Recurrent Jetlets Associated with the Disappearance of a Satellite Spot
本研究观测到AR 12824卫星黑子持续喷出5个喷流子，结合多台设备数据揭示其由磁对消驱动的微型通量绳喷发引发的三维零点磁重联导致，阐明了小尺度太阳喷流的物理机制。
2025-05-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Photospheric downward plasma motions in the quiet-Sun
我们分析分光偏振数据采取与日之出航天器在安静的太阳区域在磁盘中心。扭曲的红移斯托克斯$V$配置文件被发现显示出的特性的演变，总是遵循相同的相位序列。我们研究了这些事件的统计特性，使用分光偏振数据从Hinode/SP。我们还研究了上层光球和低色球层使用Mg i b2和Ca ii h数据从Hinode。最后，我们应用SIRGAUSS反演码的偏振数据，以推断大气层结的物理参数。我们还得到了这些物理参数考虑到动力学项的运动方程。Stokes V剖面显示了一个以四个不同时间步长演变的凹凸，整个过程持续108秒。斯托克斯I显示出强烈弯曲的红色翼，连续信号在晶间通道内显示出亮点。这个亮点与Mg i b2线的强红移和Ca ii h图像中的明亮特征相关。从斯托克斯轮廓反演得到的模型比平均安静的太阳模型更热，垂直磁场配置和场强在KG值的范围内。它还提出了一个高斯扰动的LOS速度分层，其中心随着时间的推移，移动到更深的层。我们研究了一种特殊类型的事件，它可以被描述为热等离子体的等离子体团，它从光球的顶部向下移动，放置在颗粒间的通道上，并且总是与强磁场浓度有关。我们认为，这种等离子体团的起源可能是一个磁重联，是发生在色球层。
2014-05-07 astro-ph.SR
Improvements on analytic modelling of stellar spots
在这项工作中，我们提出的解决方案的恒星斑点问题使用开尔文-斯托克斯定理。我们的结果适用于任何给定的位置和尺寸的恒星表面上的斑点。我们提出了明确的结果，直到第二度的临边昏暗的法律。这种技术可以用来非常有效地计算由食星体遮蔽恒星黑子所产生的相互光度效应，并构造复杂的黑子形状。
2014-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Scattering linear polarization of late-type active stars
许多活跃的恒星被斑点覆盖，比太阳更多，这是由光谱和光度观测所表明的。据预测，恒星黑子通过破坏可见星盘的对称性而引起非零的内禀线偏振。虽然很小，这种影响可能是有用的星点研究，这是特别重要的未来偏振大气层的特征外行星轨道活跃的宿主恒星。使用模型的中心到边缘的强度和偏振的连续散射的存在下，并采用一个简化的双温度光球模型，我们的目标是估计的内禀线性偏振晚型恒星的不同重力，有效温度，和斑点。我们开发了一个代码，模拟各种斑点配置或使用任意的表面映射，进行数值磁盘积分，并建立斯托克斯参数相位曲线的恒星在一个旋转周期为选定的波长。它允许估计最小和最大偏振值为一组给定的恒星参数和现场覆盖。在假设光球-光斑温度差和光斑尺寸分布的基础上，利用平行平面和球形大气模型，计算了$T_{\rm eff}$ = 3500 K - 6000 K，log $g$ = 1.0 - 5.0的晚型恒星的线偏振。采用随机光斑表面分布，分析了光斑覆盖率与偏振态的关系，确定了不同输入参数对结果的影响。此外，我们认为点配置与极地点和活跃的纬度和赤道。
2018-01-04 astro-ph.SR
High speed magnetized flows in the quiet Sun
我们已经研究了这些事件的空间和偏振特性，使用各种数据从日之出航天器。我们还推断了大气层结的物理参数反演的观测斯托克斯轮廓采用斯托克斯反演响应函数（SIR）代码的基础上。最后，我们使用同一仪器的时间序列分析了它们的演变。蓝移事件倾向于出现在颗粒边缘的明亮区域，而红移事件主要出现在颗粒间通道的黑暗区域。在连接它们的区域中可以看到大的线性偏振信号。从时间序列推断的磁性结构显示，该结构对应于一个$Ω$环，一个足点总是在颗粒的边缘和其他内部的粒间巷。从这两个事件中观测到的斯托克斯剖面反演得到的物理参数表明，相对于哈佛-史密斯参考大气，$\logτ_{500} \in (-1, -3)$的温度增加，大气底部的强磁场$B \ge 1$ kG迅速向上减小，直到在$\logτ_{500} \approx -2$消失。在蓝移事件中，视线速度从大气底部的上升流变为大气顶部的下降流。红移事件显示相反的速度分层。视线速度的符号变化发生在磁场为零的相同光学深度处。最好地解释推断的磁场配置和流动运动的物理机制是沿拱形磁通量管的虹吸流。然而，需要进一步的调查，因为虹吸流的预期特征不能明确识别。
2014-07-28 astro-ph.SR
Evolution of the magnetic field of Betelgeuse from 2009 - 2017
参宿四是一颗M-型超巨星，在它的线轮廓中呈现出圆偏振（斯托克斯V）信号，用表面磁场来解释。微弱的圆偏振信号已经被监测了7.5年，以跟踪其在不同时间尺度上的演变，并最终确定其物理起源。在过去的几年里，也定期获得了线性偏振测量。我们使用ESPaDOnS和Narval分光偏振仪获得高信噪比（S/N）的光谱，这是通过最小二乘解卷积（LSD）方法处理。为了确保非常弱的圆偏振的真实性，特别注意限制仪器效应。此外，对斯托克斯V信号进行了几次测试，以确定其恒星和塞曼起源。我们确认的圆极化的磁性性质，指向一个表面磁场的顺序为1G。斯托克斯V剖面在不同的时间尺度上呈现出变化，最突出的一个是接近长次级周期（LSP;参宿四约2000 d），通常在红色演化恒星中调用。这个长周期对于所有其他斯托克斯参数也是主要的。圆极化是暂时模拟的磁场浓度模仿斑点，特别是显示，与每个“点”的速度也遵循长时间尺度，这个信号几乎总是略有红移。从耦合变化的线性和圆偏振签名的振幅，速度和时间尺度，我们赞成巨型对流单体的偏振签名和所有的斯托克斯参数的变化的起源作为主引擎。这加强了对大对流单体是LSP起源的假设的支持。
