします。コードは高度に一般化されており、任意の軽量または質量加重量（たとえば、特定の強度、ガス/恒星の視線速度、恒星の年齢/金属量など）で立方体を生成できます。RealSim-IFSは、入力としてキャリブレーションされたファイバースペクトルを使用して、MaNGA調査データ削減パイプラインによって生成された特定の強度および分散キューブの空間再構成を正確に再現することを示します。次に、TNG50宇宙力学シミュレーションから$\logM_{\star}/M_{\odot}>10$を使用して、893個の銀河の公開合成MaNGA恒星運動学的調査を作成することにより、RealSim-IFSを適用します。
高いマッハ数での放射乱流混合層
放射性乱流混合層（TML）は、天体物理学環境、たとえば銀河系周辺媒体（CGM）に遍在し、異なる気相間の界面での摩擦速度によってトリガーされます。TMLのせん断速度依存性を理解するために、高いマッハ数$\mathcal{M}$でのTMLプロパティに重点を置いた一連の3D流体力学シミュレーションを実行します。混合領域のせん断速度は混合ガスの局所的な音速によって制限されるため、マッハ数の高いTMLは、2つのゾーン構造に発展します。マッハ数に依存しない混合ゾーンは、大幅な冷却と混合によって追跡されます。$\mathcal{M}$が大きくなると拡大する大きな速度分散。低マッハ数のTMLには、識別可能な混合ゾーンと乱流ゾーンがありません。低マッハ数と高マッハ数でのTMLの放射冷却は、主にエンタルピー消費と乱流散逸によってそれぞれバランスが取れています。中温イオン（OVIなど）のTML表面輝度とカラム密度は、$\mathcal{M}\lesssim1$で$\propto\mathcal{M}^{0.5}$としてスケーリングされますが、飽和状態に達します（$\propto\mathcal{M}^0$）at$\mathcal{M}\gtrsim1$。TMLへの流入速度と高温ガスの同伴は、高いマッハ数で大幅に抑制され、強い乱流散逸が低温ガスの蒸発を促進します。これは、流入速度と高温ガスの同伴が$\mathcal{M}$を大きくして強化され、同伴された高温ガスの凝縮により低温ガスの質量が増加する低マッハ数のTMLとは対照的です。
過去数十年の間に、ビッグバン後の最初のGyr内で、光り輝く超大質量ブラックホールが発見されましたが、その起源は未解決の謎です。それらの形成物理学と初期成長に関する最先端の理論的知識について議論し、X線バンドでの専用の観測キャンペーンの結果について説明します。また、これらのシステムを使用して宇宙論的パラメーターを導出する方法の概要も説明します。最後に、将来の電磁および重力波天文施設に照らして、いくつかの未解決の問題を指摘します。
恒星の多重度の熱力学：高密度の恒星環境における連星集団の動的進化
| Title |
The_thermodynamics_of_stellar_multiplicity:_dynamical_evolution_of_binary_star_populations_in_dense_stellar_environments |
| Authors |
N.W.C._Leigh,_N.C._Stone,_J.J._Webb,_W._Lyra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15351 |
最近、状態密度近似を使用して、直接単一バイナリ散乱の結果の分析分布関数を導出しました（Stone＆Leigh2019）。これらの結果分布関数を使用して、この論文では、ボルツマン方程式のフォッカープランク限界を使用して得られた自己無撞着な統計力学ベースの分析モデルを提示します。私たちのモデルは、高密度の恒星環境におけるバイナリ軌道パラメータ分布の時間発展を推進する、強い単一バイナリ相互作用と弱い単一バイナリ相互作用の両方を組み合わせた、支配的な重力物理学を定量化します。特に、バイナリ軌道エネルギーと偏心の分布に焦点を当てます。離心率が最も高い離心率と最も低い離心率の両方の強い枯渇を特徴とする、離心率の新しい定常状態分布を見つけます。エネルギー空間では、解析モデルの予測を数値N体シミュレーションの結果と比較し、ここで検討した初期条件に対して一致が良好であることを確認します。この作業は、直接的な少数体の相互作用により、密集した恒星環境で動的に進化する連星集団のための完全に自己無撞着な半解析モデルの開発に向けた最初のステップです。
明るいz>8銀河のUV光度関数：〜sim300の独立した視線に沿ったHST観測の〜0.41deg2からの決定
| Title |
The_UV_luminosity_functions_of_Bright_z>8_Galaxies:_Determination_from_~0.41_deg2_of_HST_Observations_along_~sim_300_independent_sightlines |
| Authors |
Nicha_Leethochawalit,_Guido_Roberts-Borsani,_Takahiro_Morishita,_Michele_Trenti,_and_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15388 |
これまでのHST（純粋）並列観測の最大の体系的な編集であるスーパーから明るい$z\gtrsim8$測光候補を選択することにより、$z=8-10$でのレストフレームUV光度関数の明るい端を決定します。-Brightest-of-Reionizing-Galaxies（SuperBoRG）データセット。データセットには、WFC3観測で空全体に分散された$\sim300$の独立した視線が含まれ、合計$800-1300$arcmin$^2$（赤方偏移によって異なります）。31の$z\gtrsim8$候補を、色の選択と写真-$z$分析により、観測された大きさ（$24.1<H_{160}<26.6$）で識別します。それぞれの独立したフィールドでの詳細な完全性と光源回復シミュレーション、および侵入者汚染のモデリングに続いて、$z=8-10$からUVマグニチュード$\simeq-23$までのレストフレームUV光度関数を導出します。銀河の光度関数の明るい端は、Schechterと二重べき乗則関数の両方で記述できることがわかります。宇宙ベースの大面積の決定では、地上の観測から得られた光度関数との暫定的な不一致が示されています。同じ赤方偏移で。興味深いことに、$z=8$で導出したUV光度関数は、$z=6-7$からの明るい端の進化がないことと一致しており、マグニチュード$M_{UV}<-22$でのAGNからの実質的な寄与を示唆しています。一方、すべての赤方偏移で導出されたUVLFは、UV光が星から発生するシナリオと一致していますが、$z\gtrsim7.5$ではダスト含有量が消失しています。どちらのシナリオも、今後のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の分光観測のおかげで、再電離の時代の極端な天体における銀河形成をさらに理解するための興味深い展望をもたらします。
非エネルギー水素原子のアモルファス固体水への浸透とそれらの埋め込まれたベンゼンおよびナフタレンとの反応
| Title |
Penetration_of_Non-energetic_Hydrogen_Atoms_into_Amorphous_Solid_Water_and_their_Reaction_with_Embedded_Benzene_and_Naphthalene |
| Authors |
Masashi_Tsuge,_Akira_Kouchi,_Naoki_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15472 |
氷の粒子の表面の化学的プロセスは、分子雲の化学的進化において重要な役割を果たします。特に、気相から蓄積された非エネルギー水素原子が関与する反応が広く研究されてきた。これらの反応は、氷のような粒子の表面でのみ効果的に進行すると考えられています。したがって、氷のマントルに埋め込まれた分子は、水素原子と反応するとは見なされません。最近、Tsugeetal。（2020）は、非エネルギー水素原子が、拡散水素化を介して氷のマントル内でもCO分子と反応できることを示唆しました。この調査は、本研究でアモルファス固体水（ASW）に埋め込まれたベンゼンおよびナフタレン分子に拡張され、これらの分子の一部が天体物理学的環境で完全に水素化される可能性があることが明らかになりました。非エネルギー水素原子の多孔性および非多孔性ASWへの浸透深さは、ベンゼン分子を使用して、それぞれ>50および〜10単分子層（1単分子層〜0.3nm）であると決定されました。
レッドクランプ星によって追跡された局所的な渦巻き構造
| Title |
Local_Spiral_Structure_Traced_by_Red_Clump_Stars |
| Authors |
Zehao_Lin,_Ye_Xu,_Ligang_Hou,_Dejian_Liu,_Yingjie_Li,_Chaojie_Hao,_Jingjing_Li,_and_Shuaibo_Bian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15507 |
GaiaEDR3と2MASSポイントソースカタログの交差適合データを使用して、視差精度が20％を超えるRC星のサンプルが特定され、古い星によってトレースされた近くのスパイラルパターンを明らかにするために使用されます。RC星の過密度分布に示されているように、$l〜\sim$90$^\circ$から$\sim$243$^\circ$に拡張された弧状の特徴があり、太陽の近くを通過しました。この特徴はおそらく古い星によってトレースされた腕の部分であり、太陽の近くの銀河の可能性を示しています。若いオブジェクトによって描かれたスパイラルアームと比較することにより、銀河スパイラルアームの2つの異なるコンポーネント間にかなりのオフセットがあることがわかりました。RCスターによってトレースされたスパイラルアームは、ピッチ角が大きくなる傾向があるため、傷のパターンが緩くなります。
最小光での色からのOJ287のホスト銀河の光度
| Title |
Host_galaxy_magnitude_of_OJ_287_from_its_colours_at_minimum_light |
| Authors |
