Doppler-Zeeman mapping of magnetic CP stars: The case of the CP star HD 215441
当使用最近开发的多普勒-塞曼映射方法（Vasilchenko等人，1996），但由于模型的简化和观测光谱中不可避免的误差，使我们在分析实际恒星和实际观测数据时遇到了局限性。讨论了数学模型中可能存在的误差：局部Stokes参数的解析拟合、磁光效应的影响、忽略真实大气模型计算局部Stokes廓线、地表亮度不均匀等。磁场的组态是任意位移的偶极和偶极与四极之和，以及Si、Ti、Cr和Fe在恒星表面的分布。不同元素的谱线会导致相同的磁场结构，这对于恒星表面面向观测者的部分是可靠的。这允许比较HD 215441表面的磁场和化学图谱。在丰度图上可以清楚地看到一个以磁极为中心的大规模环形结构。Si、Cr和Ti在磁场线垂直的地方（靠近磁极）是高度缺乏的，而Fe在那里是高度过剩的。
1998-05-07 astro-ph
Further evidence for the planet around 51 Pegasi
围绕太阳型恒星飞马座51的行星的发现标志着太阳系外行星搜索的分水岭。从那时起，又发现了另外七颗太阳型恒星，其中有几颗的轨道周期短得惊人，比如围绕着51 Peg的行星。这些行星是通过测量主星光谱中谱线的多普勒频移变化的间接技术探测到的。但恒星本身的振动（或其他效应）可能会模仿行星的特征，特别是在短周期行星周围。然而，光谱和亮度变化的明显缺乏，导致人们普遍接受51 Peg周围有一颗行星。这一结论受到了对51 Peg的线轮廓形状的系统变化的观测的挑战，这表明恒星振荡。如果这些观测结果是正确的，那么就没有必要援引51 Peg周围的行星来解释这些数据。在这里，我们报告的观测51 Peg在一个更高的光谱分辨率比那些在参考文献9中，我们没有发现任何证据的系统变化的线条形状。这些数据与51 Peg的行星伴星最为一致。
1997-12-23 astro-ph
Inferring X-ray coronal structures from Zeeman-Doppler images
我们已经模拟了X射线发射从年轻的快速旋转AB剑鱼座（P = 0.514天）作为基础的表面磁场的塞曼多普勒地图。这使我们能够调和明显相互矛盾的观测结果，即高X射线发射量和日冕密度与X射线的低旋转调制。该技术是通过假设场是势场来从表面图外推日冕场。然后，我们确定了一个等温日冕的日冕密度，通过解决流体静力平衡沿每条磁力线和缩放的等离子体压力与磁压力的循环足点。我们将沿着那些开放的场线以及沿着其长度的任何点处等离子体压力超过磁压力的场线的密度设置为零。然后，我们计算的光学薄X射线发射措施和旋转调制的模型与范围内的日冕密度。虽然日冕可以延伸得很远，但大部分辐射来自靠近恒星表面的高纬度地区。由于这些在恒星旋转时总是可见的，所以几乎没有旋转调制。我们发现，在10^6-10^7 K的温度下，日冕的密度在10^9 - 10^10.7/cm 3时，观测到的发射量在10^52.8 - 10^53.3/cm 3之间。
2002-07-24 astro-ph
First Results from the Anglo-Australian Planet Search - A Brown Dwarf Candidate and a 51 Peg-like Planet
我们报告来自英澳行星搜索的结果-这是一项对南半球200颗太阳型恒星周围行星的调查，正在3.9米英澳望远镜上进行。在运行的头2.5年里，多普勒探测器的探测精度达到了每秒3米，这是南半球最高精度的行星搜索。从这些数据中，我们报告两个新的亚恒星探测的结果。第一个是围绕恒星HD 179949的“51 Peg”类行星，Msin i = 0.84 Mjup。光度学研究表明这不是一个凌日系统。第二颗是HD 164427的一颗褐矮星或非常低质量的伴星，在偏心轨道上，Msin i = 46 Mjup。依巴谷的数据表明，后者的质量不太可能超过0.18 Msol。
2000-12-10 astro-ph
LO Peg in 1998: Starspot patterns and differential rotation
