The Filling of Neutron Star Magnetospheres with Plasma: Dynamics of the Motion of Electrons and Positrons
本文研究了带电粒子在具有强表面磁场（B>10^（12）G）的旋转中子星真空磁层中的运动。落入磁层或在磁层中产生的电子和正电子被无力表面EB=0捕获。利用Dirac Lorentz方程，我们研究了粒子在无力面附近的捕获和随后的运动动力学。远离无力面的粒子能量由加速电场力的功率和曲率辐射强度之间的平衡决定。当被捕获时，粒子沿着磁场线进行绝热振荡，同时沿着无力面运动。我们已经找到了振荡参数和捕获粒子的轨迹。我们计算了粒子的特征俘获时间和能量损失，通过这两个韧致辐射和曲率光子的发射。粒子的捕获被示出为导致在无作用力表面附近积累的带电等离子体层的厚度的单调增加。估算了真空磁层充满等离子体所需的时间。
2009-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2011-11-04 astro-ph.SR
The magnetic fields and magnetospheres of hot stars
由于新一代的高分辨率分光偏振计，如ESPaDOnS（在加拿大-法国-夏威夷望远镜上）或HARPSpol（在3.6米ESO望远镜上），在热大质量恒星磁场的直接证据方面取得了巨大进展。紫外线和光学高分辨率光谱学在研究大质量恒星的磁层方面也非常有用。在这篇文章中，我回顾了观测工具和我们目前的知识有关的检测和表征的磁场和磁层的热恒星。
2012-05-16 astro-ph.SR
Launching of asymmetric outflows from the star-disk magnetosphere
通过电阻和粘性磁流体动力学模拟，研究发现星盘系统最内层磁层可发射非对称轴向外流，确定了准稳态外流的参数空间，并计算了其质量载荷、角动量通量、传播与旋转速度及解的几何结构。
2025-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
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
X-ray emission from the giant magnetosphere of the magnetic O-type star NGC 1624-2
我们用钱德拉X射线天文台上的ACIS-S照相机对NGC 1624-2进行了X射线观测。我们的两个观测结果是在周期性的H α发射周期的最小值和最大值处获得的，对应于磁场最接近赤道和极点的旋转相位。通过这些观测，我们的目标是通过磁约束风冲击产生的X射线发射来探测恒星的磁层。我们的主要发现是：（i）观测到的NGC 1624-2光谱很硬，类似于磁性O型星Theta 1 Ori C，只有几个低于0.8 keV的光子被探测到。出射X射线通量在H α最小相位时降低30%。(ii)我们的模型表明，这看似硬光谱实际上是一个相对较软的固有发射的结果，类似于其他磁性的？p型星，结合大量的局部吸收（~1-3 x 10^22 cm^-2）。这种组合是必要的再现突出的Mg和Si的光谱特征，并在低能量的通量的缺乏。NGC 1624-2本身在X射线方面是发光的（log LX发射量~ 33.4），但磁约束风冲击产生的X射线发射量的70-95%在脱离磁层之前被吸收（log LX ISM修正~ 32.5）。(iii)高的X射线光度，它的变化与恒星旋转，和它的大衰减都符合一个大的动态磁层与磁约束风冲击。
2015-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Centrifugal breakout reconnection as the electron acceleration mechanism powering the radio magnetospheres of early-type stars
磁性B星经常表现出圆偏振的无线电辐射，被认为是由被困在星周磁层中的高能电子的回旋同步辐射引起的。最近的经验分析表明，观测到的射电辐射的起始和强度与磁场强度和恒星自转速率成比例。这挑战了现有的范式，即高能电子在磁化恒星风外部区域的相反极性场线之间的电流片中加速，其中不包括恒星旋转的作用。最近成功地解释了一个类似的旋转场的H $α$线发射的模型，其中磁层密度调节离心突破（CBO）方面的依赖关系的基础上，我们在这里研究相关的CBO驱动的磁重联在加速电子发射所观察到的回旋同步辐射的潜在作用。我们特别表明，CBO重联的能量生产的理论比例匹配以及观测到的射电光度的经验趋势，具有适当的小，几乎恒定的转换效率$ε\approx 10^{-8}$。我们总结了我们的CBO标度与以前的协会与电动势的显着优势，并讨论了CBO过程的X射线和其他观察到的旋转磁性B星离心磁层的特性的潜在影响。
