Magnetic braking saturates: evidence from the orbital period distribution of low-mass detached eclipsing binaries from ZTF
我们约束的轨道周期（$P_{\rm orb}$）分布的低质量的脱离主序星食双星（EB）的光变曲线从Zwicky瞬态设施（ZTF），它提供了一个很好的理解选择功能和灵敏度暗淡的恒星。在短时间内（$P_{\rm orb}\lesssim 2$天），由于磁制动（MB），双星预计会显着演变，这会缩小轨道并最终使分离的双星接触。因此，周期分布是MB的敏感探针。我们发现，低质量（$0.1\lesssim M_1/M_{\odot} < 0.9$）双星的固有周期分布基本上是平坦的（${\rm d}N/{\rm d}P_{\rm orb} \propto P_{\rm orb}^0$），从$P_{\rm orb}=10$天下降到接触极限。这与基于Skumanich关系的经典MB模型的预测强烈不一致，该模型广泛用于双星演化计算并预测短周期的${\rm d}N/{\rm d}P_{\rm orb} \propto P_{\rm orb}^{7/3}$。观测到的分布最好由磁场在短时间内饱和的模型再现，MB扭矩大致与$\dot{J}\propto P_{\rm orb}^{-1}$成比例，而不是标准Skumanich定律中的$\dot{J} \propto P_{\rm orb}^{-3}$。我们还发现，包含完全和部分对流星的双星的周期分布之间没有显着差异。我们的研究结果证实，饱和MB法律，这是以前发现的…
2022-10-11 astro-ph.SR
Evolution of intermediate-mass X-ray binaries driven by magnetic braking of Ap/Bp stars: I. ultracompact X-ray binaries
一般认为超紧凑X射线双星（UCXB）是由中子星从低质量白矮星或氦星吸积而成的双星演化而来，其中质量转移由引力辐射驱动。然而，标准的白矮星演化通道不能产生具有高时间平均传质速率的相对长周期（$40 - 60$ \，min）的UCXB。在这项工作中，我们探索了一种替代的演化路线UCXB的同伴从中等质量的Ap/Bp星演化的一个非常强的磁场（$100 - 10000$ \，G）。考虑到磁场与吸积分量产生的X射线通量所引起的辐射驱动风之间的耦合所引起的磁制动，我们证明了中等质量X射线双星（IMXB）可以演化为UCXB.使用\emph{MESA}代码，我们已经计算了大量的IMXB的进化序列。模拟结果表明，在较小的风驱动效率$f=10^{-5}$下，异常磁制动可以驱动IMXB到11 min的超短周期。与15个已识别UCXB的观测参数比较，异常磁制动演化通道可以分别解释$f=10^{-3}$和$10^{-5}$的7个和8个源的形成。特别是，一个相对较大的值的$f$可以适合三个长期的，持久的源与高传质速率。虽然Ap/Bp星在中等质量恒星中的比例仅为5%，但UCXB相的寿命为$\gtrsim$ 2 Gyr，产生了相对较多的可观测系统，使其成为UCXB形成的另一个演化通道。
2016-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotation Period Evolution in Low-Mass Binary Stars: The Impact of Tidal Torques and Magnetic Braking
我们研究如何潮汐，恒星演化和磁制动形状的旋转周期（P $_{rot}$）的演变低质量恒星双星的轨道周期（P $_{orb}$）的100天在很宽的范围内潮汐耗散参数使用两种常见的平衡潮汐模型。我们发现，许多与P $_{orb} < 20$ d潮汐锁定的二进制，和大多数与$P_{orb} < 4$ d潮汐锁定到同步旋转的圆轨道。在短P $_{orb}$，潮汐力矩产生一群快速的旋转体，这是单星磁制动模型无法产生的。在许多情况下，我们表明，磁制动和潮汐之间的竞争产生了一个亚同步旋转器的人口，持续为陀螺，即使在短P $_{orb}$二进制，定性再现了Lurie等人在开普勒领域发现的次同步食二进制（EB）。这两个平衡潮汐模型预测，二进制可以潮汐互动出P $_{orb} \approx 80$ d，而恒定相位滞后潮汐模型预测，二进制可以潮汐锁定到P $_{orb} \approx 100$ d。潮汐扭矩经常迫使恒星双星的P $_{rot}$演化偏离单星经历的长期磁制动驱动的自旋下降，揭示了P $_{rot}$不是在所有情况下都是年龄的有效代理，即陀螺年代学可以低估年龄高达$300\%$，除非考虑双星。我们建议，轨道偏心率和P $_{rot}$的准确测定，可以用来区分平衡潮汐模型最好地描述潮汐相互作用的低质量双星。
2019-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Orbital and Mass Ratio Evolution of Protobinaries Driven by Magnetic Braking
大多数恒星存在于多个系统中，特别是双星系统。双星的形成和早期演化是恒星形成中一个长期存在的问题，尚未完全了解。特别是，在恒星形成核心中观察到的磁场如何塑造双星特征仍然相对未被探索。我们证明了数值，使用ENZO-MHD代码，观察到的强度的磁场可以急剧改变一个二元系统的两个基本量：轨道分离和质量比的两个组件。我们的计算集中在原恒星质量吸积阶段，一对恒星的“种子”已经形成。我们发现，在致密的核心磁化到一个现实的水平，吸积的原双星的气体的角动量大大减少磁制动。与非磁性情况相比，强制动物质的吸积使原二进制分离缩小了一个很大的因素。磁制动也改变了不等质量的原双星的质量比的演变，通过产生低比角动量的气体，优先吸积到主要的，而不是次要的。这与先前发现的原双星从未磁化的外壳吸积到次级上的优先质量吸积形成对比，这往往会使质量比趋于统一。此外，磁场极大地改变了原双星吸积流的形态和动力学。在非磁性的情况下，它抑制了供给原双星的拱星盘和拱双星盘;双星由一个快速坍缩的伪盘供给，而伪盘的旋转被强烈制动。磁制动驱动的向内迁移的二进制文件从他们的出生地点可能会受到高分辨率的观测深嵌入的原二进制文件的轨道分布，特别是ALMA。
2012-11-26 astro-ph.SR
The companion mass distribution of post common envelope hot subdwarf binaries: evidence for boosted and disrupted magnetic braking?
