Physics of rotation in stellar models
Georges Meynet
在这些课堂讲稿中，我们提出了目前用于恒星内部模型的方程，以计算轴向旋转的影响。我们讨论了所做的假设。我们认为，旋转的影响可能在低金属丰度发挥关键作用。
In these lecture notes, we present the equations presently used in stellar interior models in order to compute the effects of axial rotation. We discuss the hypotheses made. We suggest that the effects of rotation might play a key role at low metallicity.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Stellar Ages from Stellar Rotation
我们通过测量恒星自转来确定恒星年龄的能力，取决于我们能在多大程度上测量不同质量恒星的自转对年龄的依赖性。疏散星团中恒星的自转周期对于确定恒星年龄、自转和质量（颜色）之间的关系是必不可少的。直到最近，vsini数据中的模糊性和缺乏聚类成员信息，阻止了旋转对颜色依赖性的明确经验定义。对年轻星团中成员恒星自转周期的直接测量现在已经揭示了一个定义明确的周期-颜色关系。我们给出了疏散星团M35和M34的新结果。然而，基于地面观测的旋转周期仅限于年轻的星团。毕宿星团代表了同时代最古老的恒星群体，有测量的旋转周期。需要对老恒星的自转周期进行测量，以适当地限制恒星自转对年龄的依赖。我们提出了我们的计划，使用开普勒太空望远镜测量旋转周期的集群一样古老，比太阳。
The Effects of Stellar Yields with Rotation on Chemical Evolution Models
我们总结了最近的工作调查的影响，考虑到旋转的化学演化模型的预测星系的早期人口的恒星产量的结果。
Perturbations to Stellar Structure in 2D: Stellar Rotation and Heating in X-ray Binaries
我们开发了一个数值代码，用于研究二维扰动对恒星结构的影响。我们提出了新的数值和分析结果的加热主序星的双星系统由它的同伴。
Stellar Rotation from GAIA Spectra
恒星自转影响我们对恒星结构和演化、双星系统、星团等的理解，因此GAIA获得的关于恒星自转的大型高精度数据库将带来多种好处。为了研究GAIA测量投影自转速度v_rot sin i的前景，我们用合成恒星光谱模拟了不同分辨率（R=5000 - 20000）和信噪比（S/N = 10-300）下v_rot sin i的测量。这里给出的关于v_rot sin i的精度的结果表明，GAIA也能够测量低旋转速度（~10 km/s），只要分辨率高于10.000，或者优选地甚至更高。
Effects of Uniform and Differential Rotation on Stellar Pulsations
本文研究了均匀转动和一个特殊的微分转动模型对10个\Msun \恒星模型脉动频率的影响。均匀旋转会降低所有模式的频率。除了最极端的差动旋转模型外，差动旋转似乎对频率没有显著影响。在所有的情况下，大的和小的分离显示在比单独的频率更低的速度下的旋转的影响。不幸的是，在某种程度上，差旋模拟了更快的旋转的影响，只有一些特定的观测频率和明确的模式的存在才能唯一地限制脉动恒星的内部旋转。
Stellar Rotation and the Formation of Asymmetric Nebulae
我们说明了如何旋转的中心恒星可以引起纬向变化的风属性从恒星。这些风与周围介质的相互作用可以产生不对称的行星状星云。
Stellar Evolution with Rotation and Magnetic Fields IV: The Solar Rotation Profile
我们研究了类太阳恒星中磁场的产生及其对恒星内部角速度分布的影响。我们认为，一个旋转的恒星与磁场的演化导致一个平衡值的差异旋转。这种平衡是由磁耦合决定的，磁耦合有利于恒定的旋转轮廓，而磁耦合环流往往会建立差异旋转。全球平衡阶段接近固体旋转约0.7和0.2 R_sun之间，与日震测量结果一致。
Dynamo action by differential rotation in a stably stratified stellar interior
磁场可以在差动旋转恒星的稳定分层（非对流）层中产生。环向磁场中的磁不稳定性（由差动旋转缠绕）取代了对流在闭合场放大环中的作用。泰勒不稳定性可能是最相关的磁不稳定性。一个发电机模型是从这些成分，并应用于恒星内部的角动量输运问题。它产生一个主要是水平的场。这个发电机过程可能解释了太阳核心中观察到的旋转模式。
Stellar evolution with rotation and magnetic fields:I. The relative importance of rotational and magnetic effects
我们比较了当前的旋转效应在恒星演化的泰勒不稳定性所产生的磁场。在恒星区域，发电机可以产生磁场，由于差异旋转（Spruit 2002），我们发现，磁不稳定性的增长速度比热不稳定性快得多。因此，相对于磁场，角动量和化学元素的传输都可以忽略不计。此外，由磁场引起的水平耦合（其达到几个$10^5$ G的值）比水平湍流的影响重要得多。然而，场不足以扭曲等势的形状。我们施加了这样的条件：泰勒-斯普鲁特发电机产生的磁场能量不能大于差转中存在的能量过剩。这就引出了恒星内部存在磁场的判据。在15 M $_{\odot}$的旋转星模型中进行了数值试验，初始速度为300 km $\cdot$ s $^{-1}$ .
