ما هي الطرق التي تعتبر بها المصنفات العصبية للشبكة "أفضل" من خوارزميات البحث لتجاوز عمليات البحث في نظام النجوم؟ (سلسلة زمنية 1D ، وليست صور قطط) - الفلك - 2021\nما هي الطرق التي تعتبر بها المصنفات العصبية للشبكة "أفضل" من خوارزميات البحث لتجاوز عمليات البحث في نظام النجوم؟ (سلسلة زمنية 1D ، وليست صور قطط)\nالمصنفات الشبكية العصبية "ساخنة" ومفيدة.\nTIC 168789840: نظام النجم السداسي الكسوف السداسي هو قراءة ممتعة إلى حد ما ، ويصف استخدام أحد المدربين على كمبيوتر عملاق للنظر في بيانات TESS التاريخية وإنشاء كتالوج.\nيمكن الاطلاع على مناقشة النموذج في القسم 2.\nإن الآليات والبصريات الكامنة وراء أنظمة النجوم المتخلفة بشكل متبادل مفهومة جيدًا ويمكن في تفكيري الساذج وصفها بطريقة حسابية.\nيمكن فهم حدود الفهرس الناتج من مثل هذا البحث المصمم خوارزميًا إحصائيًا ؛ يعرف المرء القيود من حيث نسب السطوع والفترات وانحرافات الميل وما إلى ذلك ، لذلك يجب أن يكون لدى المرء فكرة عن الأنظمة التي يجب أن تمر وأيها يجب أن يفشل.\nالمصنف الشبكي العصبي هو إلى حد كبير صندوق أسود. يمكن أن يكون تم اختباره على مجموعة بيانات مصممة بشكل مصطنع للتحقق من سلوكها ، ولكن قد يتضح أن ذلك متكتل إلى حد ما ؛ في مجموعة من الحالات المماثلة ، قد يمر البعض والبعض الآخر قد يفشل وقد لا تكون الأسباب واضحة ، لا يمكنك الاستعلام عن شبكة عصبية كبيرة من فئة الكمبيوتر الفائق وتسأل "لماذا لم تعجبك هذه؟" بطريقة سهلة وشفافة.\nسؤال: بالنسبة لبيانات السلاسل الزمنية أحادية الأبعاد للميكانيكا المدارية والبصريات التي يمكن التنبؤ بها ، (على عكس مجموعات الصور التي قد تحتوي أو لا تحتوي على قطط) ما هي الطرق (إن وجدت) التي تعتبر المصنفات العصبية الشبكية "أفضل" من خوارزميات البحث لتخطي عمليات بحث نظام النجوم؟ هل هناك أي مزايا ، أم أن هذا مجرد أسلوب بديل يستحق البحث؟\nما هي الطرق التي تستخدم بها المصنفات الشبكية العصبية ldquobetter & rdquo أكثر من خوارزميات البحث لتجاوز عمليات البحث في نظام النجوم؟ (سلسلة زمنية 1D ، وليست صور قطط) - علم الفلك\nالعلم والأطفال ، 1985\nبدلاً من حفظ الأرقام الخاصة بالفترات الفلكية للكواكب (الوقت الذي يدور حول الشمس) ، يمكن للطلاب تعلم تحديد هذه الأوقات من خلال حسابات بسيطة. تم إجراء مقارنة بين الفترة المجمعية لكوكب ما مع عام الأرض البالغ 365 يومًا ، ثم يتم إجراء عملية الضرب للحصول على دائرة كاملة من 360 درجة لتحديد الفترة الفلكية. (درهم)\nأوكوتسو ، ماساتاكا لانداو ، دامون إف روجرز ، بليك إيه لونجوسكي ، جيمس إم.\nتم الإبلاغ عن مسارات Cycler - سواء الباليستية أو التي تعمل بالطاقة - في الأدبيات التي تحتوي على سيارتين وثلاث سيارات وأربع مركبات. تسمح هذه المسارات بتركيب المركبات الدوارة التي توفر ظروفًا معيشية آمنة ومريحة لسفر الإنسان في الفضاء بين الأرض والمريخ خلال كل فرصة سينودسية. السؤال الذي تجيب عليه هذه الورقة هو سؤال منطقي وواضح: هل يوجد دوار وحيد المركبة ذو فترة واحدة؟ الجواب هو نعم: يمكن السير في مثل هذا المسار - ولكن فقط باستخدام نظام دفع كهربائي عالي الطاقة. في مثالنا ، تبين أن مسارات "التوقف" التي تقضي 30 يومًا في مدار حول الأرض و 30 يومًا حول المريخ ، وتعود رواد الفضاء إلى الأرض في فترة سينودية واحدة ، تتطلب مولد طاقة بقدرة 90 طنًا بمستوى طاقة 11 ميجاوات كهربائية. من باب الصدفة ، وبدلاً من استخدام الدفع الكيميائي ، سيكون مستوى الطاقة العالي لنظام الدفع الكهربائي فعالاً أيضًا في سحب حمولة البضائع عبر مسار حلزوني حول الأرض. ولكن نظرًا لأن فترة سينوديك واحدة لا تكفي للمركبة الدوارة لتحليق كل من المسارات بين الكواكب والمسارات الحلزونية للأرض ، فإننا نقترح تطوير مولدين للطاقة النووية ، يمكن أن يتناوبوا على الطيران في المسارات بين الكواكب والمسارات الحلزونية الأرضية. بمجرد إطلاق مولدات الطاقة هذه وبدء العمل في الفضاء ، فإن متطلبات الكتلة في سبع بعثات لاحقة (على مدى 15 عامًا تبدأ في عام 2022) ستكون متواضعة عند 250-300 طن متري إلى مدار أرضي منخفض لكل مهمة. وبالتالي ، فإن إطلاق حمولتين لنظام الإطلاق الفضائي التابع لوكالة ناسا وإطلاق طاقم واحد من Falcon Heavy ، على سبيل المثال ، سيكونان كافيين للحفاظ على الدعم لكل مهمة متتالية. على الرغم من أننا نقترح تطوير مجموعتين من أنظمة الدفع الكهربائية لحساب مراحل الأرض الحلزونية ، إلا أن مركبة واحدة فقط يتم نقلها على مسار مركزية الشمس في أي وقت. وبالتالي ، فإن دورة التوقف ذات الدفع المنخفض الخاصة بنا بسرعات مواجهة صفرية تقع ضمن فئة a\nبيلشر ، فريدريك بريجز ، جون دبليو فرانكو ، لورينزو إيناساريدزه ، راغولي يا. كروجلي ، يوريج إن مولوتيف ، إيغور إي كلينجليسميث ، دانيال أ. ، الثالث بولوك ، جو برافيك ، بيتر\nالأرض التي تعبر الكوكب الصغير 5143 هيراكليس جعلت في أواخر عام 2011 أقرب اقتراب لها من الأرض منذ اكتشافها. وجد اتحاد من المراقبين فترة دوران مجمعة بالقرب من 2.706 ساعة وزاد السعة من 0.08 ± 0.02 درجة بزاوية المرحلة 20 درجة إلى 0.18 ± 0.03 درجة عند زاوية الطور 87 درجة ، مع 3 درجات قصوى وحد أدنى غير متساوية لكل دورة. تم العثور على معلمات الحجم H = 14.10 ± 0.04 و G = 0.08 ± 0.02 ، ومؤشر اللون V-R = 0.42 ± 0.07. بالنسبة لكويكب من الفئة التصنيفية Q ، فإن البياض pv المقترح = 0.20 ± 0.05 ينتج القطر المقدر D = 4.5 ± 0.7 كم. تم تسجيل ثلاثة أحداث ثنائية محتملة ، لكنها غير كافية لكي يكون الكشف الثنائي آمنًا. يقترح الدوران إلى الوراء.\nلقد صححنا حسابنا للمساهمة النسبية العامة المحدودة في فترة تذبذب مدى الأرض والقمر في فترة الشهر السينودي من خلال تضمين المصطلحات التي تم التغاضي عنها سابقًا في معادلة الحركة بعد نيوتن للقمر: النتيجة المصححة x (t)\n= (3gSr2 / c2) cos (ω-Ω) t يتفق مع حساب Shahid-Saless الذي تم إجراؤه في إطار مركزية الأرض. يُشار أيضًا إلى أنه عند مستوى بضعة ملليمترات من سعة فترة الشهر السينودي ، يتم استقطاب مدار القمر بواسطة قوة ضغط الإشعاع الشمسي على القمر.\nسالفاجيو ، فابيو بانفي ، ماسيمو مارشيني ، أليساندرو بابيني ، ريكاردو\nكشفت الملاحظات الضوئية لكويكبات الحزام الرئيسي 5813 Eizaburo و (11745) 1999 NH3 التي تم إجراؤها في 2017 أغسطس عن منحنى ضوئي ثنائي النسق على مراحل إلى 2.876 ± 0.002 ساعة لـ 5813 Eizaburo و 3.280 ± 0.001 ساعة لـ (11745) 1999 NH3 باعتباره الأكثر ترجيحًا فترات دوران هذه الكويكبات.\nمارشيني ، أليسندرو بوكالو ، إدواردو كوكشياريلا ، دينيس ناردي ، بيانكا بابيني ، ريكاردو سالفاجيو ، فابيو\nأجريت ملاحظات ضوئية لكويكبين من الحزام الرئيسيين من المرصد الفلكي لجامعة سيينا (إيطاليا) من أجل تحديد فترات دورانهما السينودسي. بالنسبة لـ 2079 Jacchia ، وجدنا فترة 5.941 ± 0.001 ساعة بسعة 0.64 ± 0.02 ماج ، بالنسبة لـ 3394 Banno وجدنا فترة 7.324 ± 0.001 ساعة بسعة 0.22 ± 0.02 ماج.\nبيمبريك ، كولين ألين ، بيل بولت ، جريج\nوجد أن فترة الدوران المجمعي للكوكب الصغير 845 Nama كانت 20.892 ± 0.019 ساعة. وبالمثل ، كانت فترة 1607 Mavis 6.1339 ± 0.0004 ساعة ، و (30105) 2000 FO3 لها فترة 7.272 ± 0.004 ساعة. 845 نعمه له منحنى ضوئي معقد.\nلانج ، كيم جاكوبسن ، جينس كريستنسن ، ليف هوغو لارسن ، فرانك ر.\nقدمنا تقريرًا عن الملاحظات الضوئية لثلاثة كويكبات رئيسية ، 184 Dejopeja ، 435 Ella و 5049 Sherlock ، تم إجراؤها في نوفمبر وديسمبر 2017. نجد فترات دوران مجمعة وسعات تبلغ 6.4416 ± 0.0004 ساعة و 0.22 ماج (184 Dejopeja) ، 4.621 ± 0.009 ساعة و 0.38 ماج (435 إيلا) و 5.4914 ± 0.0005 ساعة و 0.75 ماج (5049 شيرلوك).\nتوماسيني ، أنجيلو سكارديلا ، ماوريتسيو فرانشيسكيني ، فرانشيسكو بيري ، فرناندو\nشوهدت كويكبات الحزام الرئيسي (5813) إيزابورو واثنان من المريخ يعبران أجسامًا صغيرة ، (14309) ديفوي و (56116) 1999 CZ7 ، على مدار عدة ليالٍ خلال عام 2017 من مارس إلى سبتمبر من أجل تحديد فترة دورانهما السينودسي. انتهزنا أيضًا فرصة مرور فلورنسا (3122) القريب مع الأرض في سبتمبر وأكتوبر للعثور على منحنى الضوء.\nتم العثور على فترات الدوران والسعات المجمعة لـ 27 Euterpe 10.407 ± 0.001 h ، 0.16 ± 0.02 mag 65 Cybele لم يتم العثور على فترة ، 0.01 ± 0.01 mag 296 Phaetusa 4.5385 ± 0.0001 ساعة ، بحد أقصى 0.51 ± 0.03 ماج 672 Astarte 22.572 ± 0.002 ساعة ، 0.15 ± 0.02 ماج.\nكشفت الملاحظات الضوئية لكويكبات الحزام الرئيسي 2578 Saint-Exupery و 4297 Eichhorn و 10132 Lummelunda و (21766) 1999 RW208 التي أجراها المؤلفون من يونيو إلى ديسمبر 2017 ، عن منحنيات الضوء ثنائية النسق على مراحل إلى 8.146 ± 0.001 ساعة لـ 2578 Saint-Exupery ، 4.105 ± 0.003 ساعة لـ 4297 Eichhorn ، 2.51 ± 0.03 ساعة لـ 10132 Lummellunda و 5.841 ± 0.001 ساعة لـ (21766) 1999 RW208 باعتبارها الحلول الأكثر ترجيحًا التي تمثل فترات الدوران السينودي لهذه الكويكبات.\nمارينر ، جيمس إل هورنر ، جاك ك.\nيناقش حركيات المحاذاة الكوكبية في الطبيعة والنتائج ذات الصلة. يصف نموذجًا لمحاذاة الكواكب لطلاب علم الفلك المبتدئين. هذا النموذج يشرح انحراف المشتري عن مدار دائري. (كورونا)\nفرانكو ، لورنزو مارشيني ، أليساندرو بابيني ، ريكاردو سالفاجيو ، فابيو بانفي ، ماسيمو آغو ، باسكوال باتشي ، باولو مايستريبيري ، مارتينا باج ، جورجيو باتشيني ، ماورو فويلان ، مايك نوشيز ، ألفونسو زامبيلي ، روبرتو\nتم إجراء الملاحظات الضوئية لكويكب الحزام الرئيسي (69315) 1992 UR2 من مجموعة من المراقبين من أجل تحديد فترة دورانه السينودسي. تبين أن هذا الكويكب يدور ببطء مع فترة 106.25h ± 0.01 وسعته 1.50 ماج.\nمايلز-بايز ، بي إيه باليه ، ثاباتيرو أوسوريو ، إم.\nاستخدمنا أجهزة التصوير البصرية والأشعة تحت الحمراء القريبة الموجودة في تلسكوبات ليفربول و IAC80 و William Herschel لمراقبة 18 من الأقزام M7-L9.5 بهدف قياس فترات دورانهم. لقد حققنا دقة عادةً في النطاق ± 1.5-28 مم عن طريق القياس الضوئي التفاضلي ، مما سمح لنا باكتشاف التباين الضوئي عند المستوى 2σ في 50 في المائة من العينة. اكتشفنا أيضًا تعديلًا دوريًا بفترات في الفاصل الزمني 1.5-4.4 ساعة في 9 من أصل 18 قزمًا نعزوها إلى الدوران. تم دمج اكتشافات التباين الخاصة بنا مع البيانات من الأدبيات التي وجدنا أن 65 ± 18 في المائة من أقزام M7-L3.5 مع v sin i ≥ 30 km s-1 تظهر تباينًا ضوئيًا مع السعات النموذجية 20 mmag في النطاق I. بالنسبة لتلك الأهداف والأقزام الفائقة البرودة مع قياسات v sin i وفترة الدوران ، استخلصنا زاوية الميل المتوقعة لمحور دورانهم ، ووجدنا أن أولئك الذين لديهم v sin i ≥ 30 km s-1 هم أكثر عرضة لميل 40 deg . بالإضافة إلى ذلك ، استخدمنا فترات الدوران هذه وغيرها من الأدبيات لدراسة العلاقة المحتملة بين الدوران والاستقطاب الخطي في الأقزام فائقة البرودة المتربة. وجدنا علاقة بين فترات الدوران القصيرة والقيم الكبيرة للاستقطاب الخطي في الأطوال الموجية الضوئية والأشعة تحت الحمراء القريبة.\nبروسر ، تشارلز ف.جرانكين ، كونستانتين ن.\nنقدم النتائج من برنامج مراقبة ضوئي لنجوم عنقودية مفتوحة من النوع الشمسي بشكل أساسي تم الحصول عليها خلال عامي 1994 و 1995. تمت مراقبة العديد من أعضاء مجموعة α Persei وتم اشتقاق العلاقة المقابلة بين نشاط الأشعة السينية الإكليلية وفترة الدوران. توضح العلاقة بين أعضاء نوع G / K كلا من الانكماش الملحوظ سابقًا في L_X / L_bol بمعدلات دوران عالية والانخفاض الحاد في نشاط الإكليل في فترات الدوران الطويلة كما يظهر بين نجوم Pleiades. سمحت المراقبة المكثفة لعضو واحد من النوع G الذي يدور ببطء في IC 4665 بتحديد فترة تتراوح من 8 إلى 10 أيام وتوضح الحاجة إلى (وقيود) عمليات المراقبة عالية الجودة.\nلاحظ المؤرخون أن الفترة 1860-1890 كانت تقدمية من الناحية التعليمية. تحدد هذه الورقة النهضة مع إنشاء المجمع العام لكنيسة أيرلندا في أعقاب الانهيار الكنسي. سهلت تشريعات إلغاء تأسيس العلمانيين في المجمع. تقول الورقة أن غير الكهنوتي ...\nOdden، Caroline E. Jusuf، James M. Keefe، Olivia، R. Wang، Andrew Zaeder، Eliot A.\nتم إجراء الملاحظات الضوئية لأربعة كويكبات على مدار 14 ليلة من سبتمبر 2016 إلى نوفمبر. كانت الفترات التجميعية المقاسة: 4668 Rayjay ، 6.506 ± 0.001 h 5152 Labs ، 3.8801 ± 0.0001 h 6581 Sobers ، 6.635 ± 0.001 h و 13917 Taco ، 9.7078 ± 0.0001 ساعة.\nيتم حساب فترات الدوران P ، ومشتقات الفترة dP / dt ، والمجالات المغناطيسية B في المنطقة التي يتم فيها إنشاء انبعاث شاذ للنجوم النابضة للأشعة السينية (AXPs) ومكررات أشعة غاما الناعمة (SGRs) باستخدام نموذج يربط الانبعاث من هذه الأجسام مع وجود موجات انجراف في محيط الغلاف المغناطيسي لنجم نيوتروني. القيم التي تم الحصول عليها لهذه المعلمات هي P = 11-737 مللي ثانية ، dP / dt = 3.7 × 10-16-5.5 × 10-12 ، وسجل B (G) = 2.63-6.25. وجدنا علاقة تبعية بين لمعان الأشعة السينية لـ AXPs و SGRs ، L x ، والمعدل الذي يفقدون به طاقة الدوران ، dE / dt ، وهو مشابه لاعتماد L x (dE / dt) للنجوم الراديوية مع الكشف انبعاث الأشعة السينية. ضمن الأخطاء ، AXPs / SGRs والنجوم النابضة الراديوية ذات الفترات القصيرة (الطاقة الدورانية P إلى إشعاع في فتراتها. يستخدم نموذج ثنائي القطب لحساب الحقول المغناطيسية السطحية للنجوم النيوترونية في AXPs و SGRs ، والتي تبين أنها تعمل متوسط ، مقارنة بالمجالات السطحية للنجوم الراديوية النابضة العادية (= 11.90).\nنقوم بتطوير نماذج تفاعل اضطرابات موجة روسبي في الغلافين المتأين الشمالي والجنوبي لزحل. نظهر أن التيارات المحاذاة للمجال بين الكرات تسمح بتبادل الدوامة ، وتعديل سرعة انتشار موجة روسبي في الخلفية. هذا يؤدي إلى تفاعل فترات موجة روسبي الشمالية والجنوبية. في نموذج متماثل بسيط للغاية بدون قرص بلازما ، تندمج الفترات عندما تكون الموصلية الإجمالية عالية بدرجة كافية. يتنبأ نموذج أكثر تعقيدًا يأخذ في الاعتبار القصور الذاتي لقرص البلازما وعدم تناسق نصفي الكرة الأرضية بمجموعة غنية من أنماط الموجات الممكنة. نجد أن دمج الفترتين الشمالية والجنوبية لا يمكن أن يحدث إلا عندما (1) تكون موصلية نصفي الكرة الأرضية منخفضة بدرجة كافية (معيار يتم استيفاءه للمعلمات الواقعية) و (2) تكون فترات موجة روسبي الخلفية في نصفي الكرة الأرضية متطابقة . نقوم بالتوفيق بين المعيار الثاني وملاحظات الفترة المدمجة التي تنحرف أيضًا من خلال ملاحظة أن نطاقات سرعات انتشار موجة روسبي ممكنة في كل نصف كرة. نقترح أن الاضطراب المدمج في قرص البلازما قد يكون بمثابة "مرساة" ويقود موجات روسبي في كل نصف كرة داخل نطاق سرعات الانتشار المحتملة. يتنبأ هذا الاقتراح بسلوك يتطابق نوعياً مع الاندماج والانقسام الملحوظين لفترتي الدوران الشمالية والجنوبية التي حدثت في عامي 2013 و 2014. كما تُظهر أوضاع الموصلية المنخفضة أيضًا نطاقات زمنية طويلة للتخميد تتوافق مع استمرار الإشارات الدورية.\nنسعى لوضع حد مطلق لفترة دوران النجم النيوتروني كدالة لكتلته ، استنادًا إلى الحد الأدنى من القيود التي تفرضها نظرية النسبية لأينشتاين ، ومبدأ لو شاتيلير ، والسببية ، ومعادلة الحالة منخفضة الكثافة ، والشكوك التي فيها يمكن تقييم تأثيرها على النتيجة. يؤدي هذا إلى إنشاء منحنى محدد في مستوى الكتلة لا يمكن أن يقع تحته أي نجم نابض يمثل نجمًا نيوترونيًا. على سبيل المثال ، الحد الأدنى لفترة كبلر الممكنة ، وهو الحد المطلق للدوران الذي سيحدث دونه تساقط الكتلة ، هو 0.33 مللي ثانية لنجم نيوتروني مولاري = M = 1.442 (كتلة PSR1913 + 16). منحنى لا يزال منخفضًا ، يعتمد فقط على بنية معادلات أينشتاين ، يحد من وجود أي نجم على الإطلاق في المستوى فوقه. النجوم الافتراضية مثل النجوم الغريبة ، إذا كانت المادة التي تتكون منها مرتبطة بذاتها بكميات كبيرة عند كثافة طاقة توازن كبيرة بما فيه الكفاية ، يمكن أن تقع في المنطقة فوق المنطقة المحظورة النسبية العامة ، وفي المنطقة المحظورة على النجوم النيوترونية .\nسبونوجل ، ستيفن جيه ديفيس ، ستيفن إف إيفريت ، شون ف.\nتبحث هذه الورقة في آثار الدورة المجمعة بين الأرض والمريخ على بعثات الشحن إلى المريخ. تتم مقارنة مركبات الشحن التي تستخدم الدفع الحراري النووي بتلك التي تستخدم الدفع الكهربائي النووي. سيظهر أنه بالنسبة لبعثات الشحن ذات الطاقة المنخفضة ، تُظهر الأنظمة الكهربائية النووية تباينًا أقل بكثير في أداء الذروة على مدار الدورة المجمعة مقارنةً بالأنظمة الحرارية النووية المماثلة. يُقاس الأداء بمقدار الكتلة القابلة للاستخدام التي يتم تسليمها إلى المريخ ، بالإضافة إلى متطلبات الكتلة الأولية في المدار الآمن النووي. تتمتع أنظمة الدفع الكهربائي النووي أيضًا بفرص حقن أطول بشكل ملحوظ لمدة 26 شهرًا من فترة السينودس ، مما يؤدي إلى مرونة تصميم مهمة أكبر بكثير. يتم فحص فرص نافذة الحقن على مدى فترة 20 عامًا من 2010 إلى 2030. يغطي هذا دورة سينودسية كاملة ويظهر تأثيرها على أداء بعثات الشحن إلى المريخ.