English Summary:
Heat-driven g-modes in slowly pulsating B (SPB) stars may significantly modify the internal rotation of these stars.
The researchers developed a formalism for the differential torque exerted by g modes and simulated the angular momentum transport using the gyre oscillation code and mesastar stellar evolution code.
They found that the g mode rapidly extracts angular momentum from surface layers and deposits it deeper in the stellar interior, spinning the retrograde direction to approximately 30% of the critical rate.
However, the inclusion of magnetic stresses almost completely inhibited this spin-up effect.
The same behavior was observed in all SPB stars.
Korean Summary:
느린 펄스 비 별(SPB)에서의 열 주도 g모드가 별의 내부 회전을 크게 변경할 수 있습니다.
연구자들은 g 모드가 발생하는 차이를 살펴보고, gyre 오스케일레이션 코드와 mesastar 별 진화 코드를 사용하여 각도 모멘터ム 전송을 시뮬레이션했습니다.
그들은 g 모드가 표면 층에서 모멘터ム를 추출하고 깊은 별 내부로 이동시키는 속도로 작동하였으며, 이는 역방향으로 대략 30%의 기본 속도에서 회전하게 만들었습니다.
그러나 磁성 스트레스의 포함으로 인해 이 스피너 업 효과가 거의 완전히 제한되었습니다.
모든 SPB 별에서 동일한 행동을 보였습니다.
Menschen:
* g-modes: 지상층 회전 속도를 변경하고 깊은 별 내부로 이동시키는 데 필요한 모멘터ム을 추출하여 표면 층에서 저장합니다.
* SPB 별: 주기적으로 변화하는 비 유형의 주기적인 별.
* 열 주도 g-모드: 열 펄스를 통해 주기적으로 발생하는 g 모드입니다.
* 열 엔진: 에디슨이 처음으로 제시한 클래식 Cepheid 펄스의 빌딩 블록입니다.
* 빙산 샘플링: 천문학적 데이터를 수집하고 분석하는 과정입니다.
* 열 전송: 에너지가 별의 표면으로부터 깊은 내부로 이동하는 데 필요한 물질의 양을 나타냅니다.
* 열 주도 g-모드: 열 펄스를 통해 발생하는 g 모드입니다.
* 열 엔진 프로세스: 에디슨이 처음으로 제시한 클래식 Cepheid 펄스의 빌딩 블록입니다.
* 열 펄스: 에디슨이 처음으로 제시한 클래식 Cepheid 펄스의 빌딩 블록입니다.
* 열 펄스: 에디슨이 처음으로 제

MNRAS 000, 000–000 (0000) Preprint 1 April 2022 Compiled using MNRAS LATEX style file v3.0 Angular momentum transport by heat-driven g-modes in slowly pulsating B stars R. H. D. Townsend1,2⋆, J. Goldstein1,2, & E. G. Zweibel1 1 Department of Astronomy, University of Wisconsin-Madison, Madison, WI 53706, USA 2 Kavli Institute for Theoretical Physics, University of California, Santa Barbara, CA 93106, USA 1 April 2022 ABSTRACT Motivated by recent interest in the phenomenon of waves transport in massive stars, we examine whether the heat-driven gravity (g) modes excited in slowly-pulsating B (SPB) stars can significantly modify the stars’ internal rotation. We develop a formalism for the differential torque exerted by g modes, and implement this formalism using the gyre oscillation code and the mesastar stellar evolution code. Focusing first on a 4.21 M⊙model, we simulate 1,000 years of stellar evolution under the combined effects of the torque due to a single unstable prograde g mode (with an amplitude chosen on the basis of observational constraints), and diffusive angular momentum transport due to convection, overshooting, and rotational instabilities. We find that the g mode rapidly extracts angular momentum from the surface layers, depositing it deeper in the stellar interior. The angular momentum transport is so efficient that by the end of the simulation the initially non-rotating surface layers are spun in the retrograde direction to ≈30% of the critical rate. However, the additional inclusion of magnetic stresses in our simulations, almost completely inhibits this spin-up. Expanding our simulations to cover the whole instability strip, we show that the same general behavior is seen in all SPB stars. After providing some caveats to contextualize our results, we hypothesize that the observed slower surface rotation of SPB stars (as compared to other B-type stars) may be the direct consequence of the angular momentum transport that our simulations demonstrate. Key words: stars: oscillations – stars: rotation – stars: interiors – stars: evolution – stars: massive – asteroseismology 1 INTRODUCTION Slowly-pulsating B (SPB) stars are a class of variable main- sequence B-type stars first recognized by Waelkens (1991). They are characterized by photometric and spectroscopic variations with periods on the order of days, caused by the the excitation of one or more of the star’s gravity (g) modes. The excitation mechanism is an opacity peak at a tempera- ture T ≈200, 000 K arising from same K-shell bound-bound transitions of iron and nickel (e.g., Dziembowski et al. 1993); this ‘iron bump’ serves as the valve in the heat-engine pro- cess first envisaged by Eddington (1926) as the driver of classical Cepheid pulsations. In this paper, we explore to what extent the heat-driven g modes in SPB stars can extract angular momentum from one part of the star and deposit it in another. The phe- ⋆email: townsend@astro.wisc.edu nomenon of wave transport of angular momentum is well studied in the context of lower-mass stars (e.g., Schatzman 1993; Kumar & Quataert 1997; Zahn et al. 1997; Talon et al. 2002; Talon & Charbonnel 2005; Rogers et al. 2008), and…

MNRAS 000, 000–000 (0000) Preprint 2022 년 4 월 1 일 1 월 1 일 천천히 맥동하는 B 스타 R.
