Magnetic Fields in Massive Stars: New Insights
S. Hubrig, M. Schoeller, A. F. Kholtygin, L. M. Oskinova, I. Ilyin
近十年来，由于磁场测量方法的改进，恒星磁性研究取得了长足的进展。我们回顾了最近的结果，早期的B型和O型恒星的磁场特征的不同团队使用不同的测量技术。
Substantial progress has been achieved over the last decade in studies of stellar magnetism due to the improvement of magnetic field measurement methods. We review recent results on the magnetic field characteristics of early B- and O-type stars obtained by various teams using different measurement techniques.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Insights from Asteroseismology of Massive Stars: The Need for Additional Angular Momentum Transport Mechanisms
在大质量恒星中，旋转波和振荡波可以有紧密的相互作用。为了评估额外的角动量传输机制的重要性，而不是旋转，我们比较了均匀旋转模型和差分旋转模型的asteroseismic属性。因此，我们采用观测到的开普勒$\sim3.2$ M $_\odot$目标KIC 7760680中36个偶极g模的周期间隔来区分这两个模型。我们赞成均匀旋转模型，它完全满足所有的观测约束。因此，在大质量恒星的早期主序星演化过程中，需要通过重力波、热驱动模和磁场等附加机制实现有效的角动量输运。
Combining magnetic and seismic studies to constrain processes in massive stars
脉动的存在会影响大质量恒星表面的局部参数，从而改变塞曼磁特征。因此，它使得描述脉动星中的磁场变得更加困难，因此脉动的描述是研究磁性大质量星所必需的。相反，磁场的存在可以抑制大质量恒星的差异旋转和混合，从而为基于脉动研究的地震建模提供了重要的限制。因此，有必要结合光谱偏振和地震研究的所有大规模的经典双折射。下面我们将展示这种综合研究的例子以及物理过程之间的相互作用。
Thermal generation of the magnetic field in the surface layers of massive stars
本文讨论了一种基于能斯特效应的大质量热恒星磁场产生的新机制。这种机制可以在O星和B星的高层大气中运行，在那里偏离LTE形成一个具有逆温度梯度的区域。
The evolution of magnetic hot massive stars: Implementation of the quantitative influence of surface magnetic fields in modern models of stellar evolution
大规模的偶极表面磁场已被发现在一小部分OB星，但只有少数的大质量恒星的恒星演化模型已经考虑到这些化石场的影响。我们正在进行一维流体动力学模型计算，考虑到以简化的参数方式的磁层风相互作用的演变后果。考虑两种效应：i）由于质量损失猝灭，整体质量损失率降低，以及ii）由于磁制动，表面角动量损失增强。由于磁质量损失淬灭的结果，磁性大质量恒星的质量仍然接近它们的初始质量。因此，磁性大质量恒星--即使在银河系的金属丰度下--也有可能成为“重”恒星质量黑洞的祖先。同样，在银河系金属丰度下，对不稳定超新星的形成似乎有磁性的祖先。
Magneto-asteroseismology of massive magnetic pulsators
同时和连贯地研究大规模磁场和恒星脉动的大质量恒星提供了强大的互补诊断适合详细的恒星建模。这种混合方法被称为磁-星震学，它可以确定磁性大质量散射体的内部结构和条件，例如磁性对非标准混合过程的影响。在这里，我们概述了这项技术，它的要求，并列出了目前已知的适用于该方法的恒星。
The Massive Binary System 9 Sgr Revisited: New Insights into Disentangling Methods
为了获得二元或多元体系中各组分的光谱，常常需要解缠技术。对Marchenko，Moffat，& Eenens（1998）的移位相加算法的彻底分析表明，在许多情况下，线通量的再现很差，并且出现了假翼。这些差异的原因进行了讨论，并提出了一种新的解缠包，QER 20，显着减少这些错误，大大提高了性能。当应用于大质量的二进制9 Sgr，我们的新代码产生线通量显着不同于以前公布的，并导致我们修改的光谱分类稍早的亚型：O3V（（f +））的主要和O5V（（f））的次要。我们表明，与MME 98算法的大质量恒星的二进制文件的分类可以关闭几个亚型，而没有这样的错误时，QER 20包使用。
A search for strong magnetic fields in massive and very massive stars in the Magellanic Clouds
尽管它们很罕见，但大质量恒星通过其强大的辐射驱动风在其一生中以及在其死亡时作为超新星统治着星系的生态。然而，它们的演变和随后对环境的影响可能会受到磁场的显著影响。虽然最近的研究表明，银河系中大约7%的OB星在其表面拥有强大，稳定，有组织的（化石）磁场，但对超大质量恒星的磁场知之甚少，也不知道我们银河系以外恒星的磁性。我们的目标是继续寻找强磁场在一组不同的大质量和超大质量恒星（VMS）的大小麦哲伦云（LMC/SMC），我们评估的整体能力FORS 2有效地搜索和检测恒星磁场在河外环境。我们获得了41颗恒星的FORS 2光谱偏振测量结果，这些恒星主要包括LMC和SMC中的B，O，Of/WN，WNh和经典WR星。我们的四个目标是谁？其中一颗是最近才发现的。分析每个光谱以推断纵向磁场。没有磁场正式检测在我们的研究中，虽然贝叶斯统计的考虑表明，？p星SMC 159 -2是一颗具有偶极磁场的恒星，其偶极磁场的量级为2.4 - 4.4kG。此外，我们的第一个限制磁场在VMS提供了有趣的见解形成的最大质量的恒星在宇宙中。
