On the origin of magnetic fields in stars
在年轻恒星中观测到的千克级磁场是它们形成时遗留下来的化石场，还是由发电机产生的？我们使用辐射非理想磁流体力学模拟的引力坍缩的旋转，磁化分子云的核心超过17个数量级的密度，过去的第一个流体静力学核心的形成的第二个，恒星的核心，检查化石场假说。而在以前的工作中，我们发现，超过10 kG的磁场可以植入恒星在出生时，这假设理想磁流体力学（MHD），即气体耦合到磁场。在这里，我们提出了非理想MHD计算，其中包括欧姆电阻率，双极扩散和霍尔效应。对于现实的宇宙射线电离率，我们发现磁场强度为$\lesssim$千克植入恒星核心在出生时，排除了强大的化石领域。虽然这些结果对分辨率仍然敏感，但它们谨慎地提供了反对恒星磁场起源于化石场的证据，而是表明恒星中的磁场起源于发电机过程。
2018-09-04 astro-ph.SR
Understanding the dynamical structure of pulsating stars: The center-of-mass velocity and the Baade-Wesselink projection factor of the beta-Cephei star alpha-Lupi
脉动恒星的高分辨率光谱是研究其大气动力学结构的有力工具。线的不对称性被用来导出恒星的质心速度，而直接测量大气速度梯度有助于确定用于Baade-Wesselink距离确定方法的投影因子。我们的目标是推导出仙王座β星α-Lup的质心速度和投影因子。我们目前的HARPS高光谱分辨率观测α-Lup。我们计算了一阶矩径向速度，并通过双高斯拟合谱线轮廓，推导出线不对称性。γ速度和γ不对称性（分别定义为径向速度和线不对称性曲线的平均值）之间的相关性被用来推导恒星的质心速度。通过结合我们的大气速度梯度的光谱测定与恒星光球的流体动力学模型，我们推导出一个半理论的投影因子α Lup。我们发现质心速度为Vgamma = 7.9 +/- 0.6 km/s，α Lup大气中的速度梯度为零。我们将通常的投影因子分解为三部分，p = p0 fgrad fog（最初是为造父变星开发的），并将投影因子p = 1.43 +/-0.01应用于α Lup。通过与经典造父变星的HARPS观测结果的比较，我们还指出了大气速度梯度与径向速度曲线振幅之间的线性关系。此外，我们观察到相移（范霍夫效应），而α Lup没有速度梯度。
2013-05-31 astro-ph.SR
The origin of magnetic fields in hot stars
在约7%的单一热恒星表面观测到稳定的主要为偶极的磁场，这表明这些磁场是化石起源的，即它们是从形成恒星的分子云中的种子场下降的。最近的结果证实了这一理论。首先，理论工作和数值模拟证实，所观察到的领域的属性对应于那些预期从化石领域。他们还表明，快速旋转不会改变表面的偶极磁结构，但会阻碍化石磁场的稳定性。这解释了大质量恒星的磁场特性和恒星特性之间缺乏相关性。这也可以解释为什么在Be星中没有检测到磁场，因为Be星的旋转速度接近它们的分裂速度。此外，BinaMIcS合作对双星系统中的热星进行的观测表明，那些拥有可检测磁场的恒星的比例比单个热星要小得多。这可能与大质量恒星形成的模拟结果有关，模拟结果表明，原始分子云中的磁场越强，就越难将大质量核心分裂成几颗恒星。因此，越来越多的论点支持化石场论。
2015-02-01 astro-ph.SR
The complex fossil magnetic field of the $δ$ Scuti star HD\,41641
目前已知的盾牌座$δ$只有三颗磁性恒星。HD 41641是一颗盾牌座$δ$星，它的化学特性和光变曲线的旋转调制使它成为一个很好的磁性候选者。我们在TBL的Narval获得了这颗恒星的分光偏振观测，以寻找磁场的存在并对其进行表征。我们确实清楚地检测到HD 41641中的磁场，使其成为第四颗已知的磁性$δ$ Scuti星。我们的分析表明，磁场是化石的起源，像磁性OBA星，但具有复杂的场结构，而不是更常见的偶极结构。
2020-11-16 astro-ph.SR
The Origin of the Bimodal Distribution of Magnetic Fields in Early-type Stars
在早期型恒星中，化石磁场可能是在恒星形成过程中产生的，也可能是恒星合并事件的结果。表面磁场被认为会被（亚）表面对流层消除，这通常会留下弱的无序场。然而，如果化石场足够强，它可以阻止（次）地表对流的发生，从而被保存在主层序上。我们计算的临界场强发生这种情况下，发现它对应的下限振幅观测到的领域在强磁化的Ap/Bp星（$\approx$ 300 G）。预测的临界场强略有增加，在主序星演化，这也可以解释观测到的磁星的分数下降。这支持了早期型恒星中观测到的磁场的双峰分布反映了两种不同的磁场起源故事的结论：强磁场是恒星形成或合并事件中继承的化石场，弱磁场是持续发电机作用的产物。
2020-06-15 astro-ph.SR
The dramatic change of the fossil magnetic field of HD 190073: evidence of the birth of the convective core in a Herbig star ?
