Nonlinear tides in a homogeneous rotating planet or star: global modes and elliptical instability
我们重新审视全球模式和均匀旋转椭球流体质量的不稳定性，这是最简单的全球模型的旋转和潮汐变形的气态行星或恒星。短周期行星的潮汐流可能不稳定到椭圆不稳定，椭圆不稳定是一种可以驱动潮汐演化的流体动力学不稳定。我们进行了全球（和当地WKB）的分析，研究这种不稳定性使用优雅的形式主义Lebovitz和Lifschitz。我们调查的参数空间的全球不稳定性与谐波订单$\ell\leq 5$，行星的自旋是纯粹的对齐（顺时针）或反对齐（逆行）与它们的轨道。一般来说，如果行星的自旋和轨道是反对齐的，而不是对齐的，那么不稳定性的增长率要大得多。如果潮汐振幅足够大，我们已经确定了在椭圆不稳定性的通常频率范围之外（当$\frac{n}Ω\lesssim -1$，其中$n$和$Ω$分别是轨道和自旋角频率）的反对齐自旋的剧烈不稳定性。我们还探讨了在一个刚性椭球容器，这是发现定量类似于现实的自由表面的不稳定性。最后，我们研究了旋转和潮汐形变对模态频率的影响。我们发现，较大的旋转速率和较大的潮汐变形都降低了频率的椭圆扇形表面重力模式。这增加了它们的潮汐激发的前景，潜在地增强了潮汐响应超过线性理论的预期。在配套文件中，我们使用我们的结果来解释全球模拟的椭圆不稳定性。
2016-03-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Inertial waves in differentially rotating low-mass stars and tides
恒星与行星的潮汐相互作用可能会激发恒星对流区的惯性波。它们的耗散在短周期行星的长期轨道演化中起着重要作用。如果假设恒星作为固体旋转，波的多普勒频移被限制在$[-2 Ω, 2 Ω]$（$Ω$是恒星的角速度），它们可以在整个对流区传播。然而，湍流对流可以通过赤道加速（如太阳）或减速来维持差异旋转，这可能会改变波的传播。因此，我们探索的惯性振荡模式的特性在一个锥形差分旋转的背景流的角速度只取决于纬度坐标，接近预期的低质量恒星的外部对流信封。我们发现，他们的频率范围扩大了微分旋转，他们可能只在一个有限的部分传播的信封。在某些情况下，惯性波在短周期吸引子环周围形成剪切层。在其他情况下，当恒星中存在转向面或共转层时，它们会表现出显着的行为。我们讨论如何所有这些情况下，可以影响恒星的潮汐耗散。
2014-10-13 astro-ph.SR
Tidally driven dynamos in a rotating sphere
由发电机效应产生的大规模行星或恒星磁场主要归因于导电流体层中浮力迫使的流动。然而，这些大规模的磁场也可能是由潮汐控制的，就像之前对$τ$ -boo、火星或早期月球的研究一样。通过模拟旋转流体的局部小块，\cite{Barker2014}最近表明，潮汐可以通过激发流体动力学不稳定性，即所谓的椭圆（或潮汐）不稳定性来驱动小规模发电机。通过对旋转球形流体进行全局磁流体动力学模拟，我们研究了这种不稳定性是否也能驱动观测到的大尺度磁场。因此，我们对发电机阈值和产生的磁场感兴趣，以测试这种机制是否与行星和恒星有关。而不是解决问题的几何形状变形的潮汐，我们考虑一个球形流体体，并添加体力来模仿潮汐变形的大部分流体。这使我们能够使用一个有效的频谱代码来解决磁流体动力学问题。我们首先比较流体动力学的结果与理论的渐近结果，并在一个真正的变形椭球，这证实了椭圆不稳定性的存在下获得的数值结果。然后，我们进行磁流体动力学模拟，并调查发电机的流量。运动学和自洽发电机最后模拟，表明椭圆不稳定性是能够产生偶极子主导的大规模磁场在全球模拟的流体旋转球。
2014-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
A unified normal mode approach to dynamic tides and its application to rotating Sun-like stars
我们确定了一个均匀旋转的恒星的潮汐扰动，由于同伴的反应。一般的周期轨道和抛物线飞掠被认为是。我们评估能量和角动量交换率的贡献之和，从正常模式允许耗散过程。我们考虑的情况下，当响应是由一个可识别的定期频谱的低频模式，如重力模式的贡献为主，并评估它在非常弱的耗散的限制。我们的形式主义可以适用于类太阳恒星的辐射核心和对流信封和更大质量的恒星对流核心和辐射信封。我们提供了能量和角动量转移的一般表达式，适用于任何偏心率的轨道。详细计算了类太阳恒星在慢自转区的平衡态，在平衡态中忽略离心畸变，对简正模采用传统的近似。我们使用的WKBJ程序和直接数值计算，这被发现是在良好的协议制度的利益。最后，我们使用我们的形式主义，以确定一个对象的演化时间尺度，在轨道上的小偏心率，围绕太阳的恒星，其中的潮汐响应是假设发生。考虑无旋转或同步旋转的系统。只有旋转修改的重力模式下考虑波耗散发生在恒星中心附近的假设。
2013-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical tides excited in rotating stars of different masses and ages and the formation of close in orbits
我们研究的潮汐响应的旋转太阳质量的恒星，以及更大的旋转恒星，不同年龄的背景下，潮汐捕获导致要么巨大的系外行星在接近的轨道上，或在星团中的二元系统的形成。为此，我们采用了基于正常模式和相关重叠积分评估的方法，这些方法在Ivanov等人的配套论文中开发，和直接数值模拟，以评估轨道和正常模式之间的能量和角动量交换。这两种方法被发现是在基本协议除了当遇到发生接近伪同步，其中恒星的角速度和轨道的角速度在近星点近似匹配。我们发现，在无量纲的自然单位表示的潮汐相互作用的强度是显着较弱的更大质量的恒星相比，太阳质量的恒星，因为在前一种情况下缺乏显着的对流区域。另一方面，相互作用被发现是更强的逆行，而不是在所有情况下的轨道。此外，对于一个给定的近心点距离，潮汐相互作用也加强了更多的演化恒星的径向膨胀。在协议与以前的工作的基础上，简化的多方模型，我们发现，能量转移到他们的中心恒星可以发挥重要作用，在早期阶段的循环潜在的“热行星”。
2013-07-09 astro-ph.SR
Star-planet interactions. V. Dynamical and equilibrium tides in convective zones
