Observations of the formation of a proto-spot in a pre-existing field environment
本研究通过分析光谱观测数据，探讨了太阳活动区中原黑子在预先存在的磁场环境中的形成过程，揭示了磁通量浮现与上覆日冕场相互作用引发色球增亮和涌浪等现象。
2025-04-04 astro-ph.SR
Spots structure and stratification of helium and silicon in the atmosphere of He-weak star HD 21699
磁星HD 21699具有独特的磁场结构，其磁偶极子偏离中心0.4 +/-0.1恒星半径（垂直于磁轴），结果，在恒星表面上，磁极彼此靠近，角距为55 $^o$，而不是在中心的情况下看到的180 $^o$。偶极两个磁极分别形成一个大的“磁斑”。获得高分辨率的光谱，允许他我和硅II丰度的变化作为旋转相位的函数进行研究。结果表明，氦丰度主要集中在靠近磁极的一个半球，而在磁场线与恒星表面水平的另一个半球，氦丰度相对较弱。同时，硅丰度在180 - 320 $^o$之间最大，这也是氦丰度最弱的地方。这些丰度的变化（与旋转相位）支持的预测原子扩散理论中存在的磁场。同时，这些结果支持了恒星磁场中异常结构形成的可能性。硅和氦丰度的垂直分层分析表明，丰度跳跃的边界（在两步模型中）对于每个元素都是相似的; $τ_{5000}$ = 0.8-1.2（氦）和0.5-1.3（硅）。在层中的元素丰度的有效形成的选定的吸收线的各个阶段也与低过渡水平的激发能：丰度增强较高的激发能和较高的光学深度内所应用的模型大气。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Beam me up, Spotty: Toward a new understanding of the physics of massive star photospheres
30年来，OB星的周期性风变一直困扰着天文学界。涉及同向旋转亮点的现象学模型为观察到的变化提供了一个潜在的解释，但其背后的物理机制仍然未知。我们提出了最近的结果，从流体动力学模拟约束亮点的属性，并比较它们可以推断出从空间为基础的测光。我们还探讨了这些斑点是由磁场引起的可能性，并讨论了这些领域的可探测性。
2014-07-31 astro-ph.SR
A survey for variable young stars with small telescopes: VII -- Spot Properties on YSOs in IC5070
我们提出了31个年轻的恒星物体上的斑点属性的测量，从HOYS（狩猎爆发的年轻恒星）项目的多波段数据的基础上。平均而言，对每个物体的分析是基于80天内至少3个波段的270个数据点。在我们的样本中，所有年轻的低质量恒星都表现出周期性的光度变化。我们确定现场的温度和覆盖范围通过比较测量的光度振幅在光学波段与模拟振幅的基础上的大气模型，包括一个完整的误差传播。在我们的样本中有21个天体具有冷点，点温度低于恒星有效温度（$T_{\rm eff}$）500 - 2500 K，覆盖范围为0.05 - 0.4。另外六个有热点，温度高于$T_{\rm eff}$ 3000 K，覆盖率低于0.15。剩下的四颗恒星有模糊的解决方案，或者是AA Tau型污染物。所有具有大斑点的恒星（即高覆盖率的$>0.1$）都相对较冷，具有$T_{\rm eff} < 4500$ K，这可能是具有更深对流区的结果。除此之外，斑点的性质没有显示出明显的趋势与旋转周期，红外过剩，或恒星的属性。最值得注意的是，我们发现恒星中的热点没有显示出$K-W2$红外过量，这表明有可能通过内部盘腔吸积或存在斑。
2022-10-18 astro-ph.SR
Chemical composition of AY Ceti: A flaring, spotted star with a white dwarf companion
AY Cet（HD 7672）大气的详细化学成分是从光学区域的高分辨率光谱中确定的。测定了主要大气参数和22种化学元素的丰度，包括12 C、13 C、N和O等关键物种。微分线分析给出T_eff=5080 K，log g=3.0，[Fe/H]=-0.33，[C/Fe]=-0.17，[N/Fe]=0.17，[O/Fe]=0.05，C/N=1.58，和12 C/13 C =21。尽管色球层的活动性很高，AY Cet的光谱提供了一种典型的化学成分，这是第一次被挖掘出来后第一次上升的巨星。
2012-01-23 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$…
2015-04-09 astro-ph.SR
Chemical spots and their dynamical evolution on HgMn stars
我们最近对具有HgMn特性的晚期B型星的研究首次揭示了它们表面化学斑点的快速动力学演化。这些观测结果表明，在具有辐射外包络的恒星中存在着一种迄今未知的物理过程。此外，我们还发现了这些恒星上存在的磁场，这些磁场到目前为止一直被认为是非磁性的。在这里，我们将讨论HD 11753上的动态斑点演化和我们的新结果的磁场上AR Aur。
2010-10-18 astro-ph.SR
A survey for variable young stars with small telescopes: III -- Warm spots on the active star V1598Cyg