在ESPaDOnS和Narval对赫比格Ae/Be恒星进行分光偏振测量的背景下，我们发现并监测了HD 190073的磁场，从2004年到2009年，持续了四年多。我们的观测结果在斯托克斯V光谱中都显示出类似的塞曼特征，表明HD 190073拥有一个对齐的偶极子，多年来一直稳定，与化石来源一致。我们在2011年和2012年获得了对这颗恒星的新观测，并在几天到几周的时间尺度上检测到了塞曼签名的明显变化，这表明它的场的配置在2009年和2011年之间发生了变化。化石场外部结构的这种突然变化以前从未在任何中等或高质量恒星中观察到过。HD 190073是一颗几乎完全辐射的前主序星，可能拥有一个不断增长的对流核心。我们认为，这种剧烈的变化是化石场与新生对流核中发电机场的点火相互作用的结果。
2013-01-09 astro-ph.SR
Survival of fossil fields during the pre-main sequence evolution of intermediate-mass stars
本研究评估了中间质量恒星前主序演化期间化石磁场的存留机制，发现全对流模型中磁场衰减高效，而从对流核心到辐射核心的过渡能自然解释磁通量存留及临界质量现象。
2023-06-29 astro-ph.SR
Spatially resolved X-ray study of supernova remnants that host magnetars: Implication of their fossil field origin
磁星被认为是宇宙中磁化最强的中子星。为了揭示什么样的恒星和超新星可以产生磁星，我们对超新星遗迹（SNRs）Kes 73，RCW 103和N49进行了最先进的空间分辨光谱X射线研究，这些超新星遗迹分别拥有磁星1 E 1841-045，1 E 161348-5055和SGR 0526-66。这三个SNR是O和Ne增强的，并且在密度>1- 2 cm $^{-3}$的星际介质中演化。金属成分和稠密的环境表明，祖星的质量不是很大。这三颗磁星的原始质量被限制在小于20 Msun（Kes 73为11- 15 Msun，RCW 103小于13 Msun，N49约为13 - 17 Msun）。我们的研究表明，磁星不一定是由质量非常大的恒星形成的，而是起源于跨越大质量范围的恒星。这三个超新星的爆炸能量从$10^{50}$尔格到~2 $\times 10^{51}$尔格不等，进一步反驳了超新星是由快速旋转的毫秒级恒星激发的观点。我们报告说，RCW 103是由一个微弱的超新星爆炸产生的，具有显著的回落，这样的爆炸解释了低爆炸能量（~ $10^{50}$ erg），小观测到的金属质量（$M_{\rm O}\sim 4\times 10^{-2}$ Msun和$M_{\rm Ne}\sim 6\times 10^{-3}$ Msun），以及太阳下更重元素的丰度，如Si和S。我们的研究支持化石场起源作为一个重要…
2019-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The BinaMIcS project: understanding the origin of magnetic fields in massive stars through close binary systems
现在已经确定的是，大质量（M>8 Msun）恒星群中的一小部分拥有强大的、有组织的磁场，最有可能是化石起源。这些领域的产生和演变的细节仍然知之甚少。BinaMIcS项目通过研究近距离双星系统的磁性，朝着理解恒星形成和演化过程中双星和磁性之间的相互作用，特别是化石场的起源迈出了重要的一步。这些系统的组成部分很可能是在同一时间、同一环境中一起形成的，因此可以帮助我们将初始条件对大质量恒星磁性的作用与年龄或旋转等其他竞争效应区分开来。我们在这里介绍BinaMIcS项目的主要科学目标，以及相关ESPaDOnS和Narval分光偏振测量第一年观测的初步结果。
2014-09-03 astro-ph.SR
The nature and origin of magnetic fields in early-type stars
我回顾了我们目前的知识，磁场的恒星质量超过1.5 Msun，特别是他们的性质和起源。这包括在一部分恒星群中发现的强磁场，以及用来解释它们的古场论;在织女星和天狼星中发现的亚高斯场及其可能的起源;以及我们可以推断的大质量恒星中的磁场活动以及它如何与地下对流联系起来。
2013-12-17 astro-ph.SR
The Effelsberg survey of FU~Orionis and EX~Lupi objects II. -- H$_2$O maser observations
