KIC 4142768: An Evolved Gamma Doradus/Delta Scuti Hybrid Pulsating Eclipsing Binary with Tidally Excited Oscillations
本文描述了KIC 4142768的特征，它是一个食双星，有两颗演化的A型星，在偏心轨道上运行，周期为14天。结合{\it Keck} HIRES的光谱和{ \it Kepler}的光度测量，我们测量了两个组分（$M_1=2.05M_{\odot}, R_1=2.96R_{\odot}$和$M_2=2.05M_{\odot}, R_2=2.51R_{\odot}$）的基本参数。测得的表面自转速率仅为偏心轨道伪同步速率的五分之一。光变曲线的傅立叶光谱揭示了$δ$ Scuti和$γ$ Doradus类型的混合脉动，对于p模式，脉动频率约为$15-18$天$^{-1}$，对于低频g模式，脉动频率约为$0.2-1.2$天$^{-1}$。一些g模式是精确的轨道谐波，可能是潮汐激发的。它们的脉动幅度和相位都与线性潮汐理论对$l=2, m=2$波的预测相一致。我们研究的周期间隔模式的自由振荡g模式，并确定它们主要是作为双扇形偶极子模式。p模的不稳定频率范围和频率间隔以及g模的渐近周期间隔都与主星演化到主序星晚期的恒星模型一致。对流核心边界的推断旋转速率非常慢，类似于从光谱推断的小表面旋转速率。测量的表面和近核心的旋转速率提供了测试的角动量转移和潮汐同步演化偏心双星系统的机制的约束。
2019-09-09 astro-ph.SR
The Effect of Toroidal Magnetic Fields on Solar Oscillation Frequencies
太阳振荡频率随磁场活动水平的变化而变化。利用日震学定位太阳表面下的磁场集中将有助于我们理解太阳发电机。由于标准太阳模型中没有考虑磁场，因此将其添加到恒星结构的基本方程中会改变本征函数和本征频率。我们使用准简并微扰理论计算了六种场配置下环形磁场对太阳振动平均多重态频率的影响。在我们的计算中，我们既考虑了描述模式耦合的磁场的直接效应，也考虑了由于磁场而导致恒星结构变化的间接效应。我们限制我们的计算模式的自耦合。我们发现，磁场影响多重态频率的方式，这取决于太阳内部的磁场的位置和几何形状。比较我们的理论结果与观测到的位移，我们发现，强速跃层领域不能负责所观察到的频率变化的p模式在太阳周期。我们还发现，日震振荡频率的表面效应的一部分可能归因于太阳外层的磁场。本文提出的理论也适用于类太阳恒星及其振荡频率的模型。
2018-01-24 astro-ph.SR
Do Active Regions Modify Oscillation Frequencies?
我们研究了太阳活动周期中两个不同阶段的活动区的局部响应的高次模频率的变化。我们发现，在两个活动期间的频率偏移和当地测量的表面磁活动之间的相关性显着不同。
2009-03-11 astro-ph.SR
Theoretical p Mode Oscillation Frequencies for the Rapidly Rotating Delta Scuti Star Alpha Ophiuchi
一个旋转的，二维恒星模型的演变，以配合近似条件的阿尔法OPH。轴对称和非轴对称的振荡频率计算的2D旋转模型近似的阿尔法Oph的属性。将这些计算的频率与观察到的频率进行比较。假设本征函数可以用六个勒让德多项式拟合，进行振荡计算，但与八个勒让德多项式的比较计算表明，频率平均在0.26%以内。的表面水平形状的本征函数的两组假设数量的勒让德多项式同意不太好，但所有的计算显示出显着的偏离，从一个单一的勒让德多项式。尽管小的分离估计起来更加复杂，但是仍然可以确定大的分离。随着|m|小于或等于4的非轴对称模式的增加，频率空间变得足够密集，以至于难以评论计算频率与观测频率的拟合是否充分。当非轴对称频率模式分裂不再均匀时，相同m的正值和负值的频率之间的频率差保持为旋转速率的2m倍。
2011-10-06 astro-ph.SR
Model-independent determination of sharp features inside a star from its oscillation frequencies
早些时候已经确定，像对流区底部或恒星内部的第二氦电离区这样的尖锐特征会引起脉动频率的正弦振荡。这些特征的声学深度可以从频率中的该振荡信号估计。我们将这种技术应用于太阳型恒星HD49933的CoRoT频率。这是第一次对太阳以外的任何恒星的地震数据进行这样的分析。我们能够确定的对流区和HeII电离区的HD49933的基础上的声学深度在10%的误差从频率的第二个差异。这些层的位置，使用这种技术是在协议与当前的地震模型HD 49933。
2010-04-16 astro-ph.SR
Line-profile variations of stochastically excited oscillations in four evolved stars
自从类太阳振荡首次在红巨星中被发现以来，非径向振荡模式的存在一直存在争议。光谱线轮廓分析被用来在第一次尝试进行模式识别，这表明，非径向模式是可观察的。尽管可以确认非径向模式的存在，但不能唯一地识别度数或方位角阶次。在这里，我们提出了一个改进，这第一光谱线轮廓分析。目的：我们的目标是研究四个演化恒星中随机激发的类太阳振荡的线轮廓变化，以推导出所观察到的模式和表面旋转频率的方位角顺序。研究方法：光谱线轮廓分析应用于交叉关联函数，使用傅立叶参数拟合方法的振幅和相位分布的配置文件。结果如下：对于四颗演化恒星：水蛇座β星（G2 IV）、蛇夫座ε星（G9.5 III）、蛇夫座eta星（K0 III）和波江座δ星（K0 IV），线轮廓变化揭示了振荡的方位角顺序，准确度约为1。此外，我们的分析揭示了投影旋转速度和倾角。从这些参数，我们得到的表面旋转频率。结论：我们的结论是，线轮廓的交叉关联函数的变化表现不同，对于不同的频率，它们提供了额外的信息，在表面旋转频率和方位阶。
2010-02-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
On the surface physics affecting solar oscillation frequencies
