Confirmation of xi^1 CMa's ultra-slow rotation: magnetic polarity reversal and a dramatic change in magnetospheric UV emission lines
在所有已知的B型磁性恒星中，磁性β Cep变星xi^1 CMa的自转周期最长。它也是唯一一颗具有磁层辐射的B型磁性恒星，已知它会受到自转和脉动的调制。我们在这里报告了首次明确探测到的负纵向磁场，其长度为xi ^1 CMa（<Bz>2019年=-87 +/- 2 G，<Bz>2020年=-207 +/- 3 G），以及对该恒星H α变化的持续监测结果。我们研究证据偏离一个纯粹的偶极拓扑结构。我们还报告了一个新的在磁零点附近获得的xi^1 CMa的HST紫外光谱，它与磁层的赤道视图是一致的，这可以从它与在最大发射附近获得的β Cep的紫外光谱的相似性得到证明。通过与档案数据的比较，新的xi ^1 CMa紫外光谱为该恒星极长的自转周期提供了额外的证据。
2021-05-17 astro-ph.SR
Investigating the magnetospheric accretion process in the young pre-transitional disk system DoAr 44 (V2062~Oph). A multiwavelength interferometric, spectropolarimetric, and photometric observing campaign
年轻的恒星通过其强磁层与它们的吸积盘相互作用。我们研究了年轻恒星系统DoAr 44的磁层吸积过程。我们监测了几个旋转周期的系统，结合高分辨率的光学和近红外光谱偏振与长基线近红外干涉测量和光谱光度。DoAr 44是一颗年轻的恒星，质量为1.2太阳质量，从它的盘中适度吸积，在低倾角下被看到。我们从系统的光变曲线中得到了2.96 d的转动周期。几个光学和近红外线轮廓探测吸积漏斗流和吸积激波调制在恒星自转周期。最可变的线轮廓，氦1083纳米，表现出调制的红移翅膀的吸积漏斗流的签名，以及深blueshifted指示瞬态流出的反射。塞曼-多普勒分析表明，这颗恒星拥有一个主要的偶极磁场，倾斜约20度。在光球层的强度达到约800 G，在吸积激波附近达到2 +/- 0.8 kG。这个磁场看起来足够强大，足以破坏靠近共转半径的内盘，距离大约4.6个恒星半径（0.043天文单位）。这支持了5恒星半径（0.047 AU）的上限，我们推导出的磁层的大小从长基线干涉。DoAr 44是一个前过渡盘系统，在其拱星盘中显示出25-30 au的间隙，内外盘不对齐。在0.1 au或更小的尺度上，我们的结果表明，系统稳定地从其内部磁盘通过其倾斜的偶极磁层吸积。我们的结论是，尽管有一个高度结构化的外盘，也许正在进行的行星形成的签名，磁层吸积过程中进行的恒星-磁盘相互作用的水平不受阻碍。
2020-10-02 astro-ph.SR
MRI-driven Accretion on to Magnetized stars: Global 3D MHD Simulations of Magnetospheric and Boundary Layer Regimes
我们讨论了在倾斜偶极磁场作用下，磁旋转不稳定性（MRI）驱动的旋转磁化星吸积的全局三维MHD模拟结果。模拟结果表明，MRI驱动的湍流发展的磁盘，和角动量向外传输，主要是由于磁应力。湍流是强烈的不均匀性和致密物质是在方位角拉伸的湍流细胞。我们研究了两个区域的吸积：磁层区域和边界层（BL）区域。在磁层区，吸积盘被恒星的磁场截断，距离恒星几个恒星半径，物质以漏斗流的形式流向恒星。漏斗流向南、北磁极流动，但由于流动的不均匀性而不相等。在BL区，物质通过边界层吸积到恒星表面。内圆盘中的磁场被吸积流的剪切力强烈放大，物质应力和磁应力变得相当。吸积物质在恒星表面形成一个带状区域。该带具有不均匀的密度分布，由于不同的吸积速率而随时间变化。模拟结果可以应用于经典的金牛T星，吸积棕矮星，毫秒双星，矮新星激变变量，和其他恒星的磁层小于几个恒星半径。
2011-11-13 astro-ph.SR
Braking down an accreting protostar: disc-locking, disc winds, stellar winds, X-winds and Magnetospheric Ejecta
经典金牛座T星是低质量的年轻恒星，它们被星周吸积盘所包围，并从中获得质量。尽管这种吸积和它们自己的收缩都应该导致它们的自旋上升，但只要圆盘保持不变，这些恒星似乎保持了几乎恒定的旋转周期。在文献中已经提出了几种方案，以解释这种令人困惑的“盘锁定”的情况：无论是沉积在光盘的恒星角动量的恒星磁层或通过风喷射，从而提供了一个解释喷流从年轻的恒星天体。在这个讲座中，这些不同的机制将被严格地详细介绍，从星盘相互作用的物理学到自约束射流的发射（盘风，恒星风，X风，锥形风）。它将表明，没有一个简单的模型可以单独说明整个大量的观测数据和“光盘锁定”需要其中一些组合。
2013-10-15 astro-ph.SR
3D simulations of magnetospheric accretion in T Tauri stars: I. Disk truncation, stellar torques, and application to observations
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）
该研究通过三维MHD模拟T Tauri星的磁层吸积，明确了稳定与不稳定吸积的判据及相关扭矩公式，应用于观测样本发现多数年轻恒星处于吸积加速状态，其角动量问题仍未解决。
2026-10-06 astro-ph.SR
Magnetospheric accretion in the intermediate-mass T Tauri star HQ Tau
上下文经典金牛T星（cTT）是被吸积盘包围的前主序星。它们拥有强大的磁场，当年轻的磁星与它的磁盘相互作用时，磁层吸积和喷射过程都会发展。研究这种相互作用是理解年轻恒星及其演化的主要目标。目的。本研究的目的是调查在年轻的恒星系统HQ Tau，一个中等质量的金牛T星（1.9 M $_{\odot}$）的吸积过程。方法.系统的时间变异性进行了研究光度，使用开普勒-K2和互补光变曲线，并从高分辨率spectropolarimetric时间序列获得ESPaDOnS在CFHT。结果准正弦开普勒-K2光变曲线的周期为2.424 d，我们将其归因于恒星的旋转周期。系统的径向速度表现出相同的周期性，从光球线轮廓的调制表面斑点的预期。在几条发射线的红翼中发现了类似的周期（例如，HI，CaII，NaI），这是由于逆天鹅座P星成分的出现，表明吸积漏斗流。在线路剖面中也可以看到流出的特征，有些是周期性的，有些是短暂的。极化分析表明，一个复杂的，中等强度的磁场，这可能是足以截断内盘接近共转半径，r $_{cor}$ $\sim$ 3.5 R $_{\star}$。此外，我们报告HQ Tau是一个光谱双星候选者，其轨道仍有待确定。结论.这项研究的结果扩展了以前报道的低质量金牛T星，因为它们表明磁层吸积过程可能仍然在中等质量的前主序星中运行，如HQ Tau。
