$S_8$テンションを理解するためのステップ
| Title |
A_Step_in_Understanding_the_$S_8$_Tension |
| Authors |
Melissa_Joseph,_Daniel_Aloni,_Martin_Schmaltz,_Eashwar_N._Sivarajan,_Neal_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03500 |
質量しきい値を持つ暗いセクターのモデルは、重要な宇宙論的特徴を持つことができます。再結合前の時代に、相対論的種が非相対論的粒子になり、その後平衡状態で過疎化した場合、エントロピーがより軽い相対論的粒子に移動するため、CMBに測定可能な影響が生じる可能性があります。特に、この「ステップ」が$z\sim20,000$の近くで発生する場合、モデルは当然、$H_0$のより大きな値に対応できます。この段階的な放射がさらに暗黒物質に結合される場合、暗黒物質は非相対論的で枯渇する種を介して結合される可能性があるため、物質のパワースペクトルに意味のある影響を与える可能性があります。これにより、ステップの前にサウンドホライズン内のスケールでパワーが抑制される可能性がありますが、サウンドホライズン外のパワーには従来のCDMシグネチャが残ります。これらの効果を調査し、そのようなモデルがステップのないシナリオよりも当然$S_8$の低い値を提供できることを示します。これは、これらのモデルが、$H_0$張力と協調して、または存在しない場合の両方で、$S_8$張力に対処するための興味深いフレームワークを提供する可能性があることを示唆しています。
銀河団における放射状加速関係による暗黒物質の衝突のない性質のテスト
| Title |
Testing_the_Collisionless_Nature_of_Dark_Matter_with_the_Radial_Acceleration_Relation_in_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Sut-Ieng_Tam,_Keiichi_Umetsu,_Andrew_Robertson,_Ian_G._McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03506 |
ラジアル加速度関係（RAR）は、推定された総求心加速度とバリオン求心加速度の間の厳密な経験的関係を表します。$g_{\rm{tot}}=GM_{\rm{tot}}（<r）/r^2$と$g_{\rm{bar}}=GM_{\rm{bar}}（<r）/r^2$、銀河と銀河団で観測されました。これらの2つの量の間の密接な相関関係は、暗黒物質の性質への洞察を提供することができます。ここでは、宇宙論的流体力学シミュレーションの最先端のスイートであるBAHAMASを使用して、コールドダークマターと無衝突暗黒物質（CDM）および自己相互作用暗黒物質（SIDM）モデルの両方のクラスタースケールハローのRARを特徴付けます。SIDMハローは一般に中央の暗黒物質密度が減少しているため、CDMと比較して中央領域の総加速度が減少します。さまざまな暗黒物質モデルでシミュレートされた銀河団のRARを、CLASH観測から推測されたRARと比較します。私たちの比較は、CDMモデルのクラスタースケールRARが、Tianetalによって取得されたCLASHRARとの優れた一致を提供することを示しています。最も明るい銀河団（BCG）によって精査された高加速レジームを含みます。対照的に、SIDM断面積が大きいモデルでは、CLASHRARとの一致がますます悪くなります。BCG領域を除外すると、SIDM断面に対する制約は弱くなりますが、それでも競争力があります。中央の$r<100$kpc領域外のRARデータを使用すると、$\sigma/m=0.3$cm$^{2}$g$^{-1}$のSIDMモデルは$3.8\sigma$で嫌われますCDMモデルに関するレベル。この研究は、暗黒物質の衝突のない性質をテストするためのクラスタースケールRARの力を示しています。
電流を運ぶ宇宙ひもからの重力波
宇宙ひもは、自明でない最初のホモトピー群との対称性の宇宙論的破壊を含む多くの標準模型の拡張によって予測され、原始重力波（GW）の潜在的な源を表しています。宇宙ひもからのGW信号をモデル化する現在の取り組みは、多くの場合、最小限のモデルに基づいています。たとえば、宇宙ひもを内部構造のない正確に1次元のオブジェクトとして記述する南部-後藤アクションなどです。したがって、より現実的な予測に到達するためには、宇宙ひもの微視的特性を説明しようとする非最小モデルを検討する必要があります。この目標を念頭に置いて、この論文では、さまざまな宇宙論的シナリオで形成される可能性のある、電流を運ぶ宇宙ひも（CCCS）によって放出されるGWスペクトルを導き出します。私たちの分析は、速度依存ワンスケール（VOS）モデルの一般化されたバージョンに基づいています。これは、ストリングネットワークの平均速度と相関長に加えて、キラル（光のような）電流の進化も記述します。。示すことができるように、VOS方程式の解は、一時的に増加する部分的な宇宙ひもエネルギー密度、$\Omega_{\rmcs}$を意味します。これにより、広い周波数間隔でGW信号が強化され、その境界は宇宙ひも電流の生成と減衰の時間によって決定されます。私たちの調査結果は、HzからMHz帯域でのGW実験に重要な意味を持ち、宇宙ひもに大電流を発生させる現実的な素粒子物理学モデルの構築を動機付けます。
弱いレンズ効果の調査からの宇宙論的制約の理論的不確実性の評価
| Title |
Assessing_theoretical_uncertainties_for_cosmological_constraints_from_weak_lensing_surveys |
| Authors |
Ting_Tan_and_Dominik_Zuercher_and_Janis_Fluri_and_Alexandre_Refregier_and_Federica_Tarsitano_and_Tomasz_Kacprzak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03598 |
$$弱い重力レンズ効果は、標準的な宇宙モデルとその拡張を制約するために使用される強力なプローブです。現在および今後の調査の統計精度が向上するため、宇宙論的パラメーターの制約に対する理論的不確実性の影響を制限するために、弱いレンズ効果の統計の高精度予測が必要になります。この目的のために、広く使用されているフィッティング関数（$\texttt{mead}$および$\texttt{rev-halofit}$）エミュレーターに基づいて、非線形物質と弱いレンズ効果スペクトルの理論的予測の比較を示します。（$\texttt{EuclidEmulator}$、$\texttt{EuclidEmulator2}$、$\texttt{BaccoEmulator}$、$\texttt{CosmicEmulator}$）およびN体シミュレーション（$\texttt{Pkdgrav3}$）。ステージIIIおよびステージIVの調査では、弱いレンズ効果による$\Lambda\texttt{CDM}$および$\texttt{wCDM}$モデルの予測される制約を考慮します。制約に対する相対的なバイアスと、想定される処方への依存性を研究します。$\Lambda\texttt{CDM}$宇宙論を仮定すると、上記の予測子間のステージIIIのような調査では、$S_8$パラメーターの相対的な一致は$0.2-0.3\sigma$であることがわかります。ステージIVのような調査の場合、契約は$1.4-3.0\sigma$になります。$\texttt{wCDM}$シナリオでは、より広い$S_8$制約があり、ステージIIIとステージIVの調査でそれぞれ$0.18-0.26\sigma$と$0.7-1.7\sigma$の合意があります。したがって、上記の予測子の精度はステージIIIの調査には十分であるように見えますが、フィッティング関数は将来のステージIVの弱いレンズ効果の調査のために改善する必要があります。さらに、フィッティング関数の中で、$\texttt{mead}$がエミュレーターとの最良の一致を提供することがわかります。これらの発見が将来の弱いレンズ効果調査の準備に与える影響について議論します。
6dF銀河調査における固有速度と銀河団の相関からの成長率の局所測定
| Title |
A_local_measurement_of_the_growth_rate_from_peculiar_velocities_and_galaxy_clustering_correlations_in_the_6dF_Galaxy_Survey |
| Authors |
Ryan_J._Turner,_Chris_Blake,_Rossana_Ruggeri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03707 |
銀河特有の速度は、大規模構造の成長率を測定し、一般相対性理論への可能な拡張を制約するために利用できる宇宙論的情報の不可欠な情報源を提供します。この研究では、6度のフィールド銀河調査からのデータを使用して、赤方偏移空間歪みの影響を含む、直接固有速度と銀河クラスター相関統計のアンサンブルを通じて、銀河固有速度に含まれる情報を抽出する方法を示します。私たちの方法は、これらの観測量の自己相関関数と相互相関関数の多重極を、局所的な視線に関して、宇宙論的モデルの予測と比較します。固有速度またはクラスタリング情報のいずれかに個別にフィッティングする場合と比較して、これら2つの情報源を組み合わせると、測定の不確実性が改善されることがわかります。$27<s<123\、$h$^{-1}$Mpcの範囲で速度と密度の統計を組み合わせると、$f\sigma_8=0.357\pm0.071$のローカル成長率と線形の値が得られます。赤方偏移歪みパラメータ$\beta=0.297\pm0.061$、約20％の精度で両方を回復します。さまざまなデータセットと方法論にまたがる、成長率の他の最近のローカル測定値と測定値を比較することにより、この作業を終了します。私たちの結果は、文献の結果とほぼ一致しており、$\Lambda$CDM宇宙論と完全に一致していることがわかります。私たちの方法は、今後の大規模な銀河調査を分析し、宇宙論モデルの正確なテストを達成するために容易にスケーリングすることができます。
| Title |
VST_ATLAS_Galaxy_Cluster_Catalogue_I:_cluster_detection_and_mass_calibration |
| Authors |
B._Ansarinejad_(1,2),_D._N._A._Murphy_(3),_T._Shanks_(1),_N._Metcalfe_(1)_((1)_Durham_University,_(2)_The_University_of_Melbourne,_(3)_University_of_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03725 |
VSTATLAS調査によって提供された南天の$〜\sim4700$deg$^2$光学カバレッジを利用して、ORCAクラスター検出アルゴリズムを使用して測光的に選択された銀河群とクラスターの新しいカタログを構築します。カタログには、$N_{200}>10$の$\sim22,000$検出と、$N_{200}>20$の$\sim9,000$が含まれています。機械学習を使用してクラスターの測光赤方偏移を推定し、サンプルの赤方偏移分布が$z\sim0.7$まで拡張され、$z\sim0.25$でピークに達することを見つけます。MCXC、Planck、ACTDR5、およびSDSSredMaPPerクラスターサンプルからの質量を使用して、ATLASクラスターの質量とリッチネスのスケーリング関係を調整します。ATLASサンプルは、$z<0.35$および$M_{200}>1\times10^{14}$の太陽質量範囲で、$>95\％$完全で、$>85\％$純粋であると推定されます。$z<0.35$の場合、ATLASサンプルはredMaPPerよりも完全であり、Abellクラスターの$\sim33\％$高い割合を回復します。このより高いサンプルの完全性により、ACTDR5、Planckのクラスター質量関数と比較して、$z<0.35$ATLASクラスター質量関数の振幅がPlanckCMB分析に基づくパラメーターを使用した$\Lambda$CDMモデルの予測に近くなります。この赤方偏移範囲で振幅が小さいredMaPPerサンプル。ATLASクラスターの質量関数の詳細な宇宙論的分析を論文IIで紹介します。将来的には、X線で検出されたeROSITAクラスターに対応する光学部品をATLASサンプルを使用して識別でき、カタログは4MOSTでの補助分光ターゲットの選択にも適しています。ATLASクラスターカタログは、http：//astro.dur.ac.uk/cosmology/vstatlas/cluster_catalogue/で公開されています。
| Title |
Type_Ia_supernova_Hubble_diagrams_with_host_galaxy_photometric_redshifts |
| Authors |
V._Ruhlmann-Kleider,_C._Lidman,_A._M\"oller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03789 |
測光SNホスト銀河赤方偏移を使用して測光的に選択されたサンプルからのSNIaハッブル図の場合を調査します。ホストの赤方偏移の不確実性とコア崩壊SNeによる汚染に対処します。テストとして、赤方偏移の0.1から1.05までの437個のオブジェクトで作成されたSuperNovaLegacySurvey（SNLS）の3年間の測光SNIaサンプルを使用します。このサンプルを、JLA分光サンプルの非SNLSオブジェクトと組み合わせます。これは、赤方偏移がほとんど0.4未満の501個のオブジェクトで構成されています。測光サンプルの赤方偏移の原点について、ホストの測光赤方偏移カタログから完全に提供されるか、サンプルの75％に分光学的赤方偏移を割り当てることができる混合原点の2つのオプションを検討します。データと同じ測光選択の対象となる光度曲線シミュレーションを使用して、このような組み合わせたサンプルからのハッブル図へのフラットな$\LambdaCDM$フィットに対する測光赤方偏移の不確実性と汚染の影響を調査します。測光赤方偏移と汚染が宇宙論的パラメーターの偏りにつながることがわかりました。バイアスの大きさは、両方の赤方偏移オプションで類似しています。このバイアスは、選択効果によるSNマグニチュードバイアス補正を計算するときに、測光赤方偏移の不確実性と汚染を考慮に入れると、主に説明できます。宇宙論的バイアスをさらに減らすために、赤方偏移の不確実性を宇宙論的尤度計算に伝播する2つの方法を検討します。これは、フォトメトリック赤方偏移を宇宙論に適合させるか、赤方偏移解像度関数をサンプリングすることによって行います。赤方偏移の再調整は、赤方偏移のオプションが何であれ、宇宙論的バイアスの修正に失敗しますが、サンプリングはどちらの場合もわずかにそれを減らします。実際のデータでは、混合測光および分光赤方偏移のJLAの結果と互換性のある結果が得られますが、完全な測光オプションにはバイアスがありますが、すべての不確実性が含まれている場合はJLAと一致します。
