Dynamics of the envelope of a rapidly rotating star or giant planet in gravitational contraction
我们希望了解控制引力收缩和旋转的恒星或巨行星的流体流动的过程。我们考虑一个球壳包含一个不可压缩的流体是缓慢吸收的核心，以模仿引力收缩。我们还考虑了稳定分层的影响，这也可能改变中等质量主序前恒星的动力学。这个简单的模型揭示了Stewartson层附着在核心和物体表面的流体所满足的边界条件的重要性。对于中等质量的前主序星，在其包层稳定分层的情况下，在出生线之后不久，由收缩驱动的上旋流将取代原本会发生的斜压流，该模型还表明，对于收缩包层，一个振幅不断增大的自相似流控制着动力学。这表明，出生线上的初始条件很可能被遗忘。最后，模型表明，近（Stewartson）层，位于切线圆柱的核心可能是一个关键的动力学特征，是在1D模型中缺失的。这层可以解释核心和信封旋转耦合，这是需要解释的巨星和亚巨星的核心缓慢旋转。
2014-09-22 astro-ph.SR
Giant coronal loops dominate the quiescent X-ray emission in rapidly rotating M stars
观测表明，快速旋转恒星的磁场非常强，无论是在小尺度还是大尺度上。由此产生的日冕的性质是什么？在这里，我们试图阐明这个问题。我们使用一个滞弹性发电机模拟的结果，一个快速旋转的完全对流的M-星驱动的恒星日冕的物理模型。我们发现，由于在高纬度地区的几千高斯大尺度磁场，日冕和它的X射线发射是由恒星大小的大的热环，而较小的，下面的冷环是不太明显的X射线。基于这一结果，我们提出，在快速旋转的恒星，从这样的日冕结构的发射占主导地位的静态，冷却器，但饱和的X射线发射。
2016-11-07 astro-ph.SR
Rotating white dwarf models with finite-temperature envelope
本文提出了一种新的数值方法来计算具有热分层的差速旋转白矮星的结构。我们的模型具有由离子和完全简并电子组成的核心，具有由离子、光子、部分简并电子和正电子组成的等熵包络。这些模型旨在模拟白矮星双星合并的早期残留物，其中一些可能导致Ia型超新星。热包封增加质量的效果通过包封的平均分子量取决于其化学组成。对于均匀旋转的模型，即使存在热包层，我们也只能看到质量的小幅增加。微分旋转改变了它急剧和超的Bracrasekhar质量模型，其质量加倍的Bracrasekhar质量的退化恒星的一些参数的选择。我们还计算准平衡演化序列的残余物固定在信封中的总角动量或熵。这些序列的存在取决于各种因素，如残余质量，微分旋转的配置文件，熵和信封的化学成分。
2019-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsations of rapidly rotating evolved stars
提出了一种新的计算快速旋转恒星振动模式的二维非微扰程序。二维计算充分考虑了恒星的离心畸变，而非微扰方法则充分考虑了科里奥利加速度的影响。这个二维非微扰代码是用来研究脉动光谱的高度扭曲的演化模型的恒星。二维恒星模型是通过一种自洽的方法获得的，该方法对球平均恒星模型进行了后验扭曲。我们还能够计算重力声学模式的第一次在快速旋转的恒星。我们提出了这种模型中的脉动模式的动力学，并显示其频谱的振荡。
2013-01-11 astro-ph.SR
Mode identification in rapidly rotating stars from BRITE data
除了最近在Gamma Dor星方面取得的进展外，由于缺乏简单、易于识别的频率模式，识别快速旋转恒星中的模式是一个巨大的挑战。因此，有必要寻找观测方法来识别模式。两种流行的技术是基于线轮廓变化（LPV）的光谱模式识别和基于多个光度带之间的振幅比和相位差的光度模式识别。在这方面，BRITE星座特别令人感兴趣，因为它提供天基多色测光。本文介绍了在快速旋转恒星中获得脉动模式振幅比和相位差理论预测的最新进展。这些发展是基于完整的二维非绝热脉动计算，使用模型从ESTER代码，唯一的代码，以自洽的方式处理的热平衡的快速旋转的恒星。这些预测，然后专门应用到BRITE光度带，探索识别模式的基础上BRITE观测的前景。
2018-03-20 astro-ph.SR
2D non-perturbative modeling of oscillations in rapidly rotating stars
我们提出并讨论了最近发展的二维非微扰方法计算快速旋转恒星的绝热振荡模式的精确结果。二维计算充分考虑了恒星的离心畸变，而非微扰方法则充分考虑了科里奥利加速度的影响。这些特性使我们能够计算快速旋转体的振荡模式-从$δ$ Scuti星的高阶p-模式，到$β$ Cephei或Be星的低阶p-和g-模式。
