Pub Date : 2024-01-15DOI: 10.1007/s10511-024-09808-3
Yu. A. Fursyak
This paper is a study of the dynamics of the parameters describing the transverse component of the gradient of the longitudinal magnetic field ∇⊥Bz in active regions (AR) with different levels of flare productivity. Data obtained by the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) on board the Solar Dynamics Observatory (SDO) has been used to analyze 75 ARs in the 24-th cycle of solar activity. ∇⊥Bz has been calculated using two approaches, modern and classical. In each case the parameters describing the quantity ∇⊥Bz in the AR are determined. For the modern approach, this includes the average of ∇⊥Bz over the AR, <∇⊥Bz> and the average value of ∇⊥Bz in the neighborhood of the point with its maximum value, <max ∇⊥Bz>; for the classical approach, the maximum value of ∇⊥Bz between pairs of spots in the AR, <max ∇⊥Bz>. The dynamics of the chosen parameters are studied over the time of monitoring each of the regions of the analyzed sample. It is shown that: 1. the spread in values of ∇⊥Bz is small (for the overwhelming majority of studied regions it lies within a range of 0.08-0.12 G·km-1) and differs little for regions with low and high flare activity. 2. The numerical values of the parameter max(∇⊥Bz) and its dynamics in the overwhelming majority of examined cases are greater in regions with a higher level of flare activity. 3. The numerical values of the parameter max(∇⊥Bz) and its dynamics are greater in regions with higher levels of flare activity. 4. In the AR NOAA 11283 a stable rise in the magnitude of max (∇⊥Bz)sp was detected for approximately 19 h before the development of the first of a series of flares in high x-ray classes.
{"title":"Transverse Gradients of Longitudinal Magnetic Field in Active Regions with Different Levels of Flare Productivity. I. Calculation Methods and Dynamics of Selected Parameters","authors":"Yu. A. Fursyak","doi":"10.1007/s10511-024-09808-3","DOIUrl":"10.1007/s10511-024-09808-3","url":null,"abstract":"<p>This paper is a study of the dynamics of the parameters describing the transverse component of the gradient of the longitudinal magnetic field ∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub> in active regions (AR) with different levels of flare productivity. Data obtained by the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) on board the Solar Dynamics Observatory (SDO) has been used to analyze 75 ARs in the 24-th cycle of solar activity. ∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub> has been calculated using two approaches, modern and classical. In each case the parameters describing the quantity ∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub> in the AR are determined. For the modern approach, this includes the average of ∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub> over the AR, <∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub>> and the average value of ∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub> in the neighborhood of the point with its maximum value, <max ∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub>>; for the classical approach, the maximum value of ∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub> between pairs of spots in the AR, <max ∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub>>. The dynamics of the chosen parameters are studied over the time of monitoring each of the regions of the analyzed sample. It is shown that: 1. the spread in values of ∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub> is small (for the overwhelming majority of studied regions it lies within a range of 0.08-0.12 G·km<sup>-1</sup>) and differs little for regions with low and high flare activity. 2. The numerical values of the parameter max(∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub>) and its dynamics in the overwhelming majority of examined cases are greater in regions with a higher level of flare activity. 3. The numerical values of the parameter max(∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub>) and its dynamics are greater in regions with higher levels of flare activity. 4. In the AR NOAA 11283 a stable rise in the magnitude of max (∇<sub>⊥</sub> <i>B</i><sub><i>z</i></sub>)<sub><i>sp</i></sub> was detected for approximately 19 h before the development of the first of a series of flares in high x-ray classes.</p>","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"66 4","pages":"532 - 549"},"PeriodicalIF":0.6,"publicationDate":"2024-01-15","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"139469055","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
Pub Date : 2023-12-21DOI: 10.54503/0002-3051-2023.76.4-571
Ю. А. Фурсяк
Поступила 20 июля 2023 Принята к печати 28 ноября 2023 Задача исследования - изучение динамики параметров, описывающих поперечную составляющую градиента продольного магнитного поля z B в активных областях (АО) с разным уровнем вспышечной продуктивности. Используя данные, полученные инструментом Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) на борту Solar Dynamics Observatory (SDO), проанализированы 75 АО 24-го цикла солнечной активности. Для вычисления величины z B применены два подхода - современный и классический. В каждом случае определены параметры, описывающие величину z B в АО. Для современного подхода это средняя z B по АО величина - z B и средняя величина z B в окрестности точки с максимальным его значением - max Bz , для классического подхода - максимальное значение z B между парами пятен в АО - z sp max ( B ) . Изучена динамика выбранных параметров за время мониторинга каждой из областей анализируемой выборки. Показано, что: 1. Разброс значений величины z B небольшой (для подавляющего большинства исследуемых областей находится в пределах 0.08-0.12 Гс км-1) и мало различается для областей с низкой и высокой вспышечной продуктивностью. 2. Численные значения параметра max ( ) z B и его динамика в подавляющем большинстве рассмотренных случаев больше в областях с более высоким уровнем вспышечной продуктивности. 3. Численные значения параметра z sp max ( B ) и его динамика больше в областях с более высоким уровнем вспышечной продуктивности. 4. В АО NOAA 11283 зафиксирован стабильный рост величины z sp max ( B ) приблизительно за 19 ч до начала развития первой из серии вспышек высоких рентгеновских классов. Ключевые слова: Солнце: активные области: вспышечная активность: магнитное поле: градиенты магнитного поля․ The aim of this work is to study the dynamics of parameters describing the transverse component of the longitudinal magnetic field gradient Bz in active regions (ARs) with different levels of flare productivity. The data obtained by the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) instrument onboard the Solar Dynamics Observatory (SDO) was used to analyse 75 ARs of the 24th cycle of solar activity. To calculate the value of Bz , two approaches are applied - modern and classical. In each case, the parameters describing the quantity Bz in the AO are determined. For the modern approach, these are the Bz AR-averaged value Bz and the Bz average value in the vicinity of the point with its maximum value max Bz , for the classical approach is the maximum value between pairs of spots in the AR max Bz sp . The dynamics of the selected parameters during the monitoring time of each of the ARs of the analyzed sample was studied. It is shown that: 1. The scatter of Bz values is small (for the vast majority of the studied ARs it is within 0.08-0.12 G km-1) and differs little for ARs with low and high flare productivity. 2. Numerical values of the parameter max Bz and its dynamics in the