2018-04-05 astro-ph.SR
Asymmetries of the Stokes V profiles observed by HINODE SOT/SP in the quiet Sun
我们提出的第一个分类的SOT/SP圆偏振测量的目的是突出详尽的斯托克斯V形出现从安静的太阳的整个品种。k-means用于分类在安静的Sun网络和互联网络（IN）中观察到的HINODE SOT/SP Stokes V轮廓。我们分析了一个302 × 162平方角秒的视野（FOV），可以被认为是一个完整的样本，安静的太阳测量进行在磁盘中心与0.32角秒角分辨率和0.001偏振灵敏度。这样的分类允许我们将整个数据集划分为类，每个类由聚类配置文件表示，即，这是班上的平均水平。来自分析的35个集群配置文件的集合完全表征SOT/SP安静太阳测量。网络和IN配置文件形状之间的分离是明显的-网络中的类不存在于IN中，反之亦然。非对称剖面约占剖面总数的93%。其中，约34%的轮廓是强非对称轮廓，并且它们可以被分为三个家族：蓝瓣轮廓、红瓣轮廓和类Q轮廓。蓝瓣的配置文件往往与上升流（颗粒），而红色的瓣和Q型的出现在下降流（粒间通道）。需要考虑不同于均匀磁化的米尔恩-爱丁顿（ME）大气的模型大气来解释这种分布，即，其特征在于磁场中的梯度和/或不连续性以及沿着视线（LOS）的速度。
2011-04-05 astro-ph.SR
Multi-wavelength study of a delta-spot I: A region of very strong, horizontal magnetic field
活动区NOAA 11035出现在2009年12月，在新的太阳活动周期的早期。当寄生磁通出现在旋转主导磁极附近并穿过该组中最大太阳黑子的半影时，该区域实现了三角洲太阳黑子（$δ$ -斑点）配置。可见光和红外成像光谱偏振的磁敏感的Fe I线对在6302和15650显示大的塞曼分裂的半影之间的寄生本影和主黑子本影。在最强场区的偏振斯托克斯光谱显示异常的配置文件，和强烈的蓝移被认为是在相邻的区域。使用Milne-Eddington反演代码进行剖面分析，该反演代码能够拟合具有杂散光的单个磁分量或两个独立的磁分量以验证场强。反演结果表明，两条中等磁场的剖面组合不能产生异常剖面。最大的磁场强度为3500-3800 G，与强至3.8 km/s $^{-1}$的蓝移非常接近。在这个区域的极性反转线附近看到的强的、接近水平的磁场，在太阳黑子磁流体静力平衡的标准模型的背景下是很难理解的。
2015-12-28 astro-ph.SR
On the Doppler Shift and Asymmetry of Stokes Profiles of Photospheric FeI and Chromospheric MgI Lines
我们分析了完整的斯托克斯光谱，同时测量的光球（FeI 630.15和630.25 nm）和色球（MgI b2 517.27 nm）线。这些数据是用HAO/NSO高级斯托克斯偏振仪（NOAA AR 9661）获得的。通过比较三条谱线的多普勒频移和不对称性，可以更好地理解色球谱线以及不同磁区的磁场和流场。主要结果如下：（1）对于光球FeI线观测到的半影区，Stokes I（Vi）的多普勒速度与线偏振剖面（Vlp）的多普勒速度非常接近，但与Stokes V剖面（Vzc）的多普勒速度有显著差异，这为半影区的Evershed流是磁化的并主要由水平磁分量携带提供了直接而有力的证据。(2)初步的逆Evershed效应观察到的MgI b2线提供了一个定性的证据，其形成的高度是周围或刚刚高于温度最低区域。(3)半影区的Vzc和Vlp以及孔隙区的Vzc通常接近色球层MgI线所观测到的Vi，而光球层FeI线的情况并非如此。(4)外半影和孔隙表现出类似的行为的斯托克斯V的不对称性，往往从正值的光球（FeI线），在低色球（MgI线）的负值。(5)谱斑区的Stokes V剖面在光球层中是高度不对称的，而在低色球层中更为对称。(6)强红移和大的不对称性被发现周围的磁极性反转线内的共同半影的三角洲斑点。因此，这项研究强调了使用色球线的分光偏振测量的重要性。
2010-06-17 astro-ph.SR
Warm and cool starspots with opposite polarities. A high-resolution Zeeman-Doppler-Imaging study of II Pegasi with PEPSI
我们提出了一个温度和磁场的表面地图的K2次巨星的活动二世钉。采用的是高分辨率斯托克斯IV光谱获得的新波茨坦Echelle偏振和光谱仪（PEPSI）在大双目望远镜（LBT）。我们的主要结果是，II Peg上的温度特征与其磁场拓扑结构密切相关。我们发现一个正极性的暖点（相对于有效温度温暖350 K）和径向场密度为1.1kG的冷点（780 K冷却器）共存的负极性的2kG。其他几个很酷的功能重建包含两个极性和（径向）场密度高达2千克。最大的冷点重建的温度对比度为550 K，几乎10%的可见半球的面积，并与多极磁形态。在两个表面区域中检测到高达+/-500G的场的角向分量和方位分量，这两个表面区域在具有强径向场但不同极性的斑点之间。一个无力的磁场外推表明，不同的极性的冷点和积极的极性的暖点是物理相关的，通过一个系统的日冕环的典型高度约。2颗R星。虽然H-α线核心和它的红边翼在所有旋转阶段都表现出变化，但当暖点接近恒星中央子午线时，H-α发射的蓝移主要增加，表明其环路内的高速质量运动。我们解释了温暖的斑点，由于光球加热的冲击波前从不同极性的区域之间的虹吸式流动，而大多数的冷点可能是由于预期的对流抑制，如在太阳上形成。
