Confirming HD 23478 as a new magnetic B star hosting an H$α$-bright centrifugal magnetosphere
本文报道了B3 IV星HD 23478：12的23个磁场测量结果，其中12个是用ESPaDOnS（CFHT）和Narval（TBL）分光偏振计获得的高分辨率Stokes $V$谱，11个是用DimaPol分光偏振计（DAO）获得的中等分辨率Stokes $V$谱。HD 23478是两颗快速旋转的恒星之一，根据阿帕奇点天文台银河演化实验巡天的红外观测，它们被认为是潜在的“离心磁层”宿主。我们推导出这颗恒星的基本物理性质，包括它的质量（$M=6.1^{+0.8}_{-0.7}\,M_\odot$），有效温度（$T_{\rm eff}=20\pm2\,$ kK），半径（$R=2.7^{+1.6}_{-0.9}\,R_\odot$）和年龄（$τ_{\rm age}=3^{+37}_{-1}\,$ Myr）。我们反复检测弱可变塞曼签名在金属，他和H线在我们所有的观测对应的纵向磁场$\langle B_z\rangle\approx-2.0\,$千克。自转周期由依巴谷测光（$P_{\rm rot}=1.0498(4)\,$ d）推断。在斜转子模型的假设下，我们的观测结果产生了一个表面偶极磁场的强度$B_d\geq9.5\,$ kG，这是近似与恒星旋转轴对齐。我们确认存在的强大和广泛的H $α$发射和计量本恒星的离心磁层的体积是一致的，与其他H $α$发射离心磁层恒星的基础上推断的大阿尔文开普勒…
2015-05-10 astro-ph.SR
The effect of collisional cooling of energetic electrons on radio emission from the centrifugal magnetospheres of magnetic hot stars
CSIRO, Space and Astronomy（CSIRO空间与天文部）；Department of Physics and Astronomy, University of Delaware（特拉华大学物理与天文学系）
研究探讨了碰撞冷却对磁热恒星离心磁层中无线电发射的影响，发现高能电子的冷却机制与磁场强度密切相关，且该结果对磁超低温矮星的适用性存在差异。
2025-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
MOBSTER -- VI. The crucial influence of rotation on the radio magnetospheres of hot stars
许多磁热星都有回旋同步辐射。源电子以前被认为是在风开放磁场线形成的中磁层电流片中被加速到相对论速度。然而，无线电光度对风力的依赖性的缺乏，以及对旋转的强烈依赖，最近挑战了这一范式。我们已经收集了所有的无线电测量的磁早型星的文献。当磁场和/或旋转周期的限制是不可用的，我们已经确定了这些使用以前未发表的分光偏振和光度数据。结果是迄今为止分析过的最大的射电观测磁星样本：131颗具有旋转和磁性约束的恒星，其中50颗是射电明亮的。我们证实了旋转的回旋同步辐射的明显依赖，并进一步发现，占旋转整齐地分离恒星和没有检测到的无线电发射。H $α$发射强度与射电光度之间有密切的相关性。这些因素表明，无线电发射可能是由相同的机制负责H $α$发射从离心磁层，即离心爆发（CBO），然而，而H $α$发射磁层探测冷等离子体爆发前，无线电发射是一个结果，电子加速离心驱动的磁重联。
2022-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of a centrifugal magnetosphere in one of the most massive stars in the $ρ$ Oph star-forming cloud
最近的XMM-牛顿观测表明，B2型恒星rho Oph A的周期为1.205 d，这归因于旋转调制。由于大质量恒星中X射线发射的变化常常是磁场的特征，我们研究了磁场的存在是否真的可以用来解释观测到的X射线特性。在不同旋转相位的两次FORS 2光谱偏振观测分别揭示了负（<B_z>_all=-419+-101G）和正（<B_z>_all=538+-69G）纵向磁场的存在。我们估计偶极强度的下限为B_d = 1.9 ± 0.2kG。我们的开普勒和阿尔芬半径的计算意味着存在离心支撑，磁约束等离子体围绕ρ Oph A。光谱变化的研究表明，在典型的磁性早型Bp星中观察到的行为类似。
2017-12-16 astro-ph.SR
MOBSTER -- VII. Using light curves to infer magnetic and rotational properties of stars with centrifugal magnetospheres
本研究利用高精度空间测光数据和刚体旋转磁层模型模拟光变曲线，推断强磁场快速自转B星的磁场与自转性质，发现部分参数可被恢复，但光学深度存在显著差异。
2023-06-06 astro-ph.SR
How the breakout-limited mass in B-star centrifugal magnetospheres controls their circumstellar H-alpha emission
具有中等速度旋转的强磁性B型恒星形成“离心磁层”（CM），这是因为在开普勒共同旋转半径以上的区域中，恒星风物质被磁捕获。一个长期存在的问题是，这种捕获的材料的最终损失是由于逐渐漂移和/或扩散泄漏，还是由于偶发的“{ \em离心破裂}”（CBO）事件，其中磁张力不再包含累积的质量。我们在这里认为，最近的经验结果Balmer- $α$发射从这样的B星CM强烈支持CBO机制。最值得注意的是，这种发射的开始主要取决于开普勒半径处的场强，并且在很大程度上与恒星的光度{ \em无关}，这一事实强烈地不利于任何漂移/扩散过程，对于漂移/扩散过程，净质量平衡将取决于与光度相关的风馈送速率。与此相反，我们表明，在CBO模型中的{ \em最大约束质量}在磁层是独立的风喂养率，并依赖于磁场强度和开普勒半径，自然解释了经验缩放的发病H $α$发射，其相关的等效宽度，甚至其线轮廓形状。然而，在晚B型和A型恒星中普遍缺乏观测到的巴耳末辐射仍然可以归因于残余水平的扩散或漂移泄漏，这不允许它们的弱得多的风将它们的CM填充到这种辐射所需的突破水平;或者这可能是由于过渡到缺乏必要氢的金属离子风。
2020-09-25 astro-ph.SR
The Magnetic Early B-type Stars IV: Breakout or Leakage? H$α$ emission as a diagnostic of plasma transport in centrifugal magnetospheres
