MOBSTER -- VII. Using light curves to infer magnetic and rotational properties of stars with centrifugal magnetospheres
本研究利用高精度空间测光数据和刚体旋转磁层模型模拟光变曲线，推断强磁场快速自转B星的磁场与自转性质，发现部分参数可被恢复，但光学深度存在显著差异。
2023-06-06 astro-ph.SR
How the breakout-limited mass in B-star centrifugal magnetospheres controls their circumstellar H-alpha emission
具有中等速度旋转的强磁性B型恒星形成“离心磁层”（CM），这是因为在开普勒共同旋转半径以上的区域中，恒星风物质被磁捕获。一个长期存在的问题是，这种捕获的材料的最终损失是由于逐渐漂移和/或扩散泄漏，还是由于偶发的“{ \em离心破裂}”（CBO）事件，其中磁张力不再包含累积的质量。我们在这里认为，最近的经验结果Balmer- $α$发射从这样的B星CM强烈支持CBO机制。最值得注意的是，这种发射的开始主要取决于开普勒半径处的场强，并且在很大程度上与恒星的光度{ \em无关}，这一事实强烈地不利于任何漂移/扩散过程，对于漂移/扩散过程，净质量平衡将取决于与光度相关的风馈送速率。与此相反，我们表明，在CBO模型中的{ \em最大约束质量}在磁层是独立的风喂养率，并依赖于磁场强度和开普勒半径，自然解释了经验缩放的发病H $α$发射，其相关的等效宽度，甚至其线轮廓形状。然而，在晚B型和A型恒星中普遍缺乏观测到的巴耳末辐射仍然可以归因于残余水平的扩散或漂移泄漏，这不允许它们的弱得多的风将它们的CM填充到这种辐射所需的突破水平;或者这可能是由于过渡到缺乏必要氢的金属离子风。
2020-09-25 astro-ph.SR
The Magnetic Early B-type Stars IV: Breakout or Leakage? H$α$ emission as a diagnostic of plasma transport in centrifugal magnetospheres
具有强磁场的快速旋转的早型恒星经常显示出源自离心磁层（CM）的H $α$发射，离心磁层是一种星周结构，在这种结构中，由于磁约束等离子体的磁强制共转而产生的离心支持使其能够积累到高密度。目前尚不清楚CM血浆是否通过离心分离器（CB）或未识别的泄漏机制逸出。我们已经进行了第一次全面检查的H $α$目前已知的所有恒星显示CM模式发射的发射特性。我们发现，发射的开始主要取决于CM的面积，这可以简单地预测的值$B_{\rm K}$的磁场在开普勒共转半径$R_{\rm K}$。发射强度对CM面积和$B_{\rm K}$都非常敏感。发射起始和强度{ \em not}取决于有效温度、光度或质量损失率。这些结果都有利于CB场景，然而，在任何CM诊断中缺乏内在的可变性表明CB必须是一个基本上连续的过程，即它有效地充当泄漏机制。我们还表明，发射轮廓形状是近似的尺度不变，即\它们在很大范围的发射强度和恒星参数上大致相似。虽然最大发射半径与预期的$R_{\rm K}$密切相关，但它总是更大，与预测发射应在$R_{\rm K}$达到峰值的模型相矛盾。
2020-09-25 astro-ph.SR
Trumpler 16-26: A New Centrifugal Magnetosphere Discovered via SDSS/APOGEE H-band Spectroscopy
我们报告发现了一个新的例子，罕见的高磁化，快速旋转，氦增强，早期B星，产生异常广泛的氢发射，由于离心磁层（CM）。这颗恒星是Trumpler 16-26，是Trumpler 16疏散星团的B1.5 V成员。一个CM最初被怀疑基于氢Brackett系列发射观测到的SDSS/APOGEE $H$带光谱。与其他这类恒星类似，它的辐射变化很大，而且由于双峰的极端速度分离（高达1300 km/s $^{-1}$），它的辐射一直都很显著。另一个线索是TESS光变曲线，它显示了每个周期有两次不规则的日食，与0.9718115天的自转周期相对应，类似于著名的CM宿主恒星$σ$ Ori E的行为。为了确认一个强磁场和旋转相位锁定的可变性，我们发起了一个后续活动，包括光学偏振光谱和光谱。相关数据显示，纵向磁场在$-3.1$和$+1.6$ kG之间变化，其周期与测光结果一致。光谱证实了快速旋转（$v \sin i=195$ km s $^{-1}$），表面氦增强，和广泛的，可变的氢发射。因此，Tr 16 -26被确认为已知的20颗$^{\rm th}$，旋转速度第四快，也是迄今发现的最暗的CM宿主星。Tr 16 -26的偶极磁场强度为$B_{\rm d}>11$ kG，也是最具磁性的CM星之一。
2022-08-26 astro-ph.SR
A scaling relationship for non-thermal radio emission from ordered magnetospheres - II. Investigating the efficiency of relativistic electron production in magnetospheres of BA-type stars
INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；University of Delaware（特拉华大学）；CSIRO, Space and Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部）；ESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere（欧洲南方天文台）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；East Tennessee State University（东田纳西州立大学）；Masaryk University（马萨里克大学）
研究BA型恒星磁层中相对论电子产生效率，通过分析CBOs和等离子体密度，揭示磁层密度与无线电发射强度的关系。
2025-11-07 astro-ph.SR
Spatially resolved centrifugal magnetosphere caught in motion around the secondary component of $ρ$ Oph A
本研究利用 VLTI/GRAVITY 近红外干涉数据，解析了 $ρ$ Oph A 双星系统的三维轨道，并首次在角分辨观测中捕捉到其磁性次星周围离心磁层云的运动，证实了恒星自转轴与轨道轴的对齐及顺行旋转。
2025-05-15 astro-ph.SR
NGC 6611 601: A hot pre-main sequence spectroscopic binary containing a centrifugal magnetosphere host star
W 601（NGC 6611 601）是少数已知的赫比格Ae/Be磁性恒星之一。我们报告的高分辨率光谱偏振分析的大数据集的分析。这颗恒星是一颗以前没有报道过的光谱联星，由两颗质量比为1.8的B2恒星组成，质量分别为12 M $_\odot$和6.2 $M_\odot$，在一个偏心的110天轨道上。磁场属于次级磁场，W 601 B. H $α$的辐射与W 601 B的离心磁层的起源一致;因此，这颗恒星不是一颗经典的赫比格Be星，因为它的辐射不是在吸积盘中形成的。然而，通过光谱分析确定的低$\log{g} = 3.8$值，以及该恒星在年轻的NGC 6611星团中的成员资格，与它在前主序星上最一致。由H $α$线和纵向磁场$\langle B_z \rangle$的变化性推断出自转周期为1.13 d。斯托克斯$V$和$\langle B_z \rangle$的建模表明表面偶极磁场$B_{\rm d}$在6和$11$ kG之间。W 601 B有着强烈的辐射、快速的自转和强烈的表面磁场，它很可能是H $α$ -明亮的磁性B型星如$σ$ Ori E的前身。相比之下，主星是一颗明显无磁性的（$B_{\rm d} < 300$ G）前主序星早期B型星。根据磁制动的预期，非磁性主星显然比磁性恒星旋转得更快。
