抄録/ポイント:
抄録/ポイント
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比較的弱い風を有する強い磁気,急速に回転するB型星は,恒星風がKepler共回転半径の上に磁気的に閉じ込められるので,遠心磁気圏(CM)を形成する。回転軸に関して角度βによって傾斜する双極子として磁場を近似して,CMプラズマは回転と磁気赤道面の交差に沿ってKepler半径の上下の雲に集中した。Stellar回転は,恒星円盤の前面にそのような雲をもたらすことができ,0.1桁(連続フラックスのλ≧10%)の吸収をもたらす。しかし,σ Ori Eのような顕著なCMを有するいくつかの星は,吸収ディップに加えて発光バンプを示し,これまで説明されていない。CM雲が恒星肢から投影されたとき,発光は観測器に向かって電子散乱から起こることを示した。遠心ブレイクアウト密度スケーリングで修正した剛体回転磁気圏モデルを用いて,Kepler半径τ_Kにおける観測器傾斜角i,磁気傾斜角度β,臨界回転分率W,および光学深さにおけるパラメータ空間にわたる測光光度曲線のモデル格子を示した。秩序1のτ_Kはσ Ori Eにおいて見られる大きさΔΨ 0.05の発光バンプを生成することを示した。CM星の軽い曲線のモデル化およびCMの3D MHDシミュレーションに対してここで開発した放射伝達モデルを適用するための将来の研究の意味を考察した。【JST・京大機械翻訳】