本文通过光谱巡天测量后公共包层热亚矮星双星的主序伴星质量分布，发现其峰值约0.15倍太阳质量且缺乏高质量伴星，提出需磁制动增强20-100倍或公共包层演化偏好低质量伴星来解释，并认为辐照驱动星风增强是可能的磁制动增强机制。
2024-11-18 astro-ph.SR
Convection and rotation boosted prescription of magnetic braking: application to the formation of extremely low-mass white dwarfs
极低质量白矮星（ELM WD）是双星演化的结果，其中一颗低质量的施主星被它的伴星剥离，留下一颗氦核白矮星。我们探讨的形成ELM WD的二元系统考虑对流和旋转增强磁制动治疗。我们的进化序列使用MESA代码计算，初始质量为1.0和1.2 Msun（供体），1.4（吸积体），与低质量X射线双星（LMXB）系统兼容。我们得到ELM模型在0.15至0.27 Msun从广泛的初始轨道周期，1至25天。分叉期，其中初始期等于最后期，范围从20到25天。除了LMXB，我们还发现超紧凑X射线双星（UCXB）和宽轨道双星毫秒双星也可以形成。所得的质量与轨道周期的关系与He白矮星伴星到类星体的观测数据是一致的。
2021-07-08 astro-ph.SR
Orbital-period Changes of Low-mass X-ray Binaries Driven by Magnetic Braking
本文利用MESA模拟9个中子星和黑洞低质量X射线双星，表明CARB磁制动模型可解释其轨道周期导数及供星性质，而标准磁制动模型难以重现快速轨道变化。
2024-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic braking and dynamo evolution of $β$ Hydri
本研究通过分析 $β$ Hydri 的偏振光谱、X射线和星震数据，发现该亚巨星在经历磁制动减弱后重新获得强磁场，支持“重生”发电机假说，并为恒星自转模型提供关键约束。
2025-06-20 astro-ph.SR
Massive star models with magnetic braking
在一些早期类型的恒星表面的磁场已被直接检测到。这些场的量值在几百G到几kG之间。我们研究了磁制动对自转（$\upsilon_{\rm ini}$ =200 km s $^{-1}$）10 M $_\odot$恒星模型在主序相太阳金属丰度演化的影响.根据ud-Doula等人对磁风约束的二维MHD模拟推导出的形式，磁制动过程被包含在我们的恒星模型中。关于恒星内部的磁场大小和角动量输运机制的效率，我们做了各种各样的假设。当磁制动发生在模型与差动旋转，强烈和快速的混合是在表面获得伴随着在表面速度的快速降低。这样的过程可以解释一些MS星表现出强烈的混合和低表面速度。当固体旋转被施加在内部时，恒星被如此迅速地减速，以至于表面富集比没有磁制动的类似模型要小。在这两种模型（差分或均匀旋转），磁制动由于几个100 G的字段显着降低了角动量的核心在MS阶段。这种减少在固体旋转模型中要大得多。
2010-11-26 astro-ph.SR
MESA models with magnetic braking
在MESA中实现了两个磁制动模型，用于MIST恒星模型网格。观测到小于约1.3 $M_{\odot}$的恒星随着时间的推移通过与它们的磁化恒星风的相互作用而自旋下降（即，磁制动）。这是陀螺年代学的基础，也是低质量恒星演化的基础。磁制动背后的详细物理学是不确定的，一维恒星演化模型也是如此。因此，我们校准我们的模型和比较数据从疏散星团。这里测试的每个制动模型都能够再现数据，尽管有一些重要的区别。Matt et al.（2015）的公式与在疏散星团中观察到的缓慢旋转恒星相匹配，但倾向于高估快速旋转恒星的存在。Garraffo等人（2018）的处方通常会产生太多的角动量损失，无法准确匹配低质量恒星的观测到的慢序列，但可以很好地再现疏散星团中观测到的缓慢和快速旋转恒星的双峰性质。我们发现更多的证据表明，在这些制动模型中可能缺少一定程度的质量依赖性，以更好地匹配在年龄大于1 Gyr的集群中观察到的旋转周期。
2021-09-22 astro-ph.SR
Suggested magnetic braking prescription derived from field complexity fails to reproduce the cataclysmic variable orbital period gap
本研究将基于磁场复杂度的磁制动公式纳入MESA模拟激变变星演化，发现该公式无法复现观测到的激变变星伴星膨胀与周期空隙，凸显单星与密近双星磁制动规律的矛盾。
2024-09-09 astro-ph.SR
A modest change in magnetic braking at the fully convective boundary explains cataclysmic variable evolution
Universidad Técnica Federico Santa María (UTFSM)（费德里科·圣玛丽亚技术大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso (PUCV)（瓦尔帕莱索天主教 Pontificia 大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Yunnan Observatories, CAS（中国科学院云南天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）
本文研究了在完全致密边界处磁制动的微小变化对 cataclysmic 变量演化的影响，发现适度的磁制动减弱能解释轨道周期分布和质量-半径关系。
2026-03-15 astro-ph.SR
Does Magnetic Field-Rotation Misalignment Solve the Magnetic Braking Catastrophe in Protostellar Disk Formation?