A New Spin on the Problem of HB Gaps: Stellar Rotation along the Blue Horizontal Branch of Globular Cluster M13
利用金属吸收线的旋转展宽，我们测定了球状星团M13中13颗蓝水平支星的投影旋转速度。我们的样本跨越了在Teff ~= 11000 K的水平分支分布中观察到的光度间隙，并揭示了在这个特征的两侧恒星旋转的明显差异--在间隙的蓝色一侧，所有的恒星都表现出适度的旋转，vsini < 10 km/s，而在间隙的红色一侧，我们证实了Peterson等人（1995）以前观测到的更快旋转的粒子数（vsini ~= 40 km/s）。结合这些先前的结果，我们的测量表明，恒星的旋转确实与其沿HB的位置有关，尽管这种相关性背后的机制仍然未知。我们探讨了恒星自转和质量损失机制之间可能存在的联系，这些机制影响了球状星团HB的光度形态。
The Transit Light Curve Project. V. System Parameters and Stellar Rotation Period of HD 189733
本文给出了HD 189733在其近距离巨行星8次凌日期间的测光，以及跨越两年的凌日外测光。利用凌日测光，我们确定了恒星和行星的半径以及测光星历。在凌日之外，有13.4天周期的准周期通量变化，我们归因于恒星自转。结合以前的结果，我们推导出轨道偏心率的上限，以及恒星自转轴和行星轨道之间的真实角度（与这些轴在天空中的投影之间的角度相反）。
Further Indications Against Jet Rotation in Young Stellar Objects
我讨论了最近的观察，在整个金牛座T喷流的多普勒频移的不对称性，并认为所观察到的不对称的速度变化和梯度并不表明喷流旋转。因此，这些观测结果不能作为磁化盘风的依据。喷流与扭曲倾斜（包裹）吸积盘（或变速进动模型）的相互作用更好地解释了观测结果。
A strong case for fast stellar rotation at very low metallicities
我们研究了考虑自转的新恒星模型对银河系最早期化学演化的影响，计算了金属丰度Z = 10^{-8}。这些模型是在假设恒星的初始自转速度与临界速度之比大致与金属丰度保持恒定的情况下计算的。这自然会导致在较低的金属丰度下旋转得更快，因为贫金属恒星比富金属恒星更紧凑。我们发现新的Z = 10^{-8}恒星产额对log（O/H）+12 < 7的星际介质氮富集有巨大的影响（或[Fe/H]< -3）。我们表明，在化学演化模型中包含Z = 10^{-8}恒星产额时，在非常金属的贫金属度范围内获得了高的N/O和C/O比，这与观测结果一致。我们的结果进一步支持了这样一种观点，即金属丰度很低的恒星可能具有600-800 km s^{-1}的自转速度。
Stellar Rotation in Field and Cluster B-Stars
我们提出了108个附近的场B星的光谱调查的结果。我们推导出它们的关键恒星参数，$V \sin i$，$T_{\rm eff}$，$\log g$和$\log g_{\rm polar}$，使用的方法与我们在以前的星团B星巡天中使用的方法相同。通过比较场样本和星团样本的结果，我们发现场样本整体旋转较慢的主要原因是它包含了比在（主要是年轻的）星团样本中发现的更大比例的老年恒星。