收到 2023 年 7 月 20 日 接受发表 2023 年 11 月 28 日 该研究的目的是调查具有不同耀斑产生水平的活动区（ARs）中描述纵向磁场梯度 z B 横向分量的参数的动态 。利用太阳动力学观测台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）获得的数据，对第 24 个太阳周期的 75 个活动区进行了分析。计算 z B 值使用了两种方法--现代方法和经典方法 。在每种方法中，都确定了描述AO中z B值 的参数。对于现代方法，它是 AO 值的平均 z B - z B 和最大值点附近的平均 z B 值 - max Bz；对于经典方法，它是 AO 中点对之间的最大 z B 值 - z sp max ( B ) 。研究了所选参数在分析样品每个区域的监测时间内的动态变化。结果表明1.z B 值的分布范围很小（对绝大多数研究区域而言，在 0.08-0.12 Gs km-1 范围内），而且耀斑生产率低和高的区域差别不大。2.2. 在绝大多数情况下，闪光生产率较高地区的参数 max ( ) z B 及其动态数值较大。3.3. 参数 z sp max ( B ) 及其动态数值在闪光生产力水平较高的地区较大。4.4. 在 NOAA AO 11283 中，记录到 z sp max ( B ) 值在一系列高 X 射线等级耀斑发生前约 19 h 稳定上升。关键词：太阳：活动区：耀斑活动：磁场：磁场梯度․这项工作的目的是研究具有不同耀斑生产力水平的活动区（ARs）中描述纵向磁场梯度 Bz 的横向分量参数的动态。利用太阳动力学观测台（SDO）上搭载的日震和磁成像仪（HMI）获得的数据，分析了第 24 个太阳活动周期中的 75 个活动区。为了计算 Bz 的值，采用了两种方法--现代方法和经典方法。在每种情况下，都要确定描述 AO 中 Bz 量的参数。对于现代方法，这些参数是 Bz AR 平均值 Bz 和最大值 max Bz 点附近的 Bz 平均值；对于经典方法，这些参数是 AR max Bz sp 中成对光斑之间的最大值。研究了所选参数在分析样本的每个 AR 监测时间内的动态变化。结果表明1. Bz 值的散布很小（对绝大多数所研究的太阳辐射区域而言，其散布在 0.08-0.12 G km-1 范围内），而且低耀斑生产率和高耀斑生产率的太阳辐射区域之间的差异很小。2.2. 在绝大多数情况下，耀斑生产率较高的太阳系的参数 max Bz 的数值及其动态值较大。3.参数 max Bz sp 的数值及其动态在闪光生产力水平较高的区域大气中更大。4.4. 在 AO NOAA 11283 中，在一系列高 X 射线等级耀斑中的第一次耀斑发生前约 19 小时，记录到 max Bz sp 的数值稳定上升。
{"title":"Поперечные градиенты продольного магнитного поля в активных областях с разным уровнем вспышечной продуктивности. I. Методы вычисления и динамика выбранных параметров","authors":"Ю. А. Фурсяк","doi":"10.54503/0002-3051-2023.76.4-571","DOIUrl":"https://doi.org/10.54503/0002-3051-2023.76.4-571","url":null,"abstract":"Поступила 20 июля 2023 Принята к печати 28 ноября 2023 Задача исследования - изучение динамики параметров, описывающих поперечную составляющую градиента продольного магнитного поля z B в активных областях (АО) с разным уровнем вспышечной продуктивности. Используя данные, полученные инструментом Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) на борту Solar Dynamics Observatory (SDO), проанализированы 75 АО 24-го цикла солнечной активности. Для вычисления величины z B применены два подхода - современный и классический. В каждом случае определены параметры, описывающие величину z B в АО. Для современного подхода это средняя z B по АО величина - z B и средняя величина z B в окрестности точки с максимальным его значением - max Bz , для классического подхода - максимальное значение z B между парами пятен в АО - z sp max ( B ) . Изучена динамика выбранных параметров за время мониторинга каждой из областей анализируемой выборки. Показано, что: 1. Разброс значений величины z B небольшой (для подавляющего большинства исследуемых областей находится в пределах 0.08-0.12 Гс км-1) и мало различается для областей с низкой и высокой вспышечной продуктивностью. 2. Численные значения параметра max ( ) z B и его динамика в подавляющем большинстве рассмотренных случаев больше в областях с более высоким уровнем вспышечной продуктивности. 3. Численные значения параметра z sp max ( B ) и его динамика больше в областях с более высоким уровнем вспышечной продуктивности. 4. В АО NOAA 11283 зафиксирован стабильный рост величины z sp max ( B ) приблизительно за 19 ч до начала развития первой из серии вспышек высоких рентгеновских классов. Ключевые слова: Солнце: активные области: вспышечная активность: магнитное поле: градиенты магнитного поля․\u0000The aim of this work is to study the dynamics of parameters describing the transverse component of the longitudinal magnetic field gradient Bz in active regions (ARs) with different levels of flare productivity. The data obtained by the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) instrument onboard the Solar Dynamics Observatory (SDO) was used to analyse 75 ARs of the 24th cycle of solar activity. To calculate the value of Bz , two approaches are applied - modern and classical. In each case, the parameters describing the quantity Bz in the AO are determined. For the modern approach, these are the Bz AR-averaged value Bz and the Bz average value in the vicinity of the point with its maximum value max Bz , for the classical approach is the maximum value between pairs of spots in the AR max Bz sp . The dynamics of the selected parameters during the monitoring time of each of the ARs of the analyzed sample was studied. It is shown that: 1. The scatter of Bz values is small (for the vast majority of the studied ARs it is within 0.08-0.12 G km-1) and differs little for ARs with low and high flare productivity. 2. Numerical values of the parameter max Bz and its dynamics in the","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"47 5","pages":""},"PeriodicalIF":0.5,"publicationDate":"2023-12-21","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"138949464","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
Pub Date : 2023-12-21DOI: 10.54503/0002-3051-2023.76.4-591
K. Zioutas, V. Anastassopoulos, A. Argiriou, G. Cantatore, S. Cetin, A. Gardikiotis, H. Haralambous, M. Karuza, A. Kryemadhi, M. Maroudas, A. Mastronikolis, C. Oikonomou, K. Ozbozduman, Y. Semertzidis, M. Tsagri, I. Tsagris