我们目前的多普勒图像的年轻K5 V-K7 V快速旋转LO Peg从1998年7月4日至7月10日获得的连续光谱的七个夜晚。这些图像显示了一个强大的极地帽的存在，其附属物延伸到中纬度，但在15 \degr以下没有看到恒星黑子。我们简要地讨论了最近的通量传输模拟，能够重现所观察到的纬度依赖性的斑点的分布。利用光谱的完整时间序列，其中314个是有用的，许多相位在七个晚上的观测中被观测到三次。在我们的图像重建中使用星点作为类太阳纬向差异旋转的示踪物，我们发现赤道地区每{181 $\pm$ 35} d比极地地区多完成一次旋转。LO Peg是第二个最冷的恒星，使用间接成像方法进行了这样的测量。纬向切变的程度小于G和早期K矮星，这表明在主序天体（前）中差异自转随恒星质量减小的趋势。
2004-10-25 astro-ph
LS Peg: A Low-Inclination SW Sextantis-Type Cataclysmic Binary with High-Velocity Balmer Emission Line Wings
我们提出了明亮的激变变星LS Peg（= S193）的时间分辨光谱学和光度学。巴耳末线表现出广泛的，不对称的翅膀多普勒频移约2000公里/秒的边缘，而HeI线显示相位依赖的吸收功能惊人的相似SW Sextantis星，以及通过大部分的相位发射。CIII/NIII发射混合物不显示任何相位依赖性。根据H α发射线的速度，我们确定了轨道周期为0.174774 +/- 0.000003 d（= 4.1946 h），这与Szkody（1995）的值约为4.2小时一致。在轨道周期内没有发现稳定的光度信号。在20.7 +/- 0.3 min的周期内观察到非相干准周期光度信号。高速巴耳末翼最有可能来自靠近白矮星的流再撞击点。我们提出了模拟光谱的基础上的运动学模型类似的修改磁盘溢出的情况下，Hellier和Robinson（1994年）。模型再现了宽线机翼，但其他一些细节无法解释。使用的模型的基础上的动态相位的估计，我们表明，相位的发射和吸收线的变化是一致的（食）SW性星。因此，我们认为LS Peg是一颗低倾角的SW性星。我们的模型建议i = 30度，并且在轨道频率处观察到的任何光度信号的缺失确立了i < 60度。这一限制使得对SW Sex现象的解释受到严重的压力，SW Sex现象依赖于稍微位于轨道平面之外的磁盘结构。
1998-11-20 astro-ph
Polar Fields for AB Dor
在快速旋转的冷恒星上经常可以观察到极斑，但是这些极斑中的磁场的性质至今还不清楚。虽然塞曼多普勒成像可以提供表面磁场地图超过大部分的观察恒星表面，塞曼签名被抑制在黑暗的极地地区。我们已经确定了三种电流模型对全球日冕结构的影响：它是由（a）单极场，（b）双极区或（c）相反极性的嵌套环。我们以年轻的快速自转星AB Dor（自转周期= 0.514天）为例。通过将这些模型极场添加到从塞曼多普勒成像确定的表面场图中，我们比较了由此产生的日冕结构与日冕的可观察特性-X射线发射测量的幅度和旋转调制以及开普勒共同旋转半径周围的日冕中捕获的弹弓双折射的存在。我们发现，只有单极点的存在对整个日冕结构有任何显着的影响，迫使大部分的极场开放。
2003-07-10 astro-ph
Differential rotation of cool active stars
可以通过多普勒和塞曼多普勒成像来研究活跃太阳型恒星的表面差异旋转，这两种技术都可以估计光球结构（冷却点或磁性区域）的短期时间演化。在描述了最近开发的主要建模工具，以保证在这个框架中的差分旋转的精确分析后，我们详细介绍了少数活跃的G和K快速旋转的恒星所获得的主要结果。我们特别指出了可以从该样本中得出的一些初步趋势，并承诺新一代分光偏振仪（ESPaDOnS/CFHT、NARVAL/TBL）将在该领域取得重大进展。
2004-01-30 astro-ph
On the Origin of Early Superhumps in WZ Sge-Type Stars
