Active region filaments might harbor weak magnetic fields
最近的分光偏振观测活动区灯丝揭示了典型的强场塞曼制度的签名偏振配置文件。一些作者随后指出，这些观测结果中明显缺乏散射偏振和汉勒效应特征。这被解释为混合的“湍流”场分量的签名或作为光学厚度的结果。在这篇文章中，我们提出了一个自然的方案来解释这些塞曼只有光谱偏振观测活动区细丝。我们提出了一个双组分模型，一个在另一个之上。两个分量都具有水平场，它们之间的方位角差接近90度。位于大气中较低的分量被600 G量级的强场渗透，而上部分量具有10 G量级的弱得多的场。随后的散射偏振信号的各个组件有相反的符号，使其沿视线的组合减少-甚至可以抵消-汉勒签名，从而产生一个明显的只有塞曼配置文件。该模型也适用于其它色球层结构的吸收活动区以上。
2016-03-17 astro-ph.SR
Detection of ultra-weak magnetic fields in Am stars: beta UMa and theta Leo
最近在化学性质奇特的Am星天狼星A的谱线中发现了一个极弱的圆偏振信号。一个弱的表面磁场被提出来解释所观察到的极化信号，但相位平均签名的形状，占主导地位的一个突出的正波瓣，是不期望在塞曼效应的标准理论。我们的目标是验证在其他两个明亮的Am星，β UMa和西塔狮子座的存在下，弱圆偏振的签名，并进一步调查的物理起源的类猎户座偏振信号。我们在这里提出了一套深分光偏振观测β UMA和θ狮子座，观察与NARVAL分光偏振仪。我们用最小二乘反卷积多线程序分析了所有光谱。为了提高信噪比并检测Stokes V剖面中极其微弱的特征，我们共同添加了每颗恒星的所有可用光谱（每次约150次观测）。最后，我们运行了几个测试来评估检测到的签名是否与塞曼效应预期的行为一致。这两颗恒星的谱线轮廓显示出圆偏振的特征，在形状和振幅上与先前收集的天狼星A的观测结果相似。我们的一系列测试进一步证明了记录信号的磁性起源。这些新的发现表明，非常弱的磁场很可能存在于相当一部分中等质量恒星的光球中。到目前为止，在Am星中测量到的强烈不对称的塞曼特征（具有主导的单符号波瓣）在塞曼效应的标准理论中是不期望的，并且可能与光球速度和磁场强度的急剧垂直梯度有关。
2016-01-08 astro-ph.SR
Time evolution of Hanle and Zeeman polarization in MHD models
暴露太阳色球层的偏振特征需要研究其时间变化，这在建模和解释散射和汉勒信号时很少进行。目前的贡献草图的科学问题的太阳偏振诊断从时间维的角度来看，remarking解决it.Our时间依赖的计算暴露出需要考虑动力学明确建模和观察散射偏振时，以实现有效的诊断技术，以及更深入的了解第二太阳光谱的一些关键方面。
2016-12-16 astro-ph.SR
Rotational modulation of spectroscopic Zeeman signatures in low-mass stars
恒星磁场和自转的精确示踪剂是研究M矮星和可靠地探测和表征其系外行星同伴的基石。这样的测量对于古老的、缓慢旋转的、完全对流的M矮星来说特别具有挑战性。为了探索新的活动和旋转示踪剂的使用，我们检查了多年的近红外光谱监测两个这样的恒星- GJ 699（巴纳德星）和蒂加登星-进行了宜居带行星光谱仪。我们检测到周期性变化的吸收线宽度在整个恒星光谱具有更高的振幅对更长的波长。我们还检测到12435.67埃中性钾（KI）线的强度和宽度的类似变化，这是一种已知的光球磁场示踪剂。将这些变化归因于旋转调制，我们确认了已知的GJ 699的$145\pm15$ d旋转周期，并测量了Teegarden星的旋转周期为$99.6\pm1.4$ d。基于模拟的KI线和线宽信号的波长依赖性，我们认为，观察到的信号是一致的变化光球磁场和相关的塞曼效应。这些结果突出的价值，详细的线轮廓测量在近红外诊断恒星磁场变化。这样的测量可能是关键的解开活动和外行星相关的信号在光谱监测老，低质量的恒星。
2022-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detecting the Zeeman effect in Massive Star Magnetospheres in the UV
大约7%的大质量恒星拥有稳定的表面磁场，这些磁场足够强大，可以通过它们对恒星风的影响来改变恒星演化。因此，描述这些大尺度场的强度和结构以量化它们对大质量恒星演化的影响至关重要。这是传统上通过测量的圆偏振所造成的塞曼分裂的光学光球线，但我们在这里调查的可能性检测斯托克斯$V$签名风敏感的共振线形成的磁约束风在高不透明的紫外线（UV）域。这种独特的诊断方法将可用于高灵敏度的星载紫外分光偏振仪，如POLSTAR。
2021-07-19 astro-ph.SR
Spectropolarimetric multi line analysis of stellar magnetic fields
本文研究了用两种方法从极化多线谱推断磁场的可行性：伪线法和PCA-ZDI法。我们使用多线技术，这意味着恒星光谱的所有线都有助于获得偏振特征。多条线的使用显著地增加了这些偏振特征的信噪比。使用一种技术，伪线的方法，我们构建的伪线的平均轮廓的所有个别线。另一种技术是最近由Semel等人（2006）提出的用于检测偏振信号的PCA-ZDI方法，其结合了主成分分析（PCA）和塞曼多普勒成像技术（ZDI）。这种新方法的主要优点是：利用恒星光谱和包含每条谱线偏振特性的函数之间的互相关来提取偏振特征。这些功能是合成光谱数据库的主要组成部分。利用LTE中的辐射转移方程获得数据库的光谱的合成。使用PCA-ZDI技术构建的配置文件被命名为多塞曼签名。赝线的构造以及多重塞曼签名是研究恒星和太阳磁场的有力工具。控制线形成的物理参数的信息包含在最终的偏振分布中。特别是，使用反演代码，我们已经表明，磁场矢量可以正确地推断与这两种方法，尽管磁场制度。