2019-02-28 astro-ph.SR
Imaging and spectropolarimetric observations of a band-split type II solar radio burst with LOFAR
本研究利用LOFAR的成像与分光偏振观测探究II型太阳射电暴带分裂起源，发现分裂谱带对应两个独立的激波上游发射区，磁场强度相近无磁压缩，挑战了传统的激波上下游起源理论。
2025-05-15 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Origin of Extremely Asymmetric Stokes V Profiles in an Inhomogeneous Atmosphere
本文研究了太阳光球层中Fe I 630.2nm谱线的Stokes V型异常轮廓的形成。数值2-D MHD模拟的太阳磁粒化的结果用于此。在它们的性质上，具有极不对称性的合成异常轮廓与在网络和网络间区域中以优于1 "的空间分辨率观察到的异常轮廓相似。根据我们的研究结果，在弱混合极性磁场区，异常剖面多沿极性反转线成簇出现。通常，它们位于颗粒和泳道的边缘，有时它们会在具有高速度和磁场强度梯度的强磁场集中附近相遇。结果发现，它们在大颗粒分解和新的磁通量管开始形成的区域中以簇的形式出现。不寻常的$V$轮廓可能有一至六个叶。单瓣和多瓣轮廓具有相同的起源。导致极不对称的轮廓的处理的特征在于沿视线的一个或多个极性反转以及复杂的速度和场强梯度。轮廓波瓣的数量越大，场梯度符号改变的概率越大。因此，在极不对称的$V$分布的形成区域中，磁场应该非常复杂。MHD颗粒模拟的直接结果证实了这一点，该结果表明，在下吃水边缘的速度剪切形成了涡流和湍流。这些过程通过混合场极性，特别是在颗粒的边缘，增加了磁场结构的复杂性。
2009-02-19 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
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
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
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
Opposite polarity field with convective downflow and its relation to magnetic spines in a sunspot penumbra
我们讨论了用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振计在空间分辨率接近0.15”时记录的太阳黑子半影的Fe I 630.15 nm和630.25 nm斯托克斯光谱的NICOLE反演。我们报告了位于相对水平磁场（脊柱内）和更垂直的磁场（脊柱）之间的边界处的相反极性场的狭窄径向延伸通道。这些通道具有约1 km/s的对流下降流。这些下降流靠近脊的位置与六年前提出的对流间隙模型（“间隙半影”）和最近的3D MHD模拟的预测一致。我们还确认了整个半影存在强对流，显示出预期的温度和垂直速度之间的相关性，并具有约1.2公里/秒的垂直RMS速度。
2013-04-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
A dominant magnetic dipole for the evolved Ap star candidate EK Eridani
Ek Eri是已知旋转最慢的活动巨星之一，被认为是强磁性Ap星的后代。我们进行了分光偏振研究的EK Eri超过4光度周期的目的是推断其磁场的拓扑结构。我们使用的NARVAL分光偏振仪在伯纳德Lyot望远镜在Pic du Midi天文台，随着最小二乘反卷积方法，提取高信噪比斯托克斯V配置文件的时间序列的28个偏振光谱。我们导出了表面平均纵向磁场B1。我们拟合的斯托克斯V轮廓与模型的大规模磁场，并获得塞曼多普勒图像的表面磁场强度和几何形状。观测到的B1变化高达约80 G，而其符号没有任何反转，并且与光度星历同相。活动指示器显示出在与从测光（308.8 d.）推断的旋转周期兼容的时间尺度上平滑地变化，然而，从一个旋转到另一个旋转可能会出现大的偏差。Ek Eri的表面磁场变化似乎是由一个强磁场点（负极性），这是与黑暗（冷）测光点相为主。我们的模拟表明，大规模的磁场的EK Eri是强极向的。对于旋转轴倾角i = 60°，我们得到一个几乎是纯偶极的模型。在偶极模型中，强磁/光度点对应于偶极的负极，可能是Ek Eri的Ap星祖先的遗迹。我们的观察和建模概念上支持这一假设，建议解释的杰出的磁性能的EK厄利深对流和残余的Ap星磁偶极子之间的相互作用的结果。
2011-09-26 astro-ph.SR
Flare-induced changes of the photospheric magnetic field in a $δ$-spot deduced from ground-based observations
