Dynamical Simulations of Magnetically Channeled Line-Driven Stellar Winds: III. Angular Momentum Loss and Rotational Spindown
我们研究的角动量损失和相关的旋转自旋与线驱动的恒星风和旋转排列的偶极磁场的磁性热星。我们的分析是基于我们以前的2-D数值MHD模拟研究，研究风，场和旋转之间的相互作用作为两个无量纲参数的函数，一个表征风磁约束（$η_{\ast} \equiv B_{eq}^{2} R_{\ast}^{2}/{\dot M} v_{\infty}$），和其他的比率（$W \equiv V_{rot}/V_{orb}$）的恒星旋转临界（轨道）速度。我们比较和对比的2-D，随时间变化的角动量损失的偶极子模型的热星风与经典的1-D稳态分析的韦伯和戴维斯（WD），谁使用了理想化的电磁场模型的角动量损失的太阳风。尽管存在差异，我们发现，总的角动量损失${\dot J}$在两个立体角和时间的平均密切遵循一般WD标度${\dot J} = (2/3) {\dot M} ΩR_{A}^{2}$，其中${\dot M}$是质量损失率，$Ω$是恒星的角速度，和$R_{A}$是一个特征阿尔文半径。然而，这里的一个关键区别是，对于偶极场，这个阿尔文半径具有强场标度$R_{A}/R_{\ast} \approx η_{\ast}^{1/4}$，而不是弱场的标度$R_{A}/R_{\ast} \sim \sqrt{η_{\ast}}$。这导致了一个更慢的恒星自旋时间，在偶极情况下的尺度为$τ_{spin} = τ_{mass}…
2008-10-23 astro-ph
Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars I: Numerical Method and Evolution of the Internal Stellar Structure
跟踪了零龄主序星（ZAMS）质量在8 ~ 25 M_sun范围内的旋转恒星的稳定演化的各个阶段。初始角动量的选择使得ZAMS上恒星的赤道旋转速度范围从零到分裂的70%。角动量和化学物种的重新分配，然后作为旋转引起的环流和不稳定性的结果。包括离心力对恒星结构的影响。不确定的混合效率是通过观察来衡量的。我们发现，正如在以前的工作中指出，旋转增加了氦核心的质量和丰富的恒星信封与产品的氢燃烧。我们确定，第一次，角动量分布在典型的前超新星恒星及其详细的化学结构。角动量损失由于（非磁性）恒星风和角动量的重新分配在核心氢燃烧是至关重要的核心的特定角动量。忽略磁场，我们发现角动量输运从核心的信封是不重要的核心氦燃烧后。得到了1 E16合金铁芯和堆焊材料的比角动量。1E17 erg s.这些值对初始角动量不敏感。它们足够小，可以避免铁芯在坍塌前发生三轴变形，但也可能导致中子星在接近分裂时旋转。它们也在伽马射线暴的雷达模型所需的范围内。与测量的年轻恒星的自转速率的明显差异进行了讨论。
1999-07-12 astro-ph
A catalog of reference stars for long baseline stellar interferometry
长基线恒星干涉仪的校准过程需要使用具有精确确定的角直径的参考星。我们提出了一个目录中的374个精心挑选的恒星中提供的全天网络的红外源科恩等。1999年。该星表受益于非常好的天空覆盖率和角直径的中值形式误差仅为1.2%。此外，它的群体在一个均匀的方便设置恒星坐标，均匀和边缘变暗的角直径，光度测量，以及其他相关的光学干涉测量参数。在本文中，我们描述的选择标准适用于合格的恒星作为参考源。然后，我们讨论了星表的统计性质，如天空覆盖率、星等分布和角直径分布。我们研究了可用参考星的数量作为基线的函数和能见度测量所需的精度。最后，我们将Cohen等人1999年预测的角直径与文献中现有的测定结果进行了比较，发现非常一致。
2003-01-22 astro-ph
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。
2001-05-30 astro-ph
Associations of water and methanol masers at milli-arcsec angular resolution in two high-mass young stellar objects
以往对大质量恒星形成区（SFR）分子脉泽的高角分辨率（<0.1角秒）研究主要集中在水或甲醇脉泽上。虽然高角分辨率观测已经澄清，水脉泽起源于与原恒星喷流有关的冲击，不同的环境已经提出了几个来源来解释甲醇脉泽的起源。本文的目的是研究SFR中甲醇脉泽诞生地的性质以及同一年轻天体中水和甲醇脉泽发射之间的联系。利用相位参考甚长基线干涉仪（VLBI）对两个大质量SFR（SH 2-255 IR和AFGL 5142）的水和甲醇脉泽进行了观测。在Sh 2-255中，红外水脉泽沿1-10角秒角尺度上观察到的分子外流方向排列，可能跟踪从盘状大气中出现的盘风。在AFGL 5142中，水脉泽追踪原恒星喷流底部的膨胀，而甲醇脉泽更可能追踪的是下落而不是流出的气体。AFGL 5142的结果表明，水和甲醇脉泽跟踪不同的运动学结构的拱星气体。