2013-01-11 astro-ph.SR
Modelling observable properties of rapidly rotating stars
要完全理解Be星现象，人们必须对盘下的恒星有一定程度的了解，这颗恒星经常被发现快速旋转。快速旋转使建模复杂化，因为像恒星光度和有效温度这样的基本性质需要知道观察恒星的倾角。此外，我们对快速旋转恒星结构的了解，其基础不如对非旋转恒星的了解那么可靠。在过去的十年里，一些快速旋转恒星的倾角和表面性质的不确定性已经通过干涉测量观测大大降低，这些恒星可以用来测试旋转恒星模型，即使这些恒星本身可能不是Be星。织女星作为MK标准，在历史上是一颗非常重要的恒星，因为它被用于校准目的。然而，一些研究表明，织女星是一颗以非常低的倾角观察的快速旋转的恒星，这就提出了我们对它的性质有多了解的问题。适当的建模一直是具有挑战性的，仍然有争论的空间织女星的实际属性，而不是其观察到的属性。我们以前已经表明，在一定的条件下，恒星的表面性质和推导的表面性质的规模从一个模型到另一个具有相同的表面形状。我们使用这种缩放算法与现实的2D模型来计算高分辨率的光谱能量分布和干涉测量，以确定最适合Vega的旋转模型。将提供计算数据和观察数据之间的详细比较。
2014-11-06 astro-ph.SR
Magnetic bipoles in rotating turbulence with coronal envelope
太阳黑子和恒星黑子的形成尚未完全了解，因此是太阳和恒星物理学中的主要开放问题之一。磁通量浓度可以由负有效磁压不稳定性（NEMPI）产生。这种不稳定性被旋转强烈抑制。然而，以前发现外日冕包络的存在会加强通量集中，使其更加突出。它还允许形成双极区（BR）。我们想知道是否存在一个外部的日冕信封也改变了激发条件和旋转依赖NEMPI。我们使用直接数值模拟和平均场模拟。我们采用了一个简单的两层湍流模型，分别模拟恒星表面下方和上方的对流湍流层和日冕层之间的跳跃。计算域是笛卡尔的，位于旋转球体的某个纬度。我们通过改变科里奥利数、纬度和盒子分辨率来研究旋转对NEMPI的影响。旋转对BR的形成过程有很大的影响。即使是相当慢的旋转也会抑制它们的形成。然而，增加所施加的磁场强度也使结构更强，并在一定程度上减弱了旋转抑制。日冕层本身的存在并不能显著减轻旋转抑制的影响。
2018-08-27 astro-ph.SR
Asteroseismology of the dip structure in period-spacings of rapidly rotating gamma Doradus stars caused by the coupling between core and envelope oscillations
$\it Kepler$空间飞行任务最近进行的星震观测揭示了快速旋转的$γ$剑鱼座恒星周期间隔与周期图中的倾角精细结构。在前人研究中通过数值计算成功地再现了磁倾角结构的基础上，本文提出了辐射包层中的重力惯性波与对流核中的纯惯性波相互作用形成磁倾角的物理机制。我们解析地描述了波的解决方案，在辐射包络和对流核心，并将它们匹配在界面上构建一个本征模。通过分析发现，地层倾角结构主要受一个与界面处的Brunt-Väisälä频率成反相关的参数控制，该参数越大，倾角的深度越浅，倾角的宽度越大，倾角的形状可以用洛仑兹函数来近似，倾角的大小可以用洛仑兹函数来表示。下沉中心位置的周期等于或略小于对流核中所涉及的纯惯性模态的周期。根据主序星的演化模型，我们还了解到该参数与对流核边界处的化学成分梯度呈负相关。因此，倾角结构将提供有关对流核心和辐射包络之间边界周围的扩散、对流过冲和旋转混合等物理过程的信息。
2022-06-26 astro-ph.SR
Infalling-Rotating Motion and Associated Chemical Change in the Envelope of IRAS 16293-2422 Source A Studied with ALMA
我们用ALMA分析了在低质量0类原恒星源IRAS 16293-2422 Source A上观测到的OCS、CH_3OH、HCOOCH_3和H_2CS的旋转谱线发射，分辨率为0”.6 × 0”.5。在50 AU尺度上发现了显著的化学差异。发现OCS线很好地跟踪了该源的下降旋转包络。另一方面，CH 3OH和HCOOCH 3的分布被发现集中在下降旋转包层的内部。用一个简单的撞击旋转包层的弹道模型，假设包层/盘结构的倾斜角为60度（侧倾配置为90度），根据外大陆架数据估算的离心屏障半径（离心半径的一半）和原恒星质量分别为40 ~ 60天文单位和0.5 ~ 1.0兆太阳。虽然原恒星的质量与倾角有关，但离心障壁的半径却与倾角无关。这是第一次表明在热科里诺源中的下降旋转包层的离心障碍。CH 3OH和HCOOCH 3可能是由于离心屏障周围的弱吸积冲击和/或由于原恒星加热而从冰幔中释放出来的。H2 CS的排放似乎来自除了信封组件的离心屏障内的磁盘组件。离心屏障不仅在旋转支撑盘的形成中起着中心作用，而且在从包层到原行星盘的化学演化中也起着中心作用。