2022-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Plasma Leakage from the Centrifugal Magnetospheres of Magnetic B-Type Stars
磁性B型星通常是离心磁层（CM）的宿主。在这里，我们描述了人口研究的结果，包括已知的磁性早期B型恒星的完整样本，重点是那些可检测的CM。我们提出了修订的旋转和磁性参数的一些恒星，澄清他们的位置上的旋转约束图，和？发现其CM内的等离子体密度远低于离心突破预测的密度。
2014-07-31 astro-ph.SR
Electron Scattering Emission in the Light Curves of Stars with Centrifugal Magnetospheres
强磁性、快速旋转的B型恒星，风相对较弱，形成离心磁层（CM），因为恒星风在开普勒共同旋转半径以上被磁限制。近似的磁场作为一个偶极子倾斜的角度$β$相对于旋转轴，CM等离子体集中在云和以上的开普勒半径沿交叉的旋转和磁赤道平面。恒星的自转可以把这种云带到恒星盘的前面，导致0.1量级的吸收（连续通量的$\sim 10 \%$）。然而，一些具有突出CM的恒星，如$σ$ Ori E，除了吸收骤降外，还显示出发射凸起，这是迄今为止无法解释的。我们表明，发射可以发生从电子散射向观察者时，CM云投射出恒星的肢体。使用刚性旋转磁层模型，修改与离心爆发密度缩放，我们提出了一个模型网格的光度光变曲线跨越参数空间的观察者倾斜角$i$，磁致伸缩角$β$，临界旋转分数$W$，和光学深度在开普勒半径$τ_{\text{K}}$。我们发现，单位阶数的$τ_{\text{K}}$可以产生在$σ$ Ori E中看到的量级为$\sim 0.05$的发射凸起。我们讨论了CM星的光变曲线建模的影响，以及未来的工作应用辐射转移模型在这里开发的三维MHD模拟CM。
2022-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electrodynamics and dissipation in the binary magnetosphere of pre-merger neutron stars
通过三维无力电动力学模拟，研究双中子星并合前磁层能量释放，发现KH不稳定性与磁重联驱动耗散，可产生压缩波并可能解释快速射电暴前兆。
2025-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Modulating the magnetosphere of magnetars by internal magneto-elastic oscillations
我们耦合内部扭转，磁弹性振荡的高度磁化的中子星（磁星），他们的磁层。外部磁场配置的相应轴对称扰动演化为一系列线性、无力平衡，这些平衡完全由背景磁场配置和表面处的磁场扰动确定。的扰动获得的磁星内部的磁弹性振荡的模拟。虽然这种振荡只能在靠近两极的一个非常有限的区域内激发出恒星外部的阿尔文行波，但它们仍然通过在以极角$\gtrsim 0.19\,$ rad离开恒星的闭合磁场的脚点之间引起随时间变化的扭曲来调制近磁层。此外，我们发现，对于一个偶极类背景磁场配置的磁场调制的磁层，由内部振荡驱动，只能是关于赤道对称。这与我们以前的研究结果一致，在那里我们解释了所观察到的准周期振荡磁星爆发的X射线尾驱动的家庭的内部磁弹性振荡与对称磁场扰动。
2014-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultraviolet Line Profiles of Slowly Rotating Massive Star Winds Using the "Analytic Dynamical Magnetosphere" Formalism
最近的大规模分光偏振测量已经确定，一个小的，但显着的大质量恒星主机的百分比稳定，表面偶极磁场的强度为千吉级。这些磁场将密集的、辐射驱动的恒星风引导到星周磁层，其密度和速度结构可以使用风敏感共振线的紫外光谱来探测。结合适当的磁层模型，紫外光谱提供了一个有价值的方式来研究风场的相互作用，并可以产生定量的估计的风参数的磁性大质量恒星。本文系统地研究了具有动态磁层的慢旋转大质量磁性恒星中紫外线共振线的形成。我们配对的解析动力学磁层（ADM）的形式主义与简化的辐射转移技术，以产生合成的紫外线轮廓。使用网格的模型，我们检查的磁层大小，线强度参数，和冷却参数的结构和调制的线轮廓的效果。我们发现，磁性大质量恒星独特地表现出红移吸收在大多数视角和磁层的大小，和显着的变化的形状和变化的线轮廓与不同的线强度可以解释通过检查中描述的ADM形式主义的个别风分量。最后，我们表明，冷却参数对线轮廓的影响可以忽略不计。