\nشوهدت الكواكب الصغيرة 265 آنا و 1584 فوجي من موقعين منفصلين على نطاق واسع في خط الطول. تمت ملاحظة الأولى على مدى 12 ليلة (22 دورة) والأخيرة على مدى 15 ليلة (23 دورة). أسفر القياس الضوئي CCD غير المفلتر عن فترة دوران مجمعة تبلغ 11.681 ± 0.006 ساعة لآنا وفترة 14.880 ± 0.013 ساعة لفوجي. السعات 0.48 و 0.17 على التوالي.\nPoljančić Beljan، I. Jurdana-epić، R. Brajša، R. Sudar، D. Ruždjak، D. Hržina، D. Pötzi، W. Hanslmeier، A. Veronig، A. Skoki، I. Wöhl، H.\nسياق الكلام. يوفر مرصد Kanzelhöhe للبحوث الشمسية والبيئية (KSO) ملاحظات يومية متعددة الأطياف للشمس باستخدام عدة تلسكوبات. في هذا العمل ، استخدمنا رسومات البقع الشمسية وصور CCD ذات الضوء الأبيض الكامل للقرص. الأهداف: الهدف الرئيسي من هذا العمل هو تحديد الدوران التفاضلي الشمسي من خلال تتبع مجموعات البقع الشمسية خلال الفترة 1964-2016 ، باستخدام رسومات KSO للبقع الشمسية وصور الضوء الأبيض. قارنا أيضًا معلمات الدوران التفاضلية المشتقة في هذا البحث من KSO مع تلك التي تم جمعها من مجموعات البيانات الأخرى ونقدم تحقيقًا في عدم تناسق الدوران بين الشمال والجنوب. الطرق: تم تطبيق إجرائين لتحديد مواقع التصوير الشمسي: إجراء تفاعلي على رسومات البقع الشمسية KSO (1964-2008 ، الدورات الشمسية رقم 20-23) وإجراء تلقائي على صور الضوء الأبيض KSO (2009-2016 ، الدورة الشمسية رقم 24). لتحديد سرعات الدوران الزاوي المجمعي تم استخدام طريقتين مختلفتين: طريقة التحول اليومي (DS) وطريقة ملائمة المربعات الصغرى الخطية (rLSQ). بعد ذلك ، كان لابد من تحويل سرعات الدوران من سينودي إلى فلكي ، والتي تم استخدامها بعد ذلك في المربعات الصغرى الملائمة لقانون الدوران التفاضلي الشمسي. تم إجراء مقارنة بين الإجراءات التفاعلية والتلقائية لعام 2014. النتائج: الإجراء التفاعلي لتحديد الموقع دقيق إلى حد ما ولكنه يستغرق وقتًا طويلاً. في حالة الإجراء التلقائي الأسرع لتحديد الموقع ، وجدنا أن طريقة rLSQ لحساب سرعات الدوران أكثر موثوقية من طريقة DS.بالنسبة لبيانات الاختبار من عام 2014 ، تعطي طريقة rLSQ خطأ معياريًا نسبيًا لمعلمة الدوران التفاضلي B أصغر بثلاث مرات من الخطأ القياسي النسبي المقابل المشتق لطريقة DS. أفضل ملف تعريف تناوب تفاضلي شمسي مناسب لكامل الفترة الزمنية هو ω (ب) = (14.47 ± 0.01) - (2.66 ± 0.10) sin2b (درجة / يوم) لـ\nتراوجر ، جي تي روسلر ، إف إل مونش ، ج.\nتم قياس سرعة دوران أورانوس بمقارنة الملامح الطيفية لـ 5281.8 خط فراونهوفر المنعكس من أورانوس والقمر. ينتج عن هذه الطريقة سرعة دوران غير حساسة لظروف الرؤية في الغلاف الجوي. قيمتنا للسرعة الاستوائية هي 3.5 + أو - 0.4 كم / ثانية.\nبيلشر ، فريدريك فرانكو ، لورنزو برافيك ، بيتر\nاستراتيجية مراقبة الكويكبات التي يشتبه في أنها تدور ببطء شديد موصوفة وموصى بها لجميع المراقبين. بالنسبة لـ 319 Leona ، تكون فترة الدوران المجمعي 430 ± 2 ساعة ، والسعة 0.7 درجة ، وفترة الانقلاب الثانية هي 1084 ± 10 ساعة ، ومؤشر اللون V-R = 0.43 ، H = 10.46 ± 0.08 و G = 0.11 ± 0.09 عند متوسط الضوء. بالنسبة لـ 341 California ، تبلغ فترة الدوران السينوديكي 318 ± 2 ساعة ، والسعة 0.9 درجة ، وفترة الانقلاب الثانية هي 250 ± 2 ساعة ، ومؤشر اللون V-R = 0.53 ، H = 11.53 ± 0.06 و G = 0.18 ± 0.05 عند متوسط الضوء.\nتشوركينا ، تاتيانا إي ستيبانوف ، سيرجي ي.\nنحن نأخذ في الاعتبار استقرار الدورات الدورية المستوية من نوع عطارد لجسم صلب حول مركز كتلته في مدار بيضاوي في مجال قوى نيوتن مركزي. يعني دوران الزئبق أن الجسم يقوم بثلاث دورات حول مركز كتلته خلال دورتين لمركز الكتلة في مداره (الرنين 3: 2). يمكن أن تكون هذه الدورات 1) متناظرة 2π- دورية ، 2) متناظرة 4π- دورية و 3) غير متناظرة 4π- دورية. تم التحقق من استقرار الدورات من النوع 1) بواسطة A.P.Markeev. نقدم في ورقتنا تحليل الاستقرار غير الخطي لبعض الدورات من النوعين 2) و 3) في حالات الرنين من الدرجة الثالثة والرابعة ، في الحالة غير الرنانة وعند حدود مناطق الاستقرار الخطي.\nسفالجارد ، إل.جو ، دي أو.شيرر ، بي إتش.\nأبلغ كل من Olsen (1948) و Wilcox & Gonzales (1971) عن أدلة على وجود ثنائي القطب المغناطيسي الاستوائي الشمسي مع فترة دوران ثابتة (متزامنة) تبلغ 26 7/8 يومًا مع الحفاظ على مرحلته على مدار 15 عامًا (1926-1941 ، أولسن) وربما حتى عام 1968 وكذلك (1963-1968 ، ويلكوكس وجونزاليس). باستخدام سلسلة مركبة من قطبية القطاع المغناطيسي بين الكواكب التي تغطي الفاصل الزمني 1844-2016 (المستمدة من البيانات المغناطيسية الأرضية قبل عصر الفضاء والقياسات المباشرة خلال الفترة 1963-2016) نجد أن 1) استجابة النشاط المغنطيسي الأرضي للمرور (على الأرض) من a كانت حدود القطاع هي نفسها باستمرار في كل دورة شمسية من 9 إلى 24 ، وبالتالي التحقق من صحة الأوقات المستنبطة لممرات بوداري القطاع على مدار 173 عامًا الماضية ، و 2) يمكن تتبع ثنائي القطب `` أولسن '' إلى 16 دورة إلى عام 1844 ، وإن كان ذلك مع فترة دوران متزامن مختلفة قليلاً تبلغ 26.86 يومًا (431 ناهرتز). أنهى أولسن ورقته البحثية بعبارة "يشير استمرار فترة ثابتة خلال 15 عامًا إلى احتمال أن يكون أصل التأثير موجودًا في طبقة على الشمس ذات فترة دوران ثابتة خلال فترة طويلة" و Wilcox & Gonzales وأشار إلى أن "ثنائي القطب المغناطيسي الدوار قد يكون كامنًا في الشمس". قارنا فترة Olsen مع الأدلة الأخرى لفترات الدوران في الداخل العميق ووجود مجال مغناطيسي بقايا.\nأنجوس ، روث مورتون ، تيموثي أيجرين ، سوزان فورمان-ماكي ، دانيال راجبول ، فينيش\nغالبًا ما يكون التباين في منحنيات الضوء للنجوم المرقطة والدوارة غير جيبية وشبه دورية - تتحرك البقع على السطح النجمي ولها عمر محدود ، مما يتسبب في تغيرات التدفق النجمي ببطء في الطور. لذلك لا يمكن للجيب الجيبي الدوري بدقة أن يصمم بدقة منحنى ضوء نجمي معدَّل دورانيًا. النماذج الفيزيائية للأسطح النجمية لها العديد من العيوب التي تمنع الاستدلال الفعال ، مثل فضاءات البارامترات شديدة الانحطاط أو عالية الأبعاد. في هذا العمل ، نختبر نموذجًا فعالًا مناسبًا: عملية غاوسية بوظيفة نواة التغاير شبه الدوري. يسمح هذا النموذج المرن للغاية بأخذ عينات من دالة كثافة الاحتمال الخلفي للمعامل الدوري ، مع تهميش المعلمات الفائقة للنواة الأخرى باستخدام نهج ماركوف تشين مونت كارلو. لاختبار فعالية هذه الطريقة ، نستنتج فترات دوران من 333 منحنى ضوء نجمي محاكى ، مما يدل على أن طريقة العملية الغاوسية تنتج فترات أكثر دقة من كل من مخطط الدورة الشهرية المناسب للجيب وطريقة وظيفة الارتباط التلقائي. نوضح أيضًا أنها تعمل جيدًا على البيانات الحقيقية ، من خلال استنتاج فترات الدوران لـ 275 نجمة كبلر بفترات تم قياسها مسبقًا. نحن نقدم جدولًا لفترات الدوران لهذه وغيرها الكثير ، وإجمالًا 1102 كبلر كائنات ذات أهمية ، وعينات دالة كثافة الاحتمال الخلفي الخاصة بهم. نظرًا لأن هذه الطريقة توفر وظائف كثافة الاحتمالية الخلفية ، فإنها ستمكّن من إجراء دراسات هرمية تتضمن دوران نجمي ، لا سيما تلك التي تتضمن نمذجة سكانية ، مثل استنتاج الأعمار النجمية ، أو الانحرافات في أنظمة الكواكب الخارجية ، أو وصف التفاعلات بين النجوم والكواكب. الكود المستخدم لتنفيذ هذه الطريقة متاح على الإنترنت.\nشانغ ، هايبين وو ، شياويو كين ، شياو تشياو ، دونغ\nثبت أن الحركة الدورية بالقرب من الكويكبات التي تدور حول المحور غير الرئيسي (NPA) تختلف اختلافًا ملحوظًا عن الأجسام القريبة من الدوران المنتظم بسبب حالة الدوران المعقدة مع الاستباقية ، مما يثير التحديات من حيث الآثار النظرية للأنظمة الديناميكية. تبحث هذه الورقة في الحركات الدورية المختلفة بالقرب من كويكب NPA النموذجي 4179 Toutatis ، والذي سيساهم في فهم البيئات الديناميكية بالقرب من الكويكبات المنتشرة في النظام الشمسي. تم تطوير طريقة جديدة مع دمج نموذج مجال الجاذبية الإهليلجي-مسكون والتحسين العالمي لتحديد الحلول الدورية في النظام بكفاءة. تشير النتائج العددية إلى أن مدارات دورية وفيرة تظهر بالقرب من كويكبات NPA. يتم تصنيف هذه المدارات المختلفة نظريًا إلى خمسة أنواع طوبولوجية مع إيلاء اهتمام خاص لاستقرار الدورة. على الرغم من اختفاء مفهوم الأسرة الكلاسيكية في نتائجنا ، فإن بعض المدارات التي لها نفس البنية الطوبولوجية تشكل "عائلات" معممة مختلفة مع زيادة الفترة. من بين هذه "العائلات" ، تم العثور على ما مجموعه 4 أنواع من العلاقات بين المدارات ، بما في ذلك الدوران والتطور والتشويه وشبه التناظر ، لإنشاء رسم خرائط عالمية لهذه الأنواع. لتغطية حالات دوران العديد من كويكبات NPA ، تناقش هذه الورقة أيضًا تباين المدارات الدورية بمعدلات دوران الكويكبات المتنوعة ، مما يوضح أن مقاييس بعض المدارات تتوسع أو تتقلص أو تقترب من الفناء مع تغير فترة النظام في الوقت نفسه ، وتبقى مورفولوجيتها وطوبولوجيتها دون تغيير.\nSerra-Ricart، Miquel Licandro، Javier، E-mail: [email protected]، E-mail: [email protected]\nلوحظ C / 2014 Q2 (Lovejoy) حول الحضيض (2015 يناير 30) في 15 ليلة بين 2015 يناير 21 و 11 فبراير باستخدام تلسكوب TADer 0.3 متر فلكي في مرصد تيد (IAC ، تينيريفي ، إسبانيا). لوحظ هيكلان نفاثان كبيران على مدار عدة دورات مذنبة. طريقة جديدة للبحث عن الدوريات في PA للنفاثات الحلزونية في منطقة الغيبوبة على مسافة ثابتة (20.624 كم) من مركز البصريات المذنب يتم تقديمها واستخدامها لتحديد فترة دوران نووي تبلغ 17.89 ± 0.17 ساعة.\nبروسر ، تشارلز إف. شترون ، ماثيو دي ماريلي ، إيتوري كاتالانو ، سانتو ويليامز ، سكوت د. باكمان ، دانا إي لاكسونن ، بنتلي دي أديجي ، فيكرام مارشال ، لورانس أ.شتوفر ، جون ر.\nنقدم النتائج من برنامج مراقبة قياس ضوئي لـ 21 نجمة تمت ملاحظتها خلال عام 1992 في عناقيد Pleiades و Alpha Persei المفتوحة. تم تحديد فترات تحديد 16 نجمة ، 13 منها هي الفترات الأولى التي تم الإبلاغ عنها لهذه النجوم. يتم أيضًا تقديم اختلافات في السطوع لخمس نجوم عنقودية إضافية. لوحظ أن عضوًا قزمًا واحدًا من مجموعة ألفا لكل مجموعة لديه فترة دوران تبلغ 4.39 ساعة فقط. ربما أقصر فترة معروفة حاليًا بين متغيرات BY Draconis. تم إيداع القياسات الضوئية الفردية في NSSDC. بدمج قرارات تدفق الأشعة السينية الحالية مع الفترات الضوئية المعروفة ، نوضح علاقة نشاط / دوران الأشعة السينية بين أقزام Pleiades K استنادًا إلى البيانات المتاحة.\nيُظهر جزء كبير من النجوم الممغنطة كيميائيًا (mCP) من التسلسل الرئيسي العلوي بشكل صارم اختلافات دورية للضوء والمغناطيسية والراديو والطيفية التي يمكن تفسيرها بالكامل من خلال نموذج نجم تسلسل رئيسي يدور بشكل صارم مع هياكل سطح ثابتة ومستقرة تجمد المجال المغناطيسي العالمي في جسم النجم. ومع ذلك ، هناك مجموعة غير متجانسة تتكون من عدد قليل من نجوم mCP تختلف فترات دورانها وفقًا لمقاييس زمنية لعقود ، بينما تظل أشكال منحنيات طورها دون تغيير تقريبًا. تقدم التغييرات في اختلافات فترة الدوران ، التي ثبتت في حالة بعضها ، نظرة ثاقبة جديدة حول هذه الظاهرة غير المتوقعة نظريًا. نقدم طريقة جديدة وقابلة للتطبيق بشكل عام لتحليل الفترة بناءً على الاستغلال المتزامن لجميع بيانات المراقبة المتاحة التي تحتوي على معلومات المرحلة. يمكن لهذه الطريقة الظاهراتية مراقبة التغيرات التدريجية في الفترة اللحظية المرصودة بكفاءة عالية وموثوقية. نقدم نتائج محدثة لرصد فترة V901 Ori و CU Vir و Ori E و BS Cir ، والمعروف أنها نجوم mCP تغير فتراتها المرصودة وتناقش فيزياء هذا السلوك غير العادي. لمقارنة سلوك الفترة لتلك النجوم ، تعاملنا مع بياناتها بنموذج متعدد الحدود المتعامد ، والذي تم تطويره خصيصًا لهذا الغرض. لقد أكدنا تغيرات الفترة الزمنية في جميع النجوم وأظهرنا أنها تعكس تغيرات حقيقية في السرعة الزاوية للطبقات الخارجية للنجوم ، المثبتة بواسطة المجالات المغناطيسية العالمية. ومع ذلك ، فإن طبيعة عدم استقرار الدوران الملحوظ ظلت بعيدة المنال حتى الآن. المجموعة التي تمت مناقشتها من نجوم mCP غير متجانسة لدرجة أن كل نجم قد يواجه سببًا مختلفًا لاختلافات فتراته.\nبروسر ، تشارلز إف. شترون ، ماثيو داسغوبتا ، أميل باكمان ، دانا إي لاكسونن ، بنتلي دي بيكر ، شون دبليو مارشال ، لورانس إيه ويتني ، باربرا أ كويجين ، كونراد ستوفر ، جون ر.\nنقدم النتائج من برنامج مراقبة ضوئي لـ 15 نجمة عنقودية مفتوحة ونجم T Tauri واحد ضعيف الخط خلال أواخر عام 1993 / أوائل 1994. وقد تم رصد العديد من دوارات العرض التي هي أعضاء في مجموعات Alpha Persei و Pleiades و Hyades المفتوحة. مشتق تقديرات الفترة. باستخدام جميع نجوم Pleiades المتاحة مع فترات قياس الضوء جنبًا إلى جنب مع قياسات تدفق الأشعة السينية الحالية ، نوضح علاقة نشاط / دوران الأشعة السينية بين أقزام Pleiades المتأخرة G / K. تُظهر البيانات انقطاعًا واضحًا في علاقة الدوران والنشاط حول P تقريبًا 6-7 أيام - بشكل عام وفقًا للنتائج السابقة باستخدام المزيد من العينات غير المتجانسة من نجوم G / K.\nكولوم ، جي ستيفنز ، دي جوشي ، إم\nيعتمد المناخ ، وبالتالي ، إمكانية السكن المحتملة لكوكب ما بشكل حاسم على كيفية نقل الغلاف الجوي ودوران المحيطات الحرارة من المناطق الأكثر دفئًا إلى المناطق الأكثر برودة. ومع ذلك ، فقد ركزت الدراسات السابقة لمناخ الكواكب على نمذجة ديناميات الغلاف الجوي ، مع تبسيط معالجة المحيطات بشكل كبير ، مما يهمل أو يحرف تأثير المحيط في إجمالي انتقال الحرارة. حتى أن غالبية الدراسات التي أجريت على المحيط الديناميكي قد استخدمت ما يسمى بالكواكب المائية البسيطة التي لا تحتوي على حواجز قارية ، وهو تكوين يغير ديناميكيات المحيط بشكل كبير. هنا ، تظهر أهمية استجابة انتقال حرارة المحيط في القطب الشمالي لفترة دوران الكواكب بحاجز زوال بسيط - أبسط تمثيل لأي تكوين قاري. يزداد انتقال حرارة المحيط في القطب الشمالي بشكل كبير مع زيادة فترة دوران الكواكب. يتضاعف ذروة نقل الحرارة عند زيادة فترة الدوران بعامل عشرة. هناك أيضًا تغيرات كبيرة في درجة حرارة المحيط في العمق ، مع ما يترتب على ذلك من آثار على دورة الكربون. هناك اتفاق قوي بين نتائج النموذج وتحليل مقياس المعادلات الحاكمة. تسلط هذه النتيجة الضوء على أهمية كل من فترة دوران الكواكب ودوران المحيط عند النظر في قابلية الكواكب للسكن.\nالخلاصة يعتمد المناخ ، وبالتالي ، إمكانية سكن كوكب ما بشكل حاسم على كيفية نقل الغلاف الجوي ودوران المحيطات الحرارة من المناطق الأكثر دفئًا إلى المناطق الأكثر برودة. ومع ذلك ، فقد ركزت الدراسات السابقة لمناخ الكواكب على نمذجة ديناميات الغلاف الجوي ، مع تبسيط معالجة المحيطات بشكل كبير ، مما يهمل أو يحرف تأثير المحيط في إجمالي انتقال الحرارة. حتى أن غالبية الدراسات التي أجريت على المحيط الديناميكي قد استخدمت ما يسمى بالكواكب المائية البسيطة التي لا تحتوي على حواجز قارية ، وهو تكوين يغير ديناميكيات المحيط بشكل كبير. هنا ، تظهر أهمية استجابة انتقال حرارة المحيط في القطب الشمالي لفترة دوران الكواكب بحاجز زوال بسيط - أبسط تمثيل لأي تكوين قاري. يزداد انتقال حرارة المحيط في القطب الشمالي بشكل كبير مع زيادة فترة دوران الكواكب. تتضاعف ذروة نقل الحرارة أكثر من الضعف عندما تزداد فترة الدوران بعشر مرات. هناك أيضًا تغييرات كبيرة في درجة حرارة المحيط في العمق ، مع ما يترتب على ذلك من آثار على دورة الكربون. هناك اتفاق قوي بين نتائج النموذج وتحليل مقياس المعادلات الحاكمة. تسلط هذه النتيجة الضوء على أهمية كل من فترة دوران الكواكب ودوران المحيط عند النظر في قابلية الكواكب للسكن. الكلمات المفتاحية: كوكب خارج المجموعة الشمسية - محيطات - دوران - مناخ - سكن. علم الأحياء الفلكي 14 ، 645-650. بميد: 25041658\nمونتيرو ، فيليب أركوفيردي ، بليسيدا ميديروس ، هيسا روندون ، إدواردو سوزا ، روبرتو رودريغيز ، تيرسينها لازارو ، دانييلا\nتم تحديد فترات الدوران لـ 12 كويكبًا قريبًا من الأرض (NEAs) من المنحنيات الخفيفة التي تم الحصول عليها في Observatório Astronômico do Sertão de Itaparica (MPC Y28 ، OASI) بين مايو 2016 و 2017 أغسطس.\nHayes-Gehrke، Melissa Linko، David Bhasin، Raghav Johnson، James Bermudez، Brian Fedorenko، Iryna Tillis، Katie Vilar، Nicole\nتم إجراء الملاحظات الضوئية CCD باستخدام iTelescope T21 للكويكب 2504 Gaviola في أبريل 2017. تم تحديد فترة دوران تبلغ 8.751 ± 0.003 ساعة وسعة منحنى الضوء 0.31 ماج من ليلتين من الملاحظات.\nهودجز ، ر. ريتشارد ، الابن محافي ، بول ر.