Lithium depletion and the rotational history of exoplanet host stars
Israelian等人（2004年）报告说，与没有探测到大质量行星的太阳型恒星相比，系外行星的宿主恒星是锂耗尽的，这一结果最近被Gonzalez（2008年）证实。我们调查是否增强锂耗尽在系外行星的宿主恒星可能会导致其旋转的历史。我们已经开发了旋转演化模型的缓慢和快速的太阳型转子从前主序（PMS）的年龄的太阳，并将它们的旋转周期的分布观察到的太阳型恒星之间的1万年和5 Gyr。我们发现，慢旋转发展之间的辐射核心和对流信封高度的差分旋转，而快速旋转演变与小核心信封去耦。我们认为，强差分旋转的对流信封的基础是负责增强锂消耗慢转子。我们的结论是，锂耗尽的系外行星宿主恒星的零年龄的主序列（ZAMS）的缓慢旋转，并认为，缓慢的旋转的结果，从一个长期持久的星盘相互作用在PMS。总而言之，这表明长寿的磁盘（> 500万年）可能是大质量行星形成/迁移的必要条件。
2008-09-03 astro-ph
Dynamical and evolutionary constraints on the nature and origin of hypervelocity stars
近年来，在银河系晕中观测到了几颗超高速星。这样的恒星被认为是通过银河系中心大质量黑洞（MBH）附近的动力学相互作用而被弹射出来的。有三种情况被认为是它们的抛射：由MBH引起的双星破裂，由吸入的IMBH引起的散射和由靠近MBH的恒星BH引起的散射。这些场景涉及银河系中心不同的恒星星族。在这里，我们使用的银河系中心的恒星星族的动态和进化的参数，以获得强有力的约束HVS的性质和起源的意见。我们表明，IMBH内旋场景需要太多（O（10^3））的主序星B存在接近MBH（<0.01 pc）在内旋时，而目前的观测显示O（10）这样的恒星。SBH的散射也需要在GC中观察到太多的B星，但它可能只占目前观察到的HVS的一小部分。二进制中断的情况仍然与目前的观察一致。此外，它表明，最近建议的签名HVS起源，如超高速双星和缓慢旋转的HVS比建议的要弱得多，需要太大的统计。此外，我们表明，由于接近MBH的条件，大多数双星系统预计不会在该地区生存很长时间。因此，独特的恒星星族，需要长期演变的双星预计不会被弹出的黑洞散射机制的HVS（这也可能与最近观察到的HVS的速度分布的不对称性）。
2008-09-10 astro-ph
The effects of inclination, gravity darkening and differential rotation on absorption profiles of fast rotators
影响快速旋转恒星吸收线轮廓的机制可以分为两类：（i）对温度和压力敏感的内在变化，以及（ii）所有谱线共有的全局效应。我提出了一个详细的研究，后者的影响，侧重于重力暗化和倾斜的各种旋转速度和光谱类型。结果表明，快速旋转星和刚性旋转星的谱线形状主要取决于赤道速度$v_{\rm e}$，而不是决定谱线宽度的投影旋转速度$v \sin{i}$。重力暗化和光谱类型的线轮廓的影响。结果表明，确定单个快转子倾角$i$的可能性，并表明，可以得出恒星样品的重力暗化的约束。虽然显着的线轮廓变形发生在恒星旋转速度为$v_{\rm e} \ga 200$公里秒$^{-1}$，为较慢的转子轮廓变形是边际。在这些情况下，例如，差动旋转不受重力暗化的影响，并且适用于慢旋转体的方法也可以应用于这些较快旋转体。
2003-06-24 astro-ph
The Hypervelocity Star SDSS J090745.0+024507 is a Short-Period Variable