2021-03-17 astro-ph.SR
Centrifugal breakout reconnection as the electron acceleration mechanism powering the radio magnetospheres of early-type stars
磁性B星经常表现出圆偏振的无线电辐射，被认为是由被困在星周磁层中的高能电子的回旋同步辐射引起的。最近的经验分析表明，观测到的射电辐射的起始和强度与磁场强度和恒星自转速率成比例。这挑战了现有的范式，即高能电子在磁化恒星风外部区域的相反极性场线之间的电流片中加速，其中不包括恒星旋转的作用。最近成功地解释了一个类似的旋转场的H $α$线发射的模型，其中磁层密度调节离心突破（CBO）方面的依赖关系的基础上，我们在这里研究相关的CBO驱动的磁重联在加速电子发射所观察到的回旋同步辐射的潜在作用。我们特别表明，CBO重联的能量生产的理论比例匹配以及观测到的射电光度的经验趋势，具有适当的小，几乎恒定的转换效率$ε\approx 10^{-8}$。我们总结了我们的CBO标度与以前的协会与电动势的显着优势，并讨论了CBO过程的X射线和其他观察到的旋转磁性B星离心磁层的特性的潜在影响。
2022-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2022-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of collisional cooling of energetic electrons on radio emission from the centrifugal magnetospheres of magnetic hot stars
CSIRO, Space and Astronomy（CSIRO空间与天文部）；Department of Physics and Astronomy, University of Delaware（特拉华大学物理与天文学系）
研究探讨了碰撞冷却对磁热恒星离心磁层中无线电发射的影响，发现高能电子的冷却机制与磁场强度密切相关，且该结果对磁超低温矮星的适用性存在差异。
2025-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
MOBSTER -- VI. The crucial influence of rotation on the radio magnetospheres of hot stars
许多磁热星都有回旋同步辐射。源电子以前被认为是在风开放磁场线形成的中磁层电流片中被加速到相对论速度。然而，无线电光度对风力的依赖性的缺乏，以及对旋转的强烈依赖，最近挑战了这一范式。我们已经收集了所有的无线电测量的磁早型星的文献。当磁场和/或旋转周期的限制是不可用的，我们已经确定了这些使用以前未发表的分光偏振和光度数据。结果是迄今为止分析过的最大的射电观测磁星样本：131颗具有旋转和磁性约束的恒星，其中50颗是射电明亮的。我们证实了旋转的回旋同步辐射的明显依赖，并进一步发现，占旋转整齐地分离恒星和没有检测到的无线电发射。H $α$发射强度与射电光度之间有密切的相关性。这些因素表明，无线电发射可能是由相同的机制负责H $α$发射从离心磁层，即离心爆发（CBO），然而，而H $α$发射磁层探测冷等离子体爆发前，无线电发射是一个结果，电子加速离心驱动的磁重联。
2022-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2013-04-08 astro-ph.SR
Investigating the Magnetospheres of Rapidly Rotating B-type Stars
最近对明亮炽热恒星的分光偏振测量发现，约10%的OB型恒星表面有很强的（大部分是偶极的）磁场（~kG）。描述恒星风与地球表面磁场相互作用的经典模型是磁约束激波模型。在这个模型中，恒星风等离子体被迫沿着磁场的闭合场环运动，在磁赤道碰撞，并产生激波。当受冲击的物质辐射冷却时，它会发出X射线。因此，X射线光谱学是探测和表征这些恒星磁场所限制的热风物质的关键工具。有些B型恒星的自转周期很短。快速旋转对磁层内X射线产生的影响还有待详细探讨。由于快速旋转而增加的离心力预计会导致沿着磁力线的更快的风流出，导致更高的冲击温度和更硬的X射线。然而，这并不是在所有快速旋转的磁性B型恒星中观察到的。为了从理论的角度来解决这个问题，我们使用X射线分析动态磁层（XADM）模型，最初是为慢旋转器开发的，并实施了新的快速旋转物理。利用欧空局的XMM-牛顿太空望远镜的X射线光谱学，我们观察到5颗快速旋转的B型恒星，以增加先前的观测列表。将观测到的X射线光度和硬度比与XADM预测的进行比较，可以确定附加离心力在这些恒星磁层X射线发射中所起的作用。
2017-02-21 astro-ph.SR
A dynamical magnetosphere model for periodic Halpha emission from the slowly rotating magnetic O star HD191612
磁O星HD 191612具有强烈的可变，周期性的巴耳末线发射的538天的周期。我们在这里表明，它的可变Halpha发射可以很好地再现旋转相位变化的合成光谱直接计算从全辐射磁流体动力学模拟的磁约束风。在像HD 191612这样的慢转星系中，闭合磁场环上的风物质落回恒星，但环内物质的瞬时悬浮导致磁赤道周围统计上过密的低速区域，导致光谱变化。我们对比这种“动态磁层”（DM）与更稳定的状态“离心磁层”的快速旋转的恒星，并讨论了使用这种DM范式来解释周期线发射的前景也从其他非快速旋转的磁性大质量恒星。
2012-03-05 astro-ph.SR
Modeling the Magnetosphere of the B2Vp star sigma Ori E
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。
2010-09-21 astro-ph.SR
Coherent and Incoherent Emission from the Ordered Magnetospheres of Low-Mass Stars, UCDs, and Massive Stars
National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（国家射电天文中心，塔塔基础研究所）；ASTRON, The Netherlands Institute for Radio Astronomy（ASTRON，荷兰射电天文研究所）；Anton Pannenkoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘嫩科克天文学研究所）；University of Delaware（特拉华大学）；ESO - European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere（欧洲南方天文台）
研究大质量早型星和超冷矮星磁层中的非相干和相干射电辐射机制，提出离心击穿机制可能同样适用于超冷矮星，并预测SKA将观测约1000个超冷矮星以检验该假说。
2026-07-01 astro-ph.SR
Could the Magnetic Star HD 135348 Possess a Rigidly Rotating Magnetosphere?
