Differential Rotation in Convective Envelopes: Constraints from Eclipsing Binaries
随着时间的推移，潮汐使双星系统中恒星的自转周期与轨道周期同步。然而，如果恒星表现出差速自转，那么只有一部分可以以轨道周期自转，所以表面的自转周期可能与轨道周期不匹配。因此，自转周期和轨道周期之间的差异可以用来推断自转差异的程度。我们使用一个简单的参数化的差分旋转的恒星对流信封在圆形轨道上预测的表面旋转周期和轨道周期之间的差异。比较这个参数化观测到的食双星系统，我们发现，在表面对流区的恒星在短周期的双星有很小的径向差异旋转，与$|r\partial_r \ln Ω| < 0.02$。这甚至适用于更长的轨道周期，虽然很难说哪些系统在长周期内是同步的，并且较大的差分旋转与异步旋转退化。
2019-11-11 astro-ph.SR
Extracting surface rotation periods of solar-like Kepler targets
我们用不同的方法提取了具有类太阳振荡的开普勒目标的表面自转周期，并对它们的结果进行了比较。
2014-11-05 astro-ph.SR
Kepler light curves and stellar rotational periods
开普勒太空望远镜以前所未有的光度精度监测超过156，000颗恒星。我们感兴趣的恒星旋转周期，我们发现使用Lomb-Scargle周期图。这项工作的重点是2010年6月15日公布的306颗系外行星候选宿主星。我们目前的统计数据，其中有多少显示定期光度变化，提供初步的时期和估计的恒星活动。今后的工作将集中在斑点演化和差异旋转方面。
2010-12-10 astro-ph.SR
Where have all the solar-like stars gone? Rotation period detectability at various inclinations and metallicities
开普勒太空望远镜收集的大量光度数据促进了对数万个恒星旋转周期的探测。然而，在不同的光谱类型中，这些周期并没有在相同的程度上被发现。有趣的是，具有近太阳自转周期的早期G型恒星在已知自转周期的恒星中的代表性非常不足。在这项研究中，我们调查是否可以解释的困难，从光度时间序列的周期确定这样的恒星数量少。为此，我们生成模型光变曲线的早期G型恒星与太阳自转周期不同的倾角，金属丰度和（星等相关）的噪声水平。我们发现，可检测性是由表面上的主要类型的活动（即斑点或光斑统治），它定义了光变曲线的不规则程度，并进一步取决于光度噪声的水平。这两个效应使周期探测变得非常复杂，并解释了为什么缺乏具有已知近太阳自转周期的类太阳恒星。我们的结论是，大多数类太阳恒星的旋转周期与近太阳的旋转周期仍然没有检测到的日期。最后，我们提倡使用新的技术来恢复更多周期的近太阳转子。
2021-01-27 astro-ph.SR
Measuring stellar rotation periods with Kepler
我们测量的旋转周期为12151恒星在开普勒领域，基于恒星活动引起的光度变化。我们的分析在开普勒数据的八个季度中至少有六个季度返回稳定的旋转周期。这个大样本的恒星使我们能够研究的旋转周期作为一个功能的光谱类型。我们发现很好的协议与以前的研究和vsini测量F，G和K星。结合自转周期、B-V色和陀螺年代学关系，我们发现我们样本中的冷星主要年轻于~1Gyr。
2015-03-31 astro-ph.SR
ROOSTER: a machine-learning analysis tool for Kepler stellar rotation periods
为了理解恒星演化，有效地确定恒星表面自转周期是至关重要的。在处理大样本恒星光度数据集时，需要一个有效的工具来自动确定可靠的旋转周期。这项工作的目标是开发这样一个工具。利用随机森林学习能力自动提取开普勒光变曲线的旋转周期。旋转周期和互补参数从三种不同的方法：小波分析，光变曲线的自相关函数，和复合光谱。我们训练三个不同的分类器：一个用于检测光变曲线中是否存在旋转调制，一个用于标记可以使我们的旋转周期确定偏置的接近二进制或经典分类器候选，最后一个分类器用于提供最终的旋转周期。我们在Santos等人（2019）的开普勒K和M矮参考旋转目录中的23，431颗恒星上测试了我们的机器学习管道，其中60%的恒星已经过目视检查。对于21，707颗恒星的样本，所有输入参数都提供给算法，其中94.2%被正确分类（旋转或不旋转）。在参考星表中具有旋转周期的恒星中，机器学习为95.3%的恒星提供了在参考值的10%以内的周期。此外，在目视检查了25.2%的恒星后，旋转周期的正确率提高到99.5%。在两个主要的分析步骤，旋转分类和周期选择，管道产生了一个全球性的协议与参考值的92.1%和96.9%之前和之后的目视检查。随机森林分类器是确定大样本恒星自转周期的有效工具。[删节]
2021-01-25 astro-ph.SR
Constraining differential rotation of Sun-like stars from asteroseismic and starspot rotation periods
在以前的工作中，我们确定了开普勒观测到的六颗类似太阳的恒星，它们具有非常清晰的旋转星震特征。在这里，我们展示了其中五颗恒星表现出适合测量旋转的表面变化。为了进一步限制差异旋转，我们比较了从光变曲线的变化，从星震学的旋转周期。这两种旋转测量方法被认为是一致的不确定性，这表明径向差异旋转是弱的，是太阳的情况。此外，我们发现从asteroseismology和从三个不同的gyrochronology关系的年龄之间的显着差异，这意味着恒星年龄估计是有问题的，即使是类太阳恒星。
2015-08-21 astro-ph.SR
Rotation and differential rotation of active Kepler stars
我们目前的旋转周期为数千活跃的恒星在开普勒领域来自Q3的数据。在大多数情况下，第二个周期接近的旋转周期被检测到，我们解释为表面差异旋转（DR）。利用变率幅值的范围从整个样本中选出活动星。为了检测光变曲线中的不同周期，我们在预白化方法中使用Lomb-Scargle周期图来获得全局正弦拟合的参数。从拟合的最占主导地位的时期被归因于不同的表面旋转周期，但现场的演变也可以发挥作用。由于恒星数量众多，周期误差是以统计的方式估计的。因此，我们不能排除在我们的周期中存在假阳性。在40.661颗活跃恒星的样本中，我们发现了24.124个旋转周期$P_1$，在0.5-45天之间。0.5 < B-V < 1.0的恒星的分布和角动量演化得出的年龄小于3亿年的恒星的分布与恒定的恒星形成率是一致的。在18.619颗恒星（77.2%）中发现了在自转周期$P_1$的$\pm30$ %范围内的第二周期$P_2$。将这两个周期归因于DR，我们发现相对剪切$α=ΔΩ/Ω$随旋转周期增加而增加，随有效温度略有减小。在$ΔΩ$ K.高于6000 K时，$ΔΩ$表现出大得多的散射。我们发现$ΔΩ$对自转周期的依赖性很弱。首次在18000多颗恒星中测量的垂直差旋提供了恒星表面剪切的全面图像，与平均场论的主要预测一致。我们的观测结果在多大程度上容易出现假阳性和选择偏差还没有得到充分的探讨，需要使用更多的开普勒数据来解决。
