Searching for a link between the presence of chemical spots on the surface of HgMn stars and their weak magnetic fields
I. S. Savanov, S. Hubrig, J. F. Gonzalez, M. Schoeller
我们提出的结果映射的HgMn星AR Aur使用多普勒成像技术的几个元素，并讨论所获得的分布在一个磁场拓扑结构的框架。
We present the results of mapping the HgMn star AR Aur using the Doppler Imaging technique for several elements and discuss the obtained distributions in the framework of a magnetic field topology.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Element spots in HgMn stars
一小部分晚期B型恒星，即所谓的HgMn恒星，表现出某些化学元素的吸收线增强，特别是Hg和Mn，以及He的丰度不足。大约10年来，已知HgMn恒星中丰度极高的元素在恒星表面分布不均匀。这些元素斑点的时间演化已经在一些HgMn恒星中被报道，首先是α And中的汞斑点的长期演化，最近也是HD 11753中钇和锶斑点的快速演化。HD 11753中斑点的快速演变与受影响元素的总体丰度的缓慢变化相结合。在本文中，我回顾什么是已知的元素点在HgMn星和他们的长期和快速的时间演化。
Element spots in Ap- and HgMn-stars from current-driven diffusion
主序中段的恒星通常在其表面有类似斑点的化学结构。我们考虑由电流引起的扩散过程，该过程可导致形成这样的化学斑点。扩散被认为是使用由Chapman-Enskog方法导出的偏动量方程。我们认为，由电流引起的扩散可以从根本上改变恒星的表面化学性质，甚至在相对较弱的磁场中也可以形成斑点状的化学结构。所考虑的机制可能是负责形成的元素点在HgMn-和AP-星。
Chemical spots and their dynamical evolution on HgMn stars
我们最近对具有HgMn特性的晚期B型星的研究首次揭示了它们表面化学斑点的快速动力学演化。这些观测结果表明，在具有辐射外包络的恒星中存在着一种迄今未知的物理过程。此外，我们还发现了这些恒星上存在的磁场，这些磁场到目前为止一直被认为是非磁性的。在这里，我们将讨论HD 11753上的动态斑点演化和我们的新结果的磁场上AR Aur。
No magnetic field in the spotted HgMn star mu Leporis
汞锰（HgMn）型的化学奇特的恒星代表了一类新的斑点晚B星，其中不断演变的表面化学不均匀性显然与强磁场的存在无关，而是由一些迄今未知的天体物理机制产生的。本研究的目的是进行详细的线轮廓变化分析，并进行灵敏的磁场搜索最亮的HgMn星之一-木勒普。我们获得了一组非常高质量的强度和偏振光谱的亩Lep与HARPSpol偏振仪。这些数据进行了分析与多线技术的最小二乘反褶积，以提取信息的磁场和线轮廓的变化。我们的光谱显示出非常弱，但明确的变异线的Sc，所有的Fe峰元素的频谱中表示的μ Lep，以及Y，Sr和Hg。变异性也可能存在于Si和Mg系中。钛II和Y II线的异常剖面形状表明这些元素的主要轴对称分布。与此同时，我们没有发现任何证据的磁场在木勒普，与3西格玛上限只有3 G的平均纵向磁场。这是最严格的上限上可能的磁场推导出一个斑点HgMn星。非常弱的变化检测到的许多元素的光谱μ Lep表明，低对比度的化学不均匀性可能是常见的HgMn恒星，他们还没有认识到，直到现在，由于有限的精度，以前的光谱观测和缺乏时间序列数据。磁场搜索的零结果强化了HgMn星中化学斑点的形成不是磁驱动的结论。
