We present a new implementation of the magnetic Doppler imaging technique, which aims at self-consistent temperature and magnetic mapping of the surface structures in cool active stars. Our magnetic imaging procedure is unique in its capability to model individual spectral features in all four Stokes parameters. We discuss performance and intrinsic limitations of the new magnetic Doppler imaging method. A special emphasis is given to the simultaneous modelling of the magnetically sensitive lines in the optical and infrared regions and to combining information from both atomic and molecular spectral features. These two techniques may, for the first time, give us a tool to study magnetic fields in the starspot interiors.
Localizing Plages on BO Mic, First steps towards chromospheric Doppler imaging
我们获得了超快旋转K矮星BO Mic的Ca II H&K线轮廓的密集采样时间序列。在高分辨率下，光谱揭示了发射核心轮廓的显著变化。我们解释这些变化的迹象集中色球活动区，在类比太阳能谱斑。我们进一步解释的变化，部分是由于快速增长和衰减的斑，而其他的变化似乎是由可见的恒星盘旋转移动的斑。钙钾核心发射的等效宽度的变化大约在反相光球亮度，这表明显着的暗光球斑点的色球斑区的协会。我们相信，进一步分析所提出的光谱时间序列将导致一个色球多普勒图像的BO麦克风。
Observations of Solar Doppler Shift Oscillations with the EUV Imaging Spectrometer on Hinode
用太阳和日光层观测站的太阳紫外线辐射光谱仪和横滨的布拉格晶体光谱仪在耀斑温度下形成的离子的发射线中观测到了阻尼多普勒频移振荡。这封信报告了用Hinode卫星上的EUV成像光谱仪观测到的在低得多的温度下形成的日冕发射线中的低振幅阻尼振荡。振荡的振幅约为2 km/s，周期约为35 min。衰减时间显示了与形成发射线最低温度相关的一些证据（Fe XII 195.12埃），表现出约43分钟的衰变时间，而最高形成温度发射线（Fe XV 284.16埃）在两个以上的振荡周期内没有表现出衰减的迹象。这些数据似乎与慢磁声驻波一致，但可能与传导阻尼不一致。
历史上，化学性质奇特的Ap星的磁场几何形状是在一个简单的偶极场的背景下建模的。然而，随着越来越复杂的诊断数据的采集，已经清楚的是，大规模的现场拓扑结构表现出重要的偏离这个简单的模型。最近，新的高分辨率圆偏振和线偏振光谱甚至暗示了强小尺度场结构的存在，这在早期的建模中是完全出乎意料的。该项目通过绘制选定的Ap星样本的磁性和化学表面结构，调查这些强化石磁场的详细结构，特别是大尺度磁场几何结构以及小尺度磁性结构。这些地图将用于研究局部场矢量和局部表面化学之间的关系，寻找场可能对各种化学传输机制的影响（即，扩散、对流和质量损失）。这将导致更好的约束的起源和演化，以及完善的磁场模型的Ap星。将使用CFHT和Pic du Midi天文台的新一代ESPaDOnS和NARVAL分光偏振仪获得的圆偏振和线偏振光谱的高分辨率和信噪比时间序列进行测绘。利用这些数据，我们将使用INVERS10磁多普勒成像代码对多种谱线的多普勒展宽斯托克斯IQUV塞曼剖面进行层析反演，同时恢复矢量磁场和化学丰度的详细表面图。
Reconstruction of an Inductive Velocity Field Vector from Doppler Motions and a Pair of Solar Vector Magnetograms
我们概述了一个一般的方法来推断在太阳活动区的感应速度场矢量。第一次同时重建了场向速度分量和交叉场速度分量。交叉场速度解通过理想感应方程解释了在一对连续的活动区矢量磁图之间看到的垂直磁场的变化。利用多普勒速度和计算的交叉场速度获得场对准速度。在太阳大气中，在给定高度上测量的矢量磁图中求解理想感应方程是一个欠定问题。作为回应，我们的一般形式主义允许使用任何额外的约束的感应交叉场速度，以强制执行一个独特的解决方案的感应方程。因此，我们的方法可以产生新的速度解决方案，除了这里提出的。为了约束的感应方程，我们使用一个特殊的情况下，在以前的研究中引入的最小结构近似，并已在这里解决的$180^o$ -模糊的输入矢量磁图。我们重建感应速度为三个活跃的地区，包括NOAA AR 8210，以前的结果存在。我们的解决方案令人信服地再现了所研究的活动区域的水平流动模式，但在局部快速磁通量出现或淹没的情况下会出现故障。替代的近似和约束是可能的，可以容纳到我们的一般形式主义。
