On the Effect of Magnetic Spots on Stellar Winds and Angular Momentum Loss
我们模拟了星斑位置的纬度变化以及它们的磁场强度对恒星风中恒星角动量损失的影响。我们使用密歇根州的太阳日冕全球磁流体动力学模型，它包含了现实的磁场拓扑结构和风分布之间的关系。发现星斑的位置对星风结构有显著的影响，从而影响到星风的总质量损失率和角动量损失率。特别是，我们发现，角动量损失率控制的质量通量时，斑点位于低纬度，但控制的恒星表面和阿尔芬表面之间的等离子体密度增加时，斑点位于高纬度。我们的研究结果表明，可能有一个反馈机制之间的磁场分布，风分布，通过风的角动量损失，并在对流区的运动，产生磁场。这种反馈也许可以解释日冕磁场在恒星发电机中的作用。
2009-05-12 astro-ph.SR
A planetary eclipse map of CoRoT-2a. Comprehensive lightcurve modeling combining rotational-modulation and transits
我们分析了行星宿主恒星CoRoT-2a的表面结构，使用了一个一致的模型，用于“全球”（即，旋转调制）光变曲线和凌日光变曲线，使用CoRoT任务提供的数据。选择一个时间间隔，涵盖两个恒星旋转和六个过境的行星伴侣CoRoT-2b，我们采用了“条”模型的表面再现光度调制内和外的过境同时。我们的重建表明，它是可以实现适当的适合整个子区间使用低分辨率的表面模型与36条。表面重建表明，恒星表面被遮蔽部分的亮度比其余表面的平均亮度低（6 +/- 1）%。这一结果表明，恒星活动集中在恒星赤道周围的一个带中，类似于在太阳上观察到的行为。
2009-09-17 astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: High Angular Resolution Astrophysics - Fundamental Stellar Parameters
恒星基本参数的直接测定对整个天体物理学有着深远而广泛的影响。这些测定是基于高角分辨率观测。特别是，随着长基线光学干涉测量在过去十年中的成熟，越来越大的调查样本正在为这些宇宙组成部分的基本参数提供经验基础。真实的成像和改进的参数拟合正变得越来越普遍，这是充分表征恒星、恒星环境和这些恒星可能拥有的行星的重要组成部分。
2019-03-15 astro-ph.SR
High Angular Resolution Astrophysics: Resolving Stellar Surface Features
我们现在所处的时代，我们可以对恒星表面的细节进行成像。在解析恒星表面时，我们看到每个表面都是独特复杂的。每颗成像的恒星不仅可以洞察恒星表面结构，还可以洞察恒星内部结构，这表明对进化和发电机模型的限制。随着更多的资源在未来几年投入使用，成像恒星表面应该成为揭示恒星真实性质的常见手段。在这里，我们讨论的主要类型的恒星，成像表面特征是目前有用的，以及改进的观测技术将提供成像恒星表面特征。
2019-03-11 astro-ph.SR
Constraining angular momentum transport processes in stellar interiors with red-giant stars in the open cluster NGC6819
星团是验证和完善恒星演化理论的极好实验平台。最近用开普勒探测到的疏散星团NGC 6819中G-K巨星的类太阳振荡为我们提供了红巨星分支上恒星质量和半径的独立约束，以及到星团的距离和它们的年龄。我们目前，NGC 6819，考虑旋转引起的混合的演化模型，和我们的恒星模型的理论低-l频率。
2015-02-10 astro-ph.SR
Predicting Stellar Angular Diameters from $V$, $I_C$, $H$, $K$ Photometry
确定微透镜事件的物理性质取决于源星的精确角尺寸。使用长基线光学干涉测量法，我们能够测量附近恒星的角度大小与不确定性$\leq 2\%$。我们提出了经验推导的角直径的关系，校准使用的样本的矮星/亚巨星和巨星的样本。这些关系是在可见光和近红外的五个颜色指数的函数，并且根据所使用的颜色具有1.8-6.5%的不确定性。我们发现，合并样本的主序星和演化恒星的A-K光谱类型是很好的适合由一个单一的关系，每种颜色考虑。我们发现，在所考虑的颜色，金属丰度不发挥统计上显着的作用，在预测恒星的大小，导致预测观察到的大小的恒星从颜色单独的一种手段。
2017-09-12 astro-ph.SR
Stellar atmospheres, atmospheric extension and fundamental parameters: weighing stars using the stellar mass index
理解恒星的最大挑战之一是测量它们的质量。测量恒星质量的最好方法包括双星相互作用、星震学和恒星演化模型，但这些方法对红巨星和超巨星并不理想。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来推断恒星质量的演化红巨星和超巨星使用干涉和分光光度观测相结合的球形模型恒星大气测量我们所谓的恒星质量指数，定义为恒星半径和质量之间的比率。该方法是基于角直径的不同测量值之间的相关性，用作大气扩展的代理，和基本的恒星参数。对于一个给定的恒星，分光光度法测量罗斯兰角直径，而干涉测量通常探测更大的边缘变暗的角直径。这两个角直径的比率与恒星大气的相对延伸成正比，而恒星大气的相对延伸与恒星的有效温度、半径和质量密切相关。我们表明，这些相关性很强，可以导致恒星质量的精确测量。
2016-08-08 astro-ph.SR
The dependence of stellar mass and angular momentum losses on latitude and on active region and dipolar magnetic fields
晚型恒星的自转演化以磁制动为主，控制这种角动量损失的潜在因素对于恒星自转下降的研究非常重要。在这项工作中，我们研究角动量损失作为两个不同方面的功能的磁活动使用校准的阿尔文波驱动的磁流体动力学风模型：磁点的强度和它们在纬度上的分布。通过使用太阳和修改后的太阳表面磁图驱动模型，我们表明，拓扑结构的场所产生的净相互作用的小规模和大规模的领域是重要的自旋下降率和角动量损失不是一个简单的函数的大规模磁场强度。我们发现，改变磁点的纬度可以修改质量和角动量损失率的两个因素。造成这些差异的一般效应是由于小尺度场的加入而使中高纬度的大尺度开放场关闭。这些影响可能会引起调制的质量和角动量损失通过恒星周期，并提出了一个问题，从头尝试预测恒星自旋的基础上风模型。对于这里考虑的所有磁记录的情况下，从偶极子的各种斑点分布，我们发现，角动量损失是由中纬度地区的质量损失。因此，磁化风施加的自旋向下扭矩作用于特定的纬度，并不均匀地分布在恒星表面，尽管这方面对理解恒星的自旋向下和表面流动不太重要。
2015-09-29 astro-ph.SR
Cepheid limb darkening, angular diameter corrections, and projection factor from static spherical model stellar atmospheres