X-ray emission from massive stars with magnetic fields
我们研究了大质量恒星的磁场和X射线辐射之间的联系。我们的研究表明，已知的强磁性恒星的X射线特性是多种多样的：虽然有些符合磁约束风模型的预测，但有些则不符合。我们的结论是，强，硬，可变的X射线发射可能是一个足够的属性的磁性大质量恒星，但它不是一个必要的。本文讨论了“正常”大质量恒星X射线发射的一般性质，特别是X射线发射参数与恒星基本性质之间的相关性这一长期存在的谜团。恒星结构模拟的最新进展表明，小尺度表面磁场可能是常见的。我们提出了一个“混合”的方案，可以解释X射线发射的大质量恒星的表面上的磁机制和恒星风的冲击相结合。磁机制和风震是由光球下层的对流运动触发的。这种情况下打开了一个门的热辐射和X射线光度之间建立良好的相关性的自然解释。
A magnetic massive star has experienced a stellar merger
针对大质量恒星磁场起源的争议，研究通过多历元观测分析HD 148937双星系统，发现单颗磁星更年轻且周围有双极星云，证实恒星并合可产生大质量磁星，为其磁场起源提供观测证据。
The MiMeS Survey of Magnetism in Massive Stars
大质量恒星的磁性（MiMeS）调查代表了对热的大质量OB星中磁场的高精度系统搜索。迄今为止，MiMeS大型计划（ESPaDOnS@CFHT，Narval@TBL，HARPSpol@ESO3.6）和相关的PI计划（FORS@VLT）已经产生了超过350颗OB星的近1200个圆偏振光谱观测。在这个样本中，有20颗恒星被检测到具有磁性。后续观察新的检测揭示了（一）一个大的多样性的磁性，（二）磁风限制在光谱的所有磁性O星的证据，（三）存在的强大的，有组织的磁场在所有已知的银河系？p星，和（iv）一个完全没有磁场在经典的Be星。
Winds of Massive Magnetic Stars: Interacting Fields and Flow
我们目前的结果的三维数值模拟的磁约束，辐射驱动的恒星风的大质量恒星，进行使用天体物理MHD代码冥王星，重点是了解无线电和亚毫米发射的旋转变化。辐射驱动根据Castor，Abbott和Klein的辐射驱动风理论来实现。许多磁性大质量恒星的磁轴相对于自转轴是倾斜的。这种错位导致了复杂的风结构，因为磁约束、离心加速和辐射驱动作用将星周等离子体引导到弯曲的盘中，其可观察的特性在多个波长中应该是明显的。这种结构被分析来计算自由-自由热射电辐射，并确定特征强度图和射电光变曲线。
Evidence of magnetic field decay in massive main-sequence stars
大质量主序星中有相当一部分显示出强大的大尺度磁场。这些场的起源，它们的寿命，以及它们在塑造大质量恒星的特征和演化中的作用目前还没有很好的理解。我们编制了一个包含389颗大质量主序星的星表，其中61颗是磁性的，并得出了它们的基本参数和年龄。这两个样本包含在V波段亮度超过9等的恒星，质量范围在5到100 Msun之间。我们发现，分数的主序列年龄分布的所有考虑的恒星如下所预期的一个震级有限的样本，而磁星显示出一个明显的减少到年底的主序列。这种古老磁星的缺乏与所采用的恒星演化轨迹的选择无关，并且在只考虑最大质量的恒星时似乎变得更加突出。我们发现，在分布的下降趋势是显着强于预期的磁通量守恒。我们还发现，二进制复兴和磁抑制核心对流是不太可能负责所观察到的缺乏旧的磁性大质量恒星，并得出结论，其最可能的原因是衰减的磁场，在一个时间跨度长于恒星寿命的最低考虑的质量，和最高的质量较短。然后，我们调查的自旋慢旋转的磁性大质量恒星的年龄，并发现他们在许多情况下远远超过恒星的年龄。因此，旋转非常缓慢的磁星的高比例为磁场的衰减提供了一个独立的论据。
Magnetic fields, winds and X-rays of the massive stars in the Orion Nebula Cluster
在一些大质量恒星中，磁场被认为限制了向外流动的辐射驱动风。虽然理论模型和MHD模拟能够说明这种磁化风的动力学，但这种风场相互作用对磁星的可观测特性（X射线发射，光度和光谱变化）的影响仍然不清楚。本研究的目的是通过提供经验观测和对抗理论来检验OB星的磁性、星风和X射线发射之间的关系。结合COUP调查的猎户座星云星团，我们进行了spectropolarimatric ESPaDOns观测，以确定该集群的大质量OB星的磁特性。
3D Simulations of Magnetic Massive Star Winds
由于计算的要求和数值计算的困难与坐标奇异性在球面几何，完全动态的三维磁流体动力学（MHD）模拟的大质量星风是不容易的。在这里，我们报告的第一个这样的三维模拟使用$θ^1$ Ori C（O5.5 V）作为模型的初步结果。倾斜磁旋转体$θ^1$ Ori C是其环星环境中的硬X射线发射等离子体源。我们的数值模型可以解释这颗恒星的硬度和X射线发射的位置，证实磁约束风激波（MCWS）是一些大质量恒星中硬X射线的主要机制。
Fossil magnetic fields in intermediate-mass and massive stars
一小部分中等质量和大质量恒星拥有强大而稳定的大尺度磁场。这些磁场被认为是恒星形成的残余。然而，目前尚不清楚这些化石场在其形成和随后的演化过程中是如何形成的。我们报告了最近和正在进行的关于前主序星和主序星双星的磁特性的研究，使我们能够在这一领域取得进展。
The systematic detection of magnetic fields in the descendants of massive OB stars
我们提出了一个正在进行的调查的结果，冷，晚型超巨星-大质量的O-和B-型恒星的后代-系统地检测磁场在这些恒星使用光谱偏振观测与ESPaDONS在加拿大-法国-夏威夷望远镜。我们的观察揭示了可检测的，往往是复杂的，斯托克斯V塞曼签名在最小二乘去卷积的平均线配置文件中的一个显着的部分观察到的样本~30颗恒星。
The binary landscape of massive stars at low $Z$: Insights from the BLOeM Campaign
该研究通过BLOeM巡天的VLT/FLAMES多 epoch光谱，分析小麦哲伦云（低Z）929颗大质量恒星的多重性，发现不同演化阶段双星比例差异显著，为低金属丰度下大质量恒星演化及相关天体物理过程提供关键见解。
