Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. IV. Internal rotation of Kepler 56 from an MCMC analysis of the rotational splittings
通过天基测光飞行任务对主序星后恒星的全球恒星振荡进行观测，可以直接确定它们的内旋。这些限制指出了理论模型中未考虑的角动量输运过程的存在。因此，限制其内部旋转的性质似乎是确定这些缺失的动力学过程的物理性质的黄金路径。我们希望确定一种新的方法来研究内部旋转的主序后的恒星，使用参数旋转配置文件耦合到一个全球性的优化技术的鲁棒性。我们在开普勒56上测试我们的方法，开普勒任务观察到的红巨星。首先，我们进行了广泛的建模的明星使用全球和本地最小化技术，地震反演。然后，利用我们的最佳模型，我们详细研究了它的内部旋转轮廓，我们采用贝叶斯方法来约束恒星参数预定的旋转轮廓，使用Monte Carlo马尔可夫链分析的旋转分裂的混合模式。我们的蒙特卡罗马尔可夫链分析的旋转分裂允许确定开普勒56的核心和信封旋转，以及给出关于缓慢旋转的信封和快速旋转的核心之间的过渡位置的提示。我们能够丢弃一个刚性的旋转配置文件在辐射区，然后在对流区的幂律，并表明，数据有利于过渡位于辐射区，如预测的过程起源于湍流性质。我们对Kepler 56的分析表明，传输效率因化学梯度而降低的湍流过程是有利的，而大规模化石磁场不适合作为解决缺失角动量传输的解决方案。
2021-08-06 astro-ph.SR
Massive star formation by accretion II. Rotation: how to circumvent the angular momentum barrier?
自转在恒星形成过程中起着关键作用，从前恒星核心到前主序星（PMS）天体。理解大质量恒星的形成需要考虑PMS阶段角动量的吸积。我们研究PMS演化的对象注定要成为大质量的恒星吸积，专注于环境的物理条件和年轻恒星的旋转特性之间的联系。特别是，我们看看物理条件，允许生产的大质量恒星吸积。我们提出了PMS模型计算与新版本的日内瓦恒星演化代码自洽包括吸积和旋转根据各种吸积方案的质量和角动量。我们描述的角动量的内部分布在PMS恒星吸积在高速率，我们展示了各种物理条件如何影响他们的内部结构，演化轨迹，旋转速度在PMS和早期的主要序列。我们发现，在以前的研究中考虑的平滑角动量吸积导致角动量势垒，不允许吸积形成大质量恒星。需要一种制动机制来绕过这种角动量障碍。这个机制必须足够有效，以消除超过2/3的角动量从内部吸积盘。由于在吸积阶段，剪切不稳定性和纬向环流对角动量输运的作用很弱，吸积星的内旋轮廓基本上反映了角动量吸积的历史。因此，仔细选择角动量吸积的历史允许规避任何限制的质量和速度，和生产的任何质量和速度与结构方程兼容的恒星。
2017-03-24 astro-ph.SR
Close binary evolution. III. Impact of tides, wind magnetic braking, and internal angular momentum transport
具有太阳金属丰度的大质量恒星通过它们的风失去了大量的旋转角动量。当恒星表面存在磁场时，即使质量损失率非常小，在较低的金属丰度或较低初始质量的恒星中，仍然可以实现有效的角动量损失。在密近双星系统中，风磁制动的作用还与潮汐的影响相互作用，导致旋转的复杂演化。研究了密近双星系统中风磁制动过程与潮汐的相互作用。利用Geneva恒星演化程序，讨论了一颗10 M $_\odot$星与一颗7 M $_\odot$伴星组成的密近双星系统的演化.初始轨道周期为1.2天。10 M的$_\odot$恒星表面的磁场为1 kG。考虑了各种初始旋转。我们使用两种不同的方法为内部角动量输运。在其中之一，角动量是通过剪切流和纬向流传输的。在另一种情况下，一个强的内部磁场会使固体产生近乎完美的旋转。计算初级的演化，直到第一次传质事件发生。简要讨论了不同的磁场值和不同的轨道周期和质量比的情况。我们表明，独立的初始旋转速率的主要和内部角动量传输的效率，表面旋转的主要将收敛，在一个时间是短的主序列的寿命，朝着一个缓慢发展的速度，是不同的同步速度。（节略）。
2017-09-06 astro-ph.SR
Implications of Rapid Core Rotation in Red Giants for Internal Angular Momentum Transport in Stars
红巨星的核心自转速率已经用星震学测量过。这些数据，以及日震测量和疏散星团自旋下降的研究，提供了强有力的线索的性质和时间尺度的内部角动量输运的恒星。我们集中在两种情况下：贫金属红巨星KIC 7341231（“奥托”）和中等质量的核心氦燃烧星。对于这两个，我们研究限制的情况下，核心和信封之间的角动量耦合的假设下，刚性旋转的主要序列。我们讨论了预期的核心旋转模式作为质量和半径的函数。在奥托的情况下，强烈的主序后耦合被排除，测得的核心旋转速率是在23至33倍的范围内，从标准的自旋下降模型预期的表面值。最小耦合时间尺度（0.17至0.45 Gyr）明显长于年轻疏散星团恒星的推断。这意味着在早期的第一个上升巨星中，内部角动量传输是无效的。相比之下，核心的旋转速率的演变次级团簇星被发现是一致的，与强耦合的快速主序星旋转。外推到白矮星制度预测旋转周期在330和0.0052天之间，取决于质量和去耦时间。我们确定了两个关键的成分，解释这些功能：对流核心和低效的角动量运输的存在下，较大的平均分子量梯度的存在下。观察测试，可以解开这些影响进行了讨论。
2013-06-17 astro-ph.SR
The spins of stripped B stars support magnetic internal angular momentum transport
为了预测恒星残骸的自旋，我们需要了解恒星内部自转的演化，并确定演化恒星收缩核心的旋转在哪个阶段从膨胀的包层中分离出来。质量转移双星的施主星几乎失去了它们的整个包层，因此可以直接看到它们的核心旋转。在质量转移事件之后，它们迅速收缩并褪色，尽管它们在短暂的B星阶段时很容易观察到。银河双星系统LB-1的B型主星，最初被认为包含一个大质量的黑洞，被很好地解释为一个被剥离的恒星伴随着一个较暗的Be星。主星光谱中狭窄的吸收线意味着自转非常缓慢，这是B型主序星的典型特征。在这里，我们调查的详细的二进制演化模型，其中两个恒星包括差分旋转，内部角动量输运，和自旋轨道耦合的通用网格中的质量捐助者的演变。而质量增益通常自旋的传质过程中，我们发现，剥离供体模型的自旋敏感地依赖于所采用的内部角动量输运机制。质子流体动力学输运不能解释观测到的缓慢自转，而包含磁角动量输运的模型能够重现观测到的LB-1和类似恒星的自转，而与初始自转速率无关。在这样的模型中，演化末期出现的白矮星的自旋与质量剥离无关。我们发现LB-1中的传质是适度非保守的证据。