2010-01-06 astro-ph.SR
Zeeman Doppler imaging of a cool star using line profiles in all four Stokes parameters for the first time
冷恒星中的磁场无处不在，但由于其复杂性和相对较低的强度，仍然具有挑战性。极化信号的振幅与磁场强度成正比，目前对冷星磁场的研究只使用圆极化，因为线极化甚至更弱。然而，圆偏振只对磁场的视线分量敏感，这意味着当仅使用圆偏振重建恒星磁拓扑时，许多结构特征无法恢复或可能被误解。另一方面，线性极化对磁场的横向分量敏感，并且如果与圆极化相结合，则将提供磁场拓扑的更完整的图像。我们已经确定了第一个冷目标，RS CVn星II~Peg，适合于全斯托克斯矢量分析。使用目前的仪器，我们已经成功地系统地检测其线性极化签名的精度和旋转相位覆盖足够的磁映射。在这里，我们提出了第一个温度和磁场地图重建的冷星使用所有四个斯托克斯参数谱。
2014-08-18 astro-ph.SR
Observations of the Joint Action of the Hanle and Zeeman Effects in the D2 Line of BaII
我们选择的高灵敏度光谱偏振观测在过去几年中获得的Ba II D2线与苏黎世成像偏振仪（ZIMPOL）连接到格雷戈里库德望远镜的IRSOL。测量数据是在靠近太阳边缘的几个磁场活动程度不同的区域收集的。我们观察到的斯托克斯轮廓显示了汉勒和塞曼效应联合作用的清晰特征，与理论预期非常好的定性一致。这条线的偏振测量表明，非常适合低太阳色球层的磁场诊断，从磁场强度低至1高斯的区域到具有KG磁场强度的强磁化区域。
2009-06-12 astro-ph.SR
Discovery of a very weak magnetic field on the Am star Alhena
Alhena（$γ$ Gem）是在BRITE（明亮目标探测器）光谱偏振测量的框架中观测到的，BRITE收集了所有亮度超过V=4的恒星的高分辨率，高信噪比，高灵敏度，光谱偏振测量观测，以结合明亮恒星的地震和光谱偏振研究。我们在这里提出了一个非常弱的磁场\textbf{on}的发现，上午星Alhena，由于非常高的信噪比光谱偏振数据获得Narval在望远镜伯纳德Lyot（TBL）。所有以前研究的Am星显示存在超弱（亚高斯）领域的塞曼签名与一个意想不到的突出的正瓣。然而，Alhena呈现出稍强（但仍然非常弱，只有几个高斯）的场，具有正常的塞曼签名，具有正和负波瓣，就像在更强的场（数百或数千个高斯）恒星中发现的那样。这是第一次在一颗Am星上探测到正常的磁场特征。因此，Alhena是一个非常有趣的天体，它可能为理解其他Am恒星的特殊形状的磁性特征提供线索。
2016-03-21 astro-ph.SR
On detectability of Zeeman broadening in optical spectra of F- and G-dwarfs
我们研究了慢转类太阳恒星的光学斯托克斯光谱中塞曼展宽的可探测性。为此，我们将LTE谱线反演包SPINOR应用于非常高质量的CES数据，并探索拟合质量如何取决于平均磁场Bf。采用单组分（OC）和双组分（TC）模型。在OC模型中，假设整个表面都是磁性的。在这个假设下，我们确定了太阳平均磁场的3σ上限为200 G，61 Vir（G6 V）为150 G。59 Vir（G 0 V）的平均磁场约为500 G，HD 68456（F6 V）的平均磁场约为1000 G。在TC模型中对磁性和非磁性区域进行了区分，同时假设这两种成分的均匀分布。在我们对59 Vir的TC反演中，我们研究了三种情况：两个分量具有相等的温度;暖磁区;冷磁区。我们的TC模型与相同的温度并没有产生显着的改善，OC反演59 Vir。所得的Bf值对于两者是一致的。然而，通过使用不同温度的两个部件，配合质量得到显著改善。假设两种组分的温度不同，59 Vir的反演结果在正式3σ置信水平下与0 - 450 G一致。因此，我们发现我们的分析模型的依赖性，并表明，一个额外的温度分量的影响可以占主导地位的塞曼加宽签名，至少在光学数据。以前的可比分析，忽略了由于多个温度分量的影响可能会出现同样的模糊性。
2010-08-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Near-Limb Zeeman and Hanle Diagnostics
“弱”磁场诊断在明亮的太阳盘面附近的微弱物体的非对象的签名，特别是在望远镜的杂散光的水平方面进行了讨论。在0.5-，1.6-和4米的入口孔径的衍射引起的杂散光的计算依赖性。比较了折射式和反射式一次光学系统对微粗糙度的要求。减少杂散光的几种方法（的Lyot coronagraphic技术，在焦平面和出瞳平面，切趾在一个特殊的掩模的入口孔径平面的多级切趾），并减少随机和系统误差的注意。对于信噪比大于3的V形轮廓记录，估计望远镜中杂散光的可接受水平。指出了临色球磁测量的前景。
2013-11-19 astro-ph.SR
Mapping the Sun's coronal magnetic field using the Zeeman effect
本研究借助大口径太阳日冕仪获取活动日冕Fe+12在1074 nm的偏振光谱，通过塞曼效应测绘日冕磁场，并证明其可约束磁流体动力学模型、服务空间天气预报。
2024-10-28 astro-ph.SR
Global 3-D Radiation Magnetohydrodynamic Simulations for FU Ori's Accretion Disk and Observational Signatures of Magnetic Fields