2013-08-14 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
Periodicities in the coronal rotation and sunspot numbers
本研究试图通过分析1947 - 2009年期间2.8 GHz频率的太阳射电辐射数据的时间序列来研究日冕旋转的长期变化。这里使用每日调整的无线电通量（称为彭蒂克顿通量）数据。自相关分析表明，自转周期在19.0 ~ 29.5恒星日之间变化，平均为24.3恒星日。日冕自转周期的这种变化显示了变化中两个分量的证据：（1）22年分量，可能与太阳磁场反转周期或黑尔周期有关;（3）一个分量，本质上是不规则的，但在其他分量中占主导地位。年平均太阳黑子数与日冕自转周期之间的互相关分析也显示了它与22年海尔周期相关的证据。发现22年的分量几乎与太阳黑子数变化中相应的周期性同相。
2011-03-15 astro-ph.SR
Mg II h+k Flux - Rotational Period Correlation for G-type stars
我们提出了一个分析的中紫外Mg II H和K发射线和测量的旋转周期的G型恒星之间的相关性。基于36颗恒星的IUE和HST高分辨率光谱，我们推导出一个指数函数，最好地代表相关性。我们发现Mg Ⅱ H + K通量的变化比Ca Ⅱ H+K通量的变化大2.5倍，表明UV特征对自转周期的下降更为敏感。紫外线预测的旋转周期与来自经验的质子钙II H+K通量校准的比较是一致的，在大的周期，发射强度较低的一些分散。我们提出了新推导的旋转周期的15 G型恒星。
2013-10-16 astro-ph.SR
Measuring the rotation period distribution of field M-dwarfs with Kepler
我们分析了开普勒太空任务10个月的公开数据，以测量质量在0.3和0.55 M_sun之间的主序星的旋转周期。为了推导出旋转周期，我们引入了自相关函数，并表明它对相位和振幅调制以及剩余仪器系统学是鲁棒的。在检查的2483颗恒星中，我们在1570颗（63.2%）中检测到旋转周期，这代表了场M矮星旋转周期确定数量的一个因素增加了约30。周期范围为0.37-69.7天，振幅范围为1.0-140.8 mmags。自转周期的分布是明显的双峰型，峰值在~ 19天和~ 33天，暗示了两个不同的恒星形成波，这一假设得到了以下事实的支持：自转较慢的恒星往往有较大的自行。旋转周期分布的两个峰值在周期-温度空间中形成两个不同的序列，随着温度的升高，周期减小，让人想起Vaughan-Preston间隙。我们的样本的周期质量分布显示没有证据的过渡在完全对流边界。另一方面，周期-质量关系的上包络的斜率在0.55 M_sun附近改变符号，低于该符号，周期随着质量的减小而增大。
2013-03-27 astro-ph.SR
The Color-Period Diagram and Stellar Rotational Evolution - New Rotation Period Measurements in the Open Cluster M34
我们目前的结果，从5个月的光度调查的恒星自转周期相结合的4年径向速度调查的成员和双星在2.2亿年的疏散星团M34。我们报告了120颗恒星的表面自转周期，其中83颗是晚型星团成员。与以前的工作进行比较，以说明高节奏长基线光度观测和成员信息的重要性。新的M34周期对慢旋转的偏差较小，并为非成员进行了清理。星团成员的自转周期跨度超过一个数量级，从0.5天到11.5天，在颜色周期图中描绘了两个不同的自转序列-快速（C）和中等到缓慢（I）。这些序列代表了晚型星系团成员旋转演化的两种不同状态。我们使用M34和年轻星团和老星团的色周期图来估计从C序列到I序列转变的时间尺度，发现G、早中期K和晚期K矮星的时间尺度分别为~<1.5亿年、~ 1.5亿~ 3亿年和~ 3亿~ 6亿年。在C和I之间的间隙中有少量的星星表明快速过渡。我们估计，在这个转变过程中，早期和晚期K矮星的最大自旋下降速率（dP/dt）的下限分别为~0.06天和~0.08天/百万年。我们比较了M 34和毕宿星团中G和K矮星的I序列自转周期，发现K矮星的自转速率比Skumanich速率慢。我们确定了M34的陀螺年代学年龄为2.4亿年。我们测量的影响集群年龄的不确定性上的陀螺测年年龄的M34，并发现由此产生的误差是一致的误差估计的技术。我们用M34 I序列重新确定了陀螺年代学中的旋光颜色依赖关系表达式中的系数。
2011-03-29 astro-ph.SR
HD 60431, the CP2 star with the shortest rotational period -- Physical parameters and period analysis
CP 2星的光度、光谱和磁场随自转周期有周期性的变化。它们通常是慢转的，自转周期超过半天，除了晚B型星HD 60431，它的自转周期非常短，只有0.4755天。由于缓慢的自转被认为是建立化学特性的必要标准，这一特性使HD 60431成为一个特殊的天体，可能为CP 2恒星的形成和演化提供有价值的见解和限制。我们的研究旨在分析HD 60431的光变，推导大气丰度，并确定详细的物理参数，以确认其作为已知旋转周期最短的CP 2恒星的地位，特别强调旋转周期的演变。光度指数和高分辨率光谱，推导出我们的目标恒星的物理参数，演化状态和大气丰度。利用地面和空间设施提供的成套光度数据进行了光变研究。圆偏振光谱被用来检查恒星中纵向磁场的存在。HD 60431的年龄只有1000万年，它靠近零年龄的主序，是船帆座OB 2复合体中疏散星团NGC 2547的成员。我们确认它的地位作为一个经典的晚B型CP 2星表现出强烈的过剩的镁（1.8德克斯），硅（1.9德克斯），钙（1.6德克斯），钛（2.2德克斯），和铁（1.8德克斯）。在现有的光谱数据中没有发现强磁场存在的确凿证据。可用的光度时间序列数据证实了短的旋转周期，并表明旋转周期P' = 7.5（6）ms/yr略有长期增加。HD 60431是已知自转周期最短的CP 2恒星。
2022-09-25 astro-ph.SR
Evaluating Gyrochronology on the Zero-Age-Main-Sequence: Rotation Periods in the Southern Open Cluster Blanco 1 from the KELT-South Survey
