それらが生成された後、重力波の宇宙背景はほぼ自由に伝播しますが、宇宙の膨張と自由流動粒子の異方性応力があります。インフレーションとサブホライゾン生成メカニズムに関連する赤外線スペクトルの両方からの原始信号は、これらの効果の宇宙史に関する明確な情報を運ぶでしょう。相互作用のデカップリング(または再結合)による自由ストリーミング放射による重力波の標準減衰の変調を研究します。弱い相互作用のデカップリング後の非標準ニュートリノ相互作用と、他の光の遺物を含む初期宇宙のより一般的なシナリオに焦点を当てています。完全に無料のストリーミングシナリオで半分析的な結果を作成し、相互作用率とさまざまな温度依存性を組み込んだ数値結果の直感を提供します。最後に、宇宙マイクロ波背景放射の$B$モード偏極に対するニュートリノ相互作用の痕跡を計算し、より高い周波数でのそのような効果の存在を推測する他の手段についてコメントします。
AutoEnRichness: 銀河団の豊富さを推定するためのハイブリッドな経験的および分析的アプローチ
| Title |
AutoEnRichness:_A_hybrid_empirical_and_analytical_approach_for_estimating_the_richness_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Matthew_C._Chan,_John_P._Stott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11944 |
SloanDigitalSkySurveyDataRelease16の測光データを使用して($0.1\leqz\leq0.35$の赤方偏移範囲で)銀河団の豊富さを決定するために経験的戦略と分析的戦略を組み合わせたハイブリッドアプローチであるAutoEnRichnessを紹介します。豊富さは、クラスター質量の代理として使用できます。クラスターの豊富さを確実に推定するには、クラスターとフィールド銀河を区別して深刻な汚染を軽減するときに、バックグラウンド減算が可能な限り正確であることが重要です。AutoEnRichnessは、銀河団の視線に沿って交錯するフィールド銀河のバックグラウンド減算を実行する多段階の機械学習アルゴリズムと、等級範囲内の銀河の数のみに基づいて銀河団の豊富さを推定する従来の光度分布フィッティングアプローチで構成されています。検索エリア。この概念実証研究では、クラスター銀河とフィールド銀河を区別する際に83.20ドルパーセントのバランスの取れた精度と、推定されたクラスターの豊富さと$以内の既知のクラスターの豊富さとの間の33.50ドルパーセントの中央絶対パーセンテージエラーが得られます。r_{200}$.将来的には、空間と時間のレガシー調査や$\textit{Euclid}$などの大規模な光学調査にAutoEnRichnessを適用して、銀河群と銀河団の大規模なサンプルの豊富さを推定することを目指しています。ハロー質量関数全体から。これにより、過密環境内での銀河進化の全体的な理解が深まり、宇宙論的パラメーターをさらに制限できるようになります。
サブ軌道実験のBモードデータに対するNILC性能の分析
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)における原始Bモードの観測は、将来のCMB実験のほとんどの主要な科学的目標を表しています。このような信号は、空のどの領域でも偏光銀河放射(前景)よりもはるかに低いと予測されており、Needlet-ILC(NILC)などの複雑な成分分離方法の必要性を示しています。この作業では、準軌道実験の部分空データから再構成されたBモードマップにNILCを採用する可能性を探り、そのようなアプリケーションがもたらす複雑さ(EB漏れ、ニードルフィルタリング、ビーム畳み込み)に対処します。将来の実験からの2つの補完的なシミュレートされたデータセットを検討します。原始Bモード角度パワースペクトルの再イオン化と再結合ピークの両方の観測を目的とする大規模偏光エクスプローラーの気球搭載SWIPE望遠鏡と、地上ベースの小開口再結合バンプのみを観測するように設計されたシモンズ天文台の望遠鏡。CMBE-B漏出を修正するための2つの代替技術、リサイクル技術(Liuetal.2019)とZB法(Zhao&Baskaran2010)の性能を評価します。$\ell<20$でのSWIPEパッチでのリサイクル方法を除いて、考慮された実験の感度を考えると、それらは両方ともEB漏れ残留物を無視できるレベルで減少させることがわかります。したがって、パイプラインの2つの拡張、反復B分解と拡散修復を実装します。これにより、$\ell\geq5$の入力CMBBモードパワーを回復できます。検討中の実験では、ニードルフィルタリングとビーム畳み込みがBモードの再構成に影響しないことを示します。最後に、適切なマスキング戦略を使用して、NILC前景減算により、考慮されているCMB実験のターゲットと互換性のあるテンソルとスカラーの比率の値を回復できることがわかりました。
(3200) 負の分岐におけるファエトン偏光測定: DESTINY+ ターゲット小惑星の無水性質の新しい証拠
| Title |
(3200)_Phaethon_Polarimetry_in_the_Negative_Branch:_New_Evidence_for_the_Anhydrous_Nature_of_the_DESTINY+_Target_Asteroid |
| Authors |
Jooyeon_Geem,_Masateru_Ishiguro,_Jun_Takahashi,_Hiroshi_Akitaya,_Koji_S._Kawabata,_Tatsuya_Nakaoka,_Ryo_Imazawa,_Fumiki_Mori,_Sunho_Jin,_Yoonsoo_P._Bach,_Hangbin_Jo,_Daisuke_Kuroda,_Sunao_Hasegawa,_Fumi_Yoshida,_Ko_Ishibashi,_Tomohiko_Sekiguchi,_Jin_Beniyama,_Tomoko_Arai,_Yuji_Ikeda,_Yoshiharu_Shinnaka,_Mikael_Granvik,_Lauri_Siltala,_Anlaug_A._Djupvik,_Anni_Kasikov,_Viktoria_Pinter,_Emil_Knudstrup |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11912 |
JAXAのDESTINY$^+$ミッションのターゲットである(3200)ファエトンのネガティブブランチにおける最初の偏波研究について報告し、その無水性を確認し、正確な幾何学的アルベドを導き出します。2021年10月から2022年1月にかけて、低位相角(太陽-ターゲット-観測者の角度、α=8.8-32.4度)で観測を行い、ファエトンの偏光度$P_{min}$=-1.3+-0.1%が最小であることがわかりました。、偏光勾配h=0.22+-0.02%deg$^{-1}$、および反転角alpha$_0$=19.9+-0.3deg.導出された幾何学的アルベドは$p_V$=0.11(0.08～0.13の範囲)です。これらの偏光特性は、無水コンドライトと一致しており、含水コンドライトや典型的な彗星核と矛盾しています。
WISE/NEOWISE マルチエポック イメージングの可能性のあるジェミニド関連小惑星: (3200) Phaethon、2005
UD および 1999 YC
| Title |
WISE/NEOWISE_Multi-Epoch_Imaging_of_the_Potentially_Geminid-related_Asteroids:_(3200)_Phaethon,_2005_UD_and_1999_YC |
| Authors |
Toshihiro_Kasuga_and_Joseph_R._Masiero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12089 |
WISE/NEOWISEを使用して、おそらくふたご座関連の小惑星(3200)ファエトン、2005UDおよび1999YCの宇宙ベースの熱赤外線観測を提示します。画像は4つの波長帯域3.4$\mu$m(W1)、4.6$\mu$m(W2)、12$\mu$m(W3)、および22$\mu$m(W4)で撮影されました。10年間のマルチエポックデータセットで、小惑星の持続的な質量損失の証拠は見つかりませんでした。2005UDと1999YCの両方で、PhaethonではQ<2kgs$^{-1}$、<0.1kgs$^{-1}$というダストの質量損失率の上限をそれぞれ設定しました。観測されたR=1.0$-$2.3auの太陽中心距離への依存性はほとんどありません。ファエトンの場合、ふたご座ストリームの1000年の動的年齢にわたって最大の質量損失が維持されたとしても、報告されたストリームの質量(1e13$-$14kg)を供給するには2桁以上小さすぎます。ファエトンに関連するダストトレイル(ふたご座ストリーム)はR=2.3auで検出されず、これは$\tau$<7e-9の光学深度の上限に対応します。さらに、半径r<650mの共同移動する小惑星は見つかりませんでした。DESTINY+ダストアナライザーは、ファエトンから遠く離れた場所(>50,000km)にある場合、10$\μ$mサイズの惑星間ダスト粒子のいくつかを検出することができます。2005UDから、もし質量損失率が昼間六分位流星流の10,000年力学的年齢を超えて持続した場合、流れの質量は~1e10kgになります。1999年のYC画像は、関連するダストトレイル($\tau$<2e-8)も、R=1.6auで半径r<170mの共運動天体も示しませんでした。これらの限界から推定された物理パラメータは、ふたご座流星群の生成メカニズムを説明していません。最後に、ふたご座の起源を探るために、おそらくナトリウム(Na)に起因するファエトンの近日点活動に関連するデータの意味について説明します。
原始惑星系円盤における原始ダスティリングとエピソードアウトバースト
| Title |
Primordial_Dusty_Rings_and_Episodic_Outbursts_in_Protoplanetary_Discs |
| Authors |
Kundan_Kadam,_Eduard_Vorobyov_and_Shantanu_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12105 |