当行星从原行星盘形成，并且在盘消散之后，它们的轨道演化受潮汐相互作用、摩擦和引力拖曳以及恒星和行星质量变化的控制。这些相互作用可能会改变行星与其主星之间距离的初始分布，通过扩大原始轨道，通过收缩它（这可能会导致行星被恒星吞没）或摧毁行星。我们研究了行星在平衡潮汐、动力潮汐、阻力（摩擦力和引力）以及恒星质量损失的影响下绕其主星运行的轨道演化。我们使用Geneva恒星演化程序计算了初始质量为1和1.5太阳质量的恒星在太阳金属丰度下不同自转速率的演化。这颗恒星是从前主序星（PMS）演化到红巨星分支的尖端。我们使用这些模型作为输入来计算行星轨道的演变。我们探索了改变行星质量（1个地球质量到20个木星质量），行星和恒星之间的距离（0.015和3个天文单位以上），质量和恒星自旋的影响。我们目前的结果时，只有平衡潮汐占平衡和动态潮汐占。动力潮汐的表达式是潮汐激发的惯性波的频率平均耗散，从分段均匀的两层恒星模型获得。忽略了重力波阻尼。对流区的动力潮汐只有在PMS阶段和快速旋转的恒星才对行星轨道产生重大影响。它们在PMS阶段对初始慢转恒星和红巨星分支阶段没有显著影响，无论初始旋转如何（删节）。
2018-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamic tides in rotating objects: a numerical investigation of inertial waves in fully convective or barotropic stars and planets
我们进行直接的数值模拟潮汐遇到一个旋转的行星上的高度偏心或抛物线轨道上的中心恒星制定为一个初始值问题。这种方法使我们能够扩展Ivanov和Papaloizou以前的工作，考虑固体核心的行星模型，并避免作出滞弹性近似。我们得到的无芯模型，使全球惯性模式被识别的潮汐响应的功率谱。他们的频率被发现是在良好的协议与那些使用WKBJ方法或滞弹性频谱的方法在以前的工作中采用的小行星旋转速率。我们还发现，在较高的旋转速率的情况下，行星角速度的正常模式的频率的依赖性，可以在很大程度上理解通过应用一阶微扰理论的滞弹性模式。我们计算的能量和角动量交换的潮汐相遇的结果，并为无芯模型再次找到良好的协议，使用任一滞弹性谱方法得到的结果。具有固体核心的模型显示出在临界纬度处的剪切层发射的证据，并且在遭遇之后可能有波吸引子，但是只要核心半径与总半径的比率小于50%，在遭遇期间交换的总能量与无核心情况没有显著差异，当该比率小于总半径的25%时，几乎没有任何差异。我们给出了这个结果的物理和数学解释。最后，我们能够验证滞弹性近似在这里提出的工作和我们之前的工作中的使用，这些工作导致了对高偏心轨道行星循环率的估计。
2010-05-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resonance locking and tidal evolution in rotating γ-Doradus binaries
STAR Institute, University of Liège（列日大学STAR研究所）；Astronomical Institute, Faculty of Physics and Astronomy, University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学物理与天文学学院天文研究所）
研究双星系统中共振锁定对轨道演化的影响，揭示其在恒星自转和轨道演化中的长期角动量交换作用。
2025-11-26 astro-ph.SR
Close encounters of a rotating star with planets in parabolic orbits of varying inclination and the formation of Hot Jupiters
（略）我们扩展了行星与恒星在抛物线轨道上的近距离相遇理论，使之包括了潮汐对中心旋转恒星的影响。被认为是任意倾斜的恒星旋转轴的轨道。我们得到的结果都从分析处理和数值计算，是在令人满意的协议。这些结果适用于潮汐循环问题的初始阶段。我们发现，在恒星和行星引起的潮汐可以导致轨道半长轴的轨道具有近星点的距离小于5-6恒星半径（对应于周期$\sim 4-5$天后，循环已经完成）与恒星的潮汐更强的逆行轨道相比，逆行轨道的显着减少。我们用简单的Skumanich定律来描述恒星在5Gyr时的自转，其自转周期为一个月。潮汐相互作用的强度以循环时间尺度为特征，$t_{ev}$定义为潮汐导致行星半长轴演化的时间尺度，在潮汐循环过程完成后，它被认为是轨道周期$P_{obs}$的函数。我们发现，对应于逆行和逆行轨道的初始circularisation时间尺度的比例是一个木星质量和$P_{obs}\sim $四天的行星的顺序为1.5-2。它随着行星的质量而增长，对于一个质量为5木星的行星来说，它的数量级是5，而行星的$P_{orb}$是相同的。因此，恒星自转的影响可能会在形成行星系的过程中产生偏差，这些行星系的行星在围绕其主恒星的近轨道上，这是行星与行星散射的结果，有利于逆行轨道的系统。这些结果也可应用于年轻星团中恒星的潮汐俘获问题。
2011-06-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Relativistic effective action of dynamical gravitomagnetic tides for slowly rotating neutron stars
中子星的引力磁准简正模在双星内旋过程中被潮汐效应共振激发，导致引力波信号中潜在的可测量效应。我们采取了重要的一步，将这些影响的波形模型，通过开发一个相对论有效的行动，澄清了一些微妙的重力磁动力学。在慢转动极限下，我们首先考虑后牛顿近似，并从运动方程中明确推导出有效作用量。我们表明，这种提法开辟了一种方法来计算模式频率，产生的见解相关的物质变量，并阐明了重力磁模式振幅位移下的流体性质的移位对称性的作用。然后，我们构建了一个完全相对论性的基础上的对称性和功率计数计划的行动。这种作用涉及到四个耦合系数，它们取决于中子星的内部结构，并表征了引力波中的关键物质参数。我们发现，固定后的系数之一，通过归一化，其他三个直接涉及两种重磁勒夫数（静态和无旋），和模式频率。我们讨论了这个动作的几个有趣的功能和动力学后果，并分析了频域响应函数（频率依赖的感应磁通四极和外部重力磁场之间的比率），以及相应的爱运营商代表的时域响应。我们的研究结果为引力波天文学提供了精确预测引力磁效应及其编码的核物理的基础。
2021-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Dynamical tides in exoplanetary systems containing Hot Jupiters: confronting theory and observations