The magnetic characteristics of Galactic OB stars from the MiMeS survey of magnetism in massive stars
大质量恒星的磁性（MiMeS）项目是有史以来最大的恒星磁性系统调查。基于550多颗银河系B型和O型恒星的样本，MiMeS项目得出了热大质量恒星的基本磁性特征。在此，我们报告初步结果。
Searching for Magnetic Fields in the Descendants of Massive OB Stars
我们提出了最近的调查结果的冷，晚型超巨星-大质量的O-和B-型恒星的后代-系统地检测磁场在这些恒星使用光谱偏振观测获得ESPaDONS在加拿大-法国-夏威夷望远镜。我们的观察揭示了可检测的，往往是复杂的，斯托克斯V塞曼签名在最小二乘去卷积的平均线配置文件中的一个显着的部分观察到的样本~30颗恒星。
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。
The incidence of magnetic fields in massive stars: An overview of the MiMeS Survey Component
由于已知的磁性大质量恒星为数不多，我们对磁场对恒星演化的影响的认识范围存在着令人不安的缺陷，而且几乎没有经验基础来理解磁场如何改变大质量恒星的质量损失和旋转。最值得注意的是，关于这些场的起源物理学仍然没有坚实的共识-无论它们是化石遗迹，还是由同期发电机产生的，或者这些机制的某种组合。本文将概述MiMeS大型计划的巡天部分，其主要目标是在大质量恒星（光谱类型为B3和更热的恒星）的圆偏振测量中搜索塞曼签名，这些恒星以前不知道有任何磁场。到目前为止，MiMeS合作已经收集了超过550个高分辨率的光谱偏振观测与ESPaDONS和近170个不同的恒星，我们已经发现了14个新的磁星。
Magnetic field studies of massive main sequence stars
我们报告我们的大质量恒星的分光偏振观测的状态。在过去的几年里，我们已经发现了磁场在许多对象的上主序列，包括Be星，β仙王座和缓慢脉动B星，和一打O星。由于这些磁场的影响已经被最近的模型发现是实质性的，我们正在研究它们对恒星旋转，脉动，恒星风和化学丰度的影响。对磁星的年龄、环境和运动学特征的精确研究也有望为我们提供对磁场起源的新见解。此外，更长的时间序列的磁场测量，使我们能够观察到的时间变化的磁场和推导恒星的自转周期和磁场的几何形状。大质量恒星磁场的研究对于理解控制这些磁场存在的条件及其对恒星物理参数和演化的影响是必不可少的。
The Incidence of Magnetic Fields in Massive Stars: An Overview of the MiMeS Survey Component
由于已知的磁性大质量恒星为数不多，我们对磁场对恒星演化的影响的认识范围存在着令人不安的缺陷，而且几乎没有经验基础来理解磁场如何改变大质量恒星的质量损失和旋转。最值得注意的是，关于这些场的起源物理学仍然没有坚实的共识-无论它们是化石遗迹，还是由同期发电机产生的，或者这些机制的某种组合。本文将概述MiMeS大型计划的巡天部分，其主要目标是在大质量恒星（光谱类型为B3和更热的恒星）的圆偏振测量中搜索塞曼签名，这些恒星以前不知道有任何磁场。到目前为止，MiMeS合作已经收集了超过550个高分辨率的光谱偏振观测与ESPaDONS和Narval的近170个不同的恒星，从中我们已经发现了14个新的磁星。
First HARPSpol discoveries of magnetic fields in massive stars
在大质量恒星的磁性（MiMeS）项目的框架内，3. 6 m-ESO望远镜的HARPSpol大型计划最近开始收集银河系和许多年轻星团和星协中大量南方大质量OB星的高分辨率光谱偏振数据。在这封信中，我们报告了HARPSpol HD 130807和HD 122451两颗大质量恒星中磁场的首次发现，并证实了HD 105382表面存在磁场，这是以前用低光谱分辨率设备观察到的。HD 130807的纵向磁场测量值在$\sim$ -100 G到$\sim$ 700 G之间变化很大。HD 122451和HD 105382的温度变化较小，其值分别为$\sim$ -40至-80 G和$\sim$ -300至-600 G。三颗新的磁性大质量恒星的发现和确认，包括至少两颗弱氦星，是对MiMeS目标之一的重要贡献：理解大质量恒星中磁场的起源及其对恒星结构和演化的影响。
Magnetic field measurements at milliarcsecond resolution around massive young stellar objects
磁场直到最近才被纳入大质量恒星形成的理论模拟中。模拟结果表明，磁场不仅在分子外流的形成和动力学过程中起着至关重要的作用，而且在星周盘的演化过程中也起着至关重要的作用。因此，新的测量磁场在毫弧秒分辨率接近大质量的年轻恒星物体（YSO）的数值模拟和理解大质量恒星的形成过程中提供新的输入的基础。利用6.7 GHz CH3OH脉泽的偏振发射，我们可以研究大质量YSO附近的磁场，在那里形成了外流和盘。最近，我们用EVN CH3OH脉泽探测到了10个大质量YSO的偏振辐射。从第一个统计分析，我们发现的证据表明，磁场主要是沿着分子流出方向。为了改进我们的统计数据，我们正在对总共19个来源进行大型观测EVN活动，前7个来源的初步结果在本文中介绍。此外，我们还描述了我们的努力，估计朗德'g因子的CH 3OH脉泽跃迁，以确定磁场强度从我们的塞曼分裂测量。
Massive star winds interacting with magnetic fields on various scales
大质量恒星演化的一个决定性过程是它们通过密集的超音速线驱动风持续的质量损失。在OB星的情况下，也主机的表面磁场，该领域和电离流出之间的相互作用导致复杂的星周结构称为磁层。在这篇文章中，我们回顾了大质量恒星磁层领域的最新进展，包括目前对O型恒星周围最大磁层的表征：NGC 1624-2。我们还讨论了潜在的“分析动力磁层”（ADM）模型来解释多波长观测。最后，我们研究了迄今未被发现的小尺度磁场对大质量星风的可能影响，并将其假设的后果与现有的无法解释的观测结果进行了比较。
Discovery of the shortest rotational period, non-degenerate, magnetic massive star by the MiMeS Collaboration