2022-11-25 astro-ph.SR
The transport of angular momentum for massive stars I. Formation of slowly rotating WNE stars
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Key Laboratory for Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（国际超新星中心云南省重点实验室）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天文大科学研究中心）
本研究通过改进的内部重力波和磁性Tayler不稳定性模型，揭示了大质量恒星中角动量输运机制，解释了WNE恒星的缓慢旋转现象。
2025-12-24 astro-ph.SR
Angular Momentum Transport by Internal Gravity Waves Across Age
本文通过二维数值模拟研究7太阳质量恒星中内重力波在不同年龄阶段的角动量传输，发现随核心退缩和分层变化，主序后期传输显著降低3-4个数量级，但结果与先前简化模型一致。
2025-04-04 astro-ph.SR
Angular momentum transport by magnetic fields in main sequence stars with Gamma Doradus pulsators
本研究针对主序γ Dor星，对比纯流体动力学模型与含Tayler-Spruit磁场的演化模型，结合多类观测约束验证了磁场主导的高效角动量输运可同时解释其核心与表面自转特性，为恒星内部角动量输运机制提供了主序阶段的观测佐证。
2023-07-03 astro-ph.SR
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. I. Efficiency of transport during the subgiant phase
背景：在演化恒星中观测到的类太阳振荡对它们的内部自转速率带来了重要的限制。为了正确地再现这些数据，除了纬向环流和切变不稳定性之外，还需要一种有效的输送机制。目的：研究亚巨星阶段角动量的输运效率。结果如下：对开普勒六个目标的核心和表面旋转速率进行精确的星震测量，可以精确确定这些次巨星中每一个所需的角动量传输效率。这些结果被认为是不敏感的所有不确定性相关的建模旋转效应之前的主序阶段。一个有趣的例外是年轻的次巨星（log（g）的典型值接近4），因为它们的自转性质对主序星的径向差异自转的程度很敏感。因此，这些年轻的次巨星构成了完美的目标，以限制从演化恒星的星震观测到的主序上的角动量传输。对于红巨星，我们发现，在亚巨星阶段，额外的传输过程的效率随着恒星质量的增加而增加。然而，这种未确定机制的效率随着亚巨星阶段的演化而降低，与红巨星的发现相反。因此，一个效率随径向差异旋转程度而增加的输运过程不能解释次巨星的核心自转速率，但它正确地再现了红巨星的自转速率。这表明，角动量内部传输所需的额外机制的物理性质在亚巨星和红巨星中可能是不同的。
2018-12-12 astro-ph.SR
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. V. Efficiency of the transport on the red giant branch and in the red clump
多亏了星震学，数百颗处于演化阶段的中低质量恒星的核心自转速率受到了限制。目前在恒星演化模型中测试的物理过程不能再现这些核心旋转速率的演化。我们调查的内部角动量重新分配的效率在红巨星氢壳和核心氦燃烧阶段的基础上，其核心的自转速率的小行星地震测定。我们计算恒星演化模型的旋转和模型的角动量的输运的唯一主导的扩散过程参数化的额外的粘度的行动。我们限制这个粘度的值，以匹配红巨星的平均核心旋转速率和他们的行为与质量和演化沿红巨星分支和红团。对于处于氢壳燃烧阶段的红巨星，角动量的传输在质量更大的恒星中必须更有效。发现附加粘度在质量范围M $\sim$ 1 - 2.5 M $_{\odot}$内变化大约两个数量级。当恒星沿着红巨星分支演化时，低质量恒星（M $\lesssim$ 2 M $_{\odot}$）的角动量内部传输效率必须增加，而稍高质量恒星（2.0 M $_{\odot}$ $\lesssim$ M $\lesssim$ 2.5 M $_{\odot}$）的角动量内部传输效率必须保持大致恒定。在红团恒星中，额外的粘性必须比类似质量的年轻红巨星在氢壳燃烧阶段高一个数量级。结合以前的努力，我们得到了一个清晰的画面，在恒星内部的物理过程中应如何重新分配角动量从年底的主要序列，直到核心氦燃烧阶段的低和中等质量的恒星，以满足asteroseic约束。
2022-05-06 astro-ph.SR
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. III. Using the rotation rates of intermediate-mass stars to test the Fuller-formalism
背景：恒星的内部特征，如其核心自转速率，是通过星震观测获得的。用这种方法得到的核心自转速率与恒星演化模型预测的核心自转速率相比，存在很大的差异。这意味着在目前的恒星演化理论中一定存在着一个缺失的角动量输运过程。最近提出了一种新的形式主义来填补这一缺失的过程，它以泰勒不稳定性为起点（以下称为“富勒形式主义”）。目的：研究富勒公式对初始质量为2.5Mo的恒星模型内自转的影响。研究方法：计算了中等质量恒星的恒星演化模型，包括富勒形式，以比较在核心He燃烧阶段和白矮星阶段的星震获得的核心旋转速率。结果：我们的主要研究结果表明，包括富勒形式主义的模型可以匹配的核心旋转速率的核心他燃烧阶段。然而，这些模型无法与白矮星的自转速率相匹配。当我们在核心He燃烧阶段结束时排除Fuller-formalism时，模型的白矮星自转速率与观测速率相匹配。结论：我们的结论是，在目前的形式，富勒形式主义不能是唯一的解决方案，在中等质量恒星的角动量输运的失踪过程。
2020-02-16 astro-ph.SR
Angular momentum transport efficiency in post-main sequence low-mass stars