我们研究了与中央恒星内部辐射区的重力波激发有关的动力学潮汐对包含热彗星的观测系统的轨道演化的影响。我们考虑WASP-43，Ogle-tr-113，WASP-12和WASP-18，它们包含主序（MS）上的恒星。对于这些系统，有关于轨道周期变化率的观测估计。我们还调查了包含一颗演化巨星的开普勒-91。我们采用Ivanov等人的形式计算轨道演化。对于MS星，我们确定预期的轨道演化率在不同的假设下的耗散作用于潮汐的量，估计恒星旋转的影响，为两个最快速旋转的恒星，并与观测结果进行比较。除了可能的WASP-43外，所有情况都与重力波在恒星传播期间被阻尼的状态一致。然而，目前这还不是确定的，因为观测误差很大。我们发现，虽然它预计适用于开普勒-91，线性辐射阻尼不能解释这种耗散制度适用于MS星。因此，可能需要非线性机制。开普勒-91被发现是这样的，恒星演化的时间尺度与轨道的时间尺度相当。这意味着重要的轨道循环可能是通过潮汐作用于恒星而发生的。准静态潮汐、恒星风、流体动力学阻力和潮汐作用于行星可能起了次要作用。
2017-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical tides in Jupiter and other rotationally flattened planets and stars with stable stratification
开发数值方法计算快速旋转扁球星体和气态行星的耗散动力学潮汐响应，发现混合波共振可解释木星对Io潮汐响应的观测与静力学计算差异。
2023-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidally driven mean flows in slowly and uniformly rotating massive main sequence stars
本文计算了双星系统中缓慢匀速旋转的大质量主序星的潮汐驱动平均流。我们把伴星引起的潮汐势看作是主星的一个小扰动。我们计算的主要受迫线性振荡的潮汐响应，作为一个函数的潮汐强迫频率$ω_{\rm tide}=2(Ω_{\rm orb}-Ω)$，其中$Ω_{\rm orb}$是平均轨道角速度和$Ω$是旋转的主要恒星的角速度。潮汐响应的幅度与参数$f_0\propto (M_2/M)(a_{\rm orb}/R)^{-3}$成正比，其中$M$和$M_2$是主星和伴星的质量，$R$是主星的半径，$a_{\rm orb}$是恒星之间的平均轨道间距。对于一个给定的$f_0$，振幅依赖于$ω_{\rm tide}$，当$ω_{\rm tide}$与恒星的自然频率共振时，振幅变大。使用潮汐响应，我们计算轴对称平均流量，假设平均流量是通过线性潮汐响应的非线性效应驱动的非振荡流。我们发现，$ϕ$分量的平均流速占主导地位。我们还发现，平均流量的振幅是大的，只有在表面层的非绝热效应是显着的，振幅仅限于赤道地区的明星。根据$M_2/M$和$a_{\rm orb}/R$，表面平均流的振幅变得显著。
2017-03-10 astro-ph.SR
Tidal dissipation due to inertial waves can explain the circularization periods of solar-type binaries
潮汐耗散是使太阳型近距离双星的轨道圆化和自旋同步的原因，但其机制尚未完全了解。以前的工作表明，理论预测的潮汐耗散率的显着增强需要解释观察到的圆化周期（$P_\mathrm{circ}$）在各种恒星星族，和他们的演化与年龄。这部分是基于一种普遍的信念，即太阳型恒星中潮汐耗散的主要机制是对流包络中作用于平衡潮汐的湍流粘性。本文研究了自转太阳型恒星演化过程中对流区和辐射区的潮汐耗散。我们研究平衡潮汐耗散，将一个依赖于频率的有效粘度的动机，最新的流体动力学模拟，和惯性波（动力潮汐）耗散，采用频率平均的形式主义，占现实结构的明星。我们证明，所观察到的二元循环周期可以解释的惯性波（动力潮）耗散对流信封。这种机制在主序列前阶段特别有效，但如果自旋接近同步，它也会在主序列上运行。预测的$P_\mathrm{circ}$，由于这种机制的增加与主序年龄符合的意见。我们还表明，平衡潮汐和内部重力波耗散不太可能解释所观察到的$P_\mathrm{circ}$，即使在主序前，根据我们目前对这些机制的最佳理解。最后，我们主张更现实的动力学研究的恒星星族，采用潮汐耗散由于惯性波。
2022-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spin effects on neutron star fundamental-mode dynamical tides: phenomenology and comparison to numerical simulations
来自中子星双星螺旋的引力波包含了在未探索的极端状态下强相互作用物质的信息。提取这一点需要强大的理论模型的签名的物质在引力波信号由于自旋和潮汐效应。事实上，自旋对中子星准简正模的潮汐激发有重要影响，这在目前最先进的波形模型中是不包括的。我们开发了一个简单的近似描述，占科里奥利效应的潮汐激发的中子星的四极和八极基本准正常模式的自旋，并将其纳入SEOBNRv 4 T波形模型。我们表明，科里奥利效应只引入了一个新的相互作用项在一个有效的作用，在同向旋转框架的明星，并固定系数考虑自旋引起的共振频率，已计算出的模式频率旋转中子星在文献中的移动。我们调查的影响，由于引力红移和帧拖曳效应的相对论修正，并确定在未来需要更详细的理论发展的重要方向。我们的新模型与双中子星和中子星-黑洞双星的数值相对论模拟的比较表明，与数据分析中使用的现有模型相比，在一致性方面有所改进
2021-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Tidal interactions in spin-orbit misaligned systems
在系外行星系统和双星系统中已经检测到自旋轨道不对准。潮汐相互作用可能在自旋轨道角的演化中起了重要作用。在本研究中，我们研究了自旋轨道失调系统中的潮汐相互作用。特别是，我们专注于旋转流体体的潮汐响应的双头潮，这可能是重要的自旋轨道角的演变，但几乎不影响轨道的演变。潮汐还提供了一个扭矩的自旋和轨道轴的相互进动的总角动量矢量，这还没有被考虑在以前的研究中的潮汐相互作用。在本文中，我们首先建立了一组线性化的方程，描述自旋轨道失调系统中的潮汐响应，考虑到岁差运动。在均匀流体和指数为1的多变体中的数值解表明，耗散惯性波可以被激发在进动的顶部上的刚性核的存在下的潮汐。如果潮汐分量的频率落在惯性波的频率范围之外，则与潮汐分量$Q'_{210}$相关的潮汐品质因数可以比与其他潮汐分量相关的潮汐品质因子小几个数量级。因此，在热木星系统中，自旋-轨道偏差的衰减可能比轨道衰减快得多，这是由于木星潮汐的耗散增强。
