Short-Term Variations in the Equatorial Rotation Rate of Sunspot Groups
我们在1931-1976年期间的格林威治太阳光日射结果（GPR），1977-2014年期间的太阳光学观测网络（SOON）和1974-2014年期间的德布勒森太阳光日射数据（DPD）中检测到太阳黑子群的太阳赤道旋转速率的几个周期性。我们的研究结果表明，一个约250天的周期，在赤道自转速率确定从两个山。威尔逊多普勒速度数据和太阳黑子群数据在1986-2007年。然而，小波分析表明，这种周期性主要出现在1991年左右的速度数据，而它是目前在大多数太阳黑子群数据所涵盖的太阳活动周期，主要是在太阳活动周期的最低历元附近。在1990-1995年的速度资料中，我们还发现了约1.4年周期的特征，而在太阳黑子群的赤道自转率中，主要是在1956年前后。太阳黑子群的赤道自转速率在1933年和1955年前后呈现出较强的~1.6年周期，1976年前后呈现出较弱的周期，1943年前后呈现出较强的~1.8年周期。我们的分析还表明，~5年，~7年和~17年的周期以及其他一些短期周期。然而，短期的周期性主要出现在太阳活动极小期。因此，由于数据的不确定性较大，无法确认短期周期性。
2016-10-21 astro-ph.SR
On the Distinct Periodicities of Sunspot Counts in Flaring and Non-flaring Active Regions
在最近的一项工作中，Kilcik等人（2017）已经检测到了耀斑（即C，M或X级耀斑）中太阳黑子计数（SSC）的时间和周期性行为，以及过去两个太阳周期的非耀斑活动区域，涵盖时期：1996 - 2016。取得的主要结果是：（1）耀斑活动区和非耀斑活动区的日总悬浮物月平均值的时间行为是不同的，并且这种差异在不同的周期中也是不同的：（2）耀斑活动区和非耀斑活动区的日总悬浮物的周期性是不同的，并且这种变化在不同的周期中也是不同的;在耀斑活动区探测到的最高周期为113天，而在非耀斑区则有更高的周期（327、312和256天）。在耀斑区和非耀斑区探测到的典型的不同周期性可以表明太阳磁流体动力学行为的重要差异和物理解释。出于这个原因，在本文中，我们显示了进一步的周期性分析的太阳黑子计数在耀斑和非耀斑活动区使用相同的数据源，所使用的上述作者和应用一个强大的小波分析工具，这是特别有用的检测复杂的不稳定和不均匀采样的时间序列的多尺度功能。为了进一步支持在燃烧和非燃烧区域中SSC的时间行为中发现的差异和相似性，我们还计算了小波熵的行为，小波熵是一个适当的时间函数，它允许我们测量相关时间序列动态的复杂程度。
2017-07-06 astro-ph.SR
Rotation signature of TESS B-type stars. A comprehensive analysis
恒星自转是一个基本的观测，驱动着恒星和行星演化的不同方面。在这项工作中，我们提出了一个前所未有的流形分析160 B型恒星的光变曲线收集的TESS空间任务使用三种不同的程序（快速傅立叶变换，Lomb-Scargle，小波技术），伴随着严格的视觉检查在搜索旋转周期。这项工作提供了6个新的TESS B型恒星的旋转周期，并确认了文献中先前列出的22个目标的旋转周期。对于其他61颗恒星，已经被归类为可能的旋转变量，我们确定嘈杂，脉动，二元性，或模糊的变化行为，而不是旋转签名。总样本的28个潜在的旋转显示重叠的不同类别的旋转变量，由$α^2$犬，旋转椭球和SX白羊座恒星。在我们的分析中应用的三种技术的组合提供了一条坚实的道路，以克服在恒星光变曲线的其他变化，如脉动，二元性或其他没有物理意义的影响的旋转的歧视的挑战。最后，在本研究中报告的旋转周期性可能是重要的制约因素，以改善恒星演化模型的旋转，以及热星的星震研究。
2022-02-02 astro-ph.SR
Wavelet analysis of stellar rotation and other periodicities
小波变换已被用于天体物理学中的许多研究，包括信号-噪声周期性和分解以及恒星光变曲线中的微分旋转特征。在目前的工作中，我们应用Morlet小波与可调参数$a$，它可以被微调，以产生最佳的时间和频率的分辨率，和Haar小波分解的光变曲线的水平。我们使用WaveLab-包（小波分析的Matlab例程库）的分解和科罗拉多-包的合成和观察到的光变曲线的小波映射的修改版本。通过Virgo/SoHO、NSO/Kitt Peak、Voyager 1和太阳黑子数据以及不同模拟器产生的合成光变曲线的应用，我们证明了该技术是提取恒星自转周期和活动区演化可能引起的变化的可靠方法。本文给出了分别对应于太阳光球磁场振荡的Morlet小波振幅图（NSO/Kitt Peak资料）、旅行者1号（V1）1978年期间观测到的磁场强度B随时间变化的日平均值以及A. F.兰扎我们还可以识别噪声水平，以及由强度、可变性和斑点的平均寿命产生的光变曲线的贡献。因此，我们可以清楚地识别与其他影响恒星光变曲线的周期性现象的自转周期的时间演化。在这种情况下，因为小波技术是一个强大的工具来解决，特别是，不平凡的情况下的光变曲线，我们相信，这样的程序将发挥重要作用的CoRoT数据分析。
2010-09-26 astro-ph.SR
Sunspot Count Periodicities in Different Zurich Sunspot Group Classes since 1986
在这项研究中，我们使用了两种方法来研究1986年1月至2013年10月期间四类太阳黑子计数的周期性行为。这些类别包括简单（A和B），中等（C），大（D，E和F）和最终（H）太阳黑子群的计数。我们使用：i）多锥度方法与红噪声近似，和ii）Morlet小波变换的周期性分析。我们的主要发现是：（1）在95%以上的显著性水平上，太阳自转都具有25 ~ 37天的显著周期性，（2）周期的周期性与周期的振幅和周期内的群分布密切相关;（3）周期的出现跟随着太阳活动周的振幅;（4）在太阳活动周的最小位相中没有出现有意义的周期。我们要强调的是，所有类别的循环行为并不完全相同;这些群体之间存在一些差异。这一结果可以为更好地理解太阳活动周期提供线索。
2014-07-22 astro-ph.SR
Active Latitude Oscillations Observed on the Sun
我们调查的太阳黑子群，称为活跃纬度，在过去的六个完整的太阳活动周期（1945年至2008年）的平均日面纬度的周期性。为此，使用了多锥方法和Morlet小波分析方法。我们发现以下内容：（1）在所研究的18 ~ 23个太阳自转周期中，两半球活动纬度都存在26-38天的太阳自转周期。2)在北半球和南半球，活动纬度从周期的开始到结束都沿振荡路径向赤道漂移，这种运动可用二次多项式来描述。3)对于所有的周期，在两个半球的55到300天之间没有有意义的时期。4)在第23个周期中，两个半球的周期为300至370天，在北半球为第20个周期，在南半球为第18个周期。
2016-04-04 astro-ph.SR