Mauri_J._Valtonen,_Lankeswar_Dey,_S._Zola,_S._Ciprini,_M._Kidger,_T._Pursimo,_A._Gopakumar,_K._Matsumoto,_K._Sadakane,_D._B._Caton,_K._Nilsson,_S._Komossa,_M._Bagaglia,_A._Baransky,_P._Boumis,_D._Boyd,_A._J._Castro-Tirado,_B._Debski,_M._Drozdz,_A._Escartin_P\'erez,_M._Fiorucci,_F._Garcia,_K._Gazeas,_S._Ghosh,_V._Godunova,_J._L._Gomez,_R._Gredel,_D._Grupe,_J._B._Haislip,_T._Henning,_G._Hurst,_J._Jan\'ik,_V._V._Kouprianov,_H._Lehto,_A._Liakos,_S._Mathur,_M._Mugrauer,_R._Naves_Nogues,_G._Nucciarelli,_W._Ogloza,_D._K._Ojha,_U._Pajdosz-\'Smierciak,_S._Pascolini,_G._Poyner,_D._E._Reichart,_N._Rizzi,_F._Roncella,_D._K._Sahu,_A._Sillanp\"a\"a,_A._Simon,_M._Siwak,_F._C._Sold\'an_Alfaro,_E._Sonbas,_G._Tosti,_V._Vasylenko,_J._R._Webb,_and_P._Zielinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15589 |
OJ287は、活動銀河核（AGN）がホスト銀河を1桁上回っている、とかげ座BL星型クエーサーです。これに対する唯一の例外は、AGN活動が非常に低く、ホスト銀河が光源の測光強度にかなりの貢献をする可能性がある場合の最小光である可能性があります。このようなOJ287の強度の低下または低下は、2017年11月に発生し、その明るさは最近の平均レベルよりも約1.75桁低くなりました。このフェードの観測結果を、1989年、1999年、2010年の初めに観測されたOJ287の同様のフェードと比較します。Vバンドの明るさが低下すると、OJ287のB$-$Vの色が比較的強く赤くなるようです。マグニチュード17未満。これらの深いフェード中に、V$-$R、V$-$I、およびR$-$Iの色にも同様の変化が見られます。これらのデータは、ホスト銀河の全光度が$V=18.0\pm0.3$であり、Kバンドの$M_{K}=-26.5\pm0.3$に対応するという結論を裏付けています。これは、ホストの最近の表面測光から統合表面輝度法を使用して得られた結果と一致しています。これらの結果は、AGN核が大きく変動する他のホスト銀河でも色分解法を使用することを奨励するはずです。OJ287の場合、ホスト銀河とその中央のブラックホールの両方が最もよく知られているものの1つであり、ブラックホールの質量-銀河の質量図におけるその位置は平均相関に近い位置にあります。
最も明るい銀河団の固有の形
| Title |
Intrinsic_shapes_of_Brightest_Cluster_Galaxies |
| Authors |
Stefano_de_Nicola,_Roberto_P._Saglia,_Jens_Thomas,_Claudia_Pulsoni,_Matthias_Kluge,_Ralf_Bender,_Lucas_M._Valenzuela,_Rhea-Silvia_Remus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15672 |
最近公開された大規模な深部測光サンプルから得られた56個の最も明るい銀河団の観測された表面輝度（SB）プロファイルをデプロジェクションすることにより、3軸性を仮定した銀河の形状と視角の統計的分布について説明します。初めて、平均楕円率の統計分析に限定することなく、軸比プロファイルを直接測定することでこの問題に対処します。これらのオブジェクトは強力な3軸であり、3軸パラメーターは0.39$\leqT\leq$0.72であり、平均軸比は$<p（r）>=$0.84および$<q（r）>=$0.68であり、中央領域ではより球形ですが、大きな半径では平らになります。周辺で測定された形状は、IllustrisTNGとMagneticumの両方のシミュレーションでシミュレートされた巨大銀河とその暗黒物質ハローで見つかった形状とよく一致しており、暗黒物質の性質を調べている可能性があります。対照的に、どちらのシミュレーションもBCGの観測された内部領域を再現できず、平坦すぎるオブジェクトが生成されます。
W33メイン超小型HII領域の多波長研究
| Title |
A_multiwavelength_study_of_the_W33_Main_ultracompact_HII_region |
| Authors |
Sarwar_Khan,_Jagadheep_D._Pandian,_Dharam_V._Lal,_Michael_R._Rugel,_Andreas_Brunthaler,_Karl_M._Menten,_F._Wyrowski,_S-N._X._Medina,_S._A._Dzib,_and_H._Nguyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15697 |
W33Main超小型HII領域周辺のイオン化ガスのダイナミクスは、水素電波再結合線の観測を使用して研究され、大規模な星形成領域W33Mainの詳細な多波長特性評価が実行されます。巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）を使用して、1.4GHzで10秒角の角度分解能でH167$\alpha$再結合線を観測しました。イオン化ガスのダイナミクスを研究するためのGLOSTAR調査で取得されたG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡（VLA）データ。また、GMRTを使用して1.4GHzおよび610MHzの電波連続体を観測し、GLOSTAR4$〜$8GHzの連続体データを使用して電波放射の性質を特徴付けました。さらに、サブミリ波から近赤外波長までのアーカイブデータを使用して、ダスト放出を研究し、W33メイン星形成領域のYSOを特定しました。無線再結合線はGLOSTARデータのノイズに対して良好な信号で検出されましたが、H167$\alpha$無線再結合線はGMRTでわずかに検出されました。GMRTとGLOSTARから決定された領域の電波放射のスペクトル指数は、放射が領域全体で熱的であることを示しています。W33Mainに加えて、弧状の拡散連続光源G12.81$-$0.22がGMRTデータで検出されました。GLOSTAR再結合線データは、W33メインとG12.81$-$0.22にわたる速度勾配を示しています。電子温度は、W33MainとG12.81$-$0.22でそれぞれ6343Kと4843Kであることがわかります。W33Main分子塊の物理的特性は、ATLASGALおよびHi-GAL調査からのデータを使用してダスト放出をモデル化することによって導き出され、それらは、この領域が大規模な星形成の比較的進化した場所であると一致しています。G12.81$-$0.22のガスのダイナミクスと物理的特性は、HII領域が進化期にあり、圧力差による膨張が鈍化していることと一致しています。
外部摂動に対する恒星円盤の自己無撞着な時間依存線形化応答について
| Title |
On_the_self-consistent_time-dependent_linearized_response_of_stellar_discs_to_external_perturbations |
| Authors |
Dominic_Dootson_and_John_Magorrian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15725 |
線形化された衝突のないボルツマン方程式を積分方程式として再キャストし、Kalnajsの行列法を適用することにより、外部から加えられた摂動に対するかみそりのように薄い軸対称ディスクの明示的な時間依存応答を研究します。アプリケーションとして、定常的に回転する2次元バーの動摩擦トルクを計算するという理想的な問題を検討します。行列法では基底関数の2つの選択肢を検討し、両方が同等の結果につながることを示しています。線形化された計算からのトルクは、バーの摂動がディスクの星のかなりの部分と共鳴しない限り、$N$体シミュレーションから測定されたトルクと非常によく一致しています。
スマート：加速度と変分方程式を自動的に計算するプログラム
| Title |
Smart:_A_program_to_automatically_compute_accelerations_and_variational_equations |
| Authors |
Daniel_D._Carpintero,_Nicol\'as_P._Maffione,_Facundo_A._G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15980 |
銀河や恒星系をモデル化する現代の天文学の可能性はかなり関与する可能性があり、軌道とその混沌を計算するためにそれらの一次導関数（加速度）と二次導関数（変分方程式）を導出することは手ごわい作業かもしれません。ここでは、Smartと呼ばれる完全に自動化されたルーチンを紹介します。このルーチンを使用して、Fortran77言語で記述された任意のポテンシャルの加速度と変分方程式を計算できます。ほとんどすべてのFortran77ステートメントが潜在的に認められており、出力はすぐに使用できる標準のFortran77ルーチンです。時間依存、速度依存、および補助ルーチンを含む非常に複雑なポテンシャルを含む一連のポテンシャルを使用して、アルゴリズムを検証します。また、現実的な7コンポーネントの銀河系の可能性であるMilkyWayHydraについても詳細に説明します。これは、非常に複雑な派生物を生成するため、Smartの優れたテストベッドになります。
ハローマージツリー構築への深層学習アプローチ
| Title |
A_deep_learning_approach_to_halo_merger_tree_construction |
| Authors |
Sandra_Robles,_Jonathan_S._G\'omez,_Ad\'in_Ram\'irez_Rivera,_Nelson_D._Padilla,_Diego_Dujovne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15988 |
