Seismic constraints on the spin evolution of slowly rotating young intermediate-mass stars
本研究利用 TESS 数据识别了5381颗 $δ$ Scuti stars，通过分析其中24颗具有转动分裂恒星的星震学数据，发现年轻中等质量恒星在越过 ZAMS 期间自转减慢极弱，该现象与其转动惯量逐渐增加一致。
2025-05-05 astro-ph.SR
Magnetic braking of accreting T Tauri stars: Effects of mass accretion rate, rotation, and dipolar field strength
吸积前主序星的自转演化受其与周围星周盘的磁相互作用的影响。使用PLUTO代码，我们进行2.5维磁流体动力学，轴对称，随时间变化的模拟星盘相互作用-与初始偶极磁场结构，和粘性和电阻性吸积盘-为了模拟三种机制，有助于净恒星扭矩：吸积流，恒星风，磁层喷射（周期性膨胀和重连事件）。我们研究了恒星磁场强度、自转速率和质量吸积速率（改变初始盘密度）的变化如何影响净恒星扭矩。所有的模拟都是在一个净自旋制度。我们适合半解析函数的三个恒星扭矩的贡献，允许我们的参数制度的净恒星扭矩的预测，并调查自旋演化使用1D恒星演化代码的可能性。吸积盘的存在似乎增加了恒星扭矩的效率相比，孤立的恒星，流出率比吸积率小得多的情况下，因为星盘相互作用打开更多的恒星磁通量相比，从孤立的恒星。在我们的参数范围内，质量损失率为质量吸积率的$\approx 1 \%$的恒星风能够提取吸积角动量的$\lesssim 50 \%$。这些模拟表明，在我们的参数范围内，BP Tau，将需要质量吸积率的$\approx 25\%$的风质量损失率。
2020-11-02 astro-ph.SR
Effect of Magnetic Braking on the Circumstellar Disk Formation in a Strongly Magnetized Cloud
利用电阻磁流体力学模拟，我们研究了强磁化云中星周盘的形成。作为初始状态，孤立的云核嵌入在低密度星际介质与均匀磁场。云的演化计算直到初始云内几乎所有的气体都落在星周盘或原恒星上，并且一部分气体被星周盘驱动的原恒星流出物喷射到星际介质中。在早期的主吸积阶段，盘的大小被限制在\sim 10 AU，因为角动量的拱星盘是有效地转移的磁制动和原恒星流出。然而，在主吸积阶段的后期，星周盘迅速增长，并在主吸积阶段结束时超过100 AU。星周盘的这种快速增长是由下落包层的耗尽引起的，而当下落包层比星周盘质量更大时，磁制动是有效的。当星周盘的质量大于下落包层时，下落包层不能使星周盘制动。此外，在主吸积阶段后期，原恒星外流减弱并消失，因为外流是由气体吸积到星周盘上提供动力的。虽然在磁化云中形成的星周盘比在非磁化云中形成的星周盘小得多，但即使在强磁化云中也可以形成超过100天文单位的星周盘。
2011-06-05 astro-ph.SR
Magnetic field growth in young glitching pulsars with a braking index
在孤立中子星自旋演化的标准情形中，年轻的脉冲星会因表面磁场B不变而减速。因此，脉冲星在自旋周期和自旋周期时间导数的相空间中遵循恒定的B轨道。这样的演化预测了制动指数n = 3，而场是恒定的，并且当场衰减时n > 3。这与所有9个观察值n < 3形成对比。在这里，我们考虑一个磁场，它在出生后不久就被掩埋，并扩散到表面。我们使用一个增长的表面磁场模型来拟合三个n最低的天体的观测结果：PSR J 0537 -6910，n =-1.5，PSR B 0833 -45（船帆座），n = 1.4，PSR J1734-3333，n = 0.9。通过匹配每个脉冲星的年龄，我们确定了它们出生时的磁场和自旋周期，并确认了PSR J1734-3333的磁星强度场。我们的研究结果表明，所有三个恒星都以类似于中心致密天体（CCO）的方式形成，但由于吸积质量的不同而有所不同。我们认为，磁场的出现可能发挥作用的独特的小故障行为的低制动指数approximars，我们提出的小故障行为和特征年龄作为可能的标准，在搜索CCO的后代。
2015-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Induced Compression of White Dwarfs by Angular Momentum Loss
我们研究了孤立的亚和超亚磁偶极塞卡白矮星，它们通过磁偶极制动而失去角动量。通过满足旋转位形的所有稳定性判据，构造了等静止质量序列，并给出了白矮星的中心密度、平均半径和角速度等主要结构随时间的变化.我们明确地表明，所有孤立的白矮星，无论他们的质量，角动量损失，收缩和增加其中心密度。在恒定磁场和恒定磁通量的情况下，我们还分析了结构参数对演化时间尺度的影响。