Magnetism, chemical spots, and stratification in the HgMn star phi Phoenicis
汞锰（HgMn）星一直被认为是一种非磁性、不变的化学奇特（CP）星。然而，最近发现的变化在谱线配置文件建议在某些HgMn星的化学元素的表面分布不均匀。从对其他CP星的研究可知，磁场在表面斑的形成中起着关键作用。所有试图在HgMn星中寻找磁场的尝试都得到了否定的结果。在这项研究中，我们调查了可能存在的磁场在phi Phe（HD 11753）和重建表面分布的化学元素，显示在谱线的变化。我们还测试了一个假设，即磁场集中在化学斑点，并期待在恒星大气中的可能性，一些化学元素分层与深度。我们的分析是基于高质量的光谱偏振时间序列观测，涵盖了完整的旋转周期的恒星。光谱是用欧洲南方天文台3.6米望远镜的HARPSpol获得的。结合来自所有合适谱线的信息，我们将平均纵向磁场的上限设置为4 G。对于化学斑点，纵向场的上限在8和15 G之间变化。我们确认了Y、Sr和Ti的变异性，并检测到Cr线的变异性。分层分析表明，Y和Ti不集中在最上层大气。我们的分光偏振观测排除了一个强大的，全球组织的磁场在phi Phe的存在。这意味着斑点形成的另一种机制，这可能与非平衡原子扩散有关。然而，最近的时间相关扩散模型预测的分层变化的典型时间尺度显着超过了phi Phe报告的斑点演变时间尺度。
Chemical spots in the absence of magnetic field in the binary HgMn star 66 Eridani
根据我们目前的理解，上主序化学特殊恒星的一个子类，称为汞锰（HgMn），是非磁性的。然而，最近在它们的表面上发现了化学不均匀性。与此同时，现代研究没有检测到强度超过1-100 G的全球磁场。我们的研究目标是在HgMn双星系统66 Eri中寻找磁场，并研究这两个组成部分的恒星表面的化学斑点。我们的分析是基于高品质的光谱偏振时间序列观测，在连续10个晚上在欧洲南方天文台3.6米望远镜的HARPSpol仪器。为了提高磁场搜索的灵敏度，我们采用了最小二乘反卷积（LSD）。我们使用光谱解缠来测量径向速度和研究线轮廓的变化。使用多线多普勒成像重建化学斑点的几何形状。我们报告了在66 Eri中未检测到磁场，纵向场的误差条为10-24 G。圆极化分布也不指示复杂表面磁场的任何特征。对于简单的偶极场配置，我们估计极场强度的上限为60-70 G。对于HgMn组分，我们发现Ti，Ba，Y和Sr的谱线的旋转周期等于轨道的变化。这些元素的表面地图重建与多普勒成像技术，显示相对不足的半球面临的次要组成部分。化学不均匀性的对比度范围从Ti的0.4到Ba的0.8。
Dynamical evolution of titanium, strontium, and yttrium spots on the surface of the HgMn star HD 11753
目标。我们收集了三颗典型的HgMn（汞锰）星HD 11753，HD 53244和HD 221507的大约100个高分辨率光谱，以寻找缓慢脉动的B类脉动和各种化学元素的表面不均匀分布。方法.经典的频率分析方法被用来检测线轮廓的变化，并确定变化的周期。通过多普勒成像重建得到了恒星表面化学元素丰度图。结果对于HD 11753，这是最显着的变化，不同的谱线轮廓的变化被检测到的Ti，Sr，Y，Zr和Hg，而对于HD 53244和HD 221507最可变的线轮廓分别属于元素Hg和Y。根据径向速度和谱线等效宽度的变化，我们得到了这三颗星的自转周期：P_rot（HD 11753）= 9.54d，P_rot（HD 53244）= 6.16d，P_rot（HD 221507）= 1.93d。对于HD 11753，使用相隔约65天的两个数据集，应用多普勒成像技术推导出最易变元素Ti、Sr和Y的分布。多普勒成像重建的结果显示了显着的变化，表面分布的TiII，SrII，和YII的数据集之间，表明迄今为止没有很好地理解的物理过程中的恒星辐射信封，导致一个相当快的动态化学斑点的演变。
Are there tangled magnetic fields on HgMn stars?
