Doppler imaging of the double-lined active binary V824 Ara
我们引入了一个迭代的频谱解缠技术结合多普勒成像，以恢复表面温度图的两个组件的双线活动的二元系统。我们的方法提供了一个机会，以分离光谱的活性成分，同时最大限度地减少不必要的干扰，从其他组件的给定的线轮廓。用双线RS CVn型双星V824 Ara的实际数据验证了该方法的有效性。由此产生的多普勒图像揭示了极地地区的冷点以及两颗恒星的低纬度特征。此外，两个组件都有热点，它们彼此面对。这可能表明恒星磁场之间的相互联系。
2013-10-15 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ Magnetic Doppler Imaging of Ap stars II: Next Generation Magnetic Doppler Imaging of $α^2$ CVn
我们提出了更新的磁场地图的化学奇特的B9 p星$α^2$ CVn创建使用一系列的时间分辨观测获得的高分辨率分光偏振仪ESPaDONS和Narval。我们将这些新的磁场图与基于MuSiCoS分光偏振仪记录的光谱的原始磁多普勒成像图进行比较，并在十年前进行。这些新的地图推断线轮廓在所有四个斯托克斯参数使用磁多普勒成像代码INVERS10。随着新的线表现出斯托克斯$IQUV$签名，我们有一个独特的见解如何派生的磁表面结构可能会受到影响的原子线选择反演。我们报告新的磁性地图的$α^2$ CVn创建使用强铁线（直接可比的MuSiCoS地图），弱铁线和铬线，所有这些都产生一个磁场结构大致与以前获得的一致。然后，我们推导出一个更新的磁性结构图$α^2$ CVn的基础上完整的样品的Fe和Cr线，我们认为产生一个更有代表性的模型的磁拓扑结构的$α^2$ CVn。与先前的映射一致，这个新更新的磁图显示了一个类似偶极的场，其具有复杂的子结构，不能用简单的低阶多极几何来解释。我们的新地图表明，无论原子线或物种的选择，重建的磁场是与先前公布的一致，这表明重建的字段是一个现实的代表磁场的$α^2$ CVn。$α^2$ CVn是第一颗获得多幅高分辨率磁图的Ap星，为大尺度和小尺度磁场的稳定性提供了重要的观测证据。
2014-02-12 astro-ph.SR
First Chromospheric Activity and Doppler Imaging Study of PW And Using a New Doppler Imaging Code: SpotDIPy
本文利用高分辨率光谱首次对PW And进行Doppler成像和色球活动研究，并推出基于最大熵方法的开源Python表面重建代码SpotDIPy，其重建结果与DoTS代码一致。
2023-10-23 astro-ph.SR
Doppler shift of the quiet region measured by meridional scans with the EUV Imaging Spectrometer onboard Hinode
空间平均（> 50“）的EUV谱线在太阳宁静区的过渡区是已知的红移。由于这种现象背后的机制尚不清楚，我们需要更多的物理信息，以限制较低的日冕的理论模型。为了获得这些信息，我们使用Hinode EUV成像光谱仪获得的光谱数据测量了宽日冕温度范围（log T[K]=5.7- 6.3）的多普勒频移。通过分析从南到北极的子午线中心到边缘变化的数据，我们成功地测量了速度，精度为3 km/s。在log T[K] = 6.0以下，发射线的多普勒频移几乎为零，误差为1--3 km/s;在此温度以上，它们发生蓝移，幅度逐渐增加，在log T[K]=6.25时达到-6.3 +/- 2.1 km/s。
2015-11-16 astro-ph.SR
Magnetic Doppler Imaging of He-strong star HD 184927
我们采用了一个广泛的新的时间序列的斯托克斯I和V光谱获得的ESPaDONS分光偏振仪在3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜的物理参数，化学丰度分布和磁场拓扑结构的慢旋转的He强恒星HD 184927。根据H-α、H-β、LSD磁测量和氦谱线的电子波，我们推断出它的自转周期为9.53071 ± 0.00120。我们使用了一个广泛的NLTE TLUSTY网格以及SYNSPEC代码来模拟观测到的光谱，并找到一个新的光度值。在这张海报中，我们介绍了恒星的物理参数和斯托克斯I和V剖面的磁多普勒成像分析结果。只有在假设存在一个大的、非常富氦的点的情况下，才能描述氦谱线的宽翼。
2013-12-10 astro-ph.SR
Doppler Shift, Intensity, and Density Oscillations Observed with the EUV Imaging Spectrometer on Hinode
用Hinode卫星上的极紫外成像光谱仪在一些活动区的日冕发射线中观测到了低振幅多普勒频移振荡。驻波和传播波都已被探测到，许多周期也已被观测到，但所有可能与活跃区有关的波模式的清晰图像尚未出现。在这项研究中，我们研究了2007年8月22- 23日在活动区附近的plage中用EIS获得的额外观测结果。我们发现多普勒频移振荡的振幅在1和2公里/秒之间的发射线范围从Fe XI 188.23埃，这是在日志T = 6.07形成的Fe XV 284.16埃，这是在日志T = 6.32。典型周期接近10分钟。我们还观察到一些检测到的多普勒频移振荡的强度和密度振荡。在观察得较好的情况下，振荡与向上传播的慢磁声波一致。用日之出太阳光学望远镜宽带滤波成像仪同时观测Ca II H线也显示了10分钟振荡的一些证据。
2010-03-01 astro-ph.SR
Doppler imaging of stellar surface structure - XXIV. The lithium-rich single K-giants DP Canum Venaticorum and DI Piscium
我们提出了第一个多普勒成像研究的两个快速旋转，单K巨星DP CVn和DI Psc，以研究表面斑点的配置，并查明其恒星的演化状态。光谱学和光度学用于确定基本的天体物理性质。多普勒成像恢复两颗星的表面温度分布，而光度光变曲线反演进行了研究DP CVn的表面活性的长期变化。DP CVn的表面差分旋转是通过将由大致一个旋转周期分开的可用后续多普勒重建互相关来估计的。这两颗恒星似乎都有高于正常的锂丰度，LTE log n为2.28（DP CVn）和2.20（DI Psc），并且应该位于RGB上第一个锂挖掘的末端。光度观测揭示旋转调制的周期为14.010 d（DP CVn）和18.066 d（DI Psc）。多普勒重建从现有的映射线很好地同意在显示的斑点图案，恢复相当低纬度的两颗星的点与温度对比度Δ T ~ 600-800 K低于未斑点的光球背景。在高纬度地区也发现了斑点，但对比度较小（DP CVn）或范围较小（DI Psc）。初步的反日型差分旋转α =-0.035发现DP CVn从互相关的后续多普勒图像。长期的光度分析支持存在活跃的类星体，以及差异旋转。
2013-01-03 astro-ph.SR
Surface Brightness Variation of the Contact Binary SW Lac: Clues From Doppler Imaging
