Modeling Multi-Wavelength Stellar Astrometry. II. Determining Absolute Inclinations, Gravity Darkening Coefficients, and Spot Parameters of Single Stars with SIM Lite
提出了一种利用多波长亚毫弧秒天体测量确定单星绝对倾角的新方法。该技术利用了重力暗化的效应，这会导致与恒星投影旋转轴平行的波长相关的天体测量位移。我们发现这种效果是清楚地检测到使用SIM建兴各种巨星和快速旋转，并提出了详细的模型，多个系统使用的REFLUX代码。我们还探讨了单星上的斑点引起的多波长天体测量反射运动。我们发现，它应该是可能的，以确定斑点的大小，相对温度，和一些位置信息的巨型和附近的主序星利用多波长SIM Lite数据。这些数据将在恒星和系外行星天体物理学中极为有用，并通过对巨星天体测量参考系进行适当的多波长校准，以及在搜索系外行星时减少星点带来的噪音，支持主要的SIM Lite任务。
2010-09-10 astro-ph.SR
The Solar Twin Planet Search: IV. The Sun as a typical rotator and evidence for a new rotational braking law for Sun-like stars
目前还不清楚太阳与其他类似恒星在某些物理性质（如自转）方面的相似程度。考虑到陀螺年代学关系今天被广泛用于估计主序星的年龄，并且太阳被用来校准它，评估这些程序是否可以接受是至关重要的。为了研究类太阳恒星的自转演化，并评估太阳是否是一个典型的自转体，我们分析了一个前所未有的大样本太阳孪星的自转速度--受未知的自转轴倾角的限制。我们使用高分辨率（$R = 115000$）光谱与HARPS摄谱仪和ESO的3.6米望远镜在拉西拉天文台。用合成谱拟合线轮廓，估算了82个太阳孪星的投影自转速度。宏观湍流速度推断出一个处方，准确地反映了他们的依赖与有效的温度和光度的恒星。我们的太阳双星样本包括一些光谱双星与增强的旋转速度，我们没有发现任何非光谱双星异常高的旋转速度。我们证实，太阳没有一个特殊的旋转，但太阳孪生子显示旋转速度，从Skumanich关系。太阳是一个规则的旋转体相比，太阳双胞胎具有相似的年龄。此外，我们得到了一个旋转制动法，更好地描述了我们的样本（$v \propto t^{-0.6}$）中的恒星在以前，经常使用的缩放。
2016-06-20 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
The evolved fast rotator Sargas. Stellar parameters and evolutionary status from VLTI/PIONIER and VLT/UVES
引力变暗和引力变平是恒星自转的重要结果。这些影响的精确表征整个HRD是至关重要的恒星结构和演化的更深入的理解。我们试图描述这种重要的影响，Sargas，一个进化的，快速旋转的，中等质量的恒星，位于一个地区的HRD，他们从来没有直接测量，据我们所知。我们使用我们的数值模型CHARRON分析干涉（VLTI/PIONIER）和光谱（VLT/UVES）观测通过MCMC模型拟合程序。从PIONIER数据中得到的vitrification和closure阶段对旋转变平和GD特别敏感。采用Roche近似，我们研究了两种GD模型：（1）beta模型（经典的von Zeipel定律）和（2）omega模型。使用这种方法，我们测量了几个物理参数的Sargas，即赤道半径，质量，赤道旋转速度，平均Teff，倾角和旋转轴的位置角，和β。特别是，我们表明，测得的β导致的表面通量分布相当于一个由欧米茄模型。由于我们的研究结果，我们还表明，Sargas是最有可能位于一个罕见的和有趣的区域的H-R图：内的Hertzsprung间隙和不稳定带的热边缘。这些结果再次显示了光学/红外长基线干涉测量的能力，结合高分辨率光谱，直接测量快速旋转效应和恒星参数，特别是GD。与先前通过干涉测量法研究的一些快速旋转体的情况一样，omega模型提供了对Sargas GD的物理上更深刻的描述，而不需要β指数。
2018-10-23 astro-ph.SR
Rapid Rotation in the Kepler Field: Not a Single Star Phenomenon
在开普勒场中已经测量到了数万个旋转周期，其中包括相当一部分快速旋转体。我们使用盖亚双星区分光度双星（PB）从单星的未发展的较低的主序，并比较其分布的旋转特性的单星与APOGEE光谱表征。我们发现，59%的1.5天< P < 7天的恒星位于主序星上方0.3等，而完整旋转样本的比例为28%。在同一周期范围内的恒星的分数是1.7 $\pm$ 0.1%的总样本分析的旋转周期。光度的二进制的分数和快速旋转的分数是一致的人口非食短周期的二进制推断开普勒食二进制数据校正后的倾斜。这表明，快速旋转的主导地位是潮汐同步双星，而不是单星服从传统的角动量演化。我们警告不要将开普勒磁场中的快速旋转解释为年轻的标志。跟踪这217个候选潮汐同步双星的新样本将有助于进一步了解恒星的潮汐过程。
2019-02-05 astro-ph.SR
Is Eta Carinae a fast rotator, and how much does the companion influence the inner wind structure?