我们报告的检测和表征的一个新的磁层星，HD 135348，光度和分光偏振观测的基础上。这颗恒星的TESS光变曲线表现出与已知具有刚性旋转磁层（RRM）的恒星一致的变化，因此我们使用南部非洲大型望远镜（SALT）上的Robert Stobie光谱仪（RSS）在四个不同的旋转阶段获得了分光偏振观测。根据这些观测结果，我们计算了恒星$\langle B_z \rangle$的纵向磁场以及阿尔文半径和克卜勒半径，并推断该恒星包含离心磁层。然而，档案光谱并没有表现出H $α$和布拉开系的特征性“双角”发射轮廓，这在许多其他RRM恒星中已经观察到。这可能是由于现有的观测数据集的旋转相位覆盖不足，因为这些恒星的光谱随着恒星的旋转而显着变化。我们的分析强调了使用TESS在光度识别磁恒星候选人的分光偏振后续使用地面仪器。我们正在评估机器学习分类器的实现，以在TESS数据中搜索更多RRM星的例子。
2021-12-14 astro-ph.SR
Unstable phenomena in stable magnetospheres: searching for radio flares from magnetic OBA stars using VCSS
针对热磁性恒星，利用VCSS巡天数据搜索射电耀斑，发现三个候选源，其成像伪影概率低于1%，数据支持耀斑起源于恒星磁层的假设。
2023-10-16 astro-ph.SR
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。
2012-10-19 astro-ph.SR
A Magnetic Confinement vs. Rotation Classification of Massive-Star Magnetospheres
基于大质量恒星的磁性（MiMeS）项目的结果，本文展示了如何根据磁风约束（设置Alfvén半径RA）和恒星旋转（设置开普勒共同旋转半径RK）对恒星磁层进行双参数分类，为观测签名和理论预测提供了有用的组织。我们编制了第一个全面的研究推断和观测值的相关恒星和磁性参数的64个确认的磁性OB星与Teff > 16千K。利用这些参数，我们在磁约束-旋转图中定位恒星，这是一个RK与RA的对数-对数图。该图可以细分为离心磁层（CM）的区域，其中RA > RK，与动态磁层（DM）的区域，其中RK > RA。我们展示了关键的观测诊断，如Halpha发射的存在和特性，取决于恒星在图中的位置，以及其他参数，特别是预期的风质量损失率。特别是，我们确定了两个不同的人口的磁星与Halpha发射：即，缓慢旋转的O型星与窄发射一致的DM，和更迅速地旋转的B型星与更广泛的发射与CM。对于O-型恒星，高质量损失率足以积累足够的物质，即使在相对较短的自由落体时间尺度内也能产生线发射：这种高质量损失率也导致恒星旋转的快速磁自旋下降。对于B型恒星，CM需要更长的禁闭时间来积累足够的来自相对较弱的风的发射物质，这也导致了更长的自旋下降时间尺度。[略]
2012-11-01 astro-ph.SR
HD 156324: a tidally locked magnetic triple spectroscopic binary with a disrupted magnetosphere
HD 156324是一个SB 3（B2 V/B5 V/B5 V）系统，属于Sco OB 4协会。He强的主要拥有一个强大的磁场，和H $α$发射被认为是起源于其离心磁层（CM）。我们分析了一个大型的光谱和高分辨率光谱偏振数据集。径向速度（RV）表明，该系统是由两个子系统，我们指定为A和B。对三个分量的RV进行周期分析，得出Aa和Ab分量的轨道周期为$P_{\rm orb} = 1.5806(1)$ ~d，而B分量（PGa星）的轨道周期为6.67（2）~d。对纵向磁场\bz和H $α$等效宽度的周期分析都得出$\sim$ 1.58 d，这两个等效宽度都应该对磁Aa分量的旋转周期$P_{\rm rot}$敏感。由于$P_{\rm orb} = P_{\rm rot}$ Aa和Ab必须潮汐锁定。与此相一致，轨道是圆的，旋转和轨道倾角在不确定性范围内是相同的，半长轴和开普勒共转半径也是如此。这颗恒星的H $α$发射形态与理论和观测预期都有明显的不同，因为只有一个而不是两个发射峰。我们建议，这种不寻常的形态可能是一个后果修改的gravitocentralgal潜在的存在密切的恒星同伴。我们还获得了Ab和B组分的磁偶极子强度$B_{\rm d}$的上限，分别发现$B_{\rm d} < 2.6$ ~kG和$<0.7$ ~kG。
2017-12-12 astro-ph.SR
The magnetic field and magnetosphere of Plaskett's star: A fundamental shift in our understanding of the system
Plaskett的“恒星”似乎是少数已知包含热的大质量磁星的短周期双星系统之一。在2013年发现调查的基础上，我们将广泛的分光偏振（Stokes $V$）数据集与档案测光和分光偏振相结合，以建立系统快速旋转的宽线组件的磁场和磁层的基本特征。我们应用最小二乘反卷积（LSD）推断纵向磁场从每个斯托克斯$V$频谱。利用纵向场测量的时间序列，结合CoRoT测光和磁层谱线的等效宽度测量，我们推断磁星的自转周期等于$1.21551^{+0.00028}_{-0.00034}$ d.利用塞曼多普勒成像技术对Stokes $V$ LSD剖面进行了模拟，得到了第一张可靠的O型星磁图。我们发现一个磁场，主要是偶极，但具有重要的四极分量，和弱高阶分量。偶极分量具有接近90度的双极性和约850 G的极性强度，而整个表面上的平均场强为520 G。我们更新的理论磁层参数的计算，并与他们的预测一致，我们确定明确的H $α$，H $β$和He II $λ4686$线的变化签名确认存在一个密集的离心磁层周围的恒星。最后，我们报告缺乏检测的径向速度（RV）的变化所观察到的斯托克斯$V$配置文件，这表明历史上的报告大RV变化的宽线星的谱线可能是虚假的。这一发现可能会激发对Plaskett星作为一个质量接近相等的O+O双星系统的历史模型的根本修正。
2021-11-11 astro-ph.SR
The pulsating magnetosphere of the extremely slowly rotating magnetic $β$ Cep star $ξ^1$ CMa
$ξ^1$ CMa是一颗单周期脉动的磁性$β$ Cep星，其磁层X射线辐射在磁星中是独一无二的，明显受到恒星脉动周期的调制。旋转周期$P_{\rm rot}$尚未确定，文献中有多个相互竞争的声明。我们提出了一个大型ESPaDOnS数据集的分析与9年的基线。纵向磁场$\langle B_{\rm Z}\rangle$显示出显著的年度变化，表明$P_{\rm rot}$至少在几十年的数量级上。恒星的H $α$发射起源于一个经典的Be伴星周围的可能性进行了探索和拒绝基于VLTI琥珀和先锋干涉仪，这表明，而不是发射必须起源于恒星的磁层，因此也应该调制与$P_{\rm rot}$。从ESPaDOns和CORALIE光谱测量的H $α$等效宽度的周期分析表明，$P_{\rm rot} > 30$ yr。因此，所有的证据都支持$ξ^1$ CMa是一颗旋转非常缓慢的磁星，拥有一个动态的磁层。H $α$还显示了调制与脉动周期的证据，我们表明，这种现象不能解释的变化的底层光球线轮廓，即它可能反映的变化的数量和分布的磁约束等离子体在拱星环境。与其他具有类似恒星性质的磁星相比，$ξ^1$ CMa是迄今为止旋转速度最慢的B型磁星，也是唯一一颗在H $α$中可以探测到磁层的慢速旋转B型磁星（因此也是最冷的具有光学可探测到的动态磁层的恒星），并且是唯一一颗已知的H $α$发射受脉动和旋转调制的早期型磁星。