"Dunkle Materie" (DM) came from unexpected cosmological observations. Nowadays within our solar system, diverse observations also defy conventional explanations, like the main physical process(es) underlying the heating of the different solar atmospheric layers. Streaming DM offers a viable common scenario following gravitational focusing by the solar system bodies. This fits as the underlying process behind the solar cycle, which was the first signature suggesting a planetary dependency. The challenge, since 1859, is to find a remote planetary impact, beyond the extremely feeble planetary tidal force. We stress the possible involvement of an external impact by some overlooked "streaming invisible matter", which reconciles all investigated mysterious observations mimicking a not extant remote planetary force. Unexpected planetary relationships exist for both the dynamic Sun and Earth, reflecting multiple signatures for streaming DM. The local reasoning à la Zwicky is also suggestive for searches including puzzling biomedical phenomena. Favourite DM candidates are anti-quark-nuggets, magnetic monopoles, dark photons, or the composite "pearls". Then, anomalies within the solar system are the manifestation of the dark Universe. The tentative streaming DM scenario enhances spatiotemporally the DM flux favouring conditions for direct DM detection or extracting energy from the not-so-invisible as anticipated dark sector. Понятие темной материи (DM) введено для объяснения неожиданных результатов космологических наблюдений. В настоящее время разные явления, наблюдаемые в нашей солнечной системе, также не поддаются традиционным объяснениям, например, основные физические процессы, лежащие в основе нагрева различных слоев солнечной атмосферы. Концепция потоков DM с их последующей гравитационной фокусировкой телами Солнечной системы предлагает жизнеспособный общий сценарий для понимания таких явлений. Возможно это основной процесс, ответственный за солнечные циклы, у которых были обнаружены первыe признаки зависимости от параметров планет. Уже в 1859г. была поставлена задача найти удаленное планетарное воздействие, отличное от чрезвычайно слабой планетарной приливной силы. Мы подчеркиваем возможную причастность внешнего воздействия неучтенного "потока невидимой материи", что согласуется со всеми загадочными наблюдениями, ранее исследованными с привлeчением несуществующей удаленной планетарной силы. Множество следов "потоковой" ТМ проявляются в разного рода неожиданных связах, как динамического Солнца, так и и Земли. В частности, рассуждение в духе Цвикки наводит на размышления о поиске загадочных биомедицинских явлений. Предпочтительными носителями ТМ являются - крупицы антикварковой материи, магнитные монополи, темные фотоны или составные "жемчужины". Таким образом, аномалии внутри Солнечной системы являются проявлениями темной Вселенной. Неявный сценарий потока темной материи расширяет пространственно- временное распределение темной материи, создавая лучши
{"title":"Novel Planetary Signatures From The Dark Universe","authors":"K. Zioutas, V. Anastassopoulos, A. Argiriou, G. Cantatore, S. Cetin, A. Gardikiotis, H. Haralambous, M. Karuza, A. Kryemadhi, M. Maroudas, A. Mastronikolis, C. Oikonomou, K. Ozbozduman, Y. Semertzidis, M. Tsagri, I. Tsagris","doi":"10.54503/0002-3051-2023.76.4-591","DOIUrl":"https://doi.org/10.54503/0002-3051-2023.76.4-591","url":null,"abstract":"\"Dunkle Materie\" (DM) came from unexpected cosmological observations. Nowadays within our solar system, diverse observations also defy conventional explanations, like the main physical process(es) underlying the heating of the different solar atmospheric layers. Streaming DM offers a viable common scenario following gravitational focusing by the solar system bodies. This fits as the underlying process behind the solar cycle, which was the first signature suggesting a planetary dependency. The challenge, since 1859, is to find a remote planetary impact, beyond the extremely feeble planetary tidal force. We stress the possible involvement of an external impact by some overlooked \"streaming invisible matter\", which reconciles all investigated mysterious observations mimicking a not extant remote planetary force. Unexpected planetary relationships exist for both the dynamic Sun and Earth, reflecting multiple signatures for streaming DM. The local reasoning à la Zwicky is also suggestive for searches including puzzling biomedical phenomena. Favourite DM candidates are anti-quark-nuggets, magnetic monopoles, dark photons, or the composite \"pearls\". Then, anomalies within the solar system are the manifestation of the dark Universe. The tentative streaming DM scenario enhances spatiotemporally the DM flux favouring conditions for direct DM detection or extracting energy from the not-so-invisible as anticipated dark sector.\u0000Понятие темной материи (DM) введено для объяснения неожиданных результатов космологических наблюдений. В настоящее время разные явления, наблюдаемые в нашей солнечной системе, также не поддаются традиционным объяснениям, например, основные физические процессы, лежащие в основе нагрева различных слоев солнечной атмосферы. Концепция потоков DM с их последующей гравитационной фокусировкой телами Солнечной системы предлагает жизнеспособный общий сценарий для понимания таких явлений. Возможно это основной процесс, ответственный за солнечные циклы, у которых были обнаружены первыe признаки зависимости от параметров планет. Уже в 1859г. была поставлена задача найти удаленное планетарное воздействие, отличное от чрезвычайно слабой планетарной приливной силы. Мы подчеркиваем возможную причастность внешнего воздействия неучтенного \"потока невидимой материи\", что согласуется со всеми загадочными наблюдениями, ранее исследованными с привлeчением несуществующей удаленной планетарной силы. Множество следов \"потоковой\" ТМ проявляются в разного рода неожиданных связах, как динамического Солнца, так и и Земли. В частности, рассуждение в духе Цвикки наводит на размышления о поиске загадочных биомедицинских явлений. Предпочтительными носителями ТМ являются - крупицы антикварковой материи, магнитные монополи, темные фотоны или составные \"жемчужины\". Таким образом, аномалии внутри Солнечной системы являются проявлениями темной Вселенной. Неявный сценарий потока темной материи расширяет пространственно- временное распределение темной материи, создавая лучши","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"43 20","pages":""},"PeriodicalIF":0.5,"publicationDate":"2023-12-21","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"138949626","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
Pub Date : 2023-12-21DOI: 10.54503/0002-3051-2023.76.-539
Ю. В. Глаголевский
Проведено моделирование магнитного поля звезды HD133880 при предположении структуры магнитного поля описываемого двумя теоретическими магнитными диполями. Сравнение результата с тем, что получалось ранее при использовании представления фазовой зависимости Be() путем дипольно + квадрупольно + октупольного расширения структуры показывает, что эта схема приводит только к формальному описанию фазовой зависимости, а члены разложения не несут физического смысла.The magnetic field of the star HD133880 is modeled under the assumption of the structure of the magnetic field in the form of a theoretical magnetic dipole. Comparison of the result with what was obtained earlier when using the representation of the phase dependence of Be() by dipole+quadrupole +octupole expansion of the structures shows that this scheme leads only to a formal description of the phase dependence, and the expansion coefficients do not have physical meaning.