我们分析了光蓝变星船底座伊塔的干涉测量，目的是限制主星的旋转速度，并探测伴星的影响。利用二维星风辐射转移模型，我们发现当自转速度与临界速度之比为W=0.77-0.92，倾角i=60-90 °，和位置角PA=108-142度同时再现来自VLTI/VINCI的K波段连续光谱和来自VLTI/AMBER的闭合相位测量。有趣的是，具有W=0.73-0.90和i=80-90度的扁圆模型产生与干涉测量数据类似的拟合，但需要PA=210-230度。因此，无论是扁长模型还是长扁模型都表明主星的自转轴与侏儒星座的极轴并不一致。我们还计算了主星的辐射转移模型，考虑到伴星产生的空腔和稠密的风-风相互作用区域。我们发现，风-风的相互作用对K波段图像有显着的影响，主要是通过自由-自由的排放从压缩的墙壁，合理的模型参数，可以重现VLTI/VINCI vitrium在相位0.92-0.93。我们的结论是，主风的密度结构可以充分扰动的同伴，从而模仿干涉观测的快速旋转的影响。因此，快速旋转可能不是干涉观测的唯一解释。为了解决这些问题，需要进行密集的时间监测和3-D建模。
2010-06-24 astro-ph.SR
Bona-fide, strong-variable galactic Luminous Blue Variable stars are fast rotators: detection of a high rotational velocity in HR Carinae
我们报告的光学观测亮蓝变星（LBV）HR船底座，这表明该恒星已达到视觉最低阶段在2009年。更重要的是，我们检测到由于Si IV 4088-4116 Angiotensin引起的反射。为了与2009年5月观测到的谱线轮廓相匹配，需要vrot=150 +- 20 km/s的高旋转速度（假设倾角为30度），这意味着HR Car的旋转速度约为其分裂临界速度（vcrit）的0.88 +- 0.2。我们的研究结果表明，快速旋转是典型的所有强变量，真正的银河LBV，目前S道尔型的变化。强变LBV位于视觉最小期间HR图的明确定义区域（“LBV最小不稳定带”）。我们认为这个区域对应于达到vcrit的地方。在该条的左侧，存在vrot/vcrit>1的禁区，这解释了为什么在该区域中没有检测到LBV。由于像天鹅座P和HD 168625这样的休眠/前LBV的vrot较低，我们认为LBV可以分为两类：快速旋转的强变星，表现出S-Dor周期（如AG Car和HR Car）和慢旋转的恒星，变化小得多（如天鹅座P和HD 168625）。我们推测，在爆炸前有S-Dor周期的SN祖先（如SN 2001 ig，SN 2003 bg和SN 2005 gj）可能是快速旋转的。我们认为，快速旋转的银河系LBV失去角动量的潜在困难是这样的恒星可能在LBV阶段爆炸的额外证据。
2009-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric determination of rotation axis inclination, rotation rate, and mass of rapidly rotating intermediate-mass stars
本文提出利用三个光度观测量（T_IRFM、c1和c2指数）结合二维恒星模型与Levenberg-Marquardt反演算法，从测光数据中同时测定快速旋转中等质量恒星的质量、自转速率和倾角，并在织女星上验证了方法的有效性。
2024-02-27 astro-ph.SR
The $δ$ Scuti stars of the Cep--Her Complex. I: Pulsator fraction, rotation, asteroseismic large spacings, and the $ν_{\rm max}$ relation
本研究利用TESS数据在仙王座-武仙座复合体中识别δ盾牌座型变星，分析其脉动占比、ν_max与温度的关系、大间距与自转的关联，并验证Gaia vbroad测量对A型星的可靠性。
2024-10-08 astro-ph.SR
Extensive study of HD 25558, a long-period double-lined binary with two SPB components