我们报告的33个成员的布兰科1测量KELT南光变曲线，第一次报告的旋转周期为这个基准零年龄的主要序列疏散星团。这些恒星的分布范围从晚A或早F矮星到中K矮星，周期从不到一天到大约8天不等。自转周期分布的形态类似于同时代的昴星团，这表明恒星自转分布的普遍性。采用两种不同的陀螺年代学方法，我们发现一个年龄为146+13-14百万年的集群。使用相同的技术，我们推断出从现有文献旋转周期测量的昴星团的年龄为134+9-10百万年。这些旋转派生年龄同意独立确定的集群年龄的基础上的锂耗尽边界技术。此外，我们评估不同的gyrochronology模型，并量化模型和布兰科1/昴星团旋转周期分布之间的协议水平，包括将集群的旋转分布在年龄高达1.1 Gyr。我们发现Skumanich的自旋速率足以描述比太阳热的恒星的旋转演化;然而，我们发现较冷的恒星旋转速度比Skumanich定律预测的要快，这表明恒星角动量损失率的效率依赖于质量。最后，我们比较了布兰科1和昴星团旋转周期分布可用的非线性角动量演化模型。我们发现，他们需要一个显着的质量依赖于太阳型恒星的初始旋转速率，以重现在一个给定的恒星质量的旋转周期的观测范围，而且无法预测观察到的恒星的过密度沿上包络的集群的旋转分布。
2013-12-13 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
Detectability of Solar Rotation Period Across Various Wavelengths
本研究利用SATIRE-S模型和自相关技术，发现紫外波段比可见光/近红外波段更能可靠探测太阳自转周期，短于400纳米时探测概率从20%升至80%，凸显紫外测光的重要性。
2025-02-24 astro-ph.SR
Gravity-mode period spacings and near-core rotation rates of 611 $γ$ Doradus stars with \textit{Kepler}
我们报告了为期4年的\textit{Kepler}任务中对$γ$ \，剑鱼座恒星的观测。这些恒星主要以g模式和r模式脉动，在振幅谱中显示出周期间隔模式。周期间隔模式对化学成分梯度和近核旋转敏感，因此它们对于理解恒星内部是必不可少的。我们确定了611个$γ$ \，Dor星的周期间隔模式。几乎所有的恒星都以偶极g模脉动，而约30%的恒星还显示出清晰的四极g模模式，16%的恒星呈现出r模模式。我们测量周期，周期间距，以及周期间距的梯度。这三个观测量指导模式识别，并可用于估计近核旋转速率。我们发现许多恒星比理论上更热，并且显示出更长的周期间隔模式。利用传统的旋转近似（TAR），我们推导出的渐近间距，近核旋转速率，和径向的g和r模式的订单。大多数恒星的近核自转速率约为$1$ \，$\mathrm{c/d}$，渐近间距约为4000\，s。我们还发现，许多恒星的自转速度比理论预测的要慢，原因尚不清楚。其中11颗恒星的自转分裂速度较快。我们比较了观测到的斜率-旋转关系与理论，发现一个大的蔓延。我们在58颗恒星中检测到旋转调制，并利用它们来推导出核心与表面的旋转比。在大多数恒星中，内部的旋转速度比核心快，但不超过5%。
2019-10-15 astro-ph.SR
Revisiting the connection between magnetic activity, rotation period, and convective turnover time for main-sequence stars
恒星自转，恒星活动和对流周转时间之间的连接被重新审视，重点是磁活动的唯一贡献的钙II H&K的排放，所谓的过剩通量，其无量纲指标R $^{+}_{\rm{HK}}$与其他恒星参数和活动指标。我们的研究是基于一个样本的169个主序星直接测量威尔逊山S指数和旋转周期。R $^{+}_{\rm{HK}}$值从相应的S索引导出，并且与各种$B-V$颜色间隔中的旋转周期相关。首先，我们表明，恒星的磁性活动消失，即恒星的过剩通量指数R $^{+}_{\rm{HK}}$接近零，有一个明确的，颜色相关的旋转周期分布，我们还表明，这种旋转周期分布适用于大样本的冷恒星的旋转周期最近变得可用。其次，我们使用的经验参数，以等同于全球对流周转时间，这是一种方法，使我们能够获得明确的磁活动相关的过剩通量指数R $^{+}_{\rm{HK}}$，旋转周期和Rossby数之间的关系。第三，我们表明，活动与Rossby数的关系是非常相似的，在不同的活动指标。由于我们的研究，我们强调，我们的Rossby数的基础上的全球对流周转时间的方法，但不超过统一，即使是完全不活跃的恒星。此外，一旦使用适当的比例，轮调-活动关系可能对不同的活动指标具有普遍性。
2018-07-16 astro-ph.SR
Magnetic Cycles and Rotation Periods of Late Type Stars from photometric time series
本文研究了晚型（FGKM）星的磁活动周期引起的光度调制，并研究了自转周期与活动周期的关系。我们分析了ASAS调查提供的125颗邻近恒星长达9年的光变曲线。该样品主要由低活动的主序A型晚期至M型中期星构成。对测光中的短期（天）和长期（年）周期变化进行搜索。我们用正弦曲线的组合来模拟光变曲线，以测量这些周期信号的特性。为了提供更好的统计解释我们的结果，我们补充他们与以前类似的作品的结果。我们已经能够测量47颗恒星的长期光度周期。还检测到旋转调制，并在36颗恒星中测量了旋转周期。对于28颗恒星，我们同时测量了活动周期和旋转周期，其中17颗是M型恒星。从正弦拟合，我们测量光度振幅和周期。测得的周期范围从2年到14年，光度振幅在5-20毫等的范围内。我们发现，不同光谱类型的周期长度分布是相似的。另一方面，自转周期的分布是完全不同的，晚型恒星的自转周期更长。磁周期和旋转引起的振幅显示出明显的相关性。光度振幅与旋转周期的趋势也概述了数据。在一定的活动指数下，GK型主序星活动周期引起的光度变化幅度低于M型早矮星和M型中矮星。使用光谱数据，我们还提供了一个更新的经验之间的关系的色球活动水平的日志（Rhk）和旋转周期。
2016-07-26 astro-ph.SR
Rotation periods and photometric variability of rapidly rotating ultra-cool dwarfs
我们使用位于利物浦，IAC 80和威廉·赫歇尔望远镜上的光学和近红外成像仪来监测18颗M7 $-$ L9.5矮星，目的是测量它们的旋转周期。我们通过差示光度法实现了通常在$\pm$ 1.5 $-$ 28毫微克范围内的准确度，这使我们能够在50%的样品中检测到2 $σ$水平的光度变化。我们还检测到周期调制周期在间隔1.5 $-$ 4.4小时在9个18个矮星，我们归因于旋转。我们的变化检测与文献中的数据相结合，我们发现，65 $\,\pm\,$ 18 $\%$的M7 $-$ L3.5矮星与$v\,$ sin $\,i\ge30$ km s $^{-1}$表现出光度变化与典型的振幅$\le$ 20毫微克的$I$带。对于具有$v\,$ sin $\,i$和自转周期的目标和场超冷矮星，我们导出了它们自转轴的预期倾角，发现具有$v\,$ sin $\,i\ge30$ km s $^{-1}$的目标和场超冷矮星更有可能具有$\gtrsim40$ deg.此外，我们使用这些旋转周期和其他文献研究尘埃超冷矮星的旋转和线性偏振之间的可能关系。我们发现，在光学和近红外波长的线性偏振的短旋转周期和大值之间的相关性。