目的：据报道，起源于活动区NOAA 11865的$δ$黑子的M级耀斑的光球层中的磁场和视线速度的变化。研究方法：2013年10月15日，在特内里费岛的真空塔望远镜（VTT）上，利用特内里费岛红外偏振仪同时获得了两条光球谱线Fe I 10783和Si I 10786的高分辨率地基近红外光谱偏振观测。观测涵盖了M级耀斑的几个阶段。对这两条线的全斯托克斯矢量进行了反演，并使用太阳动力学天文台（SDO）的（极端）紫外线过滤图将结果纳入背景。结果：活动区在整个观测期内均表现出较高的耀斑活动。在M级耀斑之后，沿极性反转线（PIL）的纵向磁场没有表现出明显的变化。然而，一个约550 G的横向磁场的增强被发现，桥接PIL和连接在$δ$ -点的相反极性的本影。与此同时，SDO上的大气成像组件（AIA）的171张滤光片显示，日冕中出现了一个新形成的环系统。然而，我们不能排除本影之间的磁连接在M级耀斑之前就已经存在于高层大气中，并且只有在它充满热等离子体之后才变得可见。光球多普勒速度显示出持续的上升流模式沿PIL没有显着的变化，由于耀斑。结论：耀斑后磁场横向分量的增加以及日冕中新形成的环系统支持了最近对耀斑模型和耀斑观测的预测。
2017-04-20 astro-ph.SR
Zeeman Doppler Imaging of ksi Boo A and B
本研究利用LBT望远镜PEPSI仪器的高分辨率斯托克斯V光谱，通过iMAP软件的迭代正则化方案反演得到年轻双星ksi Boo AB两颗子星的表面磁场分布，明确了二者的磁场形态、分量占比及强度差异。
2023-05-12 astro-ph.SR
Kinematics and Magnetic Properties of a Light Bridge in a Decaying Sunspot
我们提出了通过分析高空间和光谱分辨率的数据获得的太阳光球的CRisp成像光谱偏振仪在瑞典太阳望远镜在2011年8月6日，相关的一个大的太阳黑子与光桥（LB）在NOAA AR 11263中观察到的结果。这些数据的补充，同时日野分光偏振仪（SP）在Fe I 630.15 nm和630.25 nm线的观察。连续强度图显示对应于LB的半影细丝的径向分布的不连续性，其显示沿着其主轴的暗道（约0.3”宽和约8.0”长）。利用基于响应函数的斯托克斯反演（SIR）程序对已有数据进行反演，得到了物理参数图。从多普勒效应得到的沿LB的等离子体的视线（LOS）速度显示出朝向和远离观察者的运动，最高可达0.6 km/s，其值低于在邻近半影细丝中观察到的LOS速度。值得注意的结果是，我们发现运动朝向观察者高达0.6公里/秒，在黑暗的车道LB位于两个本影核心之间，而LOS速度运动朝向观察者强烈减少LB位于本影核心在一侧和半影灯丝在另一侧之间。统计上，LOS速度对应于上升流/下降流，并将这些结果与Hinode/SP数据进行比较，我们得出结论，周围的磁场配置（无论倾斜程度如何）可能在维持等离子体沿暗巷堆积的过程中发挥作用。从我们的研究中获得的结果支持和确认最近的磁流体动力学模拟显示沿主轴线的LBs的上升流的结果。
2016-06-23 astro-ph.SR
The formation of sunspot penumbra. I. Magnetic field properties
我们研究了活动区NOAA 11024黑子半影的形成。我们同时观察了光球铁线的斯托克斯参数在1089.6 nm的TIP和617.3 nm的GFPI分光偏振仪以及宽带图像使用G波段和CalIK过滤器在德国VTT。半影的形成与倾斜磁场密切相关。在4.5 h的观测时间内，半影区的磁通量从9.7 E +20 Mx增加到18.2 E +20 Mx，而本影区的磁通量保持不变，约为3.8 E +20 Mx。周围环境中的磁通量被并入光斑，并且通过小通量贴片（SFP）提供新的通量，其平均具有2-3E+18 Mx的通量。光斑的通量增加速率为4.2E+16 Mx/s，对应于每分钟合并一个SFP。我们还发现，在斑点半影的形成过程中：a）本影的最大磁场强度不变，b）磁中性线相对于本影保持不变，c）新的磁通量到达光斑的出射侧，而半影形成在相对侧，d）光桥的平均LRF倾角从50 °减小到37 °，以及e）随着半影的发展，斑点边界处的平均磁场强度从1.0 kG减小到0.8 kG。与细长颗粒相关联的SFP是活性区中结构形成的构建块。在太阳黑子的形成过程中，它们的贡献与孔隙的合并相当。周围安静的环境对半影的形成很重要。光桥作为合并孔隙之间捕获的颗粒的残余物，被发现在形成过程中起着至关重要的作用。它们似乎在形成过程中引导磁通量通过斑点。光桥也是第一个半影丝形成的地方。
2011-11-14 astro-ph.SR
Properties of convective motions in facular regions
本文研究了从光球层到低色球层的光斑区域内太阳颗粒的性质。我们的目的是研究颗粒结构对磁场强度的依赖性。我们使用德国真空塔望远镜获得的观测结果（特内里费岛泰德天文台），使用两种不同的仪器：三重标准具太阳光谱仪（TESOS），在BaII 4554 A线上，测量沿光球的速度和强度变化;与此同时，特内里费岛红外偏振仪（TIP-II），在FeI 1.56 $μ$ m谱线上测量斯托克斯参数和低光球层的磁场强度。结果表明，光斑区颗粒的对流速度随磁场的增大而减小，而晶间通道的对流速度随磁场强度的增大而增大。与平静区类似，中间光球层也发生了对比度和速度符号的反转。反转高度取决于磁场强度，平均比平静区高约100公里。对流速度与强度的相关性在光球底部随磁场的增大而减小，在光球上部随磁场的增大而增大。靠近盘中心观察到的晶间通道的对比度几乎与磁场强度无关。光斑区域的强磁场似乎稳定了对流，并促进了太阳大气上层更有效的能量传递，因为对流元素到达更大的高度。
2012-07-18 astro-ph.SR
Magnetic fields and differential rotation on the pre-main sequence III: The early-G star HD 106506