2020-08-28 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
Magnetic OB[A] Stars with TESS: probing their Evolutionary and Rotational properties -- The MOBSTER Collaboration
在这篇文章中，我们提出了MOBSTER协作，一个大型的社区努力，利用高精度测光从凌日系外行星调查卫星（\textit{TESS}），以表征磁性大质量和中等质量恒星的变化。这些数据可以用来探测OB星视线方向磁层等离子体柱密度的变化，从而提高我们对表面磁场和大质量星风之间相互作用的理解。它们也可以用来绘制出Ap/Bp恒星表面的亮度不均匀性，为目前大气层中原子扩散的模型提供信息。最后，我们回顾了我们目前和正在进行的研究，这些研究导致了对这一主题的新见解。
2019-12-04 astro-ph.SR
Magnetospheric accretion on the fully-convective classical T Tauri star DN Tau
我们在此报告在“磁性原恒星和行星”方案范围内用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOns对经典金牛座T星DN Tau进行分光偏振观测的结果。我们推测DN Tau是一颗年龄约200万年、半径为1.9 ± 0.2 Dsun、光球温度为3，950 ± 50 K、光度为0.8 ± 0.2 Lsun、自转周期为6.32 d的全对流星。清晰的圆偏振塞曼签名检测到光球和吸积供电的发射线，探测纵向领域高达1.8千克（在He 1 D3吸积代理）。旋转调制的塞曼签名，检测到在光球和吸积线，是不同的，在我们的2个运行，提供进一步的证据表明，领域的cTTS产生的非平稳发电机。使用断层成像，我们重建地图的大规模领域，光球亮度和吸积供电的发射在DN头表面在这两个时代。我们发现，磁拓扑结构主要是极向的，并在很大程度上是轴对称的，与八极分量（极性强度0.6-0.8 kG）1.5- 2.0倍大于偶极分量（极性强度0.3-0.5 kG）。DN Tau在这两个时期都以向极吸积为主。然而，DN Tau的大尺度偶极分量太弱，无法破坏周围的吸积盘超过共转半径的65-90%（在此半径处，盘的开普勒周期与恒星自转周期相匹配），这表明DN Tau尽管完全对流，但已经在旋转了。
2013-08-23 astro-ph.SR
X-raying the Beating Heart of a Newborn Star: Rotational Modulation of High-energy Radiation from V1647 Ori
我们报告了一个周期性的~1天的高度升高的X射线发射从原恒星V1647猎户座在其最近两个多年爆发的质量吸积。这种周期性表明原恒星在接近解体的速度下旋转。相控X射线光变曲线的模型显示，高温（~50 MK）、X射线发射等离子体，很可能是由吸积引起的磁重联加热的，存在于密集（>~ 5 e10 cm-3）、煎饼状的磁足迹中，吸积流在那里为新生恒星提供能量。猎户座V1647持续的X射线周期性表明，这种原恒星磁层吸积结构可以在数年的时间尺度上保持稳定。
2012-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
M-dwarf stellar winds: the effects of realistic magnetic geometry on rotational evolution and planets
我们进行三维数值模拟的早期M矮星的恒星风。我们的模拟纳入观测重建的大规模表面磁地图，表明磁场的复杂性可以发挥重要作用的角动量演化的恒星，可能解释大的分布周期在外地dM星，在最近的工作报告。尽管在我们的样本中的恒星之间的磁场拓扑结构的多样性，我们发现，恒星风（旋转）赤道面附近流动进行大部分的恒星角动量，但没有首选的余纬有助于质量损失，因为质量通量是最大的不同的余纬不同的恒星。我们发现，更多的非轴对称磁场的结果在更多的不对称的质量通量和风总压$p_{\rm tot}$（定义为热，磁和冲压压力的总和）。因为行星磁层的大小是由行星磁场和$p_{\rm tot}$之间的压力平衡决定的，所以在$3$中，（如在行星轨道上离恒星几个恒星半径的情况下所发现的）导致沿行星轨道路径的磁层半径变化约20%。与撞击地球的宇宙射线通量类似，这是反向调制的总开放太阳磁通量的非轴对称分量，我们得出结论，行星绕M矮星像DT~Vir，DS~狮子座和GJ~182，这有显着的非轴对称场分量，应该更有效地屏蔽银河系宇宙射线，即使行星缺乏保护自己的厚大气层/大磁层。
2013-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unstable magnetospheric accretion on the T Tauri star TW Hya
Univ. de Toulouse, CNRS, IRAP（图卢兹大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Departamento de Física – ICEx – UFMG（米纳斯吉拉斯联邦大学）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）
研究TW Hya星的不稳定磁层吸积，通过新观测确认其磁场随时间变化，利用塞曼-多普勒成像分析磁场结构，测量径向速度并确定无近距离行星信号，还测得吸积率及波动情况，证实吸积不稳定及磁层间隙范围。
2026-07-14 astro-ph.SR
The ODYSSEUS Survey. Characterizing magnetospheric geometries and hotspot structures in T Tauri stars
本研究基于HST/ULLYSES数据对67颗T Tauri星开展紫外与光学吸积特征的大规模一致分析，通过吸积流模型和激波模型刻画磁层截断半径、热斑结构及吸积率，揭示热斑持续至少3个自转周期且约50%吸积光度位于仅太空可测的短波段。
2025-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for Centrifugal Breakout around the Young M Dwarf TIC 234284556
磁层云被认为是年轻的磁活跃恒星（如$σ$ Ori E和RIK-210）相位光变曲线深度变化的解释。然而，首先预测磁层云的恒星理论也预测了一种被称为离心爆发的相关质量损失机制，但经验证据有限。在本文中，我们介绍了来自TESS，LCO，ASAS-SN和Veloce的4500万年M3.5恒星TIC 234284556的数据，并提出它是直接检测离心破裂的候选者。在评估这一假设时，我们检查了先前稳定（$\sim$ 1个月时间尺度）的过境样事件的突然（$\sim$ 1天时间尺度）消失。我们还解释了存在的异常增亮事件之前的信号消失，分析旋转振幅和光学耀斑作为磁活动的代理，并估计气体和尘埃的质量存在之前立即潜在的爆发事件。在证明了我们的光谱和光度数据支持磁层云和离心爆发模型和不赞成替代方案后，我们讨论了日冕物质抛射（CME）或恒星风起源的共转材料的可能性，我们引入了再电离机制作为一个潜在的解释更逐渐变化的日食参数。最后，比较TIC 234284556与以前确定的“通量下降”的恒星，我们认为，TIC 234284556可能是一个原型代表了整个类的年轻，磁活跃的恒星。