Stellar evolution with rotation XII: Pre-supernova models
我们描述了日内瓦恒星演化代码的最新发展，以模拟旋转的大质量恒星的前超新星演化。在太阳金属丰度下，质量等于12、15、20、25、40和60太阳质量的旋转和非旋转恒星模型是从ZAMS计算的，直到核心硅燃烧阶段结束。我们考虑了纬向环流，长期剪切不稳定性，水平湍流和动力剪切不稳定性。从旋转和非旋转恒星模型中获得的超新星前结构之间的大多数差异都源于核心氢和氦燃烧阶段的旋转效应。旋转对超新星爆发前模型的影响在15到30个太阳质量之间是显著的。事实上，旋转使核心尺寸（和产量）增加了约1.5倍。在20倍太阳质量以上，自转可能会改变超新星祖先的颜色（蓝色而不是红色超巨星）和超新星类型（Ib而不是II）。旋转影响辐射核心碳燃烧，铁芯崩溃和黑洞形成的质量下限。对于沃尔夫-拉叶星（M > 30太阳质量），超新星爆发前的结构主要受星风强度的影响，而受旋转混合的影响较小。最后，我们旋转的WR星的核心包含足够的角动量来产生GRB。
Determination of stellar rotation with Gaia and effects of spectral mismatch
用盖亚上的径向速度光谱仪获得的恒星光谱将能够从谱线的旋转加宽确定投影旋转速度（v sin i）。为了估计v sin i的准确性，可以确定不同的恒星类型和作为一个函数的大小，我们进行模拟，其中“观察到的”光谱（从盖亚RVS模拟器获得）与库鲁茨光谱从模板库使用最小二乘法拟合。我们比较的情况下，得到的光谱不同的情况下，仅在v sin i和在更一般的光谱失配（在T_eff，log g，[Fe/H]）的v sin i的准确性的结果。
Estimating stellar rotation from starspot detection during planetary transits
本文提出了一种新的恒星自转周期的测定方法，即利用太阳系外行星凌日期间的星点观测来测定恒星自转周期。当这颗行星与恒星交食时，它可能会经过一个恒星黑子的前面，然后通过凌日光变曲线中的小通量变化来识别它。如果我们足够幸运，在两次连续的凌日中捕捉到同一个点，就有可能估计出恒星的自转周期。这种方法在太阳上的过境模拟中得到了成功的测试，得到了太阳周期的正确值。通过在哈勃太空望远镜观测到的HD 209458的不止一次凌日上探测到两个星点，可以估计该恒星的周期为9.9或11.4天，这取决于哪个星点在几次凌日后的光变曲线中产生了特征。与文献中报道的HD 209458的周期估计值相比，11.4天是最有可能的恒星自转周期。
Stellar Rotation in M35: Mass-Period Relations, Spin-Down Rates, and Gyrochronology