2021-06-25 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
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
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
Emission from the Centrifugal Magnetospheres of Magnetic B-type Stars
大约10%的B型恒星拥有强大的磁场，其中25%的恒星拥有离心磁层（CM），其中辐射风，磁场和旋转支撑相互作用，形成密集的星周等离子体，可以在各种诊断线上看到。在这篇文章中，我们回顾了CM背后的基本理论，概述了当前的理论和观测问题，比较了CM宿主星与经典Be星的观测特性，最后提出了人口研究的初步结果，旨在澄清这一不断增长的子类的特点。
2014-11-10 astro-ph.SR
Ultraviolet Spectropolarimetric Diagnostics of Hot Star Magnetospheres
目前正在筹备用于紫外线分光偏振测定法的若干空间飞行任务和仪器，如拟议的美国航天局MIDEX Polstar项目、拟议的欧空局M飞行任务Arago和未来类似LUVOIR的美国航天局旗舰飞行任务中的Pollux仪器。在Polstar的框架中，我们研究了这些天文台将提供的能力，以获得有关热恒星磁层的磁和等离子体特性的信息，帮助我们测试磁层应迅速消耗角动量的基本假设，从而使恒星旋转下来，同时降低净质量损失率。这两种效应预计将导致磁性恒星与非磁性恒星演化的巨大差异。
2022-06-26 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 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
Winds and magnetospheres of stars and planets: similarities and differences
恒星和行星都可以通过膨胀的风外流损失质量，通常受到形成周围磁层的磁场的限制或引导。大质量恒星的强风被认为是由恒星辐射动量的线散射驱动的，而在太阳和甚至更低质量的恒星中，机械加热的日冕的热膨胀产生的质量损失要小得多。在这些低质量恒星周围的系外行星中，辐射加热和风的相互作用会导致大气层的热膨胀或机械烧蚀。恒星的磁层是由恒星内部的外流风形成的，而行星的磁层则是由恒星风的外部影响形成的。但在这两种情况下，应力都可以驱动磁重联，导致可观察到的特征，如X射线耀斑和无线电爆发。这篇评论的目的是概述这些过程的基本物理学，重点是它们在恒星与行星之间的相似性和区别。
2022-10-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Absorption of Gamma-Ray Photons in a Vacuum Neutron Star Magnetosphere: I. Electron-Positron Pair Production
本文研究了真空中子星磁层在低（与Schwinger磁层相比）和高磁场下电子-正电子对的产生。考虑了强纵向电场的情况，其中产生的电子和正电子在短时间内获得稳定的洛伦兹因子。计算了正负电子对的来源，并考虑了曲率和同步辐射光子对的产生。同步辐射光子在弱磁场中对电子对的产生率有很大的贡献。同时，韧致辐射光子的贡献可以忽略。由于电子和正电子加速时间的有限性而导致的时间延迟的存在导致与零时间延迟的情况相比电子-正电子等离子体产生速率的极大降低。构造了正负电子对的有效局域源。它可用于描述中子星磁层吸收宇宙γ射线背景光子后级联发展的流体动力学方程。
2011-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic B stars observed with BRITE: Spots, magnetospheres, binarity, and pulsations
磁性B型星由于不同的原因而表现出光度的变化，因此在不同的时间尺度上。本文描述了四个B型磁系统：$ε$ Lupi，$τ$ Sco，a Cen和$ε$ CMa的BRITE测光和相关的地面观测结果。
2016-11-18 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
Diffusion-plus-drift models for the mass leakage from centrifugal magnetospheres of magnetic hot-stars
