Three-dimensional solar active region magnetohydrostatic models and their stability using Euler potentials
活动区是太阳大气中的典型磁结构。我们计算了几种磁流体静力学（MHS）平衡模型，其中包括有限等离子体- $β$和重力的影响，并且代表了这些三维结构。该模型的构建是基于使用两个欧拉势，$α$和$β$，表示磁场为${\bf B}=\nabla α\times \nabla β$。在固定的三维矩形区域内，用有限元数值求解理想MHS非线性偏微分方程。边界条件最初选择对应于一个潜在的磁场（无电流）与已知的相应的欧拉电位的解析表达式。其显著特点是，我们纳入了剪切的影响，逐步变形的初始位磁场。这个过程是相当通用的，并允许我们生成各种各样的MHS模型。通过气体压力和温度对欧拉势的依赖关系，将AR的热结构纳入其中。使用这种方法，我们实现了在AR中发现的特征热和过密等离子体，但我们表明，该方法也可以应用于研究开放的磁场线的配置。此外，我们调查的基本拓扑结构，包括中性线。我们的重点是结构的力平衡，我们不考虑在构建的模型中的能量平衡。此外，我们解决了计算的3D模型的稳定性的困难问题。我们发现，如果等离子体是对流稳定的，那么系统是不容易在一般发展磁瑞利-泰勒不稳定性。
2022-12-09 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic modeling of AR11768 based on a SUNRISE/IMaX vector magnetogram
上下文高分辨率的磁场测量通常只在太阳光球层中进行。像色球层和日冕这样的高层可以通过向上外推光球层的磁场来模拟。在日冕中，等离子体力可以忽略，洛伦兹力消失。在上层光球层和色球层中，磁性和非磁力是同等重要的。解决这个问题的一种方法是用磁流体静力学（MHS）模型自洽地计算等离子体和磁场。目标。我们的目标是推导出磁场，等离子体的压力和密度的AR 11768通过应用新开发的外推技术的日出/IMaX数据。方法.采用优化方法对MHS进行建模。初始条件由非线性无力场（NLFFF）和重力层结大气组成。结果在非无力层，这是空间上解决了新的代码，洛伦兹力有效地平衡的气体压力梯度力和重力。在强场区，气压和密度都是亏损的，这与观测结果是一致的。然而，在有源区边缘的某些部分也观察到更致密的等离子体。在色球层中，纤维状等离子体结构很好地跟踪磁场。在日出/SuFI 3000 { $Å$ }图像中的亮点通常伴随着等离子体压力和电流浓度。此外，MHS场线与所选色球纤维之间夹角的平均值为$11.8^\circ$，小于由NLFFF模型（$15.7^\circ$）和线性MHS模型（$20.9^\circ$）计算的结果。这表明，MHS解决方案提供了一个更好的代表性的磁场在色球层。
2020-05-28 astro-ph.SR
Starspot rotation rates vs. activity cycle phase: Butterfly diagrams of Kepler stars are unlike the Sun's
在太阳磁活动周期中，太阳黑子出现的纬度会发生变化，从而形成著名的蝴蝶图。对于其他恒星的这种现象了解甚少，因为恒星黑子的纬度通常是未知的。然而，由纬度差异旋转引起的星点旋转率的相关变化是可以测量的。使用Reinhold等人（2017）确定的3093颗具有活动周期的开普勒恒星，我们的目标是研究恒星黑子旋转速率在磁活动周期中的时间变化，以及这与恒星的活动水平，平均旋转速率和有效温度的关系。我们测量的光度变化作为一个代理的磁活动和现场旋转速率在每个季度的开普勒任务的持续时间。我们将这些测量值与循环周期相叠加。我们在固定的活动周期阶段进行平均恒星可比的平均旋转速率和有效温度。我们检测到一个明确的相关性之间的变化的活动水平和变化的恒星黑子旋转速率。这种相关性的符号和幅度取决于平均恒星自转，并在较小程度上取决于有效温度。对于缓慢旋转的恒星（周期在15-28天之间），恒星黑子的旋转速率与活动周期中的活动水平明显反相关。在10-15天的周期内会看到一个过渡，其中有效温度高于4200 K的恒星反而显示出正相关。我们的结果可以解释恒星的“蝴蝶图”，但这些似乎不同于太阳的恒星黑子旋转速率是在相位或反相位的活动水平。另外，开普勒观测到的活动周期很短（大约2.5年），因此可能是次级周期，可能类似于太阳准两年振荡。
2018-12-16 astro-ph.SR
Recovering planet radial velocity signals in the presence of starspot activity in fully convective stars
解释恒星活动是寻找围绕所有光谱类型恒星运行的更小行星的关键组成部分。我们使用多普勒成像的方法来证明，恒星黑子引起的径向速度变化可以有效地减少适度旋转，充分对流的恒星。利用太阳黑子观测数据外推的星斑分布，我们采用典型的低对比度M型矮星斑分布来合成线轮廓畸变。使用最大熵正则化拟合恢复的失真和相应的恒星径向速度的测量。该程序演示了晚M星窝藏在宜居带的轨道行星。该技术对于vsini = 1-10 km/s的恒星是有效的，将恒星噪声贡献降低了近一个数量级。通过精心选择的观测策略，该技术可用于确定恒星自转周期，并且对未知恒星倾角等不确定性具有鲁棒性。虽然证明晚型M星，该程序适用于所有光谱类型。
2016-12-03 astro-ph.SR
From Starspots to Stellar Coronal Mass Ejections -- Revisiting Empirical Stellar Relations
即将进行的任务，包括詹姆斯·韦伯太空望远镜，将很快描述位于冷K型和M型恒星周围宜居带的陆地型系外行星的大气层特征，以寻找大气生物特征。最近的观测表明，来自活跃的冷行星宿主的电离辐射和粒子环境可能对系外行星的可居住性有害。由于没有关于辐射场的直接信息，经常使用恒星活动特征之间的经验关系，包括星点的大小和磁场。在这里，我们重新审视的恒星黑子的大小和有效的恒星温度之间的经验关系，并评估其对估计恒星耀斑能量，日冕物质抛射，和通量的相关恒星高能粒子事件的影响。
2020-11-07 astro-ph.SR
3D Radiative MHD simulations of starspots
除了太阳之外，没有直接的空间分辨观测，星点的性质是通过光变曲线和分光偏振数据间接推断的。本文首次对G2 V、K 0 V和M0 V星的黑子进行了自洽的三维辐射MHD计算，这将有助于更好地理解晚型主序星的活动、变率和磁场观测结果。我们使用的MURaM代码，已被广泛用于计算“现实”的太阳黑子，为我们的模拟。我们的目标是研究基本的星斑性质，如强度对比度，温度和磁场强度随光谱类型的变化。我们首先在2D中模拟每种光谱类型的多个点，以找到适合3D运行的初始条件。我们发现，随着恒星有效温度的增加，黑子本影与周围光球层的温差增大，从M0 V星的350 K增加到G2 V星的1400 K。我们模拟的星点的这种趋势与观测结果一致。所有星斑本影的磁场强度都在3-4.5 kG范围内。G2 V和K 0 V本影具有相当的磁场强度，约为3.5 kG，而M0 V本影具有相对较高的磁场强度，约为4 kG。我们讨论了这两种趋势背后的物理原因。所有的三个恒星黑子都发展出了类似于半影的Evershed流结构。平均Evershed流速从G2 V半影区的1.32 km s $^{-1}$下降到M0 V半影区的0.6 km s $^{-1}$。
