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
Baroclinic Instability in Stellar Radiation Zones
恒压和恒密度的表面在差速旋转的恒星中并不重合。具有斜压层结的恒星辐射带可能是不稳定的。辐射区的不稳定性对于角动量输运、化学物质的混合以及可能的磁场的产生至关重要。本文对差动自转恒星的斜压不稳定性进行了线性分析。对任意形状的微分转动建立了线性稳定性方程，并对半径不均匀转动进行了数值求解。随着旋转差的增加，r-和g-模式的初始稳定的全球振荡平稳地转变为增长模式的斜压不稳定。因此，不稳定性可以被解释为对r-和g-模式激励的稳定性损失。恒星参数的区域，其中r-或g-模式优先激发的定义。斜压不稳定开始于小于1%的非常小的差异旋转。不稳定增长的特征时间约为1000个旋转周期。增长扰动具有动力学螺旋性。因此，在差动旋转辐射区中由斜压不稳定性引起的湍流产生磁场是可能的。
2014-03-03 astro-ph.SR
On obliquely magnetized and differentially rotating stars
我们研究了不同旋转和未对准的磁场的相互作用。数值求解不可压缩磁流体动力学方程组的自由衰减问题。在运动学极限下，微分旋转在与磁雷诺数（$Rm$）的立方根成比例的时间尺度上湮灭非轴对称场，正如Rädler所预测的那样。非线性地，结果取决于场的非轴对称部分的初始能量。足够弱的磁场接近轴对称，就像在运动学极限中一样;至少在中间的时间尺度上，一些微分旋转在磁表面上幸存下来。较强的场会强制均匀旋转并保持非轴对称。划分这两个区域的初始场强并不遵循准运动学参数所预测的缩放$Rm^{-1/3}$，这可能是因为我们的$Rm$从来都不够大，或者是因为重联。我们讨论了这些结果的潮汐同步和潮汐加热的密切的双星，特别是双白矮星的可能相关性。
2015-04-30 astro-ph.SR
Differentially-rotating neutron star models with a parametrized rotation profile
分析了选择转动定律对轴对称相对论性微分转动中子星平衡序列的影响。每个模型的最大允许质量受到沿径向方向的角速度分布以及由此产生的差动旋转程度的强烈影响。为了研究宽的参数空间所隐含的选择的旋转法律，我们引入了一个功能的形式，推广了所谓的“j常数。法律”在所有以前的工作。利用这个新的旋转定律，我们再现了不同的三维动力学模拟的中子星合并的差分旋转残余物的角速度的轮廓。我们从球对称的静态情形出发，用多方状态方程计算了差分自转恒星的平衡序列。通过分析序列在恒定的比率，T/ |W|，旋转动能的引力结合能，我们发现，最好的描述的双中子星遗迹的参数不能产生平衡配置的值的T/ |W|超过0.14，长期不稳定性的开始。
2011-01-13 astro-ph.SR gr-qc
New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: Are there two populations of differentially rotating stars?
我们提出的投影旋转速度和新的测量旋转轮廓的一些180附近的恒星光谱类型A-F。用最小二乘解卷积法对数百条谱线的谱线形状进行分析，得到了整个谱线的展宽轮廓。56例可区分刚性旋转和差速旋转。确定了10颗具有显著差异自转速率的恒星。到目前为止，已经确认了33个通过线轮廓分析检测到的差动转子。差动转子的频率随着有效温度的升高和转速的加快而降低。有证据表明，两个种群的差异旋转与差距之间的光谱类型早F。的差距只能部分地解释了F星的水平剪切的上限。显然，在早F光谱类型下，差异旋转的物理条件发生了变化。
2012-04-11 astro-ph.SR
Low-$T/|W|$ instabilities in differentially rotating proto-neutron stars with magnetic fields
最近的流体动力学模拟表明，即使在$T/|W|$（旋转动能$T$与引力势能$|W|$之比）相对较小（小于0.1）的情况下，在核心坍缩超新星中形成的差速旋转中子星也可能发展出全局非轴对称不稳定性。这种低的$T/|W|$不稳定性可以引起原中子星有效的引力波发射。我们研究这种不稳定性是如何影响磁场使用圆柱形恒星模型。在共转共振处的波吸收在促进流体动力学低$T/|W|$不稳定性中起重要作用。在存在环形磁场的情况下，共转共振被分裂成两个磁共振，其中发生波反射。我们表明，环形磁场抑制低$T/|W|$不稳定性时，总磁能$W_{\rm B}$的顺序$0.2\,T$或更大，对应于几个$\times 10^{16}$ G或更强的环形场。虽然极向磁场不直接影响不稳定性，但它们可以通过初始极向场的线性缠绕产生环向场和磁旋转不稳定性来影响不稳定性。我们发现，一个初始极向场强度小到$10^{14}$ G可以抑制低$T/|W|$不稳定性。
2010-11-22 astro-ph.SR