Temporal and Periodic Variations of Sunspot Counts in Flaring and Non-flaring Active Regions
我们分析了近两个太阳周期（1996年至2016年）中耀斑（C，M或X级耀斑）和非耀斑活动区（AR）的太阳黑子计数（SSC）的时间和周期行为。主要研究结果如下：（1）耀斑和非耀斑活动区日总SSC月平均值的时间变化是不同的，并且在不同的太阳活动周之间也存在差异;在第23太阳活动周，非耀斑活动区的时间分布比耀斑活动区的时间分布宽，而在第24太阳活动周，非耀斑活动区的时间分布与耀斑活动区的时间分布基本相同。在当前周期24期间，张开AR的第二峰值（第二最大值）强烈地占主导地位，而在周期23期间，该差异不是如此显著。在当前太阳活动周期的第一个和第二个峰值（极大值）期间，非耀斑AR中的SSC振幅相当，而在耀斑AR的情况下，第一个峰值几乎不存在。ii）在MTM谱和小波尺度图中，在燃烧和非燃烧AR的SSC中观察到的周期性变化非常不同，并且这些变化在每个周期之间也不同;在燃烧AR中检测到的最大周期为113天，而在非燃烧AR中有更高的周期（327，312和256天）。在太阳活动24周期间，耀斑的MTM光谱中没有超过45天的有意义的周期，而在太阳活动23周期间，耀斑的MTM光谱中检测到了113天的周期。在第24个太阳活动周，非耀斑的反辐射太阳活动的最大周期为72天，而在当前太阳活动周，反辐射太阳活动的最大周期为327天。
2017-05-25 astro-ph.SR
Magnetic Rossby waves in the solar tachocline and Rieger-type periodicities
除了11年的太阳活动周期外，在第21太阳活动周期期间，在高能太阳耀斑中发现了另一个大约155-160天的周期，并且还报道了它在太阳黑子区和强磁通量中的存在。这种周期性具有难以捉摸和神秘的特征，因为它通常只出现在太阳活动周期的最大值附近，并且似乎与太阳表面周期性出现的强磁通量有关。因此，它可能与速跃层有关，速跃层是位于太阳对流区底部附近的一个薄层，那里储存着强发电机磁场。本文研究了存在环向磁场和纬向差异旋转时速跃层中Rossby波的动力学。我们的分析表明，磁Rossby波一般是不稳定的，增长率是敏感的磁场强度和纬向差分旋转参数。在整个太阳活动周中，差旋和磁场强度的变化增强了在太阳活动周极大值附近速跃层上部特定谐波的增长率。这个谐波相对于赤道对称，周期为155-160天。波振幅的快速增加可能会导致出现磁通量，从而导致观测到与磁通量相关的太阳活动指标的周期性。
2009-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectral characteristic of mid-term quasi-periodicities in sunspots data
大量的分析表明太阳活动存在着各种各样的准周期性。在太阳黑子数据中记录的太阳活动功率谱主要是由$\sim$ 11年准周期，称为施瓦贝周期。在中期范围内（1个月-11年），一个明显的变化被称为准两年振荡（QBO）被广泛讨论。在较短的时间尺度上，观察到一个明显的峰值，对应于会合太阳旋转周期（$\sim$ 27天）。在这里，我们重新审视了中期太阳的变化，在统计动态的充分动荡的系统，需要坚实的参数接受一个孤立的主频率在一个连续的（平滑）的频谱。为此，我们首先通过应用小波工具对标准太阳数据，太阳黑子数量和F10.7太阳辐射通量指数进行了无偏分析，该工具允许对信号进行频率-时间分析。考虑到太阳活动周期的光谱动力学，我们发现，在特定的周期范围内，没有一个单一的周期可以以统计学上显著的方式分离出来。我们研究太阳发电机的模型是否可以重现中期振荡模式中观察到的太阳能数据。我们发现，如果小的空间尺度（但不是时间尺度）被有效地平滑，可以解释一个实际观察到的光谱。这一结果很重要，因为太阳活动是一个全球性的特征，尽管是通过像太阳黑子这样的小尺度示踪剂来监测的。
2019-11-15 astro-ph.SR
The 155-day periodicity of the sunspot area fluctuations in the solar cycle 16 is an alias
本文讨论了1923年8月至1933年10月太阳黑子日面积波动的短期周期性。对于这些数据，相关性分析表明在约155天的周期内呈负相关，但功率谱分析表明在这一时间间隔内出现统计上显著的峰值。本文提出了一种新的频谱回声效应诊断方法，指出155天周期是[400，500]天周期的调和。太阳黑子面积日波动和北半球自转一周时间间隔波动的自相关函数，分别对整个太阳活动周和这个太阳活动周的最大活动期没有显示出差异，特别是在[57，173]天的时间间隔内。这一结果与第16周太阳活动高峰期北半球存在155天左右强正波动的论点相矛盾。然而，对南半球数据的类似分析表明，仅在第16周的最大活动期内，太阳黑子面积数据存在约155天的周期性。
2010-09-16 astro-ph.SR stat.AP
An Analysis of Apparent r-Mode Oscillations in Solar Activity, the Solar Diameter, the Solar Neutrino Flux, and Nuclear Decay Rates, with Implications Concerning the Solar Internal Structure and Rotation, and Neutrino Processes
本文介绍了一个比较分析的太阳活动数据，威尔逊山直径数据，超级神冈太阳中微子数据，和核衰变数据获得的罗蒙诺索夫莫斯科国立大学（LMSU）。我们建议，在所有这些数据集的显着周期性可能是由于r-模式振荡。太阳活动数据和超级神冈中微子数据中的周期性可能归因于已知速跃层中的r模式振荡，其归一化半径在0.66至0.74的范围内，恒星自转速率在13.7至14.6年-1的范围内。我们建议，在威尔逊山和LMSU数据的周期性可能是由于类似的r-模式振荡的恒星旋转速率大约是我们归因于一个假设的内速跃层分离缓慢旋转的核心辐射区。我们还讨论了RSFP（共振自旋味旋进）过程中可能发挥的作用，从而导致中微子磁矩和太阳核心或附近的磁场强度的估计。
2012-11-27 astro-ph.SR hep-ph
Solar cycle irregularity study
University of California at Davis（加州大学戴维斯分校）；University of Napoli “Parthenope”（那不勒斯帕尔特诺佩大学）
研究太阳活动周期不规则性，发现其可能由单一现象引起，与太阳内部旋转和极性反转周期的不规则性相关。
2026-02-20 astro-ph.SR
The discovery of differential radial rotation in the pulsating subdwarf B star KIC 3527751
