本文介绍了由Narval和ESPaDOnS偏振分光仪观测到的B2Vp星sigma Ori E的斯托克斯I和V光谱的结果。使用最小二乘反褶积，我们研究了当前时期的纵向磁场，包括利用当前和历史数据的周期分析。猎户座σ E是典型的氦强恒星，它被证明具有强大的磁场和磁层，磁层由两个等离子体云组成，在磁场和离心力的作用下，它们在1.19天的周期内与恒星共同旋转。Townsend & Owocki（2005）的刚性旋转磁层（RRM）模型近似地再现了观测到的纵向场强、光度亮度、Halpha发射和其他各种观测值的变化。然而，在光度光变曲线的观测和模型之间有小的差异，我们建议这是由于恒星表面的化学丰度不均匀造成的。使用磁多普勒成像（MDI），未来的工作将试图确定由于丰度点和由于拱星材料的光度变化的贡献。
英文摘要：
This paper presents results obtained from Stokes I and V spectra of the B2Vp star sigma Ori E, observed by both the Narval and ESPaDOnS spectropolarimeters. Using Least- Squares Deconvolution, we investigate the longitudinal magnetic field at the current epoch, including period analysis exploiting current and historical data. sigma Ori E is the prototypical helium-strong star that has been shown to harbor a strong magnetic field, as well as a magnetosphere, consisting of two clouds of plasma forced by magnetic and centrifugal forces to co-rotate with the star on its 1.19 day period. The Rigidly Rotating Magnetosphere (RRM) model of Townsend & Owocki (2005) approximately reproduces the observed variations in longitudinal field strength, photometric brightness, Halpha emission, and various other observables. There are, however, small discrepancies between the observations and model in the photometric light curve, which we propose arise from inhomogeneous chemical abundances on the star's surface. Using Magnetic Doppler Imaging (MDI), future work will attempt to identify the contributions to the photometric variation due to abundance spots and due to circumstellar material.
MOST Observations of sigma Ori E: Challenging the Centrifugal Breakout Narrative
我们目前的结果，从三个星期的光度监测的磁氦强星σ猎户座E使用MOST微卫星。恒星的光变曲线主要是由磁层云穿过并遮蔽恒星盘时产生的每旋转两次的日食状变暗所控制。然而，没有证据表明，从磁层的等离子体的任何突然的离心爆发，无论是在剩余通量或在光极小的深度。基于这一发现，我们比较了观测推断的磁层质量对突破分析预测。数值之间的巨大差异使我们认为，离心爆发在建立σ Ori E的磁层质量预算中并不起重要作用。
First 3D MHD simulation of a massive-star magnetosphere with application to Hαemission from θ^1 Ori C
我们提出了第一个完整的三维磁流体模拟磁沟道和约束的辐射驱动，恒星风。我们选择了一些特定的参数来代表典型的缓慢旋转的O型磁性恒星θ^1 Ori C，对于它来说，离心和其他旋转动力学效应可以忽略不计。计算出的全球纬度和半径结构与之前的二维模拟结果相似，磁极附近的开放磁力线上有不受阻碍的外流，恒星表面附近有一个复杂的内风赤道带，被封闭的环路捕获，让位给阿尔文半径以上的外流。与之前的2D工作相比，这里描述的3D模拟还显示了这个复杂结构如何在方位角上分裂，在阿尔文半径内形成不同的闭合环落块，在外部风中过渡到密度增强的径向辐条，其特征方位角分离为$15-20 \degr$。将这些结果应用于线辐射转移的3D程序中，我们发现来自相关3D“动力磁层”的辐射与观测到的来自θ^1 Ori C的Hα辐射很好地匹配，既拟合了它在旋转相位上的动力学谱，也拟合了观测到的周期到周期的随机变化水平。与以前开发的2D模型的动态磁层的巴耳末辐射的比较一般证实，时间平均超过2D快照可以是一个很好的代理空间平均超过3D的方位角风结构。尽管如此，仍然需要全三维模拟来模拟具有非偶极场分量的磁层的发射，例如θ^1 Ori C的Hα等效宽度曲线中的不对称特征。
Characterizing the Rigidly Rotating Magnetosphere Stars HD 345439 and HD 23478
SDSS III APOGEE巡天最近发现了两个新的$σ$ Ori E型候选者，HD 345439和HD 23478，它们是快速旋转的大质量恒星的罕见子集，它们的大（kGauss）磁场将星周物质限制在这些系统周围。我们对来自KELT、SuperWASP和ASAS巡天的HD 345439的多历元光度观测的分析揭示了每个数据集中存在$\sim$ 0.7701天的周期，这表明该系统是已知的更快的$σ$ Ori E类似物之一。我们还看到了明确的证据表明，H-α，H I布拉开系线，和He I线的强度也变化的$\sim$ 0.7701天的周期，从我们的分析多历元，多波长光谱监测系统的APO 3.5米望远镜。我们跟踪系统中的选择发射线轮廓的演变，并观察相干线轮廓的变化，在光学和红外线H I线，预期刚性旋转磁层恒星。我们还分析了HD23478在SDSS-Ⅲ APOGEE多历元观测中的H I Br-11谱线强度和谱线轮廓的演化。所观察到的周期性行为与Sikora及其合作者最近在光谱中报道的一致。
