Detection of Keplerian dynamics in a disk around the post-AGB star AC Her
到目前为止，通过高光谱和空间分辨率的观测，在AGB或后AGB物体中（在红色矩形中）只有一个旋转盘被清楚地识别和研究。然而，盘被认为在后期恒星演化中起着关键作用，并被怀疑围绕着许多演化的恒星。我们的目标是扩展我们对这些结构的知识。我们提出了干涉观测的CO J=2-1发射星云周围的后AGB星AC她，源属于一类的对象，共享属性与红色矩形和开普勒磁盘的提示。我们清楚地检测到开普勒动力学的第二个磁盘围绕一个进化的恒星。它的主要属性（大小，温度，中心质量）来自数据的直接解释和模型拟合。有了这一点，我们确认，有磁盘轨道的恒星，这相对广泛的类后AGB对象
2015-02-05 astro-ph.SR
Structure of Uniformly Rotating Stars
本文计算了质量在1.625 ~ 8 M_ \odot之间的10颗恒星的零龄主序星模型和从零到近临界自转的21个自转速率。表面形状被用来区分旋转，而不是表面赤道速度或旋转速率。使用表面形状接近于但不完全等同于使用旋转速率与临界旋转速率的比率。使用恒定形状作为旋转变量意味着它和质量是可分离的，这对旋转速率或表面赤道速度都不正确。因此，许多性质，包括表面上任何地方的有效温度与赤道温度的比值，几乎与模型的质量无关，只要旋转速率以这种方式变化，以保持表面形状不变。
2011-05-03 astro-ph.SR
Rotating Parker wind
我们重新考虑热驱动旋转帕克风的结构。旋转，没有\Bf，性质上改变了亚音速区域的结构：解决方案变得非单调，不延伸到原点。对于小角速度解有两个临界点-X点和O点，它们在中心恒星$Ω_{crit} = G M_\ast/(2 \sqrt{2} c_s R_{b}^2)$的临界角速度处合并（其中$M_\ast$和$R_{b}$是中心恒星的质量和半径，$c_s$是风中的声速）。对于较大的自旋，解中没有临界点。对于赤道发射的盘风（当风的底部以开普勒速度旋转时），日冕声速应小于$\approx 0.22 v_K$，以便连接到临界曲线（$v_K$是盘上给定位置的开普勒速度）。
2019-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Classical and general relativistic post-Keplerian effects in binary pulsars hosting fast rotating main sequence stars
我们认为一个脉冲星和一个大规模的，快速旋转，高度扭曲的主序星组成的二元系统作为一个潜在的场景，动态地把测试某些后开普勒效应的牛顿和后牛顿性质。我们数值产生的扰动$Δ\left(δτ\right)$的Rømer一样，脉冲星的时间延迟$δτ$的轨道分量超过10年引起的PN引力电质量矩，四极，引力磁自旋偶极子和八极加速度与牛顿四极的时间序列。我们不处理各种传播时间延迟由于行进的电磁波。结果表明，对于一颗轨道周期为$P_\textrm{b}\simeq 40-70\ \textrm{d}$的脉冲星围绕的具有$M = 15\ \textrm{M}_\odot$、$R_\textrm{e} = 5.96\ \textrm{R}_\odot$、$ν= 0.203$、$S = 3.41\times 10^{45}\ \textrm{J}\ \textrm{s}$、$J_2 = 1.92\times 10^{-3}$的Be型恒星，经典扁率驱动效应是在$\lesssim 4-150\ \textrm{s}$水平，而pN位移的量级是$\lesssim 1.5-20\ \textrm{s}\ \left(GMc^{-2}\right)$、$\lesssim 10-40\ \textrm{ms}\ \left(GMR^2_\textrm{e} J_2 c^{-2}\right)$、$\lesssim 0.5…
2019-08-13 astro-ph.SR gr-qc physics.space-ph
Viscous decretion discs around rapidly rotating stars
