What controls the large-scale magnetic fields of M dwarfs?
对活动M矮星的观测显示了各种各样的大尺度磁场，包括偶极主导和多极几何。我们详细的一些滞弹性发电机模拟和23 M恒星的光谱偏振观测之间的类比。在数值模型中，惯性力和科里奥利力在整体力平衡中的相对贡献-由所谓的局部Rossby数估计-已知对磁场几何形状具有强烈影响。我们讨论了这个参数在设定M矮星大尺度磁场中的相关性。
2013-09-24 astro-ph.SR
A spectropolarimetric view on the nature of the peculiar Type I SN 2005hk
我们报告了SN 2005 hk的两个分光偏振观测结果，它是SN 2002 cx的一个“非常特殊”的复制品，显示出低峰值亮度、缓慢衰减、峰值附近高电离度和异常低的膨胀速度（仅约为7，000 km/s^-1）。根据Chornock等人提供的数据，（2006），在最大值前-4天，我们提供了2005年11月9日（接近最大值）和11月23日（+两周）拍摄的该天体的数据，这些数据显示了连续谱和大部分谱线在约0.2- 0.3%的水平上被极化。在这两个时期的数据对应于光谱偏振类型D1。一般低水平的线偏振表明，光谱中观察到的大多数物质的线形成区域具有与光球相似的形状，偏离球对称<10%。通过与Ia型超新星和核坍缩超新星在相似时期的偏振光谱比较，发现SN 2005 hk的性质与Ia型超新星最为相似。特别是，我们发现低水平的连续谱和线偏振，表明爆炸机制是近似球形的，具有均匀的喷出物（不像CCSNe的化学分离喷出物）。我们讨论了SN 2005 hk是一颗白矮星纯爆燃的结果的可能性，并指出了与这种解释有关的问题。
2010-08-25 astro-ph.SR
Diagnosing large-scale stellar magnetic fields using PCA on spectropolarimetric data
对恒星表面大尺度磁场拓扑结构的认识通常是通过将塞曼多普勒成像（ZDI）应用于观测到的光谱偏振时间序列来绘制的。然而，ZDI需要经验才能获得可靠的结果，并且基于许多可能无效的先前假设，例如，当磁拓扑在与收集观测的时间跨度相当或更短的时间尺度上演变时。在本文中，我们提出了一种基于主成分分析（PCA）的方法，适用于圆极化（斯托克斯~ $V$）线轮廓的磁星检索的主要特征的父大规模的磁拓扑结构，例如，相对强度的极向和环向分量，和轴对称的程度占主导地位的磁场分量及其复杂性（偶极或更复杂）。我们表明，这种方法也可以用来诊断的大尺度磁场的时间变化。表现最好的恒星与中等投影赤道速度托管相对简单的磁场拓扑结构，这种新方法比ZDI更简单，便于快速诊断的主要特征的大规模领域的非简并恒星，并提供洞察力的场拓扑结构的时间演化。
2022-05-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
The nearby magnetic cool DZ white dwarf PM J08186-3110
我们提出了一个光度，光谱和分光偏振数据的分析附近，冷，磁DZ白矮星PM J 08186 -3110。高色散光谱显示由于存在92 kG的表面平均磁场而存在塞曼分裂谱线。强烈的镁和钙线显示了在稠密、冷的富氦大气中与中性氦相互作用形成的伸展的翅膀。我们发现，重元素的丰度在相隔10年的光谱之间变化，但我们无法为这些变化建立一个时间尺度;这种变化可能与磁化大气中的表面丰度变化有关。最后，我们表明，体积有限的样品显示，约40%的DZ白矮星的有效温度低于7000 K的磁性。
2020-10-29 astro-ph.SR
Clues to the origin and properties of magnetic white dwarfs
相当一部分白矮星拥有强度从几千克到大约1000毫克的磁场。然而，当白矮星被分解成不同的光谱类型时，磁性的发生率会有所不同，这为白矮星的磁场形成提供了线索。磁场起源的几个方案已经提出了从化石场起源发电机产生在不同的演化阶段。偏置偶极子通常被认为足以模拟场结构，然而时间分辨的光谱偏振观测揭示了更复杂的结构，如磁点或多极子。这些场结构的表面映射与测量的旋转速率相结合，有助于区分涉及单星演化的场景与涉及双星相互作用的其他场景。我描述了磁性白矮星的关键观测特性，如年龄，质量和场强，并面对这些特性的形成方案。
2020-01-29 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 evolution of the K2 dwarf V471 Tau
对食双星系统V471 Tau的观测表明，主食的时间以明显的周期性方式变化。随着越来越多的证据表明，磁活动的K2矮组件可能是负责驱动日食定时变化（ETVs），有必要在整个预测的约35年的活动周期，pueretum燃料观测ETVs监测的恒星。我们通过分析2014年12月和2015年1月在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用ESPaDOns获得的分光偏振数据来实现这一目标。利用塞曼多普勒成像技术，我们重建了K2矮星表面的亮度不均匀性和大尺度磁场的分布。与以前用相同代码进行的恒星断层重建相比，我们探测了ETVs周期的一个新阶段，为未来的工作提供了新的限制，探索在K2矮星中运行的磁性机制是否确实能够诱导观察到的V471 Tau ETVs。
2022-03-10 astro-ph.SR
What controls the magnetic geometry of M dwarfs?