具有强磁场的快速旋转的早型恒星经常显示出源自离心磁层（CM）的H $α$发射，离心磁层是一种星周结构，在这种结构中，由于磁约束等离子体的磁强制共转而产生的离心支持使其能够积累到高密度。目前尚不清楚CM血浆是否通过离心分离器（CB）或未识别的泄漏机制逸出。我们已经进行了第一次全面检查的H $α$目前已知的所有恒星显示CM模式发射的发射特性。我们发现，发射的开始主要取决于CM的面积，这可以简单地预测的值$B_{\rm K}$的磁场在开普勒共转半径$R_{\rm K}$。发射强度对CM面积和$B_{\rm K}$都非常敏感。发射起始和强度{ \em not}取决于有效温度、光度或质量损失率。这些结果都有利于CB场景，然而，在任何CM诊断中缺乏内在的可变性表明CB必须是一个基本上连续的过程，即它有效地充当泄漏机制。我们还表明，发射轮廓形状是近似的尺度不变，即\它们在很大范围的发射强度和恒星参数上大致相似。虽然最大发射半径与预期的$R_{\rm K}$密切相关，但它总是更大，与预测发射应在$R_{\rm K}$达到峰值的模型相矛盾。
2020-09-25 astro-ph.SR
Trumpler 16-26: A New Centrifugal Magnetosphere Discovered via SDSS/APOGEE H-band Spectroscopy
我们报告发现了一个新的例子，罕见的高磁化，快速旋转，氦增强，早期B星，产生异常广泛的氢发射，由于离心磁层（CM）。这颗恒星是Trumpler 16-26，是Trumpler 16疏散星团的B1.5 V成员。一个CM最初被怀疑基于氢Brackett系列发射观测到的SDSS/APOGEE $H$带光谱。与其他这类恒星类似，它的辐射变化很大，而且由于双峰的极端速度分离（高达1300 km/s $^{-1}$），它的辐射一直都很显著。另一个线索是TESS光变曲线，它显示了每个周期有两次不规则的日食，与0.9718115天的自转周期相对应，类似于著名的CM宿主恒星$σ$ Ori E的行为。为了确认一个强磁场和旋转相位锁定的可变性，我们发起了一个后续活动，包括光学偏振光谱和光谱。相关数据显示，纵向磁场在$-3.1$和$+1.6$ kG之间变化，其周期与测光结果一致。光谱证实了快速旋转（$v \sin i=195$ km s $^{-1}$），表面氦增强，和广泛的，可变的氢发射。因此，Tr 16 -26被确认为已知的20颗$^{\rm th}$，旋转速度第四快，也是迄今发现的最暗的CM宿主星。Tr 16 -26的偶极磁场强度为$B_{\rm d}>11$ kG，也是最具磁性的CM星之一。
2022-08-26 astro-ph.SR
A scaling relationship for non-thermal radio emission from ordered magnetospheres - II. Investigating the efficiency of relativistic electron production in magnetospheres of BA-type stars
INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；University of Delaware（特拉华大学）；CSIRO, Space and Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部）；ESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere（欧洲南方天文台）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；East Tennessee State University（东田纳西州立大学）；Masaryk University（马萨里克大学）
研究BA型恒星磁层中相对论电子产生效率，通过分析CBOs和等离子体密度，揭示磁层密度与无线电发射强度的关系。
2025-11-07 astro-ph.SR
Spatially resolved centrifugal magnetosphere caught in motion around the secondary component of $ρ$ Oph A
本研究利用 VLTI/GRAVITY 近红外干涉数据，解析了 $ρ$ Oph A 双星系统的三维轨道，并首次在角分辨观测中捕捉到其磁性次星周围离心磁层云的运动，证实了恒星自转轴与轨道轴的对齐及顺行旋转。
2025-05-15 astro-ph.SR
NGC 6611 601: A hot pre-main sequence spectroscopic binary containing a centrifugal magnetosphere host star
W 601（NGC 6611 601）是少数已知的赫比格Ae/Be磁性恒星之一。我们报告的高分辨率光谱偏振分析的大数据集的分析。这颗恒星是一颗以前没有报道过的光谱联星，由两颗质量比为1.8的B2恒星组成，质量分别为12 M $_\odot$和6.2 $M_\odot$，在一个偏心的110天轨道上。磁场属于次级磁场，W 601 B. H $α$的辐射与W 601 B的离心磁层的起源一致;因此，这颗恒星不是一颗经典的赫比格Be星，因为它的辐射不是在吸积盘中形成的。然而，通过光谱分析确定的低$\log{g} = 3.8$值，以及该恒星在年轻的NGC 6611星团中的成员资格，与它在前主序星上最一致。由H $α$线和纵向磁场$\langle B_z \rangle$的变化性推断出自转周期为1.13 d。斯托克斯$V$和$\langle B_z \rangle$的建模表明表面偶极磁场$B_{\rm d}$在6和$11$ kG之间。W 601 B有着强烈的辐射、快速的自转和强烈的表面磁场，它很可能是H $α$ -明亮的磁性B型星如$σ$ Ori E的前身。相比之下，主星是一颗明显无磁性的（$B_{\rm d} < 300$ G）前主序星早期B型星。根据磁制动的预期，非磁性主星显然比磁性恒星旋转得更快。
2021-03-17 astro-ph.SR
MOST Observations of sigma Ori E: Challenging the Centrifugal Breakout Narrative
我们目前的结果，从三个星期的光度监测的磁氦强星σ猎户座E使用MOST微卫星。恒星的光变曲线主要是由磁层云穿过并遮蔽恒星盘时产生的每旋转两次的日食状变暗所控制。然而，没有证据表明，从磁层的等离子体的任何突然的离心爆发，无论是在剩余通量或在光极小的深度。基于这一发现，我们比较了观测推断的磁层质量对突破分析预测。数值之间的巨大差异使我们认为，离心爆发在建立σ Ori E的磁层质量预算中并不起重要作用。
2013-04-08 astro-ph.SR
Propeller outflows from an MRI disc
我们提出了轴对称模拟的MRI驱动吸积到一个快速旋转，磁化恒星吸积在螺旋桨制度的结果。恒星的磁层与恒星同步旋转，在圆盘-磁层边界形成离心屏障，阻止物质吸积到恒星上。相反，圆盘物质在圆盘-磁层界面处积聚，并缓慢扩散到内磁层，在那里它获得角动量，并作为外流迅速从系统中喷出。由于物质与磁层的相互作用，这种风是不连续的，并作为离散的等离子体团发射。如果抛射速率低于盘吸积速率，物质在盘-磁层边界的积累速度将超过抛射速度。在这种情况下，吸积到恒星上的过程是通过幕式吸积不稳定性进行的，在这种不稳定性中，物质积累的幕式之后是同时的吸积和喷射。在吸积阶段的这种不稳定性，其中物质流到恒星的漏斗流，我们观察到相应的上升流出率。在我们的模拟中观察到的吸积和喷射过程都是高度非平稳的。恒星经历强烈的自旋下降，由于耦合的恒星场与光盘和日冕，我们测量的自旋下降的时间尺度约为1万年的一个典型的CTTS在螺旋桨制度。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetospheric Flows in X-ray Pulsars I: Instability at super-Eddington regime of accretion