低质量恒星上的磁斑可以用多波段光度光变曲线来追踪和表征。在这里，我们分析了一个广泛的数据集，一个活跃的恒星，V1598 Cyg，一个已知的可变K矮星，这是前主序和/或在一个紧密的双星系统。我们的光变曲线包含2854个光度数据点，主要在$V$、$R_c$、$I_c$中，但也在$U$、$B$和$Hα$中，总基线约为4年，是作为HOYS项目的一部分用小型望远镜获得的。我们发现V1598 Cyg是一个非常快的旋转体，周期为0.8246天，在所有滤波器中的振幅都不同，最好解释为强磁活动和斑点的特征。我们拟合$V$、$R_c$、$I_c$中的光度振幅，并使用它们来估计光斑属性，使用基于网格的方法，该方法也传播不确定性。我们验证了部分数据集与高节奏和所有五个宽带滤波器的方法。该方法产生点的温度和分数点覆盖率与典型的不确定度分别为100 K和3- 4%。V1598 Cyg的光斑始终比光球高出几百度，这很可能表明光变曲线是由色球层的谱斑控制的。斑点活动在我们的观测基线上变化，典型的时间尺度为0.5- 1年，我们将其解释为典型的斑点寿命。结合我们的光变曲线和档案数据，我们发现平均亮度有六年的周期，这可能是磁活动周期的标志。
2020-07-29 astro-ph.SR
Non-LTE Modelling of the Structure and Spectra of the Hot Accretion Spots on the Surface of Young Stars
本文介绍了年轻恒星表面的热吸积点的结构和光谱的建模，考虑到偏离LTE的氢和氦。结果表明，在所考虑的吸积参数下，由于热斑外边界处气体的冲压压力的存在，氢谱线的Stark展宽达到约1000 km/s的半高宽。结果表明，考虑偏离LTE的碳和氧的原子和离子不会导致显着的变化的热点的结构。
2014-12-24 astro-ph.SR
Correlating Changes in Spot Filling Factors with Stellar Rotation: The Case of LkCa 4
我们提出了一个多时代的光谱研究LkCa 4，一个沉重的斑点非吸积金牛T星。利用美国宇航局红外望远镜设施（IRTF）的SpeX，在连续五个晚上收集了12个光谱，跨越$\approx$ 1.5个恒星旋转。使用IRTF SpeX光谱库，我们通过将较暖的（光球）标准恒星光谱与较冷的（斑点）标准光谱相结合，并通过斑点填充因子$f_{spot}$进行加权，构建了斑点星的经验复合模型。最佳拟合模型涵盖两个光球成分温度，$T_{phot}$ = 4100 K（K7 V）和4400 K（K5 V），以及一个斑点成分温度，$T_{spot}$ = 3060 K（M5 V），$A_V$为0.3。我们发现$f_{spot}$的值在0.77和0.94之间变化，平均不确定度为$\sim$ 0.04。$f_{spot}$的变化是周期性的，与其3.374天的自转周期相关。使用$f^{mean}_{spot}$的平均值代表总斑点覆盖率，我们计算了$T_{eff}$和$L_\star$的斑点校正值。将这些值与为大量斑点的年轻恒星开发的演化模型一起，我们推断质量和年龄范围分别为0.45-0.6 $M_\odot$和0.50-1.25百万年。与标准进化模型相比，这些推断值代表了质量的两倍增加和年龄的两倍减少。这样的结果突出了需要限制年轻恒星大气的冷，暖地区的贡献时，估计$T_{eff}$和$L_\star$推断质量和年龄…
2023-03-02 astro-ph.SR
Rotation and spots in normal A and Am/Fm stars
长期超精密测光的频率分析可以得到周期图中具有“峰和尖峰”特征的旋转恒星的旋转频率的精确值。利用这些特征，我们计算了旋转频率和振幅。估算了相应的赤道自转速度（$v_{\rm rot}$）和光斑大小。在用适当的模型拟合光变曲线的自相关函数后，我们确定了星点的衰变时间尺度。$v_{\rm rot}$与文献中的投影旋转速度（$v\,{\rm sin}\,i$）吻合得很好。考虑到一个单一的圆形和黑点，我们从“尖峰”的幅度估计其半径。没有证据表明Am/Fm和正常A星的平均“尖峰”幅度和光斑半径有显著差异。实际上，我们分别导出了光度振幅的$\rm \sim 21\pm2$和$\sim 19\pm2\,{\rm ppm}$的平均值以及光斑半径的$\rm 1.01\,\pm\,0.13$和$1.16\,\pm\,0.12\,R_{\rm E}$的平均值（其中$R_{\rm E}$是地球半径）。我们发现一个显着的差异，平均斑点衰变时间尺度，这相当于$3.6\pm0.2$和$1.5\pm0.2$天Am/Fm和正常的A星，分别。一般来说，正常A星上的斑点大小与Am/Fm星上的斑点相似，而且都比以前估计的要弱。频谱中“尖峰”的存在可能并不强烈地依赖于恒星表面上星点的出现。与G、K和M星相比，正常A星和Am/Fm星的斑点较弱，这可能表明存在弱磁场。
2021-04-26 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 effect of spots on the luminosity spread of the Pleiades
磁活跃恒星表面的冷点调节了它们观测到的亮度和温度，从而影响了H-R图上的恒星轨迹。最近的高精度空基光度测量揭示了年轻星团中恒星斑点的旋转调制，包括K2对1.25亿年前的昴星团的监测。然而，光变曲线只揭示了可见光点分布的不对称性，而不是恒星表面光斑的总尺寸，这导致测光和光谱观测测量的光斑覆盖率之间的差异。在本文中，我们模拟光度的变化介绍了随机分布的恒星黑子上的125万年的年龄同时代的集群。我们的模拟结果表明，随机分布在恒星表面的小斑点可以解释这种差异，光度观测只揭示了光谱测量的斑点覆盖率的10%至40%。光球的颜色和亮度的光球温度，光斑覆盖范围和光斑温度的范围内建模。然后将模拟种群的颜色和光度与昴星团成员的光度分布进行比较，排除25%的候选者，这些候选者被盖亚DR 2天体测量确定为非成员。观测到的昴星团成员的光度标准偏差为0.05 dex，这可以完全解释为恒星间标准偏差为10%的斑点覆盖率，但平均覆盖面积没有很好的限制。