2017-02-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
The impact of rotation on turbulent tidal friction in stellar and planetary convective regions
恒星和行星对流区的湍流摩擦是驱动恒星和行星内部潮汐流动能耗散和系统演化的关键物理机制之一。这种摩擦作用于这些层中的平衡/非波浪状潮汐和潮汐惯性波。因此，有必要获得这种摩擦的稳健处方。在目前的最先进的，它是由一个湍流涡粘性系数，混合长度理论的基础上，应用于潮汐的速度。然而，目前的处方都没有考虑到旋转的作用，可以强烈影响湍流对流。因此，我们使用的理论比例尺的对流速度和特征lengthscales在旋转的恒星和行星，最近已被证实的3-D高分辨率非线性笛卡尔数值模拟推导出一个新的处方。一个相应的本地模型的潮汐波是用来了解线性潮汐耗散的后果。最后，旋转恒星模型的新网格和行星对流Rossby数的公布值被用来讨论天体物理学的后果。旋转对对流的作用深刻地改变了作用在潮汐上的湍流摩擦。在快速旋转的制度（与对流Rossby数低于0.25），涡动粘度可能会减少了几个数量级。这可能导致平衡潮汐的粘性耗散效率的损失，并导致大部分对流区域中的潮汐惯性波的更有效的复杂和共振耗散。因此，有必要对恒星-行星系统和多恒星的潮汐/旋转演化进行完全耦合的处理，并对潮汐流的变化及其作为旋转函数的耗散进行连贯的处理。
2016-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Influence of Rotation
潮汐相互作用在致密白矮星（WD）双星的演化和最终命运中起着重要的作用。潮汐不仅影响WD的合并前状态（如温度和旋转速率），而且还可能决定哪些系统合并以及哪些系统进行稳定的质量转移。在本文中，我们试图量化旋转对双星潮汐角动量输运的影响，具体的计算适用于WD恒星模型。我们采用传统的近似，其中动态激发的重力波内的WD转换成重力惯性霍夫波的旋转的效果。科里奥利力只有一个很小的影响，对潮汐重力波，和以前的结果预测的潮汐自旋和加热的吸入WD没有显着修改。然而，旋转强烈地改变逆行重力波和惯性波，吸积WD的潮汐自旋的重要后果。我们确定了新的动力学潮汐强迫项所产生的平衡和动力潮汐分量的适当分离，这些新的强迫项是非常重要的同步旋转系统附近。此外，我们还讨论了斯托克斯漂移流对波浪角动量通量的影响。最后，我们推测潮汐相互作用将如何影响吸积系统中的超同步旋转WD。
2014-06-10 astro-ph.SR
Tidal dissipation due to the elliptical instability and turbulent viscosity in convection zones in rotating giant planets and stars
本文通过旋转瑞利-贝纳德对流模拟研究巨行星和恒星中椭圆不稳定性与湍流对流对潮汐耗散的贡献，推导并验证了有效黏性标度律，发现椭圆不稳定性对短周期热木星有效，而湍流对流黏性相对惯性波可忽略。
2023-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Effect of dynamical gravitomagnetic tides on measurability of tidal parameters for binary neutron stars using gravitational waves
来自双中子星（NS）的引力波（GW）提供了通过测量与NS特征模激发相关的潮汐效应来约束核物质状态方程的独特机会。这包括与科里奥利效应相关的重力磁模式，其频率与NS的自旋频率成比例，并且自旋方向决定了主要激发的模式的子类。我们提出的GW模型，这些影响所需的数据分析，首先开发一个描述的绝热签名重力磁模式在缓慢旋转的NS。我们表明，它们可以封装在一个有效的爱数不同的模式共振前后。结合这与一个已知的通用模型的突然变化的GW在模式共振和点质量基线导致一个有效的描述，我们使用的宇宙探测器，设想下一代GW探测器的测量重力磁效应的影响进行案例研究。我们量化的程度，忽略（包括）重力磁模式的影响引起的偏见（显着减少统计误差）在测得的潮汐变形参数，这取决于状态方程。我们的结果证实了动态重磁潮汐效应对于使用第三代探测器进行测量的重要性。
2023-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Dynamical Tides in Eccentric Binaries and Tidally-Excited Stellar Pulsations in KEPLER KOI-54
KEPLER卫星最近对主序星KOI-54中潮汐激发的恒星振荡的观测为研究偏心双星系统中的动力学潮汐提供了一个独特的机会。我们发展了旋转双星振荡模式潮汐激发的一般理论，并将我们的理论应用于KOI-54中潮汐激发的重力模式（g-模式）。观测到的最强振荡，发生在轨道频率的90和91倍，可能是由于锁定在轨道共振的m=2模式（相对于恒星自旋轴）。剩余的通量振荡的频率是轨道频率的整数倍，可能是由于近共振m=0 g模式;这样的轴对称模式产生更大的通量变化相比，m=2模式，假设恒星的自旋倾角是可比的轨道倾角。我们研究了在动力学潮汐作用下恒星自旋和轨道的共振锁模过程以及恒星的内禀自旋降速。我们表明，KOI-54可以自然地演变成一种状态，其中至少有一个m=2模式被锁定在与轨道频率共振。我们的分析提供了一个解释的事实，只有振荡的频率小于90-100倍的轨道频率被观察到。我们还从已发表的KEPLER结果中发现了KOI-54系统中发生三模非线性耦合的证据。我们认为，这种非线性模式耦合可以解释所观察到的振荡，不是谐波的轨道频率。
2011-12-02 astro-ph.SR
The tidal excitation of r modes in a solar type star orbited by a giant planet companion and the effect on orbital evolution II: The effect of tides in the misaligned case
本研究拓展了类太阳恒星与近轨巨行星的潮汐相互作用研究至非共线情形，分析了r模激发的潮汐响应，得出不同质量和轨道周期行星的潮汐演化规律及标度关系。