銀河形成の半解析的モデル（SAM）の重要な要素は、ツリー構造にエンコードされたハローの質量集合履歴です。ハローマージ履歴を構築するために最も一般的に使用される方法は、高解像度で計算量の多いN体シミュレーションの結果に基づいています。機械学習（ML）手法、特に敵対的生成ネットワーク（GAN）が、適度な計算コストでこの問題に取り組み、シミュレーションからマージツリーの最高の機能を保持するための有望な新しいツールであることを示します。2つのハローファインダーツリービルダーアルゴリズム（SUBFIND-D-TREESとROCKSTAR-ConsistentTrees）を使用して構築された、EAGLEシミュレーションスイートからのマージツリーの限られたサンプルを使用してGANモデルをトレーニングします。私たちのGANモデルは、トレーニングプロセスで最大3つの変数を考慮すると、時間分解能の高い適切に構築されたマージツリー構造を生成し、トレーニングに使用されるマージツリーのサンプルの統計的特徴を再現することを学習します。これらの入力は、GANモデルでも表現が学習され、ハローの始祖と最終的な子孫の質量、始祖のタイプ（メインのハローまたは衛星）、および始祖からメインブランチの始祖までの距離です。後者の2つの入力を含めると、特にSUBFINDのようなMLツリーの場合、ハローの質量成長履歴の最終的な学習表現が大幅に向上します。MLマージツリーの同じサイズのサンプルをEAGLEシミュレーションのサンプルと比較すると、SUBFINDのようなMLツリーの方がよく一致していることがわかります。最後に、GANベースのフレームワークを利用して、宇宙論的シミュレーションで最も豊富な低質量および中質量のハローの合併履歴を構築できます。
VLBI解像度での矮小銀河のさまようブラックホール候補
| Title |
Wandering_Black_Hole_Candidates_in_Dwarf_Galaxies_at_VLBI_Resolution |
| Authors |
Andrew_J._Sargent,_Megan_C._Johnson,_Amy_E._Reines,_Nathan_J._Secrest,_Alexander_J._van_der_Horst,_Phil_J._Cigan,_Jeremy_Darling,_and_Jenny_E._Greene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.16006 |
最近、13個の矮小銀河が、ラジオで選択された降着する巨大ブラックホール（MBH）候補をホストしていることがわかりました。そのうちのいくつかは、ホストの郊外を「さまよっています」。これらの9GHzベリーロングベースラインアレイ（VLBA）観測を示します。ミリ秒単位の分解能でのソース。私たちの観測では、9GHzでの以前のVeryLargeArray（VLA）観測よりもビームソリッド角度が${\sim}10^4$小さく、同等のポイントソース感度があります。ミリ秒スケールの無線ソースを検出します。関連する矮小銀河の光中心から最も離れた4つのVLAソースの位置。これらのソースの輝度温度は${>}10^6〜\mathrm{K}$であり、アクティブな銀河核（AGN）と一致しています。しかし、遠距離（$p$-value〜$=0.0014$）でのそれらの優先的な位置の重要性は、バックグラウンドAGN解釈を支持します。他の9つの銀河に対するVLBAの非検出は、VLAソースが数十のスケールで解決されることを示します。ミリ秒のcseconds、星形成またはAGN活動に関連する電波ローブのいずれかと一致する延長された電波放射とより低い輝度温度を必要とします。これらの9つのVLBA非検出の予想される電波放射を計算することによって星形成の説明を調査し、約5つがこのシナリオと矛盾するVLA光度を持っていることを発見します。残りの4つのうち、2つは、銀河の光中心に位置していることと一致する、分光学的に確認されたAGNに関連付けられています。したがって、私たちが観測した13個の銀河のうち5〜7個のさまようMBH候補がありますが、データが手元にある5個の銀河のバックグラウンドAGNを除外することはできません。
FRB180916Bの歳差運動とジッター
周期的に繰り返されるFRB180916Bの最近のCHIME/FRB観測では、44バーストの均質なサンプルが生成されました。これらは、以前の結果と一致して、変調周期と位相ウィンドウの再決定を可能にします。周期性が降着円盤の歳差運動に起因する場合、HerX-1、SS433、および他の多くの超軌道周期と同様に、観測可能な位相ウィンドウの幅は、円盤軸が約0.14度の角度で揺れることを示しています。よく観察されたジッタージェット源SS433の0.14の比率と同様の傾斜角の。
歳差運動するジェットによって駆動されるガンマ線バーストの初期の光学的残光における偏光
| Title |
Polarization_in_early_optical_afterglows_of_gamma-ray_bursts_driven_by_precessing_jets |
| Authors |
Bao-Quan_Huang_and_Tong_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15468 |
ジェット歳差運動は、銀河からX線連星やガンマ線バースト（GRB）までの天体物理学的現象に広く関わっています。分極は、GRBジェットの磁場のユニークなプローブを提示します。GRBの相対論的ジェットの歳差運動は、ジェットの観測可能な放出領域内の形状を変化させ、残光の偏光に影響を与える可能性があります。この論文では、ジェット歳差運動を考慮に入れて、規則的でランダムな磁場形状を持つGRB初期光学残光の偏光進化と対応する光曲線を研究します。長寿命エンジンのジェット歳差運動は、磁場構造に関係なく、分極度（PD）を大幅に低下させる可能性があることがわかります。最も強いPD減衰は、視線が歳差運動軸と整列しているときに見られます。私たちの結果は、ジェット歳差運動が、GRBの初期の光学的残光で測定された低PDへの新しい洞察を提供できることを示しています。
早期過剰放出を伴う非常に若いIa型超新星2019npの観測
| Title |
Observations_of_the_Very_Young_Type_Ia_Supernova_2019np_with_Early-excess_Emission |
| Authors |
Hanna_Sai,_Xiaofeng_Wang,_Nancy_Elias-Rosa,_Yi_Yang,_Jujia_Zhang,_Achille_Fiore,_Eric_Y._Hsiao,_Jordi_Isern,_K._Itagaki,_Wenxiong_Li,_Zhitong_Li,_Priscila_J._Pessi,_M._M._Phillips,_Stefan_Schuldt,_Melissa_Shahbandeh,_Maximilian_D._Stritzinger,_Lina_Tomasella,_Christian_Vogl,_Bo_Wang,_Lingzhi_Wang,_Chengyuan_Wu,_Sheng_Yang,_Jicheng_Zhang,_Tianmeng_Zhang,_Xinghan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15596 |
Ia型超新星（SNeIa）からの初期の放射信号は、爆発メカニズムと始祖システムに重要な制約を与える可能性があります。爆発後1〜2日以内に発見された近くのSNIaであるSN2019npの観測と分析を提示します。フォローアップ観測は、光学、紫外線、および近赤外線の帯域で行われ、$B-$帯域のピーク光度に対して$\sim-$16。7日から$\sim$+367。8日までのフェーズをカバーしました。SN2019npの測光およびスペクトルの変化は、通常のSNeIaの平均的な動作に似ています。絶対Bバンドピークの大きさとピーク後の減少率は$M_{\rmmax}（B）=-19.52\pm0.47$magおよび$\Deltam_{\rm15}（B）=1.04\pm0.04です。それぞれ$mag。SN2019npの近赤外および星雲相スペクトルでは、水素線は検出されていません。光度曲線に電力を供給する$^{56}$Niが中央に配置されていると仮定すると、SN2019npのボロメータ光度曲線は、放射拡散モデルと比較して、初期段階で最大5.0％のフラックス過剰を示すことがわかります。そのような余分な放射線は、おそらく中央ニッケルの放射性崩壊を超えた追加のエネルギー源の存在を示唆しています。観測された色の変化を、SN噴出物と星周物質（CSM）/コンパニオンスターとの相互作用、チャンドラセカール下の白色矮星（WD）からの二重爆轟爆発、表面$^{56などのさまざまなモデルによって予測された色の変化と比較します。}$Ni混合、後者が好まれます。
MOSFiTおよびMESAベースのツールを使用した水素除去コア崩壊超新星の分析
| Title |
Analyses_of_Hydrogen-stripped_core-collapse_supernovae_using_MOSFiT_and_MESA_based_tools |
| Authors |
Amar_Aryan,_Shashi_Bhushan_Pandey,_Amit_Kumar,_Rahul_Gupta,_Amit_kumar_Ror,_Apara_Tripathi,_and_Sugriva_Nath_Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15888 |
この作業では、2つの公的に利用可能な分析ツールを使用して、4つの水素（H）-ストリップコア-崩壊超新星（CCSNe）、つまりSN2009jf、iPTF13bvn、SN2015ap、およびSN2016bauを研究します。マルチバンド光度曲線をモデル化するために、トランジェント用のモジュラーオープンソースフィッター（{\ttMOSFiT}）を使用します。{\ttMOSFiT}分析では、排出物の質量（logM$_{ej}$）が$0.80_{-0.13}^{+0.18}$M$_{\odot}$、$0.15_{-0.09}^{+0.13}$M$_{\odot}$、$0.19_{-0.03}^{+0.03}$M$_{\odot}$、および$0.19_{+0.02}^{-0.01}$M$_{SN2009jf、iPTF13vn、SN2015ap、およびSN2016auのそれぞれの\odot}$。その後、恒星天体物理学の実験用モジュール（{\ttMESA}）を使用して、前主系列星からコア崩壊までの星のモデルを構築します。これは、これらのHストリップCCSNeの可能な前駆体として機能します。文献に基づいて、12M$_{\odot}$ZAMSスターをiPTF13vn、SN2015ap、およびSN2016bauの可能な始祖としてモデル化し、20M$_{\odot}$ZAMSスターを可能な始祖としてモデル化します。SN2009jfの場合。いくつかのクラスのトランジェントの観測された特性を詳細に理解するためのこれらの分析スレッドの有用性を実証するために、恒星工学の概要とその寿命のさまざまな段階でのモデルの物理的特性が示されています。
100 M $ _ {\odot}$の始祖星の可能性からのコア崩壊超新星
| Title |
Core-collapse_supernova_from_a_possible_progenitor_star_of_100_M$_{\odot}$ |
| Authors |
Amar_Aryan,_Shashi_Bhushan_Pandey,_Abhay_Pratap_Yadav,_Amit_Kumar,_Rahul_Gupta,_and_Sugriva_Nath_Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15889 |
