On the non-dissipative orbital evolution of a binary system comprising non-compact components with misaligned spin and orbital angular momenta
本文拓展了先前双星潮汐演化研究，建立了解析理论并结合数值模拟，研究了两非致密成员自旋与轨道角动量不对准的任意偏心率密近双星的非耗散演化，发现临界曲线附近潮汐力矩主导、拱线角天平动等现象，并可应用于DI Her类系统。
2024-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for Cluster to Cluster Variations in Low-Mass Stellar Rotational Evolution
一个角动量演化的和谐模型已经由多个研究者开发出来。这种方法假定恒星形成区域和星团是一个演化序列，可以用原恒星和吸积盘之间的耦合、磁化风在高旋转速率下以质量依赖的方式饱和的角动量损失以及太阳类似物的核心-包络解耦的假设来建模。我们测试这种方法相结合的大型h每数据集从MONITOR项目和新的低质量的昴星团数据的数据。我们证实了以前的结果，年轻的低质量恒星可以用来测试独立的治疗内部角动量输运的星盘耦合和角动量损失。对于慢转子，我们确认需要星盘相互作用，以发展的ONC老系统，使用h每（年龄13~百万年）作为我们的自然后盘的情况下。进一步的相互作用是不需要发展缓慢的转子从h每到旧的系统，这意味着没有理由非常长寿的磁盘作为替代核心信封去耦。然而，我们的风模型不能发展快速转子从h每老系统一致，这似乎是一个普遍的问题，任何风模型，成为低质量的年轻恒星无效。我们概述了两种可能的解决方案：要么是宇宙的差异，在不同的集群中的恒星自转速率的分布或有显着增强的扭矩在低质量的快速旋转。我们倾向于前一种解释，并讨论了可用于区分它们的观察测试。如果初始条件的分布取决于环境，则需要重新评估通过假设初始条件的普遍基本分布来测试参数的模型。
2016-04-19 astro-ph.SR
The Origins of Protostellar Core Angular Momenta
我们提出了一套数值模拟的结果，旨在探索原恒星核的角动量的起源。使用流体动力学网格代码\emph{Athena}与汇的实现，我们遵循的形成原恒星的核心和原恒星（汇）从亚维里崩溃的分子云在较大尺度上调查的范围和相对分布的核心属性。我们发现，核心的角动量是相对不受影响的大规模旋转的母云，相反，我们推断，角动量主要是由相邻的质量浓度之间的扭矩，并表现出对数正态分布。我们目前的模拟结果仅限于尺寸尺度$\sim 0.05$ ~pc（$\sim 10^4 \rm AU$），但作为第一步的最终目标，提供初始条件的更高分辨率的核心崩溃，形成原行星盘的研究。
2019-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Combined Magnetic Geometries on Thermally Driven Winds I: Interaction of Dipolar and Quadrupolar Fields
观测到具有外对流包层的冷恒星具有各种几何形状的磁场，这些磁场在大尺度上由最低阶场的组合（例如偶极、四极和八极模）主导。磁化的恒星风外流是这些天体在主序期间角动量损失的主要原因。先前的工作已经表明，恒星风制动机制的有效性降低，越来越复杂，但奇异的磁场几何形状。在本文中，我们量化的影响，混合偶极和四极场上的自旋下扭矩使用50 MHD模拟与混合场，随着10个纯几何。模拟的风包括一个广泛的磁场强度，并驻留在慢旋转制度。我们发现，从我们的组合几何形状的情况下，恒星风制动扭矩被很好地描述了一个破碎的幂律行为，其中的扭矩缩放与场强可以预测的偶极分量单独或四极缩放利用总的场强。模拟结果可以缩放，并适用于所有的主序星冷。对于太阳参数，场的最低阶分量（本文中的偶极子）在确定角动量损失方面是最重要的。
2017-07-13 astro-ph.SR
Rotational evolution of young-to-old stars with data-driven three-dimensional wind models
该研究提出由阿尔文波驱动的数据驱动三维恒星风模型，复现了类太阳恒星0.6 Gyr前的宽自转速率分布与之后的Skumanich自转减慢规律，揭示其源于快速自转恒星的磁场强度饱和效应。
