ピークとトラフを含む局所的な極値のクラスタリングは、{\itPlanck}衛星によって観測されたCMBランダムフィールド上のガウス性、非対称性、宇宙ストリングネットワークのフットプリントを評価するために活用されます。局所的な極値の数密度は、{\itPlanck}マップの未解決のショットノイズを明らかにします。\texttt{SEVEM}データには、他の観測されたマップと比較して、ピークの最大数密度$n_{pk}$とトラフ$n_{tr}$があります。100GHz帯を除くすべての{\itPlanck}マップのしきい値$\vartheta$の上下の$n_{pk}$および$n_{tr}$の累積は、ガウスランダムフィールドと互換性があります。ローカル極値の非加重2点相関関数（TPCF）、$\Psi（\theta;\vartheta）$は、利用可能なすべてのしきい値について、角度分離$\theta\le15'$の有意な非ガウス性を示しています。この結果は、{\itDopplerpeak}（$\theta\approx70'-75'$）の周りの$\Psi$の値に基づいて、質量関数の振幅に実行可能な制約を設定するために、考慮する必要があることを示しています$\vartheta\gtrsim+1.0$。大きな分離角と高いしきい値レベルのしきい値を超えるピークのスケールに依存しないバイアス係数は、純粋なガウスCMBで予想されるものと一致しています。局所的な極値の重み付けされていないTPCFは、\texttt{SMICA}のガウス仮説を拒否するレベルを示しています。属トポロジは、さまざまなコンポーネント分離マップのガウス仮説も確認します。$n_{pk}$および$\Psi_{pk-pk}$に基づくサイズ$6^{\circ}$のディスクでCMBマップをテッセレーションすると、{\itPlanck}マップで統計的対称性が示されます。すべてのマップを組み合わせて$\Psi_{pk-pk}$を適用すると、宇宙ストリングの張力の上限が設定されます：$G\mu^{（up）}\lesssim5.00\times10^{-7}$。
重いニュートリノを持つ宇宙の大規模構造の高速シミュレーション
非線形物質のクラスタリングと質量ニュートリノの効果を含む正確な宇宙論的シミュレーションは、今後の銀河調査からニュートリノの質量スケールを測定するために不可欠です。通常、ニュートンのシミュレーションが採用され、ショットノイズを打ち消すために、ニュートリノ分布が多数の粒子でサンプリングされます。ここでは、物質のみのシミュレーションに比べて実質的に余分なコストを必要とせず、さらにニュートリノにトレーサー粒子を必要としない、非常に効率的なシミュレーションを軽質量ニュートリノで実行します。代わりに、最近開発されたニュートニオンモーションアプローチに基づく弱場辞書を使用します。ここでは、物質のニュートンシミュレーションを線形相対論的ボルツマンコードと組み合わせて、ニュートリノの進化を時間依存の座標変換に吸収できるようにします。これには、既存のN-bodyコードの最小限の変更のみが必要です。これは、$\textit{gevolution}$および$\textit{gadget-2}$で明示的に実装されています。私たちの高速な方法は、$0.1\、{\rmeV}\leq\summ_\nu\leq0.3で実行された最新のシミュレーションと比較したときに、非線形物質のパワースペクトルをpermilleレベルの精度で決定します。\、$eV。
Galaxy Cluster Zwicky 3146の郊外でのスーパーモデルの予測
緩和された銀河クラスターZwicky3146は、2009年以来多くのクラスターで既にテストされているツールであるSuperModelを介して分析されます。特に、この分析は、r_{500}までのXMM-Newtonによって測定されたクラスター内媒体X線温度データに焦点を当てています。以前の分析は、スニャエフ-ゼルドビッチ効果圧力データから導出された温度プロファイルに基づいていました。ガスの質量分率f_{gas}は、すざくで観測された急な温度プロファイルとXMM-Newtonで観測されたガス密度プロファイルと一致するビリアル半径Rまで外挿された結果のSuperModel温度プロファイルから取得されます。f_{gas}と普遍的な値との比較は、クラスター周辺の非熱圧力成分p_{nth}を示しています。SuperModel解析では、シミュレーションで検出された値よりも大きい全圧に対するp_{nth}の比率alpha（R）（約50％）が示され、ガス密度プロファイルに降伏する下部構造と不均一性が存在する可能性が強調されます。このプロファイルが塊のために修正されると、p_{nth}のレベルはかなり低下します。ただし、銀河団Zwicky3146の周辺では、大きな乱流（alpha（R）約20％）とエントロピーの平坦化が依然として存在します。
130億年前の微細構造定数の4つの直接測定
| Title |
Four_direct_measurements_of_the_fine-structure_constant_13_billion_years_ago |
| Authors |
Michael_R._Wilczynska,_John_K._Webb,_Matthew_Bainbridge,_Sarah_E._I._Bosman,_John_D._Barrow,_Robert_F._Carswell,_Mariusz_P._Dabrowski,_Vincent_Dumont,_Ana_Catarina_Leite,_Chung-Chi_Lee,_Katarzyna_Leszczynska,_Jochen_Liske,_Konrad_Marosek,_Carlos_J.A.P._Martins,_Dinko_Milakovic,_Paolo_Molaro,_Luca_Pasquini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07627 |
赤方偏移z=7.085クエーサーJ1120+0641の観測を使用して、赤方偏移範囲5.5から7.1にわたる微細構造定数αの変動を検索しました。z=7.1での観測は、宇宙がわずか8億歳だったときの宇宙の物理を調査します。これらは、これまでのアルファの最も遠い直接測定であり、近赤外分光器で行われた最初の測定です。新しいAI分析方法が採用されました。欧州南天天文台の超大型望遠鏡（VLT）のX-SHOOTERスペクトログラフからの4つの測定は、地球で測定された値（alpha_0）に対するアルファの変化を直接制限します。宇宙のこの位置におけるこの赤方偏移範囲にわたる電磁力の加重平均強度は、da/a=（alpha_z-alpha_0）/alpha_0=（-2.18+/-7.27）X10^{-5}です。つまり、4つの新しい非常に高い赤方偏移の測定からの一時的な変化の証拠はありません。4つの新しい測定値をより低い赤方偏移測定値の大きな既存のサンプルと組み合わせると、3.7シグマレベルでの変動のないモデルよりもda/aの可能な空間変動の新しい制限がわずかに優先されます。
タキオンモデルの非線形球体崩壊、および暗黒エネルギーのタキオンモデルとクインテセンスモデルの崩壊の比較
| Title |
Non-linear_spherical_collapse_in_tachyon_models,_and_a_comparison_of_collapse_in_tachyon_and_quintessence_models_of_dark_energy |
| Authors |
Manvendra_Pratap_Rajvanshi,_J._S._Bagla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07647 |
球崩壊の暗黒物質と暗黒エネルギーの摂動の進化を研究します。RajvanshiandBagla（2018）で概説されているアプローチを使用して、暗黒エネルギーのTachyonモデルを研究します。現在の観測で許可されているモデルを使用します。観測で許可されたQuintessenceモデルと同様に、暗黒エネルギーの摂動は暗黒物質の摂動の進化に大きな影響を与えないことがわかります。そのようなモデルでは、暗黒エネルギーの摂動は小さいままです。異なるクラスの暗黒エネルギーモデルを比較するために、ポテンシャルの再構築を使用して、2つのモデルの同じ膨張履歴に対する暗黒物質と暗黒エネルギーの摂動を調べます。暗黒物質の摂動は、同じ膨張履歴に対する暗黒エネルギーモデルのクラスの痕跡を運ばないことがわかります。これは、暗黒物質のクラスター化を研究するために便利なモデルと連携できるという点で重要です。ダークエネルギー摂動の進化は、これらがTachyonモデルとQuintessenceモデルで異なって成長するという点で、モデルのクラスの痕跡を運ぶことがわかります。ただし、これらの違いは（1+w）<<1で減少するため、摂動の特性を使用してモデルを区別する見通しは、宇宙では限られています。
クライオプラズマによる極低温特有の赤みがかった色：太陽系外天体の色の多様性に対する新しい説明
| Title |
Cryogenic-specific_reddish_coloration_by_cryoplasma:_New_explanation_to_color_diversity_of_outer_solar_system_objects |
| Authors |
Noritaka_Sakakibara,_Yu_Yu_Phua,_Tsuyohito_Ito,_Kazuo_Terashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07447 |
外側の太陽系の氷のような物体の間の赤みがかった色と色の多様性は、太陽系の状態と歴史を理解するための重要な手がかりの1つです。ただし、色分布の起源については議論の余地があります。ここでは、実験室実験で極低温でのみ安定した赤みがかった色を示します。赤味がかった色は、85Kで窒素含有クリオプラズマを照射したメタノールと水を含む氷で生成されました。室温まで加熱しても安定。極低温条件下での赤みがかった色のこの温度依存性は、外側の太陽系で太陽の近くに超赤の色がないことの新しい可能性のある説明を提供できます。我々の結果は、極低温環境に特有の赤みがかった物質が、外側の太陽系の色の多様性と形成メカニズムの調査に役立つことを示唆しています。
N体シミュレーションを使用した恒星未満質量限界での岩石惑星形成における潮dalおよび一般相対論的効果
| Title |
Tidal_and_general_relativistic_effects_in_rocky_planet_formation_at_the_sub-stellar_mass_limit_using_N-body_simulations |
| Authors |