我们对慢脉动B（SPB）恒星HD 25558进行了广泛的观测研究。在不同的天文台获得的~2000光谱，地面和MOST卫星的光变曲线显示，该物体是一个双线光谱双星，轨道周期约为9年。观测结果不允许推断出轨道解。我们确定的组件的物理参数，并发现两者都位于SPB不稳定带。因此，两者都显示出由于恒星脉动而引起的线轮廓变化。在数据中确定了11个独立的频率。所有频率均归因于基于线轮廓的逐像素变异性分析的两个组分之一。光谱和光度模式识别也进行了两颗恒星的频率。这些结果表明，这两个组件的倾角和旋转是相当不同的。在60 °倾角下，主恒星是一个周期约为6 d的慢自转体，而次恒星则是一个周期约为1.2 d的快速自转体，在20 °倾角下可以看到。光谱偏振测量显示，次级组件具有至少几百高斯强度的磁场，而在初级组件中没有检测到磁场。
2013-12-21 astro-ph.SR
An Exoplanet's Response to Anisotropic Stellar Mass-Loss During Birth and Death
在金牛座T星或恒星演化的后主序星阶段，行星的诞生和死亡可能受到来自母星的物质外流的影响。这些外流通常被建模为各向同性的，但这种假设对于快速旋转，双极喷流和超新星是不现实的。在这里，我们推导出一个单一的行星，褐矮星，彗星或小行星的各向异性质量损失扰动的时间演化的一般运动方程的行星轨道要素，喷出物的速度，和母星的共同纬度和经度。我们限制我们的应用这些方程1）快速旋转的巨星，和2）任意方向的喷流流出。我们的结论是，各向同性的质量损失假设可以安全地用于模拟行星运动期间的巨大分支阶段的恒星演化在数百au的距离。事实上，只有当质量损失在恒星赤道附近不对称时，纬向质量损失变化才会各向异性地影响行星运动。此外，我们演示了如何在年轻的系统恒速，不对称的双极外流煽动轨道倾角的变化。因此，这一现象很容易倾斜外行星轨道以外的一个新生的磁盘的程度。
2013-08-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining the Emission Geometry and Mass of the White Dwarf Pulsar AR Sco using the Rotating Vector Model
我们将标准的射电脉冲星旋转矢量模型应用于白矮星脉冲星AR Sco的光学偏振位置角摆动，如Buckley等人（2017）所获得的那样。由于长占空比的自旋脉动具有良好的信号-噪声比在整个自旋阶段，在中子星射电望远镜相反，我们发现很好的约束值的磁性$α$和观察者的观察方向$ζ$相对于自旋轴。我们发现$\cosα=0.060^{+0.050}_{-0.053}$和$\cosζ=0.49^{+0.09}_{-0.08}$，这意味着具有观察者角度$ζ={60.4^\circ}^{+5.3^\circ}_{-6.0^\circ}$的正交旋转体。旋转器的这种正交性质与由每个自旋周期的两个脉冲组成的光学光变曲线一致，在相位上由$180^\circ$分开。在$ζ\approx i$（$i$是轨道倾角）和一颗充满罗氏瓣的伴星M星的假设下，我们得到了白矮星质量的$m_{\rm WD} = 1.00^{+0.16}_{-0.10} M_\odot$。这些极化建模结果表明，非热发射来自偶极白矮星磁层并靠近恒星，同步辐射（如果可以保持非零俯仰角）是合理的损失机制，标志着AR Sco作为未来理论和观测研究的特殊系统。
2019-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using Astrometry to Break Degeneracies in Stellar Surface Mapping
Michigan Institute for Data Science, University of Michigan（密歇根大学数据科学研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Department of Electrical Engineering and Computer Science, University of Michigan（密歇根大学电气与计算机工程系）
本文提出利用天体测量法重构恒星表面亮度图，并通过结合光度学与天体测量数据，打破恒星表面测绘中的退化问题，提升对恒星活动的探测能力。
2026-04-22 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Evidence of an asymmetrical Keplerian disk in the Brγ and He I emission lines around the Be star HD 110432