上下文使用经典造父变星测量哈勃常数的一个挑战是莱维特定律或周期光度关系的校准。Baade-Wesselink方法是利用观测到的径向速度与脉动速度之比、投影因子以及恒星角直径的测量能力来确定造父变星的距离。目标。我们使用球对称模型恒星大气探索的p-因子和角直径校正作为脉动周期的函数的依赖性。方法.强度分布计算从一个网格的平面平行和球对称模型恒星大气使用SAtlas代码。投影因子和角直径校正确定从这些强度分布和以前的结果相比。结果我们预测的几何周期投影因子关系，包括以前发表的最先进的流体动力学预测是没有最近的观测约束。我们提出了一些潜在的解决方案，这种差异。模型大气的几何形状也影响了用来解释干涉观测的角直径修正的预测，这表明过去使用的修正低估了造父变星的角直径3 - 5%。结论.虽然球对称流体静力学模型大气不能解决理论和观测的投影因子之间的差异，但它们确实有助于约束必须包括在内的基本物理，包括色球和质量损失。该模型还预测了更多的物理为基础的干涉观测的边缘暗化校正。
2012-03-15 astro-ph.SR
Spherically symmetric model stellar atmospheres and limb darkening II: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for FGK dwarf stars
临边昏暗是解释行星凌日、食双星、光学/红外干涉测量和微透镜事件观测的基本成分。然而，这种建模传统上表示由一个简单的法律，有一个或两个系数，已来自平面平行模型恒星大气，这已经做了许多研究人员的临边暗化。最近，研究人员已经超越了平面平行模型，并考虑了其他几何形状。我们以前研究了冷巨星和超巨星的球对称和平面平行模型恒星大气的边缘变暗系数，在这次调查中，我们将同样的技术应用于FGK矮星。我们提出了边缘暗化系数，重力暗化系数和干涉角直径校正从阿特拉斯和SAtlas模型恒星大气。我们发现，球度是很重要的，即使是矮模型大气，导致显着差异的预测系数。
2013-06-27 astro-ph.SR
Search for Dormant Black Holes in Ellipsoidal Variables I. Revisiting the Expected Amplitudes of the Photometric Modulation
椭球变星的光变曲线的调制所造成的恒星变形，引起潮汐相互作用与他们的同伴。由Morris和Naftilan 1993（MN 93）给出的椭圆调制的解析近似模型为离散傅立叶级数。基于使用PHOEBE代码的数值模拟，我们在这里给出了模型前三个谐波的更新幅度。期望的振幅作为一个函数的质量比和倾角的双系统和填充因子的主要-恒星半径之间的比率，其罗氏瓣。相对于MN 93模型，修正值可以达到30%，填充因子接近1。更新后的模型可以在寻找短周期双星与紧凑的对象秒在大数据集的光度光变曲线。如OGLE光变曲线的例子所示，最小质量比可以通过仅使用三个谐波的振幅和恒星温度的估计来获得。足够高的振幅可以帮助识别质量比大于1的双星，其中一些可能有紧凑的同伴。
2020-08-25 astro-ph.SR
Transport of angular momentum and chemical species by anisotropic mixing in stellar radiative interiors
小水平的湍流可以存在于恒星辐射内部，例如，旋转剪切不稳定性。在本文中，我们估计稳定分层旋转恒星辐射区的湍流输运系数。稳定的层结诱导强烈的各向异性与一个非常小的比率的径向水平湍流强度。角动量的传输主要是由于科里奥利力引起的角向和径向湍流运动之间的相关性。这种被称为λ效应的非扩散传输在半径上具有向外的方向，并且与径向涡流粘度的效应相比更有效。化学物质仅通过小的径向扩散进行迁移。这一结果证实了使用直接数值模拟结合测试标量方法。由于角动量的非扩散传输，估计的年轻太阳型恒星辐射核和对流包层之间的旋转耦合特征时间（<1亿年）比锂耗尽的时间尺度（~1 Gyr）要短得多。
2012-01-12 astro-ph.SR
Spherically-symmetric model stellar atmospheres and limb darkening I: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for red giant stars
模型恒星大气是理解恒星干涉测量、微透镜、食双星和行星凌日观测的基本工具。然而，计算还包括假设，例如模型的几何形状。我们使用的强度分布计算的平面平行和球对称模型的大气，以确定拟合系数在BVRIHK，CoRot和开普勒波段的临边昏暗使用几种不同的拟合法律，重力暗化和干涉角直径校正。比较每种几何结构的预测变量，我们发现球对称模型几何结构导致对表面重力log g < 3的不同预测。特别是，最常用的临边暗化法律产生的球对称模型大气，这表明需要更复杂的法律的强度分布拟合差。球对称模型的角直径校正范围为0.67至1，而平面平行模型的范围为0.95至1。
2013-05-06 astro-ph.SR
Rotation rate of the solar core as a key constraint to magnetic angular momentum transport in stellar interiors
背景：在模拟恒星内部的角动量传输时，太阳的内部旋转构成了一个基本的约束。除了通过压力模式探测太阳辐射区的更外部区域之外，重力模式的旋转分裂的测量将对太阳核心的旋转提供宝贵的约束。目的：本文研究了太阳核自转速率的测量对恒星辐射带磁角动量输运的约束。结果如下：我们首先表明，模型计算的角动量输运磁不稳定性和最近的处方制动的恒星表面的磁化风可以重现观测的表面速度的恒星在疏散星团。这些太阳模型预测，在太阳辐射区的外部，压力模式探测到一个平坦的旋转剖面，太阳核心的旋转速率增加，其中化学梯度的稳定作用起着关键作用。一个快速旋转的核心的太阳，所建议的重力模式的检测报告，因此发现是兼容的角动量输运的磁不稳定性。此外，我们表明，在强化学梯度区域的磁角动量输运的效率可以独立于未知的太阳旋转历史的太阳核心旋转速率校准。特别是，我们发现，最近修订的泰勒不稳定性的角动量的运输处方可以很容易地从原来的泰勒-Spruit发电机区分，与一个更快的旋转太阳能核心支持原来的处方。
2019-11-14 astro-ph.SR
Predicting Stellar Angular Sizes
我们对长基线红外线和光学干涉测量的调查正在产生相当数量的直接确定的恒星角尺寸。我们使用我们的124个高精度（5\%）角恒星直径值的样本，并将它们与恒星星等值从文献中产生的经验关系，观测到的视星等，恒星颜色和角大小（表面亮度关系）的主序星。我们发现一个显着的依赖恒星金属丰度（$B-V$）的颜色。在计算的关系中的分散性很小（$\sim$ 5\%），这使得它们成为基于测光的主序星角尺寸预测的鲁棒工具。我们将这些关系应用于计算多行星宿主恒星GJ 667C的半径。
2013-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rotational modulation in A and F stars: Magnetic stellar spots or convective core rotation?