恒星形成于分子云的致密核心中，这些分子云被观察到明显的磁化。在最简单的情况下，一个层流（非湍流）的核心与旋转轴对齐的磁场，无论是分析的考虑和数值模拟表明，形成一个大的，$10^2\au$规模，旋转支持原恒星盘抑制磁制动在理想的磁流体动力学极限为一个现实水平的核心磁化。这种形成原恒星盘的理论困难被称为“磁制动灾难”。\citeauthor{HennebelleCiardi2009}和\citeauthor{Joos+2012}提出的一个可能的解决方案是，磁场和旋转轴之间的不对准可能会削弱磁制动，足以使磁盘形成。我们通过数值模拟定量评估这种可能性。我们证实了\citeauthor{Joos+2012}的基本结果，即错位确实有利于盘的形成。在具有无量纲质量-通量比$\gtrsim 5$的相对弱磁化的磁芯中，它使得能够形成旋转支撑盘，否则如果磁场和旋转轴对齐，则会抑制旋转支撑盘。然而，对于更强磁化的芯，即使对于$90\degree$的最大倾斜角，盘形成仍然被抑制。如果致密的核心被强烈磁化，如OH塞曼观测所示（具有平均无量纲质量-通量比$\sim 2$），那么仅仅是不对准就很难在大多数核心中形成磁盘。我们的结论是，虽然有利于磁盘的形成，特别是对于相对较弱的磁场的情况下，错位并不能完全解决灾难性的磁制动的问题。
2013-01-25 astro-ph.SR
Magnetic braking of Ap/Bp stars: an alternative formation mechanism of compact intermediate-mass binary pulsars
中等质量X射线双星（IMXB）演化通道很难通过稳定的质量转移形成短轨道周期（小于3 d）的中等质量双星（IMBPs）。主要原因是磁制动机制通常被认为不适用于正则模型中质量大于1.5 $\rm M_{\odot}$的施主星。然而，一些中等质量的恒星具有非常强的磁场（大约100 - 10000 G），即。e.所谓的Ap或Bp星。由于Ap/Bp星表面的辐射驱动风与磁场之间存在耦合，因此可能存在一种合理的磁制动机制。在这项工作中，我们试图调查，如果IMXB与Ap/Bp星可以产生IMBPs的轨道周期短（小于3天），通过这种异常的磁制动机制。利用一个恒星演化程序，我们模拟了大量由NS星和Ap/Bp星组成的IMXB的演化。对于NS的自旋演化，我们考虑了由磁场与吸积盘相互作用引起的吸积力矩、螺旋桨力矩和自旋下降力矩。计算结果表明，利用Ap/Bp星的异常磁制动，IMXB可以演化为轨道周期小于3d的紧凑型IMBPs.然而，在我们的模拟结果和观察到的IMBPs的自旋周期之间存在着显着的差异。
2014-05-04 astro-ph.SR
Averting the magnetic braking catastrophe on small scales: disk formation due to Ohmic dissipation
我们进行轴对称电阻MHD计算表明，离心盘确实可以形成0类对象周围，尽管磁制动。我们跟踪星前核的演化，一直到接近恒星的密度和恒星半径。在磁通冻结下，核心被制动并且盘形成被抑制，而欧姆耗散使得第一核心内的磁制动无效。与观测结果一致的是，没有证据表明在0类天体周围存在大的盘状物，由此产生的盘状物在第二个核心附近形成，并且在早期只有$\approx 10~R_{\odot}$的半径。盘状物的形成不需要增强的电阻率。我们推测，随着时间的推移，磁盘可以生长到II类恒星周围观察到的大小欧姆耗散和双极扩散的影响下，以及内部角动量重新分配。
2010-10-12 astro-ph.SR
Magnetic braking in convective stars
磁制动导致单颗恒星在主序星上演化时自旋下降。磁制动模型也可以解释密近双星系统的演化，包括激变变星。众所周知的周期差距的轨道周期分布的激变变量系统表明，磁制动必须显着中断秒，完全对流。然而，活动研究表明，完全对流恒星是在年轻的疏散星团中观察到的最活跃的恒星。因此，关于完全对流恒星的磁活动会发生什么，存在相互矛盾的证据。冷星的光谱偏振研究发现，场的形态和场强依赖于光谱类型和旋转速率。虽然快速旋转的辐射核恒星显示出强大而复杂的磁场，但它们的偶极分量相对较弱。快速旋转的完全对流型恒星也有很强的磁场，但它们的结构要简单得多，通常接近偶极场。场几何形状的这种变化如何影响恒星风是几个正在进行的建模工作的重点。初步结果表明，快速旋转的活动矮星驱动更强的风，大约比太阳上的风大两个数量级。
2012-02-23 astro-ph.SR
Testing an Ap-like Magnetic Braking Origin for the Extended Main Sequence in Young Open Clusters
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（粤港澳大湾区空间望远镜科学中心）
研究年轻疏散星团扩展主序中慢旋转成分的起源，通过盖亚XP光谱及5200Å流量下降诊断测试类Ap磁制动预测，发现无证据支持其为主要解释。
2026-07-07 astro-ph.SR
Can gyrochronological ages be affected by the variation of the magnetic braking index?
本文试图从理论上解释主序星速度演化对转动惯量$I$的影响。我们发现，与恒星扁率有关的效应可以从磁制动指数的变化来估计，用$Δq$表示。我们还发现，$\dot{I}$的效应是理解在这个演化阶段控制恒星自旋下降的微妙机制的决定性因素。我们注意到，我们的模型预测，制动指数的变化的行为是不同的，当恒星密度降低。在本研究中，我们使用了三个样本恒星目标从档案的不同的卫星，如CoRoT和\textit{Kepler}，估计可能的相关性之间提取的参数从我们的模型和恒星年龄。结果发现，$Δq$与恒星的年龄有很强的相关性。总之，我们认为，磁制动指数的变化，由于扁率可以是一个有趣的方式来估计恒星的年龄。
2020-03-12 astro-ph.SR
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。
2019-02-25 astro-ph.SR
A semi-empirical model for magnetic braking of solar-type stars
我们开发了新的角动量演化模型的质量$0.5$到$1.6~\rm M_\odot$和从主序前（\rm PMS）通过其主序（\rm MS）寿命结束的恒星。参数模型包括基于磁化恒星风数值模拟的磁制动、质量损失率处方、核-包络解耦以及盘锁定现象。我们还解释了最近在模拟比太阳更进化的恒星中磁制动急剧减弱的发展。我们适合在我们的模型中的自由参数，通过比较模型预测旋转分布的一些星团，以及个别场星。我们的模型合理地成功地再现了恒星在\rm PMS阶段到零龄主序（\rm ZAMS）自旋上升、突然\rm ZAMS自旋下降以及之后自转速率收敛的旋转行为。我们发现，包括核心包络去耦改善我们的模型，特别是在年轻的低质量恒星。此外，通过占几乎完全抑制磁制动在慢自旋周期，我们提供了更好的适合恒星旋转的观测相比，以前的模型。