The effective magnetic Prandtl number in magnetized and differentially rotating stellar radiation zones
与应用程序的内部恒星辐射区，线性理论被用来分析偶极宇称环形背景场的不稳定性，在存在的密度分层，差分旋转，和现实的小普朗特数。物理参数是归一化纬向切变$a$和归一化场振幅$b$。仅考虑具有最大增长率的波长的解。如果将这些尺度与速度的径向值结合起来，人们发现（非常小的）径向速度仅略微依赖于$a$和$b$，因此它可以用作本征值系统的自由参数。由此产生的不稳定性产生的磁扩散率和涡流粘度张量是高度各向异性的。纬向涡动扩散系数比径向涡动扩散系数大几个数量级。它的纬向分布显示出强烈的浓度向两极，这也是真实的有效粘度已通过角动量输运的不稳定模式计算。由此产生的有效磁普朗特数达到$O(10^2)$的值，使得差旋的衰减比环向背景场快得多，这是用磁不稳定性解释观测到的早期红巨星和亚巨星核慢旋的必要条件。
2015-03-24 astro-ph.SR
Unstable normal modes of low T/W dynamical instabilities in differentially rotating stars
本文利用线性微扰方法研究了差动自转恒星低T/W动力学不稳定性的性质。这里，T和W代表恒星的旋转动能和引力结合能。这是第一次尝试研究低T/W动力学不稳定性作为一个完整的本征值问题。我们的平衡位形具有“恒定”的特定角动量分布，在线性扰动下，在共转半径处的扰动焓中可能包含奇异解。通过沿恒星赤道面求解本征值问题，对中心施加正则性条件，在振荡的赤道面上引入消失的焓，我们找到了差动自转恒星的不稳定简正模。我们发现，现有的脉动模式变得不稳定，由于存在的恒星内部的共转半径。线性分析得到的不稳定模态本征频率及其本征函数的特征与牛顿引力下的三维流体动力学模拟结果基本一致。因此，我们的赤道运动简正模分析证明是有效的，以寻找不稳定的平衡星。此外，本征函数的性质，共转和表面半径之间的振荡不稳定的恒星需要重新解释的脉动模式在差分旋转的恒星。
2016-10-17 astro-ph.SR gr-qc
Gravito-inertial waves in a differentially rotating spherical shell
本文用Boussinesq近似分析了重力惯性波在旋转球壳内的斜压层流中的传播。通过计算非耗散极限下的特征路径，并利用高分辨率谱方法求解全耗散本征值问题，研究了波动特性。引力惯性波被发现服从混合型二阶算子，并经常集中在短周期吸引子的特征或被困在一个楔形形成的转向表面和边界。我们还发现，本征模式，表现出较弱的粘度和热扩散的依赖性，就像真正的正规模式。一些轴对称模态被发现是不稳定的，并且可能被斜压不稳定性破坏。类似地，一些满足临界层（或共转共振）的非轴对称模式可以在足够低的扩散率下变得不稳定。在所有情况下，不稳定性都是由差动旋转驱动的。对于许多模式的频谱，整洁的幂律被发现的阻尼率与扩散系数的依赖性，但指数值的理论解释仍然难以捉摸的一般。本征值谱变得非常丰富和复杂，这让我们假设一个更丰富和更复杂的旋转恒星或行星的谱，这些恒星或行星具有由斜压性驱动的差分旋转。
2016-05-24 astro-ph.SR
3D evolution of magnetic fields in a differentially rotating stellar radiative zone
具有辐射包层的恒星（如A型星）的磁场起源和演化问题，至今仍被认为是恒星物理学的一个挑战。这些区域很可能是差动旋转的，这表明差动旋转和磁场之间的强相互作用可能在起作用。我们数值计算的联合演变的磁场和速度场在一个三维球壳开始从一个初始配置文件的极向磁场和差分旋转。极向磁场最初被差动旋转卷起以产生变得不稳定的环向场。在这里研究的特殊设置中，差分旋转占主导地位，磁旋转不稳定性被触发。不稳定性的增长率主要取决于初始旋转速率，而背景状态通常在极向阿尔文时间内振荡。因此，我们发现，轴对称磁位形强烈修改的不稳定性，只有当极向阿尔芬频率和旋转速率之间的比率是足够小的。在最不稳定的情况下，发现角动量的增强运输：平坦的旋转轮廓的典型时间比扩散时间尺度快得多。我们得出结论，磁旋转不稳定性总是有利于（泰勒不稳定性）在未分层的球壳时，初始极向场被剪切足够强的圆柱差分旋转。给出了在A星中观测到的磁沙漠的一个可能的应用。我们认为，表现出强大的轴对称领域（AP星）和那些窝藏一个亚高斯磁性的恒星之间的二分法可能与不稳定的阈值。
2014-12-23 astro-ph.SR
Gravito-inertial modes in a differentially rotating spherical shell
在各种恒星中都探测到了振荡，包括中等质量和高质量的主序星。虽然这些恒星中有许多是快速和差动旋转的，但旋转对振荡模式的影响却知之甚少。在这次通信中，我们提出了第一个研究轴对称重力惯性模式的辐射区的差分旋转的明星。这些模式探测恒星对流核心周围的深层。我们考虑一个简化的模型，其中恒星的辐射区是一个线性分层的旋转流体的球壳，由于斜压效应的差异旋转。我们用高分辨率的谱模拟来解决本征值问题，并通过特征理论来确定波的传播域。我们探讨了两种模式的传播特性：那些可以在整个壳和那些被限制在一个子域。我们发现的一些模式将动能集中在被称为吸引子的短周期剪切层周围。我们利用这些吸引子的李雅普诺夫指数与背景的\BV频率和模式的振荡频率的依赖关系来描述它们。最后，我们注意到，作为模式与短周期吸引形成耗散结构，它们可以发挥重要的作用，潮汐相互作用，但应被解雇所观察到的振荡频率的解释。