在明亮的早期型恒星的子集中，它们具有强大的大规模磁场和中等到快速的旋转，来自恒星辐射驱动的恒星风外流的物质被封闭的磁环捕获，形成离心支撑的共同旋转的磁层。在这里，我们提出了一个半解析分析，这种准稳定积累的风质量可以平衡的损失相结合的向外，离心驱动的漂移在该地区以外的开普勒共同旋转半径，和向内/向外扩散在这个半径附近。因此，我们推导出质量的平衡空间分布的标度关系，以及相关的排放措施，如巴耳末线排放的观测诊断。我们讨论了这些关系的潜在应用解释调查的发射线诊断OB星离心支持磁层。对于一个特定的模型的湍流场线徘徊植根于表面运动与铁的不透明凸块，我们估计值为相关的扩散和漂移系数。
2017-11-15 astro-ph.SR
Discovery of a Centrifugal Magnetosphere Around the He-Strong Magnetic B1 Star ALS 3694
本文报道了加拿大-法国-夏威夷望远镜对强氦磁B1型恒星ALS 3694的6个夜晚的分光偏振ESPaDOns观测结果。在所有6次观测中，纵向磁场约为2 kG，表明夜间之间基本上没有变化。H $α$线在所有夜晚都显示出可变的发射，在高速度（$\sim 3 v\sin{i}$）时达到峰值。由于存在一个强大的（$B_{\rm d}>$ 6千克）磁场，和相似的发射轮廓，其他磁性B型星，我们解释的结果，离心磁层的排放。
2014-11-10 astro-ph.SR
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
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
On a transition from solar-like coronae to rotation-dominated jovian-like magnetospheres in ultracool main-sequence stars
对于谱型超过M5的主序星，与温暖的类太阳星一样的磁活动特征转变为棕矮星域：表面磁场变得更加偶极，场型的演化变慢，光球等离子体变得越来越中性，与磁场解耦，色球和日冕发射明显减弱，旋转制动的效率迅速降低。然而，无线电辐射仍然存在，并且被认为是由电子回旋脉泽辐射而不是来自温暖恒星的回旋同步辐射主导的。这些性质可能标志着恒星扩展大气的转变。温度高于M5的恒星有一个类似太阳的日冕和风维持的日球层，其中大气活动是由移动磁场的对流运动提供动力的。相比之下，温度比早L低的恒星可能有一个类似木星的旋转主导的磁层，由恒星的旋转提供动力，类似于木星和土星的磁层。Fan等人（1982）提出的旋转主导磁层的尺度关系与这一假设是一致的。
2009-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Extreme resonance line profile variations in the ultraviolet spectra of NGC 1624-2: probing the giant magnetosphere of the most strongly magnetized known O-type star
在本文中，我们提出了高分辨率的HST/COS观测的极端磁性O星NGC 1624-2。这些代表了这个原型物体的第一个紫外光谱。我们研究了它的风敏感的共振线的变化，比较它与其他已知的磁性O星。特别是，观测到的CIV和SiIV双峰在低态和高态之间的变化是在任何磁性O型恒星中观测到的最大变化，与NGC 1624-2磁层的预期特性一致。我们还观察到在低态的红移吸收分量，在大多数恒星中看不到的功能。我们提出了初步的建模工作的基础上的分析动力磁层（ADM）的形式主义，证明了使用非球对称模型来确定风/磁层性质的磁性O星的必要性。
2018-11-25 astro-ph.SR
An `Analytic Dynamical Magnetosphere' formalism for X-ray and optical emission from slowly rotating magnetic massive stars
缓慢旋转的磁性大质量恒星会发展出“动力磁层”（DM's），其特徴是恒星风外流被封闭的磁环所捕获，来自相反磁环足点的上升气流碰撞所产生的冲击加热，以及随后的辐射冷却物质的重力下沉。在二维和三维磁流体动力学（MHD）模拟中，这三个分量之间的相互作用在空间上是复杂的，在时间上是可变的，这使得很难获得观测特征并辨别它们的整体标度趋势。在基于整体守恒原理的简化稳态分析中，本文提出了一个“解析动力磁层”（ADM）模型，该模型提供了密度的显式公式，温度和流速在这三个组成部分-风流出，热冲击后气体，冷却流入-作为余纬度和半径的函数内闭合（假定偶极）磁力线的磁层。我们比较这些缩放与时间平均的结果，从MHD模拟，并提供初步的应用程序的例子，这个ADM模型推导出两个关键的观测诊断，即氢H-α发射线轮廓从冷却的陨石坑，和X射线发射从热的冲击后气体。最后，我们讨论的关键问题和优势，在应用这种ADM形式主义对推导出一套更广泛的观测诊断和缩放趋势的大质量恒星与这种动态磁层。