2021-11-21 astro-ph.SR
Magnetic torques on T Tauri stars: accreting vs. non-accreting systems
经典的金牛座T星（CTTs）与周围的圆盘发生磁相互作用，这一过程被认为是调节其旋转演化的过程。在这项工作中，我们计算扭矩作用到恒星表面的CTTs所产生的不同吸积（吸积漏斗）和喷射（恒星风和磁层喷射）流组件。此外，我们比较了两个不同的系统中由于恒星风的磁制动：孤立和吸积恒星。2.5D磁流体动力学，时间相关，轴对称模拟。对于这两个系统，恒星风都是热驱动的。在星-盘相互作用（SDI）模拟中，吸积盘是开普勒的、粘性的和电阻性的。两个系列的模拟，一个为每个系统。我们发现，在经典的金牛座T系统的磁层喷射的存在限制了星风膨胀，导致沙漏形的几何流出。此外，吸积柱的形成改变了恒星风利用的开放磁通量的数量。这些效应对恒星风的性质有很大的影响，我们表明，恒星风制动是更有效的恒星盘相互作用系统比孤立的。我们还推导出扭矩缩放，在很宽的范围内的磁场强度，直接适用于恒星表面上的扭矩的SDI系统中的每个流组件。在所有进行SDI模拟的恒星风提取不到2%的质量吸积率和磁盘被截断到66%的共转半径。所有的模拟都显示了净起转扭矩。为了达到恒星自旋平衡，我们需要更大质量的恒星风或更接近共转半径的圆盘，这会增加磁层喷射的扭矩效率。
2020-09-02 astro-ph.SR
New Observations of the Strongly Magnetic O-star NGC 1624-2 Reveal Its Magnetic South Pole
University of Delaware（特拉华大学）；National Research Council of Canada（加拿大国家研究委员会）；Central Michigan University（中密歇根大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙科学研究中心-国家航空航天技术研究所）；California Lutheran University（加州路德大学）；Paris Observatory, PSL University, CNRS, Sorbonne University, Université Paris Cité（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）；Queen’s University（女王大学）
NGC 1624-2强磁场观测揭示其磁南极，证实其自转周期为原先两倍。
2026-03-11 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
MOBSTER -- V: Discovery of a magnetic companion star to the magnetic $β$ Cep pulsator HD 156424
HD 156424（B2 V）是一颗很少被研究的磁热星，位于天蝎座OB 4星协，先前被发现显示出高频径向速度（RV）变化和磁层H $α$辐射。我们分析了TESS光变曲线，发现它是一个具有11个可探测频率的$β$振荡器，其中4个是独立的$p$模。最强的频率也可以从地面高分辨率光谱仪的RV中检测到。RV也显示出长期的变化，暗示轨道运动的周期为$\sim$年;从TESS和RV数据集确定的频率的显着差异与轨道运动的光时间效应一致。仔细检查恒星的光谱，发现它有一颗光谱伴星，但由于它的RV不是可变的，所以它不能对轨道运动负责，因此我们推断该系统是一个分层的三重星系，还有一颗迄今未被发现的第三颗恒星。对ESPaDONS和HARPSpol光谱偏振仪的LSD剖面的重新分析揭示了伴星中令人惊讶的强磁场的存在，与主星的$\langle B_z \rangle \sim -0.8$ kG相比，$\langle B_z \rangle$约为$+1.5$ kG。HD 156424是第二颗有两颗磁星的热双星。我们无法确定HD 156424 A的自转周期。磁层H $α$辐射似乎起源于HD 156424 B附近。使用H $α$，以及其他可变的光谱线，我们确定的周期约为0.52 d，使HD 156424 B的最快速旋转的磁热星之一。
2020-10-08 astro-ph.SR
The classical T Tauri star CI Tau observed with SPIRou: magnetospheric accretion and planetary formation
该研究结合 SPIRou 与 ESPaDOnS 光谱重建 CI Tau 的大尺度磁场和稳定吸积形态，并指出23.86天径向速度信号更可能源于内盘结构而非候选近距行星。
2024-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The accelerating rotation of the magnetic He-weak star HD 142990
HD 142990（V 913 Sco; B5 V）是一颗弱氦星，有着强的表面磁场和短的自转周期（$P_{\rm rot} \sim 1$ d）。虽然它显然是一个快速的旋转体，但最近对$P_{\rm rot}$的测定存在正式分歧。在本文中，我们收集了磁性和光度数据的组合40年的基线，以重新评估$P_{\rm rot}$，并检查其稳定性。对单个数据集的周期分析和对光度数据的$O-C$分析都表明，在过去的30年里，$P_{\rm rot}$已经减少，违反了磁层制动模型的预期，但与其他2颗热的快速旋转磁星CU Vir和HD 37776的行为一致。HD 142990的可用磁和光度时间序列可以相干地定相，假设自旋上升速率$\dot{P}$约为$-0.6$ s/yr，尽管有一些迹象表明$\dot{P}$近年来可能已经减慢，可能表明不规则或周期性的旋转演化。
2019-05-15 astro-ph.SR
Beyond the dips of V807 Tau, a spectropolarimetric study of a dipper s magnetosphere