2014-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A linear model for inertial modes in a differentially rotating Sun
针对太阳高方位阶惯性模偏离薄壳Rossby-Haurwitz模型的问题，本研究通过谱特征值求解器计算较差自转下的太阳惯性模谱，发现观测模可能对应更高n的解，且本征函数位置与观测存在差异，为太阳内部研究提供新视角。
2023-08-24 astro-ph.SR
Structural quasi-universality in highly magnetized differentially rotating neutron stars
University of Warsaw（华沙大学）
该研究建立了适用于均匀旋转、差速旋转及强磁化中子星的转动惯量与致密性广义准普适关系，推导了依赖关系的解析表达式，可用于磁星光度及GW170817遗迹转动动能的相关估计。
2026-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Waves in the radiative zones of rotating, magnetized stars
天文地震学已经达到了一个精确的水平，可以让我们检测到一个深磁场对振荡模式的影响。因此，我们的目标是发展一个渐近理论的短波辐射区的旋转恒星一般磁场拓扑结构（环形和极向）。本文导出了具有低振幅轴对称磁场的均匀旋转恒星的色散关系。采用汉密尔顿射线追踪方法探索该模型的参数空间。研究了不同磁拓扑结构下重力惯性波在磁场作用下的变化特征。
2018-10-12 astro-ph.SR
Towards a better understanding of tidal dissipation at corotation layers in differentially rotating stars and planets
星-行星潮汐相互作用在近距离行星系统的动力学演化中起着重要的作用。本文研究了恒星/行星对流区中潮汐惯性波的传播和耗散。我们考虑到纬度差异旋转的背景流，类似于在像太阳这样的低质量恒星的信封中观察到的。以前的工作已经表明，差异旋转显着改变惯性波的传播和耗散特性。特别是，当多普勒频移的潮汐频率消失在流体中，一个临界层的形式，潮汐耗散可以大大增强。我们目前的工作发展了一个局部的分析模型，以更好地了解潮汐强迫惯性波在临界层的传播和耗散特性。
2017-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Diamagnetic pumping in a rotating convection zone
太阳发电机模型需要对流区底部附近的磁场集中的某种机制，以便产生具有足够大（~10^{24} Mx）磁通量的超千高斯环形场。我们认为对流区底部附近的向下反磁抽运是一种可能的浓缩机制，并推导出考虑旋转效应的抽运速度。在旋转流体中，极向场和环向场的输运速度不同。环向场只沿径向向下传输，但极向场的抽运速度也有一个向赤道的纬向分量。以前的结果的情况下，缓慢和快速旋转的复制和抗磁泵适用于发电机模型的表达式。
2016-04-27 astro-ph.SR
Oscillations and instabilities of fast and differentially rotating relativistic stars
我们研究了在考林近似下快速旋转和差动旋转的相对论性恒星的非轴对称振荡。我们的平衡模型是相对论多面体的序列，其中的微分旋转由相对论$j$ -常数定律描述。我们发现，一个小的程度的差分旋转提高了临界旋转值的四极f-模式变得容易CFS不稳定性，而在质量脱落限制的临界值$T/|W|$提出更多。对于较软的状态方程，这些影响甚至更加明显。当进一步增大差动旋转到较高程度时，CFS不稳定性的中性点首先达到局部最大值，然后降低。对于具有相当高的紧凑性的恒星，我们发现，对于高程度的微分旋转，临界$T/|W|$的绝对值低于刚性旋转的相应值。我们的结论是CFS不稳定性是能够驱动的中子星不稳定的参数空间增加了一个小的程度的差异旋转和大的程度，至少在恒星具有较高的紧凑性。
2010-04-13 astro-ph.SR gr-qc
Tidal inertial waves in the differentially rotating convective envelopes of low-mass stars - I. Free oscillation modes