H.
D.
Townsend1,2⋆, J.
Goldstein1,2, & E.
G.
Zweibel1 1 Astronomy, Wisicin-Madison, WISIN, WISCONIN-MADONY, WISCONIN-MADONY 53706, 미국 2 Kavli 이론 물리학 연구소, 캘리포니아 대학교, 산타 바바라, 캘리포니아, 93106, 미국 1 월 1 일 14 월 1 일 대규모 별에서 파도의 수송 현상에 대한 최근의 관심에 의한 동기 부여, 우리는 열만한 중력 (G) 스타가 천천히 가중 B (SPB) 스타에서 별이 내부 썩음을 수정할 수 있는지 여부를 조사합니다.
우리는 G 모드에 의해 가해지는 다양한 토크에 대한 형식을 개발하고 Gyre 진동 코드와 Mesastar Stellar Evolution 코드를 사용 하여이 형식을 구현합니다.
4.21mmodel에 초점을 맞춘 우리는 단일 불안정한 Prograde G 모드 (관찰 제약을 기반으로 선택된 진폭으로) 및 대회, 회전 실행 및 회전 발효 문제로 인해 토크의 결합 된 효과로 1,000 년의 별 진화를 시뮬레이션합니다.
우리는 G 모드가 표면층에서 각 운동량을 빠르게 추출하여 항성 내부에 더 깊이 증착한다고 생각합니다.
각 운동량 수송은 시뮬레이션의 끝에 초기에 비 회전 표면층이 임계 속도의 ≈30%로 역행 방향으로 회전 될 수 있도록 매우 효율적입니다.
그러나 시뮬레이션에 자기 응력이 추가로 포함되면이 분사가 거의 완전히 억제됩니다.
시뮬레이션을 확장하여 전체 불안정성 스트립을 다루기 위해 모든 SPB 별에서 동일한 일반적인 행동이 보인다는 것을 보여줍니다.
우리의 결과를 맥락화하기위한 경고를 제공 한 후, 우리는 SPB 별의 관찰 된 느린 표면 회전 (다른 B 형 별과 비교하여)이 시뮬레이션이 보여주는 각도 운동량 전송의 직접적인 결과 일 수 있다는 가설을 세웠다.
핵심 단어 : 별 : 진동-별 : 회전-별 : 인테리어-별 : 별 : 진화-별 : 대규모-별표 학적 1 소개 천천히 종료 된 B (SPB) 별은 Waelkens (1991)에 의해 처음 인식 된 가변 주제 B 형 별의 등급입니다.
그것들은 별의 중력 (g) 모드 중 하나 이상의 흥분으로 인해 일의 순서의 기간에 따른 광도 및 분광 변형을 특징으로합니다.
여기 메커니즘은 철 및 니켈의 동일한 k- 쉘 경계 결합 전이에서 발생하는 온도 T ≈200, 000 K에서 불투명도 피크이다 (예를 들어, Dziembowski et al.
1993).
이 ‘아이언 범프’는 Eddington (1926)이 고전적인 Cepheid 맥동의 드라이버로 구상 한 열 엔진 프로세스에서 밸브 역할을합니다.
이 논문에서, 우리는 SPB 별의 열 중심 G 모드가 별의 한 부분에서 각 운동량을 추출하여 다른 부분에 퇴적 할 수있는 정도를 탐구합니다.
Phe-email : townsend@astro.wisc.wisc.edu 각도 운동량의 파동 수송의 Nomenon은 낮은 질량 별의 맥락에서 잘 연구되어 있습니다 (예 : Schatzman 1993; Kumar & Quataert 1997; Zahn et al.
1997; Talon et al.
2002; Talon & Charbonnel 2005; Rogers et al.
et al.