Unveiling stellar spin: Determining inclination angles in Be stars
本研究利用 ZPEKTR 光谱合成代码结合重力昏暗与恒星形变模型，通过拟合 HeI 4471 线确定 Be 星倾角，并在十颗 BeSOS 样本上验证了其与干涉测量结果的高度一致性，为研究遥远大质量恒星提供了新途径。
2025-03-10 astro-ph.SR
How does the solar chromospheric activity look like under different inclination angles?
本研究利用 USET 的 Ca II K 线观测数据重现不同倾角下的太阳图像，发现倾角显著影响太阳自转调制检测，且在稀疏采样下只要满足特定观测频率和振幅条件仍可检测到活动周期调制。
2024-10-15 astro-ph.SR
Neutron-star spindown and magnetic inclination-angle evolution
一个旋转的流体星，被赋予一个磁场，可以经历一种形式的岁差运动：刚体自由岁差和非刚性响应的总和。在长期的时间尺度上，这种运动是消散的体积和剪切粘性过程中的恒星内部和磁层制动的外部，改变旋转和磁轴之间的倾角。使用我们最近的解决方案的非刚性进动动力学，和粘性耗散积分导出本文中，我们使唯一的自洽计算这些耗散率的日期。我们提出的第一个结果的完整的耦合演化的自旋和倾斜角的模型的后期原中子星与强环形磁场，允许电磁转矩和内部耗散时，发展的倾斜角。我们探讨这种耦合演化的初始倾角，旋转速率和磁场强度的范围。对于固定的初始倾角，我们的研究结果表明，中子星人口自然演变成两类：近对齐和近正交的旋转-与典型的β星属于后一类。毫秒磁星可以演化成成熟磁星所呈现的近排列旋转体，但仅限于小的初始倾角和强于大致$5\times 10^{15}$ G.一旦任何模型已经演化到对齐或正交状态，在以后的时间似乎没有进一步的演化远离这个状态。
2018-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fourier analysis of He 4471/Mg 4481 line profiles for separating rotational velocity and axial inclination in rapidly-rotating B-type stars
在快速旋转恒星中，由于不同谱线的引力暗化效应不同，旋转对谱线的影响是复杂的，利用这种谱线相关的复杂性，可以分别确定赤道自转速度（ve）和自转轴倾角（i）。虽然谱线的线宽传统上用于此目的，我们试图在这项研究中应用傅立叶方法，它利用明确确定的第一个零频率（σ 1）的傅立叶变换的线轮廓。利用这一技术，我们分析了六颗快速旋转（vesini~150- 300 km/s）的晚B型星的HeI 4471和MgII 4481谱线的轮廓，并与在网格模型上计算的（ve，i）的各种组合的理论轮廓进行了比较。根据我们的计算，对于给定的vesini，sigma 1趋于大于经典值。这种过量随着ve的增加而逐渐增长，并且对于He线大于Mg线，这导致σ 1He> σ 1 Mg。它表明，ve和i是分别确定从两个轨迹（一套解决方案，再现所观察到的σ 1为每条线）的ve与i平面上的交叉。然而，单独的线条轮廓不足以对其进行独特的区分，为此需要同时采用光度信息（例如颜色）。
2017-08-03 astro-ph.SR
On the Inference of a Star's Inclination Angle from its Rotation Velocity and Projected Rotation Velocity
通过结合恒星自转速度（$v$）和它在我们视线上的投影（$v\sin i$）的测量，可以了解恒星自转轴的方向。这个想法有许多应用，包括研究恒星与凌日行星的相似性。在这里，我们提出了一种方法，用于概率推断的恒星的旋转轴的倾斜度的基础上独立的数据集，约束$v$和$v\sin i$。我们还纠正了文献中出现的一些错误和误解。
2020-01-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Deriving Inclination Angle and Velocity of the Protostellar Jets from their SiO Knots