内容：对快速旋转的M型矮星的观测显示出包含偶极主导和多极几何形状的各种各样的大尺度磁场。在发电机模型中，惯性在力平衡中的相对重要性--由局部Rossby数量化--已知对磁场几何形状有很大影响。目的：我们的目标是评估当地的Rossby数在控制大尺度磁场几何的M矮星的相关性。研究方法：我们探讨了滞弹性发电机模型之间的相似之处，在球壳和活动的M-矮星的观测，侧重于从光谱偏振研究得出的字段的几何形状。为此，我们构建了基于观测的量，旨在反映数值模型中采用的诊断参数。结果如下：在早中期M矮星中偶极主导和多极主导的大尺度场之间的转变初步归因于Rossby数阈值。我们解释晚M矮星的磁性是由于在低Rossby数下发生的发电机双稳性。通过与数值模型的类比，我们预计两个发电机分支上的差分旋转的幅度不同。
2012-12-01 astro-ph.SR
VLT/X-shooter observations and the chemical composition of cool white dwarfs
本文介绍了在甚大望远镜（VLT）上用X射线摄谱仪观测到的冷富氢白矮星的大气模型分析。光谱的中等色散和高信噪比使我们能够对氢和重元素谱线进行详细分析。特别是，我们测试了氢巴耳末谱线加宽参数的各种处方，并确定了每颗恒星的有效温度和表面重力。三个天体（NLTT 1675、6390和11393）显示存在重元素（Mg、Al、Ca或Fe）。我们的丰度分析显示，NLTT 1675和NLTT 6390中的铁钙比相对较高。我们还提出了在VLT使用焦点还原器和低色散摄谱仪（FORS）获得的分光偏振数据的分析，我们建立了严格的上限在三个DAZ白矮星的磁场强度和确定的纵向磁场强度在DAZ NLTT 10480。DAZ类白矮星包括可能从其直接的拱星环境中吸积物质的物体，本研究有助于建立类属性。
2011-11-14 astro-ph.SR
Discovery of kilogauss magnetic fields on the nearby white dwarfs WD1105-340 and WD2150+591
磁场存在于大约10%的白矮星中。这些磁场影响着这类恒星的结构和演化，并可能为它们早期的演化历史提供线索。对统计学研究特别重要的是收集（1）完整的星等有限样本和（2）完整的体积有限的白矮星样本的高精度分光偏振观测。在我们的一次巡天中，我们在附近的两颗白矮星WD 1105 -340和WD 2150 +591上发现了以前未知的千克级磁场。这两颗恒星都比m_V = 15亮。WD 2150 +591在太阳周围20 pc的体积内，而WD 1105 -340的距离刚刚超过25 pc。这些发现使这种弱场白矮星的小样本从21颗增加到23颗。我们的数据似乎与大致偶极场拓扑结构一致，但它也似乎在较老的恒星上的表面场结构可能比在较年轻的恒星上更复杂，这一结果类似于我们早期研究弱场恒星WD 2034 +372和WD 2359 -434时发现的结果。这鼓励了进一步的努力，以揭示磁形态和恒星演化之间的明确联系。
2019-01-29 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetic and abundance mapping of the cool Ap star HD 24712 I. Spectropolarimetric observations in all four Stokes parameters
高分辨率分光偏振观测提供了有关恒星磁场拓扑结构和化学元素三维分布的同步信息。在这里，我们提出了一个独特的全斯托克斯矢量光谱偏振数据集的分析，获得冷磁Ap星HD 24712。我们工作的目标是检查圆和线偏振签名内的谱线和研究恒星光谱和磁观测值的变化作为旋转相位的函数。HD 24712是在2010-2011年期间在3.6米ESO望远镜上用HARPSpol仪器观测到的。所得光谱的信噪比为300-600，分辨力超过100000。应用最小二乘反褶积（LSD）多线技术，将铁峰和稀土元素的谱线信息进行了综合。我们使用HD 24712的HARPSPol光谱来研究各个谱线中的斯托克斯轮廓形状的形态以及对应于不同线掩模的LSD斯托克斯轮廓。从LSD Stokes V剖面，我们测量了磁场的纵向分量<Bz>，精度为5-10 G。我们还确定了净线性偏振从LSD斯托克斯Q和U的配置文件。我们确定了一个改进的恒星自转周期P_rot = 12.45812 +/- 0.00019d。我们<Bz>从Ha和H β系的核心测量。对测量结果的分析<Bz>表明，没有证据表明HD 24712的大气中存在显著的径向磁场梯度。我们使用我们的<Bz>和净线性极化测量来确定偶极磁场拓扑的参数。我们发现，磁观测值可以合理地很好地再现偶极模型。我们发现了旋转调制的H α核心和相关的稀土元素的非均匀表面分布。
2013-06-05 astro-ph.SR
Magnetic fields of Herbig Ae/Be stars
我们报告我们的赫比格Ae/Be星在过去几年中进行的光谱偏振研究的现状。用分光偏振时间序列研究这些恒星的磁场几何形状，很可能用中心偶极子来描述，其极性磁场强度为几百高斯。最近用X射线摄影机在可见光和近红外波段以及用高分辨率近红外光谱仪CRIRES观测了一些具有探测到的磁场的赫比格Ae/Be星。这些观测结果对于理解磁场拓扑结构与吸积流和吸积盘气体排放物理之间的关系具有重要意义。
2013-08-30 astro-ph.SR
Magnetic field and activity phenomena of the K2 dwarf V471 Tau
我们分析了在两个观测活动（2004年11月/12月和2005年12月）在加拿大-法国-夏威夷望远镜ESPaDONS获得的前激变双星系统V471 Tau的分光偏振数据。利用塞曼-多普勒成像技术，我们重建了K2矮星在两个历元的亮度图和大尺度磁场的分布，以及表面图被剪切的差异旋转量。我们检测到显着的波动，在两个运动之间的表面剪切。在一年的时间间隔内，它从大约两倍于太阳差异旋转速率到小于太阳值。我们的结论是，差分旋转波动获得的K2矮星类似于单星模拟AB多尔检测到的，虽然更大的幅度的变化被认为是在K2矮星V471头。最后，我们表明，在这项工作中得到的差分旋转结果不赞成Applegate机制在V471 Tau系统中运行，至少在其标准形式，但留下空间解释所观察到的轨道周期波动与奇异形式的类似现象的基础上发电机过程的对流区内的K2星。
2021-04-06 astro-ph.SR
Linking chromospheric activity and magnetic field properties for late-type dwarf stars
