ボソン星の凝縮と蒸発
QCDアクシオンを含むアクシオンのような粒子は、やる気のある暗黒物質の候補です。数値シミュレーションにより、アクシオンハローの中心にあるボソン星としても知られるコヒーレントなソリトン構成が明らかになりました。マクスウェル速度分布を持つアクシオン波のガスに浸されたアクシオンソリトンの進化を研究します。解析的アプローチと制御された数値シミュレーションを組み合わせると、重いソリトンはガスからのアクシオンの凝縮によって成長し、軽いソリトンは蒸発することがわかります。ソリトンの成長/蒸発速度のパラメータ依存性を推定し、それがガスの速度論的緩和の速度に比例することを示します。比例係数は、ソリトン半径と典型的なガス運動量の積、または同等に、ガスとソリトンビリアル温度の比率によって制御されます。このパラメータが大きい場合または小さい場合のレートの漸近解析について説明します。
宇宙論におけるニュートリノ相互作用のグローバルビュー：Planckによって見られるフリーストリーミングウィンドウ
| Title |
Global_view_of_neutrino_interactions_in_cosmology:_The_freestreaming_window_as_seen_by_Planck |
| Authors |
Petter_Taule,_Miguel_Escudero,_Mathias_Garny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04062 |
ニュートリノは、初期の宇宙で$T\sim2〜{\rmMeV}$の温度で分離するため、フリーストリーム（つまり、何とも相互作用しない）になると予想されます。ただし、ニュートリノを$T<2〜{\rmMeV}$で相互作用させることができる多くの関連する素粒子物理学のシナリオがあります。この研究では、グローバルな視点を取り、現在の宇宙論的観測を前提としてニュートリノが相互作用できる温度範囲を特定することを目指しています。ニュートリノの相互作用をパラメータ化する一般的なレートのセットを検討し、完全なプランク宇宙マイクロ波背景放射（CMB）分析を実行することにより、ニュートリノは赤方偏移$2000\lesssimz\lesssim10^5$に対して有意に相互作用できないことがわかります。窓。また、適切に定義された相互作用率$\Gamma_\text{nfs}（z）$に依存する赤方偏移の上限を導き出し、$\Gamma_\text{nfs}（z）/H（z）\lesssim1-10$を見つけます。フリーストリーミングウィンドウ内。これらの結果は、いくつかの広い仮定の下でモデルにほとんど依存しないことを示し、ニュートリノ崩壊、ニュートリノ自己相互作用、ニュートリノ消滅、およびマヨロンモデルの観点からそれらを文脈化します。モデルに依存しないアプローチを使用して特定のシナリオで境界を取得する方法の例を示し、既存の結果との一致を示します。また、CMBステージIV実験が$\Gamma_\text{nfs}（z）/H（z）$の限界を最大$10$改善できることを発見した、今後の宇宙論的データの到達範囲を調査します。さらに、大規模構造の観測についてコメントし、進行中のDESI調査が、相互作用するニュートリノのパラメーター空間の未知の領域を調査する可能性があることを発見しました。最後に、これまで考慮されていなかった、$n_s$、$A_s$、および$H_0$の縮退により、Planckデータによって再結合に関する比較的大きな相互作用が依然として許可されている特殊なシナリオを指摘します。このシナリオは、CMB-S4で完全にテストできます。
アインシュタイン・ド・シッター（EdS）宇宙の標準摂動論における分離可能な解析解は、圧力のない流体の一部がクラスター化しない、より広いクラスの宇宙論（「一般化EdS」またはgEdS）に一般化できます。オイラー摂動理論（EPT）とラグランジアン摂動理論の両方で対応するカーネルを導出し、正規のEdS式を1つのパラメーターファミリーに一般化します。このパラメーターは、成長モード線形増幅$Dの指数$\alpha$と見なすことができます。（a）\proptoa^{\alpha}$。EPTの1つのループでパワースペクトル（PS）を計算すると、2つの寄与積分（`22'と`13'）のそれぞれについて、$\alpha$依存項の赤外線収束の予想条件が回復することがわかります。用語）個別に、つまり積分間の発散をキャンセルする必要はありません。紫外線収束のPSの条件は、主要な発散寄与の係数が消失する特定の値（$\alpha\approx0.16$）を除いて、$\alpha=1$の場合と同じです。論文の第2部では、標準（LCDMのような）モデルの摂動理論における宇宙論依存補正の計算を大幅に簡略化でき、それらを分析結果に関連付けることで、それらの大きさとパラメーター依存性をよりよく理解できることを示します。gEdSモデル。摂動理論の2次では、各赤方偏移での結果$z$は、宇宙論的パラメーターによって決定される有効な成長指数$\alpha_2（z）$を使用してgEdSモデルに正確にマッピングできます。3次に進む必要があるループ順序のPSの場合、このようなマッピングは正確ではありませんが、非常に優れた近似値を提供します。2つの赤方偏移依存関数と4つの赤外線安全積分のみに関して、PSの宇宙論的補正の簡略化された式を提供します。
正確な距離推定のための近赤外線におけるIa型超新星の均一性のテスト
| Title |
Testing_the_Homogeneity_of_Type_Ia_Supernovae_in_the_Near-Infrared_for_Accurate_Distance_Estimations |
| Authors |
T._E._M\"uller-Bravo,_L._Galbany,_E._Karamehmetoglu,_M._Stritzinger,_C._Burns,_K._Phan,_A._I\'a\~nez_Ferres,_J._P._Anderson,_C._Ashall,_E._Baron,_P._Hoeflich,_E._Y._Hsiao,_T._de_Jaeger,_S._Kumar,_J._Lu,_M._M._Phillips,_M._Shahbandeh,_N._Suntzeff_and_S._A._Uddin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04780 |
Ia型超新星（SNeIa）は、数十年にわたって光学系の標準化可能なキャンドルとして広く使用されてきました。ただし、SNeIaは、近赤外線（NIR）でより均一であることが示されています。この場合、ダストの消滅の影響も減衰します。この作業では、これらの波長での均一性を前提として、正確な距離推定のために少数のNIR観測を使用する可能性を探ります。$J$および/または$H$バンドの1つのエポックに加えて、良好な$gr$バンドのカバレッジにより、$J$（$J_{max}$）および$H$（$H$（$H_{max}$）バンド。単一のNIRエポックを使用すると、$B$バンドのピークマグニチュード（$T_{max}$）の前後のエポックに$\sim0.05$magの追加の散布図が導入されるだけです。また、$T_{max}$の推定と、NIRピークの大きさへの不確定性伝搬において、光ケイデンスと信号対雑音比（S/N）の影響をテストしました。ケイデンスとS/Nはどちらも同様の寄与があり、それぞれの導入された散布図を$J_{max}$で$<0.02$magに、$H_{max}$で$<0.01$に制限しました。ただし、データ品質が近くのSNe（$z\lesssim0.1$）の観測で得られたものと同等である場合、これらの影響は無視できると予想されます。NIRでのS/Nの効果もテストされました。$0.08<z\lesssim0.1$のSNeIaの場合、導入された散乱を最小（$\lesssim0.05$mag）に制限するには、CSPサンプルで見つかったものよりも優れたS/NのNIR観測が必要です。これらの結果は、SNeIaを公開ZTF光度曲線といくつかのNIRエポックで使用して、ローカル宇宙の固有速度場をマッピングすることを目的としたFLOWSプロジェクトに自信を与えます。これにより、私たち自身の超銀河団であるラニアケアにおける暗黒物質の分布を決定し、$fD$でパラメーター化された構造の成長率と、ハッブル-レマ\^itre定数$H_0を測定することにより、標準的な宇宙論モデルをテストできます。$。
Millennium-XXLシミュレーションからの光円錐カタログ：DESIBGSの改善された空間補間と色分布
| Title |
A_lightcone_catalogue_from_the_Millennium-XXL_simulation:_improved_spatial_interpolation_and_colour_distributions_for_the_DESI_BGS |
| Authors |
Alex_Smith,_Shaun_Cole,_Cameron_Grove,_Peder_Norberg,_Pauline_Zarrouk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04902 |
大規模な銀河調査の準備では、理論モデルをテストおよび検証し、系統分類を評価するために、現実的な模擬銀河カタログの使用が不可欠です。ミレニアム-XXLシミュレーションから構築されたモックカタログの更新バージョンを提示します。これは、ハロー占有分布（HOD）法を使用して、銀河のrバンドの大きさとg-rの色を割り当てます。SDSSおよびGAMA調査からの測定値との一致を改善するために、モックにいくつかの変更を加えました。元のハロー光円錐を構築するために使用された3次補間は、スナップショット間に極端な速度を生成することがわかります。線形補間を使用すると、小規模での相関関数の四重極測定が向上します。また、特にかすかな銀河について、観測された色がGAMAデータからの測定値とよりよく一致するように、g-r色分布を更新します。モックで実行できる科学の例として、光度関数が環境と色にどのように依存するかを調査し、GAMA調査の測定値とよく一致していることを確認します。この全天の模擬カタログは、進行中の暗黒エネルギー分光計器（DESI）の明るい銀河調査（BGS）用に設計されており、マグニチュード制限r=20.2まで完了しています。
Planck低多重極偏光データからのBモード制約
| Title |
B-mode_constraints_from_Planck_low_multipole_polarisation_data |
| Authors |
Roger_de_Belsunce,_Steven_Gratton,_George_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04903 |
プランク衛星で測定された大規模な角度スケールの宇宙マイクロ波背景放射異方性からの原始Bモードに対する制約を提示します。銀河系の分極した前景を除去するために、ベイズのパラメトリック成分分離法を使用し、シンクロトロン放射をべき乗則としてモデル化し、熱ダスト放出を修正された黒体としてモデル化します。この方法は、前景のクリーニングからの不確実性をマップのノイズ共分散行列に伝播します。2つの尤度を構築します。（i）半解析的クロススペクトルベースの尤度近似スキーム（momento）と（ii）正確な偏光のみのピクセルベースの尤度（pixlike）です。モーメントはクロススペクトルに基づいているため、統計的にはpixlikeよりも強力ではありませんが、周波数間で相関する体系的なエラーに対する感度は低くなります。両方の尤度は、テンソル対スカラー比rを与えます。これは、低多重極（2<=ell<30）プランク偏光データからのゼロと一致します。フルミッションマップから、pixlikeを使用して、ピボットスケールk=0.05Mpc^-1で、95％の信頼度でr_0.05<0.274を取得します。momentoは、質的に類似しているが、95％の信頼限界がr_0.05<0.408と弱いことを示しています。
Higgsのインフレーションおよび再加熱機能について-$R^2$モデル
Higgs-$R^2$モデルでインフレーションを調査し、最小2フィールドモードと呼ばれる単一フィールド近似に従う軌道を想定しました。この近似を使用して、Higgsの非最小結合$\xi$を制約しようとしました。インフレ中に、非ガウス性に対する大/小$\xi$の影響を調査しました。大/小$\xi$は大きな非ガウス性を提供できませんでした。この論文では、予熱段階を2次レジームと4次レジームに分けました。2次レジームでは、ゲージボソンの生成が最も支配的ですが、全体を排出することはできませんでした。インフレのエネルギー。したがって、インフレ全体のエネルギーの大きな結合ドレインを持つ暗黒物質候補を導入しました。また、大きな$\xi$は、予熱を成功させるのに問題があることもわかりました。私たちの論文では、$\xi>485$の場合、また、予熱を四次領域に継続するためには、$\xi$を10未満に制限して、過度に大きな摂動崩壊を防ぐ必要があります。最後に、小さな$\xi$もBose-を防ぎます。このモデルでは、放射が支配的な領域でのアインシュタイン凝縮、したがって小さな再加熱温度$10^7$GeVを得ることができます。
重力理論のプローブとしての銀河団の周辺の質量分布
| Title |
The_mass_distribution_in_the_outskirts_of_clusters_of_galaxies_as_a_probe_of_the_theory_of_gravity |
| Authors |
M._Pizzardo,_A._Diaferio,_K._Rines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04982 |
銀河団の微分半径方向質量プロファイル$M^\prime（r）$の最小値の半径方向位置である$\varsigma$が、重力理論をどのように精査できるかを示します。$\Lambda$CDMモデルの標準重力と$f（R）$の2つの異なる重力理論を実装するN体宇宙論シミュレーションから、銀河クラスターの暗黒物質ハローの$M^\prime（r）$を導き出します。。$0\leqz\leq1$の範囲の11個の赤方偏移ビンと$0.9<M_{200}/10^{14}h^{-1}$Mの範囲の3つの異なる質量ビンで49169個の暗黒物質ハローを抽出します$_\odot<11$。$\varsigma$と赤方偏移およびハローの質量降着率（MAR）との相関を調査します。$\Lambda$CDMモデルで$z$が0から$1$に増加すると、$\varsigma$が$\sim3R_{200}$から$\sim2R_{200}$に減少することを示します。$z\sim0.1$では、MARが$\sim10^4h^{-1}$M$_から増加すると、$\varsigma$は$2.75R_{200}$から$\sim2.5R_{200}$に減少します。\odot$yr$^{-1}$から$\sim2\times10^5h^{-1}$M$_\odot$yr$^{-1}$;$f（R）$モデルでは、$\varsigma$は$\Lambda$CDMよりも$\sim15$％大きくなります。$\varsigma$と、実際のクラスターの3つのサンプルで赤方偏移およびMARとの相関を検出します。スローンデジタルスカイサーベイ（CIRS）とヘクトスペッククラスターサーベイ（HeCS）のクラスターインフォールリージョンからの129個の銀河団と、ヘクトMAPサーベイからの10個の追加のスタッククラスターを検討します。クラスターは、赤方偏移の範囲$0.01<z<0.4$と質量の範囲$\sim10^{14}-10^{15}h^{-1}$M$_{\odot}$にまたがっています。測定された質量プロファイルの現在の不確実性が大きすぎるため、実際のクラスターの$\varsigma$の値は、$\Lambda$CDMモデルと$f（R）$モデルの両方と一致しているように見えます。不確実性を10分の1に減らし、ここで調査する2つの重力理論を区別するには、それぞれ$\sim200$の銀河の分光学的赤方偏移を持つ$\gtrsim400$クラスターが必要であると推定します。
最初のJWST銀河団SMACSJ0723.3-7327のHST強いレンズモデル
| Title |
HST_strong-lensing_model_for_the_first_JWST_galaxy_cluster_SMACS_J0723.3-7327 |
| Authors |
Miriam_Golubchik,_Lukas_J._Furtak,_Ashish_K._Meena,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05007 |
a）https://www.nasa.gov/feature/goddard/2022/nasa-shares-list-of-cosmic-targets-for-webb-telescope-s-first-images
オイラーおよびSPH流体力学的手法によるライマン$\alpha$森林のモデリング
| Title |
Modeling_the_Lyman-$\alpha$_forest_with_Eulerian_and_SPH_hydrodynamical_methods |
| Authors |
Sol\`ene_Chabanier,_J.D._Emberson,_Zarija_Luki\'c,_Jesus_Pulido,_Salman_Habib,_Esteban_Rangel,_Jean_Sexton,_Nicholas_Frontiere,_Michael_Buehlmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05023 |
