Simulations of magneto-acoustic pulsations in atmospheres of rapidly oscillating Ap stars
快速振荡的Ap型恒星在天体物理学上表现出一种有趣的组合，即类似偶极的强磁场和类似太阳的高泛音p型脉动。最近对这些恒星的时间分辨光谱分析揭示了一幅复杂的磁声脉动波传播图，其振幅和相位随大气高度的变化而强烈变化。为了解释这些观测结果，并获得一个新的见解到大气动力学的roAp星，我们进行了2-D的时间依赖性，非线性磁流体动力学模拟波的一个现实的大气分层的一个冷Ap星。我们探索了一个网格的模拟在一个很宽的参数空间，治疗振荡的速度，磁场和热力学量在自洽的方式。我们的模拟促进了一个新的理解大气和磁场对磁声波的传播和反射特性的影响，节点表面的形成，以及不同数量的相对变化。我们的模拟再现了所观察到的roAp星脉动行为的所有主要特征。我们表明，第一次，在roAp大气中的脉动的整体深度依赖性的强烈影响，在光球基地的密度反演。
2009-09-07 astro-ph.SR
Pulsations of rapidly rotating stars: II. Realistic modelling for intermediate-mass stars
非常高精度的地震空间飞行任务，如CoRoT和开普勒提供了测试恒星内部传输过程建模的手段。对于某些恒星，例如$δ$ Scuti星、$γ$ Doradus星和Be星，观测到的脉动光谱会因旋转而改变，以至于无法进行任何有意义的解释。我们的目的是为了能够解释从这样的恒星的asteroseismic数据的真实的恒星模型的声脉动谱。二维振荡代码ACOR，它把旋转在一个非微扰的方式，被用来研究高度扭曲的恒星演化模型的脉动谱。恒星的2D模型是通过自洽的方法获得的，该方法在演化的任何阶段，以及对于任何类型的旋转定律，后验地扭曲球平均恒星模型。在一个非常密集的频谱中计算了四种模式，其中包括岛模式。证实了岛模谱的规律性，并给出了一组新的量子数，利用这些量子数可以建立埃歇勒图。首次在快速旋转模式中计算了重力声混合模式。
2015-05-05 astro-ph.SR
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The pulsationally modulated radial crossover signature of the slowly rotating magnetic B-type star $ξ^1$ CMa
我们报告了磁$β$ Cep星$ξ^1$ CMa的最新一组分光偏振观测。新的观测结果证实了舒尔茨等人的长周期模型。（2017年），他提出了大约30年的旋转周期，并预测在2018年恒星应该通过磁零。与此投影完全一致，所有纵向磁场$\langle B_z \rangle$测量值均接近0 G。值得注意的是，各个Stokes $V$图谱都显示出交叉特征，这与$\langle B_z \rangle \sim 0$一致，但当$v\sin{i} \sim 0$时，{ \em not}是预期的。此外，交叉签名表现出脉冲调制的幅度和符号变化。我们发现，这些意想不到的现象都可以解释为一个“径向交叉”效应有关的恒星的径向脉动，连同一个重要的偏差，从一个纯粹的偶极结构，我们探索通过偶极+四极配置作为最简单的非偶极场的全球场拓扑结构。
2018-04-20 astro-ph.SR
A pulsation analysis of K2 observations of the subdwarf B star PG1142-037 during Campaign 1: A subsynchronously rotating ellipsoidal variable
我们报告了一个新的亚矮星B（sdB）反射器，PG 1142 -037，发现在K2的第一个全长运动，开普勒太空望远镜的双陀螺任务。在0.9和2.5小时之间检测到14个周期，振幅低于0.35 ppt。我们已经能够将所有的脉动与低阶的，ell<=2的模式联系起来。PG 1142的后续光谱显示它是一个周期为0.54天的双星。相位折叠的K2测光揭示了一个双分量的变化，包括多普勒提升和椭球变形。也许最令人惊讶和有趣的结果是检测到一个椭球体，潮汐扭曲的变量，没有旋转引起的脉动多重。这表明自转周期超过45天，尽管双星周期接近13小时。
2016-02-20 astro-ph.SR
The rapidly oscillating Ap star gamma Equ: linear polarization as an enhanced pulsation diagnostic?