2020-03-21 astro-ph.SR
Modeling effects of starspots on stellar magnetic cycles
本研究将Babcock-Leighton发电机机制扩展至不同自转速率的太阳质量恒星，通过运动学模型发现自转较快恒星的恒星黑子在高纬度涌现且倾角更大，缩短了磁周期并影响磁场宇称，揭示了恒星黑子在大尺度恒星发电机中的关键作用。
2024-02-27 astro-ph.SR
The SPOTS Models: A Grid of Theoretical Stellar Evolution Tracks and Isochrones For Testing The Effects of Starspots on Structure and Colors
一维恒星演化模型已经成功地代表了不同天体物理背景下恒星的结构和演化，但在年轻的磁活性恒星以及具有显著潮汐相互作用的近距离双星的背景下，已经注意到了复杂性。许多谜题都与主序星和活跃的主序星有关，涉及它们的半径，颜色，某些元素丰度，以及年轻星团的共融性等。对这些谜题的一个有希望的解释是磁场活动和恒星黑子对活跃恒星结构的扭曲效应。为了帮助社区评估这一假设，我们提出了恒星参数的轨道与星点（SPOTS）模型，太阳金属丰度恒星演化轨迹和等时线，其中包括治疗的结构影响的星点的网格。模型的范围为0.1-1.3 \msun，表面覆盖率从无斑到85%，由前主序演化到红巨星分支（或15 Gyr）。我们还使用精确校准的颜色表为我们的模特制作双温合成色。我们描述的物理成分包括在SPOTS模型和比较他们的预测，其他现代进化代码。最后，我们将这些模型应用于活动恒星领域的几个开放性问题，包括年轻的食双星的半径，前主序星的色标，以及次亚巨星的存在，表明我们的模型可以解释许多特殊的活动恒星的特征。
2020-02-25 astro-ph.SR
Stellar Properties of Active G and K Stars: Exploring the Connection Between Starspots and Chromospheric Activity
我们使用阿帕奇点天文台（$R\approx$ 31，500）的ARC 3.5米望远镜中阶梯摄谱仪收集了55颗明亮的活跃和不活跃恒星的高分辨率光谱。利用SME和MOOG测量了样品中大部分恒星的光谱有效温度、表面重力和金属丰度。我们的恒星性质结果与Gaia DR2管道的光度有效温度一致。我们还测量了它们的色球$S$和$\log R^\prime_\mathrm{HK}$指数，以将恒星分类为活动或不活动，并研究色球活动与恒星黑子之间的联系。然后，我们试图推断的星点覆盖分数的活动恒星的光谱建模为一个线性组合的热和冷的不活跃的恒星光谱模板。我们发现，这是至关重要的，使用精确的颜色的恒星放置严格的先验上的似是而非的现货覆盖分数。推断的斑点覆盖率一般增加与色球活动指标$\log R^\prime_\mathrm{HK}$，虽然我们在很大程度上是不敏感的斑点覆盖小于$f_S \lesssim 20$ %。我们发现了一个缺乏恒星与小$\log R^\prime_\mathrm{HK}$和显着的斑点覆盖。
2019-06-30 astro-ph.SR
DI Herculis Revisited: Starspots, Gravity Darkening, and 3-D Obliquities
武仙座DI是一颗食双星，以理论和观测之间长期存在的拱点进动率的分歧而闻名，当发现两颗恒星与轨道严重偏离时，这一分歧得到了解决。我们使用凌日系外行星勘测卫星（TESS）的数据来完善我们对恒星进动的了解，并加强观测和理论进动率之间的比较。TESS数据显示的变化周期为1.07天，我们将其解释为主星上恒星黑子的旋转调制。这一解释得到了支持的光度异常检测期间的主食一致的星点交叉。二次日食的光变曲线显示了一种可重复的不对称性，我们将其解释为重力变暗的影响。通过将TESS数据与先前获得的数据相结合，我们确定了两颗恒星的三维自旋方向。利用这些信息，理论拱点进动率（包括潮汐、自转和广义相对论的影响）的更新值为$1.35^{+0.58}_{-0.50}$ arcsec/cycle。观测速率的更新值（包括新的TESS日食时间后）为$1.41^{+0.39}_{-0.28}$ arcsec/cycle。考虑到观测值和理论值之间的一致性，我们同时拟合了所有相关数据，假设理论是正确的。这使我们能够对恒星的平行度施加更严格的限制，主星和副星的平行度分别为$75^{+3}_{-3}$和$80^{+3}_{-3}$度。
2022-01-27 astro-ph.SR
The Relationship of Stellar Radius Inflation to Rotation and Magnetic Starspots at 10--670 Myr
本研究基于261颗年轻低质量恒星，发现半径膨胀与自转（Rossby数）及星斑覆盖比例密切相关，且温度抑制平衡膨胀以维持光度，支持磁性为直接原因。
2025-06-23 astro-ph.SR
Spectral Biases, Starspot Morphology, and Dynamo Transitions on the Pre-Main Sequence: Insights from the X-Shooter WTTS Library
基于56颗WTTS的X-Shooter光谱，研究用双温星斑模型修正恒星参数，并揭示辐射核心形成伴随磁场拓扑与发电机机制转变。
2025-07-28 astro-ph.SR
The Effect of Starspots on Spectroscopic Age and Mass Estimates of Non-Accreting T~Tauri Stars in the Taurus-Auriga Star Forming Region
本文通过近红外光谱和复合模型刻画金牛座-御夫座T Tauri星的星斑，发现考虑星斑后恒星质量平均增加60%、年龄增加一倍，修正了传统光学光谱方法的偏差。
2024-03-29 astro-ph.SR
The Effects of Starspots on Spectroscopic Mass Estimates of Low-mass Young Stars
磁场和质量吸积过程在年轻恒星的表面产生了暗点和亮点。这些斑点表现为表面热不均匀性，改变了在恒星上测量的全球温度。为了了解这些恒星黑子的影响和意义，我们对金牛座-御夫座和蛇夫座恒星形成区域的金牛座T星进行了大型iSHELL高分辨率红外光谱调查。从K波段光谱，我们测量恒星的温度和磁场强度使用磁辐射转移代码。我们比较了我们的红外衍生参数与文献光学温度，发现a）光学和红外观测之间的系统温差，和b）磁场强度和温差之间的正相关性。不一致的温度测量意味着从恒星演化模型中推断的恒星质量存在显着差异。为了辨别哪个温度更好地预测恒星的质量，我们将我们的模型推导的质量与从ALMA和PdBI测量的动态质量进行了比较。从这个比较中，我们得出结论，在恒星质量从0.3到1.3 $\rm M_\odot$的范围内，红外温度和光学温度都不能完美地再现恒星的动力学质量。但是，平均而言，红外温度比光学温度产生更精确和准确的恒星质量。