上下文HD 110432被归类为“γCas X射线类似物”，因为它具有类似的特殊X射线和光学特性，即硬热X射线可变发射和受广泛圆盘影响的光谱。Lopes de Oliveira等人（2007年）认为它可能是一颗Be星，里面有一颗正在吸积的白矮星，或者X射线可能来自恒星表面和它的盘之间的相互作用。目标。为了研究这颗Be星周围的盘，我们使用了VLTI/AMBER仪器，它结合了高光谱（R=12000）和高空间分辨率（θmin =4 mas）。方法.我们约束的几何形状和运动学的拱星盘从有史以来最高的空间分辨率在这颗星上实现。结果采用高斯圆盘模型，得到了Brγ线上的圆盘扩展为10.2 D \ast，He I线上的圆盘扩展为7.8 D \ast.圆盘显然遵循开普勒旋转。我们得到了一个倾角为55 \degree，和恒星是一个近临界转子与Vrot /Vc =1.00 $\pm$ 0.2。该倾斜度大于γCas的值（约42 \degree，Stee等人，2012年），并且与Smith和Balona（2006年）根据光学Fe II发射曲线推断的倾斜度应大于γCas值一致。在近红外连续谱中，HD 110432的圆盘比γCas的圆盘大3倍。我们没有直接的证据表明HD 110432周围有伴星，但似乎我们有一个清晰的特征，表明在HD 110432周围发现了盘的不均匀性。这种不对称的磁盘检测可以解释单臂振荡粘性磁…
2013-01-14 astro-ph.SR
Populations of rotating stars III. SYCLIST, the new Geneva Population Synthesis code
我们提出了一个新的工具，用于建立合成色星等图的同时代的恒星星族。我们研究，从理论的角度来看，恒星的轴向旋转的影响，对各种观察到的性能的单年龄恒星星族：在关闭的幅度，光度特性的演变恒星，表面速度，表面丰度，和旋转的影响，年龄测定的集群的等时线拟合。不同的初始质量，金属丰度，和零年龄的主序列（ZAMS）的旋转速度的恒星模型被用来建立内插恒星轨道，等时线，和合成集群的各种年龄和金属丰度。合成人口占ZAMS的旋转速度的初始分布的影响，倾角的影响和重力和临边昏暗，未解决的二进制和光度误差的影响。内插轨迹、等时线和合成簇可以通过公共网络界面计算。对于金属丰度在[0.002，0.014]范围内，年龄在30万年和1 Gyr之间的星系团，在主序列（MS）带上的快旋子的比例是最大的，就在关闭的下方。这是由于旋转而增加MS寿命的自然结果。在3000万年和1千兆年之间，快旋星的比例也随着星团年龄的增加而增加。当金属丰度降低时，富集恒星的比例会增加。我们表明，使用的等时线计算旋转恒星模型的初始旋转，这是代表的平均初始旋转的恒星在集群提供了一个合理的估计年龄，即使在一个真正的集群中的恒星没有开始他们的演化与相同的初始旋转。
2014-04-28 astro-ph.SR
Rotation of ZZ Ceti stars as seen by TESS
本研究通过分析TESS光变曲线寻找自转分裂的频率多重态，成功推导出14颗ZZ Ceti白矮星脉动星的自转周期，证实大质量白矮星自转更快，并首次测定了4颗星的自转周期。
2024-02-15 astro-ph.SR
HD 135344B: a young star has reached its rotational limit
我们寻找年轻的赫比格星HD 135344 B的径向速度的周期性变化，目的是确定一个旋转周期。我们分析了在151天的时间范围内拍摄的44个高分辨率光谱。这些光谱是在拉西拉的2.2米MPG/ESO望远镜上用FEROS获得的。HD 135344 B的恒星参数是通过将合成光谱拟合到恒星光谱来确定的。为了获得径向速度的测量，恒星光谱已交叉相关的理论模板计算从确定的恒星参数。我们报告的第一个直接测量的旋转周期的赫比格星的径向速度测量。发现旋转周期为0.16 d（3.9 hr），这使得HD 135344 B在或接近其分裂速度时是一个快速旋转体。这种快速旋转可以解释HD 135344 B星周环境的一些特性，例如内部圆盘的特性（成分、倾角）与外部圆盘有显著不同。
2011-03-28 astro-ph.SR
Ultraviolet Spectropolarimetry: on the origin of rapidly rotating B stars