我们提出了高精度测光的超高速恒星SDSS J090745.0+024507（HVS），它有一个银河系的静止坐标系径向速度为v=709公里/秒，所以很可能是从银河系中心的超大质量黑洞喷射。我们的数据是使用MMT 6.5米望远镜在两个晚上获得的，并补充了使用FLWO 1.2米望远镜在四个晚上获得的较低精度测光。高精度测光表明，HVS是一个短周期、低振幅的变星，周期P=0.2 ~ 2天，振幅A = 2- 10%。加上已知的有效温度T_eff ~ 10，500 K（光谱类型B 9），这种变化意味着HVS是慢脉动B型主序星的一员，从而解决了先前报道的恒星光度和距离的双重简并。HVS的日心距离为71 kpc，年龄约为0.35 Gyr。从银河系中心喷出的时间<1亿年，因此OS的存在构成了观测证据，证明在大约0.1 Gyr前，中央超大质量黑洞附近存在着年轻恒星。这是可能的，HVS是一个成员的二进制的潮汐中断的中央黑洞，我们讨论的约束条件的性质的同伴的轨道。
2005-07-21 astro-ph
The SAURON project - XII. Kinematic substructures in early-type galaxies: evidence for disks in fast rotators
[摘要]我们分析了48个早期型星系的二维地图，这些星系是用SAURON和OASIS积分场摄谱仪获得的，使用的是运动学，一种将表面光度学推广到视线速度分布高阶矩（LOSVD）的方法。在SAURON样本中，我们发现31%的早型星系是单组分系统。91%的多部件系统有两个运动子部件，其余的有三个。此外，29%的星系有运动学解耦的组件，核组件具有显着的运动学扭曲。我们发现，除了运动子分量之间的过渡区域之外，快速旋转体的速度图与倾斜盘的速度图非常相似。在E/S 0分类方面，这意味着74%的Es和92%的S 0具有盘状运动学组件。对于大多数的快速转子，运动轴比等于或小于其光度轴比，相反的预测与各向同性牛仔裤模型在不同的倾角。快旋体的位置角是恒定的，而慢旋体的位置角是突变的。正面星系的速度色散图具有类似于光分布的形状。我们构建了本地（bin的bin）h3 - V/sigma和h4 - V/sigma图从SAURON观测。我们证实了h3与Vσ的经典反相关，但也发现在某些天体中h3几乎为零，甚至与V/σ弱相关。快速和慢速旋转体的h4分布平均为轻度正值。慢转子和快转子之间的差异在LOSVD的所有时刻都是可追踪的，有证据表明不同的内在形状和轨道内容，因此可能有不同的进化路径。
2008-07-09 astro-ph
The rotational velocity of low-mass stars in the Pleiades
我们提出了新的vsini测量的235个低质量恒星在昴宿星。在我们的样本中，所有的恒星的微分旋转加宽已经解决。这些结果，结合以前发表的测量，提供了一个完整的和公正的旋转数据集的质量范围从0.6至1.2 Msol的恒星。应用数值反演技术的vsini分布，我们推导出低质量的昴星团成员的速度分布。比较IC 2602/2391和昂星团中低质量成员的旋转分布，我们发现G矮星在这段时间内的行为类似于固体，并遵循斯库曼尼奇定律。然而，昴星团和更老的星团（M34和毕星团）之间的比较表明，在早期的主序上，慢旋转星的制动比渐近斯库曼尼奇定律预测的要弱。这有力地支持了这样一种观点，即角动量在零年龄主序（ZAMS）上的慢旋子辐射核心中重新出现在昴星团和毕星团年龄之间的对流包络中。对于G-矮星，我们导出了核与包层之间的特征耦合时标约为1亿-2亿年。昴星团自转和日冕活动之间的关系与以前在其他星团和场星中的观测结果是一致的。我们表明，Rossby图提供了一个很好的描述的X射线活动的质量域研究的所有恒星。昴宿星的数据为缓慢和中等的旋转填补了X射线旋转之间的差距，发现缓慢的旋转和X射线的“饱和高原”观察年轻的快速旋转。
1998-03-11 astro-ph
The high-field magnetic white dwarf LP 790-29: not a fast rotator
