Stable magnetic fields and changing starspots on Vega -- An ultra-deep decadal survey at Pic du Midi and OHP
本研究基于 SOPHIE 与 NARVAL/NEO-NARVAL 的超深光谱及偏振观测，重建织女星磁场与亮度图，发现其稳定化石磁场与变化黑子并存。
2025-08-18 astro-ph.SR
Spot distribution and fast surface evolution on Vega
最近从织女星A星的高节奏观测中发现了表面斑点的光谱特征。我们的目标是约束这些光球不均匀性的表面分布，并调查可能的短期演变的斑点图案。使用连续五个晚上收集的数据，我们采用多普勒成像方法重建三个不同的恒星表面的地图，从整个时间序列的三个连续的子集。表面图显示了暗点和亮点的复杂分布，覆盖了恒星表面的大部分可见部分。在所有三张地图中，许多表面特征都得到了一致的恢复，但其他特征似乎在观察的时间跨度内发生了变化，这表明快速的变化最多可以在几天内影响织女星的表面。短期演变可以观察到个别斑点的出现或消失，也可能表现为纬向气流，低纬和高纬带的旋转速度比中纬快。将表面亮度活动与先前为织女星重建的复杂磁场拓扑结构联系起来是很有吸引力的，尽管严格同步的亮度和磁场图将是评估这种潜在联系所必需的。
2017-08-15 astro-ph.SR
Discovery of starspots on Vega - First spectroscopic detection of surface structures on a normal A-type star
理论上研究的快速自转对恒星演化的影响需要与高分辨率光谱测速观测的结果相对照。最近在A0原型恒星织女星中发现了一个弱的表面磁场，可能导致一个（尚未发现的）结构化表面。本文的目的是对早期标准星织女星（A0）的谱线轮廓变化和相关估计进行全面分析，以揭示潜在的活动示踪物、系外行星伴星和恒星振荡。织女星进行了监测，在高分辨率光谱与测速仪苏菲/OHP。在R = 75000的5个夜晚（2012年8月）期间获得了总共2588个高S/N光谱，覆盖可见光区域。对于每个简化的光谱，使用Teff = 9500和logg = 4.0谱线掩模计算最小二乘去卷积（LSD）等效光球轮廓。应用了几种方法来研究剖面变化的动态行为（径向速度、平分线、vspan、2D剖面等的演变）。我们在一颗A-型标准星上发现了一个星斑星表面，其暗斑振幅Δ F/Fc ~5 10^{-4}。旋转周期为P = 0.68 d的谱线的旋转调制已被清楚地展示出来，证实了以前的光谱偏振研究的结果。一个非常薄的对流层可以负责小幅度的磁场产生，或者一个新的机制，以解释活动跟踪星点的存在。这是第一个有力的证据表明，标准的A型恒星可以显示表面结构，开辟了一个新的研究领域，并提出了一个问题，与最近发现的弱磁场发现这一类恒星的潜在联系。
2015-03-23 astro-ph.SR
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。
2014-07-15 astro-ph.SR
Weak magnetic fields of intermediate-mass stars
我们提出了一个高灵敏度的光谱偏振研究的结果，致力于中等质量的恒星。我们报道了在正常的快速旋转的A型恒星织女星和中等旋转的Am型恒星天狼星A上探测到亚高斯表面磁场的结果。这些磁探测构成了第一个证据，表明不属于Ap/Bp恒星的温和恒星也可以拥有磁化光球，这表明在这个质量范围内的恒星中有很大一部分是磁性的。我们在这里展示了迄今为止收集的观察线索，以进一步了解这种新发现的类似织女星的磁性起源的物理过程。
2011-09-30 astro-ph.SR
Weak magnetic fields in early-type stars: failed fossils