2021-11-06 astro-ph.SR
Determination of Starspot Covering Fraction as a function of Stellar Age from Observational Data
The association of starspots with magnetic fields leads to an expectation that quantities which correlate with magnetic field strength may also correlate with {starspot} coverage. Since younger stars spin faster and are more magnetically active, assessing whether {starspot} coverage correlates with shorter rotation periods and stellar youth tests these principles. Here we analyze the {starspot} covering fraction versus stellar age for M{-}, G{-}, K{-}, and F{-}type stars based on previously determined variability and rotation periods of over 30,000 { \textit{Kepler} } main-sequence stars. We d…
2019-11-13 astro-ph.EP 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
Dependence of stellar differential rotation on effective temperature and rotation: an analysis from starspot transit mapping
本文首次利用星斑凌日测绘分析13颗缓慢自转恒星的较差自转，发现旋转剪切与平均自转周期呈显著负相关（-0.77），而与有效温度仅弱相关，为恒星演化和磁发电机研究提供新见解。
2023-09-19 astro-ph.SR
Hiding in plain sight: observing planet-starspot crossings with the James Webb Space Telescope
围绕活跃恒星运行的凌日系外行星经常会隐藏可见星盘上的星点和光斑。这样的掩星经常被分光光度凌日所拒绝，因为人们认为它们不包含研究系外行星大气的相关信息。然而，它们可以提供有用的约束条件，以检索的温度的主动功能和它们的影响，透射光谱。我们分析的能力，詹姆斯·韦伯太空望远镜在确定的光谱掩星，尽管缺乏光学波长仪器上。重点是K和M光谱型，我们模拟了不同温度和不同位置的星盘的星点，并发现星点温度可以确定在几百开尔文使用NIRSpec/棱镜和建议的NIRCam/F150 W2 $+$ F322 W2的宽波长能力。我们的结果是特别有前途的情况下，K和M矮星的$_K \leq 12.5$等大的温度对比。
2021-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observationally Constraining the Starspot Properties of Magnetically Active M67 Sub-Subgiant S1063
我们对磁场活动对恒星演化的影响的理解继续展开。这种撞击可以在次亚巨星中看到，次亚巨星是指位于次巨星分支下方的恒星，在星团颜色-星等图中是主序星的红色。在这里，我们关注的是S1063，它是疏散星团M67中的一个典型的次亚巨星。我们使用了一种新的技术相结合的两个温度的光谱分解和光变曲线分析，以限制在多年的时间框架内的星点属性。利用K2和ASAS-SN的高分辨率近红外IGRINS光谱和测光数据，我们发现投影的光斑填充因子为32 $\pm$ 7%，光斑温度为4000 $\pm$ 200 K。该值锚定了光变曲线中观察到的变异性，表明S1063的斑点填充因子在四年时间段内的范围为20%至45%，平均斑点填充因子为30%。这些数值通常低于光度模型比较所确定的数值，但仍然表明S1063和其他可能的次亚巨星都是磁性活跃的斑点星。我们发现观测和理论上的比较斑点恒星是微妙的，由于预计的斑点覆盖影响估计的表面平均有效温度。这里发现的星点性质与RS CVn系统相似，支持将次亚巨星分类为另一种类型的活动巨星双星系统。这项技术开辟了表征比以前的方法更多的斑点恒星的表面条件的可能性，允许更大的未来研究来测试磁活性恒星的理论模型。
2021-11-10 astro-ph.SR
Spot evolution in the eclipsing binary CoRoT 105895502
恒星活动在晚型恒星中无处不在。食双星系统的特殊几何结构对研究恒星表面和活动具有特殊的优势。我们提出了一个详细的研究的145 d CoRoT光变曲线的短周期食二进制CoRoT 105895502。利用Nightfall软件进行光变曲线模拟，确定了CoRoT 105895502的轨道周期、有效温度、Roche瓣填充因子、质量比和轨道倾角，并分析了系统中恒星黑子的时间行为。我们的分析表明，一个短寿命（约40天）的恒星黑子，保持准静止的二元框架，和一个恒星黑子显示出以每天2.3度的速度，其寿命超过了观察的持续时间。在CoRoT波段，星斑占CoRoT 105895502的正交通量的0.6%，但是我们不能肯定地将这些星斑归因于单个的双星成分。我们的发现可以解释为差异旋转，异步恒星旋转，或系统的斑点演变。
2019-04-11 astro-ph.SR
Starspots and Magnetism: Testing the Activity Paradigm in the Pleiades and M67
我们使用APOGEE高分辨率H波段光谱测量了昂宿星团和M67疏散星团中240颗恒星的星点填充率。对于这项工作，我们开发了一种改进的光谱管道，解决了星点填充分数和星点温度对比度。我们排除了双星，发现这些星团中的绝大多数双星（80%）可以从盖亚DR 3和APOGEE标准中识别出来-这对场星应用很重要。我们的数据与独立活动代理一致，表明该技术恢复了真实的星点信号。在昂宿星，填充分数饱和的平均水平为0.248 $\pm$ 0.005的活跃的恒星下降，在较慢的旋转，我们提出了拟合函数作为Rossby数的函数。在M67中，我们恢复了主序GK星和演化红巨星分别为0.030 $\pm$ 0.008和0.003 $\pm$ 0.002的低平均填充分数，证实了该技术不会在不活跃的恒星中产生虚假的斑点信号。星点也修改衍生的光谱有效温度和对流翻转时间尺度。活跃恒星的有效温度与不活跃恒星的有效温度相差-109 $\pm$ 11 K，与Pecaut & Mamajek经验标度一致。在活跃恒星中测量的水平上的星点填充分数改变了它们推断的翻转时间尺度，这使推导出的饱和阈值偏置。最后，我们确定了一个人口的恒星统计差异平均活动Rossby关系，并提出证据表明，这些是真正的偏离Rossby标度。我们的技术适用于完整的APOGEE目录，广泛应用于恒星，银河系和系外行星天体物理学。