最近的几个分光光度研究未能检测到显着的全球磁场在晚B HgMn化学奇特的恒星，但一些调查表明，存在强大的非结构化或纠缠的领域，在这些对象。我们使用详细的光谱合成分析，以寻找证据的纠缠磁场在高质量的观测光谱的8个缓慢旋转的HgMn星和一个正常的晚B星。我们还评估了最近零星的检测弱纵向磁场的HgMn星的矩技术的基础上。我们对磁敏感谱线的塞曼展宽的分析表明，在任何研究的HgMn或正常恒星中，都没有纠缠磁场的证据。我们推断平均磁场模量的上限为200-700 G--远小于基于差分磁力线增强和二次场诊断的研究所暗示的场强。对极端HgMn星HD 65949和正常晚B星21 Peg的新HARPSpol纵向场测量在3-6 G的精度下与零一致。我们的Stokes V光谱的斑点HgMn星HD 11753的重新分析表明，最近的时刻技术测量检索到相同的数据是不兼容的，缺乏圆偏振的签名，这颗星的光谱。我们的结论是，没有证据表明大量的纠缠磁场的表面上的研究HgMn星。我们不能独立地证实这些恒星存在非常强的二次或边缘纵向场，因此矩技术的结果很可能是虚假的。
Magnetic fields of HgMn stars
在过去的二十年里，在双星系统中具有HgMn特性的晚B型斑点星表面经常存在弱磁场一直是有争议的。我们重新分析现有的光谱偏振材料应用矩技术的谱线的非均匀分布的元素分开。此外，我们提出了新的测定的平均纵向磁场的HgMn星HD 65949和更热的类似物的HgMn星，PGa星HD 19400，使用安装在VLT的FORS 2。我们还给出了新的测量食系统AR Aur与HgMn的特性，这是获得与SOFIN分光偏振仪安装在北欧光学望远镜的主要明星。我们从ESO档案中下载了2010年获得的8颗HgMn恒星和1颗正常和1颗表面正常的B型恒星的可获得的HARPS光谱。对HARPS和SOFIN谱的矩技术的应用使我们能够研究纵向磁场、交叉效应和二次磁场的存在。HgMn星HD 65949和PGa星HD 19400的结果是基于FORS 2在分光偏振模式下获得的低分辨率光谱的线性回归分析。利用几种元素的谱线，用矩量法分别测量了几颗HgMn星的磁场，揭示了它们表面存在弱纵向磁场、二次磁场和交叉效应，以及正常和表面正常的B型星。此外，我们的分析表明，存在有趣的相关性之间的强度的磁场，丰度异常，和二进制的属性。
The search for magnetic fields in mercury-manganese stars
我们对一大组HgMn星进行了高灵敏度的磁场搜索。利用ESO 3.6m望远镜的HARPS光谱仪，我们获得了41颗HgMn单星和双星的高质量圆偏振光谱。在每颗恒星上使用多线分析技术，我们共同添加了来自数百条谱线的信息，从而对磁场的存在具有更高的灵敏度，包括非常弱的磁场。对于47个单独的对象研究，包括6个组件的SB 2系统，我们没有检测到任何磁场大于3西格玛水平。在圆偏振剖面中缺乏检测表明，如果这些恒星上存在强场，它们必须具有复杂的表面拓扑结构。对于简单的全球领域，我们的检测限意味着上限的领域目前的2-10高斯在最好的情况下。我们的结论是，HgMn星缺乏大规模的磁场，典型的斑点磁性Ap星，足以形成和维持HgMn星上观察到的化学斑点。我们的研究证实，除了磁改变原子扩散，还存在另一种分化机制，在晚B主序星的大气中，可以在其表面上的成分不均匀性。
TESS survey of rotational and pulsational variability of mercury-manganese stars
汞锰（HgMn）星是主序晚期的特殊恒星，其特征是重元素丰度高、自转慢、经常是密近双星系统的成员。这些恒星缺乏典型的磁性Bp星的强磁场，但偶尔会表现出化学元素的不均匀表面分布。这种斑点形成现象的物理起源和程度仍然未知。在这里，我们使用2分钟的节奏光变曲线的64 HgMn恒星观测的TESS卫星在头两年的操作，调查的发病率的旋转调制和脉动之间的HgMn恒星。我们发现84%的目标的振幅为0.1-3毫等的旋转变化，表明HgMn恒星表面上普遍存在星点。旋转周期的测量揭示了六颗快速旋转的恒星，其周期低于1.2 d，包括一颗周期为0.34 d的超快速旋转体（HD 14228）。我们还确定了几个HgMn星表现出多周期的g模式脉动，潮汐引起的变化和日食的二元系统。
A search for pulsations in the HgMn star HD 45975 with CoRoT photometry and ground-based spectroscopy