2018-10-24 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
Short-lived spots in solar-like stars as observed by CoRoT
上下文CoRoT光变曲线具有前所未有的光度质量，同时具有高信噪比、长时间跨度和几乎连续的占空比。目标。我们分析了在地震学领域观察到的四个明亮目标的光变曲线，并研究了类太阳恒星中的短寿命小斑点。方法.我们提出了一个简单的点建模迭代分析。通过实施松弛步骤以避免收敛到观测和建模之间的残差之和的局部最小值，确保了其提取相关参数的能力。使用蒙特卡罗模拟，使我们能够估计的拟合性能。结果我们的星点模型给出了这些恒星上的斑点的表示与其他经过良好测试的方法。在这个框架内，参数，如刚体旋转和光斑寿命似乎是精确确定的。然后，寿命/自转周期比在0.5 - 2的范围内，有明显的差异旋转的证据。
2009-09-06 astro-ph.SR
K2 spots rotation in the helium star HD144941
HD 144941是一颗低质量的贫金属早期型恒星，表面贫氢。它经常与其他中等富氦次矮星和极端氦星联系在一起。以前的光度学研究未能检测到任何变化。K2任务的新观测显示了复杂但周期性的变化，其全振幅为千分之四。据推测，这是由于不均匀的表面亮度分布（斑点）叠加在13.9+/-0.2 d的旋转周期。表面不均匀性的原因尚未确定，尽管倾斜的偶极磁场起源是合理的。
2018-01-30 astro-ph.SR
Why do some young cool stars show spot modulation while others do not?
我们利用甚大望远镜的FLAMES光谱仪对年轻的疏散星团NGC 2516中的572颗光度选择的低质量恒星（0.2<M/M_sun<0.7）进行了远红、中分辨率光谱测量。精确的径向速度确认成员资格的210颗恒星，已公布的旋转周期从点调制光变曲线和另外144颗恒星，其中周期调制不能被发现。两个子样本进行比较，并没有显着差异，发现它们的位置之间的颜色星等图，他们的投影赤道速度的分布或他们的色球活动水平。我们排除了不同的观测灵敏度作为一种解释，并得出结论，否则类似的对象，同样高水平的色球活动，不表现出点诱导的光变曲线调制，因为他们的显着的点覆盖是高度轴对称的。我们建议，斑点覆盖范围包括大量的小，直径约为2度的黑点。这就解释了为什么大约一半的星系团成员没有表现出旋转调制的光变曲线，以及为什么那些光变曲线振幅的平均值只有0.01-0.02兆。
2012-04-18 astro-ph.SR
Temporal Variation of Flare Occurrence Rates via the Spot Evolution on the Sun and Solar-type Stars
本研究通过统计太阳和太阳型恒星的黑子演化与耀斑发生时间的关系，发现归一化后耀斑发生率分布相似，提出耀斑发生率随时间变化的公式，揭示黑子演化与耀斑活动的共同物理过程。
2025-04-17 astro-ph.SR
Starspots and Flares are Generally Not Correlated
该研究使用toffee算法发现，恒星耀斑的发生与黑子出现无相关性，与太阳情况相反。
2025-11-30 astro-ph.SR
Glimpses of stellar surfaces. I. Spot evolution and differential rotation of the planet host star Kepler-210
我们使用开普勒卫星获得的高精度测光数据来监测开普勒-210行星主恒星在四年多的时间跨度内的活动调制。根据恒星光变曲线的现象学，结合五点模型，我们确定了六个不同的所谓的斑点季节。在大多数季节中常见的一个特征是在恒星表面的特定范围内持续出现斑点。所观察到的活动调制的最突出的时期是不同的每个季节，似乎演变遵循一个特定的模式，类似于太阳黑子周期在太阳磁周期的变化。在恒星表现出类似太阳的差异旋转的假设下，我们建议开普勒-210的差异旋转值类似于或小于太阳。最后，我们估计现场的寿命在60天和90天之间，考虑到从我们的模型计算的总覆盖恒星表面的演变。
2016-07-27 astro-ph.SR
The Properties and Evolutions of Starspots on Three Detached Eclipsing Binaries in the LAMOST-Kepler survey
发现的分离食双星（DEB）提供了对双星上恒星斑点的见解。本文研究了由开普勒测光和LAMOST光谱观测到的三个斑点状DEB，KIC 8097825，KIC 6859813和KIC 5527172。双星的物理参数由双星模型确定。通过星点分析，得到了星点的大小、寿命和单/双倾角比（SDR）。KIC 8097825有很大的星斑。KIC 6859813的自转周期比轨道周期短，但根据时间尺度估计，系统应该同步。这种差异可能是表面差异旋转的结果。KIC 5527172有一个长的光斑寿命和一个具有膨胀半径的M矮星组件。这些双星的主星和KIC 8097825的次级星都有斑点。结合文献中的斑点DEB，我们比较了双星和单星上的星点。65%的双星上的星点大小小于单星上星点大小的中值。当自转周期大于3天时，双星上的星斑寿命与单星上的一致。其中一半双星的SDR与单星系统的SDR一致，而另一半则较小。相对寿命与RMS和SDR正相关，与自转周期负相关。这些关系与单恒星系统上的斑点相似。光度比接近单位的双星往往有更多的双倾角。
2022-01-21 astro-ph.SR
Formation of starspots in self-consistent global dynamo models: Polar spots on cool stars