我们讨论了一个强大的，有组织的磁场在明亮的，宽线的B2V星，HR 5907，使用CFHT的ESPaDONS分光偏振仪作为大质量恒星（MiMeS）调查的磁性的一部分，最近的检测。我们发现它的自转周期为0.50833天，这使它成为迄今为止发现的自转最快的非简并磁星。像之前的快速旋转记录保持者HR 7355（也是由MiMeS发现的：Oksala et al. 2010，Rivinius et al. 2010）一样，这颗恒星的发射线变化是结构化磁层的诊断。
New Insights into the Puzzling P-Cygni Profiles of Magnetic Massive Stars
磁性大质量恒星约占OB恒星总数的10%。现代的分光偏振仪显示，这些恒星拥有强大、稳定、大规模的表面磁场，通常接近偶极，达到1千克或更高。这些全球性的磁场捕获并偏转流出的恒星风物质，形成了一个各向异性的磁层，可以用风敏感的紫外共振线进行探测。NGC 1624-2是迄今为止观测到的最具磁性的O星，其最近的HST紫外光谱显示了Civ共振双重态中不饱和的P-Cygni轮廓，以及随旋转相位的明显变化。我们研究的影响，非径向，磁通道的风流出P-Cygni线形成，使用Sobolev精确积分（SEI）的方法与NGC 1624-2的HST紫外光谱的直接比较。我们证明，除了一个磁场去饱和的吸收槽的P-Cygni配置文件，但需要进一步的努力，以充分考虑到所观察到的线轮廓的变化。因此，我们的研究为更广泛地了解强磁场如何影响紫外线质量损失诊断迈出了第一步。
Discovery of the most rapidly-rotating, non-degenerate, magnetic massive star by the MiMeS collaboration
我们讨论了最近检测到的一个强大的，有组织的磁场在明亮的，宽线B2V星，HD 142184，使用ESPaDONS分光偏振仪CFHT的大质量恒星（MiMeS）调查的磁性的一部分。我们发现它的自转周期为0.50833天，这使它成为迄今为止发现的自转最快的非简并磁星。像之前的快速旋转记录保持者HR 7355（也是由MiMeS发现的：Oksala et al. 2010，Rivinius et al. 2010）一样，这颗恒星的发射线变化是结构化磁层的诊断。
What physics is missing in theoretical models of high-mass stars: new insights from asteroseismology
由于空间望远镜的高精度时间序列测光，大质量恒星的星震学最近开始了一场革命。这使得对内部物理过程的精确和强大的约束，例如在恒星近核心区域的混合和旋转，可以在不同的质量和年龄中确定。在这篇评论中，我讨论了最近的进展，我们的知识大质量恒星内部的重力模式asteroseismology的手段，并强调一些新的观测发现的变化，在我们的宇宙中的一些最大质量的恒星。
What Sets the Initial Rotation Rates of Massive Stars?
在当前的恒星形成理论中，确定大质量恒星初始旋转速率的物理机制是一个关键的未知数。对年轻的大质量恒星的观测提供了证据，证明它们的形成方式与低质量恒星相似。当吸积速率较低时，恒星与其吸积盘之间的磁耦合可能足以使低质量的前主序星（PMS）在其形成的最后阶段自旋下降到远低于解体的程度。然而，我们表明，这些磁矩是不足以自旋下来的大质量PMS恒星，由于其形成时间短，吸积率高。我们开发了一个模型的角动量演化的恒星在很宽的质量范围内，同时考虑磁场和引力矩。我们发现，无论是低质量还是高质量的恒星在主要吸积阶段的磁转矩是无法自旋下来，大质量的恒星不能自旋下来显着的磁转矩在其形成的最后阶段。只有当大质量恒星的盘寿命比目前观测到的要长得多，或者它们的磁场比目前观测到的要强得多时，才会发生自旋下降。
Magnetic field detections in massive systems at different stages of interaction
研究发现相互作用双星系统中普遍存在磁场，且磁场强度与系统特征相关，首次评估了此类系统中磁场的出现率。
Constraining general massive-star physics by exploring the unique properties of magnetic O-stars: Rotation, macroturbulence, and sub-surface convection
一个非常值得注意的方面，非相互作用的O-星与检测到的表面磁场是，他们都是非常缓慢的旋转。本文利用这一独特的属性，首先证明了大质量的，热的恒星，使用目前的标准光谱技术得出的预计旋转速度，可以严重高估时，显着的“宏观湍流”线加宽。例如，这可能会对推导恒星群体中自转速率的统计分布以及在恒星演化模型中使用这些速率产生影响。接下来，我们将展示这种宏观湍流（似乎是热的大质量恒星的普遍特征）是如何存在于所有的磁性O星中的，除了一颗，即NGC 1624-2。假设然后一个简单的模型，其中NGC 1624-2的异常强大，大规模的磁场抑制大气运动的层中的磁和气体压力是可比的，第一个经验约束的形成深度，这个谜一样的热星宏观湍流的推导。结果表明，起源于大质量恒星的薄次表面对流区，与物理起源一致，例如，对流运动激发的恒星脉动。
Mixing of CNO-cycled matter in pulsationally and magnetically active massive stars
本文报道了银河系主序星附近~7-20 M_sun大质量恒星的氦、碳、氮和氧丰度的一个较大的样本，这些恒星由表观正常天体、仙王座β型和SPB型变星以及磁星组成。使用复杂的非LTE谱线形成和综合分析策略对高质量频谱进行均匀分析。所有的恒星都遵循先前建立的N/C-N/O比率的紧密趋势，并显示出正常的氦丰度，定量地追踪了hoc循环的核路径。混合信号的强度与磁场的存在之间存在着相关性，结合低自转速度，这意味着磁破碎对于某些大质量恒星的自旋下降是非常有效的。我们建议几个对象的后续分光偏振，混合签名表明这些恒星可能的磁性。
Systematic detection of magnetic fields in massive, late-type supergiants