2016-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stochastic excitation of gravity waves in rapidly rotating massive stars
近年来，由于空间星震学的发展，人们在恒星中发现并表征了随机重力波，它可能在恒星角动量演化中起重要作用。在这种情况下，对CoRoT热Be星HD 51452的观测研究表明，在快速旋转的恒星中，旋转对引力惯性波的随机激发有潜在的强烈影响。在这项工作中，我们提出了我们的结果的科里奥利加速度对随机波激发湍流对流的行动。我们研究了这种机制的效率作为波的Rossby数的函数的变化，我们表明，激发呈现出两种不同的制度，超惯性和亚惯性频率。快速旋转的早型恒星和角动量在其内部的运输的后果进行了讨论。
2014-08-18 astro-ph.SR
Two New Rapidly-Rotating ON Stars Found With LAMOST
ON星是O星的一个罕见的亚型，起源不明。我们报告了两个新的，快速旋转的ON星在大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST获得的数据中发现。LS I +61 28是一颗ON 8.5 Vn矮星，其赤道自转速度为$v_{\textrm e}\sin{i} \simeq 298$ km $\;$ s $^{-1}$，而HDE 236672是一颗ON 9 IVn亚巨星，其赤道自转速度为$v_{\textrm e}\sin{i} \simeq 253$ km $\;$ s $^{-1}$。非超巨星ON星的光度等级似乎受到轴倾角$i$的影响：快速旋转的巨星接近赤道，而具有较低$v_{\textrm e}\sin{i}$值的ON矮星更接近极。结合Gaia DR 2的自行和径向速度测量，我们研究了非超巨星ON星的运动学，并推断动力学，快速旋转，和表面氮特性可能都是二元相互作用的结果。
2019-11-16 astro-ph.SR
Simulating the outer layers of rapidly rotating stars
本文介绍了一组辐射流体动力学（RHD）模拟的结果在一个快速旋转的恒星近表面区域的对流。模拟使用与恒星模型一致的微观物理学，并包括现实对流和辐射转移的影响。我们发现，旋转的整体效果是减少湍流的强度。旋转和辐射冷却的组合创建了一个纬向速度分布，其中表面附近的流体包裹的运动是独立的旋转。它们的运动是由辐射冷却产生的强烈的上下流动控制的。另一方面，深层中的流体包裹体受旋转控制。
2020-05-25 astro-ph.SR
Modeling of differential rotation in rapidly rotating solar-type stars
我们调查的差异旋转在快速旋转的太阳型恒星的轴对称平均场模型，以前适用于太阳。这为计算纬向熵梯度提供了合理的物理基础。我们的结论是：（1）当恒星自转快于恒星自转时，微分自转接近于泰勒-普劳德曼态。(2)当恒星角速度较大时，对流区下面的亚绝热层产生的熵梯度相对较小。(3)湍流粘性和湍流角动量输运决定了角速度的空间差异$ΔΩ$。(4)我们的平均场模型的结果可以解释恒星差旋观测。
2011-07-13 astro-ph.SR
Gravity modes in rapidly rotating polytropic stars
利用二维振荡程序（TOP），我们研究了快速自转对多变星引力模的影响。计算中考虑了科里奥利力、离心畸变和可压缩效应。由于我们完整的计算，我们已经首先研究了微扰方法的有效域，并开始探索这些模式的属性。我们在这个分析中关注l=1。
2009-12-09 astro-ph.SR
Anomalously fast core and envelope rotation in red giants
本研究基于Kepler对约1517颗红巨星的观测推断核心与包层自转，发现自转比率的系统变化及核心或包层异常快速自转现象，并提出双星相互作用作为可能解释。
2025-06-06 astro-ph.SR
A Numerical Method for Generating Rapidly Rotating Bipolytropic Structures in Equilibrium