对冷恒星的观测揭示了它们表面的暗斑状特征。与太阳黑子相比，恒星黑子可以更大或覆盖恒星表面的更大部分。虽然太阳黑子只出现在低纬度地区，但在极地地区也可以发现星斑，特别是在快速旋转的恒星上。太阳黑子被认为是由于太阳内部深处升起的磁通量管爆发而产生的。强磁场局部地减少了到太阳表面的对流热传输。这种通量管模型也被用来解释星点的性质。然而，这些模型使用了几个简化，到目前为止，太阳黑子或恒星黑子的产生还没有被证明在恒星磁对流的自洽模拟。在这里，我们表明，直接数值模拟的分布式发电机在密度分层旋转球壳可以自发地产生冷点。模型内部的对流产生大尺度的磁场，与近地表颗粒对流相互作用，导致强烈的磁通量集中和星点的形成。在模式中，形成相当大的高纬度斑点的先决条件是足够强的密度分层和快速旋转。我们的模型提出了一种替代机制的星点形成分布式发电机行动。
2014-11-20 astro-ph.SR
Searching for a link between the presence of chemical spots on the surface of HgMn stars and their weak magnetic fields
我们提出的结果映射的HgMn星AR Aur使用多普勒成像技术的几个元素，并讨论所获得的分布在一个磁场拓扑结构的框架。
2009-01-21 astro-ph.SR
Evidence for spots on hot stars suggests major revision of stellar physics
长期以来，人们一直认为A星和B星中不存在星点，因为在具有辐射包层的恒星中无法产生磁场。空间观测表明，这些恒星中有相当一部分的光变化周期与预期的旋转周期一致。在这里，我们表明，光度周期是相同的旋转周期和星点是光的变化可能的原因。这一发现具有广泛的意义，并表明可能需要对热恒星包层的物理学进行重大修订。
2019-10-03 astro-ph.SR
Modeling Multi-Wavelength Stellar Astrometry. II. Determining Absolute Inclinations, Gravity Darkening Coefficients, and Spot Parameters of Single Stars with SIM Lite
提出了一种利用多波长亚毫弧秒天体测量确定单星绝对倾角的新方法。该技术利用了重力暗化的效应，这会导致与恒星投影旋转轴平行的波长相关的天体测量位移。我们发现这种效果是清楚地检测到使用SIM建兴各种巨星和快速旋转，并提出了详细的模型，多个系统使用的REFLUX代码。我们还探讨了单星上的斑点引起的多波长天体测量反射运动。我们发现，它应该是可能的，以确定斑点的大小，相对温度，和一些位置信息的巨型和附近的主序星利用多波长SIM Lite数据。这些数据将在恒星和系外行星天体物理学中极为有用，并通过对巨星天体测量参考系进行适当的多波长校准，以及在搜索系外行星时减少星点带来的噪音，支持主要的SIM Lite任务。
2010-09-10 astro-ph.SR
Interferometry of chemically peculiar stars: theoretical predictions vs. modern observing facilities
通过数值实验，以最亮的eps~Uma星为例，探讨了干涉测量在探测和表征化学奇特星丰度点中的应用。我们发现，最好的光谱区域搜索斑点和恒星旋转签名是在视觉领域。在第一可见度波瓣处已经可以清楚地检测到斑点，并且它们的签名可以与旋转的签名唯一地分离。在低光谱分辨率下，也可以在NIR中检测到斑点和旋转特征，但是对于所有潜在的CP候选者，需要长于180 μ m的基线。根据我们的模拟，像VEGA这样的仪器（或其后继者，FRIEND）应能够在视觉上检测斑点和斑点+旋转的影响，前提是仪器能够测量$V^2\approx10^{-3}$和/或闭合相位。在红外方面，像AMBER这样的仪器，但基线比目前可用的仪器更长，能够测量旋转和斑点。我们的研究提供了必要的细节有关的战略点检测和现代和计划干涉的CP星研究必不可少的设施的要求。
2014-06-23 astro-ph.SR
Contemporaneous Imaging Comparisons of the Spotted Giant $σ$ Geminorum Using Interferometric, Spectroscopic, and Photometric Data
在附近，相对快速旋转的活跃恒星和大的星点结构提供了比较干涉，光谱和光度成像技术的机会。本文首次用三种不同的方法对一颗斑点星进行成像。RS犬座双星$σ$ Geminorum（$σ$ Gem）的巨大主星被拍摄了两个时期的干涉，高分辨率光谱和光度观测。从重建的光变曲线显示出良好的协议与观察到的光变曲线，由不同的地图上的一致性点功能的支持。然而，有强烈的分歧，在现场纬度的方法。
2017-09-28 astro-ph.SR
Rayleigh scattering in the atmospheres of hot stars
瑞利散射是光子与束缚电子相互作用的结果。瑞利散射在热星模型大气的计算中大多被忽略，因为大多数氢原子被电离，而重元素的丰度比氢低。在某些化学性质特殊的恒星的大气中，存在氦过剩的区域，其中含有单电离氦，瑞利散射是一个重要的不透明度源。我们评估了在具有太阳成分的热恒星大气和氦过剩恒星大气中中性氢和单电离氦对瑞利散射的贡献。我们计算了几个系列的模式大气使用TLUSTY代码和紧急通量使用SYNSPEC代码。这些模型描述了具有不同氦丰度的主序星B型星的大气。我们使用现有的太阳化学成分大气模型网格，并计算了$N$（He）/ $N$（H）=10的富氦恒星的额外网格。中性氢的瑞利散射在热星的大气中可以忽略，而单电离氦的瑞利散射在某些热星，特别是富氦星的大气中是不可忽略的不透明度源。