早期超峰是仅在WZ Sge型爆发的早期阶段出现的双波周期调制，其起源尚未得到很好的理解。基于最近在多普勒断层图像上发现的与早期超级驼峰有关的双臂拱形图案，我们提出了对早期超级驼峰起源的新解释，继Smak（2001）和Ogilvie（2001）对IP Peg中看到的双臂图案的新解释之后。如果我们考虑由垂直潮汐形变引起的吸积盘的隆起表面的辐照，我们可以一致地同时解释在多普勒层析图和光度波上观察到的特征。我们解释说，低质量比（q）和低质量转移率的组合，必要的引起这些潮汐效应，区分WZ Sge型恒星从其他SU UMa型矮新星。根据最近的流体计算，这种效应在高q系统中是可以观察到的。我们解释说，RZ狮子座是这样的对象的一个例子。
2002-01-15 astro-ph
Magnetic Doppler Imaging of Ap stars
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。
2007-12-11 astro-ph
Polarization of Astronomical Maser Radiation. III. Arbitrary Zeeman Splitting and Anisotropic Pumping
本文给出了任意吸收系数下脉泽偏振问题的一般解。计算结果可用于计算具有任意\xB、塞曼分裂与多普勒线宽之比的磁场渗透脉泽的偏振和各向异性泵浦。磁溶液的$\xb \to 0$极限再现了以前研究中得出的线性极化，这些研究总是在这个非物理极限下进行。虽然在\xb \高阶的条款有一个可以忽略不计的影响的幅度$q$，他们产生一些重大的新结果。特别地，线偏振伴随着与\xb成比例的圆偏振。因为\xb \正比于跃迁波长，所以SiO脉泽的圆偏振应该随旋转量子数而减小，正如所观察到的。在没有$\xb < 1$理论的情况下，以前对探测到的微波激射器圆偏振磁场的估计在这种情况下不得不依赖于模型，并且通常需要向下修正。SiO脉泽中的场为\about 2- 10 G，被高估了8倍。超巨星周围的OH脉泽区域的磁场为\about 0.1 - 0.5 mG，被高估了10- 100倍。对OH/IR脉泽（$\la$ 0.1 mG）和恒星形成区的\H 2 O脉泽（\about 15 - 50 mG）的场作了适当的估计。在所有以前的研究中，为了去除杂散解而需要进行稳定性分析，在此不再重现;特别是，在$\sin^2θ< \third$处的传播没有固定的物理解，其中$θ$是与磁场方向的角度，因此这种辐射是非偏振的。这些伪解可以被识别为非物理解的\xb \ = 0极限，并且它们在有限
1995-08-01 astro-ph
Signatures of Incomplete Paschen-Back Splitting in the Polarization Profiles of the He I 10830 multiplet
我们研究了He I多重态在1083，0 nm处的磁场诱导下极化分布的形成。我们的分析认为塞曼分裂在不完全Paschen-Back制度。这些效应被证明是重要的，并在剖面上产生可测量的签名，即使是明显弱于水平交叉场（$\sim$ 400 G）的场。当与通常的线性塞曼效应计算的配置文件相比，不完整的Paschen-Back配置文件表现出以下显着的差异：a）一个非多普勒蓝移的斯托克斯V零交叉波长的蓝色分量; b）面积和峰值的不对称性，即使在没有速度和磁场梯度; c）一个$\sim$ 25%的减少幅度的红色分量。这些特征在弱场极限下并不消失。我们在本文中分析的光谱特征可以在文献中发表的以前的观测中找到。
2004-08-31 astro-ph
New circumstellar magnetic field diagnostics
在本文中，我将讨论新的磁场诊断和仪器的天体物理学领域的磁场观测一直很困难-拱星材料。这样的诊断将与恒星的形成和演化特别相关。恒星光球诊断包括塞曼效应和原子散射诊断，如汉勒效应和原子排列。塞曼效应通常对星周物质的场强不够敏感，并且很容易被动态包络中的多普勒展宽所抵消。最近为太阳开创的原子散射诊断是有前途的，但从未在太阳以外应用过。对于未分辨包络的研究，汉勒效应可能特别适用于紫外线。例如，中等分辨率的紫外分光偏振计可用于这类研究。原子排列效应可以利用地面的高信噪比分光偏振计，具有来自高光谱分辨率的轮廓信息。我将简要地提到在这些方向上的几个仪器开发工作。
2001-06-06 astro-ph
Modelling surface magnetic field evolution on AB Doradus due to diffusion and surface differential rotation