2017-06-27 astro-ph.SR
Magnetically Driven and Collimated Jets from the Disc-Magnetosphere Boundary of Rotating Stars
我们讨论了最近的进展，了解发射的外流/喷气机从磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化恒星。在大多数讨论的模型中，假设盘的内部具有湍流粘性和磁扩散率（如由两个"α“参数所描述的），而盘外部的冠状区域使用理想磁流体动力学（MHD）来处理。广泛的MHD模拟已经建立了在缓慢和快速旋转的恒星的情况下发生的长期外流。在{ \it慢转恒星}的情况下，发现并研究了一种新的外流，{ \it a锥形风}。当恒星的磁通量因吸积盘向内运动而聚集时，就会出现锥形风。在其发源地附近，风的形状是一个半开角为$ \sim 30^\circ$的薄锥壳。在大的距离，这些流出成为磁准直的环形磁场和形式的物质占主导地位的射流。也就是说，射流是载流的。锥形风的主要驱动力是与环形磁场平方的负梯度成比例的磁力，而不是离心力。在{ \it快速旋转的恒星}处于“螺旋桨状态”的情况下，观察到两个分量的流出。第一个分量类似于物质主导的锥形风。在这种状态下，盘状物质的很大一部分可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导{ \it轴向喷流}，其中物质沿着恒星的开放极场线流动。
2013-06-05 astro-ph.SR
Coherent radio emission from 'Main-sequence Radio Pulse emitters': a new stellar diagnostic to probe 3D magnetospheric structures
本文利用超宽带观测和射线路径模拟，通过分析主序射电脉冲发射体HD 133880的脉冲到达时间差，揭示了其磁层中倾斜的盘状过密结构，支持了早型恒星磁层统一模型。
2024-08-20 astro-ph.SR
Propeller outflows from an MRI disc
我们提出了轴对称模拟的MRI驱动吸积到一个快速旋转，磁化恒星吸积在螺旋桨制度的结果。恒星的磁层与恒星同步旋转，在圆盘-磁层边界形成离心屏障，阻止物质吸积到恒星上。相反，圆盘物质在圆盘-磁层界面处积聚，并缓慢扩散到内磁层，在那里它获得角动量，并作为外流迅速从系统中喷出。由于物质与磁层的相互作用，这种风是不连续的，并作为离散的等离子体团发射。如果抛射速率低于盘吸积速率，物质在盘-磁层边界的积累速度将超过抛射速度。在这种情况下，吸积到恒星上的过程是通过幕式吸积不稳定性进行的，在这种不稳定性中，物质积累的幕式之后是同时的吸积和喷射。在吸积阶段的这种不稳定性，其中物质流到恒星的漏斗流，我们观察到相应的上升流出率。在我们的模拟中观察到的吸积和喷射过程都是高度非平稳的。恒星经历强烈的自旋下降，由于耦合的恒星场与光盘和日冕，我们测量的自旋下降的时间尺度约为1万年的一个典型的CTTS在螺旋桨制度。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetospheric Flows in X-ray Pulsars I: Instability at super-Eddington regime of accretion
本文构建了X射线脉冲星磁层吸积流动力学模型，发现高吸积率下流会以自由下落时标准周期振荡，并揭示偶极倾角与辐射各向异性对磁极吸积率的稳定作用。
2024-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
RAMBO I: Project introduction and first results with uGMRT
RAMBO项目利用uGMRT首次探测到磁性热星HD55522的射电辐射，验证离心突破模型，并提高其他目标的灵敏度极限，展示多波长观测潜力。
2025-02-25 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A JVLA survey of the high frequency radio emission of the massive magnetic B- and O-type stars
我们使用1厘米、3厘米和13厘米波段的甚大阵列对7颗磁性O型星和11颗B型星进行了测量，质量在$8M_{\odot}$以上。这次巡天发现了两颗O型星和两颗B型星。虽然探测到的O型星HD 37742和HD 47129是在联星系统中，但探测到的B型星HD 156424和ALS 9522是未知的联星。所有四颗恒星都在3厘米处被探测到，而三颗在1厘米处被探测到，只有一颗在13厘米处被探测到。被探测到的B型星比未被探测到的B型星的射电亮度要高得多，而O型星则不是这样。在13 cm处未检测到被解释为由于热自由吸收。质量损失率估计使用3厘米的通量密度，并与理论的质量损失率，假设自由自由排放进行了比较。对于HD 37742，这两个质量损失率的值非常一致，这可能表明这颗恒星的射电辐射主要是热辐射。对于其他三颗恒星，无线电观测估计的质量损失率远高于理论预期，这表明可能来自磁星的非热辐射，或者由于双星系统的相互作用风引起的热或非热辐射，特别是HD 47129。除了HD 37742外，所有探测到的恒星都被预测拥有离心磁层，它可能拥有动态磁层。这表明，非热无线电发射有利于离心磁层的恒星。
2016-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the spatial distribution of electron energy loss due to gyro-cooling in hot-star magnetospheres
本文研究热星闭合磁环中高能电子的回旋同步冷却，推导辐射能量损失的空间分布，指出库仑碰撞使观测射电辐射更可能源于相对论性电子。
2023-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field, differential rotation and activity of the hot-Jupiter hosting star HD 179949