我们的目标是描述年轻恒星V807 Tau的磁层吸积过程，这是金牛座恒星形成区K2揭示的最稳定的勺形星之一。我们进行了光度和分光偏振的后续观测，这个系统与CFHT/ESPaDOnS，以调查其在几个旋转周期的变化。我们从K2光变曲线得到4.38天的周期。这个周期也可以在径向速度变化中看到，归因于斑点调制。He I 5876谱线的窄成分以及Hβ和Hγ谱线的红翼也以相同的周期性变化。前者跟踪恒星表面的吸积激波，后者是吸积漏斗流穿过视线的信号。我们推导出一个表面亮度和磁场拓扑的斯托克斯我和V配置文件的建模，分别为光球线和He I线。这揭示了恒星表面的一个亮点，位于纬度60度，最大场强约为2 kG。在恒星表面的磁场拓扑结构是由一个偶极分量占主导地位的自旋轴上倾斜约40度。尽管该系统具有明显而稳定的北斗行为，但我们得出该系统的倾角相对较低，约为50度，这对倾角的起源提出了质疑。这种低倾角也是一致的，没有深逆天鹅座P的组成部分，在线路配置文件。我们的结论是磁层吸积正在进行中的V807头，发生通过非轴对称吸积漏斗流控制的强大，倾斜，主要是偶极磁拓扑结构。由于系统的低倾角，这个过程导致的内部盘扭曲是否可以解释这个源的北斗特征还有待观察。
2021-09-22 astro-ph.SR
Inner disk structure of the classical T Tauri star LkCa 15
磁层吸积在具有完整的未演化吸积盘的年轻恒星系统中已经得到了深入的研究，但对于具有大内腔的过渡盘天体，磁层吸积的研究却很少。我们的目标是描述LkCa 15的星-盘相互作用和吸积过程，LkCa 15是一个具有内部尘埃腔的过渡盘系统。我们获得了准同时测光和spectropolarimetric观测系统在几个旋转周期。我们分析了系统的光变曲线，以及光谱连续谱和谱线轮廓的变化，推导出吸积流从内盘边缘到中心恒星的性质。我们还导出了恒星表面的磁场测量结果。我们发现，该系统具有磁性，光度和光谱的变化与约5.70天的周期。光变曲线显示出一个周期性的下降，这表明存在一个内部的磁盘弯曲，位于共转半径约0.06 au的恒星。线轮廓的变化和面纱的变化是一致的磁层吸积模型的漏斗流到达恒星在高纬度地区。这就导致在靠近磁极的地方产生吸积激波。所有的诊断都指向一个与恒星磁层相互作用的高度倾斜的内盘。LkCa 15的光谱和光度变化与AA Tau非常相似，AA Tau是周期性杓型的原型。因此，我们认为，变异的起源是一个旋转的磁盘扭曲，位于一个高度倾斜的磁盘靠近恒星的内边缘。这与在大尺度上看到的外过渡盘的适度倾斜形成对比，从而为这个行星形成过渡盘系统的内外盘之间的显著不对准提供了证据。
2018-11-12 astro-ph.SR
The force-free twisted magnetosphere of a neutron star
我们提出了一个详细的分析非旋转中子星，这是感兴趣的磁星的性质和演化建模的扭曲，无力磁层的属性。在我们的模型中，磁场在一些大的外部半径处与无电流（真空）解决方案平滑匹配，并且它们是专门为避免任何界面处的病理性表面电流而构建的。通过探索大范围的参数，我们发现了一些显着的一般趋势。我们发现，由于磁层电流对全球磁场的贡献，相对于具有相同表面磁场的真空模型，总偶极矩可以增加高达$40\%$。因此，基于大尺度偶极制动扭矩的表面磁场的估计稍微高估了表面值相同的量。一致的，有一个适度的增加，在总能量的模型相对于真空解决方案高达$25\%$，这将是可用的能量预算的情况下，快速，全球磁层重组通常与磁星耀斑。我们还发现了临界扭转（$φ_{\rm max} \lesssim 1.5$ rad）存在的有趣结果，超过这个临界扭转，我们就找不到任何数值解了。将本文所考虑的模型与中子星内部的演化相结合，将使我们能够研究磁层对长期磁、热和旋转演化的影响。
2018-10-10 astro-ph.HE 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
Modelling the Magnetic Fields and Magnetospheres of Early B-Type Stars
具有强磁场的热恒星的强辐射风被磁约束在大的共转磁层中，通过旋转自旋下降和质量损失淬灭对恒星演化产生重要影响。它们可以通过电磁波谱的诊断来检测。由于早期型恒星的古磁场在长时间尺度上是稳定的，并且离子源是内部的和各向同性的，所以热恒星的磁层也非常稳定。这种稳定性，可以在多个波长下研究它们的相对容易性，以及这些物体的不断增长，使它们成为等离子体天体物理学的强大实验室。磁性早期B型恒星的磁层在每一个可用的诊断中都可以检测到。在这篇文章中，我回顾了基本方法，表面磁场的约束;的理论工具，已开发，以揭示管理热恒星磁层的关键物理过程;和一些重要的最近的结果和开放式的问题，关于表面磁场的性质和磁层等离子体的行为。
2019-12-17 astro-ph.SR
Investigating the spectroscopic, magnetic and circumstellar variability of the O9 subgiant star HD 57682
O9IV恒星HD 57682在2009年的MiMeS调查中被发现具有磁性，是仅有的八颗令人信服的磁性O型恒星之一。在这个精选的群体中，它因其清晰的光球光谱而脱颖而出。自发现以来，MiMeS协作组继续获得光谱和磁性观测结果，以完善我们对其磁场强度和几何形状、旋转周期以及光谱特性和可变性的了解。在本文中，我们报告了HD 57682的新ESPaDOnS光谱偏振观测，这些观测与先前发表的ESPaDOnS数据和存档的Hα光谱相结合。此数据集用于确定旋转周期（63.5708 \pm 0.0057 d），细化纵向磁场变化和磁几何结构（偶极表面场强度为880 \pm 50 G，磁性为79 \pm 4 \circ，由纵向磁场变化测量，假设倾角为60 \circ），并检查各条线的相位变化。特别地，我们证明了Hα等效宽度在恒星的单次旋转过程中经历了双波变化，与导出的磁几何一致。我们将这些变量线分为两类：一类是像Hα一样，表现出非正弦变化，在旋转周期中经常有多个最大值，另一类是基本上正弦变化的。基于我们的Hα发射模型，我们表明，变异性是一致的发射产生的光学厚，扁平分布的磁约束等离子体，大致分布在磁赤道。最后，我们讨论了我们的研究结果中提出的磁层框架在我们以前的研究。
2012-07-30 astro-ph.SR
NU Ori: a hierarchical triple system with a strongly magnetic B-type star
猎户座NU是猎户座星云团中的一个巨大的光谱和视觉双星，有4个组成部分：Aa，Ab，B和C。B0.5主星（Aa）是据报道拥有磁场的质量最大的B型恒星之一。我们报告的光谱贡献的检测从C组分在高分辨率ESPaDOnS光谱，这也是在一个非常大的望远镜干涉仪（VLTI）数据集检测。内行星双星（Aab）的径向速度（RV）测量结果表明其轨道周期为14.3027（7）d。第三个组成部分（指定为C）的轨道是使用RV和干涉测量法限制的。我们发现C是在一个轻度偏心476（1）d轨道。由于通过最小二乘反卷积获得的平均线轮廓的光谱解缠，我们表明Zeeman Stokes $V$特征明显与C相关，而不是之前假设的Aa。使用轨道和演化模型对恒星的物理参数进行约束，得到$M_{\rm Aa} = 14.9 \pm 0.5 M_\odot$、$M_{\rm Ab} = 3.9 \pm 0.7 M_\odot$和$M_{\rm C} = 7.8 \pm 0.7 M_\odot$。从纵向磁场$\langle B_z \rangle$测量获得的旋转周期是$P_{\rm rot} = 1.09468(7)$ d，与以前的结果一致。$\langle B_z \rangle$的建模表明表面偶极磁场强度为$\sim 8$ kG。猎户座NU C的磁场强度、旋转速度和光度与许多其他表现出磁层H $α$发射的恒星相似，我们发现了预期水…