2017-09-10 astro-ph.SR
Magnetic Braking Formulation for Sun-Like Stars: Dependence on Dipole Field Strength and Rotation Rate
我们使用二维轴对称磁流体动力学模拟计算稳态解的类太阳恒星风从旋转的恒星与偶极磁场。我们的参数研究包括50个模拟，涵盖了广泛的相对磁场强度和旋转速率，从缓慢和接近快速磁转子制度。使用模拟计算的角动量损失，我们推导出一个半解析公式的恒星上的外部扭矩，适合所有的模拟到几个degenerents的精度。这个公式提供了一个简单的方法来计算类太阳恒星由于磁化星风引起的磁制动，它适当地包括了对磁场强度、质量损失率、恒星半径、表面引力和自旋速率的依赖性，并且对慢转和快转都是有效的。
2012-06-11 astro-ph.SR
Testing the Rossby Paradigm: Weakened Magnetic Braking in early K-type Stars
本文结合六颗早 K 型恒星的磁场、质量损失及恒星参数约束，发现风制动扭矩在临界 Rossby 数处骤降逾一个数量级，提示减弱磁制动或对应亚临界发电机。
2025-04-28 astro-ph.SR
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。
2020-01-21 astro-ph.SR
A Model of Magnetic Braking of Solar Rotation That Satisfies Observational Constraints
对Charbonneau & MacGregor（1993）提出的太阳自转磁制动模型进行了修正，使之能够在不与其它观测约束相冲突的情况下，首次再现不同年龄疏散星团中太阳型恒星中最快和最慢自转星的自转演化。如太阳孪晶中大气Li丰度的时间演化和太阳速跃层的薄度。这个新的模型假设旋转驱动的湍流扩散，这被认为是放大恒星辐射区的粘度和磁扩散率，是强烈的各向异性的水平分量的传输系数强烈主导的垂直方向。还考虑到极向场衰减，有助于限制速度跃层的宽度在太阳年龄。利用有限元法数值求解二维动量和磁感耦合方程的方位分量，研究了该模型的性质
2010-02-11 astro-ph.SR
Formation of millisecond pulsars with helium white dwarfs, ultra-compact X-ray binaries and gravitational wave sources
近轨道低质量X射线双星（LMXB）、射电毫秒双星（BMSP）和超致密X射线双星（UCXB）都属于同一演化序列。因此，了解这些种群如何从一个物种进化到另一个物种是极其重要的。此外，UCXB是重要的引力波（GW）源，可以被未来的星载GW观测站探测到。然而，这三个不同族群的中子星（NS）双星之间的形成和演化联系还没有完全了解。特别是，一个特殊的微调问题，以前已经证明了这些系统的形成。在这项调查中，我们测试了一个新提出的磁制动处方和模型的形成和演变的LMXB。我们计算一个网格的二进制演化模型，并提出了初始参数空间的祖二进制成功地发展所有的方式产生UCXB。我们发现LMXB演化为分离的NS+ELM~He~WD双星和后来的UCXB的初始轨道周期范围比标准磁制动方案下的演化明显变宽，从而有助于缓解微调问题。然而，我们也发现，形成宽轨道BMSP是禁止强版本的这种新的磁制动处方，因此需要修改的处方。最后，我们给出了UCXB作为银河系GW源的性质的例子，并讨论了它们的检测LISA，天琴和太极天文台。
2021-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can non-ideal magnetohydrodynamics solve the magnetic braking catastrophe?
我们调查分子云核心的低电离分数是否可以解决“磁制动灾难”，其中磁场防止年轻恒星周围的星周盘的形成。我们进行三维平滑粒子非理想磁流体动力学（MHD）模拟的引力坍缩的一个太阳质量的分子云核心，将双极扩散，欧姆电阻率和霍尔效应的影响，以及自洽的计算电离化学假设0.1微米的颗粒。当仅包括双极扩散或欧姆电阻率时，在存在强磁场的情况下不会形成盘，类似于使用理想MHD的情况。由于霍尔效应的存在，圆盘的形成取决于磁场相对于气体云旋转矢量的方向。当矢量对齐时，发生强磁制动并且不形成盘。当矢量反对齐时，即使在强磁场中，当所有三个非理想项都存在时，也可以形成半径为13 AU的圆盘，并且当仅存在霍尔效应时，可以形成38 AU的圆盘;在这两种情况下，在第一个流体静力学核心周围形成反向旋转的包络。对于较弱的反排列场，霍尔效应产生的大质量圆盘与没有磁场时产生的圆盘相当，这表明通过引力不稳定性形成的行星形成可能取决于前体分子云核心中磁场的符号。
2016-01-13 astro-ph.SR
Discovery of Rotational Braking in the Magnetic Helium-Strong Star Sigma Orionis E
我们提出了新的U波段测光的磁氦强星Sigma Ori E，获得了超过2004-2009年使用SMARTS 0.9米望远镜在Cerro Tololo美洲天文台。当结合历史测量时，这些数据限制了过去三十年来恒星1.19 d自转周期的演变。我们能够在p_null = 0.05%的水平上排除一个恒定的周期，相反，我们发现数据可以很好地描述（p_null = 99.3%）以每年77毫秒的速度线性增长的周期。这对应于一个134万年的特征自旋时间，与基于磁流体动力学模拟的磁性大质量恒星角动量损失的理论预测吻合得很好。因此，我们的结论是，观测结果与Sigma Ori E由于其磁化线驱动风而发生旋转制动一致。
2010-04-13 astro-ph.SR
Hydrogen-deficient binary stars with magnetic braking
针对贫氢双星中吸积伴星吸积数太阳质量却未达临界自转的问题，研究测试磁耦合风与磁星盘耦合机制，发现前者可提供足够角动量耗散，完全复现观测还需时变发电机磁场标度。
2025-09-03 astro-ph.SR
Evolution of cataclysmic variables under different magnetic braking prescriptions
School of Physical Science and Technology, Xinjiang University（新疆大学物理科学与技术学院）；Department of Nuclear Physics and Astronomy, Institute of Engineering Physics, Samarkand State University（撒马尔罕国立大学工程物理学院核物理与天文学系）
