Neutral material around the B[e] supergiant star LHA 115-S 65: An outflowing disk or a detached Keplerian rotating disk?
B[e]超巨星被大量的氢中性物质包围，通过光学[OI]线中的发射来追踪。这种中性物质最有可能位于它们致密、凉爽的星周盘中，这些盘是由恒星释放的风物质（可能是非球对称的）形成的。无论是形成机制，也不是由此产生的结构和内部运动学的这些磁盘（或盘状流出）是众所周知的。然而，快速旋转，从赤道表面区域提升物质，似乎发挥了根本作用。在SMC中的B[e]超巨星LHA 115-S 65（S65）是已知旋转最快的两颗B[e]星之一。它的几乎边缘上的取向允许详细的运动学研究，其光学薄禁发射线。重点放在[OI]线，我们测试两个合理的磁盘的情况下：外流和开普勒旋转磁盘。基于高分辨率和低分辨率的光谱，我们调查的密度和温度结构在这些磁盘区域跟踪的[OI]排放限制磁盘的大小和质量通量需要解释所观察到的[OI]线光度。此外，我们计算新兴的线轮廓预期无论是流出磁盘或开普勒旋转磁盘，这可以直接比较到观察到的配置文件。这两种磁盘场景都与[OI]线的线亮度和轮廓相当吻合。尽管如此，开普勒圆盘模型似乎是更现实的一个，因为它也同意从光谱中大量额外线导出的运动学。作为高密度气体盘存在的额外支持，光谱显示出两条非常强烈且明显的双峰[CaII]线。我们讨论了一个可能的磁盘形成机制，S65和LBV组之间的相似之处。
2010-05-25 astro-ph.SR
Prospects for asteroseismology of rapidly rotating B-type stars
在快速旋转的恒星中，科里奥利力和离心变形改变了振荡的性质;科里奥利力对低频模式很重要，而离心变形主要影响p模式。在这里，我们讨论的g-和r-模式振荡的性质在旋转的恒星。在快速旋转的恒星中激发的高阶g模（和r模）的预测频谱显示了与方位阶$m$相关的频率分组。我们比较这些属性与快速旋转的Be星的观测，并讨论从这种比较中学到了什么。
2013-02-02 astro-ph.SR
Classical Be Stars: Rapidly Rotating B Stars with Viscous Keplerian Decretion Disks
在过去的十年里，关于经典Be星的性质已经达成了共识：它们是非常快速旋转的主序星B，通过一个仍然未知但越来越受限制的过程，形成了一个向外扩散的气体，无尘的开普勒盘。在这项工作中，首先Be星的定义进行了对比，类似的类，和常见的观测得到的Be星和解释各自的形成机制。然后，我们回顾了目前关于中心恒星作为非径向脉动天体和非磁性恒星的知识状况，只要它涉及大尺度，即，大部分是偶极的全局场局部的弱磁场仍然是可能的，但尚未得到证实。Be现象，与一个或多个质量喷射过程相关联，作用于约75%临界或以上的旋转速率之上。该过程的性质可以被很好地约束，只留下很少的选择，最重要的是，但不排他地，非径向脉动和小尺度磁场。其中，很可能所有这些都实现了：在不同的恒星中，不同的过程可能正在起作用。一旦物质被提升到开普勒轨道，对喷射过程细节的记忆就消失了，物质的粘度就决定了。在粘滞衰减圆盘模型的理论框架中，对圆盘有相当好的理解。这不仅适用于盘的结构，而且也适用于它的周期性和长期性的变化。Be双星的审查方面的各种类型的相互作用的一个同伴可以与拱盘。最后，河外Be星，在较低的金属丰度，似乎更常见，更迅速地旋转。
2013-10-15 astro-ph.SR
HD 24355 observed by the Kepler K2 mission: A rapidly oscillating Ap star pulsating in a distorted quadrupole mode
我们提出了一个快速振荡的Ap（roAp）星，HD 24355（$V=9.65$）的第一个开普勒K2任务观测分析。这颗恒星是在SuperWASP宽带测光中发现的，频率为224.31 d $^{-1}$，（2596.18 $μ$ Hz; $P = 6.4$ min），振幅为1.51 mmag，后来的低分辨率光谱分析显示HD 24355是一颗A5 Vp SrEu星。高精度的K2数据使我们能够识别HD 24355主脉动频率的13个旋转分裂旁瓣。这个数量的旁瓣与不寻常的旋转相位变化相结合，表明这颗恒星是迄今为止观测到的最扭曲的四极旋转子。在模拟这颗恒星时，我们能够很好地再现脉动的振幅调制，并找到与异常相位变化的密切匹配。我们发现这颗星的脉动频率高于临界截止频率。这是目前开普勒航天器在短节奏模式下观测到的唯一一颗具有从地面可探测到的光度振幅的roAp星，因此可以将地面目标的mmag振幅与空间发现的$μ$ mag进行比较。在K2的数据中没有发现更多的脉动模式，表明这颗恒星是一个单模脉动器。
2016-07-13 astro-ph.SR