HD 179949是一颗F8 V恒星，每3.092514天被一颗约8 R* 的巨行星环绕。据报道，该系统经历了由轨道周期调制的恒星活动增强事件，解释为由恒星行星相互作用（SPI）引起的。SPIs的一个可能原因是宿主恒星的大规模磁场，其中近距离的巨行星轨道。在本文中，我们提出了分光偏振观测HD 179949在两个观测活动（2009年9月和2007年6月）。我们在恒星表面探测到一个微弱的几高斯的大尺度磁场。在这两个观测时期，场位形主要是极向的。发现该恒星的自转有差异，其表面自转切变为dOmega=0.216 \pm 0.061 rad/d，对应于赤道和极地自转周期分别为7.62 \pm 0.07和10.3 \pm 0.8 d。通过外推表面图估计的日冕场类似于倾斜约70度的偶极子。我们还发现，色球活动的HD 179949主要是调制的旋转的恒星，有两个明确的最大值，每个旋转周期预期从一个高度倾斜的磁层。2009年9月，我们发现HD 179949的活动显示出低振幅波动的迹象，其周期接近系统的拍频周期。
2012-03-09 astro-ph.SR
Transit Variability in Bow Shock-Hosting Planets
我们调查的弓冲击周围的系外行星的相互作用的结果，行星与宿主恒星的日冕物质，专注于物理原因，可能导致的冲击特性的时间变化。我们最近提出，WASP-12b可能在其磁层周围存在弓形激波，类似于在地球周围观察到的弓形激波。对于WASP 12b，在近紫外渡越光变曲线中检测到冲击。后续观测表明，近紫外光曲线呈现出时间变化，这可能表明激波与行星之间的距离正在变化。这意味着行星磁层的大小正在根据周围环境介质的变化进行自我调整。我们研究了已知偏心（e> 0.3）凌日行星激波变化的可能原因。我们发现，由于距离恒星的变化沿轨道的偏心行星，冲击波的特性调制的轨道相位。我们预测的近紫外和光学光变曲线的开始之间的时间偏移，一般来说，小于过境持续时间。只有在不同的轨道相位观测到激波时，才能探测偏心系统中引起的激波特性的变化，而凌日观测通常不是这种情况。然而，由恒星和行星相互作用产生的非热射电辐射应该受到轨道相位的调制。我们还量化了冲击对日冕物质本身变化的响应，例如，非轴对称的恒星日冕，行星引力，恒星磁场的内禀变化。这种变化不依赖于系统偏心率。我们的结论是，对于系统的冲击是可检测的通过过境光变曲线观测，冲击变化应该是一个常见的情况。（节录）
2011-02-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Dynamics of Stellar Coronae Harboring Hot-jupiters I. A Time-dependent MHD Simulation of the Interplanetary Environment in the HD 189733 Planetary System
首次对太阳系外行星系统进行了含时磁流体动力学数值模拟，研究了恒星磁场和风与行星磁层和外流的相互作用。我们的模型基于HD 189733系统的参数，该系统拥有一颗近距离的巨行星。我们的模拟揭示了一个高度结构化的恒星日冕，其特征在于具有不同等离子体性质的部门。恒星与行星之间的相互作用在大小和复杂程度上各不相同，这取决于行星相位、行星磁场强度以及恒星场和行星场的相对方向。它还揭示了一个长的彗星状的尾巴，这是行星磁层尾巴被其快速轨道运动包裹的结果。重联事件发生在特定的轨道相位，导致行星磁层的质量损失，从而在恒星表面产生热点。模拟还表明，该系统有足够的能量来产生在巨行星宿主恒星的Ca II线中观察到的热点。然而，重新连接事件的短持续时间表明不能持续观察到这种SPI。
2011-01-25 astro-ph.SR
The magnetic field of zeta Orionis A
猎户座Zeta A是一颗热恒星，据称拥有微弱的磁场，但迄今为止还没有获得明确的磁场探测。此外，它最近被证明是一个由一颗O9.5I超巨星和一颗B1 IV恒星组成的双星系统。我们的目标是验证的磁场的存在下，在zeta猎户座A，确定它属于哪两个二元组件（或是否两颗恒星都是磁性的），并表征field.Very高的信号噪声光谱偏振数据与Narval在伯纳德Lyot望远镜（TBL）在法国获得。还使用了存档的HEROS、FEROS和UVES光谱数据。数据首先被分解以分离两个分量。然后我们用最小二乘反卷积（LSD）技术对它们进行分析，以提取磁信息。我们确认猎户座A星具有磁性。我们发现超巨星分量zeta Ori Aa是磁分量：观察到塞曼签名，并清楚地检测到旋转调制的纵向磁场的周期为6.829 d。这是目前已知的唯一一颗O型超巨星。利用Stokes V剖面的斜偶极场模型，我们证明了极场强度为~ 140 G。因为磁场很弱，而星风很强，猎户座ζ没有离心支撑的磁层。它可能拥有一个动态的磁层。它的伴星zeta Ori Ab没有显示出任何磁性特征，未检测到的磁场上限为$\sim$ 300 G。
2015-09-09 astro-ph.SR
Simulating the environment around planet-hosting stars - II. Stellar winds and inner astrospheres
我们提出了一个全面的数值模拟的结果，周围的环境三个系外行星宿主恒星（HD 1237，HD 22049和HD 147513）。我们的模拟考虑了目前用于日光层空间天气研究的最新模型之一。大规模的磁场地图，恢复与塞曼多普勒成像的层析成像技术的两个实现，用于驱动每个系统中的稳态解决方案。这篇论文包含了对恒星风和内部天体层的描述，而日冕结构之前在Alvarado-Gómez et al.（2016）中进行了讨论。分析包括恒星风的磁流体动力学性质，相关的质量和角动量损失率，以及每个系统中的天体层电流片的拓扑结构。所考虑的情况下，包括两个参考太阳模拟活动的最小值和最大值之间进行了系统的比较。对于HD 1237，我们研究了发达的恒星风的结构之间的相互作用，和一个可能的磁层在这个系统中的行星周围的质量。我们发现，粒子注入到行星大气的过程是由星风的密度分布而不是速度分布决定的。在这种情况下，我们预测在这个系统中，在40 MHz的最大系外行星无线电发射12毫焦耳，假设在近星点通道的高密度流光的交叉。此外，结合Alvarado-Gómez等人（2016）进行的分析，我们首次获得了完全模拟的质量损失-活动关系，并在Wood等人（2005 a）提出的基于天体层探测的关系的背景下进行了比较和讨论。最后，我们提供了这些系统的恒星风的三维特性的表征，在其宜居带的内部边缘。
2016-07-28 astro-ph.SR
The Magnetic Early B-type Stars III: A main sequence magnetic, rotational, and magnetospheric biography
恒星风的磁约束约束导致磁层的形成，磁层可以通过共转等离子体的旋转支撑被雕刻成离心磁层（CM）。磁性早期B型恒星的CM产生H $α$中可检测的发射所需的条件-这些结构的主要诊断-限制很差。一个关键的原因是，还没有对这个种群的磁性和旋转演化进行详细的研究。使用新确定的旋转周期，现代磁测量，并通过光谱建模确定的大气参数，我们已经推导出的基本参数，偶极斜转子模型，和磁层参数为56早期B型星。与磁性A型和O型恒星的比较表明，表面磁场强度的范围基本上是恒定的恒星质量，但无符号的表面磁通量增加质量。表面磁偶极子强度和总磁通量都随恒星年龄的增加而减小，而磁通量衰减的速率随恒星质量的增加而明显增加。我们发现了多极磁场可能比偶极子衰减得更快的初步证据。自转周期随着恒星年龄的增加而增加，正如磁制动场景所预期的那样。毫无例外，所有在CM中发射H $α$的恒星都是1）快速旋转的，2）强磁性的，3）年轻的，后者的性质与观测结果一致，即磁场和旋转都随着时间的推移而减少。