本文构建了X射线脉冲星磁层吸积流动力学模型，发现高吸积率下流会以自由下落时标准周期振荡，并揭示偶极倾角与辐射各向异性对磁极吸积率的稳定作用。
2024-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating the Magnetospheres of Rapidly Rotating B-type Stars
最近对明亮炽热恒星的分光偏振测量发现，约10%的OB型恒星表面有很强的（大部分是偶极的）磁场（~kG）。描述恒星风与地球表面磁场相互作用的经典模型是磁约束激波模型。在这个模型中，恒星风等离子体被迫沿着磁场的闭合场环运动，在磁赤道碰撞，并产生激波。当受冲击的物质辐射冷却时，它会发出X射线。因此，X射线光谱学是探测和表征这些恒星磁场所限制的热风物质的关键工具。有些B型恒星的自转周期很短。快速旋转对磁层内X射线产生的影响还有待详细探讨。由于快速旋转而增加的离心力预计会导致沿着磁力线的更快的风流出，导致更高的冲击温度和更硬的X射线。然而，这并不是在所有快速旋转的磁性B型恒星中观察到的。为了从理论的角度来解决这个问题，我们使用X射线分析动态磁层（XADM）模型，最初是为慢旋转器开发的，并实施了新的快速旋转物理。利用欧空局的XMM-牛顿太空望远镜的X射线光谱学，我们观察到5颗快速旋转的B型恒星，以增加先前的观测列表。将观测到的X射线光度和硬度比与XADM预测的进行比较，可以确定附加离心力在这些恒星磁层X射线发射中所起的作用。
2017-02-21 astro-ph.SR
A dynamical magnetosphere model for periodic Halpha emission from the slowly rotating magnetic O star HD191612
磁O星HD 191612具有强烈的可变，周期性的巴耳末线发射的538天的周期。我们在这里表明，它的可变Halpha发射可以很好地再现旋转相位变化的合成光谱直接计算从全辐射磁流体动力学模拟的磁约束风。在像HD 191612这样的慢转星系中，闭合磁场环上的风物质落回恒星，但环内物质的瞬时悬浮导致磁赤道周围统计上过密的低速区域，导致光谱变化。我们对比这种“动态磁层”（DM）与更稳定的状态“离心磁层”的快速旋转的恒星，并讨论了使用这种DM范式来解释周期线发射的前景也从其他非快速旋转的磁性大质量恒星。
2012-03-05 astro-ph.SR
A JVLA survey of the high frequency radio emission of the massive magnetic B- and O-type stars
我们使用1厘米、3厘米和13厘米波段的甚大阵列对7颗磁性O型星和11颗B型星进行了测量，质量在$8M_{\odot}$以上。这次巡天发现了两颗O型星和两颗B型星。虽然探测到的O型星HD 37742和HD 47129是在联星系统中，但探测到的B型星HD 156424和ALS 9522是未知的联星。所有四颗恒星都在3厘米处被探测到，而三颗在1厘米处被探测到，只有一颗在13厘米处被探测到。被探测到的B型星比未被探测到的B型星的射电亮度要高得多，而O型星则不是这样。在13 cm处未检测到被解释为由于热自由吸收。质量损失率估计使用3厘米的通量密度，并与理论的质量损失率，假设自由自由排放进行了比较。对于HD 37742，这两个质量损失率的值非常一致，这可能表明这颗恒星的射电辐射主要是热辐射。对于其他三颗恒星，无线电观测估计的质量损失率远高于理论预期，这表明可能来自磁星的非热辐射，或者由于双星系统的相互作用风引起的热或非热辐射，特别是HD 47129。除了HD 37742外，所有探测到的恒星都被预测拥有离心磁层，它可能拥有动态磁层。这表明，非热无线电发射有利于离心磁层的恒星。
2016-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the spatial distribution of electron energy loss due to gyro-cooling in hot-star magnetospheres
本文研究热星闭合磁环中高能电子的回旋同步冷却，推导辐射能量损失的空间分布，指出库仑碰撞使观测射电辐射更可能源于相对论性电子。
2023-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the Magnetosphere of the B2Vp star sigma Ori E
本文介绍了由Narval和ESPaDOnS偏振分光仪观测到的B2Vp星sigma Ori E的斯托克斯I和V光谱的结果。使用最小二乘反褶积，我们研究了当前时期的纵向磁场，包括利用当前和历史数据的周期分析。猎户座σ E是典型的氦强恒星，它被证明具有强大的磁场和磁层，磁层由两个等离子体云组成，在磁场和离心力的作用下，它们在1.19天的周期内与恒星共同旋转。Townsend & Owocki（2005）的刚性旋转磁层（RRM）模型近似地再现了观测到的纵向场强、光度亮度、Halpha发射和其他各种观测值的变化。然而，在光度光变曲线的观测和模型之间有小的差异，我们建议这是由于恒星表面的化学丰度不均匀造成的。使用磁多普勒成像（MDI），未来的工作将试图确定由于丰度点和由于拱星材料的光度变化的贡献。
2010-09-21 astro-ph.SR
RAMBO I: Project introduction and first results with uGMRT
RAMBO项目利用uGMRT首次探测到磁性热星HD55522的射电辐射，验证离心突破模型，并提高其他目标的灵敏度极限，展示多波长观测潜力。
2025-02-25 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Coherent and Incoherent Emission from the Ordered Magnetospheres of Low-Mass Stars, UCDs, and Massive Stars
National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（国家射电天文中心，塔塔基础研究所）；ASTRON, The Netherlands Institute for Radio Astronomy（ASTRON，荷兰射电天文研究所）；Anton Pannenkoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘嫩科克天文学研究所）；University of Delaware（特拉华大学）；ESO - European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere（欧洲南方天文台）
研究大质量早型星和超冷矮星磁层中的非相干和相干射电辐射机制，提出离心击穿机制可能同样适用于超冷矮星，并预测SKA将观测约1000个超冷矮星以检验该假说。
2026-07-01 astro-ph.SR
Could the Magnetic Star HD 135348 Possess a Rigidly Rotating Magnetosphere?