HgMn恒星中是否存在脉动仍然存在争议。为了首次对这类化学性质特殊的天体的脉动进行明确的观测探测，CoRoT卫星对明亮的恒星HD 45975进行了近两个月的监测。光变曲线的独立分析提供了单周期变化的证据，频率为0.7572 c/d，峰-峰振幅约为2800 ppm。与CoRoT观测重叠的多站点地面光谱观测显示该恒星是一颗长周期单线双星。此外，除了汞的显著例外，它们在表现出强过量的化学物种的线矩中揭示了与光度测定中相同的周期性（例如，Mn和Y）。相比之下，其他元素的线条没有显示出显著的变化。正如在其他HgMn恒星中发现的那样，这种变化的模式包括一个吸收凸块，它在整个谱线上向红移动。我们认为，光度和光谱的变化是更一致的解释旋转调制点在恒星表面。在这个框架下，HD 45975中不太可能存在产生~50 ppm水平以上光度变化的脉动。这提供了强有力的约束激励/阻尼的脉动模式，在这HgMn星。
The spots on Ap stars
上主序星的磁性化学特殊（Ap）星在其表面和大气层中的高度上表现出化学元素的不均匀分布。这些不均匀性，负责显着的光度和光谱变化的Ap星，被认为是产生的原子扩散操作的恒星大气中稳定的多kG磁场。在这里，我提出了一个概述，目前国家的最先进的理解亚太星斑点和它们的关系，磁场。特别是，我强调最近的3-D化学斑点结构的研究和总结磁场映射结果的基础上反演的全斯托克斯矢量光谱偏振观测。我还讨论了一个令人困惑的新类型的斑点星，HgMn星，其中的形成和演化的重元素斑点是由一个知之甚少的机制，显然无关的磁场。
Chemical surface inhomogeneities in late B-type stars with Hg and Mn peculiarity I Spot evolution in HD 11753 on short and long time scales
目的：利用具有HgMn化学特性的晚B型星HD 11753的高分辨光谱时间序列，研究了不同化学元素的表面分布及其时间演化。方法：2000年、2009年和2010年在La Silla使用CORALIE光谱仪获得高分辨率和高信噪比光谱。使用多普勒成像技术计算YII、SrII、TiII和CrII的表面图。还将结果与等效宽度测量值进行了比较。研究了化学斑点在短时间尺度和长时间尺度上的演化。结果：确定了HD 11753的双星轨道，并对主星的自转周期进行了微调。早期发现的快速演变的化学斑点的化学斑点图和等效宽度测量的分析证实。此外，一个长期的整体YII和SrII丰度下降被发现。化学斑点配置的详细分析揭示了一些可能的证据，一个非常弱的差异旋转是在HD 11753操作。
AO Vel: The role of multiplicity in the development of chemical peculiarities in late B-type stars
我们提出了高分辨率，高信号噪声的UVES光谱AO Vel，一个四重系统包含一个食BpSi星。根据这些观测结果，我们重建了各个组成部分的光谱，并对所有四个恒星成员进行了丰度分析。结果表明，各组分的化学组成都很特殊，丰度模式不同。特别是，这两颗质量较小的恒星表现出典型的HgMn星特征。该系统中两颗质量最大的恒星显示出变化的线条轮廓，表明存在化学斑点。考虑到该系统的年轻性及其组分的显着化学特性，该系统可以在化学异常的起源方面提供重要见解。
Modeling Multi-Wavelength Stellar Astrometry. II. Determining Absolute Inclinations, Gravity Darkening Coefficients, and Spot Parameters of Single Stars with SIM Lite
提出了一种利用多波长亚毫弧秒天体测量确定单星绝对倾角的新方法。该技术利用了重力暗化的效应，这会导致与恒星投影旋转轴平行的波长相关的天体测量位移。我们发现这种效果是清楚地检测到使用SIM建兴各种巨星和快速旋转，并提出了详细的模型，多个系统使用的REFLUX代码。我们还探讨了单星上的斑点引起的多波长天体测量反射运动。我们发现，它应该是可能的，以确定斑点的大小，相对温度，和一些位置信息的巨型和附近的主序星利用多波长SIM Lite数据。这些数据将在恒星和系外行星天体物理学中极为有用，并通过对巨星天体测量参考系进行适当的多波长校准，以及在搜索系外行星时减少星点带来的噪音，支持主要的SIM Lite任务。
Magnetic, chemically peculiar (CP2) stars in the SuperWASP survey