我们分析了近三年连续开普勒航天器短节奏的脉动亚矮星B星KIC 3527751的观测。我们总共检测到251个周期性，大多数在g模式域，但也有一些在p模式发生，确认KIC 3527751是一个混合型振荡器。我们将地震工具应用于周期性来表征KIC 3527751的属性。识别模式的技术包括渐近周期间隔关系、频率多重峰和多重峰分裂的分离。这些技术允许251个周期中的189个（75%）与脉动模式相关联。其中包括三组e 11 =4的多重峰和可能的e 11 =9的多重峰。周期间隔序列指示分别为266.4 +/-0.2和153.2 +/-0.2秒的e 11 =1和2泛音间隔。我们还计算了减少的周期，从中我们找到了捕获脉动的证据。这种模式陷阱可以用来约束核心/大气过渡层。有趣的是，在g模式区域的多重频率，即深入恒星的采样，表明旋转周期为42.6 +/-3.4天，而在外层包层采样的p模式多重频率，表明旋转周期为15.3 +/-0.7天。我们将其解释为在径向方向上的差动旋转，核心旋转得更慢。这是第一个亚矮星B的差异旋转的例子。
2015-03-07 astro-ph.SR
GG Carinae: Discovery of orbital phase dependent 1.583-day periodicities in the B[e] supergiant binary
船底座GG是一颗双星，其主要成分是B[e]超巨星。利用TESS、ASAS、OMC和ASAS-SN的测光资料和Global Jet Watch的光谱资料，研究了GG Car的可见He，I，Fe，II和Si，II谱线的短周期变化。我们发现了一个迄今为止被忽视的周期性$1.583156\pm0.0002$ \，天，是目前在其光度和径向速度的发射线，旁边的变化，在完善的$\sim$ 31天的轨道周期。我们发现，在测光和一些发射线的短周期变化的幅度调制的轨道相位的二进制，这样的短周期变化具有最大的振幅时，二进制是在近星点。在整个轨道周期内，短周期变化的相位没有显著变化。我们调查的1.583天的变化的潜在原因，并发现所观察到的周期与预期的$l=2$ f-模式的主要考虑其质量和半径的周期一致。我们认为，当主星位于双星偏心轨道（$e=0.5$）的近星点附近时，主星被四极潮汐力周期性地拉出流体静力平衡，并且主星几乎充满了洛希瓣。这导致在$l=2$ f模式频率下的振荡，该振荡随着组件之间的距离增加而衰减。
2021-03-18 astro-ph.SR
Examining the rotation of the planet-hosting M dwarf GJ 3942
本文重新分析HADES、Hipparcos、SuperWASP和TESS数据，检验M矮星GJ 3942的自转周期是16天还是32天，发现TESS证据因分辨率限制而存在歧义。
2024-11-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for photometric activity cycles in 3203 Kepler stars
近年来，恒星活动周期的长度被认为是由恒星自转速率决定的。观察到循环周期沿所谓的活动和非活动序列随旋转周期增加。在这张照片中，太阳在两个序列之间占据了一个孤独的位置。我们的目标是利用四年的开普勒数据测量恒星光变曲线振幅和自转周期的周期变化。光变曲线振幅或恒星自转周期的周期性变化与一个潜在的活动周期有关。使用McQuillan等人2014年的样本，我们计算每个开普勒季度的旋转周期和变化幅度，并搜索两个时间序列的周期变化。为了测试每个恒星时间序列的周期性，我们考虑Lomb-Scargle周期图，并使用基于虚警概率（FAP）的选择。我们检测到3203颗恒星的振幅周期在0.5-6年之间，涵盖1-40天之间的旋转周期。考虑到我们的样本量为23，601颗恒星，并且我们的选择标准是FAP小于5%，这个数字几乎是纯噪声的三倍。我们没有检测到的旋转周期超出预期的噪音。我们的测量结果表明，循环周期显示出一个弱的依赖于旋转速率，稍微增加了较长的旋转周期。我们进一步表明，变异的形状偏离纯正弦曲线，与太阳活动周期的观测结果一致。我们的测量不支持存在不同的序列在P_rot-P_cyc平面，虽然有一些证据的非活动序列的旋转周期之间的5-25天。不幸的是，总的观测时间太短，无法得出与太阳活动周期相似的活动周期的合理结论。
2017-05-09 astro-ph.SR
M-Dwarf Fast Rotators and the Detection of Relatively Young Multiple M-Star Systems
我们已经搜索了~3900 M恒星目标的开普勒光变曲线的证据表明，通过恒星黑子的影响，快速恒星旋转的周期。几种分析技术，包括傅立叶变换，检查折叠光变曲线，“声谱图”，和相位跟踪的个人调制周期，被应用，以区分由于快速旋转的周期性，由于恒星脉动，食双星，或过境行星。我们发现178个开普勒M星目标的旋转周期，P_rot，小于2天，和110个P_rot小于1天。在178个系统中，有30个在同一个开普勒光度计光圈内有两个或更多独立的短周期，而有几个有三个或更多的短周期。自适应光学成像和建模的开普勒像素响应函数的一个子集，我们的样本支持的结论是，多个周期的目标是非常有可能是相对年轻的物理二进制，三重，甚至四重M恒星系统。我们详细探讨了一个对象与四个不相称的周期都小于1.2天，并表明，两个周期来自一个密切的一对恒星，而其他两个来自第二颗恒星，这本身可能是一个视觉双星。如果这些多周期的M星系统中的大多数被证明是束缚M星，这可能是发现年轻的等级M星系统的一种有价值的方法;同样的方法也可能适用于G星和K星。在~3900 M恒星目标中，快速旋转的发生率约为5%，这与自旋演化模型一致，该模型包括初始收缩阶段和随后的磁制动，其中典型的M恒星在旋转到超过2天的周期之前可以花费数百万年。
2014-05-07 astro-ph.SR
Identifying activity induced RV periodicities and correlations using Central Line Moments
该研究针对系外行星视向速度探测中的恒星活动干扰问题，探索用中心线矩（CLMs）结合解析黑子模型、弦长最小化等方法监测恒星自转与活动，通过模拟和CARMENES观测验证了CLM指标的相关性优势。
2024-09-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Quasi-Periodicities in the Anomalous Emission Events in Pulsars B1859+07 and B0919+06