2つの最先端の数値コードを比較して、銀河間媒体のモデリングと、DESIおよび高解像度データセットのライマン$\alpha$森林観測量の再現における全体的な精度を調査します。コードは、重力を解き、ガスの流体力学をモデル化するためにさまざまなアプローチを採用しています。最初のコードであるNyxは、粒子メッシュ（PM）法を使用してポアソン方程式を解き、有限体積法を使用してオイラー方程式を解きます。2番目のコード\CRKHACCは、Tree-PM法を使用して重力を解き、流体要素を粒子でモデル化する改良されたラグランジュ平滑化粒子流体力学（SPH）技術を使用して銀河間ガスを処理します。フラックス統計におけるコードの収束挙動と、収束限界でコードが一致する程度を比較します。全体的に良好な一致が見られ、差異は観測の不確実性よりも小さく、1Dフラックスパワースペクトルで特に注目すべき$\lesssim$1\％の一致が見られます。この合意は、標準的な方法でSPHカーネルを使用する代わりに、\CRKHACCの密度を再構築するためのテッセレーション手法を適用することによって達成されました。SPHカーネルを使用すると、フラックス統計に重大で不必要なバイアスが生じる可能性があることを示します。これは、高赤方偏移の$z\sim5$で特に顕著です。これは、ライマン-$\alpha$の森が、SPH粒子によるサンプリングが本質的に不十分な低密度領域に由来するためです。
地球型惑星形成帯における水のUV遮蔽：H2-18O赤外線放射と隕石における酸素-18同位体異常への影響
| Title |
Water_UV-Shielding_in_the_Terrestrial_Planet-Forming_Zone:_Implications_for_Oxygen-18_Isotope_Anomalies_in_H2-18O_Infrared_Emission_and_Meteorites |
| Authors |
Jenny_K._Calahan,_Edwin_A._Bergin,_Arthur_D._Bosman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04063 |
原始惑星系円盤の最も内側の領域における水蒸気の存在量と分布を理解することは、居住可能な世界と惑星系の起源を理解するための鍵です。過去の観測では、H2Oが豊富で、ディスクの内側の数個のau内にあるディスク表面層の元素酸素の主要なキャリアであることが示されています。豊富な量と強い放射遷移の組み合わせにより、赤外線スペクトル範囲全体で光学的に太い輝線が得られます。そのまれなアイソトポログH2-18Oは、この層の奥深くまでトレースし、惑星形成ゾーンの全内容をトレースします。この作業では、紫外線の破壊的な影響からの水の自己遮蔽を含むモデル内のH2-16OとH2-18Oの相対的な分布を調査します。この手紙では、CO、C18O、およびH2Oの自己遮蔽により、0.1〜10au以内の暖かい分子層の高い方にある相対的なH2-18O存在量が向上していることを示しています。JWSTで観察できるH2-18Oのほとんどの遷移は、この層から部分的に放出されるため、H2Oの自己遮蔽がH2OとH2-18Oの比率にどのように影響するかを考慮することが不可欠です。さらに、このH2-18Oに富むガスの貯留層は、垂直方向の「コールドフィンガー」効果と組み合わせて、太陽系の隕石物質に見られる酸素同位体異常を説明する自然なメカニズムを提供する可能性があります。
惑星の振動と土星の環の地震学に対する帯状風の影響
惑星の振動モードによる土星のCリングの密度と曲げ波の励起は、ガスの巨大な内部と回転について学ぶユニークな機会を提供します。ただし、土星の高速回転と差動回転に関連する理論上の複雑さは、リング波検出を完全に利用する上での障壁となります。自己無撞着に計算されたポリトロープ平衡における土星の帯状風をモデルにした差動回転の完全な非摂動的処理を使用して、振動モードを計算します。土星の差動回転の影響の以前の近似処理は、Cリングで検出された波の大部分の原因であると考えられる基本モード（fモード）の周波数のシフトを過大評価していることがわかります。差動回転による惑星の平衡形状と構造。これらの周波数の過大評価によってもたらされるバイアスは小さいですが、カッシーニのデータによってもたらされる不確実性に比べて重要です。さらに、fモードと内部重力モード（gモード）の回転混合に対する土星のような差動回転の非摂動効果を検討します。これは、パターン速度が非常に密接に分割された複数の密度波の検出に関連しています。高次の回転効果により、セクターのfモードからの周波数分離に関係なく、大きな球面調和関数度$\ell$が支配的なgモードの表面重力摂動が桁違いに向上することがわかります。この強化にもかかわらず、観測された密度波の微細分割には、$\ell\gtrsim10$が支配的なgモードが含まれる可能性は低いことがわかりました。この制限は、土星の可能な内部構造の推測に役立つ可能性があります。
けんびきょう座塵円盤の最も内側の領域を調べる
| Title |
Probing_the_innermost_region_of_the_AU~Microscopii_debris_disk |
| Authors |
A._Gallenne,_C._Desgrange,_J._Milli,_J._Sanchez-Bermudez,_G._Chauvin,_S._Kraus,_J.H._Girard,_and_A._Boccaletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04116 |
けんびきょう座は、星周円盤と最近発見された8d軌道上の惑星を抱える、若くて近くにあるM型矮星です。ディスク内の大規模な構造も発見され、高速で外側に移動しています。最も内側の領域をプローブし、追加の低質量コンパニオンを検索したり、検出限界を設定したりするために、このシステムを最高の空間分解能で研究することを目指しています。星は、補完的な空間スケールを調べる2つの異なる手法で観測されました。SPHEREを使用して新しいSAM観測を取得し、NACO、PIONIER、およびGRAVITYのデータと組み合わせました。星から0.02〜7au以内に追加のコンパニオンは検出されませんでした。0.02〜0.5au以内のH〜9.8mag、0.4〜2.4au以内のKs〜11.2mag、0.7〜7au以内のL'〜10.7magのコンパニオンのマグニチュード上限を決定しました。理論上の等時線を使用して、それぞれ〜17Mjup、〜12Mjup、および〜9jupの質量上限に変換しました。PIONIERの観測により、AUMicの角直径0.825+/-0.050masを決定することができました。これは、R=0.862+/-0.052Rsunに変換されます。新たに発見された惑星は検出されませんでしたが、けんびきょうの最も内側の領域の上限質量を導き出しました。3シグマを超える有意性の検出はありません。PIONIERが2.9シグマ、SPHEREが1.6\シグマの最も重要な信号です。pyMESS2コードを適用して、視線速度、SPHEREイメージング、および干渉検出マップを組み合わせることにより、コンパニオンの検出確率を推定しました。〜0.5Mjupまでのコンパニオンの99％が、0.02auまたは0.2auまでの1Mjup内で検出できることを示しています。<0.11auで軌道を回る低質量惑星は、その軌道が近く、コントラストが非常に高い（Kで約10e-10）ため、現在のAOおよび干渉計では直接検出できません。また、次のELTIRイメージング機器の角度分解能とコントラストの限界を下回ります。
自己重力渦の形態と動的安定性：数値シミュレーション
| Title |
Morphology_and_dynamical_stability_of_self-gravitating_vortices:_Numerical_simulations |
| Authors |
Steven_Rendon_Restrepo_and_Pierre_Barge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04138 |
理論的および数値的研究は、原始惑星系円盤の大規模な渦がさまざまな流体力学的不安定性に起因する可能性があることを示しています。一旦生成されると、そのような渦は、多数の自転周期にわたってほとんど変化せずに生き残り、ゆっくりと星に向かって移動します。外側のディスクでは、自己重力が渦の進化に影響を与える可能性があるため、モデルに含める必要があります。RoSSBi3Dコードを使用して2D流体力学シミュレーションを実行しました。私たちの計算の概要は、理想気体の非ホメントロピックおよび非断熱流を仮定したオイラー方程式に限定されていました。ガウス渦モデルから開始して、一連の45回の実行が実行されました。渦の進化は、渦パラメータとToomreパラメータのさまざまな値について300軌道の間に追跡されました。渦の内部構造をよりよく特徴付けるために、そして等温の場合と比較するために、これまでのところ渦の研究のために最高の解像度（HR）を持つ2つのシミュレーションも実行されました。SGは注入された渦を不安定にする傾向があることがわかりますが、コンパクトな小規模の渦は大規模な長方形の渦よりも頑強であるように見えます。渦の生存は、ディスクのToomreパラメータの値に大きく依存しますが、平衡状態のディスク温度にも依存する場合があります。ディスクSGは、連続分裂での破壊を回避するために十分に小さくなければならず、渦についてはおおよその「安定性」基準が推定されます。私たちが見つけた自己重力渦は、数百回転周期の間持続し、非自己重力の場合に得られた準定常渦のように見えます。これらの自己重力渦の多くは、最終的には馬蹄形の動きを伴う二次渦を伴います。これらの渦は、それらのコアで新しい回転平衡に達し、半径方向に収縮する傾向があり、より速く回転します。
完全に結合された大気-内部進化モデルからのTrappist-1惑星の観測可能な大気の予測
| Title |
Predictions_for_Observable_Atmospheres_of_Trappist-1_Planets_from_a_Fully_Coupled_Atmosphere-Interior_Evolution_Model |
| Authors |
Joshua_Krissansen-Totton_and_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04164 |
Trappist-1惑星は、岩石惑星の進化に関する現在の理解をテストするユニークな機会を提供します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡は、これらの惑星の大気を特徴づけることが期待されており、水の光分解とそれに続く水素の脱出からCO$_2$、CO、H$_2$O、CH$_4$、または非生物的O$_2$を検出する可能性があります。ここでは、大気と内部の結合進化モデルをTrappist-1惑星に適用して、それらの現代の大気を予測します。地球と金星について以前に検証されたこのモデルは、マグマオーシャンの結晶化を温帯の地球化学的循環に結び付けます。マントル対流、マグマの放出、大気散逸、地殻の酸化、放射対流気候モデル、および深部揮発性循環は、8Gyrを超えるバルク大気と惑星の酸化還元進化を予測するために明示的に結合されます。広範囲の初期条件と未知のパラメータをサンプリングするモンテカルロアプローチを採用することにより、現在のTrappist-1大気についていくつかの暫定的な予測を行います。私たちは、外惑星にとって無酸素大気がありそうですが、保証されていないことを発見しました。前主系列星の間に水素の損失によって生成された酸素は、通常、地殻のシンクによって消費されます。対照的に、内惑星への酸素の蓄積は、すべてのモデルの実行の約半分で発生します。完全な大気侵食は可能ですが、内惑星では保証されていません（モデル実行の20％〜50％で発生します）が、外惑星は事実上すべてのモデルシミュレーションでかなりの表面揮発性物質を保持しています。かなりの大気を保持しているすべての惑星では、CO$_2$が支配的またはCO$_2$-O$_2$の大気が予想されます。ほとんどの場合、水蒸気が検出可能な大気成分である可能性は低いです。これらの予測には必然的に多くの注意点がありますが、それらが今後の観測と一致しない方法は、地球型惑星の知識のギャップを浮き彫りにします。
RoSSBi3D：原始惑星系円盤用の3Dおよび2流体コード
| Title |
RoSSBi3D:_a_3D_and_bi-fluid_code_for_protoplanetary_discs |
| Authors |
Steven_Rendon_Restrepo,_Pierre_Barge_and_Radim_Vavrik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04252 |
新世代の高解像度機器で原始惑星系円盤（PPD）で最近観察された構造の多様性は、惑星形成モデルが答えなければならない挑戦的な質問をより深刻にしました。課題は理論的な側面だけでなく、コードのパフォーマンスを大幅に改善し、PPDシミュレーションの限界を拡大する必要がある数値的な側面にもあります。マルチフィジックス、高速、正確、高解像度、モジュール式、および信頼性の高い3Dコードは、PPDで機能するメカニズムを調査し、観察された機能を説明するために必要です。RoSSBi3Dは、PPDの進化を研究するために特別に開発された2次元コード回転システムシミュレーション（RoSSBi）の3D拡張機能です。これは、2Dバージョンに基づいている場合でも、そのアーキテクチャと特異性だけでなく、テストケースとPPDベンチマークに対するパフォーマンスについても詳細に説明する新しいコードです。また、その使用方法や生成されたデータの管理方法についても説明します。このFORTRANコードは、完全に圧縮可能な不可視連続性、オイラー、およびエネルギー保存方程式を、非ホメントロピック条件での理想気体および流体近似での圧力のない粒子について解きます。これは有限体積コードであり、時間的に2次であり、正確なRiemannソルバーのおかげで不連続性を説明します。空間スキームは平衡解を説明し、空間で3次に到達することを可能にする放物線補間のおかげで改善されます。コードは3Dで開発され、高性能の並列処理のために構造化されています。最適化されたバージョンのコードは、非常に優れたスケーラビリティを備えた高性能コンピュータで機能します。その信頼性は、従来のテストと、ロスビー波不安定性（RWI）、ストリーミング不安定性（SI）、渦によるダスト捕捉、ダスト沈降などのPPDに固有のベンチマークに対してチェックされています。
おうし座流星群を説明する2P/エンケ彗星の提案された代替力学史
おうし座流星群（TMC）は、地球上に毎年いくつかの流星群を生成する流星群の幅広い流れです。これらのシャワーと2P/エンケ彗星の間のつながりがほとんどのTMCモデルの中心にある場合、彗星のサイズが小さく活動が少ないことは、2P/エンケ彗星がおうし座流星群の唯一の親体ではないことを示唆しています。ここでは、2P/エンケ彗星といくつかのNEAからのTMCの形成をシミュレートします。合計で、2P/Enckeのクローンを使用して100を超えるストリーム形成シナリオを調査しました。モデル化された各ストリームは統合され、現在の牡牛座流星群の観測と比較されました。以前に報告されたように、2P/エンケ彗星の軌道のわずかな変化でさえ、シミュレートされたシャワーの特性をかなり変更することがわかります。名目上のものを含む彗星のクローンのほとんどは、おうし座流星群の放射構造を再現しているように見えますが、観測されたシャワーの時間と持続時間と一致していません。しかし、ほとんどのおうし座流星群の放射とタイミングは、彗星の特定のクローンによってよく再現されています。したがって、私たちの分析は、この特定の動的な歴史により、2P/エンケ彗星が7〜21kaの年齢を持つ4つの主要なTMCシャワーの唯一の親であることを示唆しています。私たちのモデリングでは、2022年のトーリッドレゾナントスウォームのリターンは、1998年、2005年、2015年のリターンと同等の強さになると予測しています。エンケ彗星の軌道の純粋に動的なモデル（カオスによって制限されている）は彗星の起源を明らかにできないかもしれませんが、その流星群は、迷路から抜け出すために必要なパンくずリストの軌跡を提供する可能性があります。
大気による対流抑制、I：サブネプチューン/スーパーアース上の超臨界コア
| Title |
Convective_inhibition_with_an_atmosphere,_I:_super-critical_cores_on_sub-Neptune/super-Earths |
| Authors |
Steve_Markham,_Dave_Stevenson,_Tristan_Guillot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04708 |
この作業では、対流抑制の概念を一般化して、凝縮性種の無限の貯留層（つまり、海）がある場合に適用します。水素エンベロープを持つスーパーアースの内部構造と熱進化の新しいモデルを提案します。第一原理熱力学から一般化相混合物の対流抑制の基準を導き出します。次に、例としてデータがある水-水素システムを使用して、地球規模の海洋の事例を調査します。次に、水素とケイ酸塩蒸気のシステムに適用するために議論を拡張します。次に、単純な大気モデルを使用して、調査結果をスーパーアースに適用し、それらの内部構造と熱進化について予測します。地球質量のおよそ0.1〜10％の範囲の水素エンベロープ質量の場合、ケイ酸塩の部分気化から生じる組成勾配のために、エンベロープとコアの間の対流接触がシャットダウンする可能性があります。関連する基礎圧力が純粋なケイ酸塩の臨界圧力（数キロバール程度）を超える原因となるエンベロープ水素質量の場合、そのエンベロープのベースとコアの上部は、2相ケイ酸水素相の臨界線上にあります。ダイアグラム。対応する温度は、対流モデルが示唆するよりもはるかに高いです。その後、コアは非効率的に冷却され、固有の熱流束は、今日の地球の内部熱流束に匹敵する可能性があります。この低熱流束により、コアは数十億年にわたって高エントロピー超臨界状態にとどまる可能性がありますが、これの詳細は、高圧での2成分状態図の性質に依存します。これは現在不明です。超臨界コアは、熱力学的に大量の水素をコアに溶解させることができます。
彗星大気の化学
