两颗 Kepler 次巨星近刚体转动的地震学证据及其对角动量传输的启示

对次巨星和红巨星内部转动的星震学测量均表明，需要引入比理论预测更高效的角动量传输机制。关于核心转动速率的约束可从红巨星支（RGB）基部开始获得，而我们仍缺乏演化程度较低的次巨星内部转动的信息。我们证认出两颗年轻的 Kepler 次巨星 KIC8524425 和 KIC5955122，其混合模被转动清晰地分裂。利用完整的 Kepler 数据集，我们采用贝叶斯方法提取了这两颗恒星的模态频率与转动分裂。随后我们对两个目标进行了详细的星震学建模，并利用转动核反演了它们的内部转动剖面。我们发现两颗恒星均近乎刚体转动，其核心-包层转动比分别为 KIC8524425 的 $\Omega_{\rm g}/\Omega_{\rm p}=0.68\pm0.47$ 与 KIC5955122 的 $0.72\pm0.37$。该结果表明，内部角动量传输必须快于这些恒星中差旋被强迫产生的时间尺度（300 Myr 至 600 Myr 之间）。通过将额外的角动量传输建模为具有恒定粘度 $\nu_{\rm add}$ 的扩散过程，我们发现要解释 KIC8524425 的内部转动需满足 $\nu_{\rm add}>5\times10^4$~cm$^2$.s$^{-1}$，而 KIC5955122 需满足 $\nu_{\rm add}>1.5\times10^5$~cm$^2$.s$^{-1}$。这些数值低于或与主序阶段由疏散星团恒星表面转动给出的核-包层耦合效率相当。另一方面，它们高于重现红巨星支基部附近次巨星转动所需的粘度。我们的结果进一步证明，内部角动量再分布的效率在次巨星阶段有所下降。