Be Stars: Rapidly Rotating Pulsators
我将证明Be星毫无例外地是一类快速旋转的星，在大多数情况下也是脉动星，但它们都不具有大尺度（即具有显著的偶极贡献）磁场。
2012-10-02 astro-ph.SR
Viscous decretion discs around rapidly rotating stars
我们讨论了快速旋转恒星周围的定常粘性开普勒递减盘。我们假设，低频模式，这可能是激发的不透明度凸块机制，对流运动的核心，或潮汐力，如果恒星是在一个二元系统，可以传输足够的角动量到该地区接近恒星表面。在这个假设下，我们构造了一个星盘系统，在这个系统中，由于角动量的供应，在快速旋转的恒星周围形成了一个粘性的减速盘。我们发现一系列的解决方案，稳定的粘性递减盘周围的快速旋转的恒星，扩展到$R_{\rm disc}\gtsim~10R_*$与$R_*$是赤道半径的恒星，取决于角动量供应量。
2013-08-13 astro-ph.SR
Rossby waves and polar spots in rapidly rotating stars: Implications for stellar wind evolution
快速旋转的恒星表现出磁场活动的短周期振荡和星点的极性外观。本论文的目的是研究快速旋转恒星的轨道线中的大尺度浅水波及其与高纬度恒星黑子的周期性和形成的联系。利用浅水磁流体动力学方程组研究了在环形磁场存在下，快速旋转恒星轨道线上大尺度波的动力学行为。导出了波模的频散关系和纬向分布。我们发现，低频磁Rossby波往往位于两极，但高频磁庞加莱波集中在赤道附近的快速旋转的恒星。这些结果对年轻类太阳恒星的星风演化具有重要意义。不稳定的磁Rossby波可能导致快速旋转恒星中近场线高纬处的局部磁通量增强。增强的磁通量可能由于磁浮力以管状形式向上上升，并在极区出现星点。磁Rossby波也可能导致观测到的恒星磁场活动的短期周期性。
2011-07-18 astro-ph.SR
Rotating Stars from Kepler Observed with Gaia DR2
我们已经将盖亚数据发布2的天体测量数据与开普勒测量的旋转周期的恒星样本进行了匹配。使用30，305颗距离估计良好的恒星，我们选择了16，248颗可能是主序中的单星，这些单星的中心在0.5等的1 Gyr等时线区域内，从样本中删除了许多次巨星和未解决的双星。旋转周期双峰性最初由McQuillan等人（2013）发现，在525 pc的恒星中清晰地恢复，但在更远的距离上无法检测到。这种双峰性也与银河系的高度相关，当恒星的高度超过Z>90 pc时，高度会大幅下降。我们还发现了一个显着的宽度在恒星主序列的$ΔM_G$ ~0.25等，以及增加旋转周期的相干梯度正交的主序列。我们将其解释为恒星角动量随时间损失的特征，这意味着在主序上存在相应的对角年龄梯度。恒星演化模型预测颜色和光度的变化在幅度上是一致的，但在方向上是不一致的，与我们所探测到的梯度所需的变化是一致的。这种旋转梯度表明，主序星演化产生的偏移量在颜色-星等空间中比目前预测的模型更加正交于零年龄主序星，并可能为恒星演化和陀螺年代学模型提供新的测试。
2018-07-25 astro-ph.SR
Giant coronal loops dominate the quiescent X-ray emission in rapidly rotating M stars
观测表明，快速旋转恒星的磁场非常强，无论是在小尺度还是大尺度上。由此产生的日冕的性质是什么？在这里，我们试图阐明这个问题。我们使用一个滞弹性发电机模拟的结果，一个快速旋转的完全对流的M-星驱动的恒星日冕的物理模型。我们发现，由于在高纬度地区的几千高斯大尺度磁场，日冕和它的X射线发射是由恒星大小的大的热环，而较小的，下面的冷环是不太明显的X射线。基于这一结果，我们提出，在快速旋转的恒星，从这样的日冕结构的发射占主导地位的静态，冷却器，但饱和的X射线发射。
2016-11-07 astro-ph.SR
Five young $δ$ Scuti stars in the Pleiades seen with Kepler/K2
我们进行模式识别的五个$δ$盾牌星在昴星团，使用自定义的光变曲线从K2测光。通过创建échelle图，我们确定了径向和偶极模式的脊，包括总共28个径向和16个偶极模式的五个恒星。我们还建议可能的身份，这些模式的谎言从径向和偶极子脊偏移。我们计算非旋转的恒星脉动模型，以验证我们的模式识别，发现良好的协议内的年龄和金属丰度的限制集群。我们还发现，对于所有的恒星，密度最小的模型是首选，反映了这些扁圆，旋转恒星的密度较低。五颗星中有三颗显示旋转分裂的多重态。我们的结论是，样本显示的承诺，在未来的旋转模型的小行星地震旋转速率，质量和年龄。我们的初步模型也表明了对氦丰度的一些敏感性。
2022-01-25 astro-ph.SR
Pulsations of rapidly rotating evolved stars
