Periodicity in some light curves of the solar analogue V352 CMa
我们的目的是研究太阳类似物V352 CMa的光变曲线周期性，特别是表明低振幅光变曲线中存在或不存在周期性可以用连续周期搜索（CPS）方法进行建模。我们应用CPS方法对V352 CMa进行了14年的V波段测光，并获得了所选数据集中光变曲线的平均值、振幅、周期和最小值的估计。我们还将功率谱方法（PSM）应用于这些数据集，并将这种常用方法的性能与CPS进行了比较。我们在平均亮度中发现了$11.7 \pm 0.5$年周期的迹象。长期平均光度旋转周期为$7.24 \pm 0.22$天。如果太阳表面的差旋定律在V352 CMa是有效的，并且周期变化跟踪了这一现象，那么差旋系数的下限将是$|k| > 0.12$。用柯伊伯方法从光极小期的历元中检测到以$7.157 \pm 0.002$天为周期旋转的稳定活动行星的迹象。CPS比传统的PSM表现更好，因为后者总是使用正弦模型的数据，即使这显然不是正确的模型。
2013-10-16 astro-ph.SR
B fields in OB stars (BOB): on the detection of weak magnetic fields in the two early B-type stars beta CMa and epsilon CMa
在“OB星B场（BOB）”合作的背景下，我们使用HARPSpol分光偏振仪观测了早期B型恒星β CMa（HD 44743; B1 II/III）和β CMa（HD 52089; B1.5 II）。对于这两颗恒星，我们始终检测到一个弱（绝对值<30 G）纵向磁场的签名。我们确定了这两颗恒星的物理参数，并测量了它们的X射线光谱。对于β CMa，我们的模式识别分析导致确定旋转周期为13.6+/-1.2天，旋转轴相对于视线的倾角为57.6+/-1.7度。在这些测量的基础上，并假设偶极场的几何形状，我们得出了一个最佳的拟合度约为22度和偶极磁场强度（Bd）约为100 G（60<Bd<230 G在1西格玛），低于通常发现的其他磁性大质量恒星。对于130 μ CMa，我们只能确定偶极磁场强度的下限为13 G。对于这颗恒星，我们确定它的自转周期在1.3到24天之间。这两颗恒星都有一个动态的磁层。我们还得出结论，这两颗恒星最有可能是核心氢燃烧，它们已经度过了超过2/3的主序星寿命。迄今已知的大质量磁性恒星的偶极磁场强度分布直方图并没有显示出中等质量恒星观测到的磁场“沙漠”。用现有的仪器和技术探测大质量恒星中的（弱）磁场时存在偏差，这意味着弱磁场可能比目前观测到的更为普遍。我们的研究结果表明，如果存在，即使是相对较弱的磁场在大质量恒星中也是可以探测到的，而且可能仍然需要更多的观测努力来正确地获取磁场的…
2014-11-24 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
Herschel SPIRE and PACS observations of the red supergiant VY CMa: analysis of the molecular line spectra
我们提出了一个分析的远红外和亚毫米分子发射线光谱的发光M-超巨星VY CMa，观察与SPIRE和PACS光谱仪搭载赫歇尔空间天文台。在190-650微米的SPIRE FTS光谱中检测到超过260条发射线，其中三分之一的观测线可归因于H2O。其他检测到的物质包括CO、13 CO、H2^18O、SiO、HCN、SO、SO2、CS、H2S和NH3。我们的模型与观测到的12 CO和13 CO谱线强度相拟合，得到12 C/13 C的比值为5.6 ± 1.8，与其他M超巨星的测量值一致，但明显低于之前对VY CMa的低J谱线观测值。20条SiO旋转线的谱线能量分布显示了两个温度分量：一个是1000 K的热分量，我们将其归因于恒星大气和内部风，另一个是较冷的~200 K分量，我们将其归因于外部拱星包层的起源。我们使用SMMOL非LTE谱线传输代码拟合了12 CO、13 CO、H2O和SiO的谱线通量，在9 R* 和350 R* 之间的质量损失率为1.85 x10 ^-4 Msun yr^-1。用SMMOL非LTE谱线辐射转移代码拟合观测到的12 CO、13 CO、H2O和SiO的谱线通量，以及1.85 x10 ^-4 Msun yr^-1的质量损失率。为了拟合CO和H2O的高旋转线，该模型需要一个相当平坦的温度分布内的灰尘冷凝半径，归因于高H2O不透明度。在尘埃凝结半径之外，气体温度与半径r^-…
2013-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Antisolar differential rotation of slowly rotating cool stars
旋转的恒星对流将角动量向赤道输送，产生太阳自转的特征赤道加速度，而角动量的径向通量总是向内的。然而，新的数值箱模拟的纬向交叉相关$\langle u_θu_ϕ\rangle $，揭示了角动量输运向两极的慢旋转和向赤道的快速旋转。解释是，对于慢旋转的角速度的负径向梯度总是出现，这与迄今为止被忽视的旋转引起的非对角涡粘性项$ν_\bot$提供了“反太阳旋转”的法律与减速赤道。同样，模拟提供了旋转引起的相关性$\langle u_r u_θ\rangle $的正值，这是相关的纬度温度分布（冷或暖极）为慢旋转和负值为快旋转。因此，对缓慢旋转恒星的差异旋转的观测将导致更好地理解实际的应力-应变关系、热传输和潜在的旋转对流。
2019-08-20 astro-ph.SR
The rotation rates of massive stars: How slow are the slow ones?