我们选择了六个来源（G209.55- 19.68 S2、G205.46- 14.56 S1 $_{-}$ A、G203.21- 11.20 W2、G191.90- 11.21 S、G205.46- 14.56 S3和G206.93- 16.61 W2），来自阿塔卡马猎户座-普朗克星系冷团大型毫米/亚毫米阵列巡天（ALMASOP），其中这些源已被映射在CO（J=2-1）、SiO（J=5-4）和C $^{18}$ O（J=2-1）线中。这些源具有被低速CO流出物包围的高速SiO射流。SiO喷流由一系列的结组成。这些结被认为是由喷射速度的半周期性变化产生的。因此，我们采用了激波形成模型，它使用这种变化来估计射流的倾角和速度。我们还推导出的倾角的CO流出使用广角风驱动的壳模型，并发现它是大致一致的，与相关的SiO喷流。此外，我们将这个激波形成模型应用于文献中的另外三个具有SiO喷流的原恒星源- HH 211，HH 212和L1448 C（N）-，发现它们的倾角和喷流速度与先前从自行和径向速度研究中估计的结果一致。
2022-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photospheric magnetic field variations accompanying the 2011 June 7 eruptive event
利用SDO/HMI仪器对光球磁场进行矢量测量，研究了2011年6月7日爆发事件中与暗条喷发（FE）、耀斑和日冕物质抛射（CME）相关的磁场变化。我们分析了模量（B）、径向磁感应分量（Br）和横向磁感应分量（Bt）以及磁力线相对于太阳中心的径向倾角（α）的变化。得出的结论是，FE开始的最可能的原因是与耀斑和CME相关的触发，以及灯丝急剧加速的第1阶段，是在灯丝通道内部和周围的几个地点的“磁通量抵消”。我们假设耀斑和暗条最快加速的阶段与暗条东南足点附近出现的一个黑子有关，在这个黑子中，磁场的极性和强度满足这个磁场与暗条周围磁场发生磁重联的可能性。我们详细研究了在喷发事件的不同地点的磁力线倾角的时间变化。在暗条缓慢出现的过程中，在暗条通道附近，场线倾角减小，而在耀斑爆发后，在耀斑区域内的中性线附近，场线倾角急剧增大。耀斑带在其存在的所有阶段被证明是位于光球网站的字段模局部最大值和最小值的场线倾角。我们发现，光球磁场极性反转线（PIL）附近，耀斑爆发后的方位角减小，这意味着减少之间的角度\b{eta} PIL和磁感应矢量投影到天空平面。
2016-11-29 astro-ph.SR
Optical Morphology, Inclination and Expansion Velocity of the Ejected Shell of Nova Monocerotis 2012
详细研究了He/N Nova Monocerotis 2012爆发的喷射壳的形态。将合成的谱线轮廓光谱与[O { \sc iii}] 4959、5007 λ发射谱线轮廓进行比较，以找到最佳拟合的喷射壳的形态、倾角和最大膨胀速度。最简单的形态被认为是一个双极结构，倾角为82 $\pm6$度，最大膨胀速度为2400 $^{+300}_{-200}$ km/s（在爆发后第130天）。对于一个有主序星的系统来说，如此高的形状是无法预料的（从系统的颜色可以看出）。成形的程度可以与分辨的光学成像分离。此外，这些结果可以用无线电成像来证实，无线电成像预计将遵循与光学波段相同的爆发的总体特征，这里暗示的高倾角可以用7.1小时的周期来证实，这一周期被认为是由吸积盘边缘的延长发射的日偏食引起的。
2013-03-18 astro-ph.SR
Optical Variability, Rotation Period and Inclination Angle of the M9.5 dwarf BRI 0021-0214
我们报告的$I$波段光度观测的无线电探测的M9.5矮BRI 0021-0214，获得了高威超快速成像仪（GUFI）的1.8米梵蒂冈先进技术望远镜VATT在山。亚利桑那州格雷厄姆国际天文台。在73天的基线期内，总共进行了19小时的观察。BRI 0021-0214显示出调制发射，周期为$ 3.052 \pm 0.004$小时，平均振幅变化为0.0044 mag.当结合从以前的工作中获得的旋转速度数据时，我们新发现的旋转周期给出了BRI 0021-0214旋转轴相对于我们视线的51.7 $^{+5.0}_{-4.5}$度的倾斜角。先前的研究报告说，这颗矮星光学变化的最合理原因是其大气中悬浮的同向旋转尘埃云的结果。然而，增强的H $_α$和间歇性相干无线电发射的报告表明，在其磁层极光活动的可能性。此外，对这颗矮星进行更协调的多波长观测可以完全解决这个难以捉摸的快速旋转物体的观测特性的性质。
2022-11-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Time Dependence of hot Jupiters' Orbital Inclinations