彗星の氷の組成は、4.6Gy前に形成された原始惑星系円盤の外側部分の熱的および化学的性質に関する重要な情報を提供します。この章では、遠隔分光法とその場調査技術に基づいた彗星コマの組成に関する知識をレビューします。彗星コマは、水蒸気、COまたはCO2によって支配される可能性があります。彗星では、複雑な有機物の数が増えている数十の分子の存在量が測定されています。核の氷から直接昇華していない多くの種も観察され、それらの生成メカニズムを決定するために昏睡状態に追跡されています。彗星集団の化学的多様性とコマの組成の不均一性について議論します。ロゼッタミッションの完了に伴い、彗星物質の起源に関する追加の手がかりを保持する同位体比が、いくつかの種で測定されました。最後に、重要な保留中の質問（彗星の窒素欠乏など）と、質問に答えて技術間の不一致を解決するために、特定の重要な領域でさらに作業する必要性について説明します。
ミニムーンはまだ緩んでいます
| Title |
Minimoon_still_on_the_loose |
| Authors |
Hadrien_A._R._Devillepoix,_Seamus_Anderson,_Martin_C._Towner,_Patrick_M._Shober,_Anthony_J._T._Jull,_Matthias_Laubenstein,_Eleanor_K._Sansom,_Philip_A._Bland,_Martin_Cup\'ak,_Robert_M._Howie,_Benjamin_A._D._Hartig,_Garry_N._Newsam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04891 |
2016年8月22日、南オーストラリアのデザートファイアボールネットワークによって明るい火の玉が観測されました。その大気前の軌道は、それが衝突の前に地球-月のシステムによって一時的に捕らえられたことを示唆しています。落下から2年後に調査を行い、6日後に隕石が発見されました。隕石は比較的新鮮に見え、火の玉の観測予測と一致する質量を持ち、不確実性の範囲内で予測された場所にありました。しかし、隕石はある程度の風化を示し、短命の放射性核種（$^{58}$Co、$^{54}$Mn）を欠いていました。宇宙線起源の$^{14}$C年代測定に基づく陸生年齢が決定されました。隕石は地球の表面に$3.2\pm1.3$kyrで存在しており、2016年の火の玉に接続されていることを除外しています。pleistieocene地形の年齢の上限と検索された総面積を使用すると、別の落下による汚染確率は$<2\％$であることがわかります。したがって、「間違った」隕石の回収は、汚染統計と対立しています。これは、火球と隕石の組み合わせを注意深く検証する必要があることを示す重要な例です。
天体物理学環境における凝縮シードとしてのTiO$_2$ナノクラスターの基本的性質の再考
| Title |
Revisiting_fundamental_properties_of_TiO$_2$_nanoclusters_as_condensation_seeds_in_astrophysical_environments |
| Authors |
J.P._Sindel,_D._Gobrecht,_Ch._Helling,_L._Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04987 |
無機雲粒子の形成は、暖かく、熱く、岩が多く、ガス状の太陽系外惑星、褐色矮星、AGB星などのいくつかの大気環境で起こります。雲粒子の形成は、凝縮シードのその場での形成によって引き起こされる必要があります。なぜなら、そのような凝縮シードは、これらの化学的に複雑な気相環境にすでに存在するとは考えられないからです。化学組成が変化するガスにおける凝縮核の形成をモデル化するための重要な入力として、クラスターの熱化学的特性を計算する方法論を開発することを目指しています。TiO$_2$は、クラスターサイズN=1〜15のベンチマーク種として使用されます。クラスターサイズN=3〜15の場合、90000の候補ジオメトリを作成します。力場記述、密度汎関数ベースの記述で構成される階層最適化アプローチを採用します。クラスターの正確なエネルギーと熱化学的特性を取得するためのタイトバインディング（DFTB）と全電子密度汎関数理論（DFT）。Grimmesの経験的分散を含むB3LYP/cc-pVTZは、実験的に導き出されたTiO$_2$分子の熱化学的特性に関して最も正確に機能することがわかります。サイズN=13のこれまでに報告されていないグローバル最小候補を提示します。DFTから導出された熱化学クラスターデータは、モデルのホットジュピター大気の特定の温度-圧力プロファイルの核形成率を評価するために使用されます。更新および改良されたクラスターデータを使用すると、わずかに低い温度では核生成が実行不可能になり、大気中のシード形成の下限が高くなることがわかります。この論文で提示されたアプローチは、小さな（TiO$_2$）$_N$クラスターの安定した異性体を見つけることを可能にします。全電子DFT計算の関数と基底関数系の選択は、結果として生じる表面張力と核形成率に測定可能な影響を及ぼします。将来の検討のために、更新された熱化学データが推奨されます。
パーセクスケールの巨大なブラックホール連星のホストを明らかにする：形態と電磁的特徴
| Title |
Unveiling_the_hosts_of_parsec-scale_massive_black_hole_binaries:_morphology_and_electromagnetic_signatures |
| Authors |
David_Izquierdo-Villalba,_Alberto_Sesana,_Monica_Colpi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04064 |
パーセクスケールの巨大ブラックホール連星（MBHB）は、構造形成の階層モデルで形成されると予想されます。これらのシステムを検出するためにさまざまな観測戦略が設計されていますが、理論的研究はそれらの検索と識別のためのさらなるガイドです。この作業では、ホストのプロパティと、一次質量$\rm{>}\、10^7\、M_{\odot}$のパーセクスケールで重力的に結合された巨大なブラックホールの電磁的特徴を調査します。そのために、MBHBの形成と進化のための物理的に動機付けられた処方が含まれている半解析モデルL-銀河を使用して、全天光円錐を構築します。私たちの予測によると、MBHBの大部分は、古典的なバルジ構造の渦巻銀河または楕円銀河のいずれかに配置されています。その上、MBHBが続くスケーリング関係は単一の巨大なブラックホールのものと見分けがつかない。パーセクスケールのMBHBの占有率は、$\rmM_{stellar}\、{>}\、10^{11}\、M_の銀河で最大${\sim}\、50\％$に達することがわかります。{\odot}$で、$\rmM_{stellar}\、{<}\、10^{11}\、M_{\odot}$の場合は10\％を下回ります。私たちのモデルは、パーセクスケールのMBHBの大部分が不均等な質量システムであり、$z\、{\sim}\、0.5$にあり、$\rmdeg^2$あたり${\sim}\、20$オブジェクトであると予測しています。空に。ただし、これらのシステムのほとんどは非アクティブであり、$\rmdeg^2$あたり$1\、{-}\、0.1$オブジェクトのみが、$10^{43}$erg/sを超えるボロメータ光度の電磁対応物を持っています。。パーセクスケールのMBHBの非常に明るい位相は、$z\、{>}\、1$でより一般的ですが、$\rmdeg^2$あたりのバイナリの数は$\rmで${\lesssim}\、0.01$です。L_{\rmbol}\、{>}\、10^{45}\rmerg/s$。
シンバの銀河系中型吸収体の物理的性質
| Title |
The_Physical_Nature_of_Circumgalactic_Medium_Absorbers_in_Simba |
| Authors |
Sarah_Appleby,_Romeel_Dav\'e,_Daniele_Sorini,_Weiguang_Cui,_Jacob_Christiansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04068 |
星形成、緑の星の質量のビン（$M_\star>10^{10}M_\odot$）の銀河の周りの紫外線吸収線によってトレースされるように、Simba宇宙論的シミュレーションで低赤方偏移CGMの性質を研究します衝突パラメータ$r_\perp\leq1.25r_{200}$での谷と急冷銀河。HI、MgII、CII、SiIII、CIV、およびOVIの合成スペクトルを生成し、フォークトプロファイルを適合させてライン特性を取得し、吸収ガスの密度、温度、および金属量を推定します。CGM吸収体は、$M_\star<10^{11}M_\odot$の星形成銀河の周りで最も豊富であるのに対し、緑の谷の銀河の豊富さは、クエンチされた銀河と同様の振る舞いを示し、CGMが「クエンチする」ことを示唆しています。「星形成が終わる前に。HI吸収ガスは、広範囲の宇宙相（凝縮ガス、拡散ガス、ホットハローガス、およびウォームホット銀河間媒体）に存在しますが、本質的にすべての低イオン化金属吸収は、凝縮ガスから発生します。OVIアブソーバーは、ホットハローガスとWHIMに分割されます。衝突イオン化されたCGM吸収体の割合は、恒星の質量と衝突パラメータに応じて、CIVの場合は$\sim25-55\％$、OVIの場合は$\sim80-95\％$です。一般に、各イオンの最高のカラム密度吸収機能は、高密度ガスから生じます。$10r_{1/2、\star}内のガスとして定義される衛星ガスは、全体的なHI吸収の$\sim3\％$に寄与しますが、MgII吸収の$\sim30\％$に寄与し、衛星からの割合は次のように減少します。イオン励起エネルギーの増加。
バルジハロー陰謀を超えて？拡張光源の強いレンズからの初期型銀河の密度プロファイル
| Title |
Beyond_the_bulge-halo_conspiracy?_Density_profiles_of_Early-type_galaxies_from_extended-source_strong_lensing |
| Authors |
Amy_Etherington,_James_W._Nightingale,_Richard_Massey,_Andrew_Robertson,_XiaoYue_Cao,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Shaun_Cole,_Carlos_S._Frenk,_Qiuhan_He,_David_J._Lagattuta,_Samuel_Lange_and_Ran_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04070 |
観測によると、初期型銀河の暗黒物質と星は、予想外に単純な総質量$\rho（r）\propto\rho^{-\gamma}$と$\gamma\approx2$の分布を「共謀」して生成します。分解された背景源を重力レンズで捉える48個の初期型銀河の質量分布を測定します。ハッブル宇宙望遠鏡からの画像のすべてのピクセルに光源を当てはめることにより、銀河間の固有の散乱を伴う平均$\langle\gamma\rangle=2.075_{-0.024}^{+0.023}$を見つけます$\sigma_\gamma=0.172^{+0.022}_{-0.032}$。これは、恒星系力学を測定するために深い分光観測も必要とする従来の技術と一致しており、同様の精度を持っています。固定面密度で、赤方偏移依存性$\partial\langle\gamma\rangle/\partialz=0.345^{+0.322}_{-0.296}$を測定します。これは、SLACSとGALLERYの同じサンプルの従来の手法と一致しています。レンズ。興味深いことに、レンズ銀河の表面質量密度に対する$\gamma$の依存性を測定すると、一貫性が失われます。これは、銀河の有効半径の数倍での総質量密度プロファイルの変曲点の暫定的な証拠であり、陰謀を打ち破ると主張します。
シードの起源の変動性からのドワーフAGN（DAVOS）：光学シノプティック調査からの中間質量ブラックホール人口統計
| Title |
Dwarf_AGNs_from_Variability_for_the_Origins_of_Seeds_(DAVOS):_Intermediate-mass_black_hole_demographics_from_optical_synoptic_surveys |
| Authors |
Colin_J._Burke,_Yue_Shen,_Xin_Liu,_Priyamvada_Natarajan,_Neven_Caplar,_Jillian_M._Bellovary,_Z._Franklin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04092 |
矮小銀河の光学的変動性を介して観測可能な活動銀河核（AGN）の集団を予測するための現象論的前方モンテカルロモデルを提示します。私たちのモデルは、中間質量ブラックホール（IMBH）の質量範囲におけるAGNのスペクトルエネルギー分布の予想される変化を考慮し、ブラックホール（BH）の質量の関数として光学的変動性の観測制約を使用して模擬光曲線を生成します。核外IMBHのモデルを含む、BH占有関数のいくつかの異なるモデルを採用して、矮小銀河における予測された局所AGN質量と光度関数の違いを定量化します。その結果、複雑な選択効果が存在する場合に、ホスト銀河の恒星質量などの物理的なホストプロパティの関数としてAGNの可変部分をモデル化することができます。「重い」および「軽い」初期BHシードシナリオに採用された占有率は、$\sim10^8M_\odot未満の銀河ホスト恒星質量の$2〜3\sigma$レベルの変動データで区別できることがわかります。ヴェラC.ルービン天文台で$。選択バイアスの有病率を示します。これにより、回復されたIMBH質量は、平均して、ローカルホスト銀河からの予測値を上回ります。BH質量スケーリングの関係は、調査の感度に依存するバイアスの強さです。この作業で開発された方法論は、シノプティック調査におけるAGN人口統計研究の選択効果を予測および修正するために、より広く使用できます。最後に、ルービン天文台を使用した数晩にわたるターゲットを絞った$\sim$の毎時ケイデンスプログラムが、予想される急速な変動のタイムスケールを考えると、IMBH質量に強い制約を与える可能性があることを示します。
貪欲な楽観的クラスタリングアルゴリズムを使用して天の川の$r$-II兄弟星を見つける
| Title |
Finding_$r$-II_sibling_stars_in_the_Milky_Way_with_the_Greedy_Optimistic_Clustering_algorithm |
| Authors |
Kohei_Hattori_(1,2,3),_Akifumi_Okuno_(2,4),_Ian_U._Roederer_(3,5)_((1)_NAOJ,_(2)_Institute_of_Statistical_Mathematics,_(3)_Michigan,_(4)_RIKEN_AIP,_(5)_JINA-CEE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04110 |
[Eu/Fe]$\geq+0.7$の$R$プロセス強化星（いわゆる$r$-II星）は、まれな天体物理学的イベント（例：、中性子星合体）が発生しました。このシナリオは、ほとんどの星が$r$プロセス要素で高度に強化されている超微弱な矮小銀河Reticulum〜IIの存在によってサポートされています。このシナリオでは、天の川の周りの矮小銀河のごく一部が$r$強化されました。それぞれの$r$で強化された矮小銀河が天の川に降着したとき、それは同様の軌道作用で銀河ハローに多くの$r$-II星を堆積させました。$r$で強化されたシステムの残骸を検索するために、GaiaEDR3データを使用して、太陽近傍の$N=161$$r$-II星の軌道作用の分布を分析しました。観測の不確実性は無視できないので、サンプル星の軌道作用に新しく開発された{\it貪欲な楽観的クラスタリング手法}を適用しました。軌道と化学的性質が似ている$r$-II星のクラスターが6つ見つかりましたが、そのうちの1つは新しい発見です。メンバーの星の見かけの位相混合軌道を考えると、これらのクラスターは、古代の天の川と合流した、完全に破壊された$r$で強化された矮小銀河の残骸であると解釈します。
UNIONSにおけるスターバースト後の銀河の合併率
| Title |
The_merger_fraction_of_post-starburst_galaxies_in_UNIONS |
| Authors |
Scott_Wilkinson,_Sara_L._Ellison,_Connor_Bottrell,_Robert_W._Bickley,_Stephen_Gwyn,_Jean-Charles_Cuillandre,_Vivienne_Wild |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04152 |
