暗黒物質の小規模な凝集と$z=6$での電離光子の平均自由行程
| Title |
Small-scale_clumping_of_dark_matter_and_the_mean_free_path_of_ionizing_photons_at_$z=6$ |
| Authors |
Christopher_Cain,_Anson_D'Aloisio,_Vid_Irsic,_Nakul_Gangolli,_Sanya_Dhami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02876 |
最近、$z=6$銀河間媒体（IGM）内の電離光子の平均自由行程が非常に短いと測定され、既存の再電離モデルに課題があります。額面価格では、測定値は、IGMがスケール$M\lesssim10^8$M$_\odot$に凝集している証拠として解釈できます。これは、コールドダークマター（CDM）パラダイムの重要な予測ですがほとんどテストされていません。この可能性に動機付けられて、$z>5$の平均自由行程を設定する際に基礎となる暗黒物質宇宙論が果たす役割を研究します。標準のCDM予測と対比するために、2つのクラスのモデルを使用します。（1）熱遺物ウォームダークマター（WDM）。小規模電力が抑制されたモデルを表します。（2）ホワイトノイズのようなパワー増強を示す超軽量アクシオン。WDMモデルとCDMモデル間の平均自由行程の違いは、圧力平滑化とIGM不透明度への中性島の寄与の可能性によって抑制されます。たとえば、後期再電離シナリオを$z=6$での固定ボリューム加重平均ニュートラルフラクション$20\％$と比較すると、平均自由行程は$m_xのWDMモデルで$19〜（45）〜\％$長くなります。=3〜（1）$keV。アクシオンのようなモデルの強化されたパワーは、$z=6$で測定された短い平均自由行程とのより良い一致を生み出します。しかし、宇宙論について確固たる結論を引き出すことは、宇宙の再電離過程、銀河系外の電離背景、および宇宙の熱履歴における大きな不確実性によって妨げられています。この作業は、再電離中のIGMの不透明度に関するいくつかの重要な未解決の質問に焦点を当てています。
SKAとの暗黒物質の相互作用の調査
フリーストリーミングによる物質パワースペクトルのカットオフを特徴とするウォームダークマターと同様に、多くの相互作用するダークマターモデルは、衝突減衰による小さな長さスケールでの物質パワースペクトルの抑制を予測します。21cm線強度マッピングの予測では、SquareKilometerArray（SKA）が、統計的に有意な方法でウォームダークマターシナリオでの電力の抑制を調査できることが示されています。ここでは、これらの発見が暗黒物質の相互作用シナリオ、特に暗黒物質とニュートリノの相互作用に与える影響を調査します。これを例として使用します。一連の宇宙論的な$N$体シミュレーションを使用して、SKAが暗黒物質-ニュートリノ散乱にこれまでで最も強い制限を設定できることを示し、現在のライマン-$\alpha$境界よりも2桁制約を改善します。宇宙マイクロ波背景放射とバリオン音響振動の限界を4桁超えています。ただし、ウォームダークマターと相互作用するシナリオを区別するには、相互作用するシナリオの主要な機能が非線形によって洗い流されるため、赤方偏移$z\gtrsim15$での物質パワースペクトルのパーセントレベルの精度測定が必要であることをシミュレーションで示しています。後の進化。
ACTPolおよびBICEP3データを使用したスモールフィールドモデル-尤度分析
Planck`18、ACTPol、およびBICEP3によって作成された最新のデータセットを使用して、インフレの小さなフィールドモデルのベイズ分析を実行します。プロキシスローロールパラメーターの代わりに、人工ニューラルネットワーク（ANN）を使用してモデル係数を使用して分析を実行します。ANNは、精度の低いLyth-Riotto式の代わりに、モデルを予測されたスカラーインデックス$n_s$および$\alpha$を実行するインデックスに接続します。6次多項式のインフレポテンシャルの最も可能性の高い係数を復元します。これにより、テンソルとスカラーの比率が$r\lesssim0.03$になります。PlanckとACTPolの共同データセットの場合、および各データセットのみに対してこれを行います。BICEP3データは、3つの分析すべてに含まれています。これらのモデルは、係数が約$\Delta\gtrsim1/60$に調整されている可能性が高いことを示しています。不思議なことに、ACTPolとPlanckのデータセットの間にも大きな緊張が見られます。
アタカマ宇宙論望遠鏡：宇宙論的測定におけるニュートリノ自己相互作用の持続性
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_The_Persistence_of_Neutrino_Self-Interaction_in_Cosmological_Measurements |
| Authors |
Christina_D._Kreisch,_Minsu_Park,_Erminia_Calabrese,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Rui_An,_J._Richard_Bond,_Olivier_Dore,_Jo_Dunkley,_Patricio_Gallardo,_Vera_Gluscevic,_J._Colin_Hill,_Adam_D._Hincks,_Mathew_S._Madhavacheril,_Jeff_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Thomas_W._Morris,_Federico_Nati,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Maria_Salatino,_Cristobal_Sifon,_David_N._Spergel,_Cristian_Vargas_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03164 |
AtacamaCosmologyTelescope（ACT）DR4のデータを使用して、宇宙マイクロ波背景放射におけるニュートリノの自己相互作用の存在を検索します。以前の研究と一致して、私たちが見つけた事後分布は二峰性であり、1つのモードは$\Lambda$CDMと一致し、もう1つはニュートリノが強く自己相互作用します。ACTデータとWMAPからの大規模な情報を組み合わせることにより、非常に強いニュートリノ自己相互作用によって引き起こされるニュートリノフリーストリーミングの開始の遅延が、$2-3\sigma$レベルでこれらのデータと互換性があることがわかります。過去に見られたように、Planckデータを含めると、優先順位は$\Lambda$CDMにシフトします。強いニュートリノの自己相互作用の好みは、ACTEモード偏光データの$700\lesssim\ell\lesssim1000$に対応する角度スケールによって主に駆動されると判断します。この領域は、ニュートリノの自己相互作用モードを区別するための鍵となることが期待されており、まもなくより機密性の高いデータで精査される予定です。
宇宙論的、天体物理学的、および局所的データからの拡張ベケンシュタインモデルに対する制約
| Title |
Constraints_on_extended_Bekenstein_models_from_cosmological,_astrophysical,_and_local_data |
| Authors |
L\'eo_Vacher,_Jo\~ao_F._Dias,_Nils_Sch\"oneberg,_C._J._A._P._Martins,_Samy_Vinzl,_Savvas_Nesseris,_Guadalupe_Ca\~nas-Herrera,_Matteo_Martinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03258 |
自然の基本定数の変化を探すことは、基本物理学の現在の標準モデルを超えるための私たちの探求における重要なステップです。それらが存在する場合、そのような変動は、新しい基本的なフィールドの存在によって引き起こされる可能性が非常に高くなります。Bekensteinモデルとその拡張は、純粋に現象論的な方法でそのようなスカラー場を導入し、宇宙論的スケールでの微細構造定数の変化を引き起こします。この理論的枠組みは、標準的な量子電気力学のすべての対称性を維持しながら、可能な限り単純で一般的です。バリオン、暗黒物質、宇宙定数など、宇宙の他のセクターへの結合を可能にする場合、ベケンシュタインモデルは、いくつかの大統一、量子重力、および高次元理論の低エネルギー限界を再現することが期待されます。この作業では、天体物理学、宇宙論、および局所的な測定の広範なセットを使用して、フィールドの完全な宇宙論的進化に立ち向かうことにより、Bekensteinモデルのさまざまなバージョンを制約します。考慮されるすべてのケースで、百万分率（ppm）のオーダーの結合が除外され、微細構造定数の変動に対処することを目的とした理論的フレームワークに強い制限が課せられることを示します。
弱いレンズ効果応答関数について
個別の宇宙形式のコンテキストで弱いレンズ効果の統計をモデル化するための応答関数（RF）アプローチを紹介します。RFの数値結果は、摂動モデリングやハローモデルの変形を含むさまざまな半解析モデルについて示されています。これらの結果は、統合バイスペクトル（IB）とトリスペクトルの最近の研究を任意の順序に拡張します。見通し内（損失）投影効果のために、RFの式は同じ次数のスクイーズされた相関関数と同一ではないことがわかります。球面フーリエベッセル（sFB）形式を使用して、3次元（3D）でRFを計算します。これは、フォトメトリック赤方偏移を組み込むための自然なフレームワークを提供し、これらの式を断層撮影および投影統計に関連付けます。$k$-cutパワースペクトルの概念を$k$-cut応答関数に一般化します。高次スペクトルの応答関数に加えて、対応するものを実空間で定義します。これは、空の範囲が狭く、調査境界が重要な調査から推定するのが簡単だからです。
銀河の密度と楕円率の相関における相対論的歪み：重力赤方偏移と固有速度の影響
| Title |
Relativistic_distortions_in_galaxy_density-ellipticity_correlations:_gravitational_redshift_and_peculiar_velocity_effects |
| Authors |
Shohei_Saga,_Teppei_Okumura,_Atsushi_Taruya,_Takuya_Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03454 |
不均一宇宙での光の伝播から生じる相対論的効果を研究します。特に、銀河の位置と固有の銀河の形状との間の相互相関関数（GI相関）に刻印された効果を調査します。ドップラー効果と重力赤方偏移効果を主要な相対論的効果として考慮し、相対論的効果が消失しない奇数の多重極異方性を誘発することを発見したGI相関関数の分析モデルを提示します。特に双極子異方性に焦点を当てると、ドップラー効果が大規模で支配的であるのに対し、ハローポテンシャルに起因する重力赤方偏移効果は$10$-$30\、{\rmMpc}/h$未満の規模で支配的であることが示されています。双極子GI相関の振幅は、すべてのスケールで正です。また、モデル化されたGI双極子の共分散行列を新たに導出します。完全な共分散を考慮して、信号対雑音比を推定し、相対論的効果によって誘発されたGI双極子が将来の大容量銀河調査で検出可能であることを示します。双極子GI相関の測定が、従来の銀河-銀河相互相関と組み合わせて相対論的効果を検出するのにどのように役立つかについて説明します。
IMLupiディスクに埋め込まれた惑星の運動学的証拠
| Title |
Kinematic_evidence_for_an_embedded_planet_in_the_IM_Lupi_disc |
| Authors |
Harrison_J._Verrios_(Monash),_Daniel_J._Price_(Monash),_Christophe_Pinte_(Monash),_Thomas_Hilder_(Monash)_and_Josh_Calcino_(LANL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02869 |
IMLupi原始星円盤に埋め込まれた巨大惑星が、散乱光や連続放出で見られる銀河腕だけでなく、CO線観測で見られる速度キンクを生成する可能性があるという仮説を検証します。IMLupiの3D流体力学シミュレーションに惑星を注入し、モンテカルロ放射伝達を使用して合成観測を生成します。木星の2〜3倍の質量の埋め込まれた惑星が、12COJ=2-1チャネルマップで非ケプラー速度摂動、つまり「ねじれ」を再現できることがわかります。このような惑星は、1.25mmのダスト連続放射と1.6ミクロンの散乱光画像に見られる銀河腕を説明することもできます。惑星の伴流は、観測されたピーク速度マップで追跡できることを示します。これは、シミュレーションおよび惑星とディスクの相互作用の分析モデルから予想される形態に厳密に従っているように見えます。
粒状媒体への低速の通常の衝撃によって励起された表面粒子の動き
| Title |
Surface_particle_motions_excited_by_a_low_velocity_normal_impact_into_a_granular_medium |
| Authors |
Max_Neiderbach,_Bingcheng_Suo,_Esteban_Wright,_A._C._Quillen,_Mokin_Lee,_Peter_Miklavcic,_Hesam_Askari,_Paul_S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02897 |
実験室での実験では、高速ビデオを使用して、砂への低速の通常の衝突によって引き起こされるmmサイズの表面粒子の動きを検出および追跡します。最終的なクレーター半径の外側で、エジェクタカーテンが着陸する前に、粒子の変位は、粒子画像流速測定法と相互相関法によって測定されます。表面粒子は跳ね返り、また永久に変位し、火口の中心からの距離の関数として、ピーク変位と永久変位の両方が急速に減衰します。表面は、ほとんどの噴出カーテンが着陸する前に動き始めますが、地下の地震パルスが崩壊した後も動き続けます。表面速度と表面下速度の光線角度は、マクスウェルのZモデルで記述されているものと似ています。これは、火口掘削領域の外側の流れ場が火口掘削流の継続であることを意味します。クレーターの半径に対する最終的な粒子の変位の比率は、他の衝突クレーターで測定されたものと似ています。
NASAのTESSミッションで、振動する赤色巨星を周回する惑星の検出と特性評価