我们提出的第一个短时间尺度观测的roAp星伽马Equ的线性偏振光与安装在LBT的PEPSI偏振仪获得。这些观测被用来搜索属于不同元素的斯托克斯Q和U线轮廓中的脉动变化。roAp星的大气层明显分层，不同元素的谱线探测不同的大气层深度。具有强磁场的roAp星，例如磁场模数为4 kG、脉动周期为12.21 min的伽马Equ星，特别令人感兴趣，因为磁场对其大气结构的影响可以得到最详细和最精确的研究。我们的研究结果表明，我们可以检测到的Fe I和稀土线具有大的二阶朗德因子的横向场分量的变化。这种可变性可能是由于脉动对横向磁场的影响，导致磁力线的倾斜角的变化。进一步的研究roAp星的线性偏振光和随后的详细建模是必要的，以提高我们的理解所涉及的物理。
2021-08-25 astro-ph.SR
Identification of pulsational modes in rotating slowly pulsating B-type stars
脉动模式的几何知识是恒星地震模拟的先决条件。在慢脉动B型（SPB）振荡器的情况下，迄今为止用于模式识别的简单零旋转方法通常是无效的，因为脉动频率通常是旋转频率的数量级。此外，该方法允许我们仅确定球谐度$\ell$，而方位角阶$m$超出其范围。另一方面，由于密度的振荡光谱的SPB星，知识的$m$是必不可少的，如果一个人想要分配的径向秩序，$n$，所观察到的频率峰值。通过传统的近似，包括旋转的影响，我们进行了识别的模式角数（$\ell,~m$）的31 SPB星与可用的多色时间序列测光。同时，假设均匀旋转和恒定值的$V_{\rm rot}\sin i$，确定对旋转速度$V_{\rm rot}$和倾斜角$i$的约束。以HD1，21071为例，检验了计算结果对所采用模型的依赖性。尽管有一些模型的不确定性和局限性的方法，我们的研究表明，正确的方法来识别低频振荡模式。
2015-04-17 astro-ph.SR
Non-adiabatic pulsations in ESTER models
解释快速旋转恒星脉动的最大挑战之一是模式识别，即正确匹配理论模式与观测到的脉动频率。事实上，最新的观测和当前的理论结果表明，这些恒星的脉动光谱非常复杂，而且缺乏容易识别的模式。在目前的贡献，在这种脉动的非绝热效应的最新结果进行了描述，我们展示了如何识别模式时，这些发挥作用。这些计算充分考虑了快速旋转的影响，包括离心变形，并基于ESTER项目的模型，目前唯一满足能量守恒方程的快速旋转模型，这是计算非绝热效应的先决条件。非绝热效应决定了哪些模式被激发，并在近表面脉动引起的温度变化中起关键作用，这些温度变化会影响多色振幅比和相位差以及线轮廓变化。
2017-10-20 astro-ph.SR
Evolving pulsation of the slowly rotating magnetic $β$ Cep star $ξ^1$ CMa
最近的BRITE星座空间测光缓慢旋转，磁$β$ Cep振荡器$ξ^1$ CMa允许其脉动特性的新的分析。对双色BRITE数据的分析揭示了众所周知的$0.209$ d的单脉动周期及其一次和二次谐波。对SMEI和TESS观测结果进行类似的分析，得出了一致的结果，更高精度的TESS观测结果也揭示了几种频率低于5 d $^{-1}$的低振幅模式;其中一些可能是$g$模式。光度和径向速度最大值之间的相位滞后-等于0.334个周期-明显大于在其他大振幅$β$ Cep恒星中观察到的$1/4$的典型值。只有当主模是基本径向模时，相位滞后以及最大光的相位对波长的强烈依赖性才能与地震模型相协调。我们采用所有已发表的光度和径向速度测量，跨越一个世纪，以评估脉动周期的稳定性。$O-C$图呈现出明显的抛物线形状，与平均周期变化率$\dot P=0.34\pm 0.02$ s/cen一致。来自最佳拟合抛物线的残差表现出远大于不确定性的分散性。特别是，在过去的$\sim$ 20年中获得的密集采样表明更复杂和快速的周期变化。这些数据不能与周期变化的平均速率一致地定相，而是需要$\dot P\sim0.9$ s/cen。我们研究了双星，恒星演化，恒星自转和磁性的潜在贡献，以了解表观周期的演变。
2019-12-18 astro-ph.SR
Rotational Splitting of Pulsational Modes
计算了二维旋转10 Mo ZAMS恒星模型的均匀旋转和一种特殊形式的微分旋转产生的模式分裂。的模式分裂的字符的变化被跟踪作为一个函数的均匀的旋转速率，它被发现，只有相对较慢的旋转速率之前，模式分裂变得不对称的方位角对称（m=0）模式。增加的旋转产生各个模式相对于彼此的逐渐改变的模式。在相对低的旋转速率下，大的模式分裂开始与由不同的径向和纬向模式产生的模式分裂重叠。模式分裂模式的差分旋转的恒星，我们的模型是不同的均匀旋转的恒星，使模式分裂的内部角动量分布的一个可能的判别式，如果一个假设的模式识别的艰巨挑战可以克服。
2010-08-13 astro-ph.SR
Large-scale variability in macroturbulence driven by pulsations in the rapidly rotating massive star Zeta Oph from high-cadence ESPRESSO spectroscopy and TESS photometry
Newcastle University（纽卡斯尔大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本研究结合TESS测光和ESPRESSO高分辨率光谱分析快速旋转大质量恒星Zeta Oph，发现脉动可导致宏观湍流速度产生高达88 km/s的峰间离散，并揭示了较暗恒星光谱估计中可能存在的潜在偏差。
2025-09-11 astro-ph.SR
Period-luminosity relations of fast-rotating B-type stars in the young open cluster NGC3766