提出了一种新的计算快速旋转恒星振动模式的二维非微扰程序。二维计算充分考虑了恒星的离心畸变，而非微扰方法则充分考虑了科里奥利加速度的影响。这个二维非微扰代码是用来研究脉动光谱的高度扭曲的演化模型的恒星。二维恒星模型是通过一种自洽的方法获得的，该方法对球平均恒星模型进行了后验扭曲。我们还能够计算重力声学模式的第一次在快速旋转的恒星。我们提出了这种模型中的脉动模式的动力学，并显示其频谱的振荡。
2013-01-11 astro-ph.SR
Time variation of Kepler transits induced by stellar rotating spots - a way to distinguish between prograde and retrograde motion I. Theory
开普勒任务发现的一些凌日行星显示出由恒星斑点引起的凌日时间变化（TTV），这些恒星斑点在其母星的可见半球上旋转。当行星穿过一个点并改变凌日光变曲线的形状时，可以观察到诱导的TTV，即使数据的时间分辨率不允许检测到穿越事件本身。我们提出了一种方法，可以在某些情况下，使用派生的TTV的行星，以区分一个逆行和逆行的行星运动相对于恒星旋转。假设有一个比星盘更暗的点，如果穿越发生在凌日的前半段（后半段），那么行星穿越的点可以引起测量到的正（负）TTV。另一方面，光斑朝向（远离）恒星可见光盘中心的运动导致恒星亮度降低（增加）。因此，对于一颗行星的轨道运动，当凌日时恒星流量的局部斜率为负时，诱导TTV为正，反之亦然。因此，我们可以预期观察到TTV和逆（逆行）运动的光度斜率之间的负（正）相关性。使用一个简单的分析近似，也是公开可用的SOAP-T工具，以产生光变曲线的过境点交叉事件，我们显示在某些情况下，如何诱导TTV依赖于当地恒星光度斜率的过境时间。在具有足够高的信噪比的开普勒凌日系统中检测到这种相关性，可以让我们区分行星的逆行和逆行运动。在未来的论文中，我们提出了分析的KOIS和开普勒食双星，以下的形式主义在这里发展。
2015-01-03 astro-ph.SR
Mode identification in rapidly rotating stars from BRITE data
除了最近在Gamma Dor星方面取得的进展外，由于缺乏简单、易于识别的频率模式，识别快速旋转恒星中的模式是一个巨大的挑战。因此，有必要寻找观测方法来识别模式。两种流行的技术是基于线轮廓变化（LPV）的光谱模式识别和基于多个光度带之间的振幅比和相位差的光度模式识别。在这方面，BRITE星座特别令人感兴趣，因为它提供天基多色测光。本文介绍了在快速旋转恒星中获得脉动模式振幅比和相位差理论预测的最新进展。这些发展是基于完整的二维非绝热脉动计算，使用模型从ESTER代码，唯一的代码，以自洽的方式处理的热平衡的快速旋转的恒星。这些预测，然后专门应用到BRITE光度带，探索识别模式的基础上BRITE观测的前景。
2018-03-20 astro-ph.SR
Orbiting Clouds of Material at the Keplerian Co-Rotation Radius of Rapidly Rotating Low Mass WTTs in Upper Sco
使用K2的数据，我们已经确定了23个非常低质量的成员的$ρ$ Oph和上天蝎座恒星形成区域具有周期性的光度变化不容易解释的完善的物理机制，如星点，食双星，或脉动。所有这些不寻常的恒星都是M型中晚期矮星，没有活跃吸积的证据，光度周期一般为$<$ 1天。通常，不寻常的光变曲线特征表现为狭窄的通量下降;当我们也有恒星黑子的旋转周期时，两个周期一致，这表明通量下降是由于以开普勒共同旋转半径绕恒星运行的物质。我们有时会在相位光变曲线形态中看到“状态变化”，其中$\sim$ 25%的波形在不到一天的时间尺度上改变形状;通常，“状态变化”发生在强烈耀斑之后。对于这些突然的光变曲线形态变化的恒星群，我们认为它们的通量下降最有可能是由温暖的日冕气体云的食引起的，类似于弹弓的折射率假设解释短暂的H $α$吸收功能在AB剑鱼座本身和其他快速旋转的晚型恒星。对于另一组恒星的周期稍长，我们发现短持续时间的流量骤降是高度可变的短期和长期的时间尺度上，一般不对称的流量骤降配置文件。我们相信，这些通量下降是由于微粒云可能与一个接近的行星或由最近的碰撞事件造成的。
2017-02-06 astro-ph.SR
Rotational Variables: Kepler Versus ASAS-SN
本研究对比分析约50000颗低振幅Kepler旋转变星与ASAS-SN高振幅样本，发现Kepler样本以慢速自转单星主序星为主，双星占比和黑子数量均显著更低，为恒星自转与活动研究提供新统计依据。
2025-06-16 astro-ph.SR
2D non-perturbative modeling of oscillations in rapidly rotating stars