在脉冲星B1859+07和可能的B 0919 +06的奇异发射位移中发现了准周期性。这些事件最初是由Rankin，Rodriguez & Wright在2006年研究的，最初看起来是无序或随机的，但进一步的映射和傅立叶分析显示，它们在B1859+07中大约有150个旋转周期，在B 0919 +06中可能有700个旋转周期。我们现在称之为“旋风”的事件不是任何已知类型的模式改变的结果，而是我们发现它们是一种独特的不同效应，由某种机制产生，而不是任何已知的脉冲调制现象。鉴于我们还没有找到另一种解释的旋风，我们呼吁在天体物理学的周期性的最后手段：轨道动力学在一个双系统。这样的“伴星”的半长轴将与两颗双星的光圆柱半径相当。然而，为了抵抗潮汐的破坏，它们的密度必须至少是10 $^5$克/厘米$^3$ --因此，白矮星核心或密度更大的东西可能被指示出来。
2016-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magneto-Rossby waves in the solar tachocline and the annual variations in solar activity
在许多太阳活动周期中，许多太阳活动指数都有年度振荡。最近多个航天器对日冕亮点的观测揭示了缓慢的逆行环形相位漂移（1年振荡的速度为3 m/s），这自然表明它们与内部的Rossby型波有关。本文从理论上研究了具有环形磁场的太阳速跃层中的全球磁开尔文波和磁Rossby波的动力学。利用球坐标，解析地得到了波的色散关系和解的纬向结构。我们还得到了纬向差异转动下的不稳定磁Rossby波谐波谱。估计的周期和相速度表明，磁Rossby波，而不是开尔文波符合1年振荡的观测。另一方面，格林威治皇家天文台太阳黑子面积的Morlet小波分析显示，在半球和全圆盘数据中，太阳黑子面积的周期为450-460天、370-380天、310-320天、240-270天和150-175天。理论结果与观测结果的比较使我们得出结论，全球磁开尔文波在上冲速跃层可能是负责的450-460天（1.3年）的周期，而其余的周期可以连接到不同的谐波的全球快磁Rossby波。
2019-04-29 astro-ph.SR
Solar dynamo cycle variations with a rotational period
使用非线性平均场发电机模型，我们计算的磁周期参数，如发电机周期，总磁能的振幅，和坡印亭通量光度从表面的太阳类似物的旋转周期范围从1到30天。我们做运动和非运动发电机模型的模拟。考虑了非线性$α$效应和磁浮力引起的磁通量损失的运动发电机模型表明，随着恒星自转周期的减小，磁周期减小.自转周期小于10天的恒星表现出磁活动的非定常长期变化。非动力学发电机模型考虑了对流区内部大尺度流动和热输运的磁场反馈。它们表明发电机周期随转速的非单调变化。对于小于10天的自转周期，模型表现出非平稳演化，随着自转速率的增加，主发电机周期略有增加。非运动学模型显示了发电机产生的磁通量随转速的增加而增加。当恒星自转周期为两天或更短时，存在发电机饱和现象，磁活动参数的饱和伴随着差自转的降低。
2021-01-26 astro-ph.SR
The origin of quasi-periodicities during circular ribbon flares
具有扇脊磁拓扑结构的太阳耀斑可以形成环形带。Xu et al.（2017）基于2014年3月5日期间太阳耀斑的Hα线观测的先前研究揭示了磁扇脊的均匀和连续旋转。对耀斑时间剖面的初步分析揭示了在硬X射线、Hα和微波中具有类似性质的准周期脉动（QPP）。在这项工作中，我们解决的过程中所观察到的周期性有关：电子或等离子体加热的周期性加速？在来自风扇中心（内带R1）、圆形带（R2）、远程源（R3）和位于R2和R3之间的细长带（R4）的Hα发射中分析了QPP。采用了相关分析、傅立叶变换、小波变换和经验模态分解等方法。比较了Hα发射、微波和X射线发射的量子点。我们发现多波长QPP的周期约为150 s，125 s和190 s。150秒的周期被认为是Hα、硬X射线和微波辐射共存的，这使我们能够将它与耀斑核心R1和R2联系起来。这些内核在空间上与主耀斑能量释放的地点相吻合。在衰变阶段，细长带R4的Hα发射和5.7GHz的微波发射都有125 s的周期。190 s周期存在于所有耀斑阶段的发射中，在远程源R3和细长带R4的Hα发射中，在软X射线和4- 8 GHz的微波中。我们将占主导地位的150秒QPP与风扇中发生的滑动重联机制联系起来。我们认为，125 s的周期在细长的带状可以引起的扭结振荡的外脊柱连接的主要重连网站与远程足点。190 s的周期与3 min的太阳黑子振荡有关.
2020-08-05 astro-ph.SR
Astraea: Predicting Long Rotation Periods with 27-Day Light Curves
行星所在恒星的自转周期可用于模拟和减轻径向速度测量中磁活动的影响，并有助于限制行星系统的高能通量环境和空间天气。凌日系外行星巡天卫星（TESS）观测到数百万颗恒星和数千颗行星。然而，大多数在一年中只能连续观察27天，因此很难用传统方法测量旋转周期。这对于M场矮星来说尤其成问题，它们是系外行星搜索的理想候选者，但它们的周期往往超过27天的观测基线。我们提出了一个新的工具，Astraea，预测长的旋转周期从短时间的光变曲线结合恒星参数从盖亚DR2。使用Astraea，我们可以从开普勒4年光变曲线预测旋转周期，总体不确定性为13%（对于周期> 30天的不确定性为9%）。通过对27天的开普勒光变曲线段进行训练，Astraea可以预测长达150天的旋转周期，不确定性为9%（周期> 30天为5%）。在这些27天的开普勒光变曲线片段上训练这个工具之后，我们将\texttt{Astraea}应用于真实的TESS数据。对于开普勒和TESS观测到的195颗恒星，尽管系统学上存在巨大差异，但我们能够以55%的不确定性预测旋转周期。
2020-08-07 astro-ph.SR
Variations in the Solar Coronal Rotation with Altitude - Revisited
在这里，我们报告了Vats等人（2001）[Astrophys. J. 548，L 87]的基础上，作为观测频率的函数（较低和较高的频率表示较高和较低的高度，分别）在太阳日冕的差异旋转测量高度。日冕的径向差异旋转是根据11个频率（275，405，670，810，925，1080，1215，1350，1620，1755 MHz和2800 MHz）的圆盘积分太阳射电通量的日常测量来估计的。我们使用与Vats等人（2001）相同的数据，但不是使用自相关图的第12个最大值，而是使用第1个次级最大值来推导会合自转周期。我们估计会合旋转高斯拟合的第一次次极大值。Vats等人（2001年）报告说，恒星自转周期随着频率的增加而增加。在此频率范围内，它们发现的变化为23.6 - 24.15天，相差仅0.55天。研究发现，恒星自转周期随频率的减小而增大。变化范围为24.4 ~ 22.5天，相差约3倍（1.9天）。然而，在925 MHz下，两项研究给出了相似的旋转周期。在Vats等人（2001年）中，趋势线的Pearson因子为0.86，而当前分析获得的趋势线的Pearson因子约为0.97。我们的研究表明，太阳日冕在较高的高度旋转较慢，这与Vats等人（2001）报道的发现相矛盾。关键词：太阳射电流量-流量调制方法-高斯拟合-恒星自转周期.