绝热振荡频率的恒星模型，计算与对流的标准混合长度配方，越来越偏离径向秩序从观测类太阳恒星。标准的太阳模型高估了绝热频率高达~ 20 μHz。在这封信中，我们解决的湍流对流的物理过程，主要负责标准模型和观测之间的频率差异，也称为“表面效应”。我们比较测量的太阳频率从MDI仪器SOHO航天器的频率计算，包括三维（3D）流体动力学模拟结果的平衡模型，非绝热效应，并在平衡和稳定性计算的湍流压力的一致治疗。通过在我们的模型计算中一致地包含上述物理学，我们能够再现观测到的太阳频率< 3 μHz，而不需要任何额外的ad-hoc函数校正。
2016-09-20 astro-ph.SR
Scaling of oscillation frequencies in rotating stars
当试图匹配特定恒星的观测性质时，恒星经历脉动的性质（如众所周知的均方根密度标度关系）可能很有用。通常假设这个关系对于旋转恒星中的p模式频率是有效的。为了研究频率随旋转和质量的变化，我们研究了盾牌座δ质量范围内二维均匀旋转零龄主序星模型的振荡频率。我们确定了370 p和g轴对称模式的非旋转模型，然后跟踪其频率的变化作为旋转速度的增加。对于每个质量，我们认为一个旋转序列的十个模型，最大的旋转速率约为200公里秒$^{-1}$。我们将模型约束为具有相同的表面形状，其可以通过极半径和赤道半径之间的比率来表征均匀旋转。我们发现，当模型具有相同的形状时，对于不同的质量，相同模式的振荡频率之间存在标度关系。对于p模式，这种缩放密切遵循的周期根平均密度的关系，发现在球形恒星。g模也在相同形状的模型之间缩放，缩放反映了随着恒星质量的增加对流核心外部属性的变化。这些比例关系在寻找特定的恒星模型以匹配单个恒星的振荡频率时特别有用。
2016-04-06 astro-ph.SR
Asteroseismology of 36 \emph{Kepler} subgiants -- I. Oscillation frequencies, linewidths and amplitudes
混合模式的存在使亚巨星成为星震学的理想目标，为恒星的内部结构提供了探测器。本文研究了36颗具有类太阳振荡的\emph{Kepler}次巨星，并给出了它们的振荡模式参数。我们进行了一个所谓的峰值装袋练习，即估计振荡模式的频率，线宽和振幅与功率谱模型，拟合在贝叶斯框架和采样与马尔可夫链蒙特卡罗算法。模式频率的不确定性的中值为0.180 $μ$ Hz。我们从峰值包中获得地震参数，分析它们与恒星参数的相关性，并检查标度关系。地震参数（例如$Δν$、$ν_{\rm max}$、$ε_p$）的行为一般与理论预测一致。我们给出了观测的p-g图：早期亚巨星的$γ_1$- $Δν$和晚期亚巨星的$ΔΠ_1$ - $Δν$，并证明了它们估计恒星质量的能力。我们还发现了一个$\log g$依赖于线宽和质量依赖于振荡振幅和振荡宽度过剩。这个样本将是有价值的约束建模明星和研究模式物理，如激励和阻尼。
2020-05-11 astro-ph.SR
Oscillation frequencies for 35 \Kepler solar-type planet-hosting stars using Bayesian techniques and machine learning
\Kepler彻底改变了我们对系外行星及其宿主恒星的理解。星震学是研究恒星特性的重要工具，而\Kepler则是进行星震学的极佳观测设施。在这里，我们选择了一个样本的35个\Kepler太阳型恒星的主机凌日系外行星（或行星候选人）与检测到的太阳般的振荡。使用现有的\Kepler短节奏数据季度16，我们创建优化的太阳型恒星的星震学的功率谱。我们确定的振荡模式和估计模式频率的“峰值装袋”使用贝叶斯MCMC框架。此外，我们使用贝叶斯无监督机器学习方法扩展了质量保证的方法。我们报告的测量频率的振荡模式的所有35颗恒星和频率比常用的详细asteroseismic建模。由于与频率比相关的高相关性，我们报告了所有测量频率和计算频率比的协方差矩阵。这些频率，频率比和协方差矩阵可以用来获得这些行星宿主星的基本参数的严格约束。
2015-11-06 astro-ph.SR
Short Term Variability of Evolved Massive Stars with TESS
我们提出的第一个结果，从TESS部门1和2的光变曲线的研究，在大麦哲伦星系的8个演变的大质量恒星：6个黄色超巨星（YSG）和两个明亮的蓝色变量（LBV），包括S剑鱼座。我们使用迭代预白化过程来表征所有八颗恒星的短时间尺度变化。其中一个YSG HD 269953的周期图显示出多个强峰，频率高于其他恒星。虽然HD 269953周围的区域相当拥挤，但它是该区域最明亮的恒星，并且具有红外颜色，表明它是尘埃。我们认为HD 269953可能处于后红超巨星演化阶段。我们发现LBV HD 269582的信号周期为$\sim5$天。剑鱼座S的周期图显示了一个复杂的结构，峰值低于每天1.5个周期的频率。我们拟合了所有八个光变曲线的背景噪声的形状，并在所有光变曲线中找到了红噪声分量。然而，红噪声的幂律斜率和相干结构产生的时间尺度因恒星而异。我们的研究结果突出了用TESS研究演化的大质量恒星的潜力。
2019-05-20 astro-ph.SR
TESS first look at evolved compact pulsators: Known ZZ Ceti stars of the southern ecliptic hemisphere as seen by TESS
上下文本文介绍了TESS空间望远镜在南黄道半球巡天观测期间，以120秒的步频模式观测到的18颗以前已知的鲸鱼座ZZ星的结果。目的。我们着重于天基观测的频率分析，与以前的地面测量的结果进行比较。TESS观测所探测到的频率可作为未来小行星地震分析的输入。方法.我们对数据集进行了标准的预白化，以获得不同目标的可能脉动频率。在某些情况下，我们将洛伦兹曲线拟合到TESS观测期间出现的短期振幅/相位变化的频率组。结果我们在TESS以120秒的节奏观测的7颗ZZ Ceti恒星中检测到40多个脉动频率，精度优于0.1微赫兹。我们发现HE 0532-5605可能是一个新的爆发的鲸鱼座ZZ。十个目标在其傅立叶变换中没有显示任何显著的脉动频率，这是由于它们的固有模糊和/或在大TESS像素上的拥挤的组合。在某些情况下，我们还在TESS观测期间检测到可能的振幅/相位变化。这些目标的这种行为以前没有从地面观测中发现。
2020-03-25 astro-ph.SR
Seismic constraints on the internal structure of evolved stars: From high-luminosity RGB to AGB stars