分光偏振数据可以同时监测恒星色球$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$活动和表面平均纵向磁场$B_l$，从而有机会探索大尺度恒星磁场与色球磁性表现之间的关系。我们提出了$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$和/或$B_l$测量954中F到中M恒星来自PolarBase数据库中的分光偏振观测。我们的磁活性样品补充了以前的恒星活动调查，重点是不活跃的行星搜索目标。我们发现平均$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$和平均$\log|B_l|$之间存在正相关关系，但对于G星，这种关系可能在$\log{R'_{\rm{HK}}}\sim-4.4$和$-4.8$之间发生变化。平均$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$表现出类似的变化相对于$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$变化幅度为中等活跃的G星。我们还结合我们的研究结果与档案色球活动数据和发表的观测大规模磁场的几何形状来自塞曼多普勒成像。色球活动数据表明，具有$-4.75\leq\log{R'_{\rm HK}}\leq-4.5$的晚F到早K星的密度略低。这并不像原始的Vaughan-Preston间隙那样突出，我们在平均$|B_l|$或PDMATHAMN和$\log{R'_{\rm HK}}$变异幅度的分布中没有检测到类似的人口不足区域。色球活动、…
2022-05-06 astro-ph.SR
Photospheric Pore Rotation Associated with a C-class Flare from Spectropolarimetric Observations with DKIST
研究结合DKIST的ViSP/VBI高分辨率观测、Milne-Eddington反演与数据驱动模拟，发现C4.1耀斑期间反极性旋转小黑子上方存在类零点磁拓扑，且Lorentz力水平分量变化可能驱动其旋转。
2024-09-08 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf
本文介绍了对一颗Ia型超新星SN 2009 dc的首次偏振光谱观测。在B带最大值后5.6天和89.5天进行观察。在较晚的时期所采取的数据被用来确定星际偏振。连续极化被发现是小的（<0.3%），表明爆炸是近球对称的。这一事实表明SN 2009 dc不太可能发生非球面爆炸。在Si II和Ca II线的极化清楚地显示了Q-U平面中的一个环，表明中间质量元素的非轴对称，clusional分布。在Si和Ca线上的线极化程度是中等的（分别为0.5% ± 0.1%和0.7% ± 0.1%），但它高于从其他Ia型SNe的趋势所预期的。这可能表明，在厚的富56 Ni层（>~ 1.2 Msun）上方存在足够厚的富硅层。观测到的光谱偏振特性，结合光度和光谱特性，表明SN 2009 dc的前身具有超克拉塞卡质量，爆炸几何形状是全球球对称的，中等质量元素呈团块状分布。
2010-03-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
Spectropolarimetric characterisation of exoplanet host stars in preparation of the Ariel mission. Magnetic environment of HD 63433
本研究利用光谱偏振观测和ZDI技术表征年轻类太阳恒星HD 63433的磁场，发现其平均强度24 G且以环向成分为主，并模拟了其系外行星的空间环境，揭示了内行星与恒星的可能磁连接及外行星的弓形激波。
2024-05-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
White dwarf deflagrations for Type Iax supernovae: Polarisation signatures from the explosion and companion interaction
越来越多的证据表明Iax型超新星可能是双星系统中质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的热核爆燃的结果。我们进行蒙特卡罗辐射转移模拟和预测光谱偏振功能起源于超新星爆炸和随后的喷出物与伴星的相互作用。具体来说，我们计算视角相关的流量和偏振光谱的3D模型模拟爆燃的一个brasekhar质量的白矮星，并为第二个模型，模拟喷出物与主序星的相互作用。我们发现，内在的信号是弱极化，只有温和的视角依赖，由于整体的球形对称性的爆炸和去极化贡献的铁族元素占主导地位的喷出物组成。与伴星的相互作用在喷出物中形成了一个空洞，并产生了一个可检测的，但适度的信号，只有在相对蓝色的波长（$\lesssim$ 5000 $\unicode{x212B}$）才有意义。特别是，越来越微弱和红色的光谱预测观察者的取向进一步从腔，而一个温和的偏振信号$P\sim0.2$ %被发现在蓝色波长的取向30 $^\circ$和45 $^\circ$远离腔。我们发现一个合理的协议之间的相互作用模型，从这些方向和光谱偏振数据SN 2005HK和解释的最大光偏振信号在蓝色波长看到这个事件作为一个可能的签名的喷出物同伴的相互作用。我们鼓励进一步的极化观测SNe Iax测试我们的结果是否可以扩展和推广到整个SN Iax类。
2020-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Monitoring the large-scale magnetic field of AD~Leo with SPIRou, ESPaDOnS and Narval. Toward a magnetic polarity reversal?
本文利用SPIRou、ESPaDOnS和Narval的长期光谱偏振数据监测AD Leo大尺度磁场演化，发现其轴对称性下降、纵向场减弱、无符号磁通量增加，并在2020年底出现偶极倾角显著增大的极性反转迹象，表明偶极主导的低质量M矮星可经历磁周期。
2023-07-03 astro-ph.SR
The Evolving Magnetic Topology of $τ$ Boötis
我们提出了六个时代的光谱偏振观测的热木星托管恒星$τ$牧夫座，扩展了特殊的前多年的数据集，其大规模的磁场。我们的研究结果证实，$τ$牧夫座的大规模磁场周期性变化，并观察到两个进一步的磁场逆转; 2013年12月和2014年5月之间和2015年1月和3月之间。我们还表明，该领域的演变，在广泛的太阳型的方式相比，其他F型恒星。我们进一步提出了新的结果，表明色球活动周期和磁活动周期是相关的，这将表明一个非常快速的磁循环。作为长期磁场演化的典范，$τ$牧夫座和这一长期监测活动为研究恒星磁循环提供了一个独特的机会。
2016-04-08 astro-ph.SR
Deciphering Radio Emission from Solar Coronal Mass Ejections using High-fidelity Spectropolarimetric Radio Imaging
本论文提出一种高动态范围频谱偏振射电成像校准算法，利用Murchison Widefield Array数据探测日冕物质抛射微弱回旋同步辐射，首次结合圆偏振与总强度测量约束模型参数，显著提升了CME磁场强度估算的稳健性。
2023-10-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Three-dimensional magnetic field structure of a flux emerging region in the solar atmosphere
