慢旋体EK Eri的类太阳振荡和磁活动

慢自转序列恒星的旋转演化。II. 模型化风制动和整个太阳类恒星质量范围内的旋转耦合

Rotational evolution of slow-rotator sequence stars. II. Modeling the wind braking and the rotational coupling in the entire mass range of solar-like stars

本研究通过建模太阳类恒星的旋转演化，提出了一种基于动量矩的风制动定律，揭示了质量依赖的旋转耦合时间尺度。

太阳型恒星自旋下降的随机模型

On a stochastic model for the spin-down of solar type stars

太阳型恒星自转历史的模拟是现代天体物理学中尚未解决的问题。主要的挑战之一是解释年轻恒星自转速率分布的色散。以前的工作主张发电机饱和或磁场本地化，以解释存在的快速旋转和星盘耦合的前主序列，以占慢旋转的存在。在这里，我们提出了一个新的模型，可以说明存在的两种类型的转子纳入波动的太阳风。这使得自旋下降问题在本质上是概率性的，一些恒星平均比其他恒星经历更多的制动。我们表明，随机波动的角动量的损失，提高人口的快速和缓慢的旋转相比，确定性的情况下。此外，旋转速度的分布严重偏向大值与观察一致。

低质量毕宿星团的K2旋转周期和毕宿星团和Praesepe中慢旋转子分布的定量比较

K2 rotation periods for low-mass Hyads and a quantitative comparison of the distribution of slow rotators in the Hyades and Praesepe

我们分析了600--800万年前毕星团中132颗低质量恒星（$1\ \gtrsim\ M_*\ \gtrsim\ 0.1$ ~ ${M_{\odot}}$）的K 2光变曲线，并测量了其中116颗恒星的自转周期（$P_{rot}$）。其中包括93颗之前没有测量过$P_{rot}$的恒星;现在已知有$P_{rot}$的Hyads总数是232。然后，我们结合文献的二进制数据与盖亚DR 2测光和天体测量选择单星序列的毕宿星团和它的大致同时代的Praesepe疏散星团，并推导出一个新的红化值$A_V = 0.035$ $\pm$ $0.011$ Praesepe。比较毕宿星和Praesepe星的有效温度-- $P_{rot}$分布，发现太阳型毕宿星的自转比Praesepe星平均慢0.4 d。这种$P_{rot}$的差异表明毕宿星团比Praesepe稍老：我们应用一个新的陀螺年代学模型与Praesepe和太阳调谐，发现两个星团之间的年龄差为5700万年。然而，这种$P_{rot}$差异会减小，并最终在低质量恒星中消失。这为这些恒星的旋转演化停滞提供了进一步的证据，并强调需要对不同质量和年龄的恒星进行更详细的角动量演化分析。

早期B型星$ν$ Eri和$α$ Lup的BRITE振荡谱的解释

Interpretation of the BRITE oscillation spectra of the early B-type stars: $ν$ Eri and $α$ Lup

$ν$波江座是一个著名的多周期$β$造父变星，也表现出SPB（缓慢脉动B型星）型模式。最近对卢皮座$α$的BRITE光度测量的频率分析表明，这颗恒星也是一个混合型$β$ Cep/SPB散射子，其中既有高频率也有低频率。我们构建复杂的地震模型，以占观察到的频率范围，频率本身的值和非绝热参数$f$的主导模式。我们的研究表明，在$\log{T}\in (5.0-5.5)$的温度范围内显着修改的不透明度配置文件是必要的，以满足所有这些要求。

利用恒星活动推导慢旋星的恒星倾角

Deriving stellar inclination of slow rotators using stellar activity

恒星倾角是许多天体物理研究的重要参数。虽然不同的技术使我们能够估计恒星倾角t的快速旋转，它变得更加困难，当恒星旋转速度慢于$\sim2$ -2.5 \kms。通过使用新的活动模拟SOAP 2.0，可以再现恒星活动引起的光度和光谱变化，我们能够适合太阳型恒星的观测，并推导出它们的倾角。对于HD 189733，我们估计恒星倾角为$i=84^{+6}_{-20}$度，这意味着考虑到以前测量的自旋轨道角，恒星-行星的相似度为$ψ=4^{+18}_{-4}$。对于$α$ Cen B，我们推导出一个倾角为$i=45^{+9}_{-19}$，这意味着恒星的旋转自旋与$α$ Cen双星系统的轨道自旋不一致。此外，假设$α$ Cen Bb与它的主星对齐，就不会发生凌日。$α$ Cen B的倾角可以用40次径向速度测量来测量，这是非常了不起的，因为它的投影旋转速度比$1.15\,km\,s^{-1}$小。