介绍了主序前恒星HD 106506的光度学和分光偏振学。利用肯特山天文台（MKO）的观测资料，得到了一个测光旋转周期为1.416 +/- 0.133天。在3.9米英澳望远镜（AAT）拍摄的分光偏振数据被用来通过塞曼多普勒成像（ZDI）技术得出该恒星的斑点占有率和磁性图。由此产生的亮度图表明HD 106506在所有纬度都显示出光球斑，包括一个主要的极斑。这颗恒星的方位角和径向磁场图像已经推导出来，并表示一个显着的方位角磁场，与其他活跃的年轻恒星。一个类似太阳的微分旋转定律被纳入成像过程。使用斯托克斯I信息，发现赤道自转速率$Ω_{eq}$为4.54 +/- 0.01 rad/d，光球切变$δΩ$为$0.21_{-0.03}^{+0.02}$ rad/d。这相当于赤道自转周期约为1.39 +/- 0.01天，赤道区域每隔约$30_{-3}^{+5}$天与两极重叠一次。利用磁场特征，赤道自转速率$Ω_{eq}$为4.51 +/- 0.01 rad/d，光球切变$δΩ$为0.24 +/- 0.03 rad/d。这种差异旋转大约是在太阳上观察到的4倍。
2011-02-17 astro-ph.SR
Emergence of magnetic flux generated in a solar convective dynamo. I: Formation of Sunspots and Active regions, and Origin of Their Asymmetries
我们提出了一个现实的太阳黑子和活动区形成的基础上出现的太阳对流发电机产生的通量束的数值模型。为此，我们使用的磁场和速度场在太阳对流发电机模拟的顶部边界附近的水平层，以驱动现实的辐射磁流体动力学模拟的对流区的最上层。主要结果如下：（1）出射的通量束以对流上升流的平均速度上升，并分裂成小尺度的磁性元素，这些磁性元素进一步上升到光球层，在光球层中，通过小尺度磁性元素的合并形成双极黑子对。(2)丝状半影结构在太阳黑子通过持续的通量出现而仍在增长时形成。与经典的Evershed效应相反，在半影区的大部分区域内，流入流似乎占上风。(3)一个形成良好的太阳黑子是一个大部分是单一的磁性结构，它被锚定在一个持久的深层次下沉通道中。点外的流场显示出一个巨大的涡环，包括15 Mm深度以下的流入和15 Mm深度以上的流出。(4)太阳黑子成功地再现了观测到的太阳活动区的基本特性，包括具有更强场强的更连贯的领先黑子，以及双极太阳黑子对的正确倾斜。这些不对称性可以链接到的内在不对称性的磁场和流场适应对流发电机模拟。
2017-08-16 astro-ph.SR
Magnetic field emergence in mesogranular-sized exploding granules observed with SUNRISE/IMaX data
我们报告的磁场的出现，覆盖爆炸颗粒的重要领域。球载飞行任务“日出”提供了太阳光球层的高空间和时间分辨率图像。采用局部相关跟踪（LCT）、发散度计算、时间切片、Stokes反演和数值模拟等方法，分析了日出机载IMaX获得的连续图像、纵向和横向磁场图和多普勒图像。我们表征了两个介观颗粒尺度的爆炸颗粒，其中出现了磁通量的$\sim$ 10 $^{18}$ Mx。弱单极纵向场（$\sim$ 100 G）的出现始于单个可见磁极性，占据其各自颗粒的顶部并跟随颗粒分裂。过了一段时间，混合极性开始出现，集中在下行通道。事件持续约20分钟。LCT分析证实了中颗粒尺度的扩张，显示出类似的模式，所有的物理性质，和分歧中心之间的匹配。我们发现一个类似的行为与出现事件的数值MHD模拟。颗粒膨胀速度约为1 \kms，而磁性斑块膨胀速度为0.65 \kms。分析的事件之一证明了环状结构的出现。新兴的磁通量特征的平流主要由对流运动引起的爆炸颗粒由于磁场冻结在颗粒等离子体。磁场的增强发生在晶间通道，可能是因为被引导的下行等离子体。
2011-12-20 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
Detectability of small-scale magnetic fields in early-type stars
在一小部分O星、B星和A星上发现了强的、全球组织的磁场。与此同时，许多理论和间接观测研究表明，在大质量恒星的表面普遍存在着微弱的局部磁场。然而，尚未报告直接探测到这种磁场。我们对结构化磁场的分光偏振观测特征进行了第一次全面的理论研究。这些计算被应用于解释最近的大质量恒星磁测的零结果。利用详细的偏振辐射转移计算方法，模拟了早型星的强度谱和圆偏振谱。与观测分析类似，平均斯托克斯I和V线轮廓通过应用多线平均技术获得。不同的分光偏振观测检查随机分布的径向磁场斑点与不同的空间尺度的多个实现。我们表征的圆极化曲线的幅度和平均纵向磁场作为一个功能的磁点大小。这些可观的有效温度，投影旋转速度，和倾角的依赖关系也进行了研究。利用最近完成的大质量恒星（MiMeS）调查的结果，我们推导出与MiMeS非检测兼容的小尺度磁场的上限。根据我们的模拟，现有的分光偏振观测的尖锐线大质量恒星排除了存在的小规模领域强于50-250 G，这取决于典型的斑点大小。对于宽线恒星，观测结果将这种场限制在大约1 kG以下。
2013-05-06 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
The velocity field of sunspot penumbrae II. Return flow and magnetic fields of opposite polarity
目的：寻找极性相反的半影磁场及其与下行流的对应关系。研究方法：我们使用光谱偏振HINODE数据的一个点非常接近磁盘中心，以抑制水平速度分量尽可能多的。我们的研究重点是三叶斯托克斯V型剖面。结果：从正演模拟和反演，我们表明，3瓣剖面证明存在相反的磁场。它们主要发生在中间和外部半影，并与光球深层的下行流有关。结论.标准磁图显示，只有4%的半影区域存在相反极性的磁场。如果在分析中包括3叶轮廓，则该数字增加到17%。