ダストとガスの結合による長期的な電磁流体力学シミュレーションを利用して、原始惑星系円盤の内部領域で発生する「原始的な」ダストリングの形成と進化を調査します。シミュレーションはグローバルで、親雲コアの崩壊段階から始まりますが、不感帯は、局所的なイオン化バランスを考慮して、適応$\alpha$式を介して計算されます。粉塵成分の発生には、その成長とガスへの逆反応が含まれます。以前に、ガス成分のみを使用したシミュレーションを使用して、動的リングが不感帯の内側の端に形成されることを示しました。磁束凍結限界でのダストの進化と磁場の進化が含まれている場合、形成されるダストリングはより多くなり、内側ディスクの半径方向の範囲が大きくなりますが、デッドゾーンはより堅牢であり、はるかに長い時間。これらの動的リングは、流れが不安定になるのに十分なダスト質量を集中させ、システムの組み込みフェーズでも急速な微惑星形成をもたらすことを示しています。磁気回転不安定性によって引き起こされる一時的な爆発は、リングの進化に大きな影響を与えます。爆発は成長したダストの内側のディスクを排出しますが、バースト間の期間は、ストリーミングの不安定性を介した微惑星の成長に十分な長さです。低質量星系はめったにバーストを起こさないため、そのような星の周りの条件は惑星形成に特に役立ちます。
ガンマ線とダストを使用したローカル星間媒体の重量測定
冷たいガスは、天の川の円盤の重要な質量分率を形成しますが、最も不確実なバリオン成分です。冷たいガスの密度と分布は、天の川のダイナミクスだけでなく、星と銀河の進化のモデルにとって非常に重要です。以前の研究では、冷たいガスの高解像度測定値を取得するためにガスとダストの間の相関関係が使用されていましたが、正規化の不確実性が大きくなっています。Fermi-LAT$\gamma$線データを使用して全ガス密度を測定する新しいアプローチを提示し、以前の研究と同様の精度を達成しますが、独立した系統的不確実性があります。特に、私たちの結果は、現在の世界をリードする実験の緊張を区別するのに十分な精度を持っています。
磁化流の衝突における分子塊とコアのビリアルバランス
| Title |
The_Virial_Balance_of_Molecular_Clumps_and_Cores_in_Colliding_Magnetized_Flows |
| Authors |
Michael_Weis,_Stefanie_Walch,_Daniel_Seifried,_Shashwata_Ganguly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11705 |
アダプティブメッシュリファインメントコード{\scFlash}を使用して、暖かい中性媒体の流れの衝突における分子雲の形成をシミュレートします。加熱と冷却を処理し、分子ガスの形成を追跡するための化学ネットワークが含まれています。初期磁場強度を0.01～5$\,\mu$Gの範囲で変化させた4つの異なるシミュレーションで分子塊とコアを形成するために、時間に依存しないすべての表面および体積項を含む完全なビリアル解析を実行します。-依存用語。初期の磁場強度は、磁場方向に垂直な動きを禁止し、フィラメント状の下部構造の形成を変更または抑制さえするため、形成中の雲のフラグメンテーション特性に影響を与えます。とにかく分子の塊とコアの形成が起こります。その結果、電界強度が増加すると、平均質量が小さいフラグメントが多くなります。しかし、初期の電界強度は、分子の塊とコアを構成するフラグメントには動的には関係ありません。しかし、全体的な磁場は、分子の塊とコアを構成するフラグメントにとって動的に無視できます。分子塊はほとんど束縛されておらず、おそらく一時的な物体であり、ラム圧または熱圧によって弱く閉じ込められているように見え、乱流によって押し流されていることを示しています。それらは、その表面を通過する質量流束に大きな変動を経験します。これは、オイラー基準フレームが、その不明確な性質のために支配的な時間依存項を生じさせることを示しています。さらに高度にシールドされた分子ガスを含むようにコアを定義します。ほとんどのコアは重力運動の等分配にあり、共通のビリアルパラメーター$\alpha_\mathrm{vir}$(Heyerの関係式からわかるように)によって既に十分に説明されていますが、一部は運動学的表面効果によってわずかな分散を受けます。
無衝突軌道の統計力学。 V. 理想化された自己重力システムの平衡へのアプローチ
| Title |
Statistical_Mechanics_of_Collisionless_Orbits._V._The_approach_to_equilibrium_for_idealized_self-gravitating_systems |
| Authors |
Liliya_L.R._Williams_and_Jens_Hjorth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11709 |
非常に多数の粒子からなる自己重力ニュートン系は、一般に、統計力学を使用してそれらを記述しようとする試みを無視してきました。これは逆説的です。なぜなら、多くの天文システムまたはそのシミュレーションは、物理的根拠が存在しない普遍的な平衡構造を持っているように見えるからです。10年前、保存された総エネルギーと質量の制約の下で、単位質量あたりの与えられたエネルギーでマイクロステートの数を極限化すると、最大エントロピー状態$n(E)\propto\exp(-\beta(E-\Phi_0))-1$、DARKexpとして知られています。この微分エネルギー分布とその結果の密度構造は、中央のカスプ$\rho\simr^{-1}$と外側の部分$\rho\simr^{-4を持つダークマターハローのものによく似ています。}$.ここで、非平衡汎関数$S_D$を定義します。これは、DARKexpに対して最大化され、拡張球面落下モデルの理想化された無衝突システムの平衡に向けた進化中に単調に増加します。より多くのミキシングを受けるシステムは、DARKexpに近づきます。
M83 の拡張紫外 (XUV) ディスク内の CO ダーク エンベロープを持つ豊富な分子雲
| Title |
Abundant_Molecular_Clouds_with_CO-dark_Envelopes_in_the_Extended_Ultraviolet_(XUV)_Disk_of_M83 |
| Authors |
Jin_Koda,_Linda_Watson,_Francoise_Combes,_Monica_Rubio,_Samuel_Boissier,_Masafumi_Yagi,_David_Thilker,_Amanda_M_Lee,_Yutaka_Komiyama,_Kana_Morokuma-Matsui,_Celia_Verdugo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11738 |
ALMAによる渦巻銀河M83の拡張紫外線(XUV)ディスク内の23の分子雲のCO(3-2)検出を報告します。観測された1kpc^2領域は、ディスクの光学半径(R25)の約1.24倍にあり、CO(2-1)は以前は検出されませんでした。オリオンAのような銀河系の雲に共通の質量分布を雲が持っている場合、検出と非検出、およびその領域での星形成(SF)活動のレベルは一貫して説明できます。バルク分子ガスの厚い層に埋め込まれた塊ですが、それらの外層はCOが欠乏しており、COが暗い低金属量の領域にあります。CO(3-2)から推定される雲と塊の質量は、それぞれ8.2x10^2から2.3x10^4Msunと2.7x10^2から7.5x10^3Msunの範囲です。雲の質量構造が普遍的である場合に予想されるように、最も質量の大きい雲は、質量だけでなく星形成活動においてもオリオンAに似ているように見えます。XUVディスクの全体的なSF活動が低いのは、分子相のガスが相対的に不足していることが原因である可能性があります。雲は長さ600pc(またはそれ以上)まで鎖のように分布しており、雲形成の引き金が大規模にあることを示唆しています。普遍的な雲の質量構造は、高z宇宙であっても、雲や銀河の総ガス質量を追跡するために高JCO遷移を使用することも正当化します。この研究は、CO(3-2)が低金属環境でも分子雲の効率的なトレーサーであることを初めて実証したものです。
パンクロマティック ハッブル アンドロメダ財務省: さんかく座拡張領域 (PHATTER)。 IV.星団カタログ
| Title |
The_Panchromatic_Hubble_Andromeda_Treasury:_Triangulum_Extended_Region_(PHATTER)._IV._Star_Cluster_Catalog |
| Authors |
L._Clifton_Johnson,_Tobin_M._Wainer,_Estephani_E._TorresVillanueva,_Anil_C._Seth,_Benjamin_F._Williams,_Meredith_J._Durbin,_Julianne_J._Dalcanton,_Daniel_R._Weisz,_Eric_F._Bell,_Puragra_Guhathakurta,_Evan_Skillman,_Adam_Smercina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11760 |
さんかく座銀河(M33)の内部ディスクのハッブル宇宙望遠鏡の画像から星団のカタログを作成します。ローカルグループクラスター検索(Zooniverseプラットフォームでホストされている市民科学プロジェクト)によって収集された画像分類を使用します。ハッブル宇宙望遠鏡によるパンクロマチックハッブルアンドロメダ財務省:さんかく座拡張領域(PHATTER)調査のフットプリント内で、1214個の星団を識別します。このカタログを文献の既存の編集物と比較すると、クラスターの68%が新たに特定されています。最終的なカタログには、マルチバンド開口測光が含まれており、統合されたライトSEDフィッティングを介してクラスタープロパティに適合します。クラスターカタログの50%の完全性の限界は、包括的な合成クラスターテストから導き出されるように、1億年の年齢で~1500太陽質量です。
中性子捕捉元素: Gd、Dy、および Th による銀河円盤の濃縮
| Title |
Enrichment_of_the_Galactic_disc_with_neutron-capture_elements:_Gd,_Dy,_and_Th |
| Authors |
T._Mishenina,_M._Pignatari,_T._Gorbaneva,_B._Cote,_A._Yague_Lopez,_F.-K._Thielemann,_C._Soubiran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11779 |