2016-07-28 astro-ph.SR
3D MHD models of the centrifugal magnetosphere from a massive star with an oblique dipole field
我们提出了新的自洽的三维磁流体模拟的结果，从大质量的恒星与偶极磁轴，有一个非零的倾角（$β$）的恒星的旋转轴的磁层。作为一个初始的直接应用程序，我们比较了全球结构的同向旋转磁盘近对齐（$β=5^o$）与半斜（$β=45^o$）模型，无论是适度快速旋转（$\sim$ 0.5临界）。我们发现，积累表面大致类似的分析刚性旋转磁层（RRM）模型预测的形式，但质量积累到离心突破对磁约束的临界水平附近扭曲的字段从施加的初始偶极子。这导致聚集表面朝向旋转赤道的相关翘曲，其中最高密度集中在以磁赤道和旋转赤道之间的交叉点为中心的{ \em翼}中。这些MHD模型可以用来合成光度吸收和H $α$发射的转动调制，以便与观测直接比较。
2023-01-27 astro-ph.SR
Accretion, Outflows, and Winds of Magnetized Stars
许多类型的恒星都有强大的磁场，可以动态地影响星周物质的流动。在具有吸积盘的恒星中，恒星磁场可以截断内部吸积盘，并决定物质流向恒星的路径。这些路径在具有不同磁层和旋转周期的恒星中是不同的。外磁力线的磁层可能膨胀，并产生有利的条件，从磁盘磁层边界外流。在螺旋桨状态下，外流可能特别强烈，其中恒星的旋转速度比内盘更快。如果磁层被吸积物质压缩，流出也可能在缓慢旋转的恒星的盘-磁层边界形成。在孤立的强磁化恒星中，磁场可以影响恒星风外流的形成和/或传播。来自低质量太阳型恒星的风可能是热驱动或磁驱动的，而来自大质量明亮的O型和B型恒星的风则是辐射驱动的。在所有这些情况下，磁场会影响来自恒星的物质流，并决定许多观测性质。在这一章中，我们回顾了最近的吸积，外流和磁化恒星的风的研究，重点是三个主要议题：（1）吸积到磁化恒星;（2）从磁盘磁层边界流出;（3）风孤立的大质量磁化恒星。我们从全球磁流体动力学模拟得到的结果，并在一些情况下比较全球模拟与观测。
2016-05-16 astro-ph.SR
Ultraviolet Spectropolarimetry With Polstar: Hot Star Magnetospheres
Polstar是美国航天局拟议的MIDEX空间望远镜，它将提供远紫外线高分辨率、同时全斯托克斯分光偏振测量，以及近紫外线低分辨率线性偏振测量。在本白皮书中，我们描述了该天文台将提供的前所未有的能力，以获得有关热恒星磁层的磁性和等离子体特性的独特信息。这将使一个基本假设的测试，磁层应该采取行动，迅速流失角动量，从而旋转的恒星，同时减少净质量损失率。这两种效应预计将导致磁性恒星与非磁性恒星演化的巨大差异。
2021-12-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Characterizing the magnetic field and spectral variability of the rigidly rotating magnetosphere star HD345439
参与斯隆数字巡天III计划之一APOGEE的一个团队最近宣布发现了两颗罕见的刚性旋转磁层恒星HD 345439和HD 23478。这些天体的近红外光谱显示，其发射线行为与之前在氦强恒星猎户座σ E中发现的相同，后者具有强大的磁场，旋转速度很快。2014年，在VLT上用FORS 2对HD 345439进行了超过88分钟的单次分光偏振观察，表明HD 345439可能存在强而快速变化的磁场。在这项工作中，我们提出了我们的分光偏振监测这颗星与FORS 2，它揭示了一个强大的纵向磁场占主导地位的偶极分量的存在。光谱变化的分析表明，相反的行为的He和Si线，这通常是由于在表面的He和Si丰度点的分布的差异。
2017-02-06 astro-ph.SR
Formation of "Lightnings" in a Neutron Star Magnetosphere and the Nature of RRATs