2017-08-25 astro-ph.SR
The Pseudosynchronization of Binary Stars Undergoing Strong Tidal Interactions
被称为心跳星的偏心双星在恒星通过近星点时经历强烈的动力潮汐，为研究潮汐相互作用提供了实验室。我们测量了24个心跳系统的旋转周期，使用开普勒光变曲线来识别傅里叶变换中的旋转峰。在可能的情况下，我们比较的旋转周期的伪同步周期Hut 1981年得出的。我们的心跳星很少与轨道周期伪同步。对于四个系统，我们能够识别两组旋转峰值，我们将其解释为双星中两颗恒星的旋转。大多数系统的自转周期大约是Hut 1981预测的伪同步周期的3/2倍，这表明其他物理机制影响了恒星的自转，或者恒星通常在比预测稍长的自转周期达到潮汐自旋平衡。
2017-06-16 astro-ph.SR
On the nature of rotational period variability of magnetic stars
上主序星的磁化学特殊（mCP）星表现出周期性的光，磁，无线电和光谱变化，可以通过一个具有持久表面结构的刚性旋转磁化星的模型来充分解释。大多数mCP恒星以严格恒定的周期旋转。然而，也有一些mCP星的自转周期在几十年的时间尺度上变化，而它们的相位曲线的形状保持不变。在CU Vir和V901 Ori的情况下，我们已经检测到循环周期变化。我们证明了CU Vir的周期振荡可能是内部磁场和微分旋转相互作用的结果。
2017-02-07 astro-ph.SR
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
Rotation Periods of 34,030 Kepler Main-Sequence Stars: The Full Autocorrelation Sample
我们分析了开普勒太空任务3年的数据，得出了6500 K以下主序星的自转周期。我们基于自动自相关的方法检测到133，030个主序列开普勒目标中的34，030个（25.6%）的旋转周期在0.2到70天之间（不包括已知的食双星和开普勒目标），使其成为迄今为止最大的恒星旋转周期样本。在本文中，我们考虑了现在人口众多的周期温度分布的详细特征，并证明了McQuillan，Aigrain & Mazeh（2013）在M矮星样本中首次发现的周期双峰性，持续到更高的质量，在0.6 M太阳以上变得不那么明显。我们发现，这些结果与现有的地面旋转周期数据在全球范围内是一致的，并且发现周期分布的上包络与基于Barnes（2007），Mamajek & Hillenbrand（2008）和Meibom等人（2009）等时线的4.5 Gyrs的陀螺年代学年龄大致一致。我们还将我们的结果与Reinhold等人（2013）和Nielsen等人（2013）的结果进行了详细的比较，他们测量了开普勒观测到的场星的旋转周期。我们检查了具有检测到的旋转周期的恒星的周期性变化的幅度，并发现典型的范围在~950 ppm（第5百分位数）和~ 22，700 ppm（第95百分位数）之间，中位数为~ 5，600 ppm。我们发现，在较短的周期和较低的有效温度下，通常会有较高的振幅，在~5400 K以上有过多的低振幅恒星。
2014-02-25 astro-ph.SR
Generalized investigation of the rotation-activity relation: Favouring rotation period instead of Rossby number
类太阳恒星和低质量恒星的磁场活动会导致X射线日冕发射，这种辐射在旋转速度更快的恒星中更强。这种关系通常用Rossby数来解释，即，旋转周期与对流翻转时间的比值。我们重新考虑这一解释的基础上观察到的X射线发射和旋转周期的821颗恒星的质量低于1.4 Msun。通过对X射线辐射光度L_X/L_bol与自转周期P和恒星半径R之间关系的分析，发现Rossby公式不能给出散射最小的解。相反，我们发现关系L_X/L_bol ~ P^{-2}R^{-4}最佳地描述了恒星的不饱和分数。这个关系式等价于L_X ~ P^{-2}，表明自转周期单独决定了总的X射线发射。由于L_X与恒星表面的磁通量直接相关，这意味着表面磁通量仅由恒星的自转决定，与恒星的其他参数无关。如果对流翻转的时间尺度恰好为L_bol^{-1/2}，那么用Rossby数表示的公式与这些结果是一致的，我们的广义方法强调需要测试冷恒星中发电机作用的更广泛机制。
2014-08-26 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
Forward Modeling of the Kepler Stellar Rotation Period Distribution: Interpreting Periods from Mixed and Biased Stellar Populations
恒星表面的旋转携带着恒星参数的信息-特别是年龄-因此从开普勒时间序列中提取的大型旋转数据集代表了对恒星星族的强有力的探测。在这篇文章中，我们解决了解释这些数据集的挑战与前瞻性建模练习。我们结合恒星自转的理论模型，星系的恒星星族模型，以及观测偏差和混乱的处方来预测标准“香草”假设下开普勒场中的自转分布。我们得出两个主要结论：第一，标准的制动模型无法重现观测到的长期分布，第二，周期分布的解释是复杂的混合物的未演化和演化的恒星和观测的不确定性。通过假设旋转签名的振幅，从而检测到的Rossby数，我们表明，所观察到的周期分布包含一个明显的“Rossby边缘”在$\textrm{Ro}_{thresh} = 2.08$，以上的长周期，高Rossby数的恒星是不存在或未检测到的。这个$\textrm{Ro}_{thresh}$与van Saders等人（2016）观察到弱磁制动开始的Rossby数相当，并表明这种修改的制动在整个开普勒种群中运行，或者恒星在非常相似的Rossby数下经历斑点和活动的转变。我们将讨论必要的意见，以理清这些竞争的情况。（节略）
2018-03-13 astro-ph.SR
Search for Short-Term Periodicities in the Sun's Surface Rotation: A Revisit
利用Mt. 1985年12月3日至2007年3月5日期间的Wilson逐日多普勒速度测量表明，在1996年之前的这段时间内，地面赤道自转速率存在7.6年、2.8年、1.47年、245天、182天和158天的周期。然而，在1995年之后的这段时期内，更准确的测量数据没有任何变化。也就是说，上述在1996年之前的数据周期性可能是由于Mt仪器的频繁变化而导致的这些数据的不确定性的人为因素。威尔逊摄谱仪。另一方面，在第22个周期（1986-1996年）和第23个周期（1997年以后）期间，大多数活动现象的时间行为是相当不同的。因此，在上一个周期中存在上述短期周期性，而在当前周期中不存在它们，原则上可能是这些周期中太阳旋转的真实时间行为。