揭示恒星形成星团Trumpler 14中中等质量恒星慢自转体的起源

Uncovering the Origin of Slow Rotators among Intermediate-Mass Stars in the Star-Forming Cluster Trumpler 14

本研究通过分析Trumpler 14星团中118个中等质量成员的盘和X射线特征，发现慢自转体与星周盘及X射线发射相关，提出高能过程可能是角动量损失的额外通道。

快速磁旋转器HR7355

The rapid magnetic rotator HR7355

对于早期类型的磁星，慢的，至多中等的自转速度被认为是一个观测事实。在B2 Vpn星中探测到了P约为1的几千高斯磁场。0.52d和v sin约为300公里/秒的速度打破了这一说法。在2009年，我们已经获得了100多个高分辨率，高信噪比的阶梯光谱。这些光谱提供了迄今为止对任何氦强恒星的变化的最详细的描述。星周环境主要是由旋转锁定的磁层到几个恒星半径，导致氢排放。光球层的特征是表面化学丰度的不均匀性，至少对于氦来说，比像猎户座σ E这样旋转较慢的恒星具有更强的振幅。金属线的高度复杂的旋转线轮廓调制可能是HR 7355赤道重力暗化的结果，因此可以提供冯蔡佩尔参数β的独立测量。

极慢旋转O8f的斜转子模型的图解p star HD 108

Confirming the oblique rotator model for the extremely slowly rotating O8f?p star HD 108

O8F？p型恒星HD 108被认为经历了所有磁性大质量恒星中最极端的旋转制动，其旋转周期$P_{\rm rot}$至少为55年，但其自旋下降时间尺度的上限是根据赫兹-罗素图估计的年龄的两倍多。HD 108观测到的X射线光度也比XADM模型预测的要高得多，这是O型磁性恒星中一个独特的差异。以前报告的磁性数据只覆盖了$P_{\rm rot}$的一小部分（$\sim$ 3.5\%），而且是在恒星处于光度和光谱“低状态”时获得的，在这种状态下，纵向磁场$\langle B_z\rangle$ ~可能处于最低值。我们已经获得了HD 108的新ESPaDOnS磁测量结果，距离上次报告的测量结果已有6年。这颗恒星正在恢复到光谱的高态，尽管它的发射线仍然低于最大观测强度，与提议的55年周期一致。我们测量了$\langle B_z\rangle=-325 \pm 45$ G，是2007-2009年观测强度的两倍，将偶极子表面磁场强度的下限提高到$B_{\rm d} \ge 1$ kG。$\langle B_z\rangle$ ~+和发射强度的同时增加与斜旋转体模型一致。外推的$\langle B_z\rangle$ ~最大通过比较HD 108的光谱和磁性数据与类似的？p星HD 191612表明$B_{\rm d} > 2$ ~kG，产生$t_{\rm S, max}<3$ ~Myr，与恒星年龄一致。…

天鹅座OB2中氧和硅的丰度：OB慢旋转体样品中的化学均匀性

Oxygen and silicon abundances in Cygnus OB2: Chemical homogeneity in a sample of OB slow rotators

天鹅座OB 2是银河系中一个富含OB的星协，在过去的2000 - 2500万年里经历了激烈的恒星形成。它的恒星星族显示出年龄和银河经度之间的相关性。探索其恒星成分的化学组成，我们将能够检查出生分子云的均匀程度和自富集过程的可能影响。我们的目标是确定天鹅座OB 2中8个早期型慢旋转星样本的硅和氧丰度，以检查整个协会中可能存在的不均匀性，以及是否存在化学成分与银河经度的相关性。我们已经进行了光谱分析的样本晚O和早期B星的低转速，这已被选定，以便覆盖整个协会的地区。我们进行了分析的基础上的等效宽度的金属线，翅膀的H巴耳末线和FASTWIND恒星大气模型，以确定其恒星的基本参数以及硅和氧的表面丰度。我们推导出整个区域的硅和氧丰度的相当均匀的分布，平均值为12+log（Si/H）=7.53 $\pm$ 0.08 dex和12+log（O/H）=8.65 $\pm$ 0.12 dex。我们在天鹅座OB 2中发现了均匀的化学成分，没有明显的化学自富集证据，尽管该地区历史上有强烈的恒星风和可能的超新星迹象。与不同的恒星风和超新星的化学富集方案相比，恒星形成效率不明显高于10%。我们发现的均匀性程度与基于HII区域观察到的银河系氧梯度一致。我们还发现，天鹅座OB 2内的氧散射至少是相同的顺序比HII地区在类似的银河系中心的距离。