2024-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Improved angular momentum evolution model for solar-like stars II. Exploring the mass dependence
我们发展了0.5和0.8 $M_{\odot}$星的角动量演化模型。参数模型包括一个新的风制动法的基础上最近的数值模拟磁化恒星风，特定的发电机和质量损失率的处方，以及核心/信封解耦。我们比较模型预测的分布属于恒星形成区和年轻的疏散星团的低质量恒星测量的旋转周期。此外，我们探索的质量依赖模型参数通过比较这些新的模型，我们以前开发的太阳质量模型。旋转演化模型的计算慢，中位数，和快速旋转在每个恒星质量。该模型合理地再现了低质量恒星的旋转行为之间的1万年和8-10 Gyr，包括前主序到零年龄的主序自旋上升，提示零年龄的主序自旋下降，和早期的主序收敛的表面旋转速率。快速转子被发现有系统的磁盘寿命短于中等和缓慢的转子，从而使戏剧性的前主序列自旋。它们还具有较短的核心-包络耦合时间尺度，即，更均匀的内部旋转。在质量依赖性方面，低质量恒星需要比太阳型恒星更长的核-壳耦合时间尺度，这导致在主序早期恒星内部产生强烈的差异旋转。质量较低的恒星也需要较弱的制动力矩来解释它们在早期主序星上较长的自旋下降时间尺度，而它们最终会在较长时间内收敛到比太阳型恒星更低的旋转速度，这是由于它们的转动惯量减小。我们还发现证据表明，质量依赖的风制动效率可能与低质量恒星的磁拓扑结构的变化。
2015-03-02 astro-ph.SR
Single Rotating Stars and the Formation of Bipolar Planetary Nebula
在不同的假设条件下，我们计算了新的包含自转和磁矩影响的恒星演化模型。目标是测试一颗恒星是否能够在包层中维持磁流体动力学（MHD）模拟所需的旋转速度，以在高质量损失率发生时形成双极行星状星云（PNE）。恒星演化模型的主要序列质量为2.5和5钼，和250公里/秒的初始旋转速度一直遵循的PNE形成阶段。我们发现，恒星的核心必须使用旋转的磁矩，以重现观察到的白矮星的旋转速率。在渐近巨星分支阶段及以后，核心的磁制动在增加包层的旋转速度方面几乎没有效果，因为恒星的角动量被风有效地去除了。我们也在非物理的背景下测试了最好的可能情况，以给信封足够的角动量。我们发现，我们不能得到一个单一的恒星旋转的速度所需的MHD模拟形成双极PNe的信封。我们的结论是，单恒星旋转不太可能是双极PNe在目前的MHD模型范式的祖先。
2014-01-17 astro-ph.SR
Statistical Fitting of Evolution Models to Rotation Rates of Sun-Like Stars
本文首次将二维拟合统计量$τ^2$应用于周期质量平面上的恒星自转演化模型（0.1 ~ 1.3 $M_{\odot}$）。$τ^2$统计同时考虑所有聚类旋转数据以返回拟合优度，从而允许数据驱动的REM改进。我们构建数据集上斯科，昴宿星和Praesepe，我们调整我们的REM。我们使用一致确定的恒星质量（通过匹配$K_\textrm{s}$等时线的星等计算）和文献旋转周期。作为第一次演示的$τ^2$统计，我们发现最适合的陀螺年代学年龄的Praesepe，这是在良好的协议与文献。然后，我们系统地改变三个参数，这决定了我们的恒星风力矩法的Rossby数的饱和和不饱和制度的依赖性，以及两者之间的过渡的位置。通过最小化$τ^2$，我们找到每个参数的最佳拟合值。这些值在星团、质量测定和初始条件之间略有不同，突出了$τ^2$的精度及其限制REM、陀螺年代学和理解恒星物理学的潜力。我们得到的REM，实现了最好的拟合形式的一个破碎的幂律转矩，统计学上改进了以前的REM使用类似的配方，但仍然没有同时描述所观察到的旋转分布的最低质量，其中有慢和快的旋转器的Praesepe年龄，和形状的收敛序列更高的质量。因此，为了准确地描述数据，需要REM的进一步复杂性。
2021-03-24 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
Spectral Energy Distributions of Young Stars in IC 348: The Role of Disks in Angular Momentum Evolution of Young, Low-Mass Stars
