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喷射聚类的量子算法
识别高能粒子碰撞中形成的喷流需要解决可能大量终态粒子的优化问题。在这项工作中，我们考虑使用量子计算机加速喷流聚类算法的可能性。专注于电子-正电子碰撞的情况，我们考虑一种众所周知的事件形状，称为推力，其最优值对应于一组粒子中最像喷流的分离平面，从而定义两个半球喷流。我们展示了如何将推力公式化为量子退火问题和 Grover 搜索问题。我们分析的一个关键部分是考虑将经典数据与量子算法接口的现实模型。通过顺序计算模型，我们展示了如何将众所周知的 O × N 3 Þ 经典算法加速为 O × N 2 Þ 量子算法，包括从 N 个终态粒子加载经典数据的 O × N Þ 开销。在此过程中，我们还找到了一种将经典算法加速到 O = N 2 log N Þ 的方法，该方法使用受 SISC 单喷射算法启发的排序策略，该算法没有自然的量子对应物。借助并行计算模型，我们在经典和量子情况下都实现了 O = N log N Þ 的缩放。最后，我们考虑将这些量子方法推广到与大型强子对撞机质子-质子碰撞中使用的算法更密切相关的其他喷射算法。
喷射聚类的量子算法
识别高能粒子碰撞中形成的喷流需要解决可能大量终态粒子的优化问题。在这项工作中，我们考虑使用量子计算机加速喷流聚类算法的可能性。专注于电子-正电子碰撞的情况，我们考虑一种众所周知的事件形状，称为推力，其最优值对应于一组粒子中最像喷流的分离平面，从而定义两个半球喷流。我们展示了如何将推力公式化为量子退火问题和 Grover 搜索问题。我们分析的一个关键部分是考虑将经典数据与量子算法接口的现实模型。通过顺序计算模型，我们展示了如何将众所周知的 O × N 3 Þ 经典算法加速为 O × N 2 Þ 量子算法，包括从 N 个终态粒子加载经典数据的 O × N Þ 开销。在此过程中，我们还找到了一种将经典算法加速到 O = N 2 log N Þ 的方法，该方法使用受 SISC 单喷射算法启发的排序策略，该算法没有自然的量子对应物。借助并行计算模型，我们在经典和量子情况下都实现了 O = N log N Þ 的缩放。最后，我们考虑将这些量子方法推广到与大型强子对撞机质子-质子碰撞中使用的算法更密切相关的其他喷射算法。
粒子物理学的人工智能：更好、更快、更智能
• “命中”：单通道中的能量沉积 • 轨迹：由轨迹仪、μ子室中的一致命中构建 • 簇：由量热仪中的邻近命中构建 • 粒子：由链接的轨迹和簇构建 • 喷流：准直的粒子喷雾
电子加热和非...的实验室观察
最近，Phan 等人 [14] 报告了准平行弓形激波下游地球磁鞘中纯电子重联的卫星观测结果，其中 X 点两侧相反方向的阿尔文电子喷流提供了重联的“确凿证据” 。在航天器穿过磁鞘的整个轨迹中，没有观察到与重联相关的阿尔文离子喷流。二维 (2D) 粒子胞内 (PIC) 模拟表明，当岛间系统尺寸 Δ 减小到离子动力学尺度的 40 倍以下时，离子开始与重联过程脱钩 [15] 。二维纯电子重联的重联速率和电子流出速度明显高于离子耦合重联 [15] ，三维重联甚至更高 [16] 。在磁化等离子体湍流[17 – 21]和近无碰撞冲击[22 – 24]中，纯电子重联被认为是能量级联到动能尺度的重要过程。然而，人们对纯电子重联过程中的能量转换与完全离子耦合重联的区别了解甚少，后者
使用质子-质子碰撞产生的轻子+喷流事件测量极化和自旋关联并观察顶夸克对中的纠缠