我们讨论了快速旋转恒星周围的定常粘性开普勒递减盘。我们假设，低频模式，这可能是激发的不透明度凸块机制，对流运动的核心，或潮汐力，如果恒星是在一个二元系统，可以传输足够的角动量到该地区接近恒星表面。在这个假设下，我们构造了一个星盘系统，在这个系统中，由于角动量的供应，在快速旋转的恒星周围形成了一个粘性的减速盘。我们发现一系列的解决方案，稳定的粘性递减盘周围的快速旋转的恒星，扩展到$R_{\rm disc}\gtsim~10R_*$与$R_*$是赤道半径的恒星，取决于角动量供应量。
2013-08-13 astro-ph.SR
On the Maximum Mass of General Relativistic Uniformly Rotating White Dwarfs
本文在广义相对论的框架内分析了匀速旋转白矮星的性质。应用Hartle形式构造了爱因斯坦方程的自洽内外解。计算了旋转白矮星的质量、半径、转动惯量和四极矩随恒星中心密度和自转周期的变化。得到了旋转白矮星在稳定位形下的最大质量。
2012-10-26 astro-ph.SR gr-qc
Rossby waves on stellar equatorial beta-planes: uniformly rotating radiative stars
Rossby波的出现是由于旋转流体中的总涡量守恒，并可能支配恒星内部的大尺度动力学。最近的太空任务收集了大量关于许多恒星的光变曲线和活动的信息，这引发了对恒星表面和内部Rossby波的观测。研究了具有亚绝热垂直温度梯度的均匀旋转辐射星分层内部Rossby波的理论性质。本文利用赤道β平面近似和温度的线性垂直梯度研究了辐射星内部赤道俘获Rossby波和惯性重力波的线性动力学。控制方程采用纵横向分离变量法求解。垂直和纬度的解决方案的波被发现是由贝塞尔函数和厄米多项式，分别。在恒星表面和两极适当的边界条件定义解析色散关系的Rossby，Rossby重力和惯性重力波。波被限制在30-50 $H_0$的表层中，其中$H_0$是表面密度标度高度，并且被困在$\pm 60^0$的纬度之间。用$m=1$（$m=2$）（其中$m$是环向波数）的Rossby波的可观测频率（用恒星自转的角频率归一化）在0.65-1（1.4-2）的区间内，取决于恒星自转、半径和表面温度。利用开普勒和TESS星的光变曲线可以系统地观测到Rossby型波。观测和理论可以用来探测恒星内部。
2023-01-18 astro-ph.SR
Models of extended decretion disks of critically rotating stars
大质量恒星在演化过程中可能会达到临界旋转阶段，此时旋转速度不再可能进一步增加。赤道区域的物质喷射形成了气体外流盘，这使得恒星可以去除多余的角动量。盘的外部可以延伸到离母星很远的地方。我们研究了赤道递减盘的密度、径向速度、方位速度和角动量损失率直到相当远的外部区域的演化。我们计算了从初始开普勒态到最终定态的密度、径向速度和方位角速度的演化。
2013-09-13 astro-ph.SR
Pair-Instability Supernovae of Fast Rotating Stars
我们提出了对不稳定的超新星在爆炸阶段考虑快速旋转的二维模拟。最近对Pop III恒星形成的研究表明，这些恒星可能以大约100 Msun的质量尺度诞生，并具有强烈的自转。根据恒星演化模型，这些大质量的Pop III恒星可能是作为高能量的对不稳定超新星而死亡的。我们进行二维计算，以调查对不稳定超新星的旋转的影响。我们的研究结果表明，旋转导致非球面爆炸由于各向异性崩溃。如果第一批恒星在它们的对不稳定性爆炸之前，氧核的开普勒旋转速率为50%，那么整体镍的产生量可以显着减少约两个数量级。一个极端的情况下，100%的开普勒旋转率显示了一个有趣的功能，沿赤道面的流体不稳定性所造成的非同步和各向异性点火的爆炸，使冲击运行到下降的气体和产生的Richtmyer-Meshkov不稳定性。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The ALMA view of the protostellar system HH212 - The wind, the cavity, and the disk
