HOLISMOKES-X.ニューラルネットワークと強力なレンズの半自動化された従来のモデリングとの比較
| Title |
HOLISMOKES_--_X._Comparison_between_neural_network_and_semi-automated_traditional_modeling_of_strong_lenses |
| Authors |
S._Schuldt,_S._H._Suyu,_R._Canameras,_Y._Shu,_S._Taubenberger,_S._Ertl,_and_A._Halkola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10124 |
強く重力レンズを付けられた銀河のモデリングは、それらを天体物理学または宇宙論のプローブとして使用するためにしばしば必要とされます。現在および今後の広視野画像調査では、検出されるレンズの数が大幅に増加しているため、地上ベースのデータの自動化された高速モデリング手順が緊急に必要とされています。これは、追跡観測を計画するための短命のレンズ過渡現象に特に関係があります。したがって、コンパニオンペーパー（提出済み）で、外部せん断を伴う特異等温楕円体（SIE）質量プロファイルの対応する不確実性を伴うパラメーター値を予測するニューラルネットワークを提示します。この作業では、銀河規模のレンズシステムを一貫してモデル化するために、新しく開発されたパイプラインglee_auto.pyを紹介します。高解像度の画像を必要とする以前の自動モデリングパイプラインとは対照的に、glee_auto.pyは、Hyper-Suprime-Cam（HSC）や今後のRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeなどの地上ベースの画像用に最適化されています。さらに、直接の決定や仮定が実装されていない、個々のモデリング用の柔軟な自動化コードであるglee_tools.pyを紹介します。モデリングネットワークに加えて、両方のパイプラインは、ユーザー入力時間を大幅に最小化するため、将来のモデリング作業にとって重要です。ネットワークをHSCの31個の実際の銀河スケールレンズに適用し、その結果を従来のモデルと比較します。直接比較すると、特に$\theta_E\gtrsim2$"のシステムでは、アインシュタイン半径に非常によく一致します。レンズの重心と楕円率は妥当な一致を示しています。主な不一致は、一般に、私たちの研究は、ニューラルネットワークが、$\sim10^5$レンズが期待される次の時代の地上ベースのデータからレンズ銀河の質量を測定するための、実行可能で超高速のアプローチであることを示しています。
典型的な宇宙論的緊張
最近のデータに照らして、いくつかの宇宙論的緊張が現れました。特に、パラメーター$H_0$と$\sigma_8$の推論にあります。Albrecht-Skordisの「真髄」の可能性を利用して、これら両方の緊張を{\同時に}緩和する可能性を探ります。このフィールドは、今日のエネルギー密度バジェットを支配する前に、物質密度変動のパワーを抑制しながら、サウンドホライズン$r_s^*$のサイズを縮小することができます。興味深いことに、この豊富なダイナミクスのセットは、プランク単位系の$\mathcal{O}（10）$の1つの自由パラメーターによって完全に制御されます。$\Lambda$CDMの場合と比較して、$H_0$の推定値を増やすことができ、$\sigma_8$の推定値を減らすことができます。どちらも$\approx1\sigma$です。ただし、最終的にこのモデルは、$\Delta\chi^2\approx+6$の標準の$\Lambda$CDMモデルと比較して、PlanckおよびBAOデータのみに不利になります。大規模構造と超新星データを含める場合$\Delta\chi^2\approx+1$。歴史的に、3つの角度スケール$\theta_D$、$\theta_{EQ}$、および$\theta_s^*$を$\Lambda$CDM値に保持することに多くの注意が向けられてきたことに注意してください。私たちの研究は、超相対論的種の数の増加についてCMBデータへの比較的良好な適合を実際に維持しながら、より一般的なモデル空間でそのような適合を維持するにはアプリオリでは不十分である方法の例を示しています。
矮小楕円体銀河の$J$因子推定のための宇宙論的事前
| Title |
Cosmological_prior_for_the_$J$-factor_estimation_of_dwarf_spheroidal_galaxies |
| Authors |
Shun'ichi_Horigome,_Kohei_Hayashi_and_Shin'ichiro_Ando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10378 |
矮小楕円体銀河（dSphs）の暗黒物質ハローは、暗黒物質の検出に重要な役割を果たします。一般に、dSphの運動学的方程式を使用してハロープロファイルを推定しますが、運動学的データセットの数が限られているため、ハロープロファイルには大きな不確実性があります。この論文では、暗黒物質サブハロの宇宙論的モデルを利用して、dSphのハロープロファイルに対するより良い制約を取得します。制約は、2つの宇宙論的事前分布として実現されます。サブハロの降着履歴とその潮汐ストリッピング効果の半解析モデルに基づく衛星事前観測と、銀河のハロー質量を推定する恒星とハロの質量関係事前分布です。経験的な相関関係を使用した恒星の質量。さらに、速度分散プロファイルを考慮して放射状依存尤度関数を採用します。これにより、平均分散を伴う放射状独立尤度関数を使用して、以前の分析でパラメーターの縮退を軽減できます。これらの事前分布を使用して、8つの古典的dSphと27の超微弱dSphの関心領域（いわゆる$J$ファクター）にわたって統合された暗黒物質密度の2乗を推定します。私たちの方法は、以前の放射状の独立した分析と比較して、$J$ファクターの不確実性（最大約$20\％$）を大幅に減らします。さまざまなモデル設定のベイズ因子を評価することにより、$J$因子推定値のモデル依存性を確認し、さまざまな宇宙論モデルを想定した場合でも推定値が安定していることを確認します。
今後のステージIV弱レンズ効果調査のための二次最尤推定量のテスト
| Title |
Testing_Quadratic_Maximum_Likelihood_estimators_for_forthcoming_Stage-IV_weak_lensing_surveys |
| Authors |
Alessandro_Maraio,_Alex_Hall,_Andy_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10412 |
現在の弱いレンズ効果の調査からの宇宙論的パラメーターに対する見出しの制約は、ガウス場の場合でさえ、統計的に最適ではないことが知られている2点統計から導き出されます。ガウスフィールドに最適な二次最尤（QML）推定量の新しい高速実装のパフォーマンスを研究して、今後の弱いレンズ効果調査のための疑似Cl推定量のパフォーマンスをテストし、より最適な方法からのゲインを定量化します。現実的な調査ジオメトリ、ノイズレベル、およびパワースペクトルを使用することにより、最適なQML推定器を使用した場合、復元されたEモードスペクトルの統計の誤差が約20％のレベルまで減少することがわかります。最大の角度スケールでの疑似Cl推定量。一方、QML推定量のBモードに関連するエラーが大幅に減少していることがわかります。これにより、QML推定器の実装が提供する今後の調査で、Bモードの感度が向上することで、新しい物理を制約できる可能性が高まります。共役勾配法と有限差分法を使用する新しい実装でQML法をテストし、これまでで最も効率的な全天QML推定量の実装を実現し、既存のコードを使用して法外に高価な解像度でマップを処理できるようにします。さらに、アポダイゼーション、Bモード精製、および非ガウスマップの使用が推定量の統計的特性に及ぼす影響を調査します。QMLの実装は公開されており、GitHubからアクセスできます。
2つの強いレンズ銀河団の質量分布を制約するためのHST、VLT /
MUSE、およびXMM-Newtonの共同観測：MACSJ0242.5-2132およびMACSJ0949.8 + 1708
| Title |
Joint_HST,_VLT/MUSE_and_XMM-Newton_observations_to_constrain_the_mass_distribution_of_the_two_strong_lensing_galaxy_clusters:_MACS_J0242.5-2132_&_MACS_J0949.8+1708 |
| Authors |
Joseph_F._V._Allingham,_Mathilde_Jauzac,_David_J._Lagattuta,_Guillaume_Mahler,_C\'eline_B{\oe}hm,_Geraint_F._Lewis,_Dominique_Eckert,_Alastair_Edge,_and_Stefano_Ettori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10520 |
MACSJ0242.5-2132（MACSJ0242、$z=0.313$）とMACSJ0949.8+1708（MACSJ0949、$z=0.383$）の2つの銀河団の強いレンズ解析を紹介します。ハッブル宇宙望遠鏡とMUSE機器による観測の強力な組み合わせのおかげで、それらの総物質分布は制限されています。これらの観測を使用して、MACSJ0242では6つの複数の画像システム、MACSJ0949では2つの複数の画像システムの赤方偏移を正確に測定します。また、MUSE赤方偏移測定なしのHSTイメージングで識別された後者のクラスターには、4つの複数の画像システムが含まれています。各クラスターについて、私たちの最適な質量モデルは、単一のクラスタースケールのハローと、MACSJ0242（MACSJ0949）の57（170）銀河スケールのハローで構成されています。複数の画像の位置は、MACSJ0242モデルとMACSJ0949モデルでそれぞれ$rms$0.39秒角と0.15秒角で予測されます。これらの質量モデルから、$M（R<$200kpc$）=1.67_{-0.05}^{+0.03}\times10^{14}M_{\odot}$、および$M（R<$200kpc$）=2.00_{-0.20}^{+0.05}\times10^{14}M_{\odot}$。私たちの分析とXMM-Newton天文台からのX線観測を組み合わせると、MACSJ0242は比較的リラックスしたクラスターのように見えますが、逆に、MACSJ0949はリラックスした合併後の状態を示しています。200kpcでのX線観測では、MACSJ0242とMACSJ0949のバリオンの割合はそれぞれ$f_b=0.115^{+0.003}_{-0.004}$と$0.053^{+0.007}_{-0.006}$であることが示されています。MACSJ0242は緩和されており、その密度プロファイルは、X線観測と一致して、NFW分布に非常によく適合しています。最後に、MACSJ0949の強いレンズ分析は、コア内の10〜100kpcの平坦な暗黒物質密度分布を示唆しており、NFWプロファイルに従っていません。これはX線観察と一致しているように見えます。
後期宇宙の拡大における小刻みに動く必然的な兆候
最後の散乱までの共動角径距離がほぼモデルに依存せずに厳密に制約されているという事実を使用して、$z\sim0$での背景ダイナミクスと共動音のサイズについて$\Lambda$CDMに同意するモデルについて最後の散乱の地平線、$\Lambda$CDMの1つからのハッブル半径の偏差は、許容されるウェーブレットのセットのメンバーである必要があります。このフレームワークによって特徴付けられるモデルのファミリーは、ウェーブレット自体が非常に単純な場合でも、宇宙の運動学を定義するさまざまな関数で自明ではない振動動作も提供します。これらの運動学を、第一に、暗黒エネルギー、第二に、変化する重力結合強度に帰することの結果について議論します。いくつかの最も単純なウェーブレットを利用して、CMB測定との合意に変更を加えることなく、BAOデータを記述する際のこのフレームワークの能力と柔軟性を示します。このフレームワークはまた、BAOデータに必要なディップの補償として、ハッブルパラメータとダークエネルギー密度の非パラメトリック観測再構成で見つかったバンプの自然な説明を提供し、それらの存在の物理的現実に疑問を投げかけます。CMBとローカル$H_0$の両方の測定値に一致するが、BAOデータによって抑制されているモデルに加えてこのフレームワークを利用すると、BAOデータに自然に対応できるウェーブレットの波状の性質によってこれらのモデルを復活させることができます。最後に、実行可能な宇宙論モデルの予想される運動学またはエネルギー条件などの第一原理基本物理学から条件を課すことによって、フレームワークをさらに改善するために、許容可能なウェーブレットのもっともらしいセットを狭めることも提案します。