空间飞行任务CoRoT和Kepler利用无与伦比的高精度光度数据探测恒星内部，为更好地了解恒星演化开辟了新的机会。开普勒观测恒星振荡已经有四年了，这使得它能够获得出色的频率分辨率，从而能够破译演化的红巨星分支和渐近巨星分支恒星的振荡光谱。在红巨星和渐近巨星分支的上部，恒星的内部结构受到很差的约束，这使得红巨星和渐近巨星之间的区分变得困难。我们进行了彻底的地震分析，以解决这些恒星内部的物理条件，并区分它们。我们研究了大约2.000个演化巨星的振荡模式特性，该模型由红巨星的渐近压力模式模式描述，其中包括氦第二电离区的签名。我们提取的模式属性的程度l = 3，并研究它们对恒星质量，金属丰度和演化状态的依赖。我们确定了一个明显的区别，在红色和渐近巨星之间的氦二次电离区的签名。我们还检测到一个明显的短缺的能量l = 1模式后的核心，他燃烧阶段。此外，我们注意到在渐近巨星分支上观察到的模式阻尼与在红巨星分支上观察到的模式阻尼相似。我们强调，氦二次电离区的签名随恒星演化而变化。这为我们区分红巨星分支星和渐近巨星提供了物理基础。在这里，我们的恒星振荡的调查，使我们能够约束的物理过程和关键事件发生在恒星演化的高级阶段，重点是沿渐近巨星分支的上升，包括渐近巨星分支颠簸。
2021-03-30 astro-ph.SR
Coronal loop transverse oscillations excited by different driver frequencies
我们分析了在重力存在下，环足点在不同频率下的连续单周期运动所激发的日冕环的横向振荡。使用MPI-AMRVAC代码，我们进行三维数值磁流体动力学模拟，考虑环路作为一个磁通量管填充密度更大，更热，和重力分层等离子体。我们显示的谐振响应的回路，其外部激励和分析的发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性在不同的高度。我们还研究了等离子体加热的空间分布，由于横向振荡沿环。最大加热的位置与Kelvin-Helmholtz不稳定性强度的位置完全一致，并且对应于共振情况下的驻波波腹。初始温度配置和等离子体混合效应似乎在横向足点运动的等离子体加热中起着重要的作用。特别是，发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性在一个较热的环路的结果在增强的平均等离子体温度的域。
2019-05-14 astro-ph.SR
TESS first look at evolved compact pulsators: asteroseismology of the pulsating helium-atmosphere white dwarf TIC 257459955
脉动频率揭示了白矮星的内部结构，揭示了这些代表大多数恒星最后进化阶段的紧凑物体的性质。TESS的两分钟节奏测光将记录整个天空中明亮的白矮星的脉动特征。我们的目标是证明TESS数据的灵敏度测量脉动的氦-大气白矮星在DBV不稳定带，以及这些测量的星震分析可以约束他们的恒星结构。我们提出了一个脉动DBV WD 0158 $-$ 160的病例研究，在TESS Sector 3中观察到TIC 257459955，频率为2分钟，持续20.3天。我们测量频率的变异TIC 257459955与迭代周期图和prewhitening程序。测量的频率进行比较，从两套白矮星模型的计算，以约束恒星参数：从LPCODE的完全演化模型，从WDEC的结构模型。我们检测和测量WD 0158 $-$ 160至$\sim0.01 μ$ Hz精度的9种脉动模式和11种组合频率的频率。大多数，如果不是全部，所观察到的脉动属于一个不完整的序列偶极（$\ell=1$）模式的平均周期间隔为$38.1\pm1.0$ s。全球最佳拟合地震模型从这两个代码的有效温度是$\gtrsim3000$ K热比档案光谱值的$24{,}100-25{,}500$ K，然而，冷却器的二次解决方案被发现是一致的光谱有效温度和距离的限制从盖亚天体测量。
2019-10-09 astro-ph.SR
Selfsimilarity relations for torsional oscillations of neutron stars
讨论了中子星壳扭振频率的自相似关系。对于任何中子星模型，基本扭转振荡的频率（没有径向波函数的节点，即在n=0和所有可能的角波数l >= 2时）由一个常数决定。普通扭转振动的频率（在任意n>0且l >= 2时）由两个常数决定。这些常数通过对中子星壳层的径向积分很容易地计算出来，给出了确定全振荡谱的最简单方法。固定质量恒星的所有常数都可以精确地插值到不同质量的恒星（但状态方程相同）。此外，在平坦时空近似下，地壳内部的扭转振荡也能得到精确的研究。这些结果对于研究软γ中继器耀斑后磁星的磁弹性振荡具有重要意义。
2022-10-06 astro-ph.SR
Matching the Spectral Energy Distribution and p Mode Oscillation Frequencies of the Rapidly Rotating Delta Scuti Star ? Ophiuchi with a 2D Rotating Stellar Model
光谱能量分布计算使用二维旋转恒星模型和NLTE平面平行模型大气。一个旋转的，二维恒星模型已被发现，这符合观察到的紫外和可见光谱？奥菲SED匹配发生干涉推导的表面形状和倾斜度，是从球面模型产生的SED不同。用8个勒让德多项式的线性组合来模拟纬向变化的p模式振荡频率。五个最高和七个最高振幅模式之间的计算轴对称，赤道对称模式频率和MOST观测到的模式频率的观测误差。包括非轴对称模式直到|m| = 2，并允许八个最低振幅模式可能由非赤道对称模式产生的可能性，产生35个MOST模式中的24个在观测误差范围内的匹配，以及另外八个在两倍观测误差范围内的匹配。其余三个观测到的模式可以在4.2倍的观测误差内拟合，但如果扩展计算模式的标准，即使这些模式也可以在观测误差内拟合。
2012-04-27 astro-ph.SR
R-mode oscillations in accreting white dwarfs in cataclysmic variables
一些激变变星显示出短周期（$\sim$ 200到$\sim$ 2000 s）的光变，这是由于吸积的主白矮星的非径向脉动。我们认为这些周期性的变化r-模式（全球Rossby波）振荡，这可能是机械激发和限制在富氢层的白矮星。经常观察到的振幅和频率的调制，即使在一个观测季节，可以解释为密集分布的r-模式频率之间的跳动。使模型的r模式频率分布与观测到的脉动频率一致（通过调整旋转频率），我们获得了每种情况下的最佳拟合旋转速率。由此获得的17颗吸积白矮星的自转周期在4到10分钟之间。在矮新星爆发后的某个时候观测到的脉动频率往往高于爆发前的值，因此爆发后频率的最佳拟合旋转速率也更高。这表明富氢层的自旋上升是由爆发时增强的吸积引起的。我们还讨论了脉动吸积白矮星的自转频率与轨道周期的关系。
