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
Magnetic Interaction of a Super-CME with the Earth's Magnetosphere: Scenario for Young Earth
太阳爆发，被称为日冕物质抛射（CME），经常在我们的太阳上被观察到。最近开普勒观测G型恒星上的超级耀斑表明，所谓的超级日冕物质抛射，拥有动能10倍于太阳上观测到的最强大的日冕物质抛射事件，可以以每800-2000年一次的频率在类太阳缓慢旋转的恒星上产生。我们进行了一个三维的时间相关的全球磁流体动力学模拟的磁相互作用，这样的CME云与地球的磁层。我们计算了扰动磁层的全球结构，并导出了开闭磁场边界的纬度。我们还估计了能量通量穿透地球的电离层，并讨论了早期地球上的生物系统的高能粒子通量的后果。
2014-10-28 astro-ph.SR
Of?p stars: a class of slowly rotating magnetic massive stars
只有5个？p星在银河系中被发现。其中，3个已被详细研究，并在过去5年中，磁场已被检测到在他们每个人。观测到的磁场和光谱特征表明，有组织的磁场，很可能是化石起源，将它们的超音速恒星风限制在密集的结构化磁层中。这些恒星的磁场的系统检测强烈表明，的？p型星代表一般的O型磁性星。
2010-09-18 astro-ph.SR
The inside-out view on neutron star magnetospheres
我们构造了磁流体中子星平衡，它允许在外部的非零电流分布。我们的模型的新颖之处在于，中子星的内部场与其磁层处于平衡状态，从而弥合了以前在这一领域的工作之间的差距，无论是解决内部假设真空外部或解决磁层没有模拟恒星本身。在这项工作中，我们只考虑非旋转的恒星，因此我们的解决方案最直接适用于缓慢旋转的系统，如磁星。尽管如此，我们证明了磁层定性类似于磁星和磁星的预期在我们的框架内是可能的。本文所采用的“由内而外”的方法应该更普遍地适用于旋转的中子星，在那里，内部和外部区域也不是独立的，而是一起演化的。
2013-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Launching of Conical Winds and Axial Jets from the Disk-Magnetosphere Boundary: Axisymmetric and 3D Simulations
我们调查发射的磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化星使用轴对称和探索性的三维磁流体动力学（MHD）模拟流出。我们在这两种情况下都发现了长期的外流。(1)在缓慢旋转的恒星的情况下，一种新型的外流，锥形风，被发现和研究的模拟。当恒星的磁通量被圆盘聚集成X型配置时，就会出现锥形风。风的形状是一个薄的锥形壳，半开角为30-40度。锥形风可能是造成不同类型恒星中短暂和持久外流的原因。(2)在快速旋转的恒星（“螺旋桨制度”）的情况下，观察到两个组件的流出。一个分量类似于锥形风。很大一部分盘状物质可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导的轴向喷流，物质沿着恒星的开放极场线流动。喷流的质量通量约为锥形风的10%，但其能量通量（主要是磁性的）可能大于锥形风的能量通量。喷流的角动量通量（也主要是磁性的）导致恒星快速向下旋转。螺旋桨驱动的外流可能是原恒星中的喷流及其快速自旋下降的原因。射流被磁力准直，而锥形风在模拟区域中仅被弱准直。
2009-07-20 astro-ph.SR
$ξ^1$ CMa: An Extremely Slowly Rotating Magnetic B0.7 IV Star
我们提出了我们的分析6年的ESPaDOns光谱偏振的磁性$β$ Cep星$ξ^1$ CMa（B0.7 IV）。这种高精度的磁力测量与旋转周期$P{\rm rot} >$ 40年一致。吸收线轮廓可以用非旋转模型再现。我们约束$R_*$，$L_*$，和恒星年龄通过Baade-Wesselink分析。如果磁偶极$B_{\rm d} > 6$ kG，则由于磁层角动量损失而导致的自旋下降预测了一个极长的旋转周期，该强度也是通过与60年$P_{\rm rot}$定相时纵向磁场测量$B_{\rm Z}$的最佳拟合正弦曲线推断的。