主序上部的磁性化学特殊（CP 2）星非常适合研究磁场对恒星表层的影响，这会导致丰度不均匀性（斑点），从而导致光度变化。光的变化解释的倾斜旋转模型，从而派生光度周期与恒星的旋转周期。表现出这种变化的CP2恒星被归类为α 2 Canum Venaticorum（ACV）变星。我们已经分析了大约3 850 000个单独的光度WASP测量的磁性化学特有的（CP2）恒星和候选人从Ap，HgMn和Am恒星的目录中选择，最终目标是检测新的ACV变量。我们总共发现了80个变量，其中74个是首次报道。这些数据使我们能够建立23颗恒星的变异性，这些恒星在以前的文献中被报道为可能是恒定的。所有恒星的光变曲线参数都是通过基波正弦波及其一次谐波的最小二乘拟合获得的。由于Stroemgren uvbybeta测量的稀缺性和缺乏视差测量的精度优于20%，我们无法给出可靠的天体物理参数的研究对象。
The effect of M dwarf starspot activity on low-mass planet detection thresholds
鉴于人们对寻找低质量岩石行星的兴趣越来越大，我们研究了恒星黑子对M矮星轨道上地球质量行星径向速度搜索的影响。由于针对M矮星的新调查可能会在红外波长下进行，因此对V和Y波段的星点引起的抖动进行了比较，表明在Y波段观察时减少了一个数量级。抖动的精确减少取决于光球与光斑的对比度，在较小的对比度下有较大的改善。我们外推一个用来描述太阳黑子分布的模型来模拟我们期望在M矮星上找到的黑子模式。在假设M矮星接近或完全对流的情况下，我们在恒星表面随机放置星点，模拟不同程度的星点覆盖。线的轮廓，扭曲的斑点推导出，并用于调查星点引起的抖动。通过对黑子活动程度的假设，模拟了10到500个观测时期内宜居带中地球质量行星的探测极限。我们发现，需要<= 50个历元才能检测到1 - 2颗MEarth行星（误报概率<1%），它们绕着0.1和0.2 MSun恒星缓慢旋转。当考虑每种恒星质量/光谱类型的典型自转速度和活动水平时，这种敏感性会降低。对于vsini >= 20 km/s和暗斑的最活跃恒星，预计在<= 500次观测中不会探测到低于20颗MEarth行星。
EXPRES. II. Searching for Planets Around Active Stars: A Case Study of HD 101501
通过将仪器误差控制在10厘米/秒以下，EXPRES（EXPREME PRECISE Spectrograph）可以更深入地研究光球速度，从而掩盖微弱的开普勒信号。高斯过程（GP）已成为径向速度数据集中相关噪声建模的标准工具。虽然GPS受到恒星物理特性的限制和激励，但在某些情况下，它们仍然足够灵活，可以吸收未解决的开普勒信号。我们应用GP回归EXPRESS径向速度测量的3.5 Gyr老色球活跃的类太阳恒星，HD 101501。我们得到严格的限制恒星自转周期和斑点分布的演变，使用28个赛季的地基测光，以及最近的$TESS$数据。对两个测光数据集进行了光变曲线反演，以揭示恒星上的斑点分布和斑点演化时间尺度。我们发现HD 101501中的$> 5$ m/s rms径向速度变化与没有行星的GP恒星活动模型很好地建模，产生45 cm/s的残余rms散射。我们进行了模拟，用GP框架注入和恢复信号，以证明需要高节奏的观测才能最有效地使用GP来检测像HD 101501这样的活跃恒星周围的低质量行星。稀疏采样防止GP学习相关的噪声结构，并且可以允许它吸收预期的开普勒信号。我们量化的中到高的节奏监测，提供必要的信息，解开光球功能使用GPS和探测活跃的恒星周围的行星。
On flare predictability based on sunspot group evolution
Korsós等人介绍的预测方法。（2014）从两个相反极性点之间定义的水平磁梯度（GM）推广到靠近活动区域的磁中性线的适当定义区域内的所有点。这种新的方法不限于在以前的方法中搜索两个单点的最大GM。相反，通过引入加权水平磁梯度（W_GM）来捕获黑子群演化的耀斑前条件。这一新的代理使预测耀斑的潜力强于M5。改进的能力包括（i）预测耀斑发作时间和（ii）评估耀斑之后是否在约18小时内发生另一事件。发现这里的发病时间的预测更准确。在会聚运动的持续时间和相反极性的斑点群从最接近位置的时刻到耀斑爆发时刻所经过的时间之间建立了线性关系。另一个有希望的关系是在多次燃烧的情况下，在燃烧前的W_GM的最大值和初始燃烧开始时刻的W_GM值之间。我们发现当WGM减小约54%时，就没有第二次耀斑。然而，如果当W_GM降低小于42%时，则可能存在比M5更强的后续耀斑。这种新的能力可能是有用的自动耀斑预测工具。