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。在低质量恒星中，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。湍流对流可以在其包络线内维持差动旋转，赤道加速（如太阳）或减速，这可以改变波的传播特性。本文研究了球壳内均匀流体差分旋转时自由线性惯性波的一般传播特性。我们假设背景流的角速度只取决于纬度坐标，接近于低质量恒星的外部对流包络。我们使用i）在无粘情况下的分析方法来获得色散关系，由此我们计算能量传播的特征轨迹。这使我们能够研究吸引循环的存在，并推断出不同的家庭的惯性模式; ii）高分辨率的数值计算的基础上的粘性问题的谱方法。我们发现，在整个壳（D模式）传播的模式的行为与固体旋转的方式相同。然而，另一个家庭的惯性模式存在（DT模式），它只能在对流区的一个有限的部分传播。我们的研究表明，它们是不太常见的D模式，并指出，特征射线和剪切层往往集中在一个楔形或点状吸引子。更重要的是，我们发现，对于非轴对称振荡模式，剪切层可以跨越共转共振与局部积累的动能。他们的阻尼率尺度非常不同，我们得到的标准D模式，我们展示了一个例子，它是独立的粘度（埃克曼数）在天体物理制度中，它是小的。
2016-01-18 astro-ph.SR
Analytic model for photometric variation due to starspots on a differentially rotating star
我们提出了一个分析模型的光变曲线变化的恒星与非演变的星点上的差异旋转的表面。旋转周期的谐波的傅立叶系数用光斑的纬度$\ell_{s}$和观测者的视线方向$\ell_{o}$表示，包括临边暗化效应。我们根据模型生成不同的实现多点，并进行模拟观察所产生的光变曲线调制。我们讨论在何种程度上可以恢复的点的性质和参数的微分旋转规律的周期图分析。虽然我们的分析模型忽略了恒星表面斑点的演化（动力学运动，创造和湮灭），但它提供了一个基本框架来解释恒星的光度变化，特别是从现有的开普勒数据和未来的太空任务。它也适用于各种天体旋转引起的光度调制。
2022-05-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
General relativistic viscous hydrodynamics of differentially rotating neutron stars
采用简化版本的Israel-Stewart形式主义的广义相对论剪切粘性流体动力学，我们进行轴对称的广义相对论模拟旋转的中子星周围的一个巨大的环面，它可以形成从差分旋转的恒星。我们表明，我们选择的剪切粘性流体动力学形式主义，模拟可以稳定地进行了很长一段时间。我们还表明，与一个可能的高剪切粘性系数，不仅粘性角动量输运工程，但也可以从一个热的信封周围的中子星的时间尺度$\gtrsim 100\,$ ms与喷出物质量$\gtrsim 10^{-2}M_\odot$，这是可比的典型质量的动态喷出物的二进制中子星合并。这表明，被大质量环面包围的大质量中子星，这是双中子星合并后形成的典型结果，可能是提供富含中子的喷出物的主要来源，如果有效剪切粘度足够高，即，如果粘性$α$参数为$\gtrsim 10^{-2}$。数值结果表明，高分辨率磁流体动力学模拟是用第一性原理方法研究中子星合并残留物中粘性效应的唯一途径。
2017-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetically driven winds from differentially rotating neutron stars and X-ray afterglows of short gamma-ray bursts
除了是最有希望的引力波来源之一，合并中子星双星也代表了解释短伽马射线暴（SGRB）现象的主要方案。最近的观测揭示了一个大的SGRB子类，它们的X射线余辉具有大致恒定的亮度，持续$10\!-\!10^4$ s。这些特征通常被认为是由均匀旋转的磁化物体的磁自旋驱动的长寿命中央引擎的证据。我们提出了一个不同的方案，其中的中央引擎供电的X射线发射是一个差动旋转的超大质量中子星（HMNS），发射准各向同性和重子加载的风驱动的磁场，这是建立通过差动旋转。我们的模型是支持长期的，三维的，广义相对论，和理想的磁流体动力学模拟，表明这种各向同性的发射是一个非常强大的功能。对于一个给定的HMNS，一个准直组件的存在敏感地依赖于初始磁场的几何形状，而静态电磁光度仅取决于最初存储在系统中的磁能。我们表明，我们的模型是兼容的观察到的时间尺度和光度，并表示后者在一个简单的标度关系。
2014-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On a role of corotation radius in the low $T/W$ dynamical instability of differentially rotating stars