2014-07-31 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
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
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
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
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
Magnetospheric launching in resistive MHD simulations
我们在一个缓慢旋转的年轻恒星物体附近进行数值模拟。使用我们自己的电阻MHD Zeus347代码在二维轴对称，磁层相互作用的演变经历了四个强大的阶段。准静止的轴向和锥形流出物质流可以持续许多轨道周期，这是磁致伸缩性促进的磁重联的结果。磁场的形状取决于磁层的电阻率。
2011-10-26 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
Magnetar Giant Flares --- Flux Rope Eruptions in Multipolar Magnetospheric Magnetic Fields
我们解决一个主要的问题，关于触发能量释放的物理机制，并开始在磁星磁层爆发的发病。基于包含螺旋扭曲无力磁绳的无力磁场位形，建立了磁星磁层的自洽稳态轴对称模型。在磁星表面存在复杂多极磁场的情况下，我们还发展了一种求解GS方程的方便的数值格式。根据表面磁场极性的不同，存在两种磁场配置，反向和正常。对于这两种配置，磁绳平衡高度的变化响应于渐进的表面物理过程，如磁通注入和地壳运动，仔细检查。我们发现，平衡曲线包含两个分支，一个代表稳定的平衡分支，另一个代表不稳定的平衡分支。结果表明，系统的演化表现出一种灾变行为：当磁星表面磁场缓慢演化时，磁绳高度将逐渐达到一个临界值，超过该值，系统将不再维持稳定的平衡状态。随后，磁绳将失去平衡，磁星磁层的准静态演化将被快速的动态演化所取代。除了磁通注入外，活动区的相对运动也会引起灾变行为，导致磁爆发。我们建议，一个渐进的过程可能会导致磁层能量的突然释放在一个非常短的动态时间尺度上，而不是由突然断裂的磁星地壳。我们的模型的一些影响进行了讨论。
2012-08-07 astro-ph.SR
Quasi-spherical accretion in low-luminosity X-ray pulsars: Theory vs. observations
在X射线光度<4 10^{36} erg/s的低速旋转风馈X射线源（XPSR）中，可以实现准球形亚音速吸积。在这种情况下，吸积物质以亚音速的方式沉降到旋转的磁层上，形成一个扩展的准静态壳层。壳介导的角动量从旋转NS磁层的剪切湍流粘性在边界层或通过大规模的对流运动。在最后一种情况下，壳层中的微分转动定律接近等角动量转动。通过壳层的吸积率由等离子体进入磁层的能力决定，由于瑞利-泰勒不稳定性，同时考虑冷却。测量与已知轨道周期平衡的准球形风吸积XPSR（如GX 301-2和Vela X-1）的自旋上升/自旋下降速率，可以确定模型和NS磁场的主要无量纲参数。对于具有独立的磁场测量的平衡双星，来自伴星的恒星风速度可以在不使用复杂的光谱测量的情况下进行估计。对于非平衡的类星体，存在一个最大的可能的自旋下降扭矩施加在吸积NS。通过对这类天体（GX 1+4，SXP 1062，4U 2206+54等）的自旋下降率和X射线亮度的观测，发现它们的自旋下降率和X射线亮度都是由它们的自旋下降率和X射线亮度决定的。导出了NS磁场的下限，在所有情况下，该下限都接近标准值，并且与回旋加速器线测量结果一致。该模型解释了超慢旋转XPSR的存在，而不需要假设额外的吸积性质和类磁铁磁场吸积中子星。
2012-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
MRI-driven Accretion onto Magnetized stars: Axisymmetric MHD Simulations