背景：自转在质量超过8 Msun的恒星的生命周期中起着关键作用。因此，准确了解这些大质量恒星的自转速率对于理解它们的性质和限制它们演化的模型至关重要。目的：本文研究了目前的方法的可靠性，用于获得投影旋转速度v sin i的大质量恒星的光球光谱线加宽签名，专注于不快速旋转的恒星。研究方法：我们使用缓慢旋转的磁性O-星与确定的旋转周期来测试傅立叶变换（FT）和拟合优度（GOF）的方法通常用于推断大质量恒星的投影旋转速率。结果：对于我们的两颗测得自转周期大于一年的磁性测试星，即，当vsin i < 1 km/s时，我们用FT和GOF方法都导出了vsin i ~ 40-50 km/s。这些严重的高估是最有可能造成的不充分治疗的竞争性增宽机制称为微观湍流和宏观湍流。结论：这些发现警告我们不要不加批判地依赖于当前标准技术的结果，以获得存在显著额外谱线增宽的大质量恒星的投影旋转速度，至少当v sin i <~ 50 km/s时。例如，这可能是至关重要的i）确定观测到的大质量恒星自转速率的统计分布，ii）解释旋转制动的B超巨星的演化状态和自旋下降历史，iii）解释观测到的O星的光谱推断v sin i ~ 0 km/s的不足。目前正在进一步调查上述技术的潜在缺点。
2013-10-17 astro-ph.SR
Longitudinal drift of Tayler instability eigenmodes as a possible explanation for super-slowly rotating Ap stars
从一些Ap星的磁变率推断出的自转周期非常长，在某些情况下超过10年。对这种缓慢的旋转缺乏解释。本文试图从Ap星内部磁场的扭折型（泰勒）不稳定性扰动的纵向漂移来解释Ap星磁和热图象的超慢旋转。利用A星结构模型估算的恒星参数计算了泰勒不稳定性本征模的漂移率和增长率。计算涉及不同强度的环形背景磁场。非轴对称不稳定扰动在同向旋转参考系中沿反旋转方向漂移。漂移率随着背景场的强度而增加。对于超过相等阿尔文速度和旋转速度的（均分）值的场强，漂移率接近恒星的固有旋转率。在这种情况下，惯性系中的本征模显示出非常慢的旋转。本文还计算了慢转本征模的磁扰动和热扰动的模式。泰勒不稳定性本征模的反旋转漂移是超慢旋转Ap星观测现象的一种可能解释。
2020-06-04 astro-ph.SR
Enhanced stellar activity for slow antisolar differential rotation?
利用开普勒/K2的数据对疏散星团M67中的类太阳成员进行的高精度测光最近揭示了具有大Rossby数的恒星的活动增强，Rossby数是旋转周期与对流周转时间的比值。与较短的自转周期和较小的Rossby数的既定行为相反，M67中自转较慢的恒星的色球活动随着Rossby数的增加而增加。这种行为以前从未被报道过，尽管理论上预测它是由于Rossby数大于太阳的恒星的反太阳差异旋转（DR）的结果，因为在这些模型中，DR的绝对值被发现超过了类似太阳的DR。我们与仅使用B-V颜色计算的旋转速率进行比较。由此产生的旋转-活动关系被认为是兼容的，通过采用测得的旋转速率。这提供了额外的支持，非常规的增强活动在相对较低的旋转速率和可能存在的反太阳差异旋转。
2018-02-23 astro-ph.SR
Asteroseismic measurement of slow, nearly-uniform surface-to-core rotation in the main sequence F star KIC 9244992
我们在一颗主序星KIC 9244992中发现了一系列旋转分裂的核g模三重态和表面p模多重态。与模型的比较表明，该恒星的质量约为1.45 M $_\odot$，处于主序演化的高级阶段，中心氢丰度质量分数降低到约0.1。这是继KIC 11145123之后的第二个案例，通过星震测定A-F主序星的深核和表面的旋转。我们已经发现，基本上模型独立的，表面附近的旋转，从p-模式分裂，是66 d，略慢于64 d的核心旋转，由g-模式分裂测量。KIC 9244992与KIC 11145123相似之处在于，两者都接近主序阶段的末端，旋转非常缓慢且几乎均匀。这表明在主序星阶段，A-F星内部的角动量输运比标准理论公式所预期的要强得多。
2014-12-17 astro-ph.SR
Post-merger rotational evolution of magnetised single hot subdwarfs results in slow rotation due to magnetic braking
Instituto de Astrofísica de La Plata, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（拉普拉塔天文物理研究所）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata (UNLP)（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien (HITS)（海德堡理论研究所）；London Centre for Stellar Astrophysics（伦敦恒星天体物理学中心）
本研究通过旋转恒星演化模型，发现大规模稳定磁场可通过与恒星风耦合提取角动量，解释了单热亚矮星自转缓慢的观测现象，表明磁制动是低质量恒星并合自转特性的重要组成部分。