本研究利用埃菲尔斯贝格100米射电望远镜首次对51个FUor和EXor天体进行22.2 GHz水脉泽系统搜寻，探测到5个水脉泽，爆发源探测率为6%，首次证实该类爆发恒星系统存在水脉泽发射，为后续高角分辨率射电干涉观测研究小尺度结构奠定基础。
2023-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of a fossil magnetic field on dipolar mixed-mode frequencies in sub- and red-giant stars
已知质量大于$\sim 1.3$ M $_\odot$的恒星在主序星期间会发展出对流核心：这种对流所引发的发电机过程可能是恒星核心内强磁场的来源，当恒星变得稳定分层时，磁场会被捕获，并在其演化的其余部分被捕获。高度磁化的白矮星的存在强化了在演化的低质量恒星核心内埋藏化石磁场的假设。如果这样的化石场存在，它应该会影响红巨星的混合模式，因为它们对影响这些恒星最深层的过程很敏感。磁场对偶极振荡模式的影响是Michael J. Thompson教授在90年代准备太阳地震SoHO空间任务时的研究课题之一。由于对太阳重力模式的探测仍有争议，对太阳振荡模式的研究并没有提供太阳辐射核心存在磁场的任何线索。今天，我们可以进入演化恒星的核心，这要归功于CoRoT、开普勒、K2和TESS任务对混合模式的星震观测。应用和推广为《太阳报》所做工作的想法来自2018年初与迈克尔·汤普森教授的讨论，之后我们失去了他。按照我们画在一起的路径，我们从理论上研究了一个稳定的轴对称混合极向和环向磁场，与恒星的旋转轴对齐，对一个典型的演化低质量恒星的混合模式频率的影响。这使我们能够估计磁扰动的混合偶极模式的本征频率，这取决于磁场强度和恒星的演化状态。我们的结论是，强磁场的$\sim$ 1 MG应该扰动的混合模式的频率模式，足以检测其影响内目前的星震数据。
2020-12-16 astro-ph.SR
Large-Scale Magnetic Fields in Stellar Interiors I. Equilibrium Configurations to Model Fossil Fields
上下文对古磁场的起源、拓扑和稳定性的理解是恒星磁学理论的基石之一。一方面，由于它们在长期的时间尺度上生存，它们可能会改变其宿主恒星的结构和演化。另一方面，它们必须有一个复杂的稳定结构，因为泰勒及其合作者已经证明，最简单的纯极向场或环向场在动力学时间尺度上是不稳定的。在这种情况下，唯一的稳定配置，已被发现今天是一个由Braithwaite和合作者谁研究了初始随机磁场的演变，这是发现放松的混合稳定配置（极向和环形），似乎是在平衡，然后扩散的数值模拟的结果。目标。因此，在这项工作中，我们以半分析的方式追踪这种类型的平衡场。方法.在这第一篇文章中，我们研究了正压磁流体静力学平衡态，问题归结为一个具有任意函数的类Grad-Shafranov方程。这些后者的约束，推导出最低能量的平衡态的考虑轴对称问题的给定不变量，特别是对于一个给定的螺旋度，这是已知的主要演员之一，这样的问题。然后，我们得到的推广的力免费泰勒的松弛状态在实验室实验中（在spheromak），成为非力免费的自引力恒星的情况下。一般斜压平衡态的情况将在论文II中研究。结果这些理论结果适用于现实的恒星的情况下，即太阳辐射的核心和Ap星的信封，并进行了讨论。在这两种情况下，我们都假定场最初被限制在恒星辐射带内。
2010-03-15 astro-ph.SR
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: III. The case of $τ$ Sco
$τ$ Sco是上Sco星协中一颗被充分研究的磁性B型星，它有许多令人惊讶的特征。它旋转得很慢，显示氮过剩。它的表面磁场比纯粹的偶极结构复杂得多，这在大质量磁性恒星中是不寻常的。我们采用CMFGEN辐射转移代码来确定的基本参数和表面CNO和氦丰度。然后，我们采用MESA和GENEC恒星演化模型解释表面磁场的影响。为了使$τ$ Sco的性质与单星模型相一致，旋转混合的效率需要增加3到10倍，磁制动的效率需要增加10倍。自旋下降可以通过假设一个磁场衰减的情况来解释。然而，同时进行的化学浓缩对单星设想提出了挑战。以前的研究确实提出了$τ$ Sco的恒星合并起源。然而，合并方案也面临着类似的挑战，我们的磁性单星模型来解释$τ$天蝎座的同时缓慢旋转和氮过剩。总之，单星通道似乎不太可能和通用的解释这些差异，而合并的情况和其他潜在的双演化通道仍然需要进一步评估，以确定它们是否可以自洽地解释观测到的$τ$ Sco。