FU猎户座是FU猎户座系统的原型，它是爆发的原行星盘。FU Ori的吸积盘中的磁场先前已经使用塞曼效应的分光偏振观测来检测。本文用全局辐射理想MHD方法研究了FU Ori的内吸积盘。我们发现：（1）当盘被垂直磁场穿过时，大部分吸积发生在z $\sim$ R处的磁主导大气中，类似于以前局部等温MHD模拟中的“表面吸积”机制。(2)在垂直场模拟中，产生了中等强度的盘风，其终端速度为$\sim$ 300-500 km/s，质量损失率为盘吸积率的1- 10%，与观测结果一致。在模拟中，盘形风不能用净环形磁场发射。(3)在单位光学深度处，圆盘光球既可以位于风发射区，也可以位于吸积面区。在这两个区域之间，磁场具有截然不同的方向和大小。我们的基准模型同意与以前的光学塞曼观测场的方向和幅度。另一方面，模拟表明，未来的塞曼观测在近红外波长或对其他FU猎户座系统可能会揭示非常不同的磁场结构。(4)由于盘风的能量损失，盘光球温度低于薄盘理论预测的温度，并且先前推断的盘吸积速率可能比实际吸积速率低$\sim$ 2-3倍。
2020-03-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the (mis)interpretation of the scattering polarization signatures in the Ca II 8542 A line through spectral line inversions
散射极化倾向于主导弱磁化区域（$B \lesssim 100$ G）中Ca II 8542 A线的线极化信号，特别是当观测几何结构接近临边时。在本文中，我们评估现有的非LTE谱线反演代码（假设谱线极化是由于塞曼效应只）在推断的磁场矢量，特别是它的横向分量的适用性程度。为此，我们使用的反演代码STIC提取的强度和方向的磁场合成光谱偏振数据产生的Hanle-RT代码。后者占通过散射过程以及汉勒和塞曼效应的联合行动的偏振的产生。我们发现，当该领域的横向分量是强于$\sim$ 80 G，反演代码是能够检索准确的估计的横向磁场强度，以及它的方位在天空的平面。在此阈值以下，散射偏振特征成为线性偏振信号的主要贡献者，并且经常误导反演代码严重高估或低估场强。由于场的视线分量是由圆偏振信号导出的，不受原子排列的影响，因此相应的推论总是好的。
2021-06-08 astro-ph.SR
Magnetic fields in star-forming systems (II): examining dust polarization, the Zeeman effect, and the Faraday rotation measure as magnetic field tracers
星际介质中云和细丝的形成和演化受磁场调节的程度仍然是一个悬而未决的问题。然而，场的基本性质（强度和3D形态）并不容易观察到。我们调查的潜在恢复磁场信息从尘埃极化，塞曼效应，法拉第旋转措施（$RM$）在SILCC变焦磁流体动力学（MHD）灯丝模拟。该对象进行了分析，在发病的恒星形成，它的特点是约M/L $\sim 63\ M_{\odot}\ pc^{-1}$的线质量的$1\,$ pc的半径和扭结的三维磁场形态。我们通过POLARIS辐射转移（RT）后处理生成合成观测，并与螺旋或扭结场形态的分析模型进行比较，以帮助解释推断的观测特征。我们发现，示踪信号起源于接近丝棘。我们发现沿灯丝的角度依赖性与视线（LOS）是主导因素和灰尘极化的区域可能会跟踪潜在的扭结磁场形态。我们还发现，在恢复的磁场方向的逆转并不明确地与任何特定的形态。其他物理参数，如密度或温度，是相关的，有时占主导地位相比，磁场结构在调制所观察到的信号。我们证明了塞曼效应和$RM$恢复视线磁场强度内的一个因素2.1 - 3.4。我们的结论是，磁场形态可能不会明确地确定在低质量系统的尘埃极化，塞曼效应，或$RM$的观测，而磁场强度可以可靠地恢复。
2020-09-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Hanle rotation signatures in Sr I 4607 Å
在各种谱线中的散射偏振和汉勒效应的观测越来越多地用于补充传统的太阳磁场测定技术。光球层中最强的散射偏振信号之一是在靠近太阳边缘观测时在4607.3的Sr I线中测量到的。在这里，我们提出了第一个观测证据的汉勒旋转的线偏振光谱，这在几个肢体的距离。我们在IRSOL天文台使用Zurich IMaging Polarimeter，ZIMPOL进行了观察，具有非常好的视宁条件，允许长的积分时间。我们将快速调制偏振计和安装在望远镜前的慢速调制器结合起来。这种组合允许光谱偏振数据的测量是高度精确和前所未有的准确。将正斯托克斯$Q$的参考方向固定为平行于肢体，我们检测到远高于噪声水平的单峰$U/I$信号。我们可以排除这种$U/I$信号的仪器来源。这些特征只在Sr I线中发现，但不在相邻的Fe I线中，因此消除了塞曼效应作为其出现的机制。然而，我们发现一个明确的空间相关性之间的圆偏振产生的塞曼效应和$U/I$振幅。这表明检测到的$U/I$信号是由空间分辨的磁场引起的汉勒旋转的特征。一种新的测量技术允许以前所未有的精度确定偏振的绝对水平。使用这种技术，高精度spectropolarimetric观测揭示了第一次明确的$U/I$信号由于汉勒旋转的Sr I线。
2022-05-06 astro-ph.SR
First results of a magnetic survey of classical Cepheids
本文报告了对25颗最亮经典造父变星的ESPaDOnS和HARPSpol光谱偏振观测结果，在15个目标中8个探测到Stokes V磁场特征，发现其异常轮廓可能由大气梯度修改的塞曼效应引起。
2022-07-19 astro-ph.SR
Long-term magnetic field stability of Vega