紫外光谱学和分光偏振法是理解大质量恒星某些方面的关键，这些方面在很大程度上是光学或更长波长观测无法达到的。这对于快速旋转的Be和Bn星尤其如此，这是由于它们的高温、几何不对称性、双星特性和演化历史。紫外分光偏振观测对光球快速旋转的结果（即扁率、温度和表面重力梯度）极为敏感。我们的偏振辐射传输模型预测，覆盖120 - 300 nm的低分辨率紫外分光偏振法的快速旋转器的倾斜角可以确定在5度内，和旋转率在1%以内。Be/n星快速自转的起源可以用单星或双星演化来解释，但它们的相对重要性在很大程度上是未知的。一些Be星有热的次发光（sdO）伴星，在早期阶段将它们的包层（以及质量和角动量）转移到现在的快速旋转体。通过光谱建模的范围广泛的模拟Be/n+sdO配置，我们证明，高分辨率高信噪比紫外光谱可以检测到sdO星，即使在$\sim$ 1,000倍，在紫外线比它的Be/n星同伴。这种程度的灵敏度是需要更充分地探索Be/n+sdO双星的参数空间，到目前为止，这已被限制在十几个系统相对明亮的sdO星。我们建议，紫外光谱偏振调查的Be/n星是了解这个人口的下一步。这样的数据集，当与人口合成模型相结合时，可以确定这些恒星可能经历的进化途径的相对重要性，这对于理解它们未来的进化和命运也至关重要。
2022-12-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Surface parameterisation and spectral synthesis of rapidly rotating stars. Vega as a testbed
本文提出了一种联合形式体系，用于计算快速旋转恒星的表面参数（光球半径、有效温度和重力）并合成光谱，该方法在织女星上验证有效，能准确再现干涉测量结果和光谱线特征。
2024-06-26 astro-ph.SR
Tidal-locking-induced stellar rotation dichotomy in the open cluster NGC 2287?
恒星的大部分寿命都在赫兹-罗素图中的“主序"上。在银河系疏散星团的等色-星等图中可以看到明显的双MS，这对我们传统上把星团理解为“单个恒星星族”提出了根本性的挑战。“质量大于$\sim1.6 M_\odot$的早期型恒星的清晰MS分叉被认为是恒星自转速率范围的结果。然而，将双MS与恒星自转性质联系起来的直接证据尚未出现。在这里，我们通过分析的投影恒星旋转速度（$v\sin i$，其中$i$代表恒星的倾角），以及分离的双MS在年轻的，$\sim200Myr$ -老银河系疏散星团NGC 2287是紧密相关的恒星旋转速率的二分分布。我们讨论我们的观察是否可以反映潮汐锁定的影响，影响一小部分的集群的成员恒星的恒星双星系统。我们表明，慢旋转可能是最初快速旋转的恒星，已被减缓了潮汐锁定的低质量比的同伴在一个集群包含一个大部分的短周期，低质量比的二进制文件。这表明，恒星旋转驱动年轻的，$\lessapprox 300$ Myr老星团分裂MS。但是，特殊情况，例如，关于质量比分布，可能需要这种情况下举行。
2019-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing stellar rotation in young massive LMC clusters
本研究利用MUSE光谱分析大麦哲伦云两个年轻大质量星团的恒星自转，证实自转差异与分裂主序相关，发现红主序星平均赤道速度达临界值的70%-80%，并指出高自转率可解释星团中高比例的Be星现象。
2025-09-02 astro-ph.SR
Spectroscopic Determination of Capella's Photospheric Abundances: Possible Influence of Stellar Activity
五车二是一颗光谱双星，由两颗G型巨星组成，其中第一颗（G8 III）是一颗正常的红团巨星，而第二颗（G 0 III）是一颗色球活跃的快旋巨星，显示出相当丰富的锂。最近，Takeda & Tajitsu（2017）报道了特定轻元素（例如，[C/Fe]或[O/Fe]）往往高得惊人，他们怀疑这只是由于高活动引起的异常大气结构造成的表面现象。为了验证这一假设，我们根据每个组分的解纠缠光谱确定了五车二的初级和次级元素丰度，以查看两者之间是否存在任何明显的分歧，这应该是由相同的化学成分形成的。我们发现，对于较重的元素，如Fe，主星略微超日（约+0.1dex），而次级星则是日下（约十分之几dex），导致主星和次级星之间存在明显的差异，尽管这种趋势在轻元素中没有看到（例如，C或0）。这些观测事实表明，在富锂巨星中发现的异常大的[X/Fe]比主要是由于Fe丰度的明显减少，我们推测这是由色球紫外辐射引起的过电离效应造成的。因此，我们的结论是，传统的模式大气分析将无法正确地确定丰度的快速旋转的巨星的高活动，正确的处理色球效应是需要得到真正的光球丰度。
2018-06-23 astro-ph.SR
Different stellar rotation in the two main sequences of the young globular cluster NGC1818: first direct spectroscopic evidence