2016-04-08 astro-ph.SR
Magnetic braking saturates: evidence from the orbital period distribution of low-mass detached eclipsing binaries from ZTF
我们约束的轨道周期（$P_{\rm orb}$）分布的低质量的脱离主序星食双星（EB）的光变曲线从Zwicky瞬态设施（ZTF），它提供了一个很好的理解选择功能和灵敏度暗淡的恒星。在短时间内（$P_{\rm orb}\lesssim 2$天），由于磁制动（MB），双星预计会显着演变，这会缩小轨道并最终使分离的双星接触。因此，周期分布是MB的敏感探针。我们发现，低质量（$0.1\lesssim M_1/M_{\odot} < 0.9$）双星的固有周期分布基本上是平坦的（${\rm d}N/{\rm d}P_{\rm orb} \propto P_{\rm orb}^0$），从$P_{\rm orb}=10$天下降到接触极限。这与基于Skumanich关系的经典MB模型的预测强烈不一致，该模型广泛用于双星演化计算并预测短周期的${\rm d}N/{\rm d}P_{\rm orb} \propto P_{\rm orb}^{7/3}$。观测到的分布最好由磁场在短时间内饱和的模型再现，MB扭矩大致与$\dot{J}\propto P_{\rm orb}^{-1}$成比例，而不是标准Skumanich定律中的$\dot{J} \propto P_{\rm orb}^{-3}$。我们还发现，包含完全和部分对流星的双星的周期分布之间没有显着差异。我们的研究结果证实，饱和MB法律，这是以前发现的…
2022-10-11 astro-ph.SR
Pulsar timing irregularities and the imprint of magnetic field evolution
孤立中子星的自转演化是由固定在恒星固体外壳上的磁场控制的。假设地核场在更长的时间尺度上演化，地壳场主要通过欧姆耗散和霍尔漂移演化，并且它可能会受到相对快速的变化，对观测到的时间特性产生显著影响。我们调查的磁场的结构和强度的变化，在恒星演化过程中可能有可观察到的后果，在制动指数，这是最敏感的量，以反映小的变化所造成的磁场重排的时间属性。通过对具有最先进微物理输入的中子星的磁热演化进行轴对称长期模拟，我们发现磁场演化对制动指数的影响可以根据年龄和内部温度分为三个定性不同的阶段：第一阶段可能与标准的电冰箱不同，（n~3）或低场中子星，在超新星爆炸过程中吸积回退物质（系统地n<3）;在第二阶段，演化由几乎纯欧姆场衰减控制，并且预期制动指数n>3;在第三阶段中，在后期，当内部温度已经下降到非常低的值时，中子星壳中的霍尔振荡模式导致制动指数的高绝对值和正负符号。具有强（1 e14 G）多极或环形分量的模型，甚至具有弱（~ 1 e12 G）偶极场的模型与观测到的时序特性趋势一致。
2012-09-11 astro-ph.SR
Interpreting the Spin-down Evolutions of Isolated Neutron Stars with Hall Effects
观测到的孤立射电双星的长期自旋下降演化不能用具有恒定制动力矩的标准磁偶极辐射来解释。然而，如何以及为什么扭矩变化仍然存在争议，这是理解中子星的一个主要问题。许多类星体的自旋降速率在准周期振荡的调制下发生了显著的长期变化。将我们最近发展的脉冲星定时噪声唯象模型应用到孤立中子星的精确脉冲星定时观测数据中，我们证明了观测到的它们的自旋下降速率和准周期调制的长期演化可以用地壳中的霍尔效应来解释。因此，它们的地壳磁场的演化，而不是在他们的核心，主导了观察到的长期自旋这些年轻的恒星的演变。对脉冲星定时噪声性质的理解不仅可以揭示中子星的内部物理，而且可以对脉冲星的自旋进行物理模拟，从而提高脉冲星引力波探测的灵敏度。
2014-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Collapse of massive magnetized dense cores using radiation-magneto-hydrodynamics: early fragmentation inhibition
我们报告的结果辐射磁流体动力学计算的背景下，高质量的恒星形成，第一次使用自洽模型的光子发射（即通过热发射和辐射冲击）和高分辨率必要的解决适当的磁制动效应和辐射冲击的尺度<100 AU。我们研究了磁场、湍流和辐射转移对大质量致密核坍缩和碎裂早期阶段的综合影响。我们确定了一个新的机制，抑制初始破碎的大规模致密的核心，磁场和辐射转移相互作用。我们表明，这种相互作用变得更强的磁场强度增加。磁力制动向外输送角动量，降低旋转支撑，从而增加下落速度。这增强了由于第一个核心上的吸积激波的辐射反馈。我们推测，高度磁化的大质量致密核心是孤立的大质量恒星形成的良好候选者，而中等磁化的大质量致密核心更适合形成OB协会或小星团。