我们证明了快速旋转的双多变（复合多变）星和环形磁盘可以使用八公的自洽场技术。这种结构中的核和包层可以具有不同的多变指数以及不同的平均分子量。该模型收敛于高$T/|W|$的情况下，其中T是动能和W是系统的引力能。我们的数值解与已知的分析以及以前计算的数值结果之间的协议是优秀的。我们发现，均匀旋转降低了最大的核心质量分数或Sch $\ddot{\rm{o}}$ nberg-Ekrasekhar限制的bipolytropic序列。我们还讨论了这种方法在具有对流包层的低质量恒星磁制动中的应用。
2017-08-31 astro-ph.SR
On the Nature of Rapidly Rotating Single Evolved Stars
我们提出了一个快速旋转的性质的分析，显然是单巨星的旋转和径向速度测量的CORAVEL光谱仪进行的基础上。从分析的样本，组成2010光谱，显然是单一的，演化的恒星光度类IV，III，II和Ib与光谱类型G和K，我们分类30恒星，提出了不寻常的，中度到快速旋转。这项工作的报告，第一次，这些异常的转子之间的亚巨星，亮巨星和Ib超巨星的存在。到目前为止，这类恒星只在光度等级III的巨星中有报道。大多数这些异常的旋转体都呈现出红外线过量，原则上，这可能与这些恒星周围的尘埃有关。
2015-03-11 astro-ph.SR
Rapidly Rotating, X-ray Bright Stars in the Kepler Field
我们提出了开普勒光变曲线和光谱的20个X射线明亮的恒星位于开普勒视野。光谱类型为FK的恒星显示出快速自转的证据，包括色球活动最高时超过太阳100倍或更多，以及光变曲线中的耀斑行为。我们的18个天体似乎是（次）巨星，可能属于FK Com变星，即快速旋转的单星，没有排泄盘和高水平的色球活动。这样的恒星非常罕见，很可能是W UMa双星合并的结果，这个过程被认为是产生FK Com类变星及其后代的过程。FK Com阶段，包括排泄盘的存在，是短暂的，但会导致由单个快速旋转的演化（子）巨星组成的更长寿命的阶段，具有高水平的恒星活动。
2016-08-28 astro-ph.SR
An astrophysical interpretation of the remarkable g-mode frequency groups of the rapidly rotating $γ$ Dor star, KIC 5608334
$γ$-Dor变量KIC 5608334的傅立叶频谱在$\sim$ 3、$\sim$ 6、$\sim$ 9和11- 12 ′ d $^{-1}$处显示出显著的频率群.我们解释的四个频率组作为在快速旋转的恒星的交叉扇区g模式。在快速旋转的恒星中，中高径向阶扇形g模式的频率与$|m|$成比例（即，$ν\propto |m|$）在同向旋转坐标系以及惯性坐标系中。如果我们假设旋转频率为$2.2$ 1，d $^{-1}$，并且每个频率组分别由$|m| = 1, 2, 3,$和4的双扇区g模式组成，则该特性与KIC 5608334的频率组以及每个频率组内存在的周期与周期间隔关系一致。此外，这些模式自然满足$ν_i\approxν_j+ν_k$与$m_i=m_j+m_k$的近共振条件。在许多情况下，我们甚至可以找到精确的谐振频率条件（在精确的测量不确定性范围内），这些条件对应于组合频率。
2018-03-23 astro-ph.SR
Jet-shaped filamentary ejecta in common envelope evolution
本文通过三维流体动力学模拟研究旋转红超巨星包层内中子星喷流与共同包层演化，证明Rayleigh-Taylor不稳定性形成纤维状抛射物，并揭示旋转增强螺旋结构。
2025-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The shape of a rapidly rotating polytrope with index unity
我们表明，在该文件中获得的解决方案“一个精确的解决方案，任意旋转的气体多面体与指数统一”由孔，张，舒伯特代表唯一的近似解的自由边界欧拉-泊松方程系统描述均匀旋转，自引力多面体与指数统一。我们讨论的质量，这样的解决方案作为近似的刚性旋转平衡多方配置。
2017-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
A versatile numerical method for obtaining structures of rapidly rotating baroclinic stars: self-consistent and systematic solutions with shellular-type rotation