我们研究了快速旋转的主序星B型星的脉动性质，使用非径向低频模式的线性非绝热分析，考虑到旋转的影响。我们比较的$κ$机制在Fe不透明峰与新发现的周期光度关系，是服从年轻的疏散星团NGC 3766中的一组快速旋转的B型恒星的$g$和逆行$r$模式的激发的反扇形$g$和逆行$r$模式的属性。观测到的关系由周期与震级图中的两个序列组成，周期短于0.5天。我们发现，这个属性是一致的类似的周期-光度关系预测的激发扇区的角位阶$g$和$m=-2$在快速旋转的恒星沿等时线模式。我们进一步表明，一些快速旋转的恒星，具有光度变化的周期超过一天，可能是由$r$模式脉动预测在这些恒星中被激发。一个快速旋转的恒星，特别是，显示出短和长的周期，可以解释为同时激发的$g$和$r$模式脉动的快速旋转的恒星模型。
2017-02-08 astro-ph.SR
Pulsation-driven mean zonal and meridional flows in rotating massive stars
纬向和纬向轴对称流对恒星的自转和化学演化有着深刻的影响。因此，必须仔细评估在恒星中传播的波之间的动量交换、差动旋转和纬向环流。在这项工作中，我们研究轴对称的平均流量在快速和最初均匀旋转的大质量恒星驱动的小振幅非轴对称$κ$驱动的振荡。我们把它们作为二阶扰动的振动振幅和推导出其控制方程作为一组耦合的线性常微分方程。这使我们能够计算2-D纬向和纬向平均流量驱动的低频$g$ -和$r$ -模式在缓慢脉动B（SPB）星和$p$ -模式在$β$仙王座星。振荡驱动的平均流通常只在表层有大的振幅。此外，诱导的二维纬向旋转运动的动能远大于纬向运动的动能。在某些情况下，纬向气流具有复杂的径向和纬向结构。对于SPB星，我们发现，有低频逆行$g$ -模式和$r$ -模式，驱动平均流量与正的速度分量在径向和方位角方向上的恒星表面。这表明，低频逆行模式可以将角动量传输到表面层，这可能有助于形成星周气体盘。此外，脉动驱动的和旋转驱动的双曲流动可以具有相似的振幅。这些结果表明，在研究大质量恒星的演化时，考虑波-平均流相互作用的重要性。
2016-01-04 astro-ph.SR
Pulsations of Three Rapidly Oscillating Ap Stars TIC 96315731, TIC 72392575, and TIC 318007796
本文利用 TESS 光变曲线分析了三颗 roAp 星的频率，基于倾斜脉动器模型计算了自转与磁倾角，并结合球谐分解等方法确定了其脉动模式分别对应扭曲偶极或四极模式。
2024-07-23 astro-ph.SR
Prospects for asteroseismology of rapidly rotating B-type stars
在快速旋转的恒星中，科里奥利力和离心变形改变了振荡的性质;科里奥利力对低频模式很重要，而离心变形主要影响p模式。在这里，我们讨论的g-和r-模式振荡的性质在旋转的恒星。在快速旋转的恒星中激发的高阶g模（和r模）的预测频谱显示了与方位阶$m$相关的频率分组。我们比较这些属性与快速旋转的Be星的观测，并讨论从这种比较中学到了什么。
2013-02-02 astro-ph.SR
Testing pulsation diagnostics in the rapidly oscillating magnetic Ap star $γ$ Equ using near-infrared CRIRES+ observations
本研究首次利用近红外CRIRES+观测检验快速振荡磁Ap星的脉动诊断方法，通过观测γ Equ的两条磁分裂谱线，测得不同元素对应磁场模量存在差异，并发现磁场模量随脉动相位变化的特征。
2024-01-30 astro-ph.SR
Mode identification in rapidly rotating stars
内容：快速旋转多方模式和基于自洽场方法的模式中脉动模的最新计算（MacGregor等人，2007年）已经表明，低阶脉动模式的频谱可以通过类似于Tassoul渐近公式的经验公式来描述（Tassoul 1980），前提是潜在的旋转轮廓差异不大（Lignieres & Georgeot 2008，Reese et al. 2009）。目的：由于这个渐近公式的简单性，我们研究它是否可以提供一种手段，通过它来识别脉动模式在快速旋转的恒星。研究方法：我们开发了一种新的模式识别方案，它包括在扫描多维参数空间的公式系数，产生最佳拟合的渐近谱。该模式识别方案，然后测试人工频谱的基础上的渐近公式，随机频率和频谱的基础上，全数值本征模计算的模式识别是已知的。我们还研究了增加随机频率以模拟混沌模式的影响，这些模式也有望在此类恒星中出现（Lignieres & Georgeot 2008）。
2009-05-29 astro-ph.SR
Be Stars: Rapidly Rotating Pulsators
我将证明Be星毫无例外地是一类快速旋转的星，在大多数情况下也是脉动星，但它们都不具有大尺度（即具有显著的偶极贡献）磁场。
2012-10-02 astro-ph.SR
Suppressed phase variations in a high amplitude rapidly oscillating Ap star pulsating in a distorted quadrupole mode
本文介绍了对快速振荡的Ap（roAp）星2 MASS 16400299-0737293（J1640; $V=12.7$）的多点测光观测活动的结果。我们分析光度$B$数据显示，恒星脉动的频率为$151.93$ d $^{-1}$（$1758.45 μ$ Hz; $P=9.5$ min），峰到峰振幅为20.68 mmag，使其成为振幅最高的roAp恒星之一。未检测到其他脉动模式。恒星自转周期在$3.6747\pm0.0005$ d测量，我们发现，由于斑点的旋转调制是在宽带和$B$观测之间的反相。对脉动的分析和建模显示，这颗恒星以扭曲的四极模式脉动，但具有强烈的球对称分量。在这颗星的脉动相位变化被抑制，导致的结论是，$\ell>2$组件的贡献决定的形状的相位变化的roAp星，在四极模式脉动。这只是第四次观察到如此强烈的脉动相位抑制，这使我们对这些恒星的工作机制提出了质疑。通过对J1640星的分类分辨光谱的分析，我们将J1640星分类为A7 Vp SrEu（Cr）星。
2018-01-26 astro-ph.SR
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
Transport of angular momentum by stochastically excited waves as an explanation for the outburst of the rapidly rotating Be star HD49330