我们提出了新的光谱偏振观测的正常A型恒星织女星，在2010年夏天获得的NARVAL在望远镜伯纳德Lyot（Pic du Midi天文台）。这个新的时间序列由6个不同夜晚收集的615个光谱组成。我们使用最小二乘去卷积技术从每个光谱计算出信噪比接近20，000的平均线轮廓。在对所有615个偏振观测结果进行平均后，我们检测到一个圆偏振塞曼信号，其形状和振幅与我们先前在2008年和2009年观测到的信号一致。使用塞曼-多普勒成像技术重建的恒星表面磁几何与2008年和2009年获得的地图一致，表明织女星光球场的大多数可识别特征仅受到大规模表面流动（差异旋转或纬向环流）的微弱扭曲。
2011-07-28 astro-ph.SR
Full Stokes magnetometry of the active M dwarfs AU Mic and EV Lac with SPIRou
本文利用SPIRou对活跃M矮星AU Mic和EV Lac进行全斯托克斯观测，通过塞曼-多普勒成像重建其磁场拓扑，发现AU Mic大尺度场简单且近轴对齐，EV Lac则更复杂更强，并证明斯托克斯QU信号能显著提高磁场重建的可靠性。
2025-07-02 astro-ph.SR
Finding magnetic north: an extraordinary magnetic field detection in Polaris and first results of a magnetic survey of classical Cepheids
经典造父变星是恒星演化和宇宙学研究中必不可少的天体，然而我们对它们的磁性却知之甚少。我们报告的检测斯托克斯$V$功能解释为塞曼签名在四个经典造父变星使用高分辨率光谱偏振观测获得ESPaDONS在CFHT。在2017年获得了$η$ Aql的八次观测，涵盖了其7.2 d的脉动周期，并在2020年获得了Polaris，$ζ$ Gem，$δ$ Cep和RT Aur的单次观测，作为我们正在进行的系统调查的一部分。我们使用平均圆偏振斯托克斯$V$配置文件使用最小二乘反卷积程序来诊断塞曼签名和测量平均纵向场强$\langle B_{z}\rangle$。我们在$η$ Aql（$-0.89\pm0.47$ G $\,<\langle B_{z}\rangle<1.27\pm 0.40$ G）的所有脉动相位上以及在Polaris（$0.59\pm0.16$ G）、$ζ$ Gem（$0.41\pm0.16$ G）和$δ$ Cep（$0.43\pm0.19$ G）的单个观测中检测磁特征。北极星的斯托克斯$V$轮廓在极高的S/N下被检测到，并且意味着复杂的磁场拓扑。它与所有其他探测到的斯托克斯$V$剖面形成鲜明对比，这些剖面显示出与在一些Am星中观察到的类似的不寻常的近似单极正圆偏振波瓣。
2022-04-07 astro-ph.SR
The dramatic change of the fossil magnetic field of HD 190073: evidence of the birth of the convective core in a Herbig star ?
在ESPaDOnS和Narval对赫比格Ae/Be恒星进行分光偏振测量的背景下，我们发现并监测了HD 190073的磁场，从2004年到2009年，持续了四年多。我们的观测结果在斯托克斯V光谱中都显示出类似的塞曼特征，表明HD 190073拥有一个对齐的偶极子，多年来一直稳定，与化石来源一致。我们在2011年和2012年获得了对这颗恒星的新观测，并在几天到几周的时间尺度上检测到了塞曼签名的明显变化，这表明它的场的配置在2009年和2011年之间发生了变化。化石场外部结构的这种突然变化以前从未在任何中等或高质量恒星中观察到过。HD 190073是一颗几乎完全辐射的前主序星，可能拥有一个不断增长的对流核心。我们认为，这种剧烈的变化是化石场与新生对流核中发电机场的点火相互作用的结果。
2013-01-09 astro-ph.SR
The Magnetic Fields at the Surface of Active Single G-K Giants
我们调查了48颗红巨星表面的磁场，这些红巨星被选为有希望在它们的谱线中探测斯托克斯V塞曼签名的红巨星。我们使用分光偏振仪Narval和ESPaDOnS来检测我们的目标的光球吸收线内的圆偏振，并使用最小二乘解卷积（LSD）方法。我们还测量了经典的S指数活动指标，和恒星径向速度。为了推断我们的巨人的进化状态和解释我们的结果，我们使用最先进的恒星进化模型预测对流周转时间。我们通过塞曼特征明确地检测到样本中48颗红巨星中的29颗的磁场。在24颗显示出活动迹象的红巨星中，除了一颗外，其他所有红巨星都有塞曼信号，在17颗亮巨星中，也有6颗有塞曼信号。大多数被磁性探测到的巨星要么处于第一个疏浚阶段，要么处于核心He燃烧的开始阶段，即对流周转时间最大的阶段：这对应于赫兹-罗素图中红巨星的“磁条”。对16颗已知旋转周期的巨星的仔细研究表明，测量的磁场强度与旋转特性密切相关，即与旋转周期和Rossby数Ro密切相关。我们的结果表明，这些巨星的磁场是由发电机产生的。四颗恒星的磁场被测量到非常强，相对于预期的旋转周期/磁场关系或它们的演化状态被解释为可能是磁性Ap星的后代。除了弱场巨星Pollux外，还发现了4颗亮巨星（Aldebaran，Alphard，Arcturus，eta Psc），其磁场强度在亚高斯水平。
2014-11-23 astro-ph.SR
SolRaT: polarized spectral line modeling with multi-term and multi-level atoms
Institute of Physics of the National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院物理研究所）；Astronomical Observatory of the Taras Shevchenko National University of Kyiv（基辅塔拉斯舍甫琴科国立大学天文台）
SolRaT是一个开源Python工具，用于极化谱线建模，支持多项和多能级原子描述，通过精确对角化处理磁分裂，并验证了其准确性，以隔离项内磁混合效应。