本文发展了一种基于自洽场格式的快速旋转恒星结构的数值计算方法。迭代地获得解。用这种方法自洽地计算了快速旋转的正、斜压平衡态。通过改变恒星内部的等熵面，研究了两类旋转斜压星。系统地计算了这些方程的解序列，并得到了临界转动模型，超过该模型就不存在转动平衡态。所有这些旋转的斜压星都必须满足Bjerknes-Rosseland规则。在假设恒星为理想气体星的条件下，成功地得到了等熵面为扁圆形且表面温度在两极比赤道高的壳状自转斜压星的自洽解.这是第一个自洽的和系统的解决方案，快速旋转的斜压星壳型旋转。由于它们的快速自转满足稳定性准则，这些旋转的斜压星将是动力学稳定的。这种新的数值方法和快速旋转斜压恒星的解将有助于研究快速旋转的恒星演化。
2015-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Subarcsecond Analysis of Infalling-Rotating Envelope around the Class I Protostar IRAS 04365+2535
用ALMA获得了TMC-1A中I类原恒星IRAS 04365 $+$ 2535的CS和SO转动线发射的亚弧秒图像。在CS和SO发射中清楚地检测到原恒星周围的紧凑组件。CS的致密分量的速度结构揭示了保持角动量的下降旋转运动。这是很好地解释了一个弹道模型的下降旋转信封的半径的离心屏障（一半的离心半径）的50 AU，虽然下降的气体分布是不对称的原恒星周围。简单模型中SO的分布主要集中在离心屏障半径附近。因此，一个急剧变化的化学成分的气体落在原恒星被发现发生在一个50 AU的规模可能是由于吸积冲击，表明落物质被输送到磁盘之前显着处理。
2016-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapidly evolving faint transients from stripped-envelope electron-capture supernovae
我们调查的预期率和热光变曲线的剥离信封电子捕获超新星（ECSNe）使用恒星模型从二进制人口和光谱合成（BPASS）的代码。我们发现，0.8%（Z = 0.020）和1.2%（Z = 0.004）的核心塌陷超新星是剥离信封ECSNe。它们的典型喷出物质量估计约为0.3 Msun（Z = 0.020）和0.6 Msun（Z = 0.004）。假设ECSN爆炸特性为1.5e ~（50）erg，56 Ni质量为2.5e ~（-3）Msun，我们发现条带包层ECSN的典型上升时间约为7天（Z = 0.020）或13天（Z = 0.004），峰值亮度约为1 e41 erg/s（-13.8 mag，Z = 0.020）或7 e40 erg/s（-13.4 mag，Z = 0.004）。它们的典型喷出物速度约为7000 km/s（Z = 0.020）或5000 km/s（Z = 0.004）。因此，带状包络ECSNe观察到快速发展的微弱瞬变与相对较小的速度。SN 2008 ha类超新星，是SN 2002 cx类超新星中最暗的一种（也称为SN 2008 ha）。Iax型）超新星，可能与剥离包层的ECSNe有关。
2016-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mechanism of r-mode stability in young rapidly rotating pulsars
我们证明，在年轻的快速旋转的类星体的r-模式的稳定性可能会得到解释，如果考虑到强介质修改的核子-核子相互作用，因为在致密的核子物质的软化的π自由度。不需要有效的直接Urca过程。在我们的模型中，观测到的旋转最快的年轻脉冲星PSR J 0537 -6910的质量应该是$\geq 1.8M_{\odot}$。
2014-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Connections between Non-Rotating, Slowly Rotating, and Rapidly Rotating Turbulent Convection Transport Scalings