我们报告的检测和表征的一个新的磁层星，HD 135348，光度和分光偏振观测的基础上。这颗恒星的TESS光变曲线表现出与已知具有刚性旋转磁层（RRM）的恒星一致的变化，因此我们使用南部非洲大型望远镜（SALT）上的Robert Stobie光谱仪（RSS）在四个不同的旋转阶段获得了分光偏振观测。根据这些观测结果，我们计算了恒星$\langle B_z \rangle$的纵向磁场以及阿尔文半径和克卜勒半径，并推断该恒星包含离心磁层。然而，档案光谱并没有表现出H $α$和布拉开系的特征性“双角”发射轮廓，这在许多其他RRM恒星中已经观察到。这可能是由于现有的观测数据集的旋转相位覆盖不足，因为这些恒星的光谱随着恒星的旋转而显着变化。我们的分析强调了使用TESS在光度识别磁恒星候选人的分光偏振后续使用地面仪器。我们正在评估机器学习分类器的实现，以在TESS数据中搜索更多RRM星的例子。
2021-12-14 astro-ph.SR
The dipper light curve of V715 Per: is there dust in the magnetosphere?
年轻恒星天体的北斗星光学光变曲线通常被解释为恒星辐射被恒星周围的尘埃部分或全部遮蔽。在这项工作中，我们分析了位于年轻恒星形成区IC 348的V715 Per的光学光变曲线的振幅。多年来收集的观测结果表明，光变曲线可以用尘埃灭绝事件来解释。在我们的模型中，尘埃是根据恒星磁场的强度分布在磁层内部的。尘埃分布由场的垂直分量调制，其轴相对于旋转轴不对准。我们包括一个模型的尘埃达到磁层的蒸发，以一贯地计算其分布。对于V715 Per，在圆盘截断半径处的光学厚翘曲中存在灰尘。我们认为，光学光变曲线的解释消光所造成的尘埃达到磁层内。尘埃的分布是光学薄，由于高温和低密度，它不能生存很长一段时间。然而，由于颗粒迅速向恒星表面移动，升华不是瞬间的，所以有一层灰尘覆盖着磁层，负责灭绝。在磁层吸积流的恶劣条件下幸存下来的尘埃可能是一些北斗星光变曲线的原因。
2020-10-14 astro-ph.SR
A combined multiwavelength VLA/ALMA/Chandra study unveils the complex magnetosphere of the B-type star HR5907
我们提出了新的无线电/毫米测量的热磁星HR 5907获得的VLA和ALMA干涉仪。我们发现HR 5907是目前已知的厘米-毫米波段射电最亮的早型星。它的多波长无线电光变曲线变化很大，振幅随射频增加而增加。无线电辐射可以解释为非热电子的人口加速在电流片上的外边界的磁层的快速旋转的磁星。我们将HR 5907归类为另一个不断增长的强磁快速旋转热恒星的成员，在这些恒星的磁层中，回旋同步辐射机制有效地运行。HR 5907的新无线电观测与档案X射线数据相结合，以研究其磁层的物理条件。HR 5907的X射线谱显示了非热谱成分存在的初步证据。我们认为，非热X射线起源于恒星的X射线极光由于流的非热电子撞击在恒星表面。利用X射线幂律谱的谱指数与非热电子能量分布之间的关系，我们对HR 5907的射电辐射进行了三维模拟。波长相关的无线电光变曲线探测恒星表面以上不同高度的磁层。模拟和观测到的无线电光变曲线之间的详细比较导致我们得出结论，恒星磁场的HR 5907可能是非偶极，提供进一步的间接证据的复杂磁场拓扑结构的HR 5907。
2018-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unstable phenomena in stable magnetospheres: searching for radio flares from magnetic OBA stars using VCSS
针对热磁性恒星，利用VCSS巡天数据搜索射电耀斑，发现三个候选源，其成像伪影概率低于1%，数据支持耀斑起源于恒星磁层的假设。
2023-10-16 astro-ph.SR
Photometric signatures of corotating magnetospheres of hot stars governed by higher-order magnetic multipoles
磁性、化学性质奇特的恒星的光变曲线通常会因表面斑点而呈现出周期性的变化，在大多数情况下，这种变化可以用低阶谐波展开来模拟。然而，高精度的卫星测光揭示了其中一些恒星的光变曲线中微小的复杂特征，这些特征在合理的假设下很难解释为由表面现象引起的。这些特征可能起源于高阶多极子主导的复杂磁场支持下的共转磁层云的消光。我们的目标是了解由高阶多极子控制的共转磁层的光度特征。我们确定的磁层云的位置，从有效位的最小值沿磁场线的不同阶的多极和他们的组合。从导出的磁层密度分布，我们计算了光吸收和随后的光发射的光变曲线。对于轴对称多极子，只有当高阶多极子不仅在恒星表面，而且在开普勒半径处主导磁场时，刚性旋转磁层模型才能解释光变曲线中观察到的微小特征。然而，即使是一个相对较弱的非轴对称分量也会导致平衡面的翘曲。这引入了可以解释化学奇特恒星光变曲线中观察到的微小特征的结构。只有当磁层吸收了相当一部分光时，光发射才对光的变化性有贡献。
2022-01-27 astro-ph.SR
First 3D MHD simulation of a massive-star magnetosphere with application to Hαemission from θ^1 Ori C
我们提出了第一个完整的三维磁流体模拟磁沟道和约束的辐射驱动，恒星风。我们选择了一些特定的参数来代表典型的缓慢旋转的O型磁性恒星θ^1 Ori C，对于它来说，离心和其他旋转动力学效应可以忽略不计。计算出的全球纬度和半径结构与之前的二维模拟结果相似，磁极附近的开放磁力线上有不受阻碍的外流，恒星表面附近有一个复杂的内风赤道带，被封闭的环路捕获，让位给阿尔文半径以上的外流。与之前的2D工作相比，这里描述的3D模拟还显示了这个复杂结构如何在方位角上分裂，在阿尔文半径内形成不同的闭合环落块，在外部风中过渡到密度增强的径向辐条，其特征方位角分离为$15-20 \degr$。将这些结果应用于线辐射转移的3D程序中，我们发现来自相关3D“动力磁层”的辐射与观测到的来自θ^1 Ori C的Hα辐射很好地匹配，既拟合了它在旋转相位上的动力学谱，也拟合了观测到的周期到周期的随机变化水平。与以前开发的2D模型的动态磁层的巴耳末辐射的比较一般证实，时间平均超过2D快照可以是一个很好的代理空间平均超过3D的方位角风结构。尽管如此，仍然需要全三维模拟来模拟具有非偶极场分量的磁层的发射，例如θ^1 Ori C的Hα等效宽度曲线中的不对称特征。
2012-10-19 astro-ph.SR
A Magnetic Confinement vs. Rotation Classification of Massive-Star Magnetospheres
基于大质量恒星的磁性（MiMeS）项目的结果，本文展示了如何根据磁风约束（设置Alfvén半径RA）和恒星旋转（设置开普勒共同旋转半径RK）对恒星磁层进行双参数分类，为观测签名和理论预测提供了有用的组织。我们编制了第一个全面的研究推断和观测值的相关恒星和磁性参数的64个确认的磁性OB星与Teff > 16千K。利用这些参数，我们在磁约束-旋转图中定位恒星，这是一个RK与RA的对数-对数图。该图可以细分为离心磁层（CM）的区域，其中RA > RK，与动态磁层（DM）的区域，其中RK > RA。我们展示了关键的观测诊断，如Halpha发射的存在和特性，取决于恒星在图中的位置，以及其他参数，特别是预期的风质量损失率。特别是，我们确定了两个不同的人口的磁星与Halpha发射：即，缓慢旋转的O型星与窄发射一致的DM，和更迅速地旋转的B型星与更广泛的发射与CM。对于O-型恒星，高质量损失率足以积累足够的物质，即使在相对较短的自由落体时间尺度内也能产生线发射：这种高质量损失率也导致恒星旋转的快速磁自旋下降。对于B型恒星，CM需要更长的禁闭时间来积累足够的来自相对较弱的风的发射物质，这也导致了更长的自旋下降时间尺度。[略]