主に複数の地上ベースの視線速度（RV）調査と、ケプラーやK2などの測光宇宙ミッションによって推進され、新しい太陽系外惑星の発見は2000年代初頭から急速に増加しています。しかし、主系列星を支持するターゲット選択バイアスのために、進化したホストを周回している通過する惑星はほんの一握りしか見つかりませんでした。これらの惑星は、そのほとんどが巨人であり、惑星系の形成と進化に関する重要な情報を保持しています。この論文では、NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションからのデータに焦点を当てて、赤巨星を周回する既知の巨大惑星のサンプルを増やし、それらの特性を改善しようとしました。具体的には、（できれば）振動する低光度赤色巨星分枝（LLRGB）星を周回する近接巨星型惑星に焦点を当てました。特性評価を改善するために、私は惑星通過と恒星信号を同時にモデル化する方法を開発し、時間領域で恒星の造粒と振動エンベロープをモデル化するガウス過程を実装しました。私の結果は、モデルが時間領域の星震学を可能にし、最大振動振幅の周波数$\nu_\text{max}$を1\％以内に推測することを示しています。メソッドの実装はオープンソースであり、コミュニティで利用できます。惑星探索に関しては、主にサードパーティのオープンソースソフトウェアで構成されるパイプラインを組み立て、TESSの視野の南半球にある$\sim$40,000の明るいLLRGB星のサンプルを探索しました。この検索により、4つの惑星候補が特定され、そのうち2つは現在知られている惑星ではなく、赤色巨星を周回しています。これら両方の候補者の視線速度の追跡観測は、それらの惑星の性質を暫定的に確認しました。最後に、RV観測を通じて、上記のサンプルの一部ではなく、追加の候補の惑星の性質も確認しました。
TNG XLでのGAPSプログラム：ふくらんでいて暖かい海王星サイズの惑星と太陽型星TOI-1422を周回する外側の海王星質量候補
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_XL:_A_puffy_and_warm_Neptune-sized_planet_and_an_outer_Neptune-mass_candidate_orbiting_the_solar-type_star_TOI-1422 |
| Authors |
L._Naponiello,_L._Mancini,_M._Damasso,_A._S._Bonomo,_A._Sozzetti,_D._Nardiello,_K._Biazzo,_R._G._Stognone,_J._Lillo-Box,_A._F._Lanza,_E._Poretti,_J._J._Lissauer,_L._Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03293 |
155pc離れた固有運動の高いG2V星TOI-1422（$V=10.6$mag）の周りでTESS宇宙望遠鏡によって発見された太陽系外惑星候補TOI-1422bを調査し、その惑星の性質を確認することを主な目的とし、その特性を特徴づける。TOI-1422をHARPS-Nスペクトログラフで1.5年間監視し、視線速度の変動を正確に定量化しました。視線速度の測定値はTESS測光と共同で分析され、AstraLux装置を使用して、高空間分解能の画像を通じて混合されたコンパニオンをチェックします。親星の半径と質量は$R^*=1.019_{-0.013}^{+0.014}R_{\odot}$、$M^*=0.981_{-0.065}^{+それぞれ0.062}M_{\odot}$。私たちの分析は、TOI-1422bの惑星の性質を確認し、TESS光度曲線では検出されない、より遠い軌道、候補TOI-1422cに海王星の質量の惑星が存在することも示唆しています。内側の惑星TOI-1422bは、$P_{\rmb}=12.9972\pm0.0006$日の周期で周回し、平衡温度は$T_{\rmeq、b}=867\pm17$Kです。半径$R_{\rmb}=3.96^{+0.13}_{-0.11}R_{\oplus}$、質量$M_{\rmb}=9.0^{+2.3}_{-2.0}M_{\oplus}$であり、その結果、密度$\rho_{\rmb}=0.795^{+0.290}_{-0.235}$gcm$^{-3}$であるため、暖かいと見なすことができます。海王星サイズの惑星。同様の質量範囲の他の太陽系外惑星と比較して、TOI-1422bは最も膨張した惑星のひとつであり、この惑星は、総質量の約$10\％-25\％$の質量分率でコアを囲む広範なガス状エンベロープを持っていると予想されます。惑星の。外側の非通過惑星候補であるTOI-1422cの軌道周期は、$P_{\rmc}=29.29^{+0.21}_{-0.20}$日、最小質量$M_{\rmc}\sin{i}$、$11.1^{+2.6}_{-2.3}M_{\oplus}$、平衡温度$T_{\rmeq、c}=661\pm13$K、したがって、確認された、それは別の暖かいネプチューンと見なすことができます。
アクセス：WASP-96bの澄んだ雰囲気の確認と光度曲線のトレンド除去技術の比較
| Title |
ACCESS:_Confirmation_of_a_Clear_Atmosphere_for_WASP-96b_and_a_Comparison_of_Light_Curve_Detrending_Techniques |
| Authors |
Chima_D._McGruder,_Mercedes_L\'opez-Morales,_James_Kirk,_N\'estor_Espinoza,_Benjamin_V._Rackham,_Munazza_K._Alam,_Natalie_Allen,_Nikolay_Nikolov,_Ian_C._Weaver,_Kevin_Ortiz_Ceballos,_David_J._Osip,_D\'aniel_Apai,_Andr\'es_Jord\'an,_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03479 |
最も強力な${\rmNa〜I}$機能の1つは、WASP-96bで観察されました。この新しい検出を確認するために、Magellan/IMACSで得られた新しい475〜825nmの透過スペクトルを提供します。これにより、幅広いナトリウム吸収機能の存在が実際に確認されます。400-825nmVLT/FORS2データを再分析しても、同じ結果が得られます。また、合成データを利用して、2つの一般的なトレンド除去手法の有効性をテストします。（1）ガウス過程（GP）ルーチン、および（2）コモンモード補正とそれに続く多項式補正（CMC+Poly）です。どちらの方法でも、絶対通過深度の再現は不十分ですが、真のスペクトル形状は維持されていることがわかります。これは、異なるソースまたはエポックからのスペクトルを組み合わせる場合のオフセットのフィッティングの重要性を強調しています。さらに、データセットの場合、どちらの方法でも一貫した結果が得られますが、CMC+Polyの方が正確で正確です。マゼラン/IMACSおよびVLT/FORS2スペクトルを文献800-1644nmHST/WFC3スペクトルと組み合わせて、400-1644nmのグローバルスペクトルを生成します。PLATONおよびExoretrievals検索コードを使用してこのスペクトルを解釈し、どちらも比較的深い圧力を生成し、大気が$1.3^{+1.0}_{-1.1}$と0.29$^{+の間の対数圧力で光学的に厚い場合に発生することを発見しました。それぞれ1.86}_{-2.02}$バー。Exoretrievalsは、太陽と超太陽の${\rmNa〜I}$と${\rmH_2O}$の対数混合比が$-5.4^{+2.0}_{-1.9}$と$-4.5^{であることを発見しました。それぞれ+2.0}_{-2.0}$ですが、PLATONは$log_{10}（Z/Z_{\odot}）=-0.49^{+1.0}_{-0.37}$dexの全体的な金属量を検出します。したがって、私たちの調査結果は文献と一致しており、WASP-96bのターミネーターには、光学から近赤外線（near-IR）スペクトルの顕著な特徴を覆い隠すエアロゾルがほとんどないという推論を支持しています。
衛星合併による恒星ディスク傾斜のダイナミクス
天の川の恒星円盤は、伴銀河とそれに関連する潮汐破片の落下から生じるトルクに応じて傾く可能性があります。この作業では、孤立した等方性の天の川のようなホスト銀河で、衛星のビリアル質量、初期位置、および軌道を変化させて、合併のN体シミュレーションを実行することによってディスク傾斜のダイナミクスを調査します。私たちは、ホスト銀河の恒星円盤が衛星の暗黒物質の残骸にどのように反応するかを支配するダイナミクスの第一原理理解を開発し、検証します。宇宙論的に動機付けられた合併の歴史では、ディスクの傾きの程度が大きくなる可能性があることがわかります。特に、私たちの結果は、銀河系の歴史の中で最も重要な最近の合併の1つであるガイア・ソーセージ・エンセラダスに反応して、銀河円盤がまだ傾いている可能性があることを示唆しています。これらの発見は、ディスクの傾きが、融合する銀河によって残された暗黒物質の下部構造に対する太陽の相対的な位置を変えるため、地上の直接検出実験に影響を及ぼします。
極端にレンズ化された$z$ = 6.2のEarendelソースがPopulation〜IIIスターである確率について
| Title |
On_the_probability_of_the_extremely_lensed_$z$=6.2_Earendel_source_being_a_Population~III_star |
| Authors |
Anna_T._P._Schauer,_Volker_Bromm,_Niv_Drory,_Michael_Boylan-Kolchin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02863 |
$z=6.2$での非常にレンズの付いたEarendelオブジェクトの最近の発見は、宇宙の歴史の最初の10億年以内に観測された、単一の星または恒星の倍数である可能性が高いという点で注目に値します。その質量によっては、まだ不確かですが、すぐにジェームズウェッブ宇宙望遠鏡でより厳しく制限されるでしょうが、Earendel星は、第1世代の星、いわゆるPopulation〜III（Pop〜III）のメンバーでさえあるかもしれません。。重い化学元素による元のガスの濃縮を含む、最初の銀河の集合の詳細な宇宙論的シミュレーションの結果を、主要な恒星パラメータの仮定と組み合わせることにより、Earendelが実際にPop〜III起源である確率を定量化します。この確率は、Earendelで推定された質量範囲全体で無視できないことがわかります。具体的には、低質量端での数パーセントから、高質量端に向かう一部のPop〜III初期質量関数（IMF）モデルのほぼ1までの範囲です。許容範囲の。金属が豊富なIMFを$500$\、M$_\odot$に拡張するモデルの場合、EarendelがPop〜IIIスターになる可能性は、数パーセントから10パーセントのレベルにとどまります。このような発見が、これまで宇宙でとらえどころのない最初の星を精査するための全体的な取り組みに与える影響について説明します。
3D-HSTを使用した$0.7
| Title |
The_H$\alpha$_luminosity_and_stellar_mass_dependent_clustering_of_star-forming_galaxies_at_$0.7_ |
| Authors |
Callie_Clontz,_David_Wake,_Zheng_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02871 |
環境がこれらの特性に影響を与える程度を評価するために、銀河のクラスター化振幅の星形成率（SFR）と星の質量（$M_*$）への依存性の測定値を$0.7<z<1.5$で提示します。これらの関係はローカルユニバースでは十分に決定されていますが、以前はあまり知られていませんでした。この分析では、3D-HST調査の一部として取得された5つのCANDELSフィールドの近赤外HSTWFC3グリズム分光データを利用します。正確な赤方偏移、$M_*$およびH$\alpha$の光度を持つ、$\sim$6,000の銀河を使用して、投影された2点相関関数の測定を行います。クラスタリングの振幅がH$\alpha$の光度、つまりSFRに強く依存していることがわかります。ただし、固定の$M_*$では、H$\alpha$の光度に対するクラスタリングの依存性は大幅に排除されます。条件付き光度関数モデルと新しく開発された条件付き恒星質量およびH$\alpha$光度分布モデルを使用して、HaloOccupationDistributionフレームワーク内でこれらの銀河のクラスター化をモデル化します。これらは、SFRが高い銀河は質量の大きいハローに住む傾向があることを示していますが、これは主にSFRと$M_*$の関係によって引き起こされます。最後に、固定された$M_*$でのクラスタリング振幅とH$\alpha$の光度の間の小さな残差相関は、伴銀河のSFR-$M_*$関係の拡大によって引き起こされている可能性が高いことを示します。
最近クエンチされた銀河の星形成履歴の回復：モデルと以前の選択の影響
| Title |
Recovering_the_star_formation_histories_of_recently-quenched_galaxies:_the_impact_of_model_and_prior_choices |
| Authors |
Katherine_A._Suess,_Joel_Leja,_Benjamin_D._Johnson,_Rachel_Bezanson,_Jenny_E._Greene,_Mariska_Kriek,_Sidney_Lower,_Desika_Narayanan,_David_J._Setton,_Justin_S._Spilker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02883 |
最近クエンチされた銀河の星形成履歴（SFH）の正確なモデルは、銀河がいつどのように星形成を停止するかについての制約を提供することができます。「ノンパラメトリック」SFHモデルの最近の開発は、これらの測定を行うために必要な柔軟性を約束します。ただし、モデルと以前の選択は、特に最近のSFHに急激な変化があるスターバースト後の銀河（PSB）の場合、派生したSFHに大きく影響します。このホワイトペーパーでは、模擬PSBを作成し、ProspectorSEDフィッティングソフトウェアを使用して、4つの異なるSFHモデルが主要なプロパティをどの程度回復するかをテストします。2成分のパラメトリックモデルは、単純な模擬銀河に対してはうまく機能しますが、モデルの不一致には敏感であることがわかります。プロスペクターに含まれる固定ビンとフレキシブルビンのノンパラメトリックモデルは、星形成の主要なバーストを迅速に抑えることができますが、バースト後の年齢を最大200Myrだけ体系的に過小評価しています。最近のSFHで追加の柔軟性を可能にするカスタムSFHモデルを開発します。私たちの柔軟なノンパラメトリックモデルは、大きなオフセットがなく、わずか90Myrの散乱で、バースト後の年齢を制限することができます。標準的なノンパラメトリックモデルはSFHの1次量（質量、SFR、平均年齢）を回復できますが、高次量（バースト率、クエンチング時間）を正確に回復するには、モデルの柔軟性を慎重に検討する必要があります。これらの模擬回復テストは、将来のSFH研究の重要な部分です。最後に、私たちの新しい公開SFHモデルは、模擬星形成銀河と静止銀河の特性を正確に回復でき、SEDフィッティングコミュニティでの幅広い使用に適していることを示します。
プロピレンオキシドを使用した星間物質のキラル非対称性の検出