我们分析了高分辨率光谱偏振观测的通量新兴区域（FER），以了解其磁和运动学结构。我们在He I 1083.0 nm光谱区的FER的分光偏振观测记录与GRIS在1.5米口径的GREGOR望远镜。采用Milne-Eddington反演程序提取Si I谱线的光球层信息，而采用Hazel反演程序分析He I三重谱线，该程序考虑了Hanle效应和Zeeman效应的共同作用。对Si I线的偏振光谱分析表明，在FER附近存在复杂的磁结构。此外，我们发现40公里/秒的超音速下降流出现在连接两个相反极性的孔隙的环的足点附近，而22公里/秒的强上升流出现在环的顶点附近。此外，在两层分别进行非无力场外推，以了解FER的磁场拓扑结构。我们确定，使用从光球和观测到的色球磁场外推，He三线态的平均形成高度是2毫米，从太阳表面。利用光球外推法沿一个拱形灯丝系统重建的环的最大高度为10.5 Mm，距太阳表面的足点间距为19 Mm，而利用色球外推法重建的环的最大高度为8.4 Mm，距太阳表面的足点间距为16 Mm。在FER的磁拓扑结构表明存在的小规模的环路下面的大环路。在适当的条件下，由于磁重联，这些回路可以在FER附近触发各种加热事件。
2019-10-29 astro-ph.SR
On the incidence of weak magnetic fields in DA white dwarfs
大约10%的白矮星具有强度在10^5到3x10^8 G之间的磁场。目前还不知道剩下的白矮星是否没有磁性，或者它们的磁场是否太弱，以至于无法用大型巡天中采用的技术检测到。目标。我们描述的第一次调查的结果，专门设计，以澄清在冷DA白矮星的千克级磁场的检测频率。研究方法：利用ESO VLT的FORS-1仪器，我们获得了冷（DA 6-DA 8）白矮星小样本的巴耳末线圆偏振光谱测量。使用FORS和UVES存档数据，我们还修订了许多以前发表在文献中的白矮星现场测量。结果：我们在DA 6白矮星WD 2105 -820中发现了一个明显恒定的纵向磁场\sim 9.5 kG。这颗恒星是第一颗被观测到的弱场白矮星，它被观测到足以大致确定其场的特征。现有数据与简单偶极形态一致，磁轴几乎平行于旋转轴，极性强度为\simeq 56 kG。我们对FORS白矮星档案数据的重新评估表明，以前在至少三个白矮星中正确识别了小于10 kG的纵向磁场。结论：我们发现，在DA白矮星中检测到kG强度的场的概率对于每个冷和热DA星都是10%的量级。如果在白矮星中存在一个较低的磁场强度截止值，或者存在一个所有白矮星都具有磁性的磁场，那么目前的测量精度还不足以揭示它。
2012-08-17 astro-ph.SR
DKIST unveils the serpentine topology of quiet Sun magnetism in the photosphere
本研究利用DKIST望远镜获得了宁静太阳最高分辨率的全矢量光谱偏振观测，揭示了小尺度磁场的蛇形拓扑结构，并在米粒间通道测得创纪录的2 kG磁场强度。
2023-09-14 astro-ph.SR
Magnetically guided accretion and extremely slow rotation in a metal-enriched white dwarf
Armagh Observatory & Planetarium（阿马赫天文台与天文馆）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Western Ontario（韦仕敦大学）
研究富金属白矮星，通过对磁DZ白矮星WD1532+129进行光度、光谱等观测，发现其约289天的极长自转周期，可能源于角动量损失和缓慢旋转前身星，还揭示其表面金属分布及磁引导不均匀性是这类白矮星的共同特性。
2026-07-27 astro-ph.SR
Large-scale magnetic topologies of late M dwarfs
我们在这里提出的第一次光谱偏振调查的一个小样本的活动M矮星的最终结果，旨在提供观测约束发电机行动的两侧的全对流阈值（光谱类型M4）。我们之前的两项研究（Donati et al. 2008 b; Morin et al. 2008 b）集中在早期和中期M型矮星。本文研究了11个完全对流的晚M矮星（光谱类型M5-M8）。层析成像技术被应用到6颗恒星的圆偏振剖面的时间序列，以推断其大尺度的磁拓扑结构。对于另外3颗恒星，由于斯托克斯V签名的低可变性，我们无法产生这样的磁图，但能够推导出磁场的一些特性。我们发现2个不同类别的磁拓扑结构：一方面强轴对称偶极场（类似于中M矮星），另一方面弱场一般具有显着的非轴对称分量，有时显着的环形。与无符号磁通量的比较表明，第二类磁场显示较少的组织（在大尺度下能量较少），类似于部分对流的早期M矮星。这两类恒星具有相似的恒星参数，我们的数据没有证据表明这两类恒星在质量旋转平面上是分离的。我们还报告边缘检测到一个大规模的磁场上的M8星VB 10具有显着的环形轴对称分量，而没有字段上检测VB 8（M7）。
2010-06-25 astro-ph.SR
How to interpret near-infrared polarisation spectra of active M dwarfs?
Uppsala University（乌普萨拉大学）
研究揭示了现有ZDI分析在活跃M矮星磁场建模中的局限性，提出新方法以更准确地映射全球和小尺度磁场。
2026-01-27 astro-ph.SR
On the magnetic topology of partially and fully convective stars
我们比较的磁通量在斯托克斯V和斯托克斯我在早期和中期M星周围的边界充分对流（~M3.5）的样本测量。早M星具有辐射核，中M星是完全对流的。虽然斯托克斯V是敏感的净极性的磁通量主要来自大规模的配置，斯托克斯I测量可以看到总的平均通量。我们发现，在早M矮星，只有~6%的总磁通量是在斯托克斯V检测到的这一比例是两倍以上的大，~ 14%，在完全对流的中M矮星。M矮星上的大部分磁通量在斯托克斯五号中看不到，这可能是因为磁通量主要储存在小尺度的成分中。关于弱场近似对强场探测精度的影响，还有更多的东西需要了解。在我们有限的样本中，我们看到了在完全对流的边界处磁拓扑变化的证据。完全对流的恒星在斯托克斯V可见的区域中存储了2-3倍的通量。我们估计了斯托克斯I中检测到的总磁能，并将其与斯托克斯V的结果进行了比较。我们发现，在早期M矮星中，斯托克斯V中只检测到总磁能的~0.5%，而在中期M矮星中，这一比例为~2.5%。
2009-01-12 astro-ph.SR
Modeling the RV jitter of early M dwarfs using tomographic imaging
在本文中，我们将展示如何层析成像（塞曼多普勒成像，ZDI）可以用来表征恒星的活动和磁场拓扑结构，最终允许过滤出的径向速度（RV）活动抖动的M-矮中等旋转。本工作是基于利用HARPS-Pol和NARVAL对5颗弱活动早期M矮星（GJ 205，GJ 358，GJ 410，GJ 479，GJ 846）的偏振光谱观测。这些恒星的v sin i和RV抖动分别在1-2 km/s和2.7-10.0 m/s rms范围内。利用改进的ZDI方法，对非偏振谱线的相位分辨最小二乘解卷积（LSD）轮廓进行了分析，得到了恒星表面活动区的分布特征。我们发现暗斑覆盖了我们样本中恒星总表面的不到2%。我们的技术是有效的活动抖动的旋转调制的组件建模，并成功地在降低该组件的振幅由典型的2-3倍，最多6在最佳情况下。从旋转调制的时间序列的圆偏振光谱和ZDI，我们还重建了大规模的磁场拓扑结构。这些领域表明，双稳定的发电机过程中观察到的活动M矮星也可能在工作中的中度活跃的M矮星。比较现场拓扑结构的斑点分布表明，黑点引起的活动抖动集中在磁极和/或赤道，以确认与未来的数据在一个更大的样本。