HD 49330是一颗Be星，在CoRoT卫星的五个月观测期间经历了一次爆发。对它的光变曲线的分析揭示了几种独立的p和g脉动模式，此外还表明这些模式的振幅与爆发直接相关。我们用CoRoT模拟了获得的结果。我们以两种方式模拟了由于快速旋转而导致的恒星结构的扁平化：Ehrasekhar-Milne的膨胀和使用ROTORC计算的2D结构。然后我们模拟了卡帕驱动的脉动。我们还采用了形式主义的随机激发重力惯性模式的激发和振幅的快速旋转的恒星，我们模拟这些脉动以及。我们发现，虽然脉动p模式的激发的kappa机制，所观察到的g模式是随机激励的结果。相反，g波和r波在对流核心中被随机激发，并将角动量传输到表面，增加其旋转速率。这会破坏恒星外层的稳定性，然后发出瞬态的随机激发g波。这些瞬变波产生了在CoRoT数据中检测到的大部分低频信号，并引发了爆发。在这个不稳定阶段，p模在表面消失，因为它们的腔被打破。随着表层的爆发和喷射，弛豫发生，使瞬态g波消失，p模式重新出现。这项工作包括在快速旋转的Be星的随机激发的重力惯性脉动模式的第一个相干模型。它解释了CoRoT数据中检测到的频率幅度变化与爆发发生之间的相关性。这种情况可能适用于其他脉动Be星，为围绕Be爆发和盘的长期问题提供了解释。
2020-07-17 astro-ph.SR
The rapidly pulsating sdO star, SDSS J160043.6+074802.9
SDSS J160043.6+074802.9是一个包含一颗脉动次矮星-O（sdO）和一颗晚型伴星的双星系统，它的光谱分析结果是Teff = 70 000 +/- 5000 K，log g = 5.25 +/- 0.30，其中最有可能的是K3 V型的副恒星。我们将我们的结果与Fontaine等人（2008）推导的大气参数进行了比较，并在现有的sdO恒星演化模型的背景下进行了比较。新的和更广泛的测光也提出了恢复大部分，但不是全部，在早期的文件中发现的频率。因此，某些脉动模式可能具有可变的振幅。对均匀金属丰度sdO模型的非绝热脉动分析表明，log g > 5.3的模型更有可能不稳定，并且能够在观测到的频率范围内驱动脉动。
2009-09-04 astro-ph.SR
HD 24355 observed by the Kepler K2 mission: A rapidly oscillating Ap star pulsating in a distorted quadrupole mode
我们提出了一个快速振荡的Ap（roAp）星，HD 24355（$V=9.65$）的第一个开普勒K2任务观测分析。这颗恒星是在SuperWASP宽带测光中发现的，频率为224.31 d $^{-1}$，（2596.18 $μ$ Hz; $P = 6.4$ min），振幅为1.51 mmag，后来的低分辨率光谱分析显示HD 24355是一颗A5 Vp SrEu星。高精度的K2数据使我们能够识别HD 24355主脉动频率的13个旋转分裂旁瓣。这个数量的旁瓣与不寻常的旋转相位变化相结合，表明这颗恒星是迄今为止观测到的最扭曲的四极旋转子。在模拟这颗恒星时，我们能够很好地再现脉动的振幅调制，并找到与异常相位变化的密切匹配。我们发现这颗星的脉动频率高于临界截止频率。这是目前开普勒航天器在短节奏模式下观测到的唯一一颗具有从地面可探测到的光度振幅的roAp星，因此可以将地面目标的mmag振幅与空间发现的$μ$ mag进行比较。在K2的数据中没有发现更多的脉动模式，表明这颗恒星是一个单模脉动器。
2016-07-13 astro-ph.SR
CoRoT's view on variable B8/9 stars: spots versus pulsations: Evidence for differential rotation in HD 174648
上下文在赫兹-罗素图中，A星和B星脉动不稳定带之间的区域，恒星的变率研究很少。在CoRoT空间卫星高精度连续测量的帮助下，更容易检测到低振幅，因此值得对这一被忽视的区域进行研究。目标。我们收集了一小部分由CoRoT观测到的B星样本，以确定观测到的不同类型变异的起源。方法.我们结合文献测光和光谱测量样品中的恒星的基本参数，并比较（差分旋转）斑点星模型的光变曲线的asteroseismic建模。结果我们发现了HD 174648中存在斑点和差异旋转的强有力证据，并对其起源提出了假设。我们表明，脉动和旋转调制之间的区别是很难作出单独的光变曲线的基础上，特别是在缓慢旋转的恒星。
2011-10-25 astro-ph.SR
The Pulsation-Rotation Interaction: Greatest Hits and the B-Side
人们早就知道旋转可以对恒星脉动产生明显的影响-通过修改在非旋转情况下发现的通常的p和g模式，并通过引入新的模式类别。然而，直到最近，数值模拟和补充理论处理的进展才使我们能够对这些现象进行详细的建模。在这次演讲中，我将回顾这一领域的亮点（“最伟大的作品”），然后再考虑脉动-旋转相互作用的另一面（或“B面”，对于我们这些年龄足够大的人来说，记得黑胶唱片）：脉动本身如何影响内部旋转轮廓。
2013-09-17 astro-ph.SR
Rossby waves and polar spots in rapidly rotating stars: Implications for stellar wind evolution
快速旋转的恒星表现出磁场活动的短周期振荡和星点的极性外观。本论文的目的是研究快速旋转恒星的轨道线中的大尺度浅水波及其与高纬度恒星黑子的周期性和形成的联系。利用浅水磁流体动力学方程组研究了在环形磁场存在下，快速旋转恒星轨道线上大尺度波的动力学行为。导出了波模的频散关系和纬向分布。我们发现，低频磁Rossby波往往位于两极，但高频磁庞加莱波集中在赤道附近的快速旋转的恒星。这些结果对年轻类太阳恒星的星风演化具有重要意义。不稳定的磁Rossby波可能导致快速旋转恒星中近场线高纬处的局部磁通量增强。增强的磁通量可能由于磁浮力以管状形式向上上升，并在极区出现星点。磁Rossby波也可能导致观测到的恒星磁场活动的短期周期性。
2011-07-18 astro-ph.SR