2019-09-05 astro-ph.SR
Magnetic Fields in a sample of planet-hosting M dwarf stars from Kepler, K2, and TESS observed by APOGEE
本研究利用APOGEE近红外光谱测定29颗拥有近轨小行星的M矮星平均磁场，并评估Kepler-186f与TOI-700d抵御恒星风所需的最小行星磁场。
2024-09-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Identification of Orbital Eclipses in LAMOST J024048.51+195226.9, a Candidate AE Aqr-type Cataclysmic Variable Star
AE Aqr天体是一类激变变星，其中快速旋转的白矮星（WD）的磁层在能够吸积到WD上之前离心地排出大部分下落的气体。吸积流的驱逐通过这个“磁推进器”提取WD的角动量，并在光学光度学中产生大振幅的非周期性耀斑。epa-AE Aqr是这类天体中唯一被证实的成员，但最近，Thorstensen（2020）发现了一个候选AE Aqr系统：LAMOST J024048.51+195226.9。使用调查测光，我们测量一个完善的轨道周期为这个系统，并确定一个浅，以前未被识别的日食期间，系统的频繁AE Aqr般的耀斑发作停止。一个专门的后续研究仍然是必要的，以测试拟议的AE Aqr分类LAMOST J024048.51+195226.9，但如果它得到证实，其耀斑产生区域的日食将提供一个新的手段研究磁螺旋桨现象。
2020-09-29 astro-ph.SR
Discovery of the binary nature of the magnetospheric B-type star $ρ$ Oph A
研究通过ESPaDOnS分光偏振与LSD分析发现$\rho$ Oph A为88天周期双星，磁场属于$\rho$ Oph Ab，且其偶极磁层及光变、H$\alpha$不对称可能受双星环境影响。
2025-05-19 astro-ph.SR
B fields in OB stars (BOB): Detection of a magnetic field in the He-strong star CPD-57° 3509
本文报道了银河系疏散星团NGC 3293的一颗强氦恒星CPD-57 3509（B2 IV）中磁场的探测结果，并给出了该恒星的大气参数和基本参数。使用两种独立的方法来量化磁场强度与FORS 2和HARPSpol的光谱偏振观测进行了分析。一个高S/N火焰/GIRAFFE频谱分析使用混合非LTE模式大气技术。与恒星演化模型的比较限制了恒星的基本参数。我们得到一个坚定的检测表面平均纵向磁场的最大幅度约为1千克。假设磁场为偶极配置，这意味着偶极场强大于3.3 kG。此外，纵向磁场的大幅度和快速变化（约1天内）意味着CPD-57 3509旋转非常快，尽管其明显的投影旋转速度很慢。这颗恒星应该能够支持离心磁层，但光谱没有显示出磁约束物质的迹象;特别是没有观察到Hα的发射。显然，风要么不够强，无法在磁层中积累足够的物质，无法被观测到，要么是某种泄漏过程导致了磁层中物质的损失。对恒星的定量光谱分析得出其有效温度和对数表面重力分别为23750 ± 250 K和4.05 ± 0.10，表面氦分数为0.28 ± 0.02。C、N、O、Ne、S和Ar的表面丰度与宇宙丰度标准相一致，而Mg、Al、Si和Fe的表面丰度约为2倍。这种丰度模式可以被理解为恒星风分离的结果。CPD-57 3509是已知演化最快的氦强恒星之一。
2016-01-10 astro-ph.SR
A Three-dimensional Simulation of a Magnetized Accretion Disk: Fast Funnel Accretion onto a Weakly Magnetized Star
我们提出了一个全球性的，三维磁流体动力学模拟的吸积盘与旋转，弱磁化的中心恒星的结果。圆盘被一个弱的、大尺度的极向磁场穿过，中心恒星最初没有强的恒星磁层。我们的模拟研究了从湍流吸积盘到恒星的吸积流的结构。模拟显示，即使没有恒星磁层，在高纬度地区也会发生快速吸积。我们发现，失败的磁盘风成为快速，高纬度吸积的结果，介导的角动量交换的磁场远高于磁盘，其中的洛伦兹力，减速的旋转运动的气体可以比较的离心力。与经典的磁层吸积方案不同，快速吸积流不受恒星磁层磁场的引导。然而，吸积速度达到自由落体速度在恒星表面由于有效的角动量损失在一个远离恒星的地方。这项研究提供了一个可能的解释，为什么赫比格Ae/Be星的磁场一般不足以形成磁层也显示出快速吸积的迹象。在我们的模型中，磁驱动射流不是从盘形成的。由于帕克不稳定性干扰了磁场的放大作用，差动旋转不能产生足够强的磁场来加速喷流。
2019-02-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The surface magnetic field and chemical abundance distributions of the B2V helium-strong star HD184927
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振计和自治领天体物理天文台1.8米望远镜的dimaPol液晶分光偏振计，在大质量恒星磁性（MiMeS）大型计划的背景下，获得了磁性B2 V星HD 184927的高分辨率斯托克斯I和V光谱的新时间序列。我们从IUE档案中获得的光学和紫外光谱模型来推断恒星的物理参数。利用磁场测量，我们得到了一个改进的转动周期为9.53102 ± 0.0007d。我们推断的纵向磁场从线的H，He和各种金属，揭示了很大的差异，从不同的元素确定的表观场强变化。使用He和O线的磁多普勒成像产生这些元素的强烈不均匀的表面分布。我们证明，纵向场变化的多样性可以理解为由于组合的元素特定的表面丰度分布与表面磁场，这是由偶极和四极组件的组合。我们重新分析了IUE高分辨率光谱，证实了风敏感的Civ和Siv共振线的强烈调制。然而，我们无法检测到任何调制的H $α$配置文件归因于恒星磁层。我们的结论是HD 184927拥有一个离心磁层，尽管在光学波长下无法检测到。HD 184927的磁制动时标计算为$τ_J = 0.96$或$5.8$ Myr。这些值与恒星的缓慢自转和估计年龄相一致。
2014-11-21 astro-ph.SR
Discovery and origin of the radio emission from the multiple stellar system KQVel