2016-08-15 astro-ph.SR
Spot evolution on LQ Hya during 2006--2017: temperature maps based on SOFIN and FIES data
上下文LQ Hya是最常被研究的年轻太阳类似恒星之一。最近，通过分析长期光度学，观察到它表现出有趣的行为：在2003- 2009年期间，许多作者报道了在旋转框架中迁移的相干斑点结构，但从那时起，恒星进入了一种混沌状态，相干结构似乎已经消失，光度最小值的快速相位跳跃随着时间的推移不规则地发生。目标。LQ Hya是SOFIN/FIES长期监测活动中的明星之一，该活动持续了25年。在这里，我们发布了2006- 2017年期间恒星的新温度图，涵盖了恒星的混沌状态。方法.我们使用多普勒成像技术，从高分辨率光谱获得表面温度图。结果从多普勒地图的平均温度中，我们看到恒星表面温度的微弱但系统性的增加。这与同时增加的光度星等是一致的。在几乎所有的观测季节，我们看到一个高纬度的斑点结构，这显然是非轴对称的。这种结构的相行为是非常混乱的，但符合合理的测光。赤道斑点也经常出现，但我们认为其中许多是由于相位覆盖范围差到中等而造成的伪影。结论.即使在恒星的混沌阶段，斑点的拓扑结构仍然非常类似于具有更连贯和更长寿命的斑点结构的更高活动时期：我们看到高纬度和赤道的斑点活动，中纬度范围仍然是最常见的空白斑点。我们解释的不稳定的跳跃和漂移的光度极小值的相位所造成的高纬度点结构的变化，而不是赤道点。
2019-04-18 astro-ph.SR
On the reliability of measuring differential rotation of spotted stars
连续多普勒图像的互相关是用来探测斑点星表面差异旋转（以下简称DR）的最常用技术之一。然而，单个互相关的缺点是，预期的DR图案可能被表观光斑配置的突然变化所淹没。使用多普勒成像重建图像剪切的另一种方式是在反演码中包括预定义的纬度相关旋转定律（“剪切图像方法”）。然而，特殊但并非不寻常的斑点分布，例如大的极地帽或赤道带（例如，沿着赤道均匀分布的小的随机点），可以像DR一样扭曲旋转轮廓，因此，从剪切图像方法产生不正确的DR测量。为了避免这些问题，从平均互相关使用时间序列多普勒图像（“ACCORD”）测量DR的技术被引入，并证明了这个工具的可靠性人工数据。
2013-09-03 astro-ph.SR
Stellar Magnetic Activity and "Butterfly Diagram" of Kepler-63
上下文年轻太阳型恒星的研究是更好地了解太阳磁场活动的基础。当一颗行星在凌日过程中从它的主星前面穿过时，恒星表面的一个黑点可能会被遮蔽，导致光变曲线的可检测变化。开普勒-63是一颗年轻的类太阳恒星，年龄只有2.1亿年，其光度变化与斑点特征相符。由于它的轨道行星是在一个几乎极地轨道，不同纬度的恒星可以探测的方法，现场过境映射。方法.在短节奏光变曲线中，共观测到150次开普勒-63b凌日，相当于总持续时间约为4年。每个凌日光变曲线都是由一个模拟行星凌日的模型拟合的，该模型允许包含主星表面的星点。这使得能够对斑点大小、强度和位置进行物理表征。我们在随恒星旋转的参考系中确定黑子的位置，从而得到黑子的纬度分布。结果共拟合297个斑点，并确定其大小、强度和位置。黑子的纬度分布呈双峰型，在34°附近缺乏黑子。高纬度的黑子主导着开普勒-63的磁周期。对于平均自转周期为5.400d的恒星，在稍后的凌日中，在大致相同的经度和纬度上发现了59个黑子。结论.由于开普勒-63系统的几何形状，我们能够建立一个星点“蝴蝶图”。也可以从不同纬度的斑点推断开普勒-63的差异旋转。这颗恒星的自转周期为5.400 d，在纬度小于34°的地区，相对切变率接近0.01%，而在高纬度地区则不遵循良好的模式。
2019-11-20 astro-ph.SR
A Physically Motivated Compact Parameterization of Neutron Star Atmosphere Emission for Thermal X-ray Pulse-Profile Modeling
School of Physics, Peking University（北京大学物理学院）
该研究提出一种基于辐射传输方程形式解的中子星大气发射紧凑参数化方法，用八系数角度依赖和五系数光谱核近似，校准至数值大气表，在脉冲轮廓模型中误差约4-5%，可提升建模效率并揭示角度依赖的非线性特征。
2026-10-06 astro-ph.HE 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
Discrete Absorption Components from 3-D spot models of hot star winds
热的大质量恒星的风是可变的，从过程中发生在大和小的空间尺度。这种风变率的一个特殊情况是“离散吸收分量”（DAC），表现为向外移动的紫外线共振线光谱的密度特征。这种DAC被认为是由恒星风中的大规模螺旋形密度结构引起的。我们认为新的3-D辐射流体动力学模型的旋转热星风和研究出现的共同旋转的螺旋结构，由于当地的（伪）在恒星表面上的磁点。随后，流体动力学模型被用来检索DAC的合成紫外光谱创建的3-D短特性辐射转移代码的光谱签名。
2022-11-17 astro-ph.SR
Light variability of white dwarfs and subdwarfs due to surface abundance spots