この作品では、巨大な星の合成爆発を研究しています。100M$_{\odot}$のゼロエイジ主系列（ZAMS）星を取得し、{\ttMESA}を使用してコア崩壊が始まるまで進化させます。次に、公開されている恒星爆発コード{\ttSTELLA}を使用して、結果の星モデルが爆発します。{\ttSTELLA}計算の出力は、基礎となる超新星の他の物理的特性とともに、ボロメータ光度曲線と光球速度の進化を提供します。この論文では、超新星の光度曲線に大きな水素エンベロープを持つことの影響を調査しました。また、さまざまな量のニッケル質量の存在の影響と、そのような重い前駆体から得られる超新星の爆発エネルギーの変化が、それらのボロメータ光度曲線と光球速度に及ぼす影響を調査します。
バイナリ-シングル遭遇の解析的モデリング：非熱的離心率分布と重力波源形成
| Title |
Analytic_Modelling_of_Binary-Single_Encounters:_Non-Thermal_Eccentricity_Distribution_and_Gravitational-Wave_Source_Formation |
| Authors |
Yonadav_Barry_Ginat_and_Hagai_Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15957 |
混沌とした三体相互作用は、重力波源の形成につながる可能性があります。ここでは、遭遇を一連の近接した非階層的なトリプルアプローチとしてモデル化し、階層的なフェーズが点在し、システムが内部のバイナリとそれを周回する星で構成されていることにより、中心付近の確率分布を計算します。任意のバイナリ-シングルエンカウンターでのインスパイラル確率。次に、クラスター内のハードバイナリの離心率分布を変更することにより、重力波源の母集団に対するバイナリシングルエンカウンターの間接的な影響を検討します。この分布は、単一の星との相互作用の下で不変であることを要求することにより、分析的に計算されます。
IceCube高エネルギーニュートリノとフェルミ-LATガンマ線観測の間の相関関係の調査
| Title |
Investigating_the_correlations_between_IceCube_high-energy_neutrinos_and_Fermi-LAT_gamma-ray_observations |
| Authors |
RongLan-Li,_BenYang-Zhu_and_YunFeng-Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15963 |
10年間の公開されているIceCubeデータを使用して、高エネルギーニュートリノとさまざまなフェルミ-LATガンマ線サンプルとの相関関係を調査します。この作業では、次のガンマ線サンプルを考慮します。高エネルギー源（3FHL）の3番目のFermi-LATカタログ、>100GeVFermi-LATイベント、LAT12年源カタログ（4FGL）、活動銀河核の4番目のカタログ（4LAC）およびこれらのサンプルのサブセット。サンプルごとに、単一ソース分析と共同尤度分析の両方が実行されます。これらのサンプルのソースが有意な高エネルギーニュートリノを生成するという兆候は見つかりません。ヌル検索結果から、各ソース母集団が生成できるのは〜0.3％〜27％（95％信頼水準）以下であると推測されます。IceCubeの拡散ニュートリノフラックス。IceCubeニュートリノのより大きな（10年）データセットを使用しているので、3年のデータに基づくものと比較して、コントリアントは約2倍改善されます。
超高エネルギーニュートリノの点源の近い将来の発見
| Title |
Near-future_discovery_of_point_sources_of_ultra-high-energy_neutrinos |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Mauricio_Bustamante,_Victor_B._Valera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15985 |
今後のニュートリノ望遠鏡は、今後10〜20年以内に、100〜PeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー（UHE）宇宙ニュートリノを発見する可能性があります。それらの源を見つけることは、UHE宇宙線の長い間求められていた起源を明らかにするでしょう。同様の方向から到着するUHEニュートリノの多重項を探すことによってソースを検索します。私たちの予測は、IceCube-Gen2のニュートリノ無線検出を対象とした最先端のものです。それらは、検出器のエネルギーと角度応答、および重要であるが不確実な背景を説明します。強力な洞察を報告します。$-45^\circ$から$0^\circ$に偏角しているソースは、最も簡単に見つけることができます。10年以内に1つの定常状態のソースを発見するだけでも、最もよく知られている定常状態のソースクラスが支配的であるとは言えません。一時的なソースが見つからない場合、ほとんどの既知の一時的なソースクラスが支配的であるとは言えません。私たちの結果は、今後の検出器の設計に情報を提供することを目的としています。
データ収集から白色矮星の光度関数の生成まで、天体物理学、数学、計算の分野で多くの知識が必要です。学習曲線が急であるため、フィールドに入るのが難しく、多くの場合、個人は同じデータ削減および分析タスクを実行するために車輪の再発明を行う必要があります。公開されているすべての白色矮星冷却モデルと合成測光を収集して、さまざまなモデルの視覚化、距離と赤化の有無にかかわらず白色矮星の測光フィッティング、および選択した白色矮星の光度関数の計算を可能にするツールキットを提供します。初期質量関数、主系列進化モデル、星形成履歴、初期-最終質量関係、および白色矮星冷却モデル。再計算して、GentileFusilloetalのGaiaEDR3ホワイトドワーフカタログと比較しました。（2021）、2つの作品の間で優れた一致を示しています。
スペクトル情報活用とLAMOST中解像度スペクトルパラメータ推定のためのモデルRRNet
| Title |
A_Model_RRNet_for_Spectral_Information_Exploitation_and_LAMOST_Medium-resolution_Spectrum_Parameter_Estimation |
| Authors |
Shengchun_Xiong,_Xiangru_Li,_Caixiu_Liao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15490 |
この作業では、スペクトル情報を合成的に抽出し、大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）から中解像度スペクトルの15の化学元素の存在量とともに、恒星の大気パラメーターを推定するための残差リカレントニューラルネットワーク（RRNet）を提案します。RRNetは、残差モジュールと反復モジュールの2つの基本モジュールで構成されています。残差モジュールは、パラメータから縦方向の駆動力に基づいてスペクトルの特徴を抽出し、再帰モジュールは、スペクトル情報を回復し、クロスバンド信念の強化に基づいてノイズからの悪影響を抑制します。RRNetは、LAMOSTDR7とAPOGEE-Payneカタログの間の一般的な星からのスペクトルによって訓練されています。LAMOSTDR7からの237万の中解像度スペクトルの17個の恒星パラメータとそれらの不確実性が予測されます。S/N>=10のスペクトルの場合、推定精度Teffとloggはそれぞれ88Kと0.13dex、元素C、Mg、Al、Si、Ca、Fe、Niは0.05dexから0.08dex、N、O、S、K、Ti、Cr、Mnは0.09dexから0.14dexであり、Cuのそれは0.19dexです。StarNetおよびSPCANetと比較して、RRNetはより高い精度と堅牢性を示します。アパッチポイント天文台の銀河進化実験およびHERMES調査による銀河考古学と比較すると、RRNetは妥当なバイアス範囲内で良好な一貫性を示しています。最後に、この作業により、LAMOSTDR7からの237万の中解像度スペクトルのカタログ、ソースコード、トレーニング済みモデル、および天文科学探査とデータ処理アルゴリズムの研究参照用の実験データがそれぞれリリースされます。
偏光干渉計のストークスI、Q、U、Vのシステム等価磁束密度
| Title |
System_equivalent_flux_density_of_Stokes_I,_Q,_U,_V_of_a_polarimetric_interferometer |
| Authors |
A._T._Sutinjo,_D._C._X._Ung,_and_M._Sokolowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15579 |
4つのストークスパラメータすべてのシステム等価フラックス密度（SEFD）式を示します：I、Q、U、V。式は、SEFDI（ストークスIの場合）の導出と、その後のフェーズドアレイへの拡張に基づいて導出されました。および多極干渉計。SEFDQ、U、V式を導出するための鍵は、Q、U、Vのノイズの多い推定値が行列積のトレースとして記述できることを認識することです。これは、SEFDIが特殊なケースであり、一般的なケースが行列の乗算に挿入された対角または反対角の2x2行列を含むことを示しています。このステップに続いて、IのSEFDとQ、U、Vの関係がすぐに明らかになります。導出された式に基づく交差双極子の計算例と、マーチソン広視野アレイ（MWA）を使用したシミュレーションと観測の比較を示します。
CONNECT：宇宙観測量と宇宙パラメータ推論をエミュレートするためのニューラルネットワークベースのフレームワーク
| Title |
CONNECT:_A_neural_network_based_framework_for_emulating_cosmological_observables_and_cosmological_parameter_inference |
| Authors |
Andreas_Nygaard,_Emil_Brinch_Holm,_Steen_Hannestad,_and_Thomas_Tram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15726 |