理论工作表明，年轻恒星的角动量和自转速率可能受到其星周盘的磁相互作用的强烈影响。这些“盘锁定”（DL）理论的一般预测是，盘锁定的恒星将被迫与盘内边缘的开普勒角速度共同旋转。这些理论也被解释为年轻恒星的自转周期与其盘的结构特性之间存在相关性，例如缓慢旋转的恒星拥有近距离的盘，迫使恒星缓慢旋转，而快速旋转的恒星拥有贫血或疏散的内部盘，无法制动恒星，它们在收缩时旋转。为了测试这些期望，我们在IC 348中模拟了33颗年轻恒星的SED，这些恒星具有已知的旋转周期和红外线过量，表明存在磁盘。对于每颗恒星，我们将观测到的光谱能量分布（通常采样0.6-8.0 \mum）与200，000个预先计算的恒星+圆盘辐射转移模型的网格相匹配，从中我们推断出圆盘的内部截断半径（R_trunc）。然后，我们将这个R_trunc与从恒星自转周期计算出的圆盘的共旋半径（R_co）进行比较。我们没有发现明显的差异，在磁盘R_trunc的慢与快速旋转。无论是在是否存在近盘物质的层面，还是在分析具有近盘物质的恒星子集中内盘边缘相对于R_co的精确位置时，这都是正确的。一种解释是，DL对我们样本中的IC 348星并不重要。或者，如果DL确实运行，那么它必须同时作用于慢速和快速旋转体，潜在地产生自旋向上和自旋向下的转矩，并且从盘锁定状态到盘释放状态的转变必须比恒星收缩时间尺度更快地发生。
2011-06-14 astro-ph.SR
Orbit-Spin Coupling, the Solar Dynamo, and the Planetary Theory of Sunspots
本文提出轨道-自旋耦合机制替代行星潮汐模型解释太阳活动变化，给出1660-2220年力矩数据，并结合太阳黑子数、黑尔周期和总辐照度提出三组分模型，为施瓦贝周期和黑尔周期变率提供物理解释。
2023-09-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the non-dissipative tidal evolution of the misalignment between spin and orbital angular momenta
本文扩展了密近双星中自旋与轨道角动量失准的非耗散潮汐演化研究，通过纳入拱点运动的所有物理效应，揭示了失准角与拱点运动的耦合振荡机制，并给出了振荡幅度的解析估计，为异常双星和系外行星研究提供了参考。
2023-09-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Rotation in the Gaia Era: Revised Open Clusters Sequences
周期与质量图（即，旋转序列）的疏散星团的角动量演化研究提供了至关重要的限制。然而，它们的成员资格往往受到场星的严重污染，这可能会使解释产生偏差。在本文中，我们使用数据从盖亚DR 2重新评估的7个疏散星团的成员与地面和空间为基础的旋转数据，并提出了一个更新的观点恒星旋转的质量和年龄的函数。我们使用盖亚天体测量来识别相空间中的星团成员，并使用测光来获得修正的年龄，并将恒星置于一致的质量尺度上。将我们的隶属度分析应用于旋转序列表明：1）从地面观测到的星系团中的污染可以达到$\sim 35\%$ ; 2）当去除场污染后，旋转异常值的总体比例大大降低，但仍有一些异常值存在; 3）在年轻的年龄段，旋转周期有一个尖锐的上边缘; 4）在年轻的时候，1.0-0.6 Msun范围内的恒星拥有全球最大的旋转周期，可能为可居住行星提供最佳窗口。此外，我们看到了强烈的质量依赖性自旋下降过程的明确证据。在制度中，快速旋转离开饱和域，旋转分布扩大（与流行的模型相矛盾），我们解释为证据表明，快速旋转的扭矩必须低于中间的。来自地面观测的清洁旋转序列可以与从空间获得的序列一样具有约束性。
2021-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spin Evolution of Accreting Young Stars. II. Effect of Accretion-Powered Stellar Winds
我们提出了一个年轻的太阳质量的恒星与吸积盘磁相互作用的旋转演化模型。正如在以前的文件（文件一），该模型包括在恒星的质量和半径的变化，因为它下降的Hayashi轨道，减少吸积率，和处方之间的角动量转移的恒星和磁盘。论文I的结论是，对于真实系统中预期的相对较强的磁耦合，需要额外的过程来解释缓慢旋转的主序前恒星的存在。在本文中，我们扩展了恒星自旋模型，包括从吸积动力恒星风产生的自旋下降扭矩的影响。对于一系列的磁场强度，吸积率，初始自旋率，和质量流出率，模拟的恒星表现出的旋转周期在1- 10天的范围内的年龄范围为1- 3百万年。这个范围与观测到的大部分自转周期相吻合，慢自转星对应的恒星吸积率最低，磁场最强，和/或最高的恒星风质量流出率。我们还做了一个直接的，定量的比较吸积供电的恒星风的情况下，两种类型的磁盘锁定模型（即X风和Ghosh & Lamb型模型），并确定一些剩余的理论问题，了解年轻的恒星自旋。