（要約）人生は明らかにホモキラルです。このホモキラリティーの起源は活発な議論の下にあります。最近、気相星間物質（ISM）でプロピレンオキシドが検出されました（McGuireetal.2016）。ISMプロピレンオキシドのエナンチオマー組成は、円偏光測定によって調べることができますが、プロピレンオキシドのマイクロ波遷移の円二色性の正確な推定値は利用できません。プロピレンオキシドなどの閉殻キラル分子のねじれ-回転遷移における円二色性活性のモデルを開発します。このモデルを使用して、ISMプロピレンオキシドの鏡像体過剰率検出の実行可能性を推定し、観察戦略を最適化します。プロピレンオキシドのねじれ回転遷移の二色性活性の推定値を提示します。ここで、プロピレンオキシドの天文学的検出に関連するエナンチオピュアなプロピレンオキシドの輝線の円偏光率は10^（-6）。予測される円偏光率が低いため、現在の天文観測技術では、ISMの気相中のプロピレンオキシドのエナンチオマー特性評価は不可能であると結論付けています。エナンチオマー過剰率の検出には、キラルラジカル種のみを使用できる可能性があることをお勧めします。実験室での実験は、マイクロ波二色性分光法によるプロピレンオキシドの混合物のエナンチオマー組成の検出に成功する可能性があると推定しています。この論文で提示する理論は、マイクロ波遷移におけるそのような実験室の円二色性測定のための確固たる理論的基盤を提供します。
拡張されたHI回転曲線からの非常に巨大な渦巻銀河の暗黒物質ハローとスケーリング関係
| Title |
Dark_matter_halos_and_scaling_relations_of_extremely_massive_spiral_galaxies_from_extended_HI_rotation_curves |
| Authors |
Enrico_M._Di_Teodoro,_Lorenzo_Posti,_S._Michael_Fall,_Patrick_M._Ogle,_Thomas_Jarrett,_Philip_N._Appleton,_Michelle_E._Cluver,_Martha_P._Haynes,_Ute_Lisenfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02906 |
地元の宇宙（$M_\star>10^{11}\、\mathrm{M}_\odot$）で最も巨大な渦巻銀河の\galnum\の新しいアーカイブ原子水素（\hi）観測を提示します。データキューブの3D運動学的モデリングから、拡張された\hi\回転曲線を導き出し、これらから、暗黒物質ハローの質量とディスクの特定の角運動量を推定します。巨大な渦巻銀河がタリーフィッシャー関係（質量対速度、$M\proptoV^{4}$）と落下関係（比角運動量対質量、$j\proptoM^{）の上端にあることを確認します。0.6}$）、恒星型とバリオン型の両方で、単一の力の法則からの有意な逸脱はありません。質量$f_\mathrm{M}\equivM_\star/M_\mathrm{h}$と比角運動量$f_\の恒星（およびバリオン）とハローの比率を通じて、バリオンと暗黒物質の関係を調べます。mathrm{j}\equivj_\star/j_\mathrm{h}$および$f_\mathrm{j、bar}\equivj_\mathrm{bar}/j_\mathrm{h}$。私たちのサンプルを、質量の小さい円盤が支配的な銀河に関する文献の他のサンプルと組み合わせると、$f_\mathrm{M}$が$M_\star$および$M_\mathrm{h}$で単調に上昇することがわかります（反転した銀河の代わりに回転楕円体が優勢な銀河の場合、U字型の$f_\mathrm{M}$）ですが、$f_\mathrm{j}$と$f_\mathrm{j、bar}$は、質量が40年以上にわたってほぼ1で一定です。私たちの結果は、円盤銀河が、ダークハローの自己相似性に密接に関連するオブジェクトの自己相似集団を構成していることを示しています。この写真は、回転楕円体のより混沌とした成長とは対照的に、銀河形成の初期の分析モデルを彷彿とさせます。
楕円銀河の暗黒物質含有量と2014年に最初に報告されたそれらの楕円率との相関関係を調査します。それ以降の暗黒物質と楕円率の新しい決定を使用します。私たちのデータセットは、厳密な基準のセットを通過する237個の楕円銀河で構成されています。質量光度比と楕円率の関係は、M/L=（14.1\pm5.4）？によく適合しており、2014年に報告された結果と一致しています。
消滅とNGC1893への距離の関数としてのダスト粒子分極特性の明らかに
| Title |
Revealing_the_dust_grain_polarization_properties_as_a_function_of_extinction_and_distance_towards_NGC_1893 |
| Authors |
N._Bijas,_Chakali_Eswaraiah,_Jia-Wei_Wang,_Jessy_Jose,_Wen-Ping_Chen,_Di_Li,_Shih-Ping_Lai,_D.K._Ojha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03173 |
光波長でのダスト偏光観測は、ダスト粒子の特性を理解し、磁場の空の平面成分を追跡するのに役立ちます。この研究では、AIMPOLから取得した$I$バンドの偏光データを、距離（$d$）および消滅（$A_{V}$）データとともに使用して、偏光率（$P$）の変動を調査します。）星形成領域、NGC1893に向けた$A_{V}$と$d$の関数として。我々は、消滅（$A_{V}$）対偏光効率（$A_{V}$）に関する壊れたパワーローフィットとベイジアン分析を採用しています。$P$/$A_{V}$）と距離（$d$）対偏光率（$P$/$d$）。$P$/$A_{V}$は、$\sim$0.9等の絶滅でブレークを示しますが、$P/d$は$\sim$1.5kpcの距離でブレークを示します。これらに基づいて、NGC1893に向かうダストを2つの集団に分類します。（i）$A_{V}$$<$$\sim$1等に限定され、最大$\sim$2kpcの距離にある前景ダストと（ii）Perseus$A_{V}$$>$$\sim$1等と$\sim$2kpcを超える距離を特徴とするNGC1893に向かうスパイラルアームダスト。前景の塵はより高い偏光効率を示しますが、より低い偏光率を示しますが、ペルセウスの塵はより低い偏光効率を示しますが、わずかに高い偏光率を示します。したがって、分極効率はダスト粒子の整列を明らかにするが、分極率はNGC1893に向かうダスト粒子の分布について推測することを提案する。さらに、固有分極と磁場配向の空間的変化などにも光を当てる。NGC1893のクラスター内媒体内のパラメーター。
宇宙の再電離の時代にスフィンクス銀河からLyCが脱出
| Title |
LyC_escape_from_SPHINX_galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Joakim_Rosdahl,_J\'er\'emy_Blaizot,_Harley_Katz,_Taysun_Kimm,_Thibault_Garel,_Martin_Haehnelt,_Laura_C._Keating,_Sergion_Martin-Alvarez,_L\'eo_Michel-Dansac,_Pierre_Ocvirk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03232 |
宇宙放射線のSPHINXスイートで銀河からの電離放射線の脱出率$f_{\rmesc}$を測定します-再電離の流体力学的シミュレーション、$M_{\rmvir}\gtrapprox7.5\times10^7でハローを解決します\M_{\odot}$、最小セル幅は$\approx10$pcです。私たちの新しくて最大の$20$の共動Mpcワイドボリュームには、$10^{11}\M_{\odot}$の数倍までのハロー質量を持つ何万もの星形成銀河が含まれています。シミュレートされた銀河は、宇宙の再電離の時代におけるUV光度関数の観測上の制約とよく一致しています。脱出率は、超新星と放射フィードバックによる調節のために、数Myrsのタイムスケールで個々の銀河で大きく変動し、星を形成する銀河のごく一部が、電離放射線の大部分を放出します。-銀河系の媒体。統計的に、$f_{\rmesc}$は、中質量、中輝度、および低金属量の銀河でピークに達します（$M_{*}\約10^7\M_{\odot}$、$M_{1500}\約-17$、$Z\lesssim5\times10^{-3}\Z_{\odot}$）、より低い質量とより高い質量、より明るくより暗い銀河、そしてより金属が豊富な銀河に対して強く低下します。脱出率は、短期および長期の特定の星形成率の両方と正の相関があります。SPHINXによると、銀河は薄暗くてまだ観測できず、$M_{1500}\gtrapprox-17$で、再電離に寄与する光子の約$55$パーセントを提供します。UVバックグラウンドモデルと低赤方偏移観測によって予測されるように、グローバル平均$f_{\rmesc}$は、赤方偏移の減少とともに自然に減少します。この進化は、宇宙時間にわたって特定の星形成率を低下させることによって推進されます。
ALMAで観測された孤立した$z\ sim 6$QSOでのブラックホールとホスト銀河の成長
| Title |
The_black_hole_and_host_galaxy_growth_in_an_isolated_$z\sim_6$_QSO_observed_with_ALMA |
| Authors |
R._Tripodi,_C._Feruglio,_F._Fiore,_M._Bischetti,_V._D'Odorico,_S._Carniani,_S._Cristiani,_S._Gallerani,_R._Maiolino,_A._Marconi,_A._Pallottini,_E._Piconcelli,_L._Vallini_and_T._Zana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03314 |
宇宙の再電離エポックでの超大質量ブラックホール（SMBH）の卓越した質量成長と、それがホスト銀河の同時成長とどのように関連しているかは、これらのシステムが短いタイムスケール（<1Gyr）でどのように形成されたかを説明することを目的とした理論モデルに課題をもたらします。BH質量-ホスト質量（$M_{\rmdyn}$）平面内の準恒星オブジェクト（QSO）とそれらのホスト銀河の平均進化経路を追跡するために、星形成率（SFR）を比較します。BH降着率を使用した、ダスト温度とダスト質量（$T_{\rmダスト}、M_{\rmダスト}$）の正確な推定。この目的のために、サブmm連続体[CII]と$z\sim6$QSOJ2310+1855のH$_2$Oの深い$900$pc解像度ALMA観測を分析し、ダストの詳細な研究を可能にしました。特性とコールドガスの運動学。正確なSED分析を実行して、ダスト温度$T_{\rmdust}=71$Kおよびダスト質量$M_{\rmdust}=4.4\times10^8\\rmM_{\odot}$。暗黙のAGN補正SFRは$1240\\rmM_{\odot}yr^{-1}$であり、このQSOについて以前に報告されたものより2倍小さくなっています。システムの動的モデルに基づいて、$r=1.7$kpc内の動的質量$M_{\rmdyn}=5.2\times10^{10}\\rmM_{\odot}$の最良の推定値を導き出しました。。${\rmSFR}/M_{\rmdyn}>\dotM_{\rmBH}/M_{\rmBH}$であることがわかりました。これは、AGNフィードバックがSMBHの降着を遅くするように効率的に作用している可能性があることを示唆しています。恒星の質量集合はまだホスト銀河で活発に行われています。さらに、[CII]輝線の赤側と青側で、ガスの流出を追跡する高速放出を検出することもできました。また、初めて、空間的に分解された水蒸気ディスクをマッピングしました。H$_2$Ov=0$3_{（2,2）}-3_{（1,3）}$輝線が$\nu_{\rmobs}=274.074$GHzで検出され、その運動学的特性とサイズは[CII]ディスクのものとほぼ一致しています。
不均一な星間物質への風に吹かれた泡による運動量とエネルギーの注入
埋め込まれた雲からの質量負荷が風に吹かれた気泡の進化に及ぼす影響を調査します。1D流体力学的計算を使用し、雲が連続限界で処理できるほど十分に多く、注入された質量がグローバルフローとすばやく合流するように急速な混合が発生すると仮定します。埋め込まれた雲の破壊は、泡に質量を追加し、その密度を高めます。質量負荷は、摩擦抵抗のために衝撃を受けていない恒星風の温度を上昇させ、利用可能な熱エネルギーがより多くの粒子間で共有されるため、高温の衝撃を受けたガスの温度を低下させます。質量負荷は、体積平均気泡圧力を増加または減少させる可能性があります。質量負荷のある気泡は小さく、保持されるエネルギーが少なく、半径方向の運動量が低くなりますが、調べたすべてのケースで、掃引されたガスに対してかなりの$PdV$の仕事をすることができます。この後者の点で、気泡は、「急冷された」気泡の運動量保存のような振る舞いよりも、エネルギー節約気泡に非常に似ています。
ミリ秒角の分解能でのレンズ付きラジオジェットI：パラメトリックレンズモデルのベイズ比較
| Title |
A_lensed_radio_jet_at_milli-arcsecond_resolution_I:_Bayesian_comparison_of_parametric_lens_models |
| Authors |
Devon_M._Powell,_Simona_Vegetti,_John_P._McKean,_Cristiana_Spingola,_Hannah_R._Stacey,_Christopher_D._Fassnacht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03375 |
超長基線干渉法（VLBI）観測のミリ秒角分解能を利用して、$z=0.35$での強力なレンズ銀河の質量構造を調査します。この解像度でのこの種の最初の分析では、レンズモデルパラメータとピクセル化された電波源の表面輝度を共同で推測します。単純な楕円べき乗則密度プロファイルから始めて、複雑さが増すいくつかのレンズモデルを検討します。このモデルを拡張して、角度のある多重極構造、別個の恒星質量成分、追加の近くの散在銀河、および/または一般的な外部ポテンシャルを含めます。これらのモデルを、相対的なベイズの対数証拠（ベイズ因子）を使用して比較します。レンズの角度構造の強力な証拠が見つかりました。私たちの最良のモデルは、べき乗則プロファイルに加えて、多重極摂動と外部ポテンシャルで構成され、楕円形のべき乗則モデルと比較してベイズ因子は$+14984$です。楕円のべき乗則の質量分布は、それ自体で非常によく適合し、モデルの複雑さが増すと、$\sim5$の質量レベルでのみたわみ角が修正されることに注意してください。また、レンズモデルに追加された複雑さが時間遅延宇宙誌およびフラックス比分析に及ぼす影響についても検討します。過度に単純化されたべき乗則楕円体レンズモデルは、$H_0$の測定に$\sim3$パーセントのバイアスをかけ、フラックス比の異常を$\sim8$パーセント模倣する可能性があることがわかります。私たちの結果は、レンズ銀河の内部密度プロファイルに強い制約を与える高解像度VLBI観測の力を示しています。
GaiaEDR3カタログからのOB2星の速度に基づく銀河渦巻密度波パラメータの推定
| Title |
Estimation_of_Galactic_Spiral_Density_Wave_Parameters_Based_on_the_Velocities_of_OB2_stars_from_the_Gaia_EDR3_Catalogue |