Searching for Potential Mergers among 22 500 Eclipsing Binary Stars in the OGLE-III Galactic Bulge Fields
受到红新星V1309 Sco（Nova Scorpii 2008）的发现以及它的前身是一个轨道周期迅速减小的双星系统的启发，我们一直在寻找OGLE双星的周期变化。我们选取了2001-2009年OGLE-III巡天观测到的22462颗短周期（P_orb < 4d）食双星。该数据集扩展了OGLE-II（1997-2000）和OGLE-IV（2010-2015）前六年的光度测量。对于某些恒星，还用OGLE-I测光（1992-1995年）补充了数据。经过对整个样本的仔细检查，我们发现56个系统的实际周期减少和52个系统的实际周期增加。我们还确认了35个具有周期变化的系统。最高的负周期变化率为-1.943 x10^-4 d/y，是在P_orb = 2.817 d的分离食双星OGLE-BLG-ECL-139622中发现的，而所有其他发现的系统都是轨道周期大多短于1.0 d的接触双星。对于我们的22个轨道周期递减的系统，绝对速率高于最近报道的食双星KIC 9832227的值。有趣的是，具有高负周期变化率的系统多于具有正周期变化率的系统。我们不能排除某些轨道周期较长、负周期变化率较高的接触双星在未来合并的可能性。然而，我们的研究结果，而不是指向三级同伴在所观察到的系统和/或现场活动的表面上的二元组件的存在。
Searching for GEMS: Discovery of the Nearby Post-Common-Envelope Binary System TIC-460388167
研究发现了一个近邻的后共同包层双星系统，通过多波段光变曲线和光谱学径向速度结合，确定了其轨道周期和倾角，并揭示了白矮星和M型恒星的特性。
A coordinated optical and X-ray spectroscopic campaign on HD179949: searching for planet-induced chromospheric and coronal activity
HD 179949是一颗F8 V恒星，被一颗周期约为3天的巨行星环绕。先前的研究表明，这颗行星增强了母星的磁场活动，产生了一个与行星轨道同相旋转的色球热点。然而，这种现象是间歇性的，因为它是在几个而不是所有季节观察到的。需要对HD 179949的磁活动进行长期监测，以研究恒星-行星相互作用的幅度和时间尺度。在2009年，我们同时进行了光学和X射线光谱活动，以监测磁活动的HD 179949在~5个轨道周期和~2恒星旋转。我们分析了作为色球活动代理的Ca II H&K线，并研究了X射线发射，以寻找通量调制和确定日冕等离子体的基本性质。对CaII H&K线核心通量的详细分析和对X射线光度学的类似研究显示了源变异的证据，包括一次耀斑。对色球数据时间序列的分析表明，在高纬度地区存在一个周期约为11天的调制，与恒星自转周期一致。相反，X射线光曲线表明信号周期约为4天，与相对半球上存在两个活动区域一致。观测到的变化可以解释，最有可能的是，由于旋转调制和色球和日冕活动的内在演变。没有与行星轨道运动相关的明确信号，但不能排除色球和日冕变化的一小部分受到行星轨道周期或恒星-行星拍频周期调制的可能性。我们的结论是，由于行星的存在而产生的任何影响都很难解开。
A photometric study of chemically peculiar stars with the STEREO satellites. II. Non-magnetic chemically peculiar stars
我们分析了558个非磁性化学特有（CP）恒星的STEREO航天器获得的光度数据，以寻找旋转和脉动的变化。应用Lomb-Scargle和相位色散最小化方法，我们检测到了44个物体的光度变化，其中35个是以前未知的。这些新发现的天体都是位于赤纬面的亮星（星等范围4.7 < V < 11.7），因此对研究恒星结构和演化具有重要意义。特别是，有几个显示多个信号与混合三角洲盾牌座和γ剑鱼座脉动一致，不同的周期性允许非常不同的恒星内部区域进行研究。在我们的样本中有两个恒星亚群：冷金属线Am（CP 1）和热HgMn（CP 3）恒星。这些天体正好落在经典的不稳定带内，那里有盾牌座δ、剑鱼座γ和缓慢脉动的B型恒星。我们还希望找到与CP 1天体轨道周期相关的周期，因为它们大多是双星系统的成员。对于CP 3恒星，旋转引起的变化仍然是一个有争议的问题。虽然表面斑点被检测到，但据信它们仅产生边缘光度振幅。因此，预计这两个恒星群的周期从几个小时到几天不等。剩下的514颗恒星可能在0.1到10天的范围内保持不变。在某些情况下，混合或系统效应的存在使我们无法检测到任何可靠的变化，在这些情况下，我们将恒星归类为常数。最后，我们根据有效温度和光度对变星进行了定标，以估算其质量和年龄。为此，我们使用专门开发的CP星校准，并在可用的情况下，希巴谷天体。