最近在织女星和天狼星探测到了微弱的磁场。在这里，我们探讨的可能性，这些领域是继承或创建期间或恒星形成后不久，不像真正的化石领域，仍然在演变，因为我们观察到他们的一些领域的残余。这一演化的时间尺度用阿尔芬时间尺度和旋转频率τ_evol ~ tau_A^2 Ω表示，这与恒星的年龄相当。它表明，它很可能是所有的中等和高质量的恒星包含的领域，至少在织女星和天狼星迄今发现的强度的顺序。更快的旋转器预期具有更强的磁场。恒星在其早期主序星的磁场强度可能会增加，但在其生命的大部分时间里，磁场强度会缓慢下降。在非常年轻的恒星表面，磁结构的长度尺度可能很小，但应该很快增加到至少非常接近恒星半径的五分之一。
2012-01-26 astro-ph.SR
An investigation of the close environment of beta Cep with the VEGA/CHARA interferometer
对脉动恒星进行高精度干涉测量有助于确定其近距离环境的特征。在1974年，一个近伴星被发现围绕脉动星β Cep使用散斑干涉测量技术和功能的极限分辨率（20毫弧秒或mas）的仪器提到，可能是由于拱星材料。Cep β有一个磁场，这可能是MHD模型所描述的围绕恒星的球壳或环状结构的原因。利用安装在Mt. CHARA长基线干涉仪上的可见光复合器VEGA。Wilson，我们的目标是确定β Cep的角直径，并以高达1 mas水平的空间分辨率解决其封闭环境。在2008年和2009年期间，VEGA仪器获得了β Cep的中等光谱分辨率（R=6000）观测。这些观测是用阵列的S1 S2（30米）和W1 W2（100米）基线进行的。我们研究了几个模型来重现我们的观察结果。一个大尺度结构的几个质量是清楚地检测到周围的恒星与一个典型的通量相对贡献为0.23 +- 0.02。我们最好的模型是一个共同旋转的几何薄环周围的恒星预测的磁约束风冲击模型。环内径为8.2 ± 0.8质量，宽度为0.6 ± 0.7质量。旋转轴在天空平面上的方向是PA = 60 +- 1 deg，而β Cep的平均角直径的最佳拟合给出UD[V] = 0.22 +- 0.05 mas。我们的数据与预测的β Cep近伴星的位置一致。这些结果带来了额外的限制的基本参数和未来的MHD和asteroseisological模型的明星。
2010-10-11 astro-ph.SR
Mid-IR observations of circumstellar disks -- Part III: A mixed sample of PMS stars and Vega-type objects
我们提出了新的中红外光谱的样本15个目标（1 FU猎户座对象，4赫比格Ae星，5 T金牛星和5织女星型星），获得的TIMMI 2相机在La Silla天文台（ESO）。三个目标是beta Pic移动群的成员（HD 155555，HD 181296和HD 319139）。在金牛座T星HD 34700和赫比格Ae星PDS 144 N附近观测到PAH带。对于HD 34700，谱带分布表明经过处理的多环芳烃。织女星型天体eta Corvi（HD 109085）的光谱，其亚毫米波长的分辨盘是已知的，完全是8- 13微米之间的恒星。类似地，在中红外波段的恒星HD 3003、HD 80951、HD 181296和金牛座T系统HD 155555中也没有发现星周物质的迹象。其余八个来源的硅酸盐排放特征建模与不同粒度和组成的硅酸盐的混合物。未处理的粉尘主要是FU Ori、HD 143006和CD-43 344。HD 190073、HD 319139、KK Oph和PDS 144 S周围的尘埃主要成分是大的无定形颗粒。在织女星HD 123356中发现了小颗粒和结晶尘埃，主要是小的无定形颗粒。我们发现，红外发射的二进制HD 123356是由其晚型二次为主，但光谱学仍然需要确认系统的年龄和光谱类的同伴。对于大多数目标来说，这是它们的第一次中红外光谱观测。我们调查恒星，磁盘和硅酸盐性质之间的趋势，并确认以前的…
2009-04-27 astro-ph.SR
Detection of a weak surface magnetic field on Sirius A: are all tepid stars magnetic ?
