Stellar Evidence that the Solar Dynamo may be in Transition
开普勒空间望远镜的精确测光不仅可以测量太阳型场星的旋转，而且可以通过星震学确定可靠的质量和年龄。这些重要的数据最近提供了第一个机会来校准比太阳更老的恒星的旋转-年龄关系。出现的进化图景令人惊讶：中年以后，磁制动的效率急剧降低，这意味着超过临界Rossby数（Ro~2）的角动量损失发生了根本性的变化。我们编译出版的色球活动测量的样本开普勒asteroseismic目标，用于建立新的旋转年龄关系。我们使用这些数据以及威尔逊山香港调查的一个样本，以及表征太阳类似物开发一个定性的方案连接色球活动的演变的差异旋转的字符的根本转变。我们的结论是，太阳可能是在一个过渡的演化阶段，它的磁周期可能代表一个特殊的情况下，恒星发电机理论。
2016-08-26 astro-ph.SR
The treatment of magnetic buoyancy in flux transport dynamo models
通量输运发电机模型的一个重要组成部分是由于磁浮力通过对流区产生双极黑子的环形磁场的上升，然后由于Babcock-Leighton机制从这些双极黑子产生极向磁场。多年来，两种处理磁浮力的方法，局部方法和非局部方法已被不同的小组广泛使用，在构建的二维运动学模型的通量输运发电机。我们回顾这两种方法，并得出结论，他们都不是完全令人满意的，大概是因为磁浮力是一个固有的三维过程。我们还指出，到目前为止，我们还没有正确的理解为什么太阳黑子的出现只限于相当低的纬度。
2015-11-12 astro-ph.SR
Non-linear and chaotic dynamo regimes
介绍了太阳和恒星发电机的最新情况。目前，还不清楚为什么恒星周期频率随着旋转频率的增加而增加，它们的比例随着恒星活动而增加。尽管恒星的磁性普朗特数很小，但小规模的发电机仍有望运行。恒星中的全球磁场活动是一种浅层现象还是深层现象是另一个悬而未决的问题。简要回顾了在发电机中磁螺旋度通量的存在和重要性方面的进展，最后强调了非定域性在利用平均场方法模拟恒星发电机中的作用。另一方面，直接的数值模拟现在已经达到了这样一个地步，即模型显示出类似太阳的向赤道迁移，可以与观测进行比较，但需要从理论上加以理解。
2013-05-08 astro-ph.SR
Growth rate of small-scale dynamo at low magnetic Prandtl numbers
在这项研究中，我们讨论了两个关键问题有关的小规模发电机不稳定性在低磁普朗特数和大磁雷诺数，即：（i）的缩放的小规模发电机不稳定性的增长率在发电机阈值附近;（ii）的Golitsyn谱的存在下，在小规模发电机的磁波动。小尺度发电机增长率有两种不同的渐近性：在小尺度发电机不稳定性激发阈值$λ\propto \ln({\rm Rm}/ {\rm Rm}^{\rm cr})$附近，以及当磁雷诺数远大于小尺度发电机不稳定性激发阈值$λ\propto {\rm Rm}^{1/2}$时，其中${\rm Rm}^{\rm cr}$是磁雷诺数${\rm Rm}$中的小尺度发电机不稳定性阈值。我们证明了磁涨落Golitsyn谱的存在需要一个有限的随机速度场的相关时间。另一方面，Golitsyn谱对小尺度发电机不稳定性的影响较小。这就是为什么在直接数值模拟中很难观察到这种频谱的原因，对于具有低磁普朗特数的小尺度发电机。
2012-04-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The Metastable Dynamo Model of Stellar Rotational Evolution
本文介绍了一个新的经验模型的旋转演化的类太阳恒星-那些表面对流区和非对流的内部区域。以前的模型与观测到的（旋转周期）颜色图的形态不匹配，特别是Barnes（2003）首次发现的相对长寿的快速旋转子“C序列”的存在。这个失败激发了这里描述的亚稳态发电机模型（MDM）。MDM假设恒星诞生时，它们的磁力发电机与星风的耦合非常弱，因此它们的旋转周期（最初非常短）最初几乎不随时间变化。在某些时候，这种模式自发地和随机地改变为强耦合模式，这种转变发生在质量依赖的寿命，即100 MYr量级。我表明，有了这个假设，可以得到很好的适合年轻的集群，特别是年龄为150 MYR至200 MYR的观测。先前的模型和MDM都给出了与慢速旋转的“I序列”恒星形态的定性一致性，但它们都没有被证明能够准确地再现I序列恒星的恒星质量依赖演化，特别是对于年龄超过几百万年的星团。我讨论的观测实验，可以测试方面的MDM，并推测MDM的物理基础可能与文献中描述的其他情况，其中恒星发电机可能有一个多模态的字符。
2014-06-06 astro-ph.SR
The magnetic shear-current effect: generation of large-scale magnetic fields by the small-scale dynamo
探讨了一种新的大尺度发电机机制--磁剪切电流效应。这种效应依赖于磁场波动与平均剪切流的相互作用，这意味着小规模发电机的饱和状态可以驱动大规模发电机-在某种意义上，发电机淬火的逆。发电机是非螺旋的，与平均场$α$系数为零，是由湍流电阻率的非对角分量和剪切流拉伸的大尺度场之间的相互作用引起的。继以前的数值和分析工作，本文提出了更详细的数值证据的效果，以及一个启发式的描述如何磁波动可以与剪切流相互作用，以产生所需的电动势。流体的压力响应是这一机制的基础，这有助于解释为什么磁效应比其运动学上的表亲更强，其基本思想与众所周知的磁波动缺乏湍流电阻率淬火有关。磁剪切流效应在一般高雷诺数天体物理湍流中的应用很有意义，因为在这种湍流中，强烈的小尺度磁波动普遍存在，磁剪切流效应很可能成为电离吸积盘非分层区域中大尺度发电机的候选者。这方面的证据进行了讨论，以及未来的研究方向和所面临的挑战与了解细节的影响，在天体物理学相关的制度。
2016-02-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Stellar mid-life crisis: subcritical magnetic dynamos of solar-like stars and the breakdown of gyrochronology