2006-10-16 astro-ph
The Nature of Stellar Winds in the Star-Disk Interaction
星风对于金牛座T星吸积的角动量传输可能很重要，但这些风的性质仍然没有得到很好的约束。我们提出了一些模拟结果的假设，热（~ 1 e6 K）从金牛座T星的日冕风，我们计算出预期的发射特性。对于解决角动量问题所需的高质量损失率，我们发现辐射损失将远远大于吸积过程所能提供的能量。我们把一个上限的质量损失率从吸积动力日冕风的~ 1 e-11太阳质量每年。我们的结论是，吸积驱动的恒星风仍然是一个很有前途的解决恒星角动量问题的方案，但风必须是冷的（~ 1 e4 K），因此不是由热压力驱动。
2007-07-02 astro-ph
Observations of the pulsation of the Cepheid l Car with the Sydney University Stellar Interferometer
用悉尼大学恒星干涉仪（SUSI）在696 nm波长下对造父变星南车进行了观测，得到了它的平均角直径和角脉动幅度。由此得到的平均边缘变暗角直径为2.990+-0.017质量（即+-0.6%），最大到最小振幅为0.560+-0.018质量，相当于平均恒星直径的18.7+-0.6%。仔细注意了不确定性，包括测量中的不确定性、所采用的校准器角直径、零基线能见度平方的预测值以及系统效应。在696 nm处没有发现拱星包层的证据。干涉测量的结果已结合径向位移的恒星大气来自选定的径向速度数据从文献中确定的距离和平均直径的l车。距离被确定为525 ± 26秒差距，平均半径为169 ± 8 R（太阳）。与公布的距离和平均半径值的比较显示出很好的一致性，特别是当一个共同的比例因子从观测到的径向速度脉动速度的恒星大气（P-因子）被使用。
2008-12-28 astro-ph
The Nuclear Stellar Cluster in the Seyfert~1 Galaxy NGC 3227: High Angular Resolution NIR Imaging and Spectroscopy
介绍了Seyfert 1星系NGC 3227核区（10“~ 840 pc）的近红外高角分辨率散斑成像和成像光谱。一个核星团在J和H波段有轻微的分辨，从K到J波段对近红外连续谱的贡献越来越大。与邻近的连续谱相比，恒星的吸收线被延长，表明星团的尺寸为~ 70 pc FWHM。对这些谱线的分析表明，在3.6“口径的H（K）波段中，恒星贡献了大约65%（40%）的连续辐射。星族合成与近红外光谱合成相结合表明，红超巨星的年龄在2500万年到5000万年之间，这一年龄对近红外光谱的贡献最大。这是支持公布的光学数据的MgIb线和CaII三重态。虽然不能排除AGB星主导近红外光的~ 0.5 Gyr的更高年龄，但观测到的参数处于AGB星主导的星团预期的极限。然而，在这两种情况下，被解析的星团只贡献了内部300 pc总动力学质量的约15%，这意味着另一个更古老的恒星星族。过去10 Gyr的纯粹恒定恒星形成可以排除。因此，至少有两个恒星形成/星暴事件发生在NGC 3227的核心。由于在其他星系的核中也观察到了这样的恒星形成历史序列，因此恒星形成活动与活动星系核本身之间的联系似乎是可能的。
2000-10-17 astro-ph
Disk Formation In Hierarchical Hydrodynamical Simulations: A Way Out Of The Angular Momentum Catastrophe
我们报告的两个宇宙学流体动力学模拟中的层次聚类的情况下，共享相同的初始条件下，盘状结构的形成的结果。在第一个中，一个简单而通用的恒星形成的实现允许星系般的物体与恒星凸起和扩展，人口磁盘形成。圆盘中的气体来自于两个方面，在合并中幸存下来的粒子保持了部分角动量，而一旦合并过程结束，新的气体供应则通过下落来实现，具有全局比角动量守恒。恒星膨胀是由失去了大部分角动量的气体形成的。在第二次模拟中，没有包括恒星形成。在这种情况下，物体由一个人口过多的中心气体浓度，和一个扩展的，人口不足的磁盘。中心浓度是由在剧烈事件中遭受重要角动量损失的粒子形成的，它通常包含超过70%的物体重子质量。外盘是由后期的气体流入形成的，这大致保持了它的角动量。这两个模拟之间的差异可能是由于在第一个模拟中形成的恒星膨胀状核心的稳定特性，这减少了由合并和相互作用引发的气体流入。
1998-09-24 astro-ph
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.