\nجمع مقياس الطيف الكتلي المحايد على المركبة الفضائية مستكشف الغلاف الجوي القمري وبيئة الغبار (LADEE) مجموعة من البيانات الخارجية ، بما في ذلك مجموعة من القياسات عالية الجودة لـ Ar-40 الإشعاعي على مدى 142 يومًا. تُظهر دراسات توليف البيانات ، باستخدام أدوات محاكاة الغلاف الخارجي الراسخة ، أن بيانات الأرجون LADEE تتوافق مع تفاعل الغلاف الخارجي والثرى الذي يهيمن عليه الامتصاص وأن عملية الامتصاص تولد توزيع Armand لسرعات الخروج. كشف العمل التجميعي عن تذبذب نصف سنوي واضح للأرجون يتوافق مع العزل الزمني في مصائد البرد الموسمية التي تم إنشاؤها في القطبين بواسطة ميل القمر. بالإضافة إلى ذلك ، توفر بيانات LADEE رؤية جديدة للطبيعة البكر للثرى القمري ، وخصائص الامتصاص المتغيرة مكانيًا ، وتأثير عمليات الامتصاص على التذبذب المجمعي لغلاف الأرجون الخارجي.\nجروس ، ريتشارد إس تشاو ، بن إف ديساي ، شايلين د.\nتُظهر أطياف وظائف الإثارة بالحركة القطبية قوة معززة في نطاق المد والجزر كل أسبوعين. تُعزى هذه القوة المعززة إلى إثارة المد والجزر في المحيطات. تتنبأ نماذج المد المحيط بتأثيرات إثارة الحركة القطبية التي تختلف مع بعضها البعض ، ومع الملاحظات ، بعوامل كبيرة تصل إلى 2-3. هناك حاجة لنماذج مثبتة لتأثير المد والجزر في المحيطات لفترات طويلة على دوران الأرض.\nMeibom ، Soeren Saar ، Steven H. Mathieu ، Robert D.\nنقدم نتائج مسح السلاسل الزمنية الضوئية لمدة 5 أشهر لفترات دوران النجوم جنبًا إلى جنب مع مسح السرعة الشعاعية لمدة 4 سنوات للعضوية والثنائية في الكتلة المفتوحة 220 Myr M34. لقد أبلغنا عن فترات دوران سطحية لـ 120 نجمة ، 83 منها عبارة عن أعضاء كتلة من النوع المتأخر الحركية والقياسية. تعمل المقارنة مع العمل السابق على توضيح أهمية الملاحظات الضوئية ذات الخط الأساسي الطويل عالية الإيقاع ومعلومات العضوية. فترات M34 الجديدة أقل تحيزًا ضد الدوران البطيء وتنظيفها لغير الأعضاء. تمتد فترات دوران أعضاء الكتلة على أكثر من ترتيب من حيث الحجم من أكثر »0.5 يوم إلى 11.5 يومًا ، وتتبع تسلسلين دوران متميزين - سريع (C) ومتوسط إلى بطيء (I) - في فترة اللون رسم بياني. تمثل التسلسلات حالتين مختلفتين (سريع وبطيء) في التطور الدوراني لأعضاء الكتلة من النوع المتأخر. نستخدم المخططات الملونة لفترة M34 وللمجموعات الأصغر والأقدم لتقدير النطاق الزمني للانتقال من تسلسل C إلى I والعثور على فترات الدوران في M34 و Hyades لأقزام G و K وتجد أن الأقزام K تدور لأسفل بشكل أبطأ من Skumanich معدل ر. نحدد عمر الجيرومونتولوجي 240 Myr لـ M34. يحتوي العصر الجيروسكوبي على درجة عدم يقين رسمية صغيرة تبلغ 2 ٪ مما يعكس التسلسل الضيق I في الرسم التخطيطي لفترة اللون M34. نحن نقيس تأثير عدم اليقين في عمر الكتلة على عمر الجيرومونولوجي لـ M34 ونجد أن الخطأ الناتج على العمر الجيروسكوبي ليكون متسقًا مع 15٪ تقدير خطأ لـ\nفي البحث عن كتالوجات الحركة المناسبة لنجوم الحركة المناسبة الشائعة في مجال مركبة الفضاء كبلر ، حددت 93 نظامًا ثنائيًا محتملاً. تعتبر المقارنة بين فترات الدوران الخاصة بهم اختبارًا لمفهوم الجيرومونتولوجي. للعثور على فتراتهم ، قمت بحساب وظيفة الارتباط التلقائي (ACF) للقياس الضوئي لبعثة كبلر لكل نجم. في معظم الأنظمة التي يمكن العثور على فترات جيدة فيها ، يكون للنجم الأكثر برودة فترة أطول من المكون الأكثر سخونة ، وذلك باتفاق عام مع النماذج. ومع ذلك ، هناك نطاق واسع في تدرجات الخطوط التي تربط الأزواج الثنائية في مخطط الفترة واللون. لا أقدم بكثير من الشمس. بالإضافة إلى ذلك ، هناك فجوة واضحة في الفترات الوسيطة في توزيع الفترة المتأخرة K ونجوم M المبكرة. إما أن يكون تكوين النجوم في هذا الاتجاه متغيرًا ، أو أن النجوم تتطور في فترة زمنية بمعدل غير منتظم ، أو أن بعض النجوم تتطور بسرعة أكبر من غيرها في نفس الكتلة. أخيرًا ، باستخدام ACF كمقياس لمستوى النشاط ، وجدت أنه بينما تصبح النجوم F و G و K المبكرة أقل نشاطًا مع زيادة فتراتها ، لا يوجد ارتباط بين الفترة والنشاط للنجوم من منتصف K إلى أوائل M ." أقل\nتشانغ ، تشان كاو ايب ، وينج هوين لين ، هسينج ون\nتم إجراء مسح جديد لفترة دوران الكويكب باستخدام مصنع بالومار العابر (PTF).اثنا عشر حقلاً PTF متتالية ، والتي تغطي مساحة 87 درجة في مستوى مسير الشمس ، لوحظ في النطاق R بإيقاع 20 دقيقة خلال عام 2013 من 15 إلى 18 فبراير. اكتشفنا 2500 كويكب معروف بمدى قطره 0.5 كيلومتر ≤D ≤ 200 كيلومتر. من بين هؤلاء ، كان لدى 313 كائنًا فترات دوران موثوقة للغاية وعرضت "حاجز الدوران" عند ∼2 ساعة. على النقيض من توزيع معدل الدوران المسطح للكويكبات التي يبلغ طولها 3 كيلومترات ≤D 15 كيلومترًا موضحة أكثر »بواسطة Pravec وآخرون ، انحرفت نتائجنا إلى حد ما عن توزيع Maxwellian وأظهرت انخفاضًا في معدل الدوران أكبر من 5 مرات في اليوم.. تم العثور أيضًا في هذا العمل على مرشح دوار فائق السرعة واثنين من الكويكبات الثنائية المحتملة\nأندروز ، هانا دومينغيز ، زكريا جونسون ، سارة بوزاسي ، ديريك ل.\nرصدت مهمة كبلر الأصلية 200000 نجم في نفس المجال بشكل مستمر تقريبًا لمدة تزيد عن أربع سنوات ، مما أدى إلى إنشاء مجموعة لا مثيل لها من منحنيات دوران النجوم ورؤى جديدة حول العلاقة بين فترات الدوران والتغير الضوئي على التسلسل الرئيسي السفلي. سمح لنا استمرار كبلر تحت ستار K2 بفحص عينة نجمية مماثلة في الحجم لتلك التي لوحظت مع كبلر ، ولكنها مأخوذة من مجموعات نجمية جديدة. ومع ذلك ، لاحظ K2 كل حقل لمدة ثلاثة أشهر على الأكثر ، مما حد من الاستدلالات التي يمكن استخلاصها ، خاصة بالنسبة للنجوم الأقدم والأبطأ. ستوفر المركبة الفضائية TESS القادمة منحنيات ضوئية لعدد أكبر من النجوم بمقدار ضعفي ، ولكن مع نوافذ زمنية قصيرة تصل إلى 27 يومًا. في هذا العمل ، قمنا بإعادة تشكيل منحنيات ضوء كبلر باستخدام نافذة المراقبة TESS ، ودراسة ما يمكن تعلمه من منحنيات الضوء عالية الدقة بمثل هذه الأطوال القصيرة ، وكيفية مقارنة هذه النتائج بما تعلمناه من كبلر.\nالمشكلة التي تم تحديدها في هذه الدراسة الوصفية الكمية هي أن العديد من مدارس ويسكونسن الإنجيلية اللوثرية السينودسية اللوثرية (WELS LES) ليست مستعدة بشكل كافٍ لتعليم جميع الطلاب ذوي الاحتياجات الخاصة. كان الغرض من الدراسة هو تحديد تصورات المديرين والعوائق المحتملة للتنفيذ الناجح لـ ...\nفحصت دراسة الحالة النوعية هذه تصورات الإداريين والمعلمين حول معرفة القراءة والكتابة الشخصية والعاطفية للطلاب في إحدى مدارس الكنيسة اللوثرية في ميسوري سينودس (LCMS). كان الطلاب الملتحقون بمدارس LCMS يعانون من مشاكل اجتماعية وعاطفية تؤدي إلى صعوبات سلوكية ، بينما كان المعلمون غير مستعدين لحجم ...\nبهات ، هيتاشي تريفيدي ، روبال شارما ، سوم كومار فاتس ، هاري أوم\nهنا نُبلغ عن إعادة تحليل متعمقة لمقال بقلم Vats et al. (Astrophys. J. 548، L87، 2001) التي استندت إلى قياسات الدوران التفاضلي مع الارتفاع كدالة لرصد الترددات (حيث تشير الترددات المنخفضة والعالية إلى ارتفاعات أعلى وأقل ، على التوالي) في الهالة الشمسية. يتم تقدير الدوران التفاضلي الشعاعي للإكليل الشمسي من القياسات اليومية لتدفق الراديو الشمسي المدمج على القرص عند 11 ترددًا: 275 ، 405 ، 670 ، 810 ، 925 ، 1080 ، 1215 ، 1350 ، 1620 ، 1755 ، و 2800 ميجا هرتز. نحن نستخدم نفس البيانات المستخدمة في Vats et al. (2001) ، ولكن بدلاً من الحد الأقصى الثاني عشر لمخططات الارتباط التلقائي المستخدمة هناك ، نستخدم الحد الأقصى الثانوي الأول لاشتقاق فترة الدوران المجمعي. نحن نقدر الدوران المجمعي بواسطة التوافق الجاوسي للحد الأقصى الثانوي الأول. فاتس وآخرون. (2001) أن فترة الدوران الفلكي تزداد مع زيادة التردد. كان الاختلاف الذي وجدوه من 23.6 إلى 24.15 يومًا في نطاق التردد هذا ، بفارق 0.55 يومًا فقط. توصلت الدراسة الحالية إلى أن فترة الدوران الفلكي تزداد بتناقص التردد. يتراوح نطاق التباين من 24.4 إلى 22.5 يومًا ، والفرق أكبر بثلاث مرات تقريبًا (1.9 يومًا). ومع ذلك ، تعطي كلتا الدراستين فترة دوران مماثلة عند 925 ميجاهرتز. في Vats et al. (2001) كان عامل بيرسون مع خط الاتجاه 0.86 ، بينما حصل التحليل الحالي على <<> 0.97 عامل بيرسون مع خط الاتجاه. تظهر دراستنا أن الإكليل الشمسي يدور ببطء على ارتفاعات أعلى ، وهو ما يتعارض مع النتائج الواردة في Vats et al. (2001).\nOdden، Caroline E. Cohen، Adam J. Davis، Spencer Eldracher، Emelie A. Fitzgerald، Zachary T. Jiang، Derek C. Kozol، Eliana L. Laurencin، Victoria L.Meyer-Idzik، Benjamin D. Pennington، Oliver Philip، روبن سي سانشيز ، إميلي ج.وارن ، ناتالي ج.كلينجسميث ، دانيال أ.بريجز ، جون و.\nتم إجراء الملاحظات الضوئية للكويكبات 1491 Balduinus و 2603 Taylor من ديسمبر 2017 إلى 2018 فبراير. 1491 Balduinus وجد أن فترة دورانه 15.315 ± 0.003 ساعة بسعة 0.40 ماج 2603 وجد أن تايلور لديه فترة دوران 3.905 ± 0.001 ساعة بسعة 0.27 ماج.\nمارشيني ، أليساندرو بابيني ، ريكاردو سلفاجيو ، فابيو\nأجريت ملاحظات ضوئية لثلاثة كويكبات من الحزام الرئيسي من المرصد الفلكي لجامعة سيينا (إيطاليا) من أجل تحديد فترات دورانها السينودي. بالنسبة لـ 5049 Sherlock وجدنا فترة 5.492 ± 0.001 ساعة بسعة 0.79 ماج ، لـ 16852 Nuredduna فترة 6.299 ± 0.002 ساعة بسعة 0.30 ماج ول (16943) 1998 HP42 فترة 16.764 ± 0.006 ساعة مع سعة 0.67 ماج.\nأجريت ملاحظات ضوئية لثلاثة كويكبات من المرصد الفلكي لجامعة سيينا (إيطاليا) من أجل تحديد فترات دورانها المجمعة. بالنسبة لـ (23621) 1996 PA ، وهو كويكب Marscrosser ، وجدنا فترة قدرها 2.666 ± 0.001 ساعة بسعة 0.10 ماج. بالنسبة لكويكبي الحزام الرئيسيين (29564) 1998 ED6 و (31775) 1999 JN122 ، وجدنا ، على التوالي ، فترة 8.434 ± 0.002 ساعة بسعة 0.57 ماج وفترة 4.319 ± 0.01 ساعة بسعة 0.12 ماج.\nتشانغ ، تشان كاو لين ، هسينج ون ايب ، وينج-هوين\nقد تكون فترة الدوران العنقودية في دوارات تقدمية / رجعية هي المؤشر الأولي لحالة Slivan في عائلة Koronis كنتيجة لتأثير Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack. نتبع السيناريو العام للتشتت في المحور شبه الرئيسي لأفراد عائلة الكويكب لفصل الدوارات التقدمية والرجعية في عائلة كورونيس. من فترات الدوران المتاحة التي تم الحصول عليها من PTF / iPTF ، لم نتمكن من العثور على فترة الدوران العنقودية للكائنات مع H ≳ 12 mag في عائلة Koronis. قد يكون هذا نتيجة لعملية الاصطدام المتقطع للكويكبات الصغيرة (D 20 km) مما يؤدي إلى انحراف ياركوفسكي. سيؤدي قياس اتجاهات القطب لعينةنا إلى التحقق من النتيجة الأولية والتحقق من صحة طريقتنا.\nميخيف ، سيرجي تسفيتكوف ، فيكتور\nبناءً على نتائج دراساتنا السابقة حول بوليتروب نيوتن سريع الدوران ، وجدنا العلاقة بين أدنى فترة دوران للنجم النابض ، وقيمة الكثافة المركزية للنبض ، ومؤشر متعدد الاتجاهات. من هذه العلاقة نصل إلى استنتاج مفاده أن قيمة الحد الأدنى للكثافة المركزية للنجم النابض بفترة الذروة هي 2.5088 • 1014 جم / سم 3.\nنيوتن ، إليزابيث آر إيروين ، جوناثان شاربونو ، ديفيد بيرتا طومسون ، زاكوري ك.ديتمان ، جايسون\nتعد معرفة دوران الأقزام M أمرًا ضروريًا لفهم توليد المجالات المغناطيسية الخاصة بهم والآلية التي يفقدون بها الزخم الزاوي. من المهم أيضًا وصف بيئة الكواكب التي قد تدور حولها. الطريقة الأكثر مباشرة لاستنتاج فترات الدوران هي الاختلافات في سطوع النجوم حيث تدور البقع الداكنة داخل وخارج الرؤية. معظم فترات الدوران المقدرة قبل هذا العقد هي نتيجة لدراسات قياس ضوئي مخصصة. إذا تم الحرص على الحفاظ على التباين الفيزيائي الفلكي والحد من النظاميات ، فإن استطلاعات الكواكب العابرة تولد المراقبة عالية الإيقاع المطلوبة لتقدير فترات دوران النجوم. في حين أن المسوحات المستهدفة للمجموعات قد قدمت بيانات في سن مبكرة ، فإن ملاحظات أقزام المجال M مطلوبة لتقييد تطورها في وقت متأخر. هناك حاجة أيضًا إلى فترات دوران لأصغر النجوم: أنتجت مهمة كبلر منحنيات ضوئية رائعة لعدة آلاف من الأقزام الباردة ، لكن نجوم المجال التي تقل كتلتها عن 0.3 كتلة شمسية لم يتم تمثيلها جيدًا في العينة. مشروع ميرث هو عبارة عن مسح عابر للكواكب يستهدف أقزام M من منتصف إلى أواخر خلال 33 فرسًا فلكيًا ، وهو يوفر مجموعة بيانات فريدة لاستكشاف الدوران في عينة كبيرة من النجوم ذات الحمل الحراري الكامل. نقدم فهرس لفترات الدوران لهذه النجوم. تعد قياساتنا مفيدة بشكل خاص لأن العديد من أهداف MEarth لها اختلافات في المنظر ، وقياس ضوئي متعدد الأطوال الموجية ، وأطياف بصرية وقريبة من الأشعة تحت الحمراء. نقدم أساليبنا لتقدير فترات التناوب وتحديد أوجه عدم اليقين لدينا ، ومناقشة نتائجنا في سياق الاستطلاعات الأخرى. يقر مشروع MEarth بامتنان بتمويل زمالة David and Lucile Packard للعلوم والهندسة ، والمؤسسة الوطنية للعلوم بموجب منح AST- 0807690 و AST-1109468 و AST-1004488 ومؤسسة جون تمبلتون\nبوشلر ، دي إي فيولبيرج ، هـ.\nيتم توفير مشتقات معادلات موازنة الطاقة للمكونات المتباينة والدورانية للطاقة الحركية. فترات الحمل الحراري المكثف التي تمت دراستها هي: (1) بيانات مقياس إجمالية من 3 أو 6 ساعات و (2) بيانات مقياس الطور المتوسط كل 3 ساعات. يتم عرض الطاقات المركبة والميزانيات المتوسطة للفترات وتأثيرات أخطاء البيانات العشوائية على معلمات الطاقة المشتقة. تتم مقارنة الطاقة الحركية المتباينة وميزانيات الطاقة الحركية الدورانية ويلاحظ الارتباط الجيد للبيانات. تزداد الطاقات الحركية وشروط الميزانية مع تطور الحمل الحراري ، ومع ذلك ، فإن تحويل الطاقات المتباينة والتناوب عكس ذلك.\nساماراسينها ، نالين هـ.مولر ، بياتريس إي إيه باريرا ، جوزيه ج.\nهناك مذنبان (1P / Halley ، 103P / Hartley 2) لا لبس فيهما في حالات دوران غير المحور الرئيسي (NPA) بالإضافة إلى عدد قليل من المذنبات الأخرى المرشحة لدوران NPA. بالنظر إلى هذه الحقيقة ، والغموض المرتبط بكيفية تفسير التوقيعات الدورية بدقة في المنحنيات الخفيفة للمذنبات النشطة ، بدأنا تحقيقًا لتحديد وتوصيف التوقيعات الدورية الموجودة في محاكاة المنحنيات الضوئية للمذنبات النشطة. أجرينا قياس ضوئي للفتحة لغيبوبة مذنبات محاكاة لتوليد منحنيات ضوئية نموذجية وقمنا بتحليلها بتقنيات فورييه لتحديد توقيعاتها الدورية. ثم تمت مقارنة هذه التواقيع بفترات مكونات الإدخال لحالات دوران NPA ذات الصلة مما يسهل تحديد كيفية ارتباط هذه التوقيعات الدورية بفترات المكونات المختلفة لدوران NPA. في النهاية ، نتوقع أيضًا أن تلقي هذه الدراسة الضوء على سبب وجود جزء صغير فقط من المذنبات الدورية في حالات دوران NPA ، بينما تشير النظرية إلى أن جزءًا كبيرًا منها يجب أن يكون في حالات NPA (على سبيل المثال ، Jewitt 1999 ، EMP ، 79 ، 35) . نستكشف مساحة المعلمة فيما يتعلق بحالات الدوران المختلفة ، والتوجهات المختلفة لمتجه الزخم الزاوي الكلي الدوراني ، والمواقع المختلفة على النواة لمنطقة (مناطق) المصدر. أما بالنسبة للحالات الخاصة ، فإننا نحقق أيضًا في حالات دوران NPA المحتملة ممثلة المذنب 103P / Hartley2 ، الهدف المذنبي لبعثة EPOXI. سيتم تقديم النتائج الأولية من تحقيقنا في الاجتماع. يدعم برنامج DDAP التابع لناسا هذا العمل من خلال المنحة NNX15AL66G.\nSuárez Mascareño، A. Rebolo، R. González Hernández، J. I.\nالأهداف: نحن نبحث في التعديل الضوئي الناتج عن دورات النشاط المغناطيسي ودراسة العلاقة بين فترة الدوران ودورة (دورات) النشاط في النجوم المتأخرة من النوع (FGKM). الطرق: قمنا بتحليل منحنيات الضوء ، التي تمتد حتى تسع سنوات ، من 125 نجمًا قريبًا قدمها المسح الآلي للسماء (ASAS). تتكون العينة بشكل أساسي من النجوم ذات النشاط المنخفض والمتسلسلة الرئيسية المتأخرة من النوع A إلى النجوم المتوسطة من النوع M. أجرينا بحثًا عن تغيرات دورية قصيرة (أيام) وطويلة الأجل (سنوات) في قياس الضوء. قمنا بنمذجة منحنيات الضوء بمجموعات من أشباه الجيوب لقياس خصائص هذه الإشارات الدورية. لتقديم تفسير إحصائي أفضل لنتائجنا ، نكمل نتائجنا الجديدة بنتائج من أعمال مماثلة سابقة. النتائج: تمكنا من قياس الدورات الضوئية طويلة المدى لـ 47 نجمة ، تم اشتقاق 39 منها باحتمالات إنذار خاطئة (FAP) أقل من 0.1 في المائة. كما تم الكشف عن التعديل الدوراني وقياس فترات الدوران في 36 نجمة. بالنسبة لـ 28 نجمًا ، لدينا قياسات متزامنة لدورات النشاط وفترات الدوران ، 17 منها من النجوم من النوع M. قمنا بقياس كل من السعات الضوئية والفترات من النوبات الجيبية. تتراوح فترات الدورات المقاسة من 2 إلى 14 سنة مع اتساع قياس ضوئي في حدود 5-20 ملم ماج. وجدنا أن توزيع أطوال الدورة للأنواع الطيفية المختلفة متشابه ، حيث أن متوسط الدورة هو 9.5 سنة للنجوم من النوع F ، و 6.7 سنة للنجوم من النوع G ، و 8.5 سنة للنجوم من النوع K ، و 6.0 سنوات بالنسبة للأوائل M. - نوع النجوم ، و 7.1 سنة للنجوم من النوع M المتوسط. من ناحية أخرى ، يختلف توزيع فترات الدوران تمامًا ، حيث يتجه إلى فترات أطول للنجوم من النوع المتأخر ، من متوسط دوران يبلغ 8.6 يومًا للنجوم من النوع F إلى 85.4 يومًا في منتصف النجوم من النوع M. تظهر السعات التي تحدثها الدورات المغناطيسية والدوران ارتباطًا واضحًا. تم تحديد اتجاه السعات الضوئية مع فترة الدوران أيضًا في البيانات. اتساع التباين الضوئي\nتم العثور على فترات التناوب السينودي والسعة لـ 50 فرجينيا 14.320 ± 0.001 ساعة ، السعة 0.10 ± 0.01 درجة 58 كونكورديا 9.895 ± 0.001 ساعة ، 0.10 ± 0.01 درجة 307 Nike 11.857 ± 0.001 ساعة ، 0.20 ± 0.02 درجات 339 Dorothea 5.9684 ± 0.0001 ساعة ، 0.09 ± 0.01 مقادير. تحتوي كل من 50 ولاية فرجينيا و 58 كونكورديا على منحنيات ضوئية غير منتظمة.