通过罗西特-麦克劳克林效应，可以测量恒星自转和行星轨道自转之间的天空投影角。已经发现观测到的轨道倾角的范围涵盖所有可能的角度。的自旋/轨道角和青年的系统的色散之间的相关性的试探性检测揭示，使用自旋/轨道测量热的恒星周围的质量大于1.2太阳质量的年龄估计更准确地确定。这种图案偶然出现的机会被计算为7%。这似乎与非共面热彗星轨道潮汐重新排列的潮汐耗散一致。结果表明，他们将在大约2.5 Gyr内这样做。对于所考虑的样本，结果支持热超导体被放置在非共面轨道上的早期历史，而不是这种情况发生晚。这些事件可能涉及强烈的行星-行星散射。
2011-09-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inclination Bias in Techniques Used to Identify Be Star Candidates
The University of Western Ontario（韦仕敦大学）
本文研究了识别Be星候选者的方法在倾角上的偏差，发现光谱学方法对高倾角有显著偏差，而两种光度学方法对低倾角和高倾角均有偏差，导致中等倾角的检测率偏高。
2026-01-29 astro-ph.SR
The evolution of the magnetic inclination angle as an explanation of the long term red timing-noise of pulsars
本文研究了磁星中的长期红色时间噪声来源于磁倾角$χ$演化的可能性。所考虑的制动力矩是偶极辐射和电流损耗的组合。我们发现，$χ$的演变可以引起额外的三次和四阶多项式项的定时残差。这两项由偶极辐射的效率、脉冲星管中的相对电流密度和$χ$决定。用该模型可以解释以下观测事实：a）年轻的汽车具有正的$\ddotν$ ; b）年老的汽车可以具有正的和负的$\ddotν$ ; c）$\ddotν$的绝对值与$-\dotν$成正比; d）制动指数的绝对值与汽车的特征年龄成正比。如果$χ$的演化纯粹是由于旋转运动学，那么它不能解释制动指数小于3的磁链，因此在这种情况下需要磁场的内在变化。通过模型与观测结果的比较，我们得出结论：在脉冲星的一生中，$χ$的漂移方向可能会发生多次振荡。$χ$的演化不足以解释蟹状星云脉冲星的自转行为，因为观测到的$χ$和$\dotχ$与使用该模型的定时残差所指示的值不一致。
2015-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electromagnetic Torques, Precession and Evolution of Magnetic Inclination of Pulsars
本文给出了作用在真空中旋转的磁性中子星上的电磁力矩的解析计算，包括与偶极和四极磁场惯性有关的近区力矩。我们将这些扭矩的刚体中子星的旋转动力学，并表明，惯性扭矩的影响可以理解为修改的转动惯量张量的明星。我们应用我们的旋转动力学方程的螃蟹脉冲星，包括恒星和各种电磁转矩的内在扭曲，调查的可能性，反对齐的磁倾角，最近的观测所建议的，可以解释脉冲星进动。我们发现，如果脉冲星的有效主轴几乎与磁偶极轴或旋转轴对齐，那么岁差可以解释观测到的十年时间尺度上的反向对齐。在脉冲星自旋下降的时间尺度上，磁倾角总是减小的。
2015-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Disentangling the stellar inclination of transiting planetary systems: fully analytic approach to the Rossiter-McLaughlin effect incorporating the stellar differential rotation
Rossiter-McLaughlin（RM）效应已被广泛用于估算凌日行星系的天空投影自旋轨道角$λ$。以前的分析大多假设宿主星是刚性旋转体，其中RM速度异常的幅度与$v_\star \sin i_\star$成正比。当考虑到它们的纬向差异自转时，可以打破简并，分别确定主星的赤道自转速度$v_\star$和倾角$i_{\star}$。采用恒星微分自转的参数化模型，导出了RM效应的全解析近似公式。对于那些表现出类似于太阳的差异旋转的恒星，相应的RM速度调制达到几个m/s。我们的结论是，纬向差分旋转提供了一种方法来估计$i_\star$，从而完整的自旋轨道角$ψ$，从RM数据分析单独。
2021-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation intensity and polarization from accretion discs with progressive increasing height