从塞曼多普勒图像的年轻，快速旋转的K0矮AB剑鱼座，我们已经创建了一个潜在的近似所观察到的径向磁场，并已演变超过30天，由于所观察到的表面差异旋转，纬向流和各种扩散率。假设这颗星的多普勒图像中看到的暗极帽是由单极场的存在引起的，我们已经证明了观测到的差分旋转将剪切这个场，产生观测到的单向方位场的高纬度带。通过将每天演化的场与初始场互相关，我们跟踪了互相关关联函数随时间的衰减。在30天内，它只衰减10%。这与Barnes等人（1998）的结果形成对比，Barnes等人表明，在这个时间尺度上，He 699的斑点分布是不相关的。我们认为，这是由于磁通量的出现改变了光斑分布的影响。
2001-10-29 astro-ph
Mapping potential fields on the surfaces of rapidly rotating stars
我们提出了一种技术，结合塞曼多普勒成像（ZDI）的原则与势场映射处方，以获得更多的信息快速旋转器的表面场拓扑结构。这种技术是对标准ZDI的改进，标准ZDI有时会由于恒星倾斜、相位覆盖差或缺乏来自表面黑暗区域的通量的影响而受到一个矢量分量的抑制。定义不同矢量分量之间的关系允许来自一个分量的信息补偿另一个分量中减少的信息。我们提出了模拟证明这种技术的能力，并讨论其前景。
2000-11-13 astro-ph
The global magnetic topology of AB Doradus
我们已经使用塞曼多普勒地图的表面场的年轻，快速旋转AB多尔（P = 0.514天）外推日冕领域，假设它是潜在的。我们发现，大规模领域的拓扑结构是非常相似的，在所有三年，我们有图像。日冕清楚地分为开放和封闭的领域。开放场起源于两个极性相反的中纬度地区，相隔约180度经度。闭合场区域形成几乎在每个极点上延伸的环面，其轴穿过这两个环面。我们已经调查了不同形式的通量在不可观测的半球和在黑暗的极点塞曼信号被抑制的全球拓扑结构上的效果。在不可观测的半球的通量分布只影响低纬度的拓扑结构，而施加一个单向的极场迫使极帽打开。这与认为闭合场日冕延伸到高纬度的观测结果相矛盾，并导致我们提出极帽可能由多极区域组成。
2002-05-09 astro-ph
Why are accreting T Tauri stars less luminous in X-rays than non-accretors?
在X射线中，吸积的金牛座T星比非吸积星的亮度要低，这种效应在各种恒星形成区都被发现。为了解释这一点，我们已经结合起来，第一次，一个辐射转移代码与吸积模型，认为磁场外推表面从塞曼多普勒成像获得的磁图。这种磁场由靠近恒星表面的致密磁区组成，延伸的磁力线与圆盘相互作用。我们研究了日冕X射线通过磁层的传播，并证明了它们被吸积柱中的致密气体强烈吸收。
2007-07-03 astro-ph
Modeling the corona of AB Doradus
我们提出了一种技术，结合塞曼多普勒成像（ZDI）的原则与势场映射处方，以获得更多的信息快速旋转器的表面场拓扑结构。这种技术是对标准ZDI的改进，标准ZDI有时会由于恒星倾斜、相位覆盖差或缺乏来自表面黑暗区域的通量的影响而受到一个矢量分量的抑制。定义不同矢量分量之间的关系允许来自一个分量的信息补偿另一个分量中减少的信息。我们提出了模拟证明这种技术的能力，并讨论其前景。
2001-10-01 astro-ph
Why are accreting T Tauri stars observed to be less luminous in X-rays than non-accretors?
在X射线中，吸积的金牛座T星比非吸积星的亮度要低，这种效应在各种恒星形成区都被发现。为了解释这一点，我们已经结合起来，第一次，一个辐射转移代码与吸积模型，认为磁场外推表面从塞曼多普勒成像获得的磁图。这种磁场由靠近恒星表面的致密磁区组成，延伸的磁力线与圆盘相互作用。我们研究了日冕X射线通过磁层的传播，并证明了它们被吸积柱中的致密气体强烈吸收。观测到的X射线辐射的减少取决于场的几何形状，这可以解释为什么吸积金牛座T星与非吸积星相比，在观测到的X射线光度中显示出更大的散射。
2007-04-23 astro-ph