M.B._S\'anchez,_G.C._de_El\'ia_and_J.J._Downes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07509 |
最近の観測結果は、非常に低い質量の星と褐色d星が、接近した岩石惑星をホストできることを示しています。低質量星は、銀河系で最も豊富な星であり、それらの惑星系の形成効率は、居住可能ゾーン内で地球のような惑星を見つけるグローバルな確率の計算に関連しています。潮dal力と相対論的効果は、低質量星の周りの惑星の最新の動的進化に関連しており、惑星形成効率へのそれらの影響に対処する必要があります。私たちの目標は、結果として生じる惑星の構造と、対応する進化する居住可能なゾーンに応じたその分布の観点から、星の質量限界に近い星の周りの岩石惑星の形成に対する潮forces力と相対論的効果の影響を評価することです。したがって、総質量0.25M$_\oplus$の224個の胚と総質量3Mの74個の胚でそれぞれ構成される2つのシステムの進化の最初の100〜Myrに及ぶ$N$体シミュレーションのセットを実行しました。0.08〜M$_\odot$の中心オブジェクトの周りの$_\oplus$。両方のシナリオで、純粋に重力によるシミュレーションの結果として生じる惑星のアーキテクチャと、中心オブジェクトの初期収縮とスピンアップ、歪みと散逸の潮terms項、一般的な相対論的効果を含むシミュレーションの結果とを比較しました。これらの効果を含めることにより、システムの居住可能なゾーンに位置する近接人口の形成と生存が可能になることがわかりました。したがって、両方の効果は、特に低質量の惑星の胚が関与している場合、岩の惑星の形成と、恒星の質量制限に近い星の周りの初期の進化の間に関連しています。
TESSプライマリミッションモノトランジットのCHEOPS観測
| Title |
CHEOPS_observations_of_TESS_primary_mission_monotransits |
| Authors |
Benjamin_F._Cooke_(1,2),_Don_Pollacco_(1,2),_Monika_Lendl_(3,4),_Thibault_Kuntzer_(3)_and_Andrea_Fortier_(5)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_Gibbet_Hill_Road,_Coventry_CV4_7AL,_UK,_(2)_Centre_for_Exoplanets_and_Habitability,_University_of_Warwick,_Gibbet_Hill_Road,_Coventry_CV4_7AL,_UK,_(3)_Observatoire_de_Gen\`eve,_Universit\'e_de_Gen\`eve,_51_Ch._des_Maillettes,_1290_Sauverny,_Switzerland,_(4)_Space_Research_Institute,_Austrian_Academy_of_Sciences,_Schmiedlstr._6,_8042_Graz,_Austria,_(5)_Centre_for_Space_and_Habitability_(CSH),_University_of_Bern,_Gesellschaftstrasse_6,_CH-3012,_Bern,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07620 |
私たちは、CHEOPSで観測できるTESSモノトランジットの割合を決定するために、CHEOPSの空のカバレッジとTESSプライマリミッションモノトランジットのオーバーラップに注目しました。プライマリTESSミッションでのTICv8の恒星数に基づいて、TESSトランジットのシミュレーションを実行します。次に、モノトランジット候補を選択し、CHEOPS観測可能性を決定します。TESSは、その主な任務中に約433のモノトランジットを発見することがわかります。40％のベースライン観測効率を使用すると、これらの387（$\sim$89％）がCHEOPSで観測可能で、平均観測時間は年間$\sim$60日であることがわかります。各システムの個々の観測時間と軌道周期に基づいて、CHEOPSは433TESSプライマリミッションモノトランジット（$\sim$70％）のうち約302の追加トランジットを観測できると予測しています。CHEOPSがターゲットを観測する前に期間の推定値を必要とすることを考えると、最大250（$\sim$58％）のTESSプライマリミッションモノトランジットが、測光と分光法の組み合わせを使用してCHEOPS観測の前に期間を解決できたと推定します。
高精度の測光におけるフリッカーノイズの軽減。 I-ノイズ構造の特性、推定輸送パラメーターへの影響、およびCHEOPS観測の予測
| Title |
Mitigating_flicker_noise_in_high-precision_photometry._I_--_Characterization_of_the_noise_structure,_impact_on_the_inferred_transit_parameters,_and_predictions_for_CHEOPS_observations |
| Authors |
Sulis_S.,_Lendl_M.,_Hofmeister_S.,_Veronig_A.,_Fossati_L.,_Cubillos_P.,_Van_Grootel_V |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07707 |
測光では、粒状化や振動によって引き起こされるような短期間の恒星の変動（「フリッカー」）は、地球サイズの惑星の移動深度に匹敵する振幅に達する可能性があり、通常の移動時間スケールで相関します。少数のトランジットが観測されると、推定された惑星パラメータに体系的なエラーを導入する可能性があります。このホワイトペーパーの目的は、このノイズの統計的特性を特徴付け、推定される通過パラメータへの影響を定量化することです。SoHO/VIRGOで得られた広範囲の太陽観測を使用して、フリッカーノイズを特徴付けました。SDO/HMIデータを使用して、太陽ディスク全体の現実的な通過をシミュレートし、これらを使用して通過光曲線を取得し、これを使用して通過パラメーターで発生した誤差を推定しました。これらのライトカーブを公開します。研究をより広いパラメーター範囲に拡張するために、ケプラー観測を使用してフリッカーノイズの特性を導出し、星のパラメーターへの依存性を研究しました。最後に、高精度のCHEOPSおよびPLATO観測を使用して、フリッカーノイズの特性を抽出できる星の見かけの大きさを制限することを予測しました。星の顆粒は確率的な色のノイズであり、恒星の磁気サイクルに関して静止しています。ちらつきの相関のタイムスケールと振幅は、恒星の質量と半径とともに増加します。通過する太陽系外惑星のパラメータをフィッティングする際にこれらの相関が考慮されない場合、これは推測されたパラメータにバイアスをかけることができます。特に、太陽のような星を周回する地球サイズの惑星の場合、$R_p/R_s$で最大10$\％$のエラーが見つかります。FおよびG星の場合、フリッカーはCHEOPSおよびPLATOで観測される通過の推定パラメーターに大きく影響します。星と通過する太陽系外惑星の両方を正確に特徴付けるために、専用のモデリング戦略を開発する必要があります。
近接した惑星ペアの節点歳差
惑星-惑星摂動は、惑星の軌道要素を長期的なタイムスケールで変化させる可能性があります。前の研究では、惑星の節点歳差率を低い$\alpha$（半長軸比、0$<$$\alpha$$\leq$1）の限界で評価しました。私たちのシミュレーションは、ケプラー調査で発見された多惑星システムと同様に、高い$\alpha$（または低い周期比）のシステムは、離心率と傾きにより強く依存する節点歳差率を持っていることを示しています。節点歳差率の外乱関数における4次への完全な拡張を提示し、この分析解が高$\alpha$惑星ペアのシミュレートされたN体の挙動をはるかによく説明することを示します。$\alpha\approx$0.5では、平均で4次のソリューションにより、分析誤差の中央値が線形理論から7.5倍、2次展開から6.2倍に減少します。理論がN体積分によって正確に検証される場合、離心率と傾斜に制限を設定します。これは、惑星系の将来の長期治療に役立つ可能性があります。
宇宙クロノメーターのステージを設定します。 II。星の集団合成モデルの影響システマティクスと完全共分散行列
| Title |
Setting_the_Stage_for_Cosmic_Chronometers._II._Impact_of_Stellar_Population_Synthesis_Models_Systematics_and_Full_Covariance_Matrix |
| Authors |
Michele_Moresco,_Raul_Jimenez,_Licia_Verde,_Andrea_Cimatti,_Lucia_Pozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07362 |
異なる赤方偏移（宇宙クロノメーター）での受動銀河の微分年齢の進化は、宇宙論に依存しない方法でハッブルパラメーターを制約できる可能性がある方法であることが証明されていますが、系統的な不確実性は慎重に評価する必要があります。この論文では、初期質量関数、恒星ライブラリ、および金属性の選択による系統的不確実性の完全な共分散行列への寄与を計算し、さまざまな恒星母集団合成モデルを探索します。残りの若い成分と星形成の歴史の影響は他で議論されました。赤方偏移範囲0<z<1.5のシミュレーションにより、恒星母集団合成モデルの選択がH（z）の総誤差バジェットを支配し、約4.5％レベルの寄与で最も不一致なモデルを破棄することがわかります。初期質量関数の選択による寄与は<0.5％ですが、恒星ライブラリによる寄与は平均で6.6％です。並行して、恒星の金属性の決定における不確実性の影響も評価し、恒星の金属性の〜10％（5％）の誤差がH（z）の9％（4％）の誤差に伝播することを発見しました。これらの結果は、エラーバジェットに対するこれらの体系的な効果の総合的な寄与を提供するために使用されます。現在のH（z）測定では、金属性と星形成の歴史による不確実性がすでに含まれているため、より新しい恒星ライブラリを使用すると、追加の系統的不確実性は5.4％（z=0.2）から2.3％の間であることがわかります（z=1.5で）。システマティックエラーバジェットを1％レベル未満に保つという目標を達成するために、より高い解像度とS/Nスペクトルを取得し、恒星の人口合成のモデリングを改善するために必要な取り組みについて説明します。