开普勒任务揭示了许多恒星的光变曲线中存在过多的恒星变化，其中一些与磁场活动或恒星振荡有关。在这项工作中，我们分析了162个中等质量恒星的周期信号，解释为Rossby模式和旋转调制-所谓的\textit{hump \& spike}功能。我们调查是否旋转调制（\textit{spike}）是由于恒星斑点所造成的磁场或由于过稳定对流（OsC）模式共振激发g~模式，与对流核心的旋转速率相对应的频率。假设尖峰是由恒星表面的磁斑产生的，我们恢复了磁场的振幅，这与理论预测吻合得很好。我们的数据表明，尖峰振幅和恒星质量之间的反相关性，并可能与恒星年龄的相关性，与（分）表面对流层中的发电机产生的磁场理论相一致。调查的谐波行为，我们发现，对于125颗恒星的两种可能的解释都不能排除。虽然我们的研究结果表明，发电机产生的磁场的情况下，更有可能解释的\textit{spike}功能，我们评估需要进一步的工作来区分这两种情况。排除这两种解释之一的一种方法是直接观察\textit{hump \& spike}恒星的磁场。另一种方法是通过对我们的恒星进行详细的建模来施加额外的约束，关于OsC模式场景中的旋转要求或对流核心（恒星年龄）的存在。
2023-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
A software package for stellar and solar inverse-Compton emission: Stellarics
我们提出了我们的软件来计算宇宙射线轻子在日光层中的逆康普顿散射的伽马射线发射，以及在恒星的光球。它包括日光层调制的公式，但它可以用于任何用户定义的调制模型。图谱和光谱以各种形式输出到FITS文件，以方便使用。还包括通用的逆康普顿例程，具有其他功能，如任何用户定义的目标光子和轻子光谱的能量损失率和发射率。该软件是公开的，并正在继续开发。
2013-03-22 astro-ph.SR
Angular Momentum Transport in Stellar Interiors
恒星在出生和死亡之间会失去大量的角动量，这意味着将其从核心转移到表面的有效过程是活跃的。空间星震学提供了1000多颗低质量和中等质量恒星的内部旋转速率，揭示了：1）在核心氢和核心氦燃烧阶段，单个恒星几乎均匀旋转; 2）在红巨星阶段，恒星核心的旋转速度比包层快10倍; 3）恒星燃烧氦核的角动量与白矮星的角动量一致。观测显示，当恒星有对流核心时，核心角动量会大幅减少。目前的角动量输运理论无法解释这一点。我们建议用数据驱动的方法改进理论，从而从多维（磁）流体动力学模拟和理论考虑中得出的角动量处方不断地对现代观测进行测试。TESS和PLATO空间任务有可能获得大样本恒星的内部旋转，包括双星和星团中的大质量和贫金属恒星。这将为改进理论和模拟提供强大的观测约束。
2018-09-20 astro-ph.SR
Angular Momentum Loss from Cool Stars: An Empirical Expression and Connection to Stellar Activity
我们在这里表明，旋转周期数据在疏散星团允许的经验确定的表达的损失率的角动量从冷恒星的主序星。一个重要的组成部分的表达，依赖于旋转速率，坚持从以前的工作，其他人没有。这个表达式有一个分叉，和以前一样，对应于同时代疏散星团恒星自转周期中观察到的分叉。这种损失率对恒星质量的双重依赖性由两个函数$f(B-V)$和$T(B-V)$捕获，这两个函数可以从自转周期观测中确定。等效质量和其他[UBVRIJHK]颜色见表1。尺寸的考虑，并与适当的计算量的比较表明$f$和$T$的解释，这两个似乎是密切相关的（但不同）计算的对流周转时间尺度，$τ_c$，在冷星。这种识别使我们能够写下对称的表达式的角动量损失率和减速的冷恒星，也恢复对流周转时间尺度恒星自转和恒星活动物理之间的重要联系。
2011-04-12 astro-ph.SR
The evolution of single B-type stars with a large angular momentum content
日内瓦恒星演化小组在过去几年中提出的中等质量旋转恒星模型数据库可以用来建立综合的恒星星族，充分考虑恒星旋转的影响。然而，到目前为止，我们仍然缺乏恒星的演化轨道，旋转接近临界极限在整个MS阶段。这是因为在零年龄MS（ZAMS）施加的平面内部旋转轮廓被ZAMS之后立即发生的纬向电流的作用所修改，导致表面旋转速度突然降低，直到它达到准静止状态。我们计算恒星模型与非固体旋转在ZAMS获得恒星的演化轨道具有较大的内容的角动量，达到旋转赤道速度接近临界极限，在整个MS阶段。这些模型具有更长的MS寿命和更高的表面化学富集已经在MS结束时，特别是在Z=0.002。在ZAMS的固体旋转的恒星模型充分代表的整体特征和演化的差分旋转模型相同的角动量内容，但具有较低的初始表面旋转速度。对于这些模型，我们建议使用的初始旋转速率的值推导出一旦达到准稳态，在表面速度突然下降。有趣的是，初始赤道旋转速度几乎是独立的恒星模型，我们计算相同的质量和角动量内容在ZAMS。如果像一些观测证据所表明的那样，Z=0.002的B型恒星在ZAMS中以比Z=0.014的恒星更高的赤道速度旋转，我们的发现将表明SMC中B型恒星的角动量含量高于银河系对应物。
2014-09-19 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Angular Momentum Loss in Young Stars
在我们自己的太阳系中，了解空间天气的必要性显而易见。幸运的是，我们最近的恒星邻居相对安静，其活动水平比年轻的太阳型恒星低几个数量级。在原行星系统中，观测到的恒星磁现象类似于太阳的情况，但在所有物理尺度上都大大增强：更大，更有活力，更频繁。虽然日冕物质抛射（CME）可能在原行星的演化中发挥重要作用，但它们也可能影响中央恒星本身的演化。为了评估日珥爆发/日冕物质抛射的后果，我们调用了太阳-恒星的联系来估计，对于年轻的太阳型恒星，恒星日冕物质抛射可能发生的频率以及伴随的质量和角动量损失率。我们将证明CME减缓恒星自转的必要条件。
2014-02-28 astro-ph.SR
Rotation Modulations and Distributions of the Flare Occurrence Rates on the Surface of Five UV Ceti Type Stars