2012-11-01 astro-ph.SR
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
HD 156324: a tidally locked magnetic triple spectroscopic binary with a disrupted magnetosphere
HD 156324是一个SB 3（B2 V/B5 V/B5 V）系统，属于Sco OB 4协会。He强的主要拥有一个强大的磁场，和H $α$发射被认为是起源于其离心磁层（CM）。我们分析了一个大型的光谱和高分辨率光谱偏振数据集。径向速度（RV）表明，该系统是由两个子系统，我们指定为A和B。对三个分量的RV进行周期分析，得出Aa和Ab分量的轨道周期为$P_{\rm orb} = 1.5806(1)$ ~d，而B分量（PGa星）的轨道周期为6.67（2）~d。对纵向磁场\bz和H $α$等效宽度的周期分析都得出$\sim$ 1.58 d，这两个等效宽度都应该对磁Aa分量的旋转周期$P_{\rm rot}$敏感。由于$P_{\rm orb} = P_{\rm rot}$ Aa和Ab必须潮汐锁定。与此相一致，轨道是圆的，旋转和轨道倾角在不确定性范围内是相同的，半长轴和开普勒共转半径也是如此。这颗恒星的H $α$发射形态与理论和观测预期都有明显的不同，因为只有一个而不是两个发射峰。我们建议，这种不寻常的形态可能是一个后果修改的gravitocentralgal潜在的存在密切的恒星同伴。我们还获得了Ab和B组分的磁偶极子强度$B_{\rm d}$的上限，分别发现$B_{\rm d} < 2.6$ ~kG和$<0.7$ ~kG。
2017-12-12 astro-ph.SR
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。
2019-10-13 astro-ph.SR
The magnetic field and magnetosphere of Plaskett's star: A fundamental shift in our understanding of the system
Plaskett的“恒星”似乎是少数已知包含热的大质量磁星的短周期双星系统之一。在2013年发现调查的基础上，我们将广泛的分光偏振（Stokes $V$）数据集与档案测光和分光偏振相结合，以建立系统快速旋转的宽线组件的磁场和磁层的基本特征。我们应用最小二乘反卷积（LSD）推断纵向磁场从每个斯托克斯$V$频谱。利用纵向场测量的时间序列，结合CoRoT测光和磁层谱线的等效宽度测量，我们推断磁星的自转周期等于$1.21551^{+0.00028}_{-0.00034}$ d.利用塞曼多普勒成像技术对Stokes $V$ LSD剖面进行了模拟，得到了第一张可靠的O型星磁图。我们发现一个磁场，主要是偶极，但具有重要的四极分量，和弱高阶分量。偶极分量具有接近90度的双极性和约850 G的极性强度，而整个表面上的平均场强为520 G。我们更新的理论磁层参数的计算，并与他们的预测一致，我们确定明确的H $α$，H $β$和He II $λ4686$线的变化签名确认存在一个密集的离心磁层周围的恒星。最后，我们报告缺乏检测的径向速度（RV）的变化所观察到的斯托克斯$V$配置文件，这表明历史上的报告大RV变化的宽线星的谱线可能是虚假的。这一发现可能会激发对Plaskett星作为一个质量接近相等的O+O双星系统的历史模型的根本修正。
2021-11-11 astro-ph.SR
Magnetically Driven and Collimated Jets from the Disc-Magnetosphere Boundary of Rotating Stars
我们讨论了最近的进展，了解发射的外流/喷气机从磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化恒星。在大多数讨论的模型中，假设盘的内部具有湍流粘性和磁扩散率（如由两个"α“参数所描述的），而盘外部的冠状区域使用理想磁流体动力学（MHD）来处理。广泛的MHD模拟已经建立了在缓慢和快速旋转的恒星的情况下发生的长期外流。在{ \it慢转恒星}的情况下，发现并研究了一种新的外流，{ \it a锥形风}。当恒星的磁通量因吸积盘向内运动而聚集时，就会出现锥形风。在其发源地附近，风的形状是一个半开角为$ \sim 30^\circ$的薄锥壳。在大的距离，这些流出成为磁准直的环形磁场和形式的物质占主导地位的射流。也就是说，射流是载流的。锥形风的主要驱动力是与环形磁场平方的负梯度成比例的磁力，而不是离心力。在{ \it快速旋转的恒星}处于“螺旋桨状态”的情况下，观察到两个分量的流出。第一个分量类似于物质主导的锥形风。在这种状态下，盘状物质的很大一部分可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导{ \it轴向喷流}，其中物质沿着恒星的开放极场线流动。
2013-06-05 astro-ph.SR
Coherent radio emission from 'Main-sequence Radio Pulse emitters': a new stellar diagnostic to probe 3D magnetospheric structures
本文利用超宽带观测和射线路径模拟，通过分析主序射电脉冲发射体HD 133880的脉冲到达时间差，揭示了其磁层中倾斜的盘状过密结构，支持了早型恒星磁层统一模型。
2024-08-20 astro-ph.SR
Gamma-ray and Radio Properties of Six Pulsars Detected by the Fermi Large Area Telescope
本文报道了费米伽马射线空间望远镜（原名GLAST）上的大视场望远镜（LAT）对PSR J 0631 +1036、J 0659 +1414、J 0742 -2822、J1420-6048、J1509-5850和J1718-3825脉冲伽马射线的探测。虽然这六颗双星的自旋参数各不相同，但它们都有一个重要的功能：：它们的伽马射线光变曲线（至少在目前的计数统计中）是单峰的。对于两颗双星，在光变曲线中有双峰结构的暗示。根据发射起源于磁层高层的模型，讨论了这组恒星的观测光变曲线的形状。观测到的伽马射线光变曲线的相位一般与高空模型预测的相一致，尽管我们推测PSR J 0659 +1414的伽马射线发射可能具有所有费米双星中最软的光谱，并且效率非常低，来自磁层相对较低的位置。高质量的无线电极化数据显示，除一个外，所有卫星都具有高度的线性极化。这使我们能够对观察几何形状施加一些约束，并有助于将伽马射线光变曲线与高能光束模型进行比较。