2018-10-31 astro-ph.SR
Rotation period of the O giant xi Persei: Coexistence of cyclic and periodic variability. A weakly magnetic candidate star
Anton Pannekoek Instituut voor Sterrenkunde, Universiteit van Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天文研究所）；Central Michigan University（中密歇根大学）
本研究确定O型巨星英仙座ξ的自转周期为2.040514(20)天，发现其存在弱全局表面磁场，解释了其周期与循环变异性共存的现象。
2026-10-12 astro-ph.SR
The unusual glitch recoveries of the high magnetic field pulsar J1119$-$6127
高磁场中子星提供了磁星和射电星之间的联系，是研究爆发/磁层活动和制动扭矩变化如何与旋转故障联系起来的理想目标。2007年，高度磁化的脉冲星J1119 $-$ 6127的最后一次自旋故障是旋转供电的无线电脉冲星中第一次伴随辐射变化的故障。此外，随后是一个不常见的毛刺松弛，导致一个较小的自旋下降率相对于预测的前毛刺定时模型。在这里，我们提出了4年的新的无线电定时观测，并分析了16年的定时数据，这个源。新的数据揭示了自旋下降速率的持续演变，从而使我们能够排除外部或内部扭矩的永久变化作为故障恢复的特殊特征的独立原因。此外，没有额外的变化的无线电脉冲轮廓被检测到，加强了先前观察到的瞬态发射功能与毛刺活动的关联。制动指数的自洽测量产生值$n\simeq2.7$，指示在朝向磁星倾斜的$P-\dot{P}$平面中的轨迹。在2007年故障发生时，$n$中的$\sim15\%$可能会永久减少，从而加强这种潜在的进化联系。
2014-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
REM near-IR and optical photometric monitoring of Pre-Main Sequence Stars in Orion
我们对落在猎户座星云团（ONC）附近约10 × 10弧分区域内的PMS星进行了密集的光度监测。测光数据是在2006年11月和2007年1月之间用REM望远镜在VRIJHK波段收集的。最大数量的观测是在I波段（约2700张图像）和J和H波段（每个滤波器约500张图像）。从所观察到的旋转调制，诱导的表面不均匀性的存在下，我们推导出的旋转周期为16颗恒星和其他13个改进以前的测定。对光谱能量分布的分析，以及对某些恒星的高分辨率光谱的分析，为我们提供了主要的恒星参数（光度、有效温度、质量、年龄和vsini）。我们还报告了偶然发现的两个强耀斑在这些对象。在大多数情况下，光变曲线的振幅从R到H波段逐渐减小，正如对冷星斑所预期的那样，而在少数情况下，它们只能通过热点的存在来模拟，这可能归因于磁层吸积。我们自己的点模型的应用程序，同时在不同的波段的光变曲线，使我们能够推导出点的参数，特别是解开点的温度和大小对所观察到的光变曲线的影响。
2009-11-04 astro-ph.SR
New Insights from Revisiting the Rotation Period of the Strongly Magnetic O Star, NGC 1624-2
University of Delaware（特拉华大学）；Queen’s University（女王大学）；Royal Military College of Canada（加拿大皇家军事学院）；National Research Council of Canada（加拿大国家研究委员会）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙科学研究中心-国家航空航天技术研究所）；Central Michigan University（中密歇根大学）；California Lutheran University（加州路德大学）；Paris Observatory, PSL University, CNRS, Sorbonne University, Université Paris Cité（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）
研究通过分析NGC 1624-2的光谱和磁场数据，发现新的自转周期可能揭示其磁极结构与之前假设的不同，需进一步观测确认南极是否可观测。
2026-02-17 astro-ph.SR
Rotational Evolution of Classical T Tauri Stars: Models and Observations
本研究构建经典T Tauri星自转模型网格，结合208颗恒星的观测与TESS数据，验证吸积供能星风框架下的自转规律，发现磁场强度与磁风抛射吸积流占比调控自转演化，且年轻恒星对应数值更高。
2024-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analytic and numerical models of the 3D multipolar magnetospheres of pre-main sequence stars
传统上，金牛座T星上气体吸积的模型都假设一个偶极的恒星磁层，部分是为了简单起见，但也是因为缺乏关于它们真实磁场拓扑结构的信息。在2007年发表第一张金牛座T星吸积的磁图之前和之后，新一代的磁层吸积模型已经发展起来，其中包括多极磁场。三维模型的大尺度恒星磁层的观测程度的复杂性已通过数值场外推从观测导出的金牛座T磁地图。同样，分析和磁流体动力学模型与多极恒星磁场已经产生。在这篇会议评论文章中，我们比较和对比的数值场外推和分析方法，并认为，大规模的磁层的一些（但不是所有）吸积金牛座T星可以很好地描述倾斜的偶极子加上倾斜八极场分量。我们进一步认为，纵向场曲线，无论是源自吸积相关发射线，还是源自光球吸收线，都对大规模磁场拓扑结构提供了较差的约束，并且需要对旋转调制斯托克斯V信号进行详细建模才能恢复真实的场复杂度。最后，我们检查的优点，缺点和局限性的领域外推和分析方法，以及磁流体动力学模型。
2011-10-26 astro-ph.SR
Magnetic Braking of Accreting T Tauri Stars II: Torque Formulation Spanning Spin-Up and Spin-Down Regimes