2026-10-15 astro-ph.SR
Confirmation of bistable stellar differential rotation profiles
背景：类似太阳的差异旋转的特点是赤道快速旋转，两极旋转较慢。然而，理论模型和数值模拟可能会导致旋转缓慢时赤道速度较慢，两极速度较快。目的：我们研究了临界旋转的影响下，微分旋转翻转从太阳（快赤道，慢极）的反太阳（慢赤道，快极）。我们估计的非扩散（$Λ$效应）和扩散（湍流粘度）的雷诺应力的贡献。方法：我们提出了三维数值模拟的结果温和湍流对流球楔几何形状。在这里，我们应用一个完全可压缩的设置，这将遭受一个禁止的时间步长约束，如果使用真正的太阳光度。我们通过改变热传导、湍流扩散和分解对流传递的热量来调节对流速度。结果如下：提高效率的解决对流导致减少的旋转对流动的影响和急剧的过渡，从太阳般的反太阳差旋转科里奥利数约1.3。我们证实了最近发现的大规模流动双稳态：与运行的模型从初始条件与未规定的差分旋转，初始化的模型与某种旋转剖面维持在一个更宽的参数范围内的解决方案。结论：我们的研究结果可能会对真正的恒星产生影响，这些恒星的生命开始于快速旋转，这意味着在早期的主序星演化中存在类似太阳的旋转。当它们减速时，它们可能会在转向反太阳旋转之前，在较低的科里奥利数下保持类似太阳的旋转。这可以部分地解释令人困惑的发现，反太阳旋转配置文件的模型在太阳参数制度。
2014-10-16 astro-ph.SR
Simultaneous VLBA polarimetric observations of the v=$\{$1,2$\}$ J=1-0 and v=1, J=2-1 SiO maser emission toward VY CMa II: component-level polarization analysis
本文给出了用VLBA在$λ=7$和$λ=3$ mm观测到的超巨星VY CMa在毫角秒尺度上偏振态v= 1 J =1 - 0，v=2 J=1-0和v=1 J=2-1的SiO脉泽发射的分量级比较。目前的文件的目标是使用测量的偏振特性的单个co-spatial组件检测跨多个过渡，提供几个竞争的理论的偏振脉泽发射的运输的约束。这种方法可以最大限度地减少空间混合的显着影响。我们提出了几个诊断测试，旨在区分脉泽偏振的竞争理论模型的关键功能。然而，重合特征的数量受到灵敏度的限制，特别是在86 GHz的v=1 J=2-1跃迁中，需要更深入的观测。初步结论的基础上，目前的数据提供了一些支持：i）自旋独立的解决方案，线偏振; ii）的影响，几何形状的分数线偏振与强度的分布;和，iii）$π/2$旋转线偏振位置角所产生的跨范弗莱克角（$\sin^2θ=2/3$）之间的脉泽视线和磁场的过渡。有几个列举的非塞曼解释圆偏振的证据较弱。不幸的是，由于重合分量不足，标准塞曼理论预测的J=1-0和J=2-1之间的圆偏振中的预期2：1比率无法最终测试。
2016-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
2.5-MHD models of circumstellar discs around FS~CMa post-mergers : II. Stationary accretion stage
本研究通过2.5D磁流体动力学模拟，揭示了慢旋转强磁场恒星后并合星周盘中的间歇性回流、盘增厚及磁重联加热现象，为FS~CMa恒星观测特征提供了理论解释。
2024-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
2.5-MHD models of circumstellar discs around FS~CMa post-mergers : I. Non-stationary accretion stage
本文使用 PLUTO 代码对 FS~CMa 合并后星周围的薄盘和厚盘进行 2.5D-MHD 模拟，发现磁场驱动了低密度盘中喷流、热日冕及磁离心风的形成，揭示了盘结构变化并解释了相关观测现象。
2023-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Slowing the Spins of Stellar Cores
恒星内部的角动量（AM）演化，以及由此产生的恒星残骸的旋转速率，仍然知之甚少。对红巨星的天文地震测量显示，它们的核心旋转速度比表面快得多，但比理论预测的要慢得多，这表明在它们的辐射核心中有一个未知的AM传输源。受此启发，我们调查的磁泰勒不稳定性，并认为它饱和时的扰动磁场能量的湍流耗散等于通过绕组产生的磁能。这导致更大的磁场振幅，更有效的AM传输，和更小的剪切比经典泰勒-斯普鲁特发电机预测。我们提供了有效AM扩散率的处方，并将其纳入数值恒星模型，发现它们在很大程度上再现了（1）太阳和主序星的近刚性旋转，（2）氢壳和氦燃烧期间低质量红巨星的核心旋转速率，以及（3）白矮星的旋转速率。我们讨论恒星旋转演化，内部旋转配置文件，旋转混合，和紧凑的对象的自旋的影响。
2019-03-06 astro-ph.SR
Rotational splittings for slow to moderate rotators: Latitudinal dependency or higher order effects in Ω?