我们的目标是通过扫描没有先前报道的磁性成员的恒星类，在中等质量的主序星中高灵敏度地搜索弱磁场。在正常的快速旋转的A型恒星织女星上探测到微弱的磁场之后，我们在这里集中注意力在明亮的恒星天狼星A上，它被认为是一颗原型的、化学性质奇特的、中等旋转的Am星。我们采用NARVAL和ESPaDOns高分辨率分光偏振仪收集了442个圆偏振光谱，辅以60个线偏振光谱。我们使用一个大约1,100条光球谱线的列表，计算了每个光谱的互相关线轮廓，导致偏振轮廓中的信噪比高达30,000。我们报告的重复检测的圆偏振，高度不对称的签名的线轮廓，解释为塞曼签名的大规模光球磁场，与视线的组成部分等于$0.2 \pm 0.1$ G。这是第一次对Am星表面磁场进行偏振探测。使用粗略估计的天狼星A上层的物理性质，我们建议，发电机操作在浅对流信封不能占这里报道的场强。与织女星的磁场一起，这一结果证实了一类新的磁性物体存在于非Ap/Bp中等质量恒星中，并且可能表明相当大一部分温热恒星是磁性的。
2011-07-20 astro-ph.SR
The dichotomy between strong and ultra-weak magnetic fields among intermediate-mass stars
直到最近，中等质量主序星表面磁场的探测一直局限于Ap/Bp星，这是一类化学性质特殊的恒星。这类恒星不超过这个质量范围内恒星的5-10%。这一小部分不能用化石场范式来解释，化石场范式将Ap/Bp型磁性描述为恒星生命早期阶段的残余。此外，磁场测量仅限于一小部分特殊的恒星，这显然是研究磁场对典型中等质量恒星的恒星演化影响的一个问题。由于新一代分光偏振计灵敏度的提高，Ap/Bp星磁场的下限、纵向磁场中两个数量级的沙漠以及首次在织女星上发现的新型亚高斯磁性已被确定。这些进展为理解中等质量磁性的起源及其对恒星演化的影响提供了新的线索。特别是，已经提出了一种方案，即磁Ap/Bp和织女星的磁性之间的二分法起源于稳定和不稳定的大尺度磁配置之间的分歧，在差分旋转的恒星。在本文中，我们回顾了这些最近的观察结果，并讨论了这种情况。
2014-02-21 astro-ph.SR
The nature and origin of magnetic fields in early-type stars
我回顾了我们目前的知识，磁场的恒星质量超过1.5 Msun，特别是他们的性质和起源。这包括在一部分恒星群中发现的强磁场，以及用来解释它们的古场论;在织女星和天狼星中发现的亚高斯场及其可能的起源;以及我们可以推断的大质量恒星中的磁场活动以及它如何与地下对流联系起来。
2013-12-17 astro-ph.SR
Magnetic fields in A stars besides Ap stars
我回顾正在进行的努力，以了解中等质量的恒星，是不同的磁性AP星的磁性的发病率。这包括在Am和HgMn类型的化学特殊恒星以及正常A和晚B型恒星中寻找磁场。我讨论了不同的技术检测微弱的恒星磁场，并提出了一个关键的评价最近在非Ap星的磁检测。特别注意的是HgMn恒星的磁状态和发现弱极化签名在天狼星和织女星。
2013-09-24 astro-ph.SR
VEGA/CHARA interferometric observations of Cepheids. I. A resolved structure around the prototype classical Cepheid delta Cep in the visible spectral range