我们报告了利用加拿大-法国-夏威夷望远镜ESPaDOns获得的分光偏振观测，系统地探测了大质量（M > 5 M $_\odot$）晚型超巨星的磁场。我们的观察揭示了可检测的斯托克斯V塞曼签名在最小二乘解卷积的平均线配置文件中的三分之一的观察到的样本超过30颗恒星。签名有时是复杂的，揭示了多个逆转的路线。尽管我们的纵向磁场误差棒通常为0.3 G（$1σ$），但很少检测到相应的纵向磁场。这些特征表明拓扑结构复杂的磁场，可能是由发电机作用产生的。一些目标的Stokes V特征显示出明显的时间变化性，表明磁场的旋转调制或内在演化。我们还观察到活动的G2 Iab超巨星$β$ ~Dra和G8 Ib超巨星$ε$ ~Gem的无符号纵向磁场与Ca II K核发射等效宽度之间存在弱相关。
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: I. Magnetic field evolution, mass-loss quenching and magnetic braking
表面磁场对恒星的质量损失和旋转有很大的影响，因此，对大质量恒星的演化有很大的影响。在这项工作中，我们研究了一个不断发展的偶极表面化石磁场与初始场强为4 kG的15 M的$_{\odot}$太阳金属丰度模型使用日内瓦恒星演化代码的特性的影响。考虑两种不同的情况下的内部角动量输运的非旋转和旋转模型进行了计算，包括磁场演变，质量损失淬火，和磁制动。磁场演化导致最初强的磁场减弱，然而，在我们的模型中，当恒星向红超巨星阶段演化时，仍然保持着可观察到的磁场。在给定的初始质量的模型，质量损失淬火是适度的。磁制动大大提高了化学元素的混合，如果径向差分旋转是允许的，另一方面，列入表面磁场产生一个较低的表面富集的情况下，近固体旋转。包括表面磁场的模型在亨特图（绘制氮丰度与$v \sin i$）上显示出与不包括表面磁场的模型明显不同的趋势。磁模型同意定性与异常的“第2组恒星”，显示缓慢的表面旋转和高表面氮增强的主要序列。
Collapse of massive magnetized dense cores using radiation-magneto-hydrodynamics: early fragmentation inhibition
我们报告的结果辐射磁流体动力学计算的背景下，高质量的恒星形成，第一次使用自洽模型的光子发射（即通过热发射和辐射冲击）和高分辨率必要的解决适当的磁制动效应和辐射冲击的尺度<100 AU。我们研究了磁场、湍流和辐射转移对大质量致密核坍缩和碎裂早期阶段的综合影响。我们确定了一个新的机制，抑制初始破碎的大规模致密的核心，磁场和辐射转移相互作用。我们表明，这种相互作用变得更强的磁场强度增加。磁力制动向外输送角动量，降低旋转支撑，从而增加下落速度。这增强了由于第一个核心上的吸积激波的辐射反馈。我们推测，高度磁化的大质量致密核心是孤立的大质量恒星形成的良好候选者，而中等磁化的大质量致密核心更适合形成OB协会或小星团。
The Magnetism in Massive Stars project: first HARPSpol discoveries
在大质量恒星的磁性（MiMeS）项目的框架内，3. 6 m-ESO望远镜的HARPSpol大型计划最近开始收集银河系和许多年轻星团和星协中大量南方大质量OB星的高分辨率光谱偏振数据。在这方面的贡献，我们提出的HARPSpol调查的细节，第一HARPSpol发现的大质量恒星的磁场，和两个以前已知的磁星的磁特性。
Line-drag damping of Alfvén waves in radiatively driven winds of magnetic massive stars
来自大质量恒星的线驱动恒星风具有很强的线消影不稳定性。最近，分光偏振测量已经收集了大量的证据，表明银河系的一部分大质量恒星拥有强大的表面磁场。我们在这里调查的传播和稳定性的磁辐射波在这样一个磁化，线驱动风。我们的分析，线性稳定性分析包括线散射恒星辐射，并占径向和非径向扰动。我们建立了任意扰动波长的桥接定律，然后分别分析了长、短波长极限。虽然长波长的辐射波和磁波被发现是完全解耦的，但一个关键的结果是短波长的径向传播的阿尔文波耦合到散射辐射场，并且由于线拖曳效应而被强烈阻尼。在散射线驱动流中磁波的阻尼可能对调节非线性风动力学产生重要影响，因此也可能对风结构的观测诊断和磁力线驱动风的聚集产生强烈影响。
Quantitative Modeling of the UV Line Profiles of Magnetic Massive Stars
最近的分光偏振测量（MiMeS，BOB）显示，大约7%的大质量恒星拥有稳定的表面偶极磁场，其强度为kG量级。这些磁场引导密集的辐射驱动的恒星风进入星周磁层。对风敏感的紫外谱线可以探测大质量恒星磁层的密度和速度结构，从而深入了解风场的相互作用。迄今为止，这种现象的大规模磁流体动力学建模一直受到相关计算成本的限制。我们的分析，使用解析动力学磁层模型，解决了这个问题，通过应用一个简单的解析处方，有效地计算合成紫外谱线。因此，它可以应用在一个更大的参数研究的背景下，推导出已知的磁性O星人口的风属性。我们还提出了最新的紫外光谱的磁性O星NGC 1624-2获得的HST/COS，测试我们的模型的局限性，并提出了一个特别复杂的磁层结构，这个原型对象。
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: II. Implementation of magnetic braking in MESA and implications for the evolution of surface rotation in OB stars
古磁场通过磁制动对大质量恒星的角动量和表面自转的时间演化产生强烈的影响。我们提出了一个新的模块，包含一个简单的，全面的实施这样一个领域内的恒星天体物理学实验模块（MESA）软件仪器在大质量恒星的表面。我们测试两个限制的情况下磁制动：分布在整个恒星的角动量损失在第一种情况下，并限制角动量损失的表面水库在第二种情况下。我们使用一个带有表面磁场（$M_\star=5-60$ M $_\odot$，$Ω/Ω_{\rm crit} =0.2-1.0$，$B_{\rm p} =1-20$ kG）的OB星模型网格对自转演化进行了系统的研究。然后，我们采用了一个代表性的B型恒星模型（$M_\star=5, 10, 15$ M $_\odot$，$Ω/Ω_{\rm crit} =0.2 , 0.5, 0.8$，$B_{\rm p} = 1, 3 ,10, 30$ kG）的网格进行比较，最近的自洽分析已知的磁性B型恒星的样本的结果。我们推断，磁性大质量恒星到达零年龄主序星的自转速率的范围，而不是一个共同的值。特别是，一些恒星需要在ZAMS中有接近临界的旋转。然而，磁制动产生的表面旋转速率收敛到一个共同的低值，使得很难推断出演化的，缓慢旋转的恒星的初始旋转速率。