利用K2任务、X射线和UV数据理解M矮星转动-活动关系的途径

A path towards understanding the rotation-activity relation of M dwarfs with K2 mission, X-ray and UV data

我们研究了开普勒双轮（K2）任务中观测到的134个明亮的M矮星样本在运动C0至C4期间恒星自转和磁活动之间的关系。K2光变曲线产生了97颗恒星（其中79颗没有以前的周期测量）的光度导出的旋转周期，以及与冷斑和耀斑相关的各种活动措施。我们发现一个明显的区别，快速和缓慢的旋转与分界线在一个周期的~10天的活动水平突然变化。活动的所有光度诊断（斑点周期振幅、闪光峰值振幅和减去斑点和闪光变化后的残余变化）显示相同的二分法，指向快速旋转器的高活动模式和慢速旋转器的低活动模式之间的快速转换。这种无法解释的行为让人想起在数值模拟中看到的发电机模式变化，该模式将偶极与多极机制分开。大量的快速旋转器是可视二进制文件。一个初步的解释是加速磁盘演变的双星导致较高的初始旋转率的主序星和相关的较长的自旋和活动寿命。我们结合档案X射线和紫外数据的K2旋转周期。分别对26、41和11颗恒星进行了X射线、FUV和NUV探测。分离的快速从缓慢的旋转，我们第一次确定的X射线饱和水平分别为早期和中期M星。

早型天体测量双星的自旋-轨道对齐与慢速自转星的起源

Spin-Orbit Alignment of Early-type Astrometric Binaries and the Origin of Slow Rotators

通过分析917颗Gaia天体测量双星，发现75%的密近早型双星主星自旋与轨道显著对齐且自转减速，支持其经由环双星盘吸积和盘碎裂形成，而偏心双星则可能源于核碎裂。

波江座G8星EK的振动和磁场

Oscillations and magnetic fields in the G8 star EK Eridani

天文地震学可以提供其他方式不易获得的信息，如恒星质量和演化阶段。强磁场通常伴随着快速旋转，由于谱线增宽，使星震学变得困难。我们已经发现了可能成为恒星中的罗塞塔石碑的东西：一颗缓慢旋转的类似太阳的恒星，具有强大的磁场。我们最近在这个活跃的亚巨星中探测到了类似太阳的振荡，但振幅比预期的要低得多。我们认为，大尺度磁场改变了脉动，成为磁声性质。在这里，我们提出我们的结果，并讨论可能的影响，以及如何这可能会开辟一个新的前沿研究的磁场和恒星演化。

太阳是一个缓慢的旋转体吗？--月球风化层对钠和钾的限制

Was the Sun a Slow Rotator? -- Sodium and Potassium Constraints from the Lunar Regolith

虽然地球和月球在成分上大致相似，但两者之间的一个显着差异是月球样本中的中等挥发性元素明显减少。这通常归因于月球的形成过程，并证明了这些元素作为进化示踪剂的重要性。在这里，我们表明，古空间天气可能导致了月球表面相当一部分中等挥发性物质的损失，如钠和钾。风化层中剩余的钠和钾取决于太阳的原始旋转状态。值得注意的是，考虑到在月球样本中观察到的钠和钾的消耗程度以及太阳类似物活动随时间的演变所显示的联合限制，太阳很可能是一个缓慢的旋转体。由于年轻太阳的活动对早期太阳系的行星表面、大气层和可居住性的演化有重要影响，这是当时太阳活动环境的重要制约因素。最后，由于太阳活动在太阳系的前10亿年最为强烈，当时月球受到撞击物的撞击最为猛烈，因此太阳活动的演变也可能在月球地壳中得到记录，这将是一个重要的、保存完好的、相对容易获取的关于过去太阳系过程的记录。