上下文利用星震技术，最近已经有可能探测低质量（~1.1-1.5 Msun）亚巨星和红巨星的内部自转剖面。在局部角动量守恒的假设下，在主序结束时发生的核心收缩和包层膨胀将导致比观测到的大得多的内部差异旋转。这意味着角动量的重新分配一定发生在这些恒星的内部。目的。我们调查的物理性质的角动量重新分配机制在恒星内部的约束效率的后主序星旋转耦合。方法.我们使用Yale旋转恒星演化程序模拟了一颗1.25 Msun恒星的旋转演化。我们的模型考虑到发生在恒星表面的磁风制动和内部的角动量传输，其效率取决于内部差异旋转的程度。结果我们发现，包括依赖于径向旋转剪切的角动量输运效率的模型再现非常好的观察。最好的拟合的数据得到与角动量输运系数缩放的辐射内部的对流信封的旋转速率的比率作为幂律的指数~3。这种缩放与最近的方位角磁旋转不稳定性的数值模拟的预测是一致的。结论.我们表明，角动量输运过程的效率变化的恒星演化通过依赖于内部的差异旋转的水平，需要解释所观察到的低质量恒星的主序后旋转演化。
2016-03-03 astro-ph.SR
Seismic evidence for near solid-body rotation in two Kepler subgiants and implications for angular momentum transport
对亚巨星和红巨星内部自转的天文地震测量都表明，需要调用比理论预测更有效的角动量传输。对核心自转速率的限制可以从红巨星分支（RGB）的底部开始，我们仍然缺乏关于进化较少的亚巨星内部自转的信息。我们确定了两个年轻的开普勒次巨星，KIC 8524425和KIC 5955122，它们的混合模式明显地被旋转分裂。使用完整的开普勒数据集，我们提取的模式频率和旋转分裂的两颗星使用贝叶斯方法。然后，我们对这两个目标进行了详细的地震建模，并使用旋转核来反演它们的内部旋转剖面。我们发现这两颗恒星都几乎像固体一样旋转，KIC 8524425的核心-包络对比度为$Ω_{\rm g}/Ω_{\rm p}=0.68\pm0.47$，KIC 5955122的核心-包络对比度为$0.72\pm0.37$。这一结果表明，角动量的内部输运必须比这些恒星（在3亿年到6亿年之间）被迫差异旋转的时间尺度更快。通过将角动量的附加传输建模为具有恒定粘度$ν_{\rm add}$的扩散过程，我们发现需要$ν_{\rm add}>5\times10^4$ ~cm $^2$ .s $^{-1}$的值来解释KIC 8524425的内旋转，以及$ν_{\rm add}>1.5\times10^5$ ~cm $^2$ .s $^{-1}$用于KIC 5955122。这些值低于或相当于主序期间核心-包络耦合的效率，如疏散星团中恒星的表面旋转…
2020-07-06 astro-ph.SR
The internal rotation of low-mass stars from solar and stellar seismology
由于日震学和星震学，测量太阳和恒星内部自转的可能性对恒星内部的水动力学和磁流体动力学过程提供了巨大的限制。了解恒星内部角动量传输的过程至关重要，因为它们也会影响化学物质的传输，从而影响恒星的演化。在这里，我们提出了一些关键的结果，在这两个领域，以及如何详细的地震分析可以提供严格的限制，在低质量恒星内部的角动量输运的物理，并可能排除一些候选人。
2022-02-21 astro-ph.SR
A BRITE view on the massive O-type supergiant V973 Scorpii: Hints towards internal gravity waves or subsurface convection zones
在O 8 Iaf超巨星V973 Scorpii中探测到了随机触发的光球光变化，其峰谷幅度达到了$\sim$ $40$ mmag，这是使用BRITE纳米卫星进行两个月高精度时间分辨光度观测的结果。时间序列光度测定的振幅谱在低频区（$\lesssim$ $0.9$ d $^{-1}$）表现出明显的宽凸起，其中检测到几个突出的频率。观测的时间-频率分析揭示了典型的模式寿命的顺序$5-10$天。观测到的V973 Sco的亮度振幅谱的整体特征与从对流驱动的内部重力波随机激发的大质量恒星对流核心深处的二维流体动力学模拟中推断出的特征匹配良好。在未来的理论研究中，需要探索一种替代或额外的可能的激发源，即地下对流区。
2018-07-12 astro-ph.SR
Impact of internal gravity waves on the rotation profile inside pre-main sequence low-mass stars
研究了太阳金属丰度低质量前主序星的内重力波、纬向环流、剪切湍流和恒星收缩对恒星内自转剖面和表面速度演化的影响。我们计算网格的旋转恒星演化模型的质量之间的0.6和2.0 Msun考虑到这些过程的角动量的运输，只要辐射核心出现，并假设没有更多的磁盘锁定从那一刻起。IGW代沿PMS计算考虑到在大部分的恒星对流信封和对流核心（当存在）的热应力和浮力。角动量在辐射层内的重新分布解释了共转共振中热扩散率和粘性对逆时针和逆时针IGW的阻尼作用。在整个质量范围内考虑，IGW被认为是有效地产生的对流信封和减缓恒星核心早期的PMS。在质量大于~1.6Msun的恒星中，对流核产生的IGW也有助于ZAMS附近的角动量重新分布。总体而言，IGW被发现显着改变PMS低质量恒星的内部旋转配置文件。
2013-04-19 astro-ph.SR
A High Angular Resolution Survey of Massive Stars in Cygnus OB2: Results from the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors
我们目前的结果高角分辨率调查的大规模OB星在天鹅座OB 2协会，我们进行了与精细制导传感器1 R（FGS 1 R）的哈勃太空望远镜。FGS 1 r能够分辨星等差Δ V < 4的双星系统，分离度小至0.01弧秒。该样本包括天鹅座OB 2的58个较亮的成员，这是包含大量非常年轻和大质量恒星的环境的最接近的例子之一。我们解决了12个目标的二进制同伴，并确认了另一个目标的三重性质，我们提供的证据，边缘解决同伴的两个额外的恒星。我们确认了这些系统的互补自适应光学成像观测的二元性质。在我们的研究中，总体的二进制频率为22%至26%，对应的轨道周期范围为20 - 20，000年。结合已知的短周期分光双星，结果支持双星在大质量恒星中的比例大于60%的假设。其中一个新发现是超巨星MT 304 = Cyg OB 2 -12的伴星，未来对轨道运动的测量应该可以提供这颗非常明亮的恒星的质量估计。
2013-11-20 astro-ph.SR
Angular momentum transport by stochastically excited oscillations in rapidly rotating massive stars