2021-04-23 astro-ph.SR
APOGEE strings: a fossil record of the gas kinematic structure
我们比较了猎户座A云中年轻恒星的远地点径向速度（RV）与CO线气体排放，并发现两者之间的相关性在大尺度上，与以前的研究一致。然而，在较小的尺度上，我们发现的证据存在的恒星速度场的子结构。使用的朋友的方法，我们确定了37个恒星集团几乎相同的RV。这些星群不是随机分布的，而是由5个或更多的成员组成的细长的星链或星串，它们具有低速分散性，长度为1-1.5秒差距。最近在致密ISM中发现的APOGEE弦的运动学性质与致密核和纤维链的内部速度场之间的相似性是惊人的，这表明对于大多数猎户座A云，年轻的恒星保持着它们起源的母体气体子结构的记忆。
2016-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of magnetic fields in hot stars
在过去的十年里，我们对主序星热星磁性的理解取得了巨大的进步。特别是，它们的表面磁性的统计发生率已经确定（~10%），现在认为磁场起源是化石。然而，基本的问题仍然存在：这些化石场如何在主序后阶段演化，以及它们如何影响热恒星从主序到最终消亡的演化？填补已知的磁演化热（OBA）星的空白，研究它们的化石磁场随恒星演化的演化，并了解这些磁场对恒星本身的角动量，自转，质量损失和演化的影响，对于回答这些问题至关重要，具有深远的影响，特别是对于超新星爆炸和恒星残余物的前体的性质。在BRITE光谱偏振测量和LIFE项目的框架内，我们发现了首批几颗磁热超巨星。它们的纵向表面磁场非常弱，但它们的配置类似于主序星的热星。我们提出这些第一次观测结果，并建议解释它们在一阶的背景下，磁通量守恒的半径的恒星扩大与演变。然后，我们还考虑了恒星结构变化沿演化的可能影响。
2017-02-22 astro-ph.SR
Fossil field decay due to nonlinear tides in massive binaries
表面磁场已经在5%到10%的孤立的大质量恒星中被检测到，它们承载着外部辐射包层。它们通常被认为有化石起源，来自恒星形成阶段。然而，在短周期双星中，磁性大质量恒星是罕见的，正如BinaMIcS（Binarity and Magnetic Interaction in various classes of Stars）合作报告的那样。分子云中不同的物理条件产生了孤立的恒星和双星，这是经常被引用的。此外，我们提出，观测到的低磁场入射近双星可能是由于非线性潮汐。实际上，密近双星很可能倾向于潮汐不稳定，一种通过非线性效应在平衡潮汐流上增长的流体不稳定。然而，分层效应迄今在很大程度上被忽视。本文从理论和数值两方面研究了磁场作用下快速旋转、稳定分层流体中的潮汐不稳定性。我们使用短波长的稳定性方法，提出了一个全面的（本地）理论的潮汐不稳定性的线性发病，讨论阻尼效应。然后，我们提出了一个混合长度理论的混合所产生的潮汐不稳定的非线性制度。我们成功地评估了我们的理论预测对概念验证，直接数值模拟。最后，我们比较我们的预测与短周期，双线光谱双星系统的观察。使用新的分析结果，交叉验证的稳定性方程的直接集成，我们表明，潮汐不稳定性可以产生的非线性耦合的惯性重力波与平衡潮汐流在短周期大规模的二进制文件，甚至对焦耳扩散。在非线性区域，饱和潮流引起的湍流磁扩散可以耗散古磁场。我们预测，动荡的焦耳扩散的化石领域将发生在…
2019-09-12 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Stars with a Stable Magnetic Field
在这篇评论中，我将总结我们所知道的关于恒星中的磁场以及这些磁场的起源。我将解决的问题，磁通量是否是保守的，从前主序星到致密的恒星阶段（化石场的起源），或是否可能是发电机产生的领域在某些阶段的恒星演化，也许在恒星合并事件。
2018-01-29 astro-ph.SR
Breaking Orion's Veil bubble with fossil outflows