シミュレーションベースの推論のためのベイズモデルの比較
観測データを記述するための適切なモデルの比較は、科学の基本的なタスクです。ベイズモデルの証拠、または周辺尤度は、ベイズモデルの比較を実行するために推定するための計算上困難であるが重要な量です。シミュレーションベースの推論（SBI）シナリオ（尤度のない推論とも呼ばれる）でベイズモデルの証拠を計算する方法を紹介します。特に、最近提案された調和平均推定量を活用し、事後サンプルの生成に使用される方法から切り離されているという事実を活用します。つまり、任意のアプローチで生成できる事後サンプルのみが必要です。モデルの証拠を計算するための多くの代替方法に欠けているこの柔軟性により、神経事後推定（NPE）、神経尤度推定（NLE）、および神経を含む3つの主要な神経密度推定アプローチのSBIモデル比較手法を開発できます。比率推定（NRE）。重力波の例を含む、さまざまな推論問題に関するSBI証拠計算手法を実証および検証します。さらに、尤度ベースの設定で、HARMONICソフトウェアに実装された学習調和平均推定量の精度をさらに検証します。これらの結果は、尤度ベースとシミュレーションベースの両方のシナリオでモデルの証拠を推定するためのサンプラーにとらわれない方法としてのHARMONICの可能性を強調しています。
宇宙空間内のハローバイアス
暗黒物質のハローと銀河の偏りは、多くの宇宙論的分析において決定的な量です。この作業では、大規模な宇宙論的シミュレーションを使用して、宇宙空間内のハロー質量関数とハローバイアスを調査します。これまでに初めて、それらがボイドプロファイルに沿ってスケールに依存することを示し、ボイド内のハロー質量関数とハローバイアスの両方の予測理論モデルを提供し、後者とシミュレーションデータに対して1％の精度で回復します。これらの発見は、ボイド内のハロー形成のダイナミクスに光を当て、進行中および今後の銀河調査からのいくつかのボイド統計の分析を改善するのに役立つ可能性があります。
半解析的地球近傍天体の伝播：（35107）1991 VHおよび（175706）1996FG3の軌道履歴
| Title |
Semi-analytical_near-Earth_objects_propagation:_the_orbit_history_of_(35107)_1991_VH_and_(175706)_1996_FG3 |
| Authors |
Oscar_Fuentes-Mu\~noz,_Alex_J._Meyer,_Daniel_J._Scheeres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03527 |
太陽系における小天体の伝播は、それらの軌道の突然の変化と長期的な摂動を引き起こす惑星の遭遇の組み合わせによって推進されます。これらの効果の両方を単一のフレームワークに組み合わせて、太陽系内部の小天体を長期的かつ迅速に伝播させる伝播戦略を提案します。木星の解析的な経年摂動は、シミュレーション時間のごく一部しか続かない惑星の遭遇を数値的に解決するために中断されます。提案された伝播方法は、太陽系の数値積分と比較され、計算時間のほんの一部で数値解の特性を効果的にキャプチャします。Janusミッションターゲットの軌道履歴を研究します：（35107）1991VHおよび（175706）1996FG3、それらの長期的なダイナミクスと非常に接近した遭遇の頻度の確率的表現を取得します。過去100万年にわたって、強く摂動するフライバイの確率は小さいことがわかっています。
巨大惑星の周惑星円盤へのガスの供給：降着ガスのソース領域と質量降着率の惑星質量依存性
| Title |
Delivery_of_gas_onto_the_circumplanetary_disk_of_giant_planets:_Planetary-mass_dependence_of_the_source_region_of_accreting_gas_and_mass_accretion_rate |
| Authors |
Natsuho_Maeda,_Keiji_Ohtsuki,_Takayuki_Tanigawa,_Masahiro_N._Machida,_and_Ryo_Suetsugu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03664 |
周惑星円盤へのガスの降着とガスの降着のソース領域は、巨大な惑星の周りの衛星の形成につながる塵の降着を明らかにするために重要です。惑星円盤へのガス降着帯幅とガス降着率の惑星質量依存性を調査するために、惑星の周りの等温および非粘性ガス流の局所的な高解像度流体力学シミュレーションを実行しました。5.2auでM_p=0.05-1M_{Jup}に対応するさまざまな惑星の質量を持つケースを調べました。ここで、M_{Jup}は現在の木星の質量です。ガス降着帯の半径方向の幅は、M_p<0.2M_{Jup}の低質量領域ではM_p^{1/6}に比例し、M_p>の高質量領域ではM_pに比例することがわかりました。0.2M_{Jup}。調査したケースでは、惑星の質量に関係なく、周惑星円盤への質量降着率とヒル球への質量降着率の比は約0.4であることがわかりました。私たちの結果をグローバルな流体力学シミュレーションから得られたギャップモデルと組み合わせて、周惑星円盤への質量降着率の半解析式を導き出します。CPDへの降着流の定性的挙動は2つのケース間でかなり異なりますが、3次元降着率の質量依存性は以前に取得した2次元の場合と同じであることがわかりました。
視線速度（RV）技術による小さな太陽系外惑星の検出は、さまざまな、よく知られていないノイズ源によって制限されます。結果として、現在の検出技術では、誤警報率またはp値の観点から検出テストの「有意水準」の信頼できる推定値を提供できないことがよくあります。信頼できるp値の推定値を提供するRV検出手順の設計を目指しています。この方法では、ノイズに関する補助的な情報（星の活動指標など）と、特定のデータまたはコンテキスト駆動型のデータ（機器の測定、星の変動のシミュレーションなど）が組み込まれています。手順の検出部分では、標準化されたピリオドグラムに適用される検出テストを使用します。標準化により、統計が部分的に不明なノイズ源の自動キャリブレーションが可能になります（アルゴリズム1）。テスト出力のp値の推定に関する部分は、未知のパラメーターを処理できる専用のモンテカルロシミュレーションに基づいています（アルゴリズム2）。この手順は、特定のカップル（テスト、ピリオドグラム）がユーザーによって選択されるという意味で用途が広いです。提案された方法論がp値をロバストに推定することを可能にすることをSunとaCenBからの合成および実際のRVデータの数値実験によって示します。この方法は、報告された検出に起因する推定p値のモデリングエラーへの依存性を評価する方法も提供します。これは、低い信号対雑音比でのRV惑星検出の重要なポイントです。この作業で開発されたPythonアルゴリズムは、GitHubで入手できます。未知のパラメータが検出プロセスに関与している場合のp値の正確な推定は、RV検出の分野で重要であるが新たに対処された問題です。この研究はこの目的への方法を提示しますが、この論文で議論された統計文献は他の戦略の開発を引き起こすかもしれません。
恒星の金属量は、宇宙の生命を探索するための重要なパラメータです
宇宙での生命の探索は、一般に3つの基本的な生命のニーズを前提としています：I）ビルディングブロック要素（つまり、CHNOPS）、II）生命の反応に対する溶媒（一般に液体の水）、III）熱力学的不均衡。同様の要件がコスモスでは普遍的である可能性があると想定されています。私たちの惑星では、生命は、一般に酸化還元不均衡の形で、さまざまな熱力学的不均衡からエネルギーを収穫することができます。生体システムで使用されるさまざまなレドックスカップルの量は、数千の反応の範囲にあると推定されています。これらの反応のそれぞれは、生命のエンジンを構成するオキシドレダクターゼと呼ばれる特殊なタンパク質のおかげでアクセス可能な特定の中点酸化還元電位を持っています。これらのタンパク質には、電子を交換するための触媒中心として機能する1つまたは複数の金属補因子があります。これらの金属は、事実上、代謝を促進するために必要な熱力学的不均衡を利用するために生命が使用するエンジンの重要なコンポーネントです。これらの遷移金属の利用可能性は宇宙で均一ではなく、それは超新星爆発と複雑な銀河ダイナミクスの分布（時間と空間で）の関数です。それにもかかわらず、熱力学的不均衡にアクセスするための特定の金属に対する生命の必要性は、これまでのところ、宇宙生物学的標的を特定する上で完全に見過ごされてきました。少なくともいくつかの遷移元素の利用可能性は居住性の本質的な特徴であるように思われ、生命の探索において太陽系外惑星の標的を選択する際の主要な必要条件と見なされるべきであると私たちは主張します。
中解像度$K$-亜恒星コンパニオンVHS1256bのバンド分光法
| Title |
Moderate-Resolution_$K$-Band_Spectroscopy_of_the_Substellar_Companion_VHS_1256_b |
| Authors |
Kielan_K._W._Hoch,_Quinn_M._Konopacky,_Travis_S._Barman,_Christopher_A._Theissen,_Laci_Brock,_Marshall_D._Perrin,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Bruce_Macintosh,_Christian_Marois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03819 |
惑星質量コンパニオンVHS1256bの中程度の解像度（$R\sim4000$）$K$バンドスペクトルを示します。データは、W.M。のOSIRIS面分光器で取得されました。ケック天文台。スペクトルは、H$_{2}$OとCOからの分解された分子線を明らかにします。スペクトルは、若い亜恒星天体に適したカスタムの$PHOENIX$大気モデルグリッドと比較されます。マルコフ連鎖モンテカルロフォワードモデリング法を使用してデータを近似します。中解像度のスペクトルと文献からの低解像度の広帯域データの組み合わせを使用して、有効温度1240K、範囲1200〜1300K、表面重力$\log{g}=を導き出します。$3.25、範囲は3.25〜3.75、クラウドパラメータは$\logP_{cloud}=$6、範囲は6.0〜6.6。これらの値は、GAIAEDR3からの新しいより大きなシステム距離（22.2$^{+1.1}_{-1.2}$pc）に関係なく、以前の調査と一致しています。VHS1256bのC/O比は0.590$_{-0.354}^{+0.280}$になります。L/T遷移領域の他のソースと一致して、より高温のオブジェクトに使用されるよりも大きい3$\mu$mの粒子サイズを雲に使用する場合、OSIRISデータと文献のスペクトルの両方が最適にモデル化されます。VHS1256bは、高コントラスト領域でのC/O比などのプロパティの誤った導出につながる可能性のある、モデリングプロセスの体系を探す機会を提供します。
離心率軌道上の2つの長周期通過太陽系外惑星：NGTS-20 b（TOI-5152 b）およびTOI-5153 b
| Title |
Two_long-period_transiting_exoplanets_on_eccentric_orbits:_NGTS-20_b_(TOI-5152_b)_and_TOI-5153_b |
| Authors |
S._Ulmer-Moll,_M._Lendl,_S._Gill,_S._Villanueva,_M.J._Hobson,_F._Bouchy,_R._Brahm,_D._Dragomir,_N._Grieves,_C._Mordasini,_D.R._Anderson,_J._S._Acton,_D._Bayliss,_A._Bieryla,_M._R._Burleigh,_S._L._Casewell,_G._Chaverot,_P._Eigm\"uller,_D._Feliz,_S._Gaudi,_E._Gillen,_M._R._Goad,_A._F._Gupta,_M._N._G\"unther,_B._A._Henderson,_T._Henning,_J._S._Jenkins,_M._Jones,_A._Jord\'an,_A._Kendall,_D._W._Latham,_I._Mireles,_M._Moyano,_J._Nadol,_H.P._Osborn,_J._Pepper,_M._T._Pinto,_A._Psaridi,_D._Queloz,_S._Quinn,_F._Rojas,_P._Sarkis,_M._Schlecker,_R._H._Tilbrook,_P._Torres,_T._Trifonov,_S._Udry,_J._I._Vines,_R._West,_P._Wheatley,_X._Yao,_Y._Zhao,_and_G._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03911 |
長期間通過する惑星は、惑星系の形成と進化をよりよく理解する機会を提供します。それらの大気特性は、ホスト星の潮汐または放射効果によってほとんど変化しないままであり、それらの軌道配置は、近くの天体と比較して、異なる、そしてそれほど極端ではない移動履歴を反映しています。質量と半径が明確に決定された長周期太陽系外惑星のサンプルはまだ限られていますが、TESSデータに現れる長周期天体の数は増え続けています。私たちの目標は、地上の機器を使用した分光および測光の追跡観測を通じて、TESSの宇宙ベースの測光データで検出された単一の通過惑星候補を精査して確認することです。次世代トランジットサーベイ（NGTS）を使用して、候補者を測光的に監視し、追加のトランジットを観察します。1つはF8タイプの星TOI-5153を周回し、もう1つはG1タイプの星NGTS-20（=TOI-5152）を周回する、2つの巨大で暖かい木星サイズの惑星の発見を報告します。私たちの分光分析から、両方の星は金属量が豊富で、それぞれ0.12と0.15の金属量を持っています。視線速度の追跡観測は、CORALIE、CHIRON、FEROS、およびHARPSを使用して実行されました。TOI-5153は、惑星の質量が3.26（+-0.18）Mj、半径が1.06（+-0.04）Rj、軌道離心率が0.091（+-0.026）の20。33日周期の惑星をホストしています。NGTS-20bは、半径1.07（+-0.04）Rjの2.98（+-0.16）Mj惑星で、公転周期54。19日の偏心（0.432+-0.023）軌道上にあります。両方の惑星は金属が豊富であり、それらの重元素含有量は、ガス巨人について以前に報告された質量-金属量の関係と一致しています。両方の暖かい木星は適度に明るいホスト星を周回し、これらの天体を惑星大気の追跡調査とシステムのスピン軌道角の測定のための貴重なターゲットにします。