经典金牛座T星与其周围的吸积盘之间的磁相互作用被认为会影响其自转演化。我们使用2.5维磁流体动力学，轴对称模拟的星盘相互作用，通过PLUTO代码计算，计算这些恒星上的净扭矩。我们将净扭矩分为三个贡献：吸积（自旋向上），恒星风（自旋向下）和磁层喷射（ME）（自旋向上或向下）。在论文I中，我们探讨了相互作用制度，其中恒星磁层截断内盘在一个位置旋转速度比恒星，导致一个强大的净自旋贡献的吸积和ME（“稳定吸积”制度）。在本文中，我们调查的相互作用制度中，截断半径变得更接近，甚至超过共转，它是可能的磁盘材料获得角动量，并定期推出的离心屏障（“螺旋桨”制度）。这降低了吸积扭矩，可以改变ME扭矩的符号，并可能导致净恒星自旋下降配置。这些结果表明，它是可能有一个净自旋的恒星扭矩，即使截断半径内的共转半径（$R_\text{t} \gtrsim 0.7 R_\text{co}$）。我们拟合截断半径的半解析函数，以及与星盘相互作用相关的扭矩（即，的吸积和ME扭矩的总和）和恒星风，允许预测的净恒星扭矩的参数制度，包括净自旋和自旋下降的配置，以及通过一维恒星演化代码调查旋转演化的可能性。
2022-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic braking of accreting T Tauri stars: Effects of mass accretion rate, rotation, and dipolar field strength
吸积前主序星的自转演化受其与周围星周盘的磁相互作用的影响。使用PLUTO代码，我们进行2.5维磁流体动力学，轴对称，随时间变化的模拟星盘相互作用-与初始偶极磁场结构，和粘性和电阻性吸积盘-为了模拟三种机制，有助于净恒星扭矩：吸积流，恒星风，磁层喷射（周期性膨胀和重连事件）。我们研究了恒星磁场强度、自转速率和质量吸积速率（改变初始盘密度）的变化如何影响净恒星扭矩。所有的模拟都是在一个净自旋制度。我们适合半解析函数的三个恒星扭矩的贡献，允许我们的参数制度的净恒星扭矩的预测，并调查自旋演化使用1D恒星演化代码的可能性。吸积盘的存在似乎增加了恒星扭矩的效率相比，孤立的恒星，流出率比吸积率小得多的情况下，因为星盘相互作用打开更多的恒星磁通量相比，从孤立的恒星。在我们的参数范围内，质量损失率为质量吸积率的$\approx 1 \%$的恒星风能够提取吸积角动量的$\lesssim 50 \%$。这些模拟表明，在我们的参数范围内，BP Tau，将需要质量吸积率的$\approx 25\%$的风质量损失率。
2020-11-02 astro-ph.SR
Probing the Structure of the Accretion Region in a Sample of Magnetic Herbig Ae/Be Stars
我们提出的几个诊断线的时间行为的研究结果在该地区的吸积盘/恒星的相互作用在三个磁性Herbig Ae星HD 101412，HD 104237，和HD 190073。分析了安装在VLT-8米望远镜（ESO，智利）以及其他天文台（OHP，克里米亚AO）的ISAAC，X-shooter和CRIRES摄谱仪获得的100多个光谱。在He I γ 10830、Pa γ和He I γ 5876谱线上获得了光谱数据。我们发现，诊断线在所有程序星的光谱的时间行为可以广泛地解释由本地吸积流产生的线轮廓的旋转调制。这一结果与磁层吸积模型的预测相一致。首次测定了HD 104237的自转周期（P_rot = 5.37 ± 0.03天）和自转倾角（i = 21 ± 4度）。对HD 104237和HD 190073的HARPSpol光谱进行的额外分析（取自ESO档案）使用SVD方法显示，HD 190073的磁场结构可能比简单的偶极子更复杂，并且包含一个拱星分量。还首次测得了双星系统HD 104237的次级分量的磁场（<B_z>= 128+-10 G）。
2014-10-23 astro-ph.SR
Global 3D Simulations of Disc Accretion onto the classical T Tauri Star BP Tauri
经典金牛座T星BP Tau的磁场可以近似为偶极矩和八极矩的叠加，极磁场强度分别为1.2 kG和1.6 kG（Donati等人，2008）。我们采用测量的性质的BP头和模型的光盘吸积到恒星。我们在模拟中观察到，磁盘被破坏的偶极组件和物质流向恒星的两个漏斗流，形成两个吸积点下方的偶极磁极。在离恒星非常近的地方，八极分量在动力学上变得非常重要，它将物质流重新定向到更高的纬度。与纯偶极子的情况相比，这些斑点是纬向拉长的，位于较高的纬度，在纯偶极子的情况下，新月形，纬向拉长的斑点形成于较低的纬度。斑点的位置和形状与观测结果吻合得很好。磁盘磁层的相互作用导致膨胀的磁力线和磁盘上方和下方的磁塔的形成。BPTau的磁场仅在靠近恒星的磁层表面内接近于电势，在那里磁应力占主导地位。对不同的吸积速率进行了一系列模拟。它们表明，吸积率比许多观测中获得的要低，除非圆盘在靠近恒星的地方被截断。作用在恒星上的力矩大约比旋转平衡所需的力矩低一个数量级。我们认为，恒星在其演化的早期阶段可能会失去大部分角动量。
2010-09-17 astro-ph.SR
The circumstellar environment of the young, low-mass dipper star JH 223. Accretion and large-scale magnetic field topology
Universidade Federal de Minas Gerais（米纳斯吉拉斯联邦大学）；Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Seoul National University（首尔国立大学）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Univ. de Toulouse（图卢兹大学）
研究年轻低质量迪普星JH 223的星周环境，通过分析吸积过程和大尺度磁场拓扑，揭示其磁盘截断半径与自转周期的关系。
2026-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Jupiter-like radio aurora in the L3.5 dwarf LSPM J0036+1821
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所天体生物学中心）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林大学圣三一学院）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
通过多波段观测和极光建模，发现L3.5矮星LSPM J0036+1821的射电辐射呈现类木星极光特征，由电子回旋脉泽不稳定性驱动，并确定了其精确自转周期。
2026-10-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discoveries of fine structures and secondary pulses in coherent radio emission from a magnetic massive star