B-W方法用于确定造父变星的距离，包括结合恒星的角尺寸变化，如从红外表面亮度关系或干涉测量法得出的，以及其线性尺寸变化，如从可见光谱学使用投影因子推导出的。虽然许多造父变星已经被红外光束组合器密集地观察到，但只有少数在可见光中被观察到。本文是一个项目的一部分，观察造父变星在可见光与干涉测量作为对应的红外观测已经在手。在恒星的整个脉动周期内，VEGA/CHARA仪器都对δ Cep本身进行了观测。这些可见光干涉测量数据在一级近似下与由静态星周环境（CSE）包围的脉动准流体静力学模型一致，该静态星周环境的大小为theta_cse=8.9 +/- 3.0 mas，相对通量贡献为f_cse=0.07+/-0.01。可见星云的模型（背景源填充的干涉仪的视场）具有相同的相对通量的贡献也与我们的数据在小的空间频率是一致的。然而，在这两种情况下，我们发现在高空间频率（最大2sigma）的平方vibrations的差异与两个不同的制度在脉动周期的恒星，φ =0.0-0.8和φ =0.8-1.0。我们提供了几个假设来解释这些差异，但更多的观察和理论研究之前，可以得出一个坚定的结论是必要的。这是我们第一次能够在可见光区域检测到δ ~Cep周围的分辨结构。我们还表明，一个简单的模型不能解释的意见，更多的工作将是必要的，在未来，无论是在观测和建模。
2016-09-23 astro-ph.SR
The peculiar fast-rotating star 51 Oph probed by VEGA/CHARA
恒星自转是我们理解中等质量和大质量恒星的质量损失和演化的关键。它可以导致各向异性的质量损失的形式辐射风或排泄盘。我们希望在空间上解决的光球和气体环境的51 Oph，一个特殊的恒星与一个非常高的vsin（i）的267公里秒$^{-1}$和一个进化的状态，仍然没有解决。它被不同的作者分类为Herbig，$β$ Pic或经典Be星。我们使用的VEGA可见光束组合器安装在CHARA阵列，达到亚毫弧秒的分辨率。观察集中在H $α$发射线上。首次导出了51Oph光球的拉伸和压扁。我们发现长轴$θ_{\mathrm{eq}}$ =8.08 $\pm$ 0.70 $R_\odot$和短轴$θ_{\mathrm{pol}}$ =5.66 $\pm$ 0.23 $R_\odot$。如此高的光球层扭曲表明这颗恒星的旋转速度接近临界速度。最后，使用光谱干涉测量的H $ α$线，我们约束的拱星环境的几何形状和运动学，并表明，在5.2 $\pm$ 2R $_{*}$磁盘开普勒旋转的排放。从可见光的角度看，51 Oph具有经典Be星的所有特征：近临界自转和双峰H $α$线，产生于开普勒自转的气体盘中。然而，这并不能解释在中红外和毫米光谱中看到的尘埃的存在，51 Oph的演化状态仍然没有确定。
2017-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of a magnetic field in a differentially rotating radiative zone
最近对主序星中等质量恒星进行的分光偏振测量显示，在观测到的磁场分布中，Ap/Bp星的kG偶极子与织女星和天狼星的亚高斯磁场之间存在二分法。我们想测试这种二分法是否与差分旋转辐射区中大尺度磁配置的稳定性与不稳定性有关。本文计算了偶极场穿过差动旋转壳体时的轴对称磁场。一个完整的参数研究，包括各种密度分布和初始和边界条件进行了二维数值代码。然后，我们专注于之间的比率的环形和极向分量的磁场和讨论的稳定性的配置占主导地位的环形分量使用本地的稳定性标准和见解，从最近的三维数值模拟。数值结果和一个简单的模型表明，在初始极向场的阿尔文交叉时间之后，环向和极向磁场之间的比率最高。对于高密度的对比度，这个比例收敛到一个渐近值，因此可以外推到现实的恒星情况。然后，我们考虑非轴对称扰动的磁位形的稳定性，并发现，占主导地位的环向分量的配置很可能是不稳定的，如果剪切强度显着高于极向Alfvén频率。一个表达式的临界极向场以下的磁场可能是不稳定的，发现和比较的下限Ap/Bp磁场。
2015-07-06 astro-ph.SR
Magnetic fields driven by tidal mixing in radiative stars