在这项研究中，我们提出了初步的光变曲线分析的接触二进制SW Lac，使用B，V光变曲线的系统跨越2年（2009 - 2010年）。在现场建模过程中，我们使用的信息来自多普勒地图的系统，这是使用高分辨率和相位相关的光谱在2.1米奥托斯特鲁夫望远镜的麦克唐纳天文台，在2009年。结果表明，由光变曲线分析得到的光斑模型与多普勒图基本一致，但要得到更好、更可靠的光斑模型，需要采用非圆光斑建模技术。
2012-02-21 astro-ph.SR
Rotation--differential rotation relationships for late-type single and binary stars from Doppler imaging
从我们的样本的斑点晚型星显示表面差异旋转，我们发现，旋转周期和表面剪切系数$α=ΔΩ/Ω_{\rm eq}$之间的关系是显着不同的单星相比，成员在紧密的双星。单颗恒星遵循一个总的趋势，即$α$随自转周期的增加而增加。然而，在密近双星系统中，恒星的差旋对自转的依赖性要弱得多，如果有的话，这表明在这样的系统中，潮汐力是差旋的控制机制。
2017-09-27 astro-ph.SR
Zeeman-Doppler Imaging of II Peg - Magnetic field restructuring from 2004 to 2007
我们目前的塞曼多普勒图像的活跃的K2星II钉为2004年和2007年。利用我们的新ZDI代码“iMap”重建了表面磁场，该代码提供了全极化辐射转移驱动的反演，以同时重建表面温度和磁矢量场分布。II Peg在这两年都显示出显著的大尺度磁场结构。磁场主要位于高纬度地区，并以活跃的带状排列。磁场结构的戏剧性演变在这两年是可见的，其中2004年占主导地位的和主要的单极场已经发展成两个不同的和大规模的双极结构在2007年。
2009-03-09 astro-ph.SR
High Resolution Spectroscopy and Spectropolarimetry of some late F-/early G-type sun-like stars as targets for Zeeman Doppler imaging
在英澳望远镜上进行了高分辨率分光和分光偏振测量，以确定对年轻的类太阳恒星进行磁性研究的合适目标，并对早期太阳演化进行代用研究。这项研究涉及调查一些可变的晚期F-/早期G-型类太阳恒星最初确定的依巴谷任务。在这项研究中观测到的38颗恒星中，HIP 31021，HIP 64732，HIP 73780被发现是光谱双星，HIP 19072，HIP 67651和HIP 75636也可能是双星，HIP 33111甚至可能是三重系统。磁场在一些巡天星上被探测到：HIP 21632、HIP 43720、HIP 48770、HIP 62517、HIP 71933、HIP 77144、HIP 89829、HIP 90899和HIP 105388，使这些恒星成为后续塞曼多普勒成像研究的良好候选者。
2011-09-15 astro-ph.SR
The first Doppler imaging of the active binary prototype RS Canum Venaticorum
我们展示了原型活动双星RS CVn的第一张多普勒图像，这些图像来自2004年，2016年和2017年使用三个不同望远镜和观测站点观测到的高分辨率光谱。我们应用最小二乘反卷积技术，所有观测到的光谱，以获得高信号噪声线的轮廓，这是用来推导出的表面图像的活性K型组件。我们的图像显示K星上有一个复杂的斑点图案，在经度上广泛分布。我们的多普勒图像显示的所有恒星黑子都位于纬度70 $^{\circ}$以下。根据以前的光变曲线建模研究，我们没有发现K星上有极斑的迹象。使用多普勒图像来自两个连续的旋转周期，我们估计的表面微分旋转速率$ΔΩ= -0.039 \pm 0.003 ~rad~d^{-1}$和$α= ΔΩ/Ω_{eq} = -0.030 \pm 0.002$的K星。考虑到这两次旋转期间有限的相位覆盖，我们的差分旋转估计的不确定性可能更高。
2020-01-08 astro-ph.SR
Zeeman-Doppler Imaging : Old Problems and New Methods
塞曼多普勒成像（ZDI）是一种强有力的反演恒星表面磁场的方法。重建过程通常通过将逆问题转化为正则化最小二乘或优化问题来解决。在这篇文章中，我们将强调ZDI是一个固有的非线性问题，相应的正则化优化是，像许多非线性问题，可能倾向于局部极小值。我们将展示如何使用不充分的前向模型来加剧这个问题。为了促进更一致的充分辐射转移驱动的方法ZDI，我们描述了一个两阶段的战略，包括一个主成分分析（PCA）为基础的线轮廓重建和快速近似偏振辐射转移方法来合成本地斯托克斯配置文件。此外，我们介绍了一种新的统计反演方法，人工神经网络（ANN）的基础上，提供了一个快速计算的第一猜测模型，并允许将更好的物理约束到反演过程中。
2009-03-05 astro-ph.SR
Magnetic Doppler imaging of alpha^2 Canum Venaticorum in all four Stokes parameters. Unveiling the hidden complexity of stellar magnetic fields
半个多世纪以来，人们一直在研究主序上部化学奇特星中的强有序磁场。然而，直到最近才有观测方法和数值技术变得足够成熟，使我们能够记录和解释高分辨率的四斯托克斯参数谱，从而导致第一个无反射磁场模型的这些恒星。在这里，我们对典型的磁性Ap星α ^2 CVn的分光偏振观测进行了详细的磁多普勒成像分析。Fe和Cr的表面丰度分布和完整的矢量地图的恒星磁场重建在一个自洽反演使用我们的国家的最先进的磁多普勒成像代码Invers 10。我们成功地再现了α ^2 CVn的分光偏振观测的大部分细节，并绘制了一幅磁图，该磁图结合了类似偶极场的全局拓扑结构和局部的高场强点。我们证明，这些小尺度的磁结构是不可避免地需要适合的线性偏振光谱，但是，它们的存在不能推断从斯托克斯I和V的观测单独。我们对α ^2 CVn的磁多普勒成像分析和之前对53 Cam的结果支持这样的观点，即上部主序星可以拥有相当复杂的表面磁场，这种磁场只有在最大的空间尺度上才类似于斜偶极子。在所有四个斯托克斯参数的光谱是绝对必要的，揭示和有意义的特点，这一领域的复杂性在Ap星。因此，我们认为，理解恒星的磁性在其他部分的H-R图同样是不完整的，没有调查他们的线性偏振光谱。
2010-01-29 astro-ph.SR
Long-term stability of spotted regions and the activity-induced Rossiter-McLaughlin effect on V889 Herculis. A synergy of photometry, radial velocity measurements, and Doppler imaging
年轻活跃的G矮星武仙座V889（HD 171488）在多普勒图像中显示出明显的斑点，以及测光和径向速度（RV）测量的巨大变化。然而，其活性区域的寿命和演化并不为人所知。我们使用互补的数据和方法研究了恒星表面活动区的存在性和稳定性。此外，我们分析了斑点引起的RV变化和多普勒图像的相关性。测光和高分辨率光谱学被用来检查恒星活动。一个清洁样多普勒成像（DI）算法是用来获得表面重建。我们研究高精度的RV曲线，以确定其调制由于恒星活动类比罗斯特-麦克劳克林效应。为此，我们开发了一种措施，为转移的一条线的中心，并将其RV测量。我们发现，大斑点区存在V889 Her一年以上，保持相似的大尺度结构和位置。这适用于我们观察的几个时间段，涵盖十多年。此外，我们使用DI线轮廓重建，以确定长期的星点RV测量的影响。通过这种方式，我们验证了RV曲线与多普勒图像的一致性。基于长期RV数据，我们确认V889 Her的旋转周期为$1.3371 \pm 0.0002$天。
