近接惑星のスピン・軌道相互作用
近接惑星のスピン・軌道相互作用
Alexandre C. M. Correia, Jean-Baptiste Delisle
我々は、多体系における近接惑星のスピン進化を研究し、スピン軌道問題の非常に一般的な定式化を提示する。これには、軌道摂動からスピンダイナミクスを探る簡単な方法、強制振動と潮汐変形を計算する新しい方法、潮汐トルクと共鳴時の捕捉確率の一般式が含まれる。惑星間摂動は、地球サイズの惑星のスピンを、ほぼ円軌道であっても非同期状態やカオス状態に追い込む可能性があることを示す。この結果を、水星と、3/2平均運動共鳴を起こす2つの超地球からなるKOI-1599系に適用しました。
地球惑星系天体物理学 (astro-ph.EP); 力学系 (math.DS)
雑誌 天文学・天体物理学 630巻 A102 (2019)
DOI: 10.1051/0004-6361/201936336
引用元: arXiv:2112.14335 [astro-ph.EP]
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月の岩石の破局的破壊。月の岩石サイズ頻度分布の意味するところ
月の岩石の破局的破壊。月の岩石サイズ頻度分布の意味するところ
O. ルーシュ、R. M. マーシャル、W. イクバル、J. H. パスカート、C. H. ファンデルボーガート、M. パッチェク
多くの空気のない惑星表面と同様に、月の表面はブロックや小さな岩の集団で散在している。これらの特徴は、衝撃爆撃による粉砕によって露出時間の増加とともに存在量が減少し、レゴリスが生成される。ここでは、Hoerzら(1975)のモデルに、過去数十年間に観測されたcmスケールメテオロイドのサイズ頻度分布と岩石衝突粉砕関数を新たに入力し、ブロックサイズ頻度分布の進化をモデル化する。衝撃砕屑関数は、年代が分かっている月のブロックのサイズ頻度分布の測定値を用いて較正した。その結果、ブロックの大きさの累積頻度分布は時間とともに変化し、若い集団（<~50Myr）ではべき乗則、古い集団では指数分布になることがわかった。新しい破壊速度は元のモデルの不確かさの範囲内であるが、5cm以上のサイズでは元の最良推定値の2倍の速さであった。この速い速度は、他の研究で報告された観測結果とほぼ一致する。岩石サイズが小さい場合には入力関数が既知であるため、現在の画像空間分解能（0.5m）以下のサイズでは岩石量を理論的に決定することができる。ブロックのサイズ頻度分布の測定から、ブロックフィールドの表面露出年代を初期ブロック量とともに推定することができる。
研究テーマ 地球惑星系天体物理学 (astro-ph.EP)
引用元: arXiv:2112.13879 [astro-ph.EP]
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拡張された局所超銀河団
拡張された局所超銀河団
P. J. E. ピーブルズ
私たちがいるのは少なくとも170メガパーセクの領域で、その中で異なるタイプの銀河がドヴォークール地方超銀河団の平面に対して異なるアライメントを示していることは、長い間知られていたが、あまり知られていなかった。赤方偏移0.02以下の銀河団や電波銀河は超銀河の低緯度に集中していますが、赤外線で最も明るい銀河であるLIRGは、この平面とほとんど相関を示しません。最も明るい初期型銀河は、超銀河緯度の低いところに集中しているが、同様に明るい渦巻銀河は顕著な相関は見られない。フィールド銀河と呼ばれるものの位置と、銀河団や近赤外線銀河の位置の相互相関から、このような状況を読み取ることができます。LIRGから0.5 Mpcの距離における平均密度は、銀河団からその距離における平均密度に匹敵しますが、LIRGから5 Mpcの距離における平均密度は、銀河団からその距離における平均密度よりかなり低く、宇宙の平均密度よりそれほど大きくはありません。問題点についての議論は簡潔である。
MNRASに投稿予定。
宇宙論および銀河系外天体物理学 (astro-ph.CO); 銀河の天体物理学 (astro-ph.GA)
引用元
arXiv:2112.12847
新星V2891Cygniの光学および近赤外分光：衝撃によるダスト生成の証拠
新星V2891Cygniの光学および近赤外分光：衝撃によるダスト生成の証拠