ベイズパラメータの推論は、現代の宇宙論に不可欠なツールであり、通常、特定のデータセットの組み合わせのモデルパラメータの推論ごとに$10^5$-$10^6$の理論モデルを計算する必要があります。線形化されたEinstein-Boltzmannシステムを解くことによってこれらのモデルを計算するには、通常、モデルごとに数十CPUコア秒かかるため、プロセス全体の計算コストが非常に高くなります。このホワイトペーパーでは、人気のあるサンプラー\textsc{MontePython}の使いやすいプラグインとして\textsc{class}計算をエミュレートするニューラルネットワークフレームワークである\textsc{connect}を紹介します。\textsc{connect}は、反復的にトレーニングされたニューラルネットワークを使用します。これは、通常\textsc{class}によって計算されるオブザーバブルをエミュレートします。トレーニングデータは\textsc{class}を使用して生成されますが、トレーニングデータのパラメータ空間に好ましい点を生成するための新しいアルゴリズムを使用すると、必要な\textsc{class}評価の数を従来の推論実行。\textsc{connect}が特定のモデルに対してトレーニングされると、さまざまなデータセットの組み合わせに対して追加のトレーニングは必要なく、\textsc{connect}は\textsc{class}よりも桁違いに高速になります（そして推論プロセスは完全に尤度計算の速度）。この論文で調査したモデルでは、\textsc{connect}を使用して実行された宇宙パラメータの推論により、\textsc{class}を使用して導出された事後確率とは通常すべてのパラメータの標準偏差が$0.01$〜$0.1$未満の事後確率が生成されることがわかります。また、トレーニングデータを並行して作成し、利用可能なすべてのコンピューティングリソースを効率的に利用できることも強調します。\textsc{connect}コードは、\url{https://github.com/AarhusCosmology}からダウンロードできます。
大きな衛星コンステレーションとの衝突確率評価のための分析モデル
| Title |
Analytical_model_for_collision_probability_assessments_with_large_satellite_constellations |
| Authors |
Eduardo_Maria_Polli,_Juan_Luis_Gonzalo_and_Camilla_Colombo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15774 |
この論文は、軌道を外れたり、宇宙物体を注入したりすることと衛星コンステレーションとの間の衝突確率評価のための分析モデルを提示します。最初に連続的な接線加速度にさらされることを考えると、そのらせん運動は、星座の近くで一連の接近をもたらします。提案された方法論は、遭遇面での衝突確率密度関数の統合を含み、そこから、2つの分析式が得られます。1つは接近の数、もう1つはそれぞれの平均衝突確率です。交差ダイナミクスの数学的記述は、円軌道と独立した衝突確率の仮定に依存していますが、衛星の軌道を伝播する必要はありません。従来の伝播法との比較が検証目的で行われ、楕円形の交差軌道の場合にもその精度が証明されています。開発されたモデルは、プログラムされた寿命に達した後、星座の衛星交換に関連するリスクを評価するために使用されています。承認された12個のコンステレーションを完全に交換した場合の環境への影響は、平均衝突確率によって分析されます。特に、宇宙開発の持続可能性の重要な特徴は、スラスターから利用できる最大の推進力、最適な交差軌道の選択、および星座と交差衛星間の真の異常位相であることが示されています。軌道上衝突の結果は、デブリ雲の形成によって生成される衝突リスクを評価することによっても調査されます。指数関数的に増加する衛星人口が衝突の連鎖反応を引き起こし、LEOに何十年もアクセスできなくなる可能性があるため、結果は宇宙交通管理の国際標準の必要性を裏付けています。
氷内無線検出器データからのニュートリノの方向とエネルギーの深層学習再構成
| Title |
Deep_learning_reconstruction_of_the_neutrino_direction_and_energy_from_in-ice_radio_detector_data |
| Authors |
C._Glaser,_S._McAleer,_S._Stj\"arnholm,_P._Baldi,_S._W._Barwick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15872 |
超高エネルギー（UHE）ニュートリノ（$>10^{16}$eV）は、パイロットアレイで成功裏に調査された氷内無線検出を使用して、費用効果の高い方法で測定できます。現在、最初のUHEニュートリノを測定する可能性のある大型の無線検出器がグリーンランドに建設されており、IceCube-Gen2では桁違いに感度の高い検出器が計画されています。このような浅い電波検出器ステーションでは、ディープニューラルネットワーク（DNN）を使用してニュートリノのエネルギーと方向をエンドツーエンドで再構築します。DNNは、真のエネルギーの周りの2倍の標準偏差でエネルギーを決定します。これは、UHEニュートリノ検出器の科学的要件を満たしています。初めて、複雑な電子ニュートリノ荷電電流（$\nu_e$-CC）相互作用を含むすべてのイベントトポロジでニュートリノの方向をうまく予測できるようになりました。これは、以前のアプローチと比較して大幅に改善されています。得られた角度分解能は、$\sigma\approx0.6^\circ（0.8^\circ）$のガウス分布に従い、68\％分位数を$4^\circ（5^\circ）$にプッシュする拡張テールを備えています。それぞれ$\nu_e$-CCおよび$\nu_e$-CCの相互作用。これは、無線検出器データの複雑な相関関係をモデル化するためのDNNの利点を浮き彫りにし、それによってニュートリノのエネルギーと方向の測定を可能にします。
ハッブル宇宙望遠鏡で観測された低軌道からの空のデータ駆動モデルに向けて
| Title |
Towards_a_data-driven_model_of_the_sky_from_low_Earth_orbit_as_observed_by_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Sarah_E._Caddy,_Lee_R._Spitler,_Simon_C._Ellis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.16002 |
低軌道（LEO）の宇宙望遠鏡で観測される空は、地球、太陽、月などの複数の光源からの迷光によって支配される可能性があります。この迷光は、銀河系外背景光（EBL）の安全な測定を行うことを目的としたミッションに重大な課題を提示します。この作業では、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の掃天観測用高性能カメラによる空の観測に対する迷光の影響を定量化します。軌道パラメータを選択することにより、最小レベルと高レベルのアースシャインを含む空の画像を正常に分離できます。さらに、CERES衛星からの気象観測は、観測されたHSTの空の表面輝度と相関しており、そのようなデータを組み込んで空を特徴づけることの価値を示しています。最後に、観測された空の表面輝度の合計を予測するために、この作業で使用されたデータでトレーニングされた空の機械学習モデルを提示します。最初のモデルでは、実際に測定された空の3.9％以内の範囲の条件下で、空の総輝度を予測できることを示しています。さらに、このモデルは、現在の物理的な黄道光モデルよりも迷光のない観測とよく一致していることがわかります。
はくちょう座のOB星の固有運動（PM）は、膨張を示唆する2つの大規模な運動学的パターンを示すことが最近発見されました。これらのOB星、新しく識別されたOBアソシエーション、および地域内の関連する散開星団に対して3Dトレースバックを実行します。星には2つのグループ、アソシエーションとクラスターがあり、過去にはそれぞれがよりコンパクトで、最も近いアプローチ$7.9^{+3.0}_{-1.8}$と$8.5^{+0.8}_{-に達していることがわかります。2.8}$Myr前。これらの大規模な膨張パターンの推進力について、2つの主要なシナリオを検討します。前世代の大質量星からのフィードバック駆動膨張と、原始分子雲の乱流速度場の結果としての膨張です。このような大規模な膨張パターンをフィードバックプロセスに帰することは魅力的ですが、観測された運動学は乱流の起源と完全に一致しているため、フィードバックからさらにエネルギーや運動量を注入する必要はありません。大規模な膨張パターンを持つ他の星形成領域についても、同様の結論が導き出される可能性があります。
分光偏光データでPCAを使用して大規模な恒星磁場を診断する
恒星表面の大規模な磁場トポロジーに関する洞察は、通常、観測された分光偏光時系列にZeeman-Doppler-Imaging（ZDI）を適用することによって引き出されます。ただし、ZDIは信頼できる結果に到達するための経験を必要とし、たとえば、磁気トポロジが観測値が収集される期間と同等またはそれより短いタイムスケールで進化している場合など、有効ではない可能性のあるいくつかの事前の仮定に基づいています。この論文では、主成分分析（PCA）に基づいて、磁気星の円偏光（Stokes〜$V$）ラインプロファイルに適用して、たとえば、次のような親の大規模磁気トポロジの主な特性を取得する方法を示します。ポロイダル成分とトロイダル成分の相対強度、および主成分の軸対称性の程度とその複雑さ（双極またはより複雑）。この方法は、大規模磁場の時間的変動を診断するためにも使用できることを示します。比較的単純な磁場トポロジーをホストする中程度の投影赤道速度を持つ星に最適なこの新しい方法は、ZDIよりも単純であり、非縮退星の大規模磁場の主な特性を迅速に診断し、洞察を提供するのに便利です。フィールドトポロジーの時間的進化。
星としての太陽の観測における音響モードパワーの予期しない太陽周期変動
| Title |
Unexpected_solar-cycle_variation_of_acoustic_mode_power_in_Sun-as-a-star_observations |
| Authors |
Rachel_Howe,_W._J._Chaplin,_Y._P._Elsworth,_S._J._Hale,_and_M._B._Nielsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15655 |
バーミンガム太陽振動ネットワークでの45年間の観測からのビン化されたパワースペクトルを調べることにより、低度の日震モードでのパワーの太陽周期変動を調べます。これは、ピークによって得られるものよりもモードパワーのよりロバストな推定を提供します。フィッティング。5分帯での音響モードパワーの太陽周期変動がはっきりと見られます。異常なことに、サイクル24はサイクル23よりも表面磁気活動の点で実質的に弱かったが、太陽極大期でのモード電力の減少は2つのサイクルで非常に類似しており、モード電力と磁気活動の関係が以前に考えられていた。これは、異なる太陽周期にわたる応答のわずかな違いのみを伴う活動との強い相関を示すモード周波数とは対照的です。