反馈在恒星形成的自我调节中的作用是天体物理学中的一个基本问题。猎户座星云是最近的正在进行和最近的大质量恒星形成的地点。这是一个研究恒星反馈的独特实验室。最近的SOFIA [CII] 158 $μ$ m观测揭示了一个膨胀的气泡，面纱壳，由恒星风和电离反馈提供动力。我们已经确定了猎户座面纱外壳西北部的一个类似于猎户座的子结构，这可能表明了高度定向的额外反馈机制。我们的目标是通过量化其可能的驱动机制来研究突起的起源。我们使用SOFIA上的upGREAT仪器获得的猎户座星云[CII] 158 $μ$ m图。观测的光谱和空间分辨率分别为0.3 km/s和16 arcsec。我们认为这一突出的三种可能的起源：化石外流腔产生的喷流/流出在原恒星吸积阶段，预先存在的块状的OMC-1核心，恒星风在主序星阶段。基于能量学和形态学，我们得出结论，西北部的预先存在的云是局部扰动的外流喷出的大规模原恒星在梯形星团。这表明面纱的突出是机械反馈而不是辐射反馈的结果。此外，我们认为，该位置的突起是一个合适的地方，打破猎户座面纱，由于光烧蚀从壁的突起。我们的结论是，大质量原恒星的外流可以影响未来的\hii \，区域的形态，甚至导致在电离前沿的破裂。具体来说，主序星的恒星风与原恒星喷流预处理的分子核心的相互作用是重要的。
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the origin of magnetic white dwarfs
University of Rochester（罗切斯特大学）
本研究利用1158个磁化白矮星目录和盖亚DR2的20 pc样本，分析多种磁化白矮星起源机制的可行性，发现盘发电机机制最符合观测约束，合并可解释年轻、高质量的强磁化白矮星。
2026-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.other
Magnetic fields along the pre-main-sequence phase
在这篇文章中，我回顾了在过去十年中进行的一些主要工作，研究中等质量前主序星的磁场，目的是了解化学奇特的Ap/Bp星中检测到的磁场的起源，并测试化石场论。
2013-10-07 astro-ph.SR
A Near-infrared RR Lyrae census along the southern Galactic plane: the Milky Way's stellar fossil brought to light
天琴座RR型恒星（RRL）是银河系化石记录的示踪剂，拥有关于其形成和早期演化的宝贵信息。由于银河平面特有的高星际灭绝，位于银河低纬度的遥远RRL一直难以捉摸。我们利用近红外光度数据库的VVV调查的磁盘足迹跨越银河经度的$\sim$ 70 $^\circ$，使用机器学习分类器，达到了1892高置信度RRL的普查。采用新的数据驱动方法，使用稀疏采样的多波段光度法准确表征其空间分布。RRL金属丰度分布函数（RRL）是使用机器学习方法从其$K_s$波段光变曲线参数导出的。这个星云与红团巨星的光谱星云和核球RRL的光谱星云有着显著的结构相似性。我们的模型的多组件密度分布和发现，与不同的模型组件系统的银心半径和垂直距离从银河系平面，相当于弱金属丰度梯度的恒星的数量密度的变化。根据与ARGOS调查结果的一致性，三种重金属模式归因于古老的盘群，而最贫金属的RRL可能是晕闯入者。我们建议，占主导地位的[Fe/H]组件与平均值的$-1$ dex可能对应于一个古老的银河系球状体或经典的凸起组件居住在银河系中央的郊区。在这项研究中的RRL的物理起源需要验证的运动学信息。
2018-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues to the origin and properties of magnetic white dwarfs
相当一部分白矮星拥有强度从几千克到大约1000毫克的磁场。然而，当白矮星被分解成不同的光谱类型时，磁性的发生率会有所不同，这为白矮星的磁场形成提供了线索。磁场起源的几个方案已经提出了从化石场起源发电机产生在不同的演化阶段。偏置偶极子通常被认为足以模拟场结构，然而时间分辨的光谱偏振观测揭示了更复杂的结构，如磁点或多极子。这些场结构的表面映射与测量的旋转速率相结合，有助于区分涉及单星演化的场景与涉及双星相互作用的其他场景。我描述了磁性白矮星的关键观测特性，如年龄，质量和场强，并面对这些特性的形成方案。
2020-01-29 astro-ph.SR
Magnetic White Dwarfs: Observations, Theory, and Future Prospects
孤立的磁性白矮星的磁场强度从千高斯到千兆高斯不等，构成了一类有趣的天体。磁场的起源至今仍是一个热门的争论话题。这些磁场是否是化石，即在白矮星的祖先演化过程中被放大的原始弱磁场的残余，或者相反，是双星相互作用的结果，或者最终是在白矮星本身演化过程中产生如此大的磁场的其他物理机制，仍然有待阐明。本文从理论和观测两个方面综述了白矮星磁场的研究现状。
