Main-sequence intermediate-mass stars present a radiative envelope that supports internal gravity waves (IGWs). Excited at the boundary with the convective core, IGWs propagate towards the stellar surface and are suspected to impact physical processes such as rotation and chemical mixing. Using the fully compressible time-implicit code MUSIC, we study IGWs in two-dimensional simulations of a zero-age-main-sequence 5 solar mass star model up to 91\% of the stellar radius with different luminosity and radiative diffusivity enhancements. Our results show that low frequency waves excited by core convection are strongly impacted by radiative effects as they propagate. This impact depends on the radial profile of radiative diffusivity which increases by almost 5 orders of magnitude between the centre of the star and the top of the simulation domain. In the upper layers of the simulation domain, we observe an increase of the temperature. Our study suggests that this is due to heat added in these layers by IGWs damped by radiative diffusion. We show that non-linear effects linked to large amplitude IGWs may be relevant just above the convective core. Both these effects are intensified by the artificial enhancement of the luminosity and radiative diffusivity, with enhancement factors up to $10^4$ times the realistic values. Our results also highlight that direct comparison between numerical simulations with enhanced luminosity and observations must be made with caution. Finally, our work suggests that thermal effects linked to the damping of IGWs could have a non-negligible impact on stellar structure.
Chemical Mixing Induced by Internal Gravity Waves in Intermediate Mass Stars
内部重力波（IGW）可以导致恒星内部辐射的混合。我们研究这种混合引入示踪粒子到二维（2D）流体动力学模拟。根据Rogers & McElwaine（2017），arXiv：1709.04920的工作，我们将我们的研究扩展到不同的质量（3 M $_{\odot}$，7 M $_{\odot}$和20 M $_{\odot}$）和年龄（ZAMS，midMS和TAMS）。这些模型的扩散分布受到各种参数的影响，例如Brunt-Väisälä频率、密度、热阻尼、几何效应和有助于这些混合分布的波的频率。我们发现，随着年龄的增长，混合配置文件的变化显着。在年轻的恒星，我们注意到，扩散系数增加的表面，而在老年人的恒星的扩散轮廓的初始增加之后是一个下降的趋势。我们还发现，在质量更大的恒星中，混合作用更强。因此，未来的恒星演化模型应该包括这种变化。为了帮助列入这种混合在一维（1D）恒星演化模型，我们确定占主导地位的波有助于这些混合配置文件，并提出了一个处方，可以包括在1D模型。
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. V. Efficiency of the transport on the red giant branch and in the red clump
多亏了星震学，数百颗处于演化阶段的中低质量恒星的核心自转速率受到了限制。目前在恒星演化模型中测试的物理过程不能再现这些核心旋转速率的演化。我们调查的内部角动量重新分配的效率在红巨星氢壳和核心氦燃烧阶段的基础上，其核心的自转速率的小行星地震测定。我们计算恒星演化模型的旋转和模型的角动量的输运的唯一主导的扩散过程参数化的额外的粘度的行动。我们限制这个粘度的值，以匹配红巨星的平均核心旋转速率和他们的行为与质量和演化沿红巨星分支和红团。对于处于氢壳燃烧阶段的红巨星，角动量的传输在质量更大的恒星中必须更有效。发现附加粘度在质量范围M $\sim$ 1 - 2.5 M $_{\odot}$内变化大约两个数量级。当恒星沿着红巨星分支演化时，低质量恒星（M $\lesssim$ 2 M $_{\odot}$）的角动量内部传输效率必须增加，而稍高质量恒星（2.0 M $_{\odot}$ $\lesssim$ M $\lesssim$ 2.5 M $_{\odot}$）的角动量内部传输效率必须保持大致恒定。在红团恒星中，额外的粘性必须比类似质量的年轻红巨星在氢壳燃烧阶段高一个数量级。结合以前的努力，我们得到了一个清晰的画面，在恒星内部的物理过程中应如何重新分配角动量从年底的主要序列，直到核心氦燃烧阶段的低和中等质量的恒星，以满足asteroseic约束。
Close binary evolution. III. Impact of tides, wind magnetic braking, and internal angular momentum transport
具有太阳金属丰度的大质量恒星通过它们的风失去了大量的旋转角动量。当恒星表面存在磁场时，即使质量损失率非常小，在较低的金属丰度或较低初始质量的恒星中，仍然可以实现有效的角动量损失。在密近双星系统中，风磁制动的作用还与潮汐的影响相互作用，导致旋转的复杂演化。研究了密近双星系统中风磁制动过程与潮汐的相互作用。利用Geneva恒星演化程序，讨论了一颗10 M $_\odot$星与一颗7 M $_\odot$伴星组成的密近双星系统的演化.初始轨道周期为1.2天。10 M的$_\odot$恒星表面的磁场为1 kG。考虑了各种初始旋转。我们使用两种不同的方法为内部角动量输运。在其中之一，角动量是通过剪切流和纬向流传输的。在另一种情况下，一个强的内部磁场会使固体产生近乎完美的旋转。计算初级的演化，直到第一次传质事件发生。简要讨论了不同的磁场值和不同的轨道周期和质量比的情况。我们表明，独立的初始旋转速率的主要和内部角动量传输的效率，表面旋转的主要将收敛，在一个时间是短的主序列的寿命，朝着一个缓慢发展的速度，是不同的同步速度。（节略）。