2022-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Magnetism and starspots: the implications for exoplanets
由恒星黑子引起的恒星变率会阻碍对系外行星的探测，并使行星性质的估计产生偏差。这些特征也可以用来研究恒星与行星之间的相互作用，以及从潜在的恒星发电机中推断出性质。然而，典型的技术，如ZDI，对大多数宿主星来说是不可能的。我们提出了一个强大的方法的基础上现场建模映射活跃的恒星表面，使我们能够统计研究恒星磁性与过境系外行星的影响和相互作用。该方法适用于活跃的开普勒-9星，我们发现小的证据，行星和恒星磁层之间可能的相互作用，导致2：1的共振之间的点旋转和轨道周期。
2013-10-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
The contribution of starspots to coronal structure
由于塞曼-多普勒成像等探测方法的进步，近年来我们对恒星磁场结构的认识取得了重大进展。将这个表面磁场外推到日冕中，提供了日冕磁场和等离子体的3D模型。这种方法主要对恒星表面亮区的磁场敏感。暗（斑点）区域被删失，因为那里的塞曼签名被抑制。通过模拟这些斑点中可能包含的磁场，我们研究了这种信息丢失可能对我们理解日冕结构的影响。作为例子，我们选择了两颗恒星（V374 peg和AB Dor），它们具有非常不同的磁图和斑点覆盖模式。我们发现，斑场的影响不仅取决于在斑点的相对量的流量，但它在恒星表面的分布。对于像AB Dor这样具有高光点覆盖率和大极点的恒星，在其最大的影响下，光点场几乎可以使开放的通量部分增加一倍（从而减少自旋下降时间），同时增加X射线发射测量两个数量级，并显着影响X射线旋转调制。
2010-08-21 astro-ph.SR
Using a neural network approach and starspots dependent models to predict effective temperatures and ages of young stars
University of Palermo（巴勒莫大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）
本研究利用神经网络和恒星斑点模型预测年轻恒星的有效温度和年龄，提高年龄预测的准确性并揭示年轻星团的年龄差异。
2025-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Older and Colder: The impact of starspots on pre-main sequence stellar evolution
我们使用一个修改后的恒星演化代码，评估恒星黑子对晚型恒星演化的影响。我们发现，质量为0.1-1.2 \msun \的严重斑点模型膨胀高达$10$ %，在前MS，和高达4%和9%的完全和部分对流星在零年龄MS，从活动的食双星系统的测量一致。类似地，黑子降低了恒星的光度和$T_{\rm eff}$，导致等时线推导的质量被低估了$2 \times$倍，年龄被低估了2-10 $\times$倍，在300万年。因此，前MS星团和它们的活跃恒星比通常报道的更古老，质量更大。如果用无斑点模型解释50%的斑点星，则用锂耗尽边界技术得到的星团年龄在$30$和$100$ Myr上分别年轻$\sim 15$ %和$10$ %。最后，锂耗尽被抑制在斑点星辐射的核心，导致一个固定温度的锂分散在MS上，如果一系列的斑点属性是目前的前MS。这种分散是足够大的解释锂丰度的传播看到年轻的疏散星团，并意味着在固定的质量和年龄的半径范围在MS前锂燃烧时代。推而广之，这意味着质量、成分和年龄并不能唯一地确定前MS恒星的HR图位置。
2015-06-03 astro-ph.SR
Butterfly diagram of a Sun-like star observed using asteroseismology
人们对恒星磁场知之甚少，但已知它对恒星演化和系外行星的可居住性很重要。它们驱动恒星活动，而恒星活动是磁场产生和演化理论模型的主要观测约束。星斑是恒星表面磁场的主要表现形式。在这项研究中，我们测量了它们的纬度随时间的变化，在太阳的情况下称为蝴蝶图，为太阳模拟HD 173701（KIC 8006161）。为此，我们使用开普勒的数据，结合在不同的时代和星震确定的恒星自转速率的纬度变化的星点自转速率。我们观察到星点的纬度有明显的变化。这是第一次使用星震数据绘制这样的图表。
2018-10-19 astro-ph.SR
Starspot activity of HD 199178. Doppler images from 1994--2017
上下文研究晚型恒星的黑子对于区分各种被认为是恒星黑子活动主要原因的发电机机制至关重要。对于这项研究，重要的是收集足够长的观测时间序列，以解开长期和短期的斑点演变。多普勒成像是一种非常有效的方法，用于研究无法角分辨的恒星斑点。目标。分析了1994-2017年期间的高分辨率光谱观测，以揭示FK彗星型亚巨星HD 199178的长期和短期活动变化。方法.大多数观测数据都是由北欧光学望远镜收集的。使用基于Tikhonov正则化的反演技术并利用多条谱线计算多普勒成像温度图。结果我们提供了一系列独特的41张温度图，跨度超过23年。所有可靠的图像都显示了一个位于可见旋转极点附近的大型冷斑区域。一些低纬度的冷特征也被恢复，虽然这些的可靠性是值得怀疑的。在平均表面温度和光斑覆盖率之间存在预期的反相关。使用多普勒图像，我们构建了相当于HD 199178的太阳蝴蝶图。结论. HD 199178在旋转极点处明显具有长期的大而冷的斑点结构。这种现货结构主导了1994-2017年的现货活动。该结构的规模和位置随着时间的推移而变化，在过去几年中逐渐增加。低纬度特征的缺乏妨碍了对可能的差异旋转的确定。
2019-06-07 astro-ph.SR
Transits and starspots in the WASP-19 planetary system
我们发展了一个分析星盘上有星斑时行星凌日光变曲线的新模型。由于参数空间包含大量的局部极小值，我们开发了一种新的优化算法，它结合了遗传算法的全局最小化能力和马尔可夫链的贝叶斯统计分析。利用这些工具，我们模拟了WASP-19的三个渡越光变曲线。两个光变曲线在连续的夜晚获得，并包含异常，我们确认是由于同一点。利用这些数据，我们在纬度65 $^\circ$处测量到恒星的自转周期和速度分别为$11.76 \pm 0.09$ d和$3.88 \pm 0.15$ \kms。我们发现恒星自转轴和行星轨道轴之间的天空投影角是$λ= 1.0^{\circ} \pm 1.2^{\circ}$，表明轴向对齐。我们的研究结果是一致的，更精确的比发表的光谱测量的Rossiter-McLaughlin效应。
2012-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterization of starspots on a young M-dwarf K2-25: multi-band observations of stellar photometric variability and planetary transits