2015-10-29 astro-ph.SR
Shaping core dynamos in A-type stars: The role of dipolar fossil fields
本文通过3D数值模拟研究了A型星对流核心发电机与偶极化石场的相互作用，发现内部闭合的偶极场能显著增强发电机并改变恒星内部自转模式，而高倾角偶极场则会衰减。
2025-06-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Origin of magnetism in early-type stars
根据我们对恒星演化的理解，早型恒星具有辐射包层和对流核心，这是由于CNO循环产生的陡峭温度梯度。其中一些恒星（主要是亚类Ap和Bp）有很强的磁场，足以用塞曼效应直接观测到。在这里，我们提出了一个$2 ~M_{\odot}$ A型星的三维磁流体动力学模拟使用的星在一个盒子模型。我们的目标是探索模拟的恒星是否能够保持一个磁场一样强的观察，通过发电机驱动的对流核心，或通过保持一个稳定的化石场配置来自其早期演化阶段，使用不同的旋转速率。我们建立了两个模型，一个部分辐射和一个完全辐射的，这是由导热系数的值。我们的模型能够探索这两种情况，包括对流驱动的发电机。
2023-03-19 astro-ph.SR
Of?p stars: a class of slowly rotating magnetic massive stars
只有5个？p星在银河系中被发现。其中，3个已被详细研究，并在过去5年中，磁场已被检测到在他们每个人。观测到的磁场和光谱特征表明，有组织的磁场，很可能是化石起源，将它们的超音速恒星风限制在密集的结构化磁层中。这些恒星的磁场的系统检测强烈表明，的？p型星代表一般的O型磁性星。
2010-09-18 astro-ph.SR
CP and related phenomena in the context of Stellar Evolution
本文综述了中、高质量恒星的演化与其磁性和化学性质之间的相互作用。我们描述了理论的AP-星“化石”领域，在触及预期的长期扩散过程，从而引起该领域的演变。然后，我们介绍了Herbig Ae/Be星的光谱偏振测量的最新结果，表明主序上看到的那种磁场在主序前阶段已经存在，与化石场论一致，并且Ap/Bp星缓慢旋转的起源也位于主序前演化的早期;我们还提出了结果，确认缺乏恒星的领域低于几百高斯。然后，我们寻求哪些宏观运动与原子扩散竞争，以确定表面丰度的AmFm星。虽然湍流运输和质量损失，在竞争原子扩散，都能够解释观测到的表面丰度，内部丰度分布是不同的，足以潜在地导致使用asterosismology测试。最后，我们回顾了恒星辐射带中的相干驱动和混合过程的研究进展。
2010-02-22 astro-ph.SR
Magnetic Field Generation in Stars
从主序星到致密天体，在观测恒星磁性方面取得了巨大进展。恒星磁场的起源一直是天体物理学中未解的主要问题之一，最近的数据使这个令人烦恼的问题更加清晰。在本章中，我们回顾了这一领域的研究工作。特别是，我们期待在化石场假说联系在紧凑型恒星的磁性在主序星和前主序星的磁性，我们认为为什么它的可行性现在受到质疑，特别是在高磁白矮星的背景下。我们还回顾了在中子星背景下的化石与发电机的争论，以及在中子星场的产生和稳定性中，浮力、螺旋度和超流湍流等关键物理过程所扮演的角色。中子星内部磁场的独立信息将来自未来的引力波探测。因此，我们可能正处于一个新时代的黎明，在一个新的非电磁观测窗口的打开的驱动下，致密恒星磁性的令人兴奋的发现。我们还回顾了磁流体动力学湍流的理论和计算的最新进展，因为它适用于恒星磁学和发电机理论。这些进展提供了深入了解恒星发电机的行动，以及控制过程中的扩散磁通量运输的恒星。
2015-04-30 astro-ph.SR
Stellar physics with high-resolution UV spectropolarimetry
目前恒星物理学中的热点问题，无论是热恒星还是冷恒星，都与它们的磁性有关。在热恒星中，化石来源的稳定磁场影响其恒星结构和星周环境，可能在恒星演化中发挥重要作用。然而，这一作用是复杂的，因此迄今为止人们对其了解甚少。它需要用高分辨率的紫外分光偏振测量来量化。在冷恒星中，紫外线分光偏振法将提供对非常动态的高层恒星大气的结构和磁场的了解，为在磁场加热高层大气、发射恒星风以及更一般地说在冷恒星整个演化过程中与其环境（星周盘、行星）的相互作用方面取得新进展提供关键数据。
2019-03-15 astro-ph.SR
Where are the solar magnetic poles?