最近的观测揭示了恒星陀螺年代学关系在太阳年龄附近的惊人崩溃，暗示着中年的类太阳恒星过渡到磁性不活跃的未来。我们为这些有趣的观测提供了理论基础，这些观测的灵感来自于一个可以探索长期太阳周期波动的数学发电机模型的模拟。我们重现所观察到的太阳黑子数的双峰分布，但只为亚临界发电机。基于分叉分析，我们认为，太阳类恒星的老化使得弱磁发电机制度容易访问。弱磁场生产在这一制度妥协风驱动的角动量损失，从而破坏霸权的恒星旋转自旋下降的磁制动。类太阳恒星的{ \emph{subcritical magnetic dynamos} }假说为太阳-恒星现象的多样性提供了自洽、统一的物理基础，例如为什么超过中年的恒星不像年轻时那样快速自旋，恒星陀螺年代学关系的破裂，观察到的双峰分布的长-长期的太阳黑子观测和最近的发现表明，太阳可能会过渡到一个磁不活跃的未来。
2021-07-28 astro-ph.SR
Large-scale dynamos in rapidly rotating plane layer convection
内容：对流驱动的流动在发电机过程中起着至关重要的作用，发电机过程是恒星和行星产生磁场活动的原因。为什么许多天体物理学上的磁场都有一个显著的大尺度分量，这一点仍然没有完全弄清楚。目的：我们的目的是研究可压缩对流在快速旋转的笛卡尔域的发电机性能，专注于一个参数制度，其中底层的流体动力学流动是已知的是不稳定的大规模涡不稳定。方法：数值求解三维非线性磁流体动力学（MHD）控制方程。不同的数值方案进行了比较，我们提出了一个可能的基准情况下，其他类似的代码。结果：与以前的相关研究一致，我们发现在这个参数区的对流可以驱动一个大规模的发电机。平均水平磁场的分量振荡，导致平均场的连续整体旋转。虽然大规模的旋涡不稳定性占主导地位的系统的早期演变，它被抑制的磁场，使一个可以忽略不计的平均电动势，负责驱动大型发电机。发电机的循环周期与欧姆衰减时间相当，对流系统中发电机的循环周期更长，更接近于开始。在这些特定的模拟中，只有当在上下边界处采用垂直磁场边界条件时，才发现大规模的发电机作用。强调制的大规模发电机被发现在较高的瑞利数，减少活动（“大极小”的事件）发生在瞬态阶段，其中大规模的漩涡暂时重新建立自己，然后再次被抑制的磁场。
2018-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Impact of anti-solar differential rotation in mean-field solar-type dynamos -- Exploring possible magnetic cycles in slowly rotating stars
在它们的一生中，太阳型恒星的旋转经历了不同的阶段。一旦它们到达零年龄的主序，它们的全球自转速率在主序期间下降，直到至少太阳年龄，近似遵循经验的斯库曼尼奇定律，并使陀螺年代学成为可能。根据最近的星震学研究结果，年龄较大的太阳型恒星可能会在停止制动时达到一个转变点。此外，最近的太阳型恒星的三维数值模拟表明，不同的制度的差异旋转可以与罗斯比数的特点。特别是，反太阳差异旋转（快极，慢赤道）可能存在高罗斯比数（慢转子）。如果这种状态发生在主序期间，并且一般来说，对于慢旋转体，我们可以考虑如何通过发电机过程产生磁场可能受到影响。特别是，我们考虑是否缓慢旋转的恒星确实受到磁周期。我们发现，运动学$α$ $Ω$发电机允许存在的磁循环和全球极性反转的旋转制度，但只有当$α$ -效果是鞍上的速跃层。如果它是分布在对流区，太阳型的情况下仍然有一个周期，反太阳的情况下没有。相反，我们还没有发现任何可能性，维持磁周期与传统的巴布科克-莱顿通量运输发电机在反太阳差旋转制度，由于通量添加。为了说明这些情况，提出了图形解释。然而，我们发现，混合模型包含两个处方仍然可以维持当地的极性反转在某些纬度。我们的结论是，恒星在反太阳差自转制度可以维持磁周期只有非常具体的发电机过程。
2022-01-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Toroidal flux loss due to flux emergence explains why solar cycles rise differently but decay in a similar way
太阳活动周期的一个显著特征是，在开始时，太阳黑子出现在中纬度地区，随着时间的推移，出现的纬度向赤道迁移。太阳黑子数目）随著太阳活动周期的不同而变化。在强太阳活动周期中，太阳活动开始较早，而且在纬度较高的地区，太阳黑子的分布范围较弱太阳活动周期为广。太阳黑子带的活动性和宽度迅速增加，当黑子带仍处于高纬度时开始下降。令人惊奇的是，据报告，在周期的后期阶段，（太阳黑子数）以及蝴蝶翅膀的宽度和中心都具有相同的统计特性，与周期在其上升和最大阶段的强度无关。Leighton型发电机模型，并表明，通过磁浮力的通量损失是太阳发电机中的一个基本的非线性。我们的研究表明，如果通量的出现变得有效，对流区下部的平均场强为$10^4$ ~G量级。
2022-10-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Stellar Cycles in Fully Convective Stars and a New Interpretation of Dynamo Evolution
本研究通过分析M型矮星与FGK星的活动周数据，提出冷星存在两种发电机模式，解释了不同类型恒星活动周与罗斯比数关系的差异及发电机演化机制。
2023-03-15 astro-ph.SR
Main sequence dynamo magnetic fields emerging in the white dwarf phase
针对孤立白矮星磁性机制的争议，提出主序发电机磁场在白矮星阶段浮现的假说，结合星震学证据估算磁突破时间，预测大质量白矮星的磁场浮现规律，解释部分磁白矮星成因。
2024-11-04 astro-ph.SR
Stellar activity cycles and contribution of the deep layers knowledge
