Stellar activity with LAMOST. III. Temporal variability pattern in Pleiades, Praesepe, and Hyades
我们提出的结果，从一个系统的研究恒星活动的时间变化的年轻晚型恒星。我们使用了多历元LAMOST低分辨率光谱的300多名成员候选人在三个年轻的疏散星团：昴星团，Praesepe，毕星团。用7050 nm附近的TiO带强度（TiO 2）和Hα线的等效宽度（EW Hα）分别作为冷斑覆盖率和色球发射强度的示踪物。对这两种示踪剂的时间变化模式分析表明，TiO 2和EW Hα存在可探测的变化，其时间尺度从天到年不等。结果表明，更活跃的恒星，年轻和快速旋转，往往有较大的活动变化。TiO 2与EW Hα的时间变化有反相关的趋势。此外，在某些M矮星中，Hα辐射与K2亮度之间的旋转相位存在明显的反相关，表明冷星斑与谱斑在空间上存在共位现象，但冷星并不总是表现出这种共位特征。此外，在几颗M矮星的所有旋转阶段，光斑覆盖和Hα发射都很明显，表明活动水平处于基础水平，这可能是由于大气中有许多小而随机分布的活动区域。
2020-05-29 astro-ph.SR
Investigation of projected rotational velocities of Be-type stars in LAMOST DR7
Hebei Normal University（河北师范大学）；Guo Shoujing Institute for Astronomy, Hebei Normal University（河北师范大学郭守敬天文台）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Beijing Normal University（北京师范大学）
研究利用傅里叶变换方法推导LAMOST DR7中479颗Be型星投影旋转速度，发现不同Hα发射线形态的Be型星速度分布不同，不同环境中无显著差异，样本反卷积速度分布非双峰，还研究了相关关系。
2026-07-20 astro-ph.SR
The fastest unbound star in our Galaxy ejected by a thermonuclear supernova
超高速恒星（HVS）的速度如此之高，以至于超过了银河系的逃逸速度。讨论了几种加速机制。只有一颗HVS（US 708，HVS 2）是致密的氦星。在这里，我们提出了一个光谱和运动学分析的US\，708。它以$\sim1200\,{\rm km\,s^{-1}}$的速度运行，是我们银河系中最快的未束缚恒星。在重建其轨迹时，银河系中心变得非常不可能作为起源，这与其他HVS最有利的弹射机制几乎不一致。此外，我们发现US708是一个快速旋转体。根据我们的双星演化模型，它是由潮汐相互作用在一个紧密的双星中旋转起来的，很可能是热核超新星的喷射供体残骸。
2015-03-05 astro-ph.SR
Activity indicators and stellar parameters of the Kepler targets. An application of the ROTFIT pipeline to LAMOST-Kepler stellar spectra
LAMOST-Kepler巡天是第一个旨在表征这些源的大型光谱项目，本文对其光谱进行了分析。我们的工作重点是选择发射线物体和色球活动恒星，并对大气参数进行评估。我们已经使用了一个版本的代码ROTFIT，利用了广泛的和均匀的收集真正的恒星光谱，即Indo US库。我们提供了一个目录的大气参数（Teff，logg，[Fe/H]），径向速度（RV）和预计的旋转速度（vsini）的估计。对于冷星（Teff<6000 K），我们还计算了H α和CaII-IRT色球通量。我们已经导出了51，385颗恒星的61，753个光谱的RV和大气参数。我们使用了几百颗恒星的文献数据对我们的结果进行了质量控制。RV、Teff、logg和[Fe/H]测量的最终精度分别约为14 km/s、3.5%、0.3 dex和0.2 dex。然而，虽然Teff值与文献非常一致，但我们注意到贫金属恒星[Fe/H]的测定存在一些问题，并且logg倾向于聚集在主序星和红巨星的典型值周围。在此基础上提出了修正关系式。RV的分布是不对称的，并显示了过剩的恒星负RV是在低金属丰度较大。我们可以识别出具有可变RV、超快旋转器和发射线物体的恒星。基于H-alpha和CalII-IRT通量，我们发现了442颗色球活跃恒星，其中一颗可能是吸积物体。开普勒测光的精确旋转周期的可用性，使我们能够研究色球通量的旋转速率的相当大的样本场星的依赖性。