\nAgüeros ، مارسيل تيتشي ، ألكساندر\nيتطلب استخدام القياس الضوئي للمجال الزمني لقياس فترة دوران نجم من النوع الشمسي بشكل موثوق أن يكون لمنحنى الضوء عددًا من الخصائص المفضلة. سيكون احتمال استعادة فترة ما دالة غير خطية لسمات منحنى الضوء هذه ، والتي تكون إما فيزيائية فلكية بطبيعتها أو تحددها الملاحظات. نحن نستخدم خوارزميات تعلم الآلة القياسية (الشبكات العصبية الاصطناعية والغابات العشوائية) للتنبؤ بما إذا كان منحنى ضوئي معين سينتج قياسًا قويًا لفترة الدوران من مخطط Lomb-Scargle. يتم تدريب الخوارزميات والتحقق من صحتها باستخدام الإحصائيات البارزة المستخرجة من كل من منحنيات الضوء المحاكية والدورات الدورية المقابلة لها ، ونطبق هذه المصنفات على أحدث إصدار للبيانات من Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). مع خط الأنابيب هذا ، نتوقع قياس فترات الدوران لجزء كبير من النجوم ∼4x108 في بصمة iPTF.\nفوندا ، أليساندرو جالو ، آنا كيارا\nنحن نعتبر الاضطرابات الدورية لحقل قوة مركزي له تناظر دوراني ، ونثبت وجود مدارات دورية دائرية تقريبًا. وبالتالي فإننا نعمم ، في الحالة المستوية ، بعض نتائج التشعب السابقة التي حصل عليها أمبروسيتي وكوتي زيلاتي في . تنطبق نتائجنا ، على وجه الخصوص ، على مشكلة كبلر الكلاسيكية.\nدوغلاس ، إس تي أجويروس ، إم إيه كوفي ، ك. ر.\nباعتبارها أقرب مجموعة مفتوحة من الشمس ، تعد Hyades معيارًا مهمًا للعديد من الخصائص النجمية ، ولكن أعضائها منتشرة على نطاق واسع فوق السماء. اعتمدت الدراسات السابقة للدوران النجمي في Hyades على الملاحظات المستهدفة للنجوم الفردية أو البيانات من مسوحات التباين الضحلة في جميع أنحاء السماء. مهمة كبلر المعاد تصميمها ، K2 ، هي أول فرصة لقياس فترات الدوران (P ) للعديد من Hyads في وقت واحد بينما تكون أيضًا حساسة لأعضاء M قزم الحمل الحراري بالكامل. نقوم بتحليل بيانات K2 لـ 65 Hyads ونقدم P قيم 48. سبعة وثلاثون من هذه القياسات هي قياسات جديدة ، بما في ذلك أول P قياسات الحمل الحراري الكامل Hyads. للحصول على 9 من 11 نجمة مع P في الأدبيات وهذا العمل ، القياسات متسقة ونعزو الحالتين المتناقضتين إلى اكتشاف التطور. تقريبًا كل النجوم ذات كتل ≲0.3 م تدور بسرعة ، مما يشير إلى حدوث تغيير في خصائص الدوران عند الحدود إلى الحمل الحراري الكامل. عند إزالة الثنائيات المؤكدة والمرشحة من مستوى الكتلة - الفترة ، فقط ثلاثة دوارات سريعة بكتل ≳0.3 م يبقى. هذا على عكس النتائج السابقة التي توضح أن تسلسل الكتلة الأحادية القيمة للنجوم القديمة ≈600 Myr ينتهي عند -0.65 مليون. عندما يتم تضمين الثنائيات. نجد أيضًا أن نماذج التطور الدوراني تتنبأ بدوران أسرع مما لوحظ بالفعل عند 600 Myr للنجوم ≲0.9 M . قلة الدوارات السريعة المفردة أكبر من -0.3 م يشير إلى أن الكبح المغناطيسي أكثر كفاءة مما كان يُعتقد سابقًا ، وأن دراسات العمر والدوران يجب أن تأخذ في الاعتبار التعددية. «أقل\nفي العمل السابق ، أوضحنا أن محاكاة الديناميكا المغناطيسية (MHD) للغلاف المغناطيسي لزحل والتي يتم فيها فرض الدورية عن طريق التدفقات الدوامية الدوارة في الغلاف الأيوني تستنسخ العديد من الخصائص المتغيرة بشكل دوري للنظام. سنبين هنا أن الميزات التي لم يتم الإبلاغ عنها سابقًا لمحاكاة MHD للغلاف المغناطيسي لزحل تضيء الخصائص المقاسة الإضافية للنظام. من خلال حساب متوسط فترة الدوران ، نحدد مجالًا كهربائيًا عالميًا يبلغ حجمه بضعة أعشار من mV / m (انظر الشكل 1). تنخفض شدة المجال الكهربائي مع المسافة الشعاعية في الغلاف المغناطيسي الأوسط ، بما يتوافق مع سرعات الانجراف v = E / B لبضعة كيلومترات في الثانية باتجاه الجانب الصباحي ومستقلة نسبيًا عن المسافة الشعاعية. يتم توجيه المجال الكهربائي داخل 10 RS في المستوى الاستوائي من بعد الظهر إلى ما بعد منتصف الليل ، في اتفاق ممتاز مع الملاحظات [على سبيل المثال ، Thomsen et al. ، 2012 Andriopoulou et al. ، 2012 ، 2013 Wilson et al. ، 2013] . باتباع المجال الكهربائي خلال مرحلة دوران كاملة ، نحدد السلوك التذبذب الذي يتوافق حجمه مع التقلبات المبلغ عنها في المجالات الكهربائية المقاسة. من الأمور ذات الأهمية الخاصة طبيعة اضطرابات الوضع السريع التي تؤدي إلى إزاحة دورية لانقطاع مغناطيسي ورفرفة الورقة الحالية. يوضح الشكل (2) إجمالي ضغط الاضطراب (مجموع الضغط المغناطيسي والحراري) في المستوى الاستوائي في مرحلة دوران يكون فيها تدفق الغلاف الأيوني بالقرب من الظهر باتجاه خط الاستواء. من خلال متابعة الاضطرابات التي حدثت على مدى فترة دوران كاملة ، نوضح خصائص موجة الوضع السريع التي تطلقها هياكل التدفق الدوارة ، وبالتالي نميز إشارة "الكاميرا" التي اقترحها إسبينوزا وآخرون في الأصل. .\nOzuyar ، D. Sener ، H. T. Stevens ، I.R.\nالهدف من هذه الدراسة هو حساب فترة دوران CS Vir بدقة باستخدام ملاحظات STEREO والتحقيق في التباين الزمني المحتمل للنجم بمساعدة جميع البيانات التي يمكن الوصول إليها. يتم تحليل بيانات STEREO التي تغطي الفاصل الزمني 5 سنوات بين 2007 و 2011 عن طريق طرق Lomb-Scargle وتقليل التشتت الطوري. من أجل الحصول على فترة دوران موثوقة وقيمة الخطأ الخاصة بها ، يتم تطبيق الخوارزميات الحسابية مثل خوارزميات محاكاة Levenberg-Marquardt و Monte Carlo على مجموعات البيانات.وبالتالي ، تم تحسين فترة دوران CS Vir لتصبح 9.29572 (12) د باستخدام 5 سنوات من مجموعة البيانات المدمجة. أيضًا ، يتم حساب عناصر الضوء على أنها HJD max = 2454715.975 (11) + 9d. 29572 (12) × هـ + 9 د. 78 (1.13) × 10 - 8 × E 2 عن طريق الأوقات القصوى المشتقة من منحنيات ومحفوظات ضوء STEREO. علاوة على ذلك ، مع هذه الدراسة ، تم الكشف عن اختلاف الفترة للمرة الأولى ، ووجد أن الفترة قد تطول بمقدار 0.66 (8) ثانية ص -1 ، أي ما يعادل 66 ثانية لكل قرن. بالإضافة إلى ذلك ، يتم حساب مقياس الوقت للتدرج المحتمل حول τSD 106 سنة. يُعتقد أن الدوران التفاضلي والكبح المغناطيسي مسؤولان عن تباطؤ الدوران المذكور. يُستنتج أن المقياس الزمني التدريجي للنجم أقصر بثلاث مرات تقريبًا من عمر التسلسل الرئيسي (τMS 109 yr). في المقابل ، اقترح أن عملية الزيادة في الفترة قد تكون قابلة للعكس.\nنارانان ، إس إلسنر ، آر إف داربرو ، دبليو رامزي ، بي دي ليهي ، دي إيه فايسكوبف ، إم سي ويليامز ، إيه سي هاردي ، بي إي ساذرلاند ، بي جي غريندلاي ، جي إي.\nيشير دعم الملاحظات السابقة للمركبة الفضائية SAS 3 من خلال البيانات الجديدة التي تم جمعها بواسطة عداد الشاشة النسبي على متن المركبة الفضائية HEAO 2 إلى أن تاريخ فترة النبضة لمصدر الأشعة السينية النابضة 13.5 ثانية LMC X-4 يتوافق مع نماذج التراكم القياسية وعزم الدوران فقط إذا كان LMC X-4 عبارة عن محور دوار سريع يتم إلغاء عزم التراكم عليه تقريبًا. تؤدي هذه النتيجة إلى تقدير شدة المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني بحوالي 1.2 × 10 إلى رقم 13 ج. لوحظ وجود دليل قوي على حالة X-1 الخاصة بها كدوران سريع ، في حين أن SMC X-1 من المحتمل أن يكون محور دوار متوسط إلى سريع . في سياق نماذج الأقراص المرصودة لهذه الكائنات ، يُلاحظ أن الفترات الاستباقية المتوقعة للنجوم المصاحبة أطول بكثير من المقاييس الزمنية المرصودة التي تتراوح من شهر إلى شهرين ، وبالتالي يتم تقويض نماذج الأقراص الخاضعة للرقص.\nإيمري ، باربرا أ.ريتشاردسون ، إيان ج.إيفانز ، ديفيد س.ريتش ، فريدريك ج.ويلسون ، جوردون ر.\nتم فحص سلوك عدد من الرياح الشمسية وحزام الإشعاع والمعلمات الشفقية والمغناطيسية الأرضية خلال الحد الأدنى للشمس الأخير الممتد والدورات الشمسية السابقة ، والتي تغطي الفترة من يناير 1972 إلى يوليو 2010. وتشمل هذه الفترة معظم الحد الأدنى للشمس بين الدورات 23 و 24 ، والتي كانت أكثر امتدادًا من الحدود الدنيا الحديثة للطاقة الشمسية ، مع قيم منخفضة تاريخيًا لمعظم هذه المعلمات في عام 2009. تم العثور على فترات دوران الطاقة الشمسية من S إلى 27 يومًا من المتوسطات اليومية على مدار 81 يومًا للمعلمات. كانت هناك فترات دورية قوية للغاية لمدة 9 أيام في العديد من المتغيرات في 2005-2008 ، والتي تم تشغيلها عن طريق تكرار التدفقات عالية السرعة (HSS). كانت جميع السعات الدورانية كبيرة نسبيًا في المراحل التنازلية والصغرى المبكرة للدورة الشمسية ، عندما تكون HSS هي هياكل الرياح الشمسية السائدة. كان هناك حد أدنى في اتساع جميع فترات دوران الطاقة الشمسية بالقرب من نهاية كل حد أدنى من الطاقة الشمسية ، وكذلك في بداية انعكاس قطبية المجال المغناطيسي الشمسي عند الحد الأقصى للشمس (حوالي 1980 ، حوالي 1990 ، وحوالي 2001) ) عندما يكون تكرار حدوث HSS منخفضًا نسبيًا. تم العثور على دورية الاعتدال نصف السنوي ، والتي كانت قوية نسبيًا في الحد الأدنى للشمس 1995-1997 ، لتكون في المقام الأول نتيجة لتغير السعات لدوريات 13.5 و 27 يومًا ، حيث كانت السعات 13.5 يومًا مرتبطة بشكل أفضل مع الملاحظات اليومية للغلاف الشمسي و ارتبطت السعات لمدة 27 يومًا بشكل أفضل بالملاحظات اليومية المستندة إلى الأرض. من المحتمل أن تكون السعات الدورانية الاعتدالية للمعلمات الأرضية قد تم تعزيزها من خلال مزيج من تأثير Russell-McPherron وتقليل كفاءة اقتران الرياح الشمسية والغلاف المغناطيسي أثناء الانقلابات. تم ربط السعات الدورانية ببعضها البعض ، حيث أظهرت سعة 27 يومًا بعضًا من أضعف الارتباطات المتقاطعة. كانت السعات الدورانية لتدفقات عدد الإلكترونات في حزام الإشعاع> 2 MeV أضعف تدريجيًا من 27 إلى 5 أيام\nبابيني ، ريكاردو فرانكو ، لورينزو مارشيني ، أليساندرو تشيكالي ، كريستينا بوجياليني ، آنا سالفاجيو ، فابيو\nتم إجراء ملاحظات ضوئية لثلاثة كويكبات من الحزام الرئيسي من المرصد الفلكي لجامعة سيينا (إيطاليا) من أجل تحديد فترات دورانها. بالنسبة لـ 8994 Kashkashian ، وجدنا فترة 11.761 ± 0.001 ساعة بسعة 0.24 ± 0.01 ماج. بالنسبة لـ (25980) 2001 FK53 ، كانت الفترة 2.762 ± 0.002 ساعة بسعة 0.10 ± 0.02 ماج. بالنسبة لـ (29128) 1985 RA1 وجدنا فترة 5.056 ± 0.004 ساعة بسعة 0.18 ± 0.04 ماج.\nكارنيفالي ، أنتونينو كارنيفالي ، دورا المسيح ، جيسيكا\nكشف تحقيق أحد الطلاب في تجربة "سباق علب الحساء" القديمة عن تراكيب دورية مكانية على سطح السائل الدوار. لملاحظة هذا التأثير بشكل أفضل ، تم نقل التجربة إلى طاولة اختبار ، حيث تم استخدام محرك كهربائي لتدوير زجاجة أسطوانية ، مملوءة جزئيًا بسوائل ذات كثافات مختلفة ، حول محورها الطولي. قدم برنامج التصوير الفوتوغرافي وعداد الأحداث قياسات في الوقت الفعلي لتردد الدوران. لوحظت أنماط مختلفة لتكوين الخلايا. سيتم عرض النتائج التجريبية ، وسيتم استكشاف الروابط مع النظرية.\nGurnett، D A Persoon، A M Kurth، W S Groene، J B Averkamp، T F Dougherty، MK Southwood، D J\nلقد أظهرنا أن البلازما والمجالات المغناطيسية في المنطقة الداخلية لقرص بلازما زحل تدور بالتزامن مع فترة التعديل المتغيرة للوقت لانبعاث راديو زحل الكيلوميتر. تشير هذه العلاقة إلى أن التعديل الراديوي له أصوله في المنطقة الداخلية لقرص البلازما ، على الأرجح من عدم استقرار الحمل الحراري مدفوعًا بالطرد المركزي وتدفق البلازما المرتبط به الذي ينزلق ببطء في الطور بالنسبة للدوران الداخلي لزحل. يتم تحديد معدل الانزلاق عن طريق الاقتران الكهروديناميكي لقرص البلازما بزحل وبقوة السحب التي تمارسها تفاعله مع الطارة الغازية المحايدة للقمر إنسيلادوس.\nشولز ، ألكسندر كوستوف ، فيسيلين جاياواردهانا ، راي\nلقد أبلغنا عن فترات دوران لـ 16 من الأقزام البنية الشباب في رابطة برج العقرب القريبة ، استنادًا إلى 72 يومًا من القياس الضوئي عالي الدقة والإيقاع من مهمة K2 التابعة لتلسكوب Keplerspace. تتراوح الفترات من بضع ساعات إلى يومين (بالإضافة إلى فترة خارجية واحدة في خمسة أيام) ، بمتوسط يزيد عن يوم واحد بقليل ، مما يؤكد أن الأقزام البنية ، باستثناء أصغر الأعمار ، تكون سريعة الدوران. ومن المثير للاهتمام ، أن أربعة من أبطأ دوارات في عينتنا تُظهر انبعاثًا زائدًا للأشعة تحت الحمراء من أقراص على الأقل يظهران أيضًا علامات كسوف للقرص وتراكم في منحنيات الضوء. بمقارنة هذه الفترات الجديدة مع المزيد »تلك الخاصة بمجموعتين صغيرتين وتتبع تطور الزخم الزاوي البسيط ، نجد القليل من الكبح الدوراني في الأقزام البنية بين 1-10 Myr ، على عكس النجوم ذات الكتلة المنخفضة. تُظهر النتائج التي توصلنا إليها أن فرملة القرص ، أثناء العمل ، غير فعالة في النظام شبه النجمي ، مما يوفر قيدًا مهمًا على الاعتماد الشامل لآلية الكبح. «أقل\nتم إجراء ملاحظات CCD للكويكبات 299 Thora و 496 Gryvia لتحديد فترات الدوران المجمعي. بالنسبة لـ 299 Thora ، تكون الفترة 272.9 ± 0.9 ساعة مع أقصى سعة 0.47 ماج. لم يتم العثور على دليل على الهبوط. قمنا بقياس مؤشر اللون V-R = 0.52. باستخدام متوسط حجم منحنى الضوء ، وجدنا H = 11.68 ± 0.06 ، G = 0.27 ± 0.06. بالنسبة لـ 496 غريفية ، وجدنا فترة دوران بالقرب من 1072 ساعة وسعة 1.25 ماج. تم العثور على سلوك متدهور ولكن لم يتم قياسه. مؤشر اللون هو V-R = 0.48. باستخدام متوسط مقادير منحنى الضوء ، وجدنا H = 12.21 ± 0.05 ، G = 0.18 ± 0.04.\nندرس التوليد المضطرب للمجالات المغناطيسية واسعة النطاق باستخدام نماذج دينامو غير خطية للنجوم الشمسية في نطاق فترات الدوران من 14 إلى 30 يومًا. تأخذ نماذجنا في الاعتبار التأثيرات غير الخطية للتبريد الديناميكي للطائرة المغناطيسية ، وهروب المجال المغناطيسي من منطقة الدينامو بسبب الطفو المغناطيسي. أظهرت النتائج أن العلاقة الملحوظة بين فترة الدوران ومدة دورات النشاط يمكن تفسيرها في إطار نموذج الدينامو الموزع مع التغذية المرتدة المغناطيسية الديناميكية التي تعمل على التوليد المضطرب من الطفو المغناطيسي أو الحلزونية المغناطيسية. Wemore »مناقشة الآثار المترتبة على النتائج التي توصلنا إليها لفهم عمليات الدينامو التي تعمل في النجوم الشبيهة بالشمس.« أقل\nضمن مشروع SPOT (تغيرات المد والجزر في المحيطات في فترة زمنية قصيرة في دوران الأرض) ، قمنا بتطوير نموذج جديد لدوران الأرض عالي التردد يعتمد على نماذج تجريبية للمد المحيط. الغرض الرئيسي من نموذج SPOT هو تطبيقه على الملاحظات الجيوديسية الفضائية مثل GNSS و VLBI ، فنحن نعتبر نموذجًا تجريبيًا لمد المحيط ، والذي لا يتطلب نمذجة هيدروديناميكية للمحيطات لتحديد الزخم الزاوي للمد والجزر في المحيطات. نستخدم هنا نموذج EOT11a من Savcenko & Bosch (2012) ، والذي يتم تمديده لبعض المد والجزر الصغيرة الإضافية (على سبيل المثال M1 ، J1 ، T2). نظرًا لأن نماذج المد والجزر التجريبية لا توفر تيارات المد والجزر في المحيطات ، والتي تعد مطلوبة لحساب الزخم الزاوي النسبي المحيطي ، فإننا نطبق نهجًا نشره لأول مرة بواسطة Ray (2001) لتقدير سرعات تيار المد والجزر في المحيطات لجميع المد والجزر التي تم النظر فيها في نموذج EOT11a الممتد. يتم اختبار النهج نفسه عن طريق تطبيقه على ارتفاعات المد والجزر من نماذج المد المحيطات الهيدروديناميكية ، والتي توفر أيضًا سرعات تيار المد والجزر. استنادًا إلى ارتفاعات المد والجزر والسرعات الحالية المرتبطة بها ، يتم حساب الزخم الزاوي المحيطي للمد والجزر (OTAM). لحساب اختلاف الفترة القصيرة ذات الصلة لدوران الأرض ، قمنا بإعادة فحص معادلة أويلر-ليوفيل لنموذج أرضي مرن مع قلب سائل. ينصب التركيز هنا على الحساب المتسق لأرقام الحب المرنة ومعلمات نموذج الأرض المرتبطة بها ، والتي يتم أخذها في الاعتبار في معادلة أويلر- ليوفيل للفترات النهارية وشبه اليومية في مجال التردد.