本研究通过多波段光度监测和凌日观测，约束了年轻M矮星K2-25的星斑温度差（<190 K）和覆盖分数（<61%），表明星斑对K2-25b透射光谱的扭曲可达约100 ppm，验证了同步多波段观测支持年轻M矮星行星大气研究的可行性。
2024-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
First Doppler image and starspot-corrected orbit for $λ$ Andromedae: A multifaceted activity analysis
本文通过多普勒成像和星斑校正视向速度，获得了λ Andromedae更精确的轨道解，揭示其伴星为约0.1倍太阳质量的L型褐矮星，并发现其表面星斑结构在522天内保持稳定。
2025-02-13 astro-ph.SR
Starspot mapping with adaptive parallel tempering. II. Application to TESS data for M-dwarf flare stars, AU Microscopii, YZ Canis Minoris, and EV Lacertae
本研究利用自适应并行退火算法对三颗M矮星耀斑恒星的TESS光变曲线进行星斑建模，发现耀斑频率与旋转相位无强相关，并归因于星斑始终可见，同时解释了光变曲线变化源于星斑大小和纬度变化。
2023-02-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Characterisation of starspot structure and differential rotation of Kepler-411
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
通过两种方法分析开普勒-411的暗斑分布和自转特性，发现其自转一致于刚体自转，未发现暗斑自转差异，但检测到行星c遮蔽暗斑的三次证据。
2026-02-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analytic model for photometric variation due to starspots on a differentially rotating star
我们提出了一个分析模型的光变曲线变化的恒星与非演变的星点上的差异旋转的表面。旋转周期的谐波的傅立叶系数用光斑的纬度$\ell_{s}$和观测者的视线方向$\ell_{o}$表示，包括临边暗化效应。我们根据模型生成不同的实现多点，并进行模拟观察所产生的光变曲线调制。我们讨论在何种程度上可以恢复的点的性质和参数的微分旋转规律的周期图分析。虽然我们的分析模型忽略了恒星表面斑点的演化（动力学运动，创造和湮灭），但它提供了一个基本框架来解释恒星的光度变化，特别是从现有的开普勒数据和未来的太空任务。它也适用于各种天体旋转引起的光度调制。
2022-05-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Gaia-ESO Survey: Role of magnetic activity and starspots on pre-main sequence lithium evolution
膨胀半径的主序前模型需要同时再现年轻疏散星团中的色星等图和锂耗尽模式。我们测试了一组新的PMS模型，包括由于恒星黑子或对流的磁抑制引起的半径膨胀，使用Gaia-ESO调查观察到的五个星团，年龄范围为~10-100 Myr，这些影响可能很重要。Gaia-ESO径向速度与Gaia EDR 3天体测量相结合，以获得五个星团高概率成员的清晰列表。采用贝叶斯极大似然法确定最佳模型参数，并计算聚类红化和年龄。模型计算了不同值的混合长度参数（$α_{ML}=2.0$，1.5和1.0），没有斑点或有效斑点覆盖率$β_{spot}=0.2$和0.4。为了再现伽马Vel A和B以及25 Ori中的CMD和Li耗尽模式，我们需要降低的对流效率$α_{ML}=1.0$和~ 20%的有效光斑覆盖率。我们得到的年龄为18万年和21万年的伽马Vel A和B，分别为19万年的25 Ori。然而，一个单一的等时线是不足以解释的锂分散，和一个不断增加的水平的斑点覆盖的质量减少似乎是必要的。较老的星团（NGC 2451 B在3000万年，NGC 2547在3500万年，NGC 2516在13800万年）与标准模型（$α_{ML}=2.0$和没有斑点）一致，除了低质量：20%的斑点覆盖率似乎更好地再现了M型恒星的序列，并可能解释观测到的丰度分布。Gaia-ESO数据的质量与Gaia相结合，使我们能够获得有关PMS演变的重…
2021-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Placing the spotted T Tauri star LkCa 4 on an HR diagram
年轻恒星的年龄和质量通常是通过比较它们的光度和有效温度与主序前恒星演化轨迹来估计的，但是磁场和恒星黑子使观测和演化都变得复杂。为了了解它们的影响，我们研究了沉重的斑点弱线的T-Tauri星LkCa 4通过搜索来自星点或星点群的辐射的光谱特征。我们介绍了一种新的方法来约束恒星的填充因子和现场温度拟合两个温度恒星大气模型从凤凰合成光谱的高分辨率近红外IGRINS光谱。清晰可辨的光谱特征来自热光球成分$T_{\mathrm{hot}} \sim4100$ K和冷光球成分$T_{\mathrm{cool}} \sim2700-3000$ K，后者覆盖了可见表面的$\sim80\%$。这种热和冷发射的混合支持的光谱能量分布，旋转调制的颜色和TiO带强度的分析，以及在低分辨率光学/近红外光谱的功能。虽然修正后的有效温度和光度使LkCa 4看起来比以前根据无斑点的恒星演化模型估计的更年轻，质量更低，但适当的估计将需要生产和采用斑点演化模型。来自恒星黑子的偏差可能会影响大多数完全对流的年轻恒星，并导致疏散星团年龄和年龄分布的不确定性。在某些光谱区域，由于冷星光谱中的高转动增宽和重线覆盖，星点表现为无特征的面纱连续谱。一些证据也被发现之间的反相关的温暖和寒冷的组件的速度。
2017-01-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Properties of starspots on CoRoT-2
当一颗行星遮蔽其母星时，恒星表面的一个暗点可能会被遮蔽，导致光变曲线的可检测变化。共观测到77个连续的CoRoT-2渡越光变曲线，时间分辨率为32秒，相当于134天的不间断时间。通过分析凌日光变曲线中微小的强度变化，有可能探测和表征恒星表面固定位置（纬度和经度）的斑点。所使用的模型模拟行星凌日，并允许包含恒星表面上具有不同大小，强度（即温度）和位置的斑点。利用该模型对数据进行拟合，可以推断出斑点的物理特征。拟合要么是在点的经度和半径，具有固定的强度，或在点的经度和强度，为固定大小的斑点。在对黑子进行建模之前，通过拟合最深的凌日以最小化黑子的影响来估计行星半径相对于恒星半径的关系。结果是半径略大（3%），为0.172 Rstar，而不是先前报告的0.1667 Rstar。凌日产生的光点或光点群的大小范围为0.2至0.7行星半径Rp，平均值为（0.41 +/- 0.13）Rp（~ 100，000 km），导致凌日纬度范围内的光点覆盖的恒星面积为10- 20%。强度的变化范围为盘中心强度Ic的0.4 ~ 0.9，平均值为（0.60 ± 0.19）Ic，可以换算成温度，假设恒星光球层的有效温度为5625 K，光斑的温度主要在3600 ~ 5000 K之间。从现场模拟的结果是一致的磁活动分析发现，从凌日数据的同一颗星。