Abundance analysis, spectral variability, and search for the presence of a magnetic field in the typical PGa star HD19400
本研究的目的是进行丰度测定，寻找光谱的变化和存在的弱磁场在典型的PGa星HD 19400。在2011年和2013年的三个不同时期获得了HD 19400的高分辨率，高信噪比HARPS光谱偏振观测。这是第一次，我们提出了使用ATLAS 12模型确定的各种元素的丰度，包括以前的研究中没有分析的一些元素的丰度，如Ne I，Ga II和NH 2 II。在HD 19400的光谱中也有几条As II的谱线。为了研究变异性，我们比较了各种元素的线轮廓的行为。我们报告的第一次检测到的异常形状的线轮廓属于锰和汞，和属于元素汞，磷，锰，铁，和Ga的线轮廓的变化。我们认为，这些元素的线轮廓的变化是由它们的非均匀的表面分布，类似于在HgMn恒星中检测到的化学斑点的存在。利用矩量法和奇异值分解法对存在的磁场进行了搜索。我们的磁场与矩技术使用22 Mn II线的测量表明，一个弱的可变纵向磁场的第一个历元的潜在存在。对Mn Ⅱ谱线的SVD分析表明，<B_z>在第一个历元上，δ =-76+-25G，而在同一历元上，对Fe Ⅱ谱线的SVD分析表明<B_z>δ =-91+-35G。所计算的虚警概率值分别为0.008和0.003，高于值10^{-3}，表示未检测到。
Searching for flaring star-planet interactions in AU Mic TESS observations
人们认为，围绕磁性活跃恒星运行的行星能够与它们的磁场相互作用，从而调节恒星的活动。这种与行星轨道同相的调制，例如增强的X射线活动、色球斑、无线电发射或耀斑，被认为是磁性恒星-行星相互作用（SPI）最明显的迹象。然而，这种相互作用的大小受到很大的限制，并且相互作用的间歇性对观察者来说是一个挑战。AU Mic是一颗早期的M矮星，也是迄今为止发现的最活跃的恒星宿主。它最里面的伴星，AU Mic b，是一个很有前途的磁SPI观测目标。我们使用由凌日系外行星调查卫星获得的AU Mic的光学光变曲线，使用定制的Anderson-Darling测试来搜索AU Mic b的耀斑SPI的迹象。在大约$50$天的观测中，耀斑的轨道、旋转和会合周期分布与恒星的内在耀斑基本一致。我们发现，最强的偏离（$p=0.07,\;n=71$）从本征耀斑与轨道周期的AU Mic b，在高能量的一半，我们的样本（$ED>1$ s）。如果它反映了来自AU Mic b的真实SPI信号，则将观察时间延长$2-3$倍将产生$>3σ$检测。因此，对AU Mic的持续监测可能会揭示具有轨道相位的SPI，而旋转调制将由于恒星的强烈差异旋转而模糊。
A search for weak or complex magnetic fields in the the B3V star iota Herculis
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振计，在2012年连续5个夜晚获得了B3V恒星$ι$~Her的128个高信噪比Stokes $V$光谱，目的是寻找弱和/或复杂磁场的存在。最小二乘反卷积平均分布是从单个光谱计算的，在单个夜晚和整个运行中取平均值。在所有配置文件中都没有检测到塞曼签名。与零分布中的$-0.22 \pm 0.32$ G相比，总平均分布中的纵向磁场被测量为$-0.24 \pm 0.32 $ G。因此，我们的观测没有提供证据证明存在类似于Lignieres等人（2009）在A0V恒星Vega中观察到的塞曼签名。我们从三个方面来解释这些观察结果。首先，我们比较LSD配置文件与合成斯托克斯$V$配置文件对应的组织（偶极）磁场，我们发现一个上限约8 G的极性强度的任何表面偶极子存在。其次，我们将总平均轮廓与Kochukhov & Sudnik（2013）的随机磁点拓扑结构相对应的计算进行比较，推断在我们的数据中应该检测到2度半径、强度为2 - 4 G和填充因子为50%的点（如果存在）。最后，我们将观测结果与织女星表面磁图对应的合成$V$剖面进行了比较（Petit等人，2010年）计算了$ι$ Her的光谱特性。我们得出结论，虽然我们不太可能检测到与Vega相同的磁场，但我们可能检测到峰值强度约为30 G的磁场，也就是说强度大约是织女星的四倍。
