Coronal mass ejections and type II radio emission variability during a magnetic cycle on the solar-type star $ε$ Eridani
我们模拟了在波江座$ε$磁周期上可能的恒星日冕物质抛射（CME）情景。我们使用2008年，2011年和2013年的三个独立时期，并估计与这些事件相关的无线电发射频率。这些恒星爆发已被证明是难以捉摸的，虽然一个有前途的方法来检测和解释这些现象是低频无线电观测潜在的II型爆发的CME诱导的冲击传播通过恒星日冕。恒星II型射电爆发预计发射低于450兆赫，类似于它们的太阳对应。我们表明，这些事件的时间长度保持以上的电离层截止不一定依赖于恒星的磁周期，但更多的是对相对于恒星磁场的喷发位置。我们发现，这些II型爆发将保持在LOFAR的频率范围内的最大的20-30分钟后爆发的极地CME，（50分钟的二次谐波）。我们发现了赤道CME较慢的证据，这导致2008年和2013年模拟的可观测窗口略长。恒星磁场的几何形状和强度对这些事件的可探测性有重大影响。我们把CME放在恒星质量损失率（27-48 $\times$太阳质量损失率）的背景下，表明它们可以达到$ε$波江座恒星风质量损失率的3-50%。需要用低频射电望远镜持续监测可能的恒星CME候选者，以检测这些瞬态事件。
2021-11-03 astro-ph.SR
IW And-Type State in IM Eridani
IW和星是最近发现的一类矮新星，其特征是从一个类似静止的阶段开始，伴随着阻尼振荡，然后是一个深的倾角，不断地变亮。Kimura等人（2019）最近提出了一个基于倾斜盘中热粘性盘不稳定性的模型，以再现IW和型特征。IM Eri在2018年经历了IW和型阶段，我们记录了三个由增亮终止的（阻尼）振荡阶段周期。我们确定了两个时期在IW和型状态：4-5 d的小振幅（通常阻尼）振荡和34-43 d的长周期。这种行为是IW And型恒星的典型特征。物体在下一次增亮之前的长周期内逐渐变亮，这终止了（阻尼）振荡阶段。这一观察结果与倾斜盘中热粘性盘不稳定性模型预测的长周期期间盘质量增加一致（Kimura等人，2019）。然而，我们并没有成功地探测到负的超级峰，这被认为是一个倾斜的磁盘的签名。
2019-11-05 astro-ph.SR
An X-ray activity cycle on the young solar-like star $ε\ \rm Eridani$
2015年，我们开始对年轻的类太阳恒星Eppolitan Eridani（4.4亿年）进行XMM-牛顿监测，Eppolitan Eridani是最年轻的类太阳恒星之一，具有已知的色球Ca II周期。通过分析最近的威尔逊山S指数CaII数据，我们发现，色球周期持续2.92 +/- 0.02年，与过去的结果一致。从长期的X射线光变曲线，我们发现明确的和系统的X射线的变化，我们的目标，与色球钙周期一致。X射线的平均亮度为2 x 10^28 erg/s，在整个周期中振幅只有2倍。我们采用一种新的方法来描述的日冕发射测量分布的演变Ependieridani太阳磁结构：活动区，活动区的核心和耀斑覆盖恒星表面在不同的填充分数。只有当太阳耀斑发射测量分布仅限于衰变阶段的事件时，这些磁结构的组合才能描述观测到的波江座X射线发射测量。这种解释是，波江座日冕中的耀斑比太阳耀斑持续的时间更长。我们把这归因于波江座的金属含量较低。我们的分析还揭示了波江座的X射线循环强烈地受活动区核心的支配。在整个周期中，核心的覆盖率的变化与X射线光度相同。的周期的最大值的特点是由一个高百分比的覆盖率的耀斑，一致的事实，即耀斑事件被认为是在相应的短期X射线光变曲线主要在周期的最大值。因此，波江座周期中的高X射线发射是由其表面上高百分比的磁性结构来解释的。
2020-02-25 astro-ph.SR
An application of a solar-type dynamo model for Epsilon Eridani
在过去的十年中，活动周期与恒星参数之间的关系受到了特别的关注。可靠的活动登记册的建设表明，太阳型恒星表现出活动周期从几年到几十年，在相同的情况下，长和短的活动周期共存，这表明两个发电机可以在这些恒星中运行。尤其是波江座Epsilon Eridani是一颗活跃的年轻K2V恒星（0.8 Gyr），它的色球周期有短期和长期，分别为3年和13年。此外，在1985年至1992年间，这颗恒星经历了一个广泛的活动极小期，类似于太阳的蒙德极小期。在这些结果的激励下，我们在波江座Epsophy发现了一个检验发电机理论的好机会。基于Sraibman和Minotti（2019）开发的模型，在这项工作中，我们为EpipheriEridani构建了一个非线性轴对称发电机。模拟的近地表磁场分量在整个星盘中的时间序列既有长周期活动周期，也有短周期活动周期，其周期与观测结果相似，同时也有低活动的时间间隔，这可能与宽极小期有关。与磁反转相关的短活动周期可以用差动旋转来解释，而长周期则与洛伦兹力引起的纬向质量流有关。通过这种方式，我们表明，一个单一的非线性发电机模型来自第一原理与准确的恒星参数可以重现共存的活动周期。
2020-06-29 astro-ph.SR
