The Impact of Stellar Oscillations on Doppler Velocity Planet Searches
我们提出了一个定量的研究多普勒速度行星搜索的恒星振荡的影响。使用四个星震观测活动的数据，我们发现这些振荡对多普勒速度的噪声影响和目标恒星的亮度-质量和观测到的积分时间之间的幂律关系。包括振荡抖动的影响应改善开普勒拟合多普勒速度数据的质量。这些振荡对多普勒速度测量的影响规模小于恒星活动产生的影响，但对巨星和亚巨星最显着，并且在短积分时间内（即小于几分钟）。如此短的观测时间往往只用于非常明亮的恒星。然而，由于这些恒星往往是最高精度观测的目标，随着行星搜索探测到越来越低的行星质量，这些恒星的振荡噪声可能很大，需要在观测策略中考虑。
2008-02-25 astro-ph
Spin of Stellar-Mass Black Holes Estimated by a Model of Quasi-Periodic Oscillations
我们在以前的论文中提出，在频率比为3：2的黑洞双星中观察到的高频对QPO是惯性声学振荡（几乎水平振荡，在垂直方向上没有节点）或g模式振荡，它们在翘曲的相对论盘上共振激发。共振通过水平运动发生。在这个模型中，当中心源的质量已知时，可以估计中心源的无量纲自旋参数$a_*$。对三个源（GRO J1665-40、XTE J1550-564、GRS 1915+105）进行了估算。我们有$a_*\leq 0.45$。
2006-08-27 astro-ph
Oscillation power as a test of stellar turbulence : Scanning the HR diagram
湍流对流注入类太阳振荡的声功率取决于湍流频谱的细节。的振荡功率的理论公式的发展，概括了以前的。该公式首先在太阳模型上进行校准，以便重现太阳地震数据。这允许调查不同的假设恒星湍流光谱。接下来，我们将探讨一些潜在的太阳般的振荡恒星的假设湍流描述的后果。当使用不同的湍流光谱时，以及在一颗恒星与另一颗恒星的比较中，发现给定恒星的振荡功率存在很大差异。对这类恒星的空间地震观测对于区分几种湍流模型是很有价值的。
2001-01-09 astro-ph
Measuring stellar oscillations using equivalent widths of absorption lines
Kjeldsen等人（1995，AJ 109，1313; astro-ph/9411016）发展了一种测量恒星振荡的新技术，并声称在G次巨星eta Boo中发现了这种振荡。该技术涉及通过对巴尔末线的等效宽度的影响来监测恒星中的温度波动。本文利用合成的恒星光谱研究了巴耳末线、Ca Ⅱ、Fe Ⅰ、Mg b特征和G带的温度依赖性。我们提出了一个列表的目标恒星可能会显示太阳般的振荡，并估计其预期的振幅。我们还表明，中心到肢体的变化，在巴耳末线轮廓允许一个检测振荡模式与l<=4，这占检测Kjeldsen等人。模式与度l=3的综合阳光。
1996-01-12 astro-ph
The Effectiveness of the Kozai Mechanism in the Galactic Centre
我检查的有效性Kozai振荡的星系中心，特别是银河系中心使用标准技术从天体力学。特别是，我研究了恒星膨胀势和广义相对论对Kozai振荡的影响，这是由恒星盘引起的。Lockmann等人（2008）最近提出，银河系中心两个年轻的大质量恒星盘引起的Kozai振荡将年轻恒星的轨道驱动到大偏心率（$e\approx 1$）。如果这些年轻的偏心恒星中有一些是双星，它们将在近心点附近被破坏，留下一颗恒星在中央SMBH周围的紧密轨道上，并产生S星。我发现，{ \it球形}恒星隆起抑制Kozai振荡，当它的内部封闭的质量在一个测试体的恒星盘的质量的顺序。由于银河系中心的恒星凸起比恒星盘大得多，Kozai振荡{ \it由于恒星盘}可能被抑制。Kozai振荡是否是由其他非球形成分（例如，扁平的恒星凸起）引起的，还有待确定。
2008-11-05 astro-ph
Oscillation power as a diagnostic tool for stellar turbulent spectra
最近的观测和理论研究支持这样一种理论，即太阳型振荡本质上是稳定的，但在恒星外层的湍流对流中被随机激发。由对流运动产生的声学噪声取决于湍流能量谱的细节。在本文中，我们提出了一个一般的配方的声学噪声产生率的基础上以前的作品由其他作者。在这个一般公式中，可以假定空间湍流能量谱和湍流时间谱的任何模型。我们计算了太阳和南河三A模型径向振动的声功率谱和振幅。结果与最近的观察。
2001-01-09 astro-ph
Stochastic excitation of stellar oscillations