经典的主序星化学性质奇特，其光的变化起源于表面丰度点。在斑点，由于线（束缚束缚）和束缚自由过渡的流量重新分配调制恒星旋转，并导致光变。白矮星和热次矮星也可能由于元素扩散或碎片吸积而具有表面丰度点。我们模拟了典型的白矮星和热次矮星的光变，结果从假定的表面丰度点。我们表明，与辐射支持的铁过剩的斑点可能会导致可观察到的光变热白矮星和亚矮星。碎片物质的堆积可能会导致温暖的白矮星中可检测到的光变。我们将我们的模型应用于氦星HD 144941，并得出结论，斑点模型能够解释大多数观测到的光的变化，这颗恒星。
2021-04-08 astro-ph.SR
CoRoT's view on variable B8/9 stars: spots versus pulsations: Evidence for differential rotation in HD 174648
上下文在赫兹-罗素图中，A星和B星脉动不稳定带之间的区域，恒星的变率研究很少。在CoRoT空间卫星高精度连续测量的帮助下，更容易检测到低振幅，因此值得对这一被忽视的区域进行研究。目标。我们收集了一小部分由CoRoT观测到的B星样本，以确定观测到的不同类型变异的起源。方法.我们结合文献测光和光谱测量样品中的恒星的基本参数，并比较（差分旋转）斑点星模型的光变曲线的asteroseismic建模。结果我们发现了HD 174648中存在斑点和差异旋转的强有力证据，并对其起源提出了假设。我们表明，脉动和旋转调制之间的区别是很难作出单独的光变曲线的基础上，特别是在缓慢旋转的恒星。
2011-10-25 astro-ph.SR
On the relationship between the size and surface coverage of starspots on magnetically active low-mass stars
我们提出了一个模型，预测的光变曲线振幅分布的低质量磁活性恒星的合奏下，假设恒星的自旋轴是随机取向和冷星点有一个特征尺度长度和随机分布在恒星表面。该模型与观测数据进行了比较，在年轻的星团NGC 2516的高磁活动M-矮星。我们发现，最佳拟合的星点尺度长度并不局限于这些数据，但需要对整体星点填充因子和星点温度的假设。假设光斑覆盖率为0.4+/-0.1，恒星光斑与无光斑光球温度比为0.7+/-0.05，正如这些恒星的膨胀半径与演化模型预测相比以及TiO波段对其他早期光谱类型的活动冷星的测量所表明的那样，最适合的恒星光斑角标度长度为3.5（+2）（-1）度，或线性标度长度为\sim 25000 km。这个线性尺度的长度类似于大的太阳黑子群，但比最近使用凌日系外行星的日食测绘在活动的G矮星上推导出的恒星黑子小2- 5倍。然而，NGC 2516 M矮星的最佳拟合点尺度长度随着假设的点温度比和假设的点填充因子的平方根的倒数而增加。因此，如果光斑填充因子为0.9，则光变曲线振幅分布同样可以由这些较大的光斑尺度长度来描述<0.1 or the spot temperature ratio is >。
2013-02-18 astro-ph.SR
Magnetic B stars observed with BRITE: Spots, magnetospheres, binarity, and pulsations
磁性B型星由于不同的原因而表现出光度的变化，因此在不同的时间尺度上。本文描述了四个B型磁系统：$ε$ Lupi，$τ$ Sco，a Cen和$ε$ CMa的BRITE测光和相关的地面观测结果。
2016-11-18 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
Roche tomography of cataclysmic variables - V. A high-latitude star-spot on RU Pegasi
我们目前罗氏断层扫描的第二颗恒星在矮新星系统RU飞马座来自蓝色和红色臂ISIS的数据采取的4.2米威廉赫歇尔望远镜。我们应用熵景观技术来确定系统参数，并得到M1 = 1.06 Msun，M2 = 0.96 Msun，轨道倾角i = 43度，最佳系统速度γ = 7 km/s。这些都是在良好的协议与以前公布的价值观。我们的罗氏层析成像的第二颗星显示出突出的照射的内部拉格朗日点由于照明的光盘和/或亮点，这可能已被增强为RU Peg是在爆发时，我们observation.We发现，这种照射模式是轴对称的，并局限于区域的恒星有一个直接的看法吸积区。这与先前绘制RU Peg的尝试形成对比，RU Peg表明辐照模式是不对称的，并且延伸到终止器之外。我们还检测到恒星原子吸收的表面分布，我们归因于存在一个大的星点的额外的不均匀性。这个光点的中心在纬度82度左右，覆盖了次级线圈总表面积的大约4%。为了与激变变星AE Aqr和BV Cen上的高纬度斑点保持一致，RU Peg上的斑点也似乎稍微向恒星的后半球移动。最后，我们推测，早期的映射尝试，这表明非对称的照射模式，超出了CV捐助者的终结者可能会被解释为对称加热和一个大点的叠加。
2012-03-02 astro-ph.SR
Simulating acoustic waves in spotted stars
声波振荡模式受到恒星活动的影响，但目前还不清楚恒星黑子如何促成这些变化。在这里，我们研究了高活动恒星中星斑对具有角度$\ell \leq 2$的全局模式的影响，并在合成光变曲线上表征了点地震特征。我们进行3D时域模拟的线性声波，研究它们与模型星点的相互作用。我们将该点建模为相对于对流稳定恒星背景的声速分层的3D变化，该背景是从太阳模型S构建的。我们通过考虑不同的深度和扰动幅度进行参数研究。精确的数值模拟允许超越一阶微扰理论的波场光斑相互作用的调查。轴对称模与星斑的相互作用是强非线性的。随着模式频率的增加，径向模式的频移超过线性理论预测的值，而$\ell=2, m=0$模式的频移小于线性理论预测的值，在$m=0$和$m=1$模式频率之间形成避免交叉的模式。非线性行为随着光斑振幅的增加和/或深度的减小而增加。线性理论仍然再现了非轴对称模式的正确位移。在非线性区域，模式本征函数不是纯球谐函数，而是不同球谐函数的混合。这种模式混合，连同频率的变化，可能会导致在所观察到的声功率谱中的模式的错误识别。