太陽系の混沌による地球と火星の軌道傾斜角と地球の赤道傾斜角の変動が58から48ミリ前に減少しました
| Title |
Reduced_variations_in_Earth's_and_Mars'_orbital_inclination_and_Earth's_obliquity_from_58_to_48_Myr_ago_due_to_solar_system_chaos |
| Authors |
Richard_E._Zeebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04006 |
太陽系の動的進化は混沌としており、内惑星のリャプノフ時間はわずか$\sim$5Myrです。混沌のため、現在の天文観測に基づいて、太陽系の軌道進化を$\sim$50Myrを超えて正確に予測することは基本的に不可能です。私たちは最近、過去の天文学的解決策を制約するために地質記録を使用することによって問題を克服する方法を開発しました。結果として得られた最適な天文ソリューション（ZB18aと呼ばれる）は、$\sim$58Ma（Myr前）の地質記録と約50Maの特徴的な共鳴遷移との例外的な一致を示しています。ここでは、ZB18aと、ZB18aに基づく地球と火星のスピンベクトルの統合により、地球と火星の軌道傾斜角と地球の傾斜角（軸傾斜）の変動が$\sim$58から$\sim$48Maに減少することを示します。後者は古気候の記録と一致している。義務の変化は、地球と火星の気候史に重要な影響を及ぼします。太陽系の周波数（$g$モードと$s$モード）の詳細な分析を提供し、地球と火星の軌道傾斜角と赤道傾斜角の変化の変化が共鳴遷移に関連しており、$s$モードの重ね合わせへの寄与の変化に加えて、内部太陽系における$g$-$s$モードの相互作用。$g$-$s$モードの相互作用と共鳴遷移（地質学的データと一致）は、カオスの明白な兆候です。したがって、太陽系の動的カオスは、その軌道特性に影響を与えるだけでなく、離心率と傾斜と軸傾斜の間のリンクを通じて惑星気候の長期的な進化にも影響を与えます。
GaiaDR3を使用した恒星数密度と鉛直速度での天の川円盤摂動のマッピング
| Title |
Mapping_Milky_Way_disk_perturbations_in_stellar_number_density_and_vertical_velocity_using_Gaia_DR3 |
| Authors |
Axel_Widmark,_Lawrence_M._Widrow,_Aneesh_Naik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03492 |
GaiaDataRelease3（DR3）とStarHorseからの補足的な位置天文距離情報を使用して、天の川の恒星円盤の数密度と平均鉛直速度を数キロパーセクの距離にマッピングしました。数カウントについては、散開星団、長距離、または減光によって危険にさらされている空間領域を注意深くマスクし、ガウス過程を使用して、基礎となる数密度フィールドの滑らかなノンパラメトリック推定に到達しました。数密度と速度場は、軸対称および鏡面対称モデルから大幅に逸脱していることがわかります。ガイア位相空間スパイラルの投影を含むこれらの逸脱は、ディスク内の局所的な擾乱の存在を示します。恒星の数密度と平均垂直磁場の両方で2つの異なる特徴を識別し、それらをローカルスパイラルアームと銀河ワープに関連付けます。ローカルスパイラルアーム機能は主に薄いディスクに存在し、密度と速度の両方でディスクの中央平面全体でほぼ対称です。密度と速度のフィールドは、伸長軸に垂直な方向に約1/4波長だけ位相シフトされており、銀経経度$l\sim270$degの方向に伝播している呼吸モードを示唆しています。銀河のワープの特徴は、中央平面に関して非対称であり、薄い星の円盤が平らなままである間、銀河の反中心の方向に厚い星の円盤が傾くことによって説明することができます。
FIREbox宇宙論的ボリュームにおける天の川銀河の現実的なHIスケールハイト
| Title |
Realistic_HI_scale_heights_of_Milky_Way-mass_galaxies_in_the_FIREbox_cosmological_volume |
| Authors |
Jindra_Gensior,_Robert_Feldmann,_Lucio_Mayer,_Andrew_Wetzel,_Philip_F._Hopkins,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03493 |
近くの渦巻銀河で観測された薄い冷たいガス円盤を正確に再現することは、宇宙論的シミュレーションにおいて長年の問題でした。ここでは、FIREbox宇宙論的ボリュームからの22の相互作用しない天の川銀河における放射状に分解されたHIスケールハイトの測定値を提示します。文献で一般的に使用されている5つの異なるアプローチを使用して、HIスケールの高さを測定します。垂直体積密度分布をガウス分布でフィッティングする、垂直体積密度分布の最大値と最大値の半分の間の距離、速度分散を使用した半経験的記述銀河の重力ポテンシャル、静水圧平衡の分析的仮定、およびHI質量の$\gtrsim$60パーセントを囲むミッドプレーンからの距離。垂直体積分布を使用して測定されたHIスケールの高さの中央値は、銀河系の中心で約100pcから周辺で約800pcの範囲であり、最近の観測結果と非常によく一致しています。冷たいガスを含む現実的な多相星間物質の存在と現実的な星のフィードバックが、現実的なHIスケールの高さの背後にある推進力であると推測します。
蜘蛛の巣のプロトクラスターは、中央の電波ジェットによって磁化されています
| Title |
The_Spiderweb_proto-cluster_is_being_magnetized_by_its_central_radio_jet |
| Authors |
Craig_S._Anderson,_Christopher_L._Carilli,_Paolo_Tozzi,_G._K._Miley,_S._Borgani,_Tracy_Clarke,_L._Di_Mascolo,_Ang_Liu,_Tony_Mroczkowski,_Maurilio_Pannella,_L_Pentericci,_H.J.A._Rottgering,_A._Saro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03498 |
$z=2.16$の銀河プロトクラスターにおけるクモの巣電波銀河（J1140-2629）の深部広帯域電波偏波観測を提示します。これらは、これまでに高赤方偏移電波銀河で作られた最も詳細な偏光マップを生成します。固有の分極角とファラデー回転測定（RM）は、ジェットの$\sim60$kpcの長さにまたがるコヒーレント磁場を明らかにしますが、$\sim50$％の部分分極は、これらの磁場が適切に秩序化されていることを示します。$\sim1,000$rad/m/mのソースフレーム絶対RM値が一般的であり、$\sim11,100$rad/m/mまでの値が観察されます。ファラデー回転ガスはシンクロトロン放出ガスと十分に混合することができません。さもないと、観測されたよりも強い脱分極が起こります。それにもかかわらず、$\sim1,100$rad/m/mの局所的な絶対RM増強、Ly$\alpha$放出の明るい結び目、および電波ジェットの偏差の間で観測された空間的一致は、活発なジェットの直接的な証拠を提供します-ガス相互作用。ジェットの幅全体で合計$\sim1,000$srad/m/mの大規模なRM勾配を検出します。これは、正味の時計回り（AGNから見て）のトロイダル磁場成分が10s-of-kpcに存在することを示唆しています。-スケールは、ポインティング・ロバートソン宇宙電池の動作に関連している可能性があると推測されます。RMは、周囲の前景のプロトクラスターガスではなく、主に電波ジェットの周囲の高温ガスのシースで生成されると結論付けています。推定磁場強度は、ジェットホットスポット（$\sim90$$\mu$G）からジェットシース（$\sim10$$\mu$G）、周囲の銀河団ガス（$\sim10$$\mu$G）へと連続して桁違いに減少します。$\sim1$$\mu$G）。私たちの結果を総合すると、クモの巣電波銀河が周囲の原始クラスター環境を活発に磁化しており、宇宙磁場の起源と進化の理論に影響を与える可能性があることを提案します。
R過程で強化された超微弱矮小銀河網状組織IIにおける金属混合
| Title |
Metal_Mixing_in_the_R-Process_Enhanced_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Reticulum_II |
| Authors |
Alexander_P._Ji,_Joshua_D._Simon,_Ian_U._Roederer,_Ekaterina_Magg,_Anna_Frebel,_Christian_I._Johnson,_Ralf_S._Klessen,_Mattis_Magg,_Gabriele_Cescutti,_Mario_Mateo,_Maria_Bergemann,_John_I._Bailey_III |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03499 |
超微弱な矮小銀河Reticulum〜IIは、単一のまれで多産なr過程イベントによって強化されました。したがって、Reticulum〜IIのrプロセスの内容は、遺物の最初の銀河における金属混合を研究するためのユニークな機会を提供します。VLT/GIRAFFEおよびMagellan/M2FSを使用したマルチオブジェクト高分解能分光法を使用して、32個の明確な分光学的メンバー星を識別し、可能な場合はMg、Ca、Fe、およびBaの存在量を測定します。星の$72^{+10}_{-12}$％がrプロセスで強化されており、平均$\left\langle\mbox{[Ba/H]}\right\rangle=-1.68〜であることがわかります。\pm〜0.07$および未解決の固有分散$\sigma_{\rm[Ba/H]}<0.20$。均一なrプロセスの存在量は、Ret〜IIの金属が、rで強化された星が形成されるまでに十分に混合されていることを意味します。シミュレーションでは、均質化するために、星形成のバーストの間に少なくとも100Myrの金属が混合する必要があります。これは、超微弱な矮小銀河におけるバースト性の星形成の最初の直接的な証拠です。均一希釈は、崩壊円盤風や迅速な中性子星合体など、迅速で高収率のrプロセスサイトを優先します。また、[Ba/H]と[Mg/Ca]から、Ret〜IIのrで強化された星が、実質的な元のガスの降着がない状態で形成されたという証拠が見つかりました。宇宙の再電離後に形成されたII星。
銀河の平衡モデルの残差は、太陽の近隣の不均衡の状態を明らかにします
| Title |
Residuals_of_an_Equilibrium_Model_for_the_Galaxy_Reveal_a_State_of_Disequilibrium_in_the_Solar_Neighborhood |
| Authors |
Haochuan_Li,_Lawrence_Widrow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03516 |
{\itGaia}DR2視線速度カタログを使用して、太陽の近くの巨星の重力ポテンシャルと位相空間分布関数（DF）を同時にモデル化します。銀河は平衡状態にあり、円盤のスピン軸と銀河の中央面の両方について対称であると仮定します。ポテンシャルは、ガスディスク、恒星ディスク、バルジ、および暗黒物質ハローからの寄与を名目上表す項の合計と見なされます。巨人のDFモデルは、薄い円盤と厚い円盤の星の混合を説明する2つのコンポーネントで構成されています。各コンポーネントのDFは、ジーンズの定理に従って、エネルギー、スピン角運動量、および垂直エネルギーの解析関数によって記述されます。太陽の$\sim2\、{\rmkpc}$内の半径方向および垂直方向の力のモデル予測を提示し、太陽近傍の回転曲線と垂直方向の力のプロファイルを強調します。最後に、$R-z$平面と$z-v_z$平面の星の数の残差と、$z-v_z$平面の平均半径方向速度と方位角速度のマップを示します。ポテンシャルのモデルを使用して、アクション-周波数-角度座標での星の数の残差も調べます。{\itGaia}フェーズスパイラル、速度アーチ、既知の移動グループの一部、および曲げモードは、これらのマップで明確に定義された機能として表示されます。
遺物：$ z =6-10$でのレンズ銀河における小規模な星形成
| Title |
RELICS:_Small-scale_Star_Formation_in_Lensed_Galaxies_at_$z_=_6-10$ |
| Authors |
Brian_Welch,_Dan_Coe,_Adi_Zitrin,_Jose_M._Diego,_Rogier_Windhorst,_Nir_Mandelker,_Eros_Vanzella,_Swara_Ravindranath,_Erik_Zackrisson,_Michael_Florian,_Larry_Bradley,_Keren_Sharon,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Jane_Rigby,_Brenda_Frye,_Seiji_Fujimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03532 |
最も初期の銀河の形成と進化を理解するには、高赤方偏移での星形成銀河の詳細な観測が重要です。重力レンズは重要な後押しを提供し、レンズのない銀河では到達できない物理的スケールでの観測を可能にします。RELICS調査の3つのレンズ付き銀河を$z_{phot}=6-10$で提示します。これには、最も明るい$z_{phot}\sim6$（WHL0137-zD1、サンライズアークと呼ばれる）の最も拡大された銀河が含まれます。$z_{phot}\sim6$（MACS0308-zD1）で既知のレンズ銀河、および$z_{phot}\sim10$（SPT0615-JD）で現在知られている唯一の空間分解銀河。サンライズアークには、3個の小さな半径を持つ7つの星形成の塊が含まれています。これは、$z>6$銀河でこれまでに観測された最小の空間スケールであり、SPT0615-JDには、数十パーセクを測定する特徴が含まれています。MACS0308-zD1には、星形成率（SFR）が$\sim3M_{\odot}\textrm{yr}^{-1}$の$r\sim30$pcクランプが含まれており、SFR面密度は$\Sigma_{SFR}\sim10^3M_{\odot}\textrm{yr}^{-1}\textrm{kpc}^{-2}$。これらの銀河は、宇宙の再電離の時代に小規模な星形成へのユニークな窓を提供します。これらは、サンライズアークを対象とした1つの承認されたプログラムを含め、JWSTでの将来の観測の優れたターゲットになります。