2016-06-29 astro-ph.SR
Exploring the stellar rotation of early-type stars in the LAMOST Medium-Resolution Survey. II. Statistics
角动量是控制恒星形成和演化的关键属性。然而，驱动早型主序星自转速率分布的物理机制至今仍知之甚少。利用我们的星表中的40,034颗具有均匀$v\sin i$参数的早型恒星，我们回顾了它们的恒星自转速率的统计特性。我们讨论了可能的污染物的重要性，包括双星和化学奇特的恒星。经过投影效应的校正和误差分布的修正，我们得到了我们样本的赤道自转速度的分布，这表明了对恒星质量的明显依赖。质量小于$2.5\ {M_\odot}$的恒星呈现单峰分布，峰值速度比随着恒星质量的增加而增加。双峰旋转分布，由两个分支的缓慢和快速旋转的恒星，出现更大质量的恒星（$M>2.5\ {M_\odot}$）。对于质量大于$3.0\ {M_\odot}$的恒星，分叉分支之间的间隙变得突出。我们首次发现贫金属（[M/H] $< -0.2$ dex）星只表现出一个慢旋子分支，而富金属（[M/H] $> 0.2$ dex）星则清晰地表现出两个慢旋子分支.这种差异可能归因于意外的高自旋下降速率和/或部分地归因于贫金属子样品中的强磁场。
2021-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLA Observations of the AE Aqr-type Cataclysmic Variable LAMOST J024048.51+195226.9
AE Aqr是直到最近唯一已知的包含快速旋转（33.08秒）的白矮星（WD）的磁激变变星（MCV）。它的射电辐射被认为是同步辐射等离子体团的叠加，因为它有一个跨越三个数量级（~2-2000 GHz）的正光谱指数，并且是非偏振的。这两个特征对于MCV来说都是不寻常的。最近，Thorstensen提出激变变星LAMOST J024048.51+195226.9（以下简称J 0240 +19）是Aqr的孪生子。光学测光显示这颗恒星是一颗高倾角的食双星，自转周期为24.93秒，是自转速度最快的WD。本文介绍了J 0240 +19甚大射电台阵三小时的观测结果。这些观测结果表明，J 0240 +19的持续射电发射与AE Aqr的持续射电发射不同，它表现出高圆偏振和负谱指数。它的发射与类新星CV V603 Aql最为相似。我们认为，无线电发射是由叠加的等离子体团发射等离子体辐射或电子回旋脉泽发射从较低的日冕的捐助者的明星，而不是从磁层附近的WD，因为后者的网站预计将调制在轨道周期的二进制和显示日食，其中没有证据。射电源J 0240 +19虽然很弱（<1 mJy），但在高倾角食双星中是一个持久的源，使其成为研究CV射电辐射的良好实验室。
2021-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the Stellar Rotation of Early-type Stars in the LAMOST Medium-resolution Survey. III. Evolution
基于LAMOST DR9的8万余颗A型星，研究揭示主序表面自转速度随质量、金属度和年龄的演化规律，为恒星角动量模型提供新约束。
2024-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive stars at low metallicity: Evolution and surface abundances of O dwarfs in the SMC