MOBSTER: Establishing a Picture of Magnetic Massive Stars as a Population
磁性大质量和中等质量恒星构成了一个单独的群体，其性质仍然没有完全了解。增加这类已知天体的样本将有助于回答有关其磁场的起源和特征的基本问题。MOBSTER协作项目力求利用凌日系外行星勘测卫星（\textit{TESS}）飞行任务提供的高精度光度测量，确定候选的A、B和O型磁性星，并探索光度旋转调制的发生率和起源。在这方面的贡献，我们提出了我们的方法和计划有针对性的分光偏振后续调查的概述。
Exploring the origin of magnetic fields in massive stars: II. New magnetic field measurements in cluster and field stars
关于大质量恒星磁场起源的理论仍然发展得很差，因为它们的磁场的性质作为恒星参数的函数还不能被研究。为了研究大质量恒星中的磁场是否普遍存在，或者只出现在具有特定光谱分类、特定年龄或特殊环境的恒星中，我们对30颗大质量恒星进行了67次新的分光偏振观测。在观测到的样本中，大约三分之一的恒星可能是不同年龄的星团成员，而其余的恒星是不属于任何星团或星协的场星。使用安装在甚大望远镜8米Antu望远镜上的FORS 2（FOcal Reducer低色散摄谱仪）的低分辨率分光偏振模式，在四个不同的夜晚进行了分光偏振观测。此外，我们提出了一些后续的观察进行了高分辨率分光偏振仪SOFIN安装在北欧光学望远镜（NOT）和HARPS安装在ESO 3.6米之间的2008年和2011年。为了评估疏散星团和星协的成员，我们使用了目前可获得的具有最高质量运动学和光度学数据的天体测量星表。磁场的存在在之前用FORS 1/2观测到的9颗恒星中得到了证实：HD 36879、HD 47839、CPD-282561、CPD-472963、HD 93843、HD 148937、HD 149757、HD 328856和HD 164794。在5颗星中实现了显著性水平至少为3 sigma的新磁场检测：HD 92206 c、HD 93521、HD 93632、CPD-468221和HD 157857。在探测到磁场的恒星中，有五颗恒星属于…
Photometric identification of the periods of the first candidate extragalactic magnetic massive stars
银河系的恒星属于？p类天体都是强磁性天体，在数周至数年的时间尺度上表现出旋转调制的光谱和光度变化。五个候选人？麦哲伦星云中的p星已经被发现，特别是在对它们的大质量恒星群进行调查的背景下。在这里，我们描述了他们的光度行为的调查，揭示了显着的变化，在所有研究对象的时间尺度为一周到四年以上，其中三个明确的周期性变化。他们的光谱特性，随着这些光度变化提供了进一步的支持的假设，这些都是强磁化O星，类似的？银河系中的p星
B fields in OB stars (BOB): low-resolution FORS2 spectropolarimetry of the first sample of 50 massive stars
在合作“OB星中的B场（BOB）”的背景下，我们使用FORS 2低分辨率分光偏振计在50颗大质量恒星中搜索磁场，其中包括两颗参考磁质量恒星。由于FORS仪器获得的磁场检测存在许多争议，我们采用两个完全独立的简化和分析管道导出磁场值。我们比较和讨论从两个管道获得的结果。我们获得了一般良好的一致性，表明文献中报道的磁场检测的大多数差异是由对结果的意义的解释引起的（即，3-4σ检测被认为是真实的或不是），而不是通过导出的磁场值中的显著差异。通过将我们的结果与过去对HD 46328的FORS 1测量相结合，我们改进了恒星自转周期的估计，得到P = 2.17950+/-0.00009天。对于HD 125823，基于30年前获得的磁场值，我们的FORS 2测量值不符合可用的磁场模型。我们反复探测到一个磁场的O 9.7 V的恒星HD 54879，HD 164492 C大质量的双星，和富氦星CPD-57 3509。我们得到一个磁场检测率为6+/-4%，而通过只考虑明显缓慢的旋转，我们得到一个检测率为8+/-5%，都与以前报道的其他类似的调查。我们得到了一个有趣的结果，尽管绝大多数磁性大质量恒星的旋转速度很慢，但我们的探测率并不是恒星旋转速度的强函数。
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。
Modelling the photometric variability of magnetic massive stars with the Analytical Dynamical Magnetosphere model
本文研究了磁性O型星的光度变化。这类恒星拥有倾斜的、占主导地位的偶极磁场，这些磁场将它们的风大致轴对称地限制在磁赤道周围，从而形成磁层。我们解释其光度变化的相位相关的磁层掩星。对于在光学和近红外中由电子散射不透明度主导的大质量星风，我们可以通过简单地知道磁层的质量密度分布来计算合成光变曲线。我们利用新发展的解析动力学磁层模型（ADM），以获得预测的磁O型星的星周密度结构。我们的光变曲线合成模型的简单性使我们能够容易地进行参数空间研究。为了验证的目的，我们首先应用我们的算法HD 191612，原型？p星。接下来，我们试图模拟的光度变化的？使用OGLE测光在麦哲伦星云中识别的p型星。我们评估的兼容性的ADM预测所观察到的光度变化，并讨论了磁场属性，我们的建模所暗示的。
A magnetic field detection in the massive O-type bright giant 63 Oph
本文报告了在接近终点零龄主序的O型亮巨星63 Oph中探测到弱表面磁场，发现其可能作为强磁场与弱磁场大质量星之间的罕见联系。
Investigating the origin of cyclical wind variability in hot, massive stars - I. On the dipolar magnetic field hypothesis