2026-09-29 astro-ph.SR
Study of the polarization produced by the Zeeman effect in the solar Mg I b lines
下一代太阳观测站的目标是了解太阳色球层的磁性。因此，了解色球谱线的偏振特征至关重要。为此，我们在这里检查的三个夫琅和费镁Ⅰ b1，b2和b4线在5183.6，5172.7和5167.3 A，分别适用。我们首先描述了一个简化的原子模型，只有6个级别和3线跃迁计算的3 p-4s（多重态数2）的水平参与Mg I b线跃迁假设非本地热力学条件下，只考虑塞曼效应，使用无场近似的原子布居。我们测试这个简化的原子对更复杂的发现，虽然有不同的计算配置文件，它们是小的简单的原子提供的优势相比，在速度和鲁棒性。在比较了三条Mg I线之后，我们得出结论，最有能力的是b2线，因为b1形成于相似的高度，并且总是显示出较弱的偏振信号，而b4与光球线严重混合。我们还比较了Mg I b2与K I D1和Ca II 8542 A谱线，发现前者对后两条谱线所覆盖的高度之间的大气参数敏感。这使得Mg I b2成为未来多线观测的绝佳候选者，这些观测旨在无缝地推断太阳低层大气中不同特征的热和磁性。
2018-10-02 astro-ph.SR
Two Suggestions to See the Hidden Magnetism of the Solar Chromosphere
太阳磁场在出射的谱线辐射的偏振特征中留下了它们的指纹。这是通过各种相当不熟悉的物理机制发生的，而不仅仅是通过塞曼效应。特别是，磁场修改原子水平的偏振（人口不平衡和量子相干性），各向异性辐射泵浦过程中诱导的原子和分子的太阳大气。有趣的是，这种所谓的汉勒效应使我们能够在现有仪器的限制下“看到”塞曼效应所看不到的磁场。在这里，我认为，IR三重态的钙II和He I 10830的三重态将是非常合适的选择，通过光谱偏振观测从未来的空间望远镜，如JAXA的SOLAR-C任务的太阳色球层的磁性调查。
2009-09-24 astro-ph.SR
Untangling Magnetic Complexity in Protoplanetary Disks with the Zeeman Effect
随着最近阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的圆极化能力的出现，塞曼效应测量谱线现在有可能作为一种手段，直接探测原行星盘（PPD）的视线磁场。我们提出了一个建模研究，旨在指导这些预期的观察物理解释。利用基于典型环形圆盘的基准密度结构，用POLARIS辐射转移程序模拟了CN $J = 1-0$跃迁超精细组分的线发射。由于预期的磁场和典型的CN在PPD中的分布在很大程度上仍然不受约束，我们产生了几种不同的配置模型。给出了相应的积分Stokes $I$和$V$剖面以及0.4 km/s分辨率、1“波束卷积信道图。我们证明了从环形主导的磁场的发射签名是可区分的垂直主导的磁场的基础上的通道地图形态。由于视线和光束抵消效应，具有环形$\boldsymbol{B}$场配置的盘导致显著减少的斯托克斯$V$发射。因此复杂的磁场使得传统上使用的用于推断视线磁场强度的方法（即，将Stokes $I$的导数拟合到Stokes $V$分布）是不明确的，因为给定的本征场强度可以根据磁场几何形状产生多种Stokes $V$幅度。此外，气隙可以在积分斯托克斯$V$分布中产生可能模仿磁性子结构的结构。因此，在PPD环境中应谨慎使用该方法，并且只有在充分了解磁盘的磁场配置的情况下，才能放心地将其用作磁场强度的测量。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectropolarimetry of solar prominences
在洛迦诺的格雷戈里-库德望远镜上，用ZIMPOL偏振计记录了大量的高精度全斯托克斯光谱偏振观测。观测技术使我们能够获得测量自由看到诱导虚假效应。仪器极化得到了很好的控制，并在数据分析中得到了考虑。我们提出了我们的观测结果，为上述每一条线。特别感兴趣的是，我们的大部分H α测量显示反对称的V的配置文件是一个特征签名的塞曼效应在日珥等离子体。一个斯托克斯反演技术的基础上的量子理论的汉勒和塞曼效应正在应用于观察到的斯托克斯分布在He-D3线，以获得信息的磁场矢量，限制日珥等离子体。
2009-06-12 astro-ph.SR
Magnetic geometry and surface differential rotation of the bright Am star Alhena A
Alhena A（$γ$ Gem A）是一颗明亮的Am星，拥有迄今为止所报道的最强的盘积分磁场强度。它的光谱表现出标准的圆偏振塞曼签名，与所有以前研究的Am星显示由单符号波瓣主导的异常签名相反。我们在这里提出的后续观测的Alhena的结果，使用非常高的信噪比光谱偏振测量数据获得了超过25个观测夜晚，与NARVAL在望远镜伯纳德Lyot，在BRITE（亮目标探测器）光谱偏振测量的框架。我们确认Alhena A是磁性的，我们使用不同的方法确定其表面磁性。倾斜偶极子模型被用来再现纵向场测量，以及斯托克斯V线轮廓本身。在这两种情况下，该模型与$\sim$ 30 G的极性场强一致。塞曼多普勒成像（ZDI）模型证实了这一点，该模型还揭示了更小尺度的磁性结构。一个8.975天的旋转周期被确定使用强度线轮廓变化。ZDI反演结果表明，地表磁场被差异旋转剪切，高纬度和低纬度之间的旋转速率差异约为太阳值的15%。这一结果挑战了中等质量主序星表面差异自转的理论。
2019-12-18 astro-ph.SR
Magnetic fields of M dwarfs