2019-05-21 astro-ph.SR
A Multi-Instrument Investigation of the Frequency Stability of Oscillations Above the Acoustic Cut-Off Frequency with Solar Activity
在声学截止频率以下，振荡被困在太阳内部并产生共振。然而，振荡的特征在声学截止频率以上持续存在，这些行波被称为伪波。已知声波振荡频率与太阳活动周期相关，但假模频率预计会反相变化。我们系统地研究了太阳活动周期中伪模频率随时间的变化。我们分析了来自太阳辐照度和重力振荡变率（VIRGO）和低频全球振荡（GOLF）的太阳作为一颗星的数据，以及来自全球振荡网络（GONG）的谐波度$0\le l \le 200$的分解数据。数据涵盖了两个太阳活动周期（1996- 2021年，取决于仪器）。我们将它们分成重叠的100天长的部分，并集中在两个频率范围，即$5600$ -- $6800\,\rmμHz$和$5600$ -- $7800\,\rmμHz$。然后通过拟合片段周期图之间的交叉关联函数来获得片段之间的频移。对于处女座和高尔夫球，我们发现没有显着变化的伪模频率与太阳活动。然而，在协议与以前的研究，我们发现，伪模频率的变化与太阳周期的GONG数据是反相的。此外，伪模频移在其最大值处显示出双峰特征，这对应于太阳活动最小值，而在太阳活动代理中没有看到。在GONG数据中还观察到一种尚未解释的伪周期性，即振幅随谐波度$l$的变化。
2022-03-07 astro-ph.SR
Estimate the radius of the convective core of main-sequence stars from observed oscillation frequencies
主序星对流核大小的确定通常依赖于恒星模型的建立。在这里，我们介绍了一种方法来估计对流核心的主序恒星的质量约为1.1和1.5 $M_{\odot}$从观测到的频率的低阶p-模式的半径。提出了一个公式来实现估计。用该公式成功地估算了四颗已知恒星的对流核半径。用该公式估算的KIC 9812850对流核心半径为$\mathbf{0.140\pm0.028}$ $R_{\odot}$。为了证实这一预测，计算了进化模型的网格。KIC 9812850的最佳拟合模式的对流核半径为$0.149$ $R_{\odot}$，与由观测频率估算的结果吻合较好。该公式有助于直接从观测到的频率来理解恒星的内部结构。理解并不依赖于模型的构建。
2016-07-21 astro-ph.SR
Are short-term variations in solar oscillation frequencies the signature of a second solar dynamo?
除了众所周知的11年太阳活动周期外，太阳的磁场活动也在较短的时间尺度上显示出显著的变化，例如在一到两年之间。我们观察到一个准两年（2年）的信号在太阳的p模式振荡频率，这是太阳内部的敏感探针。该信号在不同仪器观测到的太阳作为恒星的数据中是可见的，在这里，我们描述了使用BiSON，GOLF和VIRGO数据获得的结果。我们的研究结果表明，2年的信号是容易受到11年的主要太阳活动周期的影响。然而，信号的来源似乎与11年周期的信号是分开的。我们推测，它是否可能是第二个发电机的签名，位于该地区的近地表旋转剪切。
2010-12-22 astro-ph.SR
Measurement of acoustic glitches in solar-type stars from oscillation frequencies observed by Kepler
对于开普勒观测到的最佳和最明亮的太阳型星震目标，频率精度足以确定表面对流层和氦电离区的声学深度。恒星声腔内部的这种尖锐特征，我们称之为声学毛刺，在具有相同球谐度的振荡模式序列中，与频率的均匀间隔产生微小的振荡偏差。我们使用这些振荡信号，以确定在开普勒任务观察到的19个太阳型恒星的这些功能的声学位置。四个独立的研究小组利用振荡频率本身，频率的第二差异和小和大分离的比率来定位对流区和第二氦电离区的底部。尽管分析方法显著不同，但除少数病例外，这四组的结果之间存在良好的一致性。这些结果也相当好地同意在代表性的恒星模型中这些层的位置。这些结果坚定地确立了在星震数据中振荡信号的存在，以及确定恒星内部声学故障位置的几种技术的可行性。
2013-12-17 astro-ph.SR
Oscillation mode frequencies of 61 main sequence and subgiant stars observed by Kepler
开普勒和CoRoT在几颗太阳型恒星中观测到了类似太阳的振荡，从而提供了一种使用星震学探测恒星的方法。我们提供的模式频率的振荡所需的各种恒星进行比较，从恒星建模。我们使用了每个恒星九个月的时间序列数据。观察到的61颗恒星被分为三组：简单，F-样和混合模式。简单群包括众数识别明显的恒星。类F星群包括度的识别不明确的恒星。混合模式组包括演化的恒星，其模式不遵循低阶频率的渐近关系。在这种分类之后，61颗主序星和次巨星的功率谱用极大似然估计和贝叶斯估计进行了分析，提供了个别的模式特征，如频率、线宽和模式高度。我们开发并描述了一种方法，用于从不同方法和个别科学家得出的多个集合中提取一组模式频率。我们报告如何使用似然比检验和后验概率来评估拟合参数的质量。我们提供了61颗恒星的模式频率（1-sigma误差条），以及相关的中阶梯图。
2012-05-10 astro-ph.SR
The Impact of White Dwarf Luminosity Profiles on Oscillation Frequencies