本文考虑高度递增的光学厚吸积盘。假定曲面为圆锥形。具有所考虑波长的辐射从圆锥上的环出现，并且由强度和偏振的Milne问题描述。环的倾斜角度取15和30度。对于环的每一个倾角值，视线与中心吸积盘平面的法线之间的倾角取30、45、60度。对于连续辐射，出射光的偏振度小于平面吸积盘。从环的右部分和左部分出射的辐射的偏振位置角彼此相反。它们是由问题的几何形状决定的。观测到的连续辐射的位置角平行于吸积盘的中心平面。我们的理论给出了谱线“红”翼和“蓝”翼位置角相反的新解释。这种现象存在于许多塞弗特星系中。
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Method to Trace Three-dimensional Magnetic Field Structure within Molecular Clouds Using Dust Polarization
分子云内磁场的完整三维结构，尽管在确定恒星形成过程的控制因素方面具有很高的价值，但由于无法直接观测，因此无法确定。考虑到磁场相对于天平面的倾斜是分子云中尘埃热辐射退偏振的主要来源之一，本文提出了一种基于观测偏振分量统计特性估算云尺度磁场倾斜角的新方法。我们使用一系列的Monte Carlo实验来测试这种方法，发现只要磁场方向与平均值的偏差很小，这种方法就能很好地工作。当应用于恒星形成云的数值模拟的合成观测时，我们的方法给出了平均磁场倾斜角（在$10^\circ-25^\circ$内）的相当准确的测量，如果我们将我们的技术限制在偏振角${\cal S}$的低色散区域，则可以进一步改进。我们在船帆座C分子云复合体的BLASTPol偏振观测上测试了我们的方法，这表明船帆座C的磁场具有高倾角（$\sim 60^\circ$），与以前的分析一致。
2019-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining compactness and magnetic field geometry of X-ray pulsars from the statistics of their pulse profiles
从X射线中子星和磁星观测到的光变曲线反映了辐射发射模式、磁场的几何形状和中子星的致密性。我们研究X射线脉冲轮廓的统计，以约束中子星的紧凑性和磁场几何。我们收集了124颗X射线脉冲星的数据，这些星主要存在于高质量的X射线双星系统中，并根据在一个自旋周期内观测到的峰值数目对它们的脉冲轮廓进行了分类，将它们分为单峰和双峰两类。我们发现，在两组之间的平均分布。我们还计算了由理论模型预测的两个对跖点样点，根据类椭圆形的发射模式发射辐射的概率。然后将这些与两类中观察到的β-淀粉酶的分数进行比较。假设一个黑体发射模式，它是可能的，以限制中子星的紧凑性，如果磁偶极子有任意倾角的脉冲星旋转轴。更现实的双光束模式预测，79%的双光束是双峰独立的紧凑性。如果磁偶极相对于旋转轴的倾角上限为40 ± 4 °，则理论预测与实验数据是一致的。我们还讨论了X射线仪器有限的灵敏度对探测弱脉冲的影响，这降低了探测到的双峰剖面的数量，使得理论预测与数据一致，即使磁偶极子确实具有随机倾角。这表明脉冲轮廓的统计不允许我们约束中子星的紧凑性。与Bulik等人（2003年）之前的声明相反，这些数据也不需要将磁倾角限制在一个狭窄的区间内。
2010-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reliability of stellar inclination estimated from asteroseismology: analytical criteria, mock simulations and Kepler data analysis
类日恒星星震学的发展，提供了一种估算恒星倾角的独特方法$i_{\star}$。这使得能够评估凌日行星系统的自旋-轨道角，以补充罗西特-麦克劳克林效应的方式，一种公认的方法来估计投影的自旋-轨道角$λ$。虽然星震法已广泛应用于开普勒数据，但其可靠性还有待深入评估。在这项工作中，我们使用3000个模拟功率谱从类太阳恒星的星震学评估$i_{\star}$的准确性。我们发现，低信噪比的功率谱诱导一个系统的低估（高估）的偏见与高（低）倾角的恒星。我们推导出可靠的asteroseismic估计，这表明，可靠的测量是可能的范围内的$20^\circ \lesssim i_{\star} \lesssim 80^\circ$只有高信噪比的恒星。我们还分析和测量了94颗开普勒主序星的星倾角，其中33颗是行星宿主星。根据我们的可靠性标准，其中三分之一（9个有行星，22个没有）有准确的恒星倾角。我们的$v\sin{i_{\star}}$的星震估计与光谱测量结果的比较表明，后者遭受了很大的不确定性，可能是由于宏观湍流的建模，特别是对预计旋转速度为$v\sin{i_{\star}} \lesssim 5$ km/s的恒星。这加强了先前的主张，并且需要谨慎地解释通过光谱学和光度变化测量缓慢旋转恒星的组合来估计的恒星倾角。