ALMA-IMF IV-W43-MM1の主なホットコアの比較研究：検出、温度、分子組成
| Title |
ALMA-IMF_IV_--_A_comparative_study_of_the_main_hot_cores_in_W43-MM1:_detection,_temperature_and_molecular_composition |
| Authors |
N._Brouillet,_D._Despois,_J._Molet,_T._Nony,_F._Motte,_A._Gusdorf,_F._Louvet,_S._Bontemps,_F._Herpin,_M._Bonfand,_T._Csengeri,_A._Ginsburg,_N._Cunningham,_R._Galvan-Madrid,_L._Maud,_G._Busquet,_L._Bronfman,_M._Fernandez-Lopez,_D._L._Jeff,_B._Lefloch,_Y._Pouteau,_P._Sanhueza,_A._M._Stutz_and_M._Valeille-Manet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03537 |
W43-MM1は若い地域で、高質量の星形成の点で非常に豊富です。ホットコアを含む巨大なコアを体系的に特定し、それらの分子組成を比較することを目指しています。W43-MM1のALMA高空間分解能（2500au）データを使用して、線が豊富な原始星コアを特定し、それらの温度と分子組成の比較研究を行いました。ホットコアの識別は、複雑な有機分子の空間分布と、連続体の強度に対する分子線の寄与の両方に基づいています。選択したコアの温度を推定するために、CH3CNとCH3CCHの分析に依存しています。最後に、CH3OCHO線強度に基づいてさまざまなホットコアのスペクトルを再スケーリングし、他の種の検出と線強度を直接比較します。W43-MM1は、少なくとも1つの質量の小さいホットコアと7つの質量のあるホットコアを備えた、質量の大きいホットコアが豊富な領域であることが判明しました。CH3CNの励起温度は、すべて同じオーダー（120〜160K）です。複雑な有機分子（COM）の線の強度には、最大30倍の差があります。ただし、ホットコアの分子放出は2〜3倍以内で同じように見えます。これは、同様の化学組成と、コア質量が約1桁に及ぶこれらの巨大なコア上のほとんどのCOMの励起の両方を示しています。対照的に、CH3CCH放出は、50Kから90Kの範囲の温度で、より多くのエンベロープを優先的にトレースすることがわかります。W43-MM1の最も質量の大きいホットコアであるコア1は、他のコアよりも豊富な線スペクトルを示します。コア2では、O含有分子の放出は、ダスト連続体コアの中心でピークに達しません。青と赤のシフトした発光は流出ローブに対応し、空洞の壁への衝撃またはUV照射による氷のマントルの昇華による形成を示唆しています。
$ \ bf z =3.09$のプロトクラスター内の大規模な静止銀河におけるイオン化ガス流出を伴うAGN
| Title |
An_AGN_with_an_ionized_gas_outflow_in_a_massive_quiescent_galaxy_in_a_protocluster_at_$\bf_z=3.09$ |
| Authors |
Mariko_Kubo,_Hideki_Umehata,_Yuichi_Matsuda,_Masaru_Kajisawa,_Charles_C._Steidel,_Toru_Yamada,_Ichi_Tanaka,_Bunyo_Hatsukade,_Yoichi_Tamura,_Kouichiro_Nakanishi,_Kotaro_Kohno,_Kianhong_Lee,_Keiichi_Matsuda,_Yiping_Ao,_Tohru_Nagao_and_Min_S._Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03628 |
$z=3.09$（J221737.29+001823.4）の原始銀河の大規模な静止銀河でホストされている$X$線活動銀河核（AGN）からのイオン化ガス流出の検出を報告します。これはタイプ2のQSOで、幅が広く（$W_{80}>1000$kms$^{-1}$）、強い（$\log（L_{\rm[OIII]}$/ergs$^{-1}）\approx43.4$）[O{\footnotesizeIII}]$\lambda\lambda$4959,5007マルチオブジェクト赤外線カメラおよび分光器（MOIRCS）を使用した3位置角度のスリット分光法によって検出された輝線スバル望遠鏡とKeck-I望遠鏡の赤外線探査用マルチオブジェクト分光計（MOSFIRE）で。すべてのスリット方向で、[O{\footnotesizeIII}]放出は$\sim15$物理kpcに拡張され、ホスト銀河全体に広がる強力な流出を示します。推定されるイオン化ガスの質量流出率は$\rm22\pm3〜M_{\odot}〜yr^{-1}$です。これは電波源ですが、H$\beta$、[O{\footnotesizeII}]、および[O{\footnotesizeIII}]を使用した回線診断によると、中央のQSOによる光イオン化が主なイオン化メカニズムである可能性があります。電波ジェットによる衝撃よりも。一方、ホスト銀河のスペクトルエネルギー分布は、数百ミリ前までに星形成を停止した静止銀河としてよく特徴付けられています。私たちの結果は、QSOが星形成のシャットダウン後に電力を供給され、高赤方偏移で大規模な静止銀河の消光を完了するのに役立つというシナリオを示唆しています。
強磁場は、フィラメント状の赤外線暗黒雲G11.11-0.12で重要な役割を果たします
| Title |
Strong_Magnetic_Fields_Play_Important_Role_in_the_Filamentary_Infrared_Dark_Cloud_G11.11-0.12 |
| Authors |
Zhiwei_Chen,_Ramotholo_Sefako,_Yang_Yang,_Zhibo_Jiang,_Yang_Su,_Shaobo_Zhang,_and_Xin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03695 |
1.4mIRSF望遠鏡によるG11.11--0.12の近赤外偏光観測について報告します。背景の星の星の光の偏光は、G11.11--0.12のエンベロープ内の磁場を明らかにします。これは、サブミリ波の塵の偏光から得られた磁場と方向が一致しています。G11.11--0.12の磁場は、G11.11--0.12の相対的な向きに関係なく、広いカラム密度範囲でフィラメントに垂直です。G11.11--0.12の空の平面の電界強度は、通常、$152\pm17\、\mu$Gの値になります。磁場とガス速度分散の分析は、G11.11--0.12のエンベロープが超音速でサブAlfv{\'e}nicからtrans-Alfv{\'e}nicであることを示しています。エンベロープの外側部分の質量対流束比は$\lesssim1$であり、フィラメントに近づくと$\gtrsim1$にわずかに増加します。磁場、乱流、および重力の相対的な重要性に対する重みは、重力がG11.11--0.12の動的状態を支配しており、磁場からの重要な寄与があることを示しています。電界強度は、G11.11--0.12のエンベロープからスパインまでのガス密度よりもゆっくりと増加します。これは、$B\propton^{0.2}$の関係によって特徴付けられます。G11.11--0.12で観測された磁場の強さと方向は、超音速ガスの流れがサブアルフの磁場によって運ばれ、磁場に垂直なフィラメントに組み立てられることを意味します。低質量星の形成は、G11.11--0.12の最も密度の高い部分の1つで検出された低質量原始星の数の過剰と一致して、高いカラム密度のフィラメントで強化されます。
SAMI銀河調査：銀河の回転と隣人の動きとの関係
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_The_relationship_between_galaxy_rotation_and_the_motion_of_neighbours |
| Authors |
Yifan_Mai,_Sam_P._Vaughan,_Scott_M._Croom,_Jesse_van_de_Sande,_Stefania_Barsanti,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sarah_Brough,_Julia_J._Bryant,_Matthew_Colless,_Michael_Goodwin,_Brent_Groves,_Iraklis_S._Konstantopoulos,_Jon_S._Lawrence,_Nuria_P._F._Lorente,_Samuel_N._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03752 |
SAMI銀河調査のデータを使用して、1397個のSAMI銀河の投影された恒星運動学的スピンベクトルとそれらの隣接する銀河の視線運動との相関関係を調査します。SAMI銀河の角運動量軸に垂直な方向で、SAMI銀河とその隣接銀河との間の輝度加重平均速度差を計算します。SAMI銀河の回転と近隣の動きとの間のコヒーレンスの信号を示す、SAMIと近隣との間の輝度加重平均速度オフセットは、9.0$\pm$5.4kms$^{-1}$（1.7$\sigma$）1Mpc以内のネイバーの場合。大規模な分析では、平均速度オフセットが2Mpcまでの近傍で増加することがわかります。ただし、速度は3Mpc外のネイバーのゼロまたは負と一致しています。距離が約10Mpcのネイバーの負の信号は、$\sim2$$\sigma$レベルでも重要です。これは、2Mpc内の正の信号が大規模構造の分散に由来する可能性があることを示しています。また、空のさまざまな領域の銀河、さまざまな恒星の質量を持つ銀河、銀河の種類、$\lambda_{Re}$、傾斜角など、さまざまなサブサンプルの平均速度を計算します。低質量、高質量、初期型、低スピンの銀河サブサンプルは、2Mpc以内の隣接銀河のコヒーレンスの2〜3$\sigma$信号を示していますが、異なる傾斜サブサンプルの結果と大規模な結果は、$\sim2\sigma$信号は、大規模構造の偶発的な散乱または分散から生じる可能性があります。全体として、2Mpc以内の隣接する銀河のコヒーレンス信号の適度な証拠は、観測とシミュレーション研究のより大きなサンプルによって確認される必要があります。
X字型電波銀河3C223.1：異常なスペクトル勾配を持つ「ダブルブーメラン」
| Title |
The_X-shaped_radio_galaxy_3C_223.1:_A_'double_boomerang'_with_anomalous_spectral_gradient |
| Authors |
Gopal-Krishna_and_Pratik_Dabhade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03814 |
電波源3C223.1（J094124.028+394441.95）の最近のLOFAR144MHzマップと、アーカイブデータを使用して作成した4.9GHzおよび8.3GHzのVLAマップとの比較により、このX字型電波銀河（XRG）「翼」が一次ローブよりも明らかに平坦な電波スペクトルを示す、非常に堅牢なケースとして。その異常なスペクトル勾配の詳細は、前例のない精度でここで解明されます。また、このXRGの「ダブルブーメラン」タイプの無線形態を強調します。このXRGの特異なスペクトル勾配は、2つの主要なローブで流れるシンクロトロンプラズマのコリメートされた逆流のリバウンドに関連する粒子加速に起因することが示唆されています。このXRGをホストしている銀河。また、XRGの興味深い新しい形態学的特徴、つまり2つの主要な電波ローブの（平行な）軸間で観察される横方向のオフセットにも注意を向けます。
天の川の天気予報：シアーとステラのフィードバックが銀河スケールのフィラメントの寿命を決定します
| Title |
Weather_Forecast_of_the_Milky_Way:_Shear_and_Stellar_feedback_determine_the_lives_of_Galactic-scale_filaments |
| Authors |
Guang-Xing_Li,_Ji-Xuan_Zhou,_Bing-Qiu_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03835 |
星間物質（ISM）は、天の川の生態系の不可分の一部であり、その進化の歴史は依然として挑戦的な問題です。若い星状天体（YSO）の会合のサンプル-分子雲複合体（YSO-MC複合体）を使用して、分子ISMの進化を追跡します。YSO関連のガイア位置天文測定と関連する分子雲のCO観測を組み合わせることにより、それらの3次元（3D）速度を導き出します。3D速度に基づいて、銀河ポテンシャルにおけるYSO-MC複合体の動きをシミュレートし、個々の複合体の動きを追跡することによってISM進化を予測し、ISM進化の決定におけるせん断と恒星フィードバックの役割を明らかにします。銀河せん断G120複合体などの銀河スケールの分子雲複合体を銀河スケールのフィラメントに引き伸ばし、フィラメントの破壊にも寄与します。一方、恒星のフィードバックは相互接続されたスーパーバブルを作成し、その膨張によって固有速度がISMに注入されます。銀河スケールの分子ガスの塊は、フィラメントの前駆体であることが多く、銀河スケールのフィラメントは、せん断による一定の伸びの下での一時的な構造です。この進化のシーケンスは、他のガス構造を解釈するための基礎を築きます。アニメーションはhttps://gxli.github.io/ISM-6D/movie.htmlで入手できます。
CALIFA銀河における内部重力ポテンシャルと星形成クエンチングの間の関連を調査する
| Title |
Investigating_the_link_between_inner_gravitational_potential_and_star-formation_quenching_in_CALIFA_galaxies |
| Authors |
V._Kalinova,_D._Colombo,_S._F._S\'anchez,_E._Rosolowsky,_K._Kodaira,_R._Garc\'ia-Benito,_S._E._Meidt,_T._A._Davis,_A._B._Romeo,_S.-Y._Yu,_R._Gonz\'alez_Delgado,_and_E._A._D._Lacerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03872 |
