模拟快速旋转恒星的外层

主序期快速自转早型星自转演化的二维模型

Evolution of rotation in rapidly rotating early-type stars during the main sequence with 2D models

对早型星自转演化的理解与对各向异性质量和角动量损失的理解密切相关。在本文中，我们的目的是澄清的旋转演化的快速旋转早型星沿主序列（MS）。我们已经使用了2D ESTER代码计算和发展孤立的快速旋转的早期型恒星模型沿MS，有和没有各向异性的质量损失。我们发现，恒星与$Z=0.02$和质量之间的$5$和$7~M_\odot$达到临界的主序列提供其初始角速度大于开普勒的50%。更大质量的恒星会受到辐射驱动的风的影响，并损失质量和角动量。我们发现，这种角动量提取从外层可以防止大质量的恒星达到临界旋转，并大大降低了临界度在年底的MS。我们的模型包括所谓的双稳定性跳跃的$\dot{M}-T_{\rm eff}$关系的一维模型。这种不连续性现在出现在质量通量表面密度的纬度变化中，使旋转的大质量恒星具有单风状态（没有不连续性）或双风状态（不连续性）。在双风区，质量损失和角动量损失在低纬度强烈增加，导致自转更快地减慢。然而，预测大质量恒星的旋转命运是困难的，主要是因为所涉及的现象的非线性和它们对不确定处方的强烈依赖。此外，质量损失率的双稳态跳跃的存在还有待于观测证实。

旋转大质量主序星II：模拟LMC早期B型星星群作为旋转混合的检验

Rotating Massive Main-Sequence Stars II: Simulating a Population of LMC early B-type Stars as a Test of Rotational Mixing

大质量恒星的旋转混合是一个应用广泛的概念，对恒星演化有着深远的影响。大麦哲伦星云中大质量B型恒星的大样本和均匀样本的氮表面丰度是通过大质量恒星的VLT-FLAMES巡天获得的。这个样本是第一个涵盖广泛的投影恒星旋转速度的样本，具有足够大的高质量数据样本，可以进行统计学上的显著分析。我们使用的样本提供了第一个严格的测试理论的旋转混合在大质量恒星。我们计算了一个网格的恒星演化模型，使用FLAMES样本来校准一些不确定的混合过程。我们开发了一个新的人口合成代码，它使用这个网格来模拟一个大的人口的恒星质量，年龄和旋转速度分布一致的火焰样本。然后通过观察样本中的选择效应过滤合成的群体，以使经验结果和理论预测之间能够直接比较。我们的模拟再现了恒星的分数没有显着的氮富集。预测的数量与增强氮的快速旋转是大约两倍的观测发现。此外，一组恒星组成的缓慢旋转，氮富集的对象和另一个组成的快速旋转的非富集的对象不能复制我们的单星人口合成。额外的物理过程似乎需要了解人口的大规模主序星的火焰sample.We讨论的双星和磁场在解释我们的结果可能发挥的作用。我们发现，在密近双星系统中，缓慢旋转的富氮恒星的人口不太可能通过质量转移和随后的潮汐自旋下降产生

经过$V$ = 9快速旋转F星HD 106315的多行星系统

A Multi-Planet System Transiting the $V$ = 9 Rapidly Rotating F-Star HD 106315

我们报告发现了一个多行星系统的轨道HD 106315，一个快速旋转的中F型恒星，使用的数据从K2任务。HD 106315拥有一个在9.5天轨道上运行的$2.51\pm0.12\,R_\oplus$亚海王星，和一个在21天轨道上运行的$4.31_{-0.27}^{+0.24}\,R_\oplus$超级海王星。HD 106315的预计旋转速度（12.9 km/s $^{-1}$）可能无法精确测量行星的质量，但可以通过多普勒层析成像测量天空投影的外行星的自旋轨道密度。这两颗行星的偏心率被限制为与0一致，这是在对系统进行全球建模之后，其中包括盖亚距离和动力学参数。HD 106315系统是为数不多的拥有海王星大小行星且可以测量轨道倾角的多行星系统之一，使其成为温暖海王星系统形成机制的绝佳测试案例。宿主恒星的亮度也使HD 106315 c成为未来透射光谱后续研究的候选者。

模拟晚期双星RY Scuti星周星云的化学丰度

Simulating Chemical Abundances in the Circumstellar Nebula of the Late Stage Binary RY Scuti

本研究通过SOFIA/FORCAST观测晚期双星RY Scuti的星周星云，结合Cloudy建模推导氖、硫、铁的超丰特征，证实主星外层经RLOF剥离，支持其向沃尔夫-拉叶星演化的结论。

旋转球壳分层对流的可压缩高阶非结构谱差分程序

A Compressible High-Order Unstructured Spectral Difference Code for Stratified Convection in Rotating Spherical Shells