2016-06-06 astro-ph.SR
Searching for the weakest detectable magnetic fields in white dwarfs. Highly-sensitive measurements from first VLT and WHT surveys
我们对白矮星磁性的了解是基于一个观测数据集，该数据集偏向于具有非常强磁场的恒星。文献中的大多数磁场测量都具有相对较低的灵敏度，而当前的仪器使我们能够以低于kG的精度检测白矮星的磁场。为了更全面地了解简并恒星中磁场的入射情况，我们开始了对白矮星进行高精度分光偏振观测的长期活动。在这里，我们报告到目前为止所获得的结果与低分辨率FORS 2仪器的ESO VLT和中等分辨率的ISIS仪器的WHT。我们已经考虑了48颗恒星的样本，其中5颗是已知的磁性或疑似磁性恒星，并获得了新的纵向磁场测量值，平均不确定度约为0.6 kG。总的来说，在我们的调查过程中（调查结果已经部分发表在专门讨论个别恒星的论文中），我们发现了一颗新的弱场磁性白矮星，证实了另一颗白矮星的磁性，发现一颗疑似磁星没有磁性，并提出了两颗新的候选磁性白矮星。即使结合以前在文献中获得的数据，我们的样本还不足以得出任何关于白矮星中非常弱的磁场的实际发生率的最终结论，但我们已经为实现白矮星的无偏样本的均匀调查奠定了基础。作为一个副产品，我们的调查也使我们能够进行详细的ISIS和FORS 2仪器的特点，在白矮星中的极弱磁场的检测，特别是将S/N与测量不确定性的不同光谱类型的白矮星。这项研究将有助于优化未来的观测。
2018-07-25 astro-ph.SR
A Bcool magnetic snapshot survey of solar-type stars
恒星的磁场测量光谱偏振法获得的活动和发电机的研究提供了关键的数据，我们提出了一个主要的高分辨率光谱偏振Bcool项目磁快照调查的170个太阳型恒星的观测与望远镜伯纳德Lyot和加拿大-法国-夏威夷望远镜的结果。对于每个目标星的高信噪比圆偏振斯托克斯V轮廓已获得使用最小二乘反卷积，并用于检测表面磁场和测量相应的平均表面纵向磁场（$B_{l}$）。还测量了色球活动指标。探测到67颗恒星的表面磁场，其中21颗被归类为成熟太阳型恒星，这一结果使观测到磁场的成熟太阳型恒星的数量增加了四倍。此外，在所调查的18颗次巨星中，有3颗发现了磁场。对于K-矮星群体，还发现$B_{l}$的平均值（$|B_{l}|_{mean}$）（5.7 G）高于G-矮星（3.2 G）和F-矮星（3.3 G）的$|B_{l}|_{mean}$。对于样品作为一个整体，$|B_{l}|_{mean}$增加与旋转速率和减少与年龄，和上包络线为$|B_{l}|$相关以及所观察到的色球发射。色球S指数大于0.2的恒星显示出高的磁场探测率，因此为未来的研究提供了最佳的目标。这一调查是迄今为止对冷星进行的最广泛的分光偏振调查，并表明对广泛的中等活跃太阳型恒星进行磁性测绘以增进对其表面场和发电机的了解是可行的。
2013-11-14 astro-ph.SR
New insight into the magnetism of degenerate stars from the analysis of a volume limited sample of white dwarfs
许多恒星演化为磁性白矮星，观测可能有助于了解磁场何时出现在恒星表面，在冷却阶段是否以及如何演化，以及产生它的机制是什么，在获得新的分光偏振观测结果并将其与以前的文献数据相结合后，我们已经检查了距离太阳20秒差距内的大约152颗白矮星，以确定是否存在磁场，其灵敏度范围从大多数光谱类DA的恒星优于1千吉，对于一些没有特征的白矮星来说是1毫克。我们发现在20 pc体积中有33颗白矮星是磁性的。统计数据是一致的可能性，即磁场发生的频率是类似的恒星的所有光谱类，除了在当地的20 pc的体积，无论是DQ星更频繁的磁性，或主机比平均强得多的领域。观测到的场强分布范围从40千克到300毫克，每十年是均匀的，与光谱测量产生的场频率分布形成鲜明对比。没有发现小于40 kG的磁场，我们证实磁场在质量高于平均值的白矮星中更频繁。我们发现了一个显着的磁性小于0.5 Gyr的白矮星的不足，磁场的发生频率显着更高的白矮星经历了核心结晶的过程比白矮星与完全液体的核心。没有明显的证据表明磁场强度随时间衰减。我们讨论了我们的研究结果的影响有关的一些建议，已提出来解释的起源和演化的磁场在退化的恒星，特别是那些预测存在的发电机作用在结晶阶段。
2021-06-21 astro-ph.SR
White Dwarf Stars in the Big Data Era
白矮星是恒星演化最常见的终点。因此，这些古老、众多和致密的天体为恒星演化的后期阶段、稠密等离子体的物理学以及银河系的结构和演化提供了宝贵的信息。欧空局的盖亚空间任务彻底改变了这一研究领域，为近360，000颗白矮星提供了视差和多波段测光。此外，这些数据，加上光谱和分光偏振观测，提供了关于其化学丰度和磁场的新信息。这一庞大的数据集对白矮星的性质提出了新的问题，推动了我们在理论上的努力，以理解支配它们演化的物理学，并改善对它们集体性质的统计分析。在这篇文章中，我总结了我们的理解的集体性质的白矮星，详细的理论模型和人口合成研究的基础上的现状。
2024-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Field of the Eclipsing M Dwarf Binary YY Gem
YY宝石是一个短周期食双星系统，包含两个几乎相同的，快速旋转的，非常活跃的早M矮星。这个双星系统是一个重要的基准系统，用于校准低质量恒星基本性质之间的经验关系，并用于测试这些天体的内部结构和演化理论。YY Gem的两种成分都表现出膨胀的半径，这归因于对磁活动效应知之甚少。尽管对该系统的磁活动研究历史悠久，但尚未对其进行直接的磁场测量。在此，我们对YY Gem两种成分的表面磁场进行了全面表征。我们重建的全球领域的拓扑结构的层析反演技术的帮助下，适用于高分辨率光谱偏振数据。该分析揭示了具有200 - 300 G的典型强度和反对齐偶极分量的适度复杂的全局场。对解纠缠强度谱的互补塞曼增强分析表明，YY Gem的两个分量的总平均场强达到3.2 - 3.4 kG。我们使用这些结果与其他最近的磁场测量的M矮星，研究这些恒星的全球和小尺度场之间的关系。我们还评估了为YY Gem开发的相互竞争的磁对流内部结构模型的预测，发现其中只有一个模型预测了与我们的观测结果相符的表面场强。我们的YY宝石星点映射的结果不支持替代家庭的理论恒星模型，试图解释半径膨胀假设一个大的点填充因子。
2019-02-11 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
SPIRou reveals unusually strong magnetic fields of slowly rotating M dwarfs