我们提出的第一个结果的全球轴对称模拟吸积到旋转磁化恒星从湍流，MRI驱动的磁盘。角动量通过湍流的磁应力以对应于Shakura-Sunyaev粘度参数α \approx 0.01-0.04的速率向外传输。盘-磁层相互作用的结果取决于盘中极向场相对于盘-磁层边界处恒星极向场的取向。如果场具有相同的极性，则磁通量在边界处积聚，并阻挡导致物质在边界处积聚的吸积。随后，这些物质在爆发中吸积到恒星上，然后再次积累。因此，周期性的，'突发'的吸积观察。如果圆盘和恒星磁场具有相反的极性，那么磁场重联会增强圆盘物质向磁层更深磁力线的渗透。然而，由于磁场重联，边界处的磁应力较低。这降低了吸积速率，并导致在较低速率下更平滑的吸积。实验模拟表明，在α =0.05-0.1的较高吸积率情况下，吸积在两种极性情况下都是突发的。另一方面，在对应于α < 0.01的低得多的吸积速率下，吸积在任何这些情况下都不是爆发的。我们的结论是，在较高的吸积率在磁盘期间的情节，突发吸积预计，在某些情况下，它可能会交替之间的突发和平滑吸积，如果磁盘带来的极向场的极性交替。我们发现，一个旋转的，磁主导的日冕形成的上方和下方的磁盘，它慢慢地向外扩展，由磁力驱动。
2011-02-05 astro-ph.SR
Warps, bending and density waves excited by rotating magnetized stars: results of global 3D MHD simulations
我们报告的第一个全球性的三维磁流体动力学模拟的结果，在吸积盘中激发的波由一个旋转的恒星与偶极子磁场从恒星的旋转轴（这是与磁盘轴对齐）错位。主要结果如下：（1）如果恒星的磁层近似与内盘共转，则观测到一个强的单臂弯曲波（翘曲）。这种弯曲与恒星共转，并在共转半径和垂直共振半径之间具有最大振幅。圆盘的质心可以偏离赤道面达z_w \approx 0.1 r.然而，由于盘的有限厚度，翘曲的有效高度可以更大，h_w \approx 0.3 r。具有一系列错位角的恒星会激发翘曲。然而，对于15度和60度之间的未对准角，翘曲的幅度较大。(2)如果磁层的旋转速度慢于内盘，则在盘-磁层边界处会激发出弯曲波，但不会形成大尺度的翘曲。相反，高频振荡在圆盘的内部区域变得很强。它们是（a）在圆盘角速度最大的半径内形成的俘获密度波，和（b）在通过磁性瑞利-泰勒不稳定性吸积的情况下出现的内弯曲波。这两类波与内盘有关，它们的频率随吸积率而变化。在较低频率的弯曲振荡也被激发，包括盘的全局振荡。在模拟区域很小的情况下，会形成缓慢的旋进翘曲。模拟适用于年轻的恒星，激变变星和吸积毫秒恒星。
2013-03-19 astro-ph.SR
Interaction of Close-in Planets with the Magnetosphere of their Host Stars. II. Super-Earths as Unipolar Inductors and their Orbital Evolution
具有几个地球质量和几天轨道周期的行星已经通过径向速度和过境调查发现。不管它们的形成机制如何，一个关键的演化问题是它们在宿主恒星附近的保留效率。如果这些行星在其母星的金牛座T阶段期间或之后不久到达它们现在的轨道，那么很大一部分行星将遇到强烈的恒星磁场。由于这些行星比其恒星的大气层具有更高的传导性，因此连接行星和主恒星的磁通量管会以比穿过行星更快的速度滑过恒星的外壳。在行星直径上的感应电动势导致了一个电位降，它沿着一个通量管以阿尔芬速度传播离开行星。通量管的底部扫过恒星表面，电势降驱动一个类似于木卫一-木星电动相互作用的直流电流。这种电流的欧姆耗散在恒星包层中产生了潜在的可观察到的热点。电流加热行星，并导致洛仑兹扭矩，驱动行星的轨道朝着圆形和与恒星自转同步的方向发展。净效应是行星轨道偏心率的阻尼。在缓慢（快速）旋转的恒星周围，这个过程也会导致周期小于几天的岩石行星在几百万年内经历轨道衰变（膨胀/停滞）。原则上，这种效应可以决定短周期热地球的保留效率。我们还估计了这些行星中的欧姆耗散，并表明它可能导致严重的结构演化和挥发性物质的潜在损失。然而，这些影响可能会被感应场的重联显著削弱。
2012-01-07 astro-ph.EP 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
Discovery and origin of the radio emission from the multiple stellar system KQVel