我们估计在快速旋转的热Be星HD 51452中检测到的低频振荡传递的角动量。在这里，我们假设检测到的振荡是随机激励的对流运动中的对流核心的恒星，也就是说，我们把强迫振荡的周期性对流运动的核心流体具有观测确定的频率激发的振荡。与光度变化的观测振幅，我们确定的振荡振幅，这使得它有可能估计的净量的角动量转移的振荡使用波-平均流相互作用理论。由于我们没有任何关于每个振荡的方位波数$m$和球谐度$l$的信息，我们假设检测到的所有频率在观察者的坐标系中是逆时针或逆时针的，并且它们都与偶数模式（$l=|m|$）和奇数模式（$l=|m|+1$）的$m$的单个值相关联。我们估计了$|m|=1$和2的振荡所传递的角动量的量，这是Be星的典型$|m|$值，并发现该量足够大，足以在恒星周围形成一个递减盘。因此，角动量的输运波随机激发的核心的Be星可能是负责的Be现象。
2014-04-21 astro-ph.SR
On the use of rotational splitting asymmetries to probe the internal rotation profile of stars. Application to $β$ Cephei stars
旋转分裂模式可以提供有关恒星内部旋转轮廓的有价值的信息。多年来，这一直被用来推断太阳的内部旋转行为。目前的工作讨论了潜在的额外的信息，旋转分裂不对称性可能提供研究恒星的内部旋转配置文件时。在这里，我们提出了一些初步的结果，目前正在开发的方法，其目的是：1）了解的旋转分裂不对称性的变化的物理过程中作用于角动量分布在恒星内部，以及2）如何使用这些信息，以更好地约束内部的旋转配置文件的恒星。这两个目标的实现将使我们能够更好地利用星震学作为描述恒星内部角动量分布和演化的不同理论的试验台。
2010-04-05 astro-ph.SR
Apsidal motion in the massive binary HD 152248 -- Constraining the internal structure of the stars
大质量偏心双星的拱点运动提供了有关恒星内部结构的宝贵信息。这对于由两颗几乎相同的恒星组成的孪生双星来说尤其如此。我们利用潮汐引起的拱点运动的孪生二进制HD 152248推断构成这个系统的O7.5 III-II型恒星的内部结构的约束。我们建立恒星演化模型的代码克莱斯假设不同的处方内发生的内部混合的恒星。我们确定的模型，最好地再现观测确定的HD 152248的组件，以及他们的$k_2$，拱点运动速率的今天的属性系统。我们分析了一些约束不佳的输入参数，包括超调，湍流扩散和金属丰度的影响。我们进一步建立“单”和“二进制”GENEC模型，占恒星旋转调查的影响，二进制和旋转。我们讨论了一些影响，可能会导致我们的解释拱线运动的内部结构常数。再现观测到的$k_2$值和拱点运动速率与其他恒星参数同时需要大量的内部混合或增强的质量损失。结果表明，单星演化模型足以描述这个双星系统内部的物理。定性地说，再现观测所需的高湍流扩散可以部分归因于恒星旋转。拱线运动中的高阶项可以忽略不计。只有非常严重的旋转轴不对准才能显著影响拱点运动的速率，但在这样的双星系统中，如此高的不对准是极不可能的。我们推断的年龄估计$5.15\pm0.13$ MYR的二进制和初始质量的$32.8\pm0.6$ M $_\odot$的两颗恒星。
2020-09-18 astro-ph.SR
Angular momentum transport near convective-core boundaries of Gamma Doradus stars
本文研究γ Doradus星对流核附近的角动量输运，发现较低效的Tayler不稳定性磁场输运可同时解释对流核、辐射区及表面旋转观测，并提示主序后恒星内部还存在其他物理过程。
2024-01-10 astro-ph.SR
Effects of anisotropic winds on massive stars evolution
当恒星旋转非常快时（Omega/Omega_crit > 0.7，Omega_crit是恒星变形的开普勒角速度），极区的辐射星风会增强。这一理论预测现在被快速旋转恒星的干涉观测所证实。极风比球面风去除的角动量更少，从而使恒星保持更多的角动量。我们定量地评估了这种影响的重要性。首先，我们使用半解析的方法来估计角动量损失的变化时，旋转参数的增加。然后，我们计算完整的9个MSun恒星模型在非常高的角速度（开始ZAMS与欧米茄/欧米茄_crit = 0.8，并达到临界速度期间的主要序列）与无辐射风各向异性。当考虑风的各向异性时，相对于球形风的情况，当Omega/Omega_crit < 0.9时，角动量损失率减小不到4%。当恒星在临界速度附近旋转时，减少量最多为30%。这些值是由两个相互抵消的效应造成的：一方面，极风减少了角动量的损失，另一方面，表面变形意味着在高同纬度处损失的质量在离旋转轴更大的距离处损失，从而消除了更多的角动量。与之前忽略表面变形的研究相反，我们表明辐射风各向异性对快速旋转恒星的角动量含量的演化具有相对温和的影响。
2010-12-01 astro-ph.SR
Constraining the efficiency of angular momentum transport with asteroseismology of red giants: the effect of stellar mass
背景：由于对星震的观测，现在可以获得红巨星内部旋转的限制。与旋转恒星模型的初步比较表明，一个未确定的额外的过程，除了纯粹的流体动力学过程的角动量的内部传输是必需的。目的：我们研究红巨星的星震测量如何帮助我们描述额外的传输机制。研究方法：我们首先确定的低质量红巨星KIC 7341231通过计算旋转模型，包括一个额外的粘度对应于这个过程中的缺失的传输机制的效率。然后，我们讨论了这种角动量的传输效率的质量，金属丰度和演化阶段的变化。结果如下：在低质量红巨星KIC 7341231的情况下，我们发现对应于附加机制的粘度被限制在1 x 10^3 - 1.3 x 10^4 cm ^2/s的范围内。这种约束的效率未知的额外的运输机制在主序后独立于任何具体的假设，在主序前和主序（特别是，制动的表面磁化风和效率的内部运输的角动量之前的主序阶段）的旋转效应的建模。当我们假设在恒星的整个演化过程中，附加的输运机制都在起作用，同时太阳校准的磁化风对表面的制动也在起作用时，nu_add的范围就缩小到1 ~ 4 x 10^3 cm ^2/s。除了对恒星的演化阶段敏感之外，我们还表明，角动量内部传输的未知过程的效率随着恒星质量的增加而增加。
2016-12-13 astro-ph.SR
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum II. Test of a revised prescription for transport by the Tayler instability