太阳和太阳型恒星的磁活动与自转、对流和磁场相互作用所驱动的发电机过程密切相关。然而，这一过程的详细机制仍不完全清楚。许多问题仍然没有答案，例如：为什么有些恒星比其他的更活跃？为什么有些恒星的活动是平的？为什么会有蒙德极小期？所有的周期都有规律吗？由于我们无法分辨恒星盘，因此通常使用大量的代用品来研究恒星的磁活动。最近的研究表明，星震学也可用于研究恒星活动，使其成为一种更加强大的工具。如果短周期并不是那么罕见，我们希望通过诸如CoRoT，开普勒，可能还有柏拉图任务等任务来探测其中的许多。我们将回顾一些最新的光谱测量结果。我们将展示星震学如何帮助我们更好地理解发电机的复杂过程，并说明CoRoT和开普勒任务如何彻底改变我们对恒星活动的认识。一扇新的窗户正在打开，我们可以了解恒星的磁变。
2011-11-08 astro-ph.SR
Understanding the Limitations of Gyrochronology for Old Field Stars
自从最初的迹象表明恒星自转减慢，色球活动减弱，并与年龄呈幂律依赖关系，即所谓的Skumanich关系以来，已经过去了近半个世纪。随后对这种行为的质量依赖性的表征直到太阳的年龄导致了陀螺年代学的出现，它使用恒星的旋转速率来推断它的年龄。该方法的有效性依赖于可预测的角动量损失，从恒星风夹带在大规模磁场产生的全球发电机行动。最近的观测证据表明，全球发电机开始关闭附近的恒星的主序星寿命的中间，导致大规模的磁场的生产中断，角动量损失急剧减少，和陀螺年代学关系的崩溃。对于太阳型恒星来说，这种转变似乎发生在太阳年龄附近，当自转变得太慢而无法在全球对流模式上留下科里奥利力的印记时，减少了由差异自转引起的剪切，并破坏了大尺度发电机。我们使用Barnes（2007）的数据来揭示这种转变在最初用于验证陀螺年代学的观测中的特征。我们建议，色球活动可能最终提供了一个更可靠的年龄指标，老恒星，我们建议，asteroseismology可以用来帮助校准活动年龄的关系，超出了他们的主序寿命的中间领域的明星。
2018-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
TESS asteroseismology of $β$ Hydri: a subgiant with a born-again dynamo
本文利用 TESS 星震学直接测量了亚巨星 β Hyi 的自转周期和基本参数，发现其自转与减弱磁制动一致，并支持亚巨星中存在“重生”发电机以维持磁活动周期。
2024-08-10 astro-ph.SR
Evolution of a Long-Lived Deep-Seated Main-Sequence Magnetic Field During White Dwarf Cooling
McGill University（麦吉尔大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）
研究揭示了白矮星冷却期间主序星遗留磁场的演化机制，表明深部磁场可通过主序星发电机和等分标度解释观测到的磁场强度差异。
2026-02-09 astro-ph.SR
On the shear-current effect: toward understanding why theories and simulations have mutually and separately conflicted
平均场发电机理论中的剪切流效应（SCE）是指剪切流和湍流系数$β_{21}$的组合，对于指数平均场增长，该系数为负，而对于扩散，该系数为正。关于动力学（$β^u_{21}$）和磁性（$β^b_{21}$）贡献的符号，理论计算和理论与数值实验的比较之间长期存在分歧。为了解决这些差异，我们结合分析方法与模拟，并表明，与$β^b_{21}$，动力学SCE $β^u_{21}$有很强的依赖性的动能谱指数，并可以从正值过渡到负值在$\mathcal{O}(10)$雷诺数，如果频谱不是太陡。相反，$β^b_{21}$总是负的，与谱指数和雷诺数无关。对于非常陡峭的能谱，正的$β^u_{21}$甚至在能量均分$u_\text{rms}\simeq b_\text{rms}$下也可以占主导地位，导致正的总$β_{21}$，即使$β^b_{21}<0$。我们的研究结果弥补了二阶相关近似（SOCA）与光谱- $τ$闭合（STC）之间看似矛盾的结果之间的差距，其中$β^u_{21}$的符号相反，$β^b_{21}<0$的符号相同。结果还提供了一个解释的模拟发现$β^u_{21}>0$和一个不确定的整体符号$β_{21}$为$\mathcal{O}(10)$雷诺数。利用运动学试验场方法对$β^u_{21}$的瞬态行为进行了验证。我们计算发电机增长率的情况下，旋转或不旋转，并讨论进一步工作的机会。
2021-09-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Minimalist coupled evolution model for stellar x-ray activity, rotation, mass loss, and magnetic field
晚型主序星的X射线与热辐射通量之比取决于${\tilde Ro}$（自转周期与对流周转时间之比），如${\tilde Ro} >0.13$的${\tilde Ro}^{-ζ}$与$2\le ζ\le 3$，但${\tilde Ro} < 0.13$的$|ζ| <0.2$饱和。饱和恒星比不饱和恒星年轻，并且显示出更广泛的旋转速率和X射线活动。不饱和恒星的磁场和旋转速度大致与其年龄的平方根成比例，尽管对于比太阳更老的恒星来说可能是平坦的。更快的旋转体、更强的磁场和更高的活动性之间的联系已经在观测上建立起来，但是缺乏一个能够捕捉到上述趋势的统一的X射线光度、旋转、磁场和质量损失的时间演化理论。在这里，我们得到了一个最低限度的整体框架，这些量的时间演变建立在结合帕克风与新的成分：（1）明确来源的热能发射风和X射线光度通过发电机产生的磁场;（2）明确耦合的X射线活动和质量损失饱和发电机饱和（通过磁螺旋度的建立和对流涡流粉碎）;（3）使用日冕平衡，以确定如何将磁能分为风和X射线的贡献。对于比太阳年轻的太阳型恒星，我们推断，与x射线和风相比，传导是一种次要的功率损失。对于较老的恒星，传导更为重要，可能会熄灭风并减少角动量损失。我们专注于比太阳年轻的恒星的时间演化，突出了进一步概括的可能性。总的来说，这种方法有望对上述所有观测趋势做出统一的解释。
2017-07-04 astro-ph.SR