Vipin Kumar (1,2), Mudit K. Srivastava (1), Dipankar P.K. Banerjee (1), C. E. Woodward (3), Ulisse Munari (4), Aneurin Evans (5), Vishal Joshi (1), Sergio Dallaporta (6), Kim L. (1), K. K. (2), K. K. (3),K. (4),K. (5), V. K. (6), K. K. (6), K. K. (6), K. K. (7) Page (7) ((1) Astronomy and Astrophysics Division, Physical Research Laboratory, Ahmedabad 380009, India, (2) Indian Institute of Technology, Gandhinagar, 382335, India, (3) Minnesota Institute for Astrophysics, University of Minnesota, 116 Church Street SE, Minneapolis, MN 55455, USA.の各研究所)。(4) INAF Astronomical Observatory of Padova, 36012 Asiago (VI), Italy、 (5) Astrophysics Group, Keele University, Keele, Staffordshire, ST5 5BG, UK、 (6) ANS Collaboration, c/o Astronomical Observatory, 36012 Asiago (VI), Italy、 (7) School of Physics and Astronomy, University of Leicester, Leicester LE1 7RH, UK)
今回は、赤色化した低速新星 V2891 Cygni の光学および近赤外線による観測を紹介します。この観測は、発見から15ヶ月に渡って行われました。静止状態から急激に増光し、約35日間に渡る最大光度前の停止が存在することはよく知られています。V2891 Cygの現在のアウトバーストは、いくつかの異なる質量放出エピソードを経ていることを、O,{sc i} 7773,Å 線の時間変化する P Cygni プロファイルによって証明した。ハイライトは∼+273d付近を中心としたダスト形成の発生で、これはコロナ線発光の位相と一致する。ダストの質量は約0.83-1.25×10-10M⊙であることがわかった。コロナ線は光電離ではなく、衝撃加熱によって生成されたことを示唆する強い証拠がある。また、ダスト線とコロナ線が同時に（速度シフトを変えながら）発生したことは、ダストの形成が衝撃的なものである可能性を支持しています。このようなダスト形成の経路は、一部のコア崩壊型超新星におけるダスト形成のメカニズムとして提唱されていますが、新星ではこれまで見られなかったものです。コロナ線の解析から、ガスの質量は8.35--8.42×10-7 M⊙、温度は∼(4.8-9.1)×105~Kで、アルミニウムとシリコンが過剰に含まれていることがわかりました。水素線のケースB解析により、電離ガスの質量は(8.60±1.73)×10-5 M⊙であることがわかった。赤化と新星までの距離は、それぞれ E(B-V) = 2.21±0.15, d = 5.50 kpc と推定されます。
MNRAS誌に受理されました。
科目名 太陽・恒星天体物理学 (astro-ph.SR)
引用元: arXiv:2112.13425 [astro-ph.SR]
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コロナ地震学における新しいデータ解析技術
コロナ地震学における新しいデータ解析技術
セルゲイ・A・アンフィノジェントフ、パトリック・アントリン、アンドリュー・R・イングリス、ドミトリー・コロトコフ、エレナ・G・クプリヤノヴァ、ジェームズ・A・マクラフリン、ジュゼッペ・ニスティコ、デヴィッド・J・パスコ、S・クリシュナ・プラサド、ディン・ユエン
我々は、コロナ地震学の分野で開発または適用された新しいデータ解析技術についてレビューする。我々は、太陽コロナの極端紫外線（EUV）イメージング観測や、電波やX線からのライトカーブのために開発された、過去10年の手法に焦点を当てる。横波・縦波の解析、時系列の振動信号のスペクトル解析、大規模データセットの自動検出・処理、経験的モード分解、運動拡大、アーチファクトや誤検出を引き起こす最も一般的な落とし穴を含む信頼性の高い検出のための手法をレビューしています。また、振動するコロナループの3次元形状の復元、フォワードモデリング、ベイズパラメータ推定など、MHD波の詳細な調査やコロナプラズマの物理パラメータの地震学的推論に関する技術についても検討する。