2015-04-13 astro-ph.SR
Zeeman Doppler maps: the true and the spurious
ApBp星磁性大气中原子扩散的数值模型预测的丰度结构不同于（塞曼）多普勒映射（ZDM）得出的经验丰度图。而这两个平衡丰度分层计算和固定的解决方案，随时间变化的扩散方程预测（扭曲）环的磁赤道在偶极磁几何形状，斑点状结构占主导地位的出版地图。对这种明显的分歧进行深入分析，研究了通过ZDM对各种丰度结构的可探测性，包括理论预测的（扭曲）环，以及一些复杂的点状结构。事实证明，许多已发表的地图必须被认为是虚假的，因为强磁场被忽略了，或者因为它们是基于光子噪声占主导地位的光谱，而不是所谓的丰度结构的信号。即使当高信噪比的光谱可用时，也可以证明完全不可能正确地恢复仅仅少数斑点的形状、位置和丰度，即使使用所有4个斯托克斯参数并知道场几何形状，（弯曲）环的恢复也同样具有挑战性。根据一条或两条谱线对复杂丰度图进行反演，通常可以得到多种解。事实证明，不能保证正确选择的正则化函数将导致真正的丰度图。提请注意需要进行一项研究，阐明扩散理论预测的分层、场依存丰度结构与通过“规范”ZDM（即平均大气和非分层丰度）获得的经验图之间的关系。最后，我们指出的困难所产生的三维性质的磁性ApBp星大气中的原子扩散过程。
2016-10-06 astro-ph.SR
A Panchromatic JWST Spectrum of a Giant Starspot on the Fully Convective M-dwarf TOI-3884
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理学实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Hobart and William Smith Colleges（霍巴特和威廉史密斯学院）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Tampa（坦帕大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of Birmingham（伯明翰大学）；Université de Liège（列日大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）
利用JWST对TOI-3884 b的七次凌星观测，通过重复的星斑穿越特征，测量了M矮星星斑的首个经验泛光光谱，并约束了恒星自转周期、极向取向和星斑性质。
2026-06-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spots on Am stars
我们调查的光变化的15上午星使用四年的高精度测光从开普勒航天器和额外的14上午星从K2战役0领域。我们发现，大多数在开普勒领域的Am星的光变曲线的旋转调制的特点，由于星斑。在观测到的29颗Am星中，有12颗是盾牌座δ变星，一颗是剑鱼座γ变星。其中一颗恒星是食双星，另一颗是通过时间延迟测量发现的双星。两颗Am星显示了耀斑的证据，这不太可能是由于一个冷的同伴。事实上，29颗Am星中有10颗是旋转变星，有些甚至可能会耀斑，这强烈表明Am星拥有显着的磁场。这与目前的理解相反，即这些恒星中金属丰度的增强是由于在没有磁场的情况下的扩散。如此多的恒星是盾牌座δ变星的事实也与扩散理论的预测不一致。我们认为，一个可行的替代方案是，金属增强可能产生的吸积。
2015-01-27 astro-ph.SR
Lifetimes and Emergence/Decay Rates of Star Spots on Solar-type Stars Estimated by Kepler Data in Comparison with Those of Sunspots
活动太阳型恒星的亮度变化具有很大的准周期性，这种变化是由恒星带着星斑自转引起的，并且随着星斑的出现和衰减，亮度变化的幅度也会发生变化。开普勒望远镜的数据适合于研究恒星黑子的出现和衰变过程，这对于理解恒星发电机和恒星耀斑是很重要的。在这项研究中，我们用开普勒数据通过跟踪光变曲线的局部极小值来测量星斑面积的时间演化。在这项分析中，我们提取的时间演化的恒星斑点显示出清晰的出现和衰减，而不受恒星的差异旋转。我们将这种方法应用于开普勒观测到的5356颗活动太阳型恒星，获得了56个独立星点的时间演化。我们计算的寿命，出现和衰变率的星点面积的时间演变。结果发现，当黑子面积（$A$）占太阳半球的0.1- 2.3%时，黑子的寿命（$T$）在10 - 350天之间。与太阳黑子的寿命进行了比较，发现星斑的寿命比太阳黑子的经验关系式（$T\propto A$）推算出的寿命短得多，但与其他关于星斑寿命的研究结果一致。恒星黑子的出现和衰减速率通常是$5 \times 10^{20}$ $\rm Mx\cdot h^{-1}$（$8$ $\rm MSH\cdot h^{-1}$），面积占太阳半球的0.1%-2.3%，并且与太阳黑子的预期基本一致，这可能表明相同的基本过程。
2018-11-27 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
Starspots on eclipsing giant stars I.: The sample and eclipse mapping examples
本研究基于TESS光变曲线编制29个含活动巨星的密近食双星样本，并用食成图与时间序列黑子建模分析其中3个CVZ目标，验证了黑子参数一致性及星下点黑子特征。
2025-04-21 astro-ph.SR