浮力驱动的对流很可能是宇宙中湍流运动的主要驱动力，因此被物理学家，工程师，天文学家和天体物理学家广泛研究。也许并不奇怪，这些不同的社区以不同的方式讨论总的对流行为，通常没有显着的串扰存在于他们之间。在这里，我们试图在这些社区之间建立联系。我们这样做是通过进行一组基本规模的估计，热量和流体动量输送应如何表现在非旋转，缓慢旋转和快速旋转浮力驱动的对流环境。我们发现，缓慢和快速旋转缩放可以通过一个参数，所谓的对流Rossby数$\RoC$，无耗散参数测量浮力驱动相对于旋转的重要性相互关联。此外，我们映射之间的非通量为基础的和通量为基础的，浮力驱动的缩放使用不同的群体。在这样做的过程中，这些缩放显示出不同社区的方法之间存在清晰的联系，并且一些看似不同的缩放实际上是彼此同义的。
2020-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
The variation of the tidal quality factor of convective envelopes of rotating low-mass stars along their evolution
目前已经发现了超过1500颗系外行星，围绕着各种各样的恒星（从M型到A型）。对流包层中的潮汐耗散是塑造短周期系统轨道结构的一个关键因素，这一点仍然未知。使用一个简化的两层假设和网格的恒星模型，我们计算解析的等效修改后的潮汐品质因数，这是成比例的频率平均耗散的倒数，由于湍流对流对潮汐波施加的粘性摩擦。它导致了它们的动能转化为热能以及轨道和自旋的潮汐演化。在它们的主序前期间，所有低质量恒星的对流包层的角速度固定时，其等效修正潮汐品质因数都有一个减小。接下来，它在主序星上演化到一个渐近值，该值对于$0.6M_{\odot}$ K型恒星是最小的，并且随着恒星质量的增加而增加几个数量级。最后，低质量恒星的自转演化加强了前主序星的潮汐耗散。
2015-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Regular Oscillation Sub-spectrum of Rapidly Rotating Stars
我们提出了一个渐近理论，描述了在快速旋转的恒星压力模式的定期频率间隔。我们使用的渐近方法的基础上的压力波方程的近似解构造从一个稳定的周期解的射线限制。近似解在稳定射线周围具有高斯包络，并且其量化产生频谱。我们构造了快速旋转恒星中一类压力模式的正则频率间距和模式空间分布的半解析公式。这些公式的结果与多变恒星模型中振荡的数值结果符合得很好。规则的频率间距取决于明确的内部性质的恒星，和他们的计算不同的旋转速率提供了新的见解模式频率的演变与旋转。
2012-05-30 astro-ph.SR nlin.CD
Interior Matter Estimates of Rapidly Rotating Compact Stars
通过比较不同理论模型下的真实自转频率与观测数据，尝试以自己的方式探索毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658和可能的亚毫秒脉冲星XTEJ 1739 -285等快速自转致密星的内部成分，从而对致密星的物质组成产生更严格的约束。根据他们的处理方法，SAXJ1808.4 -3658是一颗具有奇异物质的恒星，而XTEJ 1739 -285是一颗混合恒星。
2010-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Steady Wind-Blown Cavities within Infalling Rotating Envelopes: Application to the Broad Velocity Component in Young Protostars
在整个宇宙中，从形成的低质量恒星到超大质量黑洞，在广泛的吸积物体周围都观察到了风驱动的外流。我们研究了中央各向同性风和下落，旋转，信封之间的相互作用，确定在弱混合的假设下，在他们的界面处形成的稳态空腔形状。所得到的风吹空腔的形状是细长的和自相似的，其物理尺寸由风冲压压力和包封热压力之间的比率确定。我们计算的增长之间的冲击风和偏转包络线的温暖的湍流混合层，并计算由此产生的宽线剖面，假设的线性（Couette型）的速度分布在整个层。然后，我们测试我们的模型对温暖的广泛的速度分量在CO $J$ =16- 15中观察到的赫歇尔/HIFI在原恒星蛇主SMM 1。考虑到SMM 1周围尘埃包层的温度和密度的独立观测约束，我们发现它的所有观测特性都非常匹配（线轮廓，动量，温度）和SMM 1流出腔宽度，以获得物理上合理的参数集：风与下落质量通量之比$\simeq 4\%$，风速$v_{\rm w} \simeq 30$ km/s，CO和H的星际丰度$_2$，以及与实验室实验一致的湍流夹带效率。由此推断出的喷射率与盘吸积率之比$\simeq 6-20\%$与当前的盘风理论相一致。因此，该模型提供了一个新的框架，以协调适度的外流腔的宽度在原恒星与大的观测流速。由于自相似，它也适用于更广泛的天体物理背景。