磁场对M型矮星的内部和大气性质起着重要作用，并对这些低质量恒星的宜居带中的类地行星产生重要影响。确定恒星表面和整个扩展的恒星磁层中磁场的强度和拓扑结构，是推进恒星和行星科学的关键因素。在这里，现代的磁场测量方法适用于M-矮星的审查，强调直接诊断的基础上解释的塞曼效应签名在高分辨率的强度和偏振光谱。来自塞曼加宽分析的平均场强测量结果，以及通过应用层析成像映射方法，以spectropolarimetric观测推断的全球磁几何形状的信息进行了总结和严格的评价。在磁流体发电机和由磁场改变的恒星内部结构的理论模型的背景下，讨论了M矮星磁场的复杂性和多尺度性质的新认识。
2020-11-03 astro-ph.SR
Magnetic field diagnostics of a solar active region filament
Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency（宇宙科学研究所）；Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）
本研究通过光谱偏振观测和HAZEL反演，诊断了太阳活动区暗条的磁场结构，发现平均场强约101高斯且水平场平行于暗条轴，并揭示了类塞曼轮廓在光学厚区域的局限性，为未来辐射转移建模提供了方向。
2026-10-01 astro-ph.SR
Systematic detection of magnetic fields in massive, late-type supergiants
我们报告了利用加拿大-法国-夏威夷望远镜ESPaDOns获得的分光偏振观测，系统地探测了大质量（M > 5 M $_\odot$）晚型超巨星的磁场。我们的观察揭示了可检测的斯托克斯V塞曼签名在最小二乘解卷积的平均线配置文件中的三分之一的观察到的样本超过30颗恒星。签名有时是复杂的，揭示了多个逆转的路线。尽管我们的纵向磁场误差棒通常为0.3 G（$1σ$），但很少检测到相应的纵向磁场。这些特征表明拓扑结构复杂的磁场，可能是由发电机作用产生的。一些目标的Stokes V特征显示出明显的时间变化性，表明磁场的旋转调制或内在演化。我们还观察到活动的G2 Iab超巨星$β$ ~Dra和G8 Ib超巨星$ε$ ~Gem的无符号纵向磁场与Ca II K核发射等效宽度之间存在弱相关。
2010-07-01 astro-ph.SR
The systematic detection of magnetic fields in the descendants of massive OB stars
我们提出了一个正在进行的调查的结果，冷，晚型超巨星-大质量的O-和B-型恒星的后代-系统地检测磁场在这些恒星使用光谱偏振观测与ESPaDONS在加拿大-法国-夏威夷望远镜。我们的观察揭示了可检测的，往往是复杂的，斯托克斯V塞曼签名在最小二乘去卷积的平均线配置文件中的一个显着的部分观察到的样本~30颗恒星。
2010-12-10 astro-ph.SR
Searching for Magnetic Fields in the Descendants of Massive OB Stars
我们提出了最近的调查结果的冷，晚型超巨星-大质量的O-和B-型恒星的后代-系统地检测磁场在这些恒星使用光谱偏振观测获得ESPaDONS在加拿大-法国-夏威夷望远镜。我们的观察揭示了可检测的，往往是复杂的，斯托克斯V塞曼签名在最小二乘去卷积的平均线配置文件中的一个显着的部分观察到的样本~30颗恒星。
2010-09-16 astro-ph.SR
Searching for close-in planets around TWA 7 with SPIRou
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
通过SPIRou观测，研究TWA 7的磁场特性及潜在近邻行星信号，发现磁场变化和可能的15.2天周期行星信号。
2025-11-20 astro-ph.SR
Magnetic field monitoring of four massive A-F supergiants
本文基于约15年ESPaDOnS分光偏振观测，对四颗大质量A-F型超巨星进行磁场监测，发现四颗星均存在持续弱磁场，并揭示其Zeeman特征复杂性与纵向磁场变化性差异。
2025-06-30 astro-ph.SR
Magnetic Field of the Active Planet-hosting M Dwarf AU Mic
AU Mic是一颗年轻、非常活跃的M型矮星，有一个碎片盘和至少一颗海王星大小的行星。在这里，我们提出了详细的分析的磁场的AU麦克风的基础上以前未发表的高分辨率光学和近红外光谱偏振观测。我们报告了一个系统的检测圆偏振和线偏振签名在恒星光球线。试验性塞曼多普勒成像模型的前一个数据表明，非轴对称的全球领域的表面平均强度约为90 G。同时，线偏振观测表明存在一个强得多的$\approx$ 2 kG轴对称偶极场，由于AU Mic的赤道取向，它没有贡献圆偏振信号。一个单独的塞曼加宽和强化分析，使我们能够确定一个平均场模量分别为2.3和2.1千克的Y-和K-带原子线。这些磁场测量对于了解AU Mic行星系统内的环境条件至关重要。
2020-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The large-scale magnetic field of Proxima Centauri near activity maximum
我们报告的大规模磁场在缓慢旋转的全对流M矮星比邻星的表面检测。从2017年4月到7月用HARPS-Pol分光偏振仪收集的10个圆偏振光谱显示出旋转调制的塞曼特征，表明恒星旋转周期为$89.8 \pm 4.0$ d。利用塞曼多普勒成像，我们将圆偏振光谱反演为大尺度磁场的表面分布。我们发现，Proxima岑主机的大规模磁场的典型强度为200 G，其拓扑结构主要是极向的，适度轴对称的，具有，特别是，在51 $^{\circ}$的旋转轴倾斜的偶极分量为135 G。大尺度的磁通量比从非极化线的塞曼加宽测量的磁通量小大约3倍，这表明下面的发电机在最大空间尺度上有效地产生磁场。我们的观察发生在$\sim$ 1年后，最大的7年活动周期的Proxima Cen，这打开了大门的第一个长期研究的大规模领域如何演变的磁周期在一个完全对流的极低质量的恒星。最后，我们发现Proxima Cen的宜居带行星Proxima-b可能在Alfvèn表面之外运行，那里没有直接的磁性恒星-行星相互作用。