2018-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deriving stellar inclination of slow rotators using stellar activity
恒星倾角是许多天体物理研究的重要参数。虽然不同的技术使我们能够估计恒星倾角t的快速旋转，它变得更加困难，当恒星旋转速度慢于$\sim2$ -2.5 \kms。通过使用新的活动模拟SOAP 2.0，可以再现恒星活动引起的光度和光谱变化，我们能够适合太阳型恒星的观测，并推导出它们的倾角。对于HD 189733，我们估计恒星倾角为$i=84^{+6}_{-20}$度，这意味着考虑到以前测量的自旋轨道角，恒星-行星的相似度为$ψ=4^{+18}_{-4}$。对于$α$ Cen B，我们推导出一个倾角为$i=45^{+9}_{-19}$，这意味着恒星的旋转自旋与$α$ Cen双星系统的轨道自旋不一致。此外，假设$α$ Cen Bb与它的主星对齐，就不会发生凌日。$α$ Cen B的倾角可以用40次径向速度测量来测量，这是非常了不起的，因为它的投影旋转速度比$1.15\,km\,s^{-1}$小。
2014-09-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The spin-orbit alignment of visual binaries
恒星自转轴与伴星或行星轨道平面之间的夹角对这类系统的形成和演化具有重要意义。Hale（1994）的一项研究发现，轨道间距为$a < 30$ au的双星优先排列，而轨道较宽的双星则经常不排列。我们的目标是测试的鲁棒性黑尔（1994年）的结果，通过重新分析样本的视觉双星测量旋转周期使用独立推导的恒星参数和贝叶斯形式主义。我们的分析是基于Hale（1994）的数据和Hertzsprung SONG望远镜新获得的光谱数据，以及Gaia DR 2和华盛顿双星表的天体测量数据。我们结合恒星半径和旋转周期的测量来获得恒星旋转速度$v$。旋转速度$v$与投影旋转速度$v\sin i$的测量相结合，导出恒星倾角$i$的后验概率分布。我们通过比较恒星倾角与天体测量轨道倾角来确定视线投影自旋轨道角。我们发现，现有的数据的精度是不够的，作出推论的自旋轨道对准的视觉双星。这些数据同样适用于所有轨道间隔的对准和失准。我们的结论是，以前报道的趋势，二进制分离$a < 30$ au优先对齐是虚假的。可见双星的自旋轨道排列分布是不受约束的。基于模拟观测，我们预测，这将是很难达到足够的精度在$v\sin i$，旋转周期，轨道倾角所需的强大的统计推断的自旋轨道对齐的视觉双星。
2020-08-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A correlation between Ha trough depth and inclination in quiescent X-ray transients: evidence for a low-mass black hole in GRO J0422+32
提出了一种新的方法来推导静态黑洞（BH）X射线瞬变（XRT）中的双星倾角，该方法基于吸积盘中双峰Ha发射轮廓的谷深度（T）。我们发现倾斜角（i）与相位平均光谱中的T线性相关，具有足够的轨道覆盖率（>~ 50%）和光谱分辨率，i（deg）=93.5 x T +23.7。相关性是由线不透明度和局部增宽的组合引起的，其中领先（过度增宽）分量与外盘的去投影速度成比例。有趣的是，这种缩放允许通过简单地解析双峰轮廓的固有宽度来估计基本比率M1/Porb。我们应用T-i相关性来推导GRO J 0422 +32和Swift J1357-0933的二进制倾角，这两个BH XRT中强烈的闪烁活动阻碍了通过椭球拟合光度学光变曲线来确定它们的值。值得注意的是，GRO J 0422 +32（i=55.6+-4.1）的倾角意味着BH的质量为2.7+0.7-0.5 Msun，因此将其置于将BH与中子星分开的间隙内。这一结果证明了自然界中存在低质量的黑洞，并有力地表明所谓的“质量差”主要是由低数量统计和可能的观测偏差产生的。另一方面，我们发现Swift J1357-0933包含10.9+1.7-1.6 Msun BH，在（i=87.4+2.6-5.6 deg）附近观察。然而，这种极端的倾斜度应该谨慎对待，因为它依赖于将T-i相关性外推到i>~75度之外，而在i>~75度之外，T-i相关性还没有得到检验。
2022-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