潮disrupt破壊フレアからの外観クエーサーの変更
活動的な銀河核（AGN）の潜在的なトリガーとしての潮Dis破壊イベント（TDE）の寄与を調査します。X線と高赤方偏移銀河の光学的観測から得られる最新のデータ、およびそれらの中心超巨大ブラックホールの進化を使用して、TDEが光度の関数としてAGNをトリガーする程度を計算します。低い赤方偏移（$z<1$）では、ボロメータ光度を持つすべてのAGNの数パーセントが$L_{\rmBol}\lesssim10^{44}$ergs$^{-1}$に起因する可能性があります。TDEトリガーへ。ただし、この割合は初期の宇宙時間で大幅に増加する可能性があり、$z>2$で数十パーセントに達します。これには、LookingLookQuasar（CLQ）の観測人口の約20〜50％が含まれます。TDEは、$z>2$のCompton-Thick（CT）AGN人口のかなりの部分を占める場合があります。上記の調査結果は、今後のX線ミッションとTDE-AGNを対象とした分光調査からのさらなる較正の動機付けとなります。
ユークリッド：観測された色を使用した静止および星形成銀河の選択
| Title |
Euclid:_The_selection_of_quiescent_and_star-forming_galaxies_using_observed_colours |
| Authors |
L._Bisigello,_U._Kuchner,_C.J._Conselice,_S._Andreon,_M._Bolzonella,_P.-A._Duc,_B._Garilli,_A._Humphrey,_C._Maraston,_M._Moresco,_L._Pozzetti,_C._Tortora,_G._Zamorani,_N._Auricchio,_J._Brinchmann,_V._Capobianco,_J._Carretero,_F.J._Castander,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_L._Corcione,_M.S._Cropper,_S._Dusini,_M._Frailis,_E._Franceschi,_P._Franzetti,_M._Fumana,_F._Hormuth,_H._Israel,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_T._Kitching,_R._Kohley,_B._Kubik,_M._Kunz,_O._Le_F\`evre,_S._Ligori,_P.B._Lilje,_I._Lloro,_E._Maiorano,_O._Marggraf,_R._Massey,_D.C._Masters,_S._Mei,_Y._Mellier,_G._Meylan,_C._Padilla,_S._Paltani,_F._Pasian,_V._Pettorino,_S._Pires,_G._Polenta,_M._Poncet,_F._Raison,_J._Rhodes,_M._Roncarelli,_E._Rossetti,_R._Saglia,_M._Sauvage,_P._Schneider,_A._Secroun,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07367 |
Euclidミッションでは、$z\sim6$以上の10億個を超える銀河を観測します。これは、銀河の形成と進化を理解するためのいくつかの重要な質問を調査する比類のない機会を提供します。これらの研究の多くの最初のステップは、「UVJ」図などのよく知られた色の技法を使用して文献でよく行われているように、静止および星形成銀河のサンプルを選択することです。ただし、ユークリッド望遠鏡で使用できるフィルターの数が限られていることを考えると、このような静止フレームの色の回復は困難です。したがって、静止銀河と星形成銀河を選択するために、観測されたユークリッド色を単独で、また地上ベースのuバンド観測とともに使用することを調査します。この作業でテストしたものの中で最も効率的な色の組み合わせは、（u-VIS）と（VIS-J）の色で構成されています。この組み合わせにより、ユーザーは$0.75<z<1$の範囲の赤方偏移で$\sim70\％$以上で汚染が15$\％$未満の静止銀河のサンプルを選択できることがわかります。高zの銀河またはuバンド補完観測のない銀河の場合、（VIS-Y）および（JH）色は有効な代替を表し、$1で$>65\％$完全性レベルおよび20$\％$未満の汚染を伴います静止銀河を見つけるための<z<2$。これに対して、従来のUVJ手法で選択された静止銀河のサンプルは、模擬ユークリッド観測を使用して静止フレームの色を回復するときに、$z<3$で完全な$\sim20\％$のみです。これは、ユーバンドイメージングとUバンドイメージングのみを使用できる場合に、新しい方法論が最も適していることを示しています。
$ Refracted $ $ Gravity $におけるDiskMass Survey銀河のダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_DiskMass_Survey_Galaxies_in_$Refracted$_$Gravity$ |
| Authors |
Valentina_Cesare,_Antonaldo_Diaferio,_Titos_Matsakos,_Garry_Angus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07377 |
屈折重力（RG）が暗黒物質に頼らずにディスク銀河のダイナミクスを記述できるかどうかをテストします。RGは古典的な重力理論であり、標準ポアソン方程式は、局所質量密度の普遍的な単調関数である重力誘電率$\epsilon$によって修正されます。DiskMassSurvey（DMS）で30個の銀河の回転曲線と垂直速度分散を使用して、$\epsilon$を決定します。RGは、SPSモデルと一致する質量対光比、および観察バイアスが考慮された後の観察と一致するディスクの厚さの運動プロファイルを記述します。結果は、各銀河にRGの3つの無料パラメーターを設定することに依存しています。ただし、これらのパラメーターの銀河から銀河への違いは、統計的な変動に起因する可能性があることを示しています。近似法を採用して、サンプル全体の運動学を適切に記述し、$\epsilon$の普遍性を示唆する単一のパラメーターセットを見つけます。最後に、個々の回転曲線のRGモデルは、半径方向の加速度関係（RAR）を部分的にしか説明できないことを示します。明らかに、RGモデルは、低ニュートン加速度で観測された加速度を0.1〜0.3dex過小評価しています。別の問題は、RARモデルの残差と銀河の放射状に依存する3つの特性との間の、5$\sigma$を超える強い相関です。$、そのうち2つのみ。これらの相関関係は、0と一致するDMSとは異なる、観測された銀河サンプルの固有の散乱とは異なるRGモデルの非ヌルの固有の散乱を起源とする可能性があります。RARのこれらの差異がDMSサンプル。これはRARの導出に理想的ではない場合があります。または、RGの真の障害である場合。
合併残骸の質量とスピンにエンコードされたバイナリブラックホール形成チャネルの指紋
| Title |
Fingerprints_of_binary_black_hole_formation_channels_encoded_in_the_mass_and_spin_of_merger_remnants |
| Authors |
Manuel_Arca_Sedda,_Michela_Mapelli,_Mario_Spera,_Matthew_Benacquista,_Nicola_Giacobbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07409 |
バイナリブラックホール（BBH）は、銀河系や（球状、核、若く、開いた）星団など、さまざまな環境で形成されると考えられています。ここでは、これらのさまざまな環境に関連付けられているメインBBH形成チャネルのフィンガープリントを推定する方法を提案します。フィールドまたは星団で形成される合併の相対量とともに、局所宇宙の銀河の金属性分布がBBH母集団の主な特性を決定することを示します。基準モデルは、これまでで最も重い合併であるGW170729が、高密度の星団（おそらく銀河核）で2〜3個の合併イベントを受けた前駆体から発生したことを予測しています。モデルは、ローカルユニバースの100のBBH合併のうち少なくとも1つの合併残骸の質量が$90<M_{\rmrem}/{\rm〜M}_\odot\leq{}110$であり、1000分の1であると予測します。$M_{\rmrem}\gtrsim250$M$_\odot$と同じ大きさの質量に到達できます。そのような巨大なブラックホールは、恒星質量と中間質量ブラックホールの間のギャップを埋めるでしょう。低質量と高質量のBBHの相対数は、さまざまな形成チャネルのフィンガープリントを解明するのに役立ちます。モデルの仮定に基づいて、BBH人口全体の$\sim70\％$に残りの質量が$<50$M$_\odot$である場合、分離されたバイナリがBBH合併形成の主なチャネルであると予想されます。質量$>75$M$_\odot$の残党の\gtrsim{}6$\％は、動的に形成されたBBHバイナリの重要な部分集団を指します。
ALMA（EMoCA）による分子の複雑さの探索：Sgr B2（N）の複雑なイソシアニド
| Title |
Exploring_molecular_complexity_with_ALMA_(EMoCA):_Complex_isocyanides_in_Sgr_B2(N) |
| Authors |
E._R._Willis_(1),_R._T._Garrod_(1_and_2),_A._Belloche_(3),_H._S._P._M\"uller_(4),_C._J._Barger_(1),_M._Bonfand_(3)_and_K._M._Menten_(3)_((1)_Department_of_Chemistry,_University_of_Virginia,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Virginia,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_(4)_I._Physikalisches_Institut,_Universit_\"at_zu_K\"oln) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07423 |