太阳振荡的激发归因于太阳对流区的湍流运动。目前也相信低质量恒星（M <2 Mo）的振荡--拥有上层对流区--是由外层的湍流对流随机激发的。最近的一项理论工作（Samadi & Gouboutin，2001 ; Samadi et al，2001）补充并加强了这一理论。这允许使用任何可用的湍流模型，并强调了这些新的理论发展带来的一些最近未解决的问题。
2001-08-22 astro-ph
Correcting stellar oscillation frequencies for near-surface effects
在日震学中，观测到的振荡频率和计算出的振荡频率之间存在着众所周知的偏移。已知这种偏移是由于对太阳近地表层的不正确建模造成的，其他恒星的模型也会产生类似的影响。这种效应阻碍了星震学的进展，因为星震学需要将观测到的振荡频率与理论模型计算出的振荡频率进行比较。在这里，我们使用太阳的数据来推导近地表偏移的经验修正，然后我们应用其他三颗恒星（α Cen A，α Cen B和β Hyi）。该方法似乎给出了良好的结果，特别是提供了一个准确的估计，平均密度的每一个明星。
2008-07-11 astro-ph
The first observed stellar X-ray flare oscillation: Constraints on the flare loop length and the magnetic field
我们提出的第一个X射线观测恒星耀斑期间的振荡。耀斑发生在活动的M-型矮星AT Mic上，并用XMM-牛顿观测到。用小波分析方法研究了软X射线光变曲线（0.2-12 keV）。耀斑的扩展，平坦的峰值显示了阻尼振荡的明显证据，周期约为750 s，指数阻尼时间约为2000 s，初始相对峰间振幅约为15%。我们认为，振荡是一个固定的磁声波耀斑环，并发现，最有可能的解释是一个纵向的，慢模式波，所产生的环路长度为（2.5 +- 0.2）e10厘米。局部磁场强度为（105 ± 50）G。这些值是一致的（振荡无关）火炬冷却时间模型和压力平衡比例尺法。这样的耀斑振荡提供了一个很好的机会，以获得日冕性质，如耀斑环的大小或当地的磁场强度，否则空间无法解析的恒星。
2005-03-17 astro-ph
Bisectors of the cross-correlation function applied to stellar spectra. Discriminating stellar activity, oscillations and planets
目的：我们调查是否来自交叉关联函数（CCF）的单次曝光光谱的平分线可以用来提供恒星大气的信息，以及它们是否可以用来区分行星，磁活动和振荡引起的径向速度变化。研究方法：利用HARPS摄谱仪观测到的亮星样本，我们研究了合成光谱中单个强谱线的平分线形状，并与文献中的类似研究进行了比较。此外，我们研究了四种不同的定量CCF平分线措施与径向速度和恒星参数的相关性。结果：我们表明，CCF平分措施可以用于定量分析，采用绝对值和变化。根据绝对值、log g和绝对星等可以近似计算，根据与径向速度的相关性，可以区分磁活动、振荡和轨道行星是径向速度变化的可能原因。我们确认，不同的孤立谱线显示不同的平分线形状，即使是在同一元素的线之间，呼吁谨慎尝试从CCF的平分线获得全球恒星的属性。对于活动星HR 1362，我们从平分线的形状提出了一个由色球层引起的几百度的额外光球加热。我们确认填充的谱线的太阳在白天的天空所造成的瑞利布里渊散射和气溶胶散射，我们首次表明，填充有一个不对称的组成部分。
2006-04-11 astro-ph
Flare Generated Acoustic Oscillations in Solar and Stellar Coronal Loops
数值研究了耀斑日冕环的低频纵向振荡。在Nakariakov等人最近的工作中，宇航员和天体物理学家，414，L25-L28（2004）已经表明，在耀斑环中密度和速度的时间依赖性包含与慢磁声波驻波的二次谐波相关联的明显的准谐波振荡。在这项工作中，我们更详细地调查这些振荡的物理性质，即，我们研究他们的频谱（使用周期图技术），以及如何热定位影响模式激发。我们发现，这种振荡的激发实际上独立于环路中的热沉积的位置。由于背景温度和密度的变化，密度和速度扰动之间的相移并不完全等于周期的四分之一，它沿着环路变化并且是时间依赖的，特别是在一个足点（不对称）加热的情况下。关键词--太阳：耀斑--太阳：振荡--太阳：日冕--恒星：耀斑--恒星：振荡--恒星：日冕
2004-02-11 astro-ph
The amplitude of solar oscillations using stellar techniques