暗黒物質の自己相互作用の天体物理学的試験
| Title |
Astrophysical_Tests_of_Dark_Matter_Self-Interactions |
| Authors |
Susmita_Adhikari,_Arka_Banerjee,_Kimberly_K._Boddy,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Harry_Desmond,_Cora_Dvorkin,_Bhuvnesh_Jain,_Felix_Kahlhoefer,_Manoj_Kaplinghat,_Anna_Nierenberg,_Annika_H._G._Peter,_Andrew_Robertson,_Jeremy_Sakstein,_Jes\'us_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10638 |
自己相互作用暗黒物質（SIDM）は、標準模型を超える物理のシナリオで一般的に発生します。このシナリオでは、光メディエーターまたは強いダイナミクスを持つ暗いセクターがあります。自己相互作用により、ハローを介したエネルギーと運動量の輸送が可能になり、衝突のない暗黒物質によって生成されるものと比較して、ハローの構造とダイナミクスが変化します。SIDMモデルは、銀河の回転曲線の多様性を説明するための有望な方法を提供し、暗黒物質に関連する天体物理学的現象を解釈するための予測的で用途の広いフレームワークを形成します。このレビューは、銀河衛星（暗黒および発光）から銀河団および大規模構造に至るまでの物体における暗黒物質の自己相互作用の物理的影響の包括的な説明を提供します。2番目の主要な部分では、今後の銀河調査でテストを進めることを目的として、現在の制約を含むSIDMモデルを制約するために使用される方法について説明します。このパートでは、未解決の小規模構造形成の問題の詳細なレビューと、単純なSIDMモデルをテストする具体的な方法についても説明します。レビューは、自己相互作用の理論的動機、バリオンおよび重力効果を伴う縮退、単一成分弾性相互作用SIDMフレームワークの拡張、および将来の観測的および理論的展望についての議論で締めくくられます。
エスプレッソIを搭載したホットネプチューンWASP-166〜b：惑星の構造と恒星の変動性の改良
| Title |
The_Hot_Neptune_WASP-166~b_with_ESPRESSO_I:_Refining_the_Planetary_Architecture_and_Stellar_Variability |
| Authors |
L._Doyle,_H._M._Cegla,_E._Bryant,_D._Bayliss,_M._Lafarga,_D._R._Anderson,_R._Allart,_V._Bourrier,_M._Brogi,_N._Buchschacher,_V._Kunovac,_M._Lendl,_C._Lovis,_M._Moyano,_N._Roguet-Kern,_J._V._Seidel,_D._Sosnowska,_P._J._Wheatley,_J._S._Acton,_M._R._Burleigh,_S._L._Casewell,_S._Gill,_M._R._Goad,_B.A._Henderson,_J._S._Jenkins,_R._H._Tilbrook_and_R._G._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10127 |
本論文では、超海王星WASP-166〜bのESPRESSOによる高分解能分光トランジット観測を紹介する。分光学的ESPRESSOデータに加えて、6つのWASP-166〜bトランジットの{\slTESS}からの測光データを、ESPRESSO実行の同時NGTS観測とともに分析します。これらの観測は、惑星のパラメーターに適合し、ESPRESSOの観測中に存在する恒星の活動（スポット交差、フレアなど）のレベルを評価するために使用されました。リローデッドロシターマクラフリン（RRM）技術を利用して、恒星の表面を空間的に分解し、中心から四肢への対流によって引き起こされる変動を特徴づけ、星と惑星の赤道傾斜角を改善します。WASP-166〜bの予測傾斜角は$\lambda=-15.52^{+2.85}_{-2.76}$$^{\circ}$および$v\sin（i）=4.97\pm0.09$であることがわかります。〜kms$^{-1}$これは文献と一致しています。星の表面で数kms$^{-1}$のオーダーの粒子が形成された結果として、中心から四肢への対流の変化を初めて特徴づけることができました。線形、2次、および3次モデルを使用して、中心から四肢への対流変動をモデル化しました。3次が優先されます。さらに、回転差と中心から四肢への対流変動を同時にモデル化することにより、潜在的な反太陽差回転せん断（$\alpha\sim$-0.5）と恒星傾斜角（$i_*$のいずれか42.03）を取得することができました。$^{+9.13}_{-9.60}$$^{\circ}$または133.64$^{+8.42}_{-7.98}$$^{\circ}$星が私たちに向かっている、または私たちから離れている場合）。最後に、相互相関関数の形状が四肢の角度の関数としてどのように変化するかを調査し、その結果を電磁流体力学シミュレーションと比較します。
金星上のH2SO4-H2Oガス雲システムの単純な凝縮モデル
| Title |
A_Simple_Condensation_Model_for_the_H2SO4-H2O_Gas-cloud_System_on_Venus |
| Authors |
Longkang_Dai,_Xi_Zhang,_Wencheng_D._Shao,_Carver_J._Bierson,_Jun_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10238 |
現在の金星の気候は、硫酸（H2SO4）と水（H2O）の二元凝縮による世界的に覆われた濃硫酸雲によって大きく規制されています。この複雑なH2SO4-H2Oガス雲システムを理解するために、以前の理論的研究では、複雑な微物理計算を採用するか、H2SO4とH2Oの両方の蒸気が飽和蒸気圧に従うと仮定していました。この研究では、H2SO4とH2Oの凝縮、拡散、沈降を含むが、詳細な微物理を含まない単純な1次元雲凝結モデルを開発しました。私たちのモデルは、観測された雲と上部煙霧の質量負荷の垂直構造、雲の酸性度、H2SO4、H2O蒸気、および金星のモード2粒子サイズを説明することができます。ほとんどのH2SO4は48km以上の凝縮相に貯蔵されていますが、蒸気と雲の間のH2Oの分配は複雑であることがわかりました。雲のサイクルは、主にH2OではなくH2SO4の蒸発と凝縮によって駆動され、H2SO4の光化学サイクルよりも約7倍強力です。上部の雲で凝縮したH2Oのほとんどは、落下する粒子が中央の雲に到達する前に蒸発します。雲の酸性度は、H2SO4とH2Oの両方の温度と凝縮-蒸発サイクルの影響を受けます。H2SO4蒸気の大量の化学生成と比較的非効率的な雲凝結のため、60kmを超えるシミュレートされたH2SO4蒸気は、2桁以上過飽和になり、将来の観測でテストできます。
金星のバイナリクラウドシステムの高速な半分析モデル
金星の雲は、H$_{2}$SO$_{4}$とH$_{2}$Oのバイナリ凝縮から発生します。2つのコンポーネントは、化学と雲の形成を介して互いに強く相互作用します。以前の作品は、雲を理解するために洗練された微物理的アプローチを採用していました。ここでは、金星で観測された蒸気と雲の分布が半解析的モデルによって十分に説明できることを示しています。私たちのモデルは、水蒸気では局所的な熱力学的平衡を想定していますが、硫酸蒸気では想定しておらず、雲の凝縮と酸性度の蒸気分布へのフィードバックが含まれています。このモデルは、最近の雲凝結モデルと一致して、60kmを超えるH$_{2}$SO$_{4}$蒸気の強い過飽和を予測しています。半解析モデルは、凝縮モデルより100倍高速で、微物理モデルより1000倍高速です。これにより、硫酸ガスクラウドシステムの大きなパラメータ空間をすばやく探索できます。上部の雲の雲の質量負荷は、下部の大気の蒸気混合比に対して下部の雲のそれと反対の応答をすることがわかりました。水蒸気の輸送はすべての雲層の雲の酸性度に影響を与えますが、硫酸蒸気の輸送は下部の雲でのみ支配的です。この雲モデルは、金星や金星のような太陽系外惑星の曇りの大気を理解するために、気候モデルや化学モデルと組み合わせるのに十分な速さです。
原始惑星系円盤における凝固不安定性の非線形結果I：加速されたダスト成長と外半径でのダスト濃度の最初の数値研究
| Title |
Nonlinear_Outcome_of_Coagulation_Instability_in_Protoplanetary_Disks_I:_First_Numerical_Study_of_Accelerated_Dust_Growth_and_Dust_Concentration_at_Outer_Radii |
| Authors |
Ryosuke_T._Tominaga,_Hiroshi_Kobayashi,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10310 |
私たちの以前の線形分析は、原始惑星系円盤の塵の凝固によって引き起こされる新しい不安定性を示しています。凝固の不安定性は、ダスト粒子をリングに集中させ、ダストの凝固と微惑星の形成を助ける可能性があります。この一連の論文では、数値シミュレーションを実行し、凝固不安定性の非線形結果を調査します。この論文（論文I）では、最初に局所シミュレーションを実施して、凝固不安定性の存在を実証します。シミュレーションで観察された線形成長は、以前の線形分析とよく一致しています。次に、放射状にグローバルなシミュレーションを実行して、ダストの成長による裏返しのディスクの進化中に凝固の不安定性が発生することを示します。ダスト濃度と成長に対するさまざまな影響を分離するために、ガスディスクへの逆反応とダストの断片化の影響を無視します。この簡略化されたシミュレーションは、逆反応または断片化のいずれも、不安定性による局所的なダスト濃度の前提条件ではないことを示しています。乱流が弱いほとんどの実行では、凝固不安定性によるダストの集中が、放射状のドリフトによるダストの枯渇を克服し、複数のダストリングの形成につながります。凝固不安定性の非線形発達もダストの成長を加速し、無次元停止時間$\tau_{\mathrm{s}}$は外半径（>10au）でも1に達します。したがって、凝固の不安定性は、ダスト粒子を保持し、ドリフトバリアを超えてダストの成長を加速するための有望なプロセスの1つです。
電子照射されたCO2：O2氷におけるオゾン生成
| Title |
Ozone_Production_in_Electron_Irradiated_CO2:O2_Ices |
| Authors |
Duncan_V._Mifsud,_Zuzana_Ka\v{n}uchov\'a,_Sergio_Ioppolo,_P\'eter_Herczku,_Alejandra_Traspas_Mui\~na,_B\'ela_Sulik,_K.K._Rahul,_S\'andor_T.S._Kov\'acs,_Perry_A._Hailey,_Robert_W._McCullough,_Nigel_J._Mason,_Zolt\'an_Juh\'asz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10453 |
木星の最大の衛星であるガニメデ、および土星の衛星であるレアとディオーネの表面氷中のオゾン（O3）の検出は、この種の形成経路に関するいくつかの研究の動機となっています。以前の研究では、紫外線光子と荷電粒子（つまり、イオンと電子）を使用した純粋な分子氷の照射の結果としてのO3の生成の傾向を定量化することに成功しました。たとえば、異なる温度での照射後または異なる荷電粒子。この研究では、化学量論的に異なる一連のCO2：O2天体物理学的氷類似体を20Kで1keVの電子照射した結果として、O3の存在量を定量化することにより、このような結果を拡張します。ツールを使用すると、固体O3の非対称伸縮モードのスペクトル分析と、調査対象の氷混合物間で観測された形状とプロファイルの変動を実行することもできました。私たちの結果は、氷のような外側の太陽系オブジェクトの表面組成と化学をよりよく理解するという文脈で重要であり、したがって、ESA木星氷月探査機やNASAエウロパクリッパーミッションなどの将来の惑星間宇宙ミッションにも役立つ可能性があります最近発売されたNASAジェームズウェッブ宇宙望遠鏡として。