2011-11-28 astro-ph.SR
Rotating models of young solar-type stars : Exploring braking laws and angular momentum transport processes
利用包含物理成分的一维旋转演化模型，研究了太阳型恒星从主序前到太阳年龄的预测旋转演化。采用Maeder和Zahn的方法，利用STAREVOL程序计算了包含外部恒星风矩和内部角动量输运的太阳型恒星旋转演化模型。我们探讨了不同的形式主义和处方可从文献中。我们测试了预测的模型对最近的旋转周期数据，从广泛的测光调查，锂丰度的太阳质量的恒星在年轻的集群，和日震旋转配置文件的太阳。我们找到了一个最佳匹配的组合处方的内部运输和表面提取角动量。这种组合提供了一个非常好的适合所观察到的太阳型恒星从早期演化到太阳年龄的旋转周期的演变。此外，我们表明，快速旋转经历更强的耦合之间的辐射区域和对流信封。然而，不管这套方法如何，我们都无法同时重现太阳表面的角速度和内部轮廓，也无法重现锂丰度的演化。我们确认的想法，额外的运输机制必须发生在太阳型恒星，直到他们达到太阳的年龄。这些过程是否与在更高级的演化阶段解释最近的星震数据所需的过程相同，仍然是一个悬而未决的问题。
2016-01-08 astro-ph.SR
Star-Disc-Binary Interactions in Protoplanetary Disc Systems and Primordial Spin-Orbit Misalignments
我们研究了在外部双星影响下原恒星和它的星周盘之间的相互作用，以确定相互恒星自旋盘失准角的演化。倾斜双星作用在星盘上的引力力矩使星盘绕双星轴进动，而旋转诱导的四极矩引起的星-盘相互作用力矩使恒星自旋和星盘角动量轴相互进动。当星盘系统随时间演变使得两个进动频率彼此交叉时，可以从小的初始值产生显著的星盘失准角。这种“长期共振”行为可以从自旋和圆盘角动量的进动动力学中以几何方式来理解。我们推导出这种共振发生的条件，并发现它们可以满足合理的原恒星盘二进制参数。星盘倾角的演变也受到质量吸积和磁星盘相互作用力矩的影响，这可以促进或减少星盘不对准。一般来说，只要初始的二元盘倾角大于几度，就可以在盘的寿命内产生各种星盘失准角。我们讨论了我们的研究结果的影响恒星的自旋方向的双星，原恒星盘和碎片盘的对齐/错位，以及恒星的行星系外系统。特别是，如果热彗星是由外部恒星伴星引起的Kozai效应产生的，那么很可能“原始”的星盘错位已经由星盘双星相互作用产生。即使在Kozai效应被抑制的系统中，在原行星盘阶段仍然可能产生未对准的行星。
2014-02-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic white dwarfs with debris discs
长期以来，人们一直认为解释磁性白矮星存在的一种可能机制是白矮星系统的合并，因为在合并产物中存在产生可持续磁场的可行机制。然而，在磁性白矮星群体中缺乏快速旋转一直被认为是这种情况下的一个问题。平滑粒子流体动力学模拟显示，在合并中，两颗质量不同的白矮星会形成一个围绕中心致密天体的圆盘。如果中心物体被磁化，它可以通过磁层与圆盘相互作用。圆盘施加的扭矩改变了恒星的自旋，而从恒星到圆盘的角动量决定了圆盘的性质。在这项工作中，我们建立了一个模型的磁盘演化的影响下的磁吸积，和恒星的角动量演化，这可以与观测进行比较。我们的模型预测，磁层相互作用的磁性白矮星与他们的磁盘的结果在一个显着的自旋下降，我们表明，磁性白矮星与相对较强的领域（大于10 MG）的观测到的旋转周期的磁性白矮星人口可以重现。我们还研究了在系统演化的后期阶段，湍流是否可以持续。当在模型中引入一个临界温度时，在该温度以下湍流不能维持，太阳附近的三个快速旋转、强磁、大质量白矮星的周期被恢复。
2013-02-26 astro-ph.SR
A Novel Method to Constrain Tidal Quality Factor from A Non-synchronized Exoplanetary System
本文提出一种从非同步星-行星系统约束潮汐品质因子的新方法，通过对比系统观测状态与演化禁区约束 $Q'$，在 NGTS-10 系统中得到 $Q' \gtrsim 10^8$，表明现有理论不足，需引入抑制潮汐相互作用的机制。
2024-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can we detect deep axisymmetric toroidal magnetic fields in stars?