2009-03-24 astro-ph.SR
Rotation periods and seismic ages of KOIs - comparison with stars without detected planets from Kepler observations
恒星最难推导的性质之一是它们的年龄。对于冷的主序星，可以利用自转年代学关系从实测自转周期和HR图位置推断恒星年龄。这些关系有几个校准与已知的年龄老，长的旋转周期的恒星。有一个重要的老开普勒对象的样本，或KOI，既有可测量的表面旋转周期和精确的小行星地震测量，从中可以准确地得出年龄。在这项工作中，我们确定的年龄和太阳般的脉动KOIs的旋转周期都比较恒星的旋转特性与已知的行星和放大的gyrochronology校准样本的老恒星。我们使用开普勒光度光变曲线推导出恒星表面自转周期，同时使用星震建模门户（AsteroseismoldingPortal）结合高分辨率光谱参数获得星震学年龄。因此，我们确定表面旋转周期和年龄的11个行星托管恒星，所有超过2 Gyr老。我们发现，行星托管恒星表现出的旋转行为，是符合最新的年龄旋转模型和类似的旋转行为的恒星没有检测到行星。我们的结论是，这些旧的KOI可以用来测试和校准陀螺仪与恒星不知道主机行星。
2015-10-30 astro-ph.SR
The beta Pictoris association low-mass members: membership assessment, rotation period distribution, and dependence on multiplicity
年轻星协的低质量成员表现出广泛的自转周期。这样的扩散源于质量和初始旋转周期的分布。然而，多样性也可以发挥重要作用。我们调查的物理同伴在缩短原始光盘寿命所发挥的作用。我们已经编制了年轻的2500万年β-风景如画的协会的低质量成员的最广泛的名单。我们已经测量了所有成员的旋转周期，并使用更新的UVWXYZ组件来评估其成员资格。根据真实会员和候选会员的多重身份，建立了区分真实会员和候选会员的轮换周期分布。我们发现，在宽轨道（>80天文单位）的多个系统的单星和组件的旋转周期，表现出一个明确的序列所产生的质量分布。在接近轨道（小于80天文单位）的多个系统的所有组成部分的自转周期都比相同质量的单一对应物短得多。与较年轻的1300万年h/星团和较老的4000万年疏散星团/星协NGC 2547、IC 2391、Argus和IC 2602以及13000万年的昂星团的比较表明，尽管角动量演化模型很好地再现了F-G星的演化，但对于慢K星和早M星，情况并非如此。最后，我们发现它们的光变曲线的振幅既不与自转相关，也不与质量相关。一旦单个恒星和多个系统的宽成分与多个系统的近成分分离，旋转周期分布就表现出对质量的明确依赖，这使得可以与年轻或年老的关联/星团的类似分布进行有意义的比较。这种干净的分布允许使用恒星自转周期作为年龄指标，对F和G型恒星有意义。
2017-07-06 astro-ph.SR
Rotational periods of magnetic chemically peculiar stars
位于主序星上部的磁化学特殊（mCP）星通常具有严格的光、光谱和磁场的周期变化。这些变化可以很好地解释了倾斜转子模型的刚性旋转的恒星与持久的测光点，不均匀的水平丰度的化学元素和偶极类磁场。对mCP星变率的长期观测使我们能够以极高的精度和可靠性确定它们的自转周期。我们比较的旋转周期的mCP星与正常的主序星相同的光谱类型，并讨论发现的差异。我们还讨论了mCP星V901 Ori，SX Ari，CU Vir（可能还有EE Dra）的情况，据报道它们的旋转周期增加。
2009-05-15 astro-ph.SR
On the rotation periods of the components of the triple system TYC9300-0891-1AB/TYC9300-0529-1 in the Octans Association
恒星自转取决于不同的参数。这些参数的值范围导致年轻星团/星协中观察到的旋转周期分布的分散。我们的研究重点是不同的星周环境对恒星自转的影响。更具体地说，我们正在寻找在恒星协会的视觉三重系统，所有的恒星参数是相似的，唯一的例外是未知的初始旋转周期，和拱星环境，在这个意义上说，两个约相等质量的组件之一，有一个接近的第三个“扰动”组件。在本研究中，我们分析了3500万年前的视觉三元系统TYC 9300 - 0891 - 1AB + TYC 9300 - 0529 - 1在年轻的Octans恒星协会组成的三个等质量的K0V组件。我们从文献中收集了所有信息，使我们能够推断出这三个组成部分实际上是物理上结合在一起的，形成了一个三重系统，并且是Octans协会的成员。我们收集了两个观测季节的宽波段光度时间序列。我们发现，所有的组件是可变的，磁活性，并从周期图分析，我们发现，未解决的组件TYC 9300 - 0891 - 1AB的旋转周期P = 1.383 d和TYC 9300 - 0529 - 1的旋转周期P = 1.634 d。TYC 9300 - 0891 - 1A、TYC 9300 - 0891 - 1B和TYC 9300 - 0529 - 1具有相同的质量、年龄和初始化学成分。我们测量到的相对较小的16%的旋转周期差异表明，所有的组件都有类似的初始旋转周期和盘寿命，并且组件A和“扰动”组件…
2015-06-15 astro-ph.SR
Filling the gap between synchronized and non-synchronized sdBs in short-period sdBV+dM binaries with TESS: TIC 137608661, a new system with a well defined rotational splitting
TIC 137608661/TYC 4544 -2658-1/FBS 0938 +788是TESS太空任务发现的一颗新的sdBV+dM反射效应双星，轨道周期为7.21小时。除了轨道频率及其谐波，TIC 137608661的傅立叶变换还显示了sdB星的许多g模式脉动频率。振幅谱特别容易解释，因为我们立即看到几个等间隔频率的旋转三元组。这些三重态的中心频率在周期上是等间隔的，平均周期间隔为270.12 s，对应于连续的l=1模式。从1.25 μHz的平均频率间隔，我们推导出sdB星深层的自转周期为4.6天，明显长于轨道周期。在少数通过星震学测量sdB旋转的sdB+dM双星中，TIC 137608661是轨道周期和核心旋转周期最短的非同步系统。只有NY Vir的轨道周期较短，但它是同步的。从TIC 137608661的光谱跟踪，我们测量了sdB星的径向速度，确定了它的大气参数，并估计了恒星表面的旋转速率。这种测量使我们能够排除外层的同步旋转，并提出了一种差动旋转，表面旋转速度比核心快，这在其他一些类似的系统中发现。此外，TIC 137608661的光谱能量分布的分析，以及sdB脉动特性和asteroseismic模型之间的比较，给我们提供了进一步的元素来约束系统。