ポストスターバースト（PSB）銀河は、最近の星形成のバーストを経験し、その後、さらなる活動で迅速に打ち切られたと定義されています。したがって、銀河がスターバースト後の段階を経験する原因となるメカニズムを特定することは、急速な消光の原因への統合的な洞察を提供します。銀河合体は、スターバースト後の引き金となる可能性があるものとして長い間提案されてきました。この仮説を効果的にテストするには、まれなPSBを特定するための大規模な分光銀河調査と、合併を特定するための高品質のイメージングと堅牢な形態メトリックが必要です。SloanDigitalSkySurveyとCanada-FranceImagingSurveyの重複からPSBを選択し、一連の分類方法を適用することで、これらの重要な要素をまとめます。非対称性や畳み込みニューラルネットワークなどのノンパラメトリック形態メトリック合併後の銀河と視覚的分類を識別するための訓練を受けています。したがって、この作業は、これまでのPSBの合併率の最大かつ最も包括的な評価です。PSBの合併率は、合併の識別方法とPSBサンプル選択の詳細に応じて、19％から42％の範囲であることがわかります。これらの合併の割合は、非PSBコントロールサンプルと比較して3〜46倍の超過を表しています。私たちの結果は、合併がPSBの生成に重要な役割を果たしていることを示していますが、他のメカニズムも必要です。ただし、IllustrisTNGシミュレーションで既知の合併後の指標に合併識別メトリックを適用すると、最近の合併後（<200Myr）の約70％が検出されないことがわかります。したがって、スターバースト後のほぼすべての銀河が最近合併した可能性を排除することはできません。
SDSSDR16からの後期型銀河のビリアル質量
| Title |
Virial_masses_of_late_type_galaxies_from_the_SDSS_DR16 |
| Authors |
A._Nigoche-Netro,_E._de_la_Fuente,_R._J._Diaz,_M._P._Aguero,_S._N._Kemp,_R._A._Marquez-Lugo,_P._Lagos,_A._Ruelas-Mayorga,_N._L._Lopez-Contreras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04322 |
後期型銀河（LTG）の動的質量を計算するという課題と、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）からの膨大な量のデータに動機付けられて、16回目のデータリリースから約126,000LTGのサンプルのビリアル質量を計算します。SDSS。ビリアル質量の推定は、ニュートン力学、ビリアル平衡、星やガスからの速度分散を考慮して行われました。この手順により、結果として各銀河の7つの質量推定値が得られました。計算された質量は、速度回転曲線を持つ渦巻銀河のサンプルを使用して較正されました。キャリブレーションの結果を考慮すると、ビリアル質量と動的（回転曲線）質量の間の相関は、傾斜値が高いほど強くなることがわかります。したがって、キャリブレーションは、より高い傾斜角の銀河について利用可能なデータにさらに依存しています。また、銀河の不均一なサンプルがある場合は、次の変数を使用して、これらの銀河のサイズと色を考慮に入れる必要があることも示します。セルシック指数n、濃度指数、星の色。比較的小さくて青いLTGの場合、ガス速度分散はより一貫した質量計算を提供しますが、比較的大きくて赤いLTGの場合、恒星速度分散はより良い相関質量計算を提供します。
1D等温Cショックの1流体非理想MHDシミュレーションにおける抗力不安定性の明らかに
| Title |
Revealing_the_drag_instability_in_the_one-fluid_non-ideal_MHD_simulations_of_a_1D_isothermal_C-shock |
| Authors |
Pin-Gao_Gu,_Che-Yu_Chen,_Emma_Shen,_Chien-Chang_Yen,_Min-Kai_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04355 |
Cタイプの衝撃波は、両極拡散のおかげで、乱流分子雲に遍在すると考えられています。Gu＆Chenの局所線形理論から推測される1D等温Cショックの抗力不安定性が、非理想的な電磁流体力学シミュレーションに現れるかどうかを調査します。2つのCショックモデル（定常状態のショック幅が狭いものと広いもの）は、星形成雲の典型的な環境を表すと考えられています。イオン化-再結合平衡は、1流体アプローチに採用されています。1Dシミュレーションでは、流入ガスは一定の周波数の正弦波密度変動によって連続的に摂動されます。摂動は、Cショック領域に入った後、ショック後領域への遷移で減衰し始めるまで明らかに大きくなります。シミュレートされた成長摂動から局所的に抽出された優勢なフーリエモードのプロファイルが、線形解析から導出された成長モードのプロファイルと一致することを示します。さらに、支配的なモードから得られた局所的な成長率と波の周波数は、一般に線形理論から得られたものと一致します。したがって、シミュレートされた1D等温Cショックにおける抗力不安定性の存在を確認します。また、シミュレーションに大振幅の摂動を課すことにより、不安定性の非線形挙動を調査します。抗力の不安定性は波の急峻化の影響を受けやすく、飽和した摂動の成長につながることがわかります。局所解析、非線形効果、一流体アプローチ、および天体物理学のアプリケーションに関する問題について説明します。
大規模な銀河系の調査によって明らかにされた超高速星の起源について
| Title |
On_the_origins_of_Hypervelocity_stars_as_revealed_by_large-scale_Galactic_surveys |
| Authors |
Qing-Zheng_Li,_Yang_Huang,_Xiao-Bo_Dong,_Hua-Wei_Zhang,_Timothy_C._Beers_and_Zhen_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04406 |
総速度${V}_{\rm{GSR}}\ge{\rm300}\rm{km\、s^{-1}}$の13,863個の高速星（HiVels）の大規模なサンプルを組み立てます。RAVEDR5、SDSSDR12、LAMOSTDR8、APOGEEDR16、GALAHDR2、および$Gaia$EDR3から選択されます。このHiVelサンプルでは、43個のソースが超高速星（HVS）であり、${V}_{\rm{GSR}}$がローカル脱出速度$V_{\rmesc}$を超えており、そのうち32個が初めて。興味深いことに、すべてのHVSは金属が少なく、後期型であり、元々は極端な視線速度のみで識別された、大部分が巨大で金属が豊富な初期型の星である以前のHVSとは大きく異なります。この発見は、新しく発見されたHVSが以前の集団とは異なるメカニズムによって排出されたことを示唆しています。それらの起源を調査するために、サンプルに${V}_{\rm{GSR}}\ge0.8V_{\rm{esc}}$が含まれる571個の極端なHiVel星について、銀河系で後方統合された軌道を再構築します。潜在的な。軌道解析によると、銀河中心（GC）から確実に放出されるHVSは見られませんが、8つの後期活字合金のHiVelは、1kpc以内でGCに最も近い距離にあることがわかります。興味深いことに、15個のHiVel（2個のHVSを含む）は、射手座矮小楕円銀河（SgrdSph）との密接な遭遇を経験したことが、後方統合軌道から発見されました。これは、それらがこのdSphに由来することを示唆しています。この仮説は、[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]図の分析によって裏付けられています。サンプル内のすべてのHiVelsの予備分析から、全体像を提案します。矮小銀河や球状星団などの銀河サブシステムからの星の放出は、潮汐ストリッピングまたはヒルズメカニズムのいずれかを介して、HiVelsを生成するための重要なチャネルになる可能性があります。HVS、特に金属の少ない後期型のハロー集団。
MgIIで選択された星形成銀河のライマンアルファ線とライマン連続光子の放出
| Title |
Lyman_alpha_and_Lyman_continuum_emission_of_MgII-selected_star-forming_galaxies |
| Authors |
Y._I._Izotov_(1),_J._Chisholm_(2),_G._Worseck_(3),_N._G._Guseva_(1),_D._Schaerer_(4_and_5),_J._X._Prochaska_(6)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Astronomy_Department,_University_of_Texas_at_Austin,_Austin,_USA,_(3)_Institut_fuer_Physik_und_Astronomie,_Universitaet_Potsdam,_Potsdam,_Germany,_(4)_Observatoire_de_Geneve,_Universite_de_Geneve,_Versoix,_Switzerland,_(5)_IRAP/CNRS,_Toulouse,_France,_(6)_University_of_California_Observatories-Lick_Observatory,_Santa_Cruz,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04483 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙起源分光器による、赤方偏移z、範囲0.3161〜0.4276、さまざまなO3Mg2=[OIII]5007/MgII2796+2803およびMg2の7つのコンパクトな低質量星形成銀河の観測結果を示します。=MgII2796/MgII2803エミッションライン比。漏れているライマン連続光子（LyC）放出の、MgII放出の特性への依存性と、逃げる電離放射線の他の間接的な指標への依存性を研究することを目的としています。脱出率fesc（LyC）=3.1-4.6パーセントのLyC放出は、4つの銀河で検出されますが、残りの3つの銀河では1シグマの上限のfesc（LyC）のみが導き出されました。Vsep〜298-592km/sで分離された2つのピークを持つ強く狭いLy-alpha輝線が、LyC放出が検出された4つの銀河で観察され、LyC非検出の銀河で非常に弱いLy-alpha輝線が観察されました。私たちの新しいデータは、以前の低赤方偏移銀河サンプルで見つかったfesc（LyC）とVsepの間の緊密な反相関を確認しています。Vsepは、検討されているすべての指標の中で、LyCリークの最良の間接指標であり続けます。LyC放出の回避は、主にMg2>1.3の銀河で検出されることがわかります。O3Mg2とMg2の両方の増加に伴うfesc（LyC）の増加傾向が存在する可能性があります。ただし、これらの関係にはかなりのばらつきがあり、fesc（LyC）の信頼できる予測に使用することはできません。
LAMOSTとガイアを使用した化学地図作成により、銀河円盤の方位角と渦巻き構造が明らかになります
| Title |
Chemical_Cartography_with_LAMOST_and_Gaia_Reveal_Azimuthal_and_Spiral_Structure_in_the_Galactic_Disk |
| Authors |
Keith_Hawkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04542 |
私たちの銀河の化学地図作成、またはマッピングは、その構造と形成の私たちの見方を完全に変える可能性を秘めています。この作業では、化学地図作成を使用して、LAMOST調査からのOBAFタイプの円盤星の金属量分布と、GaiaDR3からの円盤巨星の無料サンプルを調査します。これらのサンプルを使用して、銀河円盤全体の放射状および垂直方向の金属量勾配を制限します。また、放射状勾配の上に金属量分布に検出可能な方位角変動があるかどうかを調べます。LAMOSTのOBAFタイプの星のサンプルでは、ディスクの平面に$\Delta$[Fe/H]/$\Delta$R$\sim-0.078\pm0.001$dex/kpcの放射状の金属量勾配があります。太陽近傍の垂直金属量勾配は$\Delta$[Fe/H]/$\Delta$Z$\sim-0.15\pm0.01$dex/kpcです。他の研究と一致して、半径方向の勾配は垂直方向の高さが増加するにつれて浅くなり、垂直方向の勾配はガラクトセントリック半径が増加するにつれて浅くなる。また、$\sim$0.10dexのレベルで、放射状の金属量勾配に加えて、検出可能な空間依存の方位角変化が見つかります。興味深いことに、方位角の変化は、一方のデータセット（GaiaDR3）では銀河のらせん状の腕に近いように見えますが、もう一方のデータセット（LAMOST）ではそうではありません。これらの結果は、銀河の金属量分布に方位角構造があり、場合によってはそれが銀河腕と同じ場所にあることを示唆しています。
原始銀河の性質
JWSTによって観測される高z銀河のテンプレートとして役立つことができるハッブルのCOS遠紫外線分光器によって観測された9つの近くの星形成の非常に低金属量の銀河の研究について報告します。これらの原始銀河の星雲スペクトルは、X線放射体による照射の証拠を示していることがわかります。Thuanらに続いて。（2004）、我々はX線放出の源を巨大な降着恒星ブラックホールを含む巨大なX線連星として特定します。さらに、金属量が低いほど、強いX線照射の可能性が高くなることがわかります。ヘーガーらに続いて。（2003）、これらの降着ブラックホールは、初期質量が$\sim50\、M_\odot$より大きい星の直接崩壊によって生成されることを示唆しています。恒星ブラックホールが埋め込まれた若い星団のモデルは、観測されたスペクトルと一致する周囲のガス状媒体への影響を生み出します。原始銀河は、1つまたは複数の恒星ブラックホールが埋め込まれていることで最もよく説明できる強い放射の証拠を示すという点で、より金属が豊富な銀河とは質的に異なると結論付けています。
初期の宇宙で種族IIIの星を特定することの課題
最近のJWSTの打ち上げにより、金属を含まない第1世代の種族III（Pop。III）星を検出するというエキサイティングな展望が可能になりました。ポップの存在を確実に示す輝線シグネチャを決定します。他の可能性のある汚染物質に対するIIIの星は、JWSTデータを解釈するための重要な課題を表しています。この目的のために、$z\geq10$にある矮小銀河周辺の領域の高解像度（サブPC）宇宙論的放射流体力学シミュレーションを実行して、ポップの輝線の特徴を予測します。III/ポップ。II遷移。金属輝線がないことは、ポップの診断としては不十分であることを示しています。III星は、シミュレーションの金属が豊富な銀河が、感度の限界のために検出できない可能性のある[OIII]5007${\rm\r{A}}$の放出を低く維持できるためです。スペクトル硬度プローブ（例：HeII1640${\rm\r{A}}$/H$\alpha$）を金属量診断と組み合わせると、金属を含まない星の存在をプローブする可能性が高くなりますが、Wolf-Rayet星からの汚染はX線連星またはブラックホールが重要な場合があります。ポップからのハードエミッション。III銀河は、巨大なポップの恒星の寿命が短いため、急速に衰退します。III星、これはさらに検出を阻害する可能性があります。同様に、ポップ。III星は、星雲ガスまたは超新星残骸からの冷却放射のために主系列星から進化した後に検出できる可能性があります。ただし、これらのシグネチャも短命であり（つまり、Myrが少ない）、ブラックホールのちらつきなどの汚染物質がこの診断を混乱させる可能性があります。JWSTは、最も初期の銀河の性質を分光学的に調査するユニークな機会を提供しますが、元のシステムに関連する短いタイムスケールと主要な診断輝線の解釈のあいまいさの両方が進歩を妨げる可能性があります。純粋なポップを備えたシステムの発見を主張する前に、特別な注意が必要になります。III星。
高温分子コアG10.47+0.03に向けた星間シアナミド（NH $ _ {2} $ CN）の検出
星間物質では、アミド型分子が、高温の分子コアまたは高質量の星形成領域でのプレバイオティクス分子の形成に重要な役割を果たします。複雑なアミド関連分子であるシアン化物（NH$_{2}$CN）は、尿素（NH$_{2}$CONH$_{2）の形成に主要な役割を果たしてきた珍しい星間分子の1つとして知られています。}$）。この記事では、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波を使用して、周波数範囲158.49$〜$160.11GHzのホット分子コアG10.47+0.03に向かうシアナミド（NH$_{2}$CN）の輝線の検出について説明しました。アレイ（ALMA）干渉電波望遠鏡。回転図モデルを使用したNH$_{2}$CNの輝線の推定柱密度は、$N$（NH$_{2}$CN）=（6.60$\pm$0.1）$\times$10$^でした。{15}$cm$^{-2}$、回転温度（$T_{rot}$）=201.2$\pm$3.3K.H$_{に関するNH$_{2}$CNの存在量の割合2}G10.47+0.03に対する$は$f$（NH$_{2}$CN）=5.076$\times$10$^{-8}$でした。さらに、G10.47+0.03に対するNH$_{2}$CN/NH$_{2}$CHO存在比は0.170であり、NH$_{2}$CN/NH$とほぼ同じであると推定しました。_{2}$CHO存在比、IRAS16293$-$2422BおよびSgrB2（M）。G10.47+0.03に向けたH$_{2}$に関して観測されたNH$_{2}$CNの存在量は、Garrod（2013）によって予測された理論値とかなり一致することがわかりました。また、NH$_{2}$CNの形成と破壊の経路についても説明しました。
| Title |
A_physical_model_for_the_UV/optical_power_spectra_of_AGN |
| Authors |
Christos_Panagiotou,_Iossif_Papadakis,_Erin_Kara,_Elias_Kammoun,_Michal_Dov\v{c}iak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04917 |