研究了中子星磁层吸收宇宙γ射线背景高能光子产生的“闪电”射电辐射与旋转射电瞬变（RRAT）射电爆发之间的联系。闪电长度达到1000公里;闪电半径为100米，与极冠半径相当。如果一个封闭的磁层充满了致密的等离子体，那么闪电只会在开放的磁场线区域有效地形成。为了观测到来自单独闪电的无线电发射，中子星的极冠必须指向观测者，同时闪电必须形成。最大爆发率与血浆从极帽区流出的时间有关。两个连续脉冲串之间的典型间隔约为100 s。单个射电爆发的宽度可以由中子星表面上方一定高度的闪电发射区形成的发射锥的宽度和有限的闪电寿命决定。来自RRAT的无线电突发的相位分布的宽度以及积分脉冲宽度由无线电发射的形成高度处的开放磁场线束的宽度确定。所获得的结果与目前可用的数据是一致的，并表明RRAT，间歇性的间歇性的，极端零之间的密切联系。
2011-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
The photometric and polarimetric variability of magnetic O-type stars
大质量星风是星际介质的能量、动量和化学富集的重要贡献者。在一小部分大质量O-型恒星中，已经发现了强的、有组织的、占主导地位的偶极磁场。磁性大质量恒星被认为表现出许多可观测量的相位锁定变化，这被假设是由于存在通过其强烈外流风的磁约束形成的倾斜旋转磁层而产生的。因此，分析观测到的磁性O型恒星的调制是更好地理解其磁层内发生的物理过程的关键一步。磁层形成的动力学过程，导致正式解决利用复杂的MHD模拟。最近，一个解析动态磁层（ADM）模型已经发展起来，可以快速地用于计算动态磁层内的时间平均密度，温度和速度梯度。在这里，我们利用ADM模型来计算光度和偏振观测的磁性？p星，以测试从磁力学推断的几何模型。我们展示的原型的重要成果？p型恒星HD 191612，这导致更好地描述大质量恒星风和磁性。
2020-04-28 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
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
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
Absorption of Gamma-Ray Photons in a Vacuum Neutron Star Magnetosphere: II. The Formation of "Lightnings"
中子星内部磁层从外部宇宙伽马射线背景中吸收高能光子，触发了次级电子-正电子等离子体的产生，并产生了闪电--一个拉长并同时膨胀的等离子体管。它沿着磁场线以接近光速的速度传播。高的电子-正电子等离子体产生速率导致纵向电场的动态屏蔽，该纵向电场不是由电荷分离而是由闪电中的电流增长提供的。闪电的半径相当于射电脉冲星的极冠半径。闪电在其一生中产生的电子-正电子对的数量达到10^28。形成的等离子体的密度与普通恒星的极帽区相当，甚至更高。这表明，可以观察到单个闪电的无线电发射。由于射电辐射的形成时间受到闪电寿命的限制，因此可能的单个短射电暴可能与旋转射电瞬变（RRAT）有关。
2011-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Mass loss and magnetospheres of massive stars
大约有百分之十的OB星显示出强大的、大规模的表面磁场。磁场和风的相互作用被认为是这些物体发射X射线的原因。因此，我们运行的数值模拟在两个维度的O型星和沃尔夫拉叶星，研究这些恒星的恒星磁场与他们的风的相互作用。虽然弱的偶极磁场使风在很大程度上未被改变，并且场打开并变成分裂的风，但是磁场和流出的气体之间的相互作用更加复杂，因为磁场在一些区域中保持闭合并且流出的气体可以被捕获。我们使用Nirvana MHD代码与自适应网格细化研究这种相互作用与高数值分辨率模型的情况下，约束参数高达$10^4$。
2018-04-06 astro-ph.SR
Detecting the Zeeman effect in Massive Star Magnetospheres in the UV
大约7%的大质量恒星拥有稳定的表面磁场，这些磁场足够强大，可以通过它们对恒星风的影响来改变恒星演化。因此，描述这些大尺度场的强度和结构以量化它们对大质量恒星演化的影响至关重要。这是传统上通过测量的圆偏振所造成的塞曼分裂的光学光球线，但我们在这里调查的可能性检测斯托克斯$V$签名风敏感的共振线形成的磁约束风在高不透明的紫外线（UV）域。这种独特的诊断方法将可用于高灵敏度的星载紫外分光偏振仪，如POLSTAR。
2021-07-19 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
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。
2018-01-24 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
Planetary magnetosphere evolution around post-main-sequence stars