EMoCA調査データを使用して、SgrB2（N2）のイソシアニドおよび対応するシアン化物類似体を検索しました。次に、結合した3相の化学動力学コードMAGICKALを使用して、それらの化学をシミュレートしました。いくつかの新しい種、および100を超える新しい反応がネットワークに追加されました。さらに、新しいシングルステージの同時コラプス/ウォームアップモデルが実装されているため、以前の2ステージモデルは不要です。可変の、視覚的な消光に依存する$\zeta$もモデルに組み込まれ、テストされました。SgrB2のホットコアでの両方の種の最初の検出を表すSgrB2（N2）でのCH$_3$NCおよびHCCNCの暫定的な検出を報告します。更新された化学モデルは、選択された物理パラメータに応じて、ほとんどの観察されたNC：CN比をかなりよく再現できます。最高の性能を発揮するモデルは、雲の端での〜2$\times$10$^{-15}$s$^{-1}$から〜1$まで変化する消光依存の宇宙線イオン化率を持ちます。\times$10$^{-16}$s$^{-1}$は中央にあります。このモデルよりも絶滅に依存する$\zeta$が高いモデルは、一般的には同意しません。また、正規の値1.3$\times$10$^{-17}$sより大きい定数$\zeta$を持つモデルも同意しません。ソース全体で$^{-1}$。放射伝達モデルは、最適な化学モデルの結果を使用して実行されます。放射伝達モデルによって生成される列密度は、観測により決定される列密度よりも大幅に低くなります。観測的に決定された密度および温度プロファイルの不正確さは、考えられる説明です。励起温度は、真の「ホットコア」分子についてはよく再現されていますが、HC$_3$Nなど、ALMAバンド3に存在するラインが少ない他の分子についてはより変動します。
直接的なバーパターン速度測定による、禁止銀河の最初のメタ分析
| Title |
A_first_meta-analysis_of_barred_galaxies_with_direct_bar_pattern_speed_measurements |
| Authors |
Virginia_Cuomo,_J._Alfonso_L._Aguerri,_Enrico_Maria_Corsini,_and_Victor_P._Debattista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07455 |
広範囲の形態タイプと光度にまたがる104の近くのバード銀河のサンプルで、バーの特性とホスト銀河の関係を調査します。サンプルには、すべての銀河が含まれており、トレメイン-ワインバーグ法を使用した長スリットまたは積分場恒星分光法に基づいてバーパターン速度を直接測定しています。各銀河について、バーの半径、強度、パターン速度、共回転半径、回転速度を収集し、ホスト銀河のハッブルタイプと絶対SDSS$r$バンドの大きさを考慮しました。また、利用可能な測光分解を使用して、34個の銀河のサブサンプルのバルジ対合計光度比を導き出しました。バーパターン速度の相対誤差が比較的小さく（$<50$パーセント）、超高速バーをホストしていない銀河に分析を限定しました。最終サンプルは、34個のSB0-SBaおよび43個のSBab-SBc銀河を含む77個のオブジェクトで構成されています。より長いバーはより低いバーパターン速度で回転し、より短いバーはより弱く、より速いバーはより高いバーパターン速度で回転し、より小さな共回転半径を持ち、ディスク支配銀河はより弱いバーをホストするという以前の観察結果を確認しました。さらに、銀河の特性に応じたバーの進化中の角運動量の交換について予測されるように、より強いバーがより低いバーのパターン速度で回転することがわかりました。さらに、明るい銀河はより長いバーをホストし、バーはより低いバーパターン速度で回転し、より大きな共回転半径を持つことを報告します。この結果は、バルジが支配的な銀河でより強いバーを観察するという事実と一緒に、バーの形成とバーとバルジの共進化のダウンサイジングのシナリオと一致しています。ダウンし、長さを伸ばし、共回転を外側に押します。
| Title |
Do_fragmentation_and_accretion_affect_the_stellar_Initial_Mass_Function? |
| Authors |
R._Riaz,_D.R.G._Schleicher,_S._Vanaverbeke_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07639 |
恒星初期質量関数（IMF）は天の川銀河内で普遍に近いように見えますが、原始宇宙では分子水素冷却の効率が低下し、ガス温度が1倍高くなる可能性があると強く疑われていますこれらの極端なケースの間に、ガス温度は環境、金属性、放射バックグラウンドに応じて変化します。この論文では、ガス温度の変化がフラグメンテーションと降着を考慮して星のIMFに影響するかどうかを調べます。断片化の挙動は、ダスト等の不透明性によりほぼ等温から断熱状態に移行する状態方程式の転換点でのジーンズの質量にほとんど依存しています。状態方程式のこの遷移でのジーンズの質量は、初期温度に関係なく常に非常に類似しているため、フラグメントの初期質量は非常に類似しています。一方、降着は温度に強く依存します。後者は、星形成効率が5〜7％を超える主要なプロセスになり、星の平均質量が増加すると主張します。
SimSpin-モックIFSキネマティックデータキューブの構築
銀河のN体/流体力学シミュレーションから積分場分光法（IFS）データキューブを生成するための新しいパブリックソフトウェアフレームワークSimSpinを紹介します。これは、観測データセットと直接比較できます。SimSpinは、銀河の恒星成分を研究するための一貫した方法を提供します。スピンパラメーター$\lambda_R$などの運動学の観測的に推測される測定値が、傾き、見る条件、距離などの影響によってどのように影響を受けるかを調べるために使用できます。SimSpinはRで記述され、高度にモジュール化され、柔軟性があり、拡張可能であるように設計されています。すでに天体物理学のコミュニティで使用されており、IFSのようなキューブとFITSファイルを生成して、シミュレーションと観測を直接比較しています。このペーパーでは、SimSpinの概念フレームワークについて説明します。Rでの実装方法。また、SimSpinの現在の機能を実証し、シミュレーションされた銀河の固有の恒星運動をどのように確実に回復できるかについて、数値分解能がどのように影響するかについて簡単な調査を提供します。
スペクトル線成分の確率的検出
| Title |
Probabilistic_detection_of_spectral_line_components |
| Authors |
Vlas_Sokolov,_Jaime_E._Pineda,_Johannes_Buchner,_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07644 |
星形成領域の分子ガスなどからの運動学的情報は、スペクトル線の観測から得られます。ただし、これらの観測には多くの場合、複数の見通し内コンポーネントが含まれるため、推定値の取得と解釈が困難になります。ベイズモデルの選択を通じて、視線に沿ったコンポーネントの数、またはスペクトルの多重度を決定する完全に自動化された方法を示します。ネストされたサンプリングと従来のスペクトル線モデリングに基づいた基礎となるオープンソースフレームワークは、グリーンバンクアンモニアサーベイ（GAS）によって取得されたペルセウス分子雲のNGC1333の大面積アンモニアマップを使用してテストされます。古典的なアプローチと比較して、提示された方法は、より広い領域で速度と速度の分散を制限します。さらに、複数のコンポーネント間の速度分散分布は、GASデータの単一適合コンポーネント分析のそれから実質的に変化しなかったことがわかります。これらの結果は、フィッティングとモデル選択方法のパワーと相対的な使いやすさを示しており、複雑なスペクトルデータから最大の情報を抽出するユニークなツールとなっています。
残響マッピングを使用した幅広いライン領域モデルのテスト
新しい残響マッピング（RM）測定は、正確な光度とライン比と組み合わせて、活動銀河核（AGN）のブロードライン領域（BLR）のガスを放出するラインの位置に強い制約を提供します。この論文では、放射圧と磁気圧力の閉じ込められた雲の新しい計算を提示し、それらを「一般的なAGN」とNGC5548に適用します。新しい計算は、すべての広い輝線の観測された遅れとよく一致します。La、Civ1549、Ovi1035、Heii1640の光度。Mgii2798および1990Aの高金属性ガス用Ciii]およびSiiii]ブレンドの光度とも合理的に一致しています。彼らは、連続光度の増加に続くタイムラグの変化と、BLRの内側と外側の境界への依存性を説明しています。彼らはまた、非常に強力なバルマーおよびパッシェン連続体を予測し、連続体RM実験に重要な意味を持ちます。ただし、計算されたバルマー線とパッシェン線の光度は、2〜5の要因によって弱すぎます。この「バルマー線の危機」は以前のいくつかの研究で指摘されており、現在では過去に利用できなかったRM測定によって確認され、制約されています。エスケープ確率形式を使用する現在の光イオン化コードは、高密度で大きな光学深度ガスのバルマー線光度を正しく計算できないようです。
| Title |
Pulsed_fraction_of_super-critical_column_accretion_flows_onto_neutron_stars:_modeling_of_ultraluminous_X-ray_pulsars |
| Authors |
Akihiro_Inoue,_Ken_Ohsuga_and_Tomohisa_Kawashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07569 |
Kawashimaetal。（2016、PASJ、68、83）。ここでは、光の曲げ効果を考慮するために、シュワルツシルト時空の光の測地線方程式を解きます。重力赤方偏移と降着柱のガス運動からの相対論的ドップラー効果も組み込まれています。観測された光度は、恒星質量ブラックホールのエディントン光度を超える観測された光度が、NSの回転によって引き起こされたコラムの歳差運動によって周期的に変化するために現れます。PFは、$\theta_{\rmobs}$が$\theta_{\rmB}$に近づくにつれて増加する傾向があります。ここで、$\theta_{\rmobs}$および$\theta_{\rmB}$は観測者の回転軸から測定された磁気軸の視野角と極角。最大PFは約50％です。また、PFは$\theta_{\rmobs}\lesssim5^\circ$または$\theta_{\rmB}\lesssim5^\circ$で5％未満になることがわかります。ULXPはほとんどPFが$\lesssim$50％であるため、我々の結果は、ほとんど例外なく、超高輝度X線パルサー（ULXP）の観測と一致しています。今回の研究は、ULXPがNSへの超臨界カラムの付加によって駆動されるという仮説を支持しています。