2013-01-10 astro-ph.SR
Photospheric Hot Spots at Solar Coronal Loop Footpoints Revealed by Hyperspectral Imaging Observations
本文利用高光谱 Hα 成像在日冕环足点发现光球热斑，通过谱线反演和磁场分析表明其源于对流驱动的磁场增强而非磁重联，可能标志着能量向高层大气注入的位置和起始。
2024-11-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Resolving star spots on WASP-85 A using high-resolution transit spectroscopy
该研究利用热木星凌星与同步 ESPRESSO 高分辨率光谱，将行星作为探针空间分辨 WASP-85 A 的活动区域，并测得黑子局部磁场及盘面磁场下限。
2025-10-19 astro-ph.EP 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
Supersonic Magnetic Flows in the Quiet Sun
在这篇文章中，我们描述了一些最近的观测高速磁化流在安静的太阳颗粒。这些观测是用平流层气球{ \sc日出}上的成像磁仪实验进行的，具有前所未有的空间分辨率和时间节奏。这些流动被识别为高度移位的圆偏振（Stokes $V$）信号。我们估计造成这些位移的LOS速度大于6 km/s $^{-1}$，因此我们称它们为{ \it超音速磁场流}。探测到的事件的平均寿命为81.3 s，它们占据的平均面积约为23\,000 km $^2$。大多数事件发生在颗粒细胞内，因此对应于上流。然而，其他一些发生在颗粒间通道或承担没有明确的关系，对流速度模式。我们分析了一些有代表性的例子，并讨论他们的磁回路，重联事件，对流坍缩。
2012-02-20 astro-ph.SR
Temporal evolution of small-scale internetwork magnetic fields in the solar photosphere
虽然主导光球网络区域的纵向场已经被广泛研究，但最近发现小尺度的横向场在安静的网间光球中无处不在。很少有观察捕捉到这个领域是如何演变的。我们的目标是统计的磁性和观察小尺度磁性特征的时间演化。我们提出了两个高空间/时间分辨率的观测，揭示了两个磁盘中心互联网络区域的动态所采取的新的GRIS/IFU（GREGOR红外光谱仪积分场单元）与高磁敏感的Fe I线对在15648.52 <$和15652.87 <$。利用SIR码，我们考虑了两种反演方案：方案1（S1），其中磁性大气嵌入在无场介质中，方案2（S2），具有两个磁性模型和固定的杂散光分量。S1反演分别返回两个数据集的中值磁场强度为200和240 G。我们认为中值横向（水平）分量，在像素与斯托克斯Q或U，和中值无符号的纵向（垂直）分量，在像素与斯托克斯V，高于噪声阈值。我们确定前者分别为263 G和267 G，后者分别为131 G和145 G。我们提出了三个感兴趣的区域（ROI），跟踪小尺度磁特征的动态。我们将S1和S2反演应用于特定的配置文件，并发现S2产生更好的近似时，有证据表明混合极性。我们发现补丁的线性极化与磁通量密度在130和150 G之间，优先出现在颗粒/晶间巷（IGL）的边界。弱hG磁场似乎是有组织的复杂的环路结构，横向领域往往两侧的极性相反的纵向领域。
2021-07-05 astro-ph.SR
The Magnetic Topology of the Weak-Lined T Tauri Star V410 - A Simultaneous Temperature and Magnetic Field Inversion
我们提出了一个详细的温度和磁场调查的金牛座T星V410头通过同步多普勒和塞曼多普勒成像。此外，我们提出了一种新的基于奇异值分解（SVD）的线轮廓重建方法来提取弱极化线轮廓。线轮廓重建的关键特征之一是SVD线轮廓可在我们的塞曼-多普勒成像代码iMap中进行辐射转移建模。该代码还利用了一个新的迭代正则化方案，这是独立的任何额外的表面约束。为了提供更多的稳定性，我们的反演策略的一个重要组成部分是反演斯托克斯I和斯托克斯V轮廓，同时重建温度和磁场表面分布的V410头。一个新的图像剪切分析也实现了允许搜索的图像和线轮廓失真引起的差分旋转的明星。我们获得的V410 Tau的磁场结构与表面温度表现出良好的空间相关性，并且由冷极斑内的强磁场主导。塞曼-多普勒地图展示了一个大规模组织的两极周围的极帽的形式扭曲的双极结构。磁场在极地区域内达到几乎2 kG的值，但在低纬度地区也存在较小的磁场。明显的非轴对称场结构和未检测到V410 Tau的差分旋转支持了一个潜在的$α^2$型发电机的想法，这是预测弱线金牛T星。
2012-11-12 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
Modeling the Magnetosphere of the B2Vp star sigma Ori E
本文介绍了由Narval和ESPaDOnS偏振分光仪观测到的B2Vp星sigma Ori E的斯托克斯I和V光谱的结果。使用最小二乘反褶积，我们研究了当前时期的纵向磁场，包括利用当前和历史数据的周期分析。猎户座σ E是典型的氦强恒星，它被证明具有强大的磁场和磁层，磁层由两个等离子体云组成，在磁场和离心力的作用下，它们在1.19天的周期内与恒星共同旋转。Townsend & Owocki（2005）的刚性旋转磁层（RRM）模型近似地再现了观测到的纵向场强、光度亮度、Halpha发射和其他各种观测值的变化。然而，在光度光变曲线的观测和模型之间有小的差异，我们建议这是由于恒星表面的化学丰度不均匀造成的。使用磁多普勒成像（MDI），未来的工作将试图确定由于丰度点和由于拱星材料的光度变化的贡献。