KIC 08626021是一颗最近引起相当大兴趣的脉动DB白矮星，也是开普勒对其脉动特性进行广泛监测的同类中的第一颗。将观测到的KIC 08626021的振荡频率拟合到一个模型中，可以深入了解其隐藏的内部结构。基于模板的白矮星模型选择光度分布，其中光度与封闭的质量$L_r \propto M_r$成比例，与有效温度$T_{\rm eff}$无关。$T_{\rm eff} \gtrsim$ 25，000 K的年轻白矮星的演化模型表明，中微子发射引起了$L_r$ $\not\propto$ $M_r$的光度分布。我们探索这种对比，通过比较两个几乎相同的白矮星模型之间的振荡频率：一个强制性的$L_r \propto M_r$光度配置文件和其他恒星的以前的演化历史确定的光度配置文件。我们发现，低阶g-模式频率相差高达$\simeq$ 70 $μ$ Hz的开普勒观测KIC 08626021的范围内。这表明，通过忽略恒星的适当热结构（例如，考虑到等离子体中微子损失的影响），通过使用$L_r \propto M_r$分布计算的模型频率可能在几十个$μ$ Hz的水平上具有未校正的有效随机误差。平均频率差为30 $μ$ Hz，基于线性外推公布的结果，表明模板模型的拟合精度的不确定性$\simeq$ 12%的白矮星质量，$\simeq$ 9%的半径，和$\simeq$ 3%的中心氧质量分数。
2018-10-09 astro-ph.SR
On excited frequencies for Alfvén waves in a coronal arcade
磁拱的正常振荡模式被用来解析地解决初始值问题，并估计在日冕重联事件所产生的波频率的功率谱。在一个现实的参数范围内，我发现，这样的干扰产生的峰值功率在$\sim10$的$\mathrm{mHz}$频率，但仍有相当大的功率高达$\sim4\mathrm{Hz}$。目前仪器的节奏和灵敏度不允许在这些频率下观察振荡，但在不久的将来，新的仪器将能够探测这一制度，并通过观测确定其能量的重要性。
2017-09-11 astro-ph.SR
A new correction of stellar oscillation frequencies for near-surface effects
类太阳振荡的天基观测提供了一个利用单个模式频率约束恒星模型的机会。然而，目前的恒星模型在表面附近是不准确的，这引入了必须校正的系统差异。本文介绍并评价了两种基于Gough（1990）公式的曲面修正参数化方法。第一个我们称之为与$ν^3/\mathcal{I}$成比例的三次项，第二个具有与$ν^{-1}/\mathcal{I}$成比例的附加反项，其中$ν$和$\mathcal{I}$是振荡模式的频率和惯性。我们首先表明，这些公式准确地校正模型频率的两个不同的太阳能模型…然后，我们将参数化到一个建模管道，同时适合的表面效应和基本的恒星模型参数。我们将此管道应用于类太阳恒星模型的合成观测，太阳观测退化到典型的小行星地震不确定性，以及对经过充分研究的CoRoT目标HD52265的观测。为了进行比较，我们还使用Kjeldsen等人（2008）提出的缩放幂律校正运行管道。对合成和退化太阳数据的拟合表明，该方法是无偏的，并产生与输入模型和太阳已知参数一致的最佳拟合参数。我们对HD52265的研究结果与以前的建模工作一致，表面修正的幅度与太阳相似。使用缩放幂律校正的拟合显着更差，但产生一致的参数…我们发现，单独的立方项是适合于asteroseisic应用程序，它很容易实现在现有的管道。...因此，这种参数化是一种有用的新方法来校正模型频率，以便可以利用单个模式频率的观测。
2014-08-05 astro-ph.SR
Effects of Rotation on Stellar p-Mode Frequencies
讨论了恒星自转对压力模绝热振荡频率的影响。方法来评估他们简要地暴露和他们的一些主要结果。
2011-02-09 astro-ph.SR
Chromospheric Doppler Velocity Oscillations in a Sunspot
利用大熊太阳天文台新太阳望远镜快速成像太阳光谱仪（FISS）的高分辨率光谱观测资料，分析了太阳黑子色球多普勒速度振荡。多普勒速度图是从光谱观测的平分线构造的。多普勒速度图的时间序列分析表明，在太阳黑子本影在较高的频率和半影在较低的频率增强的权力。我们发现，峰值功率频率从本影向外逐渐减小。
2013-10-24 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
A Helioseismic Perspective on the Depth of the Minimum Between Solar Cycles 23 and 24
在第23和24周之间观测到的太阳活动周期最小值通常被认为是异常深和长的。紧随这一最低值之后的是近代历史上最小的振幅周期之一。我们用日震学对这一最小值进行了深入的分析。我们使用全球振荡网络组（GONG）的数据来证明日震振荡的频率是太阳磁场的敏感探测器：发现日震振荡的频率在第23周之后的极小期系统地低于之前的极小期。这种差异在统计上是显著的，可能表明太阳的全球磁场在第23周较弱。至少在周期23之后。两个最小值之间的振荡频率的偏移的大小取决于振荡的频率，并且采用与当将周期最大值处的频率与周期最小值频率进行比较时观察到的频率依赖性相同的函数形式。这意味着相同的近地表磁扰动是负责的。最后，我们确定第23个周期之前的最小值和之后的最小值之间的平均磁场差约为1G。
2017-02-10 astro-ph.SR
Scaled oscillation frequencies and echelle diagrams as a tool for comparative asteroseismology
我们描述了一种比较振荡星频谱的方法。我们专注于类太阳振荡，其中模式频率通常遵循一个规则的模式。基于相似恒星的振荡频率尺度相同的原理，给出了如何在一张阶梯图上显示两颗恒星的方法。该结果可以用来非常精确地推断它们的平均密度之比，而无需参考理论模型。此外，来自具有较好信噪比的恒星的数据可用于确认来自第二颗恒星的数据中的较弱模式并抑制旁瓣。最后，我们表明，缩放中阶梯光栅图提供了一个解决方案的问题，脊识别F型恒星，如那些观察到的CoRoT空间任务。
2010-01-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Seismic indices -- a deep look inside evolved stars
独立于恒星模型，红巨星的全球地震参数提供了关于单个恒星性质以及恒星演化的独特信息。它们使我们能够测量关键的恒星参数，如恒星质量和半径，或推导出场星的距离。此外，具有混合特征的振荡直接探测恒星核心的物理条件。在这里，我们将解释如何获得非常精确的地震指数，以及它们如何用于监测恒星演化和进行银河系考古学。
2015-12-27 astro-ph.SR