2011-10-13 astro-ph.SR
The Magnetic Early B-type Stars II: stellar atmospheric parameters in the era of Gaia
通过光谱模型确定的大气参数对于许多已知的磁性早期B型恒星是不可用的。我们利用高分辨率的光谱与NLTE模型来测量有效温度$T_{\rm eff}$和表面重力$\log{g}$的恒星，这些测量还没有。我们发现我们的$T_{\rm eff}$测量和以前的结果获得光度和光谱之间有很好的协议。对于$\log{g}$，我们的结果与以前的光谱测量是兼容的，但是，以前确定的光度恒星的表面重力已大幅修订。我们还发现，用HARPSpol获得的$\log{g}$测量值通常比来自可比仪器的测量值低约0.1 dex。使用Gaia Data Release 2光通量测定光度。我们发现，对于明亮的恒星（$V<6$等）和双星，盖娅的视差是不可靠的;在这些情况下，我们恢复依巴谷的视差。在一般情况下，我们发现系统的光度低于以前报道的。将$\log{g}$和$\log{L}$与现有的旋转和磁性测量结果进行比较，结果表明，这两个参数与磁性数据之间没有相关性，但随着$\log{g}$的减少和$\log{L}$的增加，旋转明显减慢，这一结果与磁制动应导致快速磁自旋下降的预期一致，该自旋下降随着质量损失的增加而加速。
2019-02-07 astro-ph.SR
Magnetic torques on T Tauri stars: accreting vs. non-accreting systems
经典的金牛座T星（CTTs）与周围的圆盘发生磁相互作用，这一过程被认为是调节其旋转演化的过程。在这项工作中，我们计算扭矩作用到恒星表面的CTTs所产生的不同吸积（吸积漏斗）和喷射（恒星风和磁层喷射）流组件。此外，我们比较了两个不同的系统中由于恒星风的磁制动：孤立和吸积恒星。2.5D磁流体动力学，时间相关，轴对称模拟。对于这两个系统，恒星风都是热驱动的。在星-盘相互作用（SDI）模拟中，吸积盘是开普勒的、粘性的和电阻性的。两个系列的模拟，一个为每个系统。我们发现，在经典的金牛座T系统的磁层喷射的存在限制了星风膨胀，导致沙漏形的几何流出。此外，吸积柱的形成改变了恒星风利用的开放磁通量的数量。这些效应对恒星风的性质有很大的影响，我们表明，恒星风制动是更有效的恒星盘相互作用系统比孤立的。我们还推导出扭矩缩放，在很宽的范围内的磁场强度，直接适用于恒星表面上的扭矩的SDI系统中的每个流组件。在所有进行SDI模拟的恒星风提取不到2%的质量吸积率和磁盘被截断到66%的共转半径。所有的模拟都显示了净起转扭矩。为了达到恒星自旋平衡，我们需要更大质量的恒星风或更接近共转半径的圆盘，这会增加磁层喷射的扭矩效率。
2020-09-02 astro-ph.SR
On The Lack of Circumbinary Planets Orbiting Isolated Binary Stars
我们概述了一个机制，解释了观察到的缺乏环联行星（CBPs）通过耦合恒星潮汐演化孤立双星。前主序星上低质量、短周期双星之间的潮汐力减缓了恒星的自转，当恒星接近潮汐锁定状态时，旋转角动量转移到轨道上。这种转移增加了双星的轨道周期，扩大了双星周围的动力学不稳定区域，并使倾向于优先轨道超过初始动力学稳定性极限的CBP不稳定。恒星潮汐锁定后，我们发现，由于磁制动的角动量损失可以显着收缩的二元轨道，因此，随着时间的推移，影响幸存的CBP观察相对于边界的动态稳定区域。我们进行了模拟在很宽的参数空间范围内，发现最合理的初始条件下发生的不稳定区域的扩展，在某些情况下，稳定性半长轴从其初始值的两倍。我们研究的动态和可观察到的后果CBP下降的动力学不稳定性极限内运行的N-体模拟的circumbinary行星系统，并发现，通常情况下，至少有一个行星从系统中弹出。我们将我们的理论应用到具有CBP的最短周期{ \it Kepler}双星Kepler-47上，发现它的存在与我们的模型是一致的。在保守的假设下，我们发现前主序星双星的星潮耦合演化至少消除了多行星环联星系统$87\%$中的一个近距离CBP。
2018-04-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
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。…
2017-03-27 astro-ph.SR
SGR 0418+5729 - How does a Young Neutron Star Spin Down to a 9 s Period with a Dipole Field less than 10^13 G?