2009-04-09 astro-ph.SR
Magnetic Doppler imaging of the chemically peculiar star HD 125248
中等质量的，化学性质奇特的恒星具有强磁场，这给我们提供了一个极好的机会来研究它们表面磁场的拓扑结构，以及它们大气层中磁性几何形状和丰度不均匀性之间的相互作用。我们重建的表面磁场和丰度分布的磁Ap星HD 125248的详细地图。我们进行了分析的基础上，相位分辨，四斯托克斯参数spectropolarimetric观测与HARPSpol仪器。这些数据与磁多普勒成像技术进行了解释。我们改进了该恒星的大气参数，T_eff = 9850K +/-250K，logg = 4.05 +/-0.10。我们进行了详细的丰度分析，发现垂直分层效应的Fe II和Cr II离子。我们计算了LSD斯托克斯轮廓，并研究了它们的行为与旋转相位。我们改进了恒星的自转周期P_rot = 9.29558（6）d。HD 125248的磁多普勒成像显示其磁场主要为极向和准偶极，具有两个不同极性和场强的大斑点。Fe、Cr、Ce、Nd、Gd、Ti等元素的丰度对比度为0.9 - 3.5 dex。在这些元素中，Fe丰度图没有显示出高对比度的特征。Cr在负磁极附近富集，丰度范围为3.5 dex。稀土元素和Ti在正磁极附近富集。HD 125248的磁场与经典的轴对称偶极场几何形状有很大的偏差。其他恒星使用四斯托克斯磁多普勒成像得出的结果的比较表明，随着年龄的增加，该领域的拓扑结构变得更简单。丰度图显示出与磁场几何形状的弱相关性，但它…
2016-01-27 astro-ph.SR
PIMMS: Pulsation-Informed Magnetic Mapping of Stars with Zeeman-Doppler Imaging I. Formalism and numerical tests
针对脉动恒星表面时变速度导致传统ZDI无法精准表征表面磁场的问题，本研究提出PIMMS新代码，通过纳入脉动速度的表面积分谱线模型拟合观测，可重建多类表面分布图，已通过测试可应用于真实恒星。
2025-09-03 astro-ph.SR
How much do underestimated field strengths from Zeeman-Doppler imaging affect spin-down torque estimates?
在文献中，有许多试图估计低质量恒星在其一生中失去角动量的速率。一种方法是使用来自塞曼多普勒成像（ZDI）的磁图与所谓的“制动定律”。与其他方法相比，使用ZDI图具有优势，因为它允许将有关磁场几何形状的信息纳入估计中。然而，ZDI被认为低估了光球场强度，由于通量抵消效应。最近，Lehmann等人（2018）对一组通量输运模拟进行了合成ZDI重建，以帮助量化ZDI低估相对缓慢旋转和弱活动类太阳恒星的场强的数量。在本文中，我们评估如何低估角动量损失率估计的基础上ZDI地图可能。我们发现，他们是相对准确的强磁场的恒星，但可能被低估的一个因素高达$\sim$ 10弱磁场的恒星。此外，我们重新评估我们以前的工作，使用ZDI地图来研究不同的磁场模式的角动量损失的相对贡献。我们以前发现，偶极分量占主导地位的自旋大多数低质量的恒星。即使根据Lehmann et al.（2018）的工作，这一结论仍然成立。
2020-02-26 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetic and abundance mapping of the cool Ap star HD 24712 II. Two-dimensional Magnetic Doppler Imaging in all four Stokes parameters
目的：我们提出了一个磁多普勒成像研究的所有斯托克斯参数的冷，化学奇特的恒星HD 24712。这是首次在分辨率超过10^5的情况下进行此类分析。研究方法：分析的基础上进行的相位分辨观测线轮廓在所有四个斯托克斯参数与HARPSpol仪器连接在3.6米的ESO望远镜。我们使用的磁多普勒成像代码，INVERS10，这使我们能够同时获得的磁场几何形状和表面化学丰度分布。结果如下：我们报告的磁地图HD 24712恢复从FeI，FeII，NdIII，和NaI线强极化信号在所有斯托克斯参数的选择。我们的地磁图成功地再现了观测数据中的大部分细节。我们使用这些磁场图来生成Ca的丰度分布图。这项新的分析表明，HD 24712的表面磁场有一个占主导地位的偶极分量与较弱的贡献，从高阶谐波。Fe和Ca的表面丰度分布显示在磁赤道附近增强，在可见（正）磁极处具有不足的补丁; Nd在正磁极周围高度丰富。Na丰度图显示在负磁极周围有高的过剩。结论：基于我们的调查和类似的最近四个斯托克斯参数磁映射的研究，我们提出了一个初步的证据的假设，即Ap星与偶极类场是老的恒星比有更多的小尺度结构的磁场。我们发现，我们的丰度图是不一致的原子扩散在磁场的存在下，最近的理论计算。
2014-09-24 astro-ph.SR
Doppler Imaging of Exoplanets and Brown Dwarfs
多普勒成像使用高色散光谱技术生成旋转物体的2D全球地图。当应用于褐矮星和太阳系外行星时，这种技术可以以前所未有的细节约束全球大气动力学和/或磁场对这些物体的影响。我提出了第一个定量评估的前景多普勒成像的亚恒星物体与现有的设施和未来的巨型地面望远镜。K波段的观测灵敏度最高，但H和L波段也可用于这些目的。为了评估目标的数量和可用性，我还提出了一个汇编的光度变化，旋转周期（P）和投影旋转速度（v sin i）的棕矮星和系外行星的所有测量。几个明亮的物体已经可以用现有的仪器进行多普勒成像。随着巨大的地面望远镜的发展，多普勒成像将成为可行的几十个棕矮星和少数最明亮的直接成像的太阳系外行星（如β Pic b）。目前对P、v sin i和变异性的测量对于许多天体来说是不完整的，并且样本强烈地偏向于早期类型的天体（< L5）。因此，测量晚型物体的这些量的调查将特别有助于扩大通过多普勒成像进行全球天气监测的候选样本。
2014-04-30 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Doppler Imaging of LQ Hya for 1998-2002
在1998年10月至2002年11月的观测季节中，我们研究了LQ~Hya表面的斑点分布。我们寻找持续的活动周期，现货活动水平的趋势，并比较光度数据，特别是光变曲线最小值的派生时间段。我们应用多普勒成像技术的光球谱线使用反演代码检索图像的表面温度。我们提出了新的温度地图，使用多个谱线，共7个季节。我们从每张地图计算斑点覆盖率，结果我们发现了一个被解释为斑点周期的指示的总体趋势。在1999年3月的观测季节有一个最低值。此后，活动增加，直至2000年11月，随后活动再次普遍减少。我们没有发现任何证据表明活跃的珊瑚虫在多个观测季节持续存在。黑子活动似乎集中在两个纬度地区。当光点覆盖范围最大时，高纬度光点特别强。使用目前公认的旋转周期，我们发现现货结构显示的趋势，在相位时间图，需要一个更长的时间。我们的结论是LQ~Hya的长期活动比用类似方法分析的一些磁活动双星的长期活动更混乱，但仍然有明显的活动周期。
2015-04-14 astro-ph.SR
Magnetic Doppler imaging considering atmospheric structure modifications due to local abundances: a luxury or a necessity?