Fundamental properties of solar-like oscillating stars from frequencies of minimum $Δν$: I. Model computations for solar composition
低振幅是类太阳振荡的主要特征。空间项目$Kepler$和$CoRoT$使我们有很大机会成功地探测到许多目标中的这种振荡。星震学的成就取决于振荡频率与恒星性质之间联系的新发现。在以前的研究中，最大振幅的频率和频率之间的大分离被用于此目的。在本研究中，我们确认，大的分离频率有两个最小值在两个不同的频率值。这些是He { \small II}电离区的特征，因此具有很强的诊断潜力。我们将这些极小值与恒星的基本性质，如质量、半径、光度、年龄和对流带质量联系起来。对于质量，该关系简单地基于最小$Δν$的频率与最大振幅的频率之比。这些频率比较可以非常精确地计算，因此可以高精度地确定类太阳振荡星的质量和半径。我们还开发了一个新的星震图，预测与这些数据的恒星的结构和演化特性。我们推导出表达式的质量，半径，有效温度，光度和年龄方面的纯粹的小行星地震量。对于类似太阳的振荡恒星，我们现在将有五个非常重要的星震工具（两个最小频率$Δν$，最大振幅的频率，以及振荡频率之间的大小间隔）来破译恒星内部天体物理学的性质。
2014-05-24 astro-ph.SR
Zeeman splitting of torsional oscillation frequencies of magnetars
本文计算磁星壳层扭转振荡频率，考虑一阶磁场效应，预言并推广塞曼分裂，结果与观测到的低频QPO定性一致。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
How peculiar was the recent extended minimum - A hint towards double minima
在本文中，我们解决的争议，最近延长太阳能最低日震低，中度模式频率：从不同的仪器研究确定不同时期的地震极小。在这里，我们使用的模式频率从一个网络的六个相同的仪器，全球振荡网络组，连续收集数据超过15年，调查的时代，太阳振荡频率的最低开始之前的太阳周期24。我们包括在0 - 120的$\ell$范围和2.0 - 3.5 mHz的频率范围内的低度和中度模式。在这个分析中，我们证明了振荡频率确实有两个最小值，这取决于模式的程度，或者更准确地说，传播波的较低的转折点半径。我们还分析了频率作为纬度的函数，以确定太阳活动周期24的开始。我们在高纬度地区观察到两个极小值，在中/低纬度地区观察到一个极小值。这种情况与第23个周期相反，在第23个周期中，地震最小值的时期不随纬度或深度而变化。我们的研究结果还暗示了遗迹磁场在修改更深层采样模式的振荡频率方面可能发挥的作用。
2011-06-30 astro-ph.SR
Microwave response to sunspot oscillations
我们提出了第一次观察的空间分辨振荡源与西伯利亚射电日像仪（SRH）在3-6 GHz。我们已经发现，从AR 12833发射的周期约为3，5和13分钟的显着通量振荡。3分钟的周期性在较高的频率下占主导地位。结果发现，振荡的明显水平取决于活跃区域的位置上的光盘，并按比例缩小到四肢。在2021年6月19日的一小时间隔内详细研究了振荡。我们发现，3分钟振荡源位于本影上方，它们的发射是非常偏振的。5分钟和13分钟的时间段表现在较低频率的发射中，低至2.8 GHz。5分钟周期性的源位于附近的本影-半影边界和孔隙区域。在3.1 GHz和4.7 GHz处，具有13分钟振荡的源的位置是不同的。我们发现在171 A和304 A的无线电和紫外振荡源的空间位置之间的一致性。在两个范围内的信号有显着的相关性。微波振荡之间的时间延迟随着频率的降低而增加，这可以通过周期性扰动的向上传播来解释。振荡源的局部化可能与不同高度上具有不同截止频率的磁结构有关。结果表明，SRH可以对3-6 GHz波段的强度和极化通道的振荡进行空间分辨观测。
2022-10-05 astro-ph.SR
Frequency shifts of resonant modes of the Sun due to near-surface convective scattering
对太阳和恒星振荡频率的测量可以提供关于其内部结构和动力学的重要的独立约束。这些振荡的地震模型被用来将恒星的结构和旋转与其共振频率联系起来，然后将其与观测结果进行比较，目标是最大限度地减少两者之间的差异。即使在太阳的情况下，其结构模型是高度调谐的，观测到的频率显示出与模型频率的系统偏差，这种现象被称为“表面项”。“这种系统效应的主要来源被认为是剧烈的近地表对流，这在恒星建模和模式振荡物理中都没有得到很好的解释。在这里，我们带来承担的方法，适用于大波长的渐近极限（在对流的相关尺度相比），小尺度表面对流的影响，在太阳的谐振模式频率的特点。我们表明，完整的振荡方程，在时间上稳定的3-D流的存在下，可以减少到一个有效的“安静的太阳”波方程改变声速，Brünt-Väisäla频率和兰姆频率。我们推导出修正后的方程和关系，适当的平均三维流动和热量，以获得这种有效介质的属性。使用从近地面对流的三维数值模拟获得的流，我们量化它们对太阳振荡频率的影响，并发现它们被系统地和实质性地转移。因此，我们认为，一致的解释共振频率必须包括修改波动方程，有效地捕捉到的影响，蓬勃发展的流体动力对流。
2015-05-15 astro-ph.SR
Asymmetry of line profiles of stellar oscillations measured by Kepler for ensembles of solar-like oscillators: impact on mode frequencies and dependence on effective temperature
振荡特性通常通过将对称的洛伦兹轮廓拟合到类太阳恒星的功率谱来测量。然而，太阳振荡的线轮廓已被观察到是不对称的太阳。这种线不对称性的物理起源尚未完全理解，尽管它应该取决于波激发源（对流湍流）的深度依赖性和可观测的细节（速度或强度）。对于太阳的振荡，已经表明，忽略不对称性会导致频率测定中的系统误差。这可能随后影响太阳内部结构的地震推断结果。利用{ \it Kepler}航天器的光变曲线，我们测量了43颗恒星的模不对称性。我们确认，忽略不对称导致系统误差，可以超过$1σ$置信区间的地震观测时间超过一年。因此，非对称洛伦兹剖面的应用有利于提高恒星内部结构和基本参数的精度。我们还表明，不对称性的变化之间的冷太阳恒星和较热的恒星。这提供了最好的限制，以日期的位置上的激发源的整个赫兹-罗素图。