本研究利用SPIRou光谱偏振数据分析6颗慢旋转中晚型M矮星的磁场，发现其大尺度磁场强度与快转M矮星相近，且慢转星的磁场发电机机制可能与快转星处于不同区间。
2023-11-08 astro-ph.SR
Magnetic fields & rotation periods of M dwarfs from SPIRou spectra
本文基于SPIRou对43颗M矮星的近红外光谱偏振观测，系统测量其纵向磁场并利用贝叶斯框架推断自转周期，发现缓慢自转M矮星的磁场强度不随周期增大而减弱，提示其磁场由不同的发电机机制产生。
2023-07-26 astro-ph.SR
The Puzzling Story of Flare Inactive Ultra Fast Rotating M dwarfs. I. Exploring their Magnetic Fields
根据活动-旋转关系，快速旋转的恒星预计会显示出高水平的活动。然而，之前的TESS研究发现，周期小于一天的超快速旋转（UFR）M矮星显示出低水平的耀斑活动。因此，在这项研究中，我们利用VLT/FORS 2光谱偏振数据的10个M矮UFR恒星之间的光谱类型$\sim$ M2 - M6与$P_{\rm rot} <$ 1，检测磁场的存在。我们将样本分成大小相等的旋转周期仓，其中一颗恒星在TESS光变曲线中的耀斑比另一颗多得多。我们还使用第1和第3周期（间隔长达3年）的TESS光变曲线对样本中的长期变异性进行了分析。我们从我们的样本中识别出605个耀斑，其能量在2.0 $\times$ 10 $^{31}$和5.4 $\times$ 10 $^{34}$ erg之间。虽然我们没有发现显着差异的耀斑率之间的周期，我们的两个目标显示其光变曲线形态的变化，可能是由斑点分布的差异。总体而言，我们发现我们的样本中有五颗恒星（50%）具有可检测的磁场，强度为$\sim$ 1 - 2 kG。在这五颗恒星中，有四颗是周期仓中耀斑活动最活跃的恒星，一颗是耀斑活动最少的恒星。看起来磁场强度可能不是缺乏耀斑活动的原因，过饱和或磁场配置可能起作用。然而，很明显，旋转和活动之间的关系比随着时间的推移稳定下降更复杂。
2022-02-14 astro-ph.SR
Magnetic geometry of M dwarfs in the southern PLATO field
Université de Montpellier（蒙彼利埃大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Leiden University（莱顿大学）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie（天体物理学与行星学研究所在）；Université de Toulouse（图卢兹大学）；Univ. Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；IPAG（天文与行星学研究所）；University of Tartu（塔尔图大学）；Tartu Observatory（塔尔图天文台）；European Space Research and Technology Centre (ESA/ESTEC)（欧洲空间研究与技术中心）；INAF-Catania Astrophysical Observatory（意大利国家天体物理学院卡塔尼亚天文台）
通过分析6颗M矮星的TESS光变曲线和SPIRou光谱偏振数据，利用ZDI技术重建大尺度磁场拓扑，揭示了快速自转早型M矮星可产生偶极主导磁场、快速自转中M矮星可产生非轴对称大尺度磁场、中等自转早型M矮星磁场异常微弱等多样性特征。
2026-05-05 astro-ph.SR
Periodic Radio Emission from the M7 Dwarf 2MASS J13142039+1320011: Implications for the Magnetic Field Topology
我们提出了M7矮星2 MASS J13142039+1320011的多历元无线电和光学观测。我们在1.43，4.86，8.46和22.5 GHz探测到~1 mJy源，使其成为迄今为止从超冷矮星探测到的最宽频率范围内最明亮的无线电发射。10小时的VLA观测表明，射电辐射呈正弦变化，周期为3.89 ± 0.05小时，振幅在4.86 GHz处约为30%，在8.46 GHz处约为20%。在圆极化中也可以看到周期性，其中在4.86 GHz处，极化将螺旋度从左手反转到右手，与总强度同相。FIRST调查中的档案检测表明，无线电发射至少已经稳定了十年。我们还检测到周期光度变化的几个光学过滤器的周期为3.79小时，并测量旋转速度vsini=45+/-5公里/秒，在良好的协议与无线电和光学周期。周期和旋转速度允许我们将源的半径下限设置为>0.12 R_sun，比理论预期大约30%。无线电发射的性质可以用一个简单的模型来解释，即磁偶极子相对于恒星旋转轴不对准，由于磁极相对于我们的视线旋转而产生正弦变化和螺旋度反转。无线电发射的长期稳定性表明，磁场（因此发电机）在一个比对流翻转时间长得多的时间尺度上是稳定的。如果无线电发射是由于电子回旋脉塞过程，推断的磁场强度达到至少8千吉。
2011-07-07 astro-ph.SR
Magnetic field topology, chemical spot distributions and photometric variability of the Ap star phi Draconis
多星phi Dra的主要组成部分是北天最明亮的磁性化学特殊恒星之一。在这里，我们报告的旋转光度变化，二元性，磁场几何形状，和表面化学斑点结构的这颗星的综合研究结果。基于一年的TESS几乎连续的空间观测，我们导出了精确的测光旋转周期为1.71650213（21）d，并发现由于光的时间旅行效应，恒星光变曲线与127.9-d双星轨道的相位发生调制。我们修正了双星轨道的参数，并检测了次级的光谱贡献。的层析成像映射技术被应用到平均强度和圆偏振配置文件来自Narval高分辨率spectropolarimetric观测。该分析产生了全球磁场拓扑的详细地图以及Si、Cr和Fe丰度的表面分布。磁映射表明，表面场结构的phi Dra是占主导地位的畸变偶极分量的峰值场强为1.4千克和大的不对称性之间的极。化学地图显示，在围绕磁赤道和旋转赤道交叉点的一系列斑点中，Cr、Fe和Si（在较小程度上）增强。这些化学斑点的几何形状与局部场强或场倾斜度不直接相关。
2022-01-07 astro-ph.SR
Magnetic field topology of tau Sco. The uniqueness problem of Stokes V ZDI inversions
早期的B型恒星τ Sco展现出异常复杂、相对较弱的表面磁场。它的拓扑结构以前研究了塞曼多普勒成像（ZDI）建模的高分辨率圆偏振（斯托克斯V）的意见。在这里，我们评估的鲁棒性的斯托克斯V ZDI重建的磁场几何形状的头斯科和探索的后果，使用不同的参数化的表面磁地图。我们成功地再现了以前出版的磁场地图的头斯科使用一般的谐波扩展和直接的，基于像素的表示的磁场。这些地图表明，该领域的拓扑结构的τ Sco是由可比的贡献的极向和环向磁组件。同时，我们还发现，现有的斯托克斯V观测可以成功地拟合采用限制谐波展开，无论是忽略环向场完全或连接的径向和水平分量的极向场所需的广泛使用的位场外推技术。这些替代建模方法导致更强和拓扑上更复杂的表面场结构。不同的ZDI选项恢复的场分布有显着差异，产生不可区分的斯托克斯V配置文件，但不同的线性偏振（斯托克斯Q和U）签名。我们的调查强调了著名的问题的非唯一性的斯托克斯V ZDI反演。对于具有类似于τ Sco（相对复杂的场，缓慢旋转）的性质的磁星，磁重建的结果敏感地依赖于所采用的场参数化。斯托克斯Q和U分光偏振观测是打破表面磁场模型简并性的唯一途径。