前主序星角动量的测量：慢速与快速自转星的早期演化及自旋减速力矩机制的实证约束

Measurement of the angular momenta of pre-main-sequence stars: early evolution of slow and fast rotators and empirical constraints on spin-down torque mechanisms

本文利用 TESS 数据研究 Orion Complex 年轻恒星的角动量演化，首次定量测量了角动量及其时间导数随质量和年龄的变化，发现其关系比自转周期更简单单调，并提供了 1 至 10 Myr 期间恒星自旋减速力矩的实证基准。

Rotation periods for cool stars in the open cluster NGC 3532. The transition from fast to slow rotation

A cluster intermediate in age between the Pleiades (150 Myr) and the Hyades (600 Myr) is needed to probe the rotational evolution, especially the transition between fast and slow rotation that occurs between the two ages. We study the rich 300 Myr-old open cluster NGC 3532 to provide constraints on angular momentum loss. Measuring the rotation periods builds on our prior work of providing spectroscopic membership information for the cluster, and it supports the chromospheric activity measurements of cluster stars that we provide in a companion paper. Using 42 d-long photometric time series obs…

G8亚巨星EK Eri中的声振荡和发电机action

Acoustic oscillations and dynamo action in the G8 sub-giant EK Eri

我们提出了进一步的证据，声学振荡的存在下，缓慢旋转，过度活跃的G8亚巨星EKEri。这颗恒星是由泰德天文台的1米赫施普龙宋望远镜观测的，观测时间分别为8晚和13晚，间隔约一年。我们在第一次观察运行中确定了$ν_\mathrm{max} = 253 \pm 3\,μ$ Hz附近的功率显著过量，并且我们能够确定大的分离$Δν= 16.43 \pm 0.22\,μ$ Hz。在随后的SONG观测季节中没有发现明显的过剩功率，这也得到了我们对同时进行的TESS光度观测的分析的支持。我们提出了一个新的振幅光度关系，以占功率谱中的失踪的权力。基于这个对象的进化阶段，我们认为，标准的$α^2Ω$发电机不能被排除作为一个可能的起源所观察到的磁场。

演化的Ap星候选者EK波江座的主导磁偶极子

A dominant magnetic dipole for the evolved Ap star candidate EK Eridani

Ek Eri是已知旋转最慢的活动巨星之一，被认为是强磁性Ap星的后代。我们进行了分光偏振研究的EK Eri超过4光度周期的目的是推断其磁场的拓扑结构。我们使用的NARVAL分光偏振仪在伯纳德Lyot望远镜在Pic du Midi天文台，随着最小二乘反卷积方法，提取高信噪比斯托克斯V配置文件的时间序列的28个偏振光谱。我们导出了表面平均纵向磁场B1。我们拟合的斯托克斯V轮廓与模型的大规模磁场，并获得塞曼多普勒图像的表面磁场强度和几何形状。观测到的B1变化高达约80 G，而其符号没有任何反转，并且与光度星历同相。活动指示器显示出在与从测光（308.8 d.）推断的旋转周期兼容的时间尺度上平滑地变化，然而，从一个旋转到另一个旋转可能会出现大的偏差。Ek Eri的表面磁场变化似乎是由一个强磁场点（负极性），这是与黑暗（冷）测光点相为主。我们的模拟表明，大规模的磁场的EK Eri是强极向的。对于旋转轴倾角i = 60°，我们得到一个几乎是纯偶极的模型。在偶极模型中，强磁/光度点对应于偶极的负极，可能是Ek Eri的Ap星祖先的遗迹。我们的观察和建模概念上支持这一假设，建议解释的杰出的磁性能的EK厄利深对流和残余的Ap星磁偶极子之间的相互作用的结果。

用小型望远镜对变年轻恒星的调查 - XI. 斑点寿命和覆盖分布

A survey for variable young stars with small telescopes - XI. Spot Lifetimes and Coverage Distributions

该研究通过对多个恒星形成区域年轻恒星物体的观测分析，利用多波段振幅得出斑点特性，发现快速旋转恒星小斑点覆盖常见，慢速旋转恒星小斑点寿命短，为恒星磁活动和角动量演化模型提供新证据。

太阳质量秒数后共包络双星食时变化的磁流体动力学起源

Magneto-hydrodynamical origin of eclipsing time variations in post-common-envelope binaries for solar mass secondaries