2023-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Tides in Eccentric Binaries Containing Massive Main-Sequence Stars: Analytical Expressions
包含至少一颗大质量主序星的偏心双星系统的潮汐演化在合并致密天体双星的形成过程中起着重要的作用。在这样的系统中占主导地位的耗散机制涉及潮汐激发的传出内部重力波在对流辐射边界和恒星的信封/表面的波耗散。我们推导出了任意轨道偏心率和恒星自转速率下，这类双星的潮汐力矩和潮汐能传递率的解析表达式。这些表达式可用于研究包含大质量MS星的偏心双星的自旋和轨道演化，如合并中子星双星的祖先。将我们的结果应用到PSR J 0045 -7319系统，它有一个大质量的B星伴星和一个观测到的，快速衰减的轨道，我们发现，对于基于非旋转恒星模型的对流核心的标准半径，B星必须有一个显着的逆行和差分旋转，以解释观测到的轨道衰减率。或者，我们认为，对流核心可能是更大的结果，快速恒星旋转和/或质量转移到B星在最近的过去在后MS演化的脉冲星的祖先。
2021-10-22 astro-ph.SR
Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Tidal Synchronization and Dissipation
在紧凑的白矮星（WD）双星系统（周期从分钟到小时不等）中，重力波的激发和耗散所引起的动力学潮汐在确定WD质量转移或双星合并之前的物理条件方面起着主导作用。我们计算了几个实际碳氧WD模型中潮汐激发的重力波的振幅随潮汐强迫频率ω=2（Ω-Ω s）（其中Ω是轨道频率，Ω s是自旋频率）的变化，假定波在恒星外层由于非线性效应或辐射阻尼而有效地耗散。由于WD内部成分变化的尖锐特征，WD中的波激发机制是复杂的，并且在我们的WD模型中，重力波仅在氦-碳边界下方发射。我们发现，作用在WD上的潮汐力矩和相应的潮汐能传递率\dot E_{\rm tide}以不稳定的方式依赖于ω。平均而言，对于大范围的潮汐频率，\dot E_{\rm tide}的尺度近似为Ω^5ω^5。我们还研究了动力潮汐对WD双星长期演化的影响。在一个临界轨道频率Ω_c以上，对应于一个小时量级的轨道周期（取决于WD模型），动力潮汐有效地将Ω_s推向Ω，尽管即使在最小的双星周期也保持一个小的、几乎恒定的潮汐化程度（Ω-Ω_s \sim { \rm常数}）。虽然轨道衰减总是由引力辐射主导，但潮汐能转移会在低频引力波形中引起显著的相位误差，计划中的LISA项目可以检测到。潮汐耗散也可能导致WD包络线的显著加热和双星合并前很久系统的增亮。
2012-09-20 astro-ph.SR
The role of tidal interactions in the formation of slowly rotating early-type stars in young star clusters
本研究通过观测年轻星团NGC 2422中慢速旋转恒星的视向速度，检验潮汐相互作用假说，发现其预测与观测不符，表明潮汐并非形成慢速旋转恒星的主导机制。
2023-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asynchronous rotation of Earth-mass planets in the habitable zone of lower-mass stars
位于低质量恒星宜居带的行星通常被认为处于潮汐同步自转的状态，这将大大影响它们的宜居性。虽然热潮汐导致金星逆行旋转，但简单的尺度论证倾向于将这种特殊性归因于巨大的金星大气层。使用全球气候模型，我们表明，即使是一个相对较薄的大气层可以驱动类地行星的旋转远离同步。我们推导出一个更现实的大气潮汐模型，预测四个异步平衡自旋状态，两个是稳定的，当热潮汐的幅度超过一个阈值，满足了可居住的类地行星与1巴的大气周围的恒星质量超过0.5-0.7Msun。因此，许多最近发现的类地行星可以表现出异步的自旋轨道旋转，即使有一个薄的大气层。
2015-02-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
The rotation rates of massive stars: the role of binary interaction through tides, mass transfer and mergers
自转被认为是大质量恒星演化的一个主要因素，特别是在低金属量的情况下，对它们的化学产额、电离通量和最终命运都有影响。确定恒星的出生旋转率分布是高度优先考虑的问题，因为它是大质量恒星形成理论的一个约束，也是本地宇宙和高红移下恒星星族模型的输入。最近，人们已经清楚地看到，大多数大质量恒星在死亡之前都会与双星伴星相互作用。我们调查这是如何影响旋转率的分布。为了这个目的，我们模拟了一个大规模的双星人口典型的我们的银河系假设连续恒星形成。我们发现，由于双星的相互作用，20^+5_-10%的大质量主序星的投影自转速度超过200 km/s。我们评估了不确定的输入分布和物理过程的影响，并得出结论，主要的不确定性是质量传递效率和磁制动的可能影响，特别是如果磁场产生或放大质量吸积和恒星合并。我们得到的快速旋转子的分数与观察到的相似。如果质量转移和合并确实是大质量恒星快速旋转的主要原因，那么对于出生时是单个的快速旋转恒星来说，空间就所剩无几了。这意味着恒星形成过程中的自旋下降比以前认为的更有效。此外，这引起了关于解释快速旋转恒星表面丰度作为旋转混合证据的问题。此外，我们的研究结果允许的可能性，所有的早期型Be星的结果从二进制的相互作用，并建议在爆炸，如长伽马射线暴旋转的证据，指向一个二进制的起源。
2012-12-19 astro-ph.SR
Non-adiabatic tidal oscillations induced by a planetary companion
计算了$1$ $\text{M}_{\odot}$和$1.4$ $\text{M}_{\odot}$的非自转恒星上的近行星伴星引起的动力学潮汐。使用Henyey方法，我们解决了整个恒星的完全非绝热方程。水平拉格朗日位移被发现是10至100倍大于平衡潮汐值在一个薄的区域附近的表面的明星。这是因为非绝热效应占主导地位的区域，从下面的对流区的外缘到恒星表面，和平衡潮汐近似是不一致的非绝热性。虽然这种近似通常适用于低频极限，但在对流区的强迫频率较小但大于Brunt-Väisälä频率的部分也失败了。我们推导出的解析估计，给出了一个很好的近似的数值的水平和径向位移的比例在表面上的大小。相对表面通量扰动也是显著的，对于以51 Pegasi b为模型的系统，其量级为0.1%。因此，受水平位移影响的观测可能比以前认为的更容易实现，亮度扰动可能是通量扰动的结果，而不是由于径向位移。我们讨论的影响，这对检测这种潮汐激发振荡的可能性，包括利用大水平运动的观测系统，如51飞马座的前景。