内容：因为它被简单地从侧面观察，HH 212原恒星系统是研究低质量恒星形成的最早阶段的流入，流出和旋转相互作用的理想实验室。目的：我们希望利用ALMA提供的高角分辨率、高灵敏度、高成像保真度和光谱覆盖率的无与伦比的组合来阐明HH 212最内部中心区域的复杂运动学。研究方法：在早期科学周期0操作的扩展配置中，我们在几种分子示踪剂和850 $μ$ m尘埃连续体中使用第7波段的ALMA干涉仪以约0.5角秒的分辨率绘制了HH 212系统的内部10”（4500 AU）。结果如下：在一个单一的ALMA光谱设置中，我们同时确定了已知参与恒星形成配方的所有关键成分，即：（i）由原恒星驱动的快速、平行的双极SiO喷流，（ii）大规模的向上扫掠的CO流出，（iii）扁平的旋转和下落的包层，流出物雕刻出双极空腔（在C $^{17}$ O（3- 2）中），和（iv）充满空腔并围绕轴向射流的旋转广角流（在C $^{34}$ S（7- 6）中）。此外，紧凑的高速C $^{17}$ O发射（$\pm$ 1.9- 3.5 km s $^{-1}$从系统）显示沿赤道面的速度梯度与旋转盘约0.2弧秒= 90 AU周围的$\simeq 0.3 \pm 0.1 M_{\rm \odot}$源一致。旋转圆盘可能是开普勒的。结论：HH 212是第三颗0类原恒星，可能具有半径为$\geq 30 AU$的开普勒盘特征。在我们的C…
2014-07-23 astro-ph.SR
Gravity darkening in rotating stars
解释快速旋转恒星的干涉观测需要一个好的表面有效温度模型。到目前为止，T_eff \propto g_eff^β形式的定律一直被使用，但它们只对缓慢旋转的恒星有效。我们提出了一个简单的模型，可以描述纬度的变化，在任何旋转速率的旋转恒星的流量。该模型假设能流是一个与有效引力反平行的无发散矢量。当质量分布可以用罗氏模型描述时，有效温度的纬向变化只取决于一个参数，即赤道速度与开普勒速度的比值。我们验证这个模型，通过比较其预测的最现实的二维模型的旋转恒星发出的ESTER代码。这与观测到的两颗快速旋转的恒星--α Aql和α Leo--的结果非常吻合。我们建议，只要灰色大气可以接受，来自旋转恒星的干涉观测的流量分布的数据反演使用这样的模型，它只有一个自由参数。
2011-09-14 astro-ph.SR
Tidally driven mean flows in slowly and uniformly rotating massive main sequence stars
本文计算了双星系统中缓慢匀速旋转的大质量主序星的潮汐驱动平均流。我们把伴星引起的潮汐势看作是主星的一个小扰动。我们计算的主要受迫线性振荡的潮汐响应，作为一个函数的潮汐强迫频率$ω_{\rm tide}=2(Ω_{\rm orb}-Ω)$，其中$Ω_{\rm orb}$是平均轨道角速度和$Ω$是旋转的主要恒星的角速度。潮汐响应的幅度与参数$f_0\propto (M_2/M)(a_{\rm orb}/R)^{-3}$成正比，其中$M$和$M_2$是主星和伴星的质量，$R$是主星的半径，$a_{\rm orb}$是恒星之间的平均轨道间距。对于一个给定的$f_0$，振幅依赖于$ω_{\rm tide}$，当$ω_{\rm tide}$与恒星的自然频率共振时，振幅变大。使用潮汐响应，我们计算轴对称平均流量，假设平均流量是通过线性潮汐响应的非线性效应驱动的非振荡流。我们发现，$ϕ$分量的平均流速占主导地位。我们还发现，平均流量的振幅是大的，只有在表面层的非绝热效应是显着的，振幅仅限于赤道地区的明星。根据$M_2/M$和$a_{\rm orb}/R$，表面平均流的振幅变得显著。
2017-03-10 astro-ph.SR
The formation of (very) slowly rotating stars
一些年轻恒星的缓慢自转和一些Ap恒星的极端自转周期至今无法解释。新形成的恒星缺乏足够有效的制动机制，这表明恒星形成过程本身就是起源。我发现存在一种恒星形成模式，通过这种模式，原恒星可以在不吸积角动量的情况下形成。它取决于吸积物质和诞生云之间的磁性连接的生存。分析了这一过程的运行条件，并用通用（无标度）模型进行了说明。根据吸积物质的初始旋转速率，要么形成开普勒圆盘，要么气体最终随着云的旋转周期旋转，即使它距离很远。这两个结果之间的参数空间边界是尖锐的。
2018-10-21 astro-ph.SR
Uniformly rotating neutron stars