TIC：部分的な周波数再分布と任意の磁場による散乱偏波のストークス反転コード
| Title |
TIC:_A_Stokes_inversion_code_for_scattering_polarization_with_partial_frequency_redistribution_and_arbitrary_magnetic_fields |
| Authors |
H._Li,_T._del_Pino_Alem\'an,_J._Trujillo_Bueno,_and_R._Casini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15666 |
テネリフェ反転コード（TIC）を提示します。これは、偏光スペクトル線のフルストークス反転を介して太陽彩層と遷移領域の磁気およびプラズマ特性を推測するために開発されました。このコードは、HanleRTフォワードエンジンに基づいています。このエンジンは、クロモスフィアと遷移領域の希薄で非常に動的なプラズマに由来するスペクトル線のストークスプロファイルの適切なモデリングに重要な物理メカニズムの多くを考慮に入れています。量子レベル集団の不均衡と干渉（原子偏光）、偏光共鳴散乱における周波数コヒーレンス効果（部分周波数再分布）、および原子偏光と放射場に対する任意の磁場の影響。大気と磁気の逆転の最初の結果を提示し、プロジェクトの将来の発展について議論します。
TNGでのHARPS-NによるGAPSプログラム。 XXXV。通過する太陽系外惑星のホスト星の基本的な性質
| Title |
The_GAPS_Programme_with_HARPS-N_at_TNG._XXXV._Fundamental_properties_of_transiting_exoplanet_host_stars |
| Authors |
K._Biazzo,_V._D'Orazi,_S._Desidera,_D._Turrini,_S._Benatti,_R._Gratton,_L._Magrini,_A._Sozzetti,_M._Baratella,_A._S._Bonomo,_F._Borsa,_R._Claudi,_E._Covino,_M._Damasso,_M._P._Di_Mauro,_A._F._Lanza,_A._Maggio,_L._Malavolta,_J._Maldonado,_F._Marzari,_G._Micela,_E._Poretti,_F._Vitello,_L._Affer,_A._Bignamini,_I._Carleo,_R._Cosentino,_A._F._M._Fiorenzano,_P._Giacobbe,_A._Harutyunyan,_G._Leto,_L._Mancini,_E._Molinari,_M._Molinaro,_D._Nardiello,_V._Nascimbeni,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto,_M._Rainer,_G._Scandariato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15796 |
太陽系外惑星の特性は恒星の特性に依存します。惑星を正確かつ正確に知るためには、星を可能な限り正確かつ正確に知る必要があります。私たちの当面の目的は、GAPSプログラム内で観測された27個の通過する惑星をホストする星のサンプルを均質かつ正確な方法で特徴づけることです。恒星パラメータ（実効温度、表面重力、回転速度）と26元素（Li、C、N、O、Na、Mg、Al、Si、S、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Fe、Mn、Co、Ni、Cu、Zn、Y、Zr、Ba、La、Nd、Eu）。私たちの研究は、高解像度のHARPS-N@TNGおよびFEROS@ESOスペクトルと均一な手法に基づいています。ガイアのデータから運動学的特性を導き出し、化学時計として元素比を使用して、太陽系外惑星のホスト星の年齢で初めて推定しました。私たちの星のテフは4400-6700Kですが、[Fe/H]は-0.3から0.4dex以内です。リチウムは7つ星に存在します。[X/H]および[X/Fe]の存在量と[Fe/H]は、銀河の化学進化と一致しています。[X/Fe]の凝縮温度への依存性は、恒星および運動学的特性に関して批判的に分析されます。測定されたCおよびOの存在量を持つすべてのターゲットは、C/O<0.8を示し、岩石形成鉱物に存在するSiと互換性があります。ほとんどのターゲットは1.0<Mg/Si<1.5を示し、かんらん石と輝石の間に分布するMgと互換性があります。最も質量の小さい惑星をホストしているターゲットであるHAT-P-26は、最も高いMg/Si比を示しています。私たちの化学力学的分析から、銀河円盤内の年齢と位置の間に一致が見られます。高密度の惑星は金属が豊富な星の周りにある傾向があり、質量の小さい惑星ではいくつかの揮発性物質の星の存在量が多いことを示唆しています。結果の一部が銀河円盤内の星の位置にも関連している可能性があることを除外することはできません。惑星移動シナリオを、ホスト星の化学組成に関連する惑星の組成から追跡します
分光的に決定された大気パラメータに基づく赤色巨星の質量評価
星の質量（M）は、分光的に決定された有効温度（T_eff）と金属量（[Fe/H]）、および光度（L;視差に由来）から評価でき、理論上の進化のグリッドと比較できます。トラック。しかし、そのような軌道ベースの質量（M_trk）は、赤色巨星の場合には過大評価される傾向があると主張されてきました。一方、表面重力（g）、L、およびT_effから直接質量（M_gLT）を評価する別のアプローチがあります。M_gLTの実用的な信頼性は、ケプラーフィールドの約100のベンチマーク巨人について調べられました。この巨人については、大気パラメーターがすでに決定されており、信頼できる質量（M_seis）と進化の状態が星震学からわかっています。さらに、比較のためにM_trkの精度についても同様のチェックが行われました。M_gLTとM_seisの間には、恒星の特性にほとんど関係なく妥当な相関関係が見られますが、log（M_gLT/M_seis）は〜+/-0.2--0.3dexの範囲内でかなり広く分布しているため、精度はかなり不十分であることがわかりました。対照的に、M_trkの信頼性は進化の状態に依存することがわかりました。M_trkとM_seisは、H燃焼赤色巨星とHe燃焼赤色巨星M_trkについて、互いに十分に一致しています（log（M_trk}/M_seis）の通常の分散は〜+/-0.1dex以内です）。M_seisと比較して、質量の小さいHe燃焼の第1塊巨星では、最大〜<0.4〜dexだけかなり過大評価される傾向があります。したがって、M_gLTとM_trkは、特徴的な長所と短所の点で相互に補完的です。
低質量星の内部混合の性質を示唆するRRLyrae変数の表面C、N、O、およびNaの存在量
C、N、O、およびNaの光球存在量は、-1.8<[Fe/H]<0.0の金属量範囲をカバーする22個のRRLyr星の34個のスナップショット高分散スペクトルに合成スペクトルフィッティング技術を適用することによって決定されました。、核燃焼生成物の進化によって引き起こされた浚渫によって影響を受ける可能性のあるこれらの要素の存在量の異常を調べることによって、低質量巨星の内部の混合メカニズムを調査することを目的としています。低質量星（M<〜1M_sun）での熱塩混合の重要性を示す最近の理論的な恒星進化シミュレーションをチェックするために特別な注意が払われました。これは、金属量が低下するにつれてより重要になると予想されます。同じ金属量で未発達の金属に乏しい矮星と比較して得られた存在量を調べることにより、Cの不足とNの濃縮が確認されました（Oはほとんど変化していませんが）、特異性の程度は減少とともに増加する傾向があります[Fe/H]で。したがって、[C/N]比は、金属量が〜0（Fe/H]〜0）から〜-1（[Fe/H]〜-1.5）に向かって徐々に減少することがわかりました。これは、理論と合理的に一致しています。熱塩混合の存在下での予測。ただし、これらのRRLyr星は、Naの金属量に依存する過剰量が理論的に予想されているにもかかわらず、明らかなNa異常（つまり、矮星と本質的に同じ[Na/Fe]対[Fe/H]の傾向）を示していません。非標準的な混合の場合。C/NとNaの間のこの不一致は、現在の理論をさらに改善する必要があることを示唆している可能性があります。
タイプIIIの電波嵐とCIRエネルギー粒子との関係
| Title |
The_Relation_between_Type_III_Radio_Storms_and_CIR_Energetic_Particles |
| Authors |
Nat_Gopalswamy,_Pertti_M\"akel\"a,_Seiji_Yashiro,_Sachiko_Akiyama,_and_Hong_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15852 |
タイプIIIの電波嵐に関連する共回転相互作用領域（CIR）のエネルギー粒子フラックスを非嵐CIRのそれらと比較する研究について報告します。ケーススタディでは、2010年10月21日と2005年11月2日のCIR粒子イベントを比較します。2つのイベントは、前者がタイプIIIの電波嵐に関連し、CIR粒子フラックスが高く、フルエンス。また、統計的研究を実施します。これは、陽子と電子のフルエンスが、暴風雨に関連するCIRで、暴風雨のないCIRよりもそれぞれ約6倍と8倍高いことを示しています。
LTD064402 + 245919、コンパクトな連星または赤い星の食変光星を持つ準巨星？
最近、単一線分光連星、LTD064402+245919がYangらによって発見されました。LAMOSTとZTFのデータを使用すると、見えないコンパニオンの質量は1〜3$M_{\odot}$と推定され、公転周期が14。50日の準巨星を周回しているため、X線放射のないコンパクトなバイナリ候補になります。。ただし、ZTFおよびASAS-SNからの新しい光度曲線は、1つのディップの深さがより青い波長に向かって増加することを示しており、LTD064402+245919が赤い星の準巨星である可能性が高いことを示しています。Wilson-DevinneyコードとPhoebeの両方を使用すると、セカンダリの派生$T_{eff}$は約3400Kであり、赤いM2/3スターに対応します。さらに、ガイアからの視差の20％の誤差は大きいです。準巨星の質量は、5.0kpcの洗練された距離を使用した場合、2.77$M_{\odot}$ではなく1.28$M_{\odot}$になります。それにもかかわらず、バイナリプロパティの最終確認には、新しいマルチカラー測光が保証されます。