2019-09-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal Oscillations of Rotating Hot Jupiters
本文计算了由近等熵对流核和几何薄辐射包层组成的均匀旋转热彗星的小振幅重力潮汐和热潮汐。将对流核中的流体视为粘性流体，并假设Ekman数${\rm Ek}$为常数，求解线性化的纳维-斯托克斯方程，得到对流核的潮汐响应。在辐射包线中，我们考虑了辐射耗散对响应的影响。潮汐响应的性质取决于包层中的热时标$τ_*$和核中的Ekman数Ek以及强迫频率$ω$是否在惯性范围内，其中惯性范围由旋转频率$Ω$的$|ω|\le2Ω$定义。如果是${\rm Ek}\gtrsim 10^{-7}$，则在$τ_*\gtrsim 1$天，核心中的粘性耗散在包层中占主导地位。如果${\rm Ek}\lesssim 10^{-7}$，然而，粘性耗散是可比的或小于热贡献和信封起着重要的作用，以确定潮汐扭矩。如果强迫是在惯性范围内，频率共振的潮汐强迫与核心惯性模式显着影响的潮汐扭矩，产生许多共振峰的扭矩。根据扭矩在峰值的符号，我们建议，存在的情况下，与核心惯性模式的共振阻碍的自旋和轨道运动的行星之间的同步过程。
2020-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fast Rotating Neutron Stars with Realistic Nuclear Matter Equation of State
我们选取相对论平均场核物质状态方程，构造了均匀旋转中子星的平衡组态。我们计算特别是重力质量（$M$），赤道（$R_{\rm eq}$）和极（$R_{\rm pol}$）半径，偏心率，角动量（$J$），惯性矩（$I$）和四极矩（$M_2$）的中子星稳定对质量脱落和长期轴对称不稳定性。通过构造观测到的最快脉冲星PSR J 1748 - 2446 ad的恒定频率序列$f=716$ Hz，并将其约束在稳定区域内，我们得到了该脉冲星的一个较低的质量界，即$M_{\rm min}=[1.2$ - $1.4] M_\odot$.此外，我们还给出了一个与物态方程无关的重子质量（$M_b$）与非自转中子星引力质量（$M_b/M_\odot=M/M_\odot+(13/200)(M/M_\odot)^2$ [或$M/M_\odot=M_b/M_\odot-(1/20)(M_b/M_\odot)^2$ ]）的拟合公式。我们还得到了一个拟合公式，虽然不是EOS独立的，有关的引力质量和角动量的中子星沿长期轴对称不稳定线的每个EOS。我们计算无量纲角动量的最大值，$a/M\equiv c J/(G M^2)$（或“克尔参数”），$(a/M)_{\rm max}\approx 0.7$，发现也是独立的EOS。我们比较和对比，然后旋转中子星的四极矩与克尔外部解决方案预测的质量和角动量相同的值。最后，我们表明，虽然…
2015-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fossil field decay due to nonlinear tides in massive binaries
表面磁场已经在5%到10%的孤立的大质量恒星中被检测到，它们承载着外部辐射包层。它们通常被认为有化石起源，来自恒星形成阶段。然而，在短周期双星中，磁性大质量恒星是罕见的，正如BinaMIcS（Binarity and Magnetic Interaction in various classes of Stars）合作报告的那样。分子云中不同的物理条件产生了孤立的恒星和双星，这是经常被引用的。此外，我们提出，观测到的低磁场入射近双星可能是由于非线性潮汐。实际上，密近双星很可能倾向于潮汐不稳定，一种通过非线性效应在平衡潮汐流上增长的流体不稳定。然而，分层效应迄今在很大程度上被忽视。本文从理论和数值两方面研究了磁场作用下快速旋转、稳定分层流体中的潮汐不稳定性。我们使用短波长的稳定性方法，提出了一个全面的（本地）理论的潮汐不稳定性的线性发病，讨论阻尼效应。然后，我们提出了一个混合长度理论的混合所产生的潮汐不稳定的非线性制度。我们成功地评估了我们的理论预测对概念验证，直接数值模拟。最后，我们比较我们的预测与短周期，双线光谱双星系统的观察。使用新的分析结果，交叉验证的稳定性方程的直接集成，我们表明，潮汐不稳定性可以产生的非线性耦合的惯性重力波与平衡潮汐流在短周期大规模的二进制文件，甚至对焦耳扩散。在非线性区域，饱和潮流引起的湍流磁扩散可以耗散古磁场。我们预测，动荡的焦耳扩散的化石领域将发生在…
2019-09-12 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Dynamical tidal Love numbers of rapidly rotating planets and stars
本文提出一种基于简正模求和的精确方法计算快速旋转行星和恒星的动态非耗散潮汐响应，发现逆行惯性模与田谐分量的强耦合及顺行模混合显著影响共振响应，且CFS机制可改变极快旋转体的潮汐行为。
2021-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
R-mode frequencies of slowly rotating relativistic neutron stars with realistic equations of state
旋转中子星的r模振荡频率可以用于指导和解释引力波和电磁观测。缓慢旋转、正压和非磁性牛顿恒星的频率是众所周知的，但受到各种修正。在对这些修正的相对强度做了简单的估计后，我们得出结论，相对论修正可能是最重要的。为此，我们推广了K. H. Lockitch，J. L. Friedman和N. Andersson [Phys.Rev.D68，124010（2003）]，他们考虑相对论性多面体，以现实的状态方程的情况。该制剂的结果在微扰方程，使用谱方法求解。我们发现，对于现实的状态方程的r-模式的频率范围从1.39到1.57倍的自旋频率的恒星时，相对论性的紧凑性参数（M/R）是在天体物理动机的间隔0.11至0.31变化。本文的结果对引力波和电磁r模探测的设计有一定的指导意义，而成功的r模探测有助于约束高密度状态方程。
2014-10-27 astro-ph.SR gr-qc
Star-planet interactions: II. Is planet engulfment the origin of fast rotating red giants?