重力ポテンシャルは、近くの銀河の星形成を抑制するのに重要な役割を果たしている可能性があることが示唆されています。このシナリオの観測上の制約を確立するために、内部重力ポテンシャルの代理としての円速度曲線（CVC）を介したダイナミクスと、ハッブルアルトからのハッブルシーケンス全体の215個の非アクティブ銀河における星形成クエンチングとの関係を調査します。レガシーインテグラルフィールドエリア（CALIFA）調査。私たちの結果は、同様のCVCを持つ銀河は、特定の星形成消光パターンを持つ傾向があることを示しています。これらの調査結果をより詳細に調査するために、H$\alpha$（$W_{{\rmH}\alpha}$）と振幅（$V_c$）および形状（$V_c$）の等価幅のkpc分解関係を構築します。$\beta=d\lnV_c/d\lnR$）指定された半径での円速度。$W_{{\rmH}\alpha}-V_c$は減少する関係であり、銀河の引退した領域（$W_{{\rmH}\alpha}$の値が3\未満の領域）であることがわかります。r{A}）は$V_c$が高くなる傾向があります。異なることに、$W_{{\rmH}\alpha}-\beta$は、2つのピークによって特徴付けられるバイモーダル関係です。正の$\beta$（上昇するCVC）での星形成領域の濃度と、$\beta$が負の引退した地域（CVCの低下）。私たちの結果は、銀河の質量によって駆動されるCVCの振幅と、銀河の内部構造を反映するCVCの形状の両方が、銀河の消光の歴史において重要な役割を果たしていることを示しています。
QUIJOTEライン調査によるプロペンの5つのシアノ誘導体の発見
| Title |
Discovery_of_five_cyano_derivatives_of_propene_with_the_QUIJOTE_line_survey |
| Authors |
Jos\'e_Cernicharo,_Ra\'ul_Fuentetaja,_Carlos_Cabezas,_Marcelino_Ag\'undez,_Nuria_Marcelino,_Bel\'en_Tercero,_Juan_Ram\'on_Pardo,_Pablo_de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03903 |
QUIJOTEライン調査でTMC-1に対するプロペンの5つのシアノ誘導体の発見を報告します：$trans$および$cis$-クロトノニトリル（$t$-CH$_3$CHCHCN、$c$-CH$_3$CHCHCN）、メタクリロニトリル（CH$_2$C（CH$_3$）CN）、および$gauche$と$cis$-シアン化アリル（$g$-CH$_2$CHCH$_2$CNと$c$-CH$_2$CHCH$_2$CN）。観測された遷移により、すべての遷移に対して7$\pm$1Kの共通の回転温度を導き出すことができました。導出された列密度は、N（$t$-CH$_3$CHCHCN）=（5$\pm$0.5）$\times$10$^{10}$cm$^{-2}$、N（$c$-CH$_3$CHCHCN）=（1.3$\pm$0.2）$\times$10$^{11}$cm$^{-2}$、N（CH$_2$C（CH$_3$）CN）=（1.0$\pm$0.1）$\times$10$^{11}$cm$^{-2}$、N（$g$-CH$_2$CHCH$_2$CN）=（8.0$\pm$0.8）$\times$10$^{10}$cm$^{-2}$、およびN（$c$-CH$_2$CHCH$_2$CN）=（7.0$\pm$0.7）$\times$10$^{それぞれ10}$cm$^{-2}$。したがって、プロペンの存在量に対するシアノ-プロペンの存在量は$\sim$10$^{-2}$であり、豊富な炭化水素の他のシアノ誘導体の存在量よりもかなり低くなります。プロペンの2つのエチニル誘導体（$E$および$Z$-CH$_3$CHCHCCH）の上限が得られます。
機械学習による宇宙化学的に関連する分子の結合エネルギーの予測
| Title |
Predicting_binding_energies_of_astrochemically_relevant_molecules_via_machine_learning |
| Authors |
Torben_Villadsen,_Niels_F.W._Ligterink,_Mie_Andersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03906 |
宇宙での分子の振る舞いは、それらが凍結または昇華する場所によって大きく左右されます。したがって、分子結合エネルギーは、多くの天体化学研究にとって重要なパラメータです。このパラメータは通常、時間のかかる実験、計算コストの高い量子化学計算、または安価であるが不正確な線形加算法によって決定されます。この作業では、正確でありながら計算コストが低い結合エネルギーを予測するための機械学習に基づく新しい方法を提案します。ガウス過程回帰に基づく機械学習モデルが作成され、文献に示されている実験室実験から収集された分子の結合エネルギーのデータベースでトレーニングされます。データベース内の分子は、単層または多層のカバレッジ、結合表面、官能基、価電子、水素結合のアクセプターとドナーなどの機能によって分類されます。モデルのパフォーマンスは、5分割および1分子アウトの相互検証で評価されます。予測は一般的に正確であり、予測と文献の結合エネルギー値の差は$\pm$20\％未満です。検証されたモデルは、星間物質で最近検出されたが、結合エネルギー値が不明な21個の分子の結合エネルギーを予測するために使用されます。簡略化されたモデルを使用して、これらの分子の雪線が原始惑星系円盤のどこに位置するかを視覚化します。この作業は、機械学習を使用して、分子の結合エネルギーを正確かつ迅速に予測できることを示しています。機械学習は、現在の実験室での実験と量子化学計算研究を補完します。予測される結合エネルギーは、宇宙化学および惑星形成環境のモデリングに使用されます。
マイナーな相互作用は銀河ペアの星形成を引き起こしますか？
SDSSからのボリュームが制限されたサンプルのセットで銀河のペアを分析し、星形成率（SFR）と銀河の色に対するマイナーな相互作用の影響を研究します。マイナーペアの恒星の質量と赤方偏移を一致させることにより、孤立した銀河の制御サンプルを注意深く設計します。マイナーペアのSFR分布と色分布は、$>99\％$の有意水準でコントロールとは異なります。また、環境の役割を評価するために、恒星の質量、赤方偏移、局所密度の制御銀河を同時に照合します。帰無仮説は、環境を一致させた後でも、$>99\％$の信頼水準で棄却できます。私たちの分析は、マイナーな相互作用が現在の宇宙の銀河をクエンチすることを示しています。消光の程度は、ペアの分離が増加し、プラトーが50kpcを超えると減少します。GalaxyZooとGalaxyZoo2のデータを組み合わせると、$\sim1\％$銀河だけが支配的なバルジを持ち、$4\％-7\％$銀河がバーをホストし、$5\％-10\％$銀河が存在することがわかります。マイナーペアでAGNアクティビティを表示します。マイナーペアの消光は、それらの環境とバー、バルジ、またはAGNの存在によって完全に説明することはできません。より質量の大きいコンパニオンは、ほとんどのマイナーペアで質量クエンチングの基準を満たしています。我々は、ストリッピングと飢餓が、進化の後の段階で、より質量の小さいコンパニオンの消光を引き起こした可能性が高いことを提案します。
REFINE調査で銀河ペアを使用して、$ z<3$での銀河の大小の合併率と恒星の質量降着履歴の直接測定
| Title |
A_direct_measurement_of_galaxy_major_and_minor_merger_rates_and_stellar_mass_accretion_histories_at_$z_ |
| Authors |
Christopher_J._Conselice,_Carl_J._Mundy,_Leonardo_Ferreira,_Kenneth_Duncan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03984 |
$\sim3.25$deg$^{2}$の組み合わせを使用して、$0<z<3$を超える銀河の恒星の質量を形成する際の、大小の合併の役割を測定します。REFINE調査の一部としての日付。異なる質量比の銀河の合併のペアの割合と合併の割合を測定し、レッドシフトと合併の質量比の関数としてIllustrisシミュレーションから導出された新しく測定されたタイムスケールで合併率を定量化します。質量比が1：4を超える$0<z<3$を超える大規模な合併は、平均で$0.85^{+0.19}_{-0.20}$回発生しますが、比率が1:10までの小規模な合併は平均で発生します。銀河ごとに$1.43^{+0.5}_{-0.3}$回。また、銀河形成における大小の合併の役割を定量化します。これにより、大規模な合併による質量の増加は$93^{+49}_{-31}$％であり、小規模な合併は$29^{+17の増加を占めます。}_{-12}$％;したがって、大規模な合併は、この時代の小規模な合併よりも銀河に多くの恒星の質量を追加します。全体として、合併はこの時代に巨大な銀河の質量を2倍以上にするでしょう。最後に、結果をシミュレーションと比較し、Illustrisと半解析モデルでマイナーな合併が過大に予測されていることを発見しました。これは、銀河の集合のこの基本的な側面における観測と理論の不一致を示唆しています。
TyphonStellarストリームの化学的存在量
最近発見された高エネルギー矮小銀河ストリームTyphonで、7つの星の最初の高解像度の化学的存在量を示します。タイフォン星のアポセンターは${\gtrsim}100$kpcに達し、これが天の川の非常に遠い恒星のハローの最初の詳細な化学画像になります。テュポーンの化学的存在量は、球状星団というよりも矮小銀河のようであり、金属量の分散を示し、複数の星の種族は存在しません。Typhonの星は、金属量の増加に伴い、強化された$\alpha$-元素の存在量と、$r$-プロセスの存在量の増加を示していることがわかります。高い$\alpha$の存在量は、Typhonの星形成期間が短いことを示唆していますが、これは、遠方の天の川のハローと遅延した$r$プロセスの濃縮の存在に対する期待とは相容れません。タイフォンの祖先が確かに新しい矮小銀河である場合、この明らかな矛盾を説明する可能性のあるシナリオには、タイフォンの軌道エネルギーを増加させる天の川内の動的相互作用、[$\alpha$/Feを上げる強化された後期星形成のバーストが含まれます]、および/または天の川に落ちる前に別の矮小銀河によるグループ前処理。別の説明は、タイフォンは力学的摩擦によってエネルギーを失った、より大規模な破壊された矮小銀河の高エネルギーの尾であるということです。Typhonの既知の低エネルギーの始祖を明確に特定することはできませんが、宇宙論的シミュレーションでは、Typhonが新しい破壊された銀河ではなく巨大な銀河の高エネルギーの尾であるという約2：1の確率が得られます。したがって、Typhonの運動学と化学の驚くべき組み合わせは、新しい下部構造の起源を特定する前に、動的な履歴と既知の下部構造の詳細な存在量を完全に特徴づける必要性を強調しています。
高密度星団のミリ秒パルサー：進化、スケーリング関係、および銀河中心ガンマ線過剰
| Title |
Millisecond_Pulsars_in_Dense_Star_Clusters:_Evolution,_Scaling_Relations,_and_the_Galactic-Center_Gamma-ray_Excess |
| Authors |
Claire_S._Ye_(CIERA/Northwestern)_and_Giacomo_Fragione |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03504 |
天の川の球状星団で観測されるミリ秒パルサー（MSP）の数は、近年爆発的に増加していますが、観測の偏りのために、基礎となる母集団は依然として不確実です。最先端の$N$-bodyシミュレーションを使用して、高密度の星団におけるMSP集団の進化を研究します。これらの銀河団モデルは、さまざまな初期質量、金属量、ビリアル半径など、初期条件の広い範囲に及び、天の川の球状星団の集団が示すすべての特性をほぼカバーしています。さまざまな初期クラスタープロパティがMSPの数にどのように影響するかを示します。これについては、クラスターの年齢と質量の関数としてスケーリング関係を提供します。アプリケーションとして、私たちは公式を使用して、球状星団を刺激することから銀河中心に配信されたMSPの数を推定し、\textit{Fermi}によって検出された銀河中心のガンマ線過剰の原因を調べます。銀河中心の約400ドルのMSPは、球状星団の崩壊から予測されます。これは、観測されたガンマ線過剰のほとんどを説明できる可能性があります。
対不安定型超新星の質量ギャップにブラックホール連星をもたらすトリプルの共通外層での超臨界降着
| Title |
Hypercritical_accretion_during_common_envelopes_in_triples_leading_to_binary_black_holes_in_the_pair-instability-supernova_mass_gap |
| Authors |
Enrique_Moreno_M\'endez,_Fabio_De_Colle,_Diego_L\'opez_C\'amara,_Alejandro_Vigna-G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03514 |
共通外層（CE）内の恒星質量コンパクトオブジェクト（CO）の流体力学的研究は、COへの降着率がBondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）の推定値よりも数桁低いことを示しています。これは、エディントン光度の限界を数桁上回り、ニュートリノ冷却降着（すなわち、超臨界降着、またはHCA）の限界を上回っています。3番目の星のCE内の連星系が、同じ総質量の単一の天体とほぼ同じ速度で物質を蓄積することを考慮して、我々は、その構成質量が内にある連星ブラックホール（BBH）システムを形成する恒星進化チャネルを提案します。対不安定型超新星（PISN）の質量ギャップ。私たちのモデルは、巨大な三次星のCEに巻き込まれたBBHシステムへのHCAに基づいています。さらに、バイナリによって失われた質量を3番目の星に保存できる物質移動モードを提案します。BBHの進化のための集団合成シミュレーションと、三次星との相互作用のための標準的なバイナリ進化の原理を使用することにより、GW190521で推定されたものと一致するBBHの質量を生成することができます。また、PISNギャップ内のBBHの可能な始祖としての大規模なバイナリシステムMk34、および重力波カタログで観測された合併のスピン分布についても説明します。