我们提出并讨论了最近发展的二维非微扰方法计算快速旋转恒星的绝热振荡模式的精确结果。二维计算充分考虑了恒星的离心畸变，而非微扰方法则充分考虑了科里奥利加速度的影响。这些特性使我们能够计算快速旋转体的振荡模式-从$δ$ Scuti星的高阶p-模式，到$β$ Cephei或Be星的低阶p-和g-模式。
2013-01-11 astro-ph.SR
Modelling observable properties of rapidly rotating stars
要完全理解Be星现象，人们必须对盘下的恒星有一定程度的了解，这颗恒星经常被发现快速旋转。快速旋转使建模复杂化，因为像恒星光度和有效温度这样的基本性质需要知道观察恒星的倾角。此外，我们对快速旋转恒星结构的了解，其基础不如对非旋转恒星的了解那么可靠。在过去的十年里，一些快速旋转恒星的倾角和表面性质的不确定性已经通过干涉测量观测大大降低，这些恒星可以用来测试旋转恒星模型，即使这些恒星本身可能不是Be星。织女星作为MK标准，在历史上是一颗非常重要的恒星，因为它被用于校准目的。然而，一些研究表明，织女星是一颗以非常低的倾角观察的快速旋转的恒星，这就提出了我们对它的性质有多了解的问题。适当的建模一直是具有挑战性的，仍然有争论的空间织女星的实际属性，而不是其观察到的属性。我们以前已经表明，在一定的条件下，恒星的表面性质和推导的表面性质的规模从一个模型到另一个具有相同的表面形状。我们使用这种缩放算法与现实的2D模型来计算高分辨率的光谱能量分布和干涉测量，以确定最适合Vega的旋转模型。将提供计算数据和观察数据之间的详细比较。
2014-11-06 astro-ph.SR
Stochastic excitation of gravity waves in rapidly rotating massive stars
近年来，由于空间星震学的发展，人们在恒星中发现并表征了随机重力波，它可能在恒星角动量演化中起重要作用。在这种情况下，对CoRoT热Be星HD 51452的观测研究表明，在快速旋转的恒星中，旋转对引力惯性波的随机激发有潜在的强烈影响。在这项工作中，我们提出了我们的结果的科里奥利加速度对随机波激发湍流对流的行动。我们研究了这种机制的效率作为波的Rossby数的函数的变化，我们表明，激发呈现出两种不同的制度，超惯性和亚惯性频率。快速旋转的早型恒星和角动量在其内部的运输的后果进行了讨论。
2014-08-18 astro-ph.SR
Two New Rapidly-Rotating ON Stars Found With LAMOST
ON星是O星的一个罕见的亚型，起源不明。我们报告了两个新的，快速旋转的ON星在大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST获得的数据中发现。LS I +61 28是一颗ON 8.5 Vn矮星，其赤道自转速度为$v_{\textrm e}\sin{i} \simeq 298$ km $\;$ s $^{-1}$，而HDE 236672是一颗ON 9 IVn亚巨星，其赤道自转速度为$v_{\textrm e}\sin{i} \simeq 253$ km $\;$ s $^{-1}$。非超巨星ON星的光度等级似乎受到轴倾角$i$的影响：快速旋转的巨星接近赤道，而具有较低$v_{\textrm e}\sin{i}$值的ON矮星更接近极。结合Gaia DR 2的自行和径向速度测量，我们研究了非超巨星ON星的运动学，并推断动力学，快速旋转，和表面氮特性可能都是二元相互作用的结果。
2019-11-16 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
Modeling of differential rotation in rapidly rotating solar-type stars
我们调查的差异旋转在快速旋转的太阳型恒星的轴对称平均场模型，以前适用于太阳。这为计算纬向熵梯度提供了合理的物理基础。我们的结论是：（1）当恒星自转快于恒星自转时，微分自转接近于泰勒-普劳德曼态。(2)当恒星角速度较大时，对流区下面的亚绝热层产生的熵梯度相对较小。(3)湍流粘性和湍流角动量输运决定了角速度的空间差异$ΔΩ$。(4)我们的平均场模型的结果可以解释恒星差旋观测。
2011-07-13 astro-ph.SR
Gravity modes in rapidly rotating polytropic stars
利用二维振荡程序（TOP），我们研究了快速自转对多变星引力模的影响。计算中考虑了科里奥利力、离心畸变和可压缩效应。由于我们完整的计算，我们已经首先研究了微扰方法的有效域，并开始探索这些模式的属性。我们在这个分析中关注l=1。
2009-12-09 astro-ph.SR
A Numerical Method for Generating Rapidly Rotating Bipolytropic Structures in Equilibrium