类太阳振荡的振幅取决于激励和阻尼，这两者都是由对流控制的。因此，将观测结果与理论进行比较，应该会提高我们对潜在物理学的理解。然而，理论模型总是计算相对于太阳的振荡振幅，因此使用恒星技术对太阳振幅进行良好的校准至关重要。我们已经使用了白天的太阳光谱，获得与HARPS和UCLES，测量太阳振荡，并作出了详细的比较与观测使用的BiSON日震仪器。我们发现，平均太阳振幅测量使用恒星技术，平均超过一个完整的太阳周期，是18.7 +/- 0.7厘米/秒的最强的径向模式（l=0）和25.2 +/- 0.9厘米/秒的l=1。此外，我们使用模拟来建立一个方程，估计的不确定性的振幅测量是由其他恒星，鉴于模式寿命是已知的。最后，我们还给出了三颗恒星的类太阳振荡的振幅，我们从一系列的短期观测HARPS（伽马Ser，β Aql和α为），连同修订的振幅为其他五颗恒星，我们以前发表的结果（α Cen A，α Cen B，β Hyi，nu Ind和δ Pav）。
2008-05-08 astro-ph
CoRoT measures solar-like oscillations and granulation in stars hotter than the Sun
太阳的振动被用来了解它的内部结构。尽管国际社会在过去几十年中作出了巨大努力，但将类似的研究扩展到更遥远的恒星却遇到了许多困难。2006年12月发射的CoRoT（对流旋转和行星凌日）卫星现在已经测量了三颗明显比太阳热的主序星的振荡和恒星颗粒特征。振荡幅度大约是太阳的1.5倍;恒星颗粒高达3倍。恒星的振幅比理论值低25%左右，提供了一个测量恒星外层振荡过程的非绝热性的方法。
2008-12-06 astro-ph
Third Order Effect of Rotation on Stellar Oscillations of a $β$-Cephei Star
在这里，旋转的效果高达三阶的角速度的一颗星上的p，f和g模式的影响进行了研究。为此，使用了Soufi等人（1998）提出并由Karami（2008）修订的三阶扰动形式。我量化的数值计算的旋转对振荡频率的均匀旋转的$β$ -造父星与12 $M_\odot$的影响。当赤道速度为90 $\rm km s^{-1}$时，发现$(l,m)=(5,-4)$的二阶和三阶修正量，例如，对于径向阶$n=-3$为频率的0.07%，而对于$n=-20$达到0.6%。
2008-10-28 astro-ph
Shock oscillation model for QPOs in stellar-mass and supermassive black holes
本文数值研究了在10^7 > \dot M/ \dot M_E>10^{-4}的宽输入吸积率范围内，恒星质量（10M_sun）和超大质量（10^6M_sun）黑洞周围二维旋转吸积流中离心支撑的激波.由此产生的2D冲击是不稳定的时间和光度显示准周期振荡（QPO）的调制的一个因素的2-3和周期的十分之一秒到几个小时，这取决于黑洞的质量。激波振荡模型可以解释在恒星质量黑洞候选者中观测到的1-10 Hz的中频QPO，也表明活动星系核中存在以小时为周期的QPO。当吸积率较低时，光度与吸积率成比例地增加。当吸积率大大超过爱丁顿临界吸积率\dot M_E时，光度对吸积率不敏感，始终保持在3 L_E左右。另一方面，质量流出率与吸积率成比例地增加，并且其量约为输入质量流率的百分之几。
2007-03-21 astro-ph
Fuel-Supply-Limited Stellar Relaxation Oscillations: Application to Multiple Rings around AGB Stars and Planetary Nebulae
我们描述了一种新的机制，在演化的恒星脉动：弛豫振荡驱动的光度依赖的质量损失率和氢燃料丰度之间的耦合在一个核燃烧壳。当考虑质量损失时，当恒星光度接近爱丁顿光度$L_{\rm Edd}$时，向外的物质流可以调节进入壳层的燃料流。当光度降到$L_{\rm Edd}$以下时，质量流出下降，外壳重新被供给燃料。这个过程可以重复。我们证明了这种振荡的存在，并讨论了结果对恒星参数的依赖性。特别是，我们表明，振荡周期的尺度具体与质量的H-燃烧弛豫壳（HBRS），定义为H-燃烧壳的一部分以上的最小半径，从下面的亮度首先超过爱丁顿阈值在发病的质量损失阶段。对于恒星质量$M_*\sim 0.7\Msun$、光度$L_*\sim 10^4\Lsun$和质量损失率$|\dot M|\sim 10^{-5}\Msun$ yr $^{-1}$，振荡的重现时间为$\sim 1400$年$\sim 57τ_{\rm fsm}$，其中$τ_{\rm fsm}$是通过变化的质量损失率调制高光谱辐射系统中燃料供应的时间尺度。这一周期与某些行星状星云壳层间距的$\sim$ 1400年周期相一致，而且预测的壳层厚度（0.4倍于壳层间距）也相当吻合。
2002-04-02 astro-ph
The Discovery of Stellar Oscillations in the K Giant $ι$ Dra