磁多普勒成像是目前解释恒星高分辨率分光偏振观测的最有力的方法。这项技术揭示了Ap星表面存在意想不到的小尺度磁场。这些研究最近受到了Stift等人（2012年）的批评，他们声称磁反转并不稳健，并且由于忽略了金属丰度增加区域的局部大气结构对斯托克斯线轮廓的反馈而受到破坏。我们表明，Stift等人错误地解释了已发表的磁多普勒成像结果，忽略了磁映射背后的一些最基本的原则。我们表明，大气结构的变化与化学斑点的恒星表面的影响当地的连续强度，但可以忽略不计的归一化本地斯托克斯配置文件。对于磁盘集成光谱的Ap星与极端的丰度变化，我们发现，平均模型大气的假设导致适度的错误斯托克斯我，但偏振光谱可以忽略不计。利用一种新的磁反演编码，结合大气结构的水平变化，我们重建了Ap星α ^2 CVn的新的磁场和铁丰度图。与以前基于单一模型大气的建模相比，化学斑点的分布变化不大，而磁场几何形状根本没有变化。这表明，由于不合理的假设和推断，以及方法上的缺陷和分析的不一致性，Stift等人的断言被夸大了。我们的讨论证明，发表的磁性反转的基础上，平均恒星大气是强大的和可靠的，并存在小尺度磁场结构的表面上的Ap星是真实的。
2012-01-09 astro-ph.SR
Surprisingly Large Doppler Shifts in Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) Solar Spectra, Resulting from an Inconspicuous Small-scale Jet in EUV Images
NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）；Physikalisch Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）
Hinode EIS观测到非日冕爆发期间的强多普勒位移，源于边缘活跃区域的小规模日冕喷射，表明EUV多普勒图比EUV图像更敏感地检测小规模爆发。
2025-12-02 astro-ph.SR
Time-series Doppler imaging of the red giant HD 208472. Active longitudes and differential rotation
HD 208472是最活跃的RS~CVn双星之一。长达十年的测光表明，这些斑点似乎以大约六年的周期改变其纵向外观，与亮度变化一致。我们的目标是空间解决HD 208472的恒星表面，并将测光结果与真实的经度和纬度的斑点外观。此外，我们还研究了该恒星的表面微分自转模式。我们采用了STELLA机器人天文台三年来高信噪比（S/N）的高分辨率光谱数据，并确定了新的和更精确的恒星物理参数。预先计算的合成光谱适合这些光谱中的每一个，我们提供了新的现场校正的轨道要素。使用每个光谱34条吸收线的样本计算S/N为几百的平均线分布。用反演代码iMap从这些线轮廓重建了总共13幅温度多普勒图像。通过对每个观测季节的连续多普勒图像进行互相关，研究了差分旋转。HD 208472上的斑点主要分布在高纬度地区，而在中低纬度地区较少出现。在任何时期都没有看到类似极冠的结构。我们在2009年至2010年期间观察到一个翻转事件，表现为斑点活动从相位0.0翻转到相位0.5，而恒星的整体亮度继续增加，并在2014年达到历史最大值。连续多普勒图像的互相关表明，类似太阳的差异旋转比太阳弱约15倍。
2016-07-22 astro-ph.SR
Doppler imaging and differential rotation of $σ^{2}$ Coronae Borealis using SONG
我们根据2015年3月至4月的11个夜晚收集的高分辨率光谱数据，提出了双线双星$σ^{2}$ CrB两个组成部分的新多普勒图像。观测到的光谱形成两个独立的数据集，具有足够的相位覆盖。我们应用最小二乘反卷积所有观察到的光谱，以获得高的信号-噪声平均配置文件，从中我们推导出的多普勒图像的两个组件的$σ^{2}$铬B同时。F9和G 0组分的表面都由明显的极斑支配。F9分量在纬度30 $^{\circ}$处有一个弱点，其中低纬度相对无特征。G 0星在纬度30 $^{\circ}$处表现出扩展的斑点结构，其表面斑点覆盖率大于F9星，这表明其磁活动水平较高。利用互相关方法，首次导出了$σ^{2}$ CrB G 0星的类太阳表面微分自转，其表面剪切速率分别为$ΔΩ= 0.180 \pm 0.004$ rad d $^{-1}$和$α= ΔΩ/ Ω_{eq} = 0.032 \pm 0.001$ .由于缺乏中低纬度的特征，我们没有获得F9星的清晰表面剪切定律，但检测到高纬度点的系统经度偏移，这表明相对于同向旋转框架的旋转较慢。
2020-05-06 astro-ph.SR
First Zeeman Doppler imaging of a cool star using all four Stokes parameters
磁场普遍存在于活跃的冷星中，但一般来说，磁场是复杂而微弱的。目前冷星磁场的塞曼多普勒成像（ZDI）研究主要采用圆偏振观测，因为线偏振难以检测，需要更复杂的辐射转移模型来解释。但是，在以前的理论研究和对磁性Ap星的观测分析中已经表明，在磁反转过程中包括线性极化可以正确地恢复许多丢失或误解的磁性特征。我们已经获得了相位分辨观测的所有四个斯托克斯参数的RS CVn星II钉在两个不同的时代。在这里，我们提出的温度和磁场地图重建这颗星使用所有四个斯托克斯参数。这是ZDI首次对冷活跃恒星进行此类研究。我们的磁反转揭示了一个高度结构化的磁场拓扑结构的两个时代。当考虑线性偏振时，某些表面特征的强度是两倍甚至四倍。重建场图的总磁能也变得高约2.1-3.5倍。当使用四个斯托克斯参数时，随着场能量向高次谐波模式转移，整体复杂性也增加。结果表明，在几个恒星半径的距离处，由于大尺度场分量的减小，磁场变弱。
2015-04-01 astro-ph.SR
Doppler imaging of the helium-variable star a Cen
氦特有的恒星a Cen除了其众所周知的极端氦变率外，还表现出铁、氮和氧等元素的线轮廓变化。新的高S/N，高分辨率的光谱被用来执行一个定量测量的丰度的恒星和确定的关系，较重的元素在恒星表面的氦浓度和磁场方向的浓度。多普勒图像已经使用Rice和其他人在早期论文中描述的程序创建。一个替代的表面丰度映射代码已被用来模拟氦线的变化后，我们的多普勒成像的某些个别氦线产生平庸的结果。我们证实了长期存在的氦丰富和氦贫半球的一个岑，我们测量的差异超过两个数量级的氦丰度从一侧的恒星到其他。在氦丰富的半球的大部分地区，氦的过剩系数约为5。特别值得注意的是，我们发现贫氦半球具有非常高的氦-3丰度，约等于氦-4丰度。因此，Cen是氦-3恒星小组的新成员，也是该类中第一个公认的磁性成员。对于这里研究的三种金属，在赤道附近有两个与正磁场最大值相一致的强丰度集中区和两个稍弱的丰度集中区，其中氦浓度集中区位于中心位置，大致位于磁场的负峰值处，另一个强丰度集中区位于赤道附近，这不能用与氦丰度的任何简单对称性来解释或视磁场主极位置。
2010-07-06 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
