M. E. Oksala, O. Kochukhov, J. Krtička, M. Prvák, Z. Mikulášek
备注：
To appear in IAU Symposium 307, New Windows on Massive Stars: Asteroseismology, Interferometry, and Spectropolarimetry, ed. G. Meynet, C. Georgy, J. H. Groh, & Ph. Stee
猎户座Sigma E（HD 37479）是一颗典型的氦强恒星，拥有强大的磁场，以及由两个等离子云组成的磁层。观测到的猎户座σ E的光学（ubvy）光变曲线主要是由星周物质造成的日食特征所主导，然而，还有一些额外的特征无法用汤森和奥沃斯基的刚性旋转磁层（RRM）模型来解释。使用磁多普勒成像（MDI）技术，光谱偏振观测的σ Ori E被用来产生地图的磁场拓扑结构和各种元素丰度分布。我们还提出了一个分析，利用这些计算的MDI地图结合NLTE TLUSTY模型，研究这颗星的光学亮度变化所产生的表面不均匀性。有人认为，这种物理现象可能是模型和观测之间光变曲线不一致的原因。
英文摘要：
Sigma Ori E (HD 37479) is the prototypical helium-strong star shown to harbor a strong magnetic field, as well as a magnetosphere consisting of two clouds of plasma. The observed optical (ubvy) light curve of sigma Ori E is dominated by eclipse features due to circumstellar material, however, there remain additional features unexplained by the Rigidly Rotating Magnetosphere (RRM) model of Townsend & Owocki. Using the technique of magnetic Doppler imaging (MDI), spectropolarimetric observations of sigma Ori E are used to produce maps of both the magnetic field topology and various elemental abundance distributions. We also present an analysis utilizing these computed MDI maps in conjunction with NLTE TLUSTY models to study the optical brightness variability of this star arising from surface inhomogeneities. It has been suggested that this physical phenomena may be responsible for the light curve inconsistencies between the model and observations.
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。
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
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。
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
Unraveling Year-Long Radial Velocity Variations in Red Clump Region -- I: Comprehensive analysis of a K0 Giant star, 2 Draconis
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与地球深部研究中心）；Department of Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学天文系）；Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球行星科学系）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Astrobiology Center, National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究所天体生物学中心）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究所日本国家天文台）；Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究所日本国家天文台昴星团望远镜）；Okayama Branch, Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究所日本国家天文台冈山分支昴星团望远镜）；Nishi-Harima Astronomical Observatory, Center for Astronomy, University of Hyogo（兵库县立大学天文中心西播磨天文台）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究研究所）
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。
Unraveling the anomaly in the production of $^{60}$Fe nucleus in massive stars
Bankura University（班库拉大学）；Duy Tan University（越南科技大学）；Variable Energy Cyclotron Centre（变能回旋加速器中心）；Homi Bhabha National Institute（霍米·巴巴国立研究所）；Haldia Goverment College（哈尔迪亚政府学院）；University of Khanh Hoa（庆华大学）；RIKEN Nishina Center for Accelerator-Based Science（理化学研究所西冈加速器科学中心）；Phenikaa Institute for Advance Study (PIAS)（菲尼亚高级研究院）；PHENIKAA University（菲尼亚大学）