在这一章中，我们回顾了最近的结果静态和均匀旋转的中子星的平衡位形的Hartle形式主义。我们从Belvedere等人（2012，2014）制定和扩展的Einstein-Maxwell-Maxwell as-Fermi方程开始。我们演示了如何进行这些方程的数值积分不同的中心密度${\it ρ}_c$和角速度$Ω$和计算静态$M^{stat}$和旋转$M^{rot}$质量，极性$R_p$和赤道$R_{\rm eq}$半径，偏心率$ε$，转动惯量$I$，角动量$J$，以及四极矩$Q$的旋转配置。为了满足旋转中子星的稳定性判据，我们考虑了开普勒质量脱落极限和轴对称长期不稳定性。在此基础上，我们构造了新的质量-半径关系，计算了中子星的最大质量和最小自转周期（最大频率）。最后，我们比较和对比我们的结果的全球和本地的中子星模型。
2016-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Rapidly rotating hot nuclear and hypernuclear compact stars: integral parameters and universal relations
University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学）；Frankfurt Institute for Advanced Studies（法兰克福高等研究所）；Observatoire astronomique de Strasbourg, CNRS, Université de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡大学）；LUX, Observatoire de Paris, CNRS, Université PSL, Sorbonnes Universités（卢克斯，巴黎天文台，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学，索邦大学）
本研究探讨了快速旋转热核和超核致密星的积分参数和普遍关系，分析了对称能变化对恒星性质的影响，并验证了多种普遍关系在不同方程状态下的有效性。
2026-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Effect of symmetry energy on properties of rapidly rotating neutron stars and universal relations
本研究探讨了在Keplerian旋转极限下，对称能参数变化对致密星性质及I-Love-Q型普适关系的影响，发现该普适关系在快速旋转条件下依然有效，支持其在引力波观测建模中的应用。
2025-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On the Terminal Spins of Accreting Stars and Planets: Boundary Layers
巨行星自转的起源在天体物理学中是一个悬而未决的问题。当行星和恒星从圆盘吸积时，如果吸积的特定角动量对应于物体表面的开普勒轨道，行星和恒星就有可能旋转到接近分裂的速度。然而，吸积不能像吸积通过圆盘那样在行星和恒星上进行。例如，由于角速度梯度的符号，磁旋转不稳定性不能在近开普勒盘和更慢旋转表面之间的区域中起作用。通过这个边界层的角速度急剧变化，质量和角动量传输被认为是由全球超声速剪切不稳定性和涡流产生的声波驱动。我们提出了第一个研究这种机制的角动量运输围绕旋转的恒星和行星使用二维垂直集成移动网格模拟的理想流体动力学。我们发现，上述旋转速率的$\sim0.4-0.6$倍开普勒速率在表面上，取决于气体的声速，角动量通过波向内传输通过边界层的速率减少了$\sim1-3$数量级。我们还发现，通过边界层的吸积率急剧下降，并成为更快的旋转对象的变量。我们的研究结果提供了一个纯粹的流体动力学机制，限制吸积行星和恒星的自旋的因素，几个小于分裂速度。
2021-08-17 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotating and Expanding Gas in Binary Post-AGB Stars