The radius and effective temperature of the binary Ap star beta CrB from CHARA/FLUOR and VLT/NACO observations
使用快速振荡Ap（roAp）恒星的星震学的前景受到基本恒星参数的巨大不确定性的阻碍。文献中的有效温度（Teff）的结果通常跨越1000 K的范围。我们的目标是减少系统误差，提高Teff校准的Ap星的新的干涉测量的基础上。我们获得了长基线干涉观测β CrB的CHARA/FLUOR仪器。为了解开这个双星的两个组件的流量贡献，我们获得了VLT/NACO自适应光学图像。我们确定β CrB A的边缘暗化角直径为0.699 ± 0.017 mas（来自干涉测量法），β CrB B的边缘暗化角直径为0.415 ± 0.017 mas（来自表面亮度-颜色关系），对应于半径为2.63 ± 0.09 Rsun（3.4%的不确定性）和1.56 ± 0.07 Rsun（4.5%）。根据卫星紫外数据、可见光分光光度法和红外宽带数据确定了A和B组分的组合热辐射通量。来自B分量的通量占总通量的16 ± 4%，是通过将ATLAS 9模式大气与宽波段NACO J和K星等拟合而确定的。将A分量的通量与其测量的角直径相结合，我们确定了有效温度Teff（A）= 7980 ± 180 K（2.3%）。我们的新的干涉和成像数据，使一个几乎模型独立的确定β CrB A的有效温度。包括我们最近的研究阿尔法Cir，我们现在有直接的Teff测量的两个最亮的roAp星，提供了一个强有力的基准Teff规模的Ap星的改进校准。这将支持使用…
2009-12-16 astro-ph.SR
Doppler images of the RS CVn binary II Pegasi during the years 1994-2002
我们公布了16多普勒成像温度图的年份1994-2002年的活动RS CVn星II Peg。1999年至2002年的六幅地图是根据以前未发表的观测结果绘制的。通过多普勒成像，我们要研究的恒星的斑点演变，特别是与以前的结果显示一个周期性的斑点行为和持久的活动的eclendes进行比较。这些观测数据是由北欧光学望远镜的SOFIN光谱仪收集的。使用基于Tikhonov正则化的多普勒成像代码计算温度图。在1994年至2001年期间，我们的结果显示出一致的趋势，在推导出的主要和次要的温度最小值随时间的推移，使磁结构似乎旋转得更快一些比这个近距离双星的轨道周期。在2001年和2002年观测季节之间，活动区发生了一次突然的位相跳变。没有明显的趋势，随着时间的推移，在推导出的纬度的斑点，这表明系统的运动可能与漂移的斑点产生机制，而不是差分旋转。导出的温度图与先前用不同方法获得的温度图非常相似，主要差异发生在斑点纬度和斑点结构的相对强度上。我们观察到的经度和纬度的变化，在现场活动的II钉。然而，我们的结果是不一致的，在以前的研究中提出的周期行为。
2010-06-15 astro-ph.SR
Doppler imaging of a southern ApSi star HD 152564
本研究利用中分辨率光谱对Ap星HD 152564进行多元素多普勒成像，确定了其大气参数和元素丰度，揭示了硅等元素的表面不均匀分布及垂直分层特征。
2023-12-15 astro-ph.SR
How reliable is Zeeman Doppler Imaging without simultaneous temperature reconstruction?
目的：本研究的目的是进行塞曼多普勒成像（ZDI）的数值测试，以评估是否正确的重建磁场是在所有可能的，而不考虑温度的恒星，其中磁和温度的不均匀性是空间相关的。方法：我们使用了现代ZDI代码采用物理现实的治疗偏振辐射转移在所有四个斯托克斯参数。我们产生了孤立的磁点和磁特征与冷温度点相吻合的人工观测，然后从这些数据重建磁场和温度分布。结果如下：使用斯托克斯I和V同时为具有均匀温度分布的恒星绘制磁场和温度图，产生的磁场强度相对于其真实值通常被低估了10-15%。当温度保持恒定，不使用Stokes I磁测图时，低估率为30- 60%。同时，冷点内的磁场的强度被低估了80-95%，并且当忽略温度变化时，点的几何形状也很难重建。另一方面，在磁测图中考虑温度变化后，反演质量大大提高。当使用所有四个斯托克斯参数时，冷斑内的重建场强被低估了30-40%，但与仅使用圆偏振的实验相比，可以非常准确地恢复光斑几何形状。结论：如果忽略温度的不均匀性，那么对具有高对比度温度斑点的恒星进行可靠的磁场重建基本上是不可能的。一个物理上真实的线轮廓建模方法，同时占两种类型的不均匀性，需要有意义的ZDI冷活跃的恒星。
2012-10-02 astro-ph.SR
Zeeman Doppler Imaging of $τ$Ceti: The Weakest Magnetic Field Detected in a Sun-like Star
本研究利用CFHT数据重建了类太阳恒星$τ$Ceti的首幅ZDI图，探测到极弱的偶极磁场，直接证实了减弱磁制动假设中大尺度偶极场减弱的预测。
2025-09-15 astro-ph.SR
Revisiting the Rigidly Rotating Magnetosphere model for $σ$ Ori E - II. Magnetic Doppler imaging, arbitrary field RRM, and light variability
Townsend，Owocki & Groote（2005）将刚性旋转磁层（RRM）模型应用于B2 Vp恒星sigma OriE的初步成功开启了对这一原型天体进行观测监测的新时代。我们利用高分辨率光谱偏振和磁多普勒成像（MDI）技术，同时确定的磁配置，这是主要是偶极，极性强度Bd = 7.3-7.8 kG和较小的非轴对称四极贡献，以及表面分布的丰富的He，Fe，C和Si。我们描述了一个修订后的RRM模型，现在接受一个任意的表面磁场配置，作为输入的MDI模型的字段拓扑结构。由此产生的合成Ha发射和宽带光度观测一般同意的意见，但是，一些功能是不太适合。为了探索光球对观测到的光度变化的贡献的可能性，MDI丰度图被用来计算合成光球光变曲线，以确定表面不均匀性的影响。包括计算的光球亮度调制未能提高观测和计算测光之间的协议。我们的结论是，不能解释为不均匀的表面丰度的影响的差异。紫外光变化的分析表明，观测到的变化和计算的光变曲线之间有很好的一致性，支持光球光变计算的准确性。因此，我们的结论是，重要的额外的物理是必要的RRM模型，以可接受地再现观测不仅西格玛猎户座E，但也有显着的恒星风-磁场相互作用的其他类似的恒星。
2015-05-18 astro-ph.SR
New aspects of Doppler imaging in Sun-as-a-star observations