不管恒星磁场的物理来源是化石还是发电机引起的，磁轴和自转轴之间的倾角是经常观察到的。在太阳的情况下，缺乏这个方向的观测证据，导致普遍认为它的全球磁场和旋转轴是对齐的。我们提出了一个月的周期性信号的光球太阳磁场在所有纬度的检测，特别是在两极附近，揭示了太阳的磁场的主轴是不对准的表面旋转轴。这一结果强化了我们的太阳是一颗普通的中等质量恒星的观点。此外，这一探测挑战并对现代太阳发电机理论施加了强有力的观测约束。
2018-04-25 astro-ph.SR
A common origin of magnetism from planets to white dwarfs
孤立的磁性白矮星的磁场强度从千高斯到千兆高斯不等。然而，迄今为止还没有阐明磁场的起源。这些磁场是否是化石，因此是原始弱磁场的残余，在其祖先恒星的演化过程中被放大，或者是双星相互作用的结果，或者最后，它们是在白矮星本身冷却过程中由其他内部物理机制产生的，仍然是一个谜。在足够低的温度下，白矮星会结晶。在凝固时，其主要成分12 C和16 O以及先前演化留下的杂质发生相分离。这一过程导致在固体核的顶部形成瑞利-泰勒不稳定的液态地幔。这个对流区域，就像它发生在太阳系行星如地球和木星，可以产生一个发电机，能够产生强度高达0.1 MG的磁场，从而提供了一个机制，可以解释单个白矮星的磁性。
2017-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic fields in massive stars, their winds, and their nebulae
大质量恒星是星系和宇宙的重要组成部分，是重元素的生产场所，也是恒星风和超新星的搅拌剂和能量提供者。近年来，磁性大质量恒星领域取得了巨大的进展。不同的观点--从发电机理论和恒星演化的直接场测量到碰撞风和恒星环境--卓有成效地结合成一个最有趣和仍在发展的整体图景，我们试图在这里回顾。塞曼签名留下毫无疑问，至少有一些O-和早期的B-型恒星有一个表面磁场。间接证据，特别是碰撞风的非热无线电发射，表明更多。大质量恒星的新图像显示出与中等质量恒星的结果相似，后者有更多的数据可用。观测通常与大约1 kG（O星）或300 G至30 kG（Ap / Bp星）的偶极或低阶多极场兼容。在O型恒星zeta-Ori A和织女星中已经探测到了微弱和无序的磁场，织女星是第一颗具有磁场的正常A型恒星。对于观测到的表面场的起源，理论基本上提供了两种解释：一种是化石场，特别是对于强而有序的场;另一种是不同的发电机机制，优先用于不太有序的场。数值模拟产生的第一个具体的稳定（化石）场的配置，但给矛盾的结果，发电机行动是否在大规模主序星的辐射信封是可能的。内部磁场，甚至可能不会出现在恒星表面，影响恒星演化，因为它们导致更均匀的旋转，更慢的旋转核心和更快的表面旋转。表面金属性可能会增强，从而影响质量损失率。
2011-04-29 astro-ph.SR
Galactic ArchaeoLogIcaL ExcavatiOns (GALILEO) II. t-SNE Portrait of Local Fossil Relics and Structures
本研究利用t-SNE技术分析太阳附近1742颗非银盘旋转红巨星的化学丰度数据，发现7个银河系结构，其中2个为未报道的新星群，并验证了结果的稳健性。
2023-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Stability of a General Magnetic Field Topology in Stellar Radiative Zones
本文简要介绍了恒星古磁场的形成以及在特定的磁场结构下可能出现的不稳定性。特别地，如Tayler（1973）、Markey & Tayler（1973）和Tayler（1980）最初研究的，对于极向、环向和混合极向-环向轴对称磁场位形，可以发生纯磁不稳定性。然而，在大质量恒星表面观测到的大多数磁场配置都是非轴对称的。因此，扩展早期研究的轴对称泰勒不稳定性的球形几何（Goossens，1980），我们介绍了一个制定的全球变化的势能包含在一个对流稳定的区域给定的任意拉格朗日扰动，它允许包括轴对称和非轴对称磁场。有了这个工具在手，一个路径示出了更一般的稳定性准则可以建立。
2016-10-27 astro-ph.SR
The magnetic fields of intermediate-mass T Tauri stars : I. Magnetic detections and fundamental stellar parameters
