O 型星中磁性的观测效应：表面氮丰度

我们研究了迄今已知的六颗磁性 O 型星以及早 B 型星 τ Sco 的表面氮含量。我们将这些丰度与演化模型的预测进行比较，以分离出磁场对恒星内部元素输运的影响。我们利用最先进的大气模型对样本星进行了定量光谱分析。我们依赖于使用 CFHT 的 ESPADONS 和 TBL 的 NARVAL 获得的高信噪比、高分辨率光学光谱。大气模型和合成光谱使用 CMFGEN 代码计算。确定了 N/H 值及其不确定性，并与演化模型的预测进行了比较。我们发现磁性星可以分为两组：一组恒星未显示氮增丰（一个天体）；另一组恒星极有可能显示额外的氮增丰（五个天体）。对于一颗恒星（Theta1 Ori C），由于其年龄较轻，无法得出可靠的结论。未显示氮增丰的那颗恒星是磁场最弱的恒星，其磁场可能源于发电机机制。它可能是一颗在刚体自转条件下经历了强磁制动，但其自转速度仍然相对较大的恒星。五颗高氮含量的恒星在零龄主序上可能是慢速自转体，但它们的表面 N/H 与正常 O 型星相当，表明（可能是化石）磁场的存在导致了额外的增丰。这些恒星可能存在强烈的较差自转，从而引发剪切混合。我们的结果应被视为一个新的基础，新的理论模拟可据此更好地理解磁性对大质量恒星演化的影响。