2017-02-27 astro-ph.SR
The 2016 outburst of the unique symbiotic star MWC 560 (= V694 Mon), its long-term BVRI evolution and a marked 331 days periodicity
在1990年的重大事件发生26年后，在2016年初，令人困惑的共生双星MWC 560进入了一个新的，甚至更明亮的爆发。我们介绍了我们对MWC 560的严格BVRI光度监测（分布在357个不同夜晚的451次独立运行），涵盖了2005-2016年的时间间隔，特别是当前的爆发。2016年爆发的一个显著特征是在最大亮度上升期间抑制了短期混沌变化，之后其振幅超过0.5 mag.类似于1990年的事件，当时该物体保持在最大亮度附近约6个月，当时太阳会合阻止了对当前爆发的进一步观测，MWC 560仍然在最大值附近，三个月后达到它。我们通过结合文献数据将我们的观测置于长期背景中，以提供完整的1928-2016年光变曲线。一些强周期性被发现调制MWC 560的光学光度。1860天的周期调节了BVR波段亮相的发生（1990年和2016年爆发之间正好有5.0个周期），而亮相期间达到的峰值亮度似乎以约9570天的周期变化。一个干净的331天周期调制I波段光变曲线，其中来自M巨星的发射占主导地位，光变曲线强烈地让人联想到椭球扭曲加上来自热伴星的辐射。1860天和331天作为系统轨道周期的利弊进行了审查，等待M巨星的光谱径向速度轨道来解决这个问题（假设轨道不是面向正面）。
2016-07-21 astro-ph.SR
Internal rotation and buoyancy travel time of 60 gamma Doradus stars from uninterrupted TESS light curves spanning 352 days
上下文剑鱼座γ星（以下简称$γ$ ~Dor）是一种引力模周期转换星，其周期携带着恒星内部结构的信息。这些周期对内部旋转和化学混合特别敏感，这两个过程目前在恒星演化理论中没有得到很好的约束。目标。我们的目标是识别脉动模式，并推导出内部旋转和浮力旅行时间的106 $γ$多尔恒星观测凌日系外行星调查卫星（TESS）任务在其南部连续观察区（以下简称S-CVZ）。我们依赖于140个先前检测到的周期间隔模式，即一系列（近）连续的脉动模式周期。方法.我们使用的渐近表达式来计算重力模式频率的范围内的旋转速率和浮力旅行时间，覆盖的物理范围在$γ$ ~Dor星。通过最小化自定义成本函数，将这些频率拟合到观察到的周期间隔模式。旋转的影响进行了评估，使用传统的近似旋转，使用恒星脉动代码GYRE。结果得到了60颗TESS $γ$ ~Dor星的脉动模式识别、内自转和浮力走时。对于其余的46个目标，检测到的模式太短或包含太多的丢失模式的明确的模式识别，和较长的光变曲线是必需的。对于成功分析的恒星，我们发现，周期间隔图案从1年长的TESS光变曲线可以约束的内旋转和浮力旅行时间的精度为$\rm 0.03~d^{-1}$和400秒，分别为文献结果的一半，基于4年开普勒光变曲线的$γ$ ~多尔星。
2022-10-18 astro-ph.SR
Rotation periods of 12 000 main-sequence Kepler stars: Dependence on stellar spectral type and comparison with v sin i observations
目的：我们的目标是测量开普勒领域中的活动恒星的恒星黑子旋转周期作为光谱类型的函数，并将可靠的旋转测量从F-，G-和K-型扩展到M-型恒星。方法：使用Lomb-Scargle周期图，我们搜索了超过150 000个恒星的周期性亮度变化的光变曲线。我们分析了连续八个开普勒季度中1到30天的周期，其中30天是PDC_MAP数据校正管道有效性的估计最大值。我们选择了稳定的旋转周期，即，在八个季度中，至少有六个季度与中位数相差不超过一天。我们根据B-V颜色对每个恒星光谱类别的周期进行平均，并将结果与档案vsini数据进行比较，使用开普勒输入目录中的恒星半径估计。结果：我们报告了12151颗开普勒恒星的稳定星斑旋转周期。我们发现所有的F-，G-和早期的K-型恒星的星点速度和vsini数据之间的良好协议。我们样本中的795颗M型恒星的自转周期中位数为15.4天。我们发现了过量的M型恒星，周期小于7.5天，可能是快速旋转和完全对流。测量多个开普勒象限的光度变化似乎是确定大样本活动恒星（包括晚型恒星）旋转周期的一种简单可靠的方法。
2013-09-04 astro-ph.SR
On the Rotation of the Solar Chromosphere
自转是太阳和其他恒星的一个重要特征，它在理解它们的发电机作用和磁活动方面起着重要作用。在这项研究中，太阳色球活动的旋转进行了调查，从全球的角度来看，超过40年的Mg II指数。我们确定了随时间变化的旋转周期长度（RPLs）的同步压缩小波变换，它提供了高的时间和频率分辨率，此外，我们比较了RPLs与光球和日冕RPLs从太阳黑子数和10.7厘米的无线电通量数据。考虑到了可回收许可证的重要性。我们发现，色球层的RPL呈下降趋势，光球层和日冕的RPL也呈下降趋势;此外，它们在最近四个太阳活动极大期的RPL也呈下降趋势。这表明，在最近四个太阳活动周期间，太阳大气的旋转一直在加速，推测这是由太阳活动强度下降引起的。太阳大气RPL的变化表现出太阳活动周期的多次谐波周期性，并受太阳活动周期的调制。
2020-10-21 astro-ph.SR
On the angular momentum evolution of fully-convective stars: rotation periods for field M-dwarfs from the MEarth transit survey
我们目前的旋转周期测量41场M-矮星，所有这些都有推断（从他们的弛豫和2 MASS K-波段的幅度）之间的氢燃烧极限和0.35 Msol的质量，因此应该保持完全对流的整个生命周期。我们测量的旋转周期范围很广，从0.28天到154天，后者与我们观测的典型灵敏度极限相当。使用运动学作为年龄的代理，我们发现大多数物体可能是厚盘或晕成员（因此，平均而言，更老）旋转非常缓慢，平均周期为92天，而那些可能是薄盘成员（平均而言，更年轻）的旋转周期为0.7天，尽管在厚盘样本中仍然有一些快速旋转。当结合文献测量的M-矮星，这些结果表明，增加自旋下降时间与减少恒星质量，在以前的工作，并在自旋下降时间变得可比厚盘样品的年龄低于完全对流边界。我们还推断，自旋下降必须删除大量的角动量，一旦它开始，以产生我们在厚盘候选者中观察到的慢旋转，这表明完全对流的M-矮星可能仍然经历强风。
2010-11-22 astro-ph.SR
Magnetic fields and differential rotation on the pre-main sequence III: The early-G star HD 106506
介绍了主序前恒星HD 106506的光度学和分光偏振学。利用肯特山天文台（MKO）的观测资料，得到了一个测光旋转周期为1.416 +/- 0.133天。在3.9米英澳望远镜（AAT）拍摄的分光偏振数据被用来通过塞曼多普勒成像（ZDI）技术得出该恒星的斑点占有率和磁性图。由此产生的亮度图表明HD 106506在所有纬度都显示出光球斑，包括一个主要的极斑。这颗恒星的方位角和径向磁场图像已经推导出来，并表示一个显着的方位角磁场，与其他活跃的年轻恒星。一个类似太阳的微分旋转定律被纳入成像过程。使用斯托克斯I信息，发现赤道自转速率$Ω_{eq}$为4.54 +/- 0.01 rad/d，光球切变$δΩ$为$0.21_{-0.03}^{+0.02}$ rad/d。这相当于赤道自转周期约为1.39 +/- 0.01天，赤道区域每隔约$30_{-3}^{+5}$天与两极重叠一次。利用磁场特征，赤道自转速率$Ω_{eq}$为4.51 +/- 0.01 rad/d，光球切变$δΩ$为0.24 +/- 0.03 rad/d。这种差异旋转大约是在太阳上观察到的4倍。