本文介绍了对1.5亿年前的疏散星团M35在40'x40'视场上进行的5个月恒星自转测光时间序列巡天观测的结果。我们报告的旋转周期为441颗恒星，并确定他们的集群成员和二元性的基础上长达十年的径向速度调查，自行测量，和多波段光度观测。我们发现有310颗恒星的自转周期是M35的晚型成员。它们的自转周期分布跨越两个数量级以上，从~0.1-15天不等，不受取样频率和调查时间跨度的限制。M35的年龄介于零龄主序星和毕宿星之间，自转周期比在昴星团中测量的多6倍，因此可以详细研究晚型恒星的早期自转演化。在310个旋光星中，近80%的旋光星位于颜色周期平面上的两个不同序列上，这明确了恒星自转周期和颜色（质量）之间的关系。M35色周期图使我们能够确定G和K矮星的两个转动状态之间的过渡的时间尺度。这些时间尺度与对流包层的质量成反比，并对内部和外部角动量传输速率以及恒星发电机的演化速率提供约束。与毕宿星团的比较，证实了Skumanich（1972）关于G矮星的自旋下降依赖于一个旋转状态，但表明K矮星的自旋下降更慢。M35色周期图中旋转序列的位置支持使用旋转等时线来确定同时代恒星星族的年龄。我们使用这种陀螺年代学来确定M35的“陀螺年龄”。我们使用M35数据来评估旋转等时线的新颜色依赖性。
Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Stellar Rotation
恒星自转可能带来的最戏剧性的后果之一是它对恒星死亡的影响，特别是对大质量恒星的影响。如果铁核坍缩时的角动量足以产生一颗周期为5毫秒或更短的中子星，那么旋转将对超新星爆炸机制产生重要影响。伽马射线暴（GRB）的前身需要更短的周期，相当于中子星分裂时的自转周期。目前的恒星模型，虽然提供了一个多余的角动量的恒星，仍然没有达到所需要的伽马射线暴。本文讨论了利用中微子风和螺旋桨机制使普通超新星中的年轻中子星减速的可能性。在超新星爆发的第一天，缓慢移动的喷出物的回落可能是至关重要的。另一方面，伽马射线暴的产生可能需要恒星合并，而且质量损失和磁矩的效率可能比目前估计的要低。
Stellar differential rotation from direct starspot tracking
在太阳上，单个太阳黑子的旋转周期不仅跟踪表面旋转速率的纬度依赖性，而且还提供了地下流体剪切量的线索。在本文中，我们提出了第一次测量恒星的差分旋转跟踪的大小与最大的太阳黑子的单个恒星黑子的旋转。为了实现这一目标，我们重新分析四个序列的密集采样，高信号噪声阶梯光谱AB剑鱼座跨越几个恒星旋转在1996年12月。使用谱减法，最小二乘反卷积和匹配滤波器分析，我们证明，它是可以直接测量的速度振幅和旋转周期的大量的个别星点在低到中纬度。我们得到了赤道自转速率和地表差异自转的大小，这两个值与Donati和Collier Cameron（1997）通过一年前（1995年12月）的多普勒图像的互相关得到的值非常一致，并与Donati等人（2000）对1996年数据的重新分析结果非常一致。单个黑子自转速率与拟合的微分自转定律之间的差异远大于观测误差。较小的斑点比较大的斑点显示出更大的分散的平均关系，这表明，由湍流超颗粒流的抖振可能是负责的。
What is the optimum stellar rotation rate for a collapsar?
我们认为低角动量，中微子冷却吸积流到新生的黑洞的背景下，长伽马射线暴的Bracksar模型，并发现一个相当大的能量释放的旋转速率低于通常认为。当赤道角动量为l0 ~ 2 Rgc（Rg为史瓦西半径）时，引力结合能转化为辐射的效率最大.