Grids of stellar models with rotation VII: Models from 0.8 to 300 M$_\odot$ at super-solar metallicity (Z = 0.020)
我们提出了一个网格的恒星模型在超太阳金属丰度（Z = 0.020）扩展以前的网格的日内瓦模型在太阳和太阳下的金属丰度。选择Z = 0.020的金属丰度来匹配内银盘。与太阳模型相比，金属丰度适度增加了43%（=0.02/0.014），这意味着模型的演化与太阳模型相似，但质量损失略大。质量损失将超级太阳模型的最终总质量限制在35 M $_\odot$，即使初始质量远大于100 M $_\odot$的恒星也是如此。对于旋转恒星，质量损失在20 M $_\odot$以上的恒星（对于非旋转恒星，质量损失在25 M $_\odot$以上的恒星）足以去除整个富氢包层。因此，我们的模型预测旋转恒星的SNII低于20 M $_\odot$（非旋转恒星为25 M $_\odot$），SNIb（可能是SNIc）高于此。我们计算了等时线和合成星团，将我们的超太阳模型与Westerlund 1（Wd 1）大质量年轻星团进行了比较。结合旋转和非旋转模型的年龄分布在log 10（年龄/年）= 6.7和7.0之间的合成集群能够定性地再现观察到的WR，RSG和YSG星在Wd 1的人口，特别是他们同时存在的log 10（L/L $_\odot$）= 5-5.5。定量协议是不完善的，我们讨论了可能的原因：合成集群参数，二元相互作用，质量损失及其相关的不确定性。特别是，质量损失在冷的HRD部分起着关键作用。
Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）
The frequency by mass of Galactic carbon stars inferred from Gaia measurements of star cluster members
我们调查银河系碳星的出现频率作为一个功能的祖质量使用盖亚数据。小的数字统计限制了精确度，但C星的频率与麦哲伦云（MC）中观测到的一致，直到$m \approx1.67$ M $_\odot$。在$m \approx 1.38$ M $_\odot$处，频率上升三倍，即使对于MC频率看起来下降到零。事实上，这是由于在MC的关键年龄范围缺乏集群。在$m \approx 1.24$ M $_\odot$及以下，没有观测到C星，对应的年龄大于4 Gyr。在不确定度范围内，M31的C~星频率与银河系和MC的频率一致.我们在$\sim$ 7 M $_\odot$发现了一个模糊的C星候选者。
Two Massive White Dwarfs from NGC 2323 and the Initial-Final Mass Relation for Progenitors of 4 to 6.5 M$_\odot$
我们用凯克低分辨率成像光谱仪观测了富疏散星团NGC 2323（M50）中的10颗白矮星候选者。光谱显示八颗是DA白矮星，其中六颗具有适合我们分析的高信噪比。其中两颗白矮星与单一演化的星团成员一致，都是高质量的$\sim$ 1.07 M $_\odot$，并给出了4.69 M $_\odot$的等效祖先质量。为了补充这些新的高质量白矮星并分析初末质量关系（IFMR），我们还从公开的数据中观察了30颗白矮星，它们大多都是高质量的（$\gtrsim$ 0.9 M $_\odot$）。这些原始公布的数据表现出显著的分散性，为了测试这种分散性是真实的还是仅仅是系统学的结果，我们统一分析了白矮星的光谱，并采用了彻底的测光技术来获得其母星系团的统一星系团参数。由此产生的IFMR散射显着减少，认为质量损失率是不随机的性质，并在金属丰度和质量分析的范围内，在这项工作中，质量损失是不是高度敏感的金属丰度的变化。最后，当采用基于Y $^2$等时线的星系团年龄时，高质量IFMR的斜率仍然很陡，并且与中等质量白矮星的斜率一致，给出了3至6.5 M $_\odot$的祖先质量的线性IFMR。相比之下，当采用基于PARSEC等时线的稍年轻的星系团年龄时，高质量IFMR在4 M $_\odot$的初始质量附近有适度的周转。
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. VI. Testing a parametric formulation for the azimuthal magneto-rotational instability
Characterizing six seismic solar analogs observed by Kepler, K2, and HERMES
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕拉大学）；University of Birmingham（伯明翰大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；STAR Institute, Université de Liège（列日大学STAR研究所）；Yale University（耶鲁大学）；Center for Solar-Stellar Connections, WDRC（太阳-恒星连接中心，WDRC）
High-order Gravity-mode Period Spacing Patterns of Intermediate-mass ($1.5 \, M_\odot < M < 3 \, M_{\odot}$) Main-sequence Stars I. Perturbative Analysis
Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球宇宙环境研究所）；Max-Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（日本综合研究大学院大学）
A large moving group within the Lower Centaurus Crux association
天蝎座-半人马座是最近的OB协会，它的数百名成员被分为子组，包括下半人马座Crux。在这里，我们研究的动力学下半人马座Crux区恒星的内容。我们报告的启示，一个大型的移动组包含超过1800中间和低质量的年轻恒星的对象和褐矮星，逃脱识别，直到盖亚DR 2允许执行运动学和光度选择。我们调查的恒星和亚恒星的内容，这个移动组使用盖亚DR 2天体测量和光度测量。成员的平均距离为114.5秒差距，80%的成员距离太阳102至135秒差距。我们的新成员涵盖了5 M $_\odot$到0.02 M $_\odot$的质量范围，加起来总质量约为700 M $_\odot$。现今的质量函数遵循对数正态律，其中m $_c$ = 0.22 M $_\odot$且$σ$ = 0.64。我们在样本中发现了200多颗褐矮星。恒星形成速率在约900万年前达到最大值$8\times10^{-5}\rm M_\odot yr^{-1}$。我们将新成员分成四个密度较大的亚群，它们的年龄从700万年增加到1000万年，周围是混合年龄的“自由浮动”年轻恒星。我们的等时线年龄，现在基于精确的岩石圈，与该地区的几个早期研究是兼容的。整个建筑群目前正在扩张，扩张开始于800万至1000万年前。二百名成员显示红外线过剩兼容的拱盘从完整的碎片盘。这一发现为磁盘和系外行星研究提供了附近年轻恒星和亚恒星物体的大量样本。