二元中性子星合併における磁場の重要な役割
2017年8月のバイナリ中性子星（BNS）合併の最初のマルチメッセンジャー観測は、これらの異常なイベントの巨大な科学的可能性を実証しました。このブレークトラフは、BNSの合併が短いガンマ線バースト（SGRB）ジェットを発射でき、大量のrプロセス要素の大量生産の原因であるという証拠を含む、多くの発見につながりました。一方、合併および合併後のダイナミクスの詳細は、制約が不十分なままであり、重要な未解決の問題が残されています。数値相対論シミュレーションは、BNS合併で動作する物理プロセスを明らかにする強力なツールであり、対応する重力波（GW）と電磁放射を解釈する能力を向上させる最良の機会を提供します。ここでは、重要な成分として磁場に特に注意を払いながら、一般相対論的電磁流体力学シミュレーションに基づいて、BNS合併に関する現在の理論的調査をレビューします。まず、BNS合併における磁場の進化、増幅、および出現する構造について説明します。次に、さまざまな重要な側面への影響を検討します：（i）ジェットの形成とSGRBとの接続、（ii）物質放出、rプロセス元素合成、および放射性動力による新星過渡現象、および（iii）合併後のGW放出。
超新星残骸G359.1-0.5に関連する極度に過イオン化されたプラズマの均一な分布
| Title |
Uniform_distribution_of_the_extremely_overionized_plasma_associated_with_the_supernova_remnant_G359.1-0.5 |
| Authors |
Hiromasa_Suzuki,_Aya_Bamba,_Rei_Enokiya,_Hiroya_Yamaguchi,_Paul_P._Plucinsky,_and_Hirokazu_Odaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07576 |
超新星残骸（SNR）G359.1$-$0.5の特異な再結合プラズマと相互作用するCO雲に関する詳細な分析の結果を報告します。{\itChandra}と{\itSuzaku}のデータを組み合わせて、バックグラウンドスペクトルを慎重に処理して、プラズマのイオン化状態を推定しました。平均スペクトルは、初期温度（$>$16keV）からの電子温度（$\sim$0.17keV）の著しく大きい偏差を示し、プラズマが高度に再結合優勢な状態にあることを示しています。一方、再結合タイムスケール$（{\itn_{\rme}t}）$は、他の再結合SNR（$\sim4.2\times10^{11}$cm$^{-3}$s）。また、プラズマパラメータの空間的変動も検索しましたが、有意差は見つかりませんでした。NANTEN2で取得した$^{12}$CO（$J$=2-1）データを使用して、相互作用するCOクラウドの新しい妥当な候補を発見しました。これは、視線速度が$\simである-$20kms$^{-1}$。これは、以前に報告されているように、SNRが銀河中心の前景である$\sim$4kpcの距離にあることを示しています。関連するCO雲は近くのGeV/TeV放出と明確な空間的一致を示さず、GeV/TeV放出の起源はG359.1$-$0.5とは無関係である可能性が高いことを示しています。
Bright Atoll Source GX 9 + 9の反射コンポーネント
| Title |
Reflection_component_in_the_Bright_Atoll_Source_GX_9+9 |
| Authors |
R._Iaria,_S._M._Mazzola,_T._Di_Salvo,_A._Marino,_A._F._Gambino,_A._Sanna,_A._Riggio,_L._Burderi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07579 |
GX9+9（4U1728-16）は、中性子星を含む低質量X線バイナリ（LMXB）源です。GX9+1、GX3+1、およびGX13+1とともに明るい環礁光源のサブクラスに属しますが、その広帯域スペクトルは十分に研究されておらず、明らかにスペクトルに反射特性を示していません。連続体を十分に制約し、相対論的なスミア反射成分が存在するかどうかを確認するために、0.3〜40keVのエネルギーバンドをカバーする{\itBeppoSAX}および\textit{XMM-Newton}スペクトルを使用してGX9+9の広帯域スペクトルを分析します。ディスク黒体に加えて、シードフォトンが黒体スペクトルをもつComptonizedコンポーネント（東部モデル）で構成されるモデルを採用して、スペクトルを近似します。統計的に等価なモデルは、シードフォトンがディスク黒体分布をもつComptonizedコンポーネントと、境界層に関連する可能性が高い飽和Comptonizationを模倣する黒体で構成されます（西部モデル）。他の試験では良好な適合性が得られませんでした。GX9+9のスペクトルはソフト状態で観察され、その光度は5kpcの光源までの距離を想定して$2.3\times10^{37}$ergs$^{-1}$です。東部モデルのシナリオでは、Comptonizedコンポーネントのシードフォトン温度と電子温度が$1.14^{+0.10}_{-0.07}$keVおよび$2.80^{+0.09}_{-0.04}$keVであることがわかります。それぞれ、Comptonizingコロナの光学的深さは8.9\pm0.4$です。内側の降着円盤の色温度は、{\itBeppoSAX}および\textit{XMM-Newton}スペクトルでそれぞれ$0.86^{+0.08}_{-0.02}$keVおよび$0.82\pm0.02$keVです。代わりに、ウエスタンモデルのシナリオでは、{\itBeppoSAX}および\textit{XMM-Newton}スペクトルのシードフォトン温度は、それぞれ0.87$pm0.07$keVおよび1.01$pm0.08$keVです。（要約抄録）
Fe K $ \ alpha $線プロファイルで測定した部分降着円盤c蔽からの中性子星半径/質量比
| Title |
Neutron_Star_Radius-to-mass_Ratio_from_Partial_Accretion_Disc_Occultation_as_Measured_through_Fe_K$\alpha$_Line_Profiles |
| Authors |
Riccardo_La_Placa,_Luigi_Stella,_Alessando_Papitto,_Pavel_Bakala,_Tiziana_Di_Salvo,_Maurizio_Falanga,_Vittorio_De_Falco,_Alessandra_De_Rosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07659 |
星自体による内側の円盤の一部の蔽を利用することにより、弱く磁気的に円盤を形成する中性子星の半径対質量比（R/M）を測定する新しい方法を提示します。この蔽は、X線のプロファイルに固有の特徴を刻み込み、〜65度を超える傾斜の下で見られる低質量X線バイナリシステムに存在すると予想されます。良い候補システムである4U1636-53のNuSTAR観測を分析し、現在の計測器からのX線スペクトルは、信号対雑音比が不十分であるため、cult蔽の特徴を特定できない可能性が高いことを発見しました。広範なシミュレーションセットに基づいて、将来の世代の大面積X線検出器は、傾斜の範囲でR/Mを〜2{\div}3％の精度で測定できることを示します。これは、超高密度物質の状態方程式に厳しい制約を導き出すために必要な半径決定の精度であり、他の方法も将来達成することを目指している目標を表しています。
ブラザーフレア中の電子加速と冷却の時間依存モデリング
| Title |
Time_dependent_modeling_of_electron_acceleration_and_cooling_during_blazar_flares |
| Authors |
A._Dmytriiev,_H._Sol,_A._Zech |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07663 |
ブレイザーフレア中に変化する多波長（MWL）放射をモデル化するために開発した新しい時間依存レプトンコードを提示します。モデリングでは、ブラザー放射はジェット内にあるプラズマブロブから発生し、相対論的電子はブロブに注入され、確率的（フェルミII）または衝撃（フェルミI）加速を受ける可能性があると想定しています。粒子注入、脱出、加速、放射冷却を考慮に入れて、ブロブ内の電子進化の運動方程式を数値的に解きます。ブロブ放射のスペクトルエネルギー分布（SED）を計算するために、シンクロトロン自己吸収およびガンマガンマ吸収プロセスも含むシンクロトロン自己コンプトン（SSC）シナリオを想定しています。私たちのコードは、電子スペクトルと関連する広帯域SEDの進化を計算します。最初のアプリケーションとして、乱流領域が周囲に存在する2ゾーンシナリオで最小数の無料パラメーターを使用して、blazarMrk421からの連続した定常状態の放射を2010年2月に観測されたフレアと接続しようとします。放出ゾーン。Mrk421は、高シンクロトロンピーク（HSP）BLLacであり、VeryHighEnergy（VHE）ガンマ線バンドで最も明るい銀河外ガンマ線源の1つです。また、地球に最も近いTeVを放出するTeVです（赤方偏移z=0.031）。
相対論的ジェットのキンク不安定性が準周期的放射シグネチャを駆動する可能性がある
| Title |
Kink_Instabilities_In_Relativistic_Jets_Can_Drive_Quasi-Periodic_Radiation_Signatures |
| Authors |
Lingyi_Dong,_Haocheng_Zhang_and_Dimitrios_Giannios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07765 |