我们研究了小麦哲伦星云中O型矮星的演化、自转和表面丰度。我们分析了23个物体的紫外光谱和光学光谱，并推导出光球和风的特性。观测到的样品的双星比例约为26%，这与更系统的研究是相容的，如果考虑到实际的双星比例可能更大，因为低光度的同伴，并且样品排除了明显的光谱双星。H-R图中最快的旋转子的位置表明，它们可能有几百万年的历史。与其他恒星相比，这些快速旋转恒星的位置偏移证实了进化模型的预测，即快速旋转恒星在H-R图中倾向于更垂直地进化。只有一颗光度级别为Vz的恒星位于ZAMS上，被认为是极端年轻的最佳特征，其他两颗恒星则更加进化。O型和B型恒星的氮丰度分布表明，缓慢旋转的大质量恒星的化学富集机制只依赖于恒星的质量。我们确认，这组缓慢旋转的富N星的演化轨迹是不复制。我们的研究结果要求更强的混合模型来解释所观察到的N丰度的范围。所有的恒星都有一个N/C比作为恒星光度的函数，与恒星演化模型的预测很好地吻合。质量较大的恒星比质量较小的恒星具有更高的N/C比。较快的旋转体平均显示出比较慢的旋转体更高的N/C比。N/O与N/C的比值与恒星演化模型的结果在定性上吻合得很好。唯一不同的行为是在样本中最年轻的两颗恒星上观察到的，这两颗恒星都显示出非常强烈的混合迹象，这对于它们的进化状态来说是出乎意料的。
2013-04-25 astro-ph.SR
Investigation of the rotation-activity relation for a sample of SuperWASP and ASAS-SN field stars
晚型主序星的X射线活动与Rossby数$Ro$（自转周期与对流周转时间的比值）之间存在一定的关系。这表现为饱和状态（其中X射线活性是恒定的）和不饱和状态（其中X射线活性与Rossby数反相关）。然而，这种关系打破了最快的旋转。我们将SuperWASP视觉分类的光度光变曲线和ASAS-SN自动分类的光度光变曲线与XMM-牛顿X射线观测进行交叉关联，以识别3，178颗在其光变曲线和相应的X射线观测中显示光度定义的旋转调制的恒星。用幂律拟合了900颗主序星的自转-活动关系。我们发现，自动分类旋转调制光变曲线是不可靠的视觉分类光变曲线这项工作。我们发现了一个幂律指数在不饱和制度的G-到M-型恒星的$β=-1.84\pm0.18$的SuperWASP目录，符合规范值的$β=-2$。我们发现了在最快旋转的K型恒星中存在过饱和的证据，其幂律指数为$β_{s}=1.42\pm0.26$。
2020-08-20 astro-ph.SR
The rotation and Galactic kinematics of mid M dwarfs in the Solar Neighborhood
自转是一种可直接观测到的恒星性质，它通过一台磁发电机驱动磁场的产生和活动。质量低于0.35 Msun的主序星（中晚M矮星）是完全对流的，并且被认为具有不同于太阳型恒星的发电机机制。它们的自转速率的测量提供了这些机制的见解，但很少有旋转周期可用于这些恒星在现场年龄。使用测光从MEarth过境调查，我们测量旋转周期为387附近，中晚M矮星在北半球，发现周期从0.1到140天。典型的检测旋转器具有稳定的正弦光度调制，半振幅为0.5%至1%。我们发现，在0.25Msun以下的恒星没有周期振幅关系，而在质量较高的M矮星中，周期振幅之间存在反相关。我们强调存在较老的，缓慢旋转的恒星没有Hα发射，但有很强的光度变化。我们样本的银河系运动学与当地G和K矮星的数量一致，旋转子具有太阳邻居的金属丰度特征。我们利用W空间速度和建立的年龄-速度关系估计，P<10天的恒星平均小于2 Gyr，P>70天的恒星平均约为5 Gyr。周期分布与质量有关：随着质量的减小，给定质量下最慢的旋转体具有更长的周期，而最快的旋转体具有更短的周期。我们发现缺乏中间旋转周期的恒星。[删节]
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation of ZZ Ceti stars as seen by TESS