在这项研究中，我们考虑了恒星黑子，恒星耀斑，以及这两个磁过程之间的关系，发生在UV Cet星。此外，还对Gurzadyan（1986 Ap&SS，125，127）提出的慢耀斑假说进行了研究。所有这些讨论都是基于三年来对UV Cet型恒星的观测结果：AD Leo，EV Lac，V1005 Ori，EQ Peg和V1054 Oph。首先，结果表明，恒星黑子活动发生在EV Lac，V1005 Ori和EQ Peg的恒星表面，而AD Leo没有表现出任何短期变化，V1054 Oph没有表现出任何变化。我们报告新的星历表EV紫胶，V1005奥利，EQ PEG，从时间序列分析。相位，计算在0.10相位长度的间隔，其中的平均耀斑发生率，以获得最大振幅;还，旋转调制的相位进行了比较，以调查是否有任何恒星耀斑和斑点之间的纵向关系。虽然结果表明，耀斑事件与恒星表面的斑点面积在一些观测季节，我们没有发现任何明确的相关性。最后，根据观测者的方向，测试了慢耀斑是否是发生在恒星对面的快耀斑，正如<A >Gurzadyan（1986）</A>提出的假设。耀斑发生率表明，慢耀斑和快耀斑都可以发生在任何旋转相位。对于所有程序星，快耀斑和慢耀斑的发生率沿辐散带的变化规律相同。根据假设中提到的情况，这些结果不是预期的。
2012-06-24 astro-ph.SR
Thirty-Three New Stellar Angular Diameters from the NPOI, and Nearly 180 NPOI Diameters as an Ensemble
本文利用NPOI测量了33颗恒星的角直径及相关物理参数，并与先前样本结合，将近180个NPOI直径与其他方法的结果进行了对比分析。
2025-05-29 astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Variability on Stellar Angular Momentum Loss II: The Sun, 61 Cygni A, $ε$ Eridani, $ξ$ Bootis A and $τ$ Bootis A
低质量恒星的磁场被观测到在十年时间尺度上是可变的，其行为从周期性到随机性不等。磁场的强度和几何形状的变化应该会改变恒星风造成的角动量损失的效率，但这还没有很好地量化。在Finley等人（2018）中，我们研究了太阳的变化，并计算了太阳风中随时间变化的角动量损失率。在这项工作中，我们专注于四个低质量的恒星，都有他们的表面磁场映射多个时代。使用从天体层Lyman- $α$吸收确定的质量损失率，结合Finley & Matt（2018）MHD模拟的标度关系，我们计算了磁化恒星风施加到每颗恒星上的扭矩。制动扭矩的可变性可能是显著的。例如，$ε$ Eri的最大扭矩是其十年平均值的两倍。这种变化可以与在太阳风中观察到的变化相比较，当采样稀疏时。平均而言，我们样品中的扭矩范围为平均值的0.5-1.5倍。我们将这些结果与Matt等人（2015）的扭矩进行了比较，后者使用观测到的恒星自转速率来推断恒星上的长时间平均扭矩。我们发现，我们的恒星风力矩系统地低于长期平均值，约3-30倍。星风变率似乎无法解决这种差异，这意味着观测到的风参数、星风模型或长期演化模型仍存在一些问题，这些问题尚未得到理解。
2019-03-23 astro-ph.SR
Angular momentum transport in a contracting stellar radiative zone embedded in a large scale magnetic field
一些收缩或膨胀的恒星被认为在其辐射内部拥有大规模的磁场。通过与收缩引起的流动相互作用，这些场可能会显着改变恒星的旋转历史。因此，他们构成了一个有前途的方式来解决问题的角动量输运在快速阶段的恒星演化。在这项工作中，我们的目标是研究流动和磁场之间的相互作用，在收缩的辐射区。我们提出了一个可能解释类太阳恒星主序星后演化的方案，在该方案中，在收缩时间尺度内，大尺度磁场可以维持准固态旋转。然后，轴对称的不稳定性会破坏这个大尺度结构，并使差动旋转开始。这种收缩驱动的不稳定性也可能是观测到的强磁性和弱磁性中等质量恒星之间的二分法的起源。
2022-01-07 astro-ph.SR
Exclusion of Cosmic Rays in Protoplanetary Disks: Stellar and Magnetic Effects
宇宙射线（CR）被认为是原行星盘最外层和致密区域的重要电离源;然而，它们在物理上存在的程度尚不清楚。正如在太阳系中观察到的那样，恒星风可以抑制宇宙射线在星周环境中的传播，并随后进入圆盘。在这项工作中，我们探索迄今被忽视的影响，宇宙射线调制的恒星风和磁场结构，并研究如何这些过程的作用，以减少磁盘电离率。我们构建了一个金牛座T型恒星系统的二维原行星盘模型，重点研究了恒星和星际FUV、恒星X射线光子和宇宙射线的电离。我们表明，恒星风可以为类似日光层的模拟物提供动力，即，一个"T-Tauriosphere"，在低到中等CR能量（E_CR <1 GeV）下，宇宙射线电离率降低了几个数量级。我们探索模型的观测到的太阳风宇宙射线调制和高度简化的估计"高架"宇宙射线调制，预计从一个年轻的T-金牛星。在前一种情况（太阳模拟）下，我们估计银河系宇宙射线的电离率为zeta_CR~（0.23 - 1.4）x 1e-18 s ^-1。这个范围的值，我们认为是最大的CR电离率的磁盘，是一个多的数量级低于通常假设在当前的磁盘化学和物理模型。在后一种情况下，即，对于"T-金牛星层"，宇宙射线的电离率为zeta_CR <1 e-20 s ^-1，比星际值小1000倍。事实上，如果风在宇宙射线调制方面的效率和本文预测的一样高，那么短寿命的放射性核素（现已灭绝）将成为年轻太阳星云行星形成区的主要电离源（zeta_RN~…
2013-06-04 astro-ph.SR
Accretion discs as regulators of stellar angular momentum evolution in the ONC and Taurus-Auriga
鉴于最近的实质性更新的光谱类型估计和新建立的固有颜色，有效温度，和测辐射热校正的前主序星（PMS），我们重新解决的吸积盘调节恒星角动量（AM）的演化理论。我们报告的汇编一致的样本完全对流恒星内的两个最充分研究和最年轻的，附近的恒星形成区域：猎户座星云星团（ONC）和金牛座御夫座。我们计算平均特定的恒星AM（$j_{\star}$）假设固体旋转，使用从文献中收集的表面旋转周期和新的恒星半径和年龄的估计。我们使用已发表的斯皮策IRAC通量分类为II类或III类恒星，并比较它们的$j_{\star}$演化。我们的研究结果表明，光盘分散是一个快速的过程，发生在不同的年龄。我们发现一个一致的$j_{\star}$减少率之间的第二类和第三类PMS明星，我们解释为表示一个时期的吸积盘调节AM的演变，其次是近恒定的AM的演变，一旦光盘已经消散。此外，假设我们所观察到的恒星年龄的传播是真实的，我们发现在II类阶段的$j_{\star}$的去除率比预期的更快的收缩在恒定的恒星自转速率。一个更有效的AM移除过程必须存在，最有可能的形式是吸积驱动的恒星风或其他流出的星盘相互作用区域或扩展盘表面。