我们已经研究了性质的磁性白矮星LP 790-29 = LHS 2293的偏振监测，寻找短期的变化。没有发现周期性，我们可以排除旋转周期之间的4秒和1.5小时的高置信度。当R波段圆偏振的平均值为V_R = +9.1+/-0.3%时，正弦变化的最大幅度为Δ R < 0.009 mag和Δ V_R < 0.7%。结合其他作者的早期结果，我们的观察表明LP 790-29实际上是一颗旋转非常缓慢的单颗白矮星，而不是一颗未被识别的快速旋转星和/或伪装的激变变星。
2001-12-04 astro-ph
Outflows from magnetic rotators I. Inner structure
本文提出了一个具有多方状态方程的磁化风稳态轴对称结构的简化模型。磁表面的形状被假定为已知的（在本文中为圆锥形）内的快速磁声表面。该模型是非自相似的。临界面处磁面的规则性由Alfvèn规则性条件和慢磁声临界点和快磁声临界点处的临界性条件来保证。这些条件被用来评估三个常数的运动，总能量，角动量，质量与磁通量的比率$α$，以及临界表面的形状。旋转速率$Ω$和多变常数$Q$作为磁表面的函数，连同轴上的质量-磁通量比$α_0$完全指定模型。给出了极限情况下的分析结果，并通过数值方法进行了参数研究。模型接受任何边界条件。鉴于流出的天体物理对象的属性，该模型允许其分类的旋转参数。临界表面是近球形的慢旋转，但成为强烈扭曲的快速旋转。与冷流不同，在有限熵流中，快点保持在有限距离处，并且发现对于给定的质量损失率，旋转速率是有限的。
1999-02-25 astro-ph
Outflows from magnetic rotators II. Asymptotic structure and collimation
计算了均匀外压作用下旋转磁化物体外流的渐近结构。流动被假定为完美的MHD，多变的，轴对称的和固定的。众所周知的相关的第一积分与围外压力，这是采取独立的距离源，确定的渐近结构。积分是通过在论文I（Lery等，1998）中建立的模型框架内求解底部的流动物理学来提供的，该模型假定快模表面以下为圆锥形几何，并确保Alfvén正则性条件。在远离源的地方，流出物呈圆柱形准直。慢（即具有小旋转参数$ω$）刚性转子在渐近区域中产生扩散电流分布。它们受气体压力控制。快速刚性转子具有芯-包封结构，其中载流芯被基本上无电流的区域包围，在该区域中方位角磁场占主导地位。总的渐近极向电流随外压的增加而减小。一个相当大的有限的电流仍然存在的快速转子，即使在非常小的，但仍然有限，压力。
1999-05-20 astro-ph
The kinematics of Core and Cusp galaxies: comparing HST imaging and integral-field observations
在这一过程中，我们期待在早期类型的星系从哈勃太空望远镜成像和它们的整体运动学观测与SAURON积分场摄谱仪的光度核属性之间的关系。我们比较内部的光度配置文件和慢/快旋转类，定义的幅度的一个新定义的LambdaR参数，表明慢旋转往往是更大规模的系统，并显示较浅的内部配置文件和快速旋转步进的。然而，值得注意的是，这两个光度组和运动学组之间并不存在一对一的关系。
2007-09-04 astro-ph
Protodiscs around Hot Magnetic Rotator Stars
我们开发的方程，并获得解决方案的结构和演化的原盘区域，最初形成的没有径向运动和超开普勒旋转速度时，风材料从一个热的旋转恒星被引导向其赤道面的偶极型磁场。它的温度约为$10^7$ K，这是因为激波加热和风物质的流入导致其赤道密度随时间增加。离心力和热压力相对于磁力增加，并且材料在其外边缘处逃逸。匀速旋转恒星的原盘区域几乎是匀速旋转的，除非有不稳定性介入，否则会径向收缩。在一颗角速度沿其表面向赤道方向增加的恒星中，原盘区域的角速度径向向外减小，磁旋转不稳定性（MRI）可以在几小时或几天内发生。MRI产生的粘度将重新调整原椎间盘材料的角速度分布，并可能有助于形成准稳定的椎间盘。因此，在均匀旋转恒星的数值模拟中发现的离心爆发并不意味着具有缓慢流出的准稳定盘不能在具有太阳型差异旋转的磁转子恒星周围形成。