内容：天文地震测量揭示了亚巨星和红巨星需要一种未知的有效角动量（AM）传输机制。最近提出了一种修正的磁泰勒不稳定性的AM运输处方，作为这种缺失机制的可能候选人。结果如下：修订后的泰勒不稳定性的运输处方导致低核心的旋转率后，在更好的全球协议与asteroseismic测量比那些预测模型与纯粹的流体动力学过程或与原来的泰勒-Spruit发电机的主要序列。与星震数据的详细比较表明，六颗次巨星中最多有两颗的旋转特性可以通过考虑这一修正后的磁输运过程的模型正确地再现。该结果的获得与本处方中校准参数采用的值无关。我们还发现，这种运输的泰勒不稳定性面临的困难，同时再现可用于亚巨星和红巨星的星震测量。正确再现六颗次巨星中两颗的旋转特性所需的校准参数值较低，导致红巨星阶段的核心旋转速率过高。然而，这个参数的较高值需要重现红巨星的核心旋转速率，导致红巨星阶段之前的径向差异旋转程度非常低，这与亚巨星的内部旋转相矛盾。结论：在其目前的形式，泰勒不稳定性的运输修订处方不提供一个完整的解决方案，失踪AM运输揭示了演化恒星的星震学。
2020-01-30 astro-ph.SR
Rotating models of young solar-type stars : Exploring braking laws and angular momentum transport processes
利用包含物理成分的一维旋转演化模型，研究了太阳型恒星从主序前到太阳年龄的预测旋转演化。采用Maeder和Zahn的方法，利用STAREVOL程序计算了包含外部恒星风矩和内部角动量输运的太阳型恒星旋转演化模型。我们探讨了不同的形式主义和处方可从文献中。我们测试了预测的模型对最近的旋转周期数据，从广泛的测光调查，锂丰度的太阳质量的恒星在年轻的集群，和日震旋转配置文件的太阳。我们找到了一个最佳匹配的组合处方的内部运输和表面提取角动量。这种组合提供了一个非常好的适合所观察到的太阳型恒星从早期演化到太阳年龄的旋转周期的演变。此外，我们表明，快速旋转经历更强的耦合之间的辐射区域和对流信封。然而，不管这套方法如何，我们都无法同时重现太阳表面的角速度和内部轮廓，也无法重现锂丰度的演化。我们确认的想法，额外的运输机制必须发生在太阳型恒星，直到他们达到太阳的年龄。这些过程是否与在更高级的演化阶段解释最近的星震数据所需的过程相同，仍然是一个悬而未决的问题。
2016-01-08 astro-ph.SR
Generation of internal gravity waves by penetrative convection
在过去的十年中，地震观测的丰富收获提供了恒星内部角动量重新分布的证据，而这是目前的演化代码所无法重现的。在这种情况下，内部重力波的传输可以发挥作用，并可以解释理论和观测之间的差异。波传递角动量的效率取决于波的驱动机制。虽然已经研究了整个对流区的湍流激发，但我们知道，进入稳定分层辐射区的穿透对流也可以产生内部重力波。因此，我们的目标是开发一个半分析模式，以估计IGW的生成下的对流层的穿透羽流。我们推导出波的振幅考虑的压力施加在辐射和对流区之间的界面上的源项的动量方程的羽流的集合。我们考虑从对流梯度到辐射梯度的热转变对波传播到辐射区的影响。在辐射区顶部的羽流引起的波能量通量计算的太阳模型，并进行比较的连续性引起的。我们发现，对于太阳能的情况下，穿透对流产生波比湍流更有效，羽流引起的波可以修改在较短的时间尺度上的内部旋转速率。我们还表明，一个平稳的热过渡显着提高波传输的情况下，一个陡峭的过渡。我们的结论是，驱动穿透对流必须考虑到尽可能多的湍流引起的波的内部角动量的运输。
2015-12-22 astro-ph.SR
The Decrease of Specific Angular Momentum and the Hot Toroid Formation: The Massive Clump G10.6-0.4
这是我们对大质量恒星形成区G10.6- 0.4进行的一系列高分辨率（1”）研究的第一篇论文。本文报道了热核型示踪剂（O $^{13}$ CS，OCS，SO $_{2}$）的发射谱线观测，分辨率为$\sim$ 0 $"$ .5。通过与高分辨率NH $_{3}$吸收线观测结果的比较，我们首次证实了在中心$<$ 0.1 pc区域的旋转扁平热环，其旋转轴垂直于其几何长轴。此外，我们提出的观察NH $_{3}$，$^{13}$ CS，CH $_{3}$ CN与$\sim$ 1 $"$分辨率，并遵循从0.3 pc半径的分子吸积流的动力学内0.03 pc半径。以热环的旋转轴为参考，我们测量了该区域内分子发射的旋转速度。结果是一致的包络线的比角动量从外部到内部区域的快速减少。这些新的结果提高了目前的理解的超紧（UC）H \textsc{ii}区域的嵌入O型集群创建的分子吸积流。
2010-10-11 astro-ph.SR
Southern Massive Stars at High Angular Resolution: Observational Campaign and Companion Detection
多重性是大质量O型星最基本的可观测性质之一，并为区分大质量恒星形成理论提供了一种有希望的方法。然而，由于内在的观测限制，在1到100 mas之间分离的同伴大多仍然未知。[...]南方大质量恒星高角分辨率巡天（SMASH+）旨在通过提供银河系大质量恒星的第一次系统干涉测量来填补这一空白。我们用VLTI/PIONIER观测了117颗O型星，用NACO/SAM观测了162颗O型星，分别探测了1-45和30- 250 mas的分离范围和Δ H < 4和Δ H < 5的亮度对比。利用NACO的视野优势，我们进一步统一搜索8“半径内的视觉同伴，直到Delta H = 8。本文介绍了观测结果和数据分析，报道了近200个新的伴星的发现，它们的分离范围从1 mas到8“，并给出了探测目录，包括十几个已知的长周期光谱双星的首次分辨测量。除了没有发现伴星的已知逃逸星外，我们的主要样本中有96个天体（DEC < 0 deg; H<7.5）都是用PIONIER和NACO/SAM观测到的。这些恒星中至少有一颗伴星在200 mas内的比例为0.53。考虑到已知但未解决的光谱或食伴星，分离<8“的多重性分数增加到f_m = 0.91 +/- 0.03。光度V类星在30 mas时有一个束缚伴星的比例达到100%，而它们在8“以内的平均物理连接伴星数为f_c = 2.2 +/-0.3。这表明，大质量恒星几乎只在多个系…
2014-09-22 astro-ph.SR
The Multiplicity of Massive Stars: A High Angular Resolution Survey with the HST Fine Guidance Sensor