2022-01-17 astro-ph.SR
Period spacings in red giants I. Disentangling rotation and revealing core structure discontinuities
天文地震学使我们能够探测红巨星核心内部的物理条件。这依赖于具有混合特征的全球振荡的特性，这些特性对核心的物理特性高度敏感。然而，重叠的旋转分裂和混合模式的间距导致在混合模式模式的复杂结构，这严重复杂的识别和渐近周期间距的测量。这项工作的目的是解开旋转分裂的混合模式的间距，以开辟道路，一个完全自动化的大型数据集的分析。混合模式的渐近展开的分析发展是用来获得两个连续的混合模式之间的周期间隔。用适当拉伸的周期构造的埃歇勒图，用来显示引力模和转动分裂的结构。我们提出了一个新的观点的混合模式振荡模式的基础上校正的周期，称为拉伸周期，模仿均匀间隔的重力模式模式。这提供了对所有振荡分量的直接理解，即使在快速旋转的情况下。渐近周期间距的测量和混合模式上的结构毛刺的签名，然后变得容易。这项工作打开了以自动化的方式获得所有地震全球参数的可能性，包括识别不同的旋转多重波和测量旋转分裂，即使这种分裂明显大于周期间隔。揭示浮力故障提供了辐射核心的详细视图。
2015-09-21 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
RACE-OC Project: Rotation and variability in young stellar associations within 100 pc
我们的目标是确定恒星在不同演化阶段的旋转和磁相关活动特性。我们的注意力集中在6个年龄在800万年到7000万年之间的100 pc以内的年轻松散星协上：长蛇座TW（~ 800万年），β Picture（~ 1000万年），Tucana/Horologium，Columba，Carina（~ 3000万年）和AB Doradus（~ 7000万年）。从文献中关于英仙座阿尔法星和昴星团的额外数据也被考虑。对全天自动巡天获得的光度时间序列应用Lomb-Scargle周期图技术，确定了由于光球磁活动（即星点）而显示旋转调制的恒星的旋转周期。根据V光变曲线的振幅，导出了磁活动水平。我们首次探测到了93颗恒星的自转调制并测量了它们的自转周期，证实了文献中已知的41颗恒星的自转周期。对于另外10颗恒星，我们修改了其他作者的周期测定。样本增加了从文献中检索到的21颗额外恒星的周期。通过这种方法，我们第一次确定了~8，10，3000万年的最大自转周期集合，并使已知的AB Dor周期成员的数量增加了150%。我们发现，在0.6 - 1.2太阳质量范围内，自转周期分布的最显著变化是900万年到3000万年之间的上旋和7000万年到11000万年之间的下旋。3000万年和7000万年之间的变化是相当可疑的，尽管中位数时期表明一个显着的自旋。
2010-04-12 astro-ph.SR
Dependence of stellar magnetic activity cycles on rotational period in nonlinear solar-type dynamo
本文用非线性发电机模型研究了太阳型恒星在14 ~ 30天自转周期范围内大尺度磁场的湍流产生。我们的模型考虑到非线性效应的动力学淬火的磁螺旋，和逃逸的磁场从发电机区域由于磁浮力。结果表明，所观察到的旋转周期和活动周期的持续时间之间的相关性可以解释的分布式发电机模型的框架下，从磁浮力或磁螺旋度的湍流产生的动态磁反馈作用。我们讨论的影响，我们的研究结果的理解发电机过程中运行的类太阳恒星。
2016-02-25 astro-ph.SR
Rotation periods for cool stars in the 4 Gyr-old open cluster M67, the solar-stellar connection, and the applicability of gyrochronology to at least solar age
我们报告20个冷（FGK）的主序星成员星的4 Gyr-old的疏散星团M 67（= NGC 2682）的旋转周期，通过分析从活动5的K2任务与开普勒太空望远镜的数据。自转周期在颜色周期图（CPD）中描绘了一个随颜色变红而增加的周期序列。这个序列代表了在星团表面年龄P = P（t，M）的横截面，在先前的工作中建议至少延伸到太阳年龄。目前的太阳位于边缘（约。一个σ），因为它的相对年龄使我们预期，并且位于P = P（t，M）表面上，在测量精度范围内。因此，我们得出结论，与星团恒星相比，太阳的自转速率是正常的，这一事实加强了太阳与恒星的联系。M1，67自转周期测量值与先前预测值之间的一致性进一步表明，自转周期，特别是当与适当的支持工作（如光谱学）相结合时，可以通过陀螺年代学为其他类似的FGK矮星提供从主序早期到太阳年龄以及可能直到主序关闭的可靠年龄。M 67旋转星的旋转年龄为4.2 Gyr，标准偏差为0.7 Gyr，这意味着类似的恒星可以精确到17%。因此，M 67星系团整体的旋转年龄为4.2 Gyr，但不确定性较低（平均）为0.2 Gyr。
2016-03-30 astro-ph.SR
Surprising variations in the rotation of the chemically peculiar stars CU Virginis and V901 Orionis
CU Vir和V901 Ori属于这些少数的磁性化学奇特的恒星，其旋转周期在几十年的时间尺度上变化。我们的目标是研究在CU Vir和V901 Ori使用所有可访问的观测数据包含相位信息的周期的稳定性。我们收集了所有可用的相关存档观测，并补充了我们对这些恒星的新测量，并使用一种新方法分析了恒星的周期变化，该方法允许将各种数据结合起来。我们发现它们的相位曲线形状是恒定的，而周期是变化的。这两颗恒星都表现出旋转制动和加速的交替间隔。CU Vir的自转周期逐渐变短，直到1968年达到局部最小值0.52067198 d。然后周期开始增加，在2005年达到局部最大值0.5207163天。从那时起，旋转又开始加速。我们还发现，在几年的时间尺度上，CU Vir的周期变化要小得多。V901 Ori的自转周期在过去的25年里一直在增加，在2003年达到最大值1.538771 d，之后自转周期开始减小。理论上意想不到的交替变化的旋转周期在这些恒星将消除自旋时间悖论，并带来了新的见解的结构和演化的磁性上主序星。
2011-10-05 astro-ph.SR
The differential rotation of the chromosphere and the quiet chromosphere in the falling and rising period of a solar cycle
本文利用He I 10830Å线综合图研究了太阳活动周下降和上升期色球与宁静色球的较差自转，发现第24太阳活动周上升期自转较慢且较差自转更显著。
2024-01-05 astro-ph.SR