\nهو ، شييون شين ، شياو شنغ فنغ ، جينجلانغ\nتمت دراسة مدارات الرنين حول كويكب يدور بشكل موحد من مقاربة المدارات الدورية في هذا العمل. ثلاث عائلات دورية (يشار إليها بالأول والثاني والثالث في الورقة) أساسية في تنظيم عائلات الرنين. بالنسبة للحالة المستوية: (1) يتم دراسة علم الأنساب والاستقرار للعائلات الأولى والثانية وعائلات الرنين المتقدم. بالنسبة للكويكبات الشاذة للغاية ، فإن علم الأنساب العائلي القريب من الكويكب مشوه بشكل كبير عن مشكلة الجسمين (2BP) ، مما يشير إلى أنه من غير المناسب التعامل مع الحركات المدارية على أنها مدارات كبلرية مضطربة. (2) تم أيضًا دراسة علم الأنساب واستقرار الأسرة الثالثة. قد يتم تدمير استقرار هذه العائلة من خلال الرنين الدنيوي بين مقدمة العقدة الصاعدة المدارية ودوران الكويكب. بالنسبة للحالة المكانية: (1) تمت دراسة أنساب العائلات الدورية شبه الدائرية ثلاثية الأبعاد. قد يتفكك علم الأنساب عن طريق عائلات مدارات متجمدة غريبة الأطوار يتم تجميد حجة الحضيض في الفضاء. (2) قد تتسبب التأثيرات المشتركة بين الرنين الدنيوي والرنين المداري في عدم استقرار الحركة المدارية ثلاثية الأبعاد مع ميول المدار قريبة من القيم الحرجة. بتطبيق المنهجية العامة على دراسة حالة - الكويكب إيروس وأيضًا النظر في المصطلحات غير الكروية ذات الترتيب الأعلى ، تم العثور على بعض المدارات غير العادية ، مثل تلك التي تدور حول المستوى المداري مع الكويكب ، والمدارات المجمدة المستقرة بحجة نقطة الحضيض تدور حول قيم مختلفة عن 0 درجة ، 90 درجة ، 180 درجة ، 270 درجة.\nتمت مراقبة أعضاء الكتلة المفتوحة Alpha Perseus وتم اشتقاق فترات دورانهم وسعاتهم. يتم الجمع بين هذه الخصائص الفيزيائية لتقدير سرعات الدوران. تم الحصول على ملاحظات النطاق الخامس للنجوم α لكل من C.P. و K.G. ملاحظات سي. تم الحصول عليها مع مرصد ويبل 48 في. تلسكوب على جبل. هوبكنز. ملاحظات K.G. تم الحصول عليها خلال الظروف الضوئية في جبل. مرصد ميداناك (طشقند) ، أوزبكستان باستخدام تلسكوب 0.48 م. كلغ. حصلوا على مقادير ضوئية مطلقة V (جونسون) من خلال مراقبة خمس نجوم قياسية عدة مرات كل ليلة. تم الحصول على معلومات حول فترة التناوب لـ 35 عضوًا من مجموعة α Per في أغسطس - ديسمبر 1994 وأكتوبر ، ديسمبر 1995. لم يتم نشر هذا العمل مطلقًا في مجلة محكمة لأن تشارلز بروسر قُتل في حادث سيارة في عام 1998. انظر http : //aas.org/obituaries/charles-franklin-prosser-jr-1963-1998 (ملف بيانات واحد).\nدو ناسيمنتو جونيور ، ج. ميبوم ، س. غارسيا ، ر.\nتم بناء ودراسة عينة جديدة من النظائر الشمسية والمرشحين التوأمين ، مع إيلاء اهتمام خاص لمنحنيات الضوء من مهمة كبلر التابعة لناسا. تهدف هذه الرسالة إلى تقييم حالتها التطورية ، واشتقاق تناوبها وأعمارها ، وتحديد تلك التي هي نظائر شمسية أو توأم شمسي مرشحين. نحن نفصل بين الكائنات الفرعية التي تشكل جزءًا كبيرًا من عينة النجم النجمي ، والتي تُظهر زيادة في متوسط فترة الدوران مع صعود النجوم إلى الفرع العملاق الفرعي. تسمح لنا فترات دوران الأقزام ، التي تتراوح من 6 إلى 30 يومًا بمتوسط 19 يومًا ، بتقييم الحالات التطورية الفردية الخاصة بهم على التسلسل الرئيسي واشتقاق أعمارهم باستخدام الجيرومونولوجي. وجد أن هذه الأعمار تتفق مع معامل الارتباط r = 0.79 مع الأعمار النجمية المستقلة ، حيثما كان ذلك متاحًا. نتيجة لهذا التحقيق ، نحن قادرون على تحديد 34 نجمة على أنها نظائر شمسية و 22 منها على أنها توأم للطاقة الشمسية. «أقل\nدي فريتاس ، دي بي نيبوموسينو ، إم إف سواريس ، بي بي سيلفا ، جي آر بي.\nتجمع عدم التمدد المعتمد على الوقت في سيناريو فيزيائي فلكي نجمي بين مؤشرات الانتروبيا غير الممتدة qK المشتقة من معلمات كوالر المعدلة ، و q ، التي تم الحصول عليها من توزيع السرعة الدورانية. ترتبط هذه q من خلال علاقة فردية إرشادية مقدمة من q≈ q0 (1-Δ t / qK) ، حيث t هو عمر المجموعة. في سيناريو غير مكثف ، هذه المؤشرات عبارة عن كميات تقيس درجة عدم التمدد الموجودة في النظام. تكشف الدراسات الحديثة أن المؤشر q مرتبط بمعدل تكوين ذيول الطاقة العالية الموجودة في توزيع سرعة الدوران. من ناحية أخرى ، يتم تحديد الفهرس qK من خلال علاقة دوران النجوم. يعتمد هذا على تكوين المجال المغناطيسي من خلال التعبير qK = 1 + 4aN / 3 ، حيث تشير a و N إلى مستوى تشبع المجال المغناطيسي للنجم وطوبولوجيته ، على التوالي. في هذه الدراسة ، أظهرنا أن الاتصال q-qK يتوافق أيضًا مع 548 من بيانات فترة الدوران للنجوم أحادية التسلسل الرئيسي في 11 مجموعة مفتوحة تقل أعمارها عن 1 Gyr. تُظهر قيمة qK ˜ 2.5 من نموذجنا غير المشبع أن متوسط طوبولوجيا المجال المغناطيسي لهذه النجوم أكثر تعقيدًا قليلاً من المجال الشعاعي البحت. تشير نتائجنا أيضًا إلى أن سلوك الكبح الدوراني النجمي يؤثر على درجة عدم الارتباط بين q والعمر العنقودي. أخيرًا ، نقترح أنه يمكن تحجيم الكبح المغناطيسي النجمي بواسطة مؤشر الانتروبيا q.\nإبراهيمي ، باباك نورزاد ، أسد الله\nتم فحص سلوك السطح البيني بين الطبقة الحبيبية الضيقة اللانهائية والهيكل المحيط عدديًا باستخدام طريقة العناصر المحدودة. يتم استخدام نهج الاستمرارية القطبية الدقيقة (Cosserat) في إطار اللدونة المرنة لإزالة الصعوبات العددية الناتجة عن تليين إجهاد المواد في ميكانيكا الاستمرارية الكلاسيكية. تم وصف الخصائص الميكانيكية للتربة الحبيبية غير المتماسكة مع نموذج Lade المعزز بالمصطلحات القطبية بما في ذلك دوران Cosserat والانحناءات والضغوط الزوجية عبر متوسط قطر الحبيبات مثل الطول الداخلي. ينصب الاهتمام الرئيسي للورق على تأثير التذبذب الدوري المكاني لمقاومة الدوران لجزيئات التربة المتشابكة مع سطح الهيكل المحيط على تطور وموقع شريط القص المتطور داخل الجسم الحبيبي. توضح نتائج العناصر المحدودة أن موقع وتطور توطين القص في الجسم الحبيبي يتأثر بشدة بشروط الحدود الحركية القطبية الدقيقة غير المنتظمة الموصوفة على طول الواجهة.\nجروس ، آر إس تشاو ، بي إف ديساي ، إس.\nإن إمكانية زيادة المد من الدرجة الثانية ، المسؤولة عن تغيرات المد والجزر في معدل دوران الأرض وطول اليوم ، متناظرة حول المحور القطبي ، وبالتالي يمكن أن تثير الحركة القطبية للأرض فقط من خلال عملها على السمات غير المتناظرة للأرض. الأرض مثل المحيطات. تم اكتشاف إثارة المد والجزر المحيطية للحركة القطبية في عصابات المد والجزر النهارية وشبه الدورية سابقًا وفحصها على نطاق واسع. هنا ، تم الإبلاغ عن اكتشاف إثارة المد والجزر للحركة القطبية في نطاق المد والجزر طويل المدى ، وتحديداً في ترددات المد والجزر Mf '(13.63 يومًا) و Mf (13.66 يومًا).\nفويلان ، مايك رو ، باسل سميث ، كيفن ستيفن\nتم الحصول على الملاحظات الضوئية التعاونية CCD للكويكبات الرئيسية 1599 Giomus (1950 WA) و 1888 Zu Chong-Zhi (1964 VO1) خلال 2017 نوفمبر وديسمبر. تم تحديد فترة دوران تبلغ 9.53 ± 0.03 ساعة وسعة A = 0.06 ± 0.05 ماج لـ 1599 Giomus و 11.053 ± 0.003 ساعة وسعة A = 0.56 ± 0.05 mag لعام 1888 Zu Chong-Zhi.\nأوتاكي ، يوجي أرايا ، أكيتو هيدانو ، كازو\nلقد أظهرنا مقياس زلازل مكون عموديًا شديد الحساسية / واسع النطاق باستخدام بندول دوران استاتيكي للحصول على فترة طبيعية طويلة. يستخدم مقياس الزلازل هذا رفعًا مغناطيسيًا لإزالة أي رنين طفيلي لنابض لدعم الوزن بسبب الجاذبية والاعتماد الحراري على ثابت الزنبرك. يحتوي البندول على مغناطيس دائم أسطواني الشكل ذو مكبس له وزن على جانب واحد من حافة نهايته. يتم إدخال مغناطيس المكبس في مجال مغناطيسي موحد يتم إنشاؤه بواسطة مغناطيس دائم من نوع إطار النافذة ، ويتم إرفاقه بمفصلتين زنبركيتين متقاطعتين كمحور دوران خارج تجويف المغناطيس. المزيد »القوى المغناطيسية المطبقة على المكبس المغناطيس يوازن قوة الجاذبية عند الوزن. لتحقيق التشغيل المستقر للبندول الدوراني دون أي حركات غير ضرورية لمغناطيس المكبس ، تم تعويض ميل خطوط القوة المغناطيسية في تجويف مغناطيس إطار النافذة بواسطة سطح قطب مغناطيسي مائل بالقرب من فتحه. بلغ التوحيد الميداني 10 بسبب هذا التعويض. الاعتماد الحراري لشدة مجال مغناطيسي تبلغ حوالي 10/ K تم تعويضه أيضًا بما يصل إلى 9x10/ K بواسطة معدن Ni-Fe له معامل نفاذية سالب. تم ربط المعدن على طول الجدران الجانبية لمغناطيس إطار النافذة. لتحديد معلمات التحكم في التغذية الراجعة لمقياس الزلازل للتحكم في التغذية الراجعة ، تم قياس الفترة الطبيعية لنموذج أولي للبندول الدوراني. لقد كان أكثر من 8 ثوانٍ ، وكان من الممكن تغييره من 5 إلى 8 ثوانٍ باستخدام زنبرك مغناطيسي إضافي ، على غرار مشغل الملف الصوتي لمكبر الصوت. كان هذا التغيير وفقًا للحسابات النظرية ، وأظهر أن حركة البندول لم تتضمن عدم خطية كبيرة ناتجة عن إمالة خطوط القوة المغناطيسية. لم يتم العثور على صدى طفيلي أثناء التجارب. كانت دائرة التحكم في التغذية المرتدة في السرعة وكاشف موضع السعة لقياس موضع الوزن\nميسينا ، إس لانزافام ، إيه سي مالو ، إل ديسيديرا ، إس.بوتشينو ، أ.زانغ ، إل أرتمينكو ، س. ميلوارد ، إم هامبش ، إف- جي.\nسياق الكلام. يُظهر الأعضاء ذوو الكتلة المنخفضة للجمعيات النجمية الشابة الفضفاضة والمجموعات المفتوحة انتشارًا واسعًا لفترات الدوران. ينشأ هذا الانتشار من توزيعات الكتل وفترات الدوران الأولية. ومع ذلك ، يمكن أن تلعب التعددية دورًا مهمًا أيضًا. الأهداف: نحن نهدف إلى التحقيق في الدور الذي يلعبه الرفقاء الماديون في أنظمة متعددة في تقصير عمر القرص البدائي ، وتوقع دوران الدوران فيما يتعلق بالنجوم الفردية. الطرق: قمنا بتجميع القائمة الأكثر شمولاً حتى الآن للأعضاء أصحاب النوايا الحسنة والمرشحين لجمعية 25 Myr β Pictoris الشباب. لقد قمنا بقياس فترات التناوب لجميع الأعضاء تقريبًا من خلال السلاسل الزمنية الضوئية الخاصة بنا أو من السلاسل الزمنية الأرشيفية. في حالات قليلة تم استرجاع فترات التناوب من الأدبيات. استخدمنا مكونات UVWXYZ المحدثة لتقييم عضوية العينة النجمية بأكملها. بفضل الخصائص الأساسية المعروفة لمعظم الأعضاء ، قمنا ببناء توزيع فترة التناوب الذي يميز بين الأعضاء الحسن النية والأعضاء المرشحين ووفقًا لحالة تعددهم. النتائج: وجدنا أن النجوم الفردية ومكونات أنظمة متعددة في مدارات واسعة (> 80 وحدة فلكية) لها فترات دوران تظهر تسلسلًا محددًا جيدًا ينشأ عن التوزيع الشامل مع احتمال ظهور مستوى معين من الانتشار عن التوزيع الأولي لفترة الدوران. جميع مكونات الأنظمة المتعددة في المدارات القريبة (فترات الدوران التي تكون أقصر بكثير من نظيراتها منفردة متساوية الكتلة. بالنسبة لهذه المكونات القريبة من أنظمة متعددة ، بالكاد يتم الكشف عن الاعتماد الخطي لمعدل الدوران على الفصل. مقارنة مع أصغر 13 Myr h لكل عنقود ومع المجموعات المفتوحة الأقدم 40 Myr والجمعيات النجمية NGC 2547 و IC 2391 و Argus و IC 2602 و 130-Myr Pleiades يوضح أنه في حين أن تطور نجوم FG يتم استنساخه جيدًا بواسطة نماذج تطور الزخم الزاوي ، فإن هذا ليس هذا هو الحال بالنسبة للنجوم البطيئة K و M المبكرة. أخيرًا ، نجد\nجينان ، إي إف ديوارف ، إل إي ميسينا ، إس ماكوك ، جي بي.\nنقدم قياس ضوئي كهروضوئي عالي الدقة لعينة من النجوم الساطعة والمفردة من النوع F و G و K- والنجوم العملاقة. العديد من النجوم هي أعضاء في مجموعات أو مجموعات متحركة ، وبالتالي لها أعمار محددة جيدًا. غالبية النجوم هي تسلسل رئيسي للنجوم الفرعية العملاقة التي تتراوح أعمارها من 70 Myr إلى 10 Gyr مع فترات دوران مُقاسة مباشرةً من 2.7 يومًا إلى 40-50 يومًا. تم إجراء الملاحظات باستخدام التلسكوبات الضوئية التلقائية (APTs) الموجودة في جبل هوبكنز بولاية أريزونا بدءًا من عام 1988 تم استخدام مرشحات UBVRI أو uvby القياسية. كما هو متوقع ، فإن النجوم الأصغر والأسرع التي تدور في العينة عادةً ما يكون لها أكبر اختلافات في ضوء النجوم المعدلة بالتناوب. تُظهر بعض النجوم تغيرات سريعة نسبيًا في منحنيات الضوء الخاصة بها والتي يتم تفسيرها من خلال الدوران التفاضلي لمجموعات النجوم. بالإضافة إلى ذلك ، تُظهر بعض النجوم التي تمت ملاحظتها على مدار عدة سنوات اتجاهات موسمية طويلة المدى في متوسط مستويات سطوعها والتي تنشأ على الأرجح من دورات موقع النجوم. يتم تحديد خصائص موقع النجوم (تغطية المساحة والتوزيع ودرجة الحرارة) من خلال نمذجة منحنيات الضوء متعددة الأطوال الموجية. بالنسبة لبعض النجوم ، يتم عرض ومناقشة مقارنات خصائص هذه النجوم ذات الغلاف الضوئي مع مؤشرات النشاط اللوني ، والمنطقة الانتقالية ، والنشاط الإكليلي المقابلة التي تم الحصول عليها في الأشعة فوق البنفسجية ، والأشعة فوق البنفسجية ، والأشعة السينية. كما يتم إجراء مقارنات للخصائص المغناطيسية للشمس. هذا البحث مدعوم من قبل NSF AST 86-16362 و NASA NAG5-2160 و NAG5-2494.\nميتاغ ، إم همبلمان ، إيه شميت ، جيه إتش إم إم فوهرميستر ، ب. غونزاليس-بيريز ، ج. إن شرودر ، K.-P.\nالأهداف: أظهرت الدراسات السابقة أنه بالنسبة للنجوم المتأخرة ، فإن مؤشرات النشاط المستمدة من خطوط Ca II ثلاثية الأشعة تحت الحمراء (IRT) مرتبطة بالمؤشرات المستمدة من خطوط Ca II H&K. لذلك ، فإن خطوط Ca II IRT قابلة للاستخدام من حيث المبدأ في دراسات النشاط ، ولكنها قد تكون أقل حساسية عند قياس فترة الدوران. هدفنا هو تحديد ما إذا كانت خطوط Ca II IRT حساسة بدرجة كافية لقياس فترات الدوران وكيف تقارن أي فترات دوران مشتقة من Ca II IRT بالفترات المشتقة من مؤشر Mount Wilson S "الكلاسيكي". الطرق: لتحليل حساسية خطوط Ca II IRT وقياس فترات الدوران ، نحدد مؤشر نشاط لكل من خطوط Ca II IRT المشابهة لمؤشر Mount Wilson S ونقوم بإجراء تحليل فترة للخطوط بشكل منفصل ومشترك. النتائج: بالنسبة إلى أحد عشر نجمًا متأخرًا ، يمكننا قياس فترات الدوران باستخدام مؤشرات Ca II IRT المشابهة لتلك الموجودة في السلسلة الزمنية لمؤشر Mount Wilson S ووجدنا أن الفترة المشتقة من جميع المؤشرات الأربعة تعطي أكثر فترة دوران محتملة نحن العثور على اتفاق جيد للنجوم مع القيم الأدبية الموجودة بالفعل. في حالات قليلة ، تُظهر الرسوم البيانية المحسوبة بنية معقدة ذات قمم متعددة ، مما يعني أن الفترات المختلفة رسميًا مشتقة من مؤشرات مختلفة. نوضح أنه في حالة واحدة ، يرجع ذلك إلى تأثيرات أخذ عينات البيانات ونجادل بأن أخذ عينات الإيقاع الأكثر كثافة ضروري لتقديم دليل موثوق به للتناوب التفاضلي. ومع ذلك ، تُظهر بيانات TIGRE الخاصة بنا لـ HD 101501 دليلاً جيدًا على وجود دوران تفاضلي.\nكتعميم لمعامل استجابة المنطقة الذي قدمه لأول مرة Agnew and Farrell (1978) ، حدد المؤلفون وظيفة الاستجابة النطاقية k لنظام الأرض والمحيطات الصلبة على أنها النسبة ، في مجال التردد ، لتغير المد والجزر في معدل دوران الأرض إلى المد والجزر المحتملة. يتم تقدير اتساعات ومراحل k للمد والجزر القمري الشهرية ، كل أسبوعين ، 9 أيام من 2 1/2 سنة من ملاحظات قياس التداخل الأساسي الطويل جدًا UTI (كل من السلاسل الزمنية 5 أيام واليومية) ، مصححة لتأثيرات الزخم الزاوي في الغلاف الجوي باستخدام سلسلة الرياح والضغط NMC. باستخدام نموذج المد المحيط الديناميكي لديكمان (1988 أ ، المزيد »1989 أ) ، توقع المؤلفون اتساع ومراحل k لنظام مرن بين الأرض والمحيط. تؤكد التنبؤات النتائج السابقة التي وجدت أن التأثيرات الديناميكية لمد المحيطات الأطول تقلل من سعة k بحوالي 1٪. ومع ذلك ، فإن الاتفاق مع k المرصود يتم تحقيقه على أفضل وجه لجميع المد والجزر الثلاثة إذا تم الجمع بين اتساع المد والجزر المتوقع مع مراحل المد المحيطات الأكبر بكثير التي تم رصدها بواسطة الأقمار الصناعية في هذه الحالات ، فإن تأثيرات المد والجزر الديناميكية تقلل k بنسبة تصل إلى 8 ٪. أخيرًا ، تشير المقارنة بين السعات المرصودة والمتوقعة لـ k إلى أن التأثيرات غير المرنة على دوران الأرض في فترات أقل من أسبوعين لا يمكن أن تتجاوز 2٪. «أقل\nليم ، جونغهو ليم ، جيهي سون ، جونغجو جو ، هون\nهذا برنامج تعليمي لعلم الفلك لفترة دوران الشمس باستخدام أداة كشف الشمس من صنع المرء بواسطة مواد سهلة الإدارة والهواتف الذكية العامة ككاشف. كان لدى الطلاب فرص فورية لفهم مبدأ التلسكوب والنظام البصري. يحاول أن يظهر منتجًا أفضل أثناء صنعه. على سبيل المثال ، قاموا بتقليل عدد العاكسات لتقليل فقد الضوء وتغيير شكلها الخارجي لتسهيل التخزين. D.I.Y. البقع الشمسية حرة في التكيف مع جبل ألتازيموت وتمييز السمت والارتفاع لتحديد اتجاه الرؤية. تمت معالجة الصور الملتقطة بالهواتف الذكية باستخدام Pixlr / Editor (برنامج مجاني لمعالجة الصور على شبكة الإنترنت). تم حساب فترة دوران الشمس باستخدام الصيغة الأساسية. بالإضافة إلى ذلك ، تم تأكيد دقتها عن طريق المقارنة من بيانات القمر الصناعي SOHO. يتم زيادة التعلم عن طريق تصنيع البقع الشمسية لفهم مبادئ المراقبة الشمسية والتركيز على المشروع بعد الدراسة العملية للعالم.