A search for photometric variability in magnetic chemically peculiar stars using ASAS-3 data
主序上部的（磁性）化学特殊（CP）星是研究磁场对恒星表面影响的理想实验室，因为它们会产生丰度不均匀性（斑点），导致光度变化，这可以用斜转子模型来解释。表现出这种现象的CP星通常被归类为α 2 Canum Venaticorum（ACV）变星。通过发现新的ACV变星来增加CP星已知自转周期的样本是很重要的。ASAS-3数据与Ap、HgMn和Am星表进行了交叉相关，以分析真正的CP和相关星的光变曲线。下载光变曲线并清除异常值和数据点，并标记指示质量差。有前途的候选人显示出更大的散射比观察到的恒定的恒星在相应的星等范围内搜索使用标准傅立叶技术的周期信号。我们总共发现了323个变量，其中246个是首次报道，77个可能是以前错误分类的。观测到的大多数恒星的光变模式符合ACV分类。在某些情况下，很难区分双波ACV的光变曲线和轨道运动引起的可变性（椭球变星/食变星），特别是对于光变曲线振幅很小和（或）散射很大的物体。因此，一些食或旋转的椭球变星可能存在。然而，我们相信，所给的时间是正确的。在自转周期和颜色之间似乎有一个可能的弱相关性，在这个意义上，较冷的磁性CP星自转得更慢。然而，这种相关性似乎消失时，校正星际红化。
Finding Exoplanets Orbiting Young Active Stars. I. Technique
恒星活动，如恒星黑子，可以引起径向速度（RV）的变化，可以掩盖甚至模仿轨道系外行星的RV签名。由于这个原因，RV系外行星调查在寻找年轻活跃恒星周围的行星时一直不成功，因此未能探索有助于揭示行星如何形成和迁移的重要机制。本文介绍了一种从中等旋转的活动恒星（vsini范围为10 - 50 km/s）的恒星线轮廓中去除斑点特征的新技术。通过这样做，它允许行星RV信号被发现。我们使用表面具有不同黑点的G5 V型恒星的模拟模型以及已知活跃恒星HD 49933的档案数据来验证我们的方法。结果表明，星斑可以有效地从谱线轮廓中去除，从而使恒星RV抖动降低80%以上。将此程序应用于相同的模型和HD 49933数据，但注入了假行星，从而有效地去除了恒星黑子，从而成功地恢复了短轨道周期的木星质量行星。这些结果表明，这种方法可以用于寻找围绕年轻活跃恒星运行的热木星行星，其vsini为10 - 50 km/s。
A photometric study of chemically peculiar stars with the STEREO satellites. I. Magnetic chemically peculiar stars
大约10%的上主序星的特征是存在化学特性，通常与结构磁场一起发现。大多数化学性质特殊的恒星的大气层都呈现出表面斑点，导致旋转调制引起的光度变化。因此，研究这些恒星的光变曲线可以精确测量它们的自转周期，这对研究恒星演化和计划进一步的详细观测是重要的。我们分析了STEREO航天器获得的1028颗化学奇特恒星的光变曲线。我们在这里介绍了我们的样品中的337个磁性化学奇特的恒星所获得的结果。由于测光的节奏和稳定性，STEREO数据非常适合研究具有磁性化学奇特恒星典型周期性的变化信号。使用匹配滤波器算法，然后两个不同的周期搜索算法，我们编制了一份清单，82磁性化学奇特的恒星，我们测量了可靠的旋转周期，其中48个，这是第一次测量他们的旋转周期。剩下的255颗恒星可能是恒定的，尽管我们不能排除长周期变化的存在。在某些情况下，混合或系统效应的存在使我们无法检测到任何可靠的变化，在这些情况下，我们将恒星归类为常数。对于我们归类为可变的每颗恒星，我们确定了温度，光度，质量和分数年龄，但有限的统计数据，偏向于较短的周期，使我们无法找到任何旋转周期的演化趋势。对于一些恒星，它们的投影自转速度和赤道速度之间的比较让我们相信，它们的真实自转周期可能比这里发现的和以前得到的要长。
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