我们调查的性质，所谓的低$T/W$动力学不稳定性的差分旋转的明星，通过专注于不稳定振荡模式的共转半径所发挥的作用。一个一维的线性扰动模型，它忽略了变量的依赖性上的坐标沿旋转轴的恒星，求解得到稳定和不稳定的本征模。具有共转半径的线性本征模，在该共转半径处，模式的方位角图案速度与恒星角速度一致，被分类为属于频率的连续谱的复（增长或阻尼）模式或纯实模式。计算了正则角动量及其通量，研究了具有共转半径的本征模。在动态不稳定模式中，声波以这样的方式传输其角动量，即角动量的绝对值在共转半径的两侧增加。我们进一步计算了入射到共转点的反射声波振幅的增长，发现波的过反射和在共转半径和恒星表面之间的捕获可以定性地解释本征频率对恒星差旋的依赖性。结果表明，低的$T/W$不稳定性可能是由过反射的声波之间的恒星表面和共转半径主要被困。
2016-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal dissipation by inertial waves in differentially rotating convective envelopes of low-mass stars
在恒星-行星系统或双星系统中，潮汐相互作用会在恒星的对流区激发惯性波（惯性波的回复力是科里奥利力）。这些波的耗散在所涉及的天体的长期轨道和旋转演化中起着重要作用。如果主星作为一个固体旋转，惯性波的多普勒频移被限制在$[-2Ω, 2Ω]$范围内（$Ω$是恒星的角速度），并且它们可以在整个对流区传播。然而，湍流对流可以维持与赤道加速（如在太阳）或减速，修改惯性波的频率范围和传播域，并允许非轴对称振荡的共转共振的差异旋转。在这项工作中，我们进行数值模拟潮汐激发的惯性波在差分旋转对流信封与锥形（或纬向）的旋转配置文件。我们采用的潮汐强迫包含球谐函数，对应于圆形共面轨道的情况。我们研究的粘性耗散的波作为潮汐频率的函数为各种恒星质量和微分旋转参数，以及它的依赖于湍流粘性系数。我们比较我们的结果与以前的研究假设固体旋转，并指出潜在的关键作用，共转共振的动力学演化的密切的恒星行星或二元系统。
2016-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Wave propagation and transmission in a rotating solar-type star
本文通过含科里奥利力的线性扰动模拟，揭示旋转如何改变类太阳恒星对流区、辐射区及界面处声波、重力波和惯性波的能量传输，并增强重力－惯性波透射。
2025-05-13 astro-ph.SR
Viscous inertial modes on a differentially rotating sphere: Comparison with solar observations
在以前的文章中，我们研究了纬度旋转对太阳赤道Rossby模的影响。从那时起，在太阳上观测到了丰富的惯性模谱，这不仅限于赤道Rossby模，还包括高纬度模。在这里，我们扩展计算的环形模式在二维球面几何形状，使用现实的太阳能差分旋转，包括粘性阻尼。目的是比较计算的模式谱与观测和模式稳定性研究。在固定的半径，我们解决了本征值问题的数值使用球谐分解的速度流函数。由于粘性临界层的存在，谱由四个不同的族组成：Rossby模式，高纬度模式，临界纬度模式和强阻尼模式。对于每个纵向波数m<4，球体上存在多达三个Rossby样模，与赤道β平面相反，赤道β平面仅存在赤道Rossby模。模型中阻尼最小的模式具有与观察到的模式相似的本征频率和本征函数;当半径取在对流区的下半部分时，比较得到改善。当半径大于0.75 R且埃克曼数E<10^{-4}时，至少有一个模是不稳定的。对于m=1或m=2，当Ekman数的径向依赖性遵循淬灭扩散率模型（E=2）时，多达两个Rossby模式是不稳定的。10^{-5}在对流区底部）。当m=3时，最多有两个Rossby模是不稳定的，包括赤道Rossby模。虽然这里讨论的2D模型是高度简化的，但环形模式的光谱似乎包括许多观测到的太阳惯性模式。模型中的自激模式的频率接近于具有最大振幅的观测模式的频率。
2022-04-28 astro-ph.SR
Superfluid instability of r-modes in "differentially rotating" neutron stars
超流体动力学影响成熟中子星的自旋演化，并且可能是解释脉冲星故障等时间不规则性的关键。然而，这一现象的大多数模型都排除了触发这一事件所需的全球不稳定性。在本文中，我们讨论了一种机制，可以填补这一空白。我们建立了小尺度惯性r-模式变得不稳定的超流中子星，表现出旋转滞后，预计建立由于涡旋钉扎的明星自旋下降。有些违反直觉的是，这种不稳定性的产生是由于（在正常情况下是耗散的）涡介导的相互摩擦。我们探讨了一个简单的不可压缩模型的超流不稳定性的性质，允许两个流体成分之间的夹带耦合。我们的研究结果恢复了先前讨论的动力学不稳定性的两个组件是强耦合的系统。此外，我们第一次证明了该系统是长期不稳定的（增长时间与相互摩擦的规模）在整个参数空间。有趣的是，大尺度r模也受到这种新的不稳定性的影响。我们分析了剪切粘性的阻尼效应，这在小尺度上应该是特别有效的，认为这将不足以完全抑制天体物理系统中的不稳定性。
2012-08-09 astro-ph.SR gr-qc