{"title":"Структура магнитного поля звезды HD133880 (si)","authors":"Ю. В. Глаголевский","doi":"10.54503/0002-3051-2023.76.-539","DOIUrl":"https://doi.org/10.54503/0002-3051-2023.76.-539","url":null,"abstract":"Проведено моделирование магнитного поля звезды HD133880 при предположении структуры магнитного поля описываемого двумя теоретическими магнитными диполями. Сравнение результата с тем, что получалось ранее при использовании представления фазовой зависимости Be() путем дипольно + квадрупольно + октупольного расширения структуры показывает, что эта схема приводит только к формальному описанию фазовой зависимости, а члены разложения не несут физического смысла.The magnetic field of the star HD133880 is modeled under the assumption of\u0000the structure of the magnetic field in the form of a theoretical magnetic dipole.\u0000Comparison of the result with what was obtained earlier when using the representation\u0000of the phase dependence of Be() by dipole+quadrupole +octupole expansion of\u0000the structures shows that this scheme leads only to a formal description of the phase\u0000dependence, and the expansion coefficients do not have physical meaning.","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"28 3","pages":""},"PeriodicalIF":0.5,"publicationDate":"2023-12-21","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"138948192","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
Pub Date : 2023-12-21DOI: 10.54503/0002-3051-2023.76.4-555
А. А. Акопян
Поступила 8 ноября 2023 По данным орбитальной обсерватории TESS проведено исследование наиболее активных вспыхивающих звезд, показавших по 100 и более вспышек за период с июля 2018 по октябрь 2020гг. Основными направлениями исследования были: а) анализ кривых блеска, определение периодов осевых вращений, выявление физических особенностей у отдельных звезд, б) определение параметров периодической/циклической переменности частоты вспышек вспыхивающих звезд, обусловленной осевыми/орбитальными вращениями. Были получены соответствующие периоды функции частоты вспышек и проведено сравнение с периодами вращения звезд. Периоды функций частоты вспышек оказались близкими к периодам осевых вращений звезд. Построены теоретические распределения вспышек по фазам, которые сравнены с аналогичным наблюдаемым распределением вспышек при данном периоде. Для всех без исключения звезд сравнение с помощью критерия 2 свидетельствует в пользу периодичности частоты вспышек. Предположено, что распределение пятен по долготе вспыхивающих звезд можно представить угловым распределением фон Мизеса, параметры которой определяются через соответствующие параметры функции частоты вспышек. Подробно обсуждена двойственность звезды CD-56 1032. TESS data was used to study active flare stars, finding 100 or more flares between July 2018 and October 2020. The main objectives of this study were analyzing light curves, determining axial rotation periods, and identifying the physical features of flare stars. The corresponding periodic functions of the flare frequency are derived and checked for possible periodicity matching the star's rotation period. The flare frequency functions correlated closely with the stars' axial rotation periods. Theoretical phase distributions of flares are constructed and compared with a similar observed distribution of flares for a given period. For all stars without exception, this comparison (using the 2 criterion) argues in favour of the periodicity of the flare frequency. It is assumed that the distribution of spots along the longitude of flare stars can be represented using by the von Mises angular distribution, the parameters of which are determined through the corresponding parameters of the flash frequency function. The binarity of the star CD-561032 is discussed in detail.
{"title":"Периодичность частоты вспышек активных вспыхивающих звезд обнаруженных tess","authors":"А. А. Акопян","doi":"10.54503/0002-3051-2023.76.4-555","DOIUrl":"https://doi.org/10.54503/0002-3051-2023.76.4-555","url":null,"abstract":"Поступила 8 ноября 2023 По данным орбитальной обсерватории TESS проведено исследование наиболее активных вспыхивающих звезд, показавших по 100 и более вспышек за период с июля 2018 по октябрь 2020гг. Основными направлениями исследования были: а) анализ кривых блеска, определение периодов осевых вращений, выявление физических особенностей у отдельных звезд, б) определение параметров периодической/циклической переменности частоты вспышек вспыхивающих звезд, обусловленной осевыми/орбитальными вращениями. Были получены соответствующие периоды функции частоты вспышек и проведено сравнение с периодами вращения звезд. Периоды функций частоты вспышек оказались близкими к периодам осевых вращений звезд. Построены теоретические распределения вспышек по фазам, которые сравнены с аналогичным наблюдаемым распределением вспышек при данном периоде. Для всех без исключения звезд сравнение с помощью критерия 2 свидетельствует в пользу периодичности частоты вспышек. Предположено, что распределение пятен по долготе вспыхивающих звезд можно представить угловым распределением фон Мизеса, параметры которой определяются через соответствующие параметры функции частоты вспышек. Подробно обсуждена двойственность звезды CD-56 1032.\u0000TESS data was used to study active flare stars, finding 100 or more flares between July 2018 and October 2020. The main objectives of this study were analyzing light curves, determining axial rotation periods, and identifying the physical features of flare stars. The corresponding periodic functions of the flare frequency are derived and checked for possible periodicity matching the star's rotation period. The flare frequency functions correlated closely with the stars' axial rotation periods. Theoretical phase distributions of flares are constructed and compared with a similar observed distribution of flares for a given period. For all stars without exception, this comparison (using the 2 criterion) argues in favour of the periodicity of the flare frequency. It is assumed that the distribution of spots along the longitude of flare stars can be represented using by the von Mises angular distribution, the parameters of which are determined through the corresponding parameters of the flash frequency function. The binarity of the star CD-561032 is discussed in detail.","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"35 10","pages":""},"PeriodicalIF":0.5,"publicationDate":"2023-12-21","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"138952713","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