2009-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for Centrifugal Breakout around the Young M Dwarf TIC 234284556
磁层云被认为是年轻的磁活跃恒星（如$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
Polarized Curvature Radiation in Pulsar Magnetosphere
本文研究脉冲星磁层中偏振辐射的传播。极化波是由相对论性粒子沿弯曲的磁场线流动并与脉冲星磁层共同旋转而产生的曲率辐射。在1/°发射锥内，波可以分为两个自然波模式分量，普通（O）模式和额外的（X）模式，具有可比的强度。这两个分量分别在磁层中传播，并通过绝热行走在锥体内对齐。O模的折射使两个分量分离且不相干。在给定的高度和给定的旋转相位的可检测的发射由来自离散发射区域的非相干X模式和O模式分量组成。对于均匀、圆锥、核心和斑块四种粒子密度模型，我们计算了整个脉冲星光束中每种模式的强度。如果不考虑相对论粒子与磁层的共旋，脉冲星光束中X模和O模分量的强度分布非常相似，这将导致严重的去极化。然而，如果考虑相对论粒子的共同旋转，这两个模式的强度分布是非常不同的，并且输出辐射的净偏振应该是显著的。我们的数值结果与观测结果进行了比较，并能很好地解释某些类星体的正交偏振模。脉冲星剖面某些部分的强线偏振可以通过曲率辐射和随后的传播效应再现。
2014-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Breaking the degeneracy in magnetic cataclysmic variable X-ray spectral modeling using X-ray light curves
我们提出了一个分析的模拟X射线光谱和光变曲线的磁激变变量使用升级版本的三维CYCLOPS代码。这3D表示的吸积流使我们能够正确地模拟总的和部分掩星的后激波区域的白矮星，以及调制的X射线光变曲线由于相位相关的消光的前激波区域。通过改变白矮星质量、磁场强度、磁层半径和比吸积率，在四维参数空间中对激波后区域进行了详细的模拟。为了计算激波后区域的温度和密度分布，我们假设离子和电子之间的均分，考虑到白矮星引力势，磁层的有限大小和偶极状磁场几何形状，并考虑由韧致辐射和回旋辐射过程冷却。通过研究所得到的X射线连续谱的参数的影响，我们表明，有一个不可避免的退化在这里研究的四维参数空间，妥协X射线连续谱拟合策略，并可能导致不正确的参数估计。然而，包含在不同的能量范围内的X射线光变曲线可以打破这种简并性，因此，在原则上，仍然可以使用X射线数据来导出磁激变变量的基本参数，这是理解它们的形成和演化的重要一步。
2021-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetospheres of hot Jupiters: hydrodynamic models & ultraviolet absorption
我们提出了恒星风磁层相互作用的流体动力学模拟热彗星，如WASP-12 b。对于基准恒星风率，我们发现几个G的行星磁场产生一个大的磁层空腔，其大小通常为6-9个行星半径。弓形激波总是在磁层前方形成，但激波前的气体只有轻微的超音速（典型的马赫数为$\simeq$ 1.6-1.8），因此激波很弱。这导致了紫外光曲线中的特征信号：一个宽吸收特征，在轨道相位中导致10-20%的光学过境。我们的合成光变曲线的形状与WASP-12 b的现有观测结果一致，但只有在冲击气体快速冷却的情况下才能实现所需的近紫外光学深度（$τ\sim 0.1$）。我们进一步表明，辐射冷却是低效的，所以我们认为这是不可能的磁层弓形激波是负责所观察到的近紫外吸收。最后，我们将我们的模型应用于另外两个经过充分研究的热彗星（WASP-18 b和HD209458 b），并建议对更大质量的短周期行星（如WASP-18 b）的紫外线观测将提供一个简单的测试来区分不同的环行吸收模型。
2015-12-04 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
Revisiting the Rigidly Rotating Magnetosphere model for $σ$ Ori E - II. Magnetic Doppler imaging, arbitrary field RRM, and light variability
Townsend，Owocki & Groote（2005）将刚性旋转磁层（RRM）模型应用于B2 Vp恒星sigma OriE的初步成功开启了对这一原型天体进行观测监测的新时代。我们利用高分辨率光谱偏振和磁多普勒成像（MDI）技术，同时确定的磁配置，这是主要是偶极，极性强度Bd = 7.3-7.8 kG和较小的非轴对称四极贡献，以及表面分布的丰富的He，Fe，C和Si。我们描述了一个修订后的RRM模型，现在接受一个任意的表面磁场配置，作为输入的MDI模型的字段拓扑结构。由此产生的合成Ha发射和宽带光度观测一般同意的意见，但是，一些功能是不太适合。为了探索光球对观测到的光度变化的贡献的可能性，MDI丰度图被用来计算合成光球光变曲线，以确定表面不均匀性的影响。包括计算的光球亮度调制未能提高观测和计算测光之间的协议。我们的结论是，不能解释为不均匀的表面丰度的影响的差异。紫外光变化的分析表明，观测到的变化和计算的光变曲线之间有很好的一致性，支持光球光变计算的准确性。因此，我们的结论是，重要的额外的物理是必要的RRM模型，以可接受地再现观测不仅西格玛猎户座E，但也有显着的恒星风-磁场相互作用的其他类似的恒星。
2015-05-18 astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations in the TESS light curve of TX Col, a diskless intermediate polar on the precipice of forming an accretion disk
中间极的基本性质之一是当它遇到白矮星的磁层时吸积流的动力学性质。许多研究都假定了两种情况：一种是盘馈吸积，WD从开普勒盘吸积;另一种是流馈吸积，来自施主星的物质流直接撞击WD的磁层，而不形成盘。然而，也有第三个，知之甚少的制度，其中吸积流包括一个环面的反磁斑点包围WD。这种模式的吸积预计将存在于质量转移率低于那些观察到的盘喂吸积，但以上的纯流喂吸积。我们调用的抗磁性斑点制度来解释特殊的TESS光曲线的中间极TX Col，过渡到和增强吸积的状态在周期1和3。功率谱分析表明，吸积主要是流喂。然而，当传质速率激增时，大振幅准周期振荡（QPO）突然出现，并在光变曲线上占主导地位数周。QPO有两个惊人的特性：它们以高吸积率出现在流馈几何中，并且它们优先出现在明确定义的频率范围内（每天约10-25个周期）。我们建议，在情节增强吸积，一个环面的反磁斑点的形式附近的二进制的圆化半径和QPO的拍之间的白矮星的自旋频率和不稳定的斑点轨道WD的磁层。我们讨论如何这样的环面可能是一个关键的步骤，在以前的无盘系统中产生一个吸积盘。
2021-05-27 astro-ph.SR
Probing the magnetosphere of the M8.5 dwarf TVLM513-46546 by modelling its auroral radio emission. Hint of star exoplanet interaction?