2007-03-01 astro-ph
Milliarcsecond angular resolution of reddened stellar sources in the vicinity of the Galactic Center. II. Additional observations
我们目前在2006年8月获得的月球掩星观测与最近演示的突发模式的ISAAC仪器在ESO VLT。这里介绍的结果是在2006年3月对一组类似但不相关的来源进行的先前报告的观测之后得出的。在银河系隆起的内部区域，星际消光在可见光波长下达到数十个星等。因此，该地区的大多数源都没有得到很好的研究，大量潜在的有趣的源，如具有拱星壳的晚型巨星，恒星脉泽，红外星，仍然被排除在问题较少的地区进行的典型调查之外。还有大量的二进制文件未被发现。通过观测该区域的LO事件，我们获得了以前所未有的灵敏度和角分辨率的组合来调查至少选定数量的源的手段。本振技术可以在超大望远镜上获得灵敏度为K~ 12 mag的质量分辨。我们利用了一个有利的机会，月球通过拥挤的地区在银河系中心的一般方向，观察78个LO事件的严重红恒星源。我们已经探测到六颗新的双星和一颗三星，典型的投影距离约为0.01”。我们还探测到了行星状星云中一个脉泽和一颗中心恒星周围的致密环星辐射。此外，我们还测量了两颗碳星和其他红外光源的直径和/或拱星壳。与我们以前的结果一致，我们得出结论：在8米级望远镜上，探测器子窗口的快速读出模式下，月掩星可以获得接近0.001”的角分辨率，灵敏度K~ 12 mag。
2008-07-21 astro-ph
Supernova Explosions from Accretion Disk Winds
从大质量旋转恒星内部形成的吸积盘吹来的风可能会导致恒星爆炸，可以观察到Ibc型和II型超新星。风的一个关键特征是它们能够产生为超新星光变曲线提供动力所必需的放射性镍-56。风的强度取决于由中微子发射和束缚核的光致蜕变引起的吸积盘冷却。这些冷却过程取决于恒星祖先的角动量，通过开普勒半径处的维里温度，在那里形成盘。因此，一个可观测到的超新星对应于伽马射线暴（GRB）的产生可能取决于恒星祖先的角动量。具有低角动量的恒星可能会产生伽马射线暴而不会产生可观测的超新星。角动量大的恒星可能会产生像SN 1998 bw这样非常明亮和充满活力的超新星。具有中等角动量范围的恒星可能同时产生超新星和伽玛暴。
2003-01-22 astro-ph
Can FU Orionis Outbursts Regulate the Rotation Rates of T Tauri Stars?