| Authors |
V._V._Bobylev_and_A._T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03412 |
Xuらによって選択された固有運動と視差を持つ9750OB2星の運動学を分析しました。GaiaEDR3カタログから。これらの星の相対視差誤差は10\％を超えません。星のサンプル全体に基づいて、速度$（U、V）_\odot=（7.17,7.37）\pm（0.16,0.24）$kms$^{-1}$とその成分を見つけました。銀河回転の角速度：$\Omega_0=29.700\pm0.076$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$、$\Omega^{'}_0=-4.008\pm0.022$kms$^{-1}$kpc$^{-2}$、および$\Omega^{''}_0=0.671\pm0.011$kms$^{-1}$kpc$^{-3}$、ここで、太陽距離での銀河の線形回転速度は、採用された$R_0=8.1\pm0.1$kpcに対して$V_0=240.6\pm3.0$kms$^{-1}$です。測定された視線速度を持つ1812個のOB2星があり、それらから空間速度$V_R$と$\DeltaV_{circ}$が計算されています。半径方向および残留接線速度のスペクトル分析に基づいて、次の推定値が得られました：$f_R=4.8\pm0.7$kms$^{-1}$、$f_\theta=4.1\pm0.9$kms$^{-1}$、$\lambda_R=2.1\pm0.2$kpc、$\lambda_\theta=2.2\pm0.4$kpc、$（\chi_\odot）_R=-116\pm12^\circ$、および採用された4アーム（$m=4$）スパイラルパターンの場合は$（\chi_\odot）_\theta=-156\pm14^\circ$。したがって、両方の速度摂動振幅は、高い有意水準で非ゼロです。
ミリ波スペクトルとALMAを使用したSgrB2（N）へのビニルイソシアネートの検索
| Title |
Millimeter_wave_spectrum_and_search_for_vinyl_isocyanate_toward_Sgr_B2(N)_with_ALMA |
| Authors |
K._V\'avra,_L._Kolesnikov\'a,_A._Belloche,_R._T._Garrod,_J._Kouck\'y,_T._Uhl\'ikov\'a,_K._Lukov\'a,_J.-C._Guillemin,_P._Kania,_H._S._P._M\"uller,_K._M._Menten,_\v{S}._Urban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03417 |
イソシアン酸、イソシアン酸メチル、そしてごく最近ではエチルイソシアネートの星間検出は、星間物質中のビニルイソシアネートの検出の可能性の問題を開きます。この研究の目的は、ビニルイソシアネートの実験室回転スペクトルをミリ波領域に拡張し、高質量星形成領域SgrB2にその存在を確認することです。ビニルイソシアネートの回転スペクトルは、プラハのミリ波分光計を使用して、周波数領域127.5〜218および285〜330GHzで記録されました。スペクトル分析は、高レベルの量子化学計算によってサポートされていました。局所的な熱力学的平衡を仮定して、ビニルイソシアネートの合成スペクトルを計算し、ALMAを使用してSgrB2（N）に対して実行されたReMoCA調査でそれを検索しました。同じソースでエチルイソシアナートも検索しました。トランスおよびシスビニルイソシアネートの地盤振動状態について、回転および遠心歪み定数の正確な値が報告されています。SgrB2（N）のメインホットコアに対するビニルおよびエチルイソシアナートの非検出を報告します。ビニルイソシアナートとエチルイソシアナートは、このソースではメチルイソシアナートよりもそれぞれ少なくとも11倍と3倍少ないことがわかります。星間イソシアン酸メチル自体の正確な形成メカニズムは不明なままですが、既存の天体化学モデルから、SgrB2（N）のCH3NCO：C2H5NCO比の観測上限は、引き抜きまたはイソシアン酸メチルからのH原子の光解離とそれに続くメチルラジカルの付加。ビニルイソシアナートの類似のメカニズムがないことと相まって、エチルイソシアナート製造のためのそのようなプロセスの優位性は、C2H3NCO：C2H5NCOの比率が1よりもかなり小さいはずであることを示します。
Abell1351での特異な拡散無線放射の起源の解明
| Title |
Unveiling_The_Origin_of_Peculiar_Diffuse_Radio_Emission_in_Abell_1351 |
| Authors |
Swarna_Chatterjee,_Majidul_Rahaman,_Abhirup_Datta,_Ramij_Raja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02850 |
Abell1351は、巨大な無線ハローとハローにブレンドされた明るい無線エッジをホストする大規模なマージクラスターです。このホワイトペーパーでは、GMRT610MHzとVLA1.4GHzのアーカイブデータを使用したこのクラスターの最初のスペクトル分析を紹介し、無線エッジの特性について説明します。\textit{Chandra}データを使用して、X線表面の明るさと温度の両方に不連続性があるA1351のエッジの位置での衝撃波面の最初の暫定的な検出を報告します。私たちの分析は、検出された「エッジ」が高光度の電波遺物であるという以前の主張を強化しています。無線遺物には、統合されたスペクトルインデックス$\alpha=-1.63\pm0.33$と無線電力$P_{1.4\mathrm{\GHz}}=4.46\pm0.61\times10^{24}$W$Hz^{-があります。1}$570kpcの最大線形サイズ（LLS）。電波スペクトル指数マップは、衝撃波下流域での急峻化を示しています。私たちの分析は、粒子の拡散衝撃加速（DSA）が、強い磁場の存在下での電波遺物の起源の原因であるというシナリオを支持しています。また、等分配条件を想定して、遺物の位置での磁場を推定しました。
恒星の縁から相対論的衝撃波が出現した後、観測された光度とスペクトルを計算します。$0.6<\Gamma_\text{sh}\beta_\text{sh}$で伝播する衝撃波。ここで、$\Gamma_\text{sh}$は衝撃ローレンツ因子であり、$\beta_\text{sh}$はそれに関連しています。速度を落とし、恒星のエンベロープを$\sim50$keVを超える温度に加熱し、電子と陽電子のペアを活発に生成できるようにします。ペアは、電子散乱の光学的厚さを大幅に増加させ、光子生成によって温度を調整し、逃げる放出に明確な観測的特徴を生み出します。ウィーンの平衡を仮定すると、衝撃波通過直後のエンベロープ内の温度とペア密度プロファイルの解析式を見つけ、膨張段階での放出を計算します。私たちの分析は、ペアロード領域で、光子が$\sim200$keVのほぼ均一な静止フレームエネルギーで生成されることを示し、ショックブレイクアウト信号がエネルギーのある$\gamma$-の短いバーストとして検出されるという以前の推定を補強します。光線光子、それに続くX線放出のより長い段階。$\gamma$線バースト持続時間、放射温度、および$\gamma$線等方性等価エネルギーの間の閉包関係を使用して、低光度ガンマ線バーストのサンプルでモデルをテストし、イベントは、相対論的ショックブレイクアウトモデルと一致しています。最後に、白色矮星と中性子星の爆発に結果を適用し、典型的なIa型超新星が$\sim1$MeV光子の形で$\sim10^{41}$ergを放出することを発見しました。
340Mpcでの相対論的潮汐破壊現象の候補
| Title |
A_candidate_relativistic_tidal_disruption_event_at_340_Mpc |
| Authors |
Jean_J._Somalwar,_Vikram_Ravi,_Dillon_Z._Dong,_Yuyang_Chen,_Shari_Breen,_Poonam_Chandra,_Tracy_Clarke,_Kishalay_De,_B._M._Gaensler,_Gregg_Hallinan,_Sibasish_Laha,_Casey_Law,_Steven_T._Myers,_Tyler_Parstan,_Wendy_Peters,_and_Emil_Polisensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02873 |
赤方偏移$z=0.074$での歴史的なセイファート活動の証拠とともに、銀河の核からの極端な電波フレア、VTJ024345.70-284040.08、以下VTJ0243の観測を提示します。1993年のNRAOVLAスカイサーベイ観測から2018年のVLAスカイサーベイ観測までの間に、VTJ0243は${\sim}$GHzの電波光度$\nuL_\nu\lesssim10^{38}$ergs$^{から上昇しました。-1}$から$\nuL_\nu{\sim}10^{40}$ergs$^{-1}$、それでも明るくなり続けます。無線スペクトルエネルギー分布（SED）の進化は、平均$0.1<\langle\beta\rangle<0.6$で${\sim}3000$日にわたって減速した初期のジェットと一致しています。ジェットはエネルギッシュで（${\sim}10^{51-52}$erg）、2021年12月の半径は${\sim}0.7$pcでした。X線観測は、おそらく持続的または進化するコロナを示唆しています降着円盤に関連付けられており、IRおよび光学観測により、高エネルギーの対応物はサブエディントンに制限されます。VTJ0243は、ゆっくりと進化する潮汐破壊現象からの若い軸外無線ジェットの例である可能性があります。降着の強化とジェット発射のための他のより神秘的なトリガーが可能です。いずれの場合も、VTJ0243は、初期のジェットのユニークな例であり、超大質量ブラックホール、それらの降着流の特性、およびジェット発射の間の未知の関係を強調しています。
| Title |
Fermi-LAT_Gamma-ray_Detection_of_the_Recurrent_Nova_RS_Ophiuchi_during_its_2021_Outburst |
| Authors |
C._C._Cheung,_T._J._Johnson,_P._Jean,_M._Kerr,_K._L._Page,_J._P._Osborne,_A._P._Beardmore,_K._V._Sokolovsky,_F._Teyssier,_S._Ciprini,_G._Marti-Devesa,_I._Mereu,_S._Razzaque,_K._S._Wood,_S._N._Shore,_S._Korotkiy,_A._Levina,_A._Blumenzweig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02921 |
共生再発新星へびつかい座RS星の2021年の爆発のフェルミ-LATガンマ線検出を報告します。このシステムでは、激変星からの古典的な新星とは異なり、白色矮星からの噴出物は、赤色巨星の伴星の密な星周風環境と相互作用するときに衝撃を形成します。いくつかのサブインターバルで検出された最高エネルギーの光子である50MeVから〜20-23GeVまでのLATスペクトルは、提案されているように、噴出物の衝撃からの$\pi^{\rm0}$-減衰放出と一致していることがわかります。Tatischeff＆Hernanz（2007）による前回の2006年の爆発。LAT光度曲線は、2021年8月8.50の光学的に制約された噴火エポックの後、0。745日から始まる$\simeq$6x10^-6phcm^-2s^-1のピーク>0.1GeVフラックスへの急速な上昇を示しました。ピークは約1日間続き、45日目の最終LAT検出までべき乗則の低下を示しました。早い時間に短いタイムスケールでデータを分析し、1日で約200分にわたって排出量が約2倍になる証拠を見つけました。2.2、おそらく局所的な衝撃加速イベントを示しています。AAVSOによって収集されたデータを比較すると、ガンマ線と光の明るさの比率が約2.8x10^-3で一定であることが測定されました。衝撃発生の初期段階での物質と低エネルギー陽子フラックス。Swift-XRT2-10keVの光度曲線によってトレースされた衝撃加熱ガスからの制動放射による硬X線放射は、GeVおよび光エネルギーよりも遅く6日目にピークに達しました。X線から得られた温度を使用して速度プロファイルを制約すると、ハドロンモデルが観測された>0.1GeVの光度曲線を再現することがわかります。
最もネガティブな$\chi_ \ mathrm{eff}$システムからの階層的ブラックホールマージの制限
バイナリブラックホール（BBH）システムのいくつかのブラックホール（BH）は、「階層的合併」（HM）、つまり、より小さなBHの以前の合併から生まれると提案されています。これらのHM製品は、スピンの大きさが$\chi\sim0.7です。$、そして、それらがBBHシステムに動的に組み立てられる場合、それらのスピン配向は、時々、バイナリ軌道角運動量と反整列します。実際、Baibhavetal。（2020）が示したように、BBHの$\sim16\％$HM製品を含むシステムには、効果的なインスピレーションスピンパラメーター$\chi_\mathrm{eff}<-0.3$があります。それにもかかわらず、LIGO-Virgo-Kagra（LVK）重力波（GW）検出器はまだBBHを観測していません。$\chi_\mathrm{eff}\lesssim-0.2$のシステムで、母集団のHM製品の割合に上限があります。BBHシステムの天体物理学的質量とスピン分布を適合させ、$でBBHシステムの割合を測定します。\chi_\mathrm{eff}<-0.3$、これはHMフラクションの上限を意味します。システムの$26\％$未満が基礎となるBBH人口には、HM製品（90\％）が含まれます。信頼性）。一次質量が$m_1=60\、M_\odot$のBBHシステム間でも、HMの割合は69\％未満であり、対不安定型質量ギャップの位置を制約する可能性があります。300GWのイベント（LVKの次の観測実行で予想される）で、$\chi_\mathrm{eff}<-0.3$のBBHを観測できなかった場合、HMの割合は$2.5^{よりも小さいと結論付けることができます。+9.1}_{-2.2}\％$。
BHXRBの街灯柱コロナのX線偏光の調査
ブラックホールX線連星の高感度X線偏光観測は、高感度X線偏光計を備えた宇宙搭載X線観測所の立ち上げで間もなく利用可能になり、ブラックホールに独立した制約を課すことができるようになります降着の流れと同様に、スペクトル/タイミング観測だけでは解決できない縮退を壊す可能性があります。この作業では、一連の一般相対論的モンテカルロ放射伝達シミュレーションを実行して、ブラックホールX線連星のランプポストコロナから発生するX線放射の予想される偏光特性を研究します。ブラックホールX線連星の冠状放射の偏光度は、ブラックホールのスピン、コロナの高さ、コロナのダイナミクスに敏感であることがわかります。