Stellar evolution with rotation and magnetic fields:III: The interplay of circulation and dynamo
我们研究的磁场的影响所产生的泰勒-Spruit发电机在差分旋转的恒星。除了外层，大部分恒星包层都存在几个$10^4$ G量级的磁场。角动量传输的扩散系数非常大，并且在MS阶段施加了几乎固体的旋转。反过来，固体的旋转驱动的双旋环流比平常快得多，并导致更大的扩散系数比磁扩散率的化学物种。结果是热不稳定性和磁不稳定性的相互作用有利于元素的化学输运，而在仅具有磁场的模型中将没有输运。我们还讨论了对恒星内部、寿命和HR图的影响。
On the Coupling between Helium Settling and Rotation-Induced Mixing in Stellar Radiative Zones: I- Analytical Approach
在存在旋转诱导混合的情况下，元素扩散仍然发生在恒星辐射区，尽管速度比恒星气体完全稳定的情况要慢。因此，氦沉降导致垂直$\displaystyle μ$ -梯度，其由于纬向环流而转变为水平波动。迄今为止，在计算恒星表面丰度变化时，这一过程对旋转诱导混合的反馈效应被忽略或人为地减小。在这里，我们分析其后果，并得出一个近似的解析解在一个准平稳的情况下。我们还讨论了影响纬向环流速度的各种物理效应的相对重要性。在第二篇论文（Théado和Vauclair 2002 a），我们将提出一个完整的二维数值模拟这一过程，而第三篇论文（Théado和Vauclair 2002 b）将致力于特殊的应用程序，以流行I星。
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。
Stellar Evolution with Rotation V: Changes in all the Outputs of Massive Star Models
在太阳金属丰度为9 ~ 120 M $_{\odot}$的范围内建立了旋转恒星模型网格。旋转的影响包括：壳层旋转，非保守情况下的新结构方程，表面畸变，质量损失随旋转的增加，纬向环流和与水平湍流的相互作用，剪切不稳定性和与热效应的耦合，在非定常区处理的角动量的平流和扩散，化学元素的输运和扩散。在全球范围内，我们发现，对于大质量恒星的旋转的影响有一个重要性相媲美的质量损失。对于平均旋转，HR图中的轨迹被修改，就像适度的过冲一样。一般来说，平均旋转可以增加MS寿命高达约30%;对于氦燃烧阶段，影响较小，最多为10%。旋转也带来了显着的表面He-和N-增强，他们是更高的质量和旋转。
Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation
获得了600多个光谱类型为F及以后的恒星的高分辨率光谱，以便在谱线轮廓中寻找差异旋转的特征。在147颗恒星中，有28颗恒星的自转规律是可测的。与光谱类型A的恒星的自转定律相比较，我们发现在HR图中，差旋发生在对流边界处;没有比对流边界热得多的恒星表现出差旋的特征。四颗靠近对流边界、vsini~100 km/s的晚A-/早F-型恒星在一天左右的短自转周期内显示出非常强的绝对剪切。有人建议，这是由于他们的对流区深度小，它是连接到一个狭窄的范围内的表面速度。分析了不同温度和自转速度的恒星中差旋的探测频率。可测量的差异旋转在晚型恒星和慢转星中更常见。绝对剪切和差分旋转的强度作为恒星的有效温度和旋转周期的函数进行检查。最强的切变出现在两到三天的自转周期。在较慢的旋转器中，给定旋转速率下的最强剪切近似由DOmega_max ~ P^{-1}给出。在更快的旋转器中，alpha_max和DOmega_max减小得更慢。与后光谱型恒星的差分自转测量结果比较表明，F星比冷星表现出更强的切变，绝对切变DOmega随温度变化的上界与多普勒成像测量中发现的温度标度律一致。
Stellar Rotation in Young Clusters. II. Evolution of Stellar Rotation and Surface Helium Abundance