恒星磁性在恒星演化理论中占有重要地位。大约有10%的观测到的主序星（MS）和前主序星（PMS）辐射星的表面磁场高于检测极限，这就提出了它们的起源问题。这些恒星拥有稳定分层的外部辐射包层。因此，在恒星结构和演化的标准模型中，它们被假定为静止的。我们专注于快速旋转，辐射星，可能容易潮汐不稳定性，由于轨道伴侣。利用直接数值模拟的方法，研究了稳定层结和潮汐不稳定性之间的相互作用，并评估了其发电能力。我们发现，无论分层的强度如何，都会触发潮汐不稳定性（Brunt-V{<$}是{<$}l{<$}频率）。此外，潮汐不稳定性可以导致稳定分层层中的混合和自感磁场（前提是Brunt-V{<$}is{<$}l{<$}频率不超过模拟中的恒星自旋速率太多）。对恒星的应用表明，由此产生的磁场可以在恒星表面观察到。事实上，我们预计磁场强度高达几个高斯。因此，潮汐驱动发电机应被视为一个（互补）发电机机制，可能在辐射MS和PMS星托管轨道同伴。特别是，潮汐驱动发电机可以解释观测到的潮汐变形和快速旋转的织女星类恒星的磁性。
2018-01-12 astro-ph.SR
Burn Out or Fade Away? On the X-ray and Magnetic Death of Intermediate Mass Stars
从没有强对流区或大质量风的中等质量恒星中明显驱动X射线的机制的性质仍然知之甚少，隐藏的低质量近距离伴星的可能作用仍然不清楚。HR 4796 A是一颗800万年前的主序A0星，没有近距离的伴星。未检测到X射线，X射线光度上限为L_X =<1.3 × 10^27 erg/s。结果进行了讨论的背景下产生的磁活动，包括旋转剪切和地下对流的各种方案。由出生时的差异旋转驱动的发电机不太可能产生可观测的X射线，主要是因为很难将耗散的能量带到恒星表面。由氦离子化产生的次表层对流层可以容纳一个发电机，该发电机在整个主序期间都是有效的，但只能产生10^25 erg/s量级的X射线亮度。这个亮度仅略低于织女星目前的检测极限。我们的研究支持这样一种观点，即赫比格Ae/Be星的X射线产生主要与吸积过程有关，而不是与底层恒星的性质有关，而且早期A星的X射线亮度通常在短短几百万年内下降至少10万倍。
2014-03-26 astro-ph.SR
Magnetic fields in massive stars, their winds, and their nebulae
大质量恒星是星系和宇宙的重要组成部分，是重元素的生产场所，也是恒星风和超新星的搅拌剂和能量提供者。近年来，磁性大质量恒星领域取得了巨大的进展。不同的观点--从发电机理论和恒星演化的直接场测量到碰撞风和恒星环境--卓有成效地结合成一个最有趣和仍在发展的整体图景，我们试图在这里回顾。塞曼签名留下毫无疑问，至少有一些O-和早期的B-型恒星有一个表面磁场。间接证据，特别是碰撞风的非热无线电发射，表明更多。大质量恒星的新图像显示出与中等质量恒星的结果相似，后者有更多的数据可用。观测通常与大约1 kG（O星）或300 G至30 kG（Ap / Bp星）的偶极或低阶多极场兼容。在O型恒星zeta-Ori A和织女星中已经探测到了微弱和无序的磁场，织女星是第一颗具有磁场的正常A型恒星。对于观测到的表面场的起源，理论基本上提供了两种解释：一种是化石场，特别是对于强而有序的场;另一种是不同的发电机机制，优先用于不太有序的场。数值模拟产生的第一个具体的稳定（化石）场的配置，但给矛盾的结果，发电机行动是否在大规模主序星的辐射信封是可能的。内部磁场，甚至可能不会出现在恒星表面，影响恒星演化，因为它们导致更均匀的旋转，更慢的旋转核心和更快的表面旋转。表面金属性可能会增强，从而影响质量损失率。
2011-04-29 astro-ph.SR