Pub Date : 2023-12-20DOI: 10.54503/0002-3051-2023.76.4-505
K. Gigoyan, K. Gigoyan, A. Sarkissian, G. Kostandyan, M. Meftah, S. Bekki
The Digitized First Byurakan Survey (DFBS) is the digitized version of the First Byurakan Survey (FBS, or Markarian survey). The FBS was the first systematic survey of the extragalactic sky. This objective-prism survey was carried out in 1965-1980 by B.E.Markarian and his colleagues using the 1 m Schmidt telescope of the Byurakan Astrophysical Observatory and resulted in discovery of 1517 UVX-excess (Markarian) galaxies. FBS low-resolution spectral plates have been used for a long time to search and study faint Late-Type Stars (LTS, M-type and C stars) at high Galactic latitudes. A total of 18 lists of the FBS LTS were published between 1990 and 2016. We report newly confirmed C and M giants, and also large amount of M dwarfs based on the Gaia DR3 BP/RP low-resolution spectroscopic data base. Some of the newly confirmed M dwarfs presents binary systems. Some of them are new eclipsing binaries. In our previous studies of the DFBS spectral plates, all were presented as LTS candidates. Gaia high-accuracy astrometric and photometric data and Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) data are used to characterize these new confirmed LTS. TESS phase-dependent light curves show rotational modulations and flares for many new M dwarfs. This confirmations of the large number of completely new objects represents a very significant extension in the census of M giants, faint N-type Asymptotic Giant Branch C stars, CH-type C giants at high Galactic latitudes, and M dwarfs in the solar vicinity. Some objects are located more than 7 kpc from the Galactic plane. Ultimately, we aim to present value-added catalog and update the FBS LTS catalog. Note that a large amount of the blue stellar objects with UVX-excess and numerous of emission line objects were also detected. Digitized First Byurakan Survey (DFBS) - это оцифрованная версия Первого Бюраканского обзора (FBS) или Маркаряновского обзора. FBS является первым систематическим внегалактическим обзором. Он был осуществлен Б.Е.Мар каряном и его коллегами в 1965-1980гг. с объективной призмой с использованием 1-м телескопа Шмидта Бюраканской астрофизической обсерватории (БАО) и увенчался открытием 1517 галактик с UVX - избытком, названных галактиками Маркаряна. Пластинки с результатами спектральных наблюдений низкого разрешения (lr) обзора FBS длительное время использовались для поиска и изучения слабых звезд поздних спектральных типов (LTS, M и С) звезд на высоких галактических широтах. В период с 1990 по 2016гг. были опубликованы 18 списков объектов LTS FBS. В данной работе сообщается о новых подтвержденных C и M-гигантах, а также о большом количестве M-карликов, подтвержденных данными из архива наблюдений Gaia DR3 BP/RP (спектры низкого разрешения). Часть новых подтвержденных М-карликов представляет собой двойные системы, а часть этих двойных систем является новыми затменными двойными. В наших предыдущих исследованиях спектральных данных DFBS lr они представлены как кандидаты в LTS. Для характеристики новых под
数字化的第一次比尤拉罕巡天（DFBS）是第一次比尤拉罕巡天（FBS，或称马尔卡里安巡天）的数字化版本。FBS 是对银河系外天空的第一次系统巡天。1965-1980 年，B.E.Markarian 和他的同事利用 Byurakan 天体物理观测站的 1 米施密特望远镜进行了这次物镜巡天，发现了 1517 个 UVX 超常（Markarian）星系。长期以来，FBS低分辨率光谱板一直被用来搜索和研究银河系高纬度地区的暗弱晚期恒星（LTS，M型和C型恒星）。从1990年到2016年，共发表了18份FBS晚期恒星列表。我们根据盖亚DR3 BP/RP低分辨率光谱数据库，报告了新确认的C型和M型巨星，以及大量的M型矮星。一些新确认的 M 矮星呈现双星系统。其中一些是新的食双星。在我们以前对 DFBS 光谱板的研究中，它们都被列为 LTS 候选者。盖亚高精度天体测量和测光数据以及 Transiting Exoplanet Survey Satellite（TESS）数据被用来描述这些新确认的 LTS。TESS 与相位相关的光曲线显示了许多新的 M 矮星的旋转调制和耀斑。这些大量全新天体的确认是对 M 巨星、暗淡的 N 型渐近巨枝 C 星、银河系高纬度地区的 CH 型 C 巨星以及太阳附近的 M 矮星普查的重大扩展。有些天体距离银河系平面超过 7 kpc。最终，我们的目标是提供一份增值目录，并更新 FBS LTS 目录。需要注意的是，我们还探测到了大量的超紫外的蓝恒星天体和大量的发射线天体。数字化的第一次比尤拉罕巡天（DFBS）是第一次比尤拉罕巡天（FBS）或马尔卡里安巡天的数字化版本。FBS是第一次系统的银河系外巡天。它是由 B.E. Markarian 和他的同事们在 1965-1980 年间，利用毕拉肯天体物理观测台（BAO）的 1 号施密特望远镜（1st Schmidt Telescope），使用物镜棱镜进行的。长期以来，FBS巡天的低分辨率（lr）光谱观测板一直被用于搜寻和研究银河系高纬度地区恒星的晚光谱型（LTS、M和C）暗星。从1990年到2016年，共发表了18份LTS FBS天体列表。本文报告了新近证实的C巨星和M巨星，以及利用盖亚DR3 BP/RP观测档案（低分辨率光谱）数据证实的大量M矮星。一些新确认的 M 矮星是双星系统，其中一些双星系统是新的食双星。在我们之前对 DFBS lr 光谱数据的研究中，它们被列为 LTS 候选者。来自盖亚（Gaia）的高精度天体测量和测光数据以及来自凌日系外行星巡天卫星（TESS）的数据被用来描述新确认的LTS。许多新M矮星的TESS光变曲线显示出旋转调制和耀斑。大量全新天体的确认有望极大地丰富M矮星、暗AGB N型C星、银河系高纬度CH型碳星以及太阳附近M矮星的统计数据。有些天体距离银河系平面超过 7 kpc。我们打算提交一份升级版的低天体FBS星表。此外，论文还报告了大量紫外可见光丰富的蓝恒星天体以及大量带有发射线的天体的发现。