2009-09-22 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
The Information Content in Analytic Spot Models of Broadband Precision Lightcurves
我们提出了数值实验的结果，以评估退化的光变曲线模型的星点。使用合成的光变曲线与猎豹星点建模代码生成，我们探索光度光变曲线约束斑点模型参数，包括斑点纬度和恒星倾角的程度。我们还研究了光斑参数和微分旋转对正确恢复开普勒光变曲线中的旋转周期和微分旋转的影响。我们确认，在没有额外的约束的恒星倾角，如光谱测量的vsini或掩星的恒星黑子的行星凌日，现场纬度和恒星倾角是很难确定唯一的测光。我们发现，对于没有差分旋转的模型，出现在恒星相对半球上的斑点可能会导致人们将旋转周期解释为真实周期的一半。当包含了差异自转时，黑子之间经度间隔的变化打破了半球的对称性，更容易找到正确的自转周期。通过周期图分析发现的主导周期通常是最大黑子的周期。即使存在多个代表恒星自转差的周期点，如果一个点在光变曲线中占主导地位，光变差的信号可能无法单独从周期图中检测到。星点建模适用于比其他表面成像技术（如多普勒成像）具有更大范围旋转速率的恒星，可以测量差分旋转的细微特征，并可以提供有关星点分布的有价值的信息。然而，鉴于星点模型固有的简并性和不确定性，在解释时应谨慎。
2012-12-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Mapping stellar surfaces II: An interpretable Gaussian process model for light curves
由于高斯过程（GP）的易用性和灵活性，使用高斯过程（GP）作为天文时间序列数据集的模型最近几乎变得无处不在。GPS特别擅长在恒星信号边缘化的情况下，由于恒星黑子旋转进出视图的变化被视为一个麻烦，如在系外行星过境建模。然而，这些有效的模型是不太有用的情况下，星点信号是主要的兴趣，因为它是不明显的GP模型的参数是如何相关的物理特性的兴趣，如大小，对比度，和纬度分布的斑点。相反，通常的做法是明确地模拟单个星点对光变曲线的影响，并试图通过优化或后验推理来推断它们的属性。不幸的是，这个过程是退化的，不适定的，并且通常在计算上难以处理，当应用于具有多个斑点和/或许多光变曲线的恒星时。在本文中，我们推导出一个封闭形式的表达的平均值和协方差的高斯过程模型，描述了一个旋转的，不断变化的恒星表面的光变曲线的条件下，一个给定的分布的星点大小，对比度和纬度。我们证明，这个模型是正确的校准，允许一个强大的推断感兴趣的物理参数从一个或多个恒星的光变曲线，包括典型的半径和平均值和方差的纬度分布的星点。我们的GP具有广泛的影响，了解恒星的光变曲线和径向速度（RV）测量的变化和磁活动，以及在过境和RV系外行星搜索的相关噪声的鲁棒性建模。我们的实现是高效的，用户友好的，开源的，可作为Python包starry-process。
2021-02-09 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Activity variation driven by flux emergence and transport on Sun-like stars
在G矮星中，随着自转速率的增加，恒星黑子的表面分布、覆盖范围和寿命都偏离了类似太阳的模式。我们建立了一个数值平台，其中包括大规模的旋转和表面流的影响，旨在模拟不断变化的表面图案在一个活动周期高达8倍的太阳旋转和通量出现率。在对流区的底部，我们假设一个太阳投影蝶形图。然后，我们按照旋转扭曲的轨迹上升薄通量管，以获得纬度和倾斜角。利用它们作为源分布，我们运行了一个带有太阳参数的地表通量输运模型。我们的模型预测的表面分布的有符号的径向场和星点，定性地同意与观测。
2018-12-21 astro-ph.SR
Starspots Modelling and Flare Analysis on Selected MV Stars
我们研究了GJ 1243，YZ CMi和V374 Peg的光变曲线，用TESS观测到的恒星斑点和恒星耀斑的存在。其中一个主要目标是使用我们最初的BASSMAN软件模拟斑点恒星的光变曲线，以估计斑点的数量及其参数。从观测值中减去建模的光变曲线，以提高耀斑检测的效率。我们的新专用软件WARPFINDER自动检测耀斑。我们估计在GJ 1243上存在两个平均温度约为2800 $\,$ K的斑点，斑点度介于恒星表面的$3\%-4\%$和V374 Peg上的两个平均温度约为3000 $\,$ K的斑点之间，斑点度约为恒星表面的6 $\%$。在YZ CMi上，我们发现了两个不同的模型，两个光变曲线在时间上相隔一年半。一种是三点模型，平均温度约为3000 $\,$ K，恒星的斑点度约为恒星表面的9 $\%$。第二个模型是四点模型，平均温度约为2800 $\,$ K，点密度约为恒星表面的7 $\%$。我们测试了耀斑是否在相位上均匀分布，以及光斑的存在与耀斑的分布之间是否存在任何相关性。YZ CMi的一个光斑与耀斑的分布成正比，而GJ 1243的光斑分布不均匀。
2022-06-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
K-dwarf starspot hunters: how to directly characterize spot and faculae properties with UV-IR panchromatic transit spectra
The Open University（开放大学）；Imperial College London（帝国理工学院）；Max Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Cornell University（康奈尔大学）
针对恒星污染影响系外行星透射光谱的问题，提出结合JWST和哈勃望远镜的观测策略，通过合成反演证明紫外-光学波段可有效约束黑子和谱斑参数，打破与行星参数的简并。
2026-10-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs: Convective shift and starspot constraints from chromatic radial velocities