$ι$ Dra（HIP 75458）是一个著名的K巨星拥有亚恒星伴星的例子，自Frink等人（2002）发现以来。我们目前的径向速度测量这颗星的观测与三个不同的仪器跨越近8年。他们更清楚地表明，RV期是长期和连贯的，从而支持同伴假说。由于时间基线较长，现在可以更准确地确定轨道，其订正周期为P=511 d，并有一个额外的小线性趋势，表明另一个伴星在一个较宽的轨道上。此外，我们发现，该恒星表现出低振幅，太阳般的振荡频率约3-4 d $^{-1}$（34.7-46.3 $μ$ Hz）。
2008-09-28 astro-ph
Amplitudes of Stellar Oscillations: The Implications for Asteroseismology
对于其他恒星中类似太阳的振荡幅度，目前还没有很好的预测。在缺乏一个明确的对流模型的情况下，这被认为是激发这些振荡的机制，速度和光度测量的振幅必须通过从太阳的缩放来估计。在光度测量的情况下，甚至这是困难的，因为太阳振幅的分歧。这最后一点使我们研究振荡的光度振幅（dL/L）是否可以从速度振幅v_osc导出。利用线性理论和观测数据，我们证明了大样本脉动星中的p模振荡满足（dL/L）_bol正比于v_osc/T_eff。利用这一关系，结合最佳估计值vosc（Sun）=（23.4 +/-1.4）cm/s，我们估计550 nm处太阳振荡的光度振幅为dL/L =（4.7 +/-0.3）ppm。接下来，我们讨论如何缩放类太阳（即，从太阳到其他恒星的振荡。唯一的预测来自模型计算（Christensen-Dalsgaard & Frandsen，Sol. Phys.82，469）。然而，他们的恒星模型网格不够密集，无法预测任意恒星的振幅。尽管如此，尽管对流理论很复杂，我们可以预期对流的一般性质-包括振荡幅度-应该通过颜色-星等图平滑地变化。实际上，我们发现模型预测的速度幅值
1994-03-08 astro-ph
Fourier Analysis of Gapped Time Series: Improved Estimates of Solar and Stellar Oscillation Parameters
定量的日震和星震学需要非常精确地测量恒星振荡全球模式的频率、振幅和寿命。众所周知，这些测量的精度取决于观测的总长度（T）、质量和完整性。除了在一些简单的情况下，在测量精度的数据的差距的影响是知之甚少，特别是在傅立叶空间中，可观察的卷积与观察窗口引入不同的频率之间的相关性。在这里，我们描述并实现了一个相当一般的方法来检索振荡参数的极大似然估计，同时考虑到适当的统计观测。我们的拟合方法适用于复傅立叶空间，并利用相位信息。我们考虑了类太阳随机振荡和长寿命的谐波振荡，加上随机噪声。使用数值模拟，我们证明了存在的情况下，我们的改进的拟合方法是更少的偏见，并具有更高的精度比忽略频率相关性。对于低信噪比的类太阳振荡来说尤其如此。例如，我们讨论的情况下，模式频率估计的精度增加了五倍，占空比为15%。在长寿命的正弦振荡的情况下，适当的治疗的频率相关性并没有提供任何显着的改善，但我们确认，模式频率可以测量从间隙数据在一个更好的精度比1/T瑞利分辨率。
2008-03-14 astro-ph
Magnetic fingerprints of solar and stellar oscillations
波连接了太阳的所有层，从内部到高层大气。磁场对电磁波传播的重要作用已越来越清楚。磁场改变了波的传播速度，从而影响了日震学研究的结论。它可以改变波的传播方向，帮助引导它们直接到达日冕，扩展所有层之间的动态和磁耦合。现代仪器可以测量太阳活动区的复杂振荡模式和磁场的时间振荡等微小效应。太阳的各种磁结构中的振荡物理学类似于强磁场的恒星（如roAp星）的脉动。所有这些论点指向一个系统的自洽建模的磁结构中的波，是能够考虑到的磁场配置的复杂性的需要。在本文中，我们描述了这种模拟，总结了我们最近的研究结果，并汇集了理论和观测结果。
2008-11-29 astro-ph
Inferring information about rotation from stellar oscillations
本文的第一部分旨在说明在恒星自转领域的激烈的科学活动，虽然，为了简短起见，我们不能详尽无遗，也没有给出任何细节。第二部分是专门的旋转作为一个扰动的影响振荡频率。讨论集中在一个具体的例子：p模式的频率小分离，提供有关恒星内层的属性的信息。结果表明，小的分离可以影响的水平为0.1-0.2微赫兹的1.4钼模型旋转的赤道速度为20公里/秒的表面上的旋转。这与3个月观察频率的预期精度具有相同的数量级，因此必须予以考虑。然而，我们表明，它是可能的，以恢复这些污染的旋转效果的小分离，提供足够的高质量的数据，将与空间地震任务，如爱丁顿。
2003-10-14 astro-ph