重元素の起源の研究は、天体核物理学の主な目標の1つです。この論文では、276個の銀河系のサンプルに含まれる重い$r$プロセス要素ガドリニウム(Gd、Z=64)、ジスプロシウム(Dy、Z=66)、およびトリウム(Th、Z=90)の新しい観測データを提示します。ディスク星(--1.0$<$[Fe/H]$<$+0.3)。星のスペクトルは42,000と75,000の高解像度を持ち、信号対雑音比は100を超えています。Gd、Dy、ThのLTE存在量は、3つのGd線(149星)、4つのDy線(152星)と4019.13AのTh線(170星)。サンプルの星の約70%でGdとDyが初めて測定され、95%の星でThが測定されました。一般的な誤差は0.07～0.16dexです。この論文は、天の川円盤におけるTh観測の最初の拡張セットを提供します。以前の研究からのユウロピウム(Eu、Z=63)のデータと共に、これらの新しい観測結果を元素合成予測および銀河化学進化シミュレーションと比較しました。[Gd/Fe]と[Dy/Fe]がEuと同じ挙動を示すことを確認しました。[Eu/Fe]と比較して[Th/Fe]の進化をGCEシミュレーションで研究し、Euとは異なり、銀河におけるrプロセスの固有のソースの場合、Th生成は金属量に依存するか、または[Fe/H]の増加に伴い、Thリッチrプロセスソースの頻度が減少しています。
太陽圏は銀河の文脈で星間媒体と出会う
| Title |
Heliosphere_Meets_Interstellar_Medium,_in_a_Galactic_Context |
| Authors |
Stella_Koch_Ocker,_James_Cordes,_Shami_Chatterjee,_Jeffrey_Hazboun,_Timothy_Dolch,_Daniel_Stinebring,_Dustin_Madison,_Stephen_White,_Gregory_Taylor,_Natalia_Lewandowska,_Michael_Lam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11804 |
私たちの太陽圏内の物理的条件は、進化する星間環境を通る太陽の動きによって左右されます。次世代の外部太陽圏および星間探査者は、太陽の星間環境に深く潜ることによって、太陽圏と非常に局所的な星間媒体(VLISM)との関係に関する基本的な質問に答えます。これらの将来のミッションの影響は、太陽圏内の条件、太陽圏の直接の星間環境、およびより大規模な銀河ISMの間の直接的な関係を調べる同時並行の学際的な研究によって大幅に強化されます。太陽圏とVLISMを銀河全体の類似物と比較すると、恒星の天球とISMへの持続的な影響の両方を形成する地球規模のプロセスが制限されます。
光学から中赤外スペクトルエネルギー分布フィッティングまでの静止超拡散銀河の恒星集団
| Title |
The_stellar_populations_of_quiescent_ultra-diffuse_galaxies_from_optical_to_mid-infrared_spectral_energy_distribution_fitting |
| Authors |
Maria_Luisa_Buzzo,_Duncan_A._Forbes,_Jean_P._Brodie,_Aaron_J._Romanowsky,_Michelle_E._Cluver,_Thomas_H._Jarrett,_Seppo_Laine,_Warrick_J._Couch,_Jonah_S._Gannon,_Anna_Ferr\'e-Mateu_and_Nobuhiro_Okabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11819 |
スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを使用して、さまざまな環境にまたがる29個の静止超拡散銀河(UDG)の恒星集団特性に制約を課します。指数関数的に減少する星形成の歴史を仮定して、SpitzerとWISEからの光学、近赤外線、および中赤外線のアーカイブデータと組み合わせた、完全なベイジアンルーチンPROSPECTORを使用します。調査したUDGの星の質量、年齢、金属量、ダスト含有量、星形成時間スケール、測光赤方偏移（photo-zs）を回復します。中間赤外線データを使用して、UDG内のダストの存在を調べます。その存在を確認することはできませんが、モデルに少量のダストを含めることで、星の個体群が分光法で報告されたものに近づくことがわかりました。さらに、すべての銀河の赤方偏移を当てはめます。分光法と比較してフォトzの回復が高い精度を示しているため、距離が不明な3つのフィールドUDGの新しいフォトz推定値を提供できます。静止フィールドのUDGは、クラスターの対応するUDGよりも体系的に若いため、恒星の個体群が環境に依存しているという証拠を見つけました。最後に、すべてのUDGが通常の矮小銀河の質量と金属量の関係よりも下にあることを発見しました。特に、球状星団(GC)に乏しいUDGは、GCに富むUDGよりも一貫して金属に富んでおり、GCに乏しいUDGは膨張した矮星である可能性があることを示唆していますが、ほとんどのGCに富んだUDGは、失敗した銀河のシナリオによってよりよく説明されます。.副産物として、サンプルに含まれる2つの銀河、NGC1052-DF2とNGC1052-DF4が同等の恒星集団特性を共有しており、年齢は8Gyrと一致していることを示しています。この発見は、銀河が一緒に形成された形成シナリオを支持しています。
晴明望遠鏡の KOOLS-IFU による GOALS サンプルの光学 IFU 観測: $z <$ 0.04 での 9 U/LIRG の初期結果
| Title |
Optical_IFU_Observations_of_GOALS_Sample_with_KOOLS-IFU_on_Seimei_Telescope:_Initial_results_of_9_U/LIRGs_at_$z_<$_0.04 |
| Authors |
Yoshiki_Toba,_Satoshi_Yamada,_Kazuya_Matsubayashi,_Koki_Terao,_Aoi_Moriya,_Yoshihiro_Ueda,_Kouji_Ohta,_Aoi_Hashiguchi,_Kazuharu_G._Himoto,_Hideyuki_Izumiura,_Kazuma_Joh,_Nanako_Kato,_Shuhei_Koyama,_Hiroyuki_Maehara,_Rana_Misato,_Akatoki_Noboriguchi,_Shoji_Ogawa,_Naomi_Ota,_Mio_Shibata,_Nozomu_Tamada,_Anri_Yanagawa,_Naoki_Yonekura,_Tohru_Nagao,_Masayuki_Akiyama,_Masaru_Kajisawa,_Yoshiki_Matsuoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11824 |
生命望遠鏡のKOOLS-IFUを使用したIFU観測により、$z<$0.04にある9つの局所的な超高輝度赤外線銀河(U/LIRG)の電離ガスの特性を提示します。観測されたターゲットは、大天文台全天LIRGサーベイ(GOALS)から抽出され、幅広い合併段階をカバーしています。H$\beta$、[OIII]$\lambda$5007、H$\alpha$、[NII]$\lambda\lambda$6549,6583、[SII]$\lambda\lambda$6717などの輝線の検出に成功しました。$R$=1500-2000のスペクトル分解能を持つ6731は、(i)電離ガスの空間分解($\sim$200-700pc)モーメントマップと(ii)銀河内の活動銀河核(AGN)の診断を提供します。中央の$\sim$3--サンプルの直径は11kpcです。AGNによって駆動されると予想される[OIII]流出は、(i)銀河中心に向かって、および(ii)一連の合体段階として、より強くなる傾向があることがわかりました。特に、後期（ステージD）の合体におけるアウトフローの強さは、初期（ステージB）の合体よりも約1.5倍強く、これは銀河の合体がAGN駆動型のアウトフローを誘発し、重要な役割を果たす可能性があることを示しています。銀河と超大質量ブラックホールの共進化。
ローサイドを歩く: LOFAR は GASP クラゲ銀河の低周波電波放射を調査します
| Title |
Walk_on_the_Low_Side:_LOFAR_explores_the_low-frequency_radio_emission_of_GASP_jellyfish_galaxies |
| Authors |
Alessandro_Ignesti,_Benedetta_Vulcani,_Bianca_M._Poggianti,_Alessia_Moretti,_Timothy_Shimwell,_Andrea_Botteon,_Reinout_J._van_Weeren,_Ian_D._Roberts,_Jacopo_Fritz,_Neven_Tom\v{c}i\'c,_Giorgia_Peluso,_Rosita_Paladino,_Myriam_Gitti,_Ancla_Mu\"uller,_Sean_McGee,_Marco_Gullieuszik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11955 |
クラゲ銀河は、円盤から伸びる剥ぎ取られた星間物質の長いフィラメントを特徴とし、ラム圧剥ぎ取りの結果を研究するための主要な実験室です。電波の波長では、星の円盤を越えて広がる一方的な放射を示すことが多く、現在の星形成速度から予想される電波光度よりも過剰な電波光度を示します。GASPサーベイからの6つの銀河のサンプルについて、LOFAR2メートルスカイサーベイによって提供された新しい144MHz画像を提示します。これらの銀河は、144MHz($6-27\times10^{22}$WHz$^{-1}$)での全球光度が高く、進行中の星形成率を上回っていることが特徴です。$\sim$10kpcに対応するガウスビームで平滑化された電波画像とH$\alpha$画像を比較すると、平均勾配$k=0.50$を持つ2つの放射間の準線形空間相関が明らかになります。それらの恒星円盤では、$k=0.77$を測定しました。これは、電波と星の形成の線形関係に近いものです。ラム圧の結果として、これらのクラゲ銀河では、宇宙線輸送が通常の銀河よりも効率的であると推測されます。通常、電波尾部は円盤よりも電波とH$\alpha$の比率が高いため、円盤から取り除かれた電子によって電波放出が促進されることが示唆されます。すべての銀河で、星形成率は過去$\sim10^8$年間で$\leq10$倍減少しています。観測された電波放出は、過去の星形成と一致しているため、この最近の減少が、電波光度と星形成率の過剰の原因である可能性があることを提案します。