Influence of small scale magnetic energy and helicity on the growth of large scale magnetic field
研究了初始给定的小尺度磁能（$E_M(0)$）和螺旋度（$H_M(0)$）对磁流体动力学（MHD）发电机的影响。推导并求解了$E_M$（t）、$H_M$（t）和电动势（$\langle {\bf v}\times {\bf b}\rangle$、$EMF$）的方程。结果表明，由$E_M$（0）引起的小尺度磁场（${\bf b}_i$）改变了$EMF$，并产生了附加项，其影响取决于磁扩散率$η$、初始条件位置（$IC$ s）$k_f$和时间（$\sim e^{-ηk_f^2 t}$）. ${\bf b}_i$增加了能量的反向级联，导致大尺度磁场（$\overline{\bf B}$）的增强生长。模拟数据表明，$E_M$（0）在小规模下提高了增长率，而增长率也成比例地依赖于$H_M(0)$。如果$E_M$（0）相同，则正$H_M(0)$对MHD发电机比负$H_M(0)$更有效。讨论了大尺度磁螺旋度与注入动力学螺旋度符号相反的原因。
2014-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetic Field Generation in Stars
从主序星到致密天体，在观测恒星磁性方面取得了巨大进展。恒星磁场的起源一直是天体物理学中未解的主要问题之一，最近的数据使这个令人烦恼的问题更加清晰。在本章中，我们回顾了这一领域的研究工作。特别是，我们期待在化石场假说联系在紧凑型恒星的磁性在主序星和前主序星的磁性，我们认为为什么它的可行性现在受到质疑，特别是在高磁白矮星的背景下。我们还回顾了在中子星背景下的化石与发电机的争论，以及在中子星场的产生和稳定性中，浮力、螺旋度和超流湍流等关键物理过程所扮演的角色。中子星内部磁场的独立信息将来自未来的引力波探测。因此，我们可能正处于一个新时代的黎明，在一个新的非电磁观测窗口的打开的驱动下，致密恒星磁性的令人兴奋的发现。我们还回顾了磁流体动力学湍流的理论和计算的最新进展，因为它适用于恒星磁学和发电机理论。这些进展提供了深入了解恒星发电机的行动，以及控制过程中的扩散磁通量运输的恒星。
2015-04-30 astro-ph.SR
On the sensitivity of magnetic cycles in global simulations of solar-like stars
太阳和太阳型恒星的磁活动周期在自转速率和光度方面并不表现出简单甚至单一的趋势。发电机模型可以用来解释这种多样性，并最终帮助我们理解为什么有些类太阳恒星没有表现出磁循环，而有些则表现出磁循环，以及对于后者，是什么物理机制决定了它们的磁循环周期。三维非线性磁流体动力学模拟的优点是只有少量的可调参数，并产生在一个动态自洽的方式的流动和发电机磁场弥漫恒星内部。我们进行了一系列这样的模拟EULAG-MHD框架内，不同的旋转速率和光度的模拟类太阳对流信封。我们发现十年的磁周期时，Rossby数附近的对流区的基础是温和的（通常在0.25和1之间）。当局部Rossby数小于1时，在我们的数值试验中还观察到位于赤道附近对流包络顶部的次级短周期。在这些数值实验中维持的深层发电机基本上是非线性的，因为它是大尺度磁场对大尺度差异旋转的反馈，从而设定了磁循环周期。发现循环周期随着Rossby数的增加而减小，这为在类太阳恒星中观察到的各种活动周期提供了另一种理论解释。
2018-06-25 astro-ph.SR
Magnetic White Dwarfs in the SDSS 100 pc Sample: Further Evidence of Two Formation Channels
对SDSS 100 pc样本中163个磁白矮星（含87个新发现）的模型大气分析，通过参数聚类发现两类形成通道：年轻高场强高质量天体源于合并，年老弱场强平均质量天体可用核心对流发电机解释。
2025-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Weakened magnetic braking as the origin of anomalously rapid rotation in old field stars
恒星年龄的知识对于我们理解许多天体物理现象至关重要，然而年龄很难确定。随着年龄的增长，恒星会失去质量和角动量，导致表面旋转速度减缓。“陀螺年代学”技术利用恒星的自转周期来计算其年龄。然而，必须使用已知年龄的恒星进行校准，直到最近，这种方法还没有对老恒星（超过1千兆年，Gyr）进行测试。现在已知中等年龄的疏散星团（NGC 6819; 2.5 Gyr）中恒星的自转周期，以及用星震学确定年龄的老恒星的自转周期。星团的数据与以前的周期-年龄关系一致，但这些关系无法描述星震样本。在这里，我们报告恒星演化模型，并确认存在意外的快速旋转的恒星比太阳更进化。我们证明，模型，包括显着削弱旧恒星的磁制动可以-不像现有的模型-重现的asteroseisic和集群数据。我们的发现可能表明，随着太阳接近临界转变为弱得多的磁化风，老化的恒星发电机的性质发生了根本性的变化。这种减弱的制动限制了陀螺年代学对那些超过其主序星寿命一半的恒星的诊断能力。
2016-01-11 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
The evolution of surface magnetic fields in young solar-type stars
年轻的太阳型恒星的表面自转速率在主序前的末期到主序早期显示出剧烈的变化。这可能会触发这些恒星中运行的磁发电机的相应变化，这些变化应该在它们的表面磁场中可以观察到。我们在这里提出的第一个观测结果，旨在通过这一关键阶段的特点恒星磁场的演变。我们观察了疏散星团和协会的恒星，范围从20到600百万年，并使用塞曼多普勒成像来表征其复杂的磁场。我们发现一个明显的趋势，较弱的磁场的年龄较大，以及密切相关的磁场强度和Rossby数在这个年龄范围内。比较年轻的金牛座T星的结果，我们观察到一个非常显着的变化，磁场强度和几何形状，作为辐射核心的发展在后期前主要序列。
2015-10-05 astro-ph.SR
Magnetic activity of the solar-like star HD 140538