Envelope Convection, Surface Magnetism and Spots in A- and late B-type Stars
最近在一些A型恒星中发现了弱磁场，包括织女星和天狼星。与此同时，开普勒和TESS对A型和晚期B型恒星的空间测光观测强调了类似恒星斑点的表面特征的旋转调制的存在。在这里，我们探讨的可能性，表面磁点可能是由存在的小信封对流层或恒星表面下，由重组的H和He。利用一维恒星演化计算，并假设一个均分发电机，我们作出简单的估计，在光球的场强。对于大多数模型，最大的影响是由二次氦电离驱动的对流层引起的。虽然很难预测磁场的几何形状，但我们得出的结论是，大多数中等质量恒星的表面都应该有几高斯量级的发电机产生的磁场。这些磁场可以在表面出现亮点，并通过旋转调制引起光度变化，这也可能在A星中广泛传播。表面磁场的幅度及其相关的光度变化预计将随着恒星质量和表面温度的增加而减少，因此在晚期B型恒星中检测到磁斑及其观测效果应该要困难得多。
2019-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Disks and winds around hot stars: new insights from multi-wavelength spectroscopy and interferometry
热星是星际介质电离和重元素富集的主要来源。限制其环境的物理条件对于了解这些恒星如何演化及其对星系演化的影响至关重要。本论文的目的是研究面对多波段光谱或光谱干涉观测和复杂的非LTE辐射转移编码的大质量热星的光球和星周环境的物理特性。我的工作集中在两个主要的研究领域。第一个是辐射线驱动风。利用紫外和可见光谱数据和辐射转移程序CMFGEN，我研究了9颗银河系O星样品上的弱风现象。这项研究首次表明，最初在O型矮星上发现的弱风现象也存在于更演化的O型恒星上，未来的研究必须评估其对大质量恒星演化的影响。我的另一个研究方向是研究经典Be星，它是非退化恒星中旋转速度最快的恒星，被旋转的赤道盘所包围。我使用H $α$（CHARA/VEGA）和Br $γ$（VLTI/AMBER）光谱干涉观测、辐射转移代码HDUST研究了Be星$ο$宝瓶座，并开发了新的自动程序来更好地约束盘的运动学。这个多波段的研究允许绘制最详细的图片，这个对象和它的环境，以测试当前一代的辐射转移模型的限制，并铺平了道路，我未来的工作在一个大样本的Be星观察VEGA，琥珀，和新的VLTI中红外组合器MATISSE。
2021-03-18 astro-ph.SR
Self-consistent 2D models of fast rotating early-type star
本文首次建立了孤立快速自转星的二维模型，并以自洽的方式导出了微分自转和纬向环流，利用多域谱方法和牛顿算法求解了孤立非磁性快速自转早型星的稳态解，包括微分自转和纬向环流。特别地，我们设计了一种小Ekman数（小粘度）的渐近方法，该方法去除了Ekman边界层，提高了无粘斜压解的简并性。首次用实际斜压流计算了真实的快速旋转恒星的二维模型，预测了中等质量和大质量恒星的差旋和纬向环流。这些模型很好地与附近一些快速旋转的早型恒星如Ras Alhague（$α$ Oph），Regulus（$α$ Leo）和Vega（$α$ Lyr）的现有数据进行了比较。结果表明，斜压性驱动的差异旋转与一个慢极，一个快赤道，一个快速的核心，和一个缓慢的信封。发现差异旋转随质量、演化（这里通过核心中的氢质量分数测量）和金属丰度而增加。核心-信封界面被发现是一个强剪切的地方，混合将是efficient. Two维models提供了一个新的视图的快速旋转的恒星，特别是他们的差异旋转，这原来是强大的核心-信封界面。它们还提供了更精确的模型，用于解释早期恒星的干涉和光谱数据。
2013-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