A Study of Subsurface Convection Zones of Fast Rotating Massive Stars
本研究利用MESA模拟快速旋转大质量恒星的次表面对流区，发现旋转促使其扩大并增强对流，且该区域可能是OB星微湍流的来源之一。
2025-01-22 astro-ph.SR
Low-latitude magnetic flux emergence on rapidly rotating solar-type stars
针对快速旋转类太阳恒星低纬黑子与磁通量浮现模型的矛盾，该研究通过弱管爆发增强机制说明，在更陡超绝热温度梯度下，100 kG通量管可产生高达500 kG磁场并实现低纬浮现。
2024-12-02 astro-ph.SR
Hunting for anti-solar differentially rotating stars using the Rossby number -- An application to the Kepler field
几十年来，在对太阳型恒星对流包层的数值模拟中发现了反太阳差异自转廓线。这些轮廓的特征在于慢赤道和快极点（即，反向相对于太阳），并已发现在模拟高罗斯比数（慢旋转）。像这样的旋转轮廓已经在演化恒星的观测中被报道过，但从未在主序上的冷太阳型恒星中被明确观察到。在这种情况下，在主序星太阳型恒星中检测到这种状态将提高我们对其磁旋转演化的理解。本研究的目的是在\textit{Kepler}样本中识别出最有希望的冷主序星候选者。首先，我们引入了一个新的理论公式来估算主序星太阳型恒星的流体Rossby数，$Ro_{\rm f}$，从观测量，并考虑到内部结构和金属丰度的影响。我们得到了一个最有希望的恒星，可能会显示反太阳差异旋转的列表。我们确定了两个样本：一个在太阳金属丰度，包括14个目标，另一个为其他金属丰度，包括8个目标。我们发现，具有最高$Ro_{\rm f}$的目标可能是早G或晚F星，大约log $_{10}g=4.37$ ~dex。我们的结论是，冷的主序星候选人反太阳差异旋转存在于\textit{Kepler}样本。最有希望的候选者是KIC~10907436，另外两个特别令人感兴趣的候选者是太阳模拟物KIC~7189915和地震目标KIC~12117868。未来对这22颗恒星的表征有望帮助我们了解动力学如何影响高Rossby数的旧太阳型恒星的磁性和旋转演化。
2022-08-25 astro-ph.SR
Flux-tubes forming instability near the base of the rotating convection zone: A possible explanation for low latitudes of sunspots
从对流层底部到太阳表面的强磁场通量管的上升已被证实是太阳黑子形成的一种可能机制。然而，具有足够强度（~10^5 G）的磁通管的起源还不确定。本文考虑了大尺度环形磁场对流热输运的磁抑制所引起的不稳定性作为通量管形成机制的候选者。考虑采用的分析依赖性的涡流扩散的磁场提供的平均场磁流体力学。的不稳定性往往会产生区域的空间尺度的顺序为100毫米的对流区的底部的场强增加。与11年周期相比，不稳定性的特征增长时间很短。不稳定性开始的阈值场强从赤道附近的几百高斯增加到中纬度的几千高斯。不稳定扰动的增长率随纬度的增加而减小。这些纬度趋势可能是观测到的太阳黑子活动局限于近赤道带的原因。
2020-03-20 astro-ph.SR
Mixing of a passive scalar by the instability of a differentially rotating axial pinch
混合的被动标量像锂，铍或温度波动，由于旋转轴向箍缩的磁泰勒不稳定性被认为是。我们的研究是在泰勒-库埃特设置两个旋转定律：准开普勒和固体旋转。所用的最小磁性普朗特数为0.05，而流体的分子施密特数Sc在0.1和2之间变化。混合的有效扩散系数的数值测量的衰减过程中的一个全球性的浓度峰值位于圆柱壁之间。我们发现，只有模型与Sc> 0.1不提供有限的涡流扩散率值。我们还发现，在磁马赫数Mm~2下，准开普勒旋转时，流动从慢转区过渡到快转区。对于固定的雷诺数，流体的标准化涡动扩散率和施密特数之间的关系总是线性的，因此不稳定诱导扩散率和分子粘度之间的线性关系也正好在Schatzman（1977）提出的意义上。该关系式中的系数值在Mm~2时达到最大值，当Mm>> 1时，系数值减小，这意味着在太阳速跃层中只能存在kG量级的环形磁场。
2016-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Joint Instability and Abrupt Nonlinear Transitions in a Differentially Rotating Plasma