伴随着对围绕白矮星和巨星运行的行星的越来越多的探测，是关于它们的物理历史和演化的问题，特别是关于它们的大气层的可探测性和可居住性的潜力。在这里，我们确定行星磁层的大小如何随着时间的推移，从主序结束到白矮星阶段，由于猛烈的风的红巨星和渐近巨星分支恒星。通过使用半解析公式，我们研究了行星类型，行星轨道和恒星宿主质量（1- 7 Msun）的整个相关相空间。我们发现，在巨分支阶段的某个时刻，行星的磁层总是会被压扁，除非行星的磁场强度至少比木星的当前值高两个数量级。我们还表明，恒星风和密度的时间变化产生的风冲压压力的净增加，并不允许磁层保持在任何时候的磁场强度小于10^{-5} T（0.1 G）。这种缺乏保护的现象暗示，目前可能适合居住的行星围绕着白矮星运行，以前可能是不适合居住的。
2021-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
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
Unraveling the complex magnetosphere of the B star HD 133880 via wideband observation of coherent radio emission
HD 133880是六颗已知通过电子回旋脉泽发射（ECME）过程产生相干脉冲射电辐射的热磁星之一。在本文中，我们提出了一个广泛的频率范围内，覆盖近300 - 4000兆赫的巨型米波射电望远镜（GMRT）和卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）这项研究是同类研究中的第一项，发现了该现象和宿主恒星的几个有趣特征。我们发现，ECME脉冲的可观察到的属性，例如右和左圆偏振脉冲之间的时间延迟，脉冲的幅度，和它们的上限截止频率似乎是依赖于恒星的方向相对于视线。我们认为，所有这些现象，这是超出了理想的图片，可以归因于一个高度的方位角不对称的物质分布在磁层的磁场轴，这是一个结果的两个高旋转轴（旋转轴和磁场轴之间的角度）的恒星和恒星磁场偏离偶极拓扑结构。
2020-08-17 astro-ph.SR
First snapshot of a magnetosphere around a Herbig Ae/Be star
该研究通过分光偏振观测和二维磁流体动力学模拟，首次揭示了Herbig Ae/Be星HD190073周围的磁层结构，确定了其磁周期、磁场几何及磁层尺寸，为研究恒星与伴星及吸积盘的磁相互作用提供了宝贵实验室。
2025-03-28 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
The effects of stellar winds on the magnetospheres and potential habitability of exoplanets
内容：系外行星可居住性的主要定义是它们是否能够在其表面维持液态水，即它们在宜居带内运行。然而，行星的磁层也应该被考虑，因为没有它，系外行星的大气层可能会被恒星风侵蚀。目的：本文的目的是研究行星的磁层保护免受太阳质量恒星的恒星风的影响。方法：我们以124颗太阳质量恒星为样本，研究在宿主恒星的宜居带中绕轨道运行的假设类地系外行星。这些都是Bcool协作观察到的目标。使用两个风模型，我们计算每个系外行星的磁层范围。这些风模型在计算上是廉价的，并允许社区快速估计磁层大小的磁化地球类似物绕冷恒星。结果：我们样本中的大多数模拟行星都可以维持大约5个地球半径或更大的磁层。这表明，在太阳类似物的宜居带中的磁化地球类似物能够保护它们的大气层，这与年轻活跃的M矮星周围的行星形成对比。总的来说，我们发现，年龄为1.5 Gyr或更老的太阳型恒星周围的地球类似物至少可以维持一个古太古代地球大小的磁层。我们的研究结果表明，在Vaughan-Preston间隙低活动侧的0.6 - 0.8太阳质量恒星周围的行星是可居住地球类似物的最佳观测目标。
2014-09-03 astro-ph.SR
Interaction between Winds from Weak-lined T Tauri Stars with Exoplanetary Magnetospheres
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG/USP)（圣保罗大学天文学、地球物理学和大气科学研究所）
研究弱线T Tauri星风与类地行星磁层的相互作用，分析风压与磁层压力平衡，发现磁层压缩效应及磁层大小随恒星年龄变化的规律。
2026-04-04 astro-ph.EP 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