2008-11-28 astro-ph
The Monitor project: Rotation of low-mass stars in the open cluster NGC 2516
我们报告了使用CTIO 4 m Blanco望远镜和8 k Mosaic-II探测器对NGC 2516进行i波段时间序列测光测量的结果，在15<~i<~19的范围内，每个数据点的测光精度优于1%。候选的星团成员是从16<V<26的V对V-I色星等图中选出的（涵盖了从0.7 M太阳质量到棕矮星极限以下的质量），找到了1685个候选者，我们预计其中约1000个是真正的星团成员，考虑到来自磁场的污染（这在我们的质量范围的极端是最严重的）。对这些周期性变化的搜索在0.15<~M/M_solar<~0.7的质量范围内得到了362次探测。发现自转周期分布随质量的变化呈现出明显的形态学特征，最快的自转周期以P>0.25天为界，最慢的自转周期以P \propto M^3为界，而M> 0.5 M_solar的自转周期则以P ~常数为界。旋转演化模型进行了研究，发现最快的转子的演化是很好地再现了传统的固体模型与质量相关的饱和速度，而核心包络解耦需要再现最慢的转子的演化。我们的模型都无法同时重现两个种群的行为。
2007-02-20 astro-ph
On the H$α$ emission from the $β$ Cephei system
Be星的特征是氢线间歇性的发射，是已知的快速旋转体。这种快速旋转是形成开普勒圆盘的必要条件，而开普勒圆盘又会产生辐射。然而，脉动的，磁性的B1 IV恒星$β$仙王座是一个非常缓慢的旋转体，仍然显示出H $α$发射事件，就像其他Be恒星一样，与当前的理论相矛盾。我们调查的假设，H $α$发射源于光谱未解决的同伴$β$ Cep。这两个未分辨的成分的光谱在6350- 6850 nm的范围内被光谱天文测量技术分离，使用的是位于拉帕尔马的北欧光学望远镜的ALFOSC获得的11个长缝光谱。我们发现H $α$的发射与$β$ Cep的主星无关，而是由于它的3.4等较暗的伴星。这种伴随现象已经通过散斑技术解决了，但传统的光谱学仍然无法解决。发射范围从大约$-$ 400到+400 km s $^{-1}$。在其90年轨道上的伴星很可能是一颗光谱类型在B6-8附近的经典Be星。通过确定它的Be星伴星是H $α$发射行为的起源，慢旋转体$β$ Cep的Be状态背后的谜团已经得到解决。
2006-10-06 astro-ph
Rotation and activity in the solar-type stars of NGC 2547
我们目前的高分辨率光谱的24个太阳型恒星的样本在年轻（15-40万年），疏散星团，NGC 2547。我们用我们的光谱，以确认在23这些恒星的集群成员，确定预计赤道速度和色球活动，并寻找存在的吸积盘。我们已经发现了快速（vsini> 50 kms）和慢速（vsini<10 kms）旋转体的例子，但没有发现任何样品中存在活跃吸积的证据。投影旋转速度的分布与稍老的IC 2391和IC 2602星团没有区别，这意味着类似的初始角动量分布和拱星盘寿命。非常慢的旋转子的存在表明，要么需要更长的盘寿命（1000万~ 4000万年），要么需要内部的差异旋转，或者NGC 2547（和IC 2391/2602）出生时的恒星比现在在更年轻的星团和星协中看到的要慢。NGC 2547中的太阳型恒星遵循与旧星团相似的旋转活动关系。X射线活动增加，直到vsini>15- 20 kms达到饱和水平。我们无法解释为什么log（L_x/L_bol）~-3.3的饱和度比其他星团低2倍，但排除了旋转速度过慢或X射线通量计算不确定的可能性。
2000-04-25 astro-ph
Deep MMT Transit Survey of the Open Cluster M37 III: Stellar Rotation at 550 Myr