相対論的ジェットは、ブラックホールの付加から生じる高度にコリメートされたプラズマ流出です。それらは、非熱粒子を加速し、より大きなスケールで電磁放射を発生させるために消散することができる大量の磁気エネルギーで発射されます。キンクの不安定性は、ジェット磁気エネルギーの散逸を引き起こす効率的なメカニズムです。以前の研究では相対論的ジェットにおけるキンク不安定性の成長に必要な条件を研究してきましたが、これらの不安定性の放射サインは詳細に調査されていません。この論文では、相対論的ジェットのキンク不安定性から放射と偏光の特徴を自己矛盾なく研究することを目指しています。大規模な相対論的電磁流体力学（RMHD）シミュレーションと、中央エンジンから出て周囲の媒体を伝播する磁化ジェットの偏光放射伝達を組み合わせます。ジェットの中央スパインの局所領域が最も強いキンク不安定性を示していることを観察します。これはジェット放出領域として識別されます。非常に興味深いことに、発光領域からの光曲線に準周期振動（QPO）シグネチャがあります。さらに、偏光度は光曲線のフレアと反相関しているように見えます。私たちの分析は、これらのQPO署名が本質的にキンク不安定性によって駆動されることを示しています。QPOの期間はキンクの成長時間スケールに関連付けられています。後者は、数週間から数か月間のQPOの危険に対応します。分極シグネチャは、キンクの不安定性によって引き起こされるQPOに独自の診断を提供します。
ブラックホール過渡GRS 1716-249のハード状態でのソフトガンマ線放射の性質について
| Title |
On_the_nature_of_the_soft_gamma-ray_emission_in_the_hard_state_of_the_black_hole_transient_GRS_1716-249 |
| Authors |
T._Bassi,_J._Malzac,_M._Del_Santo,_E._Jourdain,_J.-P._Roques,_A._D'A\`i,_J.C.A._Miller-Jones,_R._Belmont,_S.E._Motta,_A._Segreto,_V._Testa,_P._Casella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07822 |
ブラックホールトランジェントGRS1716-249は、2016年から2017年の爆発の際に、ラジオからガンマ線帯域まで監視されました。このホワイトペーパーでは、GRS1716-249が明るいハードスペクトル状態であった2017年2月から3月に取得したスペクトルエネルギー分布（SED）に焦点を当てています。INTEGRAL/SPI望遠鏡で収集されたソフトガンマ線データは、熱コンプトン化放射を超えるスペクトル成分の存在を示しています。この成分は通常、X線コロナ内の非熱電子のごく一部からの逆コンプトン放射として解釈されます。ハイブリッド熱/非熱Comptonisationモデルは、GRS1716-249のX/ガンマ線スペクトルによく適合することがわかります。最適なパラメーターは、他のブラックホールX線バイナリで観測される典型的な明るいハードスペクトルです。さらに、磁化されたハイブリッドComptonisationモデルBELMは、約1E+06Gのコロナ磁場の強度に上限を提供します。あるいは、このソフトガンマ線放射は、ラジオジェットのシンクロトロン放射に起因する可能性があります。この仮説をテストするために、SEDを、照射されたディスクとジェット内部衝撃放出モデルISHEMを組み合わせたComptonisationモデルに適合させます。電子分布がp〜2.1のジェットは、GRS1716-249のソフトガンマ線放射を再現できることがわかりました。ただし、予想される10keVの冷却ブレークを導入すると、ジェットモデルでは、電子エネルギー分布のインデックスが大幅に硬くなければ（p<2）、観測されたソフトガンマ線放射を説明できなくなります。
Fermi-LATによるM33およびArp 299からのGeVガンマ線放射の発見
| Title |
Discovery_of_GeV_gamma-ray_emission_from_M33_and_Arp_299_with_Fermi-LAT |
| Authors |
Shao-Qiang_Xi,_Ruo-Yu_Liu,_Hai-Ming_Zhang,_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07830 |
星形成銀河は宇宙線（CR）の巨大な貯蔵所であり、これらのCRは星間媒体（ISM）と衝突することにより、エネルギーのかなりの部分をガンマ線に変換します。GeV-TeV$\gamma$-raysでいくつかの近くの星形成銀河が検出されました。また、0.1〜100GeVの$\gamma$線光度は、全赤外線（IR）光度などの銀河の星形成率の指標とよく相関することがわかります。この論文では、Fermi-LATによって取得された11.4年の$\gamma$線データを使用して、IRAS改訂明るい銀河サンプル内の銀河からの可能性のあるガンマ線放射の系統的検索を報告します。${\rmTS}\geq25$の重要性を持つ2つの新しい銀河、M33およびArp299が検出されました。2つの銀河は$\gamma$線光度と全赤外線光度の間の経験的相関と一致しており、それらのガンマ線放射は主にISMと相互作用するCRから発生することを示唆しています。それにもかかわらず、Arp299からのガンマ線放射のフラックスは可変であるという暫定的な証拠があります。変動が真である場合、放射の一部は、この相互作用する銀河系の不明瞭なAGNから発生するはずです。さらに、M33のガンマ線過剰は、銀河の北東部にあり、そこには超巨大HII領域、NGC604が存在します。これは、渦巻銀河のいくつかの明るい星形成領域が、ガンマ線放射を生成する際に銀河ディスクの大部分を凌couldする可能性があることを示しています。
近位分割（Faceted HyperSARA）を介した無線干渉法でのファセットパラレルイメージング：精度が拡張性を満たす場合
| Title |
Parallel_faceted_imaging_in_radio_interferometry_via_proximal_splitting_(Faceted_HyperSARA):_when_precision_meets_scalability |
| Authors |
Pierre-Antoine_Thouvenin,_Abdullah_Abdulaziz,_Ming_Jiang,_Arwa_Dabbech,_Audrey_Repetti,_Adrian_Jackson,_Jean-Philippe_Thiran,_Yves_Wiaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07358 |
今後の無線干渉計は、SKAのペタバイトスケールに近い広帯域画像キューブにより、新しいレベルの解像度と感度で空を撮像することを目指しています。最新の近位最適化アルゴリズムは、複雑な画像モデルを挿入して可視性データからの画像形成の逆問題を正則化できるため、CLEANを大幅に上回る可能性を示しています。また、目的関数のブロック固有のデータ忠実度条件を並列処理するために、データをブロックに分解できる分割機能のおかげで、大量のデータ量にスケーラブルであることが示されました。この作業では、分割機能をさらに活用して、画像キューブを空間スペクトルファセットに分解し、対物レンズ内のファセット固有の正則化用語の並列処理を可能にします。結果のFacetedHyperSARAアルゴリズムは、MATLABで実装されます（コードはGitHubで入手可能）。合成画像キューブのシミュレーション結果により、ファセットにより、イメージング品質を犠牲にすることなくスケーラビリティを大幅に向上できることが確認されました。7.4GBのVLAデータからCygAの15GBイメージを概念実証で再構築し、HPCシステム上の496CPUコアを68時間使用して、CLEANからのイメージング品質のスケーラビリティと量子ジャンプの両方を確認します。CygAのスペクトル勾配が遅いと仮定すると、FacetedHyperSARAを次元削減手法と組み合わせて、再構成の品質を維持しながら、142個のCPUコアを142時間だけ使用して同じデータからCygAイメージを形成できることも実証します。CygA再構築されたキューブはオンラインで入手できます。
現在の低地球軌道人工衛星人口について議論し、約12,000スターリンクインターネット衛星の提案された「メガコンステレーション」が、地球軌道の下部（600km未満）を支配し、緯度依存の面数密度が0.005から0.01であることを示します。気団<2での1平方度あたりのオブジェクト。このような大きな低高度の衛星は地上の観測者には視覚的に明るく見え、最初のスターリンクは裸眼のオブジェクトです。予想される照明された衛星の数を緯度、時間、および夜間の関数としてモデル化し、地上の天文学に起こりうる結果の範囲を要約します。冬の主要な天文台に典型的な低緯度では、夜中の6時間は衛星が照らされません。ただし、中緯度（ヨーロッパの大部分など、45〜55度）の夕暮れ近くの低い標高では、暗い場所の肉眼観測者に数百の衛星が一度に見える場合があります。
Einstein望遠鏡インフラストラクチャ設計に対する量子ノイズターゲットの意味
| Title |
Implications_of_the_Quantum_Noise_Target_for_the_Einstein_Telescope_Infrastructure_Design |
| Authors |
Philip_Jones,_Teng_Zhang,_Haixing_Miao,_Andreas_Freise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07468 |
アインシュタイン望遠鏡（ET）などの複雑な機器の設計は、科学的調査の精巧な事例から導き出されたターゲット感度に基づいています。同時に、さまざまなサブシステムのパフォーマンスと設置および運用のコストのバランスをとることにより、科学的価値を最大化するための多くのトレードオフの決定を取り入れています。このホワイトペーパーでは、長い信号リサイクルキャビティ（SRC）が量子ノイズ性能に与える影響について説明します。ET高周波干渉計の長いSRCによる感度の低下を示し、可能な補償スキームの詳細を提供し、SRC長の短縮を提案します。また、フィルターキャビティの長さと光損失のトレードオフの詳細を思い出し、ET低周波干渉計の厳しい要件を示します。最後に、結合空洞を利用したET低周波干渉計の代替フィルター空洞設計を提示し、このコンテキストでの設計の利点について説明します。
CARMENESは、M war星周辺の太陽系外惑星を探します。重み付きバイナリマスクを使用した相互相関関数からの動径速度とアクティビティインジケーター