2020-10-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic field and convection in the cool supergiant Betelgeuse
我们提出了一个高灵敏度的搜索结果的磁场的冷超巨星参宿四。在2010年3月至4月期间，使用Télescope Bernard Lyot（Pic du Midi天文台）的NARVAL分光偏振仪获得了六个圆偏振光谱的时间序列。塞曼签名反复检测到互相关配置文件，对应于约1G的纵向分量。时间序列揭示了一个平滑的纵向场从0.5到1.5 G，与径向速度波动。我们观察到一个强烈的不对称性的斯托克斯V签名，也与径向速度的相关性。Stokes V线剖面相对于Stokes I线剖面发生了约9 km/s的红移，表明观测到的磁元素可能集中在对流的下沉分量中。
2011-10-25 astro-ph.SR
Unlocking new information in stellar circular polarisation with second-order least-squares deconvolution
Uppsala University（乌普萨拉大学）
本研究将最小二乘反卷积扩展至弱场极限之外，通过二阶项提取场模量，将弱场近似失效转化为新可观测量，适用于任何具有Stokes V信号的恒星。
2026-10-07 astro-ph.SR
Molecules as magnetic probes of starspots
通过测量磁场可以探索恒星的发电机过程。这通常是利用谱线中的原子和分子塞曼效应获得的。虽然原子塞曼效应只能进入较温暖的区域，但使用分子线对于研究冷物体是有利的。分子MgH、TiO、CaH和FeH适合于探测恒星磁场，通过考虑从建模各种光谱类型获得的信号，每个分子针对不同范围的光谱类型。我们已经分析了不同分子（MgH，TiO，CaH和FeH）作为研究活跃G-K-M矮星上恒星磁性的诊断工具的有用性。我们调查的温度范围内，所选的分子可以作为指示剂的磁场对高度活跃的冷星和目前的合成斯托克斯配置文件的建模光谱类型。我们模拟了一个恒星的星盘和一个点的大小为10%，包括无论是只有纵向或只有横向磁场和估计的极化斯托克斯V和Q信号的分子MgH，TiO，CaH和FeH的强度。我们根据实际场景组合了各种光球和光斑模型。在G矮星中，MgH和FeH分子显示出最强的Stokes V和Q信号，而FeH在所有G矮星中具有更强的Stokes V信号，其点温度为3800 K。在K型矮星中，CaH信号通常较强，而TiO信号在M型矮星中最为突出。对来自一系列G-K-M矮星的恒星黑子的合成偏振信号进行建模，导致不同波长区域中各种分子特征的显著性存在差异，这有助于有效地选择观测目标和曝光时间。
2015-01-30 astro-ph.SR
A method to measure the transverse magnetic field and orient the rotational axis of stars
恒星磁场的直接测量是基于将谱线分裂成偏振塞曼分量。除了少数例外，塞曼签名隐藏在数据噪声中，并且已经开发了许多方法来测量可见恒星盘上磁场纵向分量的平均值。对于目前只能用低分辨率分光偏振测量法观测到的暗淡恒星，有一种方法是根据斯托克斯V信号对斯托克斯I信号的一阶导数的回归。在这里，我们提出了一个扩展的方法，以获得直接测量的恒星磁场的横向分量的高分辨率Stokes Q和U的Stokes I的二阶导数的函数的回归。我们还表明，它是可能的，以确定在天空中的恒星的旋转轴的横向分量的周期性变化的基础上，由于其旋转的方向。该方法适用于数据，获得与卡塔尼亚天体物理观测站分光偏振仪，沿旋转周期的著名磁星\b{eta} CrB。
2017-09-14 astro-ph.SR
Magnetic topologies of two weak-line T Tauri stars TAP 4 and TAP 40
我们提出了一个塞曼多普勒成像研究的两个弱线金牛座T星TAP 4和TAP 40，基于高分辨率分光偏振观测与ESPaDOns在加拿大-法国-夏威夷望远镜在2013年11月，在MaTYSSE大计划的框架。我们应用两个塞曼多普勒成像代码的斯托克斯I和V的配置文件，以重建其亮度和大规模的磁场图像。两种成像程序的计算结果吻合较好。TAP 4在其表面上显示出一个大的极地冷点和几个中纬度的暖点，而TAP 40在其斯托克斯I剖面上显示出非常微弱的变化，这表明大部分光球没有斑点。我们在这两颗恒星的斯托克斯V剖面中都检测到塞曼签名。重建的磁场图显示出占主导地位的环向场，其中包括TAP 4和TAP 40的总磁能的60%左右。这两颗恒星都显示出显著的方位磁场圆环特征。我们从层析成像模型中推导出TAP 4上类似太阳的表面差异旋转。利用TAP 4的亮度图像预测了其活动引起的径向速度抖动。在滤除活动抖动后，其RV的RMS从1.7 km s $^{-1}$降低到0.2 km s $^{-1}$，但我们在TAP 4的滤波RV中没有检测到任何周期信号，这意味着它不太可能拥有一颗质量比0.1 au的$\sim$ 3.5 M $_{\rm Jup}$更大的系外行星。
2023-02-01 astro-ph.SR
Continuous upflow of material in an active region filament from the photosphere to the corona