通过拟合19个年轻星团中461颗OB星的H-γ谱，计算了它们的有效温度和重力。我们使用旋转恒星的合成模型配置文件开发一种方法来估计这些恒星的极地重力，我们认为这是一个有用的指标，他们的进化状态。我们结合这些结果与投影旋转速度测量在以前的文件中获得这些相同的疏散星团。我们发现，更大质量的B星经历了旋转恒星演化理论所预测的自旋下降。此外，我们还发现由于潮汐相互作用，双星的成员也经历了一个显着的自旋下降与先进的演化状态。我们还获得了非LTE校正的氦丰度的大部分样品通过拟合的He I 4026，4387，4471线。在Teff <23000 K的冷星中发现了大量的氦奇异星。对高质量恒星（8.5太阳质量<M <16太阳质量）的分析表明，氦的富集过程会经过主序星阶段，并且在旋转速度较快的恒星中更大。这一发现支持的理论主张，旋转引起的内部混合是表面化学异常，出现在MS阶段的主要原因。在低重力天体中，质量较低的恒星自转速度较慢，并且有很大比例的氦奇异星。我们认为，这两个属性是由于他们的年轻。低重力恒星可能是前主序星的物体，当它们收缩时会旋转起来。这些年轻的天体很可能拥有来自其诞生云的残余磁场，这些强大的磁场塑造出具有不寻常化学丰度的表面区域。
Rotation speed and stellar axis inclination from p modes: How CoRoT would see other suns
在未来的天基小行星地震飞行任务中，我们研究了从预期数据中提取类太阳恒星的自转速度和自转轴倾角的问题。我们专注于慢旋转体（最多是太阳旋转速度的两倍），首先是因为它们构成了最困难的情况，其次是因为一些CoRoT的主要目标预计具有缓慢的旋转速率。我们的似然函数的研究表明，旋转轴i的倾角和旋转分裂deltanu的恒星的估计之间的相关性。通过使用参数i和deltanu*=deltanu sin（i），我们提出并讨论了新的拟合策略。蒙特卡罗模拟表明，我们可以提取一个平均分裂和旋转轴倾角下降到太阳自转速率。然而，在太阳旋转速率下，我们不能正确地恢复角度i，尽管我们仍然能够测量色散小于40 nHz的正确deltanu*。
Stellar spindown: From the ONC to the Sun
自转是恒星演化的一个关键参数。从100万年（ONC的年龄）到4.5 Gyr（太阳的年龄），类太阳恒星会失去大约1-2个数量级的特定角动量。这种旋转制动的主要因素被认为是恒星与磁盘的相互作用和磁力驱动的恒星风。在过去的十年里，探测恒星自旋下降的观测基础已经有了很大的改善。在探索旋转制动的潜在物理原因方面取得了重大进展。参数化模型结合的影响，星盘相互作用，风，和前主序星收缩能够再现的主要特征的旋转数据的恒星跨越3个数量级以上的年龄。这使我们能够根据自转速率来限制恒星的年龄（“陀螺年代学”）。未来工作的一个主要挑战是将这种类型的分析扩展到亚恒星质量范围，其中旋转数据库仍然稀疏。需要更多的理论和观测工作来探索制动过程的物理学，旨在从第一原理解释旋转演化。在这篇关于Cool Stars 15的评论中，我将总结该领域的现状和最近的发展。
Rotating massive stars: Pre-SN models and stellar yields at solar metallicity
我们提出了一套新的恒星产量获得旋转恒星模型在太阳金属覆盖大质量恒星范围（9-120太阳质量）。恒星模型是用Hirschi等人2004 a中描述的最新版本的日内瓦恒星演化程序计算的。分别计算了恒星风和超新星爆炸对恒星产额的贡献。然后将这两个贡献相加以计算总的恒星产额（Hirschi et al 2004 b）。旋转对超新星爆发前模型的影响在15到30个太阳质量之间是显著的。在20倍太阳质量以上，自转可能会改变超新星祖先的半径或颜色（蓝色而不是红色超巨星）和超新星类型（IIb或Ib而不是II）。旋转使氦和CO的核心尺寸增加了约1.5倍。因此，旋转使总金属产率，特别是碳和氧的产率增加1.5-2.5倍。对于沃尔夫-拉叶星（M>30太阳质量），自转增加了氦和其他氢燃烧产物的产率，但不会显着影响重元素的产率。
Stellar Models with Microscopic Diffusion and Rotational Mixing II: Application to Open Clusters
恒星模型的质量范围从0.5到$1.3~M_\odot$，以比较年轻的集群观测的锂和旋转速度。在冷星的Li耗尽量是敏感的表面对流区的底部的过冲量，和模型的确切金属丰度。即使考虑到这种不确定性，Li观测值对模型也是一个严格的约束，排除了标准模型和纯扩散模型。恒星模型，其中包括扩散和旋转混合的辐射区的恒星能够同时匹配的Li丰度观测到的昴宿星，UMaG，毕宿星，Praesepe，NGC 752和M67。它们也与毕宿星团中观测到的自转周期相匹配。然而，这些模型无法同时解释在昴星团中快速旋转的晚G星和K星的存在，以及快速旋转的晚F星和早G星的缺失。