AGNのUV/光学的変動は、降着円盤のX線照明によって引き起こされると長い間考えられてきました。しかし、近くのセイファート銀河の最近の多波長キャンペーンは、観測と基礎となる理論との間に明らかな矛盾があるため、このパラダイムに挑戦しているようです。AGNのUV/光とX線の変動性の関係をさらに詳しく調べるために、ディスク内のX線の熱再処理を想定してAGNのUV/光パワースペクトル（PSD）を再現する物理モデルを開発しました。このモデルは、AGNの最も内側の領域をプローブする新しい方法を提供します。モデルを使用してNGC5548の変動性を研究し、X線およびUV/光学PSD、ならびにバンド間UV/光学タイムラグがすべて十分に再現されていると推測します。また、X線コロナハイツや降着率などのソース物理パラメータに対する制約も導き出します。私たちの結果は、X線ディスクの再処理が、考慮された時間スケール内で、このAGNの完全な変動特性を説明していることを示唆しています。NGC5548の以前のデータを使用して、モデルがさまざまなエポックでそのPSDを再現できることも示し、PSDモデリングを使用してソースの時間発展を調査する可能性を確立します。
銀河団の隠れた冷却流
| Title |
Hidden_Cooling_Flows_in_Clusters_of_Galaxies |
| Authors |
A._C._Fabian,_G.J._Ferland,_J.S._Sanders,_B.R._McNamara,_C._Pinto_and_S.A._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04951 |
銀河団の冷たいコアの中心での高温ガスの放射冷却時間は、1000万年以下に低下します。そのようなガスの観測された大量冷却速度は非常に低く、AGNフィードバックが非常に緊密にバランスが取れているか、冷却からの軟X線放射が何らかの形で視界から隠されていることを示唆しています。銀河団のCentaurus、Perseus、A1835クラスターで隠れた冷却流を探すために、冷却ガスと最も冷たいガスが密接にインターリーブされている固有の吸収モデルを使用します。クラスターの質量が増加すると、10〜500Msunpyrの隠れた質量冷却速度が見られ、吸収された放射が遠赤外線帯域に現れます。ケンタウルス座銀河団で観測されたFIR光度と隠れた冷却速度の間に良好な一致が見られます。他の2つのクラスターの制限により、かなりの隠れた冷却が可能になります。冷却ガスの暗黙の総質量は、観測された分子量よりもはるかに大きくなります。さらなる冷却の可能性や、検出されない非常に冷たい雲、低質量の星、亜恒星天体への崩壊など、その運命について話し合います。
小マゼラン雲から剥ぎ取られた星団の最初の証拠
最近発見された恒星系YMCA-1の結果を示します。この恒星系では、物理的性質とマゼラン系銀河のいずれかに属していることが、断固として分析されています。SMASHと{\itGaia}EDR3データセットを使用して、小さな星団を扱っていると結論付けました。クラスターパラメーターを取得するために、赤くなることのない、フィールドスターで除染された色-等級図を調べました。YMCA-1は、小さい（435M$_{\odot}$）、適度に古い（年齢=9.6Gyr）、適度に金属が少ない（[Fe/H]=-1.16dex）星団であり、大マゼラン雲（LMC）の中心から東に$\sim$17.1kpcで、太陽からほぼ小マゼラン雲（SMC）の距離（60.9kpc）。導出されたクラスターの明るさとサイズは、天の川（MW）の外側のハローで最近発見されたかすかな星団にいくらか類似しているように見えますが、それらの年齢と金属量の関係や、生息域外で形成されたMW球状星団の関係とは一致しません。または生息域外、またはLMCクラスターのそれでもありませんが、SMCの古い星団のそれと一致しています。力学的摩擦を経験する放射状に拡張されたダークマターハローを備えたMW-LMC-SMCシステムで後方への軌道運動を統合し、YMCA-1のさまざまな視線速度（RV）レジームを調査することにより、数値モンテカルロシミュレーションを実行しました。RV$\gtrsim$300km/sの場合、クラスターは過去500Myrsの間LMCにバインドされたままになります。YMCA-1の詳細に追跡された運動学は、数値シミュレーションによって以前に予測されたシナリオである、両方の銀河間の密接な相互作用のいずれか中に、SMCからLMCによって除去された可能性があることを示唆しています。
ニュートリノフレーバーの変換、移流、および衝突：完全なソリューション
コンパクトな天体物理学のソースの高密度では、ニュートリノの相互へのコヒーレントな前方散乱が、フレーバーの進化を非線形にする原因となります。球対称性の仮定の下で、ニュートリノ-ニュートリノ前方散乱、物質背景との中性および荷電電流衝突、およびニュートリノ移流の存在下でのフレーバー変換を追跡する最初のシミュレーションを提示します。フレーバーの等分配は解決策の1つである可能性がありますが、文献でしばしば想定されているように、それは一般的な結果ではないことがわかります。興味深いことに、フレーバー変換、衝突、移流の間の強い相互作用は、ニュートリノの角度分布と隣接する空間領域全体にフレーバー変換の広がりをもたらします。私たちのシミュレーションは、遅いフレーバー変換と速いフレーバー変換が同時に発生することを示しています。これに照らして、高密度領域でのフレーバー変換の発生の診断ツールとして電子ニュートリノレプトン数の交差を探すことは制限的な方法です。
2番目のSwift-XRTポイントソースカタログの銀河系外の一時的な候補
| Title |
Extragalactic_transient_candidates_in_the_Second_Swift-XRT_Point_Source_catalogue |
| Authors |
R._A._J._Eyles-Ferris,_R._L._C._Starling,_P._T._O'Brien,_P._A._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04067 |
2番目のSwift-XRTポイントソースカタログは、空のカバレッジと感度の組み合わせを提供し、一時的な発見のための貴重な機会を提供します。活動銀河と活動銀河の位置でカタログを検索し、XMM-NewtonやROSATと比較して一時的な候補を特定します。167の既知のトランジェントを回復し、新しいソースであることに一致する19のソースを見つけ、$\sim65\％$の完全性を推定します。これらの19個の新しい線源は、非アクティブなホストとアクティブなホストの間でほぼ均等に分割され、それらのピークX線光度は$\sim10^{42}-10^{47}$ergs$^{-1}$に及びます。非熱スペクトルモデルには8つ、黒体には1つが最適であることがわかります。また、私たちの方法論と、今後のLivingSwift-XRTポイントソースカタログへのその適用についても説明します。これにより、年間$\sim$の新しいX線トランジェントがほぼリアルタイムで偶然発見される可能性があります。
NICERによって観察された4U1636-536のバーストディスク相互作用
| Title |
Burst-Disk_Interaction_in_4U_1636-536_as_observed_by_NICER |
| Authors |
Tolga_Guver,_Funda_Bostanci,_Tugba_Boztepe,_Ersin_Gogus,_Peter_Bult,_Unnati_Kashyap,_Manoneeta_Chakraborty,_David_R._Ballantyne,_Renee_Ludlam,_Christian_Malacaria,_Gaurava_K._Jaisawal,_Tod_E._Strohmayer,_Sebastien_Guillot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04107 |
3年間の監視キャンペーンの過程でNeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）によって4U1636-536から観測された51個の熱核X線バーストの検出を提示します。これらのバーストのうち40個について時間分解分光法を実行し、すべてのバーストスペクトルに強いソフト過剰の存在を示しました。過剰放出は、ポインティング・ロバートソン抗力による中性子星への質量降着率の増加に起因する、線源の持続放出に対するスケーリング係数（f_aメソッド）の使用によって特徴付けることができます。ソフト過剰放射は、降着円盤からのバースト放射の反射を考慮したモデルを使用することによっても特徴付けることができます。また、NICERとAstroSatによって同時に観測された5つのX線バーストの時間分解スペクトル分析を示します。これにより、主な結果がさらに正確に確認されます。最後に、バーストの開始時に4U1636-536の硬X線光度曲線が相関して減少することにより、\nustarと同時に観測された7つのX線バーストを使用したコンプトン冷却の証拠を示します。
PSR B0950+08の特異な回転進化について
古い孤立したPSRB0950+08の長期的な回転の進化は、そのスピンダウン率が、パルス周波数の2次導関数の大きさと符号の両方の交互の変動による正弦波のような振動を示すという点で興味深いものです。最近の高い表面温度測定によって暗示される地殻の基部に向かう大きな内部温度対ピン止めエネルギー比は、渦線がピン止めによって放物線形状をとる内部地殻の最も密度の高い部分で動作する線形クリープ相互作用につながることを示します核クラスター。結果として生じる渦線の低周波振動は、時間可変の超流動-外部パルサーブレーキトルク結合と組み合わされて、振動スピンダウン率を生じさせます。このモデルを、いくつかの外部トルクモデルのPSRB0950+08観測に適用します。私たちのモデルは、スピンダウン率の振動周期から、中性子星の外核の閉じた磁場領域の半径方向の広がりを制約する可能性があります。
| Title |
Proposal_for_a_neutrino_telescope_in_South_China_Sea |
| Authors |
Z._P._Ye,_F._Hu,_W._Tian,_Q._C._Chang,_Y._L._Chang,_Z._S._Cheng,_J._Gao,_T._Ge,_G._H._Gong,_J._Guo,_X._X._Guo,_X._G._He,_J._T._Huang,_K._Jiang,_P._K._Jiang,_Y._P._Jing,_H._L._Li,_J._L._Li,_L._Li,_W._L._Li,_Z._Li,_N._Y._Liao,_Q._Lin,_F._Liu,_J._L._Liu,_X._H._Liu,_P._Miao,_C._Mo,_I._Morton-Blake,_T._Peng,_Z._Y._Sun,_J._N._Tang,_Z._B._Tang,_C._H._Tao,_X._L._Tian,_M._X._Wang,_Y._Wang,_Y._Wang,_H._D._Wei,_Z._Y._Wei,_W._H._Wu,_S._S._Xian,_D._Xiang,_D._L._Xu,_Q._Xue,_J._H._Yang,_J._M._Yang,_W._B._Yu,_C._Zeng,_F._Y._D._Zhang,_T._Zhang,_X._T._Zhang,_Y._Y._Zhang,_W._Zhi,_Y._S._Zhong,_M._Zhou,_X._H._Zhu,_G._J._Zhuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04519 |
宇宙線は1世紀以上前に最初に発見されましたが、それらの高エネルギー成分の起源はとらえどころのないままです。天体物理学的ニュートリノ源を明らかにすることは、超高エネルギー宇宙線生成の煙を吐く銃の証拠を提供するでしょう。IceCubeNeutrinoObservatoryは、2013年に拡散天体物理ニュートリノフラックスを発見し、2017年に高エネルギーニュートリノ源の最初の説得力のある証拠を観測しました。拡散フラックスを解決するには、感度が向上した次世代望遠鏡が必要です。赤道近くの検出器は、ニュートリノの空のユニークな視点を提供し、北半球のIceCubeや他のニュートリノ望遠鏡を補完します。ここでは、南シナ海の北東部への遠征の結果を紹介します。深海平原の深さ$\sim$3.5kmにニュートリノ望遠鏡のサイトが見つかりました。3km未満では、海流速度は$v_{\mathrm{c}}<$10cm/sと測定され、チェレンコフ光の吸収および散乱長は$\lambda_{\mathrm{abs}}\simeq$です。それぞれ27mと$\lambda_{\mathrm{sca}}\simeq$63m。これらの測定値を考慮して、次世代ニュートリノ望遠鏡である熱帯深海ニュートリノ望遠鏡（TRIDENT）の予備設計と機能を紹介します。TRIDENTは、高度な光子検出技術とサイズを備えており、運用から2年以内にIceCubeの安定した光源候補であるNGC1068を発見することを期待しています。このレベルの感度は、宇宙線の起源を診断し、固定されたベースラインでの天文ニュートリノ振動を測定するための新しい分野を開きます。
長期Swift-XRTデータを使用したMkn421のX線スペクトルパラメータ間の相関
| Title |
Correlations_between_X-ray_spectral_parameters_of_Mkn_421_using_long-term_Swift-XRT_data |
| Authors |
Rukaiya_Khatoon,_Zahir_Shah,_Jyotishree_Hota,_Ranjeev_Misra,_Rupjyoti_Gogoi,_and_Ananta_C._Pradhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04524 |
2005年から2020年の間に行われたSwift-XRT観測を使用して、ブレーザーMkn421のX線スペクトルの詳細な分析を実行し、さまざまなモデルのスペクトルパラメーター間の相関を定量化しました。以前の研究では、Mkn421の5日間の期間$\sim$の単一の短いフレアから得られたそのようなスペクトルパラメータ相関を使用して、スペクトル的に縮退したモデルを区別し、物理量の推定値を提供できることが示されています。この作業では、長期スペクトルパラメータ相関からの結果が単一フレアから得られた結果と一致していることを示します。特に、観測されたスペクトル曲率が粒子分布の最大カットオフエネルギーによるものであることは除外されます。代わりに、曲率が粒子の脱出または加速の時間スケールのエネルギー依存性によるものであるモデルが好まれます。これらのモデルの物理パラメータの推定値は、単一フレア分析から得られた値と類似しており、モデルの物理的仮定とは多少互換性がなく、より複雑な物理モデルが必要であることを示唆しています。ソースの長期的および短期的な進化から得られた結果の一貫性は、物理モデルを区別するためにスペクトルパラメータ相関を使用する技術の信頼性を強調しています。
銀河ハローにおける暗黒物質の崩壊に対する長時間露光NuSTARの制約
| Title |
Long-Exposure_NuSTAR_Constraints_on_Decaying_Dark_Matter_in_the_Galactic_Halo |
| Authors |
Brandon_M._Roach,_Steven_Rossland,_Kenny_C._Y._Ng,_Kerstin_Perez,_John_F._Beacom,_Brian_W._Grefenstette,_Shunsaku_Horiuchi,_Roman_Krivonos,_Daniel_R._Wik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04572 |
天の川銀河の単一エネルギー光子に崩壊するkeVスケールの暗黒物質の2つの補完的なNuSTARX線検索を提示します。最初に、検出器面（拡散光源からの光子の主要な光源）を横切る非集束迷光の既知の強度パターンを利用して、${\sim}$7Ms/検出器ディープブランクを使用して内部機器の背景から天体物理学的放射を分離します-空の露出。2番目では、完全なNuSTAR機器の背景の更新されたパラメトリックモデルを提示し、空全体に広がる独立した${\sim}$20Ms/検出器スタック露出の統計的検出力を活用できるようにします。どちらの方法を使用しても異常なX線線の証拠が見つからなかったため、ステライルニュートリノの質量6〜40keVのアクティブ-ステライル混合角$\sin^2（2\theta）$に制限を設定しました。特に、${\sim}$7-keVのステライルニュートリノが3.5-keVの光子に崩壊することは強く嫌います。以前の結果と組み合わせて、ニュートリノ最小標準模型（$\nu$MSM）のパラメーター空間はほぼ閉じています。
パルサーの死のラインの再考-II。 「デスバレー」
一連の論文の2番目であるこの論文では、$P$-${\dotP}$図の電波パルサー「デスバレー」の幅を決定できるパラメーターを分析します。磁気極キャップ上で実現できる最大ポテンシャル降下の正確な式と、ペーパーIで決定された二次プラズマ生成の対応するしきい値を使用して、すべての可能なパラメーター（半径$R$と中性子星の慣性モーメント$I_{\rmr}$、$\gamma$の高エネルギーテール-二次粒子を発生させる量子エネルギー分布など）これは「死の線」を広げる可能性があります。これらすべての効果に対する一貫した許容値が、中性子星の双極子磁場に対してさえ、観測されたすべてのパルサーを含む十分に広い「デスバレー」につながることを示します。
CatBoost勾配ブースティング決定木を使用したFermi-LAT未確認ガンマ線源の分類
| Title |
Classification_of_Fermi-LAT_unidentified_gamma-ray_sources_using_CatBoost_gradient_boosting_decision_trees |