本文介绍了利用哈勃空间望远镜精制导敏感器在大质量恒星中搜寻角分辨双星系统的全天巡天观测结果。224颗恒星的样本主要由银河系的O型和B型恒星和亮蓝变星组成，加上大麦云星云中的一些亮星。FGS TRANS模式观测对角距在0。”01和1。“0并且比$\triangle m = 5$亮。FGS观测分辨了52个双星系统和6个三星系统，并在另外7个目标中探测到部分分辨的双星系统（其中43个是新探测到的）。对于FGS调查，这些数字产生29%的伴随检测频率。我们还收集了文献结果的数量密切的光谱双星和更广泛的天体测量双星之间的样本，我们提出了估计的频率的多个系统和伴侣频率的恒星的子集居住在集群和协会，场星，和失控的明星。这些结果证实了高的多重性分数，特别是在星团和星协中的大质量恒星之间。我们发现，周期分布是近似平坦的对数P的增量。我们确定了一些系统的长期轨道测定的潜在利益，我们注意到的重要性，这些同伴的解释的径向速度和光变曲线的密切的二进制有第三同伴。
2014-09-30 astro-ph.SR
Angular momentum transport in stellar interiors constrained by rotational splittings of mixed modes in red giants
背景：最近的星震观测已经确定了红巨星中l=1混合模的旋转频率分裂。目的：我们调查如何这些观察到的分裂可以约束在恒星内部传输角动量的物理过程的建模。研究方法：我们首先比较模型，包括一个全面的治疗shellular旋转，与红巨星KIC 8366239观察到的旋转分裂。然后，我们研究如何这些asteroseic约束可以给我们的信息的效率的一个额外的机制的内部运输的角动量。这是通过计算KIC 8366239的旋转模型来完成的，该旋转模型包括与该物理过程相对应的恒定粘度，此外还包括对shellular旋转的处理。结果如下：我们发现，红巨星的模型，包括shellular旋转只预测陡峭的旋转配置文件，这是不兼容的红巨星KIC 8366239的旋转分裂的测量。经向环流和剪切混合单独被发现产生一个不足的内部耦合，使一个额外的机制，为内部传输的角动量是需要在主序后演化。我们发现，由于观察到的偶极子森林中翼模分裂与中心模分裂的比率，对应于这种机制的粘性nu_add被强烈地限制为nu_add= 3 × 10^4 cm ^2 s^-1。这样的粘度值可能表明，在主层序和后主层序演化期间，同样的未知物理过程在起作用。
2012-07-04 astro-ph.SR
The internal rotation profile of the B-type star KIC10526294 from frequency inversion of its dipole gravity modes and statistical model comparison
恒星内部的角动量分布是决定其演化的关键。幸运的是，恒星的内部旋转可以通过研究旋转分裂的非径向振荡模式来探测。特别是，由于开普勒太空任务，最近在大质量年轻恒星中检测非径向重力模式（g模式）已经变得可行。我们的目标是通过星震学推导出开普勒B8V恒星KIC 10526294的内旋轮廓。我们解释所观察到的旋转分裂的偶极子g模式使用四种不同的方法的基础上最好的地震模型的明星和他们的旋转内核。我们表明，这些内核可以解决差分旋转的辐射包络，如果一个光滑的旋转配置文件是假设和观测误差很小。基于开普勒观测数据，我们发现核包边界附近的自转速率被很好地限制在$163\pm89$ nHz。地震数据与刚性旋转一致，但包络线内具有反向旋转的剖面比恒定旋转具有统计优势。我们的研究应该重复的其他大质量恒星的各种恒星参数，以推断出的物理条件，确定内部旋转的年轻大质量恒星的轮廓，目的是改善其模型的输入物理。
2015-10-03 astro-ph.SR
Connecting the formation of stars and planets. II: coupling the angular momentum of stars with the angular momentum of planets
46颗恒星的样本，系外行星的宿主，被用来寻找它们的形成过程和围绕它们旋转的行星的形成之间的联系。将我们的样本分为两个，拥有高质量系外行星（HME）和低质量系外行星（LME）的恒星，我们发现前者比后者质量更大，旋转速度更快。我们还发现HME比LME具有更高的轨道角动量，并且通过迁移失去了更多的角动量。这些结果与恒星质量越大、自转速度越高的观点一致，其原行星盘和自转的质量就越大，从行星中提取角动量的效率就越高。
2021-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in Massive Stars II: Frequency Analysis Across Stellar Mass
本研究通过二维非线性流体模拟，分析了3至13太阳质量主序恒星中内部重力波的产生与传播，发现表面扰动随质量增大而增大，频率斜率无明显趋势，且模拟与观测在高于8微赫兹区间吻合，表明亮度变化源于核心产生的内部重力波。
2023-05-10 astro-ph.SR
Formation of a rapidly rotating classical Be-star in a massive close binary system
本文研究密近双星中吸积恒星在赫氏间隙经历首次物质交换时的自旋加速，发现当进入物质的角动量超过开普勒值一半时，吸积体获得的角动量与到达率无关，并可在物质交换结束后立即呈现Be星特征。
2023-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Spatial Distribution of $^{13}$CO Structures within $^{12}$CO Molecular Clouds
我们观察了2851个含有$^{13}$ CO结构的$^{12}$ CO分子云，揭示了它们内部$^{13}$ CO结构之间的投影角分离和径向速度分离的分布。使用最小生成树算法确定投影角分离。发现角距$\sim$ 50 $\%$落在$\sim$ 3 - 7弧分的窄范围内，中值为$\sim$ 5弧分，相应的径向速度距主要在$\sim$ 0.3 km s $^{-1}$到2.5 km s $^{-1}$之间。$^{12}$ CO云内部$^{13}$ CO结构的角间距的平均值和标准差似乎是普遍的，独立于$^{12}$ CO云的角面积和其内部$^{13}$ CO结构的计数。我们还揭示了$^{12}$ CO云的角面积和它的窝藏$^{13}$ CO结构计数之间的标度关系。这些结果表明，在这些$^{12}$ CO云中，考虑到距离效应，$^{13}$ CO结构之间存在一个优选的角分离。在此基础上，我们提出了分子云的生成与毁灭的另一种图景：分子云内部结构存在着基本的分离，分子云的生成与毁灭都是在这个基本单元下进行的。
2023-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular momentum transport in massive stars and natal neutron star rotation rates