OB星表现出与风结构相关的各种类型的光谱变化，包括明显无处不在的离散吸收分量（DAC）。这些被认为是由磁场或非径向脉动（NRP）引起的。在本文中，我们评估大规模的，偶极磁场和DAC现象之间的可能关系，通过调查的磁性样本的13个OB明星表现出良好的记录DAC行为。使用高精度的光谱偏振数据中获得的大质量恒星（MiMeS）项目的磁性的一部分，我们没有发现任何这些恒星的表面偶极磁场的证据。使用贝叶斯推断，我们计算上限的领域的强度，并使用这些限制，以评估两个潜在的机制，该领域可能会影响风外流：磁风约束和当地光球亮度增强。在我们得到的限制内，这两种机制都不能提供一个系统的过程，能够在我们样本的所有恒星中产生DAC。因此，这意味着偶极场不太可能是所有大质量恒星中这些结构的原因，这意味着必须有其他机制发挥作用。
Asteroseismology of high-mass stars: new insights of stellar interiors with space telescopes
大质量恒星是宇宙中重要的金属工厂。它们的生命短暂而充满活力，其中许多不可避免地爆炸为超新星，成为中子星或黑洞。反过来，大质量恒星的形成、演化和爆炸性死亡会影响周围的星际介质，并塑造其宿主星系的演化。然而，大质量恒星的化学和动力学演化，包括最终超新星的化学产额和致密天体的残余质量，强烈依赖于祖星的内部物理。我们目前缺乏经验校准处方的各种物理过程中工作的大质量恒星，但这是现在正在弥补的asteroseismology。利用恒星振荡研究恒星结构和演化-星震学-由于空间望远镜的高精度时间序列测光，在过去二十年中经历了一场革命。特别是，MOST、CoRoT、BRITE、Kepler/K2和TESS飞行任务提供的长期光变曲线在光度精度、持续时间和频率分辨率方面提供了宝贵的数据集，以便成功地将星震学应用于大质量恒星并探测其内部物理。对大质量恒星中恒星脉动的观测和随后的建模揭示了这些恒星的恒星结构和演化模型中缺少的关键成分。因此，星震学打开了一个新的窗口，校准恒星物理学的高度简并的一部分，赫兹斯普朗-罗素图。在这篇评论中，我提供了一个历史性的进展，使用地面和早期的空间任务的概述，并讨论了最近的进展和突破，我们的理解大质量的恒星内部通过asteroseismology与现代空间望远镜。
Rejuvenation of stellar mergers and the origin of magnetic fields in massive stars
大约有10%的大质量OBA主序星和前主序星拥有强大的大尺度磁场。与此同时，在近距离双星中缺乏磁星。只有在某些恒星中产生强磁场的过程必须与MS前恒星和MS恒星的合并有关，这被认为是一个这样的通道。从两颗MS星合并中出现的恒星会重新焕发活力，看起来比实际年龄更年轻。因此，它们可以通过与参考时钟进行比较来识别。在这里，我们预测MS合并产品在广泛的群众和二进制配置校准平滑粒子流体动力学合并模型的复兴。我们发现，年轻化的顺序的核时标，是最强的最低质量的合并和最进化的二元祖先与最大的质量比。这些预测使我们能够对合并产物的二元祖先施加限制。我们发现磁星HR 2949和$τ$ Sco分别比潜在的伴星HR 2948和上Sco星协年轻，使它们成为有希望的合并候选者。我们发现两者的年龄差异和潜在的二元祖先是一致的，他们是年轻的合并产品，这意味着他们的磁场可能源于这个通道。因此，寻找磁星的年龄差异是一种强有力的方法，可以探索磁星的哪一部分可能在MS合并中获得了强磁场，并提高我们对大质量恒星及其残余物磁性的理解。
The Effects of Magnetic Fields on the Dynamics of Radiation Pressure Dominated Massive Star Envelopes
利用三维辐射磁流体动力学模拟研究了磁场对辐射压主导的主序星包层铁不透明度峰区能量输运和结构的影响。我们专注于当地的热时间尺度比动力学时间尺度短，对应于低效的对流能量输送的制度。我们从最初相对于热压力的弱磁场开始，在不同的几何形状中从100- 1000 G。不稳定的密度反转放大了磁场，将磁能密度增加到接近于与湍流动能密度均分的值。通过提供压力支持，磁场的存在显著增加了湍流包络中的密度波动，从而通过允许光子通过低密度区域扩散出去来增强辐射能量传输。磁浮力给光球层带来了小尺度的磁场，并增加了垂直能量输运，能量平流速度与阿尔文速度成正比，尽管在所有情况下，我们研究的光子扩散仍然占主导地位的能量输运。增加的辐射和平流能量传输导致恒星包层收缩了几个尺度的高度。我们还发现更大的湍流速度波动相比，纯粹的流体动力学的情况下，达到$\approx$ 100公里/秒的恒星光球。光球也显示出垂直振荡，具有类似的平均速度和几个小时的周期。湍流速度和振荡的增加将对大质量恒星的谱线展宽和周期信号产生强烈的影响。
Magnetic stability of massive star forming clumps in RCW 106
RCW 106分子云复合体是一个活跃的大质量恒星形成区域，那里正在发生迷你星暴。我们研究了它的磁结构的近红外偏振观测与成像偏振仪SIRPOL的IRSF 1.4米望远镜。全球磁场几乎平行于银道面和云伸长的方向。用Davis-Prasekhar-Fermi方法计算了71个团簇的$\sim100$ - $1600~μ$ G的磁场强度。我们还评估了这些团块的磁稳定性，发现大质量恒星形成团块往往是磁不稳定和引力不稳定的。因此，我们提出了一个新的标准来寻找大质量的恒星形成团块。这些细节表明，在不增加磁通量的情况下提高团块密度的过程对于大质量恒星的形成是必不可少的，并且是沿着磁场线吸积质量的必要性。
Stellar evolution of massive stars with a radiative alpha-omega dynamo
恒星辐射带中旋转驱动发电机的模型表明，角动量和化学成分的磁流体动力学输运可以主导其他纯流体动力学过程。因此，必须适当考虑旋转和磁场之间的相互作用。以前的研究集中在一个磁模型，其中的磁场强度是作为一个函数的恒星结构和角动量分布。我们已经适应了我们的一维恒星旋转代码，玫瑰色，模型的极向和环向磁场强度与时间相关的对流扩散方程耦合到方程的角动量分布和恒星结构的演变。这就产生了一个更完整的，尽管仍然相当简单的磁场演化模型。我们的模型再现了观测到的大麦云星云中大质量恒星表面氮的富集。特别是，它再现了一群缓慢旋转的富氮恒星，这些恒星不能单独用旋转混合来解释。该模型进一步预测了发电机驱动场的强质量依赖性。在临界质量以上，磁发电机的强度突然下降，因此我们预测，质量较大的恒星比质量较小的恒星更不可能支持发电机驱动的场。