上下文恒星活动引起的变化是对发现和表征类地系外行星的挑战，并使大气行星信号的解释复杂化。目的。我们的目标是使用一个详细的建模工具来重现活动区域对径向速度测量的影响，这有助于识别对引起的变化有影响的关键参数。方法.我们分析了恒星活动对径向速度的影响，作为波长的函数，通过模拟的影响，对流运动引起的位移和旋转的点的属性。我们将建模工作集中在活跃的恒星YZ CMi（GJ 285）上，这是用CARMENES和Joan Oro望远镜进行光度和光谱监测的。结果我们表明，在不同波长的径向速度曲线产生确定的关键属性的活动区域，包括点填充因子，温度对比度，和位置，从而解决它们之间的简并。最值得注意的是，我们的模型对对流运动也很敏感。结果表明，减少对流移动的M矮星相比，太阳型恒星（与理论外推的协议），并指出一个小的全球对流红移，而不是蓝移。结论.使用一种新的方法的基础上同时色径向速度和光变曲线，我们可以设置强有力的约束恒星活动，包括一个难以捉摸的参数，如净对流运动的影响。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
A model for spin-orbit commensurability and synchronous starspot activity in stars with close-by planets
一些行星宿主恒星的自转周期似乎与其附近行星的轨道周期密切相关。提出了一个模型来解释这种现象的基础上的激发共振振荡的内部磁场的恒星的潮汐势的一个组成部分，具有非常低的频率在参考系旋转的恒星。一个磁通量管位于过冲层的恒星被假定为研究的激发共振振荡的磁旋制度。该模型考虑了一个行星上的圆形倾斜轨道和增长的振荡的时间尺度估计。为了保持系统与激励电位的共振，而不管磁场或潮汐频率的变化，提出了一种自调节机制。该模型被应用到10个系统，并证明能够占在其中8个观察到的密切的可解释性，通过假设磁场之间的$10^{2}$和$10^{4}$ G。具有低质量遥远行星的系统，如AU Mic和HAT-P-11，不能用所提出的模型解释。系统的自旋轨道演化的后果，包括动力学潮汐和行星托管恒星的gyrochronology，一起讨论了恒星行星磁相互作用产生的色球功能的影响。
2022-02-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar and stellar flares: frequency, active regions and stellar dynamo
我们证明，弱耀斑的斑点的依赖可以是相当弱的。事实上，这样的耀斑可以发生在小的和大的活动区域。与此同时，M和X级的强大大型耀斑更经常发生在大型活动区。在能量估计中，还可以假设星斑中的平均磁场等于太阳黑子本影中的平均磁场。因此，太阳黑子的有效平均磁场为900 Mx/cm $^2$，而恒星黑子的有效平均磁场为2000 Mx/cm $^2$。此外，能量存储器的高度不能严格地与A $^{1/2}$成比例。对于恒星，拟合因子要小一个数量级。对M类和X类太阳X射线耀斑以及恒星上超级耀斑的发生率的分析表明，考虑到活动区的点状和致密性的差异，这两种耀斑都可以用一个模型来描述。因此，恒星上的超级耀斑和太阳上没有超级耀斑的问题被简化为发电机机制效率差异的问题。
2022-08-08 astro-ph.SR
Auto-correlation functions of astrophysical processes, and their relation to Gaussian processes; Application to radial velocities of different starspot configurations
解释恒星磁现象的影响对于充分利用径向速度（RV）是必不可少的。相关的时间变化通常通过高斯过程（GP）来减轻。它们依赖于拟合核函数，这些函数是基于数学基础的，其物理解释通常是难以捉摸的。我们的目标是建立恒星活动之间的连接影响RV和它们的相关性与物理参数，并比较这种连接与内核中使用的文献。我们使用简单的活动模型来研究产生信号的物理过程与通常在数据中发现的协方差之间的关系，并展示这种关系的定性行为。我们使用的StarSim代码来计算RV的M矮星与不同的现实不断变化的斑点配置。它们的自关联函数（ACF）表现出非常特定的行为并且与内核相关。GP回归使用准周期（QP）和谐振子核来执行。将得到的内核与精确的ACF进行比较，使我们能够将内核超参数与引入的物理值进行交叉匹配，研究内核的整体能力，并改进其定义。我们发现，QP内核提供了一个更直接的物理解释。它能够一致地恢复引入的旋转周期P和光斑寿命。我们的研究表明，性能可以通过固定的形状因子w和添加一个物理动机的余弦项与周期P/2，其中的贡献的ACF为不同的点配置显着不同的增强。新的具有余弦核的准周期性导致显著更好的模型似然性，可以潜在地区分不同的点配置，从而可以提高RV系外行星搜索的灵敏度。
2020-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
GJ1214: Rotation period, starspots, and uncertainty on the optical slope of the transmission spectrum
恒星光球层的亮度不均匀性（暗斑或亮区）影响行星透射光谱的测量。为了研究M矮星GJ 1214的恒星斑点，我们从2012年到2016年进行了一次测光监测。测量到的变化显示了125 +-5天的周期性，我们将其解释为恒星自转周期的特征。这一数值推翻了先前关于恒星自转周期明显较短的说法。的光变曲线反演的监测数据产生的通量调光的一个永久性的点填充因子不有助于光度的变化，约370 K和持久的活性染料的斑点的温度对比度的估计。在所有五个季节的衍生表面地图被用来估计从400 nm到2000 nm的行星的透射光谱上的恒星斑点的影响。这里提供的监测数据不支持最近对GJ 1214 b的测量透射光谱的解释，即由恒星光球层中的明亮区域引起。相反，我们列出了为什么在我们的监测期间，暗点的影响可能主导亮区的论点。此外，我们的测光证明了至少四年的可变性增加，表明了周期性活动行为。GJ 1214的年龄可能在6到10 Gyr之间。长期测光允许校正未遮蔽的斑点。对于像GJ 1214这样的活跃恒星，在被遮蔽的光点和用来建立透射光谱的凌日参数之间仍然存在简并。这种简并只能通过高精度的凌日光度测量来打破，解决凌日光变曲线中的光点交叉特征。
2018-03-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Finding Exoplanets Orbiting Young Active Stars. I. Technique
恒星活动，如恒星黑子，可以引起径向速度（RV）的变化，可以掩盖甚至模仿轨道系外行星的RV签名。由于这个原因，RV系外行星调查在寻找年轻活跃恒星周围的行星时一直不成功，因此未能探索有助于揭示行星如何形成和迁移的重要机制。本文介绍了一种从中等旋转的活动恒星（vsini范围为10 - 50 km/s）的恒星线轮廓中去除斑点特征的新技术。通过这样做，它允许行星RV信号被发现。我们使用表面具有不同黑点的G5 V型恒星的模拟模型以及已知活跃恒星HD 49933的档案数据来验证我们的方法。结果表明，星斑可以有效地从谱线轮廓中去除，从而使恒星RV抖动降低80%以上。将此程序应用于相同的模型和HD 49933数据，但注入了假行星，从而有效地去除了恒星黑子，从而成功地恢复了短轨道周期的木星质量行星。这些结果表明，这种方法可以用于寻找围绕年轻活跃恒星运行的热木星行星，其vsini为10 - 50 km/s。
2013-01-07 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Modeling the Rise of Fibril Magnetic Fields in Fully Convective Stars