利用活动区（AR）灯丝的分光偏振数据，我们进行了反演，以推断矢量磁场在光球（Si I线）和色球（He I线）。我们的灯丝位于极性反转线（PIL）位于接近磁盘中心，并提出了强烈的塞曼一样的签名在光球和色球线。在PIL下的连续体中识别出具有两种极性的孔隙状地层。在两个高度处使用AZAM代码来求解方位模糊度。光球和色球矢量磁场之间的比较表明，它们在暗条的某些区域排列得很好。然而，特别是在色球层的高度，磁场主要是与暗丝对齐。在这两个高度上都发现了表明磁力线向上流动的速度特征。所有这些发现的结合强烈表明一个新兴的磁通绳的情况。
2010-10-20 astro-ph.SR
Magnetospheric accretion on the fully-convective classical T Tauri star DN Tau
我们在此报告在“磁性原恒星和行星”方案范围内用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOns对经典金牛座T星DN Tau进行分光偏振观测的结果。我们推测DN Tau是一颗年龄约200万年、半径为1.9 ± 0.2 Dsun、光球温度为3，950 ± 50 K、光度为0.8 ± 0.2 Lsun、自转周期为6.32 d的全对流星。清晰的圆偏振塞曼签名检测到光球和吸积供电的发射线，探测纵向领域高达1.8千克（在He 1 D3吸积代理）。旋转调制的塞曼签名，检测到在光球和吸积线，是不同的，在我们的2个运行，提供进一步的证据表明，领域的cTTS产生的非平稳发电机。使用断层成像，我们重建地图的大规模领域，光球亮度和吸积供电的发射在DN头表面在这两个时代。我们发现，磁拓扑结构主要是极向的，并在很大程度上是轴对称的，与八极分量（极性强度0.6-0.8 kG）1.5- 2.0倍大于偶极分量（极性强度0.3-0.5 kG）。DN Tau在这两个时期都以向极吸积为主。然而，DN Tau的大尺度偶极分量太弱，无法破坏周围的吸积盘超过共转半径的65-90%（在此半径处，盘的开普勒周期与恒星自转周期相匹配），这表明DN Tau尽管完全对流，但已经在旋转了。
2013-08-23 astro-ph.SR
Modelling the Hidden Magnetic Field of Low-Mass Stars
塞曼-多普勒成像是一种光谱偏振技术，用于绘制大尺度恒星表面磁场。这些地图反过来又被用来研究恒星的日冕和风的结构。然而，这种方法忽略了极化特征被抵消的任何小尺度磁通量。塞曼展宽的测量表明，表面磁通量的大部分可以用这种方法忽略。在本文中，我们评估的影响，这种“失踪的流量”的预测日冕结构和可能的速度自旋下降，由于恒星风。为此，我们创建了一个小尺度场的模型，并将其添加到12 M矮星样本的磁场的塞曼-多普勒图中。我们推断这一组合场，并确定一个流体静力学，等温日冕的结构。小尺度表面场的增加产生了一个覆盖大部分表面的低洼磁环地毯，包括太阳“冕洞”的恒星等效物，其中大尺度场被恒星风打开，因此将是X射线黑暗。我们表明，与旋转速率（所谓的“活动旋转关系”）的X射线发射措施的趋势是不受影响的小尺度字段添加时，相对于每个恒星的大尺度字段缩放。小尺度场的加入增加了表面通量;然而，控制风中质量和角动量损失的大尺度开放通量不受影响。我们的结论是，自旋下降时间和质量损失率从表面磁图计算不太可能被忽视的小尺度场显着影响。
2014-01-18 astro-ph.SR
SPIRou observations of the young planet-hosting star PDS 70
利用SPIRou对年轻恒星PDS 70进行近红外光谱偏振观测，探测其磁场特征与自转周期，并研究磁场对吸积过程的影响。
2024-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
The magnetic field of the chemically peculiar star V352Peg
我们提出了一个光谱偏振分析的热恒星V352Peg。我们在2018年至2019年期间在CFHT上使用ESPaDOns获得了18次光谱偏振观测，并在2011年获得了一次存档ESPaDOns测量，完成了我们的数据集。光谱分析表明，该星位于主序星上，是一颗具有特殊化学性质的Bp型星，铁峰元素（Ti，Cr和Fe）丰度过高，He和O丰度不足。通过对每个光谱进行最小二乘反卷积，我们提取了数千条谱线的平均塞曼特征和平均线轮廓，并在V352 Peg中检测到磁场。通过模拟Stokes I和V剖面，并使用斜转子模型，我们确定了V352 Peg的几何构型。我们还进行了塞曼多普勒成像（ZDI），以提供V352 Peg的磁场及其表面化学分布的更详细表征。我们发现一个磁场，主要是偶极的，占主导地位的极向，并在很大程度上非轴对称的偶极场强度为$\sim$ 9千克和磁轴几乎垂直于旋转轴。Stokes I剖面的强变化性也表明了恒星表面存在化学斑点。
2022-07-26 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
Polarized Line Formation in Arbitrary Strength Magnetic Fields: the case of a two-level atom with hyperfine structure splitting
量子干涉效应与线散射中的部分频率再分布（PFR）一起在所谓的第二太阳光谱（太阳的线性偏振光谱）中产生微妙的特征。在任意强度磁场存在下，这些特征通过Hanle、Zeeman和Paschen-Back效应被修改。本文研究了磁化大气中考虑超精细结构分裂的二能级原子的散射和PFR效应的极化线形成问题。为此，我们将Sowmya等人（2014）推导的无碰撞PFR矩阵纳入偏振传输方程。我们应用散射展开法来求解这个传递方程。本文研究了PFR和Paschen-Back效应对一维等温平面大气中形成的偏振线轮廓的联合作用。为此目的，我们考虑Li 1，{ \sc i}和Na 1，{ \sc i}的D $_2$线的情况。
2019-10-24 astro-ph.SR