Giant coronal loops dominate the quiescent X-ray emission in rapidly rotating M stars
观测表明，快速旋转恒星的磁场非常强，无论是在小尺度还是大尺度上。由此产生的日冕的性质是什么？在这里，我们试图阐明这个问题。我们使用一个滞弹性发电机模拟的结果，一个快速旋转的完全对流的M-星驱动的恒星日冕的物理模型。我们发现，由于在高纬度地区的几千高斯大尺度磁场，日冕和它的X射线发射是由恒星大小的大的热环，而较小的，下面的冷环是不太明显的X射线。基于这一结果，我们提出，在快速旋转的恒星，从这样的日冕结构的发射占主导地位的静态，冷却器，但饱和的X射线发射。
2016-11-07 astro-ph.SR
Mode identification in rapidly rotating stars from BRITE data
除了最近在Gamma Dor星方面取得的进展外，由于缺乏简单、易于识别的频率模式，识别快速旋转恒星中的模式是一个巨大的挑战。因此，有必要寻找观测方法来识别模式。两种流行的技术是基于线轮廓变化（LPV）的光谱模式识别和基于多个光度带之间的振幅比和相位差的光度模式识别。在这方面，BRITE星座特别令人感兴趣，因为它提供天基多色测光。本文介绍了在快速旋转恒星中获得脉动模式振幅比和相位差理论预测的最新进展。这些发展是基于完整的二维非绝热脉动计算，使用模型从ESTER代码，唯一的代码，以自洽的方式处理的热平衡的快速旋转的恒星。这些预测，然后专门应用到BRITE光度带，探索识别模式的基础上BRITE观测的前景。
2018-03-20 astro-ph.SR
Pulsations of rapidly rotating stars: I. The ACOR numerical code
非常高精度的地震空间任务，如CoRoT和开普勒提供了测试恒星内部传输过程建模的手段。对于某些恒星，例如类太阳恒星和红巨星，测量到旋转分裂。然而，为了充分利用这些分裂并约束旋转轮廓，需要能够准确地计算它们。对于其他一些恒星，例如$δ$ Scuti和Be星，观测到的脉动光谱被旋转改变到这样的程度，以至于对旋转效应的微扰处理不再有效。我们在这里提出了一个新的二维非微扰代码，称为ACOR（\textit{Adiabatic Code of Oscillation including Rotation}），它使我们能够计算绝热非径向脉动的旋转恒星，而不作任何假设的球形的恒星，流体性质（即斜压）或旋转配置文件。二维非微扰计算充分考虑了恒星的离心畸变，并包括科里奥利加速度的全部影响。数值方法的基础上的频谱方法的角度部分的模式，和四阶有限差分法的径向部分。我们测试和评估的准确性的计算进行比较，与那些来自TOP（\textit{Two-dimensional Oscillation Program}）相同的多方模型。我们通过避免交叉现象说明了快速旋转对恒星脉动的影响。与简单模型的TOP比较表明，该代码是稳定的，并且在近临界旋转速率下给出了准确的结果。
2012-09-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Are the stars of a new class of variability detected in NGC~3766 fast rotating SPB stars?
最近对NGC~3766星团的光度测量发现了一些具有意想不到的变化的恒星。它们位于赫罗图中理论上没有脉动的区域，介于盾牌座$δ$和缓慢脉动B星（SPB）不稳定区域之间。它们的变异周期在$\sim$ 0.1--0.7~d之间，超出了这些已知的突变体的预期范围。NCG~3766星团是已知的快速旋转恒星。自转可以显著地影响恒星的脉动特性，并通过重力暗化改变它们的视光度。因此，我们检查新的变星是否可以对应于快速旋转的SPB星。在传统近似的框架内，我们对SPB脉动模的不稳定性和可见性进行了分析。重力暗化对典型SPB模型的影响进行了研究。我们发现在SPB不稳定带的红边界处，由于科里奥利效应，优先激发出周期在0.2- 0.5d范围内的平行扇形（PS）模。当恒星位于赤道上时，这些模式看起来最好。对于这样的倾角，由于重力变暗，低质量的SPB模型会显得更暗，就好像它们位于$δ$ ~Scuti和SPB不稳定带之间。
2014-09-08 astro-ph.SR
Pulsation of magnetic stars
一些具有强磁场的Ap星以高阶p模式脉动，它们被称为roAp（快速振荡Ap）星。通过磁场修改p模式频率。虽然大的频率间隔几乎不受影响，但小的间隔被显著修改。磁场也影响地表的纬向振幅分布。讨论了roAp星中轴对称p模振荡的性质。
2013-11-16 astro-ph.SR
A Pulsational Mechanism for Producing Keplerian Disks around Be Stars
经典Be星是一个神秘的快速旋转的热星子类，其特征是密集的赤道气体盘，被推断为以开普勒速度运行。虽然这些圆盘似乎是从恒星中喷射出来的，而不是吸积的，但有大量的观测证据表明，恒星的旋转速度比离心驱动的质量损失所需的速度要慢。本文发展了一个想法（最初由Hiroyasu Ando和同事提出），即非径向恒星脉动向高层大气注入足够的角动量，使开普勒盘旋转。脉动本身在恒星光球层中是瞬逝的，但它们可能不稳定，从而在声学截止频率处产生共振振荡。从脉动到共振波的转换的详细理论还不存在于现实的热星大气中，因此目前的模型依赖于波激发效率的参数化近似。然而，一旦共振波形成，它们的振幅随着高度的增加而增大，变陡成激波，并对平均流体施加径向和方位雷诺应力。使用合理的恒星参数假设，这些过程被发现可以自然地产生致密开普勒盘所需的内边界条件，即使底层的B星光球旋转速度慢至其临界转速的60%。由于有证据表明Be星的脉动性质存在长期变化，这个模型也可以解释Be星的长期变化，包括正常相、Be相和壳相之间的转变。
2009-06-15 astro-ph.SR
2D non-perturbative modeling of oscillations in rapidly rotating stars
我们提出并讨论了最近发展的二维非微扰方法计算快速旋转恒星的绝热振荡模式的精确结果。二维计算充分考虑了恒星的离心畸变，而非微扰方法则充分考虑了科里奥利加速度的影响。这些特性使我们能够计算快速旋转体的振荡模式-从$δ$ Scuti星的高阶p-模式，到$β$ Cephei或Be星的低阶p-和g-模式。