我们提出了一个新的和强大的可压缩高阶非结构谱差分（CHORUS）代码模拟热对流和相关的流体动力学在恒星和行星的内部。计算几何被视为旋转球壳充满分层气体。在非结构网格上，采用一种稳健高效的高阶谱差分方法（SDM）对流体动力学方程进行离散。谱差分法的计算模板是紧凑的，有利于并行处理。CHORUS在本文中报告的所有测试用例中都展示了出色的并行性能，在NCAR的黄石高性能计算集群上扩展到12，000个核心。通过定义木星和太阳中的全球对流的两个基准案例来验证代码。CHORUS的计算结果与ASH程序的计算结果进行了比较，两者吻合良好，CHORUS程序为模拟诸如多尺度太阳对流、核心对流以及快速旋转扁圆恒星中的对流等各种现象创造了新的机会。

The Habitable Zones of Rapidly Rotating Main Sequence A/F Stars

We investigate how rapid stellar rotation commonly seen in A/F stars can influence planet habitability. Specifically, we model how rapid rotation influences a planet's irradiation and determine the location of the habitable zone for stars in the mass range $1.3M_\odot\leq M_\star\leq 2.2M_\odot$. Rapid stellar rotation can dramatically change a star's luminosity and spectral energy distribution and, therefore, can impact the habitability of any surrounding planets. Stars of mass $M_\star\gtrsim1.3M_\odot$ commonly rotate near their breakup speeds, which causes two effects relevant to planet ha…

主带快速旋转活动小行星（62412）2000 SY178的发现及其特征

Discovery and Characteristics of the Rapidly Rotating Active Asteroid (62412) 2000 SY178 in the Main Belt

我们报告了一个新的活跃的小行星在火星和木星之间的小行星主带。在我们使用CTIO 4米望远镜上的暗能量照相机（DECam）对柯伊伯带以外的天体进行调查期间收集的图像中，物体（62412）2000 SY 178显示出一条尾巴。我们在麦哲伦望远镜上获得了62412的宽带颜色，这与62412的低光谱一起表明它是一颗C型小行星。62412的轨道动力学和颜色与外主带的小行星家族有很强的相关性，使其成为这个人口稠密的家族中第一个已知的活跃小行星。我们还发现62412有一个非常短的旋转周期为3.33 ± 0.01小时，从一个双峰光变曲线，最大峰到峰振幅为0.45 ± 0.01等。我们确定62412作为已知的最快的旋转器的dexea家庭和附近的忒弥斯家庭的类似组成，其中包含几个已知的主带彗星。62412的活动是在其5.6年轨道上通过近日点后的一年多时间里看到的。62412拥有最高的近日点，也是已知的所有活跃小行星中最圆的轨道之一。观测到的活动可能与62412的快速旋转有关，这是接近分裂的关键时期。快速的旋转速度也可能改变62412的形状，并移动其表面周围的物质，可能暴露出埋藏的冰。假设62412是一个没有强度的碎石堆，我们发现62412的密度约为1500 kg/m3。

吸积中子星海洋中与时间有关的成分驱动的对流

Time-dependent, compositionally driven convection in the oceans of accreting neutron stars

我们讨论了化学分离的影响，作为物质冻结在海洋的基础上的一个吸积中子星，和随后的富集轻元素的海洋和向内运输的热量通过对流混合。通过考虑吸积爆发期间的加热和静止期间的冷却随时间变化的情况，我们将Medin & Cumming 2011的稳态结果扩展到瞬态吸积中子星。对流混合是非常有效的，在大约一个对流周转时间内（在海洋底部数周至数月），成分分布就变平了。在吸积爆发期间，向内的热传输对外层的温度分布只有很小的影响，直到海洋强烈富集轻元素，这一过程需要数百年才能完成。然而，在静止期，向内的热量输送迅速冷却海洋的外层，同时保持内层的热量。我们发现，这会导致地表排放量在一周左右急剧下降，然后随着地壳变冷而逐渐恢复。如果在吸积结束后的几天到一个月内获得足够的数据，那么在这些中子星瞬变的光变曲线中应该可以观察到这样的下降。如果确实观察到这种下降，它将对海洋和外壳的化学成分产生强烈的限制。

小故障后的短周期脉冲星振荡

Short-period pulsar oscillations following a glitch

在一个小故障之后，中子星外核的地壳和磁化等离子体被认为在几秒钟内通过类似于经典埃克曼泵送的过程迅速建立了共同旋转的状态。然而，在理想磁流体力学中，共转的最终状态与系统的能量守恒不一致。我们证明，在完成后的Ekman的旋转，磁惯性波继续传播整个恒星，激发地壳和等离子体的扭转振荡。地壳振荡是不规则的准周期性振荡，主频为秒级。地壳振荡在经过一个阿尔文穿越时间后开始，在磁极处大约半分钟，随后在大约一个小时内被电子粘性阻尼。在快速旋转的恒星中，核心的磁惯性谱接近连续谱，而地壳的振荡被共振吸收所阻尼，类似于磁星中的准周期振荡。预测的振荡不太可能在现有射电望远镜的定时数据中观察到，但可能在下一代望远镜阵列中可见。