Models for Massive Stellar Populations with Rotation
我们提出并讨论了大规模的恒星星族与Starburst 99代码结合一套新的恒星演化模型占旋转的进化合成模型。新的恒星演化模型是根据日内瓦小组发布的几个数据汇编而成的，涵盖了从两倍于太阳到五分之一太阳的重元素丰度。演化模型是根据0和300公里/秒的零龄主序和最新修订的恒星质量损失率计算自转速度的。由于质量覆盖不完整，特别是在非太阳化学成分方面，我们的参数研究仍然是初步的，必须被视为探索性的。用Starburst 99和新的演化模型计算的恒星星族性质与用早期径迹得到的模型相比显示出一些显著的差异。由于单个恒星现在倾向于在赫兹-罗素图的蓝色一侧更明亮，更蓝，人口反映了这一趋势。例如，在紫外到近红外波长处的光质比以及氢电离光子的输出增加了两倍或更多倍。如果这些结果在演化模型成熟后得到证实，则需要重新校准某些恒星形成和初始质量函数指标。
The impact of stellar rotation on the CNO abundance patterns in the Milky Way at low metallicities
我们调查新的恒星模型，其中考虑到旋转，计算非常低的金属丰度的化学演化的最早阶段的银河系的影响。我们检查这些新的恒星产量的影响模型的银河系的晕，可以重现所观察到的晕金属丰度分布。通过这种方式，我们试图更好地约束ISM富集时间尺度，这在我们以前的工作中没有做到。本文所采用的恒星模型是在恒星的初自转速度与临界速度之比与金属丰度大致相等的假设下计算的。这自然会导致在较低的金属丰度下旋转得更快，因为贫金属恒星比富金属恒星更紧凑。我们发现，当log（O/H）+12 < 7（或[Fe/H]< -3）时，在大自转速度下计算的Z = 10-8的新恒星产额对星际介质的氮富集有很大的影响。我们表明，在包含新的恒星计算的化学演化模型的星系晕与流入和流出，高的N/O和C/O的比例得到非常金属贫金属量的范围内与观测一致。我们的结果进一步支持了这样一种观点，即在非常低的金属丰度下，恒星的初始自转速度可能在600- 800 kms-1的量级。一个重要的贡献，N从AGB星仍然需要，以解释在中间金属丰度的观测。一种可能性是，AGB星在非常低的金属丰度下也旋转得很快。一旦快速旋转AGB星的恒星演化模型可用，这一点可以在未来进行测试。
Stellar rotation: Evidence for a large horizontal turbulence and its effects on evolution
本文导出了旋转恒星中水平湍流扩散系数$D_{\mathrm{h}}$的新表达式。这个新的估计可以比以前的表达式大两个数量级。结果发现等势线上的差异旋转非常小，这加强了Zahn的shellular旋转假说。所谓的$μ$流的作用以及环流的驱动力都因巨大的水平湍流而减弱。用新系数计算了一颗20 M ${\odot}$星的演化模型.新的和大的$D_{\mathrm{h}}$倾向于限制对流核心的大小，同时它在很大程度上有利于氦和氮扩散到旋转OB星的表面，最近的观测支持的功能。
Differential rotation and magnetic fields in stellar interiors
本文综述了影响差动旋转恒星初始弱磁场演化的过程。这些不稳定性包括旋转平滑（类似于对流驱逐）和大约5种不稳定性，其中包括磁旋转不稳定性，byoyancy不稳定性和pinch型不稳定性。详细分析了热扩散和磁扩散对这些不稳定性的重要影响。第一个不稳定性是夹捏型不稳定性。在磁浮力驱动的不稳定性出现之前，它对改变磁场结构变得很重要。初始强磁场的演化仍然是一个更开放的问题，包括恒星中是否存在动态稳定的磁平衡的老问题。
On the Relationship between Stellar Rotation and Radius in Young Clusters
我们通过197光度周期的猎户座侧翼领域，83光度周期的NGC 2264，和256测量的v sin i的ONC在年轻的星团中的恒星的早期角动量的历史。我们发现，PMS星，即使是那些没有可观察到的磁盘，显然不保存恒星角动量，因为它们演变了他们的对流轨道，而是演变在几乎恒定的角速度。这一结果与缺乏盘的对流星在收缩时应该旋转的预期不一致，但矛盾的是与盘锁定模型一致。我们简要地探讨可能的解决方案，包括磁盘锁定，出生线效应，恒星风和行星伴侣。我们还没有找到对这一悖论的合理解释。
Stellar Rotation: A Clue to the Origin of High Mass Stars?