この研究では、冷たく孤立した中性子星のスピンダウン誘起相転移を研究しました。誕生後、星が減速すると、その中心密度が上昇し、相転移の臨界密度を超え、クォークコアが星の内部にシードされます。中間質量ブラックホールは、出生時の生涯でクォークの種をまく可能性が高くなります。小さい中性子星はクォークコアを持たず、生涯を通じて中性子星のままですが、重い星では、クォークコアは誕生から中心に存在します。中規模および大規模な星では、星が減速するにつれてクォークコアがさらに成長します。クォークコアの出現は、その進化の歴史における星の慣性モーメントの突然の変化につながり、それはまた、星の制動指数の突然の不連続性に反映されます（クォークコアが最初にシードする周波数で））。クォークコアがシードされるときに相転移プロセス中に放出されるエネルギーは、星のfモード振動を励起することができ、現在動作している検出器での検出範囲にある重力波の形で放出されます。ただし、将来の検出器では、この信号をよりクリーンに抽出できるようになります。また、ニュートリノとガンマ線のバーストは、相転移イベントから発生する可能性があります。スピンダウンによって誘発される相転移は、段階的であるか、または持続的または複数の一時的な放出を生成する後続の飛躍の形である可能性があります。
高温中性子星の熱力学と普遍的な関係
| Title |
Thermodynamics_of_Hot_Neutron_Stars_and_Universal_Relations |
| Authors |
P._Laskos-Patkos,_P.S._Koliogiannis,_A._Kanakis-Pegios,_and_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03347 |
過去数年にわたって、二元中性子星系からの重力波の検出は、超高密度物質の未知の性質のより深い理解への私たちの希望を再燃させました。特に、中性子星の潮汐変形性に対する重力波の制約は、一連の普遍的な関係を使用して、いくつかの中性子星の特性に対する制約に変換することができます。二元中性子星合体とは別に、超新星爆発もマルチメッセンジャー信号の検出の重要な候補です。このような観測により、中性子星の結合エネルギーに大きな制約を課すことができるかもしれません。本研究の目的は2つある。まず、確立された普遍的な関係を持つ有限温度状態方程式の一致を調査します。次に、結合エネルギーと無次元の潮汐変形性の間に普遍的な関係が存在する可能性を調べます。これは、マルチメッセンジャー信号の最も有望なソースに接続されたバルクプロパティです。ホットな状態方程式は、受け入れられている普遍的な関係と常に互換性があるとは限りません。したがって、一般相対性理論を精査したり、中性子星の構造に制約を課したりするためにこのような式を使用することは、決定的ではありません（熱効果が存在する場合）。さらに、結合エネルギーと無次元の潮汐変形性が、少なくとも中程度の中性子星の質量に対して普遍的な傾向を示すことを示します。後者では、GW170817イベントのデータを使用して、1.4$M_\odot$中性子星の結合エネルギーに限界を設定できます。最後に、中性子星のコンパクトさ、結合エネルギー、および無次元の潮汐変形能の間の関係を提供します。これは、使用される状態方程式に依存しないだけでなく、熱効果が存在する場合にも当てはまります。
| Title |
NICER_X-ray_Observations_of_Eta_Carinae_During_its_Most_Recent_Periastron_Passage |
| Authors |
David_Espinoza-Galeas,_Michael_Francis_Corcoran,_Kenji_Hamaguchi,_Christopher_M._P._Russell,_Theodore_R._Gull,_Anthony_Moffat,_Noel_D._Richardson,_Gerd_Weigelt,_D._John_Hillier,_Augusto_Damineli,_Ian_R._Stevens,_Thomas_Madura,_Keith_Gendreau,_Zaven_Arzoumanian,_Felipe_Navarete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03457 |
2020年2月の最新のX線最小/ペリアストロン通過までの光の長周期衝突風バイナリーEtaCarinaeの0.4-10keVバンドでの高精度X線モニタリング観測を報告します。EtaCarinae2020年1月7日に観測された最大X線フラックスに到達しました。フラックスレベルは$3.30\times10^{-10}$ergss$^{-1}$cm$^{-2}$で、その後急速に2020年2月17日近くに観測された最小フラックス$0.03\times10^{-10}$ergss$^{-1}$cm$^{-2}$に急落します。NICER観測は、最小からのX線回復を示していますたった$\sim$16日で、これまでに観測された最短のX線の最小値です。「深い」最小間隔と「浅い」最小間隔の新しい制約を提供します。観測された最も高温のX線放射の特性X線温度の変動は、風風の「バウショック」の頂点が、X線の最小値の開始の約81日前にコンパニオンの風加速ゾーンに入ったことを示しています。X線の最小値の直前に柱密度が階段状に増加します。これは、おそらく衝撃の頂点の近くに密集した塊が存在することに関連しています。回復中およびその後、カラム密度は滑らかな低下を示します。これは、同じ軌道相でSWIFTによって行われた以前の$N_{H}$測定と一致し、質量損失率の変化が2サイクルでわずか数パーセントであることを示しています。。最後に、NICERによって見られる外側の噴出物のX線束の変化を使用して、$\sim10^{41}$ergss$^{-1}$付近の噴出物の動的X線光度を導き出します。「大噴火」の時。
| Title |
A_mission_architecture_to_reach_and_operate_at_the_focal_region_of_the_solar_gravitational_lens |
| Authors |
Henry_Helvajian,_Alan_Rosenthal,_John_Poklemba,_Thomas_A._Battista,_Marc_D._DiPrinzio,_Jon_M._Neff,_John_P._McVey,_Viktor_T._Toth,_and_Slava_G._Turyshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03005 |
太陽重力レンズ（SGL）の焦点領域への宇宙ミッションの実現可能性に関する進行中の工学研究の初期結果を提示します。ミッションの目標は、天文単位（AU）〜548-900の範囲の地動説の距離で太陽系外惑星のイメージング操作を実行することです。太陽から548AUから始まり、太陽の後ろにある太陽系外惑星からの光はSGLによって大幅に増幅されます。目的は、この光を捉えて、最大100光年離れた太陽系外惑星のマルチピクセルイメージングに使用することです。メータークラスの望遠鏡を使用すると、数十キロメートルで測定された表面解像度で太陽系外惑星の画像を生成し、居住性の兆候を特定することができます。データは、画像内でイメージング宇宙船を動かしながら、ピクセルごとに取得されます。ミッションの期間が長く、数十年から900AUであることを考えると、ミッションのリスクと全体的なコストを削減しながら、可能な限り最速の通過時間を実現するアーキテクチャに取り組みます。ミッションアーキテクチャは、ソーラーセーリング技術とモジュール化された機能ユニットの空間内集約を実装して、ミッション対応の宇宙船を形成します。この研究は、そのような挑戦的な使命の要素を明らかにしていますが、それにもかかわらず、現存するか、活発に開発されている技術で実行可能であることがわかりました。
小型衛星用の低コストのラズベリーパイスターセンサー
| Title |
Low-Cost_Raspberry_Pi_Star_Sensor_for_Small_Satellites |
| Authors |
Bharat_Chandra_P,_Mayuresh_Sarpotdar,_Binukumar_G._Nair,_Richa_Rai,_Rekhesh_Mohan,_Joice_Mathew,_Margarita_Safonova,_Jayant_Murthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03087 |
ここでは、小型衛星やCubeSatベースのミッションでのアプリケーション向けに開発および構築された、市販（COTS）コンポーネントを使用した低コストのRaspberryPi（RPi）ベースのスターセンサーStarberrySenseを紹介します。スターセンサーは、姿勢を決定するために衛星に搭載されている重要な機器の1つです。ただし、市販されているほとんどのスターセンサーは、小型衛星ミッションで使用するには高価でかさばります。StarberrySenseは構成可能なシステムであり、イメージングカメラ、セントロイドカメラ、またはスターセンサーとして動作できます。センサーに実装されているアルゴリズム、その組み立て、およびキャリブレーションについて説明します。このペイロードは、インド宇宙研究機関（ISRO）によるPS4軌道プラットフォーム上で飛行するペイロードを求める最近の機会発表によって選択されました。
GRBAlphaとVZLUSAT-2の初期の結果
| Title |
Early_results_from_GRBAlpha_and_VZLUSAT-2 |
| Authors |
Jakub_Ripa,_Andras_Pal,_Masanori_Ohno,_Norbert_Werner,_Laszlo_Meszaros,_Balazs_Csak,_Marianna_Dafcikova,_Vladimir_Daniel,_Juraj_Dudas,_Marcel_Frajt,_Peter_Hanak,_Jan_Hudec,_Milan_Junas,_Jakub_Kapus,_Miroslav_Kasal,_Martin_Koleda,_Robert_Laszlo,_Pavol_Lipovsky,_Filip_Munz,_Maksim_Rezenov,_Miroslav_smelko,_Petr_Svoboda,_Hiromitsu_Takahashi,_Martin_Topinka,_Tomas_Urbanec,_Jean-Paul_Breuer,_Teruaki_Enoto,_Zsolt_Frei,_Yasushi_Fukazawa,_Gabor_Galgoczi,_Filip_Hroch,_Yuto_Ichinohe,_Laszlo_Kiss,_Hiroto_Matake,_Tsunefumi_Mizuno,_Kazuhiro_Nakazawa,_Hirokazu_Odaka,_Helen_Poon,_Nagomi_Uchida,_Yuusuke_Uchida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03272 |
ガンマ線バースト（GRB）を監視する超小型衛星の将来のコンステレーションへの技術的なパスファインダーである1UCubeSatミッションであるGRBAlphaからの検出器の性能と初期の科学の結果を紹介します。GRBAlphaは2021年3月に打ち上げられ、高度550kmの太陽同期軌道上で動作します。GRBAlphaに搭載されたガンマ線バースト検出器は、75x75x5mmのCsI（Tl）シンチレータで構成され、デュアルチャネルマルチピクセル（SiPM）フォトンカウンター（MPPC）セットアップによって読み取られます。〜30-900keVの範囲で感度が高くなります。GRBAlphaの主な目標は、検出器の概念の軌道上でのデモンストレーション、検出器の寿命の検証、およびヴァンアレン帯の外側と南大西洋異常帯の領域を含む低軌道のバックグラウンドレベルの測定です。GRBAlphaはすでに長いGRBと短いGRBの両方を5つ検出しており、8時間以内に2つのGRBを検出することもでき、超小型衛星がガンマ線トランジェントのルーチン検出に使用できることを証明しています。1つのGRBについて、高解像度のスペクトルを取得し、それをSwift衛星からの測定値と比較することができました。バックグラウンドが変動するため、低軌道の約67％がガンマ線バースト検出に適していることがわかります。発売から1年後、検出器の性能は良好で、SiPM光子カウンターの劣化は許容レベルにとどまっています。同じ検出器システムですが、サイズは2倍で、2022年1月にVZLUSAT-2（3UCubeSat）で発売されました。それはうまく機能し、すでに3つのGRBと2つの太陽フレアを検出しました。ここでは、このミッションの初期の結果も紹介します。
宇宙関連の氷のテラヘルツ脱着発光分光法（THz DES）
| Title |
TeraHertz_Desorption_Emission_Spectroscopy_(THz_DES)_of_space_relevant_ices |
| Authors |
O._Auriacombe,_S._Rea,_S._Ioppolo,_M._Oldfield,_S._Parkes,_B._Ellison,_H._Fraser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03356 |
天体化学をサポートする実験室ベースの気相テラヘルツ脱着分光法（THz-DES）実験を実行する実験装置を提示します。測定システムは、地球観測の目的で以前に開発された室温半導体ミキサーダイオード技術を使用するテラヘルツヘテロダイン放射計と、分子の高スペクトルおよび時間分解能分光法を可能にする高真空脱離ガスセルおよび高速デジタルサンプリング回路を組み合わせたものです。熱弁別のある種。使用中、分子は液体窒素で冷却された金属フィンガーに凝縮され、宇宙に存在する可能性のある氷の構造をエミュレートします。堆積に続いて、熱脱着はヒーターによって制御および開始され、温度センサーを介して監視されます。真空セル環境に放出された分子の「静止周波数」スペクトルシグネチャは、ヘテロダイン放射計によってリアルタイムで検出され、高いスペクトル分解能で特徴付けられます。機器の実行可能性を実証するために、亜酸化窒素（N2O）を研究しました。この分子はテラヘルツ（サブミリ波）の範囲内で強く放出され、適切なテストガスを提供し、四重極質量分析などの従来の手法で得られた結果を比較します。得られた結果は、測定方法を完全に特徴づけることを可能にし、星間物質と太陽系における分子種の天体化学的観測をサポートする実験ツールとしてのその潜在的な使用について議論します。
3回目の観測実行中に重力波検出器データからグリッチを差し引く
| Title |
Subtracting_glitches_from_gravitational-wave_detector_data_during_the_third_observing_run |
| Authors |
D._Davis,_T._B._Littenberg,_I._M._Romero-Shaw,_M._Millhouse,_J._McIver,_F._Di_Renzo,_G._Ashton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03429 |
地上の重力波検出器からのデータには、「グリッチ」と呼ばれる短時間の機器のアーティファクトが多数含まれています。これらのアーティファクトの割合が高いと、グリッチと重なるコンパクトなバイナリ合体からの重力波信号のかなりの部分が発生します。LIGO-Virgoの3回目の観測では、グリッチが原因で、信号の$\約20\％$に何らかの緩和策が必要でした。これは、検出された重力波イベントの大部分について、グリッチ減算がLIGO-Virgo-KAGRAデータ分析方法の一部として含まれた最初の観測実行でした。この作業では、グリッチを特定する方法、軽減が必要かどうかを判断するための決定プロセス、およびグリッチのモデル化と減算に使用された2つのアルゴリズムBayesWaveとgwsubtractについて説明します。2つのイベント、GW190424_180648とGW200129_065458のケーススタディを通じて、グリッチ減算の有効性を評価し、関連するグリッチモデルの統計的不確実性を比較し、これらのグリッチ減算方法の潜在的な制限を特定します。最後に、将来の観測実行のためのこの最初の取り組みから学んだ教訓を概説します。