KQVel是一个由一颗缓慢旋转的磁性Ap星和一颗性质未知的伴星组成的双星系统。在本文中，我们报告的无线电发射的检测。我们使用ATCA干涉仪（波段名称：16厘米，4厘米和15毫米）进行了多频无线电活动。在所有条带中检测到靶标。对射电辐射最明显的解释是它起源于Ap星的磁层，但这是不可行的。已知的恒星参数的Ap星使我们能够利用非热陀螺同步辐射从早期型磁星的标度关系。这是一个一般的关系，说明了具有离心磁层的恒星如何通过旋转来支持无线电发射。用KQVel参数预测的射电光度比实测值低5个数量级以上。极长的自转周期排除了Ap星作为观测到的无线电发射源的可能性。KQVel的无线电发射的其他可能的解释，包括它的未知伴星，已经被探索。与观测到的特征（即射电光度和光谱，与X射线的相关性）相匹配的情况是一个等级恒星系统，其中磁星的可能伴星是一个近距离双星（可能是RSCVn型），至少有一颗磁性活跃的晚型恒星。为了与系统的总质量相适应，最后一种情况对KQVel恒星系统的轨道倾角施加了严格的限制。
2022-07-28 astro-ph.SR
Gas, not dust: Migration of TESS/Gaia hot Jupiters possibly halted by the magnetospheres of protoplanetary disks
本研究利用TESS与Gaia DR3数据比较中等质量恒星周围热木星轨道与盘内边界，发现是气体盘磁层截断半径而非尘埃盘阻止了热木星向内迁移，并推测无磁层的大质量赫比格星更易吞噬新生行星。
2024-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Launching of Jets by Propeller Mechanism
我们进行了轴对称模拟磁盘吸积到一个快速旋转的磁化星的“螺旋桨”制度。模拟表明，螺旋桨可能是“弱”（无流出）和“强”（有流出）。这两个制度之间的差异的调查表明，外流只出现在磁盘和磁层之间的“摩擦”是足够大的情况下，当吸积物质通量不是很小。物质以一个宽锥形流出，并从圆盘的内部区域被磁离心喷射出来。在靠近轴的地方，有一个很强的、平行的、以磁场为主的能量和角动量的外流，这些能量和角动量是由恒星的开放磁场线携带的。螺旋桨的“效率”可能非常高，因为大部分进入的圆盘物质都被风从系统中排出。由于通过闭合场线与盘的磁相互作用和通过开放场线与日冕的磁相互作用，恒星快速自旋。这种机制可能会在磁化恒星在磁层边界以超开普勒速度旋转的各种情况下起作用。我们推测，在一般情况下，任何物体旋转的超开普勒速度可以驱动外流吸积盘，如果它们之间的摩擦是足够大的。
2009-01-27 astro-ph.SR
SPIRou observations of the young planet-hosting star PDS 70
利用SPIRou对年轻恒星PDS 70进行近红外光谱偏振观测，探测其磁场特征与自转周期，并研究磁场对吸积过程的影响。
2024-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detection of an extremely strong magnetic field in the double-degenerate binary merger product HD 144941
HD 144941是一颗极氦（EHe）星，是由两颗白矮星（WD）合并而成的罕见的次矮星OB。在EHe星中，它的光变曲线被报道完全由旋转调制，这表明它存在磁场。在这里，我们报告的第一个高分辨率的光谱偏振观测HD 144941，其中我们检测到一个非常强的磁场在圆偏振（与视线磁场平均超过恒星盘$\langle B_z \rangle \sim -8$千克）和塞曼分裂的谱线（产生的磁模量$\langle B \rangle \sim 17$千克）。我们还报告了第一次弱H $α$发射一致的起源一个离心磁层（CM）。HD 144941的大气参数可能与次矮星或主序星一致，其表面丰度既不类似于其他EHe星，也不类似于He强磁星。然而，它的H $α$发射特性只有在它的质量约为1 M $_\odot$时才能重现，这表明它必须是一个后MS天体。由于没有双星的迹象，它不太可能是一颗被剥离的恒星，因此最有可能是在WD合并中产生的。因此，HD 144941进一步证明了合并是产生化石磁场的可行途径。
2021-07-23 astro-ph.SR
Ultra-Wideband, Multi-epoch Radio Study of the First Discovered `Main sequence Radio Pulse emitter' CU Vir
早型星表面大尺度磁场的存在导致了几种独特的电磁现象，产生了从X射线到射电波段的辐射。其中，最罕见的发射类型是电子回旋脉泽发射（ECME），观察到周期性的，圆偏振的无线电脉冲。这一现象最早是在热磁星CU Vir中发现的。过去对这颗恒星的观测导致了一种共识，即这颗恒星只产生右旋圆偏振ECME，这表明只有一个磁半球参与了这一现象。在这里，我们提出了第一个超宽带（0.4 $-$ 4 GHz）的研究，这颗星使用升级的巨型米波射电望远镜和卡尔G。Jansky超大阵列，这导致了两个圆极化的ECME的惊人发现，高达1.5 GHz左右。GHz的观测结果还使我们能够推断ECME的上限截止频率为$\gtrsim 5\,\mathrm{GHz}$。亚GHz观测导致每个旋转周期意外观测到两对以上的ECME脉冲。此外，我们报告发现了一个“巨大的脉冲”，和瞬态增强，这可能是第一个观测证据的“离心爆发”的等离子体从恒星磁层的最里面的一部分。恒星在GHz和sub-GHz频率下的行为之间的鲜明对比可能是由于传播效应，作为高度函数的变化磁场拓扑结构的表现，或额外的“ECME引擎”的特征。
2021-07-02 astro-ph.SR
B field in OB stars (BOB): The outstandingly strong magnetic field in the evolved He-strong star CPD-62 2124
OB星磁性的起源和演化至今还没有得到很好的理解。已知大约有70颗磁性OB星，任何具有不寻常特征的新物体都可能成为拼图的关键部分。本文报道了在强氦B2 IV恒星CPD-62 2124中探测到异常强的磁场。FORS 2和HARPSpol的分光偏振观测结果由两个独立的小组和程序进行了分析，得出的结论是一个约为5.2千G的强纵向磁场。恒星大气的定量表征产生的有效温度为23650 $\pm$ 250 K，表面重力为3.95 $\pm$ 0.10 dex和表面氦分数为0.35 $\pm$ 0.02的数量。金属成分与宇宙丰度标准一致，除了Mg，Si和S，它们略微非太阳能。H-$α$谱线所显示的强而宽的盘状辐射（$\sim$ 300 km/s）暗示了由强磁场支持的离心磁层。我们的研究结果表明，CPD-62 2124是一个早期的B型恒星托管迄今发现的最强的磁场之一，其中一个最先进的He强恒星已知，与分数的主序星寿命约为0.6。
2016-12-05 astro-ph.SR
Photometric properties and stellar parameters of the rapidly rotating magnetic early-B star HD 345439