Constraints on model atmospheres from complex asteroseismology of the βCephei stars
使用的方法称为复杂的asteroseismology，我们得到的模型大气，特别是NLTE效应的约束。我们同时拟合了造父β星θOph，νEri，γPeg和12 Lac的脉动频率和相应的非绝热复参数f值。测试了LTE Kurucz模型和BSTAR 2006 NLTE模型。
2012-05-16 astro-ph.SR
Analytical Hot Spot Shapes and Magnetospheric Radius from 3D Simulations of Magnetospheric Accretion
本文给出了吸积磁化星表面斑点的位置和形状的解析公式，当一颗星的偶极磁场以小于30度的小失准角θ倾斜，磁层为恒星半径的2.5-5倍时，这些斑点的位置和形状与吸积磁化星的磁层半径成正比。我们观察到，当内盘的位置变化时，斑点的方位角位置变化显著。相比之下，由于磁层的压缩，黑子的极位变化很小。光斑的方位角宽度随θ变化很大：光斑在较大的失准角下具有弧形形状，在非常小的失准角下类似于环。光点的极宽随参数的变化仅略有变化。斑点在方位角方向上的运动可以提供吸积毫秒脉冲星的相移，以及经典金牛座T星周期的“漂移”。光斑的位置和形状由三个参数决定：失准角θ、归一化共转半径r_c/R_* 和归一化磁层半径r_m/R_*，其中R_* 为恒星半径。我们还用我们的数据来检验阿尔文半径的公式，其中主要的依赖关系是r_m \sim（μ^2/ \dot M）^{2/7}，其中μ是恒星的磁矩，\dot M是吸积率。我们发现，这种依赖性更为平缓，r_m \sim（μ^2/ \dot M）^{1/5}，这可以用盘状物质对磁层的压缩和外磁层磁场线的非偶极形状来解释。
2013-03-19 astro-ph.SR
Magnetic spots on hot massive stars
热亮星在光球层和风中表现出各种各样的现象，但仍然缺乏明确的物理解释。这些现象包括光球湍流、谱线变化、非热辐射、非径向脉动、离散吸收分量和风聚集。Cantiello等人（2009年）认为，靠近恒星表面的对流区可能是造成其中一些现象的原因。这个对流区是由与铁族元素相关的不透明度峰值引起的，被称为“铁对流区”（FeCZ）。假设发电机行动产生磁场均分的FeCZ，我们调查的发生在OB星的地下磁性。然后，我们研究这些磁场的表面出现，并讨论可能的观测特征的磁点。简单的估计是使用大质量恒星的地下性质，如在一维恒星演化模型计算。我们发现，磁场的振幅足以影响风可以出现在表面通过磁浮力。虽然在这个阶段，很难预测这些功能的几何形状，我们表明，磁点的大小相当于当地的压力规模的高度可以表现出自己的热点，亮点。局部磁场可能广泛存在于那些具有次表面对流的早期型恒星中。这种类型的表面磁性可能是光度变化的原因，并在X射线发射和风聚集中发挥作用。
2011-08-09 astro-ph.SR
Simulations of magneto-hydrodynamic waves in atmospheres of roAp stars
我们报告的二维时间相关的非线性磁流体动力学模拟波在大气中的roAp星。我们探索了一个网格的模拟在一个广泛的参数空间。我们的研究目的是了解大气和磁场对磁声波的传播和反射特性、激波和节点层的形成的影响。
2009-01-09 astro-ph.SR
Spots and flares in hot main sequence stars
从1-24扇区，约有22000颗开普勒星和近60000颗TESS星已被按变率类型分类。所有光谱类型的大部分恒星似乎都有与预期的自转周期一致的周期。先前对A星和B星晚期的分析强烈表明，这些恒星确实是旋转变星。在本文中，我们已经积累了足够的数据表明，旋转调制是目前甚至在早期的B星。对TESS A和B星的耀斑搜索导致在68颗恒星中检测到110个耀斑。耀斑的能量超过典型的K和M矮星至少两个数量级。这些结果，再加上目前的模型来解释恒星脉动在A和B星的严重困难，建议我们需要修改目前的理解与辐射信封的恒星外层。
2020-08-14 astro-ph.SR
Comparing the Sun to Sun-like stars. On the importance of addressing faculae/spot domination
本研究通过改进类太阳恒星判据和功率谱梯度方法，将Kepler类太阳恒星划分为黑子主导与光斑主导两类，并发现仅KIC 11599385可与当前太阳直接比较，其耀斑能量与AD774/775事件相符。
2025-04-03 astro-ph.SR
Chemical surface inhomogeneities in late B-type stars with Hg and Mn peculiarity I Spot evolution in HD 11753 on short and long time scales
目的：利用具有HgMn化学特性的晚B型星HD 11753的高分辨光谱时间序列，研究了不同化学元素的表面分布及其时间演化。方法：2000年、2009年和2010年在La Silla使用CORALIE光谱仪获得高分辨率和高信噪比光谱。使用多普勒成像技术计算YII、SrII、TiII和CrII的表面图。还将结果与等效宽度测量值进行了比较。研究了化学斑点在短时间尺度和长时间尺度上的演化。结果：确定了HD 11753的双星轨道，并对主星的自转周期进行了微调。早期发现的快速演变的化学斑点的化学斑点图和等效宽度测量的分析证实。此外，一个长期的整体YII和SrII丰度下降被发现。化学斑点配置的详细分析揭示了一些可能的证据，一个非常弱的差异旋转是在HD 11753操作。
2013-02-20 astro-ph.SR