News from Gaia on sigma Ori E: a case study for the wind magnetic braking process
猎户座Sigma E是一颗大质量的氦B型恒星，它的表面自转很高，表面有很强的磁场，这对风磁制动过程构成了潜在的挑战。盖亚卫星提供了该恒星的精确距离，并确认了它是猎户座sigma星团的成员。我们考虑这两个关键的信息，以调查是否单星模型可以重现观测到的特性的σ Ori E，并提供新的估计其金属丰度，质量和年龄。我们计算旋转恒星模型占风磁制动和磁淬火的质量损失。我们得到，σ猎户座E是一个非常年轻的恒星（年龄小于100万年）的初始质量约9 Msol，表面赤道磁场约7千克，并有一个金属丰度Z（重元素的质量分数）约0.020。对于金属丰度Z=0.014，用本模型没有得到解。拟合σ Ori E的模型的初始旋转没有太大的约束，可以在本工作中研究的范围内的任何地方。由于其非常年轻的年龄，模型预测没有可观察到的变化，由于旋转混合的表面丰度。同时存在的高表面自转和高表面磁场可能仅仅是它年轻的结果。这种年轻的年龄意味着负责产生在其表面观察到的化学不均匀性的过程应该是迅速的。因此，为了解释sigma Ori E的属性，没有必要调用合并事件，尽管这样的场景不能被丢弃。其他恒星（HR 5907、HR 7355、HR 345439、HD 2347、CPD-50 ^{o}3509$）表现出类似于猎户座σ E的性质（快速旋转和强表面磁场），也可能是非常年轻的恒星，尽管需要确定制动时标来证实这一结论。
Parallactic distances and proper motions of virtually all stars in the sigma Orionis cluster or: How I learned to get the most out of TOPCAT and love Gaia DR2
Unraveling the complex magnetosphere of the B star HD 133880 via wideband observation of coherent radio emission
HD 133880是六颗已知通过电子回旋脉泽发射（ECME）过程产生相干脉冲射电辐射的热磁星之一。在本文中，我们提出了一个广泛的频率范围内，覆盖近300 - 4000兆赫的巨型米波射电望远镜（GMRT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）这项研究是同类研究中的第一项，发现了该现象和宿主恒星的几个有趣特征。我们发现，ECME脉冲的可观察到的属性，例如右和左圆偏振脉冲之间的时间延迟，脉冲的幅度，和它们的上限截止频率似乎是依赖于恒星的方向相对于视线。我们认为，所有这些现象，这是超出了理想的图片，可以归因于一个高度的方位角不对称的物质分布在磁层的磁场轴，这是一个结果的两个高旋转轴（旋转轴和磁场轴之间的角度）的恒星和恒星磁场偏离偶极拓扑结构。
Searching for axion dark matter conversion spectral lines in neutron star magnetospheres with FAST
Tibet University（西藏大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（中国科学院射电天文与技术重点实验室）
From 1000 AU to 1000 pc: high proper-motion stars in the solar neighbourhood, radio sources in the sigma Orionis cluster, and new X-ray stars surrounding Alnilam
Electron Scattering Emission in the Light Curves of Stars with Centrifugal Magnetospheres
强磁性、快速旋转的B型恒星，风相对较弱，形成离心磁层（CM），因为恒星风在开普勒共同旋转半径以上被磁限制。近似的磁场作为一个偶极子倾斜的角度$β$相对于旋转轴，CM等离子体集中在云和以上的开普勒半径沿交叉的旋转和磁赤道平面。恒星的自转可以把这种云带到恒星盘的前面，导致0.1量级的吸收（连续通量的$\sim 10 \%$）。然而，一些具有突出CM的恒星，如$σ$ Ori E，除了吸收骤降外，还显示出发射凸起，这是迄今为止无法解释的。我们表明，发射可以发生从电子散射向观察者时，CM云投射出恒星的肢体。使用刚性旋转磁层模型，修改与离心爆发密度缩放，我们提出了一个模型网格的光度光变曲线跨越参数空间的观察者倾斜角$i$，磁致伸缩角$β$，临界旋转分数$W$，和光学深度在开普勒半径$τ_{\text{K}}$。我们发现，单位阶数的$τ_{\text{K}}$可以产生在$σ$ Ori E中看到的量级为$\sim 0.05$的发射凸起。我们讨论了CM星的光变曲线建模的影响，以及未来的工作应用辐射转移模型在这里开发的三维MHD模拟CM。
X-ray variability of sigma Orionis young stars with ROSAT
我们使用的阿拉丁虚拟观测工具和高分辨率成像仪ROSAT档案数据搜索的X射线变化的天尺度在23个年轻的恒星在猎户座σ星团和背景星系。有五颗星显示出明确的耀斑，并且有概率p_var>> 99%是实际的变星。其中两次耀斑是剧烈而持久的，最长持续时间为6天，振幅为静止水平的8倍。我们将另外四颗恒星归类为可能的X射线变星，包括由B2Vp恒星sigma Ori E及其近距离的晚型伴星形成的双星系统。这使得猎户座σ星中高振幅X射线变化的最小频率超过一天的39%。这种X射线变化的发生率在具有中红外线通量过剩的经典金牛座T星中似乎比在快速旋转、无盘的年轻恒星中要低。
Modeling YSO Jets in 3D II: Accretion-Fed, Star-Anchored Poynting Jets in the Low-Density Polar Cavity Powered by Disk-Magnetosphere Interaction
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校内华达天体物理学中心）；University of Florida（佛罗里达大学）