在一个易于计算的太阳速跃层二维模型中研究了全球磁流体动力学（MHD）不稳定性。在没有磁场的情况下，模型的微分旋转产生稳定性，但是如果存在磁场，则观察到联合不稳定性。我们通过完全非线性直接数值模拟，广义拟线性近似（GQL），和直接统计模拟（DSS）的基础上低阶扩展等时累积量的非线性发展的不稳定性进行了分析。随着磁扩散率的降低，不稳定性的非线性发展变得更加复杂，直到最终确定了一组参数，这些参数产生了一个先前未确定的长期循环，其中能量从动能转化为磁能并返回。我们发现，周期性的过渡，模仿太阳的变化的某些方面-例如，准周期性的季节性交换的能量之间的环形场和波或涡-是无法复制时，涡散射过程被排除在模型之外。
2019-01-07 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech physics.flu-dyn
Inertial waves in a differentially rotating spherical shell
本文研究了球壳中不可压缩流体的小振幅惯性波传播特性。对于圆柱形和扁壳形旋转剖面，在无粘极限下，惯性波服从一个二阶混合型偏微分方程。因此，存在两种惯性模式，这取决于特征传播的双曲域是否覆盖整个壳体。这两种惯性模式的发生进行检查，我们表明，惯性波可能传播的频率范围比固体旋转更广泛。使用高分辨率计算的基础上的频谱方法，我们表明，与固体旋转，奇异模式与薄剪切层以下的短周期吸引子仍然存在与差分旋转。它们甚至存在于一个完整的球体中。在粘性为零的极限下，剪切层的宽度似乎对整体背景剪切的依赖性很弱，表现出E^{1/3}与埃克曼数E的比例关系，就像在固体旋转的情况下一样。也存在以E^{1/2}作为Ekman边界层的宽度缩放的薄分离层模式。本文还考虑了壳内惯性波的共转共振行为。对于圆柱旋转，波在共转时被显著地吸收。相比之下，对于扁壳旋转，波可以穿过没有可见吸收的临界层，并且这种模式对于足够小的埃克曼数是不稳定的。
2012-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Impacts of small-scale dynamo on rotating columnar convection in stellar convection zones
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究揭示小尺度发电机对恒星对流区旋转柱状对流的影响，通过比较HD和MHD模拟，发现SSD影响热量和角动量传输，并改变主导力平衡。
2025-09-23 astro-ph.SR
Differentially Rotating White Dwarfs I: Regimes of Internal Rotation
大多数Ia型超新星（SN~Ia）的可行模型都需要一个在双星系统中演化的碳/氧白矮星的热核爆炸。旋转可能是任何Ia超新星模型的一个重要方面，无论是单简并还是双简并，白矮星的质量都在，低于或高于克拉塞卡极限。{ \sl差异旋转}被特别调用，试图解释在超-一些早期的工作表明，只有均匀旋转才符合白矮星角动量传输的预期机制，而其他人则发现了明显的差异旋转。结果表明，如果简并物质中斜压不稳定性是活跃的，并且忽略磁场的影响，则近均匀旋转和强微分旋转都是可能的。我们分类旋转制度的理查森数，Ri。在小值的Ri $\leq$ 0.1，我们发现低粘度Zahn制度与非单调的角速度分布和一个新的差分旋转制度的粘度是高的，并与剪切，$σ$线性缩放。单独使用开尔文-亥姆霍兹粘度产生差动旋转。大的Ri $\gg$ 1值产生了一个近似均匀旋转的区域，斜压粘滞系数为中间值，尺度为$σ^3$。我们讨论的差距，在中间值的Ri的行为的理解，以及如何观察可能会限制自然界获得的旋转制度。
2016-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Kelvin waves over a differentially rotating spherical shell
IRAP, Université de Toulouse（图卢兹大学 IRAP 研究所）
研究探讨了球壳上赤道凯尔文波的不稳定性及其在Be现象触发中的作用，通过分析浅水框架和厚层配置，揭示了旋转和粘性对波稳定性的影响。
2026-04-14 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The Habitable Zones of Rapidly Rotating Main Sequence A/F Stars
我们研究如何快速恒星旋转常见的A/F恒星可以影响行星的可居住性。具体来说，我们的模型如何快速旋转影响行星的辐射，并确定恒星的质量范围$1.3M_\odot\leq M_\star\leq 2.2M_\odot$的宜居带的位置。快速的恒星自转可以极大地改变恒星的光度和光谱能量分布，因此可以影响周围行星的可居住性。质量为$M_\star\gtrsim1.3M_\odot$的恒星通常在接近其分裂速度时旋转，这会导致两种与行星适居性相关的效应。首先，这些恒星扁平成扁球体，极半径较短，赤道半径较长。第二，快速旋转在这些恒星表面上引起了极赤道温度梯度。使用一个一维气候模型，我们计算的内部和外部边缘的宜居带的著名的快速旋转和平均理论恒星在我们的恒星质量范围。我们发现，在一般情况下，快速旋转的原因宜居带居住在更接近比一个非旋转的等效恒星。我们还发现，引力变暗大大减少了恒星的紫外线辐射，这与大质量恒星发出太多紫外线的普遍假设相矛盾。总的来说，我们确定，快速恒星旋转系统的整体可居住性有重要的后果，必须考虑到建模时的系外行星环境和高质量恒星周围的行星观测。