在广泛的双星系统中，包括后共包络双星系统，都观测到了周期性的时间变化。除了可能存在第三个天体外，一个经常被提出的解释是磁场活动的影响，它可能会改变次级恒星的内部结构，特别是它的四极矩，从而导致准周期振荡。在这里，我们提出了两个可压缩的非理想磁流体动力学（MHD）模拟的磁发电机在一个太阳质量的恒星，其中一个与三倍的太阳旋转速率（“慢转子”），另一个与太阳旋转速率的20倍（“快转子”），占在近双星系统的高旋转速度。对于慢自转恒星，我们发现其磁场和恒星四极矩都以准周期的方式变化，导致O-C（食的观测-校正时间）的变化约为0.025 s。对于快速旋转体，磁场的行为以及四极矩的变化变得相当复杂，由于较少的相干发电机解决方案。由此产生的O-C变化的数量级为0.13秒。观测到的V471~Tau系统存在两种食时变模式，振幅分别为151 s和20 s。然而，由于忽略了离心力和自重力，目前的模拟可能无法捕获所有相关影响。考虑到模型的局限性，以及V471 Tau的旋转仍然比我们的快速旋转器快2.5倍，可以想象达到观测到的星等。

Coronal mass ejections and type II radio emission variability during a magnetic cycle on the solar-type star $ε$ Eridani

We simulate possible stellar coronal mass ejection (CME) scenarios over the magnetic cycle of $ε$ Eridani (18 Eridani; HD 22049). We use three separate epochs from 2008, 2011, and 2013, and estimate the radio emission frequencies associated with these events. These stellar eruptions have proven to be elusive, although a promising approach to detect and characterise these phenomena are low-frequency radio observations of potential type II bursts as CME induced shocks propagate through the stellar corona. Stellar type II radio bursts are expected to emit below 450 MHz, similarly to their solar c…

关于快旋光体的光度特征

On the photometric signature of fast rotators

快速旋转的恒星最近被认为在解释麦哲伦星云和银河系中年轻和中等年龄星团的颜色星等图中具有重要作用。在这项工作中，我们评估了独特的光谱和分布在颜色空间，遵循从存在的有效温度范围内的快速旋转器的表面。的计算被插入在一个形式主义类似的一个通常采用的非旋转的恒星，这使我们能够得到表的辐射热校正作为一个函数，不仅参考有效温度，表面重力和金属丰度，但也相对于分裂值，$ω$的旋转速度，和倾角，$i$。我们发现，只有非常快的转子（$ω>0.95$）观察到近赤道（$i>45^\circ$）提出了相当大的偏离非旋转恒星的颜色颜色关系。根据这些结果，我们讨论了$\sim$ 2亿年星系团NGC 1866的光度学和它的分裂主序，这是由于同时存在慢转子和快转子。它的恒星在色图中的分散度很小，这使我们可以得出结论，在这个星团中，快速旋转的恒星要么有旋转速度$ω<0.95$，要么都被观察到接近极点。这种几何色-色效应，虽然很小，可能在后盖亚时代的巨大的，高质量的光度测量样本中被检测到，除了旋转引起的混合所引起的进化效应。

星风的快磁转子区

On the Fast Magnetic Rotator Regime of Stellar Winds

目标：我们研究了快速旋转的低质量恒星的星风加速以及慢磁转子和快磁转子区域之间的转变。我们的目标是了解恒星风的性质在快速磁转子制度和影响的磁离心力风速和质量损失率。方法：我们将Johnstone等人（2015 b）的太阳风模型扩展到旋转恒星风的一维磁流体动力学（MHD）模拟。我们检验了两个假设，即如何将风温换算成其他恒星的风温，并假设在不饱和状态下，质量损失率的尺度为Mdot ~ Rstar ^2 OmegaStar ^1.33 Mstar^-3.36，正如Johnstone等人（2015 a）所估计的那样。结果如下：对于1.0 Msun的恒星，风可以加速到几千km/s，而对于较低质量的恒星，磁离心力的影响要弱得多。我们发现，不同的假设如何缩放风的温度，以其他恒星导致显着不同的质量损失率的快速旋转。如果我们假设一个恒定的温度，太阳质量的恒星的质量损失率不饱和在快速旋转，这与我们观察到的旋转演化不一致。如果我们假设风的温度与旋转成正比，则质量损失率仅在旋转率高于75 OmegaSun时受到显着影响。我们建议，更快速的转子与风速增加的模型是最好的那些假设一个恒定的风速。如果这一结论得到更复杂的风模型的证实。它可能会提供一个有趣的观测约束的性质恒星风。