高速フレーバー変換
ニュートリノ高速フレーバー不安定性（FFI）は、ナノ秒の時間スケールとセンチメートルの長さスケールでニュートリノフレーバーを変化させる可能性があります。コア崩壊超新星と中性子星合体に遍在することが期待されており、私たちが見るニュートリノ信号、これらの爆発から物質がどのように放出されるか、そして噴出物に形成されて宇宙を豊かにする重い元素の種類を変更する可能性があります。超新星と合併においてFFIが果たす役割を理解することに最近大きな関心が寄せられていますが、長さと時間のスケールが短く、非線形性が強いため、FFIをこれらのモデルに一貫して含めることができませんでした。中性子星合体と超新星に不安定性が存在する量子運動方程式から始めて、FFIの理論的性質と、簡略化されたシミュレーションで飽和後に不安定性がどのように動作するかを確認します。完全な分布が利用できないモーメントベースの計算で不安定性をテストするために提案された方法をレビューし、不安定性を直接シミュレートするために使用される数値的方法について説明します。最後に、超新星と合併におけるFFIの影響をより完全に理解できるようにする、現実的で自己矛盾のないモデルへの軌跡を概説して締めくくります。
CALET LIGO /VirgoO3の実行中に重力波の電磁的対応物を検索します
| Title |
CALET_Search_for_electromagnetic_counterparts_of_gravitational_waves_during_the_LIGO/Virgo_O3_run |
| Authors |
O._Adriani,_Y._Akaike,_K._Asano,_Y._Asaoka,_E._Berti,_G._Bigongiari,_W.R._Binns,_M._Bongi,_P._Brogi,_A._Bruno,_J.H._Buckley,_N._Cannady,_G._Castellini,_C._Checchia,_M.L._Cherry,_G._Collazuol,_K._Ebisawa,_A._W._Ficklin,_H._Fuke,_S._Gonzi,_T.G._Guzik,_T._Hams,_K._Hibino,_M._Ichimura,_K._Ioka,_W._Ishizaki,_M.H._Israel,_K._Kasahara,_J._Kataoka,_R._Kataoka,_Y._Katayose,_C._Kato,_N._Kawanaka,_Y._Kawakubo,_K._Kobayashi,_K._Kohri,_H.S._Krawczynski,_J.F._Krizmanic,_P._Maestro,_P.S._Marrocchesi,_A.M._Messineo,_J.W._Mitchell,_S._Miyake,_A.A._Moiseev,_M._Mori,_N._Mori,_H.M._Motz,_K._Munakata,_S._Nakahira,_J._Nishimura,_G.A._de_Nolfo,_S._Okuno,_J.F._Ormes,_N._Ospina,_S._Ozawa,_L._Pacini,_P._Papini,_B.F._Rauch,_S.B._Ricciarini,_K._Sakai,_T._Sakamoto,_M._Sasaki,_Y._Shimizu,_A._Shiomi,_P._Spillantini,_F._Stolzi,_S._Sugita,_A._Sulaj,_M._Takita,_T._Tamura,_T._Terasawa,_S._Torii,_Y._Tsunesada,_Y._Uchihori,_E._Vannuccini,_J.P._Wefel,_K._Yamaoka,_S._Yanagita,_A._Yoshida,_K._Yoshida,_and_W._V._Zober |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03621 |
国際宇宙ステーション（ISS）のCALorimetricElectronTelescope（CALET）は、高エネルギー宇宙線CALorimeter（CAL）と低エネルギーCALETガンマ線バーストモニター（CGBM）で構成されています。CALは、最大20TeVの電子、Z=1からZ$\sim$40までの宇宙線核、および1GeV〜10TeVの範囲のガンマ線に敏感です。CGBMは、7keVから20MeVのガンマ線を観測します。CAL-CGBMを組み合わせた機器は、2015年10月からガンマ線バースト（GRB）の検索を行っています。ここでは、LIGO/バーゴ観測中に報告された重力波イベントに対応するX線/ガンマ線の検索結果について報告します。O3を実行します。すべての受け入れ基準に合格するイベントは検出されていません。CGBMのコンポーネント、パフォーマンス、およびトリガーアルゴリズムについて説明します。7keVから1MeVのガンマ線に敏感なLaBr$_{3}$（Ce）シンチレータとソフトガンマで構成される2つのハードX線モニター（HXM）です。40keVから20MeVに敏感な光線モニター（SGM）BGOシンチレーター-および高エネルギーCALは、CHarge-Detectionモジュール（CHD）、IMagingCalorimeter（IMC）、および完全にアクティブなTotalAbsorptionCalorimeter（TASC）で構成されています。分析手順を説明し、時間平均フラックスの上限を示します。
BlaST-ブレーザーのシンクロトロンピークの機械学習推定器
| Title |
BlaST_--_A_Machine-Learning_Estimator_for_the_Synchrotron_Peak_of_Blazars |
| Authors |
Theo_Glauch,_Tobias_Kerscher,_Paolo_Giommi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03813 |
ジェットが私たちに向いている活動銀河、いわゆるブレーザーは、高エネルギー天体物理学の分野で重要な役割を果たしています。ブレーザーの分類スキームで最も重要な機能の1つは、スペクトルエネルギー分布（SED）の放射光のピーク周波数（$\nu_{\rmピーク}^S$）です。通常$\nu_{\rmピーク}^S$を手動で計算する標準のブレーザーカタログとは対照的に、推定を簡素化するだけでなく、信頼性の高い不確実性評価を提供する機械学習アルゴリズム（BlaST）を開発しました。さらに、それは当然、ホスト銀河からの追加のSEDコンポーネントとディスク放出を説明します。これは、混乱の主な原因となる可能性があります。私たちのツールを使用して、Fermi4LAC-DR2カタログのシンクロトロンピークを再推定します。BlaSTは、特にジェットに関係のないコンポーネントの寄与が重要である場合に、$\nu_{\rmピーク}^S$推定を改善することがわかります。
低降着率での中性子星低質量X線連星CenX-4のMeerKAT電波観測
| Title |
MeerKAT_radio_observations_of_the_neutron_star_low-mass_X-ray_binary_Cen_X-4_at_low_accretion_rates |
| Authors |
J._van_den_Eijnden,_R._Fender,_J._C._A._Miller-Jones,_T._D._Russell,_P._Saikia,_G._R._Sivakoff,_F._Carotenuto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03962 |
ケンタウルス座X-4（CenX-4）は、比較的近くにある中性子星の低質量X線連星で、1969年と1979年に爆発を示しましたが、それ以降、完全な爆発は見られませんでした。その近接性と静止期間の持続により、静止中性子星低質量X線連星における降着とジェット放出の間の結合を研究することは主要なターゲットです。ここでは、NICERおよびSwiftX線モニタリングと組み合わせた、1.3GHzのCenX-4での4つのMeerKAT無線観測を紹介します。最初の最も感度の高い観測中、CenX-4は完全に静止したX線状態でした。その後の3回のより短い観測は、2021年1月の短期間の微弱なX線活動を対象としており、これは「失火」爆発と呼ばれています。CenX-4は、4つのMeerKAT観測のいずれでも検出されません。これらの無線非検出をX線-無線光度図に配置し、以前の静止無線研究からの2つの光度間の相関の制約を改善します。CenX-4は、同じX線輝度で過渡ミリ秒パルサーPSRJ1023+0038よりも電波が弱いことを確認します。低X線光度での降着中性子星の電波挙動をより一般的に議論し、最後に将来の観測キャンペーンについてコメントします。
生成的敵対的ネットワークを使用した重力波検出のためのグリッチ分類の性能の改善について
| Title |
On_Improving_the_Performance_of_Glitch_Classification_for_Gravitational_Wave_Detection_by_using_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Jianqi_Yan_(1_and_2),_Alex_P._Leung_(3)_and_David_C._Y._Hui_(2)_((1)_Macau_University_of_Science_and_Technology_(2)_Chungnam_National_University_(3)_The_University_of_Hong_Kong) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04001 |
スペクトログラムの分類は、重力波データの分析において重要な役割を果たします。この論文では、GenerativeAdversarialNetworks（GAN）を使用して分類パフォーマンスを向上させるフレームワークを提案します。スペクトログラムに注釈を付けるにはかなりの努力と専門知識が必要であるため、トレーニング例の数は非常に限られています。ただし、トレーニングセットのサンプルサイズが十分に大きい場合にのみ、ディープネットワークが適切に機能することはよく知られています。さらに、異なるクラスのサンプルサイズの不均衡も、パフォーマンスを妨げる可能性があります。これらの問題に取り組むために、GANベースのデータ拡張フレームワークを提案します。従来の画像の標準的なデータ拡張方法はスペクトログラムに適用できませんが、GANの変形であるProGANは、高解像度の元の画像の品質と一致し、望ましい多様性を提供する高解像度のスペクトログラムを生成できることがわかりました。。{\itGravitySpy}データセットのグリッチを、トレーニング用にGANで生成されたスペクトログラムで分類することにより、フレームワークを検証しました。提案された方法は、ディープネットワークを使用してスペクトログラムを分類するための転移学習の代替手段を提供できることを示します。つまり、代わりにデータ拡張に高解像度GANを使用します。さらに、トレーニングと評価のための小さなサンプルサイズでの分類パフォーマンスの変動を大幅に減らすことができます。フレームワークでトレーニングされたネットワークを使用して、{\itGravitySpy}のラベル異常のあるスペクトログラムも調べました。
パルサーハロの物理学：研究の進歩と展望
最近、いくつかの中年のパルサーのパルサー風星雲を越えて広がる拡散TeVガンマ線放出が発見されました。これは、エネルギーの高い電子/ポジトロンのペアがパルサー風星雲から逃げ出し、周囲の星間物質に放射していることを意味します。これらの拡張された排出物は、「パルサーハロー」と呼ばれる異なるクラスの非熱源を構成することが示唆されています。この記事では、パルサーハローの研究の進捗状況を確認し、多波長観測、さまざまな理論モデル、宇宙線陽電子過剰と銀河拡散ガンマ線の起源への影響など、パルサーハローの物理に関する現在の理解について説明します。放出。
放射流体力学における熱的不安定性：不安定性メカニズム、位置に依存するS曲線、および減衰曲線
| Title |
Thermal_instability_in_radiation_hydrodynamics:_instability_mechanisms,_position-dependent_S-curves,_and_attenuation_curves |
| Authors |
Daniel_Proga,_Tim_Waters,_Sergei_Dyda,_and_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04032 |
局所的な熱不安定性は、多くの異なる天体物理学的環境における多相ガスの形成をもっともらしく説明することができますが、理論は、放射流体力学（RHD）の方程式の光学的に薄い限界でのみよく理解されます。ここでは、灰色の不透明度の形式を想定して、この制限から完全なRHD治療に移行するための基礎を築きます。主な放射プロセスがフリークーリングとコンプトン加熱である場合、放射場の硬化によりガスが熱的に不安定になる状況を考えます。これが発生する可能性のある2つの方法を特定します。（i）コンプトン温度が時間とともに上昇する場合、硬X線成分の強度またはエネルギーのいずれかが上昇します。（ii）減衰によって熱成分の流束が減少し、スラブの深さとともにコンプトン温度が上昇する場合。両方の方法は、活動銀河核の広い線領域で発生する可能性があり、そこではガスの柱がイオン化境界を持つことができます。減衰が大きいこのような場合、熱平衡解曲線は位置に依存するようになり、単一の平衡曲線を使用してすべての深さで照射されたガス柱の安定性を評価するだけではもはや十分ではありません。この目的のために新しい平衡曲線（減衰曲線）を分析する方法を示し、フィールドの不安定性基準により、この曲線に沿った負の勾配は、ガス温度が深さとともに上昇するたびに一定密度のスラブが熱的に不安定であることを示します。
部分的に隠された画像からの器械的点広がり関数の導出
| Title |
Deriving_instrumental_point_spread_functions_from_partially_occulted_images |
| Authors |
Stefan_Johann_Hofmeister,_Michael_Hahn,_Daniel_Wolf_Savin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03487 |