2020-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does the Babcock-Leighton dynamo operate in rapidly rotating solar-type stars? Exploration using a 3D dynamo model at different rotation rates
研究通过三维发电机模型探讨贝克-利特顿发电机在快速自转恒星中的运作，发现即使在高纬度出现斑点的情况下，发电机仍能产生周期性磁场。
2025-12-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Asymptotic analysis of high-frequency acoustic modes in rapidly rotating stars
快速旋转脉动星的星震学研究由于我们对旋转对振荡性质的影响知之甚少而受到阻碍。在这里，我们提出了在快速旋转的恒星高频声学模式的渐近分析。我们研究了均匀旋转多方星中声线的哈密顿动力学，并表明相空间结构具有混合特征，混沌轨道区域与稳定结构（如岛链或不变环面）共存。为了解释声模式属性方面的射线动力学，我们然后使用量子物理学的背景下开发的工具和概念。因此，高频声谱是与动态独立的相空间区域相关联的频率子集的叠加。与稳定结构相关的子谱是规则的，可以通过EBK量化方法建模，而与混沌区域相关的子谱是不规则的，但具有通用的统计特性。这种渐近分析的结果成功地面对数值计算的高频声学模式的属性。快速旋转的恒星的星震学的影响进行了讨论。
2009-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR nlin.CD
Surface tide on a rapidly rotating body
本文通过求解带摩擦项的拉普拉斯潮汐方程，研究了快速旋转物体上的表面潮汐。当地球的动力时标与自转时标之比的平方$ε=Ω^2 R/g$很小时，得到了渐近结果。当它不是那么小的时候，例如一个快速旋转的恒星或行星，我们进行数值计算。发现当自转足够快（$ε$达到$0.1$）时，会出现大量的潮汐共振。为了产生相同的潮汐水平，更快的旋转对应于更低的潮汐频率。摩擦抑制潮汐共振，但不能完全抑制它们在快速旋转。流体层的厚度可以改变潮汐共振，但这种变化随着旋转速度的增加而减弱。这一结果有助于理解快速旋转恒星或行星大气中的潮汐现象以及中子星海洋中的潮汐现象。
2019-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
I-Q relation for rapidly rotating neutron stars
考虑任意快速旋转的中子星转动惯量与四极矩之间的普遍关系。最近的研究表明，这种关系打破了快速旋转。我们发现，它仍然是普遍的各种建议的状态方程中的某些无量纲参数的常数值表征的大小的旋转。这些参数之一包括中子星半径，导致一个新的普遍关系，通过质量，频率和自旋参数表示半径。这可以成为半径测量的强大工具。
2014-06-27 astro-ph.SR gr-qc
Instability windows and evolution of rapidly rotating neutron stars
我们考虑了低质量X射线双星中快速旋转的中子星在r模激发下的不稳定性（类似于地球上由科里奥利力控制的Rossby波）。我们认为，有限的温度效应在超流核心的中子星导致共振耦合和增强阻尼（因此稳定性）的振荡模式在一定的恒星温度。使用一个简单的唯象模型，我们表明，高自旋频率的中子星可能会花费大量的时间在这些“共振”温度。这一发现使我们能够解释LMXB中令人困惑的热快速旋转中子星观测，并预测一类新的热，非吸积，快速旋转中子星，其中一些可能已经被观察到，并暂时确定为静止LMXB（qLMXB）候选者。我们还对中子星的自旋频率施加了一个新的理论极限，解释了吸积毫秒X射线双星统计分析得出的截止自旋频率~730 Hz。除了解释观测结果外，我们的模型还提供了一种新的工具来限制超致密物质的性质，将测量的共振温度与理论预测的共振温度进行比较。
2014-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interferometric Observations of Rapidly Rotating Stars
光学干涉测量为我们提供了一个独特的机会，以提高我们对恒星结构和演化的理解。通过直接观察旋转扭曲光球在亚毫弧秒尺度，我们现在能够描述恒星半径，温度结构，甚至能量传输的纬度依赖性。这些详细的新的恒星视图正在导致一系列广泛的相关主题的修正思维，如光谱学，恒星演化和系外行星探测。随着新的先进技术和仪器的成熟，天文学中的这一主题将在深度和影响力上大大扩展。