Acoustic Oscillations in Solar and Stellar Flaring Loops
数值模拟了日冕环响应脉冲能量释放的演化过程。它示出的环路密度演化曲线表现出准周期扰动的周期给出近似的环路长度的平均声速的比率，与第二驻波的声波。密度扰动在环顶点附近有一个最大值。相应的场对准流在顶点附近有一个节点。我们认为，在射电、可见光和X射线波段的耀斑环中经常观测到的周期在10-300 s范围内的准周期脉动，可能是由声学模的二次驻波产生的。
2004-02-10 astro-ph
Element stratification in main sequence stars and its effect on stellar oscillations
由于重力、热梯度、辐射加速度和浓度梯度的综合作用，元素沉降可能导致恒星内部重要的丰度变化，这在恒星结构计算中是不可忽略的。这些过程最初是为了解释“特殊恒星”中的丰度异常而引入的，但它们在所谓的“正常”恒星中的重要性现在已经得到了充分的承认，特别是在日震学证明氦在太阳中沉降之后。这些微观过程与宏观运动竞争，如旋转引起的混合或质量损失，这增加了稳定时间尺度。我们最近获得的明确证据表明，主序星太阳型恒星的星震学可以提供恒星内部化学变化的特征，并有助于更好地了解这些过程。
2003-09-30 astro-ph
Excitation of stellar p-modes by turbulent convection : 2. The Sun
计算的太阳模型的径向振荡的声功率和振荡幅度与太阳地震观测进行了比较。假设振荡是由湍流随机激发的。数值计算是基于由Samadi等人（2000年）在一篇配套论文中提出的进入类似太阳振荡模式的功率的理论公式。这个公式允许调查几个假设有关的恒星湍流的属性。与Goldreich等人（1994）的研究结果一致，我们发现熵源在随机激励中起主导作用，而非熵应力源。我们考虑几个湍流动能谱建议不同的观测太阳颗粒。湍流谱之间的差异表现为在高振荡频率下计算的振荡功率的巨大差异。在湍流描述中引入的两个自由参数进入声功率的表达式。这些参数进行调整，以适应太阳观测的表面速度振荡。最好的拟合是用Nesis等人（1993）从太阳颗粒化观测中推导出的动能谱得到的;相应的调整参数被发现与可以在这些参数上设定的理论上限相一致。所采用的理论方法提高了太阳地震观测和数值计算结果之间的一致性。
2001-02-07 astro-ph
Third Order Effect of Rotation on Stellar Oscillations of a B Star
本文的目的是在Soufi等人（1998）提出的形式基础上，研究恒星角速度的三阶旋转对p和g模的影响。我们的最终目标是研究$β$造父星的振荡，这些恒星通常是快速旋转的恒星。我们的研究表明，Soufi等人（1998）提出的三阶微扰形式必须对方程中的一些遗漏项和一些印刷错误进行校正。作为研究仙王座$β$星的第一步，我们用数值计算的方法量化了自转对具有12~ $M_\odot$的自转零龄主序星振荡频率的影响。对于赤道速度为100~ $\rm km \, s^{-1}$的情况，发现$(l,m)=(2,2)$的二阶和三阶修正量，对于径向阶$n=6$，为0.01 $\%$的量级，而对于$n=14$，可达0.5 $\%$。
2010-08-12 astro-ph
Solar-like oscillations in open cluster stars
星团的星震学可能是一个强有力的工具。共同的年龄、距离和化学成分的假设为每个星团成员提供了限制，这大大提高了星震的输出。在这一巨大潜力的驱动下，我们进行了多站观测，旨在探测疏散星团M67（NGC 2682）中红巨星的类太阳振荡（Stello et al. 2006）。在这里，我们提出了我们的数据的第一个分析，它显示了在傅立叶光谱中的过剩功率的证据，转移到较低的频率更明亮的恒星，与振荡的预期一致。如果观测到的能量过剩是由于恒星振荡造成的，这一结果将显示出星团中星震学的巨大前景。
2007-02-07 astro-ph
Effects of Rapid Stellar Rotation on Equation of State Constraints Derived from Quasi-Periodic Brightness Oscillations
利用罗西X射线定时探测器，在低质量X射线双星系统中的十几颗中子星中发现了频率在一千赫兹左右的准周期X射线亮度振荡（QPO）。有强有力的证据表明，千赫振荡的频率是在这些恒星周围的近圆形轨道上吸积气体的轨道频率。一些产生千赫兹QPO的恒星可能具有大于400赫兹的自旋频率。对于如此高的自旋速率，恒星自转对其结构和时空的影响的一阶解析处理是不准确的。在这里，我们使用了大量的完全相对论，自洽的数值计算的快速旋转的中子星和内部和外部时空的恒星结构的结果，调查的约束条件下，可以得出这样的恒星，如果稳定的圆形轨道的各种频率的观察。我们已经计算了恒星的赤道半径，最里面的稳定圆轨道的半径，和最高频率的稳定圆轨道的频率作为恒星自旋率的函数，自旋率达到最大可能和几个说明性的状态方程。我们的计算表明，由一个给定的轨道频率暗示的中子星物质的刚度的上限通常是显着严格的恒星的自旋频率超过400赫兹比缓慢旋转的恒星。