2013-01-11 astro-ph.SR
Modelling observable properties of rapidly rotating stars
要完全理解Be星现象，人们必须对盘下的恒星有一定程度的了解，这颗恒星经常被发现快速旋转。快速旋转使建模复杂化，因为像恒星光度和有效温度这样的基本性质需要知道观察恒星的倾角。此外，我们对快速旋转恒星结构的了解，其基础不如对非旋转恒星的了解那么可靠。在过去的十年里，一些快速旋转恒星的倾角和表面性质的不确定性已经通过干涉测量观测大大降低，这些恒星可以用来测试旋转恒星模型，即使这些恒星本身可能不是Be星。织女星作为MK标准，在历史上是一颗非常重要的恒星，因为它被用于校准目的。然而，一些研究表明，织女星是一颗以非常低的倾角观察的快速旋转的恒星，这就提出了我们对它的性质有多了解的问题。适当的建模一直是具有挑战性的，仍然有争论的空间织女星的实际属性，而不是其观察到的属性。我们以前已经表明，在一定的条件下，恒星的表面性质和推导的表面性质的规模从一个模型到另一个具有相同的表面形状。我们使用这种缩放算法与现实的2D模型来计算高分辨率的光谱能量分布和干涉测量，以确定最适合Vega的旋转模型。将提供计算数据和观察数据之间的详细比较。
2014-11-06 astro-ph.SR
A rapidly evolving high-amplitude $δ$ Scuti star crossing the Hertzsprung Gap
在这项工作中，我们报告了发现的快速演变的高振幅$δ$ Scuti星KIC 6382916（J19480292+4146558），这是跨越赫兹斯普林间隙。通过对档案资料的分析，发现了三种独立的脉动模式，其振幅和频率在4年内变化明显。前两个振型的线性周期变化率比标准演化理论构造的最佳地震模型大约3-4倍，而第三个振型的线性周期变化率比前两个振型大约8倍。更有趣的是，几乎所有第三模式的组合在频域中具有远离它们的频率峰值$0.0815\ \mathrm{c\ d}^{-1}$。提出了一个框架来解释显着大的频率和振幅变化率的第三模式，在其中我们采用了一种新的脉动模式（共振集成模式）之间的共振产生的径向p模式和非径向混合模式。此外，基于振幅和相位的相互作用图，对三种独立脉动模式及其谐波/组合之间的相互作用进行了全局分析，为今后的星震学研究提供了有用的工具。
2022-10-26 astro-ph.SR
Stochastic excitation of gravity waves in rapidly rotating massive stars
近年来，由于空间星震学的发展，人们在恒星中发现并表征了随机重力波，它可能在恒星角动量演化中起重要作用。在这种情况下，对CoRoT热Be星HD 51452的观测研究表明，在快速旋转的恒星中，旋转对引力惯性波的随机激发有潜在的强烈影响。在这项工作中，我们提出了我们的结果的科里奥利加速度对随机波激发湍流对流的行动。我们研究了这种机制的效率作为波的Rossby数的函数的变化，我们表明，激发呈现出两种不同的制度，超惯性和亚惯性频率。快速旋转的早型恒星和角动量在其内部的运输的后果进行了讨论。
2014-08-18 astro-ph.SR
Two New Rapidly-Rotating ON Stars Found With LAMOST
ON星是O星的一个罕见的亚型，起源不明。我们报告了两个新的，快速旋转的ON星在大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST获得的数据中发现。LS I +61 28是一颗ON 8.5 Vn矮星，其赤道自转速度为$v_{\textrm e}\sin{i} \simeq 298$ km $\;$ s $^{-1}$，而HDE 236672是一颗ON 9 IVn亚巨星，其赤道自转速度为$v_{\textrm e}\sin{i} \simeq 253$ km $\;$ s $^{-1}$。非超巨星ON星的光度等级似乎受到轴倾角$i$的影响：快速旋转的巨星接近赤道，而具有较低$v_{\textrm e}\sin{i}$值的ON矮星更接近极。结合Gaia DR 2的自行和径向速度测量，我们研究了非超巨星ON星的运动学，并推断动力学，快速旋转，和表面氮特性可能都是二元相互作用的结果。
2019-11-16 astro-ph.SR
Simulating the outer layers of rapidly rotating stars
本文介绍了一组辐射流体动力学（RHD）模拟的结果在一个快速旋转的恒星近表面区域的对流。模拟使用与恒星模型一致的微观物理学，并包括现实对流和辐射转移的影响。我们发现，旋转的整体效果是减少湍流的强度。旋转和辐射冷却的组合创建了一个纬向速度分布，其中表面附近的流体包裹的运动是独立的旋转。它们的运动是由辐射冷却产生的强烈的上下流动控制的。另一方面，深层中的流体包裹体受旋转控制。
2020-05-25 astro-ph.SR
The formation of black holes from rapidly accreting supermassive stars is not trivial: Simulations of thermonuclear pulsations and explosions
本研究通过首次广义相对论流体动力学模拟发现，快速吸积超大质量恒星的坍缩常被核燃烧阻止，黑洞形成依赖吸积率与金属丰度，挑战了此前的普遍认知，推动高红移类星体起源相关研究。
2024-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling of differential rotation in rapidly rotating solar-type stars
我们调查的差异旋转在快速旋转的太阳型恒星的轴对称平均场模型，以前适用于太阳。这为计算纬向熵梯度提供了合理的物理基础。我们的结论是：（1）当恒星自转快于恒星自转时，微分自转接近于泰勒-普劳德曼态。(2)当恒星角速度较大时，对流区下面的亚绝热层产生的熵梯度相对较小。(3)湍流粘性和湍流角动量输运决定了角速度的空间差异$ΔΩ$。(4)我们的平均场模型的结果可以解释恒星差旋观测。