在对年龄约5.5亿年的疏散星团M37进行深（14.5 ~< r ~< 23）20夜凌日行星巡天的过程中，我们测量了575颗位于星团主序附近质量为0.2 Msun ~< M ~< 1.3 Msun的恒星的自转周期。这是年龄超过5亿年的星团的最大旋转周期样本。使用这个丰富的样本，我们调查的旋转周期，颜色和光度变化的幅度之间的关系。M >~ 0.8 Msun的恒星在周期和质量之间表现出紧密的相关性，较重的恒星旋转得更快。有一组4颗恒星的P > 15天，远高于这个关系，如果这是真的，将对恒星角动量演化理论提出重大挑战。在0.8 Msun以下，恒星继续遵循周期-质量相关，但有一个快速旋转的宽尾巴，随着质量的减少而扩展到更短的周期。我们将这些结果与其他疏散星团的观测结果相结合，以检验低主序星角动量演化的标准理论。我们发现，该模型再现了太阳质量恒星的观测结果，但对于0.6 ~< M ~<1.0Msun的恒星，模型的结果与观测结果有明显的差异。我们还发现，对于晚K到早M的矮星在这个集群中的快速旋转往往是蓝色的比慢旋转在B-V，但红色比慢旋转在V- I_{C}。这一结果支持了低质量主序星的温度和半径的观测值与预测值之间的显著差异是由于恒星活动的假设。
2008-09-22 astro-ph
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。
2005-09-30 astro-ph
The Monitor project: Rotation of low-mass stars in NGC 2362 -- testing the disc regulation paradigm at 5 Myr
我们报告的NGC 2362的时间序列测光调查的结果，进行了使用CTIO 4米布兰科望远镜和Mosaic-II探测器作为监视器项目的一部分。在0.1 <~ M/Msol <~ 1.2的质量范围内，计算了271个候选星团成员的自转周期。旋转周期分布显示出明显的质量依赖形态，与NGC 2264在性质上类似，这与该星团的年龄是一致的。使用模型的角动量演化，我们表明，角动量损失的~1-5百万年的年龄范围似乎是需要的，以再现的演化最慢的旋转在样本中从ONC到NGC 2362，发现许多以前的研究。通过结合斯皮策IRAC中红外测量，我们发现3-4个显示中红外过量的物体表明存在拱星盘都是慢旋转体，正如在早期前主序星角动量演化的盘调节范例中所预期的那样，但由于样本量非常有限，目前这一结果在统计上并不显著。
2007-11-15 astro-ph
Be born slow or die fast: spin evolution of neutron stars with alignment or counteralignment
考虑自旋轴和磁轴之间夹角χ的变化，我们重新讨论了中子星（NS）的磁旋转演化.这个元素的进化的NS是非常重要的年龄估计和人口建模，但通常被忽视。在两种能量损耗模型的框架下，我们证明了除非NS的倾角χ_0非常接近（在1度以内）最大损耗的位置，否则具有短初始周期的双稳星很快到达能量损耗小的区域（在磁偶极子损耗的情况下是对齐的转子，在电流损耗的情况下是正交的转子），而没有显著的自旋下降。这意味着，要么大多数已知的NS应该出生与相对较长的周期接近目前观察到的值，或初始倾角应该是大的（接近90）的磁偶极子模型和非常小的（接近0）的电流损耗模型，或这两个模型不能适用于一个典型的NS的整个演变轨迹。特别是，磁星候选人应该出生的周期接近观察到的能量损失的两种模型的范围内。我们讨论了这些考虑因素如何影响人口合成模型和年龄估计不同类型的孤立的NS。重点电流损耗的模型，我们说明了我们的结论与进化轨迹重建的P- \sin χ平面。我们的结论是，最有可能的是现有的能量损失模型-磁偶极子和纵向电流-需要认真修改，另一方面，根据\sin x =1=const的标准假设下获得的估计没有坚实的理论基础，应该小心。