本研究通过模拟不同磁制动假设计算下CV演化，发现中间假设计算与观测一致，而强制动模型产生脱离阶段，自洽模型则难以形成周期间隙。
2026-02-05 astro-ph.SR
Magnetic braking with MESA evolutionary models in the single star and LMXB regimes
本研究针对低质量恒星磁制动方案的有效性问题，利用银河系低质量X射线双星轨道周期和疏散星团单星自转周期，测试四种磁制动方案，发现纳入高阶磁场拓扑效应的方案更符合观测，但均无法复现特定低质量老年恒星的自转减速停滞现象。
2023-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar age dependence of the nonextensive magnetic braking index: a test for the open cluster $α$Per
利用恒星自旋下降定律的广义函数，我们研究了磁制动指数（$q$）的年龄依赖性。我们的调查包括9个年龄小于1 Gyr的疏散星团，质量范围从0.7到1.1 $M_{\odot}$。我们的目的是验证的时间行为的非广延制动指数$q$带来的累积分布的旋转速度的最年轻的集群（$α{\rm Per}$）采取在未来年龄的老集群。因此，$q$ -指数是随着时间$t-t_{α{\rm Per}}$计算的，其中$t$是较老的疏散星团的年龄，用于估计未来的累积分布的旋转速度的$α{\rm Per}$星团与现在的年龄$t_{α{\rm Per}}$。我们发现，根据质量箱，$q$的值在1.36和1.38附近略微恒定。总之，这些结果似乎表明，控制疏散星团中恒星旋转衰变的机制并不依赖于时间的增加。
2021-04-20 astro-ph.SR
The impact of different magnetic braking prescriptions on the evolution of LMXBs
本研究探讨了三种新型磁制动处方对低质量X射线双星演化的影响，发现所有处方均能形成轨道周期跨度大的双星系统，且最强MB处方使UCXB状态可从更宽初始轨道周期区间达成。
2024-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Anti-Solar Differential Rotation May Have Revived Magnetic Braking in the Subgiant 31 Aquilae
Center for Solar-Stellar Connections, WDRC（太阳-恒星联系中心，WDRC）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、CEA、CNRS、AIM）；Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文系）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Vanderbilt University, Department of Physics & Astronomy（范德堡大学物理与天文系）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文系）；Sydney Institute for Astronomy (SIfA), School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天体物理研究所(SIfA)）
通过TESS和LBT观测，研究亚巨星31 Aql的磁场和自转，发现其非循环磁场和慢自转支持反太阳式差分自转，恢复磁制动。
2026-03-17 astro-ph.SR
Magnetic braking of Sun-like and low-mass stars: Dependence on coronal temperature
类太阳和低质量恒星拥有高温日冕，并在热压力和复杂的磁流体动力学过程的驱动下以恒星风的形式损失质量。这些磁化流出物可能不会显著影响恒星在主序星上的结构演化，但它们通过移除角动量来制动恒星的旋转，这种机制称为磁制动。先前的研究已经表明，制动扭矩如何取决于磁场强度和几何形状，恒星质量和半径，质量损失率，以及恒星的旋转速度，假设日冕温度固定。在这项研究中，我们探讨了不同的日冕温度如何影响恒星扭矩。我们采用2.5维，轴对称，磁流体动力学模拟，计算与PLUTO代码，获得稳态风的解决方案，从旋转的恒星与偶极磁场。我们的参数研究包括30个模拟与日冕温度和表面磁场强度的变化。我们认为帕克（即热压力驱动）风，因此，日冕温度是确定的速度和加速度的流量配置文件的关键参数。由于这些类型的恒星的质量损失率没有得到很好的约束，我们确定如何扭矩规模的恒星质量损失率的巨大范围。更热的风导致更快的加速度，我们表明，（对于给定的磁场强度和质量损失率）一个更热的外流导致恒星上的扭矩较弱。我们推导出新的预测扭矩公式为每个温度，量化这种影响的范围内可能的风加速度剖面。
2017-10-03 astro-ph.SR
Magnetic braking of supermassive stars through winds
超大质量恒星（SMSs）是高红移超大质量类星体的祖先。然而，它们的形成过程需要强大的机制，能够提取SMS吸积的气体的角动量。我们调查在什么条件下吸积SMS和它的风之间的磁耦合可以删除足够的角动量吸积进行开普勒光盘。我们数值计算吸积SMS的旋转特性，旋转在$ΩΓ$的限制和估计的磁场，是需要保持在这个限制的旋转速度，使用处方从磁流体模拟恒星风。我们发现，在恒星表面的磁场为10 kG，需要满足从$ΩΓ$ -限制恒星旋转的约束。如果磁场位于目前观测到的恒星磁场的上端，那么SMS的包络与其风之间的磁耦合可以通过开普勒圆盘的吸积形成SMS。这些场与原始起源是一致的。
2019-02-28 astro-ph.SR
News from Gaia on sigma Ori E: a case study for the wind magnetic braking process
猎户座Sigma E是一颗大质量的氦B型恒星，它的表面自转很高，表面有很强的磁场，这对风磁制动过程构成了潜在的挑战。盖亚卫星提供了该恒星的精确距离，并确认了它是猎户座sigma星团的成员。我们考虑这两个关键的信息，以调查是否单星模型可以重现观测到的特性的σ Ori E，并提供新的估计其金属丰度，质量和年龄。我们计算旋转恒星模型占风磁制动和磁淬火的质量损失。我们得到，σ猎户座E是一个非常年轻的恒星（年龄小于100万年）的初始质量约9 Msol，表面赤道磁场约7千克，并有一个金属丰度Z（重元素的质量分数）约0.020。对于金属丰度Z=0.014，用本模型没有得到解。拟合σ Ori E的模型的初始旋转没有太大的约束，可以在本工作中研究的范围内的任何地方。由于其非常年轻的年龄，模型预测没有可观察到的变化，由于旋转混合的表面丰度。同时存在的高表面自转和高表面磁场可能仅仅是它年轻的结果。这种年轻的年龄意味着负责产生在其表面观察到的化学不均匀性的过程应该是迅速的。因此，为了解释sigma Ori E的属性，没有必要调用合并事件，尽管这样的场景不能被丢弃。其他恒星（HR 5907、HR 7355、HR 345439、HD 2347、CPD-50 ^{o}3509$）表现出类似于猎户座σ E的性质（快速旋转和强表面磁场），也可能是非常年轻的恒星，尽管需要确定制动时标来证实这一结论。