本文首次对磁B型星HD 142990进行完整自转周期观测，发现脉冲外次级增强辐射及LCP脉冲中的精细结构，并通过模拟将其归因于自转轴与磁轴大角度错位导致的复杂磁层等离子体分布。
2025-07-05 astro-ph.SR
NGC 1624-2: A slowly rotating, X-ray luminous Of?cp star with an extraordinarily strong magnetic field
本文介绍了第一次观测调查的微弱？cp星NGC 1624-2，产生重要的新的限制，其光谱和物理特性，旋转，磁场强度，X射线发射和磁层特性。通过对光谱和光谱能量分布的模拟，我们得出结论：NGC 1624-2是一颗质量为M {\simeq } 30 M{ \odot }的主序星，有效温度为35 { \pm } 2 kK，log g = 4.0 { \pm } 0.2。基于广泛的时间序列的光谱观测，我们报告了大量的谱线的显着变化，并推断出一个独特的周期为157.99 { \pm } 0.94 d，我们解释为旋转周期的恒星。我们报告检测到一个非常强的- 5.35 { \pm } 0.5 kG -纵向磁场<Bz>，加上可能的塞曼分裂斯托克斯我配置文件的金属线确认表面场模量<B>为14 { \pm } 1 kG，符合表面偶极子的极性强度>~ 20 kG。这是有史以来在O型恒星中探测到的最大磁场，也是第一次报道在这样的天体中塞曼分裂斯托克斯I剖面。我们还报告了检测到与弱，高激发发射线的O三，我们建议可能形成在密切的磁层的恒星的反斯托克斯V配置文件。我们分析档案钱德拉ACIS-I X射线数据，推断一个非常硬的频谱与X射线效率日志LX/Lbol =-6.4，一个因素4大于典型值的O型恒星和可比的年轻的磁性O型星θ1 Ori C和其他的？p星。最后，我们研究了这颗恒星可能的磁层性质，特别报告了非常…
2012-09-27 astro-ph.SR physics.space-ph
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
The close classical T Tauri binary V4046 Sgr: Complex magnetic fields & distributed mass accretion
我们在这里报告的第一个结果的多波长运动集中在磁层吸积过程中的密近双星系统V4046 Sgr，托管两个部分对流经典金牛座T星的质量~0.9 Msun和年龄~12万年。在本文中，我们展示了2009年9月在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上使用ESPaDOnS收集的时间分辨分光偏振观测数据，覆盖了V4046 Sgr的7 d或~2.5个轨道/旋转周期的整个跨度。在光球吸收线中检测到小的圆偏振塞曼签名，但在V4046 Sgr的吸积动力发射线中没有检测到，从而表明这两个系统组件都拥有大规模的磁场，比那些只有几百万年和类似质量的年轻的完全对流的cTTS更弱，更复杂。应用我们的层析成像工具收集的数据集，我们重建的大规模磁场，光球亮度和吸积供电的发射在V4046 Sgr的两颗恒星的表面的地图。我们发现，这些领域包括显着的环形分量，和他们的极向分量大多是非轴对称的偶极分量的50- 100 G强烈倾斜相对于旋转轴;鉴于类似的质量和旋转周期的部分对流主序星的领域的相似性，我们得出结论，这些领域是最有可能产生的发电机过程。我们还发现，系统中的两颗恒星都显示出靠近极点的冷点和低对比度的扩展区域，吸积动力发射;这表明质量吸积可能分布在而不是局限于定义良好的高对比度吸积点中，与推导的磁场复杂性一致。
2011-09-12 astro-ph.SR
An Analysis of the Rapidly Rotating Bp Star HD 133880
HD 133880是一颗快速旋转的Bp型恒星，拥有所有Bp型恒星中最强的磁场。它是上半人马座狼疮协会的成员，是一颗年龄确定为1600万年的恒星。从FEROS、ESPaDOns和HARPS仪器获得的12个新光谱提供了足够的材料，可从中重新评估磁场，并获得各种元素大气丰度分布的第一近似值。使用新的磁场测量和光学光度测量以及以前发表的数据，我们改进的HD 133880的周期为P = 0.877476 \pm 0.000009天。的磁场结构的特点是由一个共线多极展开从所观察到的变化的纵向和表面场与旋转相位。这个简单的轴对称磁场模型是基于一个主要的四极分量，粗略地描述了场的变化。使用光谱合成，我们推导出的O，Mg，Si，Ti，Cr，Fe，Nd和Pr的平均丰度。所有元素，除了Mg（具有均匀分布），是过剩的相比，太阳和更丰富的是在负磁半球比在正磁半球。与大多数Bp型恒星相比，HD 133880中O的丰度相对于太阳丰度比来说是过剩的。在研究光谱中的H α和帕邢线时，我们无法明确地探测到HD 133880磁层的信息。然而，在3厘米和6厘米的无线电发射数据表明，磁层等离子体与恒星保持刚性旋转的磁场，并进一步支持对崩溃的快速旋转。在3厘米和6厘米处的光学厚射电光变曲线的形状上的细微差别表明，大尺度磁场在距离恒星很远的地方并不是完全轴对称的。
2013-07-11 astro-ph.SR
The spectral variability and magnetic field characteristics of the Of?p star HD 148937
我们报告的磁性和光谱观测和建模的？p星HD 148937在CFHT的MiMeS LP的上下文中。2009年和2010年采集了HD 148937的32个高信噪比圆偏振（斯托克斯V）光谱和13个非偏振（斯托克斯I）光谱。在所有观测的总平均值中（在LSD平均轮廓和单个谱线中）获得斯托克斯V塞曼签名的明确检测。纵向磁场推断从斯托克斯V LSD配置文件是一贯的负，在对比的基本上为零的磁场强度测量从诊断无效配置文件。等效宽度测量的周期搜索证实了先前报告的7.03 d变异期。等效宽度的变化不是严格的周期性的：我们提出的证据的量或分布的拱星等离子体的演变。解释的7.03 d周期的背景下的ORM的恒星自转周期，我们已经分阶段的等效宽度和纵向场测量。纵向场测量结果显示出一个弱的正弦变化的常数符号，与Hα变化的相位相差约0.25个周期的极值。推断的磁场配置证实了Nazé等人（2010）的建议，他们提出HD 148937的变化性比其他同类成员弱，这是恒星几何的结果。基于导出的磁特性和已发表的风特性，我们发现风磁约束参数η \ast \simeq 20和旋转参数W = 0.12，支持了这样一种观点，即H α发射和其他谱线变化起源于由磁通道风引起的倾斜的、刚性旋转的磁层结构。（节录）
2011-09-24 astro-ph.SR
Magnetometry of the classical T Tauri star GQ Lup: non-stationary dynamos & spin evolution of young Suns