2011-02-17 astro-ph.SR
Midterm Periodicity Analysis of the Mount Wilson Magnetic Indices Using the Synchrosqueezing Transform
利用同步压缩变换（SST）这一新的时频分析方法研究了太阳表面磁场的中期周期变化。磁谱线强度指数（MPSI）和威尔逊山太阳黑子指数（MWSI），由威尔逊山天文台在1970年1月19日至2012年1月22日期间每日测量。短期，中期和长期周期的代表和分解的SST几乎没有任何模式混合。这表明SST是一种有用的时频分析技术，可以用来表征日震资料的周期模态。除了$\sim$ 27天自转周期和$\sim$ 11年太阳活动周期的基本模态外，SST在两个磁活动指数中还显示了几个中期周期，特别是$\sim$ 157天（即，Rieger型周期），以及$\sim$ 1.3和1.7年。MPSI的周期为116.4和276.2天，MWSI的周期为108.5和251.6天，两个指数的周期为157.7天，这与Rossby波理论模型的显著周期性较好地吻合。这一研究表明，模式是由Rossby波。对于MPSI的1.30年和1.71年周期以及MWSI的1.33年和1.67年周期，我们的分析推断它们与太阳内部和高层大气中具有相同时标的周期有关。
2018-03-21 astro-ph.SR
Photospheric activity, rotation and magnetic interaction in LHS 6343 A
上下文开普勒任务最近发现了一颗褐矮星伴星，它穿过M4 V + M5 V目视双星系统LHS 6343 AB的一个成员，轨道周期为12.71天。目标。这个凌日系统的特别兴趣在于褐矮星C分量的凌日与光变曲线中观察到的主要调制之间的同步性，这被认为是由A分量上的旋转恒星黑子引起的。我们模型的活动，这颗星的活动，使我们能够研究恒星旋转和可能的相互作用与褐矮星同伴的活动区域的地图。方法.平均过境配置文件的推导，和光度扰动，由于在过境期间被掩盖的斑点被删除，以获得更精确的过境参数。我们应用最大熵点模型来拟合开普勒在500天的不间断间隔期间观察到的出射光调制。它假定恒星活动区由冷斑和亮光斑组成，其可见度受恒星自转的调制。结果由于扩展的光度时间序列，我们完善的过境参数的测定，并找到证据的斑点被掩盖的褐矮星在其过境。LHS 6343 A的出凌光变曲线的建模显示了几个恒星黑子的旋转周期略长于棕矮星的轨道周期，即，13.13 +- 0.02天。没有观察到可归因于差异旋转的特征。我们发现了M矮星在次伴星点之前100度的持续活动经度的证据，并持续至少500天。这可能与理解低质量双星和恒星行星系统中的磁相互作用有关。
2013-03-28 astro-ph.SR
TESS Stellar Rotation up to 80 days in the Southern Continuous Viewing Zone
利用卷积神经网络克服TESS光曲线系统误差，构建了南天连续观测区7245个冷矮星自转周期目录，揭示了周期分布结构及其与恒星温度、年龄和黑子填充因子的关联，为内部剪切机制提供了支持。
2024-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Time evolution and rotation of starspots on CoRoT-2 from the modelling of transit photometry
CoRoT-2是CoRoT卫星发现的第二颗行星恒星，是一颗年轻而活跃的恒星。在135天的时间里，这个系统总共观测到77次凌日。在行星凌日的光学光变曲线中检测到的小调制被用来研究被行星盘遮蔽的恒星表面光球斑的位置、大小、强度和时间演化。我们应用一个斑点模型，这些变化，并创建一个斑点地图的恒星表面的CoRoT-2内的过境波段为每个过境。从这些图中，我们估计了恒星的自转周期，并得到了斑点在随恒星自转的参考系中的位置。此外，还确定了斑点的时间演化。该模型实现了2 \circ的空间分辨率。392个黑子与经度的映射表明，在赤道附近存在一个没有黑子的区域，这让人想起在太阳活动最活跃的时期在太阳上观察到的冕洞。根据这种解释，凌日纬度-14范围内的恒星自转周期。发现\circ 6 \pm 10 \circ为4.48天。这一自转周期短于由过境外光调制得出的4.54天。由于凌日数据采集的是靠近恒星赤道的区域，而非凌日数据确定的周期反映了恒星的平均自转，因此这被认为是纬向差异自转约为3%或0.042 rad/d的指示。
2011-02-10 astro-ph.SR
Stellar Chromospheric Activity Database of Solar-like Stars Based on the LAMOST Low-Resolution Spectroscopic Survey III. Calibrating the Chromospheric Basal Flux and the Connection to Stellar Rotation
Nanxun Innovation Institute, Zhejiang University of Water Resources and Electric Power（浙江水利水电学院南浔创新研究院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Physics and Optoelectronics Engineering, Anhui University（安徽大学物理与光电工程学院）
本文基于LAMOST数据，校准色球基本通量与恒星自转的关系，发现色球活动随自转率增加而增强，直至达到饱和水平，尤其在有效温度较低的恒星中更为显著。
2026-03-04 astro-ph.SR
Star-in-a-box simulations of fully convective stars
背景：质量小于$0.35 M_\odot$的主序星是完全对流的。目的：目标是研究对流，差分旋转，发电机作为旋转的功能，在完全对流的恒星。研究方法：三维流体动力学和磁流体动力学的数值模拟与星在一个盒子模型，其中一个球形的明星是沉浸在一个笛卡尔立方体内，被使用。该模型对应于$0.2M_\odot$ M5矮星。旋转周期（$P_{\rm rot}$）之间的4.3和430天的探索。结果如下：缓慢旋转的模型与$P_{\rm rot}=430$天产生反太阳的差异旋转与一个缓慢的赤道和快速的两极，以及主要是轴对称的准稳态大尺度磁场。对于中等自转（$P_{\rm rot}=144$和$43$天），差异自转是类似太阳的（快赤道，慢两极），大规模的磁场大多是轴对称的，要么是准静止的，要么是循环的。后者发生在一个类似的参数制度，在其他数值研究中的球壳，周期类似于观察到的周期在完全对流的恒星具有可比的$P_{\rm rot}$。在快速旋转制度的差异旋转是弱的，大规模的磁场越来越非轴对称的主导$m=1$模式。这个大规模的非轴对称领域也表现出方位角发电机波。结论：星在一个盒子模型的结果同意模拟部分对流晚型恒星在球壳中的差异旋转和发电机制度的过渡发生在类似的旋转制度的科里奥利（逆Rossby）数。部分对流恒星和完全对流恒星之间的这种相似性表明，产生差异旋转和大尺度磁性的过程对恒星的几何形状不敏感。
2021-03-10 astro-ph.SR
Tidal Synchronization and Differential Rotation of Kepler Eclipsing Binaries
尽管晚型恒星的潮汐同步率在双星演化中起着重要作用，但几乎没有观测约束。我们目视检查了来自开普勒食二进制目录的2278个食二进制（EB）的光变曲线，以识别那些具有星点调制的二进制，以及其他类型的食外变化。我们报告了816个具有星点调制的EB的自转周期，发现79%的轨道周期小于10天的EB是同步的。然而，人口的短周期EB存在的旋转周期通常比同步慢13%，我们归因于高纬度恒星黑子的差异旋转。在第10天，有一个过渡，从主要是圆形的，同步的EB主要偏心，伪同步EB。这个过渡期是在很好的协议与银河系场双星的预测和观察到的圆化周期。在轨道周期大于30天时，潮汐同步的数量减少。我们还报告了12个先前未确定的候选$δ$ Scuti和$γ$ Doradus的恒星，以及一个候选的RS CVn系统与一个演变的主要表现出星点掩星。对于短周期接触双星，我们观察到的周期颜色的关系，并比较它与以前的研究。总的来说，这些结果代表了最大的均匀的晚型恒星的潮汐同步研究。