我们证明了快速旋转的双多变（复合多变）星和环形磁盘可以使用八公的自洽场技术。这种结构中的核和包层可以具有不同的多变指数以及不同的平均分子量。该模型收敛于高$T/|W|$的情况下，其中T是动能和W是系统的引力能。我们的数值解与已知的分析以及以前计算的数值结果之间的协议是优秀的。我们发现，均匀旋转降低了最大的核心质量分数或Sch $\ddot{\rm{o}}$ nberg-Ekrasekhar限制的bipolytropic序列。我们还讨论了这种方法在具有对流包层的低质量恒星磁制动中的应用。
2017-08-31 astro-ph.SR
Do Kepler superflare stars really include slowly-rotating Sun-like stars ? - Results using APO 3.5m telescope spectroscopic observations and Gaia-DR2 data -
我们报告了开普勒太阳型（G型主序星）超耀斑星的最新视图，包括Apache Point Observatory（APO）3.5米望远镜光谱观测和Gaia-DR 2数据的最新更新。首先，我们新进行的APO 3.5米光谱观测的18个超级耀斑星发现开普勒1分钟的时间节奏数据。超过一半（43颗恒星）被证实是“单”星，在64颗超级耀斑恒星中，到目前为止，在APO3.5 m和我们以前的Subaru/HDS观测中已经进行了光谱研究。对$v\sin i$（投影自转速度）和色球谱线（Ca II H\&K和Ca II 8542 Xe）的测量支持了超耀斑星的亮度变化是由大黑子恒星的自转引起的。然后，我们研究了开普勒太阳型超耀斑星的统计特性，将盖亚-DR 2恒星半径估计。结果表明，随着自转周期$P_{\mathrm{rot}}$的增加，最大超耀斑能量不断减小。能量为$\lesssim 5\times10^{34}$ erg的超级耀斑大约每2000- 3000年发生一次，在年老的、缓慢旋转的类太阳恒星（$P_{\mathrm{rot}}\sim$ 25天）上，而能量为$P_{\mathrm{rot}}\sim$几天的年轻快速旋转恒星的超级耀斑则高达$10^{36}$ erg。当恒星年轻时，最大星斑面积并不依赖于自转周期，但当自转减慢时，对于类太阳恒星，它在$P_{\mathrm{rot}}\gtrsim$ 1…
2019-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar spectral-type (mass) dependence of the dearth of close-in planets around fast-rotating stars. Architecture of Kepler confirmed single-exoplanet systems compared to star-planet evolution models
本研究利用Kepler确认的单系外行星系统与ESPEM演化模型对比，发现快速自转恒星周围近距行星缺失现象及其边缘随恒星光谱型（质量）变化的趋势，并证明潮汐和磁迁移机制可定性解释该现象。
2023-10-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
The shape of a rapidly rotating polytrope with index unity
我们表明，在该文件中获得的解决方案“一个精确的解决方案，任意旋转的气体多面体与指数统一”由孔，张，舒伯特代表唯一的近似解的自由边界欧拉-泊松方程系统描述均匀旋转，自引力多面体与指数统一。我们讨论的质量，这样的解决方案作为近似的刚性旋转平衡多方配置。
2017-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The clockwork is moving on -- a combined analysis of TESS and Kepler measurements of Kepler-13Ab
开普勒-13Ab（KOI-13）是一颗围绕快速旋转的A型恒星运行的系外行星。该系统显示出一个显着的自旋轨道错位和不断变化的过境持续时间最有可能造成的岁差的轨道。在这里，我们提出了一个自洽的分析系统结合{ \it开普勒}和TESS的意见。我们模拟的光变曲线假设一颗行星经过一颗旋转的扁圆星，由于旋转引起的重力暗化，扁圆星具有很强的地面温度梯度。凌日弦的缓慢移动是扁圆星激发的轨道进动的一个紧急特征，其碰撞参量为${\rm d}b/{\rm d}t = -0.011/{\rm yr}$，最新TESS测量的实际值为$b=0.19$。从{ \it Kepler} Q2和Q17四分之一和TESS测量中测量的变化的过境持续时间表明碰撞参量的线性漂移。恒星自转轴的解显示出一个几乎正交的方向，倾角围绕着$100^\circ$。