在本文中，我们模拟的周期性圆极化脉冲的超冷矮TVLM 513 -46546，在2006年5月观察到的VLA在4.88和8.44 GHz，通过使用3D模型的极光无线电发射从恒星磁层。在这一时期，射电光变曲线的特征是两个脉冲在4.88 GHz左旋极化，一个在8.44 GHz双峰（相反极化）脉冲。考虑到恒星磁场拓扑结构可能偏离偶极对称，本文所述的模型也能够模拟极光无线电发射的磁层形状像一个偏置偶极子。为了重现观测到的脉冲的时间和模式，我们探索了控制极光光束模式和磁层几何形状的参数空间。通过分析的TVLM 513 -46546极光无线电发射，我们得出一些迹象的磁层场拓扑结构，能够同时再现的极光脉冲的时间和模式在4.88和8.44 GHz的测量。每组模型的解决方案模拟两个极光脉冲（单峰或双峰）每个周期。为了解释每个周期只有一个8.44 GHz脉冲的存在，我们分析了极光无线电发射仅限于由外部物体激活的磁层扇区的情况，就像木星与其卫星相互作用的情况一样。
2017-04-24 astro-ph.SR
Boundary between Stable and Unstable Regimes of Accretion. Ordered and Chaotic Unstable Regimes
我们提出了一套高网格分辨率的三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟在低粘度磁盘上进行的瑞利-泰勒不稳定制度的吸积旋转磁化恒星的研究。我们发现，稳定区和不稳定区的边界几乎完全由快度参数Ω_s= Ω_star/Ω_K（r_m）决定，其中Ω_star是恒星的角速度，Ω_K（r_m）是开普勒盘在盘-磁层边界r=r_m处的角速度.我们发现当ω_s < 0.6时吸积是不稳定的。通过不稳定性的吸积存在于具有不同磁层大小的恒星中。然而，只有在磁层相对较小（r_m/R_star < 7）的恒星中，不稳定舌才能在恒星表面产生混乱的热点和不规则的光变曲线。在更小的紧固度参数值时，ω_s < 0.45，多个不规则的舌状物合并，形成一个或两个有序的不稳定舌状物，其以内盘的角频率旋转。这种转变发生在磁层更小的恒星中，r_m/R_star < 4.2。我们的大部分模拟都是在偶极磁层的小倾斜（θ =5度）和小粘度参数α =0.02下进行的。在更高的alpha值下的测试模拟表明，更多的情况变得不稳定，光变曲线变得更加不规则。在较大倾角的偶极θ的测试模拟表明，不稳定性是存在的，但是，吸积在两个漏斗流占主导地位，如果θ> 15度。这些模拟的结果可以应用于吸积磁化恒星与相对较小的磁层：经典的金牛座T星，吸积毫秒X射线恒星，和激变变量。
2016-05-16 astro-ph.SR
Unstable accretion in TW Hya: 3D simulations and comparisons with observations
本研究通过三维磁流体动力学模拟与TESS及地面观测光变曲线对比，揭示TW Hya光度变化源于不稳定吸积产生的多热点，并解释多准周期振荡的起源与磁层参数的关系。
2025-01-23 astro-ph.SR
Untangling magnetic massive star properties with linear polarization variability and the Analytic Dynamical Magnetosphere model
从粒子散射的光可以变成线性偏振。因此，被倾斜的、同向旋转的包层所包围的恒星，预计会表现出周期性的线性偏振变化。大质量磁性恒星的电子散射磁层有望成为观测这种效应的合适候选者。在本文中，我们提出了第一个半解析模型，能够合成的连续极化签名的磁性O型星在光学薄，单电子散射限制。这项研究的目的是通过描述它们的偏振行为来提高我们对磁热星的一般理解。我们的线性极化模型是通过结合的解析表达式的偏振变化的一个倾斜旋转的信封与解析动力学磁层模型来表示的信封密度结构的物理模型。我们计算网格模型斯托克斯$Q$和$U$曲线，并表明它们的形状是唯一的倾角和曲率角的选择。我们应用我们的模型HD 191612，一个原型？p型恒星，具有偏振和光度观测。我们发现，$i=19^{+12}_{-3}$ $^\circ$、$β=71^{+3}_{-9}$ $^\circ$和$\log \dot{M}_{B=0}=-6.11^{+0.12}_{-0.06}$ [M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ ]的极化调制最好地再现。这些结果与以前对这颗恒星的研究一致。通过结合偏振和光度合成工具，我们同时模拟的意见，从而增加进一步完善的风和磁性能的HD 191612。
2021-12-22 astro-ph.SR
The magnetic field of zeta Orionis A
猎户座Zeta A是一颗热恒星，据称拥有微弱的磁场，但迄今为止还没有获得明确的磁场探测。此外，它最近被证明是一个由一颗O9.5I超巨星和一颗B1 IV恒星组成的双星系统。我们的目标是验证的磁场的存在下，在zeta猎户座A，确定它属于哪两个二元组件（或是否两颗恒星都是磁性的），并表征field.Very高的信号噪声光谱偏振数据与Narval在伯纳德Lyot望远镜（TBL）在法国获得。还使用了存档的HEROS、FEROS和UVES光谱数据。数据首先被分解以分离两个分量。然后我们用最小二乘反卷积（LSD）技术对它们进行分析，以提取磁信息。我们确认猎户座A星具有磁性。我们发现超巨星分量zeta Ori Aa是磁分量：观察到塞曼签名，并清楚地检测到旋转调制的纵向磁场的周期为6.829 d。这是目前已知的唯一一颗O型超巨星。利用Stokes V剖面的斜偶极场模型，我们证明了极场强度为~ 140 G。因为磁场很弱，而星风很强，猎户座ζ没有离心支撑的磁层。它可能拥有一个动态的磁层。它的伴星zeta Ori Ab没有显示出任何磁性特征，未检测到的磁场上限为$\sim$ 300 G。
2015-09-09 astro-ph.SR
The Magnetic Early B-type Stars III: A main sequence magnetic, rotational, and magnetospheric biography