2011-07-13 astro-ph.SR
A search for rapidly pulsating hot subdwarf stars in the GALEX survey
本文利用gPhoton模块从GALEX紫外数据中搜寻热亚矮B型星的短周期p模式脉动，在四个已知目标中测得紫外脉动参数，并通过光学后续测光确认LAMOST J082517.99+113106.3为新发现的sdBVr变星。
2017-08-02 astro-ph.SR
Gravity modes in rapidly rotating polytropic stars
利用二维振荡程序（TOP），我们研究了快速自转对多变星引力模的影响。计算中考虑了科里奥利力、离心畸变和可压缩效应。由于我们完整的计算，我们已经首先研究了微扰方法的有效域，并开始探索这些模式的属性。我们在这个分析中关注l=1。
2009-12-09 astro-ph.SR
The shape of a rapidly rotating polytrope with index unity
我们表明，在该文件中获得的解决方案“一个精确的解决方案，任意旋转的气体多面体与指数统一”由孔，张，舒伯特代表唯一的近似解的自由边界欧拉-泊松方程系统描述均匀旋转，自引力多面体与指数统一。我们讨论的质量，这样的解决方案作为近似的刚性旋转平衡多方配置。
2017-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
A versatile numerical method for obtaining structures of rapidly rotating baroclinic stars: self-consistent and systematic solutions with shellular-type rotation
本文发展了一种基于自洽场格式的快速旋转恒星结构的数值计算方法。迭代地获得解。用这种方法自洽地计算了快速旋转的正、斜压平衡态。通过改变恒星内部的等熵面，研究了两类旋转斜压星。系统地计算了这些方程的解序列，并得到了临界转动模型，超过该模型就不存在转动平衡态。所有这些旋转的斜压星都必须满足Bjerknes-Rosseland规则。在假设恒星为理想气体星的条件下，成功地得到了等熵面为扁圆形且表面温度在两极比赤道高的壳状自转斜压星的自洽解.这是第一个自洽的和系统的解决方案，快速旋转的斜压星壳型旋转。由于它们的快速自转满足稳定性准则，这些旋转的斜压星将是动力学稳定的。这种新的数值方法和快速旋转斜压恒星的解将有助于研究快速旋转的恒星演化。
2015-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mechanism of r-mode stability in young rapidly rotating pulsars
我们证明，在年轻的快速旋转的类星体的r-模式的稳定性可能会得到解释，如果考虑到强介质修改的核子-核子相互作用，因为在致密的核子物质的软化的π自由度。不需要有效的直接Urca过程。在我们的模型中，观测到的旋转最快的年轻脉冲星PSR J 0537 -6910的质量应该是$\geq 1.8M_{\odot}$。
2014-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
An asteroseismic age estimate for the Pleiades using a neural-network emulator of rotating $δ$ Scuti pulsation models
Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（昆士兰南方大学天体物理中心）
本研究利用约4600万个旋转δ Scuti脉动模型训练的神经网络模拟器，结合嵌套采样法对TESS观测的5颗昴星团δ Scuti星进行星震学分析，得到昴星团年龄为113.3±4.5 Myr，验证了δ Scuti星震学作为年轻恒星年龄估算补充方法的可行性。
2026-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Connections between Non-Rotating, Slowly Rotating, and Rapidly Rotating Turbulent Convection Transport Scalings
浮力驱动的对流很可能是宇宙中湍流运动的主要驱动力，因此被物理学家，工程师，天文学家和天体物理学家广泛研究。也许并不奇怪，这些不同的社区以不同的方式讨论总的对流行为，通常没有显着的串扰存在于他们之间。在这里，我们试图在这些社区之间建立联系。我们这样做是通过进行一组基本规模的估计，热量和流体动量输送应如何表现在非旋转，缓慢旋转和快速旋转浮力驱动的对流环境。我们发现，缓慢和快速旋转缩放可以通过一个参数，所谓的对流Rossby数$\RoC$，无耗散参数测量浮力驱动相对于旋转的重要性相互关联。此外，我们映射之间的非通量为基础的和通量为基础的，浮力驱动的缩放使用不同的群体。在这样做的过程中，这些缩放显示出不同社区的方法之间存在清晰的联系，并且一些看似不同的缩放实际上是彼此同义的。
2020-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Regular Oscillation Sub-spectrum of Rapidly Rotating Stars
我们提出了一个渐近理论，描述了在快速旋转的恒星压力模式的定期频率间隔。我们使用的渐近方法的基础上的压力波方程的近似解构造从一个稳定的周期解的射线限制。近似解在稳定射线周围具有高斯包络，并且其量化产生频谱。我们构造了快速旋转恒星中一类压力模式的正则频率间距和模式空间分布的半解析公式。这些公式的结果与多变恒星模型中振荡的数值结果符合得很好。规则的频率间距取决于明确的内部性质的恒星，和他们的计算不同的旋转速率提供了新的见解模式频率的演变与旋转。
2012-05-30 astro-ph.SR nlin.CD
Interior Matter Estimates of Rapidly Rotating Compact Stars