2019-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
A versatile numerical method for obtaining structures of rapidly rotating baroclinic stars: self-consistent and systematic solutions with shellular-type rotation
本文发展了一种基于自洽场格式的快速旋转恒星结构的数值计算方法。迭代地获得解。用这种方法自洽地计算了快速旋转的正、斜压平衡态。通过改变恒星内部的等熵面，研究了两类旋转斜压星。系统地计算了这些方程的解序列，并得到了临界转动模型，超过该模型就不存在转动平衡态。所有这些旋转的斜压星都必须满足Bjerknes-Rosseland规则。在假设恒星为理想气体星的条件下，成功地得到了等熵面为扁圆形且表面温度在两极比赤道高的壳状自转斜压星的自洽解.这是第一个自洽的和系统的解决方案，快速旋转的斜压星壳型旋转。由于它们的快速自转满足稳定性准则，这些旋转的斜压星将是动力学稳定的。这种新的数值方法和快速旋转斜压恒星的解将有助于研究快速旋转的恒星演化。
2015-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting Kepler-444. II. Rotational, orbital and high-energy fluxes evolution of the system
上下文开普勒444是迄今为止已知的最古老的行星系之一。它的特殊结构包括五个亚地球大小的行星围绕伴星运行，形成一个双星系统，这使得它的早期历史令人费解。此外，对HI-Ly- $\rm α$变化的观测提出了许多关于今天逃逸大气可能存在的问题。目标。我们的目标是研究Kepler-444-d和Kepler-444-e的轨道演化以及大气蒸发对Kepler-444-e的影响。方法. Kepler-444-A的旋转恒星模型使用日内瓦恒星演化代码进行计算，并与轨道演化代码耦合，考虑了动力学、平衡潮汐和大气蒸发的影响。探讨了多个恒星自转历史和极紫外（XUV）光度演化轨迹的影响。结果使用详细的旋转恒星模型能够重现开普勒-444-A的旋转速率，我们发现，它所观察到的旋转速率是完全符合预期的这一老K 0型恒星，这表明没有理由为它是异常活跃，将需要解释所观察到的HI-Ly- $\rm α$的变化从恒星的起源。我们发现，由于低行星质量（$\sim$ 0.03 M $_{\rm \oplus}$）和相对较大的轨道距离（$\sim$ 0.06 AU）的开普勒-444-d和e，动力学潮汐可以忽略不计影响他们的轨道，无论考虑的恒星旋转历史。相反，我们指出恒星旋转历史对Kepler-444-e寿命质量损失估计的影响是多么显著。我们表明，即使在一个非常缓慢的旋转恒星的情况下，似乎不太可能这样的行星可以保留一小部分的初始水…
2021-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mechanism of r-mode stability in young rapidly rotating pulsars
我们证明，在年轻的快速旋转的类星体的r-模式的稳定性可能会得到解释，如果考虑到强介质修改的核子-核子相互作用，因为在致密的核子物质的软化的π自由度。不需要有效的直接Urca过程。在我们的模型中，观测到的旋转最快的年轻脉冲星PSR J 0537 -6910的质量应该是$\geq 1.8M_{\odot}$。
2014-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Connections between Non-Rotating, Slowly Rotating, and Rapidly Rotating Turbulent Convection Transport Scalings
浮力驱动的对流很可能是宇宙中湍流运动的主要驱动力，因此被物理学家，工程师，天文学家和天体物理学家广泛研究。也许并不奇怪，这些不同的社区以不同的方式讨论总的对流行为，通常没有显着的串扰存在于他们之间。在这里，我们试图在这些社区之间建立联系。我们这样做是通过进行一组基本规模的估计，热量和流体动量输送应如何表现在非旋转，缓慢旋转和快速旋转浮力驱动的对流环境。我们发现，缓慢和快速旋转缩放可以通过一个参数，所谓的对流Rossby数$\RoC$，无耗散参数测量浮力驱动相对于旋转的重要性相互关联。此外，我们映射之间的非通量为基础的和通量为基础的，浮力驱动的缩放使用不同的群体。在这样做的过程中，这些缩放显示出不同社区的方法之间存在清晰的联系，并且一些看似不同的缩放实际上是彼此同义的。
2020-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