2010-09-21 astro-ph.SR
Undercover EUV Solar Jets Observed by the Interface Region Imaging Spectrograph
众所周知，在太阳表面发射的极紫外辐射被覆盖的冷等离子体吸收。特别是在活跃区域，EUV图像中的暗道表明大部分表面活动被掩盖。IRIS的同时观测，包括紫外光谱和狭缝颚图像提供了重要的信息与亚弧秒的空间分辨率的喷流动力学在EUV图像中看不到。我们研究了一系列来自活动区11991尾斑旁边最近形成的双极对的小喷流，这些喷流发生在2014年3月5日15：02：21 UT至17：04：07 UT。在SJI 1400 <$m（过渡区）和2796 <$m（上色球层）有明亮根部的平行外流，这在AIA 304 <$m（过渡区）和AIA 171 <$m（下日冕）的图像中几乎看不到。Si IV光谱显示出强大的蓝翼，但没有红翼增强线轮廓的喷出物的所有经常性的射流表明向外流动没有扭曲。我们看到两种类型的Mg II线轮廓产生的射流尖顶：反向和非反向。Mg II线保持光学厚，但变成光学薄的高度多普勒频移wings.The能量通量包含在每个经常性的射流估计使用的速度微分发射测量技术，测量的等离子体的发射功率作为视线速度的函数。我们发现，所有的返流喷流向日冕释放的能量相近（10 $^8$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$），向下的分量小于3%.
2016-10-26 astro-ph.SR
MOBSTER -- III. HD 62658: a magnetic Bp star in an eclipsing binary with a non-magnetic 'identical twin'
HD 62658（B 9 p V）是一颗很少被研究的特殊恒星。由KELT（Kilodegree Extremely Little Telescope）和TESS（Transiting Exoplanet Survey Satellite）获得的光变曲线显示出清晰的日食，周期约为4.75 d，以及食外亮度调制，周期也是4.75 d，与表面化学斑点的同步旋转调制一致。高分辨率ESPaDOnS圆偏振光谱仪在初级的线轮廓中显示出清晰的塞曼特征;次级中没有磁场的迹象。PHOEBE模型的光变曲线和径向速度表明，这两个组件有几乎相同的质量约3 M $_\odot$。初级的纵向磁场$\langle B_z \rangle$在大约$+100$和$-250$ G之间变化，表明表面磁偶极子强度为$B_{\rm d} = 850$ ~G。Stokes $V$曲线的贝叶斯分析表明原发灶为$B_{\rm d} = 650$ ~G，继发灶为$B_{\rm d} < 110$ G。主星的谱线轮廓变化很大，这与日食亮度调制是恒星化学斑点旋转调制的结果的假设一致。我们还检测到残留信号的光变曲线后，删除的轨道和旋转调制，这可能是脉动的起源，这可能是一致的弱线轮廓变化的次级。这个系统提供了一个很好的机会，可以通过比较两颗基本相同的恒星来研究磁场对恒星结构的影响，除了一颗是磁性的。这种系统的存在进一步表明，对化石磁场起源的…
2019-10-07 astro-ph.SR
SiO maser polarization and magnetic field in evolved cool stars
本研究利用IRAM-30 m望远镜的XPOL偏振计观测6颗演化冷恒星的SiO脉泽偏振，测得其2-5倍恒星半径区磁场为几到几十高斯，排除整体极向磁场，还发现米拉变星磁场的两月尺度变化或与脉动相关。
2024-05-21 astro-ph.SR
Spin-orbit alignment and magnetic activity in the young planetary system AU Mic
我们提出了高分辨率的近红外光谱偏振观测使用SPIRou仪器在CFHT在最近检测到的年轻行星AU Mic b的过境，与支持光谱数据从iSHELL在IRTF。我们在Stokes V剖面中探测到塞曼信号，并测量到平均纵向磁场为$\overline{B}_\ell=46.3\pm0.7$ ~G.旋转调制的磁点可能导致磁场的长期变化，斜率为$d{B_\ell}/dt=-108.7\pm7.7$ ~G/d。我们应用互相关技术测量线轮廓，并通过CCF模板匹配获得径向速度。我们发现径向速度和$B_\ell$之间的经验线性关系，这使我们能够估计径向速度的变化，恒星活动诱导通过旋转调制点的五个小时的连续监测AU Mic与SPIRou。我们对经典Rossiter-McLaughlin效应的校正径向速度进行建模，使用MCMC对模型参数的后验分布进行采样。分析表明，AU Mic b的轨道是倾斜的，并与恒星旋转轴对齐，天空投影的自旋轨道平行度为$λ=0^{+18}_{-15}$度。AU Mic b的对齐轨道表明它形成于原行星盘，该盘演化为目前AU Mic周围的碎片盘。
2020-08-10 astro-ph.EP 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
Applicability of Milne-Eddington inversions to high spatial resolution observations of the quiet Sun