銀河群における逆コンプトンX線放射の発見と磁場のロバスト推定
| Title |
Discovery_of_inverse-Compton_X-ray_emission_and_robust_estimation_of_magnetic_field_in_a_galaxy_group |
| Authors |
F._Mernier,_N._Werner,_J._Bagchi,_M.-L._Gendron-Marsolais,_Gopal-Krishna,_M._Guainazzi,_A._Richard-Laferri\`ere,_T._W._Shimwell,_A._Simionescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10092 |
銀河のクラスターとグループのかなりの部分で観察された、拡散放射光シンクロトロン放射は、大規模システムに浸透する相対論的電子と磁場の存在を明らかにします。これらの非熱電子は、宇宙マイクロ波背景放射を硬X線エネルギーまで上方散乱すると予想されますが、このような逆コンプトン（IC）X線放射は、クラスター/グループスケールで明確に検出されていません。ここでは、銀河群であるMRC$\、$0116+111からの拡張ICX線放射の最初の堅牢な（$4.6\、\sigma$）検出を報告します。この明確な検出は、銀河群内の体積平均磁場の最も直接的でモデルに依存しない推定値を提供します。そのような推定は、宇宙で最大の重力によって束縛されたシステム内の磁場生成の理論への支点として役立つことができます。
miniJPAS調査：miniJPASで最も大規模なクラスター、mJPC2470-1771の銀河集団
| Title |
The_miniJPAS_survey:_The_galaxy_populations_in_the_most_massive_cluster_in_miniJPAS,_mJPC2470-1771 |
| Authors |
J.E._Rodr\'iguez_Mart\'in,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_G._Mart\'inez-Solaeche,_L._A._D\'iaz-Garc\'ia,_A._de_Amorim,_R._Garc\'ia-Benito,_E._P\'erez,_R._Cid_Fernandes,_E._R._Carrasco,_M._Maturi,_A._Finoguenov,_P._A._A._Lopes,_A._Cortesi,_G._Lucatelli,_J._M._Diego,_A._L._Chies-Santos,_R._A._Dupke,_Y._Jim\'enez-Teja,_J._M._V\'ilchez,_L._R._Abramo,_J._Alcaniz,_N._Ben\'itez,_S._Bonoli,_A._J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_A._Ederoclite,_A._Hern\'an-Caballero,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_C._Mendes_de_Oliveira,_M._Moles,_L._Sodr\'e_Jr.,_K._Taylor,_J._Varela,_H._V\'azquez_Rami\'o,_and_I._M\'arquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10101 |
miniJPASは、パスファインダーカメラを備えた加速宇宙天体物理調査（J-PAS）フィルターシステム（54個の狭帯域フィルター）のJavalambre-Physicsを使用する1度$^2$の調査です。miniJPASで検出された最も大規模なクラスターであるmJPC2470-1771を研究します。メンバーの星の種族特性、星形成率（SFR）、星形成履歴（SFH）、輝線銀河（ELG）の種族、空間分布、および環境がメンバーに与える影響を調べて、パワーを示します。銀河の進化における環境の役割を研究するためのJ-PASの使用。スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングコードを使用して、銀河系メンバーの星の種族の特性（星の質量、絶滅、金属量、色、年齢、SFH（遅延$\tau$モデル）、およびSFR）を導き出します。人工ニューラルネットワークは、H$\alpha$、[NII]、H$\beta$、および[OIII]輝線星雲の検出を通じてELG集団を識別するために使用されます。WHAN図とBPT図を使用して、それらを星形成銀河とAGNに分離します。赤い銀河の割合は、クラスター中心の半径とともに増加することがわかります。私たちは49個のELGを選択し、それらの65.3\％はおそらく星形成銀河であり、それらは青い銀河によって支配されています。24％がAGN（セイファート銀河またはライナー銀河）をホストする可能性があります。残りは分類するのが難しく、おそらく複合銀河です。私たちの結果は、銀河のメンバーがほぼ同じ時期に形成されたシナリオと互換性がありますが、青い銀河はより最近の星形成のエピソードがあり、クラスターの中心の裏返しから急冷しています。赤い銀河の空間分布とそれらの特性は、それらがクラスター降着または初期のクラスター降着エポックの前に急冷されたことを示唆しています。AGNフィードバックおよび/または質量もこれらの銀河の消光に介入している可能性があります。
広い吸収線クエーサーを使用して電波放射をAGN風の特性に接続する
| Title |
Connecting_radio_emission_to_AGN_wind_properties_with_Broad_Absorption_Line_Quasars |
| Authors |
J._W._Petley_(1),_L._K._Morabito_(1_and_2),_D._M._Alexander_(1),_A._L._Rankine_(3),_V._A._Fawcett_(1),_D._J._Rosario_(4),_J._H._Matthews_(5),_T._M._Shimwell_(6_and_7),_A._Drabent_(8)_((1)_Centre_for_Extragalactic_Astronomy,_Durham_University,_(2)_Institute_for_Computational_Cosmology,_Durham_University,_(3)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_(4)_School_of_Mathematics,_Statistics_and_Physics,_Newcastle_University,_(5)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_(6)_ASTRON,_(7)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_(8)_Thuringer_Landessternwarte) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10102 |
広い吸収線クエーサー（BALQSO）は、強力な流出の強い兆候を示しており、それらのホスト銀河の宇宙の歴史を変える可能性があります。これらのシグニチャは、光学的に選択されたクエーサーの約10％でのみ見られますが、IRおよびラジオで選択されたサンプルではその割合が大幅に増加します。この観測された割合の証明された物理的説明は、この割合が電波波長で増加する理由の決定とともに、まだ発見されていません。LOFAR2メートルスカイサーベイデータリリース2を使用して、無線で一致したBALQSOの最大のサンプルを提示し、それを使用してBALQSOの無線特性を調査します。DR2フットプリント内には、SloanDigitalSkySurveyDR12からの3537個のBALQSOがあり、連続信号対ノイズ比が5を超えています。1108個のBALQSOの無線検出が見つかり、120個のLoBALの重要なサブポピュレーションがあります。これは、これまでのLoTSSの空の範囲を考えると、無線が一致するBALQSOの前例のないサンプルサイズです。BALQSOは、非BALQSOと比較して$\times1.50$の無線検出率の増加を示す電波の静かな集団です。LoBALは、非BALQSOクエーサーの$\times2.22$の増加を示しています。この検出率がBALQSOの風の強さ、赤み、C_{IV}放出特性と相関し、これらの機能が関連している可能性があることを示しますが、単一の特性で強化された無線検出率を完全に説明することはできません。風の強さと色に基づいてBALQSOのサブクラスの複合スペクトルを作成し、特にLoBALの場合、無線で検出されたソースと無線で検出されなかったソースの吸収プロファイルの違いを見つけます。全体として、BALQSOの無線検出率の増加については、風とISMの相互作用の説明を支持します。
宇宙線のストリーミングによる銀河団の新しい浮力の不安定性
| Title |
A_new_buoyancy_instability_in_galaxy_clusters_due_to_streaming_cosmic_rays |
| Authors |
Philipp_Kempski,_Eliot_Quataert,_Jonathan_Squire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10107 |
活動銀河核（AGN）は、銀河団のコア内のガスの暴走冷却を防ぐエネルギーを提供すると考えられています。ただし、このエネルギーが銀河団ガス（ICM）全体でどのように輸送および熱化されるかは不明なままです。最近の研究では、ストリーミング宇宙線（CR）が希薄なICMプラズマの音波を不安定にすることを示しました。ここでは、重力の存在下でのCRストリーミングも圧力平衡波を不安定にすることを示します。この新しい不安定性をCR浮力不安定性（CRBI）と呼びます。CRを使用しない標準的な結果とはまったく対照的に、圧力平衡モードは、CRストリーミングにより、短波長で高度に圧縮可能です。最大成長率は$（p_c/p_g）\beta^{1/2}\omega_{\rmff}$のオーダーです。ここで、$p_c/p_g$は、CR圧力と熱ガス圧力の比$\beta$は熱と磁気の圧力の比率であり、$\omega_{\rmff}$は自由落下周波数です。CRBIは、バックグラウンドの熱流束によって引き起こされる浮力の不安定性、つまり熱流束によって引き起こされる浮力の不安定性（HBI）と磁気熱の不安定性（MTI）と一緒に動作します。熱平均自由行程$l_{\rmmfp}$が$\ll$ガススケールの高さ$H$の場合、HBI/MTIは大規模な成長率を設定し、CRBIは小規模な成長率を設定します。逆に、$l_{\rmmfp}\simH$および$（p_c/p_g）\beta^{1/2}\gtrsim1$の場合、CRBIの成長率は大規模でもHBI/MTIの成長率を上回ります。我々の結果は、CRによる不安定性が、銀河団で観測された音波/弱い衝撃と乱流の原因の一部である可能性があることを示唆している。電波バブルの近くで生成されたCR駆動の不安定性も、クラスター全体にAGNエネルギーを再分配する重要な役割を果たしている可能性があります。
LINER銀河の化学的存在量-SDSS-IVMaNGAに基づく金属量キャリブレーション
| Title |
Chemical_abundance_of_LINER_galaxies_--_Metallicity_calibrations_based_on_SDSS-IV_MaNGA |
| Authors |
C._B._Oliveira_Jr.,_A.C._Krabbe,_J._A._Hernandez-Jimenez,_O._L._Dors_Jr.,_I._A._Zinchenko,_G._F._H\"agele,_M._V._Cardaci,_A._F._Monteiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10260 |