2015-11-24 astro-ph.SR
The puzzling story of flare inactive ultra fast rotating M dwarfs -- III. Investigating X-ray Activity
University of Warwick（华威大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), Quantum, University of Turku（芬兰ESO天文学中心（FINCA），量子，图尔库大学）
本文通过Swift和XMM-Newton的X射线观测研究了10颗快速旋转的M矮星的X射线亮度，发现其未表现出超饱和现象，可能处于饱和或增强状态，且通过TESS光变曲线分析发现其光斑活动存在长期变化。
2026-04-09 astro-ph.SR
The complex magnetic field topology of the cool Ap star 49 Cam
49 Cam是一颗冷的磁性化学特殊恒星，以显示出强烈而复杂的塞曼线性偏振特征而闻名。本文介绍了49凸轮使用INVERS 10磁多普勒成像代码和高分辨率光谱偏振数据收集的所有四个斯托克斯参数与ESPaDONS和Narval光谱偏振仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜和Pic du Midi天文台获得的磁性和化学表面地图。49 Cam的重建磁场图显示了一个相对复杂的结构。描述的磁场拓扑结构的球谐函数，我们发现显着的贡献模式高达l=3，包括环形组件。使用简单的低阶多极磁场结构无法再现观测结果。49 Cam表现出的磁场复杂程度在其他冷Ap星的磁图中还没有看到。因此，我们得出结论，相对复杂的磁场中观察到的Ap星在低和高有效温度。除了绘制磁场图外，我们还得到了Ca，Sc，Ti，Cr，Fe，Ce，Pr，Nd，Eu等9种化学元素的表面丰度分布。将这些丰度图与重建的磁场几何图进行比较，我们发现某些元素的丰度分布与磁场没有明确的关系。然而，对于其他元素的一些不同的模式被发现。我们讨论这些结果的背景下，其他最近的磁映射研究和辐射扩散的理论预测。
2017-06-28 astro-ph.SR
Magnetic White Dwarfs
本文综述了孤立和双星磁白矮星（MWD）的观测和理论研究现状。观察到孤立MWD的磁场在10^3- 10^9 G范围内。虽然上限截止似乎是真实的，但下限更难以调查。低于几个10^3G的磁性事件仍然需要通过在8米级望远镜上进行的灵敏的分光偏振测量来确定。高磁性WD倾向于表现出复杂的非偶极场结构，其中一些对象显示出高阶多极的存在。没有证据表明强磁性WD的磁场会随着时间的推移而衰减，这与估计的欧姆衰减时间尺度约为10^11年是一致的。作为一个类别，MWD似乎也比弱磁性或非磁性对应物更重。在双星系统中也发现了MWD，它们从低质量的施主恒星吸积物质。这些双星被称为磁激变变星（MCV），占所有已知变星的20- 25%。MCV的塞曼和回旋加速器光谱显示了$\sim 7-230$ \，MG范围内的场的存在。在高场MCV（极）中已经推断出复杂的场几何形状，而在低场组（中间极，IP）中的磁场强度和结构要难得多。MWD中字段的起源仍在争论中。虽然化石场假说仍然是一个有吸引力的可能性，在一个二元系统的共同包络线内的场生成已经获得了动力，因为它可以解释没有与非简并同伴配对的MWD，也缺乏相对较宽的前MCV。
2015-04-30 astro-ph.SR
The prevalence of weak magnetic fields in Herbig Ae stars: The case of PDS2
磁驱动吸积和外流的模型再现了金牛T星的许多观测性质，但Herbig Ae/Be星的情况就不那么清楚了，因为对它们的磁场强度和拓扑结构知之甚少。Herbig Ae恒星PDS 2先前被包括在基于低分辨率分光偏振观测的两项磁性研究中。仅在其中一项研究中报告了存在弱平均纵向磁场。在本研究中，第一次，高分辨率的HARPS光谱偏振观测的PDS 2被用来调查的存在下，一个磁场。利用多线奇异值分解方法重建Stokes轮廓（=33+-5G），实现了对弱纵向磁场的可靠检测<B_z>。为了更好地了解晚期Herbig Be和Herbig Ae恒星的典型磁场强度，我们汇编了以前的磁场测量结果，发现只有极少数恒星的磁场强度超过200 G，这些结果挑战了我们目前对中等质量前星系中磁层吸积的理解。主序星，因为他们表明，磁场在赫比格Ae/Be星是远远弱于T金牛星的测量。
2015-02-19 astro-ph.SR
Photospheric magnetic topology of a north polar region
目标。我们的目标是，当极地地区正在逆转其主导极性时，将北极地区大部分地区的磁性恢复到接近活动最大值的状态。方法.我们利用安装在瑞典太阳望远镜的CRisp成像分光偏振仪的全光谱偏振数据。这些数据包括一条光球谱线，用来通过求解辐射转移方程来推断不同安静太阳区域的各种物理参数。我们的重点是我们的分析发现北极地区的属性和他们的比较适用于在光盘中心和低纬度安静的太阳地区的参考数据相同的分析。我们还分析了整个北极地区的磁结构的空间分布。结果我们发现，极区的物理性质（视线速度，磁通量，磁倾角和磁方位角）是兼容的发现安静的太阳在光盘中心，并发现在低纬度接近肢体的相似。具体而言，极地地区的磁性没有特殊的特征。从视线转换到局部参考系的结构可能具有大的磁通量（$>10^{17}$ Mx），并且极性不平衡，具有主导的正极性，最大的（$>10^{19}$ Mx）位于$73^{\circ}$纬度以下。
2020-03-09 astro-ph.SR
Magnetic field topology of the unique chemically peculiar star CU Virginis
晚B型磁化学特殊星CU Vir是中等质量恒星中自转速度最快的星之一，具有较强的古磁场。它显示了一个突出的旋转调制的光谱能量分布和吸收线的轮廓，由于化学斑点，并表现出独特的强波束可变的无线电发射。关于CU Vir的磁场拓扑结构知之甚少。在这项研究中，我们的目标是推导出，第一次，详细的地图的磁场分布在这颗恒星的表面。我们使用覆盖整个旋转周期的高分辨率光谱偏振观测。这些数据解释使用多线技术的最小二乘反卷积（LSD）和一个新的塞曼多普勒成像代码的基础上详细的偏振辐射转移建模的斯托克斯我和V LSD配置文件。这种新的磁反演方法依赖于观测覆盖的整个波长范围内的光谱合成计算，并且不假设LSD剖面表现为具有平均参数的单个谱线。我们目前的磁性和化学丰度图来自Si和Fe线。这两个元素的平均极化曲线揭示了一个显着的偏离的磁场拓扑结构的CU Vir从通常假设的轴对称偶极配置。CU Vir的场是类似偶极的，但明显是非轴对称的，显示出相反极性区域之间的场强差异很大。Si图和Fe图上的主要相对丰度亏损特征与磁性图上的弱场区一致。我们的研究提供的CU Vir的扭曲偶极磁场拓扑结构的详细信息是必不可少的化学斑点的形成，无线电发射，和旋转周期变化的这颗星。