\nتعتبر عائلة ماريا من عائلة الكويكبات من النوع القديم (∼3 ± 1 Gyr) التي شهدت تطورًا تصادميًا وديناميكيًا كبيرًا في الحزام الرئيسي. يقع بالقرب من منطقة صدى المشتري ذات الحركة المتوسطة 3: 1 التي تزود النظام الشمسي الداخلي بالكويكبات القريبة من الأرض. لقد أجرينا ملاحظات لكويكبات عائلة ماريا خلال 134 ليلة من يوليو 2008 إلى مايو 2013 واستخلصنا فترات دوران سينودسية لـ 51 كائنًا ، بما في ذلك فترات تم الحصول عليها حديثًا من 34 كويكبًا. وجدنا أن هناك فائضًا كبيرًا في الدوارات السريعة والبطيئة في توزيع معدل الدوران المرصود. يؤكد اختبار Kolmogorov-Smirnov المكون من عينة واحدة »أن توزيع معدل الدوران لا يتوافق مع Maxwellian عند مستوى ثقة 92٪. من الارتباطات بين فترات الدوران ، واتساع منحنيات الضوء ، والأحجام ، نستنتج أن خصائص دوران كويكبات عائلة ماريا قد تغيرت إلى حد كبير بفعل قوى غير جاذبية مثل تأثير YORP. باستخدام طريقة انعكاس منحنى الضوء ، نجحنا في تحديد اتجاهات القطب لـ 13 عضوًا من Maria ووجدنا فائضًا في التدوير مقابل الدوران الرجعي بنسبة (N /ن ) من 3. هذا يعني أن الدوارات إلى الوراء كان من الممكن إخراجها بواسطة الرنين 3: 1 في النظام الشمسي الداخلي منذ تشكيل عائلة ماريا. نقدر أن ما يقرب من 37-75 من الكويكبات من عائلة ماريا التي يزيد حجمها عن كيلومتر واحد دخلت الفضاء القريب من الأرض كل 100 Myr. «أقل\nكارجيل ، فيليب جيمس ، دي جيه بيبر ، جيه كون ، آر سيفيرد ، آر جيه ستاسون ، ك.\nيعد عمر النجم أحد أهم خصائصه الأساسية ، ومع ذلك فهو أيضًا الخاصية الوحيدة التي لا يمكن قياسها بشكل مباشر في الملاحظات بشكل مأساوي. لذلك يجب أن نعتمد على تقديرات العمر التي تعتمد في الغالب على الأساليب المعتمدة على النموذج أو الأساليب التجريبية. علاوة على ذلك ، لا تزال هناك حاجة ماسة للمقارنة المباشرة لتقنيات تحديد العمر المختلفة باستخدام نفس النجوم التي تم تحليلها بطريقة متسقة. يستخدم أحد أجهزة الكرونومتر الذي يتم استخدامه عادةً معدلات دوران نجمي لقياس الأعمار النجمية ، أي علم تزامن الدوران. على الرغم من أن هذه التقنية هي واحدة من أجهزة الكرونومتر المفهومة بشكل أفضل ، إلا أن معايرتها تعتمد بشكل كبير على البيانات الشمسية ، بالإضافة إلى قياس المجموعات المفتوحة ذات الأعمار الموثوقة ، كما تفتقر أيضًا إلى تحليل مقارن شامل مع أجهزة الكرونومتر النجمية الأخرى. تم تقدير عمر العنقود المفتوح بلانكو 1 المجاور (؟ pc) باستخدام تقنيات مختلفة ، بما في ذلك كونه واحدًا من 7 مجموعات فقط مع قياس عمر LDB ، مما يجعله مختبرًا فريدًا وقويًا للمقارنة لقياس الوقت النجمي ، بما في ذلك الجيرومونولوجي. هنا ، نقدم النتائج الأولية من تحليل منحنى الضوء الخاص بنا للنجوم من النوع الشمسي في Blanco 1 من أجل تحديد وقياس فترات دوران أعضاء الكتلة. تم الحصول على بيانات منحنى الضوء أثناء مرحلة الهندسة والمعايرة لمسح KELT-South. تجعل المساحة الكبيرة في السماء والعدد المنخفض من نجوم المجال الملوثة بلانكو 1 هدفًا مثاليًا للحقل الواسع للغاية ومقياس البكسل الكبير لتلسكوب KELT. نحن نطبق تقنية العثور على الفترة باستخدام إحصائيات الرسم البياني Lomb-Scargle و FAP لقياس فترات الدوران المهمة في منحنيات الضوء KELT-South لأعضاء Blanco 1 المؤكدين. تسمح لنا فترات الدوران الجديدة هذه باختبار وإبلاغ نماذج تطور الدوران للأعمار النجمية عند؟ Myr ، الذي يحدد فترة الدوران لـ Blanco 1 باستخدام علم تزامن الدوران ، ويقارن هذا العمر بقياسات عمرية أخرى لهذه المجموعة.\nKim، Jae Hwa Hong، In Tae Ryu، Keun Jung Bong، Sun Tae Lee، Yoon Seok Kim، Jang Hwan\nقيمت القليل من الدراسات السريرية سلامة الأوتار التي تم إصلاحها وحددت توقيت الإعاقات من خلال استخدام التصوير التسلسلي. يُعد التجدد بعد إصلاح الكفة المدورة بالمنظار غير شائع في أواخر فترة ما بعد الجراحة (بعد 3 أشهر). سلسلة الحالات مستوى الدليل ، 4. من بين 221 عملية إصلاح للكفة المدورة بالمنظار تم إجراؤها في مستشفى واحد بين مايو 2010 وفبراير 2012 ، شارك 61 في هذه الدراسة. تتكون تمزقات الكفة المدورة من 12 تمزقات صغيرة و 31 متوسطة و 8 كبيرة و 6 تمزقات ضخمة للكفة المدورة. بالإضافة إلى ذلك ، تم تضمين 4 تمزقات معزولة تحت الكتف. للتقييم السريري ، تم تقييم جميع المرضى قبل الجراحة وبعدها باستخدام مقياس تصنيف الكتف بجامعة كاليفورنيا - لوس أنجلوس ، وتم تقييم الدرجات الثابتة المطلقة والنسبية ، كما تم تقييم نطاق الحركة النشط لجراحي الكتف والمرفق. للتقييم الإشعاعي ، خضع جميع المرضى الـ 61 لتقييم التصوير بالرنين المغناطيسي (MRI) في 3 أشهر بعد الجراحة. من بينهم ، تم تقييم 23 مريضًا من أجل سلامة الأوتار التي تم إصلاحها في التصوير بالرنين المغناطيسي بعد الجراحة لمدة لا تقل عن سنة واحدة بعد الجراحة (المتوسط ، 14.1 شهرًا ، 12-19 شهرًا) ، وتم تصنيف النتائج وفقًا لتصنيف سوجايا: النوع الأول ، سمك كاف بكثافة منخفضة بشكل متجانس على كل صورة من النوع II ، سماكة كافية ، منطقة جزئية عالية الكثافة من النوع III ، أقل من نصف السماكة دون انقطاع من النوع IV ، انقطاع طفيف ونوع V ، انقطاع كبير. تم تقييم 38 مريضا الباقين ، الذين رفضوا الخضوع للتصوير بالرنين المغناطيسي مرة أخرى لأسباب مالية ، من خلال الموجات فوق الصوتية. لوحظت تحسينات سريرية ذات دلالة إحصائية بعد الجراحة. حدد التصوير بالرنين المغناطيسي الذي تم إجراؤه بعد 3 أشهر بعد الجراحة 9 مرضى يعانون من سوجايا من النوع الأول ، و 28 مريضًا من النوع الثاني ، و 24 مريضًا من النوع الثالث. لم يظهر أي مرضى إصلاحات سوجايا من النوع الرابع أو الخامس بعد 3 أشهر بعد الجراحة. سبعة وثلاثون مريضا أظهروا سوجايا من النوع الأول أو الثاني\nجون ر. جونز واين د. شيبرد\nالتناوب ، في الحراجة ، هو العدد المخطط للسنوات بين تكوين محصول أو موقف وحصاده النهائي في مرحلة محددة من النضج (Ford-Robertson 1971). التناوب المستخدم للعديد من الأنواع هو عمر ذروة نمو الحجم القابل للاستخدام [صافي متوسط الزيادة السنوية (MAI)]. في ذلك العصر ، يصل الحجم القابل للاستخدام مقسومًا على العمر إلى أعلى مستوى له. الذي - التي.\nدينغ ، يين هي ، وانغبينغ تشن ، بين تشيانغ زي ، يانيانغ سيليسنيك ، إيفان و.\nيعالج هذا البحث مشكلة استخراج الخصائص التذبذبية الدورية في إشارات الاهتزاز لاكتشاف الأعطال في الآلات الدوارة. لاستخراج الميزة ، نقترح نهجًا في مجال تحويل فورييه قصير المدى (STFT) حيث تظهر الميزة التذبذبية الدورية نفسها كشبكة متفرقة نسبيًا. لتقدير الشبكة المتفرقة ، نقوم بصياغة مشكلة تحسين باستخدام أوزان ثنائية مخصصة في المنظم ، حيث يتم صياغة الأوزان لتعزيز الدورية. من أجل حل مشكلة التحسين المقترحة ، قمنا بتطوير خوارزمية تسمى خوارزمية لاغرانج المعززة للتخصص - التصغير ، والتي تجمع بين خوارزمية الانكماش اللاغرانج المعزز المنقسمة (SALSA) مع تقليل الاختصاص (MM) ، وهي مضمونة لتقارب كل من محدب وغير صياغة -convex. كأمثلة ، يتم تطبيق النهج المقترح على بيانات المحاكاة ، ويستخدم كأداة لتشخيص الأعطال في المحامل وعلب التروس للبيانات الحقيقية ، ومقارنتها ببعض الطرق الحديثة. تظهر النتائج أن النهج المقترح يمكن أن يكشف بشكل فعال ويستخرج الميزات التذبذبية الدورية.\nكوفي ، كيفن آر أغويروس ، مارسيل إيه ليو ، جيو\nفترات دوران النجوم (P ) التي تم قياسها في مجموعات مفتوحة أثبتت أنها مفيدة للغاية لدراسة محتوى الزخم الزاوي للنجوم والنشاط المغناطيسي الذي يحركه الدوران ، وهما عمليتان تعتمدان على العمر والكتلة. بينما P تم الحصول على قياسات لمئات من أعضاء الكتلة الشمسية في Pleiades ، وتوجد قياسات لعدد قليل من الكتلة المنخفضة (تعمل الفترات على تمديد صورة الدوران النجمي عند 125 Myr إلى النجوم الأقل كتلة وإعادة إنشاء Pleiades كمفتاح معيارًا لنماذج النقل وتطور الزخم الزاوي النجمي مع القياس الضوئي الدقيق BVIJHK الذي أبلغ عنه Stauffer et al. و Kamai et al. ، قمنا بالتحقيق في الحالات الشاذة المعروفة في الخواص الضوئية لأعضاء K و M Pleiades. نؤكد الارتباط الذي اكتشفه Kamai et al. بين النجم P والموضع بالنسبة إلى التسلسل الرئيسي في الرسم التخطيطي للون والمقدار للمجموعة. وجدنا أن الدوارات السريعة لها ألوان حمراء (V - K) من الدوارات البطيئة في نفس V ، مما يشير إلى أن الدوارات السريعة والبطيئة لها ترددات ثنائية و / أو خصائص ضوئية مختلفة. لم نجد فرقًا في السعات الضوئية للدوارات السريعة والبطيئة ، مما يشير إلى أن عدم التناسق في التوزيع الطولي للبقع النجمية لا يتناسب بشكل إجمالي مع معدل الدوران. «أقل\nتامهان ، أشيش أرفاناكيس ، كونستانتينوس\nتتميز الخطوط المتوازية المتداخلة التي يتم تدويرها بشكل دوري مع إعادة الإعمار المحسّن (PROPELLER) والتصوير بالرنين المغناطيسي Turboprop بانخفاض كبير في الحساسية للحركة ، مقارنةً بأسلافها ، صدى الدوران السريع (FSE) والتدرج وصدى الدوران (GRASE) ، على التوالي. هذا بسبب التنقل الذاتي المتأصل وتصحيح الحركة للتقنيات القائمة على PROPELLER. ومع ذلك ، من غير المعروف كيف تؤثر معلمات الاستحواذ المختلفة التي تحدد أخذ عينات k-space على دقة تصحيح الحركة في PROPELLER و Turboprop MRI. كان الهدف من هذا العمل هو تقييم دقة تصحيح الحركة في كلا التقنيتين ، لتحديد نهج تصحيح الدوران الأمثل ، وتحديد استراتيجيات الاكتساب لتصحيح الحركة الأمثل. تم إثبات أن الشفرات ذات الخطوط المتعددة تسمح بتقدير أكثر دقة للحركة من الشفرات ذات الخطوط الأقل. أيضًا ، تبين أن التصوير بالرنين المغناطيسي Turboprop أقل حساسية للحركة من PROPELLER. علاوة على ذلك ، تم إثبات أن عدد الشفرات لا يؤثر بشكل كبير على تصحيح الحركة. أخيرًا ، تمت مناقشة استراتيجيات الاستحواذ المناسبة سريريًا التي تعمل على تحسين تصحيح الحركة لـ PROPELLER و Turboprop MRI. (ج) 2009 Wiley-Liss، Inc.\nAnsdell، Megan Meech، Karen J. Hainaut، Olivier Buie، Marc W. Kaluna، Heather Bauer، James Dundon، Luke\n(3200) يُظهر Phaethon خصائص تشبه المذنبات والكويكبات ، مما يشير إلى أنه قد يكون كائنًا انتقاليًا نادرًا مثل مذنب خامد أو كويكب غني بالتقلبات سابقًا هذا يبرر الدراسة التفصيلية لخصائص فايثون الفيزيائية (3200) حيث أن الفهم الأفضل للأجسام الانتقالية بين الكويكبات والمذنبات يمكن أن يوفر نظرة ثاقبة لتطور الجسم الطفيف. لذلك حصلنا على قياس ضوئي متسلسل زمني لـ (3200) Phaethon على مدار 15 ليلة من 1994 إلى 2013 ، باستخدام جهاز Tektronix 2048 × 2048 بكسل بشكل أساسي على تلسكوب جامعة هاواي 2.2 متر. استخدمنا انعكاس منحنى الضوء من أجل (1) تحسين (3200) فترة دوران فايثون إلى P = 3.6032 ± 0.0008 ساعة (2) تقدير اتجاه عمود الدوران بمقدار λ = + 85 ° ± 13 ° و β = -20 ° ± 10 ° و (3) اشتق نموذج الشكل. استخدمنا أيضًا مجموعة بيانات منحنى الضوء الشامل الخاصة بنا لتقدير معامل الانحدار لـ (3200) منحنى طور فايثون كـ G\n0.06 ، بما يتفق مع الكويكبات من النوع C. نناقش كيف يدعم هذا الاتجاه المائل للغاية للقطب مع خط عرض مسير الشمس السلبي الأدلة السابقة لـ (3200) أصل فايثون في حزام الكويكبات الرئيسي الداخلي بالإضافة إلى إمكانية وجود مواد متطايرة مدفونة بعمق تغذي اندفاعات مذنبة اندفاعية ونادرة.\nتشانغ ، سي. لين ، H.-W. ايب ، دبليو-H. برينس ، ت.أ.كولكارني ، إس آر ليفيتان ، د.\nلاستكشاف السماء العابرة والمتغيرة بشكل كلي ، يستخدم PTF / iPTF تلسكوب أوشين شميدت 48 بوصة بالومار لإنشاء مجال رؤية\n7.26deg2 ومقياس بكسل 1.01 بوصة.تتضمن المرشحات المتاحة نطاق Mould-R ، الذي تم التقاط معظم حالات التعريض الضوئي به ، و Gunn-g '، ونطاقي Hα مختلفين. يتم تحديد وقت التعرض عند 60 ثانية ، والذي يمكن أن يصل إلى متوسط حجم محدد لـ R\n21mag على مستوى 5σ. من أجل البحث عن دوارات كبيرة فائقة السرعة ، أجرينا خمسة دراسات استقصائية عن فترة دوران الكويكبات خلال الفترة من 29-31 أكتوبر 2014 و10-13 نوفمبر و 2015 من 18 إلى 19 يناير و20-21 فبراير و 25-26. قام كل مسح باستمرار بمسح ستة حقول PTF متتالية فوق مستوى مسير الشمس في النطاق R ، بإيقاع يبلغ 10 دقائق. انتهى بنا الأمر بتغطية السماء الإجمالية لـ\nتشوي ، جين جو ، جونغ هيون كيم ، ميونغ جين روه ، دونغ جو بارك ، صن يوب لي ، هي جاي بارك ، مارو تشوي ، يونغ جون ييم ، هونغ سوه باي ، يونغ هو بارك ، يونغ سيك تشو ، سونغكي مون ، هونغ كيو تشوي ، أون جونغ جانغ ، هيون جونغ بارك ، جانغ هيون\nعادة ما تدور الأجسام الفضائية غير النشطة وتهبط نتيجة لقوى داخلية أو خارجية. كان KOREASAT 1 غير نشط منذ عام 2005 ، وتم رصد مسار الانجراف بواسطة شبكة الدوريات البصرية واسعة النطاق (OWL-Net). ومع ذلك ، لم يتم إجراء تحليل كمي لـ KOREASAT 1 فيما يتعلق بتطور الموقف. هنا ، تم استخدام نظامين للتتبع البصري للحصول على قياسات أولية لتحليل فترة دوران قمرين صناعيين غير نشطين. خلال الحملة البصرية في عام 2013 ، لوحظ KOREASAT 1 بواسطة تلسكوب بصري فئة 0.6 متر يديره المعهد الكوري لعلوم الفضاء والفلك (KASI). تم تحليل فترة دوران KOREASAT 1 باستخدام منحنيات الضوء من نتائج قياس الضوء. تم اكتشاف فترات دوران القمر الصناعي المدار الأرضي المنخفض (LEO) ASTRO-H بعد الانقسام بواسطة OWL-Net في 7 أبريل 2016. قمنا بتحليل تباين حجم كل قمر صناعي عن طريق القياس الضوئي التفاضلي وأجرينا مقارنات مع كتالوج النجوم. تم تصحيح تأثير الإضاءة الناجم عن زاوية الطور بين الشمس والساتل المستهدف باستخدام مجموعة أدوات النظام (STK) وتقنية عنصري الخط (TLE). أخيرًا ، حددنا فترة دوران قمرين صناعيين غير نشطين على مدار أرضي منخفض ومدار أرضي ثابت بالنسبة إلى الأرض (GEO) مع منحنيات ضوئية من القياس الضوئي. تم تحديد فترات الدوران الرئيسية لتكون 5.2 ثانية لـ ASTRO-H و 74 ثانية لـ KOREASAT 1.\nهسيا ، تشون هسيونغ ما ، تيان وانغ ، شو هونغ\nالهدف الرئيسي من هذه المقالة هو دراسة ديناميات معادلات بوسينسق الدوارة الطبقية ، والتي تعد نموذجًا أساسيًا في ديناميكيات السوائل الجيوفيزيائية. أولاً ، بالنسبة للحالة التي يكون فيها رقم Prandtl أكبر من 1 ، يتم إجراء تحليل كامل للثبات والتشعب بالقرب من رقم Rayleigh الأول الحرج. ثانيًا ، بالنسبة للحالة التي يكون فيها عدد Prandtl أصغر من 1 ، يتم تحديد بداية تشعب Hopf بالقرب من أول رقم Rayleigh الحرج ، مما يؤدي إلى وجود حلول دورية غير بديهية. يعتمد التحليل على نظرية التشعب والثبات المطورة حديثًا للأنظمة الديناميكية غير الخطية (ذات الأبعاد المحدودة واللانهائية) بواسطة اثنين من المؤلفين [T. Ma and S. Wang، Bifurcation Theory and Applications، World Scientific Series on Nonlinear Sciences Vol. 53 (وورلد ساينتفيك ، سنغافورة ، 2005)].\nكتعميم لمعامل استجابة المنطقة الذي قدمه Agnew and Farrell (1978) ، يتم تعريف دالة الاستجابة النطاقية kappa لنظام الأرض والمحيطات الصلبة على أنها النسبة ، في مجال التردد ، لتغير المد والجزر في معدل دوران الأرض إلى المد والجزر المحتملة. يتم تقدير سعة ومراحل kappa للمد والجزر القمري الشهرية ، كل أسبوعين ، وتسعة أيام من 2 1/2 سنة من ملاحظات VLBI UT1 ، مصححة لتأثيرات الزخم الزاوي في الغلاف الجوي باستخدام الرياح NMC وسلسلة الضغط. باستخدام نموذج مد المحيط الديناميكي لديكمان (1988 ، 1989) ، من المتوقع اتساع ومراحل كابا لنظام مرن بين الأرض والمحيط. تؤكد التنبؤات النتائج السابقة التي وجدت أن التأثيرات الديناميكية لمد المحيط الأطول تقلل من سعة كابا بنحو 1 في المائة.\nانفجارات الراديو الدورية من النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا والأقزام البنية تتحقق في نفس الوقت من خصائصها المغناطيسية والدورانية. القزم البني 2MASSI J1047539 + 212423 (2M 1047 + 21) هو حاليًا القزم T الوحيد (T6.5) الذي تم اكتشافه عند أطوال موجات الراديو. كشفت الملاحظات السابقة لهذا المصدر مع مرصد Arecibo عن نبضات راديوية متقطعة مستقطبة بنسبة 100 ٪ مماثلة لتلك التي تم اكتشافها من الأقزام البنية الأخرى ، لكنها لم تكن قادرة على تقييد دورية النبض السابقة التي اكتشفت فيها ملاحظات المصفوفة الكبيرة جدًا (VLA) انبعاثًا هادئًا عاملًا لـ خفت 100 مرة من نبضات Arecibo ولكن لا توجد أحداث إضافية. نقدم هنا 14 ساعة من ملاحظات VLA لهذا الكائن والتي تكشف عن سلسلة من النبضات عند 6 جيجا هرتز مع ملفات تعريف متغيرة للغاية ، مما يدل على أن السلوك النبضي يتطور على نطاقات زمنية طويلة وقصيرة مقارنة بفترة الدوران. نقيس دورية ∼1.77 ساعة ونعرفها بفترة الدوران. هذا هو القياس السادس لفترة الدوران في قزم T متأخر ، وأول قياس يتم الحصول عليه في الراديو. اكتشفنا نبضًا عند 10 جيجاهرتز أيضًا ، مما يشير إلى أن شدة المجال المغناطيسي البالغة 2 م 1047 + 21 تصل إلى 3.6 كجم على الأقل. على الرغم من أن هذا الكائن هو أروع وأسرع قزم بني تم اكتشافه لاسلكيًا حتى الآن ، إلا أن خصائصه تبدو مستمرة مع خصائص الأجسام الأخرى المماثلة ، مما يشير إلى أن توليد المجالات المغناطيسية القوية والانبعاثات الراديوية قد يستمر حتى في برودة الأجسام. ستساعد الدراسات الإضافية من هذا النوع في توضيح العلاقات بين الكتلة والعمر والدوران والنشاط المغناطيسي في نهاية التسلسل الرئيسي وما بعده ، حيث تكون كل من النظريات وبيانات المراقبة نادرة حاليًا.