自转周期和活动周期是晚型主序星中磁发电机最重要的特性之一。本文给出了类日星HD 140538的S $_{\rm{MWO}}$指数时间序列，并推导出其活动周期为3.88 $\pm$ 0.02年。此外，我们分析了高节奏，季节性的S $_{\rm{MWO}}$数据与TIGRE望远镜，发现旋转周期为20.71 $\pm$ 0.32天。此外，我们通过匹配的演化轨迹估计HD 140538的恒星年龄为3.7 Gyrs。这比根据上述自转周期以及活动-年龄关系从陀螺年代学获得的年龄稍大。这些结果，加上它的恒星参数与年轻太阳非常相似，使HD 140538成为我们了解太阳活动及其随时间演化的相关案例研究。
2019-07-10 astro-ph.SR
Investigating stellar surface rotation using observations of starspots
快速旋转增强了恒星中的发电机，因此也引入了比在较慢旋转体中看到的更强的磁活动。许多年轻的冷恒星仍然具有快速的原始自转速率，这是由形成它们的星际分子云引起的。在密近双星系统中，较老的恒星通常是快速旋转的。这些类型的恒星可以显示出强烈的磁活动和大的星点。在大的恒星黑子的情况下，可以观察到恒星亮度的变化，甚至是谱线轮廓的形状，人们可以得到恒星旋转的信息。有时甚至可以获得不同恒星纬度上的黑子自转信息，类似于使用磁特征作为示踪剂的太阳表面差异自转测量。在这里，我将回顾基于星点的恒星自转研究。我将讨论我们可以从地面测光中获得什么，以及如何通过不间断的高精度太空观测来改进。重点将放在如何恒星黑子，甚至恒星表面的差异旋转，可以使用高分辨率光谱研究。
2011-11-29 astro-ph.SR
The Mass-Dependence of Angular Momentum Evolution in Sun-Like Stars
为了更好地理解观测到的类太阳和低质量恒星的自转速率和磁活动的分布，我们推导出一个物理上有动机的标度的依赖Rossby数的星风扭矩。扭矩还包含一个与恒星质量（和半径），这提供了新的洞察恒星的磁和风属性的质量依赖性的换算。我们证明了这种新的公式解释了为什么最低质量的恒星被观察到保持快速旋转的时间比太阳质量的恒星长得多，同时，为什么老年人表现出一系列缓慢旋转的恒星，其中低质量的恒星旋转速度比太阳质量的恒星慢。该模型还重现了开普勒场的周期-质量图中一些以前无法解释的特征，特别是：分布的“上包络”的特殊形状，表明约95%的开普勒场恒星的测量旋转周期小于~4 Gyr;以及“下包络”的形状，对应于恒星在磁饱和和不饱和状态之间过渡的位置。
2014-12-15 astro-ph.SR
How can newly born rapidly rotating neutron stars become magnetars?
在一个新诞生的（高温和开普勒旋转）中子星中，r模不稳定性可以导致恒星的差异旋转，这将使种子极向磁场（$\sim 10^{11}$ G）产生超高（$\sim 10^{17}$ G）的环向场分量。随后，屈服于泰勒不稳定性，环向场可以部分地转化为新的极向场。通过这样的发电机过程，新诞生的中子星以足够快的速度旋转，可以在$\sim 10^{2-3}$ s的时间尺度上变成磁星，表面偶极磁场为$\sim10^{15}$ G。伴随着场的放大，由于r模不稳定性，特别是环向场引起的非轴对称恒星形变，恒星可以通过引力波辐射自旋下降到$\sim5$ ms的周期。这种情况提供了一个可能的解释，为什么残留的中子星形成于伽马射线暴和超亮超新星可能是毫秒磁星。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Origin of Magnetism in White Dwarfs
在一个宽的双星系统中没有磁性的白矮星和非简并的低质量恒星伴星仍然是非常有趣的，并且与磁性的白矮星是磁性奇特的Ap/Bp星的后代的假设不一致。另一方面，如果白矮星位于一个多恒星系统中，我们不能求助于一个过程来阻止它们的主序或主序前祖先产生强磁场，因为这样的过程也会阻止由磁性白矮星从低质量伴星吸积物质组成的磁性激变变星的形成。这就是为什么有人提出白矮星中的场可能与它们的双星性有关，并且是在共同的包络演化过程中通过发电机机制产生的。
2018-10-15 astro-ph.SR
Solar-Type Activity: Epochs of Cycle Formation
日冕和色球活动指数图使我们能够揭示出现太阳型活动和形成规则周期的恒星。利用日冕活动和自转速率之间关系的新考虑，以及关于疏散星团年龄的新数据，我们估计了年轻太阳的年龄，它对应于太阳周期形成的时代。这个年轻的太阳，年龄略大于10亿年的活动的属性进行了简要的讨论。对晚型恒星长期规律性变化的现有数据进行分析后得出的结论是，与太阳型活动有关的周期的持续时间随着恒星自转的减速而增加;即，随年龄本文讨论了相对年轻的G星的磁场的新数据以及大尺度和局部磁场在年轻太阳活动形成中的作用的变化。这一领域的研究旨在提供观测测试，以确定主序星下部恒星周期活动的形成条件，并测试发电机理论的一些结果。
2015-05-24 astro-ph.SR
Differential Rotation in Magnetized and Non-magnetized Stars
通过比较磁流体动力学（MHD）模型和流体动力学（HD）模型，研究了磁场对恒星差速自转的影响.在全球壳几何结构中进行旋转穿透对流的完全可压缩MHD模拟。通过对“Rossby数（${\rm Ro}$）”和“对流Rossby数（${\rm Ro}_{\rm conv}$）"的讨论，探讨了赤道自转从快（太阳型）向慢（反太阳型）转变的临界条件。从${\rm Ro}_{\rm conv}$依赖性的角度来看，MHD模型的相变比HD模型的相变更平缓，相变的临界值更高。在HD模型中，旋转剖面显示了在跃迁附近的双稳性，而当允许磁场增长时，除了以反太阳型解为初始条件的模型外，双稳性消失.我们发现在MHD和HD模型中，相变都发生在${\rm Ro} \simeq 1$处，与滞后无关。从${\rm Ro}$依赖性的角度来看，两种模型不仅临界值相似，而且过渡的尖锐度也相似。发电机产生的磁场和/或滞后对对流运动的影响反映在${\rm Ro}$中。这就是为什么从${\rm Ro}$依赖性的观点来看，跃迁是统一的。最后，我们讨论了${\rm Ro}$依赖的磁发电机活动，强调其可能的关系的动力学螺旋度配置文件。
2015-04-05 astro-ph.SR