我们提出了一项旨在评估低质量和高质量恒星是否形成类似的研究结果。我们的方法是：（1）检查在质量范围在0.2到50 M之间的新形成恒星的大样本中观测到的投影旋转速度;（2）寻找旋转特性不连续的证据，这可能表明在某些特征质量下恒星形成过程中的差异。我们的数据库包括最近发表的值v sin i的年轻的中等和低质量的恒星在猎户座，以及新的观测O星位于年轻的集群和OB协会。我们发现，v_obs/v_c（观测到的旋转速度/赤道分裂速度）的中值通常约为0.15，在整个恒星质量范围内没有不连续性的证据，而Jsini/M（导出的每单位质量角动量）随着质量的增加呈现缓慢的单调上升，没有不连续性的证据。我们认为，这些观测结果最简单地解释为一个单一的恒星形成和角动量调节机制的指示：一个结果在旋转速率远低于解体，和角动量每单位质量的系统差异不超过3-4倍的质量范围跨越一个因素250。
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%。
Stellar Models with Microscopic Diffusion and Rotational Mixing I: Application to the Sun
耶鲁大学的恒星演化程序已经修改，包括扩散和旋转混合对$^1$ H、$^4$ He和微量元素$^3$ He、$^6$ Li、$^7$ Li和$^9$ Be的综合影响。通过计算一些校准的太阳模型，研究了旋转混合和扩散之间的相互作用。旋转混合抑制了模型外部的扩散，导致包络扩散降低25 - 50%。相反，扩散导致平均分子量的梯度，这可以抑制旋转混合。平均分子量梯度抑制旋转混合的程度有些不确定。与观测到的太阳扁率的比较表明，平均分子量的梯度在抑制以前认为的旋转混合中起的作用较小。这是加强了一个事实，即该模型的平均分子量的旋转混合的抑制作用的标准值耗尽没有锂的主要序列。这与观察结果形成鲜明对比。平均分子量梯度的抑制作用降低十倍导致显著的主序列Li耗尽。
The Impact of Rotation on the Evolution of Low-Mass Stars
低质量恒星的高精度光度学和光谱学揭示了标准恒星演化无法预测的各种性质。自转是恒星演化的一个基本组成部分，是解决模型预测与观测之间差异的一个步骤。第一个旋转恒星模型，连续跟踪一个低质量的恒星从前主序星到水平分支，提出。讨论了预测的球状星团的光度函数和水平支上的表面自转速度。
The Rotation Period of the Planet-Hosting Star HD 189733
我们目前的天气光学测光HD 189733，色球活跃的母星的一个最深入研究的系外行星。我们已经大大延长了我们以前报告的观测时间跨度，并将恒星自转周期的估计精确了一个数量级以上：$P = 11.953\pm 0.009$天。我们推导出一个下限的恒星旋转轴的$56\arcdeg$（95%的置信度），证实了早期的证据表明，恒星旋转轴和行星轨道轴是很好的对齐。
The Effect of Binarity on Stellar Rotation - Beyond the Reach of Tides
本文比较了年轻（1.5亿年）的疏散星团M35（NGC 2168）中太阳型单星和密近双星（0.1 AU <a < 5 AU）中主星的自转周期分布。我们发现，在近距离双星的主星旋转速度比单星，平均。在99.9%或更高的水平上，周期分布之间的平均值和中位数差异具有统计学显著性。在密近双星中，主恒星的自转速度较快并不是由于潮汐同步，因为潮汐演化的恒星被排除在比较之外。我们讨论了这一结果的背景下，不同的早期演化吸积过程和星盘相互作用的单星和恒星在密切的双星。
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