2014-04-09 astro-ph.SR
Measuring the magnetic fields in the chromospheres of low-mass stars
研究通过长期观测测量了三颗M型矮星色球层磁场，发现其磁场强度可达数百高斯且符号与光球层磁场相反，揭示了磁场复杂性及对行星环境的影响。
2025-11-12 astro-ph.SR
Magnetic field, activity and companions of V410 Tau
我们报告了作为MaTYSSE计划的一部分进行的分析，2008年至2016年期间，使用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS仪器和Bernard Lyot望远镜的NARVAL对~0.8百万年，~1.4兆太阳的无盘弱线金牛座T星V410 Tau进行分光偏振监测。利用塞曼-多普勒成像技术，我们重建了V410 Tau的表面亮度和磁场，结果表明该恒星具有较强的斑点，并具有约550 G的相对环形磁场。我们发现V410 Tau在赤道和极点之间具有弱水平的表面差异旋转，比太阳差异旋转弱约5倍。光谱偏振数据表现出内在的变化，超越差分旋转，这指向一个发电机产生的领域，而不是一个化石领域。光度数据的长期变化表明，在我们的数据集范围内，斑点出现在纬度不断增加的地方，这意味着，如果V410 Tau有一个磁周期，它的周期将超过8年。从我们的光谱中导出原始径向速度（RV）后，我们过滤掉了恒星活动抖动，这些抖动是从我们的多普勒地图或使用高斯过程回归建模的。因此，过滤，我们的RV排除了存在一个热木星质量的同伴低于~0.1 AU，这是暗示，热木星的形成可能受到抑制的早期耗尽的拱星盘，这对于V410头可能是由密切（几十AU）M矮星伴星。
2019-09-04 astro-ph.SR
Magnetic field topology of the RS CVn star II Pegasi
冷的活跃恒星中的发电机过程产生复杂的磁场，在不同的时间尺度上负责突出的表面恒星活动和变化。对于少数冷星的磁场拓扑结构重建的时间序列的分光偏振观测使用塞曼多普勒成像（ZDI）方法。在这项研究中，我们遵循的长期演变的磁场拓扑结构的RS CVn双星II钉。我们收集了高分辨率圆偏振观测II钉使用SOFIN分光偏振仪在北欧光学望远镜。这些数据涵盖了7年内的12个时期。结合一个新的ZDI代码的多线诊断技术来解释这些意见。使用这些数据的磁反转揭示了具有0.5-1.0 kG的典型局部强度和复杂拓扑结构的演变的磁场。尽管使用了自洽的磁和温度映射技术，我们没有找到一个明确的磁和温度之间的相关性的ZDI地图的功能。我们也没有确认存在持久的方位场环中发现的其他RS CVn星。对II Peg的磁场拓扑结构的重建揭示了其表面磁场结构和扩展磁层场几何结构的显著演化。从2004年到2010年，总场能量急剧下降，场的轴对称性变得更小。这也与从主要极向为主的环形场拓扑结构的过渡相吻合。将II Peg的ZDI图与发电机理论的预测进行定性比较后发现，该恒星的磁场主要是由湍流α ^2发电机而不是太阳α ω发电机产生的。我们的结果没有显示出明显的活动经度系统，也没有证据表明存在方位发电机波。
2013-01-08 astro-ph.SR
Magnetic field topology and chemical spot distributions of the Ap star HD119419
分析早期型磁星的高分辨率分光偏振观测结果是目前获得其表面磁场拓扑和水平光点分布详细信息的最先进方法。在这项研究中，我们分析了一组新的高质量的四斯托克斯参数观测的磁性Ap星HD 119419-一个成员的14万年前的下Cen-Cru协会-的目的，研究表面场拓扑结构和映射的化学丰度点。我们使用的圆和线偏振数据收集HD 119419与HARPSpol仪器在ESO 3.6米望远镜。这些意见进行了分析，多线磁诊断技术和建模详细的磁多普勒成像代码。我们提出了一套新的平均纵向磁场测量，并推导出一个修订的恒星自转周期。我们还重新确定了基本的恒星大气参数。我们的四个斯托克斯参数磁反演揭示了一个中等复杂的表面场拓扑结构，平均场强为18 kG，最大局部强度为24 kG。一个极向偶极分量占主导地位的表面场在HD 119419的磁能谱。然而，高阶球谐分量的显着贡献也存在。我们表明，重建场的几何形状的偶极加四极部分是无法再现所观察到的振幅和形状的斯托克斯Q和U配置文件。Fe、Cr、Ti和Nd的化学丰度分布与磁场几何形状自洽，其特征在于大的丰度梯度和与磁场结构缺乏明确的相关性。对HD 119419的全斯托克斯矢量分析将现代热星磁图的研究扩展到了一颗年龄确定的疏散星团Ap星。
2017-10-12 astro-ph.SR
Modelling the radio pulses of an ultracool dwarf
最近，超冷矮星（UCD，光谱类别晚于M7）的未预料到的磁活动已经从一些射电观测中出现。这种辐射的高圆偏振特性和高亮温被解释为高频电磁波的一种有效放大机制，即电子回旋脉塞不稳定性（ECMI）。为了理解超冷矮星的磁拓扑结构、射电发射区和相关等离子体的性质，解释射电脉冲的起源和辐射机制，我们基于UCD旋转和ECMI机制建立了一个活动区模型。磁管射电爆发是由ECMI机制引起的，矮星的自转可以调制磁管射电通量对时间的积分。亮度的高度变化和脉冲的多样化轮廓可以解释为TVLM 513-46546的磁层中存在一个大规模的热活动区，具有扩展的磁结构。我们认为，在该模型中，射电光变曲线的时间剖面呈幂律形式。无线电发射区由复杂的亚结构组成。利用这个模型，我们可以确定无线电发射区和等离子体的性质（例如，大小，温度，密度）。磁拓扑也可以被约束。我们比较我们预测的X射线通量与钱德拉X射线观测TVLM 513-46546。虽然X射线探测只是轻微的显着，我们预测的流量是显着低于观测到的流量。我们认为多波长观测将有助于我们理解超冷矮星上的磁场结构和等离子体行为。
2010-09-14 astro-ph.SR
Identifying solar-like magnetic cycles with Zeeman-Doppler-Imaging (ZDI)
我们正在达到这样一个点，即分光偏振测量已经运行了足够长的时间来揭示类似太阳的磁活动周期。在本文中，我们将探讨什么是最好的策略，以确定太阳类磁周期，并询问大规模的磁场参数最好遵循太阳型磁周期，并可观察到的塞曼多普勒成像（ZDI）技术。我们接近这些问题，使用三维非潜在的磁通量输运模拟的\cite{Yeates2012}建模的太阳矢量磁场超过15年（集中在太阳活动周期23）。通量出现剖面是从太阳天气图中提取的，并用作光球通量传输模型与非势日冕演化模型结合的输入。我们从模拟地图合成光谱偏振数据，并使用ZDI重建它们。ZDI观测到的太阳活动周期被设置到其他冷星观测的背景下，我们提出了可观察到的趋势的磁场拓扑结构与时间，太阳黑子数和S指数。我们发现，轴对称的能量分数是最好的参数的ZDI可探测的大尺度领域跟踪太阳类周期。无论是表面平均大尺度场还是总磁能都是不合适的。ZDI似乎也能够恢复与S指数的环形能量的增加。我们进一步看到，ZDI可能揭示了正在运行的发电机模式和小尺度通量出现的全球特性（如活跃纬度）的暗示。
2020-10-20 astro-ph.SR