伯明翰太阳振荡网络（BiSON）仪器使用共振散射光谱仪对太阳进行未解析的多普勒速度观测。未分辨的测量在整个太阳圆盘上并不均匀，因此观测数据并不代表整个表面的均匀平均值。太阳自转和临边暗化对不均匀性的影响以前已经被考虑过（Brookes et al. 1978 a），并得到了很好的理解。在这里，我们考虑一个进一步的影响，源于仪器本身。从太阳圆盘上的特定区域观察到的光的强度取决于在仪器中形成的太阳圆盘的图像上的该区域与检测器之间的距离。大多数BiSON仪器都有两个探测器位于太阳圆盘图像的相对两侧，每个探测器的观测结果都对圆盘的不同区域进行加权。因此，每个探测器观测到的太阳振荡的可见度和振幅以及太阳噪声的实现将有所不同。我们发现，模型化的偏见是敏感的许多不同的参数，如太阳吸收线的宽度，磁场的强度，在共振散射光谱仪，太阳的旋转轴的方向，由仪器观察到的图像的大小和光学深度的蒸汽电池。我们发现，模拟的结果最好匹配的观测时，在中心的蒸汽细胞的光学深度为0.55。不均匀加权意味着在无法分辨的太阳多普勒速度观测中引入了“速度偏移”，该偏移随时间变化，因此对观测的长期稳定性产生影响。
2009-04-27 astro-ph.SR
Doppler imaging combined with high-cadence photometry. I. Revisiting the surface of a pre-main-sequence flare star
Kyoto University（京都大学）；Ankara University（安卡拉大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Hitotsubashi University（一桥大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学哈库比高级研究中心）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Nishi-Harima Astronomical Observatory, University of Hyogo（兵库县立西播磨天文台）
本文通过结合光谱和光度学诊断，研究年轻快速旋转K2星PW And的表面暗斑分布，探讨高精度TESS光度学与高分辨率光谱联合分析对低纬度和南半球暗斑恢复的提升作用。
2025-12-28 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
Doppler imaging of chemical spots on magnetic Ap/Bp stars. Numerical tests and assessment of systematic errors
多普勒成像（DI）是一种功能强大的光谱反演技术，可以将线剖面时间序列转换为恒星表面不均匀性的二维地图。本文研究了Ap/Bp星化学丰度DI的精度，并评估了几种不同的系统误差对重建斑点图的影响。我们模拟了中等强度偶极磁场中不同光斑分布的光谱观测数据。然后，我们重建化学地图使用不同的谱线的集合，并在反演计算中对谱线的形成作出不同的假设。我们的数值实验表明，一个现代DI代码成功地恢复输入的化学斑点分布组成的多个圆形斑点在不同的纬度或元素过剩带在磁赤道。对于最佳重建，平均重建误差不超过~0.10 dex。当从少数和/或混合的谱线中恢复丰度分布时，误差增加到约0.15 dex。忽略化学丰度DI中的2.5 kG偶极磁场导致0.2 dex的平均相对误差和0.3 dex的最大误差。如果忽略不均匀的连续亮度分布和局部大气结构的变化进行DI反演，也会遇到类似的误差。这一系列的数值DI模拟证明，在非磁性辐射转移和单一模式大气的简化假设下，反演通常是可靠的。我们评估磁场强度的几十个Ap/Bp星以前研究的DI方法，得出的结论是，绝大多数已公布的化学斑点图不受本文中所述的系统误差。（节录）
2016-11-16 astro-ph.SR
Zeeman-Doppler imaging of active young solar type stars
通过研究年轻的磁性活跃的晚型恒星，即类似于年轻的太阳，人们可以得出关于太阳发电机演化的结论。确定了三颗晚型年轻恒星表面磁场的拓扑结构，并研究了表面磁场与冷光球斑的关系。高分辨率光谱偏振的目标获得了HARPSpol仪器安装在欧洲南方天文台3.6米望远镜。斯托克斯IV测量的信噪比通过最小二乘解卷积技术结合来自大量光谱吸收线的信号来提高。使用塞曼多普勒成像技术计算表面亮度和磁场图。所有三个目标都显示出明显的磁场和冷点。只有一个目标，即V1358 Ori，显示出非轴对称模式占主导地位的证据。在两个目标中，极向场明显强于环形场，这表明$α^2$型发电机，其中对流湍流效应在弱差分旋转上占主导地位。在两种情况下，冷点和径向磁场的强度之间存在轻微的反相关性。然而，即使在这些情况下，相关性也比太阳黑子的情况弱得多。所测量的径向磁场与冷点之间的弱相关性可指示涉及混合磁极性的点或点组中的更复杂的磁场结构。与之前公布的磁场图比较显示，在其中一颗恒星HD 29615上，其潜在的磁场在2009年至2013年之间改变了极性。
2016-03-01 astro-ph.SR
Stellar magnetic fields from four Stokes parameter observations
磁多普勒成像从四个斯托克斯参数的观测发现了一个新的水平的复杂性恒星磁场以前不知道。这些新的信息对研究中、大质量恒星的磁场演化和结构具有重要意义。最近，我们进行了磁多普勒成像研究的化学奇特的恒星HD 24712使用相位分辨光谱偏振观测线轮廓在所有四个斯托克斯参数。观测是用欧洲南方天文台3.6米望远镜上的HARPSpol仪器获得的。我们的分析表明，HD 24712的磁场具有很强的偶极分量，小尺度贡献很弱。HD 24712的类偶极磁场的发现为古老的Ap星主要具有偶极磁场的假说提供了证据。我们计划对其他Ap/Bp恒星的四个斯托克斯参数观测进行磁多普勒成像，这将有助于我们了解这些恒星中磁场的性质。
2014-07-30 astro-ph.SR
Stokes IQUV Magnetic Doppler Imaging of Ap stars I. ESPaDOnS and NARVAL Observations
在本文中，我们描述和评估新的谱线偏振观测获得的目标映射的磁性AP星的表面非常详细。利用ESPaDONS和NARVAL光谱偏振仪获得了7颗明亮Ap星的100个完整或部分Stokes IQUV序列，对应于297个单独的偏振光谱。这些目标的质量范围从大约1.8到3.4个太阳质量，自转周期范围从2.56到6.80天，最大纵向磁场强度范围从0.3到超过4 kG。对于7颗恒星中的3颗，我们已经获得了对整个旋转周期进行采样的密集相位覆盖。这些数据集适用于使用磁多普勒成像（MDI）立即进行磁性和化学丰度表面测绘。对于剩下的4颗恒星，已经获得了部分相位覆盖，为了绘制这些恒星的表面，还需要进行额外的观测。减少观测的中值信噪比超过700每1.8公里\s像素。所有恒星的光谱基本上在所有单独的谱线上都显示出斯托克斯V塞曼的特征，大多数恒星在许多单独的谱线上都显示出清晰的斯托克斯QU特征。与前几代观测相比，这些观测在信噪比、分辨能力和测量不确定性方面提供了大大改进的数据集。纵向磁场的测量表明，数据在计算的不确定性内是内部一致的，通常在50至100 sigma水平。数据也被证明是在良好的协议与发表的意见，并在定性协议与发表的表面结构模型的预测。本研究确定了2006-2010年期间ESPaDOnS和NARVAL高分辨率分光偏振仪的性能和稳定性。