本文首先介绍了利用南山一米宽视场望远镜对快速旋转磁星HD 345439的测光结果。从测光观测中，我们得到了0.7699 \pm 0.0014天的自转周期。HD 345439的光变曲线主要由磁云产生的双不对称S波特征所控制。在凌日系外行星勘测卫星的第41区没有观察到脉动行为。无论是在剩余通量还是在光变曲线极值处的系统变化中，都没有发现离心漏钢事件发生的证据。在刚性旋转磁层模型假设的基础上，我们对磁层倾角{ $β$ }和磁层倾角$i$进行了限制，使它们满足近似关系式{ $β+ i \approx 105^{\circ}$ }。色过量、消光和光度分别被确定为$E_{(B-V)}=0.745\pm0.016\,$ mag、$A_{V}=2.31\pm0.05\,$ mag和$\rm log\,(L/L_{\odot})=3.82\pm0.1 $ dex。此外，我们推导出有效温度为$T$ $\rm _{eff}=22\pm1 $ kK和表面重力为log $g=4.00\pm0.22$。质量$ M=7.24_{-1.24}^{+1.75}\rm M_{\odot}$、半径$ R=4.44_{-1.93}^{+2.68}\rm R_{\odot}$和年龄$\rm τ_{age}=23.62\,_{-21.97}^{+4.24} $ Myr由Hertzsprung-Russell图估算
2022-11-01 astro-ph.SR
HD 164492C: a rapidly-rotating, H$α$-bright, magnetic early B star associated with a 12.5d spectroscopic binary
我们采用高分辨率光谱和光谱偏振，推导出多系统HD 164492 C，位于年轻的疏散星团M20的物理性质和磁特性。光谱显示了三个组成部分的证据：一个宽线的早期B星（HD 164492 C1），一个窄线的早期B星（HD 164492 C2）和一个晚B星（HD 164492 C3）。分量C2和C3表现出显著的（$>100$ km/s）体径向速度变化，周期为$12.5351(7)$ d，我们将其归因于围绕共同质心的偏心双星运动。分量C1没有表现出可检测的径向速度变化。使用来自建模的C2+C3二进制的轨道和合成的组合光谱的约束，我们确定的组件的近似物理特性。我们的结论是，一个连贯的进化的解决方案与公布的年龄M20意味着距离系统的$0.9\pm 0.2$ kpc，对应于最小的公布值。我们确认检测到一个强磁场的组合频谱。该字段显然与系统的广义C1组件相关联。重复测量纵向磁场可以推导出磁星的自转周期$P_{\rm rot}=1.36986(6)$ d。我们推导出恒星的磁几何形状，发现$i=63\pm 6$度，$β=33\pm 6$度和偶极强度$B_{\rm d}=7.9^{+1.2}_{-1.0}$千克。在H $α$剖面中检测到强发射-根据磁周期变化。这与围绕着快速旋转的磁性C1组件的离心磁层的存在是一致的。
2016-10-08 astro-ph.SR
Looking into the cradle of the grave: J22564-5910, a young post-merger hot subdwarf?
我们提出了J22564-5910的发现，这是一种新型的热亚矮星（sdB），它显示了系统中存在气体的证据，并且具有浅的，多峰的氢和氦线，其形状随时间而变化。所有的观测证据都表明J22564-5910在合并阶段形成后不久就被观测到了。我们使用高分辨率，高信噪比的光谱学，结合多波段测光，盖亚天体测量和TESS光变曲线，旨在解释这些不寻常的光谱特征。测光，光谱和光变曲线都进行了分析，并结合他们的结果，以支持我们的解释的意见：可能存在的磁场结合气体功能周围的sdB。根据H线的三峰，估算了磁场强度，并用shellspec程序拟合了气体组态的定性模型。所有的观测结果都可以用~650 kG的磁场来解释，这使得离心磁层的形成成为可能，或者用被星周气体盘/环所包围的非磁性热亚矮星来解释。这两种情况并不相互排斥，都可以用最近的合并来解释。J22564-5910是该类型的第一个对象。这是一个快速旋转的sdB，系统中仍存在气体。这是第一个在合并事件发生后早期观察到的合并后明星，因此是非常有价值的系统来测试合并理论。如果这个磁场能够被证实，它不仅是第一个磁sdB，而且它拥有在前白矮星物体中发现的最强磁场。因此，它可能代表了长期寻找的强磁性WD的直接祖先。
2021-06-07 astro-ph.SR
Discovery of new magnetic early-B stars within the MiMeS HARPSpol survey
为了了解大质量恒星磁场的起源及其对恒星内部结构、演化和星周环境的影响，在MiMeS项目中，我们在大质量恒星样本中寻找磁性物体，并建立子样本进行深入的后续研究，以检验化石场起源、磁风禁闭和磁层性质的模型和理论，和磁星的演化我们获得了大量的OB星的高分辨率光谱偏振观测，这要归功于三个大型项目，这些项目已经分配在高分辨率光谱偏振仪ESPaDONS，Narval和HARPS光谱仪的偏振模块HARPSpol上。我们在这里报告的方法和HARPSpol磁检测的初步分析。我们使用多线分析技术确定了磁星。然后，在可能的情况下，我们对新发现进行监测，以得出它们的旋转周期，这对后续和磁性测绘研究至关重要。我们还对它们的光谱进行了初步分析，并确定了明显的光谱异常（例如，丰度特性，Halpha发射），这也是未来研究的兴趣。在本文中，我们将重点关注11颗恒星中的8颗，我们在其中发现或确认了HARPSpol LP样本中的磁场（其余3颗在以前的论文中发表）。其中7颗恒星是在早期B型恒星中发现的，而最后一颗恒星是在正常早期B型恒星的Ap伴星中发现的。我们报告明显的光谱和多重性，以及我们的测量，他们的纵向场强，和他们的旋转周期时，我们能够得到它们。我们还讨论了离心支撑的磁层理论的H α发射的存在或不存在。（删节）
2014-04-22 astro-ph.SR
Discovery of a magnetic field in the rapidly-rotating O-type secondary of the colliding-wind binary HD 47129 (Plaskett's star)
我们报告检测到一个强大的，有组织的磁场在大规模的O 8 III/I+ O7.5 V/III双线光谱双星系统HD 47129（Plaskett的明星）的第二个组成部分，在大质量恒星的磁性（MiMeS）的调查。八个独立的斯托克斯$V$观测是使用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振仪和伯纳德·李奥特望远镜的纳瓦尔分光偏振仪获得的。利用最小二乘反褶积方法，我们在3个观测值中得到了Stokes $V$信号的确定检测。在诊断无效（$N$）光谱中未检测到显著信号。塞曼特征信号很宽，并且跟踪次级分量的径向速度;因此我们得出结论，快速旋转的次级分量是磁化的恒星。校正极化光谱的线和连续的（尖锐线）小学，我们测量的纵向磁场从每个观察。次级的纵向场是可变的，并且表现出$-810\pm 150$ G和$+680\pm 190$ G的极值，这意味着$2850\pm 500$ G的最小表面偶极强度。相比之下，我们推导出初级表面磁场的上限（$3σ$）为230 G。强磁场和快速旋转的组合使我们得出结论，次级宿主通过磁约束风馈送的离心磁层。在这种情况下，我们重新审视的光学线轮廓和X射线发射的属性-以前解释为碰撞恒星风的后果。我们的结论是，HD 47129代表了一个迄今为止独特的恒星系统-一个紧密的，大质量的双星与快速旋转，磁化组件-这将是一个丰富的目标，为进一步研究。
2012-09-27 astro-ph.SR