Surface rotation and photometric activity for Kepler targets I. M and K main-sequence stars
由于恒星表面的暗斑而引起的亮度变化编码了关于恒星表面旋转和磁活动的信息。在这项工作中，我们分析了26，521颗光谱类型为M和K的主序星的开普勒长节奏数据，以测量它们的表面旋转和光度活动水平。旋转周期的估计得到的光变曲线的小波分析和自相关函数的组合。通过比较不同旋转诊断和四个数据集的结果，确定可靠的旋转估计。我们还测量光度活动代理SPH使用的振幅的流量变化在适当的时间尺度上。我们报告了大约60%的样本的旋转周期和光度活动代理，包括McQuillan等人（2013年a，2014年）没有报告旋转周期的4，431个目标。对于本研究和McQuillan et al.（2013a，2014）中旋转估计的共同目标，我们的旋转周期在99%内一致。在这项工作中，我们还确定了潜在的污染物，例如错误分类的红巨星和经典的污染物候选者。在我们研究的参数范围内，有一个温和的趋势，较热的恒星有较短的旋转周期。随着有效温度的增加，光度活动代理跨越更宽的值范围。自转周期和光度活动代理也是相关的，对于快速自转的天体，球面度更大。与McQuillan等人（2013a，2014）相似，我们发现旋转周期的双峰分布。
2019-08-15 astro-ph.SR
Determining surface rotation periods of solar-like stars observed by the Kepler mission using machine learning techniques
对于类太阳恒星，表面自转随时间演化，原则上允许从表面自转周期估计恒星的年龄。在这里，我们感兴趣的是测量由美国宇航局开普勒任务观察到的类太阳恒星的表面旋转周期。不同的方法已经发展到跟踪旋转信号的开普勒光度光变曲线：基于小波技术的时频分析，自相关和复合光谱。我们使用随机森林分类器的学习能力，在分析的两个关键步骤中做出决策。首先，给定一些输入参数，我们认为开普勒目标之间的旋转MS星，非旋转MS星，红巨星，双星和双星。然后，我们使用第二个分类器只对MS旋转目标，以决定最佳的数据分析处理。
2019-06-23 astro-ph.SR
Rotation, convective core overshooting, and period changes in classical Cepheid stellar evolution models
经典造父变星是恒星演化和近场宇宙学的有力探测器，这要归功于它们的高光度、脉动和遵循莱维特（周期光度）定律。然而，关于它们的演变仍然存在一些问题，如旋转的作用，对流核心超射和风。特别是，这些过程如何影响造父变星的演化和预测的基本性质，如恒星质量。在这项工作中，我们比较了一个样本的周期变化，实时观测的恒星演化与新的演化模型，以测试这前两个过程的影响。在我们之前的研究中，我们发现增强的质量损失对于描述样品是至关重要的，在这里，我们继续分析，但旋转混合和核心过冲。我们表明，虽然旋转是重要的恒星演化的研究，旋转，本身是不够的，从所观察到的样本的周期变化率的分布模型。另一方面，对流核心过冲需要解释的幅度的周期变化率，但不能解释的恒星数量与积极和消极的周期变化率。总之，我们确定，对流核心过冲和恒星自转本身是不足以解释所观察到的造父变星周期变化率的分布和另一种机制，如脉冲驱动的质量损失，可能需要。
2020-05-13 astro-ph.SR
The rotation of field stars from CoRoT data
我们提出了一个大样本的场星在太阳附近的周期测量，观察到的CoRoT在两个不同的方向的银河系。使用Scargle Lomb归一化周期图技术和自相关分析检测周期的存在。通过折叠光曲线分析支持的一致性验证对结果进行了评估。数据分析程序已经放弃了不可忽略的一部分光变曲线，由于仪器的文物，但它使我们能够识别大量的场星中的双星和双星。我们测量的周期范围很广，从0.25到100天，其中大部分是旋转周期。最终的星表包括1978个周期，其中1727个被确定为自转周期，169个被分类为脉动周期，82个被分类为双星系统的轨道周期。我们的样本存在不易校正的选择偏差，因此我们不使用轮换周期的分布来推导主序群的年龄分布。然而，使用自转作为年龄的代理，我们可以识别出一个年轻恒星（<6亿年）的样本，这将构成一个有价值的样本，并得到进一步光谱观测的支持，以研究太阳附近最近的恒星形成历史。
2012-02-22 astro-ph.SR
Why are rapidly rotating M dwarfs in the Pleiades so (infra)red? New period measurements confirm rotation-dependent color offsets from the cluster sequence
在疏散星团中测量的恒星自转周期已被证明对研究恒星的角动量含量和旋转驱动的磁活动非常有用，这两者都是年龄和质量相关的过程。虽然已经获得了数百个太阳质量的昴星团成员的周期测量，但在这个恒星演化理论的关键实验室中，只有少数低质量（$<$ 0.5 M $_{\odot}$）成员的周期测量存在。为了填补这一空白，我们报告了132个低质量昂宿星成员的旋转周期（其中包括近100个M $\leq$ 0.45 M $_{\odot}$），这些周期是通过帕洛马瞬时工厂在2011年底和2012年初对该星系团进行的光度监测测得的。这些周期将1.25亿年恒星自转的肖像延伸到质量最低的恒星，并重新确立了昂宿星作为恒星角动量传输和演化模型的关键基准。结合我们的新的旋转周期与精确的BVIJHK测光报告的Stauffer等人。和Kamai等人。我们调查已知的K和M昴星团成员的光度特性异常。我们确认了Kamai等人检测到的恒星自转周期和相对于星团色星等图中主序星的位置之间的相关性。我们发现，快速旋转有红色（V-K）的颜色比较慢的旋转在相同的V，表明快速和缓慢的旋转有不同的二进制频率和/或光球属性。我们发现快速旋转和慢速旋转的光度振幅没有差异，这表明星点纵向分布的不对称性并不随旋转速率而变化。
2016-02-26 astro-ph.SR
Rotation, differential rotation, and gyrochronology of active Kepler stars
CoRoT和开普勒卫星的高精度测光测量了数万颗恒星的表面旋转周期。我们的主要目标是推导出成千上万的场星的年龄使用一致的旋转周期测量在不同的gyrochronology关系。多个旋转周期被解释为表面差异旋转（DR）。我们重新分析了Reinhold等人（2013）的24，124颗开普勒恒星的样本，使用基于Lomb-Scargle周期图的不同方法。每个乳区（Q1-Q14）使用预美白方法单独处理。此外，分析了完整的时间序列及其不同的片段。对于超过18，500颗恒星，我们的结果与McQuillan et al.（2014）的旋转周期一致。其中，超过12，300颗恒星显示出多个显著的峰值，我们将其解释为DR。使用不同的陀螺年代学关系，对超过17，000颗恒星推导出1亿年至10亿年的陀螺年代学年龄。在3200-4700 K之间，Teff的年龄分布为双峰型.导出的年龄揭示了一个经验的活动年龄关系，光度变化作为恒星活动代理。此外，我们还发现了1079颗周期非常稳定（大部分是短周期）的恒星。这些周期的一半可能与非食伴星稳定的自转有关，另一半可能是由于脉动。由于超过93.0%的恒星似乎比太阳年轻，因此导出的陀螺年代学年龄受到很好的限制，其中校准是最可靠的。解释年龄分布中的双峰性是具有挑战性的，并且限制了准确的恒星年龄预测。在超过三年的观测中，存在着自转周期几乎恒定的冷恒星，这可能是因为它们与伴星同步，或…