2012-06-25 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ magnetic Doppler imaging of Ap stars - III. Next generation chemical abundance mapping of Alpha 2 CVn
在以前的论文中，我们提出了一个更新的磁场地图的化学奇特的明星阿尔法2 CVn使用ESPaDOnS和Narval时间分辨高分辨率斯托克斯$IQUV$光谱。在本文中，我们专注于映射各种化学元素分布的表面上的α 2 CVn。利用新的磁场图和新的化学丰度分布，我们可以研究α 2 CVn表面化学丰度结构和磁场拓扑结构之间的相互作用。以前试图绘制α 2 CVn的化学丰度图依赖于较低分辨率的数据。利用我们的高分辨率（R= 65，000）数据集，我们提供了元素O，Si，Cl，Ti，Cr，Fe，Pr，Nd和Eu的9个化学丰度图。我们还从Stokes $IQUV$中的Fe和Cr线以及Stokes $IV$中的O和Cl线导出了一个更新的磁场图。这些新的地图推断，从线轮廓斯托克斯$IV$使用磁多普勒成像代码反演10。我们研究这些新的化学地图，并调查与磁拓扑结构的α 2 CVn的相关性。我们发现，元素之间的化学丰度分布不同，有两个不同的组的元素;一个积累接近的径向场的负的一部分，而另一组显示更高的丰度位于径向磁场的顺序为2千克的径向场分量的极性无关。我们比较我们的结果与以前的作品绘制了化学丰度结构的Ap星。除Cr和Fe外，我们没有发现我们重建的结果与其他映射结果之间有明显的趋势。我们也发现缺乏与理论预测的一致性。这表明我们对Ap星水平化学丰度结构的形成以及与磁场的联系的理论理解存在空白。
2014-07-29 astro-ph.SR
Zeeman-Doppler imaging of five young solar-type stars
太阳的磁场活动随太阳活动周期而变化。在其他恒星中也发现了类似的周期，但它们的细节并没有达到类似的程度。描述恒星磁周期对于理解驱动磁活动的恒星和太阳发电机是很重要的。我们提出了五个年轻的太阳型恒星的分光偏振观测，并将其与以前的观测结果进行比较，目的是识别和识别太阳周期的恒星等价物。我们使用塞曼多普勒成像（ZDI）映射的表面磁场和亮度的目标。的磁场分解成球谐展开，从中我们报告的轴对称与非轴对称，极向与环形组件的强度，并比较它们的Rossby数的恒星。我们从2017年12月开始展示了五个新的年轻太阳型恒星的ZDI地图。特别令人感兴趣的是V1358 Ori的情况，它在我们的观测和早期的观测之间经历了极性反转。一个不太明显的极性反转可能也发生在HD 35296。对于较活跃的较低Rossby数的恒星，更倾向于轴对称场，可能还有更多的环向场，但应该研究更大的样本以从中得出任何强有力的结论。对于大多数单个恒星，环向场和极向场的数量保持在与早期观测相似的水平。我们发现了V1358 Ori发生磁极反转的证据。\c{hi} 1 Ori可能是未来观测的一个有趣目标，可能有几年的短磁周期。亮度图和磁场之间的相关性很差，这可能表明存在不同极性的小尺度磁场特征，这些特征相互抵消，并且在我们的地图中没有解决。
2022-05-10 astro-ph.SR
First High-resolution Spectroscopic Observations of an Erupting Prominence Within a Coronal Mass Ejection by the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS)
光谱观测日珥喷发与日冕物质抛射（CME），虽然相对罕见，可以提供有价值的等离子体和三维几何诊断。我们报告了2014年5月9日界面区域成像光谱仪（IRIS）任务的首次观测结果，该任务与2014年5月9日相当的X1.6耀斑相关的壮观快速CME/日珥爆发。喷发的最大天平面速度和多普勒速度分别为1200和460 km/s。在多普勒速度上有两个喷发分量，相隔约200公里/秒：一个主要的明亮分量和一个次要的微弱分量，表明物质的分布是中空的，而不是实心的锥形。喷发涉及一个左旋螺旋结构，它正经历逆时针（自上而下）的解旋运动。有一个时间的演变，从向上喷发到向下回落小于自由落体速度和减少非热谱线宽度。我们发现了一个广泛的Mg II K/H线强度比（小于约2预期的光学薄的热发射）：最低的有史以来报道的中位数值为1.17发现的回落材料和一个非常高的值为1.63附近的日冕雨和中间值为1.53和1.41的两个喷发组件。回退材料在k/h比与多普勒速度以及线强度之间表现出强（$> 5 σ$）线性相关性。我们证明，多普勒调光散射色球发射的喷发物质可以潜在地解释这样的特点。
2015-02-16 astro-ph.SR
Spot evolution on the red giant star XX Triangulum. A starspot-decay analysis based on time-series Doppler imaging
太阳黑子的衰减似乎与它们的大小成线性比例。太阳黑子的衰减率与磁扩散率直接相关，而磁扩散率本身是决定磁活动周期长度的关键参数。在其他恒星上也能看到线性的斑点衰变吗？这与太阳和恒星活动周期长度的大范围一致吗？利用连续的时间序列多普勒图像研究了快速旋转的K 0巨星XX Tri（$P_{\rm rot}$ $\approx$ 24 d）上的恒星黑子演化。我们的目标是获得一个良好的采样电影的恒星表面多年来，从而检测和量化的恒星黑子衰减规律，进一步与太阳进行比较。我们获得了连续的高分辨率和相位分辨光谱与1.2米机器人STELLA望远镜在特内里费岛超过六年。对于每个观测季节，我们获得了5到7个独立的多普勒图像，每个恒星旋转一个，总共36张地图。为了量化星点面积的衰减和增长，我们将观测到的图像与基于蒙特卡罗方法的简化斑点模型相匹配。结果表明，XX Tri表面覆盖着大的高纬度和均匀的极斑，偶尔也有小的赤道斑。仅仅在六年的时间里，我们就看到了一个系统地变化的斑点分布，具有各种时间尺度和形态，例如斑点碎片化和斑点合并以及斑点衰减和形成。推断出$D$ = $-$ 0.022 $\pm$ 0.002 SH/天的平均线性衰减。我们发现了一个活跃的经度的证据相位朝向（看不见的）伴星。此外，我们检测到一个弱的太阳般的差异旋转的表面剪切$α$ = 0.016 $\pm$ 0.003。从衰变率，我们确定的湍流扩散率$…
2015-04-09 astro-ph.SR
Starspots on Young Solar-Type Stars
对年轻太阳类似物上的恒星黑子进行多普勒成像是一种通过代用资料研究太阳磁活动早期历史的方法。年轻的G矮星的多普勒图像已经显示出大的极斑的存在，延伸到中等纬度，以及对表面差异旋转的测量。其中一颗恒星（RX J0850.1- 7554）的差速自转测量结果显示，它可能是第一颗表面几乎像固体一样旋转的年轻G型矮星，与其他快速旋转的年轻G型矮星和现在的太阳的差速自转形成鲜明对比。总的来说，我们的多普勒成像结果表明，年轻的太阳拥有与今天完全不同的发电机。
2013-10-24 astro-ph.SR
Coronal upflows from edges of an active region observed with EUV Imaging Spectrometer onboard Hinode