\nمالون ، إم هيريرو ، إي جوفان ، آي جي إيسن ، سي. فون روسيتش ، إيه ريباس ، آي جرانزر ، تي أليكسودي ، إكس ستراسمير ، ك.\nالأهداف: تؤثر عدم تجانس السطوع في الغلاف الضوئي النجمي (البقع الداكنة أو المناطق الساطعة) على قياسات طيف الإرسال الكوكبي. لاستكشاف بقع النجوم في M dwarf GJ 1214 ، أجرينا مراقبة ضوئية متعددة الألوان من 2012 إلى 2016. الطرق: تم تحليل القياس الضوئي للسلسلة الزمنية باستخدام أداة انعكاس منحنى الضوء StarSim. باستخدام خصائص السطح النجمية المشتقة من انعكاس منحنى الضوء ، قمنا بنمذجة تأثير البقع النجمية عندما تكون غير مشغولة بالكوكب العابر. قارنا التباين الضوئي لـ GJ 1214 بالنتائج المنشورة للأقزام المتوسطة إلى المتأخرة من عينة MEarth. النتائج: يُظهر التباين المقاس دورية من 125 إلى 5 أيام ، والتي نفسرها على أنها توقيع على فترة دوران النجوم. هذه القيمة تلغي الاقتراحات السابقة لفترة دوران نجمية أقصر بشكل ملحوظ. ينتج عن انعكاس منحنى الضوء لبيانات المراقبة تقديرًا لتعتيم التدفق لعامل ملء بقعة دائم لا يساهم في التباين الضوئي ، وتباين درجة الحرارة للبقع البالغة 370 كلفن وخطوط الطول النشطة المستمرة. تم استخدام الخرائط السطحية المشتقة على مدار الفصول الخمسة لتقدير تأثير البقع النجمية على طيف الإرسال للكوكب من 400 إلى 2000 نانومتر. لا تدعم بيانات المراقبة المقدمة هنا تفسيرًا حديثًا لطيف الإرسال المقاس لـ GJ 1214b لأنه ناتج عن المناطق الساطعة في الغلاف الضوئي النجمي. بدلاً من ذلك ، نقوم بإدراج الحجج حول سبب سيطرة تأثير البقع الداكنة على المناطق المضيئة في فترة المراقبة لدينا. علاوة على ذلك ، يثبت قياس الضوء لدينا زيادة في التباين على مدى أربع سنوات على الأقل ، مما يدل على سلوك النشاط الدوري. من المحتمل أن يتراوح عمر GJ 1214 بين 6 و 10 Gyr. الاستنتاجات: يسمح القياس الضوئي طويل المدى بتصحيح البقع غير المشوهة. بالنسبة لنجم نشط مثل GJ 1214 ، لا يزال هناك انحطاط بين البقع الخفية ومعلمات العبور المستخدمة\nيستخدم علماء الفلك المحترفون برامج متخصصة لا تتوفر عادة للطلاب لتحديد فترات دوران الكويكبات من بيانات منحنى الضوء المجزأ. تصف هذه الورقة طريقة بسيطة ولكنها دقيقة تستند إلى Microsoft Excel [R] والتي تمكن الطلاب من العثور على فترات في منحنى ضوء الكويكب وغيرها من بيانات السلاسل الزمنية غير المستمرة لـ ...\nروكيت ، جيه بوفييه ، جيه ألينسار ، إس إتش بي فاز ، إل بي آر جواتشيلو ، إم جي.\nتم الحصول على مجموعة بيانات المراقبة الخاصة بنا باستخدام تلسكوب المملكة المتحدة بالأشعة تحت الحمراء (UKIRT) بطول 3.8 متر ، في مانوا كيا ، هاواي ، والمجهز بكاميرا واسعة المجال (WFCAM) ، وكانت البرامج U / 07A / H16 و U / 07B / H60. تتكون مجموعة البيانات الكاملة الخاصة بنا من ما يصل إلى 115 ليلة تمت ملاحظتها باستخدام مرشحات J و H و K (Hewett et al.، 2006 MNRAS.367..454H). تم إجراء الملاحظات خلال عام 2007 على موسمين: الموسم الأول يشمل 43 ليلة مرصودة بين 1 أبريل و 21 مايو ، الموسم الثاني يتكون من 73 ليلة مرصودة بين 4 أغسطس و 3 نوفمبر. يمتد موسما المراقبة ما مجموعه 217 يومًا. كانت التعريضات قصيرة ، 2 ثانية في كل مرشح. فترات التناوب لـ 894 عضو مرشح Cygnus OB2. لكل نجم ، معرف داخلي ، معرفات في Guarcello et al. (2013، Cat. J / ApJ / 773/135) و Guarcello et al. (2015 ، arXiv: 1501.03761) ، والإحداثيات ، ومؤشر تباين Stetson ، والفترة ، والكتلة المقدرة والاحمرار ، ومتوسط مقادير JHK ، ومتوسط الأخطاء الضوئية JHK ، واتساع JHK من الذروة إلى الذروة ، وفئة القرص وفقًا لـ Guarcello et al. (2013 ، Cat. J / ApJ / 773/135) تم تقديمها. (ملف بيانات واحد).\nشابانوف ، يافور جامبيس ، دانيال\nتتأثر الاختلافات في دوران الأرض بشدة بالتغيرات المناخية المرتبطة بالدورات الجليدية في أواخر العصر الجليدي. ترتبط عمليات التجلد ، التي يتبعها ذوبان الجليد ، بتغيرات كبيرة في متوسط مستوى سطح البحر. تعيد هذه العمليات توزيع كمية كبيرة من الكتل المائية بين المحيطات والصفائح الجليدية ، مما يؤدي إلى تغييرات في العزم المحوري للقصور الذاتي والاختلافات المقابلة في التوقيت العالمي UT1 وطول اليوم LOD ، وفقًا لقانون الحفاظ على الزخم الزاوي. تم تحليل التغيرات المناخية لآخر 800 كرم عن طريق سلسلة زمنية للتغيرات في درجات الحرارة ، والتي تحددها بيانات الديوتيريوم من قلب الجليد في أنتاركتيكا. كما يتم استخدام الاختلافات المُعاد بناؤها في مستوى سطح البحر الجليدي لآخر 380 كرًا ، والتي تحددها الرواسب من البحر الأحمر. يتم تحديد الدوريات المشتركة لدرجة الحرارة ومتوسط التغيرات في مستوى سطح البحر. تم إعادة بناء السلاسل الزمنية للتذبذبات الدورية الطويلة UT1 و LOD لآخر 380Kyr و 800Kyr عن طريق النموذج الهيدرولوجي التجريبي لإعادة توزيع المياه العالمية بين المحيط والصفائح الجليدية خلال الأحداث الجليدية الأخيرة.\nتشو ، ييفان أباي ، دانييل شنايدر ، جلين إتش مارلي ، مارك إس شومان ، آدم ب.\nقدمت التعديلات الدورانية للأقزام البنية مؤخرًا قيودًا قوية على خصائص الأجواء فائقة البرودة ، بما في ذلك هياكل السحب الطولية والعمودية وتطور السحب. علاوة على ذلك ، فإن منحنيات الضوء الدورية تتحقق بشكل مباشر من فترات دوران الأجسام فائقة البرودة. نقدم هنا ، لأول مرة ، قياسات ضوئية عالية الدقة تم حلها بمرور الوقت لرفيق كتلة كوكبية ، 2M1207b. لاحظنا النظام الثنائي باستخدام تلسكوب هابل الفضائي / كاميرا المجال الواسع 3 في نطاقين وبزاويتين لف المركبة الفضائية. باستخدام القياس الضوئي القائم على وظيفة الانتشار ، نصل إلى دقة محدودة تقريبًا للضوضاء الفوتونية لكل من المرحلتين الأولية والثانوية. بينما يتوافق الأساسي مع منحنى الضوء المسطح ، يعرض الجزء الثانوي التحويرات التي تم اكتشافها بوضوح في منحنى الضوء المدمج وكذلك في مجموعات فرعية مختلفة من البيانات. السعات هي 1.36٪ في F125W و 0.78٪ في مرشحات F160W ، على التوالي. من خلال ملاءمة موجات الجيب لمنحنيات الضوء ، نجد فترة ثابتة من <10.7> -0.6 + 1.2 ساعة ومراحل مماثلة في كلا النطاقين. تتشابه نسبة السعة في النطاقين J و H التي تبلغ 2M1207b إلى حد كبير مع قزم المجال البني الذي له نوع طيفي متطابق ولكن لون JH مختلف. الأهم من ذلك ، أن دراستنا تقيس أيضًا ، لأول مرة ، فترة الدوران لمرافق كتلة كوكبية خارج الطاقة الشمسية مصورة مباشرة.\nتشاكون ، آر مارتينيز غارسيا هوز ، أ\nتم العثور على الخصائص الديناميكية حسنة التصرف في محور دوار مبدد بالركل يتعرض لسلسلة دورية من النبضات غير المتماثلة ذات السعة والعرض المحدودين. يتم تحديد حدود ثبات التوازن للتقريب التعسفي للنبضات المثلثية عن طريق التوازن التوافقي الدائري ، وللتقريب الأول للنبضات الإهليلجية العامة عن طريق طريقة التوازن التوافقي الإهليلجي. يتم تحديد سلوك التشعب عند حدود الاستقرار عدديًا. نوضح كيف أن امتداد منطقة عدم الاستقرار للتوازن في مساحة معلمة النبض يصل إلى الحد الأقصى مع اختلاف عرض النبضة. نحن نميز أيضًا اعتماد متوسط مدة العبور إلى التوازن على عرض النبضة. يتميز تطور أحواض الجذب للجاذبات الفوضوية عندما يتنوع عرض النبضة فقط عدديًا. أخيرًا ، نظهر أن مسار فوضى النظام عندما يتم تغيير عرض النبضات فقط يبدو ثريًا بشكل خاص ، بما في ذلك أنواع مختلفة من الأزمات. تتم مناقشة الآلية الكامنة وراء هذه الأزمات الناتجة عن إعادة التشكيل بمساعدة خريطة ثنائية الأبعاد.\nفوغيلسبيرغ ، كورتني إس براكو ، سيلفيا بيريتا ، ماريو كوموتي ، أنجيولينا سوتزاني ، بييرو جارسيا جاريباي ، ميغيل أ\nتم توضيح السلوك الحركي للدوارات p-phenylene-d (4) المحصورة داخل الطبقات ثنائية الأبعاد من p-divinylbenzenesilica الدورية مرتبة بشكل هرمي لتقييم آثار الأبعاد المخفضة على الديناميات الهندسية للآلات الجزيئية الاصطناعية. تحتوي المادة الهجينة متوسطة المسام ، التي تتميز ببنية شبكية قرص العسل ، على صفائف من دوارات p-divinylbenzene المتناوبة وطبقات siloxane التي تشكل الجدران المرتبة جزيئيًا للقنوات mesoscopic. يتم تثبيت دوارات p-divinylbenzene بقوة بين صفحتين متجاورتين من siloxane ، بحيث لا تتمكن الدوارات p-phenylene من تجربة الانتشار الانتقالي ويسمح لها بالدوران حول محور ثابت واحد فقط. كشفت تجارب H NMR ذات درجة الحرارة المتغيرة (2) أن دوارات p-phenylene تخضع لعملية التبادل بين المواقع المرتبطة بمقدار 180 درجة والاعتماد على درجة حرارة غير أرينيوس للديناميات ، مع معدلات إعادة توجيه تتراوح من 10 (3) إلى 10 (8). ) هرتز بين 215 و 305 ك. يتغير نظام الحركة بسرعة عند حوالي 280 كلفن مما يشير إلى حدوث انتقال ديناميكي. تم التعرف على الانتقال أيضًا من خلال تغيير حاد في السعة الحرارية عند ضغط ثابت. نتيجة للبنية الصفائحية القوية التي تتألف من جدران المسام ، فإن الاضطراب الديناميكي التوجيهي المرتبط بمرحلة الانتقال لا يتحقق إلا في بعدين داخل الطبقات ، أي في المستوى العمودي على محور القناة. وبالتالي ، فإن الدوارات المحاذية التي تشكل الطبقات العضوية تظهر خصائص ديناميكية متباينة الخواص فريدة من نوعها نتيجة لأبعاد الهندسة المعمارية المنخفضة. يشكل الاضطراب الديناميكي المقتصر على بعدين مرحلة دوران عالية الحركة تشبه السوائل في درجة حرارة الغرفة ، والتي تخضع عند التبريد إلى مرحلة أكثر صلابة تشبه الزجاج. تم قياس طاقات التنشيط البالغة 5.9 و 9.5 كيلو كالوري / مول على التوالي لنظامي الدوران الديناميكيين. بشكل جماعي ، أدى تحقيقنا إلى اكتشاف ملف\nهاينز ، أ.ن.ديلاهونتا ، دانيال\nكوكب كويبر القزم 136472 Makemake ، المعروف سابقًا باسم 2005 FY9 ، هو حاليًا ثالث أكبر كائن معروف في حزام كايبر ، بعد الكواكب القزمة بلوتو وإيريس. إنه حاليًا في المرتبة الثانية بعد بلوتو في السطوع الظاهري ، نظرًا لمسافة إيريس الأكبر بكثير عن مركزية الشمس. يُظهر Makemake تباينًا ضوئيًا ضئيلًا للغاية ، مما حال دون تحديد واثق لفترة دورانه حتى الآن. باستخدام قياس ضوئي متسلسل زمني دقيق للغاية ، نجد أن فترة دوران Makemake هي 7.7710 <+ -> 0.0030 ساعة ، حيث يكون عدم اليقين هو 90٪ فاصل ثقة. تم الكشف عن فترة الاسم المستعار عند 11.41 ساعة ، ولكن يتم تحديدها بمزيد من الثقة بنسبة 95٪ تقريبًا ليست الفترة الحقيقية. فترة دوران Makemake لـ 7.77 ساعة هي في النطاق النموذجي لأجسام حزام Kuiper ، بما يتفق مع افتقار Makemake الواضح إلى قمر صناعي كبير لتغيير دورانه خلال المد والجزر. تبلغ سعة منحنى الضوء الضوئي في Makemake 0.0286 <+ -> 0.0016 mag في V. هذه السعة أقل بحوالي 10 مرات من بلوتو ، وهو أمر مثير للدهشة بالنظر إلى الأحجام المتشابهة للكائنين والخصائص الطيفية. إن التباين الضوئي لـ Makemake يشبه بدلاً من ذلك متغير Eris ، وهو صغير جدًا لدرجة أنه لم يتم تحديد فترة دوران واثقة بعد. لقد تم اقتراح أن الكواكب القزمة مثل Makemake و Eris ، كلاهما بعيدًا عن الشمس وأبرد من بلوتو ، تظهر تغيرات ضوئية أقل لأنها مغطاة بطبقة موحدة من الصقيع. ربما يكون هذا الصقيع هو التفسير الصحيح لـ Eris. ومع ذلك ، قد يكون غير متسق مع طيف Makemake ، الذي يشبه بلوتو المحمر أكثر من Eris ذو اللون المحايد. قد يكون ماكيماكي بدلاً من ذلك شيئًا يشبه بلوتو أكثر نلاحظه في الوقت الحالي بهندسة عرض شبه قطبية - وهي إمكانية يمكن اختبارها من خلال الملاحظات المستمرة خلال العقود القادمة. «أقل\nكادو-فونج ، إي.وليامز ، ب.ك.ج.مان ، إيه دبليو بيرجر ، إي بورغيت ، دبليو إس تشامبرز ، كيه سي هوبر ، إم إي كايزر ، إن كودريتسكي ، R.-P. ماجنير ، إي إيه ريست ، إيه وينسكوت ، آر جيه ووترز ، سي.\nقدمنا تقريرًا عن مشروع مستمر للتحقيق في النشاط في مجموعة النجوم القزمة M التي تمت ملاحظتها بواسطة المسح المتوسط العميق Pan-STARRS1 (PS1-MDS). باستخدام خط أنابيب مصمم خصيصًا ، قمنا بتحسين عينة أولية من 4 ملايين مصدر في PS1-MDS لعينة من 184،148 نجمًا رائعًا مرشحًا باستخدام قصات الألوان. بدافع من العلاقة المعروفة بين الدوران والنشاط النجمي ، نستخدم تحليل مخطط زمني متعدد النطاقات والتدقيق البصري لتحديد 270 مصدرًا من المحتمل أن تقوم بتدوير الأقزام M. نشتق مجموعة جديدة من متعددات الحدود تربط ألوان M dwarf PS1 بالمعلمات النجمية الأساسية ونستخدمها لتقدير الكتل والمسافات ودرجات الحرارة الفعالة واللمعان البوليومتري لعينةنا. نقدم كتالوجًا يحتوي على هذه القيم وفترات التناوب المقاسة والمطابقات المتقاطعة مع الاستطلاعات الأخرى. تمتد عينتنا النهائية على فترات من -1-130 يومًا في النجوم ذات درجات الحرارة الفعالة المقدرة ˜2700-4000 كلفن. اثنان وعشرون من مصادرنا لديها تطابق الأشعة السينية ، ووجد أنها أشعة سينية ساطعة نسبيًا مثل من المتوقع من تأثيرات الاختيار. توفر مجموعة البيانات الخاصة بنا دليلاً على أن عمليات البحث المستندة إلى Kepler لم تكن حساسة للنجوم التي تدور ببطء شديد (P rot ≳ 70 day) ، مما يعني أن الظهور الملحوظ لمدارات بطيئة جدًا في دراسات النجوم ذات الكتلة المنخفضة قد يكون له تأثير منتظم. نرى أيضًا نقصًا في السعة المنخفضة (فترات الدوران ، والتي ، بالاقتران مع نتائج المراقبة الأخرى ، قد تكون علامة على فقدان التعقيد المغناطيسي المرتبط بمرحلة الدوران السريع في الأقزام المتوسطة العمر. يمثل العمل مجرد خطوة أولى في استكشاف التباين النجمي في البيانات من PS1-MDS ، وفي المستقبل البعيد ، تلسكوب المسح الشامل الكبير.\nبيلي ، دي مينسيك ، J.-M. سيلفا ، ب.ب.أرودا ، ج. آر.\nأثبتت طريقة العناصر المحدودة للموجة أنها أداة عددية فعالة ودقيقة لإجراء تحليل الاهتزاز الحر والقسري للهياكل الدورية الخطية المتبادلة ، أي تلك التي تتوافق مع حقول الموجة المتماثلة. في هذا البحث ، تم توسيع استخدامه ليشمل تحليل الهياكل الدورية الدورية ، والتي ، بسبب التأثير الجيروسكوبي ، تظهر انتشار موجة غير متماثل. يتم استخدام إستراتيجية قائمة على الإسقاط والتي تستخدم أساس الموجة العطفية المنخفضة ، والتي توفر مشكلة eigenproblem جيدًا لحوسبة الموجات في الهياكل الدورية الدورية. يتم تطبيق الصيغة المقترحة على تحليل الاستجابة الحرة والقسرية لهياكل الحلقة المتجانسة ومتعددة الطبقات والصوتية. في جميع حالات الاختبار ، يتم تمييز الميزات التالية: مخططات تشتت جيدة التكييف ، ودقة جيدة ، ووقت حسابي منخفض. تعتبر الإستراتيجية المقترحة ملائمة بشكل خاص في محاكاة الهياكل الدوارة عندما يكون التحليل البارامترى لعدة سرعات دورانية مطلوبًا ، على سبيل المثال. لحساب مخططات كامبل. يوفر هذا إطارًا فعالًا ومرنًا لتحليل مشاكل الديناميكية الدورانية.\nألين ، إس بوفيير ، ج. بروسر ، سي مارشال ، إل إيه لاكسونين ، بي دي.\nنقدم نتائج مسح ضوئي للرصد V-band لـ 15 من الأقزام من النوع المتأخر في المجموعة الفتية الفتية IC 4665. تم العثور على اختلافات ضوئية دورية منخفضة السعة لـ 8 نجوم وتُعزى إلى التعديل بواسطة نقاط النجوم التي تغطي عادةً نسبة قليلة من القرص النجمي. تتراوح الفترات من 0.6 إلى 3.7 d ، وتترجم إلى سرعات استوائية بين 13 و 93 كم / ثانية. تشير هذه الفترة التي لا تزيد عن 4 أيام إلى ندرة نسبية في الدوارات البطيئة للغاية (V (مكافئ فرعي) أقل بكثير من 10 كم / ثانية) بين الأقزام من النوع المتأخر في IC 4665. العدد الكسري للدوارات البطيئة في IC 4665 هو مشابه لتلك الموجودة في مجموعة Alpha Per ، مما يشير إلى أن IC 4665 قريب في العمر من Alpha Per (حوالي 50 Myr).\nفان ريث ، تيكاتشينكو ، أيرتس ، سي.\nسياق الكلام. من المعروف أن نجوم جاما دورادوس (يشار إليها فيما بعد بنجوم دور) تعرض أنماط الجاذبية و / أو الجاذبية البينية التي تسبر المنطقة النجمية الداخلية بالقرب من حدود القلب الحراري. التباعد غير المتساوي المسافات لفترات النبض هو توقيع رصد للتطورات النجمية والهيكل الداخلي الحالي ويتأثر بشدة بالدوران. الأهداف: نحن نهدف إلى تقييد معدلات الدوران القريبة من النواة لعينة من نجوم γ Dor التي اكتشفنا أنماط تباعد فتراتها. الطرق: قمنا بدمج تباعد الفترة التقاربية مع التقريب التقليدي للنبض النجمي لتتناسب مع أنماط تباعد الفترة المرصودة باستخدام χ2-الأمثل. تم تطبيق الطريقة على أنماط تباعد الفترات المرصودة لعينة من النجوم واستخدمت في نمذجة المجموعات. النتائج: بالنسبة لغالبية النجوم ذات نمط تباعد الفترات المرصودة ، نجحنا في تحديد معدلات الدوران وقيم تباعد الفترة المقاربة ، على الرغم من أن هوامش عدم اليقين في الأخير كانت عادةً كبيرة. وقد أدى ذلك أيضًا بشكل مباشر إلى تحديد الأنماط التي تتوافق مع ترددات النبضات المكتشفة ، والتي كانت بالنسبة لمعظم النجوم عبارة عن أنماط جاذبية ثنائية القطب متقدمة وأنماط الجاذبية بالقصور الذاتي. تم العثور على غالبية أوضاع التراجع المرصودة لتكون أوضاع روسبي. نناقش أيضًا قيود الطريقة التي ترجع إلى إهمال قوة الطرد المركزي والمعالجة غير الكاملة لقوة كوريوليس. الاستنتاجات: على الرغم من قيودها الحالية ، نجحت الطريقة المقترحة في اشتقاق معدلات الدوران وتحديد الأنماط من أنماط تباعد الفترة المرصودة. إنه يشكل الخطوة الأولى نحو النمذجة الزلزالية التفصيلية بناءً على أنماط تباعد الفترات المرصودة من نجوم الدور المعتدلة إلى السريعة التي تدور. استنادًا إلى البيانات التي تم جمعها مع بعثة ناسا ديسكفري كبلر وجهاز هيرميس الطيفي ، والذي تم تثبيته في تلسكوب مركاتور ، والذي يتم تشغيله في جزيرة لا بالما من قبل المجتمع الفلمنكي في إسبانيا.