使用单个电子或μ子事件和处于终态的喷流来测量顶夸克对 ( t ¯ t ) 的极化和自旋关联。测量基于 CMS 实验收集的 LHC 在 ffiffiffi sp ¼ 13 TeV 处的质子-质子碰撞数据，对应于积分光度 138 fb − 1 。通过对数据进行分箱似然拟合，同时提取极化矢量和自旋关联矩阵的所有系数。测量是全面进行的，并包含其他可观测量，例如 t ¯ t 系统的质量和 t ¯ t 静止框架中的顶夸克散射角。测得的极化和自旋关联与标准模型一致。从测得的自旋关联中，应用佩雷斯-霍罗德基标准得出关于 t ¯ t 自旋纠缠的结论。标准模型预测在生产阈值和 t ¯ t 系统质量较高时，t ¯ t 态将发生纠缠自旋。这是首次在高 t ¯ t 质量事件中观察到纠缠，其中大部分 t ¯ t 衰变是空间分离的，预期和观测显著性均高于 5 个标准差。
模拟正在形成的大质量恒星周围的圆盘和磁流出 - II。大质量原恒星喷流的动力学
背景。形成大质量恒星会发射磁源流出物，这实际上是寻找大质量恒星形成地点的标志。然而，直到最近几年，才有可能对这种磁驱动流出物的形成和传播进行理论和观察研究。目的。通过这项工作，我们旨在详细研究从大质量恒星形成早期阶段驱动高度准直流出的机制，以及这些过程如何受到形成大质量恒星的原生环境特性的影响。方法。我们进行了一系列 31 次模拟，旨在建立这些机制的统一理论图景，并确定不同环境的影响如何改变它们的形态和动量输出。磁流体动力学模拟还考虑了欧姆耗散作为非理想效应、自重力和尘埃和气体热吸收和发射的扩散辐射传输。我们从一个坍缩的云核开始，它被最初均匀的磁场穿过，并且正在缓慢旋转。我们在球坐标系中使用了二维轴对称网格。结果。在模拟中，我们可以清楚地区分快速的磁离心发射和准直喷流（速度 ≳ 100 km s − 1 ）和由磁压驱动的更宽的磁塔流，后者会随时间而变宽。我们详细分析了流动的加速度，以及它在几百个天文单位的距离处被磁力重新准直。我们量化了磁制动对外流的影响，这会缩小系统后期演化的外流腔。我们发现，尽管自重力和介质热力学不可扩展，但我们的结果会随着云核的质量而变化，原则上可以用于这种质量的一系列值。我们观察到，对于大质量原恒星的诞生环境的各种假设，都存在相同的喷流驱动机制，但随着时间的推移，它们的形态和机械反馈会发生变化，从而达到更大的尺度。
使用来自质子-质子碰撞的轻子+喷流事件（在 sqrt(s) = 13 TeV）测量极化和自旋关联并观察顶夸克对中的纠缠
使用单个电子或μ子事件和终态喷流来测量顶夸克对 (tt) 的极化和自旋关联。测量基于 CMS 实验在√ s = 13 TeV 下收集的 LHC 质子-质子碰撞数据，对应于积分光度 138 fb − 1 。通过对数据进行分箱似然拟合，同时提取极化矢量和自旋关联矩阵的所有系数。测量是全面进行的，并包含其他可观测量，例如 tt 系统的质量和 tt 静止框架中的顶夸克散射角。测得的极化和自旋关联与标准模型一致。从测得的自旋关联，应用佩雷斯-霍罗德基标准得出关于 tt 自旋纠缠的结论。标准模型预测在生产阈值和 tt 系统高质量时 tt 态的纠缠自旋。这是首次在高 tt 质量事件中观察到纠缠，其中大部分 tt 衰变是空间分离的，预期和观察到的显著性均高于 5 个标准差。
![arXiv:2110.00727v1 [astro-ph.HE] 2021 年 10 月 2 日](/simg/g:\will\search\icon\source\1\13dde54f17b24c343f770694a01585114928e958.webp)
arXiv:2110.00727v1 [astro-ph.HE] 2021 年 10 月 2 日