1998-05-01 astro-ph
On stationary oscillations of galaxies
本文描述了星系定常振荡的一般性研究。它开始与连续频谱的实频率的振荡模式的线性分析。这种模式是等离子体中范坎彭振荡模式的引力类似物。本文借助于Kalnajs矩阵方法的一个修正版本，用广义函数表示分布函数的扰动，解决了星系中van Kampen型模的特征值问题。一般来说，在连续谱中没有控制频率的特征方程。然而，孤立的频率在连续谱满足的特征方程，恒星系统，是一个对应的色散关系提出的等离子体振荡弗拉索夫。线性分析还提供了具有实频率和/或复频率的离散谱的模式的特征方程。本文的第二部分描述了一个小的，但有限振幅的星系的定常振荡的微扰理论。恒星运动的积分是借助正则微扰理论构造的，并与金斯定理结合使用，以确定六维相空间中恒星的密度。这些振荡是范坎彭型模式的轻微非线性对应物，它们是伯恩斯坦、格林和克鲁斯卡尔描述的非线性等离子体波的恒星动力学对应物。借助于Schwarzschild数值方法求解描述恒星系统自洽性的基本积分方程，可以构造星系定常振荡的完全非线性模型。
2002-07-11 astro-ph
Intrinsic photometric characterisation of stellar oscillations and granulation. Solar reference values and CoRoT response functions
内容：测量类太阳振荡的振幅和颗粒功率谱密度构成了两个有希望的信息来源，以提高我们的理解和描述的恒星外层对流。然而，不同的仪器，使用不同的技术和不同的带通，给出的测量结果不能直接相互比较或与理论值进行比较。目的：在这项工作中，我们定义了简单的响应函数，以根据使用特定仪器在特定恒星上获得的测光测量结果来推导出固有振荡振幅和粒化功率密度。方法：我们测试这种方法在不同的测光数据集上获得的太阳上的两个不同的仪器在三个不同的带通。结果：我们表明，结果是在良好的协议，我们建立了参考太阳的光度本征值。我们还计算了CoRoT仪器的响应函数的一系列参数代表的主要序列的类太阳能发电机与CoRoT观察。我们表明，这些响应函数可以方便地描述由简单的解析函数的目标恒星的有效温度。
2009-05-04 astro-ph
Stellar Model Analysis of the Oscillation Spectrum of eta Bootis Obtained from MOST
根据MOST（Microvariability & Oscillations of Stars）卫星27天的超精密快速测光结果，在G 0 IV星eta Bootis中识别出8个连续的低频径向p模。MOST的数据顺利地延伸到较低的泛音序列的径向p-模式在早期的地基光谱学报告的其他团体。来自MOST数据的低泛音模式约束eta Boo模型的内部结构。由于内部拟合由MOST看到的较低泛音模式锚定，标准模型无法以相同的精度拟合较高泛音模式。这种差异类似于太阳观测到的p模式频率和标准太阳模型的p模式频率之间存在的差异。这种差异有望成为一个强大的约束模型的三维对流。
2005-08-22 astro-ph
Stellar Oscillations in Scalar-Tensor Theory of Gravity
我们在标量-张量引力理论中导出了相对论恒星的微扰方程，并研究了相应的振荡谱。我们证明了发射的引力波的频率与标量场强度成比例地移动。从这种振荡中产生的标量波可以成为该理论的独特探测器，但如果辐射能量很小，它们的可探测性就成问题了。然而，我们表明，没有必要直接观察标量波：在引力波频谱的移动可以明确的信号存在的标量场。
2005-06-23 astro-ph gr-qc
The Nature and Excitation Mechanisms of Acoustic Oscillations in Solar and Stellar Coronal Loops
在Nakariakov等人（2004）最近的工作中，已经表明，在耀斑环中密度和速度的时间依赖性包含与慢磁声波驻波的二次谐波相关的明显的准谐波振荡。该模型使用对称加热函数（热沉积严格位于顶点）。这留下了一些悬而未决的问题：A）二次谐波的产生是加热函数对称的结果吗？B）如果我们打破对称性，这些振荡会发生吗？C）这些振荡的频谱是什么？它与二次空间谐波一致吗？目前的工作（以及部分Tsiklauri et al.（2004 b））试图回答这些重要的悬而未决的问题。也就是说，我们更详细地研究这些振荡的物理性质：我们研究它们的光谱（使用周期图技术）以及热定位如何影响模式激发。我们发现，这种振荡的激发实际上是独立的热沉积在回路中的位置。由于背景温度和密度的变化，密度和速度扰动之间的相移并不正好是周期的四分之一，它沿着环路变化并且是时间依赖的，特别是在一个足点（不对称）加热的情况下。我们还能够成功地模拟SUMER振荡在热日冕环中观察到。