太陽・恒星天体物理学 (astro-ph.SR); 天体物理学のための計測と方法 (astro-ph.IM)
引用元: arXiv:2112.13577 [astro-ph.SR]
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W UMa型接触系における軌道周期と質量関係の検討
W UMa型接触系における軌道周期と質量関係の検討
アティラ・ポロ、ソロウシュ・サラビ、シバ・ザマンプール、サバ・フォトゥヒ、ファテメ・ダブーディ、ソマエ・ハクパシュ、セルダ・ランジバル・サレヒアン、タバソム・マダイエン、アティエ・フォルタンファール エルナズ・バクシ、ネガー・サダト・マフダヴィ、ファーリ・アリカヴス、アフマド・マジダバディ・ファラハニ、ゴルシャン・サッバギアン、ラツィエ・サダト・ホセイニ、アミラリ・アリャイーファル、マリアムヘマティ
本研究では、おおぐま座W星系（W UMa）の軌道周期といくつかのパラメーターの新しい関係を示した。この関係を調べるために、我々は118の星系の絶対的なパラメータを計算した。この目的のために、より正確な計算のために、Gaia Early Data Release 3 (Gaia EDR3) の星カタログから得られた視差の値を使用しました。光度曲線解と軌道周期を含む他の必要なパラメータは、過去の研究から得られたものである。いくつかの関係から、軌道周期が0.6日未満の別の研究からの86星系をサンプルに加え、204星系まで増やすことができました。そこで、これらの接触星系について、各成分の質量（M）値、および他のすべての絶対パラメータを再計算した。MCMC（マルコフ連鎖モンテカルロ法）を用いて、各成分の軌道周期-質量関係（P-M）を求め、さらに温度（T）を加えて、軌道周期-温度関係（P-T1）を求めた。各成分の新しい関係により、log(g)単位での軌道周期挙動を提示した。また、人工ニューラルネットワーク（ANN）法を用いて、軌道周期、主成分の質量、温度（P-M1-T1）間のモデルを得た。さらに、文献から収集したデータのサンプルに多層パーセプトロン（MLP）回帰モデルを当てはめ、軌道周期と質量比（P-q）の関係のモデルを提示した。
MNRASジャーナルに受理されました。
科目名 太陽・恒星天体物理学 (astro-ph.SR)
引用元: arXiv:2112.13276 [astro-ph.SR]
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M87とM49の球状星団システムの色彩勾配
M87とM49の球状星団システムの色彩勾配
Yiming Wu, Chengze Liu, Eric W. Peng, Youkyung Ko, Patrick Côté, Rashi Jain, Laura Ferrarese, Xiaohu Yang, Ariane Lançon, Thomas Puzia, Sungsoon Lim.
ACS Virgo Cluster Survey (ACSVCS) と Next Generation Virgo Cluster Survey (NGVS) のデータを組み合わせ、おとめ座銀河団の2大質量銀河M87とM49の球状星団系における色勾配のこれまでの研究を半径約15Re (M87 は約200 kpc、M49は約250 kpc) まで拡張しました。このような大きな半径の領域では、距離が長くなるにつれて青くなる、顕著な負の色勾配が見つかりました。この勾配は、主に赤と青のGC数の比が外側に減少していることに起因しています。この色彩勾配は、赤と青のGCの集団で、約15Reまで検出されました。さらに、低質量楕円銀河の衛星銀河をシステムとして捉えた場合、負の色勾配が見つかりました。つまり、ホスト銀河の中心に近い衛星銀河は、星も銀河も色指数が赤くなっているのが普通なのです。大質量初期型銀河の「二段階」形成シナリオによれば、ホスト銀河は第二段階で低質量の衛星銀河から星やGCを吸収します。そのため、この銀河系は、衛星銀河に存在する負の色勾配を自然に受け継ぐことになります。このことは、銀河系が何度も合体した後でも、大きな半径で色勾配が観測される理由を説明することができます。
ApJ誌に受理されました。
銀河の天体物理学 (astro-ph.GA)
引用元: arXiv:2112.12334 [astro-ph.GA]
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