Strong magnetic fields of old white dwarfs are symmetric about the stellar rotation axes
发现冷却年龄大于2 Gyr且场强>10 MG的年老强磁性白矮星因磁场关于自转轴对称而偏振恒定，并提出磁场演化或合并发电机等可能解释。
2024-11-15 astro-ph.SR
A new age determination Gamma^2 Velorum from binary stellar evolution models
通过将最近的观测结果与我们的双星模型进行比较，我们得出了速度γ ^2双星的新年龄。我们发现，恒星之间不可能没有相互作用，这意味着之前对3.5+/-0.4 Mrs的单星模型的年龄估计是不正确的。我们倾向于5.5+/-100万年的年龄，这与船帆座OB星协中其他低质量恒星的年龄一致。我们还发现，我们喜欢的二元模型显示的组件的二进制相互作用的情况下B，后主序列，质量转移事件。在质量传递事件期间，辐射和潮汐力的阻尼的两个分量的包络相对较弱。这就解释了为什么双星在质量转移后仍然是偏心的。
2009-09-02 astro-ph.SR
The chromospheric emission of solar-type stars in the young open clusters IC 2391 and IC 2602
本文给出了年轻疏散星团IC 2391和IC 2602中太阳型星的色球层发射能级。高分辨率的光谱数据获得了超过50个F，G，K星从这些集群在几个观测活动使用伦敦大学学院Echelle光谱仪的3.9米英澳望远镜。与较老的星团不同，这两个星团中的大多数（28/52）太阳型恒星都是快速自转恒星（vsini > 20 km/s），其中5颗恒星被归类为超快速自转恒星（vsini > 100 km/s）。钙红外三重线的发射水平被用来衡量恒星的色球活动。当与罗斯贝数（NR）作图时，该恒星的色球层发射水平在Log（NR）< -1.1时显示出一个平台，表明色球层饱和度类似于以前观察到的来自相同恒星的X射线发射的日冕饱和度。然而，与日冕辐射不同的是，恒星的色球层辐射几乎没有显示出星团中超快速旋转子的辐射减少（即过饱和）的证据。因此，我们相信日冕的过饱和并不是超高速旋转体的磁力发电机效率整体下降的结果。
2009-07-02 astro-ph.SR
Age dependence of wind properties for solar type stars: a 3d study
年轻而快速旋转的恒星以其强烈的发电机产生的磁场而闻名。对这些恒星在精确年龄的星团中的分光偏振观测是陀螺年代学和磁年代学的关键投入。我们使用ZDI地图的几个年轻的K-型恒星相似的质量和半径，但不同的年龄和旋转周期，进行三维数值MHD模拟的日冕，并遵循其磁性随年龄的演变。这些模拟产生了日冕结构以及磁化旋转风对恒星施加的瞬间扭矩。随着恒星年龄的增长，我们发现角动量损失随着$Ω^3$的减小而减小，这是Skumanich定律收敛的原因。对于我们样本中最年轻的恒星，角动量损失在$8Ω_{\odot}$附近显示出饱和的迹象，这是K型恒星自旋演化模型中常用的值。我们将这些结果与半解析模型和现有的制动法进行比较。我们观察到一个复杂的风速分布的最年轻的恒星慢，中间和快速的风分量，这是与强烈的和非轴对称的磁场相互作用的结果。因此，在我们的模拟中，年轻恒星赤道面的恒星风结构与太阳配置有很大不同，从而提供了关于太阳系行星际介质过去的见解。
2016-12-16 astro-ph.SR
Direct evidence of a full dipole flip during the magnetic cycle of a sun-like star
在恒星的磁周期中，大尺度偶极场的行为可以提供对恒星发电机和相关磁场表现（如恒星风）的宝贵见解。我们调查的时间演化的K矮61天鹅座A的偶极场的光谱偏振观测覆盖近一个磁周期相当于两个色球活动周期。大规模的磁场的几何重建使用塞曼多普勒成像，层析反演技术。此外，还监测色球层活动。这些观测提供了一个前所未有的采样的大规模场超过一个单一的磁周期的恒星以外的太阳。我们的研究结果表明，61天鹅座A有一个占主导地位的偶极几何除了在色球活动的最大值。在磁周期中，偶极子轴从南半球迁移到北半球。在色球活动周期最低时，它位于高纬度地区，而在周期最高时，它位于中纬度地区。偶极子在活动周期最小时最强，在活动周期最大时弱得多。大尺度偶极场在磁周期中的行为类似于太阳磁周期。我们的研究结果进一步证实，天鹅座61 A确实具有与太阳相当的大尺度磁几何结构，尽管它是一个稍微古老和较冷的K矮星。
2018-11-28 astro-ph.SR
The evolution of surface magnetic fields in young solar-type stars I: the first 250 Myr
年轻太阳型恒星的表面自转速率从主序前末期到主序早期随年龄迅速变化。在这些恒星中运行的发电机的重要变化可能是由这种演变引起的，这应该是在它们的表面磁场中可以观察到的。在这里，我们提出了一项研究，旨在观察这些磁场的演变，通过这个关键的时间段。我们观测了疏散星团中的恒星和已知年龄的星协，并使用塞曼多普勒成像来表征它们复杂的大尺度磁场。这里给出的是来自5个星协的15颗恒星的结果，年龄从2000万年到2.5亿年，质量从0.7到1.2太阳质量，自转周期从0.4到6天。我们发现复杂的大尺度磁场几何形状，全球平均强度从14到140 G。大尺度平均磁场强度随年龄的增长有明显的减小趋势，磁场强度与Rossby数之间有密切的相关性。将我们的零年龄主序星样本的磁性与年轻和年老恒星的磁性进行比较，似乎太阳型恒星在前主序星期间的磁性演化主要是由结构变化驱动的，而它密切关注恒星在主序星上的旋转演化。
2016-01-04 astro-ph.SR
On Making Magnetic-Flux-Rope $Ω$ Loops for Solar Bipolar Magnetic Regions of All Sizes by Convection Cells