A probable Keplerian disk feeding an optically revealed massive young star
本文报道在大麦哲伦云中发现一个河外大质量年轻恒星天体周围的旋转气体结构，其内区呈开普勒旋转并供给中央恒星吸积盘，且该系统光学可见，为低金属丰度环境下大质量恒星形成与星周盘演化提供了重要约束。
2023-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Regular Oscillation Sub-spectrum of Rapidly Rotating Stars
我们提出了一个渐近理论，描述了在快速旋转的恒星压力模式的定期频率间隔。我们使用的渐近方法的基础上的压力波方程的近似解构造从一个稳定的周期解的射线限制。近似解在稳定射线周围具有高斯包络，并且其量化产生频谱。我们构造了快速旋转恒星中一类压力模式的正则频率间距和模式空间分布的半解析公式。这些公式的结果与多变恒星模型中振荡的数值结果符合得很好。规则的频率间距取决于明确的内部性质的恒星，和他们的计算不同的旋转速率提供了新的见解模式频率的演变与旋转。
2012-05-30 astro-ph.SR nlin.CD
Interior Matter Estimates of Rapidly Rotating Compact Stars
通过比较不同理论模型下的真实自转频率与观测数据，尝试以自己的方式探索毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658和可能的亚毫秒脉冲星XTEJ 1739 -285等快速自转致密星的内部成分，从而对致密星的物质组成产生更严格的约束。根据他们的处理方法，SAXJ1808.4 -3658是一颗具有奇异物质的恒星，而XTEJ 1739 -285是一颗混合恒星。
2010-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotating Parker wind
我们重新考虑热驱动旋转帕克风的结构。旋转，没有\Bf，性质上改变了亚音速区域的结构：解决方案变得非单调，不延伸到原点。对于小角速度解有两个临界点-X点和O点，它们在中心恒星$Ω_{crit} = G M_\ast/(2 \sqrt{2} c_s R_{b}^2)$的临界角速度处合并（其中$M_\ast$和$R_{b}$是中心恒星的质量和半径，$c_s$是风中的声速）。对于较大的自旋，解中没有临界点。对于赤道发射的盘风（当风的底部以开普勒速度旋转时），日冕声速应小于$\approx 0.22 v_K$，以便连接到临界曲线（$v_K$是盘上给定位置的开普勒速度）。
2019-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Does the Babcock-Leighton dynamo operate in rapidly rotating solar-type stars? Exploration using a 3D dynamo model at different rotation rates
Indian Institute of Technology (BHU)（印度理工学院（贝拿勒斯印度教大学））
研究通过三维发电机模型探讨贝克-利特顿发电机在快速自转恒星中的运作，发现即使在高纬度出现斑点的情况下，发电机仍能产生周期性磁场。
2025-12-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Classical and general relativistic post-Keplerian effects in binary pulsars hosting fast rotating main sequence stars
我们认为一个脉冲星和一个大规模的，快速旋转，高度扭曲的主序星组成的二元系统作为一个潜在的场景，动态地把测试某些后开普勒效应的牛顿和后牛顿性质。我们数值产生的扰动$Δ\left(δτ\right)$的Rømer一样，脉冲星的时间延迟$δτ$的轨道分量超过10年引起的PN引力电质量矩，四极，引力磁自旋偶极子和八极加速度与牛顿四极的时间序列。我们不处理各种传播时间延迟由于行进的电磁波。结果表明，对于一颗轨道周期为$P_\textrm{b}\simeq 40-70\ \textrm{d}$的脉冲星围绕的具有$M = 15\ \textrm{M}_\odot$、$R_\textrm{e} = 5.96\ \textrm{R}_\odot$、$ν= 0.203$、$S = 3.41\times 10^{45}\ \textrm{J}\ \textrm{s}$、$J_2 = 1.92\times 10^{-3}$的Be型恒星，经典扁率驱动效应是在$\lesssim 4-150\ \textrm{s}$水平，而pN位移的量级是$\lesssim 1.5-20\ \textrm{s}\ \left(GMc^{-2}\right)$、$\lesssim 10-40\ \textrm{ms}\ \left(GMR^2_\textrm{e} J_2 c^{-2}\right)$、$\lesssim 0.5…