2018-04-17 astro-ph.SR
Quadratic frequency dispersion in the oscillations of intermediate-mass stars
本文利用机器学习在 δ Scuti 星的脉动频率中发现按整数模式指数二次函数等间隔分布的共振，揭示自转对中等质量恒星声学振荡频率的重要影响。
2024-09-29 astro-ph.SR
R-mode oscillations in eclipsing binaries
r模式振荡（全球模式的Rossby波与浮力耦合）在食双星的存在下被确认为频率组中的频率振幅图从开普勒光变曲线数据的傅立叶分析。在r模频率群的上界处的频率接近于恒星的旋转频率。分析了大约800个食双星的开普勒光变曲线，发现大约700个例子显示出r模式的特征。有时会发现两组频率群，这表明两颗恒星的旋转频率略有不同。绘制由此获得的旋转频率相对于轨道频率，我们发现，旋转是大致同步的轨道频率，如果后者是大于约1 c/d，而一些恒星旋转超同步的系统与较长的轨道周期。
2019-12-02 astro-ph.SR
Magnetic signatures on mixed-mode frequencies. I. An axisymmetric fossil field inside the core of red giants
在演化的类太阳恒星的核心和外壳之间发现的适度差异旋转可能是辐射内部捕获的强大磁场的标志。中等质量红巨星的人口呈现出令人惊讶的低振幅的混合模式，也可能是由于内部磁场的影响。事实上，已知质量大于1.1 M的恒星在其主序期间会发展出对流核心，在恒星演化的剩余时间里，对流核心会松弛成被困在恒星核心内的强大化石磁场。混合模的观测可以构成对演化的类太阳恒星最深层的一个很好的探测。因此，混合模式上的磁扰动在星震数据中可能是可见的。为了解开哪些约束可以从观测中获得，我们从理论上研究了一个合理的混合轴对称磁场与各种振幅的混合模式的演化类太阳恒星的频率的影响。计算了偶极和四极混合模的一阶频率扰动。这些计算是针对一系列恒星的年龄、质量和金属丰度进行的。我们发现，典型的化石场强度为0.1-1 MG，与主序列期间对流核心中存在发电机一致，在红巨星分支期间引起混合模式频率多重峰的显着不对称。我们表明，这些签名可能是检测到的asteroseismic数据场振幅足够小的振幅的模式不受重力转换成阿尔芬波内磁化内部。最后，我们推断出一个上限的场的强度，其行动的时间尺度的相关下限，重新分配恒星内部的角动量。
2021-02-01 astro-ph.SR
A Study of the relation between intensity oscillations and magnetic field parameters in a Sunspot: Hinode Observations
本文利用G~带和Hinode的CaIIH滤波图给出了太阳黑子在光球层和色球层中的强度振荡特性。强度功率图作为磁场强度和频率的函数，揭示了在所有频率下，随着光球磁场强度的增加，G波段的功率减小。然而，在CaIIH中，更强的场在高频下表现出更大的功率，特别是在4.5 mHz-8.0 mHz频带中。在不同位置的活动区的功率分布表明，在CaIIH的振荡表现出更大的功率相比，G波段。我们还涉及到的功率强度振荡与光球矢量磁场的不同组成部分，使用近同时光谱偏振观测的太阳黑子的日出分光偏振仪。光球本影功率与磁场强度及其视距分量呈强反相关，而与横向分量有较好的相关性。在色球层中观察到这种趋势的逆转，但在低频率（$ν\le$ 1.5 mHz）除外。在光球和色球层的所有频率（1.0 $\leν\le$ ~ 8.0 mHz）下，太阳黑子半影的功率与磁场参数都是反相关的，但色球功率在3 ~ 3.5 mHz的频率范围内表现出很强的相关性。
2014-07-28 astro-ph.SR
Radial oscillations and gravitational wave echoes of strange stars for various equations of state
我们研究了非旋转奇异星的径向振荡及其三种状态方程的特征回波频率，MIT Bag模型EoS、线性EoS和多变EoS。这些紧凑型恒星的径向振荡的频率计算这些EOS。计算了这三个EOS中每个EOS的22个最低径向频率。首先，对于每一个EoS，我们已经集成的TOV方程数值计算奇异星的径向和压力扰动。接下来，这些恒星的质量-半径关系是使用这三个EOS获得的。然后计算了这些EOS的径向振荡频率。进一步计算了这些恒星的特征引力波回波频率和奇异星回波频率的重复性。我们的数值结果表明，径向频率和回波频率极大地依赖于模型和模型参数的值。我们的结果还表明，奇异星的径向频率是最大的多变EoS相比，MIT袋模型EoS和线性EoS。此外，还发现了MIT Bag模型的EoS和线性EoS奇异星发射的引力波回波。而具有多变EoS的奇异星则不发射引力波回波。
2021-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Systematics in Asteroseismic Modelling: Application of a Correlated Noise Model for Oscillation Frequencies
针对星震频率拟合中理论模型系统效应被忽略或误作独立噪声的问题，本文提出基于 GP 核的相关噪声模型，并证明其能更准确恢复恒星参数。
2023-06-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Oscillations of hot, young neutron stars: Gravitational wave frequencies and damping times
我们研究了一个新诞生的热原中子星的振荡频率和阻尼时间如何依赖于表征反弹后恒星准稳态演化的物理量。恒星配置建模使用微观状态方程内获得的Brueckner-Hartree-Fock，核多体方法，扩展到有限温度制度。我们讨论的模式频率行为的轻子组成的函数，并在恒星内部的熵梯度。我们发现，在非常早期的阶段，引力波发射有效地竞争与中微子的过程中耗散恒星的机械能残留的引力坍缩。
2011-06-14 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