关于旋转速率的信息包含在功率谱的低频部分中，其中预期非均匀表面旋转的签名，以及由内部旋转速率引起的频率分裂。我们希望弄清楚，由平均旋转分裂确定的地震旋转周期与从傅立叶频谱中的低频峰值测量的旋转周期（对CoRoT的一些目标进行观察）之间的差异是否可以对旋转剖面提供约束。对于均匀的中等旋转体，根据旋转角速度Ω对二阶和三阶的微扰校正可以模拟差分旋转。我们应用我们的微扰方法来计算均匀旋转的模式频率，精确到Ω^3。在线性近似中计算了纬度依赖性的影响。在造父β星系模型中，三级效应变得与类似于太阳的水平切变相当，其旋转速率远低于分裂值。我们展示了如何一个干净的签名的纬向剪切可能被提取。我们的两个CoRoT目标HD 181906和HD 181420的模型，代表较低的主序列对象。这些是慢旋转体，因此分裂中的非线性效应很小。我们使用一个低频峰值和一个分裂的偶极模式的数据来约束在HD 181420和HD 181906的旋转配置文件。这两种效应的相对影响在很大程度上取决于恒星中振荡模式的类型和自转速率的大小。鉴于平均旋转分裂和频率的一个点签名，这是可能的，以区分这两个假设，并在差分旋转的情况下，在纬度，我们提出了一种方法来确定类型的旋转配置文件和剪切值的范围。
2012-03-20 astro-ph.SR
Cyclical Changes in the Timing Residuals from the Pulsar B0919+06
本文报道了在脉冲星B 0919 +06（J 0922 +0638）中探测到的一个大故障。该故障发生在2009年11月5日（MJD 55140），其特征是旋转频率增量Δ nu/nu=1.3x10^{-6}。脉冲星的自转具有不稳定性，在脉冲星自转过程中会出现较大的毛刺。我们提出了从1979年到2009年的30年时间跨度的脉冲星的旋转行为的分析结果。这些结果表明，脉冲星的旋转频率经历了连续的，缓慢的振荡，看起来像毛刺事件。在1991年至2009年期间，脉冲星经历了连续的12个缓慢毛刺序列，旋转频率增量Δ nu/nu=1.5x10^{-9}。观察到的所有缓慢毛刺都具有与200天期间旋转频率的缓慢增加以及随后在400天期间松弛回到毛刺前值相关的类似特征。我们表明，这种缓慢的毛刺的连续序列的特点是几乎相同的幅度等于Deltanu=3.5x10^{-9} Hz和相同的时间间隔之间的毛刺约600天，是很好地描述了一个周期性的锯齿状函数。探测到两种不同的现象，如一个大的毛刺和一系列缓慢的毛刺，表明脉冲星B 0919 +06的旋转频率存在两种类型的不连续性。这些不连续性可以分为正常和缓慢毛刺。
2010-07-01 astro-ph.SR
The Slow Winds of A-Type Supergiants
线驱动和旋转调制风理论预测的替代缓慢的解决方案，除了从标准的m-CAK解决方案，当旋转速度接近临界速度。我们研究了A型超巨星（Asg）的风的行为，并表明在特定条件下，例如，当δ线力参数约为0.25时，慢解可能存在于整个恒星上，即使在转速很慢或为零的情况下也是如此.我们讨论密度和速度分布以及可能的观测对应物。
2010-09-27 astro-ph.SR
Sharp-Lined and Slowly Rotating Ap Stars
Ap（和Bp）星最有趣的特性之一是它们的自转速度慢，与相同温度范围内表面正常的主序星相比。近年来，发现有百分之几的Ap星的自转周期超过一年，最长的自转周期可达几个世纪。也许更令人困惑的是Ap星自转周期的分布，因为其中一些恒星的自转周期短至0.5 d。因此，这些恒星的自转周期跨越了5到6个数量级，除了在主序星的寿命中保持角动量守恒之外，没有演化的证据。解释如何在如此广泛的范围内实现基本上处于同一进化阶段的恒星的周期分化是一个重大挑战。考虑极慢旋转的Ap星对于理解Ap星作为一类的起源和旋转性质的演化具有特别重要的意义。本文综述了近年来关于最锐线和最慢自转Ap星的周期和磁场的研究进展，并讨论了其研究的前景和关注点。
2019-12-12 astro-ph.SR
Rotational evolution of slow-rotators sequence stars
在疏散星团中观测到的质量-年龄-自转关系显示了慢自转星系序列的逐步发展。在这个序列上观察到的聚类表明，它对应于一些平衡或渐近条件，仍然缺乏一个完整的理论解释，这对我们理解恒星角动量演化至关重要。我们耦合的旋转演化模型，它考虑到内部差分旋转，与经典的和新的建议的风制动法，并拟合模型的数据，使用MCMC方法。描述的慢旋转序列的演化需要考虑到角动量从辐射核心的对流信封，我们发现，在质量范围为0.85-1.10 $M_{\odot}$，核心信封耦合的时间尺度为$M^{-7.28}$慢旋转序列的恒星标度。根据恒星质量的不同，准固态天体的自转只有在1-2 Gyr之后才能实现，这意味着要观察到与Skumanich定律（$P \propto \sqrt{t}$）的微小偏差，就需要比目前可用的更老的疏散星团的周期数据。在0.1-2.5 Gyr年龄范围和在0.85-1.10 $M_{\odot}$质量范围内观测到的演化最好通过假设风角动量损失与对流周转时间尺度和恒星转动惯量成比例的经验质量依赖性来再现。基于MCMC拟合的周期等时线提供了一种工具，用于从类太阳主序星的质量和旋转周期推断恒星年龄，这在很大程度上独立于所采用的风制动模型。这些有效地代表陀螺年表的关系，考虑到恒星角动量演化的两个区域模型的物理。