我们在这里报告的经典金牛座T星（cTTS）GQ Lup的光谱偏振观测结果进行了ESPaDOns在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的框架下的“磁性原恒星和行星”（MaPP）计划，并获得了2个不同的时代（2009年7月和2011年6月）。根据这些观测，我们首先推断出GQ Lup的光球温度为4，300 +-50 K，自转周期为8.4+-0.3 d;这意味着它是一颗1.05+-0.07 Msun的恒星，倾角约为30度，年龄为200 - 500万年，半径为1.7+-0.2 Rsun，并且刚刚开始发展辐射核心。无论是在光球线还是在吸积动力发射线中，都能清晰地检测到大的塞曼特征，探测到高达6 kG的纵向场，因此使GQ Lup成为迄今为止已知的具有最强大规模场的cTTS。塞曼签名的旋转调制在我们的2次运行之间明显不同，这表明cTTS的大规模场随着时间的推移而演变，并且可能是由非稳态发电机过程产生的。使用层析成像，我们重建地图的大规模领域，光球亮度和吸积供电的发射GQ Lup。我们发现，磁拓扑结构主要是极向和轴对称的;此外，大尺度场的八极分量（2009年和2011年的强度为2.4和1.6 kG）占主导地位的偶极分量（强度约为1 kG）的因子约为2，这与GQ Lup不再是完全对流的事实相一致。GQ Lup还具有在两个时期都主要向极的磁层吸积。然而，GQ Lup的大尺度偶极不足以破坏周围的吸积盘超…
2012-06-08 astro-ph.SR
Rotation, spectral variability, magnetic geometry and magnetosphere of the Of?p star CPD -28 2561
我们报告的磁性和光谱观测和建模的？P星CPD-282561.利用75个新谱线，我们测量了光球和风敏感谱线的等效宽度变化和动力学谱。一个时期的搜索结果在一个明确的73.41天的变化期。高分辨率光谱偏振数据分析，使用最小二乘反卷积产生塞曼签名检测的平均斯托克斯V配置文件对应的相位0.5的光谱星历。解释为恒星自转周期的73.41 d周期，我们已经分阶段的等效宽度和推断的纵向场测量。相控磁数据呈现出弱正弦变化，在相位0.5处具有约565 G的最大值，并且在相位0.0处具有约-335 G的最小值，其中极值与（双波）Halpha等效宽度变化近似同相。假设一个准三维磁层模型的Halpha等效宽度变化的建模产生了一个独特的解决方案，为模糊的成对的倾斜角和磁耦合角：（i，β）或（β，i）=（35度，90度）。无论采用哪种几何结构，纵向场的变化都产生偶极极强度Bd=2.6 \pm 0.9 kG，与直接模拟Stokes V剖面得到的结果一致。我们推导出风磁约束参数eta* \simeq 100，得到阿尔文半径RA \simeq 3-5~R*，开普勒半径RK \simeq 20~R*。这支持了一个物理场景中的阿尔法发射和其他线的变化有其起源在一个倾斜的，共同旋转的“动态磁层”结构导致的磁通道风。然而，谱线的形成细节及其在此框架内的变化仍然普遍知之甚少。
2015-04-09 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
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。
2025-09-02 astro-ph.SR
A test of the planet-star unipolar inductor for magnetic white dwarfs
尽管有成千上万的光谱检测，只有四个孤立的白矮星显示巴耳末发射线。逆温机制是一个30多年的谜团，它一直无法得到传统的解释。一种假设是单极电感器通过导电行星和磁性白矮星之间的电流回路的欧姆耗散来实现表面加热。为了研究这个模型，新的时间分辨光谱，分光偏振，和光度的原型GD 356进行了研究。发射特征在旋转周期上强度不同，但与光变曲线反相，与光学薄色球层下的冷表面点一致。在相同的光度相位观察到的线条轮廓可能发生的变化，可能表明发射区的适度演变，而磁场在一个完整的旋转变化了10%。这些全面的数据既没有显示光度周期的变化，也没有显示其他信号，例如可能从轨道上的物体。对单极感应器模型的进一步研究发现了潜在的失效点：观测到的快速恒星旋转将由于离心力而抑制电流载体，可能没有磁层离子的供应，并且欧姆表面加热预计不会发生反相通量变化。再加上四颗冷的发射线白矮星的性质非常相似，这些事实表明色球层的发射是内在的。一个诱人的可能性是，内在色球可能出现在（磁性）白矮星中，并出现在基于结构和成分的HR图的不同部分。
2021-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Variable Accretion onto Protoplanet Host Star PDS 70
PDS 70系统在过去一年中进行了许多研究，因为在其周星盘的间隙中发现了两颗吸积行星。尽管如此，该恒星的质量吸积率仍然不为人所知。在这里，我们确定恒星质量吸积率和它的变化的基础上TESS和HARPS的观测。恒星的光变曲线显示了一个强信号，具有$3.03\pm0.06$天的周期，我们将其归因于恒星的自转。我们对HARPS谱的分析显示旋转速度为$v\sin\,i=16.0\pm0.5\,{\rm km\,s^{-1}}$，表明旋转轴的倾角为$50\pm8$度。这意味着在测量误差范围内，恒星的自转轴和它的拱星盘是平行的。我们应用磁层吸积模型来拟合H $α$线的轮廓，并推导出在$0.6-2.2\times10^{-10}\,{\rm M_{\odot}yr^{-1}}$范围内的恒星上的质量吸积率，随旋转相位而变化。测量的吸积率与利用吸积激波模型从NUV通量估计的吸积率一致。推导出的吸积率高于预期的磁盘质量和行星属性的低价值的粘性参数$α$的建议，最近的研究，可能指向一个额外的质量水库内盘饲料吸积，如死区。我们发现He I $λ$ 10830谱线显示出蓝移的吸收特征，表明存在风。从线深度估计的质量损失率是一致的吸积驱动的内盘MHD风。
2020-02-17 astro-ph.EP 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
Introduction to magnetic star-planet interactions
本文综述磁恒星-行星相互作用的观测特征、物理机制及HD/MHD建模进展，并介绍其在近距系外行星研究中的应用。
2025-02-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal locking as a negative feedback on Earth-like planetary dynamos: Consequences for magnetic shielding and habitability
Sapienza, Università di Roma（罗马大学）；INAF, Observatory of Abruzzo（阿布鲁佐天文台）
研究潮汐锁定如何影响M矮星宜居带类地行星的磁场生成和磁层保护，发现潮汐锁定通过负反馈导致偶极场崩溃，内边界磁场显著衰减，外边界仅对早期M矮星和早期地球有利。
2026-06-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