低電離中心核輝域（LINER）の電離源は不明です。このため、これらのオブジェクトの化学的存在量を決定するための経験的関係は提案されていません。この作業では、初めて、光イオン化モデルに基づいて2つの半経験的キャリブレーションを導き出し、$N2$および$O3N2$輝線強度比の関数としてLINERSの酸素存在量を推定しました。これらの関係は、43個のLINER銀河（MaNGA調査から取得）の観測輝線比と、漸近巨星分枝（post-AsymptoticGiantBranch）を想定した{\scCloudy}コードで構築された光イオン化モデルのグリッドを比較することによって得られた酸素存在量推定を使用して較正されました。-AGB）異なる温度の星。サンプルのライナーの酸素存在量は$\rm8.48<〜12+log（O/H）<〜8.84$の範囲であり、平均値は$\rm12+\log（O/H）=8.65$。$N2$インデックスを使用して、LINERの酸素存在量を推定することをお勧めします。これは、このインデックスを使用したキャリブレーションでは、$O3N2$インデックスよりもはるかに小さい分散が示されたためです。さらに、推定された金属量は、銀河の中心へのディスク酸素存在量勾配を外挿することによって得られたものとよく一致しており、モデルの仮定がライナーに適していることを示しています。また、イオン化パラメータの対数と[OIII]/[OII]輝線比の間のキャリブレーションを取得しました。
天文学的な未確認の赤外線放射バンドの有望なキャリアとしてのバッキーボール-金属錯体
| Title |
Buckyball-metal_complexes_as_promising_carriers_of_astronomical_unidentified_infrared_emission_bands |
| Authors |
Gao-Lei_Hou,_Olga_V._Lushchikova,_Joost_M._Bakker,_Peter_Lievens,_Leen_Decin,_and_Ewald_Janssens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10311 |
波長が3〜20{\mu}mの赤外線放射バンドは、さまざまな天体物理環境で観察されます[1,2]。それらは1970年代に発見され、一般的に有機化合物に起因します[3,4]。しかし、40年以上にわたる研究努力により、これらの放射帯の発生源はほとんど特定されていません[5-7]。ここでは、気相フラーレン-金属錯体[C60-金属]+（金属=FeおよびV）の最初の実験室赤外線（6-25{\mu}m）スペクトルを報告し、密度関数理論計算で次のことを示します。C60と、Li、Na、K、Mg、Ca、Al、V、Feなどの宇宙的に豊富な金属との錯体は、すべて同様の赤外線スペクトルパターンを持っています。フラーレンに富むいくつかの惑星状星雲からの観測赤外スペクトルとの比較は、強い正の線形相互相関を示しています。[C60-Metal]+の赤外線機能は、以前はニュートラルC60バンドに起因する4つのバンドと一致し、さらに、これまでに説明されていないいくつかのバンドとも一致します。存在量と衝突理論の推定値はさらに、[C60-Metal]+が天体物理学的環境で形成され、生き残る可能性があることを示しています。したがって、[C60-Metal]+は、C60を補足する、天文赤外線放射バンドの有望なキャリアとして提案されており、裸のフラーレンC60、C60+、およびC70以外の宇宙で最大の分子種を表す可能性があります。この作品は、宇宙の宇宙フラーレン種と炭素化学を研究するための新しい章を開きます。
HII領域内の電子温度を測定するための物理的に動機付けられた「電荷交換法」
| Title |
A_physically_motivated_`charge-exchange_method'_for_measuring_electron_temperatures_within_HII_regions |
| Authors |
K._Kreckel,_O._Egorov,_F._Belfiore,_B._Groves,_S._C._O._Glover,_R._S._Klessen,_K._Sandstrom,_F._Bigiel,_D._A._Dale,_K._Grasha,_F._Scheuermann,_T._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10364 |
目的：温度の不確実性は、ISM内の存在量の変動についての私たちの理解を悩ませています。PHANGS-MUSE大規模プログラムを使用して、新しい手法を開発および適用して、近くの19個の渦巻銀河のHII領域から発生する強い輝線を、約50pcの解像度でモデル化し、星雲の電子温度を推測します。方法：原子状酸素のイオン化率と水素のイオン化率の電荷交換カップリングにより、観測された[OI]6300/Ha線比の放射率は、気相酸素存在量（O/H）の関数としてモデル化できます。）、イオン化率（f_ion）および電子温度（T_e）。強線金属量キャリブレーションを使用して（O/H）を測定し、f_ionと[SIII]9069/[SII]6716,6730の相関関係を特定し、イオン化パラメーターの変動を追跡します。結果：T_eを解き、オーロラ線検出に基づくT_e（[NII]5755）の直接測定値を約600K以内で再現することにより、この方法をテストします。この電荷交換法を適用して、19の4,129のHII領域にT_eを計算します。PHANGS-MUSE銀河。放射状の温度勾配、小規模での均一性の向上、確立された存在量パターンに対応するディスクの方位角温度変化を明らかにします。電子温度を測定するためのこの新しい技術は、銀河サンプル全体の光学面分光マップの利用可能性の高まりを活用し、直接のオーロラライン検出と比較して利用可能な統計を増やします。
暗黒物質ハローの原子状水素含有量の理論モデル
| Title |
Theoretical_Models_of_the_Atomic_Hydrogen_Content_in_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Zhixing_Li_(Tsinghua),_Hong_Guo_(SHAO),_Yi_Mao_(Tsinghua) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10414 |
原子水素（HI）ガスは、主に宇宙の再電離後の暗黒物質ハローに存在し、星形成の燃料です。ホストハローの特性との関係は、宇宙のHI分布を理解するための鍵です。この作業では、HI-halo関係の柔軟で経験的なモデルを提案します。このモデルでは、HIの質量は主にホストのハローの質量に依存しますが、他のハローの特性にも二次的に依存します。このモデルをAreciboFastLegacyALFASurvey（ALFALFA）の観測データに適用すると、宇宙のHI存在量（$\Omega_{\rmHI}$）、平均HI-ハロ質量関係にうまく適合できることがわかります。\langleM_{\rmHI}|M_{\rmh}\rangle$、およびHIクラスタリング。ALFALFAデータの最適化は、HI質量の二次ハロー依存性のないモデルとハロースピンパラメーター（$\lambda$）の二次依存性のあるモデルを高い信頼水準で棄却し、ハロー形成時間（$a_{1/2}$）およびハロー濃度（$c_{\rmvir}$）。流体力学的シミュレーションの観点からこれらの発見を説明する試みにおいて、IllustrisTNGシミュレーションは、HI質量の二次ハローパラメーターへの依存性を確認します。ただし、IllustrisTNGの結果は、$\lambda$への強い依存性と、$c_{\rmvir}$および$a_{1/2}$への弱い依存性を示しており、観測値よりもはるかに大きなHIクラスタリングの値を予測しています。。シミュレーションと観測の間のこの不一致は、理論的側面と観測的側面の両方からHI-halo関係を理解する上での改善を必要とします。
UV照射された星間物質の性質を理解するために必要な複数行の観測、モデル、およびデータ
| Title |
Multi-line_Observations,_Models,_and_Data_Needed_to_Understand_the_Nature_of_UV-irradiated_Interstellar_Matter |
| Authors |
Javier_R._Goicoechea,_Sara_Cuadrado_and_Franck_Le_Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10532 |
OB型の巨大な星からの遠紫外線光子は、星形成銀河の中性星間ガスの多くの加熱、イオン化、および化学を調節します。FUV放射と星間物質の相互作用は、光解離領域（PDR）として広く知られている環境で発生します。PDRライン診断は、大質量星からの放射フィードバックの喫煙銃です。ISMでの恒星フィードバックの理解を深めるには、PDR環境のエネルギー収支、ガスダイナミクス、および化学組成を定量化する必要があります。この目標には、（天の川と近くの銀河の）ISMの複数行の分光画像を提供できる天文機器が必要です。また、ISMで発生し、MeudonPDRコードなどのモデルに含まれる多くの微物理的プロセスの速度係数と断面積を取得するには、学際的なコラボレーションが必要です。
星形成に関するグローバルビュー：GLOSTAR銀河面調査V.6.7GHzメタノールメーザーカタログ
| Title |
A_Global_View_on_Star_Formation:_The_GLOSTAR_Galactic_Plane_Survey_V._6.7_GHz_Methanol_Maser_Catalogue |
| Authors |
H._Nguyen,_M._R._Rugel,_C._Murugeshan,_K._M._Menten,_A._Brunthaler,_J._S._Urquhart,_R._Dokara,_S._A._Dzib,_Y._Gong,_S._Khan,_S-N._X._Medina,_G._N._Ortiz-Leon,_W._Reich,_F._Wyrowski,_A._Y._Yang,_H._Beuther,_W._D._Cotton,_and_J._D._Pandian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10548 |
クラスIIメタノール（CH$_{3}$OH）メーザーは、最近の高質量星形成（HMSF）の最も明確な道標の1つです。完全なカタログは、銀河における星形成の分布、若い星形成コアの数、およびそれらの環境の物理的条件を概説しています。星形成に関するグローバルビュー（GLOSTAR）調査は、4$-$8GHzの無線レジームでのブラインド調査であり、無線連続体の銀河系中央面、6.7GHzメタノール線、4.8GHzホルムアルデヒド線、およびいくつかの無線再結合ライン。超大型アレイ（VLA）のD構成からのデータを使用して、6.7GHzCH$_{3}$OHメーザー遷移の観測結果の分析を示します。$-2^{\circ}<l<60^{\circ}$からの銀河経度と$|\textit{b}|<1^{\circ}$の銀河緯度をカバーするデータを分析します。合計554個のメタノールメーザーを検出し、そのうち84個が新しいものであり、それらの位置、速度成分、および積分フラックスをカタログ化します。$\sim$18mJyビーム$^{-1}$の典型的なノイズレベルで、これはこれまでのメタノールメーザーの最も感度の高い偏りのないメタノール調査です。ダストの連続体と電波の連続体の関連性を検索したところ、発生源の97％がダストに関連しており、12％が電波の連続体の放出に関連していることがわかりました。
宇宙正午の銀河のレストフレーム近赤外線サイズ：JWSTの鏡の中の天体は見た目よりも小さい
| Title |
Rest-frame_near-infrared_sizes_of_galaxies_at_cosmic_noon:_objects_in_JWST's_mirror_are_smaller_than_they_appeared |
| Authors |
Katherine_A._Suess,_Rachel_Bezanson,_Erica_J._Nelson,_David_J._Setton,_Sedona_H._Price,_Pieter_van_Dokkum,_Gabriel_Brammer,_Ivo_Labbe,_Joel_Leja,_Tim_B._Miller,_Brant_Robertson,_John_R._Weaver,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10655 |