2014-07-23 astro-ph.SR
The Missing Magnetic Morphology Term in Stellar Rotation Evolution
本研究探讨了磁场复杂性与质量和角动量损失之间的关系。对疏散星团的观测揭示了类太阳恒星自转周期的双峰分布，这在现有的磁制动的框架下很难解释。最近的研究表明，磁复杂性可以在控制恒星自旋下降速率方面发挥重要作用。然而，在大多数旋转演化模型中，由于难以正确解释其对风驱动和角动量损失的影响，磁形态仍然被忽略。使用最先进的磁流体动力学磁化风模拟，我们研究的效果，不同的分布的磁通量在不同层次的几何复杂性的质量和角动量损失率。角动量损失率强烈地依赖于场的复杂程度，但与这种复杂性的分布方式无关。我们推导出的分析条款表示的质量和角动量损失率的磁场形态依赖。我们还定义了一个参数，最能代表真正的恒星的复杂性。作为一个测试，我们使用这些分析方法来估计质量和角动量损失率的$8$恒星观测到的磁图，并比较它们的模拟结果。磁场的复杂性为恒星自转演化模型提供了一个自然的物理基础，该模型要求在弱和强自旋模式之间快速转换。
2016-07-20 astro-ph.SR
An F-type ultra-fast rotator KIC 6791060: Starspot modulation and Flares
利用Kepler卫星的观测资料，对F型超快旋转体KIC 6791060进行了分析。我们推导出转动周期为0.34365 $\pm$ 0.00004 d。探测到周期间隔为$\sim$ 0.00016 d的多个周期性，这似乎是由于表面差异旋转引起的不同恒星纬度的多个斑点群之间的相对速度的结果。在观测过程中，共观测到38个光学耀斑。已发现这些耀斑的能量在$10^{31-33}$ erg的范围内。表面温度模拟的初步结果表明，在恒星表面存在两个活跃的辐射。
2018-05-22 astro-ph.SR
Transport of angular momentum and chemical elements by the MRI dynamo in stellar radiative zones
Toulouse Univ.（图卢兹大学）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie（天体物理学与行星学研究所在）；CNRS（法国国家科学研究中心）；CNES（法国国家空间研究中心）；Département d’Astrophysique/AIM CEA/IRFU（天体物理系/AIM cea/IRFU）；Univ. Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Univ. de Paris Cité（巴黎西岱大学）；Institut de Mécanique des Fluides de Toulouse（图卢兹流体力学研究所）
研究红巨星深层磁场对角动量和化学元素的输运，通过零净通量剪切盒模拟建立输运效率与分层、旋转等参数的标度律，发现旋转和分层影响角动量及化学成分输运，该研究对协调恒星演化模型和星震反演有前景。
2026-07-24 astro-ph.SR
Effects of Stellar Rotation in Parker's Hydrodynamic Stellar Wind Model: How Protostars and Strong Rotators Lose their Angular Momentum Fast
本文讨论了在Parker [9]的流体动力学星风模型中，恒星自转和由此产生的方位星风流的影响。特别令人感兴趣的是一个全新的流体动力学物理学的出现，通过一个新的临界点在恒星风流动，这取代了临界点在帕克的[9]流体动力学模型。恒星自转的影响导致新的临界点出现在日冕的较低位置，因此恒星风在日冕中经历了更强的加力燃烧室（如飞机喷气发动机）作用。对于强转子，新的临界点出现在一个固定的位置，对于一个给定的恒星，只确定的基本恒星参数，如质量M和角速度，尽管在恒星风环境的变化。恒星的自转导致了更强的密度下降，并在距离恒星很远的地方增强了星风的加速-这种效应甚至在靠近恒星的地方实现，对于强旋转体。恒星旋转导致与恒星风流动相关的有效拉伐尔喷嘴的物理喉部截面变得更窄，表明流动加速增强。因此，恒星的自转导致了稀薄和更快的恒星风流动，而质量通量没有变化，因此提供了一个有效的物理机制，为原恒星和强转子快速失去角动量。
2018-09-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Effect of Magnetic Variability on Stellar Angular Momentum Loss I: The Solar Wind Torque During Sunspot Cycles 23 & 24
冷恒星的旋转演化是由磁化的恒星风控制的，在它们的主序星寿命期间，磁化的恒星风减缓了恒星的旋转。在类太阳恒星中经常观察到磁变，全球磁场的强度和拓扑结构的变化预计会影响星风施加的扭矩。本文提出了三种计算太阳风角动量损失的方法。其中两个基于Finley & Matt（2018）的MHD模拟，一个使用太阳风中测量的开放通量，另一个使用远程观测的表面磁图。这两种方法都同意通过太阳周期看到的太阳扭矩的变化，并显示出从第23到24周期减少了30-40%。这两种方法计算不同的平均值，$2.9\times10^{30}$ erg（开放通量）和$0.35\times10^{30}$ erg（表面场）。这种差异是由于众所周知的困难与观察到的开放磁通量的磁图，这是目前还不了解，导致无法区分这两个计算的扭矩。第三种方法是基于观测到的类太阳恒星的自旋速率，它随着年龄的增长而下降，直接探测平均角动量损失。该方法给出的太阳力矩的$6.2\times10^{30}$ erg大于其他方法。这可能表明太阳扭矩在比磁周期长得多的时间尺度上的进一步变化。我们讨论的影响，适用于其他类似太阳的恒星，只有表面场的测量是可用的，并在那里的磁场变化是病态约束的公式。