2015-10-12 astro-ph.SR
First spectro-interferometric survey of Be stars I. Observations and constraints on the disks geometry and kinematics
上下文经典Be星是一种热的非超巨星，被一个气态的星周盘所包围，这是观测到的红外线和发射线的原因。在磁盘形成所涉及的现象仍然是高度争论。目标。为了进一步了解质量喷射的物理过程或过程，并检验它们取决于恒星参数的假设，我们开始了对最亮Be星的星周环境的调查。方法.为了实现这一目标，我们使用了光谱干涉测量法，这是唯一一种结合了高光谱（R=12000）和高空间（$θ_{\rm min}$ = 4，mas）分辨率的技术。在帕拉纳尔天文台用VLTI/AMBER仪器进行了观测。我们集中我们的意见上的Br $γ$发射线，以便能够研究拱星盘内的运动学。我们的样品由8颗明亮的经典Be星组成：$α$ Col，$κ$ CMa，$ω$ Car，p Car，$δ$ Cen，$μ$ Cen，$α$ Ara和\textit{o} Aqr.结果我们设法确定了大多数目标的线和附近连续区的磁盘扩展。我们还限制了磁盘的运动学，表明它是由旋转与旋转定律接近开普勒之一。我们的调查还表明，这些恒星的平均旋转速度为V/V $_{\rm c}$ \，=\，0.82\，$\pm$\，0.08。这对应于旋转速率$Ω/Ω_{\rm c}$ \，=\，0.95\，$\pm$\，0.02结论。我们没有发现恒星参数和星周环境结构之间的任何相关性。此外，似乎一个简单的几何薄开普勒磁盘模型可以解释我们的大部分光谱分辨K波段数据。然而，至少有两个天体…
2011-12-08 astro-ph.SR
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。
2024-01-15 astro-ph.SR
Search for magnetic fields in seven slowly rotating A stars
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）；School of Mathematics, Statistics and Physics, Newcastle University（纽卡斯尔大学数学、统计与物理学院）
本研究通过两种策略选取七颗慢旋转化学特殊A型星，经高分辨率光谱偏振观测，发现5200埃凹陷加TESS旋转调制的选星方法可高效定位磁性A型星，慢旋转加化学特殊性无法可靠识别这类磁场。
2026-08-31 astro-ph.SR
Fast Star, Slow Star; Old Star, Young Star: Subgiant Rotation as a Population and Stellar Physics Diagnostic
恒星自转是质量和演化状态的强函数。像开普勒和CoRoT这样的任务提供了数万个旋转周期，这些周期来自于包含不同质量、年龄和演化状态的天体的恒星星族。给定一组合理的起始条件和角动量损失的处方，我们解决的预期范围内的旋转周期冷场恒星星族。我们发现，冷恒星的旋转分为三个不同的制度。表面周期小于10天的快速自转星要么是年轻的低质量主序星，要么是质量更高的次巨星，这些次巨星使主序星具有高的自转速率。中等自转星（10-40天）可以是适合陀螺年代学的冷MS矮星，也可以是质量不等的次巨星。因此，必须谨慎地应用陀螺年代学关系，因为有一个丰富的人口亚巨星污染物。最慢的自转周期超过40天，是质量较低的次巨星，正在经历包层膨胀。我们确定了旋转周期的其他诊断用途。亚巨星存在一个不同于MS周期-年龄关系的周期-年龄关系。还有一个周期半径关系可以用来作为恒星半径的约束，特别是在行星宿主恒星的有趣情况下。MS上旋转分布的高质量/低质量突变持续到亚巨星分支，并有可能作为恒星质量的诊断。最后，这组理论预测可以与广泛的数据集进行比较，以促进改进建模。
2013-06-16 astro-ph.SR
The very slow rotation of the magnetic O9.7V star HD54879