上下文快速旋转的红巨星位于红巨星分支的上部，其表面速度无法用单个恒星的演化来解释。目标。我们检查是否恒星和行星之间的潮汐，其次是行星吞没确实可以加速表面旋转的红巨星足够长的时间，以产生这些快速旋转的红巨星。方法.利用旋转恒星模型，考虑了恒星内部角动量通过不同输运机制的重新分配、恒星被吞没前行星轨道与恒星之间的角动量交换以及恒星被吞没时恒星内部角动量的沉积，研究了恒星表面自转速度的演化.结果我们表明，由于潮汐力和行星吞没轨道衰减结束时达到的表面速度可以类似于快速旋转的红巨星观察到的值。当恒星沿着红巨星分支演化时，表面速度会降低，但速度足够慢，可以让恒星以如此高的速度被探测到。更定量地说，恒星与行星的相互作用可以产生恒星表面的快速加速度，超过等于8 km s $^{-1}$的值，持续时间超过红巨星分支阶段的30%。行星物质稀释进入对流包层所产生的表面碳同位素比值的变化是相当温和的。更重要的可能是由于这种效应而增加的锂丰度。然而，锂可能会受到许多不同的，仍然不确定的过程的影响。结论.恒星表面加速到旋转速度超过取决于表面重力的极限，这在目前看来确实是恒星与行星相互作用的最清晰的标志。[删节]
2016-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Prospects of Constraining Equilibrium Tides in Low-Mass Binary Stars
本文利用全局敏感性分析和基于模拟的推断，研究低质量短周期双星中潮汐品质因子与初始条件的简并性对约束潮汐耗散的阻碍，并提出群体合成方法可能是验证潮汐理论更有前景的途径。
2025-07-16 astro-ph.SR
Tidal dissipation in evolving low-mass and solar-type stars with predictions for planetary orbital decay
我们研究了质量在$0.1-1.6 M_\odot$范围内的恒星在整个演化过程中的潮汐耗散，包括湍流有效粘性作用于对流区的平衡潮汐和惯性波，以及辐射区的内部重力波。我们考虑了一系列恒星演化模型，并根据最新的模拟结果，将依赖于频率的有效粘性作用于平衡潮汐。我们比较潮汐流量和耗散与传统的平衡潮汐，这是严格无效的对流区，发现后者通常过度预测的耗散的2-3倍。惯性波的耗散计算使用的频率平均的形式主义占现实的恒星结构的第一次，是占主导地位的机制，二进制循环和同步的主要序列。辐射区中重力波的耗散假定这些波是完全阻尼的（例如~波破碎），是行星轨道衰变的主要机制。我们计算的临界行星质量所需的波破碎作为恒星质量和年龄的函数，并表明，这种机制预测破坏许多热彗星，但可能不是地球质量的行星的主序星。我们应用我们的结果来计算潮汐品质因数以下恒星演化，和潮汐演化时标，为热彗星的轨道衰变，和自旋同步和双星的圆化。我们还提供了过境到达时间的变化，由于潮汐驱动的轨道衰变的热彗星，可能会发现NGTS，TESS或PLATO的预测。
2020-08-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
New dynamical tide constraints from current and future gravitational wave detections of inspiralling neutron stars
本文利用改进的引力波相位不确定性估计，表明未来观测可通过潮汐激发g-mode和r-mode振荡揭示中子星内部物质组成与超流体等属性，并约束轨道能量转移、p-g不稳定模式数量及中子星自转速率。
2023-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Pulsations of rapidly rotating stars: II. Realistic modelling for intermediate-mass stars
非常高精度的地震空间飞行任务，如CoRoT和开普勒提供了测试恒星内部传输过程建模的手段。对于某些恒星，例如$δ$ Scuti星、$γ$ Doradus星和Be星，观测到的脉动光谱会因旋转而改变，以至于无法进行任何有意义的解释。我们的目的是为了能够解释从这样的恒星的asteroseismic数据的真实的恒星模型的声脉动谱。二维振荡代码ACOR，它把旋转在一个非微扰的方式，被用来研究高度扭曲的恒星演化模型的脉动谱。恒星的2D模型是通过自洽的方法获得的，该方法在演化的任何阶段，以及对于任何类型的旋转定律，后验地扭曲球平均恒星模型。在一个非常密集的频谱中计算了四种模式，其中包括岛模式。证实了岛模谱的规律性，并给出了一组新的量子数，利用这些量子数可以建立埃歇勒图。首次在快速旋转模式中计算了重力声混合模式。
2015-05-05 astro-ph.SR
Gravitational wave asteroseismology of fast rotating neutron stars with realistic equations of state
本文在Cowling近似下，用真实状态方程研究了快转中子星的振荡。我们得到了改进的经验关系的引力波星震学与f-模式，第一次，我们认为不仅四极振荡，而且模式与更高的球阶（l= |m| = 3，4）。在与多方EoS进行了系统的比较后，结果表明，在这种情况下发现的经验关系近似也适用于现实的EoS。更重要的是，我们表明，这些关系不会发生显着变化，即使考林近似下降，并考虑完整的广义相对论的情况下，虽然这里使用的归一化（频率和阻尼时间在非旋转限制）可能会有很大的不同。我们还解决了逆问题，即我们详细调查什么样的观测数据是必需的，以确定特征中子星参数。结果表明，质量，半径和旋转速率可以相当准确地估计使用派生的asteroseismology关系。我们还计算了某些模型的不稳定窗口，即在T-Ω-平面中的极限曲线，其中长期的Eosekhar-Friedman-Schutz（CFS）不稳定性克服耗散效应，并表明，一些现代现实的EoS将导致一个更大的不稳定窗口相比，所有的多方文献中提出的。此外，我们还计算了r模的不稳定窗口，并与f模的情况进行了比较。不稳定窗口的总体结果表明，当考虑在快速旋转的中子星中使用f模式的引力波星震学时，考虑l= 3，4的振荡是至关重要的，因为这些模式可以在比纯四极振荡大得多的参数范围内变得CFS不稳定。
2013-05-30 astro-ph.SR gr-qc
Tidal interactions in rotating multiple stars and their impact on their evolution
恒星中的潮汐耗散是驱动双星和多星演化的关键物理机制之一。在地球海洋中，它对应于它们的本征振荡模式的共振激发和它们的阻尼。因此，它强烈地依赖于每个组件的内部结构，旋转和耗散机制。在这项工作中，我们提出了一个本地的解析模拟潮汐重力惯性波激发恒星对流和辐射区分别。该模型使我们能够详细地了解作为所研究流体区域的激励频率、旋转、分层以及粘性和热性质的函数的共振潮汐耗散的性质。然后，频率，高度，半高处的宽度，和共振的数量以及非共振平衡潮汐解析推导出在恒星内部相关的渐近制度。最后，我们展示了如何粘性耗散潮波导致一个强烈的不稳定的轨道演化的情况下，共面双星系统。我们表征这样一个不规则的动态作为共振的高度和宽度的函数，这是以前的特点，由于我们的本地流体模型。
2014-10-12 astro-ph.SR
The effects of nonlinearities on tidal flows in the convective envelopes of rotating stars and planets in exoplanetary systems