スーパーウィンドによる壊滅的な冷却。 III.非平衡光イオン化
いくつかのスターバースト駆動銀河スーパーウィンドの観測は、強い放射冷却が、フィードバックの性質、および星形成銀河における星と分子ガスの形成において重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。これらの壊滅的な冷却スーパーウィンドは、断熱流体モデルでは適切に記述されていませんが、非平衡放射冷却機能を流体モデルに組み込むことで再現できます。この作業では、FLASH流体力学コードのフレームワークに実装された原子および冷却モジュールMAIHEMを使用して、放射冷却スーパーウィンドの形成と、さまざまな流出パラメーター、ガス金属量に対する対応する非平衡イオン化(NEI)状態をシミュレートしました。、および周囲密度。光イオン化プログラムCLOUDYを使用して、これらの放射冷却スーパーウィンドの放射および密度に制限された光イオン化を予測し、UVおよび光ライン放出を予測します。NEI状態で構築された非平衡光イオン化モデルは、特に金属が豊富で壊滅的な冷却流出でCIVが強化され、金属が乏しい流出でOVIが強化されることを示しています。
現在および将来の $\gamma$ 線探索による暗黒物質消滅のユニタリティー限界
| Title |
Current_and_future_$\gamma$-ray_searches_for_dark-matter_annihilation_beyond_the_unitarity_limit |
| Authors |
Donggeun_Tak,_Matthew_Baumgart,_Nicholas_L._Rodd,_Elisa_Pueschel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11740 |
何十年もの間、電弱規模の暗黒物質(DM)の検索が行われてきましたが、決定的な検出はありませんでした。この成功の欠如は、DM検索が間違った質量範囲に焦点を合わせていることを示唆している可能性があります。正規のパラメーター空間を超えて提案されている候補は、超ヘビーDM(UHDM)です。この作業では、30TeVから30PeVの間の質量の間接的なUHDM消滅探索を検討し、$\sim$100TeVのユニタリティー限界をはるかに超えて拡張し、この体制におけるDMモデルの基本的な要件について説明します。消滅の兆候を検出する可能性と、現在および将来の超高エネルギー(VHE;$>$100GeV)$\gamma$線観測所でのUHDMの予想到達距離を調査します。具体的には、3つの参照機器に焦点を当てています。VERITASとCTA-Northをモデルにした2つのImagingAtmosphericCherenkovTelescopeアレイと、HAWCによって動機付けられた1つのExtendedAirShowerアレイです。機器の応答関数とバックグラウンド率に関する合理的な仮定により、前述の観測所で$\gamma$線シグネチャを検出できる一連のUHDMパラメータ(質量と断面積)を見つけます。さらに、各実験の予想される上限を計算します。現実的な露出時間で、3つの機器は幅広い質量範囲にわたってDMをプローブできます。下端では、依然として点状の断面を持つことができますが、より高い質量では、DMは複合性を示す幾何学的な断面を持つことができます。
恒星起源連星ブラックホールの最大質量に対する厳しい制約と重力波観測における階層的合体の証拠
| Title |
Tight_Constraint_on_the_Maximum_Mass_of_Stellar-origin_Binary_Black_Holes_and_Evidence_for_Hierarchical_Mergers_in_Gravitational_Wave_Observations |
| Authors |
Yuan-Zhu_Wang,_Yin-Jie_Li,_Jorick_S._Vink,_Yi-Zhong_Fan,_Shao-Peng_Tang,_Ying_Qin,_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11871 |
高度なLIGO/Virgoによって検出された合体連星ブラックホール(BBH)の起源はまだ議論されており、これらの合体イベントの共同質量スピン分布に手がかりが存在する可能性があります。ここでは、重力観測で検出されたBBH集団を調査するための現象論的モデルを構築します。データは、2つの異なるチャネルから発生したメンバーによって十分に説明できます。1つはフィールドバイナリの進化であり、もう1つは動的アセンブリです。恒星起源のイベントの最大質量について、信頼度90\%で$m_{\rmmax}=39.4^{+2.6}_{-2.5}M_{\odot}$という厳しい制約が得られます。この質量カットオフは、(脈動)対不安定性超新星爆発および/または恒星風から発生する可能性があります。また、動的イベントの$4-17\%$の一部が階層的な合体であり、これらのBHの平均スピンの大きさは第1世代の合体よりも大幅に大きく、${\rmd}\mu_{\rma}>99\%$の信頼性で0.4$。
LIGO-Virgo で検出可能な連星ブラック ホールの階層的合体の制約
LIGOとVirgoによって検出された連星ブラックホール(BBH)の合体のほとんどは、星の崩壊から形成された第1世代の合体によって説明できます。ブラックホール(BH)の1つは、以前の合併の名残です。階層的合体が発生する主な条件は、残りのBHがホスト星団によって保持されることです。星団の階層的合併率を推定する簡単な式を提示します。この後者は保持確率に比例することがわかります。さらに、核星団(NSC)におけるBBHの合体の$\sim2\%$は代わりに階層的な合体である可能性があるのに対し、球状星団(GC)の割合はわずか10分の1パーセントであることを示しています。ただし、GCとNSCの階層的合併の割合はほぼ同じで、つまり$\sim{\mathcalO(10^{-2})}~{\rmGpc^{-3}~yr^{-1}}$、GCでのBBH合併率の合計はNSCでのそれよりも大きいためです。これは、LIGO-Virgoによって検出された重力波イベントが階層的な合体として識別された場合、この合体がGCまたはNSCから発生した可能性が同等であることを示唆しています。
融合する超大質量ブラック ホール連星候補 SDSSJ1430+2303 の X 線ビュー: 最初の ~200 日間の観測結果
| Title |
X-ray_view_of_a_merging_supermassive_black_hole_binary_candidate_SDSSJ1430+2303:_results_from_the_first_~200_days_observations |
| Authors |
Liming_Dou,_Ning_Jiang,_Tinggui_Wang,_Xinwen_Shu,_Huan_Yang,_Zhen_Pan,_Jiazheng_Zhu,_Tao_An,_Zhen-Ya_Zheng_and_Yanli_Ai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11968 |
最近、近くのセイファート銀河SDSSJ1430+2303で前例のない超大質量ブラックホール連星(SMBHB)候補が発見され、3年以内に合体すると予測されています。X線分光法は、連星が近すぎてそれぞれが個々の広い線領域を保持できない場合に、最後の刺激段階に関する独自の運動学的証拠をもたらす可能性があります。私たちは、ユニークなSMBHB合併イベントを確認し、関連する高エネルギープロセスを包括的なX線ビューから理解しようとしています。XMM-Newton、NuSTAR}、Chandra、Swiftを含むSDSSJ1430+2303が、発見されてから最初の$\sim200$日にわたって観察されました。数日の時間スケールで最大7倍のX線変動が検出されました。0.2から70keVの広帯域スペクトルは、べき乗則と、暖かい吸収体で覆われた相対論的反射から構成されるモデルにうまく適合できます。わずか19日しか離れていない2つのXMM-Newton観測の間で、たとえば、視線速度が~0.2cから~0.02cに減少するなど、暖気吸収体の特性は劇的に変化しました。塊状の風のシナリオを完全に除外することはできませんが、SMBHBのコンテキスト。FeK$\alpha$の幅広い放出はしっかりと検出されていますが、その速度シフトやプロファイルの変化はまだ測定可能ではありません。予想される連星の軌道運動を検出するために、さらに長いX線観測を行うことを強くお勧めします。
ホットペアプラズマと磁化された電子と陽子の間の境界の2次元粒子シミュレーション：面外磁場
| Title |
Two-dimensional_particle_simulation_of_the_boundary_between_a_hot_pair_plasma_and_magnetized_electrons_and_protons:_out-of-plane_magnetic_field |
| Authors |
M_E_Dieckmann,_D_Folini,_R_Walder,_A_Charlet,_and_A_Marcowith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12075 |
セル内粒子(PIC)シミュレーションにより、静止時の均一な磁化周囲電子陽子プラズマと磁化されていないペアプラズマの間の相互作用を調べます。.磁場はシミュレーション平面の外を向いています。注入されたペアプラズマは磁場を追い出し、その前面に積み上げます。周囲の電子をトラップし、陽子を横切って引きずります。電場が成長し、陽子を対雲の膨張方向に加速します。この電磁パルスは、ペア雲を周囲のプラズマから分離します。パルスの不均一な場でドリフトする電子と陽電子は、パルスの前に電流シートを乱す不安定性を引き起こします。増大する摂動の波動ベクトルは磁場の方向に直交しており、磁気張力はそれを安定させることができません。電磁パルスはペアプラズマを透過し、最初の電磁パルスに先行して新しい電磁パルスを形成します。陽子と陽電子が強力な電磁界によって加速される遷移層は、陽子表皮の深さの数倍の厚さで発達します。陽子は、強い磁場に囲まれた高密度の塊を形成します。遷移層の厚さは、ペアのプラズマ粒子の典型的な速度から予想されるよりもゆっくりと成長し、後者は陽子に運動量を伝達します。したがって、遷移層は不連続として機能し、ペアプラズマを周囲プラズマから分離します。このような不連続性は、天体物理ペアプラズマジェットの重要な構成要素です。