| Title |
Inferring_Structural_Parameters_of_Low-Surface-Brightness-Galaxies_with_Uncertainty_Quantification_using_Bayesian_Neural_Networks |
| Authors |
Dimitrios_Tanoglidis,_Aleksandra_\'Ciprijanovi\'c,_Alex_Drlica-Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03471 |
銀河の構造パラメータ（サイズ、全輝度、光濃度など）を測定することは、さまざまな銀河集団の定量的記述に向けた重要な最初のステップです。この作業では、ベイジアンニューラルネットワーク（BNN）を使用して、シミュレートされた低表面輝度銀河画像からのそのような形態学的パラメーターの不確実性を定量化できることを示します。従来のプロファイルフィッティング方法と比較して、BNNを使用して得られた不確実性は、大きさが同等であり、十分に較正されており、パラメーターの点推定が真の値に近いことを示しています。私たちの方法も非常に高速です。これは、大規模な銀河調査や天体物理学のビッグデータの時代の到来とともに非常に重要です。
超ワイドオービット（ココナッツ）のクールコンパニオン。 III。若いM5矮星の周りの非常に赤いL6ベンチマーク褐色矮星
| Title |
COol_Companions_ON_Ultrawide_orbiTS_(COCONUTS)._III._A_Very_Red_L6_Benchmark_Brown_Dwarf_around_a_Young_M5_Dwarf |
| Authors |
Zhoujian_Zhang_(UT_Austin),_Michael_C._Liu_(UH/IfA),_Caroline_V._Morley_(UT_Austin),_Eugene_A._Magnier_(UH/IfA),_Michael_A._Tucker_(UH/IfA),_Zachary_P._Vanderbosch_(Caltech),_Aaron_Do_(UH/IfA),_Benjamin_J._Shappee_(UH/IfA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02865 |
COolCompanionsONUltrawideorbiTS（COCONUTS）プログラムからの3番目の発見であるCOCONUTS-3システムを紹介します。これは、若いM5プライマリスターUCAC4374-046899と非常に赤いL6ドワーフWISEAJ081322.19$-$152203.2で構成されています。これらの2つのオブジェクトは、61$''$（1891au）の投影間隔を持ち、共通の固有運動と推定距離を考慮して物理的に関連付けられています。主な星であるCOCONUTS-3Aの質量は$0.123\pm0.006$M$_{\odot}$であり、その運動学と分光光度特性に基づいて、その年齢を100Myrから1Gyrと推定します。古い高重力M矮星によって確立された経験的較正を使用して、その金属量を$0.21\pm0.07$dexとして導き出し、この[Fe/H]は、COCONUTS-3Aの若い年齢を考えるとPHOENIXモデルに従ってわずかに過小評価される可能性があることを発見しました。コンパニオンのCOCONUTS-3Bは、L6$\pm$1INT-Gの近赤外線スペクトル型を持ち、$T_{\rmeff}=1362^{+48}_{-73}$の物理的特性を推測します。K、$\log{（g）}=4.96^{+0.15}_{-0.34}$dex、$R=1.03^{+0.12}_{-0.06}$R$_{\rmJup}$、$M=39^{+11}_{-18}$M$_{\rmJup}$、そのボロメータの光度、ホストスターの年齢、およびホットスタート進化モデルを使用します。進化に基づく物理パラメータで曇った大気モデルのスペクトルを構築し、それらをCOCONUTS-3Bの分光光度法と比較します。このコンパニオンは、光球に十分な凝縮雲を持っており、データモデルの不一致は、古いバージョンの不透明度データベースを使用しているモデルが原因である可能性があります。野外時代のL6矮星と比較して、COCONUTS-3Bは絶対等級が弱く、120Kクーラー$T_{\rmeff}$を持っています。また、このコンパニオンのJ-Kカラーは、数百Myrより古い年齢の超クールなベンチマークで最も赤い色の1つです。COCONUTS-3は、コンパニオンとホストの質量比が0.3の場合、恒星のバイナリと同じ方法で形成される可能性が高く、亜恒星モデルの大気の分類を定量化するための貴重なベンチマークとなります。
太陽風の基盤をかき混ぜる：熱伝達と渦形成について
| Title |
Stirring_the_Base_of_the_Solar_Wind:_On_Heat_Transfer_and_Vortex_Formation |
| Authors |
Adam_J._Finley,_Sacha_A._Brun,_Mats_Carlsson,_Mikolaj_Szydlarski,_Viggo_Hansteen,_and_Munehito_Shoda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02878 |
太陽風の現在のモデルは、太陽大気内の小規模なダイナミクスを近似（または無視）する必要がありますが、これらは、出現する波動乱流スペクトルを形成し、最終的に冠状プラズマを加熱/加速する上で重要である可能性があります。Bifrostコードは、現在の太陽望遠鏡の限界に達している、または限界を超えている空間的および時間的スケールの分析を容易にする、太陽大気の現実的なシミュレーションを生成します。この研究では、Bifrostシミュレーションは、コロナホール領域の太陽大気を表すように構成されており、そこから高速の太陽風が発生します。シミュレーションは、上部対流層（光球の下2.5Mm）から低コロナ（光球の上14.5Mm）まで広がり、水平方向の範囲は24Mmx24Mmです。光球の流れによるコロナ磁場のねじれは、低コロナにエネルギーを効率的に注入します。最大$2-4$kWm$^{-2}$のポインティングフラックスは、1-5Mmの低コロナの直径を持つねじれた磁気構造の内部で一般的に観察されます。ねじれアルヴェーン波はこれらの構造に沿って良好に伝達され、その後太陽風に逃げます。ただし、上限条件からのこれらの波の反射により、出現するAlfv\'en波エネルギーフラックスを明確に定量化することは困難です。この研究は、Bifrostシミュレーションを使用して太陽風のベースの状態を定量化する最初のステップを表しています。冠状磁場は光球の流れによって容易に編まれ、ねじれることが示されている。温度と密度のコントラストは、活発な攪拌運動がある領域とない領域の間に形成されます。対流におけるより強い渦のような流れは、磁気の集中と同時に、磁気ファンネルネットワークを介してねじれアルヴェーン波を発射します。これは、太陽風における磁気スイッチバックの乱流生成を強化することが期待されます。
2021年のSOARでのスペックル干渉法
2008年に開始された4.1mの南天体物理学研究望遠鏡（SOAR）でのスペックル干渉法プログラムは、現在、12,700の異なるターゲットの30,300を超える個別の観測を蓄積しています。その主な目標は、太陽の近くにある高次階層のメンバーや低質量の矮星を含む、近いバイナリの軌道運動を監視することです。2021年の結果がここに公開され、2,123個の解決されたペアの2,623個の測定値と、763個のターゲットの非解決値が示されます。測定された間隔の中央値は0.21で、75ペアは30masに近かった。スケールと方向のキャリブレーションは、適切にモデル化された動きのある103のワイドペアの観測に基づいています。これらのキャリブレーターは、最新のGaiaデータリリースと比較されます。マイナー（0.5％）の系統的エラーが修正され、1masのオーダーの典型的なエラーを伴う正確な相対位置が得られました。これらの新しい測定値を使用して、282個のバイナリの軌道がここで決定されます（54回の最初の決定と228回の修正）。既知のバイナリのサブシステムを含む、初めて50の新しいペア。SOARで解決されていない可能性のある94のスプリアスペア（主にHipparcosバイナリに近い）のリストも示されています。
49の新しい周期を含む、新星の156の信頼できる軌道周期の包括的なリスト
主にTESS、Keplerの大規模な調査から得られた、2つ以上の独立した光度曲線で、有意でコヒーレントで安定した光測光変調を探すことにより、最もよく知られている新星システムの公転周期（P）の大規模な検索について報告します。、AAVSO、SMARTS、OGLE、ASAS、およびZTF。私は31の新しい公転周期を発見しました。さらに、スペクトルエネルギー分布に基づいて、進化したコンパニオンを持つ18個の新星の新しい周期を30％の精度で測定しました。また、私は46個の新星におけるPの以前の主張を確認し、改善し、拒否しました。（この努力の一環として、私は5つの新星が1〜3のコヒーレントで、有意で、一時的な周期性を0.12〜4。1日表示することを認識しています。これらは、軌道、スピン、またはスーパーハンプの期間ではないため、神秘的です。）novaeの156個の信頼できるP値の包括的なリストをまとめました。新星の周期のヒストグラムは、0.059時間（85分）で最小のPを示し、0.071〜0。111日（1.70〜2.66時間）の周期のギャップを示しています。周期ギャップの上端は、新星（0。111日）、新星のようなシステム（0。131日）、矮新星（0。141日）の間で大きく異なります。ヒストグラムからのさらなる問題は、新星システムの31％がコンパニオンを進化させたということです。そのため、現在の状態や進化についてのモデルや理解はありません。赤色巨星の伴星を持つ新星の場合、主系列星と準巨星の伴星が0.11〜0.32に近い膨らみの割合を持っているにもかかわらず、20のうち15が膨らみの集団に含まれています。
ELM調査。 IX。 SDSSフットプリントの低質量白色矮星バイナリの完全なサンプル
| Title |
The_ELM_Survey._IX._A_Complete_Sample_of_Low_Mass_White_Dwarf_Binaries_in_the_SDSS_Footprint |
| Authors |
Warren_R._Brown_(1),_Mukremin_Kilic_(2),_Alekzander_Kosakowski_(3),_A._Gianninas_(4)_((1)_SAO,_(2)_OU,_(3)_TTU,_(4)_TC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02998 |
バイナリ進化から形成されるオブジェクトである超低質量（ELM）<0.3MsunWDの継続的な検索から、17個の二重白色矮星（WD）バイナリの発見を提示します。Gaia視差は、元のELMサーベイ選択基準を評価するために使用するターゲット選択の新しい手段を提供します。GaiaとSloanDigitalSkySurvey（SDSS）のカタログを交差適合試験し、17<g<19等で、元の色の選択の3シグマの不確実性の範囲内で追加の36個のELMWD候補を特定します。結果として得られた発見は、ELMサーベイサンプルが-0.4<（g-r）_0<-0.1等（約9,000K<Teff<22,000K）の色範囲で90％完全であったことを意味します。私たちの観察は、SDSSフットプリントのサンプルを完成させます。新しく発見された2つのバイナリ、J123950.370-204142.28とJ232208.733+210352.81は、それぞれ22.5分と32分の軌道周期を持ち、将来のLISA重力波源です。
崩壊する雲のコアにおけるダストの凝固と断片化およびそれらが非理想的な電磁流体力学的効果に及ぼす影響
| Title |
Dust_coagulation_and_fragmentation_in_a_collapsing_cloud_core_and_their_influence_on_non-ideal_magnetohydrodynamic_effects |
| Authors |
Yoshihiro_Kawasaki,_Shunta_Koga,_and_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03059 |
塵の凝集と塵の断片化の両方を考慮して、雲のコアの崩壊中の塵の粒子サイズ分布の時間発展を決定し、非理想的な磁気流体力学的効果に対する塵の成長の影響を調査します。崩壊するコアの密度の進化は次のとおりです。1ゾーンモデルによって与えられます。2種類のダストモデルを想定しています。ケイ酸塩のみで構成されるダスト（ケイ酸塩ダスト）と、表面が$\mathrm{H_{2}O}$氷（$\mathrm{H_{2}O}$氷ダスト）で覆われたダストです。）。衝突凝固のみを考慮する場合、非理想的な電磁流体力学的効果は、ケイ酸塩と$\mathrm{H_{2}O}$の両方の氷塵の場合の高密度領域では効果的ではありません。これは、ダストの凝固により小さなダスト粒子の量が減少し、その結果、ダスト表面への荷電粒子の吸着効率が低下するためです。ケイ酸塩ダストの場合、衝突フラグメンテーションが含まれていると、非理想的な電磁流体力学的効果が$n_{\mathrm{H}}>10^{12}\\mathrm{cm^{-3}の高密度で適用されます。}$は、小さなダスト粒子が豊富に生成されるためです。一方、$\mathrm{H_{2}O}$の氷の塵の場合、断片化による小さな塵の粒子の生成は効率的ではありません。したがって、$\mathrm{H_{2}O}$アイスダストの場合、非理想的な電磁流体力学的効果は$n_{\mathrm{H}}\gtrsim10^{14}\\mathrm{cmの範囲でのみ適用されます。^{-3}}$、衝突による断片化が考慮されている場合でも。我々の結果は、星と円盤の形成過程で重要な役割を果たすはずの非理想的な電磁流体力学的効果を活性化するために、ダストの衝突凝固と断片化の両方を考慮する必要があることを示唆している。
階層的なトリプルスターの安定性への代数および機械学習アプローチ
| Title |
Algebraic_and_machine_learning_approach_to_hierarchical_triple-star_stability |
| Authors |
Pavan_Vynatheya,_Adrian_S._Hamers,_Rosemary_A._Mardling_and_Earl_P._Bellinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03151 |