KQVel是一个由一颗缓慢旋转的磁性Ap星和一颗性质未知的伴星组成的双星系统。在本文中，我们报告的无线电发射的检测。我们使用ATCA干涉仪（波段名称：16厘米，4厘米和15毫米）进行了多频无线电活动。在所有条带中检测到靶标。对射电辐射最明显的解释是它起源于Ap星的磁层，但这是不可行的。已知的恒星参数的Ap星使我们能够利用非热陀螺同步辐射从早期型磁星的标度关系。这是一个一般的关系，说明了具有离心磁层的恒星如何通过旋转来支持无线电发射。用KQVel参数预测的射电光度比实测值低5个数量级以上。极长的自转周期排除了Ap星作为观测到的无线电发射源的可能性。KQVel的无线电发射的其他可能的解释，包括它的未知伴星，已经被探索。与观测到的特征（即射电光度和光谱，与X射线的相关性）相匹配的情况是一个等级恒星系统，其中磁星的可能伴星是一个近距离双星（可能是RSCVn型），至少有一颗磁性活跃的晚型恒星。为了与系统的总质量相适应，最后一种情况对KQVel恒星系统的轨道倾角施加了严格的限制。
2022-07-28 astro-ph.SR
Characterizing Kepler Asteroseismic Targets
只要有高精度的数据，就可以用星震方法详细研究恒星的结构和演化。我们使用我们的高分辨率卫星数据，确定了44个开普勒小行星地震目标的有效温度（Teff）、表面重力（log g）、金属丰度和投影旋转速度（v sin i）。（R > 20，000）光谱观测;这些参数将被用来计算这些恒星的星震模型，并解释开普勒光变曲线。我们使用互相关的方法来测量我们的目标的径向速度（RV），而大气参数推导使用ROTFIT代码和光谱合成方法。我们发现了三个双线光谱双星，HIP 94924，HIP 95115和HIP 97321 -对于最后一个系统，我们提供了轨道解，我们报告了两个可疑的单线光谱双星，HIP 94112和HIP 96062。对于所有的恒星从我们的样本中，我们得出RV，v sin i，Teff，log g和金属丰度，并为6颗恒星，我们进行了详细的丰度分析。对33个目标进行了光谱分类。最后，我们表明，早期型星HIP 94472旋转缓慢（v sin i = 13公里/1），我们确认其分类为上午光谱类型，这使得它成为一个有趣的和有前途的目标，为asteroseismic建模。本文报道的结果与开普勒输入目录（KIC）中的信息的比较表明，迫切需要验证和改进的KIC中列出的大气参数。这种改进对于充分利用开普勒提供的数据至关重要，只有通过详细的地面研究才能实现。
2010-11-06 astro-ph.SR
CSI 2264: Characterizing Accretion-Burst Dominated Light Curves for Young Stars in NGC 2264
基于对年轻星团NGC 2264的数百个成员进行了为期四周多的连续高节奏光度监测，使用了两台太空望远镜，NASA的Spitzer和CNES的CoRoT（对流，旋转和行星凌日），我们提供高质量的，多波长的光变曲线的年轻恒星物体（YSO）的光学变化是由短时间的流量爆发，我们推断这是由于增强的质量吸积率。这些光变曲线显示了许多短暂的-几个小时到一天-在光学和近红外（IR）波长处的增亮，振幅通常在静止值的5-50%范围内。通常，在30天的时间内会发生十几次或更多次这样的爆发。我们表明，恒星表现出这种类型的变化有很大的紫外线（UV）过剩和占主导地位的U-G与G-R的颜色-颜色图的一部分，最大的紫外线过剩。这些恒星也有很大的Halpha等效宽度，要么是中心峰值，明亮的Halpha发射轮廓或与盘或恒星风相关的蓝移吸收下降的轮廓。这种类型的光变曲线已经被预测为恒星的吸积是由瑞利-泰勒不稳定性占主导地位的边界之间的磁层和内部拱盘，或磁旋转不稳定性调制吸积率从内部磁盘。在具有最大UV过量或最大Halpha等效宽度的恒星中，具有这种类型的可变性的光变曲线大大超过具有与长寿热点相关的相对平滑正弦变化的光变曲线。我们提供了定量统计的平均持续时间和强度的吸积爆发和吸积光度的分数与这些爆发。
2014-01-26 astro-ph.SR
The fifth main sequence magnetic B-type star showing coherent radio emission: is this really a rare phenomenon?