銀河のサイズと宇宙論的時間にわたるそれらの進化は、何十年にもわたって研究されており、銀河形成モデルの重要なテストとして機能します。ただし、$z\gtrsim1$では、これらの研究は、銀河の恒星の質量分布を正確に追跡する、深く高解像度のレストフレーム赤外線イメージングの欠如によって制限されています。ここでは、JamesWebbSpaceTelescopeの新機能を利用して、$\log{\rm{M}_*/\rm{M}で${\sim}1000$銀河の4.4$\mu$mサイズを測定します。_\odot}\ge9$および$1.0\lez\le2.5$は、EGSディープフィールドでのパブリックCEERSイメージングからのものです。4.4$\mu$m（$\lambda_{\mathrm{rest}}\sim1.6\mu$m）でNIRCamイメージングから測定された銀河のサイズを、$1.5\mu$m（$\lambda_）で測定されたサイズと比較します。{\mathrm{rest}}\sim5500$A）。平均して、銀河の半光半径は、このサンプルの1.5$\mu$mよりも4.4$\mu$mで$\sim8$\％小さいことがわかります。このサイズの違いは、星の質量が大きく、レストフレームの$V-J$の色が赤いほど、著しく強くなります。${\rmM}_*\sim10^{11}\、{\rmM}_\odot$の銀河は4.4です。$\sim25$\、\％が1.5$\mu$mサイズよりも小さい$\mu$mサイズ。私たちの結果は、銀河の質量プロファイルが宇宙正午の静止フレームの光学光プロファイルよりも大幅にコンパクトであることを示しており、特に巨大な銀河では、年齢と減衰の空間的変動が重要であることを示しています。ここで見られる傾向は、銀河のサイズの成長と進化の理解に影響を与え、レストフレーム光学光に基づく以前の研究では、銀河の質量加重構造進化を捉えていなかった可能性があることを示唆しています。この論文は、遠方の宇宙へのJWSTの赤外線ウィンドウによって可能になった初期の巨大銀河の形態の新しい理解に向けた第一歩を表しています。
第三紀の星の経年的な離心率の変化から隠されたブラックホール連星を明らかにする
| Title |
Uncovering_a_hidden_black_hole_binary_from_secular_eccentricity_variations_of_a_tertiary_star |
| Authors |
Bin_Liu,_Daniel_J._D'Orazio,_Alejandro_Vigna-G\'omez,_and_Johan_Samsing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10091 |
ほぼ同一平面上のシステムでブラックホール連星（BHB）の周りを周回する太陽型星のダイナミクスを研究します。システムが「近点移動共鳴」に遭遇したときに、星軌道の離心率の成長と有意な振動を促すことができる新しい効果を提示します。ここで、外側の星の軌道の近点移動速度は、内側のBHBのそれと一致します。離心率励起では、内側のバイナリがゼロ以外の離心率と不均等な質量を持つ必要があり、非共面トリプルでも作成できます。離心率の変化によって引き起こされる恒星軌道のアポセンターの経年変動は、内部BHBがLISAソースである場合、\textit{Gaia}で潜在的に検出可能であり、それによってBHBの存在に関する特徴的なプローブを提供することを示します。
| Title |
Long-duration_Gamma-ray_Burst_and_Associated_Kilonova_Emission_from_Fast-spinning_Black_Hole--Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Jin-Ping_Zhu,_Xiangyu_Ivy_Wang,_Hui_Sun,_Yuan-Pei_Yang,_Zhuo_Li,_Rui-Chong_Hu,_Ying_Qin,_Shichao_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10470 |
ここでは、3つのユニークなバースト、GRB\、060614、211211A、211227Aを収集します。これらはすべて、長時間の主放射（ME）フェーズと再明るくなる拡張放射（EE）フェーズを特徴とし、観測された特性と中性子としての潜在的な起源を研究します。スターブラックホール（NSBH）の合併。NS-first-born（BH-first-born）NSBHの合併には、高速回転（非回転）のBHが含まれる傾向があり、電磁信号を形成する（せずに）潮汐破壊をより簡単に（ほとんど）発生させません。NSが最初に生まれたNSBHの合併は、これら3つのGRBの起源をうまく解釈できることがわかりました。これは、次のことによって裏付けられています。（1）X線MEとEEは、明確なフォールバック降着シグネチャを示し、$\propto{t}^{-5/3}$、これは彼らの長い期間を説明するかもしれません。EEは、NSBHの合併後に発生すると予測される、$r$プロセスの加熱材料のフォールバック降着から生じる可能性があります。（2）このタイプの合併起源の長期GRBのビーム補正されたローカルイベントレート密度は、$\mathcal{R}_0\sim2.4^{+2.3}_{-1.3}\、{\rm{です。Gpc}}^{-3}\、{\rm{yr}}^{-1}$、NS-first-bornNSBH合併のそれと一致します。（3）最近影響の大きいイベントGRB\、211211AのEE、残光、キロノバに関する詳細な分析により、$\sim1.17^{+0.13}_{-0.04}\、M_間の合併である可能性があることが明らかになりました。\odot$NSと$\sim9.3^{+1.6}_{-1.6}\、M_\odot$BH、$\chi_{\rm{BH}}\sim0.67^{の整列スピン+0.08}_{-0.10}$、NS-first-bornNSBHフォーメーションチャネルをサポートします。ME後の再明るくなるフォールバック降着の兆候を伴う長期間のバースト、および明るいキロノバは、軸上のNSBHの特徴として一般的に観察される可能性があります。O4（O5）でのNSBH合併による重力波、GRB、キロノバ間のマルチメッセンジャー検出率は、$\sim0.1\、{\rm{yr}}^{-1}$（$\sim1\、{\rm{yr}}^{-1}$）。
H.E.S.S.で暗黒物質消滅信号を検索する内側銀河調査
| Title |
Search_for_dark_matter_annihilation_signals_in_the_H.E.S.S._Inner_Galaxy_Survey |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration,_H._Abdalla,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Anguner,_C._Armand,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernlohr,_B._Bi,_M._Bottcher,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_R._Brose,_F._Brun,_F._Cangemi,_S._Caroff,_M._Cerruti,_T._Chand,_A._Chen,_G._Cotter,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_J._Devin,_A._Djannati-Ata{\i},_A._Dmytriiev,_V._Doroshenko,_K._Egberts,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_S._Funk,_S._Gabici,_G._Giavitto,_D._Glawion,_J.F._Glicenstein,_M.-H._Grondin,_J.A._Hinton,_W._Hofmann,_T._L._Holch,_M._Holler,_D._Horns,_Zhiqiu_Huang,_M._Jamrozy,_F._Jankowsky,_E._Kasai,_K._Katarzynski,_U._Katz,_B._Khelifi,_W._Kluzniak,_Nu._Komin,_K._Kosack,_D._Kostunin,_G._Lamanna,_M._Lemoine-Goumard,_J.-P._Lenain,_et_al._(81_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10471 |
天の川の中央領域は、暗黒物質（DM）の特徴を探すための最も重要な場所の1つです。銀河中心（GC）領域の前例のないガンマ線調査、${\iti.e.}$、非常に高いエネルギーでの内部銀河調査からの新しい観測を使用したDM粒子消滅信号の検索に関する最初の結果を報告します（$\gtrsim$100GeV）H.E.S.S.で実行5つの地上ベースのチェレンコフ望遠鏡のアレイ。2014-2020データセットの検索領域で有意なガンマ線過剰は検出されず、プロファイル尤度比分析が実行されて、消滅断面積$\langle\sigmav\rangle$に除外限界が設定されます。GCでのEinastoおよびNavarro-Frenk-White（NFW）DM密度プロファイルを想定すると、これらの制約は、TeVDM質量範囲でこれまでに得られた中で最も強いものです。Einastoプロファイルの場合、制約は$W^+の1.5TeVDM質量に対して$\rm3.7\times10^{-26}cm^3s^{-1}$の$\langle\sigmav\rangle$値に達します。W^-$消滅チャネル、および$\rm1.2\times10^{-26}cm^3s^{-1}$、$\tau^+\tau^-$消滅チャネルの0.7TeVDM質量。H.E.S.S.したがって、内部銀河調査では、地上ベースの$\gamma$線観測により、熱遺物消滅TeVDM粒子から予想される$\langle\sigmav\rangle$値が精査されます。
加速された電子による偏光に敏感なコンプトン散乱
完全偏光を含む相対論的プラズマからのシンクロトロンと逆コンプトン放出を計算する数値コードへのアップグレードについて説明します。導入されたアップグレードは、電子の非熱的集団で偏光および非偏光光子を散乱させることができる散乱カーネルに関するものです。この問題に取り組むためのスキームを説明し、既知の解析解に対して数値コードをテストします。最後に、アップグレードされたコードを使用して、準相対論的熱または相対論的熱および非熱自由電子から散乱される光の偏光を予測します。アップグレードされたコードにより、コンパクトオブジェクトの降着に関連するプラズマジェットからの放出のより現実的なシミュレーションが可能になります。
TAROGE-M：ほぼ水平な超高エネルギーエアシャワーを検出するための南極高山の無線アンテナアレイ
| Title |
TAROGE-M:_Radio_Antenna_Array_on_Antarctic_High_Mountain_for_Detecting_Near-Horizontal_Ultra-High_Energy_Air_Showers |
| Authors |
TAROGE_Collaboration:_Shih-Hao_Wang,_Jiwoo_Nam,_Pisin_Chen,_Yaocheng_Chen,_Taejin_Choi,_Young-bae_Ham,_Shih-Ying_Hsu,_Jian-Jung_Huang,_Ming-Huey_A._Huang,_Geonhwa_Jee,_Jongil_Jung,_Jieun_Kim,_Chung-Yun_Kuo,_Hyuck-Jin_Kwon,_Changsup_Lee,_Chung-Hei_Leung,_Tsung-Che_Liu,_Yu-Shao_J._Shiao,_Bok-Kyun_Shin,_Min-Zu_Wang,_Yu-Hsin_Wang,_ARIANNA_Collaboration:_Astrid_Anker,_Steven_W._Barwick,_Dave_Z._Besson,_Sjoerd_Bouma,_Maddalena_Cataldo,_Geoffrey_Gaswint,_Christian_Glaser,_Steffen_Hallmann,_Jordan_C._Hanson,_Jakob_Henrichs,_Stuart_A._Kleinfelder,_Robert_Lahmann,_Zachary_S._Meyers,_Anna_Nelles,_Alexander_Novikov,_Manuel_P._Paul,_Lilly_Pyras,_Christopher_Persichilli,_Ilse_Plaisier,_Ryan_Rice-Smith,_Mohammad_F.H._Seikh,_Joulien_Tatar,_Christoph_Welling,_Leshan_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10616 |