有一类后AGB双星（包括一颗后AGB星的双星系统）被开普勒盘和气体从盘中逃逸产生的外流所包围。迄今为止，有七个来源，已详细研究，通过干涉毫米波地图的CO线（ALMA/NOEMA）。对于红矩形星云、船底座IW星云、IRAS 08544-4431星云和武仙座AC星云，我们发现大约85%以上的星云质量位于开普勒动力学的圆盘中。星云物质的其余部分位于一个膨胀的组成部分。这种外流很可能是由从旋转盘中逃逸的物质组成的盘风。这些源就是盘状星云。相反，我们对武仙座89、IRAS 19125+0343和盾牌座R的地图和建模，使我们能够研究它们的形态、运动学和质量分布，这表明，在这些来源中，外流显然是星云的主要组成部分（约占星云总质量的75%），从而在后AGB双星周围形成了一个新的星云子类：流出为主的来源。除了CO，这种类型的源的化学迄今为止几乎是未知的。我们还提出了一个非常深的单碟射电分子调查在1.3，2，3，7和13毫米波段（约600小时的望远镜时间）。我们的结果和检测使我们能够将我们的来源分类为O-或C-丰富。我们还得出结论，计算的丰度检测到的分子物种比CO特别低，与AGB星相比。这一事实在旋转盘是星云主要组成部分的那些来源中是非常重要的。
2022-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Substructures in the Keplerian disc around the O-type (proto)star G17.64+0.16
我们提出了最高的角分辨率（20 x15 mas-44 x33 au）阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测目前可能的原O星G17.64+0.16在波段6。第5周期的观测基线为16公里，尺度小于50天文单位，并揭示了围绕G17.64+0.16的旋转盘，这是一颗巨大的O型恒星。星盘在尘埃排放上有环状增强，特别是在北部和南部的弧形结构。Keplerian运动学在振动激发的水线H2O（Eu=3461.9K）中最为明显。通过开普勒自转模型发现的中心源的质量与45+/-10Mo一致。H_（30）α（231.9GHz）辐射复合线和SiO_（5-4）分子线在10 σ水平上被探测到。在光学薄的假设下，盘的质量估计为0.6-2.6Mo。Toomre Q参数的分析，在光学薄制度，表明光盘的稳定性是高度依赖于温度。目前，该盘在温度> 150 K时表现稳定，这并不排除亚结构是通过盘碎片早期形成的。
2019-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bifurcation and stability of uniformly rotating homogeneous ellipsoids surrounded by a massive thin ring
我们研究了一个大规模的同心环周围的球体或椭球体的均匀密度和均匀旋转的影响。得到了轴对称类Maclaurin椭球和三轴类Jacobi椭球的平衡序列。由于环的引力场，当物体的角频率为零时，类麦克劳林椭球体不具有球形极限。当椭球体椭圆截面的偏心率达到临界值时，三轴Jacobi椭球体分叉。当表征环的引力场的参数小于某一阈值时，存在类Maclaurin椭球和类Jacobi椭球的分叉点，且临界偏心率略大于经典的Maclaurin-to-Jacobi分叉点.当参数超过阈值时，类麦克劳林椭球体不存在分叉点，类雅可比椭球体出现在比类麦克劳林椭球体更低的偏心率处。通过对具有相同角动量的椭球能量的比较，表明分岔临界点并不对应于类麦克劳林椭球长期不稳定性的发生。结果表明，围绕匀速旋转椭球体的大质量环的引力场使其稳定，从而防止了由于粘性耗散引起的杆形变形。
2023-01-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic Spectra of Rotating Stars
许多早期型恒星有扁球形的表面，空间温度的变化，以及谱线变宽，这表明它们有很大的自转速度。旋转应该对这类恒星的全光谱有重大影响。为了从光谱中推断结构和生命史参数，必须在相应恒星模型的二维表面上积分比强度。为此，我们提供了PARS（Paint the Atmosphere of Rotating Stars）--一种基于模型的集成方案，该模型结合了固体旋转、罗氏质量分布以及重力和能量通量的共线性（https：//github.com/mlipatov/paint_atmospheres）。该方案的特点是方位积分的封闭形式的表达，高阶数值近似的纵向积分，和精确计算的表面有效温度的旋转速率高达99.9%的开普勒极限。该方案的扩展包括合成色星等图和行星凌日曲线。