イメージングシステムの点像分布関数（PSF）は、点源に対するシステムの応答を表します。PSFを正確に決定することにより、イメージングシステム内の集束と散乱の複合効果を補正し、それによって結果の画像の空間分解能と動的コントラストを向上させることができます。部分的に掩蔽された画像からPSFを導出するための半経験的半ブラインド方法論を提示します。2次元PSFを複数のセグメントに分割し、連立方程式のマルチリニアを設定し、連立方程式を直接近似して、各セグメントのPSFの重みを決定します。アルゴリズムは、大規模なクラスの掩蔽に対して正しい機器PSFに収束することが保証されており、PSFの事前定義された関数形式を必要とせず、実験室の設定内、定期的なキャリブレーションなど、さまざまな部分的に掩蔽された画像に適用できます。生産ライン内またはフィールド内で、遠くの星のクラスターの天体画像、または部分的な日食画像。機器によって散乱されない光子のパーセンテージを与えるPSFの中心の重みは、0.3％よりも良くなるように正確であることを示します。再構築されたPSFと真のPSFの間の平均絶対パーセント誤差は、通常、PSF全体で0.5％から5％、PSFコアで0.5％から5％、PSFテールで0.5％から3％です。
アテナ荷電粒子ダイバータシミュレーション：Geant4を使用した陽子散乱に対するマイクロラフネスの影響
| Title |
Athena_charged_particle_diverter_simulations:_effects_of_micro-roughness_on_proton_scattering_using_Geant4 |
| Authors |
Jean-Paul_Breuer_(1),_G\'abor_Galg\'oczi_(1_and_2),_Valentina_Fioretti_(3),_Jakub_Zl\'amal_(4),_Petr_Li\v{s}ka_(4),_Norbert_Werner_(1),_Giovanni_Santin_(5),_Nathalie_Boudin_(5),_Ivo_Ferreira_(5),_Matteo_Guainazzi_(5),_Andreas_von_Kienlin_(6),_Simone_Lotti_(7),_Teresa_Mineo_(8),_Silvano_Molendi_(7),_Emanuele_Perinati_(9)_((1)_Department_of_Theoretical_Physics_and_Astrophysics,_Faculty_of_Science,_Masaryk_University,_Brno,_Czech_Republic,_(2)_Institute_of_Physics,_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Budapest,_Hungary,_(3)_INAF/Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio,_Bologna,_Italy,_(4)_CEITEC,_Brno_University_of_Technology,_Brno,_Czech_Republic,_(5)_ESTEC/ESA,_Keplerlaan_1,_2201AZ_Noordwijk,_The_Netherlands,_(6)_Max_Planck_Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_Garching_bei_M\"unchen,_Germany,_(7)_INAF/Istituto_di_Astrofisica_Spaziale_e_Fisica_cosmica,_Milan,_Italy,_(8)_INAF/Istituto_di_Astrofisica_Spaziale_e_Fisica_Cosmica,_Palermo,_Italy,_(9)_Eberhard_Karls_University,_T\"ubingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03502 |
地球の放射線帯の外側で動作する最後の世代のX線集束望遠鏡は、光学系が天体物理学的X線光子だけでなく、視野（FOV）に入る低エネルギーのヘリオフィジカル陽子も集束できることを発見しました。この「ソフトプロトン」汚染は、XMM-Newtonの観測時間の約40％に影響を及ぼします。ATHENA荷電粒子ダイバータ（CPD）は、磁場を使用してこれらのソフト陽子を検出器のFOVから遠ざけ、集束ビーム内のバックグラウンドに寄与するイオンを対象の光子から分離するように設計されています。これらの磁気的に偏向された陽子は、ペイロードの他の部分に衝突し、焦点面の計器に散乱して戻る可能性があります。この二次散乱の影響を正確なシミュレーションで評価することは、CPDの科学的評価に不可欠です。ただし、X線ミラーでのかすめ軟陽子散乱のGeant4シミュレーションは最近検証されましたが、ペイロードの研磨されていない表面（バッフルやダイバータ自体など）での散乱は、実験結果でまだ検証されていません。さらに、粗さ構造は、特定のターゲット体積に応じた散乱効率で、散乱陽子のエネルギーと角度に影響を与える可能性があります。原子間力顕微鏡を使用して、さまざまな材料およびコーティングサンプルからナノメートルスケールの表面粗さ測定を行い、Geant4をCADMeshライブラリと一緒に使用して、これらの非常に詳細な表面粗さモデルでプロトンを発射し、さまざまな材料の表面粗さ、コーティング、およびプロトンエネルギーの堆積と散乱角に関する組成。シミュレーション結果を実験室での実験と比較および検証し、将来の陽子散乱実験のフレームワークを提案します。
夜空の明るさの測定、品質評価、モニタリング
地上ベースの光学天文学は、必然的に、地球の大気から宇宙光に至るまでの多くの自然源の寄与とともに、天体の光を感知することを含みます。さらに、天文学者は、天体が見られる「背景」をさらに追加する人工光害と長い間闘ってきました。したがって、夜空の明るさを理解することは天文学の基本です。この主題の最後の包括的なレビューはほぼ半世紀前であり、それ以来、私たちは自然と人工の両方の夜空について多くを学びました。このレビューでは、どの影響が夜空の全体的な光学的明るさを決定するかを検討します。その明るさを測定する手段。そして、夜空の質が長期的にどのように評価され監視されるか。
Eureka!:JWST時系列観測のためのエンドツーエンドパイプライン
| Title |
Eureka!:_An_End-to-End_Pipeline_for_JWST_Time-Series_Observations |
| Authors |
Taylor_J._Bell,_Eva-Maria_Ahrer,_Jonathan_Brande,_Aarynn_L._Carter,_Adina_D._Feinstein,_Giannina_Guzman_Caloca,_Megan_Mansfield,_Sebastian_Zieba,_Caroline_Piaulet,_Bj\"orn_Benneke,_Joseph_Filippazzo,_Erin_M._May,_Pierre-Alexis_Roy,_Laura_Kreidberg,_and_Kevin_B._Stevenson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03585 |
$\texttt{Eureka！}$は、太陽系外惑星の時系列観測のためのデータ削減および分析パイプラインであり、特にJamesWebbSpaceTelescope（JWST）データに焦点を当てています。$\texttt{Eureka！}$の目標は、未加工の未校正のFITSファイルで始まり、最終的に正確な太陽系外惑星の透過および/または発光スペクトルを生成するエンドツーエンドのパイプラインを提供することです。パイプラインは6つのステージを持つモジュール構造であり、各ステージは「Eureka！制御ファイル」（ECF。これらのファイルは.ecfファイル拡張子を使用）を使用して、パイプラインの動作を簡単に制御できるようにします。ステージ5では、「Eureka！パラメーターファイル」（EPF。これらのファイルは.epfファイル拡張子を使用）を使用して、適合パラメーターを制御します。JWSTのMIRI、NIRCam、NIRISS、NIRSpec機器、およびハッブル宇宙望遠鏡（HST）のWFC3機器用のテンプレートECFを提供します。これらのテンプレートは、ユーザーに分析の良い出発点を提供しますが、$\texttt{Eureka！}$はブラックボックスツールとして使用することを意図しておらず、ユーザーは次のことを行うために各観測のいくつかの設定を微調整することを期待する必要があります。最適な結果を達成します。各段階で、パイプラインは中間の数値と出力を作成し、ユーザーがさまざまなパラメーター設定を使用して$\texttt{Eureka！}$のパフォーマンスを比較したり、$\texttt{Eureka！}$を独立したパイプラインと比較したりできるようにします。各ステージの実行に使用されるECFも、再現性を高めるために各ステージから出力フォルダーにコピーされます。最後に、$\texttt{Eureka！}$は太陽系外惑星の観測（特にコードの後半）用に最適化されていますが、$\のおかげで、コア機能の多くを他の研究領域でのJWST時系列観測に再利用することもできます。texttt{Eureka！}$のモジュール性。
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡コロナグラフ機器の絶対フラックス校正
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（ローマ）のコロナグラフ機器は、最大10$^{-9}$のフラックスコントラストレベルを達成するために装備された技術デモンストレーションです。この精度は、観測の品質と、絶対フラックスキャリブレーション（AFC）による天空補正の結果に依存します。私たちの計画では、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）CALSPECカタログの10個の薄暗い標準測光標準星と4個の明るい標準測光標準星を利用して、最終的なAFCエラーを1.94\％、合計観測時間を$\sim$22分にします。パーセントエラーは、500の信号対雑音比（SNR）のショットノイズとともに、ローマのコンポーネント計測における体系的な不確実性（フィルター、上流光学系、量子効率）を説明します。
アタカマ大口径サブミリ波望遠鏡：主要な科学ドライバー
| Title |
The_Atacama_Large_Aperture_Submillimeter_Telescope:_Key_science_drivers |
| Authors |
Joanna_Ramasawmy,_Pamela_D._Klaassen,_Claudia_Cicone,_Tony_K._Mroczkowski,_Chian-Chou_Chen,_Thomas_Cornish,_Elisabete_Lima_da_Cunha,_Evanthia_Hatziminaoglou,_Doug_Johnstone,_Daizhong_Liu,_Yvette_Perrott,_Alice_Schimek,_Thomas_Stanke,_Sven_Wedemeyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03914 |
Atacama大口径サブミリ望遠鏡（AtLAST）は、（サブ）ミリの空の高感度で高速なマッピングを提供する50mクラスのシングルディッシュ望遠鏡のコンセプトです。再生可能エネルギー源を動力源とし、2030年代にアタカマ砂漠に建設されることが期待されるAtLASTの最大6つの最先端機器のスイートは、その広い視野と高スループットを利用して効率的な配信を実現します。現在の施設を逃れるかすかな大規模な放出の連続的および分光学的観察。ここでは、望遠鏡の特性の主要な科学ドライバーを紹介し、トランスフォーメーショナルサイエンスの目標が将来の計装に課す制約について説明します。
星団のパンクロマティック研究：バイナリ、青色はぐれ星、青色はぐれ星、メンバーシップ
| Title |
Panchromatic_study_of_star_clusters:_binaries,_blue_lurkers,_blue_stragglers_and_membership |
| Authors |
Vikrant_V._Jadhav_(IISc_and_IIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03780 |
連星は、青色はぐれ星（BSS）、黄色はぐれ星、激変星、初期質量、軌道パラメータ、進化に応じてIa型超新星などの非常に異なるエキゾチックなシステムに進化する可能性があります。この論文の目的は、散開星団に存在する物質移動後のシステム（BSS、白色矮星、青い潜伏者）の人口統計とそれらがどのように形成されるかを理解することです。まず、6つの散開星団のGaiaEDR3データを使用してクラスターメンバーを特定しました。クラスターのうちの2つ、M67とKing2は、UVIT、Gaia、GALEX、2MASS、およびその他のアーカイブ測光データを使用して詳細に調査されました。包括的なパンクロマティック研究は、（i）BSSの強力な物質移動経路があり、M67の青い潜伏者、（ii）キング2のBSSの少なくとも15％がバイナリ物質移動によって形成されたことを示しました。また、GaiaDR2データを使用して、散開星団BSSの同種カタログを作成しました。208クラスターにわたる868BSSの分析は、（i）BSS頻度が年齢とともに増加すること、（ii）クラスター質量とBSSの最大数の間にべき乗則の関係があること、（iii）BSSの形成メカニズムがバイナリーによって支配されることを示しました。物質移動（54-67％）ですが、2つ以上の恒星の相互作用によってBSSが形成される可能性は10-16％です。この研究は、バイナリ製品の人口統計に多種多様なものが存在し、UV観測がそれらの検出と特性評価に不可欠であることを示しています。
| Title |
Flares_and_rotation_of_M_dwarfs_with_habitable_zones_accessible_to_TESS_planet_detections |
| Authors |
B.Stelzer,_M.Bogner,_E.Magaudda,_St._Raetz_(Eberhard_Karls_Universit\"at_T\"ubingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03794 |
星からのエネルギー入力に関する情報を惑星コミュニティに提供するために、M個の矮星の磁気活動を特徴づけます。特に、TESSで直接観測された光フレアの周波数に加えて、両方の波長帯で同時に観測された既知のイベントの小さなプールを利用して、対応するX線フレア周波数を推定することを目指しています。TESSがトランジットの完全なハビタブルゾーンを調査できる、TESSの大きさが11.5未満の112Mの矮星を特定しました。これらの112個の星には、回転変調とフレアを検索した主要なミッションからの1276個の2分間のケイデンスTESS光度曲線があります。回転とフレアの間、およびフレア特性の間のリンク、たとえば、フレアの振幅と持続時間の関係、および累積フレアエネルギー周波数分布（FFD）を調べます。各光学フレアがX線バンドのフレアに関連付けられていると仮定し、公開されているKepler/K2とXMM-Newtonの同時フレア研究を利用して、検出されたTESSフレアイベントによって放出されるX線エネルギーを推定します。私たちのキャリブレーションには、TESSバンドとK2バンドのフレアエネルギー間の関係も含まれます。ターゲットの約32％の一部で2500を超える光フレアイベントを検出し、約11％の一部である12個の星に対してのみ信頼できる自転周期を見つけました。これらの12のターゲットについて、累積FFDとFFDべき乗則の適合を示します。X線に対する光フレアエネルギーを較正することにより、X線バンドでFFDを構築します。主系列星の直接観測されたX線FFDがない場合、私たちの予測は、典型的な高速回転の初期または中期M矮星の惑星への高エネルギー入力の推定に役立ちます。