2004-09-23 astro-ph
Rotational effects on the oscillation frequencies of newly born proto-neutron stars
本文研究了旋转对诞生于引力坍缩的原中子星（PNS）在生命的第一分钟准简正模频率的影响。我们的分析开始于PNS形成后的零点几秒，此时恒星演化可以用一系列平衡构型来描述。我们使用Pons等人（1999; 2001）开发的进化模型，该模型描述了非旋转恒星如何冷却和收缩，而中微子扩散和热化过程主导恒星动力学。对于指定值的演化时间，我们设置成缓慢旋转的恒星和整合的恒星扰动方程的考林近似，在时域和频域中，找到准正常模式的频率。我们研究的长期不稳定的g-模式，存在于振荡谱中，由于强烈的熵和成分梯度，在恒星内部的发展，我们提供了一个估计的增长时间的不稳定模式的基础上后牛顿公式。
2003-10-31 astro-ph
Oscillation Waveforms and Amplitudes from Hot Spots on Neutron Stars
在六颗低质量X射线双星的I型X射线爆发期间发现的高振幅亮度振荡为研究超核密度物质的性质、强引力效应和热核燃烧的传播提供了一个强有力的新工具。有大量的证据表明，这些亮度振荡是由一个或两个局限于恒星表面的局部热点的自旋调制产生的。因此，重要的是在各种物理假设下计算由这些热点产生的预期光变曲线，以便与观察到的光变曲线进行比较，可以最灵敏地产生关于基本物理量的信息。本文用广义相对论方法计算了带有一个或两个热点的旋转中子星产生的光变曲线和振荡振幅随热点大小、恒星致密性、恒星表面自转速度、热点位置、观测者视线方向以及表面比强度的角度依赖关系的变化。我们发现，恒星旋转和光束的发射往往会增加所观察到的振荡幅度，而更大的紧凑性和更大的斑点大小往往会降低它们。通过将这些结果应用于4U 1636- 536，我们表明，这种源必须有两个发射点，并对中子星的磁场几何形状的强约束。我们还表明，在SAXJ 1808 - 58中的持续脉动的不同能量的光子之间的相位滞后的数据可以很好地拟合与模型，其中所观察到的硬铅是由于多普勒波束。
2000-01-31 astro-ph
Inter-comparison of the g-, f- and p-modes calculated using different oscillation codes for a given stellar model
为了使天文地震学成为探索恒星内部的有力工具，不同的数值代码应该对相同的输入物理给出相同的振荡频率。这项工作致力于测试，比较，并在必要时，优化用于计算本征频率的地震代码，最后与观测结果进行比较。本研究中使用了该领域九个研究小组的振荡代码。所有代码都采用了相同的物理原理，以隔离任何可能差异的非物理依赖性。使用了两种具有不同网格的平衡模型，2172和4042网格点，后者包括对流核心外的对流的显式建模。比较这两个模型的结果说明了网格点的数量和它们在模型的特别关键的部分中的分布的影响，例如对流核心外部的陡峭的成分梯度。一个全面的研究发现不同的代码的频率差异，以及。这些差异主要是由于使用了不同的数值积分方案。使用二阶积分方案加上Richardson外推法提供了与四阶积分方案类似的结果。平衡模型中Brunt-Vaisala频率的适当数值描述对于某些模式也是至关重要的。这项研究的一个意外结果是，在实验确定的范围内，频率差对振荡代码中引力常量（G）值的不一致使用的高度敏感性，这些值不同于用于计算平衡模型的值。
2007-11-16 astro-ph
Multisite campaign on the open cluster M67. II. Evidence for solar-like oscillations in red giant stars
测量星团中恒星系综的类太阳振荡，有望更严格地测试恒星结构和演化，而不仅仅是将参数拟合到单场恒星。Gilliland等人（1993）对这些前景进行了最雄心勃勃的尝试，他们瞄准了疏散星团M67（NGC 2682）中的11颗关闭星，但振荡幅度太小（<20微等），无法获得明确的探测。像Gilliland等人（1993）一样，我们也致力于探测M67中的类太阳振荡，但我们的目标是预期振幅在50- 500微等、周期在1 - 8小时的红巨星。我们分析了我们最近发表的测光测量，在为期六周的多站点活动中使用世界各地的九台望远镜。观测结果与模拟和估计的恒星振荡的性质进行了比较。在傅里叶光谱中，单个观测点的噪声水平低至27微等，而合并后的数据达到19微等，这是红巨星系综的最佳光度时间序列。这些数据使我们能够用均匀的恒星系综对标度关系（用于估计频率和振幅）进行第一次测试。检测到的多余的功率是一致的预期信号从恒星振荡，无论是在其频率范围和振幅。然而，我们的研究结果受到明显的高水平非白噪声的限制，这些噪声无法与恒星信号清楚地分离。