2019-08-13 astro-ph.SR gr-qc physics.space-ph
Asymptotic analysis of high-frequency acoustic modes in rapidly rotating stars
快速旋转脉动星的星震学研究由于我们对旋转对振荡性质的影响知之甚少而受到阻碍。在这里，我们提出了在快速旋转的恒星高频声学模式的渐近分析。我们研究了均匀旋转多方星中声线的哈密顿动力学，并表明相空间结构具有混合特征，混沌轨道区域与稳定结构（如岛链或不变环面）共存。为了解释声模式属性方面的射线动力学，我们然后使用量子物理学的背景下开发的工具和概念。因此，高频声谱是与动态独立的相空间区域相关联的频率子集的叠加。与稳定结构相关的子谱是规则的，可以通过EBK量化方法建模，而与混沌区域相关的子谱是不规则的，但具有通用的统计特性。这种渐近分析的结果成功地面对数值计算的高频声学模式的属性。快速旋转的恒星的星震学的影响进行了讨论。
2009-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR nlin.CD
Surface tide on a rapidly rotating body
本文通过求解带摩擦项的拉普拉斯潮汐方程，研究了快速旋转物体上的表面潮汐。当地球的动力时标与自转时标之比的平方$ε=Ω^2 R/g$很小时，得到了渐近结果。当它不是那么小的时候，例如一个快速旋转的恒星或行星，我们进行数值计算。发现当自转足够快（$ε$达到$0.1$）时，会出现大量的潮汐共振。为了产生相同的潮汐水平，更快的旋转对应于更低的潮汐频率。摩擦抑制潮汐共振，但不能完全抑制它们在快速旋转。流体层的厚度可以改变潮汐共振，但这种变化随着旋转速度的增加而减弱。这一结果有助于理解快速旋转恒星或行星大气中的潮汐现象以及中子星海洋中的潮汐现象。
2019-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Asteroseismology of rapidly rotating neutron stars - an alternative approach
本文研究了快速旋转中子星f模的引力波星震学关系。采用了一种与以往研究不同的方法--首先，用转动惯量代替恒星半径，其次，振荡频率和阻尼时间的归一化是不同的。结果表明，在非旋转的情况下，这可能会导致一个更强的状态方程的独立性和我们的目标是推广的静态关系的快速旋转的情况下和值的球形模式数$l\ge2$。我们采用现实的状态方程，涵盖了非常大的范围内的刚度，以更好地检查的关系的普遍性。最后，我们探讨了反问题，即由观测到的引力频率和阻尼时间反演出中子星的参数。事实证明，通过这组新的关系，我们可以使用三个频率以非常好的精度解决逆问题，这在以前的研究中是不可能的，其中还需要阻尼时间。星震学的关系也是特别好的大规模快速旋转的模型，受到长期不稳定性。
2015-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The traditional approximation of rotation for rapidly rotating stars and planets. I. The impact of strong deformation
传统旋转近似法（TAR）是对旋转稳定分层流体的流体动力学方程的一种处理方法，其中忽略了沿熵方向的科里奥利加速度和化学分层的作用，因为它与浮力相比很弱。重力惯性波（GIWs）动力学方程中的因变量，然后成为可分离的径向和水平的部分，在非旋转的情况下。TAR建立在恒星是球形（即忽略其离心变形）和匀速旋转的假设之上。我们研究的可行性进行概括的TAR占的离心加速度的情况下，强烈变形的均匀和快速旋转的恒星（和行星），并确定这种近似的有效域。我们建立了一个完整的解析形式主义，允许研究动态的GIWs在球坐标系中，考虑到扁平的快速旋转的恒星，假设层次的频率内采用的TAR在球形的情况下，并通过推导出一个广义拉普拉斯潮汐方程的水平本征函数的GIWs和他们的渐近波周期，它可以用来探测旋转变形恒星的结构和动力学与星震学。使用2D ESTER恒星模型，我们确定的有效域的广义TAR作为一个函数的旋转率的恒星归一化其临界角速度和伪半径。这种概括使我们能够研究快速旋转变形恒星中GIWs离心效应的签名。我们发现，在快速旋转的早型星的离心加速度对GIWs的影响，在理论上是可检测的现代空间测光使用开普勒的观测。
2021-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