2021-08-31 astro-ph.SR
Effect of Magnetic Braking on the Circumstellar Disk Formation in a Strongly Magnetized Cloud
利用电阻磁流体力学模拟，我们研究了强磁化云中星周盘的形成。作为初始状态，孤立的云核嵌入在低密度星际介质与均匀磁场。云的演化计算直到初始云内几乎所有的气体都落在星周盘或原恒星上，并且一部分气体被星周盘驱动的原恒星流出物喷射到星际介质中。在早期的主吸积阶段，盘的大小被限制在\sim 10 AU，因为角动量的拱星盘是有效地转移的磁制动和原恒星流出。然而，在主吸积阶段的后期，星周盘迅速增长，并在主吸积阶段结束时超过100 AU。星周盘的这种快速增长是由下落包层的耗尽引起的，而当下落包层比星周盘质量更大时，磁制动是有效的。当星周盘的质量大于下落包层时，下落包层不能使星周盘制动。此外，在主吸积阶段后期，原恒星外流减弱并消失，因为外流是由气体吸积到星周盘上提供动力的。虽然在磁化云中形成的星周盘比在非磁化云中形成的星周盘小得多，但即使在强磁化云中也可以形成超过100天文单位的星周盘。
2011-06-05 astro-ph.SR
Measuring deviation from Skumanich braking index in active stars observed by Kepler mission
本工作的目的是确定巨恒星和主序星的磁制动指数$q$值与Skumanich $q=3$正则值的偏差。在这种情况下，目前的工作试图分析计算制动指数的基础上平衡的引力和离心力，一个决定性因素，了解微妙的机制，控制自旋的恒星在这些演化阶段。在本研究中，我们使用了广泛的样本恒星目标从\textit{Kepler}任务具有明确定义的质量，半径和旋转周期。结果表明，\textit{Kepler}恒星参数提供了限定在$1\leq q\leq 3$范围内的相当精确的$q$指数值，这与磁星风模型的预测是一致的。我们的研究结果最终表明，在这项工作中使用的模型内，任何显着的偏离值$q=3$的制动指数发生在质量高于牛皮纸断裂。
2022-08-25 astro-ph.SR
Close binary evolution. III. Impact of tides, wind magnetic braking, and internal angular momentum transport
具有太阳金属丰度的大质量恒星通过它们的风失去了大量的旋转角动量。当恒星表面存在磁场时，即使质量损失率非常小，在较低的金属丰度或较低初始质量的恒星中，仍然可以实现有效的角动量损失。在密近双星系统中，风磁制动的作用还与潮汐的影响相互作用，导致旋转的复杂演化。研究了密近双星系统中风磁制动过程与潮汐的相互作用。利用Geneva恒星演化程序，讨论了一颗10 M $_\odot$星与一颗7 M $_\odot$伴星组成的密近双星系统的演化.初始轨道周期为1.2天。10 M的$_\odot$恒星表面的磁场为1 kG。考虑了各种初始旋转。我们使用两种不同的方法为内部角动量输运。在其中之一，角动量是通过剪切流和纬向流传输的。在另一种情况下，一个强的内部磁场会使固体产生近乎完美的旋转。计算初级的演化，直到第一次传质事件发生。简要讨论了不同的磁场值和不同的轨道周期和质量比的情况。我们表明，独立的初始旋转速率的主要和内部角动量传输的效率，表面旋转的主要将收敛，在一个时间是短的主序列的寿命，朝着一个缓慢发展的速度，是不同的同步速度。（节略）。
2017-09-06 astro-ph.SR
Transition of latitudinal differential rotation as a possible cause of weakened magnetic braking of solar-type stars
研究了纬向差旋（DR）在太阳型恒星自旋演化中的作用。最近的星震观测在一些太阳型恒星中发现了强赤道快DR。数值模拟表明，强赤道快DR是年轻快速旋转恒星的典型特征，并且这种趋势随着恒星年龄的增长而逐渐减弱。阐明这些性质，我们开发了一个模型的长期演化的恒星自转。在低纬地区，磁制动主要受自转速率的调节。因此，在我们的模型中，具有赤道快速DR的恒星比具有刚体旋转的恒星更有效地自旋下降。我们计算了恒星自转在恒星质量$0.9 \, \mathrm{M}_{\odot} \le M \le 1.2\, \mathrm{M}_{\odot}$和金属丰度$0.5\, \mathrm{Z}_{\odot} \le Z \le 2\, \mathrm{Z}_{\odot}$范围内的演化，其中$\mathrm{M}_{\odot}$和$\mathrm{Z}_{\odot}$分别是太阳质量和金属丰度。我们的模型，利用观测到的扭矩在当前的太阳风，很好地解释了当前的太阳自转和太阳型恒星的旋转的平均趋势，包括依赖于金属丰度。此外，我们的模型自然地再现了观测到的趋势，在旧的缓慢旋转的太阳型恒星的磁制动减弱，因为强赤道快速DR变得减少。结果表明，LDR及其跃迁是控制恒星自旋下降的重要因素。
2023-02-28 astro-ph.SR
The Orbital Decay of Embedded Binary Stars
密集分子云中的年轻双星会受到周围气体的动力学摩擦。因此，它们的轨道衰减，间隔和周期都随着时间的推移而减小。一个简单的解析表达式推导出这个制动力矩。推导利用了这样一个事实，即每个二进制作为一个四极源的声波。声扰动具有双臂螺旋的形态，并带走角动量。从制动力矩的表达式，双轨道的演变也确定解析。这种类型的合并可能有助于解释高质量恒星的起源。如果峰值密度高达10^7 cm^{-3}的红外暗云中含有低质量的双星，那么分离度小于100天文单位的双星将在大约10^5年内合并。在这个过程的最后几千年里，气体中机械能的沉积速率超过了恒星的辐射光度。连续的合并可能会导致大质量恒星的形成，据信发生在这些云中。
2009-11-06 astro-ph.SR
Study of the effects of magnetic braking on the lithium abundances of the Sun and solar-type stars