Magnetic spots on hot massive stars
热亮星在光球层和风中表现出各种各样的现象，但仍然缺乏明确的物理解释。这些现象包括光球湍流、谱线变化、非热辐射、非径向脉动、离散吸收分量和风聚集。Cantiello等人（2009年）认为，靠近恒星表面的对流区可能是造成其中一些现象的原因。这个对流区是由与铁族元素相关的不透明度峰值引起的，被称为“铁对流区”（FeCZ）。假设发电机行动产生磁场均分的FeCZ，我们调查的发生在OB星的地下磁性。然后，我们研究这些磁场的表面出现，并讨论可能的观测特征的磁点。简单的估计是使用大质量恒星的地下性质，如在一维恒星演化模型计算。我们发现，磁场的振幅足以影响风可以出现在表面通过磁浮力。虽然在这个阶段，很难预测这些功能的几何形状，我们表明，磁点的大小相当于当地的压力规模的高度可以表现出自己的热点，亮点。局部磁场可能广泛存在于那些具有次表面对流的早期型恒星中。这种类型的表面磁性可能是光度变化的原因，并在X射线发射和风聚集中发挥作用。
The structure of the magnetic field in the massive star-forming region W75N
在恒星形成理论中，一个有争议的话题是磁场在大质量恒星的原恒星阶段所扮演的角色。目前还不清楚磁场如何影响大质量盘和外流的形成和动力学。目前大部分关于大质量原恒星附近磁场的信息来自极化脉泽发射，这使我们能够通过使用非常长的基线干涉测量法来研究小尺度上的磁场。大质量恒星形成区W75N包含三个射电连续源（VLA 1，VLA 2和VLA 3），处于三个不同的演化阶段，以及相关的脉泽，同时也存在大规模的分子双极外流。最近，偏振观测的6.7 GHz的甲醇脉泽在毫秒的分辨率已经能够探测的磁场的强度和结构超过2000 AU左右的VLA 1。磁场与外流平行，表明VLA 1是其动力源。22 GHz水脉泽的观测可以提供更多有关VLA 1和VLA 2周围气体动力学和磁场的信息。利用NRAO甚长基线阵测量了W75N恒星形成区22 GHz水脉泽的线偏振和塞曼分裂。我们探测到124个水脉泽，其中36个在W75N的VLA 1周围，88个在VLA 2周围，这表明两个源周围有两种不同的物理环境，其中VLA 1处于更进化的状态。脉泽的线性极化证实了VLA 1周围的紧密有序的磁场，它与大规模的分子外流对齐，也揭示了VLA 2周围的有序磁场，它不平行于外流。[删节]
How unique is Plaskett's star? A search for organized magnetic fields in short period, interacting or post-interaction massive binary systems
在具有磁场的O型恒星中，密近双星中的快速旋转体Plaskett星显示出各种不寻常的特性。由于强烈的二元相互作用被认为发生在这个系统中，人们可能想知道它们在产生磁场中的潜在作用。因此，斯托克斯V光谱收集的低分辨率FORS 2和高分辨率ESPaDONS和Narval分光偏振仪被用来搜索磁场在15个相互作用或后相互作用的大质量双星。在任何一个中均未检测到磁场，0 G始终在导出值的2 sigma范围内。在高分辨率观测的系统中，25颗恒星中有17颗的偶极场的90%上限低于Plaskett次级偶极场的强度;在低分辨率观测的6个系统中，有5个发现了类似的结果。如果我们的样本被认为形成了一组具有相似磁性的恒星，则全局统计分析会得出偶极场强度的严格上限为~ 200 G。此外，在相互作用或后相互作用系统（我们的目标+ Plaskett的明星）的完整样本的磁入射率是兼容的，从大型调查测量，表明他们是没有显着不同的一般O-星人口。这些结果表明，二元相互作用在这种大质量系统的磁性中没有系统的作用。
VAST-MeMeS: Characterising non-thermal radio emission from magnetic massive stars using the Australian SKA Pathfinder
提出 VAST-MeMeS 项目，利用 ASKAP 巡天数据扩展磁大质量恒星射电样本，发现48颗射电源、14颗新探测源和9个候选脉冲体，并揭示低频光谱特征。
Magnetic massive stars as progenitors of "heavy" stellar-mass black holes
由黑洞（BH）双星GW 150914的螺旋和合并产生的引力波的突破性探测证实了质量大于25 Msun的“重”恒星质量BH的存在。Abbott et al.（2016 a）对该系统的初始建模假设，只有当祖先恒星的风质量损失率相对于银河系中大质量恒星的质量损失率大大降低时，才会从单个大质量恒星的演化中形成具有如此大质量的黑洞，从而得出结论，重黑洞必须在低金属丰度（Z < 0.25-0.5 Zsun）环境中形成。然而，强大的表面磁场也提供了一个强大的机制来改变质量损失和大质量恒星的旋转，独立于环境金属丰度（ud-Doula & Owocki 2002; ud-Doula et al. 2008）。在本文中，我们探讨了这样的假设，即一些重BH，质量大于25 Msun，如那些推断组成GW 150914，可能是自然的终点，在太阳金属环境中的磁性大质量恒星的演化。使用MESA代码，我们开发了一个新的网格的单一的，非旋转的，太阳的金属丰度演化模型的初始ZAMS质量从40-80 Msun，包括，第一次，淬火的质量损失，由于一个现实的偶极表面磁场。新模型预测TAMS的质量明显大于等效非磁性模型的质量，减少了强磁化80 Msun恒星在其主序列演化过程中损失的总质量20 Msun。这大致对应于金属度Z = 1/30 Zsun的环境中预期的质量损失减少。
Magnetospheres of massive stars across the EM spectrum
磁性大质量恒星-发现的频率越来越高-代表了O型和B型恒星风形成机制的一个新类别。这些恒星的辐射驱动风的磁通道，磁约束风冲击范例，导致形成冲击加热的磁层，它可以辐射X射线，修改紫外线共振线，并创建H α发射材料的磁盘。这些磁层的动力学特性从理论上被理解为磁风约束和旋转之间的相互作用。然而，磁层在整个光谱中的表现可能比最初预期的更加复杂和多样。另一方面，最近在模拟这些磁层方面的进展为更好地理解大质量星风提供了一把钥匙。我们将总结协调的观测，理论和建模工作从大质量恒星项目的磁性，解决关键的悬而未决的问题，磁层表现在整个频谱域。
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