Insight-HXMT と NICER によって観測された、新たに発見されたミリ秒パルサー MAXI~J1816--195
の爆発からの多量の熱核 X 線バースト
| Title |
The_prolific_thermonuclear_X-ray_bursts_from_the_outburst_of_the_newly_discovered_millisecond_pulsar_MAXI~J1816--195_observed_by_Insight-HXMT_and_NICER |
| Authors |
Chen_Yu-Peng,_Zhang_Shu,_Ji_Long,_Zhang_Shuang-Nan,_Wang_Peng-Ju,_Kong_Ling-Da,_Chang_Zhi,_Peng_Jing-Qiang,_Shui_Qing-Cang,_Li_Jian,_Tao_Lian,_Ge_Ming-Yu,_Qu_Jin-Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12124 |
MAXIJ1816-195は、Insight-HXMTとNICERによって2022年6月のアウトバースト中に検出された、多量の熱核バーストを伴う、新たに発見された降着ミリ秒パルサーです。アウトバースト中、Insight-HXMTは、そのピークおよび減衰フェーズで73のバーストを検出しました。これは、ミリ秒パルサーの降着に見られる大量のバーストシステムとして機能します。Insight-HXMTとNICERによって同時に検出された1つのバーストを分析することにより、従来の黒体モデルからのわずかな逸脱が見つかりました。同様のプロファイルと強度を持つ66バーストのInsight-HXMT光曲線を積み重ねることにより、30～100keVで15.7シグマの有意性を持つ硬X線不足が検出されます。不足分は持続フラックスの約30%であり、他のバースターに比べて低いです。不足率はエネルギーに依存し、エネルギー帯域が高いほど大きくなります。これらの発見により、新たに発見されたミリ秒MAXIJ1816-195は、他のミリ秒パルサーやアトールバースターと比較してかなり特異なシステムになっています。さらに、最も明るいバーストに基づいて、距離の上限を6.3kpcと導出し、降着円盤の内側円盤半径の上限を40kmと推定します。半径を磁気圏半径と仮定すると、導き出される磁場強度は約7.1*10^8Gです。
NLS1 AGN UGC 11763 における軟 X 線変動の反射モデルと吸収モデルの比較
| Title |
Comparing_Reflection_and_Absorption_Models_for_the_Soft_X-ray_Variability_in_the_NLS1_AGN_UGC_11763 |
| Authors |
Jiachen_Jiang,_Luigi_C._Gallo,_Dirk_Grupe,_Michael_L._Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12177 |
狭線セイファート1銀河UGC11763の2つのXMM-Newton観測のスペクトル解析を提示します。UGC11763は、12年離れた2つの観測で非常に異なる軟X線スペクトル形状を示しています。UGC11763のマルチエポックX線変動を説明するために、3つのスペクトルモデルが考えられます。1つは相対論的円盤反射モデルに基づくもので、もう1つは暖かいコロナモデルと組み合わされた複数の部分的にカバーする吸収体に基づくもの、およびハイブリッドモデルです。最初のモデルでは、UGC11763のX線変動は、可変サイズのコンパクトな冠状領域からの放出によって引き起こされます。結果として得られるディスク反射成分は、それに応じて変化します。このモデルでも、適度なカラム密度の暖気吸収モデルが必要です。部分的にカバーする吸収のシナリオでは、UGC11763のX線変動性は、$r<\approx100r_{\rmg}$の領域内にある2つの吸収体の変数カバー係数によって引き起こされます。さらに、軟X線放出の根底にある変数を説明するには、暖かいコロナの温度と強度も大幅に変化する必要があります。最後に、3番目のモデルでコロナの形状を変更せずに、UGC11763の可変吸収と組み合わされたホットコロナからの可変固有べき乗法則放出の可能性を調査します。このハイブリッドモデルは、鉄放出バンドのフィッティングが改善され、部分的にカバーする吸収モデルよりもわずかに優れたフィッティングを提供します。現在のCCD解像度のデータでは、UGC11763のこれらのスペクトルモデルを区別できません。AthenaとXRISMは、異なるスペクトル成分を分解することによってそれらをテストします。
SCALES for Keck: 光学設計
| Title |
SCALES_for_Keck:_Optical_Design |
| Authors |
Renate_Kupke,_R._Deno_Stelter,_Amirul_Hasan,_Arun_Surya,_Isabel_Kain,_Zackery_Briesemeister,_Jialin_Li,_Phil_Hinz,_Andrew_Skemer,_Benjamin_Gerard,_Daren_Dillon_and_Christopher_Ratliff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11736 |
SCALESは、高コントラストの赤外線コロナグラフィックイメージャーであり、WMの背後に配置される積分視野分光器(IFS)です。ケック天文台補償光学システム。反射光学設計により、広い波長範囲(1.0～5.0ミクロン)にわたって回折限界のイメージングが可能になります。レンズレットリフォーマッタ(「slenslit」)と組み合わせたマイクロレンズアレイベースのIFSにより、低(R=35-250)および中(R=2000-6500)スペクトル分解能の両方で分光法が可能になります。広い波長範囲、回折限界の性能、高コントラストのコロナグラフィー、および極低温操作は、独自の光学設計の課題を提示します。パフォーマンスモデリング、解析、製造を含む完全なSCALES光学設計を提示します。
気候変動と天文学: マウナケアの長期的な傾向の考察
マウナケアは、天体観測のための世界有数の場所の1つで、複数の望遠鏡がサブミリから光の波長で動作しています。海抜4,200メートルを超える頂上にあるマウナケアは、歴史的に乾燥した安定した気候で、頂上での乱気流が最小限に抑えられているため、天文学にとって理想的な場所です。しかし、変化する気候の下で、その場所が最初に天文台の場所として選択されてから、ここ数十年で(上記の)山頂の状態がどのように進化したか、そしてその場所が継続的な変化に対してどの程度将来的に保証されるかを尋ねます.現場での気象観測、ラジオゾンデプロファイル、数値再解析など、さまざまなソースからのデータを使用して、過去40年間のマウナケアの気候学を構築します。私たちは、気象条件(風速や湿度など)と画質(シーイングなど)の両方に関心があります。気象条件は、一般に、統計的に有意な傾向がほとんどなく、気温や降水量などの天文学的に重要なパラメータの準周期的な年々変動があり、この期間にわたって比較的安定していたことがわかりました。しかし、過去数十年間で最大風速が増加し、風速が15~m~s$^{-1}$を超える頻度が1～2%増加していることがわかります。地層乱流に大きな影響を与えます。重要なことに、フリードパラメーターは過去40年間変化していないことがわかりました。最終的には、今後も監視を継続し、山頂の気候の変化を検出するために、より多くのデータとデータソース(プロファイリング機器を含む)が現場で必要になります。
超低背景宇宙天文学のための 1 メガピクセル近赤外アバランシェ フォトダイオード アレイの最初のテスト
| Title |
First_tests_of_a_1_megapixel_near-infrared_avalanche_photodiode_array_for_ultra-low_background_space_astronomy |
| Authors |
Charles-Antoine_Claveau_(1),_Michael_Bottom_(2),_Shane_Jacobson_(1),_Klaus_Hodapp_(2),_Aidan_Walk_(1),_Markus_Loose_(3),_Ian_Baker_(4),_Egle_Zemaityte_(4),_Matthew_Hicks_(4),_Keith_Barnes_(4),_Richard_Powell_(4),_Ryan_Bradley_(5),_Eric_Moore_(5)_((1)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii_at_Manoa,_Hilo,_USA,_(2)_University_of_Hawaii_at_Manoa,_Honolulu,_USA,_(3)_Markury_Scientific_Inc.,_Thousand_Oaks,_CA,_USA,_(4)_Leonardo_M.W._Ltd.,_Southampton,_UK,_(5)_Hawaii_Aerospace_Corp.,_Honolulu,_HI,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11834 |
地球に似た太陽系外惑星と超微光銀河の分光法は、今後数十年間の優先科学ケースです。ここで、ブロードバンド光源フラックスレートは、1平方メートルあたり1時間あたりの光子数で測定され、1e-/ピクセル/キロ秒未満の暗電流、1e-/ピクセル/フレーム未満の読み取りノイズ、および大きなフォーマット。現在、これらの要件を満たす赤外線検出器はありません。ハワイ大学と産業界のパートナーは、HgCdTeバンドギャップ構造の微調整を使用して、ノイズのない電荷増幅と最小限のグローを可能にする、1つの有望な技術である線形モードアバランシェフォトダイオード(LmAPD)を開発しています。ここでは、極低温テストベッドで動作するプロトタイプメガピクセルフォーマットLmAPDの最初の結果を報告します。50ケルビンで、約3e-/ピクセル/キロ秒の暗電流を測定しました。これは、ゼロと一致する固有の暗電流(0.1e-/ピクセル/キロ秒の最良の推定値)と0.08e-のROICグローによるものです。/ピクセル/フレーム。これらのデバイスの読み取りノイズは、3ボルトで約10e-/ピクセル/フレームであり、バイアスが1ボルト増えるごとに30%減少し、8ボルトで2e-に達します。今後の科学グレードのデバイスは、これらの数値を大幅に改善し、テスト中に明らかになった他の問題に対処することが期待されています.