大质量恒星的内部旋转动力学知之甚少。如果角动量（AM）的核心和包层之间的传输是无效的，大的核心AM核心坍缩时将产生快速旋转的中子星（NS）。然而，对低质量恒星的观测表明，一种有效的AM传输机制正在发挥作用，这可能会大大降低NS的自旋速率。在这里，我们研究的斜压不稳定性和磁泰勒不稳定性的差异旋转辐射区的影响。虽然斜压不稳定可能发生，泰勒不稳定可能是更有效的AM传输。我们将Fuller等人2019年规定的泰勒扭矩应用到大质量恒星的模型中，发现它们在演化的主序和氦燃烧阶段之间收缩时消除了绝大多数核心的AM。如果核心AM是保守的核心崩溃期间，我们预测出生NS旋转周期的$P_{\rm NS} \approx 50-200 \, {\rm ms}$，这表明这些扭矩有助于解释相对较慢的旋转速率的大多数年轻的NS，和罕见的快速旋转发动机驱动的超新星。在核心坍缩、不对称爆炸和各种双星演化情景之前通过波的随机自旋可能会增加许多NS的初始旋转速率。
2019-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. VI. Testing a parametric formulation for the azimuthal magneto-rotational instability
本文测试了Spada等人提出的与方位角磁旋转不稳定性相关的角动量传输参数化公式，发现其能同时重现红巨星分支和核心氦燃烧低/中质量恒星的核心自转速率，表明受辐射区较差自转调节的过程可解释后主序恒星的核心自转。
2023-02-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Massive Quiescent Cores in Orion: VI. The Internal Structures and a Candidate of Transiting Core in NGC 2024 Filament
我们提出了一个多波长的观测研究的NGC 2024灯丝使用红外到亚毫米连续和NH $_3$ $(1,1)$和$(2,2)$反转转换中心的FIR-3，其中最大的核心。FIR-3在Spitzer/IRAC波段没有明显的红外点源。但NH $_3$动力学温度图显示核心中心的$T_{\rm k}=25$ K峰值显著高于周围水平（$T_{\rm k}=15-19$ K）。这样的内部加热签名没有红外线源表明一个正在进行的核心崩溃可能在过渡阶段，从第一流体静力核心（FHSC）的原恒星。灯丝中的八个致密核心的尘埃温度在17.5到22 K之间。它们比中央加热星IRS-2b周围的热脊（$T_{\rm d}=55$ K）要冷得多。与尘埃加热模型的比较表明，灯丝与IRS-2b的距离应为$3-5$ pc。这个数值比热脊的空间范围大得多，表明暗条沿着视线与热区在空间上分离。
2016-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear internal waves breaking in stellar radiation zones. Parametrisation for the transport of angular momentum: bridging geophysical to stellar fluid dynamics
本研究针对恒星辐射区非线性内波破碎导致的角动量输运问题，将地球物理的解析饱和模型适配到恒星内部，推导了同时考虑辐射衰减和非线性破碎的角动量输运半解析参数化方案，提升了恒星模型的真实度。
2024-11-21 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Photometric detection of internal gravity waves in upper main-sequence stars. IV. Comparable stochastic low-frequency variability in SMC, LMC, and Galactic massive stars
本文利用TESS光变曲线和高斯过程回归，比较了银河系、LMC和SMC大质量恒星的随机低频变率，发现其性质在不同金属丰度下一致，并支持从年轻星的核激发内部重力波向演化星的次表层对流主导机制转变。
2024-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The young massive star cluster Westerlund 2 observed with MUSE. III. A cluster in motion -- the complex internal dynamics
分析附近年轻大质量星团的动力学状态对于理解团簇形成和演化的早期阶段至关重要。在这项工作中，我们使用积分场单元MUSE的数据分析了年轻大质量星团Westerlund 2（Wd 2）的恒星和气体运动学，并用盖亚DR 2的自行对其进行补充。$15.9\,{\rm km}\,{\rm s}^{-1}$的平均气体径向速度与Wd 2是云-云碰撞的结果的假设一致。气体运动显示了HII区域的膨胀，由星团中心许多OB星的辐射驱动。星团成员星的速度分布图显示，随着恒星质量的减小，速度色散增加，低质量恒星显示出五个不同的速度群。基于它们与星团的两个团块的空间相关性，我们得出结论，这是形成Wd 2的初始云坍缩的印记。对Wd 2的动力学状态进行彻底的分析，确定了$M_{\rm dyn,Wd2} = (7.5 \pm 1.9)\cdot10^4 - (4.4 \pm 1.1)\cdot10^5\,{\rm M}_\odot$的动力学质量范围，并超过光度质量至少两倍，得出的结论是Wd 2的质量不足以保持引力束缚。此外，我们还确定了22个失控的候选人之间的30和$546\,{\rm km}\,{\rm s}^{-1}$的特殊速度。
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Internal Gravity Waves Modulate the Apparent Misalignment of Exoplanets around Hot Stars
我们认为，观测到的太阳系外行星和它们的热宿主恒星之间的错位可以用宿主恒星内的角动量传输来解释。观测结果表明，这种不对准优先发生在具有对流核心和扩展辐射包层的热恒星周围。这种情况下是服从于大量的角动量传输的内部重力波（IGW）产生的对流-辐射界面。在这里，我们提出了这个过程的数值模拟，并表明IGW可以调制的表面旋转的恒星。通过这些二维模拟，我们表明IGW可以解释在HAT-P-6和HAT-P-7等系统中观察到的逆行轨道，然而，扩展到高密度物体将等待未来的三维模拟。我们注意到，这些结果也意味着，个别大质量恒星应显示其v sini测量的时间变化。