On the relativistic precession and oscillation frequencies of test particles around rapidly rotating compact stars
Einstein（Einstein-Maxwell）场方程的解析精确真空（电真空）解能否精确描述致密星的外部时空，仍然是相对论天体物理学中一个有趣的问题。作为一种尝试，以建立其准确性水平，测试粒子的最内稳定圆轨道（ISCO）的半径的解析外部时空几何给出的数值解的中子星（NS）服从一个现实的状态方程（EoS）的比较。结果表明，Pachón、Rueda和Sanabria（2006）的六参数解（以下简称PRS）比其他解析模型更准确地描述了NS ISCO半径。我们在这里提出了一个额外的测试的准确性分析外部几何的基础上比较中性测试粒子的轨道频率。我们计算了Kerr和PRS几何中性测试粒子径向和垂直运动的开普勒、标架拖曳以及进动和振荡频率;然后将它们与Morsink和Stella（1999）为实际NS获得的数值进行比较。我们确定的作用，高阶多极矩，如质量四极和电流八极在确定的轨道频率，特别是在快速旋转制度。这一工作的结果对于在低质量X射线双星中观测到的准周期振荡（QPO）中划分黑洞（BH）和NS信号之间的分界线以及探测核物质的EoS和NS参数具有重要意义。
2012-05-16 astro-ph.SR gr-qc
Radial oscillations of neutral and charged hybrid stars
我们构造了强子星和混合星的恒星模型，并计算了它们的最低径向振动模式的频率。对于具有内部电场的恒星，我们推广了Krasekhar的径向振荡方程，并简化了早期的推广版本。对于混合星的吉布斯建设。结果发现，与退禁闭夸克的存在相关联的状态方程的软化降低了振荡频率。我们发现，轻微的电荷不平衡应导致增加的最大质量，降低中心密度和较低的振荡频率。
2014-01-30 astro-ph.SR gr-qc
On the Quasi-Periodic Oscillations of Magnetars
我们研究磁星的扭转阿尔文振荡，即，具有强磁场的中子星。我们考虑了极向和环向分量的磁场和广泛的平衡恒星模型。我们使用一个新的坐标系（X，Y），其中$X=\sqrt{a_1} \sin θ$，$Y=\sqrt{a_1}\cos θ$和$a_1$是磁场的径向分量。在该坐标系中，描述准周期振荡QPO的1+2维演化方程（参见Sotani等人（2007））被简化为1+1维方程，其中扰动仅沿Y轴传播。我们针对不同的边界条件和开放磁场线求解1+1维方程，即，到达表面并在那里与外部偶极磁场匹配的磁场线，以及闭合的磁力线，即，无法到达恒星表面的磁力线对于开放的场线，我们发现两个家庭的QPOs频率，一个家庭的“低”QPOs频率位于X轴附近和一个家庭的“高”频率位于Y轴附近。根据Levin（2007）的说法，这两个族的基频可以解释为连续谱的转折点。我们发现，较高的频率是较低的频率与常数等于2n+1的常数倍。对于闭合线，相应的因子为n+1。通过这些关系，我们可以解释SGR 1806-20和SGR 1900+14中观测到的较低和较高的频率。
2009-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A new method to constrain neutron star structure from quasi-periodic oscillations
通过拟合低质量X射线双星中吸积中子星X射线通量中观测到的同步准周期振荡模式的频率，发展了一种测量中子星参数和推导致密物质物态方程约束条件的新方法.为了达到这个目的，我们计算的测地线运动的基频旋转中子星的基础上精确的广义相对论近似的外部时空。一旦通过QPO模型将基频与观测到的频率相关联，就可以将它们拟合到数据中，以获得描述时空的三个参数的估计值，即中子星质量、角动量和四极矩。从这些参数中我们可以得到中子星的结构和状态方程的信息。我们提出了我们的方法适用于从三个系统（4U 1608 -52，4U 0614 +09和4U 1728 -34）观察到的kHz QPO频率对的原理证明。我们确定kHz QPO的方位角和近星点进动频率的物质轨道的中子星，并通过我们的贝叶斯推断技术，我们得到的中子星的质量和半径的约束。该方法也适用于其他基于测地线频率的准稳态振荡模型。
2020-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Non-radial oscillations of anisotropic neutron stars in the Cowling approximation
在研究中子星模型和它们的振荡时，最常见的假设之一是压力是同位素的，然而有争论认为这可能是不正确的。因此，本文对各向异性压力下中子星的非径向振荡进行了初步研究。我们采用所谓的考林近似的时空度规保持固定，并获得前几个流体模式的振荡谱。各向异性对频率的影响是明显的，尽管根据目前的结果，可能很难将其与由不同状态方程引起的频率变化区分开来。
2012-06-22 astro-ph.SR gr-qc
Response of a spaceborne gravitational wave antenna to solar oscillations
我们研究了用激光干涉仪空间天线（LISA）观测非常小振幅低频太阳振荡的可能性。对于低于$3\times 10^{-4} {\rm Hz}$的频率$ν$，主要贡献来自与振荡的正常模式相关的近区时间依赖性引力四极矩。对于高于$ 3\times 10^{-4} {\rm Hz}$的频率$ν$，主要贡献来自四极振荡产生的引力辐射，其比牛顿信号大$(2 πr ν/ c)^4$量级的因子，其中$r$是到太阳的距离，$c$是光速。日震速度和强度测量尚未探测到太阳背景以上的低阶四极压力和重力振荡模。我们表明，对于频率$ν\lesssim 2\times 10^{-4} {\rm Hz}$，由于太阳振荡的信号将有一个更高的信噪比在LISA型空间干涉仪比在日震测量。我们估计的振幅需要给一个可检测的信号上的LISA型空间激光干涉仪意味着表面速度振幅的顺序为1-10毫米/秒的频率范围内$1\times 10^{-4} -5\times 10^{-4} {\rm Hz}$的太阳。如果这种模式存在的频率和振幅在这个范围内，他们可以检测到一个LISA型激光干涉仪。
2009-04-13 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