階層的なトリプルスターシステムの動的安定性を決定するための2つのアプローチを提示します。1つ目は、Mardling＆Aarseth（2001）の半解析的安定性基準の改善です。ここでは、内部軌道離心率への依存を導入し、相互軌道傾斜角への依存を改善します。2つ目は、多層パーセプトロン（MLP）を使用して、トリプルスターシステムを「安定」と「不安定」に分類する機械学習アプローチです。これを実現するために、N体コードMSTARを使用して10^6階層トリプルの大規模なトレーニングデータセットを生成します。どちらのアプローチも、元のMardling＆Aarseth（2001）の安定性基準よりも優れており、MLPモデルが最も優れています。改善された安定性の公式と機械学習モデルの全体的な分類精度は、それぞれ93％と95％です。調査したパラメーター範囲内の階層型トリプルスターシステムの安定性をほとんど計算せずに正確に予測するMLPモデルは、使いやすいPythonスクリプトの形式でGithubで公開されています。
移行地域の拠点はどこですか？ TRACE、SDO、IRIS、およびALMAの観測からの証拠
古典的な太陽モデルは彩層-コロナ遷移領域（CCTR}を$\tau_{5000}=1$レベルより$\sim2$Mm上に置きますが、rMHDモデルはそれをより広い範囲の高さに置きます。観測による検証はほとんどありません。さまざまな機器とスペクトル領域からの最近の結果を確認して議論します。SDOおよびTRACE画像では、スピキュールは1600、1700、および304Aバンドでの発光と、EUVバンドでの吸収に現れます。後者は、HおよびHeの光イオン化によるものです。I.利用可能な最短のAIA波長で、彩層の肢が$\tau_{5000}=1$レベルより$\sim0.34$Mm高いことを考慮すると、CCTR放射は$\sim3.7$から始まることがわかりました。Mm;彩層吸収がない$\lambda=0$に外挿すると、Avrett＆Loeserモデルの2.14Mmの値を超える$3.0\pm0.5$Mmの高さを推定しました。彩層はネットワーク構造の高さです。高さの違いにより、特徴が手足でシフトします。マグネトグラムの対応するものに。このアプローチを使用して、中心部の高さを$0.14\pm0.04$Mm（1700Aで）、$0.31\pm0.09$Mm（1600Aで）、$3.31\pm0.18$Mm（304Aで）測定しました。ソーラーディスク。以前に報告された可能性のある太陽周期変動は確認されていません。3番目の指標は、UVでの四肢の位置です。ここで、MgIIトリプレットラインのIRIS観察は、それらが2832Aの四肢から$\sim2.1$Mmまで伸びていることを示していますが、AIA/SDO画像は四肢の高さを示しています$1.4\pm0.2$Mm（1600A）および$5.7\pm0.2$Mm（304A）です。最後に、ALMAmm-$\lambda$フルディスクイメージは、あまり正確ではありませんが、有用な診断を提供します。1.26mmで$2.4\pm0.7$Mmおよび3mmで$4.2\pm2.5$Mmの値が得られました。すべてをまとめると、平均彩層は同種モデルが予測するよりも高く伸びますが、rMHDモデルの範囲内であると結論付けます。
3DMHDEUHFORIAシミュレーションを使用してモデル化されたコロナ質量放出の過剰膨張
| Title |
Over-expansion_of_coronal_mass_ejections_modelled_using_3D_MHD_EUHFORIA_simulations |
| Authors |
C._Verbeke,_B._Schmieder,_P._D\'emoulin,_S._Dasso,_B._Grison,_E._Samara,_C._Scolini,_S._Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03168 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽の近くで観測される大規模な噴火です。彼らは太陽圏を旅していて、おそらく地球環境と相互作用して、中断を引き起こしたり、新しい技術機器に損害を与えたりしています。ほとんどの場合、それらの物理的状態（速度、密度、圧力）は、宇宙の1点でその場でのみ測定され、太陽から地球への移動中にこれらのパラメーターの変動に関する情報を得る可能性はありません。私たちの目的は、3つの特定の高速ハローCMEのセットの内部物理パラメータの進化を理解することです。これらのCMEは、2002年7月15日から18日の間に打ち上げられました。驚くべきことに、地球の近くで観測された関連する惑星間CME（ICME）は、プラズマ密度が低く、場合によっては非常に低くなっています。EUropeanHeliosphereFORecastingInformationAsset（EUHFORIA）モデルを使用して、太陽-地球線に沿って仮想宇宙船を配置することにより、背景の太陽風におけるCMEの伝播をシミュレートします。最初にコーンモデルを使用し、次に線形力のないスフェロマックモデルを使用して、初期条件を0.1auに設定しました。ICMEの速度、密度、および到着時間に関するシミュレーション結果と観測値の間の比較的良好な一致は、初期CMEパラメーターを適応させることによって得られます。特に、これは、初期の磁気圧力を増加させて、内側の太陽圏で急速な膨張が誘発されるようにすることによって達成されます。これは、開発を意味します。まず、太陽に近い力のバランスが崩れた磁気構成が、初期の均一速度に関連するEUHFORIAの仮定を緩和することを示します。第二に、内部太陽圏で放出された磁気構成の過剰膨張は、1auでいくつかのICMEで観察された低密度のもっともらしい原因の1つです。その場で観察された非常に低い密度は、3つのICMEのうちの2つで急速な膨張の冠状起源の可能性があります。
Gaiaと広視野ugiイメージングによるM37の天体測光研究
| Title |
Astro-photometric_study_of_M37_with_Gaia_and_wide-field_ugi-imaging |
| Authors |
M._Griggio_(1_and_2),_L._R._Bedin_(2),_R._Raddi_(3),_N._Reindl_(4),_L._Tomasella_(2),_M._Scalco_(1_and_2),_M._Salaris_(5_and_6),_S._Cassisi_(6),_P._Ochner_(2_and_7),_S._Ciroi_(7),_P._Rosati_(1),_D._Nardiello_(2),_J._Anderson_(8),_M._Libralato_(9),_A._Bellini_(8),_A._Vallenari_(2),_L._Spina_(2),_M._Pedani_(10)_((1)_Univ._Ferrara,_(2)_INAF-OAPD,_(3)_Univ._Polit\`ecnica_de_Catalunya,_(4)_Inst._f\"ur_Physik_und_Astronomie,_(5)_Liverpool_John_Moores_Univ.,_(6)_INAF-OA-Abruzzo,_(7)_Univ._Padova,_(8)_STScI,_(9)_ESA/STScI,_(10)_INAF-FGG) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03179 |
銀河散開星団M37（NGC2099）の位置天文および測光の広視野研究を紹介します。調査対象のフィールドは、スローンのようなフィルターugiの約4平方度の領域をカバーする地上画像で観察されました。Gaiaカタログを利用して、大視野モザイクの幾何学的歪みを較正し、他の広視野機器にも適用できるソフトウェアルーチンを開発しました。データは、M37の最もホットな白色矮星（WD）メンバー候補を識別するために使用されます。GaiaEDR3の絶妙な位置天文学のおかげで、7つのそのようなWD候補を特定しました。そのうちの1つは、高確率の位置天文学メンバーであることに加えて、惑星状星雲の推定上の中心星です。私たちの知る限り、これは散開星団のユニークなオブジェクトであり、この若いWDの定性的な特性評価に使用されるフォローアップの低解像度スペクトルを取得しました。最後に、3色のアトラスと視野内のソースのカタログを公開します。これは既存の資料の補足を表しています。
RRリンシスの日食のタイミング
明るく、風変わりな食変光星RRリンシスの最小値の時間は再調査されます。TESSデータから、日食のタイミングの大きな違いは、特に一次極小値の場合、光度曲線の非対称性ではなく、脈動による日食プロファイルの小さな不規則な変化が原因である可能性があります。
現実的な3D流体力学シミュレーションでは、大質量星に大きな乱流エントレインメントが見られます
| Title |
Realistic_3D_hydrodynamics_simulations_find_significant_turbulent_entrainment_in_massive_stars |
| Authors |
F._Rizzuti,_R._Hirschi,_C._Georgy,_W._D._Arnett,_C._Meakin_and_A._StJ._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03223 |
一次元（1D）恒星モデルから生じる恒星の構造と進化についての私たちの理解は、恒星の内部で起こっている多次元プロセスに関連する不確実性によって制限されています。ただし、1Dモデルは、コンピューティングリソースの最近の進歩のおかげで、複雑な多次元プロセスを短時間で再現できる詳細な3次元（3D）流体力学モデルを使用してテストおよび改善できるようになりました。これらのプロセスの中で、対流境界を越えた混合につながる乱流エントレインメントは、最も理解されておらず、最も影響力のあるものの1つです。ここでは、大質量星のネオン燃焼殻の一連の流体力学シミュレーションの結果を示し、地球物理学からの乱流エントレインメント法則の枠組みでそれらを解釈します。私たちのシミュレーションは、恒星環境を再現する際の前例のない程度のリアリズムにおいて、以前の研究とは異なります。重要なことに、シミュレーションで見つかった強いエントレインメントは、1D恒星モデルでの対流境界混合の現在の実装の主要な欠陥を浮き彫りにします。したがって、この研究では、対流境界を1Dでモデル化する方法、特にこれらのモデルでのエントレインメントの実装を大幅に改訂する必要があります。これは、超新星理論、元素合成、中性子星、ブラックホール物理学にとって重要な意味を持ちます。
原始星円盤形成における遠心力障壁と超ケプラー回転
| Title |
Centrifugal_Barrier_and_Super-Keplerian_Rotation_in_Protostellar_Disk_Formation |
| Authors |
Dylan_C._Jones,_Ka_Ho_Lam,_Zhi-Yun_Li,_Yisheng_Tu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03443 |
ALMAの出現により、深く埋め込まれた原始星の周りにディスクがどのように形成されるかを観測的に制限することが可能になりました。特に、近くの原始星L1527の最近のALMAC3H2線観測は、いわゆる「遠心力障壁」の証拠として解釈されています。ケプラーの回転。もともとは固定点質量の周りの回転する試験粒子の角運動量保存崩壊に基づいていた遠心力バリアの概念をテストするために、最小限の成分セットを含む原星円盤形成の単純な軸対称流体力学的シミュレーションを実行します：自己重力、回転、およびディスクが付着することを可能にする規定の重力。粘度が比較的大きい場合、スーパーケプラー領域が実際に存在する可能性がありますが、遠心力バリアの古典的な図とは異なり、落下するエンベロープ材料は遠心力だけで減速するわけではありません。この領域は、周囲の角運動量よりも特定の角運動量を持っています。これは、エンベロープ材料のスピンアップではなく、ディスク内の外向きの角運動量輸送の原点を指します（落下するエンベロープによるディスク拡張の制約を受けます）。角運動量を保存するために中心に近づくにつれて、古典的な写真で想定されています。粘度が小さい場合、超ケプラー回転は弱いか、存在しません。いくつかのパラメータレジームに超ケプラー回転が存在するにもかかわらず、遠心力障壁の古典的な図はシミュレーションによってサポートされていないと結論付けます。
| Title |
A_New_Probe_of_Relic_Neutrino_Clustering_using_Cosmogenic_Neutrinos |
| Authors |
Vedran_Brdar,_P._S._Bhupal_Dev,_Ryan_Plestid,_Amarjit_Soni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02860 |
宇宙線起源核種に対する共鳴散乱を利用した宇宙ニュートリノ（C$\nu$B）の新しいプローブを提案します。最も軽いニュートリノの質量と宇宙線生成ニュートリノフラックスのエネルギースペクトルに応じて、標準模型のベクトル中間子（ハドロン$\rho$など）の共鳴は、$\nu\bar{\nu}$消滅によって生成されます。これは、赤方偏移は別として、中間子の質量とニュートリノの質量によってのみ決定されるエネルギーでの宇宙線起源ニュートリノフラックスの明確な吸収特性につながります。数値の一致により、$\rho$共鳴の位置は、最初に予測されたGreisen-Zatsepin-Kuzmin（GZK）ニュートリノフラックスのピークと重なります。これにより、より高い赤方偏移で吸収効果が向上します。C$\nu$B分布に大きな過密度が存在する場合、GZKニュートリノフラックスのこの吸収機能は、IceCube-Gen2ラジオなどの将来のラジオベースのニュートリノ観測所で観測できる可能性があることを示します。したがって、これにより、赤方偏移がゼロの実験室プローブ（KATRINなど）を補完する、大きな赤方偏移でのC$\nu$Bクラスタリングの新しいプローブが提供されます。
| Title |
First-Order_Electroweak_Phase_Transition_and_Baryogenesis_from_a_Naturally_Light_Singlet_Scalar |
| Authors |
Keisuke_Harigaya_and_Isaac_R._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02867 |
強力な一次電弱相転移を達成する標準模型への最小の一重項スカラー拡張を調査します。一重項は、近似シフト対称性のために自然に軽くすることができ、標準モデルヒッグスの問題を超える追加の階層性問題は導入されません。相転移の2フィールドダイナミクスについて詳しく説明し、重力波信号が弱すぎて近未来の観測では検出できないことを発見しました。また、ゼロ温度スカラーポテンシャルの準安定性についても説明します。電弱スケールのすぐ上の明らかな不安定性にもかかわらず、電弱真空の寿命は宇宙の年齢よりもはるかに長いため、セットアップでは電弱スケールの近くでUVを完了する必要がないことを示しています。宇宙のバリオン非対称性は、一重項と弱いゲージボソンの間の結合から生じる局所的な電弱バリオン数生成によって説明されるかもしれません。予測される電子の電気双極子モーメントは、電流の限界をはるかに下回っています。実行可能なパラメータ空間は、まれなK中間子崩壊と宇宙マイクロ波背景放射の観測によって調べることができます。
惑星における炭化水素混合物からのダイヤモンド形成