2018-08-23 astro-ph.SR
Estimating stellar wind parameters from low-resolution magnetograms
恒星风支配着类太阳恒星在主序星期的角动量演化。这个过程的效率取决于恒星磁场的几何形状。最近，可以通过分光偏振法确定这种几何形状的恒星数量迅速增加。我们提出了一种计算效率高的方法来确定三维几何形状的恒星风，并估计质量损失率和角动量损失率的基础上，这些意见。以太阳磁图为例，我们量化了恒星观测有限的空间分辨率对所获得的值的影响程度。我们发现，对于一个典型的恒星表面分辨率为20 $^{\rm o}$ -30 $^{\rm o}$，预测的风速是在5 $\%$的值在全分辨率。质量损失率和角动量损失率在5-20 $\%$范围内。相比之下，预测的X射线发射测量可以被低估1-2个数量级，并且它们的旋转调制被低估10-20 $\%$。
2016-11-10 astro-ph.SR
Towards a unified model of stellar rotation
快速自转对恒星演化的影响是深远的。我们现在开始收集足够的数据，以便在不同的物理模型之间进行现实的比较。对任何恒星自转理论的两个关键检验是：第一，它是否能与在含有快速自转恒星的星系团中观测到的氮和其他元素的富集相匹配;第二，它是否能再现观测到的赫兹-罗素图中主序星的加宽。在过去的二十年里，恒星自转模型的数量和复杂性一直在稳步增加，但由于缺乏数据，很难确定这些增加的模型是否真的更接近现实。恒星自转模型中最缺乏探索的特征之一是对流带内角动量输运的处理。如果我们把核心看作具有均匀的比角动量，那么对于给定的表面旋转，恒星中的角动量分布与我们假设恒星作为固体旋转时的角动量分布有很大的不同。均匀的比角动量还产生强烈的剪切，这可以驱动靠近对流区边界的化学元素的额外传输。不同模型的比较以及它们对可观测性质的再现与其他相同的输入物理的比较对于正确区分它们是至关重要的。我们比较详细的网格的恒星演化轨道的中间和高质量的恒星使用几种模型产生的旋转与我们新的恒星旋转代码。
2011-09-05 astro-ph.SR
γ Doradus stars as test of angular momentum transport models
红巨星的日震学和星震学研究表明，恒星内部角动量的分布及其随时间的演化仍然是恒星物理学中的一个悬而未决的问题。由于开普勒测光的空前质量，我们能够地震推断出剑鱼座γ星的内部自转速率，这为红巨星之谜提供了对应的MS。我们面对这些内部旋转率的恒星演化模型与旋转诱导角动量的传输，为了测试角动量传输机制。我们使用Christophe等人开发的独立于恒星模型的方法，以获得开普勒观测到的37颗γ剑鱼座恒星的地震推断，浮力半径和近核旋转。我们表明，浮力半径可以作为一个可靠的演化指标场星MS。我们计算旋转的演化模型，包括运输角动量在辐射区，Zahn和Maeder，与CESTAM代码。此代码计算恒星从出生线到RGB顶端的旋转历史。初始角动量含量必须在初始时设定，这是通过拟合年轻星团的旋转周期来完成的。我们发现，在样品中测量的近核旋转速率与根据Zahn（1992）的演化模型（包括旋转诱导传输）获得的旋转速率之间存在明显的不一致。这些结果显示了类似于太阳和红巨星的分歧。这表明存在缺失的机制，负责制动的核心之前和沿MS。缺失的机制的效率进行了研究。Zahn和Maeder形式化的角动量输运不能解释我们手头上的主序中等质量恒星的近核旋转测量。
2018-01-28 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 Impact of Hot Jupiters on the Spin-down of their Host Stars
本文用磁流体力学（MHD）数值方法研究了恒星质量和角动量损失率与邻近巨行星轨道距离的关系。我们发现，质量损失率下降了$\approx$ 1.5-2的一个因素，而角动量损失率下降了$\approx$ 4的一个因素，随着距离减少过去的阿尔文表面。这种角动量损失的减少是由于恒星和行星阿尔文表面之间的相互作用，这改变了面向行星的半球以及相对半球上的恒星日冕和恒星风的整体结构。模拟还表明，角动量损失率的变化幅度主要取决于行星磁场的强度，而不是其极性。然而，如果恒星和行星的整体场拓扑是反对齐的，那么相互作用开始于更大的分离。我们的研究结果是一致的证据，在恒星窝藏接近巨行星的多余的角动量，并表明，减少风驱动的角动量损失可以竞争，也许占主导地位，由于潮汐相互作用的自旋。
2010-09-29 astro-ph.SR
K2 space photometry reveals rotational modulation and stellar pulsations in chemically peculiar A and B stars
磁热恒星的物理学以及大尺度磁场如何影响它们的内部性质在很大程度上是未知的。很少有研究将磁脉动星的高质量观察和建模（称为磁星震学）结合起来，主要是因为缺乏检测到的具有已确认且特征良好的大规模磁场的恒星脉动。我们的目标是利用K2空间任务的测光技术，对化学性质特殊的候选磁星的旋转和脉动的观测特征进行分析。因此，我们确定了最佳的候选目标地面，光学偏振光谱后续观测，以确认存在的大规模磁场。我们采用定制的还原和去趋势工具将K2光度法处理成优化的光变曲线，以进行变异性分析。我们在56个化学奇特的A和B星中寻找由表面丰度不均匀性引起的旋转调制的周期性光度特征。此外，我们寻找内在的变化所造成的脉动（相干或其他）在这些恒星的振幅谱。测定了38颗化学奇特星的自转周期，其中16颗是首次测定的。我们确认发现的高泛音roAp脉动模式在HD 177765，并找到一个额外的3 Ap和Bp星，显示证据的高泛音压力模式中发现的roAp星的形式可能的奈奎斯特混叠频率在其振幅谱。此外，我们还发现了6颗化学性质奇特的恒星，它们显示出由重力或压力脉动模式引起的内在变化的证据。在化学性质特殊的恒星中发现了不可忽略的一部分脉动，使这些恒星成为光谱偏振运动的高优先级目标。
2018-05-11 astro-ph.SR
Tight stellar binaries favour active longitudes at sub- and anti-stellar points
本文通过 TESS 分析 162 个 EBLM 不等质量食双星，发现至少约 51% 样本的主星黑子活动经度相隔约 180°，并优先位于朝向和背向伴星的位置。