在紧密的系外行星系统中，潮汐相互作用在很长的时间尺度上驱动行星和恒星的轨道和自旋演化。在低质量恒星和巨型气态行星的对流包层中，潮汐惯性波（由科里奥利加速度恢复）在被激发和随后阻尼（例如通过粘性摩擦）时，特别是在系统生命的早期，对潮汐耗散有很大的贡献。已知这些波会受到非线性效应的影响，包括触发纬向流形式的差异旋转。在这项研究中，我们使用一个现实的潮汐体强迫激发惯性波，通过在波的动量方程中的平衡潮汐的剩余作用。通过在绝热不可压缩对流壳层中进行三维非线性流体动力学模拟，我们研究了非线性项的加入如何影响潮汐流的性质，以及能量和角动量的重新分布。特别是，我们确定并证明删除负责非物理的角动量演化在以前的数值研究中观察到的条款。在我们的新的设置，我们观察到建立强大的圆柱剪切纬向流，修改以前的线性理论预测的潮汐耗散率。我们证明，这种差异旋转波的影响整齐地解释了线性和非线性耗散率之间的差异，在我们的许多模拟。我们还强调了惯性波的共转共振和参数不稳定性的主要作用，这是观察到足够高的潮汐强迫振幅或低粘度，在影响潮流响应。
2022-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Tidal dissipation in magnetised, rotating stars and planets: linear calculations exploring various magnetic field configurations
School of Mathematics, University of Leeds（利兹大学数学学院）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), Université de Toulouse, CNRS（图卢兹大学，法国国家科学研究中心天体物理学和行星学研究所）
该研究通过线性磁流体动力学计算，分析不同磁场构型对磁化旋转恒星与行星潮汐波响应及耗散的影响，修正了强磁场下潮汐耗散机制的认识，为相关天体潮汐演化提供了重要依据。
2026-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Investigating the origin of cyclical wind variability in hot, massive stars - II. Hydrodynamical simulations of co-rotating interaction regions using realistic spot parameters for the O giant $ξ$ Persei
OB星表现出各种类型的光谱变化与风的结构，包括显然无处不在的离散吸收组件（DAC）的历史。这些特征被认为是由磁场或非径向脉动引起的。在本系列的第二篇论文中，我们重新审视了用于解释DAC形成的规范唯象流体动力学模型，并考虑了现代观测和更现实的理论预测。使用的约束假定的亮点位于O巨星$ξ$英仙座的表面上来自高精度的天基宽带光学光度与恒星的微变和振荡（MOST）空间望远镜获得的约束，我们产生的二维流体动力学模拟的同向旋转的相互作用区域的风。然后，我们计算合成的紫外线（UV）共振线轮廓使用Sobolev精确积分，并将其与历史时间序列的国际紫外线探测器（IUE），以评估所观察到的行为的$ξ$英仙座的DAC再现。测试三种不同的模型的斑点大小和强度，我们发现，经典的模式的变化，可以成功地复制其中两个：最小的斑点模型产生的吸收功能，是不兼容的观测。此外，我们测试的径向依赖性的电离水平线驱动的效果，但不能最终评估这个因素的重要性。总之，本研究自洽地将光学光度学和紫外光谱学联系起来，为更好地理解大质量恒星中亮斑范例背景下的周期性风变铺平了道路。
2017-06-12 astro-ph.SR
Diverging and Converging Flows around Sunspot Structures in Rotating and Non-Rotating Axisymmetric MHD Simulations
我们目前的结果建模太阳孔和太阳黑子使用二维轴对称磁流体动力学（MHD）模拟。这些模型有助于理解太阳黑子中磁场集中的机制，以及与之相关的大尺度流态。模拟提供了一致的，自我维持的，虽然不是完全现实的，集中的磁场模型附近的太阳表面。在本文中，我们探讨在何种条件下，相关的流动是收敛或发散的表面附近。我们发现，在大多数情况下，其中一个稳定的，孔状浓度的磁场的形式，一个配置与收敛的发散流建立。
2010-06-21 astro-ph.SR
On the Magnetic Field of Pulsars with Realistic Neutron Stars Configurations
我们最近发展了一个中子星模型，在静态和匀速旋转的情况下，满足全局而非局部电荷中性。该模型由耦合的Einstein-Maxwell-Thomas- Fermi（EMTF）方程描述，其中所有的基本相互作用都在广义相对论和相对论平均场理论的框架下考虑。根据Hartle的形式主义，引入了均匀旋转。我们表明，使用的现实参数的旋转中子星获得的自洽轴对称广义相对论平衡方程的数值积分导致的值的磁场和辐射效率的中子星非常不同的基准参数的基础上的估计假设中子星质量，M = 1.4 Msun，半径R = 10公里，和转动惯量，I = 10^45 g cm ^2。此外，我们比较和对比的磁场推断从传统的牛顿旋转磁偶极子模型相对于从其广义相对论模拟，其中考虑到有限大小的源的效果。我们将这些考虑应用到特定的高磁场磁源类，并表明，事实上，所有这些源可以被描述为正则磁源驱动的旋转能量的中子星，并与磁场低于量子临界场的任何值的中子星质量。
2014-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Surface magnetism of rapidly rotating red giants: single versus close binary stars
根据发电机理论，当恒星自转周期小于对流周转时间时，具有对流包层的恒星会有效地产生表面磁场，表现为星斑、光斑、耀斑等形式的磁活动。大多数红巨星在膨胀时经历了显著的自旋下降，旋转缓慢，没有斑点。但是，基于NASA开普勒任务观测到的约4500颗红巨星的样本，之前的一项研究表明，约有8%的显示斑点，其中约有15%属于密近双星系统。在这里，我们揭示了一个令人困惑的事实：对于旋转周期小于80天，属于密近双星系统的红巨星显示的光度调制比具有相似旋转周期和物理性质的单个红巨星大一个数量级。我们调查是否二元性导致更大的磁场时，潮汐锁定系统，或者如果一个不同的点分布在单与密切的双星可以解释这一事实。为此，我们测量色球发射的CaII H & K线的4465颗恒星在以前的工作中研究感谢LAMOST调查的3130。我们发现，红巨星在一个紧密的双配置与自旋轨道共振显示显着更大的色球发射比单星，这表明潮汐锁定导致更大的磁场在一个固定的旋转周期。除了为研究双星系统的演化带来有趣的新观测值外，这一结果还可用于在基于机器学习的自动管道中区分单红巨星和双红巨星。
2022-11-02 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
Properties of Turbulent Convection and Large-Scale Flows in a Rotating F-type Star Revealed by 3D Realistic Radiative Hydrodynamic Simulations
该研究通过3D辐射流体动力学模拟，探究旋转和科里奥利力对具浅对流区F型主序星的影响，揭示其对流与大尺度流动特性，为理解恒星演化与活动提供支撑。
2025-02-10 astro-ph.SR physics.space-ph