炭化水素の混合物は宇宙に非常に豊富にあり、それらからのダイヤモンドの形成は、惑星の内部構造と進化を形作る上で重要な役割を果たすことができます。第一原理の精度で、最初に純粋な液体炭素のダイヤモンド核形成速度を推定し、次に極端な条件での炭化水素の化学結合の性質を明らかにします。最後に、炭素の原子分率が異なる炭化水素混合物からダイヤモンドを形成できる圧力-温度相境界を確立します。特に、海王星（天王星ではない）に空乏層があり、相分離メカニズムにより、炭素原子の割合に関係なく、ダイヤモンドの形成が熱力学的に有利です。これらの発見は、惑星の形成と進化の物理学のより良い理解につながる可能性があり、天王星の低光度を説明するのに役立ちます。
| Title |
Classical_and_Quantum_Dynamics_of_Gyroscopic_Systems_and_Dark_Energy |
| Authors |
Denis_Comelli,_Maicol_Di_Giambattista,_Luigi_Pilo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02950 |
古典的および場の量子論におけるジャイロスコープシステムは、少なくとも2つのスカラー自由度の存在と、2次ラグランジアンで場とその時間微分を混合する項によって特徴付けられます。ミンコフスキー時空では、それらは時間依存の真空期待値を持つフィールドと空間依存の真空期待値を持つフィールドの間の結合の存在下で自然に現れ、自発的にローレンツ対称性を破ります。これは超固体の場合です。宇宙論的背景では、ジャイロスコープシステムは非対角運動および質量行列の時間依存性からも発生する可能性があります。エネルギーを最小化する真空状態の相関関数を計算する古典的および量子力学を研究します。パラメータ空間の安定性の2つの領域が見つかります。1つの領域では、通常と呼ばれ、ハミルトニアンは正に定義されますが、2番目の領域では、異常と呼ばれ、明確な符号はありません。興味深いことに、異常な領域では、2点相関関数がパラメーター空間の特定の領域で共振動作を示します。動的暗黒エネルギーモデル（正確な状態方程式$w=-1$）がジャイロスコープシステムとして実現できることを示します。
| Title |
Imprints_of_flavor_anomalies_on_neutrino_oscillations_through_dark_matter_halo |
| Authors |
Ashutosh_Kumar_Alok,_Neetu_Raj_Singh_Chundawat_and_Arindam_Mandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02962 |
この研究では、フレーバーの異常によって刺激された新しい物理学が、高密度の暗黒物質ハローを介したニュートリノ振動に与える影響を研究します。Majorana暗黒物質フェルミオンと2つの新しいスカラーフィールドが1つのループレベルで$b\tos\mu^+\mu^-$遷移に寄与するモデルに触発されて、ニュートリノと暗黒物質の相互作用がミルキーウェイの中心近くにあるこの好物質性ハローを通過する超高エネルギー宇宙ニュートリノの振動パターン。この相互作用により、地球に到達するニュートリノのフレーバー比は、真空振動のフレーバー比とは異なることがわかります。また、$L_{\mu}-L_{\tau}$対称性によって駆動され、暗黒物質の候補としてベクトルのようなフェルミ粒子を含む$Z'$モデルを検討します。このようなモデルでは、ニュートリノの3つのフレーバーが互いに分離することが以前に示されていました。これにより、フレーバー比が真空振動と同様になります。したがって、ニュートリノと濃い暗黒物質ハローとの相互作用は、暗黒物質のつながりを持つフレーバーモデルを区別するための重要なツールとして役立ちます。
| Title |
Advancing_Globular_Cluster_Constraints_on_the_Axion-Photon_Coupling |
| Authors |
Matthew_J._Dolan,_Frederick_J._Hiskens_and_Raymond_R._Volkas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03102 |
球状星団の水平分枝に対する漸近巨星分枝の星の種族の比率である$R_2$パラメーターを使用して、恒星進化から導出されたアクシオン-光子結合の現在の上限を改善します。これを、アクシオン生成の影響を含む恒星進化コードMESAを使用したシミュレーションのデータと比較します。対流コア境界のモデリングによる$R$および$R_2$パラメーターに対する不確実性の影響を詳細に定量化することに特に注意が払われています。半対流混合スキームを使用して、アクシオン-光子結合を$g_{a\gamma\gamma}<0.47\times10^{-10}〜\mathrm{GeV}^{-1}$に制限します。これにより、QCDアクシオンおよびアクシオンのような粒子パラメータ空間の新しい領域が除外されます。星震学からの補足的な証拠は、これが混合を取り巻く不確実性として$g_{a\gamma\gamma}<0.34\times10^{-10}〜\mathrm{GeV}^{-1}$まで改善される可能性があることを示唆しています対流境界はよりよく理解されています。
グラビティーノ問題の新しい解決策
局所的な超対称性を持つ一般的な現象論的モデルでは、初期の宇宙で生成された大量のグラビティーノの量は、何桁にもわたって既知の暗黒物質の密度に違反する傾向があります。この問題は、タイプIIB弦理論のブレーンワールドシナリオで最近提案された非線形超重力モデルには存在しません。ここでは、私たち（つまり、強い相互作用と電弱相互作用の標準モデル）が$\overline{\rmD3のスタックに住んでいます。}$-3つの大きな空間次元にまたがるブレーン（つまり、反D3ブレーン）。これらの$\overline{\rmD3}$-ブレーンは超対称性を破ります。そこでのオープンストリングモードとして、グラビティーノによって食べられるゴールドスティーノは$\overline{\rmD3}$-ブレーンの内側にのみ存在します。したがって、グラビティーノは$\overline{\rmD3}$-ブレーンの内側では巨大になる可能性がありますが（たとえば、$\overline{m}_{3/2}\ge100$GeV）、外側では（ほとんど）質量がありません。$\overline{\rmD3}$-ブレーン。したがって、$\overline{\rmD3}$-ブレーン内で生成された巨大なグラビティーノは、$\overline{\rmD3}$-ブレーンから押し出されます。これは、スーパーの巨大な光子に対するマイスナー効果と同様です。指揮者。その結果、巨大なグラビティーノが枯渇するため、グラビティーノの問題は発生しません。
機械学習におけるトレーニングセットの構成バイアスがレアオブジェクトの識別にどのように影響するかについての調査
| Title |
An_Exploration_of_How_Training_Set_Composition_Bias_in_Machine_Learning_Affects_Identifying_Rare_Objects |
| Authors |
Sean_E._Lake_and_Chao-Wei_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03207 |
クラスの1つが本質的にまれであるデータで機械学習分類器をトレーニングする場合、分類器は、まれなクラスに割り当てるソースが少なすぎることがよくあります。これに対処するために、まれなクラスの例を重み付けして、無視されないようにするのが一般的です。同じ理由で、ソースタイプのバランスがほぼ等しい制限されたデータでトレーニングすることも頻繁に行われます。ここでは、これらのプラクティスがモデルをレアクラスへのソースの過剰割り当てに偏らせる可能性があることを示します。また、トレーニングデータのバイアスがトレーニング済みモデルの予測に統計的に有意な影響を及ぼしたことを検出する方法と、バイアスの影響を減らす方法についても説明します。ここで開発された手法の影響の大きさはアプリケーションの詳細によって異なりますが、ほとんどの場合、それは控えめなはずです。ただし、これらは機械学習分類モデルが使用されるたびに普遍的に適用可能であり、サンプル分散に対するベッセルの補正に類似しています。
BlackHawkv2.0の標準模型を超える
BlackHawkv2.0の新しいバージョンを紹介します。BlackHawkは、（原始）ブラックホールのホーキング放射スペクトルを計算するために設計された公開コードです。バージョン2.0では、通常の回転（Kerr）BHに加えて、いくつかの非標準のBHメトリックを追加しました。帯電した高次元の重合ブラックホールです。BlackHawkには、いくつかの追加のスクリプトと数値テーブルも組み込まれています。暗黒物質の研究。これらの新機能について説明し、コードの機能の例をいくつか示します。BlackHawkのチュートリアルは、TOOLS2021Webサイトで入手できます：https：//indico.cern.ch/event/1076291/contributions/4609967/
宇宙論における観測量：3つの天文学的展望
この論文では、博士課程で実施した3つのプロジェクトを紹介します。最初のプロジェクトでは、等角変換とギャラクシーナンバーカウンティを紹介します。私は、GalaxyNumberCountsが等角変換の下で不変であることを明示的に示しています。これにより、物理的に良好に観測できるようになります。2番目のプロジェクトでは、弱いレンズ効果、特に宇宙のせん断が銀河の画像の形状にどのように影響するかを研究します。光の偏光も測定すれば、楕円銀河の主軸の回転が宇宙論的に観測できるようになることを示しています。これを使用して、宇宙のせん断とその相関関数を推定する方法を示します。3番目のプロジェクトでは、高次（リーマン二乗および立方体）のラグランジアン有効重力理論を定義します。この理論では、シュワルツシルトのような背景の周りの重力波の速度と準正規周波数に対する線形補正を計算します。
CREXおよびPREX-2からの$^{48}$Caおよび$^{208}$Pbにおける対称エネルギーと中性子スキンのベイズ推定
| Title |
Bayesian_Inference_of_the_Symmetry_Energy_and_the_Neutron_Skin_in_$^{48}$Ca_and_$^{208}$Pb_from_CREX_and_PREX-2 |
| Authors |
Zhen_Zhang,_Lie-Wen_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03328 |
CREXとPREX-2のコラボレーションによる、$^{48}$Caと$^{208}$Pbの電荷の弱いフォームファクターの差$\DeltaF_{\rmCW}$の最近のモデルに依存しない決定を使用して、対称エネルギー$E_{\rmsym}（\rho）$と$^{48}$Caおよび$^{208}$の中性子スキン厚さ$\Deltar_{\rmnp}$のベイズ推定を実行します。Skyrmeエネルギー密度汎関数（EDF）内の鉛。CREXとPREX-2とは別に、推定された$E_{\rmsym}（\rho）$と$\Deltar_{\rmnp}$は、強力なものの、$90\％$C.L.で相互に互換性があることがわかります。$68.3\％$C.L.での張力CREX（PREX-2）は、非常に柔らかい（硬い）$E_{\rmsym}（\rho）$と、かなり小さい（大きい）$\Deltar_{\rmnp}$を優先します。CREXデータとPREX-2データを組み合わせることにより、$E_{\rmsym}（\rho_0）=30.2_{-3.0}^{+4.1}$MeV、対称エネルギー勾配パラメーター$L=15.3^{+を取得します。46.8}_{-41.5}$飽和密度でのMeV$\rho_0$、$\Deltar_{\rmnp}（^{48}{\rmCa}）=0.149_{-0.032}^{+0.035}$fmおよび$\Deltar_{\rmnp}（^{208}{\rmPb}）=0.139_{-0.063}^{+0.070}$fmat$90\％$C.L..$E_{\rm{sym}}（\rho）$と$\Deltar_{\rmnp}$は、CREXとPREX-2を組み合わせた場合の対応する結果に近く、PREX-2は$E_{を制約する効果が低いことを意味します。$\DeltaF_{\rmCW}$の精度が低いため、\rmsym}（\rho）$および$\Deltar_{\rmnp}$。さらに、$90\％$C.L.でCREXとPREX-2のデータを組み合わせることによって推測されたSkyrmeEDFの結果がわかります。$^{48}$Caと$^{208}$Pbで測定された双極子分極率$\alpha_D$と、微視的計算による中性子物質の状態方程式とよく一致します。
BxC：3D電磁流体力学的乱流用の高速発電機
| Title |
BxC:_a_swift_generator_for_3D_magnetohydrodynamic_turbulence |
| Authors |
J.-B._Durrive,_M._Changmai,_R._Keppens,_P._Lesaffre,_D._Maci,_G._Momferatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03373 |
電磁流体力学的乱流は、実験室および天体物理学的プラズマの中心であり、観測された多くのスケーリングを解釈するために呼び出されます。予測されたスケーリング則の動作を検証するには、体系的なパラメーター調査を除く必要なコンピューティングリソースを使用して、極端な解像度の直接数値シミュレーション（DNS）が必要です。ここでは、現実的に見える乱流磁場の解析ジェネレーターを紹介します。これは、デスクトップ上で3D${\cal{O}}（1000^3）$ソレノイドベクトル場を数分から数時間で計算します。私たちのモデルは、3D非圧縮性流体乱流理論の最近の開発に触発されています。この理論では、非線形変換を受けるガウスホワイトノイズベクトルにより、断続的なマルチフラクタル確率場が発生します。$B\timesC$モデルには、明確な幾何学的解釈を持つパラメーターがほとんどありません。（i）電流密度の特徴的なシート状の構造、（ii）電流強度全体のボリューム充填の側面、（iii）の観点から、（コストのかかる）DNSを迅速に$B\timesC$で生成された実現と直接比較します。）パワースペクトルの振る舞い、（iv）磁場と電流密度の増分の確率分布関数、構造関数、指数のスペクトル、および（v）増分の部分分散。このモデルでは、時間の経過に伴う磁気および電流密度の分布を模倣することもでき、3D乱流データキューブでの合成観測に使用できます。
物質結合に対する動的スクリーニングのロバスト性
作用と物質結合における一次微分自己相互作用を伴うスカラーテンソル重力理論における中性子星解を調査します。これらの理論に存在する速度論的スクリーニングメカニズムの、物質への一般的な共形結合に対するロバスト性を評価します。後者には、古典的なDamour-Esposito-Far\`eseスカラー場化につながるものと、スカラー場の運動項に依存するものが含まれます。動的スクリーニングは常にスカラー化よりも優勢であり、物質との動的結合は、非線形レジームに依存することなく、星内のスカラー勾配の抑制をさらに強化することがわかります。アクションにおける派生的な自己相互作用との動的結合を微調整することにより、後者を部分的にキャンセルすることができ、その結果、星の内部の動的スクリーニングが弱まります。この効果は、物質源内のスクリーニングメカニズムを破る新しい方法を表しており、天体物理学的観測でテストできる可能性のある新しいシグネチャを提供します。