时间的褶皱——I：在高偏心率轨道中发现的快速旋转体

Wrinkles in Time -- I: Rapid Rotators Found in High Eccentricity Orbits

本研究基于TESS数据构建自转周期测量流水线，在银盘高偏心率轨道中发现141颗快速旋转的疑似年轻恒星，为银河系快速动力学过程研究提供了新线索。

模拟类太阳恒星周期变化的转动依赖性：回答为什么只有慢转恒星会产生极小期

Modelling the rotation dependence of cycle variability in sun-like stars: Answering why only slowly rotating stars produce grand minima

采用通量传输发电机模型研究类太阳恒星磁活动周期变化，发现慢速自转恒星因较低超临界发电机更易产生延长的极小期，而快转恒星则无此现象。

恒星活动与LAMOST。I.昂宿星团中的黑子结构

Stellar activity with LAMOST. I. Spot configuration in Pleiades

我们利用LAMOST DR 2档案中的昴星团和场星的光谱来研究斑点和活动如何在年轻时作为质量的函数而变化。我们通过测量LAMOST光谱（R $\approx$ 1800）中7050 $Å$附近的TiO带，获得了具有太阳金属丰度的野外GKM矮星大样本的标准TiO带强度。分析表明，包括晚期G型和早期K型在内的活动矮星与非活动矮星相比具有额外的TiO吸收，表明其表面存在冷点。与不活跃的恒星相比，在给定的TiO 5下，活跃的晚期K-和M-矮星显示出更深的TiO 2和更浅的TiO 4，这可以部分地通过冷点来解释。我们估计冷点分数覆盖304昴候选人通过模拟他们的TiO 2（和TiO 5）带强度相对于标准值。结果表明，大部分K-和M-型成员的表面具有非常大的斑点覆盖率（$\sim$ 50%）。我们分析了光斑覆盖率、旋转和光变化幅度之间的相关性，发现慢旋转体（$R_{o}$ > 0.1）上的光斑覆盖率随着Rossby数$R_{o}$的减小而增加。有趣的是，我们检测到一个饱和度为40%-50%的快速旋转器中的光斑覆盖的饱和特征。另外，在热的快旋体中，光斑分布比慢旋体更对称。更有趣的是，我们在许多M型成员中检测到大的斑点覆盖，没有或很少有光变化。从更大的角度来看，这些结果为这些冷的活跃恒星上的恒星发电机提供了重要的约束。

A detailed understanding of the rotation-activity relationship using the 300 Myr old open cluster NGC 3532

The coeval stars of young open clusters provide insights into the formation of the rotation-activity relationship that elude studies of multi-age field populations. We measure the chromospheric activity of cool stars in the 300 Myr old open cluster NGC 3532 in concert with their rotation periods to study the mass-dependent morphology of activity for this transitional coeval population. Using multi-object spectra of the Ca ii infrared triplet region obtained with the AAOmega spectrograph at the Anglo- Australian Telescope, we measure the chromospheric emission ratios for 454 FGKM cluster member…

类太阳恒星的磁制动公式：依赖于偶极场强度和自转速率

Magnetic Braking Formulation for Sun-Like Stars: Dependence on Dipole Field Strength and Rotation Rate

我们使用二维轴对称磁流体动力学模拟计算稳态解的类太阳恒星风从旋转的恒星与偶极磁场。我们的参数研究包括50个模拟，涵盖了广泛的相对磁场强度和旋转速率，从缓慢和接近快速磁转子制度。使用模拟计算的角动量损失，我们推导出一个半解析公式的恒星上的外部扭矩，适合所有的模拟到几个degenerents的精度。这个公式提供了一个简单的方法来计算类太阳恒星由于磁化星风引起的磁制动，它适当地包括了对磁场强度、质量损失率、恒星半径、表面引力和自旋速率的依赖性，并且对慢转和快转都是有效的。

A dearth of close-in planets around rapidly rotating stars or a dearth of data?