| Authors |
Javier_Coronado-Bl\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04725 |
最新の$\textit{Fermi}$-LATガンマ線カタログである4FGL-DR3は、既知の対応物、つまり未確認のソース（unID）との明確な関連付けがないソースの大部分を示しています。この論文では、機械学習アルゴリズムを使用してそれらを分類することを目的としています。機械学習アルゴリズムは、関連するソースのスペクトル特性を使用してトレーニングされ、unID母集団のクラスを予測します。勾配ブースティング決定木に基づく最先端の$\texttt{CatBoost}$アルゴリズムを使用すると、23クラスのデータセットで67％の精度を達成できます。これらのクラスの1つ（不確実なタイプのブレーザー）を削除すると、精度が81％に向上します。バイナリAGN/パルサーの区別のみに関心がある場合は、モデルの精度が最大99％向上します。さらに、既知の母集団とunIDの母集団の両方で教師なし検索を実行し、クラスの事前知識がなくても、類似したソースのクラスターの数を予測しようとします。すべての計算を実行するために使用される完全なコードは、インタラクティブなPythonノートブックとして提供されます。
| Title |
Search_for_Astrophysical_Neutrinos_from_1FLE_Blazars_with_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._Benda,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_et_al._(319_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04946 |
天体物理学的ニュートリノの起源はまだ決定されていません。IceCubeニュートリノ天文台は天体物理学的ニュートリノを観測しましたが、それらの発生源はまだ特定されていません。ブレーザーは有望な発生源候補ですが、$\gtrsim$GeVガンマ線で検出されたブレーザーの集団からのニュートリノ放出の以前の検索では、有意なニュートリノ過剰は観察されていません。マルチメッセンジャー天文学における最近の発見は、高エネルギーニュートリノと共同生成された高エネルギー光子が、より低いエネルギーで吸収され、再放出される可能性が高いことを示しています。したがって、低エネルギーの光子は、TeV-PeVニュートリノ生成のより良い指標である可能性があります。この論文は、10年間のIceCubeミューニュートリノデータを使用した最初のFermi-LAT低エネルギーカタログ（1FLE）で、MeVで検出されたブレーザーからの天体物理学的ニュートリノ放出の最初の時間統合スタッキング検索を示しています。この分析の結果は、バックグラウンドのみの仮説と一致していることがわかります。E$^{-2}$ニュートリノスペクトルと、ブレーザーのMeVガンマ線フラックスとTeV-PeVニュートリノフラックスの比例関係を仮定すると、1FLEブレーザーエネルギースケールニュートリノフラックスの上限は$1.64\times10と決定されます。^{-12}$TeVcm$^{-2}$s$^{-1}$、90％の信頼レベル。この上限は、IceCubeの拡散ミューニュートリノフラックス測定値の約1％です。
| Title |
Population-Level_Inference_of_Strong_Gravitational_Lenses_with_Neural_Network-Based_Selection_Correction |
| Authors |
Ronan_Legin,_Connor_Stone,_Yashar_Hezaveh,_Laurence_Perreault-Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04123 |
新世代の空の調査は、今後数十万の新しい強いレンズシステムを含む前例のない量のデータを提供する準備ができています。畳み込みニューラルネットワークは、現在、データの猛攻撃を処理して個々のシステムのパラメーターを検出および推測できる唯一の最先端の方法です。ただし、強いレンズ効果を伴う多くの重要な測定では、これらのシステムの母集団レベルの推論が必要です。この作業では、母集団レベルのパラメータを推定するために、選択機能と組み合わせて個々のレンズシステムの推論を使用する階層的推論フレームワークを提案します。特に、CNNベースのレンズファインダーの選択関数をニューラルネットワーク分類器でモデル化できることを示します。これにより、高価なモンテカルロシミュレーションを必要とせずに、母集団レベルのパラメーターの高速推論が可能になります。
小型望遠鏡のネットワークによる市民科学天文学：JWSTの立ち上げと展開
| Title |
Citizen_Science_Astronomy_with_a_Network_of_Small_Telescope:_The_Launch_and_Deployment_of_JWST |
| Authors |
R._A._Lambert,_F._Marchis,_F.,_J._Asencio,_G._Blaclard,_L.A._Sgro,_J.D._Giorgini,_P._Plavchan,_T._White,_A._Verveen,_T._Goto,_P._Kuossari,_N._Sethu,_M.A._Loose,_S._Will,_K._Sibbernsen,_J.W._Pickering,_J._Randolph,_K._Fukui,_P._Huet,_B._Guillet,_O._Clerget,_S._Stahl,_N._Yoblonsky,_M._Lauvernier,_T._Matsumura,_M._Yamato,_J.M._Laugier,_O._Brodt-Vilain,_A._Espudo,_R._Kukita,_S._Iida,_S._Kardel,_D._Green,_P._Tikkanen,_A._Douvas,_M._Billiani,_G._Knight,_M._Ryno,_G._Simard,_R._Knight,_M._Primm,_B._Wildhagen,_J._Poncet,_T._Frachon,_M._Shimizu,_A._Jackson,_B._Parker,_G._Redfern,_P._Nikiforov,_E._Friday,_K._Lincoln,_J._Sweitzer,_R._Mitsuoka,_K._Cabral,_A._Katterfeld,_M._Fairfax |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04337 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）が2番目の地球-太陽ラグランジュ点に向かって移動し、ユニステラーデジタル望遠鏡のネットワークを使用して展開するときの明るさを監視するための観測の調整されたキャンペーンを提示します。世界中の市民天文学者によって収集されたこれらの観測により、ブースターからの分離、操縦後の向きの変化によるグレア、日よけの展開、主鏡の展開などの特定の段階を検出することができました。2022年1月6日に日よけが配備された後、6時間の光度曲線は大きな振幅を持ち、試運転中の宇宙望遠鏡の人工的な回転のために小さな変動を示します。これらの変動は、主鏡の展開または宇宙望遠鏡の向きの変更が原因である可能性があります。この作品は、市民の天文学者によって運営されている世界中の一連の小型望遠鏡が、長期間にわたって大規模な科学キャンペーンを実施する力を示しています。将来的には、私たちのネットワークなどは、光度曲線の進化を比較することにより、宇宙環境の潜在的な劣化を検出するためにJWSTを監視し続けます。
| Title |
Bayesian_Neural_Networks_for_classification_tasks_in_the_Rubin_big_data_era |
| Authors |
Anais_M\"oller,_Thibault_de_Boissi\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04578 |
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）などの今後の調査では、10年間、毎晩、空にある最大1,000万個の時変ソースが検出されます。この情報は、機械学習アルゴリズムを使用してさまざまな科学事例で最も有望なイベントを選択するブローカーに継続的に送信されます。このタイプの分類タスクに対するベイジアンニューラルネットワーク（BNN）の利点と課題を研究します。BNNは、追加情報も提供する正確な分類子であることがわかります。BNNは、この今後のデータなだれをより効率的に分析するために利用できる分類の不確実性を定量化します。
ミリ秒ケイデンス無線周波数干渉フィルター
| Title |
Millisecond_Cadence_Radio_Frequency_Interference_Filters |
| Authors |
Joseph_W._Kania,_Kevin_Bandura,_Duncan_R._Lorimer,_Richard_Prestage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04653 |
電波干渉（RFI）は、天体物理学的信号に対する電波観測の感度を大幅に低下させ、電波過渡現象の検索で誤検知の候補を作成します。RFI候補を削除するには、かなりの計算リソースと人的リソースが必要ですが、実際の信号は失われます。一過性の天体物理学の文脈では、これにより、効果的なRFI除去が、高速電波バーストとパルサーの効果的な検索に不可欠になります。電波望遠鏡は通常、トランジェントのパルスに沿って数十から数百のサンプルが存在するのに十分な速度でサンプリングします。緩和技術は、変化する無線周波数環境を説明するために、このタイムスケールでRFIを削除する必要があります。データが記録されるリズムでRFIを切り取る、3つのフィルター、および3つの複合フィルターの有効性を評価します。これらの各フィルターは異なるドメインで動作するため、異なるRFI形態として切り出されます。これらの4つのフィルターのパフォーマンスを3つの異なる状況で分析します。（I）ガウスノイズの合成パルス。（II）実際のデータに注入された合成パルス。（III）4つのパルサー観測。これらのテストから、フィルターがパルスとノイズレベルの両方にどのように影響するかについての洞察が得られます。これにより、存在するRFIとソース信号の特性に基づいて、どのフィルターをどのように使用するかを概説できます。スペクトルのごく一部にフラグを立てることで、通過観測の品質を大幅に向上できることを示します。
DUG Insight：ビッグデータの分析と視覚化のためのソフトウェアパッケージ、および電波望遠鏡を使用したパッシブレーダー空間の状況認識のためのデモンストレーション
| Title |
DUG_Insight:_A_software_package_for_big-data_analysis_and_visualisation,_and_its_demonstration_for_passive_radar_space_situational_awareness_using_radio_telescope |
| Authors |
Dylan_Grigg,_Steven_Tingay,_Marcin_Sokolowski_and_Randall_Wayth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04728 |
SKAの時代に、大規模な電波天文学データセットの処理と分析をサポートするソフトウェアの需要が高まるにつれ、DUGInsightのインタラクティブなワークフロー構築、データマイニング、処理、および視覚化機能を示します。エンジニアリング開発アレイ（EDA2）から生成された約68,000の全天無線画像を3日間にわたって処理することにより、DUGInsightのパフォーマンスと柔軟性をテストします。この処理の目的は、既知の居住空間オブジェクト（RSO：軌道上の衛星と破片）を受動的に検出および識別し、無線干渉法を使用して航空機の交通を受動的に監視する方法を調査することでした。これらの信号は、地球に反射して戻ってくる地上のFM無線信号と、RSOからの帯域外送信の両方のために観測できます。低軌道および空域環境のこの監視は、宇宙の状況認識および航空機追跡技術への貢献として役立ちます。観測から、EDA2から1,500kmの範囲内で19の固有のRSOを40回検出しました。これは、以前に公開された同じデータセットの調査を大幅に改善したものであり、複雑なデータセットを大規模に処理できるDUGInsightの柔軟な機能を紹介しています。DUGInsightワークフローの将来の拡張機能は、リアルタイムの取得を実現し、未知のRSOを検出し、SKA関連施設からのデータを引き続き処理することを目的としています。
アボラス：星としての太陽の偏光測定、10cm/sのRV観測
| Title |
ABORAS:_polarimetric,_10cm/s_RV_observations_of_the_Sun_as_a_star |
| Authors |
Casper_Farret_Jentink,_Annelies_Mortier,_Frans_Snik,_Patrick_Dorval,_Samantha_J._Thompson,_Ramon_Navarro_and_Tim_Naylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04804 |
HARPS3高解像度スペクトログラフ専用のストークスV偏光計を備えたソーラー入力として機能する、太陽用のデュアルビームポラリメトリックロボットアパーチャ（ABORAS）の説明を示します。ABORASには、3つの主要な科学的推進力があります。恒星の変動の背後にある物理学を理解しようとすること、HARPS3の長期安定性を追跡すること、そして地球RV信号をデータに注入することによってHARPS3で地球サイズの太陽系外惑星を検出するためのベンチマークとして機能することです。設計上、ABORASは（HARPS3機器とともに）統合ソーラーディスクのRVの10cm/sの変動を測定し、円偏光を介してサブ1ガウスレベルの統合磁場レベルを検出できるようになります。
OGLE銀河バルジサンプルからのマルチモード放射状に脈動する高振幅たて座デルタ型星のモデリング
周期比のみに基づいて可能な比較的確実なモード識別のおかげで、少なくとも3つの放射状モードで脈動する高振幅たて座デルタ型星は星震学的推論の有望なターゲットです。この研究では、3つまたは4つの放射状モードで同時に脈動する可能性が高いOGLE内部バルジフィールドからのHADSの最も多くのサンプルを使用しました。進化の軌跡に沿って脈動モデルのグリッドを計算し、それらの脈動周期と周期比を一致させることによって星の物理的パラメーターを決定しました。176のHADSについて、物理パラメータ、つまり質量、光度、有効温度、金属量、および年齢を決定しました。物理パラメータの分布を示し、それらのプロパティについて説明します。ほうおう座SX星の候補を16個選びました。
冠状に接続されたアクティブな食変光星のX線研究
うしかい座44番星、DVPsc、ERVul、XYUMa、TXCncの5つの冠状に接続された食変光星の恒星コロナの詳細なX線分析とイメージングを紹介します。これらのバイナリの両方のコンポーネントがアクティブであることがわかります。分離型および半分離型システムのX線光度曲線は、食のような特徴を示していますが、接触型システムでは、冠状食の証拠は示されていません。DVPscのX線光度曲線は、最初の最大値が2番目の最大値よりも明るいことがわかったオコンネルのような効果を示しています。X線光度曲線の3次元デコンボリューションを使用したコロナイメージングの結果は、これらすべてのバイナリのコロナが接触構成または過接触構成のいずれかであり、プライマリがX線の1.7$-$4倍明るいことを示しています。仲間。現在のサンプルでは、全UV放射の最低30$-$50\％が光球から発生し、X線放射と正の相関があることがわかります。これらのシステムのX線スペクトルは、2温度プラズマモデルによって十分に説明されています。プラズマの低温成分と高温成分に対応する温度は、それぞれ0.25$-$0.64と0.9$-$1.1keVの範囲にあることがわかります。サンプル内の大部分のバイナリについて、位相分解X線スペクトル分析は、高温成分に対応するX線輝度と発光測定値の軌道変調を示しています。合計7つのフレアイベントも4つのシステムで検出され、フレアエネルギーは（1.95$-$27.0）$\times$10$^{33}$ergの範囲で、ループ長は10$^{9のオーダーです。-11}$cm。
かにパルサーのシングルパルス分散測定
| Title |
Single_Pulse_Dispersion_Measure_of_the_Crab_Pulsar |
| Authors |
N._Lewandowska,_P._B._Demorest,_M._A._McLaughlin,_P._Kilian,_T._H._Hankins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04267 |