我们报告的发现，强烈的，高度定向的无线电发射从Bp星HD 35298，我们解释为电子回旋脉泽发射（ECME）的后果。这颗恒星是用巨型米波射电望远镜在波段4（550-750 MHz）的两个磁零和波段5（1060-1460 MHz）的一个磁零的旋转相位附近观测到的。在频带4中，我们观察到磁通密度增强，在两个圆极化附近的两个磁零。左右圆偏振脉冲在两个零点附近的到达顺序相反。在波段5中，我们没有圆偏振信息，因此仅测量了总强度光变曲线，这也显示了磁零点周围的增强。与纵向磁场曲线相比，在频带4中观察到的圆极化符号的序列能够定位ECME从其产生的半球。这一观测证据支持ECME在普通模式下的情景，产生于形状像斜偶极子的磁层中。HD 35298是观测到ECME的最慢旋转和最远的主序星。
2019-08-24 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
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
3D MHD Simulations of Accretion onto Stars with Tilted Magnetic and Rotational Axes
我们目前的全球三维（3D）磁流体动力学（MHD）吸积到磁化恒星的磁轴和旋转轴的恒星是倾斜的磁盘的旋转轴的模拟结果。我们观察到，最初的内部部分的磁盘是翘曲，倾斜，和过程，由于磁层和磁盘之间的磁相互作用。后来，随着恒星的磁矩增加，更大的倾斜盘形成。圆盘的法向量以不同的角度倾斜，从5 - 10度到30 - 40度。小的倾斜可能是由于磁场线绕着恒星的旋转轴的缠绕和趋向于使圆盘对齐的磁力的作用。另一个可能的解释是磁巴丁-佩特森效应，在这种效应中，由于盘中的岁差和粘性扭矩，盘会停留在恒星的赤道平面上。倾斜的圆盘在参考半径处以50开普勒周期的时间尺度缓慢地进动（大约10秒）。3恒星半径）。我们的研究结果可以应用到不同类型的恒星的迹象倾斜盘和/或缓慢的岁差已被观察到。
2021-07-05 astro-ph.SR
Radio emission from the magnetically active M dwarf UV Ceti from 1 GHz to 105 GHz
本研究通过1-105 GHz多历元射电观测表征了磁活动M矮星UV Ceti的射电频谱，发现耀发、极光型及持续辐射，并探讨了其大尺度磁场在非热粒子加速中的作用及可能的辐射机制。
2024-06-25 astro-ph.SR
Spin-down and reduced mass loss in early-type stars with large-scale magnetic fields
磁场可以极大地影响恒星的演化。在一些具有OBA光谱类型的恒星中，通过塞曼效应有直接证据表明存在稳定的大尺度磁层，这导致恒星表面的自旋下降和质量损失减少。到目前为止，缺乏一个全面的恒星结构和演化模型网格来解释这些影响。为此，我们用MESA软件工具计算和研究了三种金属丰度环境中两种磁制动和两种化学混合方案的模型。我们发现子网格之间的显着差异，这会影响模型的预测，从而详细描述恒星。我们能够量化磁场在防止准化学均匀演化和产生缓慢旋转的富氮（“第2组”）恒星方面的影响。我们的模型网格是完全开放访问和开源的。
2022-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotational Metric: A Solution to Einstein's Clock-Rate Problem and Its Magnetospheric Applications
本文提出旋转度量作为爱因斯坦时钟速率问题的精确解，通过旋转变换从史瓦西度量引入额外能层，并用于模拟刚性旋转系统及描述旋转磁层中的引力效应。
2025-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Bondi-Hoyle Accretion onto Magnetized Neutron Star
利用轴对称MHD方法研究了在星际介质中以超音速（马赫数为3）运动的孤立磁化中子星的Bondi-Hoyle吸积。假设恒星有一个与其运动方向一致的偶极磁场，磁层半径R_m小于吸积半径R_BH，因此引力聚焦是重要的。我们发现在所考虑的参数下，磁化星的吸积率小于非磁化星的吸积率。靠近恒星时，吸积物质沿着磁极落在恒星表面，质量流量较大的物质流向恒星的背风极。在恒星磁场相对较大的情况下，恒星的磁场在R_m之外的物质流方向上（朝向恒星的迎风面）被拉伸。对于较弱的磁场，我们观察到的振荡的封闭磁层的正面和背面。这些都伴随着强烈的振荡的质量吸积率的变化因素~ 3。由于星际物质的吸积，在X射线波段可以看到没有射电辐射的老的缓慢旋转的中子星。一般来说，恒星的速度、磁矩和角速度矢量可能都在不同的方向上，因此吸积光度会随着恒星的自转速率而变化。
2011-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