第一次FORS 2分光偏振观测HD 54879的纵向磁场的数量级为-600 G，偶极强度的下限为~ 2 kG，可以追溯到2014年。从那时起，观测表明平均纵向磁场的绝对值逐渐减小。在2017年10月至2018年2月使用FORS 2分光偏振观测对HD 54879进行的最新监测过程中，报告了纵向磁场强度从约-300 G降至约-90 G的变化。2018年2月17日，检测到平均纵向磁场的绝对值突然增加，并伴随光谱变异性。从2018年12月到2019年2月获得的新FORS 2光谱偏振数据证实了非常缓慢的磁场变化，在两个月内磁场从约150 G下降到-100 G。这种缓慢的磁场变化与HD 54879的极慢旋转有关，也使用高分辨率HARPSpol和ESPaDOnS分光偏振法证实。对2018年2月FORS 2偏振光谱的重新分析表明，先前报告的场增加和光谱外观的变化是由不适当的光谱提取和波长校准造成的，这些光谱提取和波长校准使用的是在不充分的信噪比下获得的观测结果。HD 54879提出的属性进行了讨论的背景下？p谱分类
2019-10-29 astro-ph.SR
The turbulent pressure of magnetoconvection for slow and rapid rotation
最近的太阳黑子形成的模拟的动机，我们扩展了迪克的磁化和非磁化气体之间的压力差的理论，包括旋转湍流。虽然（垂直）背景场提供了一个明确的磁化和未磁化的气体之间的磁压差，雷诺应力和麦克斯韦应力的湍流强烈修改这一结果。与准线性近似，我们证明了不同的高电导率和低电导率的限制之间的湍流的影响。足够小的磁雷诺数导致磁压力抑制，其中实际上压力过剩甚至可以呈现负值。盒子模拟磁对流受垂直磁场进行了Nirvana代码证实了这一整体情况。它们还演示了全局旋转{ \em如何减少}负磁压效应。对于快速旋转，由大尺度磁场{和}湍流引起的总磁压差甚至在小场强下完全消失。因此，中等强度的磁场既不会减少也不会增加快速旋转对流的湍流压力。这种现象的恒星形成效率的后果进行了讨论。
2018-06-15 astro-ph.SR
On the incidence of magnetic fields in slowly-pulsating B, Beta Cephei and B-type emission line stars
利用ESPaDONS和NARVAL光谱偏振计对12颗慢脉动B星、8颗仙王座β星和2颗Be星进行了40次高分辨率圆偏振光谱测量。这些观测的目的是评估最近Hubrig（2006）、Hubrig（2007）和Hubrig（2009）使用低分辨率分光偏振测量法获得的这类恒星中磁场检测发生率高的说法。达到的精度通常与Hubrig等人获得的精度相当或更高，虽然我们的新观测的特点是对金属线和He线轮廓的分辨率，以及由此产生的对零净纵向分量的磁场的灵敏度。在SPB星，我们确认检测磁场在一颗星（16 Peg），但没有发现的领域存在的证据，在其余的11。在仙后座β星中，我们探测到了一个位于xi^1 CMa的磁场，但在其余7颗星中没有。最后，两颗B型发射线恒星都没有显示出任何磁场的证据。根据我们的研究结果，我们得出结论，领域是不常见的SPB，β Cep和B型发射线恒星，符合一般罕见的领域在更广泛的人口的主序星B型星。
2009-06-08 astro-ph.SR
First magnetic field models for recently discovered magnetic beta Cephei and slowly pulsating B stars
尽管最近在一些仙王座β星和慢脉动B星（SPB）中探测到了磁场，但它们对恒星自转、脉动和元素扩散的影响还没有得到充分的研究。其原因是缺乏对旋转周期、磁场强度分布和时间变化以及磁场几何形状的了解。在VLT上用FORS 2获得了四颗仙王座β星和候选仙王座β星以及两颗SPB星的新的纵向场测量结果。这些测量使我们能够对旋转周期进行搜索，并限制样本中四颗恒星的磁场几何形状。
2010-12-14 astro-ph.SR
First Observation of the Complete Rotation Period of the Ultra-Slowly Rotating Magnetic O Star HD 54879
本文报告了超慢旋转磁O型星HD 54879完整自转周期的首次观测，推导出其自转周期约7.02年，并基于光谱偏振测量绘制了首张详细磁场图，发现其具有强磁场及显著复杂的拓扑结构。
2024-10-11 astro-ph.SR
Magnetic complexity as an explanation for bimodal rotation populations among young stars