伽马射线暴 (GRB) 的中心引擎仍然是多信使天体物理时代的一个开放和前沿课题。X 射线平台出现在一些 GRB 余辉中，被广泛认为源自磁星的旋转减速。根据 GRB 的稳定磁星场景，X 射线余辉中应该出现 X 射线平台和约 t − 2 的衰减阶段。同时，“正常”的 X 射线余辉是由 GRB 火球的外部冲击产生的。我们分析了 Neil Gehrels 的 Swift GRB 数据，然后找到了三个金样本，它们的 X 射线平台和约 t − 2 的衰减阶段叠加在喷流驱动的正常分量上。基于光变曲线的这些特征，我们认为磁星应该是这三个 GRB 的中心引擎。未来的联合多信使观测可能会进一步检验这种可能性，这将有利于约束 GRB 物理。
海军天文台 - CNMOC
组成 ICRF 的超大质量黑洞 在 2022 年 6 月《天体物理学杂志增刊》上发表的一篇新论文中，美国海军天文台的天文学家 Remington Sexton 博士领导了一个新的目录，该目录列出了组成国际天体参考框架 (ICRF) 的活动星系核 (AGN) 的基本光谱特性。 [1] 自 20 多年前采用以来，ICRF 已发展到包括数千个具有非常长基线干涉 (VLBI) 观测的河外射电源，这使得世界各地的多个射电望远镜可以充当单个射电天文台。 ICRF 目前已是第三次实现 (ICRF3)，它提供了一个前所未有的精度天体参考框架，可用于天体测量、大地测量和导航等关键领域。 然而，矛盾的是，除了它们的位置和射电亮度之外，人们对这些物体的天体物理性质知之甚少。物理信息的缺乏阻碍了许多天体物理学研究对 ICRF 和新的光学天体参考系 Gaia-CRF 之间位置偏移原因的探究，而这也是一项关键的研究重点。一种可能性是，这些巨大的光学-射电偏移可归因于射电喷流，这种射电喷流可以在射电波长下表现出扩展的发射，或者偏离了用 Gaia 测量到的光学光心，对于 AGN 而言，这对应于中央超大质量黑洞周围的吸积盘。Sexton 博士说：“ICRF 现在正处于这样一个阶段，对这些物体基本性质的物理理解将有助于提高未来 ICRF 实现的准确性和精确度。”利用斯隆数字巡天 (SDSS) 提供的庞大的可用光谱数据库，确定了近 900 个 ICRF3 物体的重要物理特性，例如红移、黑洞质量和发射线运动学，其中超过 1,000 个物体具有 AGN 光谱类型分类。该星表采用了最先进的贝叶斯光谱拟合算法，可以同时拟合所有感兴趣的光谱参数，以及稳健的不确定性估计 [2]，该算法由 USNO 专门为研究组成 ICRF3 的低红移和高红移活动星系核而开发。由于黑洞吸积过程在短时间内发生，活动星系核的辐射变化很大，因此需要不断监测组成 ICRF 的物体，以防可能发生的变化
大规模 Schwinger 模型中的准碎裂函数
部分子分布和碎裂函数是分析大多数高能数据的核心 [1,2]。在光前沿，由于时间膨胀和渐近自由，强子由冻结的部分子组成 [3 – 5]。因此，量子色动力学 (QCD) 中的硬过程可以分解为可微扰计算的硬块乘以非微扰矩阵元素，例如部分子分布函数 (PDF) 和碎裂函数 (FF)。PDF 在光前沿被估值，并且本质上是非微扰的，这使得它们无法用标准欧几里得格子公式来计算，除了几个最低矩之外。这个缺点可以通过使用准分布 [6] 及其变体 [7,8] 来避免。这些提议现在已被许多 QCD 格子合作所采用 [9 – 14]。我们最近展示了如何将这些概念扩展到量子计算 [15] 。夸克碎裂的概念起源于菲尔德和费曼的原创工作，他们提出了夸克喷流模型来描述半包容过程中介子的产生 [16] 。该模型本质上是一个独立的部分子级联模型，其中硬部分子通过发射连续的