2024-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantifying Stellar Mass Loss with High Angular Resolution Imaging
物质在宇宙中不断循环。最强大的回收途径之一是通过恒星质量损失。所有的恒星都表现出质量损失的速率在~10（-14）到10（-4）M（太阳）yr-1之间，取决于光谱类型、光度等级、自转速率、伴星接近度和演化阶段。第一代恒星主要由氢和氦组成。这些物质通过大质量的风、行星状星云和超新星爆炸，在星际介质中播撒了更重的元素。随后的几代恒星吸收了这种物质，改变了恒星的燃烧方式，并为行星形成提供了物质。了解质量损失对于建模单个恒星以及回答更大的天体物理问题至关重要。了解质量损失对于跟踪单星、双星、星团和星系的演化至关重要。质量损失是我们在模拟基本恒星过程中最薄弱的领域之一。这在很大程度上是由于缺乏对恒星光球和质量损失过程的详细观测。望远镜阵列的高分辨率光学成像开始提供这些数据，并与光谱学和宽红外和亚毫米覆盖相结合，支持更复杂的模型在快速计算机上，并有望在质量损失研究的新时代。
2009-02-17 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
Analysis of eight magnetic chemically peculiar stars with rotational modulation
自2018年底以来，凌日系外行星勘测卫星（TESS）为天文学界提供了恒星测光。我们已经使用TESS数据来研究旋转调制的光变曲线的样品的化学奇特的恒星与测量的大尺度磁场（mCP星）。一般来说，mCP星在其大气层中显示出不均匀的元素分布，导致光谱（线轮廓）和光度（光变曲线）的变化与旋转周期相称。我们分析了来自50个部门的8个目标的TESS数据后处理，以尽量减少系统的仪器趋势。光变曲线的分析使我们能够确定所有八个目标的旋转周期。对于每一颗恒星，我们提供了一个相图计算使用衍生周期的光变曲线和磁盘平均纵向磁场$\langle B_{\rm z}\rangle$的可用测量。在大多数情况下，相位光变曲线和$\langle B_{\rm z}\rangle$测量结果显示一致的变异性。利用我们的自转周期，以及从拟合巴耳末线轮廓得到的全局恒星参数，以及从日内瓦和斯特罗姆-克劳福德测光得到的全局恒星参数，我们确定了赤道自转速度，并计算了各自的临界自转分数$v_{\rm eq}/v_{\rm crit}$。我们已经从我们的样本中表明，临界转动分数随着恒星年龄的增加而降低，其速率与在较大的mCP恒星群体中观察到的磁制动一致。
2022-08-05 astro-ph.SR
An MHD Simulation of the Possible Modulations of Stellar CMEs Radio Observations by an Exoplanetary Magnetosphere
本研究通过MHD模拟发现，近距系外行星和恒星磁场共同调制恒星CME驱动的II型射电暴频谱，弱行星磁场使辐射向高频转移，强磁场则抑制激波产生低频弱辐射。
2025-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fractal signature as a rotational modulation and stellar noise classifier based on the active Kepler stars
在这项研究中，我们报告了701颗恒星在太阳附近的分析定义在三个类别，即太阳下，太阳和太阳超日旋转周期在1和70天之间，根据旋转调制信号推断的时间序列从开普勒任务的公共档案。在我们的分析中，我们进行了初步选择的基础上的旋转周期和位置的周期-H图，其中H表示赫斯特指数提取的分形分析。为了改进我们的分析，我们应用了一种称为R/S方法的分形方法，考虑到与不同时间间隔的光度调制相关的特征的波动以及我们样本时间序列中存在的分形痕迹。从这个意义上说，我们计算了所谓的赫斯特指数的参考星，发现它可以提供一个强大的判别旋转调制和背景噪声的行为，超越了什么可以实现单独的旋转周期本身。此外，我们的结果强调，恒星的旋转周期是由指数H的增加，在旋转周期的增加而增加。最后，我们的方法表明，所提到的指数可能是一个强大的旋转调制和噪声分类。
2022-11-04 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
High Angular Resolution Stellar Imaging with Occultations from the Cassini Spacecraft I: Observational Technique
我们提出了新的意见，利用卡西尼号航天器进行观测活动的恒星天文学从一个有利的位置在太阳系外。通过利用掩星事件，其中米拉通过土星环平面后面的卡西尼号，参数成像数据被恢复跨越近红外。由此，恢复了极高角分辨率的空间信息，从而能够在近红外1 - 5 μm光谱区的光谱带通上研究恒星大气的扩展。由此得到的米拉的角直径的测量结果被发现与其大小随波长变化的现有观测结果一致。目前的研究说明了该技术的有效性，更详细的探索恒星物理获得这种新颖的实验将是即将发表的论文的主题。
2013-05-20 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Starspot signature on the light curve: Learning about the latitudinal distribution of spots
恒星光变曲线的准周期性调制可能是由穿过可见星盘的黑点引起的。由于自转的差异，不同纬度的黑子通常有不同的自转周期。因此，通过研究点诱导调制，人们可以了解恒星表面（微分）旋转和磁活动。最近，Reinhold & Arlt（2015）提出了一种基于Lomb-Scargle光变周期图的方法来识别恒星表面的差旋。我们的目标是了解如何调制的恒星光变曲线，由于存在的斑点和相应的周期图的恒星和斑点的属性。我们生成具有不同属性（倾角，临边暗化和旋转速率）和光斑配置（光斑数量，纬度，强度对比度和大小）的恒星的合成光变曲线。通过分析他们的Lomb-Scargle周期图，我们计算了旋转周期的第二和第一谐波的高度之间的比率（峰高比）。我们发现，峰高比基本上是一个单一的参数，时间的分数点是可见的，这是有关的正弦性的点调制的函数。我们确定的条件下，周期图分析实际上可以提供一个估计点的纬度和/或恒星的倾角。我们还确定了可能的来源的错误的差分旋转的符号的识别。