かにパルサーからの明るい単一パルスの使用を調査して、メインパルス成分とパルス間成分の分散測定値（DM）を個別に決定します。相互相関関数（CCF）を使用して2つのアプローチを開発します。最初の方法は、参照チャネルを使用して64の周波数チャネルのそれぞれの合計強度のCCFを計算し、最大相関のタイムラグをDMに変換します。2番目の方法では、個々の明るいパルスごとにチャネルのすべてのペア間のCCFを個別に計算し、すべてのチャネルペアのDMの分布から平均DMを抽出します。どちらの方法でも、相対的な不確実性が10^-5を超えるDMを決定でき、最適値の不確実性を確実に推定できます。4〜6GHzの周波数範囲で両方の方法を使用して、メインパルス、低周波数インターパルス、および高周波数インターパルスの間でDMの違いを見つけます。ハンキンスらによって実行された高周波インターパルスの初期の観測。（2016）結果としてDM_HFIP-DM_MPは0.010+-0.016pccm^-3になりました。私たちの結果は、DM_HFIP-DM_MPが0.0127+-0.0011pccm^-3（DM_compはそれぞれの排出成分のDM値）であることを示しており、独立した方法で以前の結果を確認しています。私たちの研究では、高周波インターパルスの単一パルスの明るさとそれらのDMとの関係も発見しました。また、高速電波バーストの場合の下部構造の識別に関する開発された方法の適用についても説明します。
氷河期：JWSTで検出するための新しい固相種を予測するためのCha-MMS1の化学力学的モデリング
| Title |
Ice_Age_:_Chemo-dynamical_modeling_of_Cha-MMS1_to_predict_new_solid-phase_species_for_detection_with_JWST |
| Authors |
Mihwa_Jin,_Ka_Ho_Lam,_Melissa_K._McClure,_Jeroen_Terwisscha_van_Scheltinga,_Zhi-Yun_Li,_Adwin_Boogert,_Eric_Herbst,_Shane_W._Davis,_and_Robin_T._Garrod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04269 |
化学モデルと実験は、星間ダスト粒子とその氷のマントルが複雑な有機分子（COM）の生成に重要な役割を果たしていることを示しています。現在まで、ISMで確実に検出された最も複雑な固相分子はメタノールですが、JamesWebbSpaceTelescope（JWST）はさらに大きな有機種を識別できる可能性があります。この研究では、結合化学力学モデルを使用して、若い星形成コアCha-MMS1に向けたJWST検出の新しい候補種を予測し、ガス粒子化学反応速度コードMAGICKALとAthena++を使用した1-D放射流体力学シミュレーションを組み合わせます。。このモデルでは、コアの中心に向かう水に対する主要な氷の成分の相対的な存在量は、典型的な観測値とよく一致し、氷の化学的性質を調査するための確固たる基盤を提供します。6つの酸素含有COM（エタノール、ジメチルエーテル、アセトアルデヒド、ギ酸メチル、メトキシメタノール、および酢酸）、およびギ酸は、水氷に対して0.01％以上の存在量を示します。モデル化された氷の組成に基づいて、赤外線スペクトルが合成され、新しい氷種の検出可能性が診断されます。赤外線吸収帯へのCOMの寄与は、主要な氷の構成要素と比較してわずかであり、JWSTNIRCAM/ワイドフィールドスリットレス分光法（2.4〜5.0ミクロン）でCha-MMS1のコア中心に向かうCOM氷の識別はありそうにありません。ただし、固相COMの存在量が水氷柱密度に対して1％を超えるCOMが豊富な環境に対するMIRI観測（5〜28ミクロン）は、COMの特徴的な氷の特徴を明らかにする可能性があります。
元素の起源：UVスペクトルの必要性
核物理学と天体物理学の間の長期的な協力のおかげで、Tiの周りの元素といくつかの中性子捕獲元素を除いて、恒星内元素合成についてよく理解しています。観測と銀河の化学進化モデルの比較から、爆発のメカニズムは不明ですが、コア崩壊超新星に関連する急速な中性子捕獲プロセスが必要です。巨大な星を回転させることの影響もこの論文に示されています。重要な元素の多くはUVでのみ取得できるため、UVスペクトルがないと、宇宙の元素の起源を完全に理解することはできません。
3D Alfv\'en-waveパケットの衝突における乱流レジーム
| Title |
Turbulent_regimes_in_collisions_of_3D_Alfv\'en-wave_packets |
| Authors |
Silvio_Sergio_Cerri,_Thierry_Passot,_Dimitri_Laveder,_Pierre-Louis_Sulem,_Matthew_W._Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04301 |
3Dジャイロ流体シミュレーションを使用して、アルヴェーンカスケードの構成要素としてのアルヴェーン波（AW）衝突の問題と、電磁流体力学（MHD）スケールでの磁気リコネクションとの相互作用を再検討します。大規模な非線形パラメーター$\chi_0$（AW線形伝搬時間と非線形ターンオーバー時間の比率）に応じて、さまざまなレジームが観察されます。強い非線形性（$\chi_0\sim1$）の場合、乱流は動的に整列され、臨界的にバランスの取れたカスケードと一致します-変動はスケールに依存する整列を示します$\sin\theta_k\proptok_\perp^{-1/4}$、$k_\perp^{-3/2}$スペクトルと$k_\|\proptok_\perp^{1/2}$スペクトル異方性。より弱い非線形性（小さな$\chi_0$）では、大規模な弱いレジームと小規模な$k_\perp^{-11/5}$の引き裂き媒介範囲の間の遷移を示すスペクトルブレークが現れ、その動的を意味しますアラインメントは、弱い非線形性に対しても発生します。$\chi_0<1$では、アライメント角度$\theta_{k_\perp}$は、$\chi_0\sim1$レジームよりも強いスケール依存性を示します。つまり、$\sin\theta_k\proptok_\perp^{-1/2}$は$\chi_0\sim0.5$で、$\sin\theta_k\proptok_\perp^{-1}$は$\chi_0\sim0.1$で。弱い領域での動的アラインメントも大規模スペクトルを変更し、$\chi_0\sim0.5$の場合は$k_\perp^{-3/2}$として、$k_\perp^{-1}$として大まかにスケーリングします。$\chi_0\sim0.1$の場合。これらのスペクトルと引き裂き媒介レジームへの遷移を説明できる弱い非線形性で動的に整列した乱流の現象論的理論が提供されます。小さい$\chi_0$では、整列角度の強いスケール依存性が乱流渦の寿命の延長と組み合わさって、引き裂きが始まり、臨界的にバランスの取れたカスケードに対して予測されるスケールよりも数桁大きいスケールでカスケードを仲介できるようになります。大きさ。引き裂きを介した乱流へのそのような遷移は、通常の弱いから強いへの遷移に取って代わる可能性さえあります
出現する磁場との磁気リコネクションによる太陽フィラメントの再構成と噴火
| Title |
Reconfiguration_and_eruption_of_a_solar_filament_by_magnetic_reconnection_with_an_emerging_magnetic_field |
| Authors |
Leping_Li,_Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Hongqiang_Song,_Zhe_Xu,_Yongyuan_Xiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04579 |
観測とシミュレーションの両方が、太陽フィラメントの噴火が磁束の出現と密接に関連していることを示唆しています。噴火は、フィラメントと出現するフラックスとの間の磁気リコネクションによって引き起こされると考えられています。ただし、そのような再接続の詳細はめったに提示されません。この研究では、フィラメントとその近くの出現フィールドとの間の詳細な再接続を報告します。これにより、アクティブ領域12816の極性反転線上にあるフィラメントの再構成とその後の部分的な噴火が発生しました。再接続の前に、磁束キャンセルのサイトを覆う場所のフィラメント。プラスモイドはこの明るい領域で形成され、フィラメントに沿って双方向に伝播します。これらは、フラックスロープの形成と噴火をもたらすテザー切断の再接続を示しています。フィラメントの北西に磁場が発生し、コンテキストのものと再接続して、ジェットが繰り返されます。その後、別の磁場が北西のフィラメントの端点の近くに現れ、フィラメントと再接続して、新しく再接続されたフィラメントとループを形成します。現在のシートは、平均温度と排出量が1.7MKで1.1$\times$10$^{28}$cm$^{-5}$で、インターフェースで繰り返し発生します。プラスモイドは現在のシートに形成され、それに沿って、さらに新しく再接続されたフィラメントとループに沿って伝播します。次に、新しく再接続されたフィラメントが噴出しますが、再接続されていないフィラメントは安定したままです。新たなフィールドの方向に加えて、位置、距離、強度、面積などの他のパラメータもフィラメントの噴火を引き起こすために重要であることを提案します。
WDドナーによるAMCVnバイナリの進化
CO+HeWDバイナリの物質移動の進化と安定性はよく理解されていません。観測的には、それらはAMCVnバイナリとして出現する可能性があり、重要な重力波（GW）エミッターです。この作業では、アキュレーターの質量が$0.50〜1.30\;M_{\odot}$でドナーの質量が$0.17\のダブルWDバイナリの進化をモデル化しました。-0.45\;M_{\odot}$は、詳細な恒星進化コードMESAを使用しています。ドナー質量が同じであるがアキュレーター質量が異なるバイナリーの進化は非常に類似しており、アクレター質量が同じであるがHeドナー質量が大きいバイナリーは、最大物質移動速度が大きく、最小軌道周期が小さいことがわかります。また、AMCVnバイナリからのGW信号は、LISA、TianQinなどの宇宙搭載GW観測所で検出できることも示しています。また、物質移動段階では、ドナーの質量と重力波の周波数の間に線形の関係があります。私たちの計算では、すべてのバイナリが動的に安定した物質移動を持つことができます。これは、以前の研究とは大きく異なります。与えられたアキュレーターWD質量に対するエディントン制限物質移動の閾値ドナー質量は、以前の研究よりも低くなっています。物質移動速度がHeの最大安定燃焼速度を超えた場合にバイナリが共通外層に入る可能性があると仮定して、物質移動を生き残るダブルWDの新しい基準を提供します。これは、エディントン限界のしきい値を下回っています。最後に、計算にONeWDを使用する一部のシステムは、中性子星（NS）と超低質量HeWD、さらに超小型X線連星からなる分離連星に進化する可能性があることがわかりました。
GaiaEDR3を使用した明るい縁の雲におけるロケット効果の調査
| Title |
Investigation_of_Rocket_Effect_in_Bright-Rimmed_Clouds_using_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Piyali_Saha_(1,2,3),_Maheswar_G._(2),_D._K._Ojha_(4),_Tapas_Baug_(1),_and_Sharma_Neha_(5)_((1)_Satyendra_Nath_Bose_National_Centre_for_Basic_Sciences,_Salt_Lake,_Kolkata_700_106,_India,_(2)_Indian_Institute_of_Astrophysics_(IIA),_Sarjapur_Road,_Koramangala,_Bangalore_560034,_India,_(3)_Pt._Ravishankar_Shukla_University,_Amanaka_G.E._Road,_Raipur,_Chhatisgarh_492010,_India,_(4)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research_(TIFR),_Homi_Bhabha_Road,_Mumbai_400005,_India,_(5)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_SciencES_(ARIES),_Manora_Peak,_Nainital_263002,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04661 |
明るい縁の雲（BRC）は、トリガーされた星形成の証拠を示すため、星形成の放射線駆動爆縮モードを調査するための優れた実験室です。私たちの以前の研究では、BRC18は、よく知られている「ロケット効果」のために、電離Hii領域の方向から離れて加速することがわかっています。BRC18と候補の若い恒星状天体（YSO）の両方が運動学的に結合しているという仮定に基づいて、最新のGaiaEDR3測定を使用して、候補YSOの相対的な固有運動が電離源から離れる傾向を示すことを発見しました。プロトタイプとしてBRC18を使用して、さらに21のBRCについてさらに分析を行いましたが、その大部分は同様の傾向を示しました。ほとんどのBRCの場合、候補YSOの相対的な固有運動の角度の中央値は、BRCの電離源から中央のIRAS源までの空の方向の角度に似ています。ピアソンとスピアマンの相関係数に基づいて、これら2つの角度の間に強い相関関係があることがわかりました。これは、これらの2つの角度に対するコルモゴロフ-スミルノフ（K-S）検定によってさらにサポートされます。これらの2つの角度の間の強い相関関係は、空の平面上のBRCの「ロケット効果」をサポートします。
質量と年齢に対する新しい制約としての、歴史的記録から導き出された、2千年にわたるベテルギウスとアンタレスの色の進化
| Title |
Colour_evolution_of_Betelgeuse_and_Antares_over_two_millennia,_derived_from_historical_records,_as_a_new_constraint_on_mass_and_age |
| Authors |
Ralph_Neuh\"auser_(AIU_Jena),_Guillermo_Torres_(CfA_Harvard),_Markus_Mugrauer_(AIU_Jena),_Dagmar_L._Neuhaeuser_(indep._scholar),_Jesse_Chapman,_Daniela_Luge_(AIU_Jena),_Matteo_Cosci_(U_Ca'Foscari_Venice) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04702 |
コア水素燃焼後、大質量星は、数千年以内に膨張、増光、冷却することにより、青白色矮星から赤色超巨星に進化します。ベテルギウスとアンタレスの質量、年齢、進化の状態に関する以前は無視されていた制約、つまり、歴史的な時代に観測された色の進化について説明します。236個の星すべてを、補助のない目で色を識別できるように十分に明るく配置します（V$\leカラーマグニチュードダイアグラム（CMD）で3.3等）、ヘルツシュプルングギャップにあるものに焦点を当てます。過去数千年の間に色が著しく進化した星を見つけるために、歴史的に重要な方法で星の色に関するテレスコピック前の記録を研究します。私たちの主な結果は、ベテルギウスが今日とは大幅に異なる（赤ではない）色で記録されたことです（赤、B$-$V=$1.78\pm0.05$mag）。Hyginus（ローマ）とSimaQian（中国）は、2千年前に、色と「黄色」（B$-$V=$0.95として定量化可能）で土星（B$-$V=$1.09\pm0.16$mag）のように見えると独立して報告しています\pm0.35$mag）、それぞれ（合わせて、5.1$\sigma$は今日とは異なります）。Betelgeuseの色の変化は、単一星の理論的進化モデル（または合併モデル）の新しい厳しい制約です。赤色巨星分枝の底から1千年以内に位置している可能性が高く、その前に急速な色の進化が予想されます。MISTの進化的トラックは、その色の進化とCMD上の位置の両方と一致しており、$\sim$14Myrでの$\sim$14M$_{\odot}$の質量を示唆しています。過去3千年の間、アンタレスの（ほぼ）一定の色も、その質量と年齢を制約します。ウェゼンは歴史的に白と報告されていましたが、現在は黄色です。
新しい流体力学的風モデルによる大質量星の進化
| Title |
Evolution_of_massive_stars_with_new_hydrodynamic_wind_models |
| Authors |
A._C._Gormaz-Matamala,_M._Cur\'e,_G._Meynet,_J._Cuadra,_J._H._Groh,_and_L._J._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04786 |
ここでは、一連の大質量星の進化モデルを提示し、風速プロファイル$v（r）$と線加速度$g_\textを使用した流体力学的計算から得られた質量損失率の新しい処方を紹介します。{line}$は、一貫した方法で取得されます。メインシーケンスステージでの質量損失率を標準のVinkの式から新しいレシピに置き換えて、$M_\text{ZAMS}=25,40,70$および$120\、M_\odotの新しい進化トラックのセットを生成します。$および金属量$Z=0.014$（銀河系）、$Z=0.006$（LMC）、および$Z=0.002$（SMC）。質量損失率の新しい導出式は、依存性$\dotM\proptoZ^a$を予測します。ここで、$a$はもはや一定ではありませんが、恒星の質量に依存します。$M_の場合、$a\sim0.53$の範囲です。*\sim120\;M_\odot$、$M_*\sim25\;M_\odot$の場合は$a\sim1.02$になります。$\dotM$の新しいレシピを採用したモデルは、進化中により多くの質量を保持することがわかりました。これは、ヘルツシュプルングラッセル図上でより大きな半径で表され、その結果、より明るいトラックで表されます。これらの違いは、太陽の金属量で$M_\text{ZAMS}=70$と120$M_\odot$の場合に顕著になります。この場合、自己無撞着なトラックは$\sim0.1$dex明るく、余分な質量を維持します。質量損失率の以前の定式化を使用した従来のモデルと比較して、最大20$M_\odot$。さらに、星の核と表面の放射性核種同位体$^{26}$Alの進化に顕著な違いが見られました。$\dotM_\text{sc}$は、進化論的トラックに一般的に採用されている値よりも弱いため、自己無撞着なトラックは、恒星風における豊富な数$^{26}$Alのその後の変更を予測します。この新しい振る舞いは、巨大な星から銀河系の星間物質へのこの同位体の実際の寄与についての有用な情報を提供する可能性があります。