本研究通过分析TESS光变曲线寻找自转分裂的频率多重态，成功推导出14颗ZZ Ceti白矮星脉动星的自转周期，证实大质量白矮星自转更快，并首次测定了4颗星的自转周期。
2024-02-15 astro-ph.SR
A Stellar Rotation Census of B Stars: from ZAMS to TAMS
最近的两次观测活动为我们提供了超过230个星团和370个场B星的中等色散光谱。将它们与我们以前研究的B星（$\sim$ 430星团和$\sim$ 100场B星）的光谱相结合，得到了一个用于研究B星转动性质的大而均匀的样本。我们推导出每颗恒星的投影旋转速度$V\sin i$、有效温度、重力、质量和临界旋转速度$V_{\rm crit}$。我们发现，平均$V\sin i$是显着较低的领域的明星，因为他们是系统的更进化和自旋比他们的集群同行。演化程度最低的B星的$V_{\rm eq}/V_{\rm crit}$旋转分布函数表明，低质量B星比高质量B星具有更大比例的快速旋转子。然而，$V_{\rm eq}/V_{\rm crit}$的上限，可以区分正常的B星从发射线Be星（旋转促进质量损失到拱星盘）是较小的高质量的B星。我们比较旋转的演变趋势（根据恒星的极地重力测量）与最近的模型，处理内部混合。在高质量子组（$\sim 9 M_\odot$）中观察到的自旋下降速率与预测一致，但低质量组（$\sim 3 M_\odot$）的速率更大。低质量B星的自旋下降速度更快，这与基于单个球壳角动量守恒的预测吻合得很好。我们的研究结果表明，最快的旋转（这可能对应于发射线Be星）可能是由进化自旋（更大质量的恒星）和质量转移的双星（B星质量的全范围）。
2010-08-10 astro-ph.SR
The evolution of rotating very massive stars with LMC composition
我们提出了一个密集的模型网格与定制的输入化学成分适合的大麦云云。我们使用一维流体动力学恒星演化代码，它占旋转，运输角动量的磁场，和恒星风的质量损失来计算我们的详细模型。我们计算的恒星演化模型的初始质量为70-500 Msun和初始表面旋转速度为0-550 km/s，涵盖核心氢燃烧阶段的演变。我们发现我们的快速旋转强烈影响旋转诱导混合氦，准化学均匀的演变发生最快的旋转模型。在160 Msun以上，同质演化也是通过质量损失建立的，在核心氢耗尽时产生独立于初始旋转速率的纯氦星。表面氮富集也发现较慢的旋转，即使是恒星，失去只有一小部分的初始质量。对于150 MZAMS以上的模型，以及稍后在整个考虑的质量范围内的模型，我们发现由于这些模型接近其爱丁顿极限，因此存在相当大的包络膨胀。这导致了最大的零年龄的主序星表面温度为56000 K，在180 Msun，并在质量范围为50-100 Msun的恒星演化到高内部爱丁顿因素的HR图中的明亮的蓝色变量的制度。暴胀也导致在180 Msun以上的恒星化学均匀演化过程中表面温度降低。在我们的模型中，由于包层膨胀而导致的冷表面温度导致了增强的质量损失，这阻止了LMC金属丰度的恒星演变成对不稳定的超新星。相应的自旋下降也会阻止质量非常大的LMC恒星产生长时间的伽马射线暴，然而，这可能起源于较低的质量。
2015-01-15 astro-ph.SR
A Study of Flares in the Ultra-Cool Regime from SPECULOOS-South
我们介绍了SPECULOOS-South天文台从2018年6月1日至2020年3月23日观测到的154个低质量（$\leq 0.2 \textrm{M}_{\odot}$）天体上的光度耀斑研究。在这个例子中，我们确定了85个耀斑天体，光谱类型从M4到L0不等。我们在这个样本中检测到234个耀斑，能量在$10^{29.2}$和$10^{32.7}$ erg之间，使用自动和手动方法。通过这项工作，我们提出了迄今为止最大的光度样本的耀斑晚M和超冷矮星。通过将以前的M矮星耀斑研究扩展到超冷区域，我们发现M5-M7恒星比更早和更晚的M矮星更有可能发生耀斑。通过进行人工耀斑注入回收试验，我们证明，我们可以检测到一个显着的比例耀斑下降到1%的振幅，我们是最敏感的耀斑最冷的恒星。我们的结果揭示了最红的矮星上没有高能耀斑。为了探讨完全对流星的自转和活动之间的关系，我们提取了快自转星的自转周期和慢自转星的下界周期估计。这些旋转周期从2.2小时到65天不等，我们发现，对于旋转速度最快的恒星，闪耀恒星的比例会增加。最后，我们讨论了我们的耀斑样本对绕超冷恒星运行的行星的影响。随着恒星温度的降低，它们的耀斑也就不那么频繁了;因此，在最红的矮星周围的行星不太可能进入“非生物生成”区，或者仅仅通过耀斑来驱动可见光光合作用。