{"title":"The Digitized First Byurakan Survey DataBase. Late-Type Stars Candidates. New Confirmations. I","authors":"K. Gigoyan, K. Gigoyan, A. Sarkissian, G. Kostandyan, M. Meftah, S. Bekki","doi":"10.54503/0002-3051-2023.76.4-505","DOIUrl":"https://doi.org/10.54503/0002-3051-2023.76.4-505","url":null,"abstract":"The Digitized First Byurakan Survey (DFBS) is the digitized version of the First Byurakan Survey (FBS, or Markarian survey). The FBS was the first systematic survey of the extragalactic sky. This objective-prism survey was carried out in 1965-1980 by B.E.Markarian and his colleagues using the 1 m Schmidt telescope of the Byurakan Astrophysical Observatory and resulted in discovery of 1517 UVX-excess (Markarian) galaxies. FBS low-resolution spectral plates have been used for a long time to search and study faint Late-Type Stars (LTS, M-type and C stars) at high Galactic latitudes. A total of 18 lists of the FBS LTS were published between 1990 and 2016. We report newly confirmed C and M giants, and also large amount of M dwarfs based on the Gaia DR3 BP/RP low-resolution spectroscopic data base. Some of the newly confirmed M dwarfs presents binary systems. Some of them are new eclipsing binaries. In our previous studies of the DFBS spectral plates, all were presented as LTS candidates. Gaia high-accuracy astrometric and photometric data and Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) data are used to characterize these new confirmed LTS. TESS phase-dependent light curves show rotational modulations and flares for many new M dwarfs. This confirmations of the large number of completely new objects represents a very significant extension in the census of M giants, faint N-type Asymptotic Giant Branch C stars, CH-type C giants at high Galactic latitudes, and M dwarfs in the solar vicinity. Some objects are located more than 7 kpc from the Galactic plane. Ultimately, we aim to present value-added catalog and update the FBS LTS catalog. Note that a large amount of the blue stellar objects with UVX-excess and numerous of emission line objects were also detected.\u0000Digitized First Byurakan Survey (DFBS) - это оцифрованная версия Первого Бюраканского обзора (FBS) или Маркаряновского обзора. FBS является первым систематическим внегалактическим обзором. Он был осуществлен Б.Е.Мар каряном и его коллегами в 1965-1980гг. с объективной призмой с использованием 1-м телескопа Шмидта Бюраканской астрофизической обсерватории (БАО) и увенчался открытием 1517 галактик с UVX - избытком, названных галактиками Маркаряна. Пластинки с результатами спектральных наблюдений низкого разрешения (lr) обзора FBS длительное время использовались для поиска и изучения слабых звезд поздних спектральных типов (LTS, M и С) звезд на высоких галактических широтах. В период с 1990 по 2016гг. были опубликованы 18 списков объектов LTS FBS. В данной работе сообщается о новых подтвержденных C и M-гигантах, а также о большом количестве M-карликов, подтвержденных данными из архива наблюдений Gaia DR3 BP/RP (спектры низкого разрешения). Часть новых подтвержденных М-карликов представляет собой двойные системы, а часть этих двойных систем является новыми затменными двойными. В наших предыдущих исследованиях спектральных данных DFBS lr они представлены как кандидаты в LTS. Для характеристики новых под","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"113 16","pages":""},"PeriodicalIF":0.5,"publicationDate":"2023-12-20","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"138958546","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
Pub Date : 2023-12-20DOI: 10.54503/0002-3051-2023.76.4-497
И. С. Саванов
Представлены результаты анализа проявлений активности звезды WASP-193 спектрального класса F9 с планетой типа супер-нептун. Газовый гигант WASP- 193 b при массе 0.13 массы Юпитера почти в полтора раза больше него по радиусу. Планета имеет низкую плотность 0.059 0.014 г/см3 (аналогичным объектом является Kepler 51 d, число других таких экзопланет мало). Равновесная температура атмосферы планеты высока - Teq = 1254 ╠ 31 К. Полученные результаты изучения активности звезды использованы для оценки потери вещества атмосферы планеты WASP-193 b по аппроксимационной формуле, соответствующей модели потери атмосферы с ограничением по энергии. Оценки величины потока XUVфотонов FXUV были установлены по аналитической зависимости, связывающей FXUV и параметр logRШHK для звезд спектральных классов F - M. Расчеты показали, что потеря вещества атмосферы экзопланеты достаточно велика (даже в случае малой хромосферной активности ее родительской звезды). Диапазон изменений параметра M составляет от 1.8 10 10 г/с до 4.3 10 11 г/с в зависимости от принимаемого уровня потока XUV-фотонов (высокая и низкая активность). Вероятно, что планета интенсивно теряет свою атмосферу. WASP-193 b можно рассматривать в качестве высокоприоритетного кандидата для наблюдений с помощью космических миссий (метрика трансмиссионной спектроскопии TSM для объекта составляет около 600). The results of the analysis of the activity manifestations of the star WASP-193 with spectral class F9 with a super-neptune-type planet are presented. The gas giant WASP-193 b with a mass of 0.13 Jupiter's mass is almost one and a half times Jupiter's radius. The planet has a low density of 0.059 0.014 g/cm3 (a similar object is Kepler 51 d, the number of other exoplanets of this type is small). The equilibrium temperature of the planet's atmosphere is high - Teq = 1254 ± 31 K. The obtained results of investigations of the activity of the star were used to estimate the mass loss from the atmosphere of the planet WASP-193 b using an approximation formula corresponding to the energy-limited model. The flux of XUV photons were established by the analytical relation linking FXUV and logR'HK parameter for stars of spectral classes F - M. Calculations have shown that the mass loss from the exoplanet atmosphere is quite large (even in the case of low chromospheric activity of the star). The range of the parameter M is from 1.8 1010 g/s to 4.31011 g/s, depending on the received level of the flux of XUV photons (high and low activity). It is likely that the planet is intensively losing its atmosphere. WASP-193 b can be considered as a high-priority candidate for observations using JWST space mission (the transmission spectroscopy metric TSM for the object is about 600).