许多完全对流的恒星表现出各种各样的表面磁性，包括恒星黑子和色球活动。磁场束如何穿过对流区的某些部分而出现在恒星表面，人们还不是很清楚。在太阳系的背景下，通过将磁性视为部分由理想化的薄通量管（TFT）组成，已经收集了对这一过程的一些见解。在这里，我们提出了一个大的TFT模拟的结果在一个旋转的球形域的对流代表0.3太阳质量，主序星。这是第一个研究如何在这样的恒星个别通量管可能上升的浮力，对流和差异旋转的综合影响下。一个随时间变化的流体动力学对流场，从单独的三维模拟计算的滞弹性方程，影响通量管，因为它上升。对流运动调制的形状最初浮力通量环，促进本地化的上升环路。在完全对流的恒星中，通量管有一种几乎平行于旋转轴上升的趋势。然而，强烈的差异旋转的存在允许一些最初低纬度中等强度的通量管发展出出现在近赤道地区的上升环。在较深的内部和较低的纬度，磁泵抑制通量管的全球上升最有效。这些模拟的结果旨在为完全对流恒星的发电机产生的磁场、流体运动和恒星黑子观测之间提供联系。
2016-06-01 astro-ph.SR
Modelling stellar coronae from surface magnetograms: the role of missing magnetic flux
偏振分光术的最新进展使恒星日冕磁场的重建成为可能。这使用表面磁场的塞曼多普勒磁图作为下边界条件。然而，由于暗星斑的存在，以及由于旋转轴的倾斜而导致的表面部分看不见，ZDI地图遭受关于表面区域上的磁场的信息缺失。他们也遭受有限的分辨率，导致小规模的场结构被忽略。本文探讨了这种损失的信息外推日冕领域的影响。为此，我们使用模拟恒星表面的磁性地图为两个假设的恒星。利用位场近似，计算了日冕场和发射测度。这是重复的情况下丢失的信息，由于：（i）恒星黑子，（ii）大面积的恒星表面的看法，（iii）有限的分辨率。对磁场结构的最大影响出现在恒星表面的很大一部分仍然看不见的时候。这改变了连接到这个被遮蔽的半球的场线的性质。尽管如此，在可见半球的场结构是可靠的复制。因此，吸积漏斗的位置和表面填充因子的计算是合理的，很好地再现所观察到的半球。随着高度的降低，磁压，这是重要的计算光盘截断半径吸积星，也在很大程度上不受影响的赤道平面。然而，在缺少通量的情况下，经常高估了开放的表面通量的比例，因此能够提供风中的角动量损失。
2010-01-14 astro-ph.SR
What powers the most energetic flares in the Kepler field? Revisiting the superflaring star KIC 2852961
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心）；HUN-REN CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利研究与教育网络科学院研究所，马塔卓越中心）；Eötvös Loránd University（厄特沃什·罗兰大学）；Institute of Physics/IGAM, University of Graz（格拉茨大学物理研究所/IGAM）
本研究通过多源数据证实KIC 2852961为密近双星，其内部较差自转驱动的高效磁活动是产生高能超级耀斑的关键，星斑覆盖度与耀斑能量密切相关。
2026-10-09 astro-ph.SR
Measuring the magnetic field of young stars using iSHELL observations: BP Tau and V347 Aur
虽然有人认为年轻恒星的磁性和内部结构之间存在联系，但还没有足够的磁性测量来在最早的年龄建立这种相关性。在这里，我们有助于这一努力，提出恒星参数和磁场强度测量的BP头和V347 Aur，这两颗恒星观察到的近红外光谱仪iSHELL。我们首先测试我们的方法的准确性，通过拟合合成恒星光谱的9个主要和后主序星的样本。我们报告的不确定度$σ_{\rm Teff}$ = 91 K的温度和$σ_{\rm log(g)}$ = 0.14的重力。然后，我们将建模技术应用于BP Tau并测量表面磁场强度为$\langle \rm B \rangle $ = 2.5 $^{+0.15}_{-0.16}$ kG，证实了文献结果。然而，对于这颗恒星，我们得到了一个比以前的光学研究（$Δ\rm T \sim 400$ K）低得多的温度值，并解释这一显着的温度差，由于相对较高的影响，在近红外波长比在光学波长的星斑。我们进一步将这种技术应用于I类原恒星源V347 Aur，并首次测量了它的磁场强度$\langle \rm B \rangle = $ 1.36 $^{+0.06}_{-0.05}$ kG和表面重力log（g）= 3.25 $^{+0.14}_{-0.14}$。最后，我们结合我们的测量与主序前恒星演化模型，并说明了恒星黑子对年轻恒星的质量和年龄的影响。
2019-08-22 astro-ph.SR
Kepler Flares III: Stellar Activity on GJ 1245 A and B
我们提出了耀斑的发生率和星点的演化GJ 1245 A和B，两个活跃的M5恒星，基于9个月的开普勒短节奏的观测，和4年的几乎连续的长节奏的观测。A分量与B分量相隔7角秒，由于开普勒的4角秒/像素的大底片尺度，恒星在开普勒管道处理中无法分辨。分析目标像素数据，我们使用PyKE像素响应函数建模程序生成了A和B分量的单独光变曲线，并注意到CCD饱和和非线性响应对高能耀斑的影响。在我们的样本中，GJ 1245 A和B分别表现出平均每天3.0和2.6个耀斑。我们引入了一个新的度量，$L_{fl}/L_{\mathrm{Kp}}$，比较恒星之间的耀斑速率，并在GJ 1245 A和B的背景下讨论这一点。这两颗恒星都表现出在长时间尺度上演化的星点特征，旋转较慢的B分量显示出差异旋转的证据。有趣的是，在四年的观测中，A分量和B分量的光心之间的角间距减小，这与A分量的光心位置的移动是一致的，这是由于它看不见的M8伴星（GJ 1245 C）的轨道造成的，它的亮度比M8伴星低$\sim$ 94%。其中最详细的测光研究充分对流M矮星在一个多系统中，这些结果提供了一个重要的约束恒星年龄旋转活动模型。
2014-12-18 astro-ph.SR
Toward a fast and consistent approach to model solar magnetic fields in multiple layers
目的。我们的目标是开发一种快速和一致的外推方法来模拟太阳大气的多层。方法.新方法结合了磁流体静力学（MHS）外推法和非线性无力场（NLFFF）外推法，前者将太阳低层大气模拟在一个扁平的盒子中，后者将日冕与由MHS外推法推导出的色球矢量磁图模拟在一起。我们测试我们的代码与快照的辐射磁流体动力学模拟的太阳耀斑。通过几个指标进行定量比较。结果基于一些测试运行，我们找到了两个外推的组合与5.8毫米高的框MHS外推和磁图在1毫米的高度为NLFFF外推的优化配置。这种结构下的新方法能够准确有效地重建多层结构中的磁场。基于用于评估不同外推（NLFFF外推、MHS外推和组合外推）的性能的品质因数，我们发现组合外推达到MHS外推的精度，其优于NLFFF外推。结合外推是适度有效的应用程序与高分辨率的磁图。
2021-09-27 astro-ph.SR