2007-02-04 astro-ph
Excitation of oscillation modes by tides in close binaries: constraints on stellar and orbital parameters
的参数空间有利于共振激发的自由振荡模式的动态潮汐在密切的二元组件探索使用定性的考虑，以估计潮汐力的量级和潮汐引起的振荡所覆盖的频率范围。这项研究适用于质量在2到20个太阳质量之间的缓慢旋转恒星，以及从主序星开始到结束的演化阶段。振荡模式与本征频率的顺序为5倍的逆恒星的动力学时间尺度-即最低阶的p-模式，f-模式，和最低阶的g-模式-被发现是外部的有利参数空间，因为它们的共振激发需要轨道偏心率太高的二元保持分离时，组件通过其相对轨道的近星点。动态潮汐和g-模式之间的共振与频率的顺序的一半的逆的恒星的动力学时间尺度的另一方面被发现是有利的轨道周期高达200倍的恒星的动力学时间尺度，只要二进制质量比q大于1/3和轨道偏心率e大于约0.25。这一有利的范围归结为，对于2-20个太阳质量的零龄主序星双星，轨道周期可达5-12天;对于主序星末星双星，轨道周期可达21-70天。
2003-09-01 astro-ph
Constraints on neutron star matter from kilohertz QPOs
到目前为止，罗西X射线计时探测器最引人注目的发现之一是，许多具有弱磁场的吸积中子星产生了强烈的、非常相干的高频X射线亮度振荡。在吸积动力发射中观察到的325-1200 Hz准周期振荡（QPO）几乎可以肯定是由非常接近恒星表面的气体轨道产生的，其频率与气体的轨道频率有关。在热核X射线爆发期间看到的360-600 Hz亮度振荡是由恒星表面的一个或两个较热的区域产生的，其频率等于恒星的自旋频率或其第一泛音。对这些振荡的测量提供了中子星质量和半径的严格上限，以及对中子星物质状态方程的重要新约束。
1998-02-27 astro-ph
Ellipsoidal Oscillations Induced by Substellar Companions: A Prospect for the Kepler Mission
开普勒卫星将发现数百颗太阳型恒星的亚恒星伴星。开普勒的极端测光精度使人们能够获得由各种物理过程引起的低振幅恒星变化。我们详细讨论了周期性的流量调制所产生的潮汐力的恒星由于一个亚恒星的同伴。在平衡潮近似下，导出了变率的解析表达式。我们通过线性非绝热恒星振荡方程的解析解和数值解证明，对于质量<1.4 Msun且表面对流区较厚的恒星，平衡潮汐公式非常适用。大质量恒星的辐射包层并不符合平衡潮汐近似，其通量变化比原始估计大$\ga$ 10倍。在所考虑的恒星质量的整个范围内，我们通过调整A。布里克希尔为脉动白矮星发展的。与其他周期性变化源相比，椭球光变曲线对时间和系统参数有明显的依赖性。我们认为，在开普勒的10^5颗目标恒星中，可能有多达100颗可以探测到巨行星引起的椭球振荡。（节录）
2007-04-15 astro-ph
Measurements of Stellar Properties through Asteroseismology: A Tool for Planet Transit Studies
振荡发生在大多数质量的恒星中，基本上在所有的演化阶段。天文地震学是研究恒星振荡的频率和其他性质，从中我们可以提取基本参数，如密度，质量，半径，年龄和旋转周期。我们提出了一个概述的asteroseisic分析方法，专注于如何使用这种技术可以作为一种工具来测量恒星的性能相关的行星过境研究。我们还讨论了开普勒天文地震调查的细节-使用天文地震学的开普勒任务，以测量基本的恒星参数。我们估计，将星震学应用于开普勒观测到的恒星，将允许确定恒星平均密度的精度为1%，半径为2- 3%，质量为5%，年龄为主序星寿命的5-10%。对于旋转的恒星，倾角也可以确定。
2008-07-03 astro-ph
Baryonic Acoustic Oscillations via the Renormalization Group
本文提出了一种计算暗物质密度涨落非线性功率谱的半解析方法。该方法是基于重整化群技术，可以应用于任何潜在的宇宙学模型。我们对LambdaCDM模型中重子声振荡的预测准确地拟合了N体模拟的结果，直到零红移，微扰理论失败。
2007-02-26 astro-ph hep-ph hep-th