A dearth of close-in planets orbiting rapid rotators was reported almost a decade ago. According to this view only slowly spinning stars with rotation periods longer than 5-10 days would host planets with orbital periods shorter than 2 or 3 days. This Letter brings an enlarged and more detailed analysis that led us to the question: Is there really a dearth in that distribution or is it a dearth of data? For this new analysis, we combined different samples of Kepler and TESS stars with confirmed planets or planet candidates with measured stellar rotation periods, using Gaia data to perform an i…

Rotational Velocities of Am and Non-CP Stars based on Kepler and LAMOST DR5

Rotation is a critical physical process operating in the formation of Am stars. There is a strong correlation between low-velocity rotation and chemical peculiarity. However, the existence of many non-CP slow rotators challenges the understanding of Am stars. The purpose of our work is to search for low-velocity rotating non-CP A-type stars and Am stars and to make a comparative analysis. In this paper, we pick out a sample from the LAMOST-Kepler project, including 21 Am stars, 125 non-CP slow rotators, and 53 non-CP fast rotators. We calculate the rotational frequencies through periodic chang…

类太阳恒星自转演化中风制动和内部耦合的竞争效应

On the competing effect of wind braking and interior coupling in the rotational evolution of solar-like stars

类太阳恒星（M < 1.3 Msun）通过磁化风失去角动量。由此产生的表面旋转周期的演变，这可以直接测量光度，有可能提供一个准确的恒星年龄的指标，并受到约束的观测旋转周期的同时代的恒星，如银河系疏散星团的成员。疏散星团质量-自转周期图的一个显著观测特征是一系列相对较慢的自转子。这个慢转星序列的形成和持续存在了几十亿年，这意味着属于它的恒星有一个近似一致的自旋下降过程。特别是，在逐渐变老的星系团中，这个序列被观察到一致地朝着更长的周期演化。然而，最近对7亿年前的Praesepe和1亿年前的NGC 6811星系团的观测似乎与这一普遍模式相矛盾。虽然较老的NGC 6811的慢转序列上的1 Msun恒星比年轻的Praesepe中的对应恒星有更长的周期，但正如预期的那样，这两个序列基本上在较低的质量（< 0.8 Msun）下合并。换句话说，低质量恒星在其间的3亿年里似乎根本没有自转。在这里，我们表明，这种行为是一种表现的变量旋转耦合类太阳恒星。来自内部的角动量的重铺可以暂时补偿由于表面的风制动而造成的损失。角动量的内部重新分配有一个陡峭的质量依赖性;因此，不同质量的恒星在不同的年龄发生再耦合。我们的模型解释了Praesepe和NGC 6811之间低质量恒星表面自旋下降的停滞，并预测在其他质量范围内的其他年龄应该可以观察到相同的行为。

来自低质量恒星的阿尔文波驱动的磁转子风I：磁制动和质量损失率的旋转依赖性

Alfvén-wave driven magnetic rotator winds from low-mass stars I: rotation dependences of magnetic braking and mass-loss rate

对恒星自转的观测表明，低质量恒星在主星序期间会失去角动量。我们模拟了类太阳恒星的风与一系列的旋转速率，涵盖了快速和慢速磁转子制度，包括两者之间的过渡。我们概括了阿尔文波驱动的太阳风模型，建立在以前的作品，包括明确的磁离心力。在该模型中，表面平均开放磁通量被假定为按比例缩放为$B_\ast f^{\rm open}_\ast \propto {\rm Ro}^{-1.2}$，其中$f^{\rm open}_\ast$和${\rm Ro}$分别是表面开放磁通填充因子和Rossby数。我们发现，1。风的角动量损失率（扭矩）被描述为$τ_w \approx 2.59 \times 10^{30} {\rm \ erg} \ \left( Ω_\ast / Ω_\odot \right)^{2.82}$，产生自旋下降定律$Ω_\ast \propto t^{-0.55}$。2.质量损失率在$\dot{M}_w \sim 3.4 \times 10^{-14} M_\odot {\rm \ yr^{-1}}$达到饱和，这是由于色球层中阿尔文波的强烈反射和耗散。这表明色球层在连接恒星表面和星风方面具有很强的影响。同时，风冲压压力的标度为$P_w \propto Ω_\ast^{0.57}$，这是能够解释所观察到的恒星风的下包络伍德等。阿尔文半径的位置被示出以与一维解析理论一致的方式缩放。此外，A…