2015-07-28 astro-ph.SR
Rotation in the Pleiades with K2: II. Multi-Period Stars
我们使用K2继续我们在论文I中开始的对昴宿星自转周期分布的探索。利用这些K2数据，我们发现了昴星团中复杂的多周期行为，并对它们进行了分类，这是本文的重点。大约24%的样品在周期图中具有多个实频率，有时在光变曲线中表现为明显的跳动。那些具有复杂和/或结构化周期图峰值、未分辨的多个周期和已分辨的闭合多个周期的周期可能是由于斑点/斑点群演化和/或纬向差异旋转造成的;这些主要组成了$P$与~论文I中鉴定的$(V-K_{\rm s})_0$。$P$中的快速序列与~ $(V-K_{\rm s})_0$主要由单周期恒星组成;这些恒星可能是以固体的形式旋转。论文III继续讨论，推测了昂宿星周期分布的起源和演化。
2016-05-31 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
Discovery of the shortest rotational period, non-degenerate, magnetic massive star by the MiMeS Collaboration
我们讨论了一个强大的，有组织的磁场在明亮的，宽线的B2V星，HR 5907，使用CFHT的ESPaDONS分光偏振仪作为大质量恒星（MiMeS）调查的磁性的一部分，最近的检测。我们发现它的自转周期为0.50833天，这使它成为迄今为止发现的自转最快的非简并磁星。像之前的快速旋转记录保持者HR 7355（也是由MiMeS发现的：Oksala et al. 2010，Rivinius et al. 2010）一样，这颗恒星的发射线变化是结构化磁层的诊断。
2010-12-10 astro-ph.SR
A Large Sample of Photometric Rotation Periods for FGK Pleiades Stars
利用HATNet对凌日系外行星的调查数据，我们测量了368颗0.4 Msun <M <1.3 Msun的昂宿星团恒星的光度旋转周期。我们检测到74%的星系团成员在这个质量范围内，在我们的视野，和93%的成员与0.7 Msun <M <1.0 Msun的周期性变化。这增加了，由五个因素，昴星团成员的数量与测量周期。包括在我们的样本是14个新确定的可能的集群成员，自行，测光，和旋转周期一致的成员资格。我们将这些数据与该星团文献中可用的光谱测定的投影赤道自转速度（vsini）的丰富样本进行了比较。对于M> 0.85 Msun的恒星，如果假设中等的微分自转律，则自转周期、vsini和半径的估计与自转轴各向同性分布的恒星一致。对于M <0.85 Msun的恒星，推断的sini值系统地大于1.0。这些观测结果表明，对于该星团中的低质量恒星，测量参数P（vsini）/R的组合过大了\sim 24%。通过比较我们新的昴星团质量-周期关系和稍老的星团M35，我们证实了以前的迹象，即对于0.7 Msun <M <1.1 Msun的最慢旋转恒星，自旋下降停滞在\sim 1亿r，这一事实可能表明，在缓慢旋转的太阳质量恒星中，角动量的内部传输效率很低。
2010-06-04 astro-ph.SR
Cycle period, differential rotation and meridional flow for early M dwarf stars
最近的观测表明，存在两个依赖于自转周期的早型M星的特征周期时间。它们对于快速旋转的动物是一年的数量级（$P_{\rm rot}<1$天），对于慢速旋转的动物是4年的数量级。此外，从开普勒的快速旋转恒星的数据中可以得知，$δΩ$的旋转速率在赤道到极点之间的差异高达0.03 rad d $^{-1}$。这些数值在基于$Λ$效应的旋转对流区大尺度流动理论中得到了很好的再现。由此得到的纬向环流底值的振幅$u^{\rm m}$可以用来计算早型M星对流带底部从极到赤道的旅行时间。这些旅行时间强烈增加旋转周期，他们总是超过观察到的周期。因此，在早期的M矮星，其中的旅行时间必须总是短于周期的平流主导发电机的操作，是没有证实我们的模型，也没有数据。
2018-04-11 astro-ph.SR
Determination of the Solar Rotation Elements and Period from Ruđer Bošković's Sunspot Observations in 1777
本文主要介绍鲁塞尔·博什科维奇在1777年对太阳黑子的观测。我们从观测中推导出了计算太阳自转和周期所需的表达式。在观测结果的处理中，我们使用了现代星历数据。得到的结果与Bošković的原始计算非常相似。除了历史意义外，它们还提供了关于太阳差异旋转的科学价值数据，这在产生和维持太阳磁场活动方面发挥着重要作用。
2022-03-03 astro-ph.SR
Rotation periods for very low mass stars in Praesepe
我们研究了完全对流的极低质量恒星（VLM，M<0.3 Msol）的自转周期，目的是推导出磁驱动恒星风引起的自旋下降的经验约束。我们的分析是基于一个新的样本旋转周期的主序列集群Praesepe（年龄600万年）。从光度光变曲线获得的艾萨克牛顿望远镜，我们测量旋转周期为49个对象，其中26个在VLM域。这将该质量和年龄范围内的周期样本扩大了6倍。在我们的样本中，几乎所有的VLM天体都是周期<2.5 d的快速旋转体，而在这个星团中M>0.6 Msol的恒星周期为7-14 d。因此，我们确认，在Praesepe的周期质量分布表现出激进的突破M~0.3-0.6 Msol。我们的数据表明，一个积极的周期质量的趋势，在VLM制度，类似于年轻的集群。此外，周期的离散度随着质量的增加而增加。对于我们样本中的M>0.3 Msol天体，周期分布可能受到二进制的影响。通过比较Praesepe周期与星系团NGC 2516（年龄~ 1.5亿年）中的文献样本，我们限制了VLM制度中的自旋下降。需要具有质量依赖性τ的指数旋转制动定律P ~ exp（t/τ）来再现数据。自旋下降的时间尺度τ急剧增加向较低的质量，我们得出τ ~0.5 Gyr为0.3 Msol和>1 Gyr为0.1 Msol。这些约束与当前由于风制动而导致的自旋下降的范例是一致的。我们讨论了这种行为可能的物理起源和未来的工作前景。
2011-01-10 astro-ph.SR