通过比较不同理论模型下的真实自转频率与观测数据，尝试以自己的方式探索毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658和可能的亚毫秒脉冲星XTEJ 1739 -285等快速自转致密星的内部成分，从而对致密星的物质组成产生更严格的约束。根据他们的处理方法，SAXJ1808.4 -3658是一颗具有奇异物质的恒星，而XTEJ 1739 -285是一颗混合恒星。
2010-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamic migration of rotating neutron stars due to a phase transition instability
通过求解广义相对论流体动力学方程组的数值模拟，研究了孤立旋转中子星致密核中由角动量损失引起的后弯不稳定性所引发的相变动力学。特别是，我们调查的动态迁移从一个不稳定的配置到一个稳定的，这会导致一个小的崩溃的中子星，并激发相当大的脉动在其散装，直到它获得一个新的稳定的平衡态。我们认为在高密度软化状态方程，一个简单的分析一个混合强子-夸克相位在中压区间和纯夸克物质在非常高的密度，和一个微物理的一个，有一个一阶相变，起源于K介子凝聚。虽然边缘稳定的初始模型是刚性旋转，我们观察到，在崩溃（虽然很少）差分旋转创建。我们分析了引力辐射的发射，在某些模型中被放大的模式共振效应，并评估其未来的可探测性干涉探测器。我们预计，最有利的条件，动态迁移存在于非常年轻的磁星。我们发现，迁移后脉动的阻尼强烈地依赖于状态方程软化的性质。在微物理状态方程模型中，脉动的阻尼是由物质流过致密核边缘密度跳跃时的耗散引起的。如果在工作中，这种机制主导了所有其他类型的耗散，如在外来相核心的体积粘度，重力辐射阻尼，或数值粘度。
2009-04-09 astro-ph.SR gr-qc
Asymptotic analysis of high-frequency acoustic modes in rapidly rotating stars
快速旋转脉动星的星震学研究由于我们对旋转对振荡性质的影响知之甚少而受到阻碍。在这里，我们提出了在快速旋转的恒星高频声学模式的渐近分析。我们研究了均匀旋转多方星中声线的哈密顿动力学，并表明相空间结构具有混合特征，混沌轨道区域与稳定结构（如岛链或不变环面）共存。为了解释声模式属性方面的射线动力学，我们然后使用量子物理学的背景下开发的工具和概念。因此，高频声谱是与动态独立的相空间区域相关联的频率子集的叠加。与稳定结构相关的子谱是规则的，可以通过EBK量化方法建模，而与混沌区域相关的子谱是不规则的，但具有通用的统计特性。这种渐近分析的结果成功地面对数值计算的高频声学模式的属性。快速旋转的恒星的星震学的影响进行了讨论。
2009-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR nlin.CD
Surface tide on a rapidly rotating body
本文通过求解带摩擦项的拉普拉斯潮汐方程，研究了快速旋转物体上的表面潮汐。当地球的动力时标与自转时标之比的平方$ε=Ω^2 R/g$很小时，得到了渐近结果。当它不是那么小的时候，例如一个快速旋转的恒星或行星，我们进行数值计算。发现当自转足够快（$ε$达到$0.1$）时，会出现大量的潮汐共振。为了产生相同的潮汐水平，更快的旋转对应于更低的潮汐频率。摩擦抑制潮汐共振，但不能完全抑制它们在快速旋转。流体层的厚度可以改变潮汐共振，但这种变化随着旋转速度的增加而减弱。这一结果有助于理解快速旋转恒星或行星大气中的潮汐现象以及中子星海洋中的潮汐现象。
2019-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Asteroseismology of rapidly rotating neutron stars - an alternative approach
本文研究了快速旋转中子星f模的引力波星震学关系。采用了一种与以往研究不同的方法--首先，用转动惯量代替恒星半径，其次，振荡频率和阻尼时间的归一化是不同的。结果表明，在非旋转的情况下，这可能会导致一个更强的状态方程的独立性和我们的目标是推广的静态关系的快速旋转的情况下和值的球形模式数$l\ge2$。我们采用现实的状态方程，涵盖了非常大的范围内的刚度，以更好地检查的关系的普遍性。最后，我们探讨了反问题，即由观测到的引力频率和阻尼时间反演出中子星的参数。事实证明，通过这组新的关系，我们可以使用三个频率以非常好的精度解决逆问题，这在以前的研究中是不可能的，其中还需要阻尼时间。星震学的关系也是特别好的大规模快速旋转的模型，受到长期不稳定性。
2015-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The traditional approximation of rotation for rapidly rotating stars and planets. I. The impact of strong deformation
传统旋转近似法（TAR）是对旋转稳定分层流体的流体动力学方程的一种处理方法，其中忽略了沿熵方向的科里奥利加速度和化学分层的作用，因为它与浮力相比很弱。重力惯性波（GIWs）动力学方程中的因变量，然后成为可分离的径向和水平的部分，在非旋转的情况下。TAR建立在恒星是球形（即忽略其离心变形）和匀速旋转的假设之上。我们研究的可行性进行概括的TAR占的离心加速度的情况下，强烈变形的均匀和快速旋转的恒星（和行星），并确定这种近似的有效域。我们建立了一个完整的解析形式主义，允许研究动态的GIWs在球坐标系中，考虑到扁平的快速旋转的恒星，假设层次的频率内采用的TAR在球形的情况下，并通过推导出一个广义拉普拉斯潮汐方程的水平本征函数的GIWs和他们的渐近波周期，它可以用来探测旋转变形恒星的结构和动力学与星震学。使用2D ESTER恒星模型，我们确定的有效域的广义TAR作为一个函数的旋转率的恒星归一化其临界角速度和伪半径。这种概括使我们能够研究快速旋转变形恒星中GIWs离心效应的签名。我们发现，在快速旋转的早型星的离心加速度对GIWs的影响，在理论上是可检测的现代空间测光使用开普勒的观测。
2021-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