2017-10-19 astro-ph.SR
Signature of a magnetic activity cycle in HD49933 observed by CoRoT
在对流、自转和磁场的共同作用下，具有外部对流包层的类太阳恒星可以形成磁活动周期。即使在太阳中，这些发电机效应也尚未得到很好的理解，将这项研究扩展到具有不同特征的不同恒星将是极其重要的。HD 49933是一颗F5 V，太阳质量1.2的恒星，在最初的运行中被CoRoT观测了60天，大约6个月后又观测了137天。因此，这两次观察总共涵盖了400天。假设活动周期与恒星的旋转成正比（恒星的旋转速度比太阳快8-9倍，即，P_rot=3.4天），CoRoT观察结果可能有利于进行此类研究。这里采用的分析技术已经成功地测试了由VIRGO和GOLF在SoHO和地面MARK-I仪器上进行的太阳作为恒星的观测。
2010-12-02 astro-ph.SR
Glimpses of stellar surfaces. I. Spot evolution and differential rotation of the planet host star Kepler-210
我们使用开普勒卫星获得的高精度测光数据来监测开普勒-210行星主恒星在四年多的时间跨度内的活动调制。根据恒星光变曲线的现象学，结合五点模型，我们确定了六个不同的所谓的斑点季节。在大多数季节中常见的一个特征是在恒星表面的特定范围内持续出现斑点。所观察到的活动调制的最突出的时期是不同的每个季节，似乎演变遵循一个特定的模式，类似于太阳黑子周期在太阳磁周期的变化。在恒星表现出类似太阳的差异旋转的假设下，我们建议开普勒-210的差异旋转值类似于或小于太阳。最后，我们估计现场的寿命在60天和90天之间，考虑到从我们的模型计算的总覆盖恒星表面的演变。
2016-07-27 astro-ph.SR
Asteroseismic inference on rotation, gyrochronology and planetary system dynamics of 16 Cygni
太阳类似物16 Cyg A和16 Cyg B是\Kepler视野中的优秀星震目标，与红矮星和木星一起形成一个有趣的系统。对于这些更演化的类太阳恒星，我们无法用现有的\Kepler数据检测到表面旋转，而是使用星震学技术来确定天鹅座16 A和B的旋转特性。我们发现A和B的自转周期分别为$23.8^{+1.5}_{-1.8} \rm \, days$和$23.2^{+11.5}_{-3.2} \rm \, days$，倾角分别为$56^{+6}_{-5} \, ^{\circ}$和$36^{+17}_{-7} \, ^{\circ}$。连同这些结果，我们使用公布的质量和年龄的建议，假设太阳一样的旋转配置文件，16天鹅座A可以用来校准gyrochronology关系。此外，我们还讨论了已知的16 Cyg B星-行星偏心率和测量的低行星度，这与Kozai循环和潮汐理论是一致的。
2014-11-05 astro-ph.SR
Systematic Regularity of Solar Coronal Rotation During the Time Interval 1939-2019
太阳日冕自转的时间变化似乎非常复杂，其与11年太阳活动周期的关系仍然不清楚。利用1939年1月1日至2019年5月31日期间的修正日冕指数，研究了日冕自转的系统性变化。主要结果如下：（1）从全球角度看，在短于64天的周期尺度上，只有27.5天的会合日冕自转周期是显著的周期：（2）在所考虑的时间间隔内，日冕自转周期有明显的减小趋势，表明日冕在长期内加速了其全球自转速率;（3）日冕自转的周期长度存在3.25、6.13、9.53和11.13年的显著周期，为日冕自转与准两年振荡、11年太阳活动周和22年海尔活动周的联系提供了证据（4）日冕自转周期与太阳磁活动的位相关系不仅与时间有关，而且与频率有关。对于11年周期带附近的小范围，相位存在系统性趋势，并且该带中的小失配带来相位漂移。对上述分析结果的可能机理进行了讨论。
2019-11-19 astro-ph.SR
Simulations of dynamo action in slowly rotating M dwarfs: Dependence on dimensionless parameters
本文通过三维磁流体力学模拟研究了完全对流M矮星的大尺度磁场行为对自转周期和磁普朗特数的依赖关系，揭示了不同参数下周期性、不规则反转和偶极主导等多种磁场形态及其转变条件。
2023-05-25 astro-ph.SR
Characterising the stellar differential rotation based on largest-spot statistics from ground-based photometry
本研究提出最大黑子统计方法，通过地基测光数据建模两颗类太阳恒星的主导黑子统计特征，测得V889 Her非单调较差自转、LQ Hya近刚体自转，表明太阳单调较差自转并非类太阳恒星的通用模式。
2024-10-08 astro-ph.SR
Photometric Variability in Kepler Target Stars. II. An Overview of Amplitude, Periodicity, and Rotation in First Quarter Data
我们提供了一个概述恒星的变化在第一季度的数据从开普勒任务。本文的目的是检查超过150，000颗目标恒星的光变曲线的周期性行为，并将其与恒星特征联系起来。这些数据构成了一个前所未有的研究恒星的变化，因为它的高精度和完整的时间覆盖（半小时的节奏）。由于完整的开普勒管道目前不适合研究这种恒星的变化，我们描述了我们的程序处理的“原始”管道数据。大约有一半的样本在两周内表现出令人信服的周期性变化，幅度范围从小于10^{-4}的差分强度变化到超过10%。K和M矮星的周期行为比G矮星的周期行为大。样本中的巨星具有独特的准周期行为，但并不是我们定义的周期性。并非所有周期都是由于旋转造成的，最重要的周期不一定是旋转周期。我们讨论的光变曲线的性质，特别是看一个非常明显的周期性G矮星的样本。很明显，它们中的大部分确实因为旋转和恒星黑子而变化，但需要进一步分析才能充分利用这一点。
2010-11-02 astro-ph.SR
On the variation of solar coronal rotation using SDO/AIA observations
我们报告太阳日冕层的旋转周期相对于温度（或高度）的变化。为此目的，我们使用的观测大气成像组件（AIA）望远镜上的太阳动力学天文台（SDO）的空间任务。使用的图像是2012年至2018年期间波长为94 nm，131 nm，171 nm，193 nm，211 nm和335 nm的图像。利用通量调制方法对AIA在这些波段获得的太阳全盘面图像进行了分析。选取17个等间隔10度的矩形条带/面元（在太阳上从南80度延伸到北80度）提取极紫外（EUV）强度变化的时间序列，以获得自相关系数。自相关图中拟合到第一次极大值的高斯峰给出会合旋转周期。我们的分析表明，相对于纬度以及温度（或高度）的差异旋转。在本研究中，我们发现不同日冕层的恒星自转周期随温度（或高度）的增加而减小。起源于上过渡区/宁静日冕的AIA-171日冕对应的最低温度（~ 600000开尔文）的平均恒星自转周期为27.03天。恒星自转周期随温度（或高度）而减小，在更高的温度（~ 1000万开尔文）下为25.47天，对应于AIA-131日冕观测中看到的耀斑区域。
2020-01-20 astro-ph.SR
Using Polar Faculae to Determine the Sun's High-Latitude Rotation Rate. II: Simulations and New Measurements