TAROGE-Mは、南極の高さ2700mのメルボルン山の頂上にある自己トリガー型無線アンテナアレイで、宇宙線（（CR）、地球スキミングタウニュートリノ、特に地平線の近くと下からの「ANITA異常イベント」（AAE）。この起源は不確かなままであり、解明のためにより多くの実験的入力が必要です。TAROGE-Mの検出コンセプトは、効率的な信号コレクターとして地平線に向かってシノプティックビューを備えた高高度、および南極の強力で垂直に近い地磁気を利用しています。このアプローチは、エネルギーしきい値が低く、デューティサイクルが高く、統計をすばやく拡大するために簡単に拡張できます。ここでは、2020年に配備された最初のTAROGE-Mステーションの実験結果を報告します。これは、25.3ドルのライブタイムに相当します。ステーションは、180〜450MHzで動作する6つの受信アンテナで構成され、$\sim0.3^\circ$の角度分解能でソース方向を再構築できます。UHEエアシャワーを検出する能力を実証するために、データ内のCR信号の検索が実行され、7つのイベントが特定されました。これらのイベントの平均再構成エネルギーは$0.95_{-0.31}^{+0.46}$EeVで、天頂角は$25^\circ-82^\circ$であり、両方の分布がシミュレーションと一致しています。推定されたCRフラックスは、他の実験の結果とも一致しています。AAEに対するTAROGE-Mの感度は、シミュレーションによるタウニュートリノ曝露によって概算され、数ステーション年の運用で$〜1$EeVエネルギーのANITAと同等の感度を示唆しています。これらの最初の結果は、極地および高高度環境でのステーションの設計と性能を検証し、近い将来の拡張後のタウニュートリノとAAEのさらなる発見に有望です。
| Title |
Inferring_properties_of_dust_in_supernovae_with_neural_networks |
| Authors |
Zoe_Ansari,_Christa_Gall,_Roger_Wesson_and_Oswin_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10104 |
環境。超新星とその周辺に形成された塵の性質を観測から決定することは依然として困難です。これは、波長または時間のデータのカバレッジが不完全であることが原因である可能性がありますが、観測されたデータのほこりの兆候が目立たないことが多いためでもあります。目的。ここでは、最新の機械学習手法を使用してこの課題に取り組み、大量のシミュレーションデータからダストの量、組成、温度を決定します。そのような方法が超新星の将来の観測からこれらの特性を推測するのに適しているかどうかを決定することを目指しています。メソッド。超新星の周りのほこりっぽい殻のスペクトルエネルギー分布（SED）を計算します。完全に接続された8つの層と、特定の活性化関数を備えた出力層で構成されるニューラルネットワークを開発します。これにより、各SEDからダストの質量、温度、組成、およびそれぞれの不確実性を予測できます。SHapleyAdditiveexPlanations（SHAP）を介して特徴重要性分析を実行し、これらのプロパティを正確に予測するために必要なJWSTフィルターの最小セットを見つけます。結果。私たちのニューラルネットワークは、それぞれ$\sim$0.12dexと$\sim$38Kの二乗平均平方根誤差（RMSE）でダストの質量と温度を予測していることがわかります。さらに、私たちのニューラルネットワークは、私たちの仕事に含まれるさまざまなダスト種をうまく区別でき、炭素の場合は最大95\％、ケイ酸塩ダストの場合は99\％の分類精度に達します。結論。私たちの分析によると、JWSTフィルターNIRCamF070W、F140M、F356W、F480MおよびMIRIF560W、F770W、F1000W、F1130W、F1500W、F1800Wは、将来の観測から超新星内およびその周辺に形成されるダストの特性を決定するために必要な最も重要なものである可能性があります。爆発から615日後のSN1987Aの選択された光学から赤外線のデータでこれをテストし、文献の標準的なフィッティング方法で推測されたダストの質量と温度との良好な一致を見つけました。
高エネルギー天体物理学データのバックグラウンド除去の確率的手法
| Title |
A_Probabilistic_Method_of_Background_Removal_for_High_Energy_Astrophysics_Data |
| Authors |
Steven_Ehlert,_Chien-Ting_Chen,_Doug_A._Swartz,_Ryan_C._Hickox,_Alexander_A._Lutovinov,_Andrey_N._Semena,_Roman_Krivonos,_Andrey_E._Shtykovsky,_Alexey_Tkachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10165 |
X線およびガンマ線観測所によって収集されたイベントリストデータからバックグラウンド減算測定値を構築するための新しい統計手法を提示します。この方法は当初、SpektrumR\"{o}ntgenGamma（SRG）ミッションに搭載されたMikhailPavlinskyART-XC望遠鏡の調査データで観察された高いバックグラウンド率と低い全体的なカウント率を説明する画像を構築するために特別に開発されました。数学的基盤は、他のイメージングミッションや分析アプリケーションで取得されたデータに有効です。この方法では、非物理的な負のカウントが発生しない方法で、空の光子と非X線のバックグラウンドカウント率の両方で予想されるポアソン変動を完全に考慮します。ソースカウントの任意の信頼区間の式を導き出し、新しい測定値が信号の上限で標準のバックグラウンド減算計算に正確に収束することを示します。これらの結果を利用して、両方の異なる科学目標を最適化するように設計された画像のいくつかのバリエーションについて説明します。ARTによって観測された銀河クラスターの現実的なシミュレーションデータを使用して、先の尖った望遠鏡と旋回望遠鏡-XCは、標準のバックグラウンド減算と比較して、私たちの方法がクラスター放出のより重要でロバストな検出を提供することを示しています。また、ART-XC望遠鏡からの点源の実際の観測を使用してその利点を示します。これらの計算は、高エネルギー望遠鏡で観測された多くのソースクラスに広く適用される可能性があります。
4回目の重力波観測に備えたGRANDMAネットワーク
| Title |
The_GRANDMA_network_in_preparation_for_the_fourth_gravitational-wave_observing_run |
| Authors |
S._Agayeva,_V._Aivazyan,_S._Alishov,_M._Almualla,_C._Andrade,_S._Antier,_J.-M._Bai,_A._Baransky,_S._Basa,_P._Bendjoya,_Z._Benkhaldoun,_S._Beradze,_D._Berezin,_U._Bhardwaj,_M.-A._Bizouard,_M._Blazek,_O._Burkhonov,_E._Burns,_S._Caudill,_N._Christensen,_F._Colas,_A._Coleiro,_W._Corradi,_M._W._Coughlin,_T._Culino,_D._Darson,_D._Datashvili,_T._Dietrich,_F._Dolon,_D._Dornic,_J._Dubouil,_J.-G._Ducoin,_P.-A._Duverne,_A._Esamdin,_A._Fouad,_F._Guo,_V._Godunova,_P._Gokuldass,_N._Guessoum,_E._Gurbanov,_R._Hainich,_E._Hasanov,_P._Hello,_T._Hussenot-Desenonges,_R._Inasaridze,_A._Iskandar,_E._E._O._Ishida,_N._Ismailov,_T._Jegou_du_Laz,_D._A._Kann,_G._Kapanadze,_S._Karpov,_R._W._Kiendrebeogo,_A._Klotz,_N._Kochiashvili,_A._Kaeouach,_J.-P._Kneib,_W._Kou,_K._Kruiswijk,_S._Lombardo,_M._Lamoureux,_N._Leroy,_A._Le_Van_Su,_et_al._(39_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10178 |
GRANDMAは、重力波源を研究し、それらの電磁的対応物を発見し、それらの放射を特徴づけるという主要な科学的目標との世界的な協力です。GRANDMAには、天文学者、天体物理学者、重力波物理学者、および理論家が含まれます。GRANDMAは現在、真にグローバルな望遠鏡ネットワークであり、（これまでのところ）両方の半球に30個の望遠鏡があります。これには、時間領域天文学への関心を広める機会を構成する市民科学プログラム（Kilonova-Catcher）が組み込まれています。望遠鏡ネットワークは、単一の天文台として調整されて動作する、既存の観測施設の異種セットです。ネットワーク内には、空の広い領域を観察して光学的対応物を検索できる広視野のイメージャ、ホスト銀河候補の事前定義されたリスト内でターゲットを絞った検索を行う狭視野の機器、および特性評価と特定されたカウンターパートのフォローアップ。ここでは、2019年から2020年にかけてのLIGO/VIRGO重力波観測所の3回目の観測実行後の、GRANDMAの概要と、次の4回目の観測キャンペーン（O4）に向けた継続的な準備について説明します。さらに、他のタイプの天文トランジェントの発見とフォローアップのためのGRANDMAの可能性をレビューします。
深層学習に注意を払った宇宙線拒絶
| Title |
Cosmic_Ray_Rejection_with_Attention_Augmented_Deep_Learning |
| Authors |
S.R._Bhavanam,_Sumohana_S._Channappayya,_P.K._Srijith,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10411 |
宇宙線（CR）ヒットは、天体画像および固体検出器を含む分光観測における主要な汚染物質です。それらを正しく識別してマスキングすることは、画像処理パイプラインの重要な部分です。そうしないと、誤った検出につながる可能性があるためです。この目的のために、ダークエネルギーカメラ（DECam）とラスクンブレス天文台グローバル望遠鏡（LCOGT）の2つの異なるイメージャからの天文イメージングデータからCRヒットを自動検出するための新しいディープラーニングベースのフレームワークを開発してテストしました。2つのベースラインモデル、つまりdeepCRとCosmic-CoNNを検討しました。これらは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のACS/WFCとLCOGTネットワークの画像をそれぞれ使用してトレーニングされた現在の最先端の学習ベースのアルゴリズムです。アテンションゲート（AG）を使用してベースラインモデルを拡張し、CR検出パフォーマンスを向上させるというアイデアを実験しました。DECamデータでモデルをトレーニングし、前述のDECamデータセットのベースラインモデルに対して、0.01％の偽陽性率（FPR）のTruePositiveRate（TPR）と95％TPRのPrecisionでAGを追加することにより、一貫したわずかな改善を示しました。提案されたAG拡張モデルは、3つの異なる望遠鏡クラスからの画像を含むこれまでに見られなかったLCOテストデータでテストされた場合、0.01％FPRでTPRの大幅な向上を提供することを示します。さらに、注意の増強がある場合とない場合の提案されたベースラインモデルは、Astro-SCRAPPY、Maximask（DECamデータでネイティブにトレーニングされている）、事前にトレーニングされた地上ベースのCosmic-CoNNなどの最先端モデルよりも優れていることを示します。この研究は、AGモジュールの拡張により、より優れたdeepCRおよびCosmic-CoNNモデルを取得し、目に見えないデータに対する一般化機能を向上させることができることを示しています。
6D地震計によるアクティブプラットフォームの安定化
| Title |