\nكارجيل ، ب.أ.بيبر ، جيه سيفرد ، ر.\nلقد أبلغنا عن فترات لـ 33 عضوًا من Blanco 1 كما تم قياسها من منحنيات ضوء Kilodegree Extremely Little Telescope-South ، وهي أول فترات دوران تم الإبلاغ عنها لهذه المجموعة المفتوحة المعيارية ذات التسلسل الرئيسي الصفري. يمتد توزيع هذه النجوم من أقزام أواخر A أو أوائل F إلى منتصف K بفترات تتراوح من أقل من يوم إلى 8 أيام. يحتوي توزيع فترة الدوران على شكل مشابه لمجموعة الثريا المتعرجة ، مما يشير إلى الطبيعة العالمية لتوزيعات الدوران النجمية. باستخدام طريقتين مختلفتين لعلم الجيروسكوب ، نجد عمرًا يبلغ 146 Myr للكتلة. وباستخدام نفس الأساليب ، نستنتج عمرًا أكثر »134 تم قياس Myr for the Pleiades من فترات تناوب الأدبيات الحالية. تتفق هذه الأعمار الناتجة عن الدوران مع الأعمار العنقودية المحددة بشكل مستقل بناءً على تقنية حدود استنفاد الليثيوم. بالإضافة إلى ذلك ، نقوم بتقييم نماذج مختلفة لعلم الجيروسكوب وتحديد مستويات الاتفاق بين النماذج وتوزيعات فترة دوران Blanco 1 / Pleiades ، بما في ذلك دمج توزيعات دوران المجموعات في أعمار تصل إلى 1.1 Gyr. وجدنا أن معدل الدوران الذي يشبه Skumanich يصف بشكل كافٍ تطور دوران النجوم الأكثر سخونة من الشمس ، ومع ذلك ، وجدنا أن النجوم الأكثر برودة تدور أسرع مما توقعه قانون Skumanich ، مما يشير إلى اعتماد جماعي في كفاءة معدل فقدان الزخم الزاوي النجمي. أخيرًا ، قارنا توزيعات فترة دوران Blanco 1 و Pleiades بنماذج تطور الزخم الزاوي غير الخطية المتاحة. وجدنا أنها تتطلب اعتمادًا جماعيًا كبيرًا على معدل الدوران الأولي للنجوم من النوع الشمسي لإعادة إنتاج النطاق المرصود لفترات الدوران عند كتلة نجمية معينة ، علاوة على أنها غير قادرة على التنبؤ بالكثافة الزائدة الملحوظة للنجوم على طول الغلاف العلوي للنجوم. توزيعات دوران الكتل «أقل\nستيرل ، سيباستيان لي ، هوي مين تشونغ ، جين تشيانغ\nفي هذا البحث ، نقدم نتائج دراسة تجريبية حول الحمل الحراري المضطرب لـ Rayleigh-Bénard القسري خارجيًا بمعدلات دوران أحادية الاتجاه معدلة بشكل دوري. نجد أن سرعة الدوران السمتي θ ˙ (t) والسعة الحرارية δ (t) للدوران على نطاق واسع (LSC) يتم تعديلهما بالتأثير ، مما يُظهر مجموعة متنوعة من الديناميكيات بما في ذلك زيادة تأخيرات الطور وذروة الرنين في السعة من θ ˙ (ر). نركز أيضًا على تأثير معدلات الدوران المعدلة على تواتر حدوث من أحداث التوقف العشوائي أو إعادة التوجيه ، وعلى التفاعل بين هذه الأحداث والاستجابة المعدلة دوريًا لـ θ ˙ (t). نحدد هنا آلية يمكن من خلالها تضخيم من خلال الاستجابة المعدلة ، ويمكن أن تحدث هذه الأحداث العشوائية بشكل طبيعي مع انتظام كبير. نحن نقدم إطار عمل للنمذجة يشرح السعة المرصودة واستجابات المرحلة ، ونوسع هذا النهج لعمل تنبؤات بحدوث أحداث التوقف والتوزيعات الاحتمالية لـ θ ˙ (t) و δ (t) خلال مراحل مختلفة من دورة التعديل ، على أساس نهج ثابت الحرارة يعالج كل مرحلة على حدة. أخيرًا ، نوضح أن مثل هذا التأثير الدوري له عواقب تتجاوز التأثير على ديناميكيات LSC ، من خلال التحقيق في كيفية تعديل نقل الحرارة حتى في ظل الظروف التي يكون فيها تأثير ضخ Ekman هو السائد ويحدث تعزيز قوي لنقل الحرارة. نحدد استجابات الطور والسعة لانتقال الحرارة ، ونوضح كيف تؤثر التعديلات المتزايدة على متوسط عدد نسلت.\nكريم ، إم دي تانفير ستاسون ، كيفان بريسينو ، سيزار فيفاس ، كاثي رايتز ، ستيفاني كالفيت ، نوريا ماتيو ، سيسيليا داونز ، خوان خوسيه هيرنانديز ، خيسوس نيوهاوسر ، رالف موغراور ، ماركوس تاكاهاشي ، هيدينوري تاتشهارا ، كنغو تشيني\nركزت معظم الدراسات الحالية للمجموعات النجمية الشابة على الأصغر (فترات الدوران وفقًا لنوع النجوم (نجوم T-Tauri الكلاسيكية أو ضعيفة الخط) ومواقعها ، للبحث عن الاتجاهات على مستوى السكان. اكتشفنا 563 متغيرًا دوريًا و 1411 من المتغيرات غير الدورية من خلال دراسة المنحنيات الضوئية لهذه النجوم ونجد ذلك\n30٪ من نجوم T-Tauri ضعيفة الخط (WTTS) و\n20٪ من نجوم T-Tauri الكلاسيكية (CTTS) دورية. على الرغم من أننا لم نعثر على أي اختلاف ملحوظ في فترة الدوران بين CTTS و WTTS ، إلا أن دراستنا تظهر تغييرًا في فترات الدوران الإجمالية للنجوم التي يبلغ عمرها من 4 إلى 10 سنوات ، بما يتوافق مع تنبؤات نماذج تطور الزخم الزاوي ، وهو قيد مهم للنماذج النظرية لفئة عمرية لا توجد بيانات مماثلة لها.\nكادو-فونج ، إ. ويليامز ، ب.ك.ج.بيرجر ، إ.\nقدمنا تقريرًا عن مشروع مستمر للتحقيق في النشاط في مجموعة النجوم القزمة M التي تمت ملاحظتها بواسطة المسح المتوسط العميق Pan-STARRS1 (PS1-MDS). باستخدام خط أنابيب مصمم خصيصًا ، قمنا بتحسين عينة أولية من 4 ملايين مصدر في PS1-MDS لعينة من 184،148 نجمًا رائعًا مرشحًا باستخدام قصات الألوان. بدافع من العلاقة المعروفة بين الدوران والنشاط النجمي ، نستخدم تحليل المخطط الدوري متعدد النطاقات والتدقيق البصري لتحديد 270 مصدرًا من المحتمل أن تقوم بتدوير الأقزام M. نشتق مجموعة جديدة من كثيرات الحدود تربط ألوان M dwarf PS1 بالمعلمات النجمية الأساسية ونستخدمها لتقدير الكتل ، والمسافات ، ودرجات الحرارة الفعالة ، والمزيد من اللمعان البوليومتري لعينةنا. نقدم كتالوجًا يحتوي على هذه القيم وفترات التناوب المقاسة والمطابقات المتقاطعة مع الاستطلاعات الأخرى. تمتد العينة النهائية لفترات تتراوح بين -1 و 130 يومًا في النجوم مع درجات حرارة فعالة تقدر بـ 2700-4000 كلفن ، اثنان وعشرون مصدرًا من مصادرنا لديها تطابق متقاطع مع الأشعة السينية ، ووجد أنها أشعة سينية ساطعة نسبيًا مثل من المتوقع من تأثيرات الاختيار. توفر مجموعة البيانات الخاصة بنا دليلاً على أن عمليات البحث القائمة على كبلر لم تكن حساسة للنجوم التي تدور ببطء شديد (P ≳ 70 يومًا) ، مما يعني أن الظهور الملحوظ لمحركات الدوران البطيئة جدًا في دراسات النجوم ذات الكتلة المنخفضة قد يكون له تأثير منهجي. نرى أيضًا نقصًا في السعة المنخفضة (فترات الدوران ، والتي ، بالاقتران مع نتائج الرصد الأخرى ، قد تكون علامة على فقدان التعقيد المغناطيسي المرتبط بمرحلة من الدوران السريع في الأقزام المتوسطة العمر. يمثل العمل مجرد خطوة أولى في استكشاف التباين النجمي في البيانات من PS1-MDS ، وفي المستقبل البعيد ، تلسكوب المسح الشامل الكبير. «أقل\nWaszczak، Adam Chang، Chan-Kao Cheng، Yu-Chi\nقمنا بتلائم 54296 من منحنيات ضوء الكويكب التي تم أخذ عينات منها بشكل ضئيل في مسح Palomar Transient Factory لنموذج دوران مشترك بالإضافة إلى نموذج وظيفة الطور. يتكون كل منحنى الضوء من 20 ملاحظة أو أكثر تم الحصول عليها في معارضة واحدة. باستخدام 805 كويكبات في العينة التي لدينا فترات مرجعية في الأدبيات ، وجدنا أن موثوقية الفترات المجهزة لدينا هي دالة معقدة للدورة ، والسعة ، والحجم الظاهر ، وغيرها من سمات منحنى الضوء. باستخدام عينة الحقيقة الأرضية لكويكب 805 ، نقوم بتدريب مصنف آلي لتقدير (جنبًا إلى جنب مع الفحص اليدوي) صلاحية الفترات المجهزة المتبقية ∼53000. بهذه الطريقة نجد المزيد »أن 9033 من منحنيات الضوء لدينا (من ∼8300 كويكب فريد) لها فترات" موثوقة ". تشير الدراسة اللاحقة للكويكبات ذات المنحنى الضوئي المتعدد إلى تلوث بنسبة 4٪ في هذه الفترات "الموثوقة". بالنسبة إلى 3902 منحنى ضوء مع تغطية كافية لزاوية الطور وإما فترة ملائمة موثوقة أو سعة منخفضة ، نقوم بفحص توزيع العديد من معلمات وظيفة الطور ، والتي لا تعتبر أي منها ثنائية النسق على الرغم من ارتباطها جميعًا ببياض السندات وألوان النطاق المرئي. تشير مقارنة معدل الدوران الأقصى النظري لجسم سائل بسعة توزيعنا مقابل توزيع معدل الدوران إلى أنه إذا تم تجميعها معًا عن طريق الجاذبية الذاتية فقط ، فإن معظم الكويكبات تكون عمومًا أقل كثافة من ∼2 جم سم.، بينما أنواع C لها حد أدنى يتراوح بين 1 و 2 جم سم. تتوافق هذه النتائج مع تقديرات الكثافة السابقة. بالنسبة لأقطار تتراوح من 5 إلى 20 كيلومترًا ، تدور أنواع S بشكل أسرع ولها اتساع أقل من الأنواع C. إذا كان كلا المجموعتين يشتركان في نفس الزخم الزاوي ، فقد يشير ذلك إلى اختلاف قدرة النوعين على التشوه تحت ضغط الدوران. أخيرًا ، نقارن مقاديرنا المطلقة (وبقايا الحجم الظاهري) بتلك الخاصة بالنموذج الاسمي لمركز الكوكب الصغرى (G = 0.15 ، دوران-إهمال) لدينا وظيفة المرحلة بالإضافة إلى تركيب سلسلة فورييه يقلل من قياس ضوئي الكويكب\nPiironen ، J. Lagerkvist ، C.-I. إريكسون ، أ. أوجا ، ت. ماجنوسون ، ب.فيستين ، إل ناثوس ، أ.جاول ، إم فيليتشكو ، ف.\nنقدم منحنيات ضوئية لكويكبات مختارة. تم تضمين معظم الكويكبات للحصول على فترات دوران دقيقة. تم تحديد الفترات المحسنة لـ 11 Parthenope و 306 Unitas و 372 Palma. أكدنا فترات الدوران لـ 8 فلورا و 13 إيجريا و 71 نيوب و 233 أستيروب و 291 أليس و 409 أسباسيا و 435 إيلا و 512 تورينينسيس. حددنا أيضًا ألوان BV لمعظم الكويكبات المضمنة وألوان UBVRI لما مجموعه 22 كويكبًا.\nشلايشر ، ديفيد ج إيسنر ، نورا نايت ، ماثيو إم ثروين ، أودري\nفي النصف الأول من عام 2017 ، حقق المذنب 41P / Tuttle-Giacobini-Kresak أفضل ظهور له منذ اكتشافه الأول في عام 1858 ، وظل ضمن 0.15 AU من الأرض لمدة ثلاثة أسابيع وضمن 0.20 AU على مدار شهرين. سمحت لنا هذه الظروف بدراسة مورفولوجيا الغيبوبة بحثًا عن نفاثات محتملة ، والتي من شأن مظهرها وحركتها كدالة للوقت أن يؤدي إلى فترة الدوران ، مع النمذجة المناسبة ، اتجاه القطب للنواة وموقع (مواقع) المصدر. تم الحصول على التصوير في ما مجموعه 45 ليلة بين 16 فبراير و 2 يوليو ، باستخدام تلسكوب قناة ديسكفري الذي يبلغ طوله 4.3 م في مرصد لويل ، وتلسكوب هول 1.1 م ، والتلسكوب الآلي 0.8 م. تعرض جميع صور CN ضيقة النطاق إما نفاثة غاز واحدة أو اثنتين ، وفي معظم الليالي تظهر كلتا الطائرتين على شكل حلزونات جزئية مع دوران في اتجاه عقارب الساعة. حدث فقط تطور بطيء في التشكل النفاث من منتصف مارس إلى أوائل يونيو ، ويفترض أن ذلك يرجع إلى عرض التغييرات الهندسية المقترنة بالتغيرات الموسمية. كانت تغطيتنا في أواخر مارس كافية لاستبعاد الأسماء المستعارة لفترة التناوب ، وكشفت كذلك عن فترة زيادة سريعة من حوالي 24 ساعة إلى حوالي 27 ساعة في نهاية الشهر (Knight et al. 2017، CBET 4377). يتوافق معدل الزيادة هذا تقريبًا مع حل 19.9 ساعة الذي وجده Farnham et al. (2017 ، CBET 4375) في أوائل مارس. الصور من 15 أبريل إلى 4 مايو تسفر عن تغيير متسارع في الفترات ، حيث تمر 48 ساعة تقريبًا في 28 أبريل. هذا هو أسرع معدل تغيير تم قياسه على الإطلاق لنواة مذنب. سيتم تقديم هذه النتائج وغيرها ، بما في ذلك تلك من نمذجة Monte Carlo النفاثة التي بدأناها للتو ، وقد تم دعم هذه الدراسات من قبل منحة NASA لعلم الفلك الكوكبي NNX14AG81G وصندوق ماركوس لأبحاث الكواكب.\nيخضع النموذج الديناميكي للموجة الصوتية غير الخطية في البلازما الممغنطة الدوارة لنظام معادلة تفاضلية جزئية. نظام السفر الخاص به هو نظام موجي متحرك فردي من الدرجة الأولى يعتمد على معلمتين. باستخدام نظرية التشعب وطريقة الأنظمة الديناميكية ونظرية أنظمة الموجات المتحركة المفردة ، في هذه الورقة ، نوضح أن هناك مجموعات معلمات مثل أن هذا النظام المفرد له ذروة زائفة ، وذروة دورية ومضغوط بالإضافة إلى موجة انفرادية مختلفة حلول.\nقام فريق من الباحثين ، بالاقتراب من مزارع عضوي ومالك الأرض ، بإجراء تجربة مكررة في المزرعة مع فترة الاستراحة بين محاصيل الفراولة (الفراولة المستمرة مع دمج بقايا البروكلي ، واستراحة لمدة عام ، واستراحة لمدة عامين ، واستراحة لمدة ثلاث سنوات ، وسبع سنوات) استراحة العام).\nنظرًا لتماثل المحولات الصوتية التقليدية ذات المغناطيس الكهرومغناطيسي الدوري الدائم (PPM EMATs) ، يمكن إنشاء موجتين قص (SH) ونشرهما في وقت واحد في اتجاهين متعاكسين ، مما يجعل التعرف على الإشارة وتفسيرها أمرًا معقدًا. وبالتالي ، يقدم هذا العمل تصميم EMAT جديد لموجة SH PPM ، يدور مصادر الخط المتوازي لتحقيق حزمة الموجة التي تركز في اتجاه واحد. تم استنتاج النموذج النظري لمصادر الخطوط الموزعة أولاً ، ودُرست تأثيرات بعض المعلمات ، مثل عرض الملف الداخلي ، وتباعد مصادر الخط المجاور ، والزاوية بين مصادر الخط المتوازي ، على تركيز الموجة SH والاتجاهية بشكل أساسي بمساعدة 3D FEM. باستخدام PPM EMATs المقترحة ، يتم إجراء بعض التجارب للتحقق من موثوقية محاكاة FEM. تشير النتائج إلى أن تدوير مصادر الخط المتوازي يمكن أن يقوي الموجة على الجانب المغلق لمصادر الخط ، وتقليل عرض الملف الداخلي وتباعد مصادر الخط المجاور يمكن أن يحسن اتساع واتجاهية الإشارات التي تثيرها المحولات. مقارنةً بـ PPM EMATs التقليدية ، تم تحسين كل من قدرة الإثارة أحادية الاتجاه والتوجيهية لـ PPM EMATs المقترحة بشكل ملحوظ. PMID: 29186790\nسونغ ، شياوتشون كيو ، قونغتشي\nنظرًا لتماثل المحولات الصوتية التقليدية ذات المغناطيس الكهرومغناطيسي الدوري الدائم (PPM EMATs) ، يمكن إنشاء موجتين قص (SH) ونشرهما في وقت واحد في اتجاهين متعاكسين ، مما يجعل التعرف على الإشارة وتفسيرها أمرًا معقدًا. وبالتالي ، يقدم هذا العمل تصميم EMAT جديد لموجة SH PPM ، يدور مصادر الخط المتوازي لتحقيق حزمة الموجة التي تركز في اتجاه واحد. تم استنتاج النموذج النظري لمصادر الخطوط الموزعة أولاً ، ودُرست تأثيرات بعض المعلمات ، مثل عرض الملف الداخلي ، وتباعد مصادر الخط المجاور ، والزاوية بين مصادر الخط المتوازي ، على تركيز الموجة SH والاتجاهية بشكل أساسي بمساعدة 3D FEM. باستخدام PPM EMATs المقترحة ، يتم إجراء بعض التجارب للتحقق من موثوقية محاكاة FEM. تشير النتائج إلى أن تدوير مصادر الخط المتوازي يمكن أن يقوي الموجة على الجانب المغلق لمصادر الخط ، وتقليل عرض الملف الداخلي وتباعد مصادر الخط المجاور يمكن أن يحسن اتساع واتجاهية الإشارات التي تثيرها المحولات. مقارنةً بـ PPM EMATs التقليدية ، تم تحسين كل من قدرة الإثارة أحادية الاتجاه والتوجيهية لـ PPM EMATs المقترحة بشكل ملحوظ.\nيبحث هذا العمل في حالة أصل اضطراب الدوران المتزايد في سحابة كوكبية أولية غازية سائلة تحت تأثير قوة دورية. يُقترح النموذج (القائم على معادلات رينولدز ) الذي يصف التنظيم الذاتي لاضطراب دوران الغاز اللزج مادة سائلة في سحابة كوكبية أولية. يتم استخدام معادلات رينولدز وكذلك معادلة الاستمرارية في الإطار الإسطواني المرجعي (r ، e ، z) كأساس للعلاقات لهذا النموذج التحليلي. من المفترض أن تكون السرعة المتوسطة مساوية للصفر من الحركة الأولية لقوة دورية خارجية. يتم البحث عن موتر رينولدز من الانفعال المضطرب لاضطرابات السرعة في تدفق السائل المتحول (إلى جانب ذلك ، من المفترض أن يكون المكون z لاضطراب السرعة مساويًا للصفر). بافتراض أن مكونات z للسلالات المضطربة تساوي الصفر ، تم العثور على مكونات السلالة المضطربة (r ، e). بعد كل الاعتبارات ، يتم تقليل معادلات رينولدز والاستمرارية الأولى (في نظام الإحداثيات الأسطوانية) إلى نظام معادلتين تفاضلتين في المشتقات الجزئية نسبيًا إلى (ص ، هـ) - مكونات أسطوانية من الإجهاد المضطرب لاضطراب السرعة.يسمح لنا الحل المشترك لهاتين المعادلتين بتقليل هذه المهمة إلى حل معادلة تفاضلية واحدة نسبيًا إلى سلالة مضطربة (ص ، هـ). يتم حل هذه المعادلة التفاضلية المتجانسة باستخدام طريقة فصل المتغيرات. ونتيجة لذلك ، فإن تراكب اثنين من موجات جيب التمام والجيب يعطينا (r ، e) موجة إجهاد مضطربة مع استقطاب إهليلجي (أو دائري). علاوة على ذلك ، توضح هذه الورقة أن سعة موجة جيب التمام وكذلك الموجة الجيبية دالة متزايدة مثل r ** (n ** 2-2). وجدت هذه الورقة أن التذبذبات تتزايد مع تزايد وتيرة التذبذب. تؤكد التجارب الحسابية التي تعتمد على حزمة STAR-CD  البيانات التحليلية الرئيسية للنموذج المقترح ليصبح الدوران الذاتي في سحابة كوكبية أولية غازية سائلة. هذا العمل يطور أيضا\nCopyright 2021 \_ ما هي الطرق التي تعتبر بها المصنفات العصبية للشبكة "أفضل" من خوارزميات البحث لتجاوز عمليات البحث في نظام النجوم؟ (سلسلة زمنية 1D ، وليست صور قطط)...