我们建议，FU Orionis爆发可能发挥重要作用，在维持经典的磁盘吸积金牛座T星的缓慢旋转。目前估计的频率和持续时间的FU猎户座爆发和质量吸积率的金牛座T和FU猎户座恒星表明，更多的质量可能会吸积在爆发期间比在金牛座T阶段。如果是这样的话，那么爆发也应该支配角动量的吸积。在爆发期间，吸积率非常高，恒星的磁场不应该破坏磁盘，磁盘将一直延伸到恒星表面。标准的薄盘模型预测，恒星应该会吸积大量的角动量，这将产生恒星的长期自旋。我们提出的边界层解决方案FU猎户座参数表明，角动量吸积率下降到零以下的恒星旋转率，始终大大低于解体，但取决于质量吸积率和恒星半径的定义。当角动量吸积率下降到接近零时，恒星将停止旋转。更快的恒星自转速率会产生负的角动量吸积，使恒星向下旋转。因此，FU Orionis爆发可以保持恒星的自转速率接近于某个平衡值，在这个平衡值下，角动量吸积速率很小。我们表明，这种平衡的旋转速率可能是类似的观测到的金牛座T星的旋转速率，因此，我们建议，FU猎户座爆发可能是负责观测到的金牛座T星的缓慢旋转。这种机制是独立的磁盘是否被破坏的恒星磁场在金牛座T阶段。
1996-03-15 astro-ph
On the Spatial Distribution of Stellar Populations in the Large Magellanic Cloud
我们测量了大麦云云（LMC）中一个跨度为2度乘1.5度的区域中恒星的角关联函数。我们发现，恒星星族的关联函数的角度分离的指数函数表示为2和40 arcmin之间的分离（对应于~ 30 pc和550 pc的LMC距离为50 kpc）。内边界由不同的、高度相关的结构确定，这些结构是我们更熟悉的星团，外边界由观测区域的大小和区域内两个主要恒星形成中心的存在确定。我们还发现，关联函数的归一化和标度长度随恒星星族的平均年龄而系统地变化。正相关的存在，在大的分离（~300 pc），即使在最年轻的人口，认为在目前的恒星形成的大规模层次结构。随着恒星年龄的变化，角相关向较低的标准化和较长的尺度长度演化，这说明恒星随时间的色散。我们表明，一个简单的，随机的，自传播的恒星形成模型是定性一致的关联函数的这种行为。
1999-02-20 astro-ph
The energy release--stellar angular momentum independence in rotating compact stars undergoing first-order phase transitions
本文用广义相对论方法计算了旋转中子星（NS）中心一级相变（PT）的能量释放。能量释放，E_rel，等于初始（正常）相位配置和包含超密物质核心的最终配置之间的质能差，假设重子总数和角动量恒定。计算是使用精确的伪谱二维数值代码进行的，多方状态方程（EOS）以及现实的EOS（Skyrme相互作用，平均场论K介子凝聚）被使用。结果得到了广泛的亚稳性的初始配置和尺寸的新的超密相核心的最终配置。对于一个固定的“过压”dP，定义为坍缩亚稳恒星的中心压力相对于平衡的一阶PT压力的超额，能量释放达到数值精度并不依赖于恒星的角动量，并且与具有相同dP的非旋转恒星的能量释放一致。当超密相核的赤道半径远小于恒星的赤道半径时，可以得到E_rel的解析表达式：对于小dP，E_rel与dP ^2.5成正比。在较高的dP下，非自转星的一维E_rel（dP）计算结果与快速自转星的二维精确结果具有很高的精度。对于给定的超压，能量释放与角动量的独立性也适用于所谓的"强“PT（使恒星不稳定，对抗轴对称扰动），以及”跳跃“越过能量势垒的PT。
2007-10-08 astro-ph
Milliarcsecond angular resolution of reddened stellar sources in the vicinity of the Galactic Center
月球掩星技术第一次被用于近红外甚大望远镜，目的是系统地获得恒星源的毫角秒分辨率。我们已经演示了ISAAC仪器的突发模式，使用检测器的小区域上的快速读出，在几个平方角秒的区域上一次记录几十秒的数据。我们已经利用这个机会记录了大量的LO事件期间，在2006年3月通过月球接近银河系中心。我们已经开发了一个用于处理LO数据的数据管道，包括使用基于小波的方法自动估计主要数据分析参数，以及初步拟合和绘制所有光变曲线。我们在大约四个小时内记录了51个LO事件。其中，30个结果足够的质量，使详细的拟合。我们检测到两个二进制subarcsec投影分离和三个恒星的边缘解决角直径约2 mas。两个以上的SiO脉泽，被发现解决，在一种情况下，我们可以恢复的亮度分布的扩展发射，这是很好地符合光学薄壳。剩余的未分辨星用于表征该方法的性能。超大望远镜的LO技术是一种强大而有效的方法，可以实现当今任何技术中最好的角分辨率、灵敏度和动态范围。目标的选择自然是有限的，联络点是固定时间的事件，但每次观测只需要几分钟，包括间接费用。因此，LO非常适合填补标准观测之间的空闲时间的小间隙。
2008-07-21 astro-ph
The Stellar Content Near the Galactic Center
利用高角分辨率的J、H、K和L'像研究了SgrA ~* 6角秒内的恒星含量。这些资料完整到K ~ 16，是迄今为止已发表的该地区最深的地磁观测资料。
1997-10-14 astro-ph