並列プラズマループと太陽コロナのエネルギー化
| Title |
Parallel_plasma_loops_and_the_energization_of_the_solar_corona |
| Authors |
Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Feng_Chen,_David_I._Pontin,_Amy_R._Winebarger,_Leon_Golub,_Sabrina_L._Savage,_Laurel_A._Rachmeler,_Ken_Kobayashi,_David_H._Brooks,_Jonathan_W._Cirtain,_Bart_De_Pontieu,_David_E._McKenzie,_Richard_J._Morton,_Paola_Testa,_Sanjiv_K._Tiwari,_Robert_W._Walsh,_Harry_P._Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15919 |
太陽の外気は、目に見える表面をはるかに超える温度に加熱されたプラズマで構成されています。これらの構造にエネルギーを与える際の力線編組の役割に対処するために、アクティブ領域のコアに見られる短いクールおよびウォーム（<1MK）ループを調査します。インターフェース領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）との協調キャンペーンで取得された高解像度コロナルイメージャー（Hi-C）からの観測を報告します。アクティブ領域のコアでは、Hi-Cの172AバンドとIRISの1400Aチャネルが、並行して実行されるさまざまな温度でのプラズマループを示しています。2つのバンドで見られるループ間には、小さいながらも検出可能な1秒角未満の空間オフセットがあります。最も重要なことは、これらのループが互いにねじれている可能性があるという観察上の兆候が見られないことです。磁気編組のシナリオを考慮すると、平行ループの観察は、編組が適用されている間、磁場に加えられた応力が緩和されなければならないことを意味します：磁場は、ループします。これは、有効散逸が十分に大きいループ編組の最近の数値3Dモデルをサポートしているため、磁場がループ内で大きくねじれるのを防ぎます。
一価、二価、および三価のシリコンイオンのK吸収端付近の光イオン化と光吸収
| Title |
Near_K-Edge_Photoionization_and_Photoabsorption_of_Singly,_Doubly,_and_Triply_Charged_Silicon_Ions |
| Authors |
S._Schippers,_S._Stock,_T._Buhr,_A._Perry-Sassmannshausen,_S._Reinwardt,_M._Martins,_A._M\"uller,_S._Fritzsche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08750 |
実験的および理論的結果は、Si$^+$およびSi$^{2+}$イオンの二重、三重、および四重光イオン化と、単一光子によるSi$^{3+}$イオンの二重光イオン化について示されています。実験では、シンクロトロン光源で光子イオン合体ビーム技術を採用しました。実験的な光子エネルギー範囲1835--1900eVは、より高いサブシェルへの$1s$電子の励起とそれに続く自動イオン化に関連する共鳴を含みます。これらの共鳴のエネルギー、幅、および強度は、高解像度の光イオン化測定から抽出され、Kシェルイオン化中性シリコンのコアホール寿命が推測されます。さらに、光吸収と複数の光イオン化の理論断面積は、大規模なマルチコンフィギュレーションディラック-ハートリーフォック（MCDHF）計算から得られました。現在の計算は、以前に公開された理論結果よりもはるかによく実験と一致しています。実験データの正確なエネルギー校正の重要性が指摘されています。現在のベンチマーク結果は、星間物質の気体成分と固体成分（ダスト粒子）のシリコン吸収を区別するのに特に役立ちます。
異栄養性アクシオンモデルにおけるくりこみ群の影響
| Title |
Renormalization_group_effects_in_astrophobic_axion_models |
| Authors |
Luca_Di_Luzio,_Federico_Mescia,_Enrico_Nardi,_Shohei_Okawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15326 |
最近、特定のアクシオンモデルでは、核子と電子へのアクシオン結合の両方を同時に抑制できることが指摘されており、SN1987Aと赤色巨星と白色の恒星進化からのタイトな境界を持つ、いわゆる天文学的なアクシオンシナリオを実現しています。矮星は非常にリラックスしています。ただし、これまでのところ、アストロフォビアを実現するための条件は、ツリーレベルの分析でのみ設定されています。ここでは、くりこみ群の効果がアクシオンカップリングの実行に含まれた後でも、これらの条件を一貫して実装できるかどうかを調べます。アクシオンアストロフォビアは、かなり異なるパラメーター空間領域内ではありますが、保持し続けることがわかり、この結果に対する透明な洞察を提供します。宇宙嫌悪のアクシオンモデルは一般にフレーバー違反のアクシオンカップリングを特徴としていることを考えると、くりこみ群の影響がアクシオンを介したフレーバー違反の観測量に与える影響も評価します。
宇宙論における複雑な測定基準の使用
複雑なメトリクスは両刃の剣です。ビッグバンを含むような特異な時空を通常のメトリクスに置き換えることができますが、量子遷移が通常の古典的な進化よりも可能性が高い非物理的なソリューションを記述することもできます。宇宙論の文脈では、複雑な測定基準が許容できるかどうかを判断するために、Wittenによって提案された基準（Kontsevich＆SegalおよびLouko＆Sorkinの作品に基づく）を調査します。コーシーの定理を使用して複雑なメトリックを変形する自由があるため、メトリックが一般に許容できるかどうかを判断するには、複雑な最適化問題を解く必要があります。ミニスーパースペースメトリックの許容範囲をすばやく判断できる方法について説明します。これにより、さまざまな境界条件について調査するミニ超空間経路積分のオフシェル構造を研究することができます。古典的な遷移は常に許容可能なメトリックのドメインの境界に存在し、対応する重力経路積分の適切な積分等高線を定義する際に注意を払う必要があります。おそらくもっと驚くべきことに、収縮宇宙から膨張宇宙への提案された量子（「トンネル効果」）遷移は許容基準に違反し、したがって非物理的である可能性があることがわかります。対照的に、境界のない解は許容可能であることがわかり、さらに、初期運動量条件では、許容可能なメトリックの積分輪郭が任意の時空次元で明示的に記述される可能性があることを示します。
新規および混合天体の潮汐愛数
天体の内部に閉じ込められた暗黒物質や新しい粒子のサブフラクションは、それらの巨視的特性を大幅に変える可能性があります。最大2つの流体のトルマン-オッペンハイマー-フォルコフ（TOV）方程式を解くための一般的なフレームワークを使用して、天体の新しい物理インプリントを調査します。自己相互作用のサイズ、新しい粒子の質量、正味の集団の質量に対する感度など、新しい粒子の集団が天体に与える影響をテストします。私たちのセットアップを中性子星とボソン星に適用すると、拡張された大気の生成を含む、これらのパラメータの範囲について豊富な現象論が見つかります。これらの大気は、高度なLIGO、アインシュタイン望遠鏡、LISAなどの今後の重力波実験で測定できる潮汐ラブ数への影響によって検出できます。計算フレームワークを公開されているコードとしてリリースし、TOV方程式を、新規および混合天体の任意の新しい物理モデルに対して一般的に解くことができるようにします。
$ f（R）$-重力によって生成されたインフレ後の時代とそれらの原始重力波への影響
この研究では、幾何学的に生成されたインフレ後の時代が原始重力波のエネルギースペクトルに及ぼす影響を検討します。具体的には、$f（R）$重力と放射および物質の完全流体の相乗効果によって生成される、インフレ後の状態方程式を検討します。関心のある2つのケースを検討します。1つは状態方程式パラメーター$w=-1/3$で、この場合、宇宙は加速も減速もしません。もう1つは$w=0$であるため、初期の物質支配の時代です。重力波エネルギースペクトルの計算に関連する膨張観測指数の評価のために、$e$-foldings数に対する状態方程式パラメーター時代の定数の影響も考慮に入れました。$w=-1/3$と$w=0$の両方の場合で、原始重力波のエネルギースペクトルが増幅されますが、$w=0$の場合、効果はより強くなります。
火星のマントルの経時的な貯水能力
| Title |
Water_storage_capacity_of_the_Martian_mantle_through_time |
| Authors |
Junjie_Dong,_Rebecca_A._Fischer,_Lars_P._Stixrude,_Carolina_R._Lithgow-Bertelloni,_Zachary_T._Eriksen,_Matthew_C._Brennan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15450 |
水は、その形成以来、主に名目上無水の鉱物で火星のマントルに貯蔵されてきました。火星表面の短命の初期の水圏と断続的に流れる水は、マントルからのマグマによる水の脱ガスによって供給され、補充された可能性があります。火星の固体マントルの貯水容量を推定することは、その水の在庫に重要な制約を課し、火星の水の源、流し、および時間的変動を解明するのに役立ちます。本研究では、文献から集めた高圧実験データに基づいて、かんらん石、ワズレアイト、リングウッダイトの貯水能力に対する鉄の影響を調査するために、ブートストラップ凝集法を適用し、上限の定量的推定を提供します。FeOに富む固体火星マントルのバルク貯水容量の評価。異なるマントルポテンシャル温度（$T_{p}$）での一連の等温線に沿って、現在の水貯蔵容量は$9.0_{-2.2}^{+2.8}$kmグローバル等価層（GEL）に等しいと推定しました-日火星のマントルは$T_{p}$=1600Kおよび$4.9_{-1.5}^{+1.7}$kmGELで最初の火星のマントルは$T_{p}$=1900Kです。火星のマントルは、時間の経過とともに経年的に冷却されるにつれて増加しますが、火星には効率的な水のリサイクルメカニズムがないため、実際のマントルの含水量は、現在の貯水容量よりも大幅に少ない可能性があります。
物理科学者のためのネストされたサンプリング
| Title |
Nested_sampling_for_physical_scientists |