2020-10-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
A key factor to the spin parameter of uniformly rotating compact stars: crust structure
研究了确定不同类型均匀旋转致密星（包括传统中子星、超声波中子星和混合星）的无量纲自旋参数$j\equiv cJ/(GM^2)$的关键因素，并检验了不同类型致密物质状态方程结果的可靠性.采用相对论平均场理论的物态方程和MIT袋模型模拟致密星。在广义相对论框架下，通过求解稳态轴对称时空的爱因斯坦方程，利用RNS程序对刚性旋转中子星进行了数值计算.致密星的地壳结构是决定自旋参数$j_{\rm max}$最大值的关键因素。对于具有壳包体的恒星，$j_{\rm max}\sim 0.7$对具有$M>0.5 M_{\odot}$的各类致密星都是成立的，并且对恒星质量和所选状态方程不敏感。对于传统中子星、超声波中子星和没有地壳结构的混合星，其$j_{\rm max}$值在$[0.7, 1.0]$范围内。因此，$j>1$而不是$j>0.7$可以作为区分奇异夸克星和其它类型致密星的候选判据。此外，还提出了一个计算具有壳层结构和$M>0.5M_{\odot}$的致密星在任意转动频率下自旋参数的普适公式$j=0.48(f/f_K)^3-0.42(f/f_K)^2+0.63(f/f_K)$。
2014-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Uniformly rotating neutron stars in the global and local charge neutrality cases
在我们以前对中子星的处理中，我们已经发展了满足全局而不是局部电荷中性的模型。为了实现这样一个模型，我们已经显示了重要的作用，由爱因斯坦-费米方程，适当地推广到电磁场方程的情况下，在广义相对论框架，形成一个耦合系统的方程，我们命名为爱因斯坦-麦克斯韦-爱因斯坦-费米（EMTF）方程。从微观物理的角度考虑，弱相互作用通过要求系统的β稳定性来考虑，而强相互作用则采用σ-ω-ρ核模型来考虑，其中σ，ω和ρ是介体质量矢量介子。本文在上述EMTF方程的情况下，利用Hartle方法研究了慢转中子星的平衡位形。我们整合这些平衡方程为不同的中心密度和圆角速度和计算的质量，极和赤道半径，角动量，偏心率，转动惯量，以及四极矩的配置。开普勒质量脱落极限和轴对称长期不稳定性被用来构建新的质量半径关系。计算了中子星的最大、最小质量和自转频率。我们比较和对比的所有结果的全球和当地的电荷中性的情况下。
2013-11-22 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
On general relativistic uniformly rotating white dwarfs
在广义相对论的框架下，分析了匀自转白矮星的性质。利用Hartle形式构造了Einstein方程的内部解和外部解。WD物质描述的相对论费曼-大都会-泰勒状态方程，其中概括了Salpeter的一个考虑到有限大小的核，库仑相互作用，以及电弱平衡在一个自洽的相对论方式。RWD的质量$M$、半径$R$、角动量$J$、偏心率$ε$和四极矩$Q$作为中心密度$ρ_c$和旋转角速度$Ω$的函数进行计算。考虑到质量脱落极限、逆$β$ -衰变不稳定性和由恒定$J$序列的转折点建立的边界，我们构造了RWD的稳定区域（$J$ - $M$平面），该边界将稳定的和长期不稳定的构型分开.我们发现$^{4}$ He、$^{12}$ C、$^{16}$ O和$^{56}$ Fe WDs的最小旋转周期$\sim 0.3$分别为0.5、0.7和2.2秒，最大质量$\sim 1.500$为1.474、1.467和1.202 $M_\odot$。通过使用的转折点方法，我们发现，RWD确实可以轴对称不稳定，我们给出的WD参数的范围内发生。我们还构建了固定化学成分下RWD的恒定静止质量演化轨迹，并表明，通过释放角动量，亚亚rasekhar RWD（质量小于最大静态）可以经历自旋上升和自旋下降时期，这取决于它们的初始质量和旋转周期，而超rasekhar RWD（质量大于最大静态），只有自旋上升。
2012-10-25 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