{"title":"Потеря массы атмосферы планеты","authors":"И. С. Саванов","doi":"10.54503/0002-3051-2023.76.4-497","DOIUrl":"https://doi.org/10.54503/0002-3051-2023.76.4-497","url":null,"abstract":"Представлены результаты анализа проявлений активности звезды WASP-193 спектрального класса F9 с планетой типа супер-нептун. Газовый гигант WASP- 193 b при массе 0.13 массы Юпитера почти в полтора раза больше него по радиусу. Планета имеет низкую плотность 0.059 0.014 г/см3 (аналогичным объектом является Kepler 51 d, число других таких экзопланет мало). Равновесная температура атмосферы планеты высока - Teq = 1254 ╠ 31 К. Полученные результаты изучения активности звезды использованы для оценки потери вещества атмосферы планеты WASP-193 b по аппроксимационной формуле, соответствующей модели потери атмосферы с ограничением по энергии. Оценки величины потока XUVфотонов FXUV были установлены по аналитической зависимости, связывающей FXUV и параметр logRШHK для звезд спектральных классов F - M. Расчеты показали, что потеря вещества атмосферы экзопланеты достаточно велика (даже в случае малой хромосферной активности ее родительской звезды). Диапазон изменений параметра M составляет от 1.8 10 10 г/с до 4.3 10 11 г/с в зависимости от принимаемого уровня потока XUV-фотонов (высокая и низкая активность). Вероятно, что планета интенсивно теряет свою атмосферу. WASP-193 b можно рассматривать в качестве высокоприоритетного кандидата для наблюдений с помощью космических миссий (метрика трансмиссионной спектроскопии TSM для объекта составляет около 600). The results of the analysis of the activity manifestations of the star WASP-193 with spectral class F9 with a super-neptune-type planet are presented. The gas giant WASP-193 b with a mass of 0.13 Jupiter's mass is almost one and a half times Jupiter's radius. The planet has a low density of 0.059 0.014 g/cm3 (a similar object is Kepler 51 d, the number of other exoplanets of this type is small). The equilibrium temperature of the planet's atmosphere is high - Teq = 1254 ± 31 K. The obtained results of investigations of the activity of the star were used to estimate the mass loss from the atmosphere of the planet WASP-193 b using an approximation formula corresponding to the energy-limited model. The flux of XUV photons were established by the analytical relation linking FXUV and logR'HK parameter for stars of spectral classes F - M. Calculations have shown that the mass loss from the exoplanet atmosphere is quite large (even in the case of low chromospheric activity of the star). The range of the parameter M is from 1.8 1010 g/s to 4.31011 g/s, depending on the received level of the flux of XUV photons (high and low activity). It is likely that the planet is intensively losing its atmosphere. WASP-193 b can be considered as a high-priority candidate for observations using JWST space mission (the transmission spectroscopy metric TSM for the object is about 600).","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"10 5","pages":""},"PeriodicalIF":0.5,"publicationDate":"2023-12-20","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"139169548","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
Pub Date : 2023-12-20DOI: 10.54503/0002-3051-2023.76.4-521
Л. Н. Кондратьева, Игорь Витальевич Рева, Э.К. Денисюк, С.А. Шомшекова, Г.К. Айманова
Фотометрические и спектральные наблюдения 11-ти звезд Вольфа-Райе WN последовательности выполнялись в АФИФ в 2021-2022гг. На основе проведенных наблюдений получены оценки блеска объектов в фильтрах BVRc и абсолютные потоки излучения в эмиссионных линиях. Изменения блеска в пределах 0m.1 - 0m.15 зарегистрированы в звездах WR 1, WR 120, WR 151, WR 152. Изменения эмиссионных потоков обнаружены в спектрах нескольких объектов: WR 120, WR 128, WR 145. Photometric and spectral observations of 11 W-R stars were carried out at the FAI in 2021-2022. The studied group included representatives of the WN, WC, and WO sequences. Based on the observations estimates of the brightness of objects in the B V Rc filters and absolute fluxes of radiation in the emission lines were obtained. Changes in brightness within 0m.1 - 0m.15 were detected in the stars WR 1, WR 120, WR 151, and WR 152. Changes in the emission fluxes were detected in the spectra of several objects: WR 120, WR 128, and WR 145.
{"title":"Фотометрические и спектральные исследования группы галактических звезд Вольфа-Райе. I. WN последовательность","authors":"Л. Н. Кондратьева, Игорь Витальевич Рева, Э.К. Денисюк, С.А. Шомшекова, Г.К. Айманова","doi":"10.54503/0002-3051-2023.76.4-521","DOIUrl":"https://doi.org/10.54503/0002-3051-2023.76.4-521","url":null,"abstract":"Фотометрические и спектральные наблюдения 11-ти звезд Вольфа-Райе WN последовательности выполнялись в АФИФ в 2021-2022гг. На основе проведенных наблюдений получены оценки блеска объектов в фильтрах BVRc и абсолютные потоки излучения в эмиссионных линиях. Изменения блеска в пределах 0m.1 - 0m.15 зарегистрированы в звездах WR 1, WR 120, WR 151, WR 152. Изменения эмиссионных потоков обнаружены в спектрах нескольких объектов: WR 120, WR 128, WR 145.\u0000Photometric and spectral observations of 11 W-R stars were carried out at the FAI in 2021-2022. The studied group included representatives of the WN, WC, and WO sequences. Based on the observations estimates of the brightness of objects in the B V Rc filters and absolute fluxes of radiation in the emission lines were obtained. Changes in brightness within 0m.1 - 0m.15 were detected in the stars WR 1, WR 120, WR 151, and WR 152. Changes in the emission fluxes were detected in the spectra of several objects: WR 120, WR 128, and WR 145.","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"115 25","pages":""},"PeriodicalIF":0.5,"publicationDate":"2023-12-20","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"138953807","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
Pub Date : 2023-11-01DOI: 10.54503/0002-3051-2023.76.4-603
M.Vijayasanthi, T.Chinnappalanaidu, S. S. Madhu
The whole article deals with the analysis of the cosmic model of Ruban's space-time in the context of a bulk viscosity impact in the form of Ricci dark energy within the framework Brans- Dicke theory. We believe that outer space is filled with dark matter and viscous Ricci dark energy (VRDE) under the pressureless situation. The velocity and rate at which the Universe is expanding are presumed to be proportional to the coefficient of total bulk viscosity, is in the form, a / a a / a 0 1 2 , where 0 , 1 and 2 are the constants. To solve the RDE model's field equations, we utilize the relation among the metric potentials and also the power-law relation among the average scale factor a(t) and scalar field . Статья посвящена анализу космической модели пространства времени Рубана в контексте воздействия объемной вязкости в форме темной энергии Риччи в рамках теории Бранса-Дикке. Мы считаем, что внешний космос заполнен темной материей и вязкой темной энергией Риччи (VRDE) в условиях отсутствия давления. Предполагается, что скорость и расширения Вселенной пропорциональны коэффициенту общей объемной вязкости.