我们提出，磁通绳$Ω$环出现成为任何双极磁区（BMR）是由对流细胞的$Ω$环的大小从最初的水平磁场摄入通过细胞的底部。这个想法是基于（1）所有跨度（$\sim$ 1000 km到$\sim$ 200，000 km）的BMR的观测特性，（2）由置于单元底部的水平场的超颗粒尺寸对流单元产生BMR的众所周知的模拟，以及（3）众所周知的对流区模拟。从观测和模拟中，我们（1）推断最大对流单体吸收的场的强度（2）合理地解释了为什么观测到的最大BMR的跨度和通量是$^3$ 200，000 km和$\sim$ 10 $^{22}$ Mx，（3）提出巨单体如何也可能制造“失效的BMR”$Ω$环，这些环填充具有水平场的上部对流区，较小的对流单体由此制造它们大小的BMR $Ω$环，（4）提出为什么在太阳黑子周期的下降阶段观察到的太阳黑子倾向于违反半球螺旋度规则，和（5）支持先前提出的太阳黑子周期发电机过程的修正巴布科克方案。由于所提出的基于对流的启发式模型，使太阳黑子BMR $Ω$循环避免了在对流区底部的初始通量绳中具有$\sim$ 10 $^5$ G场，因此它是一个有吸引力的替代方案，以目前的磁浮力为基础的标准方案，并保证测试足够高的分辨率巨细胞磁对流模拟。
2020-09-29 astro-ph.SR
Stellar Cruise Control: Weakened Magnetic Braking Leads to Sustained Rapid Rotation of Old Stars
针对年老恒星磁制动强度与偏离标准自转减速的长期问题，研究利用星震学和神经网络分层模型拟合方法，发现减弱磁制动在太阳演化阶段前即已发生，并确定临界Rossby数为偏离标准自转演化的阈值，挑战了类太阳恒星半数主序期的旋转年代学。
2023-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Statistical Signatures of Nanoflare Activity. III. Evidence of Enhanced Nanoflaring Rates in Fully Convective stars as Observed by the NGTS
本文利用统计与傅里叶技术分析NGTS观测的M矮星光变曲线，发现全对流M2.5V及更晚亚型恒星的纳耀斑率显著增强，并揭示了耀斑幂律指数和衰减时标随亚型的变化，表明全对流大气有利于小尺度磁重联。
2023-09-18 astro-ph.SR
X-ray Evolution of Young Stars: Early Dimming and Coronal Softening in Solar-Mass Stars with Implications for Planetary Atmospheres
本研究发现太阳质量恒星在约100百万年时X射线亮度显著下降，日冕变软，对行星大气和化学过程有重要影响。
2025-12-12 astro-ph.EP astro-ph.SR hep-ph
Wavelet analysis of the long-term activity of V833 Tau
大量现有的恒星活动观测经常被检查的迹象的表现与已知的太阳磁调制的特点进行比较。问题是恒星活动记录通常比现有的太阳活动变化观测短一个数量级。因此，恒星活动的解析时间尺度不足以可靠地确定特定恒星的周期变化与众所周知的11年太阳黑子周期相似。因此，最近的研究报告了几颗具有双重或多重周期的恒星，这对基本的理论理解提出了挑战。这就是为什么需要一种一致的方法来将“真实”周期与随机变化分开。本文提出了一种保守的方法，基于小波分析的最佳实践，以前应用于太阳活动的研究，研究和解释的最长的恒星活动记录-光度监测的V833头超过100年。我们发现，观测到的V833 Tau的2-50年的时间尺度的变化应该与已知的准周期太阳中期变化，而真正的周期V833 Tau，如果它存在，应该是一个世纪左右，甚至更长。我们认为，这一结论并不矛盾的期望从恒星发电机理论。
2020-05-22 astro-ph.SR
Towards a holistic magnetic braking model -- II: explaining several long-term internal- and surface-spin properties of solar-like stars and the Sun
本研究拓展α-Ω发电机驱动的磁制动模型，解释类太阳恒星与太阳的多类自转演化特性，并否定年轻大质量太阳假说对黯淡年轻太阳问题的解释效力。
2024-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Mass Dependent Disk Dispersal
我们使用已发表的光学光谱和红外多余的数据，从9个年轻的集群和协会，研究恒星质量依赖的星周盘的分散。所有年龄超过300万年的星团都显示出随着太阳系恒星质量的增加，盘的比例会减少。该结果在每个簇中约1 $σ$水平下是显著的。对于完整的星团，我们拒绝了零假设-太阳和中等质量恒星以相同的速度失去它们的圆盘-95-99.9%的置信度。为了解释这种行为，我们调查的影响，晶粒生长，二进制同伴，和光蒸发磁盘签名的演变。在固定的磁盘温度下的晶粒生长时间尺度的变化可以解释为什么早期型的恒星与红外线过剩似乎比他们后来的类型的同行更快地发展。很少有证据表明，二进制同伴影响磁盘的演变表明，光蒸发是更可能的机制磁盘分散。一个简单的光蒸发模型提供了一个很好的适合所观察到的太阳和中等质量恒星的磁盘分数。虽然目前的质量相关的磁盘分散信号不强，更大和更完整的样本的年龄为3-5百万年的集群可以提高的意义，并提供更好的测试理论模型。此外，太阳系外行星的轨道可以限制磁盘分散和迁移的模型。我们认为，由于光蒸发的恒星质量依赖磁盘分散的签名可能存在于所观察到的太阳系外行星的轨道。质量超过1.6 Msun的行星可能有更大的轨道，因为它们形成的圆盘在它们迁移之前就分散了。
2009-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Simultaneous Formation of Massive Stars and Stellar Clusters
我们发现大质量恒星和星团是同时形成的，形成中的星团的全球演化是使中心恒星变得大质量的原因。我们预测，大质量恒星形成的团块，如莫特等人在2007年观察到的，收缩和质量增长导致大质量恒星的形成。这是因为质量不断地从大半径输送到中心的原恒星上，这些原恒星可以通过吸积变得巨大。使用SPH模拟的大质量恒星形成团块在一个巨大的分子云，我们表明，团块最初是扩散和对流，并成为更加集中，因为他们崩溃。我们的数据的模拟干涉观测提供了一个解释，为什么年轻的大质量恒星形成区显示更多的子结构比老的。在我们的模型中，质量最大的恒星是在最紧密的星团中发现的。大质量恒星吸积的大部分质量最初以低密度分布在整个星团中，后来由于全球性的下降而汇集到恒星中。即使有辐射反馈，也不会形成大质量的前星核。原始的核心是中等质量的，并在原恒星阶段获得额外的质量。我们还发现，形成低质量恒星的核心存在于高质量恒星吸积的体积内，但在很大程度上不受这个过程的影响。