本文通过模拟图像验证了利用极区光斑时空图确定太阳高纬度自转速率的方法，并利用MDI和HMI观测获得了更平坦的纬度自转轮廓及精确的自转周期。
2025-01-31 astro-ph.SR
Rotation Periods of Young Brown Dwarfs: K2 Survey in Upper Scorpius
我们报告了附近的上天蝎座协会中16颗年轻棕矮星的旋转周期，基于开普勒太空望远镜K2任务的72天高节奏，高精度测光。周期从几个小时到两天不等（加上一个5天的异常值），中位数略高于一天，证实了褐矮星，除了在非常年轻的年龄，是快速旋转的。有趣的是，在我们的样本中，四个最慢的旋转体表现出来自盘的中红外过量发射;至少有两个也显示出盘食和吸积的光变曲线的迹象。将这些新的周期与其他两个年轻的星团和简单的角动量演化轨道进行比较，我们发现在1-10百万年之间的褐矮星中很少或没有旋转制动，与低质量恒星相反。我们的研究结果表明，磁盘制动，而仍然在工作中，是低效的亚恒星制度，从而提供了一个重要的约束制动机制的质量依赖性。
2015-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measuring Long Stellar Rotation Periods (>10 days) from TESS FFI Light Curves is Possible: An Investigation Using TESS and ZTF
本文结合 ZTF 长基线真值与 unpopular 去趋势及改进 LS 周期图，证明 TESS 光变曲线可可靠测量 NCVZ 中 K/M 矮星超过10天的自转周期。
2025-05-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Kepler-411 Differential Rotation from Three Transiting Planets
太阳的差速自转是发电机理论的一个关键组成部分，它负责产生太阳的磁场。目前，可以估计一颗恒星的旋转轮廓，它拥有一个或多个凌日行星。通过在稍后的凌日中探测到同一个点，就有可能推断出该纬度上的恒星自转周期。本文首次应用凌日星点测绘确定了Kepler-411的微分自转。Kepler-411是一颗K ~ 2 V型恒星，平均自转周期为10.52天，半径为0.79 R $_\odot$，质量为0.83 M $_\odot$。开普勒-411至少有四颗行星，内侧行星是一颗半径为1.88 R $_\oplus$，轨道周期为3.0051天的超级地球，而两颗较大的凌日行星是半径为3.27和3.31 R $_\oplus$，轨道周期分别为7.834435和58.0204天的迷你海王星。它们的轨道是这样的，它们在纬度-11 $^{\circ}$，-21 $^{\circ}$和-49 $^{\circ}$的恒星过境。对这三颗行星的凌日光变曲线进行分析，总共发现了198个光点。对于每一个凌日纬度，估计恒星的自转周期，并独立估计差分自转模式。在不同纬度的三个自转周期上拟合出类太阳的差自转廓线，其结果与前人的结果非常吻合，得到了$0.0500\pm0.0006$ rd/d的差切变或$8.4\pm0.1$ %的相对差自转。
2021-01-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quantifying the Limits of TESS Stellar Rotation Measurements with the K2-TESS Overlap
该研究利用约23,000颗TESS与K2交叉观测恒星样本，以K2周期为基准评估TESS恒星自转周期测量的准确性，量化其不确定性、可靠性及完整性，为相关研究提供质量筛选参考。
2025-04-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Photospheric activity and rotation of the planet-hosting star CoRoT-Exo-4a
空间实验CoRoT最近探测到一颗在中等活跃的F型主序星（CoRoT-Exo-4a）周围轨道上的凌日热木星。这个行星系统特别令人感兴趣，因为它的轨道周期为9.202天，是迄今为止已知的凌日行星中第二长的。我们研究的表面旋转和活动的宿主恒星在一个不间断的光学观测序列的58天。我们的方法是基于最大熵点建模技术广泛测试的太阳总辐照度的变化建模。它假设恒星活动区由冷斑和亮光斑组成，类似于太阳黑子和太阳光球光斑，其可见度受恒星自转的调制。CoRoT-Exo-4a的光变曲线模型揭示了三个主要的活跃天体，其寿命在30至60天之间，与行星的轨道运动准同步旋转。不同的旋转速率的活动的岩石圈解释的表面差异旋转和下限为0.057 \pm 0.015推导出其相对振幅。在靠近亚行星际经度的地方观测到的活动增强表明了一种磁性恒星-行星相互作用，尽管时间序列的持续时间很短，使我们无法得出明确的结论。
2009-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Bridging the gap -- the disappearance of the intermediate period gap for fully convective stars, uncovered by new ZTF rotation periods
开普勒发现的中间周期间隔是在温度-周期图上观测到的恒星自转周期的缺失，G矮星的周期为$\sim$ 20天，而早M矮星的周期为$\sim$ 30天。然而，由于开普勒主要针对类太阳恒星，因此缺乏M矮星的测量周期，特别是那些处于完全对流极限的矮星。因此，尚不清楚中M矮星到晚M矮星是否存在中间周期间隔。在这里，我们提出了一个包含40，553个旋转周期（9，535个周期$>$ 10天）的周期目录，使用Zwicky瞬态设施（ZTF）测量。为了测量这些周期，我们开发了一个简单的管道，直接改善ZTF存档光变曲线，平均减少26%的光度散射。这个新的星表涵盖了一系列恒星温度，将开普勒的样本与MEarth（一个基于地面的明亮M矮星的时域调查）连接起来，并揭示了中间周期间隙在理论上预测的完全对流边界（$G_{\rm BP} - G_{\rm RP} \sim 2.45$ mag）的位置关闭。这一结果支持了这一假设，即差距是由核心包膜相互作用。使用陀螺运动年龄，我们还发现了一个潜在的快速自旋的恒星在此期间的差距。
2022-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
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]
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photospheric activity, rotation, and star-planet interaction of the planet-hosting star CoRoT-6
CoRoT卫星最近发现了一颗热木星，它以8.886天的周期穿过一颗名为CoRoT-6的F9 V恒星的圆盘。我们模拟了恒星的光球活动，并利用光球活动区的星图研究恒星的差异自转和星-行星相互作用。我们应用最大熵点模型来拟合CoRoT在约140天的不间断间隔期间观察到的光学调制。假设光球活动区由具有类似太阳对比度的固定比例的光斑和光斑组成。单个活性区域的寿命长达30-40天。它们大多数在五个活跃的星团内形成和衰变，它们的不同迁移速率归因于恒星的差旋，得到了差旋的下限ΔΩ/ Ω= 0.12 \pm 0.02。有几个活动区域在落后于亚行星点约200度的经度处显示出最大的活动，发生的概率小于1%。我们的现场模拟表明，CoRoT-6的光球活动可能部分受到某种恒星-行星磁相互作用的调制，而由于潮汐力的弱点，与潮汐有关的相互作用极不可能。
2010-09-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