对年轻的疏散星团的观测揭示了一种快速和慢速旋转速率的双峰分布，这已经被证明很难用仅依赖于旋转速率的自旋下降预测模型来解释。布朗最近提出的亚稳发电机模型，采用从慢到更快的自旋下降制度的随机转移概率，似乎是更成功的，但缺乏这样的二元性的物理基础。使用详细的三维MHD风模型计算的理想化多极磁场，我们表明，表面磁场的复杂性可以提供这个基础。质量和角动量损失都随着场复杂性的增加而急剧下降。结合观测证据复杂的磁场形态在磁活跃的恒星，我们的研究结果支持一个图片中，年轻的，快速的旋转失去角动量，因为领域的复杂性在一个效率低下的方式。在这个缓慢的自旋下降阶段，磁性的复杂性被侵蚀，促使从弱到强的风耦合的快速转变。
2015-06-04 astro-ph.SR
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。
2019-05-16 astro-ph.SR
Rotation periods for cool stars in the open cluster NGC 3532. The transition from fast to slow rotation
需要一个年龄介于昴星团（1.5亿年）和毕星团（6亿年）之间的星团来探测旋转演化，特别是在两个年龄之间发生的快速和缓慢旋转之间的转变。我们研究丰富的3亿年前的疏散星团NGC 3532，以提供角动量损失的限制。测量旋转周期建立在我们以前的工作提供光谱成员信息的集群，它支持色球活动测量的集群恒星，我们提供了一个配套文件。利用42 d长的测光时间序列观测，我们测量了NGC 3532成员的自转周期，并将它们与角动量演化模型的预测进行了比较。我们直接测量了星团成员的176个光度旋转周期。另外113光度旋转周期被确定使用活动信息，导致在NGC 3532中的FGKM恒星的总样本包含279个旋转周期。从这个丰富的数据集构建的颜色周期图显示了一个人口稠密和结构化的慢旋转序列，和一个快速旋转序列演变超过零年龄的主序列年龄的恒星是在从快速到缓慢旋转的过渡。我们还发现了一个扩展的慢旋转序列，显然是我们以前在NGC 2516中发现的类似物。我们比较我们的周期分布的旋转等时线的颜色周期空间，发现所有考虑的模型都有一定的缺点。使用更详细的自旋下降模型，我们发展的旋转周期的年轻NGC 2516向前的时间，并发现，自旋下降的模型是过于积极的慢旋转。相比之下，在这些模型中，演化的快速旋转序列上的恒星没有足够强的旋转。我们的观察表明，一个较短的交叉时间的旋转间隙。（节录）
2021-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical model for spindown of solar-type stars
自形成以来，恒星通过从其表面移除角动量（例如通过恒星风）来减缓其旋转速率。尽管所涉及的过程很复杂，但传统的模型，即去除磁场造成的角动量损失，提供了一个有用的框架来理解恒星自转和年龄与磁场强度之间的观测关系。在这里，提出了一个自旋下降模型，其中磁场的角动量损失是动态演变的，而不是运动学规定的。为此，我们发展的恒星旋转和磁场同时超过恒星演化时间，通过扩展我们以前的工作，其中包括旋转和磁场的非线性反馈机制的发电机模型。我们的扩展模型再现了关键的观测结果，并解释了两个分支（快速和慢速旋转）的恒星的存在，这两个分支在旋转速率$Ω$与时间（年龄），磁场强度$|B|$与旋转速率，以及磁场频率$ω_{cyc}$与旋转速率之间具有不同的关系。对于快速旋转的恒星，我们发现：（i）一个指数自旋下降$Ω\propto e^{-1.35t}$，与$t$测量陀螺仪，（ii）$|B|$饱和更高的旋转速率，（iii）$ω_{cyc} \propto Ω^{0.85}$。对于慢转恒星，我们得到：（i）幂律自旋下降的$Ω\propto t^{-0.52}$，（ii）$|B|$几乎与自转速率成线性比例，（iii）$ω_{cyc} \propto Ω^{1.16}$。所得结果与观测值符合得很好。在我们的模型中，Vaughan-Preston间隙始终被解释为从快速旋转到慢速旋转的最短自旋下降时间尺度。我们的研究结果突出了磁…
2016-09-18 astro-ph.SR
Reynolds stress and heat flux in spherical shell convection
（略）上下文。由于旋转影响的对流引起的角动量和热量的湍流通量在确定恒星的差异旋转中起着关键作用。在这里，我们进行了系统的笛卡尔和球形几何形状之间的比较作为旋转速率的函数。目标。我们扩展了早期的研究，通过使用球楔获得湍流角动量和热输运的旋转速率的函数从分层对流。我们比较球形和笛卡尔模型在相同的参数制度的结果。特别是，我们要澄清是否尖锐的赤道轮廓的水平雷诺应力发现在早期的笛卡尔模型中再现球形模型。方法.我们采用直接数值模拟湍流对流。为了在球面运行中达到尽可能高的空间分辨率，我们仅对纬度和经度的部分进行建模。旋转的影响，测量科里奥利数，是从零到大约七，这是制度，很可能是在太阳对流区实现。笛卡尔模拟进行重叠的参数制度。结果对于慢旋转，我们发现，径向和纬向湍流角动量通量是指向向内和赤道，分别。在快速旋转状态下，径向通量的变化与理论相反。纬向通量大部分保持向赤道方向，并在赤道附近形成最大值。在笛卡尔模拟中，这一峰值可以用强"香蕉细胞"来解释。纬向热通量在自转缓慢时主要向赤道方向变化，自转快速时则改变符号。自转轮廓从缓慢和中等自转的反太阳（慢赤道）到快速自转的类太阳（快赤道）。类太阳的轮廓由泰勒-普劳德曼平衡支配。
