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
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
Pulsation modes in rapidly rotating stellar models based on the Self-Consistent Field method
内容：新的观测手段，如空间飞行任务CoRoT和开普勒以及地面网络，正在并将以前所未有的精度收集恒星脉动数据。在观测到脉动的恒星中，很大一部分是快速旋转的。目的：我们的目标是在快速旋转的恒星模型中识别脉动模式，以便能够解释来自此类恒星的星震数据。研究方法：Lignières等人（2006）和Reese等人（2006）开发的脉动代码被应用于基于自洽场（SCF）方法的恒星模型（Jackson等人2004，2005，MacGregor等人2007）。结果如下：SCF模型中的脉动模式遵循与均匀旋转多方模型中的脉动模式类似的行为，前提是旋转轮廓不太不同。脉动模式分为不同的类别，三个主要的是岛，混乱，和回音壁模式，这是旋转对应的模式与低，中，高的l- |m|值，分别。岛屿模式的频率遵循的渐近模式非常相似的多变模型。将此渐近公式扩展到更高的方位阶，揭示了作为m的函数的更微妙的行为，并提供了旋转脉动模式的平均平流的第一个估计。基于变分原理的进一步计算证实了这种估计，并提供了可用于反演方法的旋转核。当旋转轮廓变得高度微分时，在低方位角阶数下发现岛模式和回音壁模式变得越来越困难。在高方位阶，回音壁模式，在某些情况下，岛模式，重新出现。
2009-03-27 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
Pulsations of rapidly rotating evolved stars
提出了一种新的计算快速旋转恒星振动模式的二维非微扰程序。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。这个二维非微扰代码是用来研究脉动光谱的高度扭曲的演化模型的恒星。二维恒星模型是通过一种自洽的方法获得的，该方法对球平均恒星模型进行了后验扭曲。我们还能够计算重力声学模式的第一次在快速旋转的恒星。我们提出了这种模型中的脉动模式的动力学，并显示其频谱的振荡。
2013-01-11 astro-ph.SR
COBAIN: generalized 3D radiative transfer code for contact binary atmospheres
接触双星自被发现以来就被认为具有特殊而神秘的水热结构，这种结构直接影响着它们大气中的辐射分布。然而，在过去的几十年里，接触双星的观测数据已经通过一种简化的方法建模，涉及接触包络的两个组成部分的人工连接和填充各自的表面与黑体大气或平面平行模型的单星大气。我们显示了这种方法的影响系统参数值的可靠性，并提出了一种方法来克服这些问题，一个新的广义辐射转移代码，COBAIN（接触二元大气与插值）。本文概述了COBAIN的基本原理，并讨论了它们在不同几何形状和多变恒星结构中的应用。我们目前的初步测试，单一的非旋转，均匀旋转和差分旋转的恒星，以及简化的多方接触双星结构模型。我们简要地讨论了这个雄心勃勃的项目，这是正确的假设下，接触双星，用于现代双星分析代码的模型大气表的计算的最终目标。
2018-04-23 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
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
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
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
Evolutions of Magnetized and Rotating Neutron Stars
我们研究了磁化和刚性旋转中子星在一个完全广义相对论的实现理想磁流体力学没有假设的对称性在三维空间的演变。恒星被建模为旋转，磁化多变的恒星，我们研究不同的情况下，研究他们的动力学和稳定性。特别是，我们专注于恒星的稳定性和可能的临界行为。除了其内在的物理意义，我们使用这些演变作为我们的实施，其中包括新的发展，以处理磁化系统的进一步测试。
2010-05-24 astro-ph.SR gr-qc
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
Rotating neutron stars in the first order post-Newtonian approximation
本研究在钱德拉塞卡建立的后牛顿近似框架下，采用多方物态方程与广义Clement自转定律，开发含两个微扰参数的自洽场迭代数值方法，可有效计算临界自转下中子星的平衡位形。
2023-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
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
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
Gravitational wave asteroseismology with fast rotating neutron stars
我们调查的阻尼和增长时间的快速旋转的恒星和各种不同的多方状态方程的Cowling近似的f-模式。我们讨论了本征函数的共同和反旋转模式的差异和计算的阻尼时间的f-模式的几个EOS和所有的旋转速率开普勒限制。这是第一次在广义相对论框架下研究快速旋转中子星这种振荡的阻尼/增长时间。我们使用这些频率和阻尼/增长时间，以创建强大的经验公式，可用于引力波星震学。阻尼/增长时间的估计是基于四极公式，我们的结果符合得很好，在适当的限制与牛顿的。
2011-04-04 astro-ph.SR gr-qc
Regular modes in rotating stars
尽管有越来越多的观测数据，恒星声振荡模式没有得到很好的理解，一旦旋转不能处理微扰。以类似于量子物理学中的半经典理论的方式，我们使用声射线动力学来建立最容易观察和识别的规则模式子集的渐近理论。与2D数值模拟的振荡在多变的恒星的比较表明，这些模式的频率和振幅分布可以准确地描述了几乎所有的旋转速率的渐近理论。光谱主要由两个量子数表征，从观测到的光谱中提取它们可以获得恒星内部的信息。
2011-09-15 astro-ph.SR nlin.CD
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
Slowly Rotating Anisotropic Neutron Stars with a Parametrized Equation of State
本研究拓展广义相对论的Hartle-Thorne形式体系至二阶角速度压强各向异性情形，探究各向异性对慢转中子星的影响，推导相关普适关系并用分段多方物态方程验证，质量比结果与近期发现一致。
2024-10-08 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