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Radial_velocities_and_activity_indicators_from_cross-correlation_functions_with_weighted_binary_masks |
| Authors |
M._Lafarga,_I._Ribas,_C._Lovis,_M._Perger,_M._Zechmeister,_F._F._Bauer,_M._K\"urster,_M._Cort\'es-Contreras,_J._C._Morales,_E._Herrero,_A._Rosich,_D._Baroch,_A._Reiners,_J._A._Caballer,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_J._M._Alacid,_V._J._S._B\'ejar,_S._Dreizler,_A._P._Hatzes,_T._Henning,_S._V._Jeffers,_A._Kaminski,_D._Montes,_S._Pedraz,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_J._H._M._M._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07471 |
長年、スペクトル観測の動径速度（RV）を測定する標準手順は、スペクトルをバイナリマスク、つまり、星の吸収線の位置と強度に関する情報を含む単純な星のテンプレートと相互相関させることで構成されていました。相互相関関数（CCF）プロファイルは、星の活動のいくつかの指標も提供します。最初に重み付きバイナリマスクを構築し、次にこれらのマスクを使用してスペクトル観測のCCFを計算し、そこから動径速度とアクティビティインジケータを導出する方法を示します。これらのメソッドは、公開されているpythonコードで実装されています。マスクを作成するために、基準星の観測から作成された高信号対雑音比（S/N）スペクトルテンプレートに存在する最小値のプロファイルに基づいて、多数のシャープな吸収線を選択しました。観測されたスペクトルのCCFと導出されたRV、および以下の3つの標準アクティビティインジケーターを計算しました：半値全幅、コントラストおよび二等分線逆スロープ。メインのCARMENES調査で観測された3億以上のd星の活動指標時系列。標準のCARMENESテンプレートマッチングパイプラインと比較して、一般に、標準のパイプラインで使用されるテンプレートに十分なS/Nがない場合、より正確なRVを取得します。また、アクティブスターYZCMiの3つのアクティビティインジケーターの動作を示し、CCFRVを使用して分析されたMwar星の絶対RVを推定します。
2017年のALMA高周波ロングベースラインキャンペーン：サブミリ波での帯域間位相参照
| Title |
ALMA_high_frequency_long_baseline_campaign_in_2017:_band-to-band_phase_referencing_in_submillimeter_waves |
| Authors |
Yoshiharu_Asaki,_Luke_T._Maud,_Edward_B._Fomalont,_Neil_M._Phillips,_Akihiko_Hirota,_Tsuyoshi_Sawada,_Loreto_Barcos-Mu\~noz,_Anita_M._S._Richards,_William_R._F._Dent,_Satoko_Takahashi,_Stuartt_Corder,_John_M._Carpenter,_Eric_Villard,_Elizabeth_M._Humphreys |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07472 |
2017年、アタカマの大型ミリ/サブミリアレイ（ALMA）高周波ロングベースラインキャンペーンが開催され、サブミリ（サブmm）波長で最大16kmのベースラインで画像機能をテストしました。位相校正器がより低い周波数で追跡される帯域間（B2B）位相参照を採用することにより、ALMA受信機バンド7、8、9、および10（285-875GHz）を使用して画質を調査しました。B2B位相参照では、標準の帯域内位相参照と比較して、ターゲットにより近い位相キャリブレータを使用できることが期待されます。最初のステップでは、周波数切り替え中に位相キャリブレータが確実に検出される差動ゲインキャリブレーションを使用して、低周波帯域と高周波帯域間の機器の位相オフセット差を確実に除去できます。次のステップでは、B2Bとさまざまな分離角度での位相キャリブレータを使用した帯域内位相参照との間の画質を調査するための比較実験を準備します。最後のステップでは、バンド7で289GHz、バンド8で405GHz、バンド9で670GHzでHLTauおよびVYCMaの複雑な構造ソースのクエーサーのロングベースラインイメージングテストを実施しました。HLTauおよびVYCMaでそれぞれ14x11および10x8masの角度分解能を達成できます。B2B位相参照で5.4deg以内の低周波数キャリブレータを見つける可能性が高く、7.5秒の帯域幅と組み合わせた8秒のスキャン長を使用するのに十分な明るさです。
光乱流プロファイル構造によって課せられる制限とELTの断層撮影再構成の進化
| Title |
Limitations_imposed_by_optical_turbulence_profile_structure_and_evolution_on_tomographic_reconstruction_for_the_ELT |
| Authors |
O._J._D._Farley,_J._Osborn,_T._Morris,_T._Fusco,_B._Neichel,_C._Correia,_R._W._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07676 |
トモグラフィー適応光学システムの性能は、本質的に乱流の垂直プロファイルにリンクされています。まず、真の連続乱流プロファイルをモデル化するために、十分な数の離散乱流層を再構築する必要があります。第二に、観測の過程で、望遠鏡で見られるプロファイルが変化し、断層撮影再構成装置を更新する必要があります。これらの変化は、わずか数分という気象時間スケールでの乱流層の予測不可能な進化によるものです。ここでは、チリのESOParanalにあるStereo-SCIDAR機器によって2年間測定された10691の高解像度乱流プロファイルの大規模なデータベースに高速分析適応光学シミュレーションを結合することにより、トモグラフィー再構成の品質に対する大気条件の変化の影響を調査します。この研究は、統計的に有意な大きな乱流プロファイルのサンプルを用いたこれらの効果の最初の調査を表しています。研究の統計的性質により、一連のシステムパラメーター（レイヤーの数、一時的な更新期間など）を使用して断層撮影誤差の劣化と変動性を評価できるだけでなく、何らかのエラーしきい値を満たすために必要なパラメーターも評価できます。プロファイルが急速に変化する最も困難な条件では、このしきい値を満たすために、これらのパラメーターをはるかに厳しく制限する必要があります。さまざまなシステムジオメトリのさまざまな時間的最適化戦略の影響だけでなく、これらの制約の推定値を提供することで、ELTのトモグラフィーAOの設計者がシステムの寸法を決定するのを支援できます。
Insight-HXMTの2年銀河平面スキャン調査の方法論と性能
| Title |
Methodology_and_Performance_of_the_Two-Year_Galactic_Plane_Scanning_Survey_of_Insight-HXMT |
| Authors |
Na_Sai,_JinYuan_Liao,_ChengKui_Li,_Ju_Guan,_Chen_Wang,_Yi_Nang,_Yuan_Liu,_ChengCheng_Guo,_Shu_Zhang,_and_ShuangNan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07741 |
銀河面スキャン調査は、硬X線変調望遠鏡（Insight-HXMTとして知られる）の主な科学的目的の1つです。Insight-HXMTの2年間の操作中に、1000以上のスキャン観測が実行され、銀河面全体（$\rm0^{\circ}<l<360^{\circ}$、$\rm-10^{\circ}<b<10^{\circ}$）は完全にカバーされています。Insight-HXMTの2年間の銀河面スキャン調査を要約します。これには、スキャンデータの特性、データ分析プロセス、および低エネルギー望遠鏡、中エネルギー望遠鏡、高エネルギー望遠鏡の予備結果が含まれます。ライトカーブPSFフィッティングメソッドを使用すると、スキャン領域内の既知の線源のフラックスと、フラックスエラーが各スキャン観測で取得されます。SNRとフラックスの関係から、Insight-HXMTの3つの望遠鏡の$5\sigma$感度は、$\rm\sim7.6\times10^{-11}〜ergcm^{-2}〜s^{-1}$（$\rm3mCrab、〜1-6keV$）、$\rm\sim4.0\times10^{-10}〜erg〜cm^{-2}〜s^{-1}$（$\rm20〜mCrab、〜7-40keV$）および$\rm\sim2.6\times10^{-10}〜ergcm^{-2}〜s^{-1}$（$\rm18mCrab、〜25-100keV$）、それぞれ$2-3$時間の個別のスキャン観測。2019年9月までに、さまざまなタイプの800を超えるX線源が3つの望遠鏡で監視され、3つのエネルギーバンドを持つ長期の光曲線が得られて、さらなる科学分析が行われます。
スターリンク衛星のフラットパネル輝度モデルとその絶対視力の測定
Starlink衛星はフラットパネルのような形をしています。通常の操作中、平らな側面は天頂と天底に面します。それらの明るさは、パネルの下向きの側の太陽照明に、地球上の観測者に向かって投影されたその側の面積を掛けた積によって決まります。このジオメトリは、他の衛星では共有されない独自の輝度関数につながります。たとえば、観測された明るさは、太陽の仰角に非常に敏感です。太陽光が衛星の上方を向いている側のみを照らし、地球ベースの観測者には見えない状況があります。衛星距離に加えて、フラットパネルの太陽面と観測者面に依存する輝度モデルについて説明します。絶対的な明るさはモデルの唯一の自由なパラメーターであり、太陽と観測者の要因が一致している場合、1,000kmの距離にあると見なされます。このモデルは、観測された一連の光度にうまく適合しています。このフィッティングから決定されるStarlink衛星の絶対的な視覚的な大きさは4.1+/-0.1です。このモデルは、特殊な低アルベドコーティングを施したダークサットとして知られるスターリンク衛星の絶対等級を決定するために使用できます。