2012-04-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Asteroseismology of rapidly rotating neutron stars - an alternative approach
本文研究了快速旋转中子星f模的引力波星震学关系。采用了一种与以往研究不同的方法--首先，用转动惯量代替恒星半径，其次，振荡频率和阻尼时间的归一化是不同的。结果表明，在非旋转的情况下，这可能会导致一个更强的状态方程的独立性和我们的目标是推广的静态关系的快速旋转的情况下和值的球形模式数$l\ge2$。我们采用现实的状态方程，涵盖了非常大的范围内的刚度，以更好地检查的关系的普遍性。最后，我们探讨了反问题，即由观测到的引力频率和阻尼时间反演出中子星的参数。事实证明，通过这组新的关系，我们可以使用三个频率以非常好的精度解决逆问题，这在以前的研究中是不可能的，其中还需要阻尼时间。星震学的关系也是特别好的大规模快速旋转的模型，受到长期不稳定性。
2015-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Probing Velocity Structures of Protostellar Envelopes: Infalling and Rotating Envelopes within Turbulent Dense Cores
我们用ALMA 12-m列阵、ACA 7-m列阵、IRAM-30 m和APEX望远镜观测了IRAS 15398、$-$ 3359、L1527 IRS和TMC-1A三颗低质量原恒星的C $^{18}$ O $J=2$-1辐射。总的来说，C $^{18}$ O辐射在$\sim$ 100-1000 au的半径处显示出清晰的速度梯度，这可能源于包层的旋转，而在$\sim$ 1000- 10，000 au的尺度上，速度梯度不太清晰，速度结构受到更多的扰动。IRAS 15398、$-$ 3359和L1527 IRS分别显示峰值速度径向剖面中半径为$\sim$ 1200和$\sim$ 1700 au处的断裂。峰值速度与破裂半径内的$r^{-1.38}$或$r^{-1.7}$成比例，这可以被解释为指示在较大空间尺度上具有一定程度的气体运动污染的包络的旋转运动。在破裂半径外，峰值速度遵循$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.68}$或$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46}$，这与致密岩心的$J/M$ - $R$关系相似。TMC-1A的峰值速度径向分布与包层的旋转运动以及$J/M$ - $R$关系不一致。通过研究两个源中速度偏差（$δv$）和空间尺度（$τ$）的相关性，研究了$v_\mathrm{peak} \propto r^{0.46\operat…
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The traditional approximation of rotation for rapidly rotating stars and planets. I. The impact of strong deformation
传统旋转近似法（TAR）是对旋转稳定分层流体的流体动力学方程的一种处理方法，其中忽略了沿熵方向的科里奥利加速度和化学分层的作用，因为它与浮力相比很弱。重力惯性波（GIWs）动力学方程中的因变量，然后成为可分离的径向和水平的部分，在非旋转的情况下。TAR建立在恒星是球形（即忽略其离心变形）和匀速旋转的假设之上。我们研究的可行性进行概括的TAR占的离心加速度的情况下，强烈变形的均匀和快速旋转的恒星（和行星），并确定这种近似的有效域。我们建立了一个完整的解析形式主义，允许研究动态的GIWs在球坐标系中，考虑到扁平的快速旋转的恒星，假设层次的频率内采用的TAR在球形的情况下，并通过推导出一个广义拉普拉斯潮汐方程的水平本征函数的GIWs和他们的渐近波周期，它可以用来探测旋转变形恒星的结构和动力学与星震学。使用2D ESTER恒星模型，我们确定的有效域的广义TAR作为一个函数的旋转率的恒星归一化其临界角速度和伪半径。这种概括使我们能够研究快速旋转变形恒星中GIWs离心效应的签名。我们发现，在快速旋转的早型星的离心加速度对GIWs的影响，在理论上是可检测的现代空间测光使用开普勒的观测。
2021-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