2016-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
High angular resolution imaging with stellar intensity interferometry using air Cherenkov telescope arrays
利用由近100台望远镜组成的空气切伦科夫望远镜阵列进行的恒星强度光学干涉测量，将提供测量基本恒星参数的手段，并开辟独立于模型成像的可能性。除了灵敏度问题之外，强度干涉测量中的图像恢复的主要限制是在测量过程期间相干的复杂程度的相位的损失。然而，已经开发了几种模型无关的相位重建技术。在这里，我们实现了一个基于Cauchy-Riemann的算法，从模拟数据中恢复图像。对于明亮的恒星（m_v~6）和几个小时的曝光时间，我们发现，尺度特征如直径、扁率和整体形状的重建具有百分之几的不确定性。更复杂的图像也被很好地重建，具有与原始图像的高度相关性。通过使用前向算法，结果得到进一步改善。
2011-08-23 astro-ph.IM 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
On the evolution of a binary system with arbitrarily misaligned orbital and stellar angular momenta due to quasi-stationary tides
我们考虑由于潮汐效应而相互作用的双星系统的演化，而不限制轨道的方向，并且其中重要的是，自旋角动量和轨道偏心率。在平衡潮近似下，我们在低潮强迫频率范围内工作。对于一个元件，即主元件，内部自由度被充分考虑。在伴星的情况下，自旋角动量被假设小到可以忽略不计，但内能耗散是允许的，因为这对行星伴星的轨道圆化可能很重要。我们得到了一组方程的轨道演变所造成的潮汐效应。这些取决于双星的质量和半径，轨道的形式和方向，以及每个参与的组件，自旋速率，科氏力，与平衡潮汐相关的能量耗散的归一化速率，由于辐射过程和粘性，以及经典拱点运动常数。这些依赖于恒星的参数，不需要额外的假设或现象学的方法，在过去已经调用。它们可以用来确定系统的演变与初始显着的错位的自旋和轨道角动量的假设为系统包含热超导体。包含科里奥利力可能会导致轨道和自旋角动量之间的倾角的演变以及轨道平面的进动，这可能会产生观测结果。
2020-10-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
The evolution of stellar X-ray activity and angular momentum as seen by eROSITA, TESS, and Gaia
本研究利用eROSITA、TESS和Gaia数据构建大样本恒星数据集，探究恒星X射线活动与角动量的演化规律，发现角动量表述下自转-活动关系更单调简洁，并给出相关经验预测关系。
2024-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Science opportunities enabled by the era of Visible Band Stellar Imaging with sub-100 μarc-sec angular resolution
本白皮书简要总结了可见（U/V）波段超高分辨率（低于100 μ arc-sec）天文成像带来的恒星科学机遇。下一代切伦科夫成像望远镜阵列将在未来十年内建造，可以使用现代恒星强度干涉仪（SII）提供数千颗明亮（m< 6），热（O/B/A）恒星的前所未有的可见波段成像。本白皮书描述了未来十年在这个新的观测空间可能发现的天体物理学/天文学科学机会。
2019-08-08 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Bimodality in Rotational Modulation of Planet-Hosting Stars
Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie, Universidade Presbiteriana Mackenzie（麦肯锡大学 Presbyterian Mackenzie University 射电天文学与天体物理学中心）
通过分析开普勒光度数据，发现拥有确认系外行星的恒星在自转调制色散指标S_phot上显著更高且呈双峰分布，表明行星系统可能影响恒星磁活动的时域组织。
2026-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
High Contrast, High Angular Resolution Optical Speckle Imaging: Uncovering Hidden Stellar Companions
本研究探讨利用大口径地面望远镜和光学散斑成像技术探测极暗近距恒星伴星，并应用多帧盲反卷积（MFBD）技术重建图像，显著提高了流量比测量精度和天体测量精度，从而在深对比度下实现对恒星伴星的高分辨率成像。
2024-04-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Glimpses of stellar surfaces. II. Origins of the photometric modulations and timing variations of KOI-1452
一颗系外行星的中天时间与线性星历的偏差通常是与系统中其他天体的引力相互作用的结果。然而，这些类型的凌日定时变化（TTV）也可以通过星点对凌日轮廓形状的影响来引入。本文用反锐化掩模法研究了TTV模糊的行星的光度光变曲线，比较了它们的O-C图特征与交点事件的发生和过境位置。这种方法似乎特别适用于检查只有少量在途数据点的渡越光变曲线，即，开普勒卫星的长节奏光变曲线。作为一个概念的证明，我们应用这种方法的光变曲线和估计的食双星KOI-1452，我们证明了他们的非引力性质的食定时变化。此外，我们使用的方法来研究系统KOI-1452的主星的旋转特性，并表明，负责的时间变化的斑点旋转与不同的周期比系统的光变曲线的最突出的时期。我们认为，KOI-1452的光度变化的主要贡献来源于g模式振荡，这使得该系统的主星成为γ-Dor型变星候选者。
2016-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