2011-07-06 astro-ph.SR
Stellar Dynamos with Solar and Anti-solar Differential Rotations: Implications to Magnetic Cycles of Slowly Rotating Stars
对缓慢旋转恒星中的磁流体动力学对流的模拟预测了反太阳差异旋转（DR），其中赤道旋转比两极慢。在通常的$αΩ$发电机模型中，这种反太阳DR并不产生极性反转。因此，大规模的磁场在缓慢旋转的恒星的功能，预计将不同于具有太阳般的DR的恒星。在这项研究中，我们进行平均场运动发电机建模不同的恒星在不同的旋转周期。对于自转周期大于30天的恒星，我们考虑反日DR，否则考虑类日DR。我们发现，与特定的$α$配置文件，发电机模型产生极性反转的磁周期，即使与反太阳DR提供，DR淬火时，环向场增长相当高，有足够强的$α$的产生环向场。由于逆太阳DR，该模型产生的磁场的突然增加时，DR剖面从太阳的变化，反太阳。这种磁场的增强与恒星观测数据以及一些全球对流模拟结果吻合得很好。在类太阳DR分支中，随着自转周期的减小，磁场强度增大，而自转周期缩短。这两种趋势与观察结果基本一致。我们的研究提供了额外的支持，可能存在的反太阳DR在缓慢旋转的恒星和存在异常增强的磁场和可能的周期，这是容易产生的超级耀斑。
2019-11-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Impact of anti-solar differential rotation in mean-field solar-type dynamos -- Exploring possible magnetic cycles in slowly rotating stars
在它们的一生中，太阳型恒星的旋转经历了不同的阶段。一旦它们到达零年龄的主序，它们的全球自转速率在主序期间下降，直到至少太阳年龄，近似遵循经验的斯库曼尼奇定律，并使陀螺年代学成为可能。根据最近的星震学研究结果，年龄较大的太阳型恒星可能会在停止制动时达到一个转变点。此外，最近的太阳型恒星的三维数值模拟表明，不同的制度的差异旋转可以与罗斯比数的特点。特别是，反太阳差异旋转（快极，慢赤道）可能存在高罗斯比数（慢转子）。如果这种状态发生在主序期间，并且一般来说，对于慢旋转体，我们可以考虑如何通过发电机过程产生磁场可能受到影响。特别是，我们考虑是否缓慢旋转的恒星确实受到磁周期。我们发现，运动学$α$ $Ω$发电机允许存在的磁循环和全球极性反转的旋转制度，但只有当$α$ -效果是鞍上的速跃层。如果它是分布在对流区，太阳型的情况下仍然有一个周期，反太阳的情况下没有。相反，我们还没有发现任何可能性，维持磁周期与传统的巴布科克-莱顿通量运输发电机在反太阳差旋转制度，由于通量添加。为了说明这些情况，提出了图形解释。然而，我们发现，混合模型包含两个处方仍然可以维持当地的极性反转在某些纬度。我们的结论是，恒星在反太阳差自转制度可以维持磁周期只有非常具体的发电机过程。
2022-01-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
The effect of linear background rotational flows on magnetoacoustic modes of a photospheric magnetic flux tube
太阳磁通量管中的磁声波可能会受到背景旋转流的影响。在这里，我们调查的行为$m=0$和$m=\pm 1$模式的磁通量管中存在的线性背景旋转流嵌入光球环境。我们发现，包含背景旋转流的轴对称$m=0$香肠模式得到的本征解的影响不大。然而，扭结模式的解决方案取决于由慢频率修改的流动共振的位置。背景旋转流导致修改后的流动共振，以拥有更快的相速度的情况下，$m=1$在细管（TT）的限制。这导致在解决方案中的缓慢的身体和缓慢的表面扭结模式遵循这个轨迹，改变他们的分散行为。对于光球通量管在TT限制，我们表明，它变得很难区分慢表面和快表面扭结（$m=1$）模式比较后，他们的本征函数。二维速度场图演示了这些波在背景旋转流的存在下如何出现在观测数据中。对于慢体扭折模态，在总压扰动中可以观察到旋涡模式。此外，管边界经历了螺旋运动从打破方位角对称，其中$m=1$和$m=-1$模式成为异相，这表明所产生的扭结波是圆偏振的。这些结果可能对太阳磁涡旋中磁流体动力学波的地震学研究有一定的意义。
2022-12-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
