- Калибровка переноса углового момента в звездах промежуточной массы на основе астеросейсмологии гравитационного режима (arXiv)
Автор : Джоуи С. Г. Момбарг
Аннотация: Физические механизмы, управляющие переносом углового момента в звездах, до конца не изучены, поскольку современные модели не могут объяснить наблюдаемые профили звездного вращения на всех стадиях эволюции. Используя пульсирующие карлики F-типа, эта работа направлена на (i) наблюдательную калибровку эффективности переноса углового момента, предполагая постоянную однородную вязкость, и (ii) проверку того, насколько хорошо современные вращающиеся звездные модели с перенос углового момента (AM) в результате процессов, вызванных вращением, может объяснить наблюдаемые профили вращения. В обоих случаях цель состоит в том, чтобы одновременно воспроизвести измеренное вращение вблизи ядра и отношение вращения ядра к поверхности. Астеросейсмическое моделирование применяется к выборке из семи медленно вращающихся пульсаторов для определения массы (ядра) и возраста на основе их гравитационных колебаний. Эта работа посвящена главной последовательности с использованием моделей, которые начинаются с начальной равномерной частоты вращения в начале горения водорода в активной зоне, которая является свободным параметром. Рассмотрены два варианта переноса АМ: (i) постоянная однородная вязкость и (ii) процессы, вызванные вращением. Затем начальная частота вращения каждой звезды выводится из наблюдаемой современной частоты вращения вблизи ядра для обоих подходов. Чтобы объяснить скорость вращения около ядра в предполагаемом возрасте, начальные частоты вращения на главной последовательности нулевого возраста должны быть ниже 10 процентов от начальной критической частоты распада. Диффузионное приближение переноса углового момента может в целом объяснить наблюдаемые профили вращения шести медленно вращающихся карликов F-типа для средних значений вязкости от 2x10⁵ до 5x10⁷ см²/с или когда вязкость вычисляется на основе вращательно-индуцированных механизмов. . Тем не менее, для трех звезд в выборке прогнозируется, что доля вращения ядра к поверхности из-за вращательно-индуцированных механизмов будет выше, чем наблюдаемая.
2. Сохранение полей окаменелостей во время эволюции звезд промежуточной массы до главной последовательности (arXiv).
Автор : Доминик Р. Г. Шлейхер, Хуан Пабло Идальго, Даниэле Галли.
Аннотация: Химически пекулярные Ар- и Вр-звезды обладают сильными крупномасштабными магнитными полями в диапазоне от 200~Гс до 30~кГс, которые часто считаются источниками ископаемых магнитных полей. Мы оцениваем эволюцию таких ископаемых полей в процессе звездообразования и эволюцию промежуточных звезд до главной последовательности, рассматривая полностью конвективные модели, модели, включающие переход к лучистой протозвезде и модели с лучистым ядром. Мы также исследуем последствия взаимодействия между ископаемым полем и ядром динамо. Мы используем аналитические и полуаналитические расчеты в сочетании с текущими ограничениями наблюдений. Для полностью конвективных моделей мы показываем, что можно ожидать, что затухание магнитного поля посредством конвекции будет очень эффективным для реалистичных параметров турбулентных сопротивлений. Основываясь на наблюдаемом соотношении напряженности магнитного поля и плотности, а также на ожидаемой величине потери потока из-за амбиполярной диффузии, маловероятно, что конвекцию можно подавить с помощью достаточно сильных магнитных полей. С другой стороны, переход от конвективного к радиационному ядру вполне естественно мог бы объяснить сохранение значительного количества потока наряду с наличием критической массы. Мы показываем, что в некоторых случаях взаимодействие ископаемого поля с ядерным динамо может привести к дальнейшим изменениям в структуре поверхностного магнитного поля. В будущем будет важно более детально понять, как изменяется скорость аккреции в зависимости от времени при формировании протозвезд промежуточной массы, включая ее влияние на протозвездную структуру. Последнее может даже позволить получить количественные предсказания относительно ожидаемой совокупности крупномасштабных магнитных полей в лучистых звездах.