为了更好地了解等离子体的供应和泄漏在有源区，我们调查的物理性质的上升流从边缘的有源区NOAA AR10978观察与EUV成像光谱仪（EIS）机载Hinode。我们的观测目标是测量两个流出量：多普勒速度和电子密度。
2014-11-18 astro-ph.SR
Stereoscopic Measurements of Coronal Doppler Velocities
太阳轨道飞行器飞行任务的轨道在日地线之外，离开黄道面，为综合分析太阳成像仪和分光仪获得的测量结果提供了机会。这是第一次，不同的空间光谱仪将以大角度彼此定位，从而允许对太阳大气进行三维（3D）光谱分析。这项工作的目的是准备的方法，以促进重建的三维矢量速度从两个立体LOS多普勒速度测量使用光谱成像的日冕环境（SPICE）机载太阳轨道器和近地光谱仪，而广泛分离的空间。我们开发的方法使用的库设计的STEREO任务，但适用于光谱数据从日出任务和太阳动力学天文台。我们使用众所周知的方法，静态和动态的太阳旋转立体和EUV立体三角测量的光学薄日冕EUV等离子体发射的方法。我们开发了新的算法，使用解析几何在空间中，以确定冠状环的三维速度。我们证明了我们的方法与重建的三维速度矢量在等离子体流动沿“开放”和“封闭”的磁回路。在太阳轨道标称阶段，这一技术将应用于两个航天器在不同间隔处的实际情况，航天器上有光谱仪（SPICE与界面区成像光谱仪和Hinode成像光谱仪）。我们总结了如何协调这些观察。
2021-08-04 astro-ph.SR
Surface differential rotation of IL Hya from time-series Doppler images
我们提出了一个时间序列多普勒成像研究的K-亚巨星组成的RS CVn型双星系统IL Hya（P orb=12.905 d）。从重新处理的独特的长期光谱数据集的70天，在1996/97年，我们进行了彻底的互相关分析，推导出表面的差异旋转。因此，我们得到了剪切值α为0.05的太阳型差异旋转，与以前的尝试的初步建议一致。一个可能的地面模式的纬向环流也被检测到。
2013-09-05 astro-ph.SR
Chemical abundances and doppler imaging of the Ap Si/He-wk star HD 100357
本文通过 TESS 测光和高分辨率光谱对 Ap Si/He-wk 星 HD 100357 进行丰度分析与多普勒成像，揭示其分层硅过丰、氦匮乏及环状元素低浓度区，并推测其磁场与自转轴约成 90°。
2025-08-28 astro-ph.SR
Doppler-imaging of the planetary debris disc at the white dwarf SDSS J122859.93+104032.9
围绕白矮星运行的碎片盘是残留行星系统的标志。我们提出了12年的光学光谱的金属污染的白矮星SDSS J1228+1040，它显示了稳定的变化形态的8600 Ca II三线态线轮廓从气体成分的碎片盘。我们确定了额外的发射线的O I，Mg I，Mg II，Fe II和Ca II在深共添加的光谱。这些发射功能（包括钙H & K）表现出广泛的强度和形态相对于彼此和钙II三重态，表明不同的强度分布的这些离子物种内的光盘。使用多普勒层析成像，我们表明，钙II三重态配置文件的演变可以被解释为一个固定的发射模式，在24-30年的范围内的周期的进动。钙II线配置文件的时间尺度上的变化，大致符合广义相对论进动的碎片光盘。
2015-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mapping stellar surfaces III: An Efficient, Scalable, and Open-Source Doppler Imaging Model
对恒星表面的研究可以揭示恒星的化学组成、内部结构和磁性等信息。这对太阳系外行星的探测和定性也至关重要，特别是那些在极精密径向速度（EPRV）搜索中的目标，这必须与恒星的变化相抗衡，这种变化往往比行星信号强几个数量级。其中一个最成功的方法来映射的恒星表面是多普勒成像，其中存在的不均匀性是推断从微妙的线条形状的变化，在高分辨率恒星光谱。在本文中，我们提出了一种新的，有效的，和封闭形式的解决方案的问题，多普勒成像的恒星表面。我们的模型明确允许不完整的知识的本地（休息帧）恒星光谱，允许一个学习的光谱模板的差异，同时映射恒星表面。因此，它适用于混合谱线，谱线形成机制尚未得到很好理解的光谱区域，或者其斑点具有与光球其余部分本质不同的光谱的恒星。我们在开源星空框架内实现了该模型，使其快速，可区分，易于在优化和后验推理设置中使用。作为概念验证，我们使用我们的模型来推断棕矮星WISE 1049- 5319 B的表面地图，发现与Crossfield等人的解决方案非常一致。我们还讨论了多普勒成像的背景下，EPRV的研究和描述一个可解释的光谱时间高斯过程的恒星光谱的变化，我们预计将是重要的EPRV系外行星搜索。
2021-10-12 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Simultaneous mapping of chemical abundances and magnetic field structure in Ap stars
磁性A星代表了大约$5\%$的上主序星，并表现出高度有序，非常稳定，往往非常强的磁场。它们经常显示出与恒星自转同步的亮度和谱线轮廓变化，这被认为是由恒星大气中的原子扩散产生的，这些原子扩散由多kG的磁场稳定。近年来，随着多普勒成像技术和磁多普勒成像技术的发展和应用，以及高精度光谱和分光偏振测量数据的获得，基于全斯托克斯矢量观测的Ap星化学丰度和磁场结构的同时测绘变得越来越详细。在这里，我将审查国家的最先进的理解Ap星的斑点和它们的关系，磁场，多普勒和磁多普勒成像的发展成为最强大的天体物理遥感方法和物理的Ap星的大气，我们可以推断出从同步映射的磁场结构和化学丰度。
2014-02-18 astro-ph.SR
Multi-element Doppler imaging of the CP2 star HD 3980
在磁性主序星的大气层中，化学元素的扩散导致了许多观测到的异常，例如恒星表面的丰度点。这项研究的目的是获得一个详细的图像的表面丰度分布的磁性化学奇特的恒星HD 3980。基于对A型磁性星HD 3980的高分辨率相位分辨光谱观测，重建了13种化学元素（Li，O，Si，Ca，Cr，Mn，Fe，La，Ce，Pr，Nd，Eu，Gd）的不均匀表面分布。INVERS12代码用于将线轮廓中的旋转可变性反转为元素表面分布。在中心对称的偶极磁场结构下，Li、O、Mg、Pr和Nd主要集中在磁极区域，而在磁赤道附近的区域则被贫化。Si、La、Ce、Eu和Gd的高丰度点位于磁极和磁赤道之间。除La在磁极区明显亏损外，其它元素与磁场无明显相关性。Ca、Cr和Fe沿旋转赤道和磁极周围区域出现增强。磁赤道和旋转赤道之间的交叉点构成了一个例外，特别是Ca和Cr，这是在该地区耗尽。理论预测的丰度模式与本研究确定的丰度模式之间没有明显的相关性，这可能是由于缺乏最新的理论模型，特别是对于稀土元素。
2013-03-11 astro-ph.SR