上下文在5%到10%的中等质量主序星中检测到的化石磁场的起源仍然存在很大争议。目的。我们想把观测的限制，以大量的中等质量的前主序星（PMS）的恒星，以测试的理论，对流发电机领域产生的PMS阶段的恒星演化偶尔可以放松到化石领域的主序星。方法.使用距离估计，光度测量，和分光偏振数据从HARPSpol和ESPaDOnS的38个中等质量的PMS恒星，我们确定了基本的恒星参数（Teff，L和v sin i）和测量表面磁场特性（包括检测极限为非检测，和纵向场和基本拓扑结构为积极的检测）。利用PMS演化模型，我们确定了这些恒星的质量、半径和内部结构。我们比较了不同的PMS模型，以检查我们的决定不是模型依赖的。然后，我们比较了我们的样品的恒星参数和内部结构的磁性特征。结果我们在大约一半的样本中检测到磁场。大约90%的磁星的外对流包层大于恒星半径的25%，并且重于恒星质量的2%。在质量更高的恒星中，我们发现中等质量恒星的磁场入射率下降得非常快，在0.1百万年量级的时间尺度内。最后，我们提出，中等质量的金牛座T星与大对流信封，接近完全对流的限制，有复杂的领域，他们的偶极分量的强度可能会减少，因为他们的对流信封的大小减少，类似于低质量的金牛座T星。
2018-10-30 astro-ph.SR
Magnetic Fields of CP Stars in the OrionOB1 Association. IV. Stars of Subgroup 1b
本文报道了猎户座OB 1星协1b子群15颗化学奇特星的磁场测量结果。我们发现这15颗CP星中具有强磁场的恒星所占的比例几乎是子群1a的两倍。与此同时，子群1b的年龄估计为200万年，子群~1a的年龄约为1000万年。1b亚群恒星的平均均方根磁场Be是1a亚群恒星的2.3倍。所得到的结论属于B星和A星中大规模磁场的化石起源的概念，但磁场随年龄的减弱率似乎非常高。我们的研究结果是对恒星磁场形成和演化理论的一个重要的观测检验。
2021-04-06 astro-ph.SR
Magnetic massive stars: confirming the merger scenario for the magnetic field generation
本文综述大质量恒星全球稳定磁场的起源争议，并结合多星系统普遍存在的观测证据，支持磁场由双星质量转移或恒星核心并合等相互作用产生的并合情景。
2024-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the origin of magnetic fields in stars II: The effect of numerical resolution
在年轻恒星中观测到的千克级磁场是它们形成时遗留下来的化石场，还是由发电机产生的？我们以前的数值研究得出结论，磁场必须起源于发电机过程。在这里，我们继续调查进行更高的数值分辨率计算的引力坍缩的1~M $_\odot$旋转，磁化分子云核心通过第一和第二塌缩阶段，直到恒星密度达到。每个模型包括欧姆电阻率、双极扩散和霍尔效应。我们测试了六个数值分辨率，使用$10^5$和$3\times10^7$粒子来模拟云。除了最低的分辨率，磁壁形成在第一流体静力学核心的外部，最大磁场强度位于壁内，而不是在核心的中心。在高分辨率下，该磁壁被霍尔效应破坏，产生具有螺旋形强度分布的磁场。当第二次坍缩发生时，这个场被向内拖动并增强，最大场强随着分辨率的增加而增加。在最高分辨率模拟中，第二核形成时的最大场强超过1~kG，在最高分辨率模拟中，星核场强超过了这个阈值。我们的分辨率研究表明，KG强度的磁场可能在低质量恒星形成期间被植入其中，并且可能持续很长的时间尺度，因为磁场的扩散时间尺度超过了宇宙的年龄。
2022-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium and Nitrogen Enrichment in Massive Main Sequence Stars: Mechanisms and Implications for the Origin of WNL Stars
具有$M \gtrsim 60 \, \mathrm{M}_\odot$的大质量恒星的演化路径仍然很不确定。它们以主序（MS）O星的形式开始生命。根据它们的质量、旋转速率和金属丰度，它们可以遇到各种各样的演化状态，这些状态具有同样广泛的可能表面成分和光谱分类。我们提出了一个新的网格计算这样的恒星的演化，涵盖了广泛的质量，M/M $_\odot = 60$ $150$，旋转速率，$v \, / \, v_{\rm crit} = 0$ $0.6$，金属丰度，$[\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = -4$ $0$，和$α$ -元素增强，$[α/\mathrm{Fe}] = 0$到$0.4$。我们表明，旋转的恒星经历旋转引起的核合成产物，主要是He和N，在它们的表面上，而仍然在MS上。非旋转的富含金属的恒星也揭示了它们表面上的核合成产物，因为即使是少量的质量损失也暴露了它们的“化石”对流核心：不再对流的区域，但在恒星演化的早期阶段是对流核心的一部分。因此，氦和氮的表面增强，预计在所有金属丰度旋转的恒星，和非旋转的恒星，如果他们是相对丰富的金属。我们从我们的网格中计算出一个代表性模型的恒星大气层，适当地考虑了He和N的增强，并表明所得到的光谱与观察到的WNL恒星有很好的匹配，这强烈表明我们已经确定的物理机制是WNL阶段的最终原因。
2020-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