0.1から1auの間の太陽風の放射状進化の統計分析、およびそれらの半経験的アイソポリ流体モデリング
| Title |
Statistical_Analysis_of_the_Radial_Evolution_of_the_Solar_Winds_between_0.1_and_1_au,_and_their_Semi-empirical_Iso-poly_Fluid_Modeling |
| Authors |
Dakeyo_and_Maksimovic_and_D\'emoulin_and_Halekas_and_Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03898 |
ヘリオス太陽風観測をバルク速度でソートされたいくつかの集団に統計的に分類すると、風の外向きの加速が明らかになりました。風が速ければ速いほど、0.3〜1auの半径範囲でのこの加速度は小さくなります（Maksimovicetal.2020）。この記事では、パーカーソーラープローブ（PSP）からの最近の測定値が、後者のヘリオス分類の太陽に近い拡張機能と互換性があることを示します。たとえば、十分に確立されたバルク速度/陽子温度（u、Tp）相関とバルク速度/電子温度（u、Te）反相関は、最も遅い風の加速とともに、PSPデータで検証されます。また、太陽風が「等温」膨張する経験的なパーカーのようなモデルを使用して、PSPとHeliosの組み合わせデータをモデル化します。コロナでは等温、次に音波点半径よりも長い距離でポリトロープです。ポリトロープ指数は、観測された温度と密度の勾配から導き出されます。私たちのモデリングは、電子の熱圧力が、広範囲の距離にわたって、低速および中風（1auで300-500km/sの範囲）の加速プロセスに大きく貢献していること、およびグローバル（電子および陽子）熱エネルギーだけで、加速プロファイルを説明することができます。さらに、観測された圧力勾配に加えて、非常に遅い太陽風が別の加速源を必要とすることを示します。
生命のキラルパズル
生物学的分子は、鏡での反射によって関連付けられている2つの構造的にキラルなシステムの1つを選択しました。この選択は、突然変異誘発に大きな役割を果たすことが知られている磁気偏光および物理的にキラルな宇宙線によって、因果的になされたと提案されています。宇宙線は、生体高分子の構成要素である単純なキラルモノマーの構造変化を誘発する速度に、小さいが持続的なキラルバイアスを課す可能性があることが示されています。らせん状の生体高分子、特にRNAやDNAの前駆体であった可能性のある生体高分子では、はるかに大きな効果が見られるはずです。相互作用は、分子電場のみを含む静電的相互作用と、磁場も含む電磁的相互作用の両方である可能性があることが示されています。このバイアスは、進化のタイムスケールにわたって単一のキラルな生命体の出現につながる可能性があると主張されています。このメカニズムが支配的である場合、生命システムの利き手は普遍的でなければなりません。このプロセスの有効性を評価するための実験が提案されています。
中性子星合体のための3次元でのニュートリノ高速フレーバーの不安定性
| Title |
Neutrino_Fast_Flavor_Instability_in_three_dimensions_for_a_Neutron_Star_Merger |
| Authors |
Evan_Grohs,_Sherwood_Richers,_Sean_M._Couch,_Francois_Foucart,_James_P._Kneller,_G._C._McLaughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.02214 |
コア崩壊超新星と中性子星合体におけるニュートリノのフレーバー進化は、天体物理学における非常に重要な未解決の問題です。ニュートリノシステムの電子フレーバーの進化を追跡することは、コンパクトオブジェクトの熱力学とそれらが生成する化学元素を計算するために不可欠です。これらの環境でのフレーバー変換を正確に説明することは、関与するニュートリノの数が多いこと、振動の空間スケールが小さいこと、システムの非線形性など、さまざまな理由で困難です。角モーメントの観点からニュートリノ場を記述する方法を提示することにより、これらの問題に取り組むための一歩を踏み出します。私たちのモーメント法は、中心物体に近い領域で発生すると予想される高速フレーバーニュートリノ変換現象をうまく説明しています。モーメント法を中性子星合体条件に適用し、セル内粒子計算と比較することにより、成長、飽和、およびデコヒーレンスの3つのフェーズをキャプチャできることを示します。また、ニュートリノ場で成長する変動の大きさを決定します。
重力波源パラメータの縮退とマルチモダリティの除去
| Title |
Removing_degeneracy_and_multimodality_in_gravitational_wave_source_parameters |
| Authors |
Javier_Roulet,_Seth_Olsen,_Jonathan_Mushkin,_Tousif_Islam,_Tejaswi_Venumadhav,_Barak_Zackay_and_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03508 |
準円形連星ブラックホールの併合は15個のパラメーターで記述され、そのうち重力波観測は通常、さまざまな程度で$\sim10$の独立した組み合わせのみを制約できます。この作業では、相関関係を取り除き、適切に測定された量と不十分に測定された量を解きほぐす座標を考案します。さらに、後部の近似離散対称性をマルチモダリティの主な原因として特定し、このタイプのマルチモダリティに取り組む方法を設計します。結果として得られる事後確率は構造がほとんどなく、効率的かつ堅牢にサンプリングできます。推論プロセスを加速するための他のアルゴリズムと一緒にこれらのメソッドを実装する、パラメーター推定用のPythonパッケージcogwheelを提供します。私たちが紹介する座標の1つは、軌道歳差運動の存在下で非常によく測定できるスピン方位角であり、これにより、自然界でのスピン軌道相互作用の発生が明らかになると予想されます。
LUX-ZEPLIN（LZ）実験からの最初の暗黒物質検索結果
| Title |
First_Dark_Matter_Search_Results_from_the_LUX-ZEPLIN_(LZ)_Experiment |
| Authors |
J._Aalbers,_D.S._Akerib,_C.W._Akerlof,_A.K._Al_Musalhi,_F._Alder,_A._Alqahtani,_S.K._Alsum,_C.S._Amarasinghe,_A._Ames,_T.J._Anderson,_N._Angelides,_H.M._Ara\'ujo,_J.E._Armstrong,_M._Arthurs,_S._Azadi,_A.J._Bailey,_A._Baker,_J._Balajthy,_S._Balashov,_J._Bang,_J.W._Bargemann,_M.J._Barry,_J._Barthel,_D._Bauer,_A._Baxter,_K._Beattie,_J._Belle,_P._Beltrame,_J._Bensinger,_T._Benson,_E.P._Bernard,_A._Bhatti,_A._Biekert,_T.P._Biesiadzinski,_H.J._Birch,_B._Birrittella,_G.M._Blockinger,_K.E._Boast,_B._Boxer,_R._Bramante,_C.A.J._Brew,_P._Br\'as,_J.H._Buckley,_V.V._Bugaev,_S._Burdin,_J.K._Busenitz,_M._Buuck,_R._Cabrita,_C._Carels,_D.L._Carlsmith,_B._Carlson,_M.C._Carmona-Benitez,_M._Cascella,_C._Chan,_A._Chawla,_H._Chen,_J.J._Cherwinka,_N.I._Chott,_A._Cole,_J._Coleman,_M.V._Converse,_A._Cottle,_G._Cox,_et_al._(285_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03764 |
LUX-ZEPLIN（LZ）実験は、米国サウスダコタ州リードのサンフォード地下研究施設で稼働している二相キセノンタイムプロジェクションチェンバーを中心とした暗黒物質検出器です。このレターは、5.5トンの基準質量を使用して60日間の曝露で弱く相互作用する質量粒子（WIMP）をLZが最初に検索した結果を報告します。プロファイル尤度分析は、データがバックグラウンドのみの仮説と一致していることを示しており、9GeV/c$^2$を超えるWIMP質量のスピン非依存WIMP核子断面積に新しい制限を設定しています。最も厳しい制限は、90％の信頼水準で5.9$\times10^{-48}$cm$^2$を超える断面を除いて、30GeV/c$^2$に設定されています。
宇宙論的減速から加速への移行時に起こりうる量子効果
| Title |
Possible_quantum_effects_at_the_transition_from_cosmological_deceleration_to_acceleration |
| Authors |
Bruno_Alexandre_and_Joao_Maguejio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.03854 |
減速膨張から加速膨張への最近の遷移は、逆共動ハッブル長（$b=\dota$、オンシェル）によって定義される接続変数の反射（または「バウンス」）として見ることができます。このプロセスの量子宇宙論を研究します。自然の定数を積分定数に降格するか、流体の運動定数を特定することにより、関係時間変数を取得するための形式を使用します。以前のアプリケーションをおもちゃのモデル（放射と$\Lambda$）に拡張し、ダストマターから$\Lambda$支配への移行の現実的な設定に拡張します。ダストモデルと$\Lambda$モデルでは、$\Lambda$とダストの運動定数に共役な、2つの時間変数を定義できます。また、ハミルトニアン制約を表すシュレディンガー方程式の単色解を求めます。それらの放射と$\Lambda$の対応物について、これらのソリューションは「リンギング」を示し、それによって入射波と反射波が干渉し、振幅の振動を引き起こします。半古典的近似では、バウンスに近いと、確率分布は二重ピークになり、一方のピークは古典的な限界に近い軌道をたどりますが、ハッブルパラメーターはわずかに下にシフトし、もう一方のピークは$b$の値が最小の$b=b_\star$に留まります。遷移では、分布は指数分布によってより適切に近似され、$b=b_\star$に単一のピークがあり、（より代表的な）平均$b$は、古典的な軌道よりも高い値に偏っています。独特のプレredshiftを使用した平均ハッブルパラメータのディクション：$z\approx0$の場合の従来の値よりもわずかに低いですが、バウンスが発生した可能性が最も高い$z\sim0.64$付近の従来の予測よりもはるかに高い可能性があります。「ハッブルの緊張」への影響は私たちを逃れていません。
さまざまな重力場におけるニュートリノの伝播と振動が研究されています。まず、ニュートリノのスピン歳差運動を説明するブラックホールからのニュートリノの散乱を考えます。次に、確率的重力波におけるフレーバーニュートリノの進化を研究します。得られた結果の天体物理学的応用を検討する。
ガウス・ボネ不変量に二次的に結合されたスカラー場を含む修正重力シナリオでブラックホールを研究します。スカラーは、ヒッグスのような裸のポテンシャルのために、空間的無限大で自発的に破れた位相にあると想定されます。符号を適切に選択するために、重力への非最小結合は、ブラックホールの地平線の近くで対称性の回復につながり、その近くのスカラー壁の発達を促します。壁の厚さはスカラーの裸の質量に依存し、シュワルツシルト半径よりもはるかに小さくすることができます。弱く結合されたレジームでは、ガウス・ボネ不変量への2次結合は効果的に線形になり、壁は形成されません。テストフィールドレジームでスカラー場の近似解析解を見つけ、このセットアップ内で数値的に静的なブラックホール解を取得します。モデルの宇宙論的意味を議論し、重力への非最小結合の反対の符号を仮定する自発的なスカラー化シナリオとは異なり、それがインフレーション段階の存在と完全に一致していることを示します。
大きな磁気レイノルズ数の限界では、電気伝導率または透磁率が異方性である場合、滑らかな差動回転が高速ダイナモ作用につながる可能性があることが示されています。たとえば、2つの回転する固体間のせん断が無限大の場合、異方性ダイナモは激怒します。つまり、磁気レイノルズ数の増加に伴い、磁気成長率は無限大に向かって増加します。
2n-ストリームの保守的な散乱
量子力学の行列法を使用して、任意の異方性の控えめな散乱を使用して、雲の軸対称放射伝達を効率的かつ正確に計算する方法を示します。単一散乱アルベドが$\tilde\omega=1$であり、放射と散乱体の間でエネルギーが交換されない保守的な散乱の分析は、星の放射伝達に関するSchwarzschild、Milne、Eddingtonなどの研究から始まりました。そこでは、散乱は等方性またはほぼ等方性です。従来の方法を、地球の雲の中の太陽光のような異方性の高い散乱に拡張することは困難でした。ここで説明する$2n$ストリーム法は、異方性の高い保守的な散乱を処理するための実用的な方法です。$2n$-stream法の基本的な考え方は、等方性散乱による熱中性子の輸送に関するWickの独創的な研究を任意の異方性の散乱に拡張したものです。有限吸収と$\tilde\omega<1$に対してこれを行う方法は、以前の論文（arXiv：2205.09713v2）で説明されています。しかし、$\tilde\omega=1$の場合、これらの方法は保守的な散乱には失敗します。ここでは、$\tilde\omega<1$の基本的な$2n$散乱理論を少し変更すると、$\tilde\omega=1$に適していることを示します。