PROPOSAL を用いたミュオンの指向性再構築における偏向不確実性のシミュレーション
| Title |
Simulation_of_Deflection_Uncertainties_on_Directional_Reconstructions_of_Muons_Using_PROPOSAL |
| Authors |
Pascal_Gutjahr,_Jean-Marco_Alameddine,_Alexander_Sandrock,_Jan_Soedingrekso,_Mirco_H\"unnefeld_and_Wolfgang_Rhode |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11902 |
大規模ニュートリノ検出器とミューオントモグラフィーは、ミューオンまたは親ニュートリノの起源を推測するために、検出器内のミューオンの方向に依存しています。ただし、ミュオンは、検出器に入る前に伝播経路に沿って偏向を蓄積します。これは、不確実性の追加の原因として考慮する必要がある場合があります。この論文では、ミュオンのたわみは、確率的相互作用の多重散乱とたわみを説明するシミュレーションツールPROPOSALを使用して研究されています。個々の相互作用に沿ったたわみは、ミュオンのエネルギーと相互作用のタイプに依存し、TeVからPeVのエネルギーでさえ、度のオーダーに達する可能性があります。蓄積された偏向角は、初期ミューオンエネルギーとは無関係に、最終ミューオンエネルギーに依存してパラメーター化できます。最終エネルギーが500GeVの伝播ミューオンの累積偏向の中央値は、$[0.01{\deg},0.39{\deg}]$.これは、現在のニュートリノ検出器の方向分解能とほぼ同じです。さらに、シミュレーションツールMUSICおよびGeant4との比較、ならびに2つの異なるミュオン偏向測定が実行されます。
適応メッシュ リファインメント グリッド用の LightAMR 形式の標準および可逆圧縮アルゴリズム: RAMSES のユース ケース
| Title |
LightAMR_format_standard_and_lossless_compression_algorithms_for_adaptive_mesh_refinement_grids:_RAMSES_use_case |
| Authors |
Lo\"ic_Straffela_and_Damien_Chapon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11958 |
並列I/Oライブラリの進化と、「転送中」や「現場」の可視化と分析などの新しい概念は、プレエクサスケールアプリケーションのI/Oボトルネックを回避するための重要なテクノロジとして特定されています。それでもなお、データ構造とデータ形式は、I/O量を削減し、データプロデューサーとデータコンシューマーの間のデータの相互運用性を向上させるために改善することもできます。このホワイトペーパーでは、lightAMRと呼ばれる、AMRメッシュ用の非常に軽量で目的に特化した後処理データモデルを提案します。このデータモデルに基づいて、完全にスレッド化されたAMRオクツリーからデータの冗長性を取り除くツリープルーニングアルゴリズムを導入します。さらに、AMRグリッド構造記述用とAMR倍精度/単精度物理量スカラーフィールド用の2つのロスレス圧縮アルゴリズムを提示します。次に、この新しいlightAMRデータモデルのRAMSESシミュレーションデータセットと、枝刈りおよび圧縮アルゴリズムのパフォーマンスベンチマークを提示します。私たちの剪定アルゴリズムは、情報を失うことなく、RAMSESAMRデータセットからのセルの総数を10～40%削減できることを示しています。最後に、RAMSESAMRグリッド構造は最大3桁圧縮でき、floatスカラーフィールドは倍精度で最大1.2倍、単精度で最大1.3～1.5倍、圧縮速度が最大1倍になることを示します。GB/秒。
| Title |
Super-resolution_wavefront_reconstruction |
| Authors |
Sylvain_Oberti,_Carlos_Correia,_Thierry_Fusco,_Benoit_Neichel_and_Pierre_Guiraud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12052 |
超解像(SR)は、一連の測定信号の分解能をアップスケールしようとする手法です。SRは、複数の低解像度でサンプリングされたデータセットを組み合わせることで、より高い周波数の信号コンテンツを取得します。SRは、時間領域と空間領域の両方でよく知られています。エイリアシングを低減し、粗くサンプリングされた画像の解像度を向上させるために、イメージングで広く使用されています。特に、SRがトモグラフィーマルチWaveFrontセンサー(WFS)AOシステムに本質的に適していることを示し、最小限の設計作業で多くの利点を明らかにします。このペーパーでは、波面センシング操作の直接空間およびフーリエ光学の説明を提供し、特に周期的不均一サンプリングのフレームワークで、信号再構成を通じてSRを活用する方法を示します。メタ均一および不均一サンプリング方式の両方が調査されます。次に、ShackHartmann(SH)WFSのSR二次元モデルを提供し、感度関数の特性を分析します。SRの概念は、代表的なマルチWFSSHAOシステムの数値シミュレーションで最終的に検証されます。私たちの結果は、SRフレームワークで複数のWFSサンプルを組み合わせると、単一のWFSによって提供されるネイティブモードよりも多くのモードへのアクセスが許可されること、およびサンプル間でサブアパーチャサイズが固定されているにもかかわらず、それを示しています。さらに、関連するノイズ伝搬がSRの下で低下しないことを示します。最後に、この概念は、単一のピラミッドWFSによって生成される信号に拡張されます。結論として、波面再構成に適用されるSRは、サブアパーチャのサイズを目的の波面サンプリング解像度から分離するため、探索する新しいパラメーター空間を提供します。古い仮定を短くすることで、新しい、より柔軟でパフォーマンスの高いAO設計が可能になります。
LIDA - アストロケミストリーのためのライデン氷データベース
| Title |
LIDA_-_The_Leiden_Ice_Database_for_Astrochemistry |
| Authors |
W._R._M._Rocha,_M._G._Rachid,_B._Olsthoorn,_E._F._van_Dishoeck,_M._K._McClure,_and_H._Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12211 |
氷の混合物中の固相分子の高品質の振動スペクトルと天体物理学的に関連する温度は、原始星と背景の星に対する赤外線観測を解釈するために必要です。過去25年間、ライデン天文台の天体物理学研究所は、さまざまな氷のサンプルの1100以上のスペクトルを提供してきました。JamesWebbSpaceTelescopeの最近の打ち上げに合わせて、最近測定されたスペクトルを追加して、天体化学のためのLeidenIceDatabase(LIDA)を完全にアップグレードしました。この原稿の目的は、IRスペクトルの大規模なコレクションにアクセスして操作するために存在するオプション、およびH2O氷のUV/visから中赤外屈折率、および天文学指向のオンラインツールの解釈をサポートすることを説明することです。IR氷観測。LIDAは、FlaskとBokehを使用してWebページとグラフの視覚化を生成します。SQLはデータベース内の氷類似体の検索に使用し、Jmolは3D分子の視覚化に使用します。データベース内の赤外線データは、極低温基板上に凝縮された氷膜の透過分光法によって記録されます。H2O氷の実際のUV/vis屈折率は、単色HeNeレーザービームと広帯域Xeアークランプを同時に使用して作成された干渉縞から導き出されますが、実際と虚の中間IR値は理論的に計算されます。LIDAはオンラインツールも提供しています。最初のツールであるSPECFYは、原始星に向かって氷の合成スペクトルを作成するために使用されました。2番目のツールは、中赤外屈折率値の計算を目的としています。LIDAを使用すると、天体物理学に関連する固相分子の実験データを検索、ダウンロード、視覚化し、天体観測をサポートする手段を提供できます。例として、LIDAで利用可能なリソースを使用して原始星AFGL989のスペクトルを分析し、H2O、CO、およびCO2氷のカラム密度を導き出します。
TESS Prime ミッション中に観測された星の変動カタログ
| Title |
Variability_Catalog_of_Stars_Observed_During_the_TESS_Prime_Mission |
| Authors |
Tara_Fetherolf,_Joshua_Pepper,_Emilie_Simpson,_Stephen_R._Kane,_Teo_Mocnik,_Victoria_Antoci,_Daniel_Huber,_Jon_M._Jenkins,_Keivan_Stassun,_Joseph_D._Twicken,_Roland_Vanderspek,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11721 |
2年間のプライムミッションで、TESSは空の約70%にわたって2分間のリズムで232,000個以上の星を観測しました。これらのデータは、天体物理学的に興味深い時間スケールの範囲にわたる測光変動の記録を提供し、星の回転、連星系の食、および脈動を調べます。TESSの2分間の光度曲線を分析して、タイムスケール0.01～13日の周期的変動を特定し、さまざまな星の特性にわたって結果を調査しました。40,000を超える周期的変数を高い信頼度で識別し、さらに50,000を中程度の信頼度で識別しました。これらのライトカーブは、回転変数、日食変数、および脈動変数の明確なグループ化により、HRダイアグラム全体の変動タイプの違いを示しています。また、周期-光度空間全体に興味深いパターンが見られ、大質量パルセータ、進化した星、および接触連星系の周期と光度の間に明確な相関関係があり、クラフトブレークに対応する不連続性があり、メインの周期変動の発生が少ない.シーケンススターは1.5～2日のタイムスケールで表示されます。
太陽の K I D 線の偏光信号とその磁気感度
この作業は、D2線に特に重点を置いて、スペクトル合成を通じて太陽KID線の強度と偏光パターンを形成する際の関連する物理プロセスを特定することを目的としています。理論的なストークスプロファイルは、太陽大気の1次元の半経験的モデルを考慮して、偏光放射の放射伝達問題を数値的に解くことによって得られました。計算では、散乱偏光、部分周波数再分布(PRD)効果、超微細構造(HFS)、JおよびF状態の干渉、複数の同位体、および任意の強度と方向の磁場が考慮されます。両方のD線の強度プロファイルと円偏光プロファイルは、J状態干渉とHFSの両方を無視して適切にモデル化できます。マグネトグラフの式は、HFSを含めずに両方の線に適用して、下部彩層の弱い縦磁場を推定できます。対照的に、散乱偏光信号をモデル化するには、HFSを含める必要があります。D2散乱偏光振幅は、HFSによって強く偏光解消されますが、測定可能なままです。PRD効果が考慮されていない場合、散乱偏光プロファイルにかなりの誤差が生じます。散乱プロセス中の衝突にも、かなりの偏光解消効果があります。最後に、D2散乱偏光信号は、約10Gの強さの磁場に特に敏感であり、それらの方向に大きく依存します。それにもかかわらず、四肢での振幅に対するその中心から四肢への変動は、電界強度と方向に大きく影響されません。これらの調査結果は、太陽磁気の診断のためのKID2線分極の価値を強調し、この線の直線分極信号と円分極信号が主に下部彩層と上部光球の磁場にそれぞれ敏感であることを示しています。
水素との非弾性衝突が金属の少ない星の NLTE 銅存在量に及ぼす影響
| Title |
The_Impact_of_Inelastic_Collisions_with_Hydrogen_on_NLTE_Copper_Abundances_in_Metal-Poor_Stars |