整篇文章在布兰斯-迪克理论的框架内，以里奇暗能量的形式，对鲁班时空的宇宙模型进行了分析。我们认为，在无压情况下，外层空间充满了暗物质和粘性里奇暗能量（VRDE）。宇宙膨胀的速度和速率假定与总体积粘性系数成正比，其形式为 a / a a / a 0 1 2 ，其中 0、1 和 2 为常数。为了求解 RDE 模型的场方程，我们利用了度量势之间的关系，以及平均尺度因子 a(t) 和标量场之间的幂律关系。本文将在布兰斯-迪克理论框架内，以暗里奇能的形式分析鲁班时空模型的体粘性影响。我们认为在无压条件下，外层空间充满了暗物质和粘性利玛窦暗能量（VRDE）。假设宇宙的速度和膨胀与总体积的粘性系数成正比。
{"title":"Viscous Ricci Dark Energy Cosmological Models In Brans-Dicke Theory","authors":"M.Vijayasanthi, T.Chinnappalanaidu, S. S. Madhu","doi":"10.54503/0002-3051-2023.76.4-603","DOIUrl":"https://doi.org/10.54503/0002-3051-2023.76.4-603","url":null,"abstract":"The whole article deals with the analysis of the cosmic model of Ruban's space-time in the context of a bulk viscosity impact in the form of Ricci dark energy within the framework Brans- Dicke theory. We believe that outer space is filled with dark matter and viscous Ricci dark energy (VRDE) under the pressureless situation. The velocity and rate at which the Universe is expanding are presumed to be proportional to the coefficient of total bulk viscosity, is in the form, a / a a / a 0 1 2 , where 0 , 1 and 2 are the constants. To solve the RDE model's field equations, we utilize the relation among the metric potentials and also the power-law relation among the average scale factor a(t) and scalar field . Статья посвящена анализу космической модели пространства времени Рубана в контексте воздействия объемной вязкости в форме темной энергии Риччи в рамках теории Бранса-Дикке. Мы считаем, что внешний космос заполнен темной материей и вязкой темной энергией Риччи (VRDE) в условиях отсутствия давления. Предполагается, что скорость и расширения Вселенной пропорциональны коэффициенту общей объемной вязкости.","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"12 1","pages":""},"PeriodicalIF":0.5,"publicationDate":"2023-11-01","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"139302940","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
Pub Date : 2023-09-29DOI: 10.1007/s10511-023-09795-x
I. S. Savanov
Based on observations from the K2 mission of the Kepler Space Telescope a study is made of the activity of EPIC 204376071, a young object in the Upper SCO association with an age of 11±3 million years whose light curve has a single darkening lasting one day with a depth of about 80%. EPIC 204376071 is a low-mass M-dwarf with a mass of 0.16 M⨀. Based on observations from the C15 campaign of the K2 mission we refined the rotation period and the amplitude of the variability of the star’s brightness, and also estimated the absolute magnitude of the spottedness parameter A by the standard method. The magnitude of the star’s rotation period, P, equals 1.6270 ± 0.030 days. The area of the spots on the surface of EPIC 204376071 exceeds the maximum spot area on the sun and is on the order of 7900 msh. The results of a recovery of the temperature inhomogeneities on the surface of EPIC 204376071 are presented. Two cold regions separated in longitude by roughly 150° can be distinguished on the constructed chart. For estimating the properties of the flare activity of EPIC 204376071 one of the most reliable flares with a brightness amplitude of about 4% was examined. The measured relative energy RE of the flare was 212 s. The calculated energy Efl of the flare turned out to be equal to 1.1·1034 erg (logEfl = 34.05). The probable coronal mass ejection corresponding to it may reach 4.1·1020 g. Published data on the possible nature of the single occultation of diurnal duration with a depth of about 80% on the light curve of EPIC 204376071 are examined.
{"title":"Activity of the Young Star EPIC 204376071 from the Upper SCO Association","authors":"I. S. Savanov","doi":"10.1007/s10511-023-09795-x","DOIUrl":"10.1007/s10511-023-09795-x","url":null,"abstract":"<div><div><p>Based on observations from the K2 mission of the Kepler Space Telescope a study is made of the activity of EPIC 204376071, a young object in the Upper SCO association with an age of 11±3 million years whose light curve has a single darkening lasting one day with a depth of about 80%. EPIC 204376071 is a low-mass M-dwarf with a mass of 0.16 M<sub>⨀</sub>. Based on observations from the C15 campaign of the K2 mission we refined the rotation period and the amplitude of the variability of the star’s brightness, and also estimated the absolute magnitude of the spottedness parameter A by the standard method. The magnitude of the star’s rotation period, P, equals 1.6270 ± 0.030 days. The area of the spots on the surface of EPIC 204376071 exceeds the maximum spot area on the sun and is on the order of 7900 msh. The results of a recovery of the temperature inhomogeneities on the surface of EPIC 204376071 are presented. Two cold regions separated in longitude by roughly 150° can be distinguished on the constructed chart. For estimating the properties of the flare activity of EPIC 204376071 one of the most reliable flares with a brightness amplitude of about 4% was examined. The measured relative energy RE of the flare was 212 s. The calculated energy E<sub>fl</sub> of the flare turned out to be equal to 1.1·1034 erg (logE<sub>fl</sub> = 34.05). The probable coronal mass ejection corresponding to it may reach 4.1·10<sup>20</sup> g. Published data on the possible nature of the single occultation of diurnal duration with a depth of about 80% on the light curve of EPIC 204376071 are examined.</p></div></div>","PeriodicalId":479,"journal":{"name":"Astrophysics","volume":"66 3","pages":"344 - 352"},"PeriodicalIF":0.5,"publicationDate":"2023-09-29","publicationTypes":"Journal Article","fieldsOfStudy":null,"isOpenAccess":false,"openAccessPdf":"","citationCount":null,"resultStr":null,"platform":"Semanticscholar","paperid":"41087374","PeriodicalName":null,"FirstCategoryId":null,"ListUrlMain":null,"RegionNum":4,"RegionCategory":"物理与天体物理","ArticlePicture":[],"TitleCN":null,"AbstractTextCN":null,"PMCID":"","EPubDate":null,"PubModel":null,"JCR":null,"JCRName":null,"Score":null,"Total":0}
扫码关注我们
求助内容：
应助结果提醒方式：
京公网安备 11010802042870号