Active_platform_stabilisation_with_a_6D_seismometer |
| Authors |
Amit_Singh_Ubhi,_Leonid_Prokhorov,_Sam_Cooper,_Chiara_Di_Fronzo,_John_Bryant,_David_Hoyland,_Alexandra_Mitchell,_Jesse_van_Dongen,_Conor_Mow-Lowry,_Alan_Cumming,_Giles_Hammond,_and_Denis_Martynov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10417 |
6自由度（6D）地震計を備えたアクティブプラットフォームの制御スキームを示します。慣性センサーは、プラットフォームの並進自由度と傾斜自由度を同時に測定し、安定化のために追加のセンサーを必要としません。フィードフォワードキャンセルスキームが、デジタル制御スキームの地震計の傾斜から水平への結合を効率的に切り離すことができることを示します。プラットフォームを250mHzから水平自由度の10Hzまでの周波数帯域で安定させ、1Hz付近で100の抑制係数を実現します。地面の振動のさらなる抑制は、プラットフォームのピエゾアクチュエータの非線形応答とその制限された範囲（5{\mu}m）によって制限されていました。この論文では、6D地震計、その制御方式、およびテストベッドの制限について説明します。
へびつかい座RS星の2021年の爆発の研究：光イオン化と形態運動学的モデリング
| Title |
Study_of_2021_outburst_of_the_recurrent_nova_RS_Ophiuchi:_Photoionization_and_morpho-kinematic_modelling |
| Authors |
Ruchi_Pandey_(1),_Gesesew_R._Habtie_(1),_Rahul_Bandyopadhyay_(1),_Ramkrishna_Das_(1),_Fran\c{c}ois_Teyssier_(2),_and_Joan_Guarro_Flo_(2)_((1)_S_N_Bose_National_Centre_for_Basic_Sciences,_Salt_Lake,_Kolkata_700_106,_India,_(2)_ARAS_Eruptive_Stars_Group) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10473 |
へびつかい座RS星（RSOph）の2021年の爆発の光スペクトルの進化を爆発後約1か月にわたって提示します。スペクトルの進化は、以前の爆発と同様です。初期のスペクトルは、水素バルマー、\ion{Fe}{ii}、および\ion{He}{i}線の顕著なPCygniプロファイルを示しています。輝線は最初の数日間は非常に広く、その後、新星が進化するにつれて狭く鋭くなりました。これは、赤色巨星の仲間の風に衝撃を受けた物質が拡大していると解釈されます。新星の噴出物は$\sim4$日間自由に膨張し、その後、衝撃速度は$v\proptot^{-0.6}$として時間とともに単調に減少したことがわかります。システムに関連する物理的および化学的パラメータは、光イオン化コード\textsc{cloudy}を使用して導出されます。最適な\textsc{cloudy}モデルは、ほぼ一定の光度$\sim$1.00$\times$10$^{37}$ergs$^{-1}$の高温の中央白色矮星源の存在を示しています。。最適な光イオン化モデルは、He/H$\sim1.4-1.9$、N/H=$70-95$、O/H=$0.60-2.60$、およびFe/Hの太陽に対して、数値による絶対存在量値を生成します。爆発後の最初の月のイジェクタの$\sim1.0-1.9$。窒素は噴出物に非常に豊富であることがわかります。システムの放出された水素シェルの質量は、3.54ドルから3.83\times10^{-6}M_{\odot}$の範囲にあると推定されます。3D形態運動学的モデリングは、RSOphバイナリシステムの双極形態と傾斜角$i=30^{\circ}$を示しています。
超粒状フラクタル次元と太陽の自転
太陽周期No.のCaIIKラインの分光ヘリオグラフィックデータを使用して、緯度、超粒子セルサイズ、太陽の自転の関数としての太陽超粒子のフラクタル次元の分析から得られた知見を提示します。23.どちらの半球でも、フラクタル次元は赤道での約1.37から緯度20度での約1に減少する傾向があることがわかり、太陽の自転速度が超粒状境界の不規則性を増大させる効果があることを示唆しています。超顆粒細胞のサイズがフラクタル次元と直接相関していることを考慮すると、我々の観察の背後にあるメカニズムは、太陽の自転が細胞の流出強度に影響を及ぼし、それによって細胞のサイズに影響を及ぼし、超顆粒のフラクタル次元の緯度依存性がその結果であると結論付けます。
| Title |
Neural_Networks_for_Nuclear_Reactions_in_MAESTROeX |
| Authors |
Duoming_Fan,_Donald_E._Willcox,_Christopher_DeGrendele,_Michael_Zingale,_Andrew_Nonaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10628 |
MAESTROeX恒星流体力学コードの反応ステップを加速するためのニューラルネットワークの使用を示します。従来のMAESTROeXシミュレーションでは、反応に硬いODE積分器を使用します。ここでは、ResNetアーキテクチャを採用し、ネットワークのアーキテクチャ、トレーニング、および検証に関連する詳細について説明します。カスタマイズされたアプローチには、損失関数の形式のオプション、並列ニューラルネットワークの使用が精度の向上につながることのデモンストレーション、およびモデルを堅牢化するトレーニングステップでの摂動アプローチの説明が含まれます。Ia型超新星で発生する炭素核融合の最初の段階を説明するシングルステップの3同位体ネットワークを使用して、ミリメートルスケールの火炎でアプローチをテストします。標準のMAESTROeXシミュレーションからのシミュレーションデータを使用してニューラルネットワークをトレーニングし、結果のモデルをさまざまな火炎構成に効果的に適用できることを示します。この作業は、より複雑なネットワーク、およびニューラルネットワークの効率を活用できる反復的な時間統合戦略の基礎を築きます。
極端な質量比のインスピレーションからの重力波による降着円盤効果の測定
| Title |
Measuring_accretion-disk_effects_with_gravitational_waves_from_extreme_mass_ratio_inspirals |
| Authors |
Lorenzo_Speri,_Andrea_Antonelli,_Laura_Sberna,_Stanislav_Babak,_Enrico_Barausse,_Jonathan_R._Gair,_Michael_L._Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10086 |
極端な質量比のインスピレーション（EMRI）の重力波観測は、降着円盤がバイナリに誘導するトルクを通じて活動銀河核（AGN）の環境を調査する機会を提供します。ベイズの枠組みの中で、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）からの重力波観測を使用して、このような環境影響をどれだけうまく測定できるかを研究します。準円形のインスピレーションでの惑星型の移動によって引き起こされるトルクに焦点を当て、幾何学的に薄く、放射効率の高いディスクにさまざまな処方を使用します。LISAは、$\alpha$と$\beta$の両方のディスク処方について、広範囲のディスク粘度と降着率の移行を検出できることがわかりました。質量が$50M_\odot+10^6M_\odot$の一般的なEMRIの場合、LISAは$\alpha$ディスクと$\beta$ディスクの移行を区別し、$\sim20\％$でトルク振幅を測定できることがわかります。相対的な精度。正確なトルクモデルを提供し、トルクの重力波測定をディスク特性の制約に変える方法も示します。さらに、電磁的な対応物が特定された場合、AGN-EMRIシステムのマルチメッセンジャー観測により、ディスク粘度の直接測定値が得られる可能性があります。最後に、参照システムの重力波信号の分析で環境の影響を無視した場合の影響を調査し、一次質量とスピンに3シグマのバイアスを見つけます。トルクが軌道分離に単純なべき法則のように依存している場合、私たちの分析は任意の環境効果に簡単に一般化できます。
| Title |
Higgsino_Dark_Matter_Confronts_14_years_of_Fermi_Gamma_Ray_Data |
| Authors |
Christopher_Dessert,_Joshua_W._Foster,_Yujin_Park,_Benjamin_R._Safdi,_Weishuang_Linda_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10090 |
質量が約1TeVの熱ヒグシーノ暗黒物質（DM）は、標準模型の超対称性の拡張で発生する、やる気のある最小限のDMシナリオです。ヒグシーノは当然、スプリット超対称性モデルの中で最も軽い超対称性粒子であり、ヒグシーノとゲージーノをTeVスケールに近づけながらスカラー超対称性粒子を分離します。ヒグシーノDMは今日消滅し、質量に等しいエネルギーでの線のような特徴に加えて、TeV未満のエネルギーで連続ガンマ線放出を与える可能性があります。たとえばH.E.S.S.を使用したhiggsinoDMの以前の検索ガンマ線望遠鏡は、ヒグシーノ消滅断面積を調べるのに必要な感度に達していません。この作業では、$\sim$10GeVを超えるエネルギーでの14年間の$\textit{Fermi}$ガンマ線データを利用して、ヒグシーノ消滅から銀河中心付近の連続放出を検索します。FIRE-2流体力学的宇宙論シミュレーションで天の川銀河からのDMプロファイルを使用して結果を解釈します。ヒグシーノのようなDMには、これまでで最も強い制約を設定しました。私たちの結果は、熱ヒグシーノ質量に近い質量と、DM密度プロファイルに応じて、予想される断面積を持つヒグシーノDMに対する穏やかな$\sim$2$\sigma$の好みを示しています。
コンフォーマルダークセクターからのダークマター
ダークセクターが広範囲のエネルギースケールにわたって共形場理論（CFT）によって記述される理論を検討します。ダークセクターを標準模型に結合すると、共形不変性が崩れます。高エネルギーでは弱いが、赤外線では破壊が大きくなり、特定のエネルギースケールでは、理論は閉じ込められた（ハドロン）段階に入ります。ハドロン励起の1つは、暗黒物質の役割を果たすことができます。「コンフォーマルフリーズイン」宇宙論的シナリオを研究します。このシナリオでは、ダークセクターは、コンフォーマルな温度でのSMとの相互作用によって生成されます。このシナリオでは、暗黒物質の遺物密度は、標準モデルに結合されたCFT演算子の次元などのCFTデータによって決定されます。暗黒物質のこの単純で高度に予測可能なモデルが現象論的に実行可能であることを示します。観測された遺物密度は、CFTに結合されたさまざまなSM演算子（「ポータル」）で再現され、結果のモデルは観測の制約と一致しています。COFI暗黒物質候補の質量はkeV-MeVの範囲にあると予測されています。
非常にコンパクトなアクシオンミニクラスターが、アクシオン様粒子（ALP）暗黒物質が、膨張前の$U（1）$対称性の破れのシナリオで十分に動機付けられた動的ミスアラインメントメカニズムを介して生成されるモデルで形成できることを示します。。これはALPの断片化によるものです。インフレ後の$U（1）$破壊シナリオでの標準的なミスアライメント、または大きなミスアライメントから、これまでの文献で得られたものよりも密度の高いハローを予測します。主な理由は、断熱変動が早い時期に顕著であるということです。したがって、パラメトリック共鳴効果からの増幅が中程度であっても、ALP変動の最終的なサイズは速度論的ミスアライメントで大きくなります。ハロー質量関数と、動的ミスアラインメント、大きなミスアラインメント、および標準ミスアラインメントでそれぞれ得られたハロースペクトルを比較します。私たちの分析は、動的ミスアラインメントメカニズムの特定のモデルの実現に依存していません。一般に、ALP質量とALP崩壊定数のみの関数として結果を示します。このALPパラメータ空間のかなりの領域は、小規模な構造を精査する将来の実験によってテストできることを示します。