研究太阳和年轻的球状星团中锂表面丰度，这些星团在目前的情况下似乎是异常的，以及旋转和磁制动（MB）对主序前（PMS）和主序（MS）期间锂耗尽的影响。在这项工作中，旋转混合和旋转流体静力效应对锂丰度的影响进行了研究，通过模拟PMS和MS旋转和非旋转模型的几个网格。这些效应与MB（磁场强度范围在3.0和5.0 G之间）的额外影响相结合。通过比较不同的恒星参数来处理模拟获得的数据。结果表明，考虑旋转效应后，类太阳模型在PMS末期和整个MS的表面Li丰度降低，即旋转模型的Li贫化率高于非旋转模型。当存在由磁场产生的MB时，该效应被衰减。这一物理现象也会影响恒星有效温度（$T_{\mathrm{eff}}$）及其在HR图中的位置。MB对Li贫化的影响对磁场强度敏感，磁场强度越高，Li的破坏越小。观察到磁场和对流区（CZ）大小之间的直接联系：较强的磁场产生较浅的CZ。这一结果表明，MB效应必须考虑在PMS期间，如果我们的目标是在年轻的集群中再现Li丰度。
2020-06-02 astro-ph.SR
Spectropolarimetric Constraints on the Maunder Minimum Analog HD 166620: Evidence for Weakened Magnetic Braking
Institute for Astronomy, University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校天文研究所）；Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文学系）；Center for Solar-Stellar Connections, WDRC（日恒联系中心，WDRC）
通过CFHT/SPIRou和CFHT/ESPaDOnS数据，研究HD 166620的偏振特性，发现其磁极场强度为1.10±0.95G，与太阳Maunder最小值阶段模拟一致，排除强非轴对称磁场存在。
2026-03-18 astro-ph.SR
Post-merger rotational evolution of magnetised single hot subdwarfs results in slow rotation due to magnetic braking
Instituto de Astrofísica de La Plata, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（拉普拉塔天文物理研究所）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata (UNLP)（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien (HITS)（海德堡理论研究所）；London Centre for Stellar Astrophysics（伦敦恒星天体物理学中心）
本研究通过旋转恒星演化模型，发现大规模稳定磁场可通过与恒星风耦合提取角动量，解释了单热亚矮星自转缓慢的观测现象，表明磁制动是低质量恒星并合自转特性的重要组成部分。
2026-10-15 astro-ph.SR
The effect of magnetic topology on thermally-driven winds: towards a general formulation of the braking law
星风被认为是主序星自旋下降的主要过程。磁化风提取角动量的研究已经进行了几十年，导致产生的扭矩的几个公式。然而，以前的研究一般考虑简单的偶极或分裂的恒星磁拓扑结构。在这里，我们考虑除了一个偶极恒星磁场，四极和八极配置，同时也改变旋转速率和磁场强度。使用2.5D、圆柱形和轴对称装置进行60次模拟，并使用PLUTO代码进行计算，以找到每种拓扑结构的扭矩公式。我们进一步成功地给出了一个独特的法律，适合每一个拓扑结构的数据，制定在风中的开放磁通量的扭矩。我们还表明，我们的配方可以应用到更现实的磁拓扑结构，太阳在其最小和最大相位的例子观察到的Wilcox太阳天文台，和一个年轻的K星（TYC-0486- 4943-1），其拓扑结构已获得塞曼多普勒成像（ZDI）。
2014-11-27 astro-ph.SR
Disc formation in turbulent cloud cores: Circumventing the magnetic braking catastrophe
我们目前的崩溃模拟强磁化，100 M_太阳，湍流云核。在坍缩过程中形成的原恒星周围，开普勒圆盘的典型大小高达100 AU，与以前忽略湍流的模拟形成对比。通过分析凝聚形成的圆盘，我们发现磁通量损失不足以解释开普勒圆盘的形成。平均磁场强烈地倾向于盘，这可能降低磁制动效率。然而，磁制动效率降低的主要原因是盘周围的高度无序的磁场。此外，由于在盘的湍流环境中缺乏相干旋转结构，所以不能建立角动量提取所需的环形磁场。同时，由于湍流运动产生的局部剪切流，角动量流入保持较高。我们认为，“磁制动灾难”是一个理想化的非湍流的初始条件和湍流提供了一个自然的机制来规避这个问题的人工制品。
2012-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
M dwarf companions to white dwarfs I: relating magnetic activity, rotation and age
利用斯隆数字巡天（SDSS DR 7）中最大、最均匀的白矮星/M矮星（WD/dM）双星样本，研究了M星的磁活动、自转、磁制动和年龄之间的关系。这些关系进行了研究，分别为密切WD/dM二进制经历了一个共同的信封阶段，从而包含潮汐锁定，因此快速旋转的M矮星，和广泛的WD/dM二进制从未相互作用。对于宽WD/dM二进制样本，我们发现，M矮活动分数显着高于单M星的光谱类型M0到M5的测量。我们认为这种效应是由于宽SDSS WD/dM双星中的M矮星平均而言显着年轻，因此比M矮星人口更活跃。在宽WD/dM双星中测量到的M矮星活动分数也显示从光谱类型M3到M5显着增加，其中这些低质量恒星变得完全对流。这提供了额外的观测证据，磁制动效率较低的完全对流边界以下，在协议的假设，完全对流的恒星有相当长的活动寿命比部分对流的恒星。我们所有的密近双星中的M矮星都是活跃的，与光谱类型无关，这为由于快速旋转而增强的磁活动提供了强有力的观测证据。在我们的密近双星样本中，M矮星的旋转速度明显高于在M矮星中所看到的，然而磁活动的强度仍然饱和在log LH alpha/Lbol约-3.5。这明确地证实了M矮星饱和型旋转活动关系。
2012-12-17 astro-ph.SR
Formation of Sco X-1 induced by anomalous magnetic braking of Ap/Bp stars