| Authors |
Greg_Ashton,_Noam_Bernstein,_Johannes_Buchner,_Xi_Chen,_G\'abor_Cs\'anyi,_Andrew_Fowlie,_Farhan_Feroz,_Matthew_Griffiths,_Will_Handley,_Michael_Habeck,_Edward_Higson,_Michael_Hobson,_Anthony_Lasenby,_David_Parkinson,_Livia_B._P\'artay,_Matthew_Pitkin,_Doris_Schneider,_Joshua_S._Speagle,_Leah_South,_John_Veitch,_Philipp_Wacker,_David_J._Wales,_David_Yallup |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15570 |
ベイズ推定およびより広範に多次元統合のためのSkillingのネストされたサンプリング（NS）アルゴリズムを確認します。NSの原理を要約した後、いわゆる制約付き事前分布からサンプリングする方法を含め、高次元で実際に効率的なNSアルゴリズムを実装する際の開発を調査します。NSを適用する方法の概要を説明し、アルゴリズムが有用であることが証明されている3つの科学分野（宇宙論、重力波天文学、および材料科学）でのNSの適用について説明します。最後に、NSを使用する際のベストプラクティスに関する推奨事項を作成し、NSの潜在的な制限と最適化を要約します。
Ioのフットプリントテールの交互放出機能：考えられる原因の電磁流体力学的シミュレーション
| Title |
Alternating_emission_features_in_Io's_footprint_tail:_Magnetohydrodynamical_simulations_of_possible_causes |
| Authors |
Stephan_Schlegel_and_Joachim_Saur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15629 |
木星の磁気圏のプラズマに対するイオの動きは、磁力線に沿って伝播するアルヴェーン波を生成します。この波は、その経路に沿って部分的に反射されます。これらの波はオーロラ放射の根本的な原因であり、それはIoFootprint（IFP）、その尾と主要なスポットに細分されます。村らによるJuno宇宙船の新しい観測。（2018）は、足跡とその尾の不可解な下部構造を示しています。これらの観測では、フットプリントテールの極方向部分と赤道方向部分の間の対称性が崩れ、テールスポットが交互に移動します。尾のこれらの輝点の位置は、イオトーラスと木星の電離層の境界で反射されたアルヴェーン波と一致していることを示しています。次に、この現象を説明する3つの異なるメカニズムを調査します。（1）イオの電離層におけるホール効果、（2）イオの木星に面する側と反対側との間のアルヴェーン波の移動時間の差、および（3）イオの大気における非対称性。そのために、システムの理想的な形状内で電磁流体力学シミュレーションを使用します。生成されたフットプリントとその尾の形態の代用として、木星電離層の近くのポインティングフラックスを使用します。ホール効果は、「交互のAlfv\'enスポットストリート」を引き起こす対称性を破るために検討されている最も重要なメカニズムであることがわかります。移動時間の違いは、この効果を高めるのに役立ちます。イオの大気の不均一性が尾の斑点の位置や形に大きく影響しているという証拠は見つかりません。
一般化された相互作用する暗黒エネルギーモデルとループ量子宇宙学
| Title |
Generalized_Interacting_Dark_Energy_Model_and_Loop_Quantum_Cosmology |
| Authors |
Suryakanta_Swain,_Debasis_Sahu,_Debabrata_Dwivedee,_Gourishankar_Sahoo_and_Bibekananda_Nayak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15751 |
最近観測された宇宙の加速膨張は、その理論的理解に挑戦をもたらしました。これの考えられる説明として、現在の宇宙の大部分は、加速を駆動する暗黒エネルギーと呼ばれる負の圧力を及ぼすエネルギーの形で満たされていると考えられています。本研究では、暗黒エネルギーが物質と相互作用し、物質を犠牲にして成長する動的暗黒エネルギーモデルを想定しています。このモデルを使用して、ループ量子宇宙学のコンテキスト内で宇宙の進化について説明します。私たちの仕事は、現在の宇宙が幻影に支配されていることを予測することによって、現在観測されている宇宙の加速膨張をうまく説明しています。また、過去には、宇宙の膨張が1つ減速され、減速から加速への遷移が$t_{q=0}=0.688t_0$で発生することもわかりました。ここで、$t_0$は宇宙の現在の年齢です。繰り返しますが、私たちの分析は、遷移時に、宇宙は典型的なタイプのダークエネルギーで支配されるだろうと予測しました。
リングダウンはどこにありますか？分散波からの準ノーマルモードの再構築
| Title |
Where_is_the_ringdown?_Reconstructing_quasinormal_modes_from_dispersive_waves |
| Authors |
Josu_C._Aurrekoetxea,_Pedro_G._Ferreira,_Katy_Clough,_Eugene_A._Lim,_Oliver_J._Tattersall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15878 |
スカラー場崩壊の数値相対論シミュレーションを用いて、スカラーテンソル重力における重力波の生成と伝播を球対称性を超えて研究します。これにより、励起されたテンソルと追加の大規模なスカラー波を比較できます。球面対称性の以前の研究で示されているように、大規模な伝播スカラー波は1/rよりも速く減衰して分散し、逆チャープをもたらします。これらの効果は、伝播中の崩壊の一時的な応答と混合することにより、抽出された信号のリングダウンを覆い隠します。この論文では、抽出された信号を地平線形成に巻き戻す簡単な方法を紹介します。これにより、リングダウン位相を明確に識別し、スカラー準ノーマルモードの振幅を抽出し、強重力イベントでの励起を定量化し、摂動計算の周波数を検証できます。。研究された効果は、テンソルの場合を含め、伝播する波が分散関係にあるすべての理論に関連しています。
Borexinoによる炭素-窒素-酸素サイクルからの太陽ニュートリノの改善された測定とその標準太陽モデルへの影響
| Title |
Improved_measurement_of_solar_neutrinos_from_the_Carbon-Nitrogen-Oxygen_cycle_by_Borexino_and_its_implications_for_the_Standard_Solar_Model |
| Authors |
S._Appel,_Z._Bagdasarian,_D._Basilico,_G._Bellini,_J._Benziger,_R._Biondi,_B._Caccianiga,_F._Calaprice,_A._Caminata,_P._Cavalcante,_A._Chepurnov,_D._D'Angelo,_A._Derbin,_A._Di_Giacinto,_V._Di_Marcello,_X.F._Ding,_A._Di_Ludovico,_L._Di_Noto,_I._Drachnev,_D._Franco,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_M._Giammarchi,_A._Goretti,_A.S._G\"ottel,_M._Gromov,_D._Guffanti,_Aldo_Ianni,_Andrea_Ianni,_A._Jany,_V._Kobychev,_G._Korga,_S._Kumaran,_M._Laubenstein,_E._Litvinovich,_P._Lombardi,_I._Lomskaya,_L._Ludhova,_G._Lukyanchenko,_I._Machulin,_J._Martyn,_E._Meroni,_L._Miramonti,_M._Misiaszek,_V._Muratova,_R._Nugmanov,_L._Oberauer,_V._Orekhov,_F._Ortica,_M._Pallavicini,_L._Papp,_L._Pelicci,_\"O._Penek,_L._Pietrofaccia,_N._Pilipenko,_A._Pocar,_G._Raikov,_M.T._Ranalli,_G._Ranucci,_A._Razeto,_A._Re,_M._Redchuk,_N._Rossi,_S._Sch\"onert,_D._Semenov,_G._Settanta,_M._Skorokhvatov,_A._Singhal,_O._Smirnov,_A._Sotnikov,_R._Tartaglia,_G._Testera,_E._Unzhakov,_F.L._Villante,_A._Vishneva,_R.B._Vogelaar,_F._von_Feilitzsch,_M._Wojcik,_M._Wurm,_S._Zavatarelli,_K._Zuber,_G._Zuzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.15975 |
完全なBorexinoフェーズIIIデータセットで得られた、地球でのCNO太陽ニュートリノ相互作用率の改善された測定値を示します。測定されたレートR$_{\rmCNO}$=$6.7^{+2.0}_{-0.8}$counts/（day$\cdot$100トン）、約7でCNO信号の欠如を除外することができます$\sigma$C.L.対応するCNOニュートリノフラックスは$6.6^{+2.0}_{-0.9}\times10^8$cm$^{-2}$s$^{-1}$であり、ニュートリノフレーバー変換を考慮に入れています。新しいCNO測定を使用して、太陽ニュートリノで初めてHの存在量に関して太陽のCとNの存在量を評価します。$N_{\rmCN}$=$（5.78^{+1.86}_{-1.00}）\times10^{-4}$の結果は、「低金属量」で$\sim$2$\sigma$張力を表示します「分光光球測定。一方、Borexinoによって測定された$^7$Beおよび$^8$Bの太陽ニュートリノフラックスと一緒に使用された結果では、3.1$\sigma$C.L.で不利になります。「高金属量」SSMB16-GS98の代替としての「低金属量」SSMB16-AGSS09met。