太阳光球层的物理条件在水平和垂直方向上都在非常小的空间尺度上发生变化。这种复杂性可能会对精确测定太阳磁场构成严重障碍。我们研究米尔恩-爱丁顿（ME）反演的适用性，以高空间分辨率观测安静的太阳。我们的目的是了解ME推断和大气参数的实际分层之间的联系。我们使用磁对流模拟太阳表面合成不对称的斯托克斯配置文件，如在安静的太阳观察到的。然后，我们用ME近似反演轮廓。我们进行了经验分析的高度形成的ME测量和分析的ME近似所带来的不确定性。我们还调查了拟合的质量及其与模型分层的关系。高空间分辨率剖面的ME反演得到的大气参数相当准确，可用于太阳磁场的统计分析，即使拟合并不总是很好。我们还表明，ME推断不能被分配到一个特定的大气层：不同的参数采样不同范围的光学深度，甚至相同的参数可以跟踪不同的层，这取决于大气的物理条件。尽管存在这种变异性，ME反转倾向于探测颗粒中的更深层，与粒间泳道相比。
2010-05-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stratification of canopy magnetic fields in a plage region. Constraints from a spatially-regularized weak-field approximation method
磁场在色球加热问题中的作用仍然是不受限制的。大多数来自数值模型的理论预测都依赖于磁场配置、场强和连通性，其细节尚未通过观测研究得到很好的确定。对色球磁场谱区的高分辨率研究很少或根本不存在。我们的目的是研究谱区磁场矢量的分层。利用瑞典1米太阳望远镜CRISP仪器在Mg I $λ$ 5173、Na I $λ$ 5896和Ca II $λ$ 8542谱线上获得的高空间分辨率全斯托克斯观测数据。基于空间正则化的思想，我们发展了一种空间正则化弱场近似（WFA）方法。该方法允许快速计算扩展视场的磁场图。这种新技术的保真度进行了评估，使用快照从一个现实的三维磁流体动力学模拟。本文导出了谱区光球层到色球层的磁场视线分量的深度分层。磁场集中在光球层的粒间通道，并向色球层水平扩展，填满所有空间，形成天篷。我们的研究结果表明，这个树冠层的下边界必须位于大约400-600公里的光球。在低色球层（$z\approx760$ km），平均冠层总磁场强度为658 G.在$z=1160$ km处，我们估计$<B_\parallel>\approx 417$ G。我们提出了一个修改的WFA，提高其适用性的数据更差的信噪比。这些方法为研究多层磁场观测提供了一种快速可靠的方法，而没有其他反演方法所固有的许多困难。
2020-09-01 astro-ph.SR
Spectropolarimetric observations of an arch filament system with the GREGOR solar telescope
拱丝系统出现在活跃的太阳黑子群中，其中纤维结构连接相反磁极性的区域，与遵循极性反转线的活动区细丝形成对比。我们使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）获得了Si I 1082.7 nm、He I 1083.0 nm和Ca I 1083.9 nm三条谱线的全斯托克斯矢量。我们主要利用近红外钙线研究光球磁场和速度，利用氦线的线芯强度和速度研究色球等离子体。弓丝系统的单个纤维将太阳黑子与磁极性相反的斑块连接起来。这些斑块不一定与磁场最强的孔隙重合。相反，优选离极性反转线不远的区域。这些地区表现出中等速度的光球下行流，但显着更高的下行流高达30公里/秒的色球氦线。我们的研究结果可以解释与新出现的通量的物质沿着上升的通量管的场线向下流动，与早期的结果一致。
2016-09-06 astro-ph.SR
Large Photospheric Doppler Shift in Solar Active Region 12673: I. Field-Aligned Flows
本研究针对太阳活动区NOAA 12673半影亮桥的强多普勒频移，结合HMI与Hinode/SP观测，用新型速度估算器DAVE4VMwDV证实场向流是频移主要成因，为δ黑子磁结构与流驱动机制研究提供依据。
2023-07-19 astro-ph.SR
Topological changes in the magnetic field of LQ Hya during an activity minimum
以前的研究相关的表面温度图，获得与多普勒成像（DI）技术，LQ Hya与长期测光。我们比较表面磁场地图，获得与塞曼多普勒成像（ZDI）技术，与同期测光，目的是量化的恒星的磁周期特性。我们倒置斯托克斯IV分光偏振到磁场和表面亮度地图使用层析反演代码，模型高信噪比平均线的最小二乘反卷积（LSD）技术产生的配置文件。的磁场和表面亮度地图揭示了类似的模式，以前的DI和ZDI的研究：非轴对称的极性磁场结构，在中纬度地区的领域无效，在赤道地区的复杂结构。极区结构与强径向场有微弱但明显的联系，赤道区结构与方位场有明显的联系。我们发现2016年至2017年之间径向场的极性反转与长期测光中观察到的活动最小值一致。反转的场强不能很容易地与所观察到的斑点，但我们发现，它们是部分连接检索字段的复杂性。与快速旋转的年轻太阳的全球磁对流模型相比，这种场的拓扑结构和极向场分量的优势可以用湍流发电机来解释，在这种发电机中，差异旋转并不起主要作用（所谓的α ^2欧米茄发电机或α ^2发电机），轴对称和非轴对称模式同时被激发。复杂的赤道磁场结构可能来自这些模拟中经常看到的扭曲（螺旋）环，而极特征将连接到具有平滑空间结构的大部分极向非轴对称分量。
2021-12-15 astro-ph.SR
The role of the Lorentz force in sunspot equilibrium
本研究通过观测与模拟对比，发现太阳黑子沿方位角的磁拓扑接近磁流体静力学平衡，洛伦兹力涨落与精细结构相关，从而解释了黑子的长期稳定性。
2025-05-29 astro-ph.SR