2022-02-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detecting deep axisymmetric toroidal magnetic fields in stars. The traditional approximation of rotation for differentially rotating deep spherical shells with a general azimuthal magnetic field
星震学已经揭示了在整个HR图中恒星的小的核心到表面的旋转对比。这是恒星内部角动量（AM）强输运的特征。有效携带AM的一个可能的候选者是具有各种拓扑结构的磁场，这些磁场可能存在于恒星辐射带中。其中，强轴对称方位磁场引起了人们的极大兴趣。事实上，如果他们受到所谓的泰勒不稳定性，伴随触发麦克斯韦应力可以有效地传输AM。此外，由磁场和速度场的波动引起的电动势可能潜在地维持发电机作用，导致初始强轴对称方位磁场的再生。我们要回答的关键问题是：我们能探测到这些深层强方位磁场的特征吗？回答这个问题的唯一方法是星震学，而最好的研究实验室是中等质量和大质量的恒星。它们中的大多数在主序星期间是快速旋转的。因此，我们必须研究在稳定分层、旋转和潜在强磁化辐射区中传播的恒星脉动。我们推广了传统的近似旋转，同时考虑一般轴对称差分旋转和方位角磁场在一个非微扰的方式。利用这种新的形式，我们得到的渐近性质的磁重力惯性（MGI）波和它们的周期间距。我们发现，环形磁场诱导的周期间距的MGI模式的移动。振幅为$10^5\,\rm G$量级的赤道方位角磁场产生的特征可以通过现代空间光度学检测到。更复杂的半球结构更难观察。
2022-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.ao-ph
The complex interplay between tidal inertial waves and zonal flows in differentially rotating stellar and planetary convective regions I. Free waves
在近距离两体系统的潮汐相互作用的量化是最感兴趣的，因为他们有一个至关重要的影响的架构和旋转的历史的机构。各种研究表明，任何一个天体的潮汐消散都对它的结构和动力学非常敏感，就像存在于类太阳恒星和巨型气态行星的外对流层中的差异旋转一样。特别是，潮汐波可以强烈地与纬向流在所谓的共转共振，其中波的多普勒频移抵消。我们的目标是提供一个深入的物理了解潮汐惯性波的动力学在共转共振，在存在的差分旋转配置文件典型的低质量恒星和巨行星。通过建立一个倾斜的剪切盒，我们研究了自由惯性波在共转时的传播和透射，更一般地说，在临界水平上，这是控制波微分方程中的奇点。通过构建一个不变量称为波作用通量，我们确定了不同的制度，波传输在临界水平，这是证实了一维三层数值模型。我们发现，惯性波可以完全透射，强烈阻尼，甚至放大后，越过临界水平。这些制度的发生取决于假设的差分旋转的轮廓，在性质以及纬度的临界水平，和波的参数，如惯性频率和纵向和垂直波数。因此，波可以在临界水平阻尼时将其作用通量沉积到流体中，或者在临界水平放大时将其作用通量提取到流体中。这两种情况都可能导致潮汐相互作用体之间的显著角动量交换。
2021-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Vertical shear instabilities in rotating stellar radiation zones: effects of the full Coriolis acceleration and thermal diffusion
本文通过数值与渐近WKBJ线性稳定性分析，研究完整Coriolis加速度和热扩散对恒星辐射区垂直剪切不稳定性的影响，并提出对应湍流输运的涡黏模型。
2025-01-09 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.flu-dyn
Experimental evidence for non-axisymmetric magnetorotational instability in a rotating liquid metal exposed to an azimuthal magnetic field
磁旋转不稳定性（MRI）的方位角版本是在纯方位角磁场或主要方位角磁场的影响下流体动力学稳定的差动旋转流的非轴对称不稳定性。它可能是相当重要的不稳定吸积盘，并在MRI发电机的概念中起着核心作用。我们报告的结果，液体金属泰勒-库埃特实验表明，在哈特曼数的预期范围内的方位MRI的发生。
2014-06-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