2022-04-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Magnetic Furnace: Intense Core Dynamos in B-stars
在对流核心的主序星大质量恒星发电机的行动实现探索在这里通过3D全球模拟的对流核心发电机内运行的一个年轻的$\Msun{10}$ B型星，使用滞弹性球谐（ASH）代码。这些模拟捕捉了这颗恒星半径的65%，包括对流核燃烧核心（半径约23%）和覆盖的辐射包层的一部分。八个旋转速率被认为是从0.05%到16%的表面破碎速度，从而捕获对流，几乎没有感觉到旋转的影响和其他情况下，其中科里奥利力是突出的。在所有这些湍流对流核心内实现的强有力的发电机作用建立了峰值强度超过兆高斯的磁场，与对流动能（KE）相比，较快旋转体中的总磁能（ME）达到超均分水平。核心对流通常涉及大致与旋转轴对齐的湍流柱状速度结构，其中磁场穿过这些辊并在整个核心中具有复杂的联系。非常强的场能够与流动共存，而不会通过洛伦兹力使它们熄灭。速度和磁场通过几乎共同对准来实现这样的状态，并且随着复杂的演化的进行，峰值磁岛从最快的流稍微移位。随着旋转速率的增加，主要的力平衡从平衡洛伦兹力的非线性平流转移到科里奥利力和洛伦兹力之间的磁旋平衡。
2016-07-01 astro-ph.SR
A search for radius inflation among active M-dwarfs in Praesepe
开普勒K2的自转周期与WIYN 3.5米望远镜的预计自转速度相结合，以确定Praesepe星团中快速旋转的低质量（$0.15 \leq M/M_{\odot} \leq 0.6$）成员的预计半径。考虑到观测的不确定性、双星和删失数据的极大似然分析得出了半径膨胀的边际证据-在给定光度下，这些恒星的平均半径比常用的演化模型预测的大$6\pm4$ %。这一超半径小于（在2-sigma置信度下）使用类似的分析在年轻的昂星团中发现的类似恒星;任何下降都是由于更高质量（$>0.25 M_{\odot}$）恒星发生的变化。模型结合磁抑制对流预测超半径，但不重现这种质量依赖性，除非超均分表面磁场存在于较低的质量。模型纳入通量阻塞的恒星黑子可以解释质量的依赖性，但没有证据表明，点覆盖范围之间的昴宿星和Praesepe样本减少，伴随着过半径的下降。在Praesepe和Pleiades中，旋转最快的恒星比旋转最慢的恒星要小得多，因为它们的投影半径是可以测量的。这可能是一种选择效应，因为较大恒星的角动量损失更有效，导致它们逐渐被排除在分析样本之外。我们的分析假设自旋轴方向是随机的;正如Kovacs（2018）所建议的那样，Praesepe中的任何排列都强烈不利于投影半径的广泛分布。
2018-11-27 astro-ph.SR
New Evidence of Binarity in Young α-Rich Turn-off and Subgiant Stars: Fast Rotation and Strong Magnetic Activity
本研究通过APOGEE和LAMOST数据发现年轻α-rich主序转折点和亚巨星恒星快速自转且磁活动强，支持其双星演化起源，并指出磁活动可作为探测化学特殊恒星双星演化的工具。
2024-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar activity-rotation relationship and the evolution of stellar dynamos