星震学的主要发现之一是，在整个赫兹-罗素图中，恒星的辐射带中有一个强烈的角动量提取（AM）的信号，导致核心到表面的旋转对比很弱。尽管所有的努力，一致的AM传输理论，再现了内部旋转和混合探测感谢恒星的地震学，仍然是一个主要的开放问题，在现代恒星天体物理学。解决这个难题的一个可能的关键因素是磁场及其各种可能的拓扑结构。其中，强轴对称的环形场，这是所谓的泰勒MHD不稳定性，可以发挥重要作用。它们可以触发辐射层中的发电机作用，而由此产生的磁矩允许AM的有效传输。但是有没有可能探测到这些深层环形磁场的特征呢？回答这个问题的唯一方法是星震学，最好的研究实验室是中等质量和大质量的恒星，因为它们的外部辐射包络。由于大多数这些是快速旋转在其主序，我们必须研究恒星脉动传播稳定分层，旋转，并可能强磁化辐射区。为此，我们概括了传统的近似旋转，它提供了在其经典版本的重力惯性模式的绝热传播的灵活治疗，同时考虑一般轴对称差分旋转和环形磁场。使用这种新的非微扰形式主义，我们推导出的磁重力惯性模式的渐近性质，我们探索不同的可能的场配置。我们发现，磁效应应该是可检测的赤道领域使用高精度的星震数据。
2022-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.ao-ph
Right round: onset and long-term evolution of rotation in star clusters
INAF – Astrophysics and Space Science Observatory of Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测台）；Department of Astronomy, Indiana University（印第安纳大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy Augusto Righi, University of Bologna（博洛尼亚大学奥古斯托·里吉物理学与天文学系）
本文通过详细的动力学分析，研究银河系中大量恒星团的旋转现象，揭示了恒星团在任何年龄都可能存在旋转，且约25%-30%的系统显示出显著的旋转证据，这一发现将已知的旋转恒星团数量提高了约5倍，并首次使旋转作为时间函数进行观测。年轻恒星团的旋转速度范围更大，且在年轻时旋转系统的比例更高，而随着年龄增长这一比例显著下降。
2026-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
When Do Stalled Stars Resume Spinning Down? Advancing Gyrochronology with Ruprecht 147
最近对基准疏散星团Praesepe（6.7亿年）、NGC 6811（1千亿年）和NGC 752（1.4千亿年）的自转周期（$P_\text{rot}$）的测量表明，在会聚到质量$-$周期空间中的缓慢旋转恒星的紧密序列上之后，恒星暂时停止向下旋转。这些数据还表明，这种停滞的自旋下降时期的持续时间随着质量的降低而增加。为了确定停滞的恒星何时恢复旋转，我们使用$K2$任务和Palomar瞬态工厂的数据来测量2.7 Gyr-old星团Ruprecht 147的58个矮成员的$P_\text{rot}$，其中39个满足我们的标准，旨在消除短周期或接近相等质量的双星。结合近似同时代星团NGC 6819（30颗具有$M_\star > 0.85$ M $_\odot$的恒星）的$Kepler$ $P_\text{rot}$数据，我们的新测量结果使$\approx$ 2.5 Gyr基准旋转体的数量增加了一倍多，并将该样本扩展到$\approx$ 0.55 M $_\odot$。与年轻簇的序列相比，该联合样本的缓慢旋转序列显得相对平坦（22 $\pm$ 2天）。这个序列也与$Kepler$中期周期间隙相交，表明这个间隙不是由恒星形成的间歇造成的。我们计算的时间，恒星恢复自旋下降，并发现0.55 M $_\odot$恒星保持停滞至少1.3 Gyr。为了准确地确定低质量恒星的年龄，陀螺年代学公式必须修改…
2020-10-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