Sco X-1是天空中最明亮的持久X射线。一般认为Sco X-1是一个低质量X射线双星，其中包含一颗从低质量施主星吸积而来的中子星，质量转移是由磁制动驱动的。然而，由标准磁制动模型预测的质量传递速率比由X射线光度推断的质量传递速率低至少一个数量级。在这项工作中，我们研究这个源是否可以从一个中等质量的X射线双星演化，包括Ap/Bp星与一个稍强的磁场300 - 1000 G。吸积体产生的X射线流引起的辐射驱动风与磁场的耦合可以产生较强的磁制动，从而产生较高的质量传递速率。根据观测到的轨道周期、质量转移率、质量比和施主星光谱类型，Sco X-1的前身应该是一个中等质量的X射线双星，包括一颗1.6 $-$ 1.8 $\rm M_{\odot}$ Ap/Bp施主星，轨道为1.3 $-$ 1.5天。因此，我们认为Ap/Bp星的异常磁制动为部分亮X射线源提供了另一种演化通道。
2017-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational Waves from Pulsars and Their Braking Indices: The Role of a Time Dependent Magnetic Ellipticity
本文研究了含时磁椭圆率（$ε_{B}$）在计算类星体制动指数中的作用。此外，我们研究了这样的$ε_{B}$的后果上的引力波（GWs）的振幅产生的恒星与测量的制动指数。我们发现，由于磁偶极子产生的椭圆率是非常小的，相应的振幅的GWs是远远小于通过自旋下降极限得到的振幅。
2016-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Weakened magnetic braking as the origin of anomalously rapid rotation in old field stars
恒星年龄的知识对于我们理解许多天体物理现象至关重要，然而年龄很难确定。随着年龄的增长，恒星会失去质量和角动量，导致表面旋转速度减缓。“陀螺年代学”技术利用恒星的自转周期来计算其年龄。然而，必须使用已知年龄的恒星进行校准，直到最近，这种方法还没有对老恒星（超过1千兆年，Gyr）进行测试。现在已知中等年龄的疏散星团（NGC 6819; 2.5 Gyr）中恒星的自转周期，以及用星震学确定年龄的老恒星的自转周期。星团的数据与以前的周期-年龄关系一致，但这些关系无法描述星震样本。在这里，我们报告恒星演化模型，并确认存在意外的快速旋转的恒星比太阳更进化。我们证明，模型，包括显着削弱旧恒星的磁制动可以-不像现有的模型-重现的asteroseisic和集群数据。我们的发现可能表明，随着太阳接近临界转变为弱得多的磁化风，老化的恒星发电机的性质发生了根本性的变化。这种减弱的制动限制了陀螺年代学对那些超过其主序星寿命一半的恒星的诊断能力。
2016-01-11 astro-ph.SR
Particle Acceleration in Collapsing Magnetic Traps with a Braking Plasma Jet
坍缩磁阱（CMT）是太阳耀斑中产生非热粒子群的一种机制。如果最初拉伸的磁场结构迅速弛豫成较低能量的结构，就会发生CMT，这被认为是磁重联的副产品。在地球的磁尾中也发现了类似的激发粒子的机制。一个被认为对磁尾中粒子加速很重要的特殊特征是制动等离子体射流，即局部区域的强流遇到更强的磁场，导致射流减速并停止。这样的功能还没有包括在以前提出的分析模型的CMT的太阳耀斑。在这项工作中，我们首次将制动等离子体射流纳入一个研究良好的CMT模型。我们目前的测试粒子在这个新的CMT模型的计算结果。我们观察到并研究了由射流制动区域的磁结构引起的新型粒子行为，该结构允许电子被捕获在制动射流区域和环腿中。我们比较和对比的行为粒子轨道的各种参数制度的底层陷阱通过检查粒子的轨迹，能量增益和频率，不同类型的粒子轨道被发现为每个参数制度。
2016-07-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Orbital period analysis of eclipsing Z Cam-type Dwarf Nova EM Cygni: Evidence of magnetic braking and a third body
结合我们最新的Cygni电磁场CCD光衰时间，对包括7个大散射点在内的45个可用光衰时间进行了整理，并进行了更新的O-C分析。天鹅座电磁O-C图的最佳拟合是二次加正弦拟合。长期轨道周期减少率为-2.5（\pm 0.3）x10^{-11} s^{-1}，这意味着需要通过恒星风质量损失率为2.3 x10 ^{-10}Msunyr^{-1}的磁制动效应来解释观测到的轨道周期减少。此外，为了解释O-C图中周期为\sim 17.74（\pm 0.01）yr的显著周期变化，还详细讨论了磁活动周期和光走时效应。天鹅座电磁的O-C图不能完全排除多周期调制的可能性，因为在25000个周期后出现了间隙。基于文献中K型第三恒星的假设，光旅行时间效应可能是一个更合理的解释。然而，第三个天体的轨道倾角很低（\sim 7.4度），这表明这颗假想的K型第三颗恒星可能被天鹅座EM捕获。但假设光谱污染来自环联星物质块而不是K型第三颗星，则在与母联星共面轨道的情况下，第三颗星可能是棕矮星。
2010-07-23 astro-ph.SR
Spindown of Isolated Neutron Stars: Gravitational Waves or Magnetic Braking?
我们研究了孤立中子星在两个因素驱动下的自旋降速：（i）由于r-模的引力波发射和（ii）磁制动。在孤立中子星的背景下，我们提出的第一个研究包括自洽的自旋演化的r-模式的磁阻尼。我们跟踪自旋演化采用RNS代码，它占旋转结构的中子星的各种状态方程。我们发现，尽管由于磁场的强阻尼，r模式改变制动率从纯磁制动B<10^{13}G。对于饱和振幅的实际值，r-模式也可以减少达到夸克解除禁闭的阈值中心密度的时间。在一个唯象模型中，我们评估了磁化中子星的r模驱动自旋下降所产生的引力波形。为了与自旋下降阶段的持续信号形成对比，我们还对夸克-强子相变产生的瞬态引力波信号进行了初步估计，它可能是中子星内部夸克解除禁闭的信号。
2012-02-21 astro-ph.SR nucl-th
The influence of the magnetic topology on the braking of sun-like stars
星风被认为是主序星自旋下降的主要过程。磁化风提取角动量的研究已经进行了几十年，导致产生的扭矩的几个公式。然而，以前的研究一般考虑简单的偶极或分裂的恒星磁拓扑结构。在这里，我们考虑除了一个偶极恒星磁场，四极和八极配置，同时也改变旋转速率和磁场强度。使用2.5D、圆柱形和轴对称装置进行60次模拟，并使用PLUTO代码进行计算，以找到每种拓扑结构的扭矩公式。我们进一步成功地给出了一个独特的法律，适合每一个拓扑结构的数据，制定在风中的开放磁通量的扭矩。我们还表明，我们的配方可以应用到更现实的磁拓扑结构，太阳在其最小和最大相位的例子观察到的Wilcox太阳天文台，和一个年轻的K星（TYC-0486-4943-1），其拓扑结构已获得塞曼多普勒成像（ZDI）。讨论了如何从ZDI图中计算开通量的方法。
2014-10-31 astro-ph.SR