恒星风的磁约束约束导致磁层的形成，磁层可以通过共转等离子体的旋转支撑被雕刻成离心磁层（CM）。磁性早期B型恒星的CM产生H $α$中可检测的发射所需的条件-这些结构的主要诊断-限制很差。一个关键的原因是，还没有对这个种群的磁性和旋转演化进行详细的研究。使用新确定的旋转周期，现代磁测量，并通过光谱建模确定的大气参数，我们已经推导出的基本参数，偶极斜转子模型，和磁层参数为56早期B型星。与磁性A型和O型恒星的比较表明，表面磁场强度的范围基本上是恒定的恒星质量，但无符号的表面磁通量增加质量。表面磁偶极子强度和总磁通量都随恒星年龄的增加而减小，而磁通量衰减的速率随恒星质量的增加而明显增加。我们发现了多极磁场可能比偶极子衰减得更快的初步证据。自转周期随着恒星年龄的增加而增加，正如磁制动场景所预期的那样。毫无例外，所有在CM中发射H $α$的恒星都是1）快速旋转的，2）强磁性的，3）年轻的，后者的性质与观测结果一致，即磁场和旋转都随着时间的推移而减少。
2019-09-05 astro-ph.SR
Simulating stellar coronal rain and slingshot prominences
该研究通过数值模拟发现恒星冕会自然形成凝聚体，慢速自转恒星仅产生冕雨，快速自转恒星还会形成弹弓状日珥与周期性离心抛射，冷气体占比可观，修正了以往对这类恒星质量损失率的低估，且结果与观测吻合。
2024-09-11 astro-ph.SR
Identification of Orbital Eclipses in LAMOST J024048.51+195226.9, a Candidate AE Aqr-type Cataclysmic Variable Star
AE Aqr天体是一类激变变星，其中快速旋转的白矮星（WD）的磁层在能够吸积到WD上之前离心地排出大部分下落的气体。吸积流的驱逐通过这个“磁推进器”提取WD的角动量，并在光学光度学中产生大振幅的非周期性耀斑。epa-AE Aqr是这类天体中唯一被证实的成员，但最近，Thorstensen（2020）发现了一个候选AE Aqr系统：LAMOST J024048.51+195226.9。使用调查测光，我们测量一个完善的轨道周期为这个系统，并确定一个浅，以前未被识别的日食期间，系统的频繁AE Aqr般的耀斑发作停止。一个专门的后续研究仍然是必要的，以测试拟议的AE Aqr分类LAMOST J024048.51+195226.9，但如果它得到证实，其耀斑产生区域的日食将提供一个新的手段研究磁螺旋桨现象。
2020-09-29 astro-ph.SR
The Discovery of a Strong Magnetic Field and Co-rotating Magnetosphere in the Helium-weak Star HD 176582
我们报告了在明亮的氦弱恒星HD 176582（HR 7185）中检测到的强反向磁场和可变H-α发射。恒星的光谱、磁性和光度变化都与精确测定的1.5819840 +/- 0.0000030天的周期一致，我们假设这是恒星的自转周期。从磁场曲线，并假设一个简单的偶极场的几何形状，我们推导出一个极场强度约为7千克和52度的旋转轴的倾角的下限。然而，基于H-α发射的行为，我们采用85度的大倾斜角，这导致77度的大磁性。H-α辐射来自两个不同的区域，位于磁赤道和旋转赤道的交叉点，与恒星在表面上方约3.5 R* 的距离处共转。我们估计，发射区域的径向和diquonal大小的顺序为2 R* 和方位角的程度（垂直于磁赤道）小于约0.6 R*。因此，HD 176582似乎显示了许多冷磁层现象，就像其他弱氦和强氦的恒星所显示的那样，例如原型的强氦恒星Sigma Ori E。观测结果与目前的磁约束风和刚性旋转磁层的磁性Bp星的模型是一致的。
2011-03-09 astro-ph.SR
Discovery of the binary nature of the magnetospheric B-type star $ρ$ Oph A
研究通过ESPaDOnS分光偏振与LSD分析发现$\rho$ Oph A为88天周期双星，磁场属于$\rho$ Oph Ab，且其偶极磁层及光变、H$\alpha$不对称可能受双星环境影响。
2025-05-19 astro-ph.SR
B fields in OB stars (BOB): Detection of a magnetic field in the He-strong star CPD-57° 3509
本文报道了银河系疏散星团NGC 3293的一颗强氦恒星CPD-57 3509（B2 IV）中磁场的探测结果，并给出了该恒星的大气参数和基本参数。使用两种独立的方法来量化磁场强度与FORS 2和HARPSpol的光谱偏振观测进行了分析。一个高S/N火焰/GIRAFFE频谱分析使用混合非LTE模式大气技术。与恒星演化模型的比较限制了恒星的基本参数。我们得到一个坚定的检测表面平均纵向磁场的最大幅度约为1千克。假设磁场为偶极配置，这意味着偶极场强大于3.3 kG。此外，纵向磁场的大幅度和快速变化（约1天内）意味着CPD-57 3509旋转非常快，尽管其明显的投影旋转速度很慢。这颗恒星应该能够支持离心磁层，但光谱没有显示出磁约束物质的迹象;特别是没有观察到Hα的发射。显然，风要么不够强，无法在磁层中积累足够的物质，无法被观测到，要么是某种泄漏过程导致了磁层中物质的损失。对恒星的定量光谱分析得出其有效温度和对数表面重力分别为23750 ± 250 K和4.05 ± 0.10，表面氦分数为0.28 ± 0.02。C、N、O、Ne、S和Ar的表面丰度与宇宙丰度标准相一致，而Mg、Al、Si和Fe的表面丰度约为2倍。这种丰度模式可以被理解为恒星风分离的结果。CPD-57 3509是已知演化最快的氦强恒星之一。
2016-01-10 astro-ph.SR
Unraveling the variability of sigma Ori E
猎户座Sigma E（HD 37479）是一颗典型的氦强恒星，拥有强大的磁场，以及由两个等离子云组成的磁层。观测到的猎户座σ E的光学（ubvy）光变曲线主要是由星周物质造成的日食特征所主导，然而，还有一些额外的特征无法用汤森和奥沃斯基的刚性旋转磁层（RRM）模型来解释。使用磁多普勒成像（MDI）技术，光谱偏振观测的σ Ori E被用来产生地图的磁场拓扑结构和各种元素丰度分布。我们还提出了一个分析，利用这些计算的MDI地图结合NLTE TLUSTY模型，研究这颗星的光学亮度变化所产生的表面不均匀性。有人认为，这种物理现象可能是模型和观测之间光变曲线不一致的原因。
2014-08-04 astro-ph.SR