2009-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Genesis of magnetic fields in isolated white dwarfs
一个发电机机制驱动的差异旋转时，恒星合并已被提出来解释强场的存在，在某些类别的磁星。在高场磁白矮星（HFMWD）的情况下，差异旋转的位置一直被认为是不同的共同信封，合并的退化核心或吸积盘形成的潮汐破坏的同伴，随后由一个退化的核心吸积的热外部区域。我们以前已经表明，所观察到的发病率的磁性和质量分布在HFMWD是一致的假设，它们是合并双星在共同的信封演变的结果。在这里，我们计算的磁场强度所产生的共同包络相互作用的合成人口使用一个简单的处方产生的领域，并发现所观察到的磁场分布也是一致的恒星合并假说。我们使用Kolmogorov-Smirnov检验来研究计算的场强和观测的场强之间的相关性，发现对于低的包线喷射效率，这是一致的。我们还认为，巨大的气态行星坠落到白矮星上产生的磁场可能解释了为什么冷的白矮星（包括DZ白矮星）的磁性高于热的白矮星。在这张照片中，一颗位于白矮星行星系统外围的超级木星被一次近距离的恒星相遇扰动到一个高度偏心的轨道上，后来被白矮星吸积。
2018-04-26 astro-ph.SR
Anti-Solar Differential Rotation May Have Revived Magnetic Braking in the Subgiant 31 Aquilae
Center for Solar-Stellar Connections, WDRC（太阳-恒星联系中心，WDRC）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、CEA、CNRS、AIM）；Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文系）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Vanderbilt University, Department of Physics & Astronomy（范德堡大学物理与天文系）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文系）；Sydney Institute for Astronomy (SIfA), School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天体物理研究所(SIfA)）
通过TESS和LBT观测，研究亚巨星31 Aql的磁场和自转，发现其非循环磁场和慢自转支持反太阳式差分自转，恢复磁制动。
2026-03-17 astro-ph.SR
Binary stars in the Galactic thick disc
星震学测量的质量与恒星大气详细分析的丰度相结合，挑战了我们对恒星的基本知识和建模能力。在这方面，银河系厚盘中的古老红巨星被证明是最麻烦的。它们的年龄大于5 Gyr，相当于恒星的初始质量约为$1.2{\mathrm{M}_{\odot}}$。那么，为什么有相当一部分厚盘恒星的质量超过了$1.3{\mathrm{M}_{\odot}}$，有些甚至和$2.3{\mathrm{M}_{\odot}}$一样大呢？我们回答这个问题，考虑在厚盘恒星星族使用二进制人口核合成模型的双重性。我们研究如何质量转移和合并影响恒星的质量分布和表面的碳和氮的丰度。我们发现，百分之几的厚盘恒星可以在双星系统中相互作用，并变得比$1.3{\mathrm{M}_{\odot}}$更大的质量。在这些恒星中，大多数是单一的，因为它们是合并的双星。一些质量比$1.3{\mathrm{M}_{\odot}}$大的恒星通过风的质量转移形成双星。我们比较我们的结果的APOKASC数据集的样本，并找到合理的协议，除了在这些厚盘恒星的数量大于$1.3{\mathrm{M}_{\odot}}$。这个问题是通过使用一个几何平坦的轨道周期分布和一个大的二进制分数来解决的。
2017-09-15 astro-ph.SR
Asteroseismology applied to constrain structure parameters of δ Scuti stars
本研究利用星震学数据与最小二乘方法推断60颗δ Scuti恒星的质量、金属丰度和年龄，并设计机器学习模型以快速估计这些参数，揭示关键可观测量的作用。
2023-10-11 astro-ph.SR
Young [$α$/Fe]-enhanced stars discovered by CoRoT and APOGEE: What is their origin?
我们报告发现了一组明显年轻的CoRoT红巨星，表现出增强的[α/Fe]丰度比（由APOGEE光谱确定）相对于太阳的值。它们的存在无法用银河系的标准化学演化模型来解释，这表明银河系盘的化学富集历史更为复杂。我们在以前公布的样本中发现了类似的恒星，这些恒星的等时线年龄可以很好地获得，尽管相对数量较小，这可以解释为什么这些恒星没有得到事先的关注。在CoRoT-APOGEE（CoRoGEE）内场样本中，年轻的[alpha/Fe]富星比目前任何其他高分辨率样本都要多得多，因为只有CoRoGEE可以探索内盘区域并提供其场星的年龄。年轻的富[ $α$ /Fe]恒星的运动学性质并不明显是厚盘状的，尽管它们离银河系中平面的距离相当大。我们对这些和以前在银河系中有趣的观测结果的初步解释是，这些恒星形成于靠近银河系棒的末端，靠近共转-与其他区域相比，气体可以保持惰性更长时间。此外，这也是较老的内盘恒星世代的质量返回应该最大的地方（根据由内而外的盘形成情景），进一步稀释了原位气体。解释这些观察结果的其他可能性（例如，最近的气体吸积事件）也进行了讨论。
2015-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