2012-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photometric detection of internal gravity waves in upper main-sequence stars. III. Comparison of amplitude spectrum fitting and Gaussian process regression using celerite2
使用空间测光对大质量恒星的研究表明，它们通常表现出随机低频（SLF）变化。这被解释为是由内部重力波（IGW）在恒星内部的对流和辐射区域的界面处激发引起的，例如对流核心或次表面对流区。我们的目的是比较的TESS任务所观察到的大质量主序星的SLF变化的性质确定不同的统计方法，并确认之间的相关性的形态SLF变化和恒星的位置在HR图。从TESS观测到的30颗大质量恒星的样本中，我们比较了SLF变率的所得参数，特别是特征频率，从拟合光变曲线的振幅谱中获得，并使用celerite2高斯过程（GP）回归软件和阻尼SHO内核拟合光变曲线的协方差结构中推断出来。我们发现从振幅谱拟合和拟合的光变曲线的协方差结构，使用GP回归celerite2仅为少数所考虑的样品中获得的特征频率的差异。然而，以前报告的质量、年龄和SLF变异特性之间的趋势仍然不受影响。GP回归是一个有用的和新颖的方法，有效地在大质量恒星的SLF变化相比，以前的技术在文献中使用。我们的结论是恒星的SLF的变化，特别是特征频率，和它的位置在HR图之间的相关性是强大的主序星大质量恒星。在大质量恒星中，SLF光变的随机性也存在一个分布，这表明在大质量恒星中，SLF光变的相干性也是质量和年龄的函数。
2022-11-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Nonlinear Mixing driven by Internal Gravity Waves
流体动力波通过恒星内部传播，传递能量和角动量。它们也可以平流流体元素产生混合，但这种效果还没有从第一原理量化。本文导出了在热分层和成分分层流体中由于内部重力波引起的首阶非线性波混频。我们发现，这规模的四次方波的速度，它是抑制成分分层，它取决于热扩散和成分扩散。
2022-09-17 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Low-frequency variability in massive stars: Core generation or surface phenomenon?
Bowman等人（2019）报告了用K2和TESS观测到的164颗O型和B型恒星的低频光度变化。他们将这些运动解释为内部重力波，这种重力波可能是由这些恒星核心的对流随机激发的。探测大质量恒星内部的重力波将有助于区分具有对流或辐射核心的大质量恒星，确定核心的大小，并将为大质量恒星的结构和演化提供重要的约束。在这项工作中，我们研究的观测签名的内部重力波产生的核心对流。我们计算了\textit{wave transfer function}，它将辐射区底部的内部重力波振幅与表面光度变化联系起来。该传递函数对于频率$\lesssim 1 \, {\rm d}^{-1}$变化许多数量级，并且由于驻模而在$1 \, {\rm d}^{-1}$附近具有规则间隔的峰值。这与观察到的光谱不一致，观察到的光谱具有平滑的“红噪声”轮廓，没有预测的规则间隔的峰。只有当波主要保持线性时，波传递函数才有意义。接下来我们证明了这一点：低频行波不会破裂，除非它们的光度超过恒星的辐射光度;并且，在高频观察到的光度波动是如此之小，以至于驻模对于非线性不稳定性是稳定的。这些简单的计算表明，在大质量恒星中观测到的低频光度变化不是由于这些恒星核心产生的内部重力波。最后，我们讨论了（次）表面对流，它在低质量恒星中产生低频变化，与Bowman等人（2019）在高质量恒星中观察到的非常相似。
2019-11-12 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.flu-dyn
The coupling between internal waves and shear-induced turbulence in stellar radiation zones: the critical layer
由于重力重力波在角动量输运中的重要作用，它被认为是解释太阳、太阳型主序星和演化恒星角速度分布的候选者之一。我们带来的关注临界层，一个在恒星物理学中很少探索的过程，定义为给定波的局部相对频率与流体旋转频率趋于零的位置（即对应于共旋转共振）。IGW通过稳定分层的辐射区域传播，在那里它们通过两个过程提取或沉积角动量：辐射和粘性阻尼以及临界层。我们的目标是获得后者的影响的全貌。首先，我们揭示了IGWs在绝热和非绝热情况下的临界层附近的传播方程的数学解决方案。然后，使用一个动力学恒星演化程序，它处理角动量的长期输运，使我们能够将这些结果应用到类太阳恒星的情况。分析揭示了两种情况，取决于临界层的Richardson数的值：一个稳定的，IGW衰减，因为他们通过一个临界水平，以及不稳定的湍流情况，其中它们可以被具有大于1的系数的临界水平反射/透射。这种过度反射/透射可能对我们对恒星内部角动量输运的看法产生强烈的影响。本文强调存在两个制度定义IGW和临界层之间的相互作用。一个应用程序暴露的第一个政权的效果，表现出加强波的阻尼。此外，这项工作开辟了新的途径有关IGW和恒星内部剪切不稳定性之间的耦合。
2013-03-07 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.flu-dyn
Tides and angular momentum redistribution inside low-mass stars hosting planets: a first dynamical model
我们介绍了一个通用的数学框架来模拟内部运输的角动量在一个恒星托管一个接近的行星/恒星伴侣。通过假设潮汐和旋转的扭曲是小的，并且由恒星风和潮汐扭矩引起的角动量的沉积/提取仅通过依赖于径向坐标的有效涡粘性来重新分配，我们可以用完全解析的方式来制定模型。它使我们能够同时计算伴星轨道的演化以及恒星的自旋和径向微分自转。一个说明性的应用程序的情况下，一个F-型主序星托管热木星。我们的模型，以测试更复杂的数值动力学模型和研究的内部旋转配置文件的系外行星主机，提交潮汐和恒星风的综合影响，通过asteroseismology的一般相关性进行了讨论。
2016-06-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