我们提出了一个样本的824个太阳和晚型恒星的X射线光度和旋转周期。这是用来研究旋转和恒星活动之间的关系，并得出一个新的估计对流周转时间。根据该样本的无偏子集，非饱和状态的幂律斜率L_X / L_bol = Ro^β拟合为β= -2.70 +/- 0.13。这与置信度为5 sigma时的标准β=-2斜率不一致，并为发电机数方程中的附加项提出了论点。从一个简单的标度分析，这意味着ΔΩ/ Ω= Ω^0.7，即太阳型恒星的自转差随着它们的自旋下降而逐渐下降。在我们的样本中，观察到最快的转子的超饱和，并探讨其参数依赖性。显着的相关性被发现与共转半径和过量的极向上气流，后者的理论提供了更强的依赖性，并得到其他观测的支持。我们估计质量依赖的经验阈值饱和和超饱和，并绘制出三个制度的日冕发射。晚期的F型恒星从来不会通过饱和状态，而是直接从超饱和状态进入不饱和状态。冠状剥离的理论阈值显示出与经验饱和阈值（Ro < 0.13）显著不同，这表明它不是负责的。相反，我们认为，一个不同的发电机配置是在工作中饱和的日冕发射的恒星。这是支持的经验饱和阈值和时间之间的相关性，当恒星之间的对流和界面序列旋转自旋下降模型过渡。
2011-09-21 astro-ph.SR
B fields in OB stars (BOB): The magnetic triple stellar system HD 164492C in the Trifid nebula
HD 164492 C是一个光谱三重恒星系统，最近被发现拥有强大的磁场。我们已经获得了高分辨率的光谱和光谱偏振观测超过两年的时间跨度和推导出的物理，化学和磁性的对象。该系统是由一个周期为12.5天的偏心密近分光双星（Ca 1-Ca 2）和一个质量较大的第三纪Cb组成。我们计算了密对的轨道参数，重建了三个分量的光谱，并通过光谱合成确定了大气参数和化学丰度。从分光偏振观测，多历元测量的纵向磁场获得。磁场在几天的时间尺度上变化很大，最可能的周期在1.4-1.6天之间。恒星Cb的Teff约为25000 K，是这个三重系统中自转速度最快、质量最大的恒星，并且有着异常的化学丰度，氦的丰度明显超过0.35+/-0.04。我们确定这颗恒星是观测到磁场的原因，尽管不能排除Ca对的组成部分中存在磁场。恒星Ca 1的温度约为24000 K，呈现出正常的化学模式，而质量最小的恒星Ca 2是一颗中B型恒星（Teff~15000 K），具有过量的硅。获得的恒星参数的系统组件建议的距离为1.5千秒差距和年龄为10-15万年。
2017-01-12 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Constraining evolutionary models and ages for young low mass stars with measurements of lithium depletion and rotation
近年来，人们越来越担心标准恒星模型与星团中前主序星（PMS）的颜色-星等图（CMD）和锂耗尽模式的观测结果不一致。在这项工作中，我们选择了盖亚-ESO巡天中5个年轻疏散星团（5- 125百万年）的1,246个高概率K/M型组成成员，以测试一系列使用标准输入物理和其他包含表面磁场或冷星斑的模型。我们发现：标准模型为CMD中的低质量恒星提供了系统性的低亮度等时线，并且未能预测在正确的颜色下正确强度的Li耗尽;磁性模型提供了更好的CMD拟合与$\sim 1.5-2$倍老的等时线，并且提供了与Li耗尽模式更好的匹配。我们调查如何旋转周期，其中大部分是第一次从凌日系外行星调查卫星数据，与CMD位置和李。在较老星团的K星中，我们发现最亮和最少Li耗尽的是最快的旋转子，在NGC 2547的$\sim 35$ Myr处首次证明了经典的“Li旋转连接”，并发现了一些证据表明它存在于NGC 2264的早期M星$<10\,$ Myr处。然而，在$\sim 20$ Myr的$γ$ Vel星系团中观察到的完全对流M矮星中Li耗尽的广泛分散似乎与旋转无关，并且在没有非常大的（$>10$ Myr）年龄分布的情况下难以解释。
2022-04-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