2006-11-10 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: rotation and nitrogen enrichment as the key to understanding massive star evolution
旋转已经成为大质量恒星演化模型中的一个重要元素，特别是通过预测旋转混合。在这里，我们研究了一个样本的恒星，包括快速旋转，以约束这样的模型，并使用氮富集作为探针的混合过程。利用非LTE TLUSTY模式大气网格，估算了大麦云云中135颗自转速度高达~ 300 km/s的早期B型星的化学成分（C、N、O、Mg和Si）。演化模型，包括旋转混合，已产生试图重现这些意见，通过调整过冲和旋转混合参数，并产生合理的协议与我们的核心氢燃烧样品的60%。我们发现（不包括已知的双星）一个显着的人口的高度富氮的本征慢旋转vsini小于50公里/秒与我们的模型不兼容（约20%的样本）。此外，虽然我们发现与模型一致的富集的快速旋转体，但相对未富集（进一步~20%的样品）的进化（log g小于3.7dex）快速旋转体的观察挑战了旋转混合的概念。我们还发现，70%的蓝超巨星样本不能直接从氢燃烧的主序星演化而来。留给我们的是一幅图景，在那里，为了理解一群大质量主序星的表面特性，需要调用双星性，也许还需要化石磁场。
2008-02-18 astro-ph
Pair creation supernovae at low and high redshift
成对产生超新星（PCSN）被认为是由非常大质量的低金属量恒星产生的。异常明亮的SN 2006 gy确实显示了PCSNe的预期特征。在这里，我们调查的金属阈值低于PCSN可以形成和估计其发生率。对150 $\mso$和250 $\mso$的低金属丰度恒星（Z $_{\odot}$ /5和Z $_{\odot}$ /20）进行了恒星演化计算，并分析了它们的质量损失率。我们发现，准化学均匀演化的快速旋转和传统的演化较慢的旋转，这已经发现大规模的低金属丰度恒星，在这里考虑的质量范围内的分歧。因此，有两种不同的PCSN祖先类型：（I）快速旋转体从非常大质量的沃尔夫-拉叶星中产生PCSN，（II）慢速旋转体在富含氢的大质量黄超巨星中产生PCSN。我们发现，富含氢的PCSN可能发生在金属丰度高达Z $_{\odot}$ /3，这-假设标准IMF仍然有效，以估计其出生率-结果约为一个PCSN每1000超新星在本地宇宙，和一个PCSN每100超新星在红移$z=5$。WC型沃尔夫-拉叶星的PCSNe仅限于低得多的金属丰度。
2007-08-14 astro-ph
The SAURON project -- IX. A kinematic classification for early-type galaxies
用SAURON IFS获得的48个代表性的E和S 0星系的二维恒星运动学表明，早型星系出现在两个广泛的风味，这取决于它们是否表现出明显的大尺度旋转或没有。我们定义了一个新的参数LambdaR，它涉及整个二维运动学场的光度加权平均值，作为一个代理来量化所观察到的每单位质量的投影恒星角动量。我们使用它作为一个新的运动学分类的基础：早期型星系分为慢和快的旋转（SR，FR），这取决于它们是否有LambdaR值在其有效半径Re低于或高于0.1，分别。SR和FR被证明是物理上不同类别的星系，结果不能简单地是一个有偏见的视角的后果。FR通常是光度相对较低的星系。SR往往是更明亮和更大质量的星系，但仍然分布在一个广泛的绝对星等范围内。在我们的样本中，有3个慢旋子，其中最大的一个，与零旋转一致。值得注意的是，所有其他SR都包含一个大kpc规模的KDC。所有的FR显示出良好对齐的测光和运动学轴，和小的速度扭曲，与大多数SR表现出显着的错位和速度扭曲。在一个配套文件（纸X），我们还表明，FR和SR是不同的类在其轨道分布。我们认为，气体是一个关键的成分，在形成和演变的FR，最慢的旋转是极端的进化终点达到深在引力势阱中的无耗散合并的演变中发挥了重要作用，并为其中大部分的重子角动量被驱逐出去。（节略）
2007-08-28 astro-ph