| Authors |
Xiaodong_Xu,_Jianrong_Shi,_and_Xiaofeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11812 |
Cu\,$+$\,HおよびCu$^+$の量子力学的速度係数を含む更新されたモデル原子を使用して、\ion{Cu}{1}線の非局所熱力学的平衡(NLTE)解析を調査します。\,$+$\,H$^-$Belyaevらの最近の研究からの非弾性衝突。(2021)。これらのデータがNLTE存在量決定に与える影響は、$-$2.59\,dex$\,\le$\,[Fe/H]\,$\le$\,$-$0.95\,dex.\ion{Cu}{1}線の場合、正確な原子データを適用すると、LTEからの逸脱が減少し、Drawinの理論的近似で得られたものと比較して銅の存在量が低くなります。採用した銅原子モデルを検証するために、サンプル星の\ion{Cu}{2}線のLTE銅存在量も導出しました。\ion{Cu}{1}(NLTE)および\ion{Cu}{2}(LTE)線から一貫した銅存在量が得られ、これは銅原子モデルの信頼性を示しています。$\sim$\,$-$2.0\,dex\,$<$\,[Fe/H]\,$<$\,$\sim$\,$-$1.0\,dexであり、二次的な(金属量に依存する)銅の生産に有利です。
ケプラーミッションで観測された活動星のスクーマニッチブレーキングインデックスからの偏差の測定
| Title |
Measuring_deviation_from_Skumanich_braking_index_in_active_stars_observed_by_Kepler_mission |
| Authors |
D._B._de_Freitas,_F._J._Cavalcante_and_T._M._Santiago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11829 |
この作業の目的は、巨大な主系列星の磁気制動指数$q$の値とSkumanich$q=3$の正準値との偏差を決定することです。この文脈において、本研究は、これらの進化段階における星のスピンダウンを制御する繊細なメカニズムを理解するための決定要因である、重力と遠心力のバランスに基づいて制動指数を解析的に計算しようとします。現在の研究では、\textit{Kepler}ミッションからの質量、半径、回転周期が明確に定義された恒星ターゲットの幅広いサンプルを使用しました。その結果、\textit{Kepler}恒星パラメータは、範囲$1\leqq\leq3$に制限された$q$インデックスのかなり正確な値を提供します。これは、磁気恒星風のモデルの予測と一致しています。私たちの結果は、この作業で使用されたモデル内で、値$q=3$から離れた制動指数の有意な偏差が、クラフトブレークよりも高い質量で発生することを最終的に示しています。
新しいデルタ Scuti 星の発見
脈動する星は、星の天体物理学にとって注目すべき対象です。それらの脈動周波数により、星の内部構造を調べることができます。脈動星の最もよく知られているグループの1つは$\delta$Scuti変数で、A-F型星のエネルギー伝達メカニズムを理解するために使用できます。したがって、現在の研究では、$\delta$Scuti星の発見に焦点を当てました。この調査では、いくつかの基準に従いました。まず、TESSデータベースを目視で調べたところ、脈動のような挙動を示す単一星がいくつか発見されました。2番目の基準は$T_{\rmeff}$と$\logg$の範囲です。$\delta$のScuti星は、通常、$T_{\rmeff}$と$\logg$の値が6300\,$-$\,8500\,Kと3.2\,$-$\,4.3の範囲にあります。、それぞれ。したがって、TIC$T_{\rmeff}$と$\logg$の値がこれらの範囲内にある星を選択しました。もう1つの基準は、脈動周波数です。すべての候補星について周波数分析が行われました。さらに、ターゲット星の$M_{V}$、$L$、および$M_{bol}$パラメータを決定して、脈動定数を計算し、それらの位置をH-R図に示しました。最終的な脈動タイプの分類は、星の周波数範囲と脈動定数を考慮して行われました。調査の結果、5つの$\delta$スキューティ、1つの$\gamma$ドラダス、および4つのハイブリッドシステムが発見されました。
アルマ望遠鏡のサブバンドを用いて異なる高さで探査された太陽彩層における横波の伝播
| Title |
Propagation_of_transverse_waves_in_the_solar_chromosphere_probed_at_different_heights_with_ALMA_sub-bands |
| Authors |
Juan_Camilo_Guevara_G\'omez_and_Shahin_Jafarzadeh_and_Sven_Wedemeyer_and_Mikolaj_Szydlarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12070 |
AtacamaLargeMillimeter/sub-millimeterArray(ALMA)は、現在一度に単一の受信機バンドを介してではありますが、太陽彩層のダイナミクスを研究するための優れた診断ツールを提供してくれました。各アルマバンドは、複数のスペクトルチャネルで構成される4つのサブバンドで構成されます。しかし、これまでのところ、最適なイメージングを確保するためにスペクトル領域は無視されてきたため、時系列観測はほとんどフルバンドデータプロダクトに限定されており、研究は単一の彩層に限定されていました。ここでは、アルマバンド3データ(3\,mm;100\,GHzを中心とする)が下側波帯と上側波帯に分割される動的イベント(つまり、波の伝播)の最初の観測を報告します。原則として、このアプローチは、太陽大気のわずかに異なる層をマッピングすることを目的としています。側波帯データは、SolarALMAPipeline(SoAP)と共に削減され、各側波帯の時系列の輝度温度マップが得られました。純粋に音響波が優勢であると予想される磁気的に静かな領域の位相分析を通じて、2つの側波帯の平均高さの差は$73\pm16$~kmと推定されます。さらに、2つの大気高度での振動間のウェーブレット位相解析によって、小規模な明るい構造における横波の伝搬を調べました。波の6\%は立っていることがわかり、残りの波の54\%と46\%はそれぞれ上向きと下向きに伝播しており、絶対伝播速度はおよそ$\approx96$~km/sである。$3800$\,W/m$^2$の平均エネルギー流束で。
太陽ダイナモ機構による大極小期、極大期、定常活動期における太陽コロナ場、開放フラックス、宇宙線変調ポテンシャルの長期強制力
| Title |
Long-term_forcing_of_Sun's_coronal_field,_open_flux_and_cosmic_ray_modulation_potential_during_grand_minima,_maxima_and_regular_activity_phases_by_the_solar_dynamo_mechanism |
| Authors |
Soumyaranjan_Dash,_Dibyendu_Nandy,_Ilya_Usoskin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12103 |
太陽ダイナモ機構によって太陽の内部で生成された磁場は、さまざまな時間スケールにわたって太陽活動を駆動します。太陽のコロナの宇宙ベースの観測は数十年しか存在しませんが、直接的な黒点観測は数世紀にわたって存在し、太陽開放フラックスと宇宙線フラックスの変動は、数千年にわたる宇宙線同位体の研究を通じて再構築できます。このような再構成は、過去に極端な太陽活動の変動があったことを示していますが、数千年規模のダイナモ活動、結果として生じるコロナフィールド、太陽開放フラックス、および宇宙線変調の間の因果関係はとらえどころのないままです。確率論的に強制された太陽ダイナモモデルを利用することにより、長期的なシミュレーションを実行して、ダイナモによって生成された磁場が太陽コロナの構造と太陽圏の状態をどのように支配するかを明らかにします。これは、オープンフラックスと宇宙線変調ポテンシャルの変化によって示されます。.太陽活動の最大値、最小値、および通常の太陽活動段階における太陽コロナの大規模な構造化の性質の違いを確立し、太陽活動のこれらの異なる段階を含む時間スケールで開放フラックスと宇宙線変調ポテンシャルがどのように変化するかをシミュレートします。シミュレートおよび再構築された太陽開放フラックスのパワースペクトルが互いに一致することを示します。私たちの研究は、宇宙線同位体に依存する再構成に基づいて長期的な太陽周期変動を解釈するための理論的基礎を提供し、太陽の内部変動を太陽圏の状態の強制に結び付けます。
何千もの連星系の力学的測定に基づく低質量星の質量と等級の関係
| Title |
A_Mass-Magnitude_Relation_for_Low-mass_Stars_Based_on_Dynamical_Measurements_of_Thousands_of_Binary_Star_Systems |
| Authors |
Mark_R._Giovinazzi,_Cullen_H._Blake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12112 |
恒星の質量は、恒星の形成と進化を理解するための鍵となる基本的なパラメーターであり、近くの系外惑星の仲間の特徴付けにも役立ちます。歴史的に、星の質量は、視覚的または分光学的な連星系の長期観測から導き出されてきました。高解像度イメージングの進歩により、より短い軌道周期を持つシステムの観測が可能になりましたが、星の質量測定は依然として困難であり、正確に測定されたものは比較的少数です。星の集団の質量を測定するための新しい統計的アプローチを提示します。Gaiaastrometryを使用して、絶対等級範囲$14.5>M_にまたがるGaia$G_\mathrm{RP}$バンドの質量と等級の関係を確立するために、低質量星で構成される$>3,800$幅の連星系の相対軌道運動を分析します。{G_\mathrm{RP}}>4.0$、$0.08$~M$_{\odot}\lesssimM\lesssim1.0$~M$_{\odot}$の質量範囲に対応。この関係は、ガイアカタログの$>30$百万の星に直接適用できます。2MASS$K_{s}$等級で校正された既存の質量と等級の関係との比較に基づいて、質量推定値の内部精度は$\sim$10$\%$であると推定されます。この関係を使用して、太陽から50~pc以内の$\sim$18,200星の体積制限サンプルの質量と、$M\lesssim1.0$~M$_{\odotの星の現在のフィールド質量関数を推定します。}$、0.16~M$_{\odot}$でピークを見つけます。連星質量比$q>0.2$で完全な、初期のK矮星プライマリを持つワイド連星系の体積制限されたサンプルを調査し、分離$>100$~auで$q$の分布を測定します。$q$の分布は均一に分布しておらず、むしろ$q=1.0$に向かって減少していることがわかります。
太陽風における完全に取り除かれたイオンのドロップアウト: 波加熱とリコネクションの診断
| Title |
Dropouts_of_Fully_Stripped_Ions_in_the_Solar_Wind:_A_Diagnostic_for_Wave_Heating_versus_Reconnection |
| Authors |
John_C._Raymond,_M._Asgari-Targhi,_Maurice_L._Wilson,_Yeimy_J._Rivera,_Susan_T_Lepri,_and_Chengcai_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.12193 |