41年間の衛星測定を使用した全太陽放射照度複合時系列のデータ融合
| Title |
Data_Fusion_of_Total_Solar_Irradiance_Composite_Time_Series_Using_41_Years_of_Satellite_Measurements |
| Authors |
Jean-Philippe_Montillet,_Wolfgang_Finsterle,_Gael_Kermarrec,_Rok_Sikonja,_Margit_Haberreiter,_Werner_Schmutz,_Thierry_Dudok_de_Wit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04926 |
1970年代後半から、連続する衛星ミッションは太陽の活動を監視し、総太陽放射照度（TSI）を記録してきました。これらの測定のいくつかは10年以上続いています。個々の機器の期間を超える期間のシームレスなレコードを取得するには、時系列をマージする必要があります。気候モデルは、このような長いTSI時系列を使用してより適切に検証できます。これは、過去の気候再構築に対するより強力な制約を提供するのにも役立ちます（たとえば、マウンダー極小期に戻る）。短期および長期の相関を考慮した確率的ノイズモデルを含む、データ融合に基づく3ステップの方法を提案します。公称TSI値1361W/m2でスケーリングされた以前の製品と比較すると、その差は太陽極小期で0.2W/m2未満です。次に、この41年のTSI複合時系列の周波数スペクトルを、一般化されたガウス-マルコフモデルを使用してモデル化し、高周波数で観測された平坦化を説明します。これにより、最尤推定量を介した確率的ノイズモデルとのジョイントインバージョンにより、これらのTSI時系列に線形トレンドを適合させることができます。私たちの結果は、そのような傾向の振幅が1980年から2021年の期間で$\sim$-0.004+/-0.004W/（m2yr）であることを示しています。これらの結果は、2つの連続する太陽極小期から推定された放射照度値の差と比較されます。これらの複合時系列の傾向は、ほとんどがカラードノイズによるアーティファクトであると結論付けます。
球形の光子は、真髄とストリングの雲で回転するブラックホールの周りを周回します
| Title |
Spherical_photon_orbits_around_a_rotating_black_hole_with_quintessence_and_cloud_of_strings |
| Authors |
Mohsen_Fathi,_Marco_Olivares,_J.R._Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04076 |
この論文では、典型的な場とストリングの雲に関連する回転するブラックホールの周りの平面および極性の球形光子軌道の半径の解析解を計算します。これには、赤道面の軌道を表す5次関数の完全な分析処理が含まれます。さらに、衝突パラメータの半径プロファイルが調査され、極端な場合に対応する半径が導き出されます。より一般的なケースについては、このブラックホールの周りに形成される光子領域についても説明します。さまざまな傾斜で現れる軌道をシミュレートするために、球形軌道の半径を一般的な形式で初期条件として考慮し、Weierstrassian楕円関数の観点から緯度と方位角の運動方程式を解析的に解きます。軌道の周期と安定条件も分析的に得られます。
中性子星の音速の一般的なスケールに依存しない記述
| Title |
A_general,_scale-independent_description_of_the_sound_speed_in_neutron_stars |
| Authors |
Christian_Ecker_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04417 |
理論的および観測的制約を満たす100万を超えるランダムに生成された状態方程式を使用して、中性子星の音速の新しいスケールに依存しない記述を構築します。中性子星は、正規化された半径$r/にまたがる単位立方体で表されます。R$、および最大値$M/M_{\rmTOV}$に正規化された質量。この一般的な表現から、多くの興味深い驚くべき結果を推測することができます。特に、軽い（重い）星はそれぞれ硬い（柔らかい）コアと柔らかい（硬い）外層を持っているか、音速の最大値は軽い星の中心にありますが、$M/M_{\rmTOV}\gtrsim0.7$の星は、$M\toM_{\rmTOV}$として$c_s^2=1/2$の定数値に達します。また、$M=M_{\rmTOV}$の星の中心で、音速が共形限界$c_s^2=1/3$を下回ることを示します。最後に、中性子星の質量の関数として音速の半径方向の依存性を正確に記述する分析式を構築し、中性子星で期待される最大音速の推定値を提供します。
境界項からの宇宙論的摂動のデコヒーレンスと重力の非古典性
| Title |
Decoherence_of_Cosmological_Perturbations_from_Boundary_Terms_and_the_Non-Classicality_of_Gravity |
| Authors |
Chon_Man_Sou,_Duc_Huy_Tran,_Yi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04435 |
インフレーション曲率摂動$\zeta$のデコヒーレンスは、重力作用の境界項によって支配されることに注意してください。この境界項は宇宙論的相関器$\left\langle\zeta^n\right\rangle$に影響を与えることはできませんが、$\zeta$のデコヒーレンスは以前の計算よりもはるかに高速です。インフレーションデコヒーレンスの重力の起源は、重力の量子的（または非古典的）な性質に光を当てます。古典的な重力のシュロディンガー-ニュートンのおもちゃモデルと比較することにより、古典的または量子起源の重力理論が、$\zeta$のデコヒーレンス率に対するさまざまな影響を比較することによって区別できることを示します。私たちの計算は、密度の変動も示しています$\delta\rho$は、宇宙論的なベルのような実験を構築する目的で、$\zeta$よりも量子情報をよりよく保存します。
粒子の相互作用が弱い粒状媒体での熱伝達
真空中の弱く相互作用する粒子系の熱伝達を研究します。粒子は、例えばモルタルで脆性材料を粉砕することによって破壊によって生成される鉱物粒子に期待されるように、自己アフィンフラクタル特性を備えた表面粗さを有する。すべての固体の外側で発生する伝搬電磁（EM）波とエバネッセントEM波が、それぞれ大粒子と小粒子に支配的な熱伝達を与える一方で、実際の接触領域からのフォノニック寄与は無視できることを示します。アプリケーションとして、ラブルパイル小惑星の熱伝達について説明します。
太陽の$\bar {\ nu} _e $フラックス：ニュートリノの磁気モーメントと太陽の磁場の限界を再考する
| Title |
Solar_$\bar{\nu}_e$_flux:_Revisiting_bounds_on_neutrino_magnetic_moments_and_solar_magnetic_field |
| Authors |
Evgeny_Akhmedov_and_Pablo_Mart\'inez-Mirav\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04516 |
ニュートリノ遷移磁気双極子モーメントと磁場との相互作用は、ニュートリノスピンフレーバー先行（SFP）の現象を引き起こす可能性があります。マヨラナニュートリノの場合、太陽ニュートリノとフレーバー振動のSFPの複合作用は、太陽から来る小さな、しかし潜在的に検出可能な電子反ニュートリノのフラックスとして現れます。このようなフラックスを観測しないと、ニュートリノの磁気モーメント$\mu$と太陽磁場の強さ$B$の積が制約されます。3フレーバーフレームワークで予想される$\bar{\nu}_e$出現確率の簡単な分析式を導き出し、それを使用して$\muB$の既存の実験範囲を再検討します。解析結果の妥当性を確認するために、完全な数値計算も実行されました。また、数値結果をエネルギービン形式で表示します。これは、太陽の$\bar{\nu}_e$フラックスを検索する現在および将来の実験のデータの分析に便利です。さらに、ニュートリノの磁気モーメントに関する他の既存の制限と、基本的なニュートリノの磁気モーメントとレプトンの混合パラメーターの観点から、プローブされた有効な磁気モーメントの式を包括的にまとめたものです。
インフレーション確率的重力波背景の対蹠角相関
| Title |
Antipodal_Angular_Correlations_of_Inflationary_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Zhen-Yuan_Wu,_Ryo_Saito,_Nobuyuki_Sakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04669 |
インフレーション確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の測定は、将来のGW実験の主な目標の1つです。直接GW実験では、それを達成するための障害は、他のタイプのSGWBからインフレSGWBを分離することです。この論文では、インフレSGWBの識別可能な署名として、その普遍性の検出可能性について議論します。対蹠相関、つまり、地平線の再突入の結果としての反対方向からのGWの相関です。位相コヒーレント法は、問題のある位相因子のために、SGWBの角度相関を検出するのに役に立たないことが知られています。したがって、強度マップで対蹠相関の位相インコヒーレント推定量を構築できるかどうかを調査します。残念ながら、答えはノーであることがわかります。対蹠相関に敏感であるが、問題のある位相因子に悩まされていない推定量はありません。私たちの分析は、推定量を定義する際の平均化の重要性を明らかにし、SGWBのどのような角度相関が検出可能かどうかについての洞察を提供します。
低軌道のメガコンステレーションは、世界中のインターネットアクセスに革命を起こす可能性があります。しかし、宇宙の持続可能性に影響を与えるこれらの巨大な星座の付随する可能性は、宇宙関係者からの懸念を促し、地上の天文学コミュニティで懸念を引き起こしました。メガコンステレーションの衛星の軌道状態に関する知識を増やすと、宇宙状況の認識が向上し、衝突回避操作の必要性が減り、天文学者がより良い観測緩和戦略を準備できるようになります。この論文では、よりよく研究されているメガコンステレーションの1つであるスターリンクのフェーズ1のモデルを作成し、コンステレーション内の光学衛星間リンクからの到着時間測定を使用して、協調ローカリゼーションの可能性を調査します。この目的のために、2つの状況にバインドされた瞬間的なCram$\acute{\text{e}}$r-Raoを計算することにより、ローカリゼーションのための偏りのない推定量のパフォーマンスを調査します。1つは衛星間測定と地上局からの測定が考慮されたものであり、もう1つは衛星間測定からの相対ナビゲーションのみが考慮されたものです。私たちの結果は、衛星間測定と地上局の組み合わせから決定されたローカリゼーションは、衛星の軌道の大部分にわたってせいぜい約10.15メートルの平均RMSEを持つことができることを示しています。衛星間測定のみを使用した相対的な位置特定では、パフォーマンスがわずかに低下し、平均RMSEは10.68メートルになります。結果は、アンカー付きとアンカーなしの両方の衛星間協調ローカリゼーションが、コンステレーションのジオメトリと衛星間リンクの特性に依存していることを示しています。これらは両方とも、将来、大規模な衛星コンステレーションでの相対ナビゲーションの使用に役立つ可能性があります。
| Title |
DeepSNR:_A_deep_learning_foundation_for_offline_gravitational_wave_detection |
| Authors |
Michael_Andrews,_Manfred_Paulini,_Luke_Sellers,_Alexey_Bobrick,_Gianni_Martire,_Haydn_Vestal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.04749 |
これまでの重力波発見のすべての科学的主張は、バックグラウンドプロセスと比較した重要性を定量化するために、候補観測のオフライン統計分析に依存しています。LIGOでの実験におけるこのようなオフライン検出パイプラインの現在の基盤は、マッチドフィルターアルゴリズムです。これは、候補の観測値をランク付けするための信号対雑音比ベースの統計を生成します。重力波を検出するための既存の深層学習ベースの試みは、信号感度と計算効率の両方で有望であり、確率スコアを出力します。ただし、確率スコアは検出ワークフローに簡単に統合できないため、これまでのところ、ディープラーニングの使用は非検出指向のアプリケーションに限定されています。この論文では、深層学習分類器から信号対雑音比ランキング統計を生成するための新しい方法を使用する深層学習信号対雑音比（DeepSNR）検出パイプラインを紹介し、使用の最初の基盤を提供します。発見指向のパイプラインにおける深層学習アルゴリズムの開発。DeepSNRのパフォーマンスは、最初の観測実行からのオープンLIGOデータで連星ブラックホール合体候補とノイズ源を特定することによって実証されます。LIGO検出器の応答の忠実度の高いシミュレーションを使用して、物理的観測量の観点から深層学習モデルの最初の感度推定値を提示します。さまざまな実験的考察の下でのDeepSNRのロバスト性も調査されます。この結果は、DeepSNRが重力波やより広い文脈でのまれな信号の科学的発見に使用される道を開き、より弱い信号やこれまでに観測されたことのない現象の検出を可能にする可能性があります。
ウェーブレット条件付きくりこみ群
実験やシミュレーションで観察された物理フィールドまたは構成のデータセットから高次元の確率分布を推定するためのマルチスケールアプローチを開発します。このようにして、エネルギー関数（またはハミルトニアン）を推定し、統計物理学から宇宙論まで、さまざまな領域で多体システムの新しいサンプルを効率的に生成できます。私たちの方法であるウェーブレット条件付きくりこみ群（WC-RG）は、スケールごとに進み、粗視化フィールドによって条件付けられた「高速自由度」の条件付き確率のモデルを推定します。これらの確率分布は、スケールの相互作用に関連するエネルギー関数によってモデル化され、直交ウェーブレットベースで表されます。WC-RGは、微視的エネルギー関数をすべてのスケールでの相互作用エネルギーの合計として分解し、粗いスケールから細かいスケールに移行することで新しいサンプルを効率的に生成できます。相転移に近いため、直接推定およびサンプリングアルゴリズムの「重大な速度低下」を回避できます。これは、RG理論とウェーブレット理論の結果を組み合わせることによって理論的に説明され、ガウスおよび$\varphi^4$場の理論について数値的に検証されます。マルチスケールWC-RGエネルギーベースモデルは、ローカルポテンシャルモデルよりも一般的であり、すべての長さスケールで複雑な多体相互作用システムの物理をキャプチャできることを示します。これは、宇宙論における暗黒物質の分布を反映する弱い重力レンズ効果の場で実証されています。これには、ロングテールの確率分布との長距離の相互作用が含まれます。WC-RGは、基礎となる分布が不明な非平衡システムで多数の潜在的なアプリケーションを持っています{\itアプリオリ}。最後に、WC-RGとディープネットワークアーキテクチャの関係について説明します。
ヒッグス-スタロビンスキーインフレーションにおける磁気発生
混合ヒッグス-スタロビンスキーインフレーションの枠組みでは、重力への非最小結合によるアーベルゲージ場の生成を検討します（重力の2つの異なる定式化-メートル法とパラティーニ）。ゲージ場の不変量$F_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$と$F_{\mu\nu}\tilde{F}^{\mu\nu}$を整数乗に結合しますジョーダンフレームのスカラー曲率$R^n$を計算し、これらの相互作用を摂動的に処理して、アインシュタインフレームに切り替えます。ここで、ゲージ場とインフラトンの間の効果的な運動および軸方向の結合につながります。非最小結合定数とパラメーター$n$のさまざまな値について、生成されたゲージ場のパワースペクトル、エネルギー密度、相関長、およびらせん性を決定します。磁気パワースペクトルのスペクトルインデックス$n_{B}$を分析的に推定し、$n>1$の場合、スケール不変またはさらに大きなモードを意味する広範囲のモードの赤傾斜スペクトルを取得できることを示します。生成されたフィールドの相関長。一方、これらのフィールドの大きさは、通常、時間の経過とともに減少し、インフレの終わりに非常に小さくなります。したがって、このモデルのフレームでゲージ場の大きな大きさと相関長の両方を取得することは困難です。