太陽陽子-陽子核融合反応速度とその不確実性の理論的評価
| Title |
Theoretical_evaluation_of_solar_proton-proton_fusion_reaction_rate_and_its_uncertainties |
| Authors |
Hilla_De-Leon_and_Doron_Gazit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10176 |
重陽子への弱い陽子-陽子融合（$^2$H）は、太陽と同様の主系列星のエネルギー生成における駆動反応です。太陽内部でのその反応速度は理論的にのみ決定されます。ここでは、太陽条件$S^{11}（0）$でのこの反応の速度の新しい決定を提供し、次に明示的なパイ中間子のない量子色力学の有効場の理論を使用して、不確実性の理論的および実験的ソースを分析します-主要な注文。以前に推奨されていた値よりも$S^{11}$が$1-4\％$向上していることがわかります。この変更により、太陽の$^8$Bおよび$^7$Be核反応に起因するニュートリノの計算されたフラックスが減少し、「太陽組成問題」として知られる太陽モデルと観測量の間の張力が増加します。
加速する宇宙のブラックホールの最大サイズについて
正の宇宙定数を持つ時空としての加速宇宙の現在のモデルによれば、角運動量、重力波、および物質を考慮に入れて、安定したわずかに外側のトラップされた表面の領域の宇宙論的上限に関する新しい結果が見つかります。前述の変数の一部のみを考慮した以前の結果と比較すると、境界はより厳しく、特に初期の宇宙に関連するブラックホールのサイズに具体的な制限を与えています。
等方的に強制された乱流からの乱流プラントル数
| Title |
Turbulent_Prandtl_number_from_isotropically_forced_turbulence |
| Authors |
Petri_J._K\"apyl\"a_(G\"ottingen_University),_Nishant_K._Singh_(IUCAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10335 |
乱流運動は、大規模な流れと温度勾配の拡散を促進します。このような拡散は、多くの場合、それらの微視的な対応物に類似した乱流粘度（$\nu_{\rmt}$）および乱流熱拡散率（$\chi_{\rmt}$）の係数によってパラメーター化されます。乱流に大規模な速度と温度勾配を課し、システムの応答を測定することにより、乱流拡散係数を計算します。また、課せられた勾配を減衰させる実験を使用して結果を確認します。これを実現するために、等方的に強制された均一乱流の弱圧縮性3次元流体力学シミュレーションを使用します。乱流粘度と熱拡散、およびそれらの乱流プラントル数の比率、${\rmPr}_{\rmt}=\nu_{\rmt}/\chi_{\rmt}$、十分に高いレイノルズ数とペクレット数で漸近値に近づきます。また、${\rmPr}_{\rmt}$が微視的なプラントル数${\rmPr}=\nu/\chi$に大きく依存していることもわかりません。これらの結果は、${\rmPr}_{\rmt}$が${\rmPr}$の減少とともに単調に増加することを示唆する、$k-\epsilon$モデルの結果とはまったく対照的です。現在の結果は、たとえば、恒星対流層の非常に低い${\rmPr}$レジームでの乱流の性質に関する進行中の議論に関連しています。
社会が宇宙天気イベントの影響を受けやすい技術にますます依存するようになるにつれて、太陽風の正確な予測は重要性を増しています。この作品は、コロナグラフ観測から得られたコロナプラズマ密度のトモグラフィーマップに基づく周囲太陽風モデルの内部境界条件を説明し、磁気外挿の新しい代替手段を提供します。断層撮影密度マップは、4〜8Rの地動説距離での冠状構造の直接的な制約を提供するため、複雑な非放射状の下部冠状面をモデル化する必要がありません。経験的な逆の関係は、密度を太陽風速度に変換します。これは、太陽圏風上外挿（HUXt）モデルによって内部境界条件として使用され、地球での周囲の太陽風速度を示します。動的タイムワーピング（DTW）アルゴリズムは、断層撮影/HUXt出力とinsituデータ間の一致を定量化するために使用されます。次に、モデルを最適化するために、徹底的な検索方法を使用して下限速度範囲を調整します。初期の結果は、結合されたMAS/HUXtモデルと比較して、モデル化された太陽風速度と観測された太陽風速度の間の平均絶対誤差が最大32％減少することを示しています。したがって、内部境界制約としてトモグラフィーから得られた密度マップの使用は、コロナ磁気モデルの有効な代替手段であり、日常的な宇宙ベースのコロナグラフ観測が利用できることを考えると、この分野で大きな進歩をもたらします。
新しい粒子種によるビッグバン元素合成の再考：中性子との共消滅の効果
| Title |
Revisiting_big_bang_nucleosynthesis_with_a_new_particle_species_:_effect_of_co-annhilation_with_neutrons |
| Authors |
Deep_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10499 |
ビッグバン元素合成（BBN）では、軽質物質の存在量は、初期宇宙の標準的な弱いプロセスによって制御される中性子対陽子（$n/p$）比によって決定されます。ここでは、中性子と共消滅する余分な粒子種（$\chi$）の影響を研究し、それによって前者のプロセスに加えて（$n/p$）比を変更する可能性があります。（$n/p$）比と$\chi$の収量を決定する際に、共消滅と弱い相互作用の間に新しい相互作用が見られます。弱い結合（$G_F$）と比較して大きな共消滅強度（$G_D$）のBBNの初期段階では、より多くの中性子が熱浴から除去され、（$n/p$）比が標準的な進化。$G_D/G_F\lesssim10^{-1}$の場合、標準のBBN予測が復元されますが、$\chi$の質量は中性子の質量よりはるかに小さいことがわかります。$\chi$の質量が中性子の質量に匹敵する場合、$\chi$の熱量がボルツマン抑制になるため、大きな$G_D/G_F$値を許可できます。したがって、（$n/p$）の比率は、後のエポックで支配的な弱いプロセスを介して標準値に復元されます。また、この新しい粒子が暗黒物質の候補になる可能性についても説明します。
運動場理論：高次摂動論
観測量の摂動決定に重点を置いて、運動場理論（KFT）の形式について詳細に説明します。KFTは、古典力学の経路積分定式化に基づく統計的非平衡場の量子論であり、場の量子論の文脈で開発された強力な手法を使用して、場の量子論を記述します。KFTに関する以前の作業とは異なり、最後のステップで初期条件の確率分布の積分を実行します。これにより、摂動処理の明瞭さが大幅に向上し、中間結果の物理的解釈が可能になります。一般的なフレームワークを紹介しますが、相互作用する$N$-bodyシステムへのアプリケーションに焦点を当てます。結果を宇宙構造形成に特化し、微視的なニュートン粒子ダイナミクスのみから、すべてのスケールで宇宙密度変動パワースペクトルの線形成長を再現します。
歳差運動シリンダー内の流れとそのダイナモ作用に対する章動角の影響
| Title |
The_effect_of_nutation_angle_on_the_flow_inside_a_precessing_cylinder_and_its_dynamo_action |
| Authors |
V._Kumar,_F._Pizzi,_A._Giesecke,_J._Simkanin,_Th._Gundrum,_M._Ratajczak,_F._Stefani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10508 |
歳差運動するシリンダー内の流れに対する章動角の影響を実験的に調査し、数値シミュレーションと比較します。歳差運動比（ポインカー数）を増加させるための直接強制されたm=1ケルビンモードの典型的な崩壊と、それに伴う層流と乱流の間の遷移に焦点が当てられます。章動角が90{\deg}の参照ケースと比較すると、順行回転はより早い故障につながりますが、逆行ケースでは、より高いポインカー数に対しても強制モードが存在し続けます。軸対称ダブルロールモードの発生と強度に大きく依存して、運動学的ダイナモ研究は、章動角とポインカー数に対する自己励起条件の敏感な依存性を明らかにします。最適なダイナモ条件は90{\deg}の角度で見られますが、レイノルズ数が高くなるとわずかに逆行する歳差運動にシフトする可能性があります。
ハッブルの緊張は、宇宙論が今日直面している最もエキサイティングな問題の1つです。それに対する多くの可能な解決策が過去数年ですでに提案されており、それらの多くは問題に対処するために多くの新しくてエキゾチックな物理学のアイデアを使用しています。しかし、最近、H0張力は新しい物理学を必要とせず、測定のより正確な議論のみを必要とする可能性があることが示されました。興味深いことに、その啓示にとって極めて重要なのはハイゼンベルクの不確定性原理でした。したがって、不確実性によって不確定性を超えて光子の質量を観察した場合、原則として張力を調整することができます。不確実性とH0張力の間の相互接続に関する最初の議論で極めて重要であったコンプトン波長の変更を考慮に入れることによって、この作業でこれをより詳細に検討します。主に2種類の変更について説明します。1つは一般化された不確定性原理（GUP）に基づいており、もう1つは高次元の物理的考察に基づいています。最初に、最小の長さと最大の運動量GUPベースの変更の両方が、必要なスケールの光子質量値を提供しないことを示します。したがって、この場合、この意味での張力に対処することはできません。次に、高次元効果を組み込んだ後でも、光子の質量を必要なスケールにすることができ、（3+1）時空の場合と同じ意味でハッブル張力を調整できないことを示します。このように、特定の新しい物理学の考慮事項では、（3+1）時空で元のハイゼンベルクの不確定性原理を使用できるのと同じ意味でH0張力に対処できないことを示します。
非スローロール相への急激な遷移における量子拡散
| Title |
Quantum_Diffusion_in_Sharp_Transition_to_Non-Slow-Roll_Phase |
| Authors |
Nahid_Ahmadi,_Mahdiyar_Noorbala,_Niloufar_Feyzabadi,_Fatemeh_Eghbalpoor,_Zahra_Ahmadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10578 |
異なるインフレのスローロールシナリオ間の移行は、重要な結果を伴う短い非スローロール期間を提供することが知られています。遷移過程におけるインフレーションダイナミクスに対する量子拡散の影響を検討します。確率論的{\delta}N形式を使用して、スタロビンスキーポテンシャルによってモデル化された鋭い遷移を介してノイズの詳細な進化を追跡しますが、結果の一部は任意の鋭い遷移に適用されます。遷移によって誘発される確率的ノイズが粗視化フィールドにどのように影響するかを調べます。次に、遷移後のポテンシャルがフラットであるという特殊なケースを検討します。私たちが得る特定のノイズは、古典的に到達不可能なフィールド値を超えてインフラトンを駆動できないことがわかります。特性関数を導出することにより、曲率摂動{\zeta}の分布のテールの振る舞いも調べます。これは、e^（-3{\zeta}）よりも速く減衰することがわかります。
滑り流とその破壊
滑り境界条件を伴う剛体に沿った非粘性非圧縮性流れの破壊過程が研究されています。このような滑り流は圧縮性であり、これが剛体境界に平行な速度成分の勾配の特異点を形成する主な理由です。滑り流は、2次元および3次元の非粘性Prandtl方程式の枠組みで分析的に研究されます。勾配大災害の基準は、どちらの場合にも見られます。2DPrandtl方程式の場合、境界に沿った平行速度と渦度勾配の両方で破壊が発生します。3次元のPrandtlフローの場合、速度勾配テンソルの対称部分と反対称部分（渦度）で、破壊、つまり有限時間での褶曲の形成が発生します。2つの平行なプレート間の流れの速度勾配の形成の問題は、2次元オイラー方程式の枠組みの中で数値的に研究されます。最大速度勾配は、二重指数法則に従って渦度勾配が同時に増加すると同時に、剛体境界上で時間とともに指数関数的に増加することが示されています。注意深く分析すると、このプロセスは折り畳みにすぎず、最大速度勾配とその幅の間にべき乗則の関係があることがわかります：$％\max|u_x|\propto\ell^{-2/3}$。