ACE衛星に搭載されたSWICS装置は、ゆっくりとした太陽風と惑星間コロナ質量放出(ICME)の頻繁な間隔を検出しました。この場合、C6+やその他の完全に取り除かれたイオンが大幅に枯渇しますが、SiやFeなどの元素のイオン化状態は、イオンが存在する必要があります。これらのイオンはすべてHe2+と同じサイクロトロン周波数を持っているため、これらの外れ値またはドロップアウトイベントは共鳴サイクロトロン加熱プロセスによって説明できることが示唆されています。これらの外れ値イベントが形成されるコロナの領域を調査します。それは、電離凍結の高さおよび衝突のないプラズマ状態への遷移より上でなければなりませんが、風が太陽重力の影響をまだ感じるのに十分なほど低くなければなりません。Alfven速度の局所的な変化がAlfven波の反射と乱流カスケードを変化させるため、ドロップアウトイベントは、加熱が減少した比較的密度の高いガスの小塊に対応することをお勧めします。その結果、完全に剥ぎ取られたイオンのサイクロトロン周波数での波力はHe2+に吸収され、他の完全に剥ぎ取られたイオンを十分に加熱して太陽の重力に打ち勝つことができない可能性があります。この図式が裏付けられれば、太陽風の共鳴サイクロトロン加熱モデルと確率的加熱モデルを区別するのに役立つかもしれません。
コンパクト星天体物理学と重イオン衝突における初期のクォーク脱閉じ込め
| Title |
Early_quark_deconfinement_in_compact_star_astrophysics_and_heavy-ion_collisions |
| Authors |
Oleksii_Ivanytskyi,_David_Blaschke,_Tobias_Fischer_and_Andreas_Bauswein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.09085 |
カラー超伝導クォーク物質に対する最近開発された相対論的密度汎関数アプローチと、不均一なパスタ相とクォークハドロン連続性の効果を現象論的に説明する新しいクォークハドロン遷移構築に基づいて、我々は適用可能なハイブリッド状態方程式のクラスを構築します。コンパクトスターの天体物理学と重イオン衝突に典型的な体制。初期のクォークの閉じ込め解除は、観測データとの良好な一致を提供し、コンパクトな星の合体と重イオンの衝突に典型的な領域に向かって超新星爆発中の物質進化の軌道を駆動する強いジクォーク対の注目すべき結果であることを概説します。
\texttt{TQSGWB}: TianQin ヌル チャネルを使用した確率的重力波背景の検出
| Title |
\texttt{TQSGWB}:_Detecting_stochastic_gravitational_wave_background_with_the_TianQin_null_channel |
| Authors |
Jun_Cheng,_En-Kun_Li,_Yi-Ming_Hu,_Zheng-Cheng_Liang,_Jian-dong_Zhang,_Jianwei_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11615 |
確率的重力波背景(SGWB)の検出は、天体物理学と基礎物理学に大きな影響を与える宇宙重力波天文台の主要な科学的目標の1つです。この作業では、TianQin検出器に基づくヌルチャネル法を使用して等方性SGWBを抽出できるヌルチャネルデータ解析ソフトウェア\texttt{TQSGWB}を開発しました。ノイズクロススペクトルについては、以前の研究でしばしば無視されていた虚数成分が、共通のレーザーリンクにおける位置ノイズの縮退を打破する上で重要な役割を果たしていることがわかりました。マルコフ連鎖モンテカルロサンプリングにより、前景に銀河の混乱がない場合に、さまざまな信号と機器ノイズのパラメーターを直接推定できることを示します。わずか3か月の観測で、TianQinは$\Omega_{\rmPL}=1.3\times10^{-12}$,$\Omega_{\rmという低いエネルギー密度のSGWBを自信を持って検出できることがわかりました。Flat}=6.0\times10^{-12}$、および$\Omega_{\rmSP}=9.0\times10^{-12}$、それぞれべき乗則、フラット、および単一ピークモデルの場合。
原始熱プラズマにおける高エネルギーSM粒子のカスケード
初期宇宙の高エネルギー標準モデル(SM)粒子は、重い長寿命粒子の崩壊によって生成されます。その後の熱化は、原始熱プラズマ内で高エネルギーの一次粒子が低エネルギーの娘に分裂することによって発生します。このようなプロセスの主な例は、インフレトンがSM粒子に崩壊することによって引き起こされる膨張後の再加熱です。再加熱時の熱化を理解することは、熱い宇宙の起源を明らかにし、暗黒物質やバリオンの非対称性を生成する新しいメカニズムを開く可能性があるため、非常に重要です。この論文では、先行対数近似におけるLandau--Pomeranchuk--Migdal効果を考慮して、熱プラズマ中の高エネルギーSM粒子の熱化を調査します。SM粒子の内容全体と関連するすべてのSM相互作用が初めて含まれています。つまり、SU(3)$_c\times$SU(2)$_L\times$U(1)$_Y$の完全なゲージ相互作用です。そして湯川トップのやり取り。各SM種の分布関数は、数値的および解析的に計算されます。最初の数回の分裂の後、各SM種の分布関数を分析的に取得しました。さらに、十分な数の分割の後、粒子分布は、インフレトン崩壊によって注入された高エネルギー粒子とは無関係に、低運動量で特定の値に漸近することを示しています。結果は、予熱段階で生成されるDMの存在量を計算するのに役立ちます。カスケード内の熱プラズマと高エネルギー粒子の間の散乱からDM存在量を計算する方法を説明するために、例が提供されています。
| Title |
Covariant_Predictions_for_Planck-Scale_Features_in_Primordial_Power_Spectra |
| Authors |
Aidan_Chatwin-Davies,_Achim_Kempf,_Petar_Simidzija |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11711 |
私たちの手紙(arXiv:2208.10514)へのこのコンパニオンでは、量子重力による自然な共変紫外線カットオフから生じる、原始スカラーおよびテンソルパワースペクトルに対する予測補正を研究します。原始相関器のパス積分で合計されるフィールドを共変的に制限することにより、これらのカットオフを実装し、そのようなパス積分を評価するために必要な関数分析手法について詳しく説明します。測定された宇宙論的パラメーターに関して与えられ、特定のインフレーションの可能性を想定していない私たちの予測は、補正が従来のパワースペクトルに重ね合わされた小さな振動の形をとるということです。これらの振動の周波数は、カットオフスケールの位置にのみ依存しますが、振幅と位相は、カットオフがオンになる程度に適度に敏感です.新しい予測の特異性は、宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造の観測におけるテンプレート検索を通じて、実験感度を大幅に高める機会を提供します。これは、場の量子論で量子重力効果が重要になるスケールにさらに高い境界を設定するために使用される可能性があり、量子重力効果の肯定的な証拠を提供する可能性さえあります。
量子重力の多くの理論では、時空の量子ゆらぎがデコヒーレンスの環境として機能する可能性があります。ここでは、フェルミオンダークセクターの存在下で、現実的な3つのニュートリノシナリオに対して、高エネルギー天体物理ニュートリノの量子重力デコヒーレンスを研究します。量子重力相互作用で発生すると予想されるグローバルな対称性の違反が、宇宙の暗黒物質フェルミオンの数を特定する可能性をどのように提供するかを示します。さらに、ソースでのフレーバー組成に応じて、実験で予想される総ニュートリノフラックスとフレーバー比率を予測します。
超重力におけるポールインフレーション
インフレトンセクターの動的混合に次数1または2の極が存在する場合に、超重力カオスインフレーション内でどのように実装できるかを示します。この極は、対数項の係数-Nに関連するスカラー曲率を持つ双曲線多様体をパラメーター化する、選択された対数ケーラーポテンシャルKによって発生します。関連するスーパーポテンシャルWは、インフレトンを伴うスーパーフィールドと同じR電荷を示し、許可されたすべての項を含みます。インフレトンの役割は、ゲージ一重項または非一重項スーパーフィールドによって果たすことができます。インフレトンのKに対数項が1つあるモデルでは、N=2と、Wの項の間に10^-5のオーダーの調整が必要であり、0.001のレベルでテンソルとスカラーの比率rを予測します。調整は、より構造化されたKの場合、完全に回避できます。N値はrとともに増加し、スペクトルインデックスは、その現在の中心観測値に近いか、または等しい場合さえあります。
重力双極子放射の同時限界とコンパクトな連星インスパイラルからのさまざまな重力定数
| Title |
Simultaneous_bounds_on_the_gravitational_dipole_radiation_and_varying_gravitational_constant_from_compact_binary_inspirals |
| Authors |
Ziming_Wang,_Junjie_Zhao,_Zihe_An,_Lijing_Shao,_Zhoujian_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11913 |
コンパクトな連星は、現在および将来のGW観測所で検出できる重要なクラスの重力波(GW)源です。それらは、非常に動的な強磁場領域における一般相対性理論(GR)のテストベッドを提供します。ここでは、双極子重力放射(DGR)と、スカラーテンソル重力などのGRに対するいくつかの代替理論によって予測されるさまざまな重力定数を調査するために、連星中性子星と連星ブラックホールの渦巻きからのGWを使用します。パラメータ化されたポストアインシュタインフレームワーク内で、これら2つの効果のパラメータ化をコンパクトバイナリのインスパイラル波形に同時に導入し、フィッシャー情報行列分析を実行してそれらの同時境界を推定します。一般に、宇宙ベースのGW検出器は、地上ベースのものよりも厳しい制限を与えることができます。最も厳しい制約は、DGRパラメーター$B$および$\sigma_{\dot{G}}/G<7\times10^{-9}\,{\rmyr}^{-1}$変化する$G$に対して、GWイベントの合体までの時間が宇宙ベースの検出器の寿命に近いとき。さらに、これら2つの効果の相関関係を分析し、より現実的な結果を得るために両方の効果を考慮することの重要性を強調します。
Alouette: さらに別のカプセル化された TAUOLA ですが、元に戻すことができます
既存の前方モンテカルロ減衰エンジンを考慮して、逆モンテカルロ減衰をシミュレートするためのアルゴリズムを提示します。このアルゴリズムは、タウレプトンの崩壊をシミュレートするためのTAUOLAシンラッパーであるAlouetteライブラリに実装されています。Alouetteの詳細な説明と検証結果を提供します。
ワンループ実効アクションの勾配補正
勾配の2次までの1ループ有効アクションを導出します。この有効作用の拡張は、強い一次相転移における気泡の核生成など、空間または時間勾配が重要な宇宙論的設定の問題を研究するのに役立ちます。時空間に依存する背景フィールドを想定して、ウィグナー空間で作業し、プロパゲーターによって満たされる運動方程式と一致する中点勾配展開を実行します。特に、プロパゲーターは、対称要件から得られる追加の運動方程式によって自明ではない制約を受けるという事実を考慮します。単一のスカラーフィールドの場合の計算を示し、その結果を複数フィールドの場合に一般化します。単一フィールドの場合はゼロの結果が得られますが、複数のフィールドを考慮すると、1ループの2次勾配補正が重要になる可能性があります。最後に、この結果を2つのスカラーフィールドの単純なおもちゃのモデルに適用します。このモデルには、正準運動項とツリーレベルでの質量混合が含まれます。