本文对大麦云星云中的年轻球状星团NGC 1818（年龄~ 4000万年）的主序星进行了光谱分析。我们对麦哲伦云星团的测光观测表明，NGC 1818与其他年龄为6亿年的年轻天体一样，不仅表现出在中等年龄星团中观察到的延长MS关闭（eMSTO（年龄~1-2 Gyrs），但也是分裂MS。双MS最直接的解释是存在两个恒星星族：一个序列的缓慢旋转的恒星躺在蓝色MS和一个序列的快速旋转，与旋转接近的突破速度，定义一个红色MS。我们报告的第一个直接光谱测量投影旋转速度vsini的双MS，eMSTO和Be星的一个年轻的集群。线路轮廓的分析包括正确导出v sini值所需的非LTE效应。我们的研究结果表明：（i）蓝色和红色MS星的平均自转速度分别为vsini=71 \pm 10 km/s（sigma=37 km/s）和vsini=202 \pm 23 km/s（sigma=91 km/s）;（ii）eMSTO星有不同的vsini，通常低于红色MS星的vsini;（iii）正如预期的那样，Be星显示出最高的vsini值。这一分析支持了不同的自转速度在年轻星团色星等图中多个恒星星族的出现中起着重要作用的观点，并对现有的假设提出了新的限制。
2018-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic activity and differential rotation in the very young star KIC 8429280
我们提出了一个光谱/光度分析的快速旋转KIC 8429280，我们发现自己作为一个非常年轻的恒星和观测的开普勒任务。我们使用光谱/光度地面数据来推导恒星参数，我们采用了减谱技术，突出的色球发射的核心的H α，CaII H&K和IRT线。我们将一个强大的斑点模型与跨越138天的高精度开普勒测光相匹配。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法以贝叶斯方式进行模型选择和参数估计。我们发现KIC 8429280是一颗冷（K2 V）恒星，年龄约为5000万年，基于其Li含量，已经过了T Tau阶段，正在接近ZAMS。它的高水平色球活动由CaII H&K和IRT，H α和H β线的辐射损失表明。此外，它的巴耳末减量和CaII IRT线的通量比意味着这些线主要形成于类似于太阳谱斑的光学厚源。对开普勒数据的分析揭示了至少7个持久斑点的证据。由于这颗恒星的倾角相当高，约为70°，因此将这些光点分配给北半球或南半球并不明确。我们发现至少有3个解决方案具有几乎相同的残差水平。活动区的分布是围绕赤道和+-（50° ~ 60 °）3个纬度带，高纬度黑子的自转速度比低纬度黑子慢。赤道到极点的差异旋转~0.27 rad/d与最近一些快速旋转MS星的差异旋转平均场模型不同，这些模型预测了一个小得多的纬向剪切。我们的结果是一致的情况下，更高的差异旋转，沿磁周期的变化。
2011-06-24 astro-ph.SR
Visible and near-infrared spectro-interferometric analysis of the edge-on Be star $ο$ Aquarii
我们提出了一个详细的可见光和近红外光谱干涉分析的Be壳星$ο$宝瓶座准同期CHARA/VEGA和VLTI/琥珀观测。我们测量的宝瓶座$ο$的恒星半径为4.0 $\pm$ 0.3 $\mathrm{R_{\odot}}$。我们约束磁盘的几何形状和运动学使用的运动学模型和MCMC拟合过程。在$\sim$ 10-12 $\mathrm{D_{\star}}$中，发现H $α$和Br $γ$的盘大小相似，这是不常见的，因为大多数Be星的结果显示H $α$比Br $γ$更大的扩展。我们发现，从H $α$推导出的倾斜角$i$（$\sim$ 15度）明显低于从Br $γ$推导出的倾斜角。发现Br $γ$中的盘运动学接近开普勒旋转，而H $α$中的盘运动学不接近开普勒旋转。在使用HDUST模型网格（BeAtlas）分析了我们所有的数据后，我们发现两条线中的磁盘有一个共同的物理描述：$Σ_{0}$ = 0.12 g cm \textsuperscript{-2}和$m$ = 3.0。发现恒星自转速率非常接近临界值（$\sim$ 96\%）。我们对多时期H $α$轮廓和成像旋光测量的分析表明，该圆盘已经稳定了至少20年。与Br $γ$相比，H $α$中的数据显示了一个完全不同的图像，使用当前Be星盘的物理模型无法完全理解。$ο$ Aquarii呈现稳定盘，但测量的$m$低于稳态VDD模型中的标准值。这…
2020-02-21 astro-ph.SR