SGR 0418+5729的周期导数（Rea等人，2010年）确定磁偶极矩明显低于磁星范围，将源置于P-dP/dt图中孤立脉冲星活动的区域之外，并给出特征年龄> 2 \times 10^{7}年，比SGR和AXP的10 ^5年年龄范围大得多。因此，自旋降必须由真空中的偶极辐射以外的机制产生。当中子星的表面偶极磁场在10^{12} G范围内，初始自转周期为P0 ~ 100 ms时，回退盘将在10^4 ~10^5年内使中子星自旋下降到SGR 0418+5729的9.1 s周期。目前周期导数的上限给出了\sim 10 ^5年的下限，这对中子星的初始条件不敏感。SGR 0418+5729表面的总磁场可能显著大于其10^{12} G偶极子分量。
2011-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary Links: From Gaia Neutron Star Binaries to Pulsar White Dwarf Endpoints
本文利用POSYDON和MESA模拟Gaia中子星双星的起源与归宿，对比偏心与圆化质量转移路径，揭示其仅经历稳定转移并最终演化为轻度再循环的宽轨道中子星-白矮星双星。
2025-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Time evolution of rotating and magnetized white dwarf stars
研究了孤立、零温和有限温、大质量、均匀旋转、高磁化白矮星在磁偶极制动驱动的角动量损失下的演化。我们考虑了白矮星等温核的结构和热演化，同时考虑了核燃烧和中微子发射过程。我们估计了白矮星在达到Ia型超新星爆发或引力坍缩为中子星的条件之前的寿命。我们研究了表面磁场从$10^6$到$10^{9}$ ~G，质量从$1.39$到$1.46~M_\odot$的白矮星，分析了白矮星的转动惯量、角动量、中心温度和磁场强度等参数随寿命的变化。磁场只会减慢白矮星的速度，而不会影响它们的状态方程和结构。此外，我们还计算了核反应的特征时间和动力学时标。的天体物理后果的结果进行了讨论。
2019-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spotty donor star in the X-ray transient Cen X-4
利用相位分辨高分辨UVES光谱技术，我们精确地测量了中子星X射线瞬变Cen X-4的基本系统参数。我们首先确定的径向速度曲线的二级星，然后使用X射线二元模型的相位分辨吸收线轮廓的形状建模。该模型计算精确的旋转加宽的相位分辨光谱，并不依赖于旋转配置文件，limb-darkening系数和污染的影响，从吸积盘的假设。我们确定了二次星与中子星的质量比为0.1755+/-0.0025，这比以前的估计要精确一个数量级。我们还将倾角限制为32（+8; -2）度，将这些值与径向速度研究的结果相结合，得到中子星的质量为1.94（+0.37; -0.85）Msun，与以前的估计一致。最后，我们进行了第一次罗氏层析重建的二级恒星的X射线二。断层图像揭示了表面的不均匀性，这是由于冷星斑的存在。一个大的冷极点，类似于在快速旋转的孤立恒星的多普勒图像中看到的是存在于北半球的K7二级恒星，我们估计，约4%的总表面积的捐助者的恒星被覆盖的斑点。这些证据支持了磁制动在低质量X射线双星演化中起重要作用的观点。
2014-02-07 astro-ph.SR