Ross 128 -- GL 447A possible activity cycle for a slow-rotating fully-convective star

Context. Long-term chromospheric activity in slow-rotating fully-convective stars has been scarcely explored. Ross 128 (Gl 447) is a slow-rotator and inactive dM4 star which has been extensively observed. It hosts the fourth closest extrasolar planet. Aims. Ross 128 is an ideal target to test dynamo theories in slow-rotating low-mass star. Methods. To characterize the magnetic activity of Ross 128 we study the SK indexes derived from CASLEO, HARPS, FEROS, UVES and XSHOOTER spectra. Using the Generalized Lomb-Scargle and CLEAN periodograms, we analyze the whole SK time-series obtained between 2…

太阳邻域中M矮星的自转和银河系运动学

The rotation and Galactic kinematics of mid M dwarfs in the Solar Neighborhood

自转是一种可直接观测到的恒星性质，它通过一台磁发电机驱动磁场的产生和活动。质量低于0.35 Msun的主序星（中晚M矮星）是完全对流的，并且被认为具有不同于太阳型恒星的发电机机制。它们的自转速率的测量提供了这些机制的见解，但很少有旋转周期可用于这些恒星在现场年龄。使用测光从MEarth过境调查，我们测量旋转周期为387附近，中晚M矮星在北半球，发现周期从0.1到140天。典型的检测旋转器具有稳定的正弦光度调制，半振幅为0.5%至1%。我们发现，在0.25Msun以下的恒星没有周期振幅关系，而在质量较高的M矮星中，周期振幅之间存在反相关。我们强调存在较老的，缓慢旋转的恒星没有Hα发射，但有很强的光度变化。我们样本的银河系运动学与当地G和K矮星的数量一致，旋转子具有太阳邻居的金属丰度特征。我们利用W空间速度和建立的年龄-速度关系估计，P<10天的恒星平均小于2 Gyr，P>70天的恒星平均约为5 Gyr。周期分布与质量有关：随着质量的减小，给定质量下最慢的旋转体具有更长的周期，而最快的旋转体具有更短的周期。我们发现缺乏中间旋转周期的恒星。[删节]

Impact of anti-solar differential rotation in mean-field solar-type dynamos -- Exploring possible magnetic cycles in slowly rotating stars

Over the course of their lifetimes, the rotation of solar-type stars goes through different phases. Once they reach the zero-age main sequence, their global rotation rate decreases during the main sequence until at least the solar age, approximately following the empirical Skumanich's law and enabling gyrochronology. Older solar-type stars might then reach a point of transition when they stop braking, according to recent results of asteroseismology. Additionally, recent 3D numerical simulations of solar-type stars show that different regimes of differential rotation can be characterized with t…

真正的、强变的银河系亮蓝变星是快速旋转星：在船底座HR中高旋转速度的探测

Bona-fide, strong-variable galactic Luminous Blue Variable stars are fast rotators: detection of a high rotational velocity in HR Carinae

我们报告的光学观测亮蓝变星（LBV）HR船底座，这表明该恒星已达到视觉最低阶段在2009年。更重要的是，我们检测到由于Si IV 4088-4116 Angiotensin引起的反射。为了与2009年5月观测到的谱线轮廓相匹配，需要vrot=150 +- 20 km/s的高旋转速度（假设倾角为30度），这意味着HR Car的旋转速度约为其分裂临界速度（vcrit）的0.88 +- 0.2。我们的研究结果表明，快速旋转是典型的所有强变量，真正的银河LBV，目前S道尔型的变化。强变LBV位于视觉最小期间HR图的明确定义区域（“LBV最小不稳定带”）。我们认为这个区域对应于达到vcrit的地方。在该条的左侧，存在vrot/vcrit>1的禁区，这解释了为什么在该区域中没有检测到LBV。由于像天鹅座P和HD 168625这样的休眠/前LBV的vrot较低，我们认为LBV可以分为两类：快速旋转的强变星，表现出S-Dor周期（如AG Car和HR Car）和慢旋转的恒星，变化小得多（如天鹅座P和HD 168625）。我们推测，在爆炸前有S-Dor周期的SN祖先（如SN 2001 ig，SN 2003 bg和SN 2005 gj）可能是快速旋转的。我们认为，快速旋转的银河系LBV失去角动量的潜在困难是这样的恒星可能在LBV阶段爆炸的额外证据。