日食連星の脈動する白色d星
| Title |
A_pulsating_white_dwarf_in_an_eclipsing_binary |
| Authors |
Steven_G._Parsons,_Alexander_J._Brown,_Stuart_P._Littlefair,_Vikram_S._Dhillon,_Thomas_R._Marsh,_J._J._Hermes,_Alina_G._Istrate,_Elm\'e_Breedt,_Martin_J._Dyer,_Matthew_J._Green,_David_I._Sahman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07371 |
白色war星は、太陽のような星の燃え尽きた核であり、銀河系のすべての星の97％の最終的な運命です。白色d星の内部構造と組成は、それらの高い重力によって隠されており、これにより、最も軽いものを除くすべての要素が大気から落ち着きます。星と白色d星の内部構造を詳細に調べる最も直接的な方法は、星震学によるものです。ここでは、最初の既知の脈動する白色d星を日食連星系で提示し、脈動に関係なく、光曲線から白色independent星の質量と半径に非常に正確な制約を設定できるようにします。この0.325M$_\odot$の白色war星---SDSSJ115219.99+024814.4の1つのメンバー---は、低質量恒星残骸のコア組成を経験的に制約し、近接連星の効果を調査するための強力なベンチマークとして機能します。白色d星の内部構造の進化。
分析点火曲線と数値点火曲線の違いと、点火されたHe-C-O混合物の流体力学に対するその可能な影響
| Title |
The_Differences_between_Analytical_and_Numerical_Ignition_Curve_and_its_possible_effects_on_Hydrodynamics_of_Ignited_He-C-O_Mixture |
| Authors |
Rahul_Kashyap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07379 |
この論文では、大規模な反応ネットワークを使用して、白色d星（WD）物質に典型的な組成を持つ単一ゾーン核燃料の点火条件を見つけます。デトネーションの開始に必要だが、おそらく十分ではない条件は、核燃焼が音響通過タイムスケールよりも小さいタイムスケールで進行することです。典型的な白色d星の熱力学的条件下では、核のタイムスケールは選択した核反応ネットワークに敏感に依存し、広く使用されている解析式は、完全に圧縮可能な乱流シミュレーションの答えである不安定な点火条件を正確に決定するには不十分です。天体物理コードTORCHを使用して、数値シミュレーションで核反応をモデル化します。核反応ネットワークのサイズの選択のために導入された違いを報告します。私たちの調査結果は、チャンドラセカールとサブチャンドラセカルのWDの多次元シミュレーションで広く使用されている19種のネットワークを使用して得られた数値結果に影響を与えます。不安定な方法で発火する特定の初期燃料の温度密度（$T-\rho$）平面で十分に正確な一般的な基準を提示します。
星の温度と重力の決定に関する問題に直面：銀河の球状星団
| Title |
Facing_the_problems_on_the_determination_of_stellar_temperatures_and_gravities:_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
A._Mucciarelli,_P._Bonifacio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07390 |
16個の銀河球状星団の赤い巨星の枝星を分析し、測光と励起およびイオン化の両方のバランスから大気パラメーターを計算しました。分光パラメーターは測光パラメーターよりも低く、この不一致は金属性を低下させ、[Fe/H]〜-2.5dexで、有効温度で〜350K、表面重力で〜1dexの差に達します。分光パラメータが色-度図の星の位置と一致していないこと、温度と重力が低すぎること、星が観測された等級より最大約2.5等級明るいことを予測することを実証します。パラメーターの不一致は、採用された物理学の不備が原因である可能性があります。特に、1次元ジオメトリの仮定は、低温につながる鉄の存在量と励起電位の間の観測された勾配の起源になります。ただし、現在の巨大星の3D/NLTE放射伝達のモデリングでは、この傾斜を完全に消去することはできないようです。分光パラメータは、-1.5dexよりも低い金属性では間違っており、これらの赤色巨星には測光温度と重力を採用する必要があると結論付けています。分光温度を測光スケールに合わせるための簡単な関係を提供します。
Axion Quark Nuggets。 SkyQuakesおよびその他の神秘的な爆発
私たちは、何世紀にもわたって知られているいくつかの神秘的な爆発、いわゆるスカイ地震が、地球の大気中を伝播するときに暗黒物質アキシオンクォークナゲット（AQN）の現れである可能性があるという考えを提唱します。具体的には、2008年7月31日に発生し、カナダのオンタリオ州ロンドン近くの専用ElginfieldInfrasoundArray（ELFO）によって適切に記録されたイベントを調査します。超低周波音の検出には、全天カメラネットワークによる流星の非観測が伴いました。私たちの解釈は、もともと完全に異なる目的で発明されたAQN暗黒物質モデルに基づいています。暗黒と可視の宇宙物質密度の類似性を説明するために、$\Omega_{\rmdark}\sim\Omega_{\rmvisible}$。超低周波周波数$\nu\simeq5$Hzおよび過圧$\deltap\sim0.3$Paの推定値は、ELFOレコードと一致しています。分散音響センシングを使用してAQNから発生するこのような爆発を検索するための体系的な研究の検出戦略を提案し、他の可能な検出方法について簡単に説明します。AQNトラックからの特定の信号は、既存の地震観測所のネットワークによって検出される場合もあります。
干渉検出器のネットワークを用いた代替重力波偏光の一般的な検索
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoによる重力波信号の検出により、重力波の偏光成分を調べることができます。一般相対性理論では、テンソルモードのみが存在しますが、さまざまな代替理論では、ベクトルモードまたはスカラーモードを使用することもできます。最近、純粋なテンソル、純粋なベクトル、または純粋なスカラー偏光のいずれかが存在するという仮説のベイジアン証拠を比較するテストが実行されました。実際、ネットワーク内に3つの検出器のみがあり、テンソル偏光と代替偏光状態の混合を考慮しているため、信号に含まれる非標準偏光がどの程度かを正確に特定することはできません。しかし、詳細な偏光内容に関係なく、テンソル偏光に加えて、そもそも代替偏光が存在するかどうかを推測できることを示しています。これを行うために、いわゆるヌルストリームに基づいて、電磁的な対応物を持つソースに対して2つの方法を開発します。テンソルと代替偏光の混合を検出できることとは別に、これらには波形モデルが不要であり、あらゆる種類の過渡ソースからの信号を使用できるという利点があります。どちらの形式でも、複数のソースからの情報を組み合わせて、ますます厳しい境界に到達することができます。今のところ、これらをバイナリ中性子星信号GW170817に適用し、2つの方法のp値が0.315と0.790のテンソルのみの仮説との一貫性を示しています。
この論文では、重力のスカラーテンソル理論に基づいたインフレーション宇宙モデルの漸近ダイナミクスを調査します。私たちの主な目的は、単一フィールドのインフレーションモデルの枠組みで位相空間のグローバル構造を調査することです。この目的のために、位相空間の変数の適切な選択に重点を置きます。単一フィールドのインフレーションは、与えられた位相空間軌道（潜在的な宇宙の歴史を表す）に沿って、位相空間の対応する臨界点が幅広いポテンシャルのクラスに存在するという意味で一般的ですが、インフレーションの発生ステージは、初期条件にかなり依存しています。$\phi^2$-potentialを使用した非最小結合モデルの場合、スローロールインフレーションにつながる初期条件の相対確率の大まかな推定値を与えることができました：$10^{-13}\、\％\lesssimRP\ll10^{-8}\、\％$。これらの結合は、相対確率$RP\sim50\、\％$のBrans-Dicke理論を含むスカラーテンソルモデルで大幅に改善されています。したがって、実際にはスローロールインフレは、インフレのブランズディッケモデルにおける宇宙膨張の自然な段階です。また、Brans-Dicke理論からの$\Lambda$CDM宇宙論モデルの出現に関する問題を明確にします。同様に、任意のポテンシャルを持つ真空ブランズ-ディッケ理論のダイナミクスは無秩序であることも確認されています。
いわゆるブラックホールの影は、ブラックホールのシルエットではなく、崩壊するオブジェクトまたはホワイトホールの画像です。したがって、ブラックホールが互いに合体したときに、ブラックホールの影が互いに結合するかどうかは重要です。この論文では、ブラックボアの合体を記述するカストルトラシェン時空のイベントホライズンのヌル測地線ジェネレーターを分析することにより、ブラックホールシャドウの合併を見ることのないオブザーバーが存在することがわかります。
重力の$（3+1）$次元のアインシュタイン-ガウス-ボネット理論が最近[D.GlavanおよびC.Lin、Phys。牧師レッツ。124、081301（2020）]これは、純粋なアインシュタイン理論とは異なります。つまり、ラブロックの定理をバイパスし、オストログラドスキーの不安定性を回避します。理論は$D>4$次元で定式化され、その作用は宇宙定数を持つアインシュタイン-ヒルベルト項と、係数$1/（D-4）$を掛けたガウス-ボネ項から成ります。次に、4次元理論は限界$D\to4$として定義されます。ここでは、このアプローチを4次元のアインシュタイン-ラブロック理論に一般化し、最も一般的な静的$4D$ブラックホールソリューションを定式化して、$\Lambda$項（正または負）および電荷$Q$を考慮します。一般的な場合、閉じた形式ではメトリック関数が見つからないため、指定されたパラメーターセットごとにメトリック関数を構築するコードを開発して共有します。