A combined spectroscopic and photometric stellar activity study of Epsilon Eridani
我们提出了同时基于地面的径向速度（RV）的测量和空间为基础的光度测量的年轻和活跃的K矮星EpendiEridani。这些测量提供了一个数据集，探索方法，确定并最终区分恒星光球速度开普勒运动。我们比较了三种方法，我们已经在探索这个数据集：达尔马提亚，MCMC现场建模代码，适合光度和RV测量同时进行; FF $'$方法，它使用光度测量来预测恒星活动信号同时RV测量;和H $α$分析。我们表明，我们的H $α$测量与光度测定的恒星的微变和振荡（MOST）仪器，这导致了一个有前途的新方法的基础上，完全光谱观测强烈相关。这种新方法，我们称之为HH $'$方法，使用H $α$测量值作为FF $'$模型的输入。虽然达尔马提亚斑点建模分析和FF $'$方法与MOST天基光度测量目前更强大，HH $'$方法只利用可见光谱中的数千条恒星线之一。通过利用额外的光谱活动指标，我们相信HH $'$方法可能证明在解开恒星信号中非常有用。
2016-06-28 astro-ph.SR
Chemical spots in the absence of magnetic field in the binary HgMn star 66 Eridani
根据我们目前的理解，上主序化学特殊恒星的一个子类，称为汞锰（HgMn），是非磁性的。然而，最近在它们的表面上发现了化学不均匀性。与此同时，现代研究没有检测到强度超过1-100 G的全球磁场。我们的研究目标是在HgMn双星系统66 Eri中寻找磁场，并研究这两个组成部分的恒星表面的化学斑点。我们的分析是基于高品质的光谱偏振时间序列观测，在连续10个晚上在欧洲南方天文台3.6米望远镜的HARPSpol仪器。为了提高磁场搜索的灵敏度，我们采用了最小二乘反卷积（LSD）。我们使用光谱解缠来测量径向速度和研究线轮廓的变化。使用多线多普勒成像重建化学斑点的几何形状。我们报告了在66 Eri中未检测到磁场，纵向场的误差条为10-24 G。圆极化分布也不指示复杂表面磁场的任何特征。对于简单的偶极场配置，我们估计极场强度的上限为60-70 G。对于HgMn组分，我们发现Ti，Ba，Y和Sr的谱线的旋转周期等于轨道的变化。这些元素的表面地图重建与多普勒成像技术，显示相对不足的半球面临的次要组成部分。化学不均匀性的对比度范围从Ti的0.4到Ba的0.8。
2011-02-23 astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Variability on Stellar Angular Momentum Loss II: The Sun, 61 Cygni A, $ε$ Eridani, $ξ$ Bootis A and $τ$ Bootis A
低质量恒星的磁场被观测到在十年时间尺度上是可变的，其行为从周期性到随机性不等。磁场的强度和几何形状的变化应该会改变恒星风造成的角动量损失的效率，但这还没有很好地量化。在Finley等人（2018）中，我们研究了太阳的变化，并计算了太阳风中随时间变化的角动量损失率。在这项工作中，我们专注于四个低质量的恒星，都有他们的表面磁场映射多个时代。使用从天体层Lyman- $α$吸收确定的质量损失率，结合Finley & Matt（2018）MHD模拟的标度关系，我们计算了磁化恒星风施加到每颗恒星上的扭矩。制动扭矩的可变性可能是显著的。例如，$ε$ Eri的最大扭矩是其十年平均值的两倍。这种变化可以与在太阳风中观察到的变化相比较，当采样稀疏时。平均而言，我们样品中的扭矩范围为平均值的0.5-1.5倍。我们将这些结果与Matt等人（2015）的扭矩进行了比较，后者使用观测到的恒星自转速率来推断恒星上的长时间平均扭矩。我们发现，我们的恒星风力矩系统地低于长期平均值，约3-30倍。星风变率似乎无法解决这种差异，这意味着观测到的风参数、星风模型或长期演化模型仍存在一些问题，这些问题尚未得到理解。
2019-03-23 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
Analyzing the Low State of EF Eridani with Hubble Space Telescope Ultraviolet Spectra
时间分辨光谱在整个轨道的EF厄利在其低吸积状态下获得了与太阳盲通道上的先进相机的调查机载哈勃太空望远镜。整体光谱分布在1500和1700 A处呈现峰值，而UV光变曲线在双星轨道上显示准正弦调制。试图用带有热点和回旋辐射的白矮星模型来拟合整个轨道上的光谱变化。一颗温度约为10，000 K的无磁白矮星，其热点中心温度为15，000 K，一般来说，它在1400和1600 A的宽谱线与准分子H的特征H2和H+2相匹配。然而，Lyalpha吸收核心的通量并不为零，这意味着有一个额外的分量，整个轨道的通量变化在长波长处并不匹配。或者，一个具有100 MG回旋加速器组件的9500 K白矮星可以适应最低（相位0.0）通量，但最高通量（相位0.5）需要额外的磁场或温度源。UV拟合所需的100 MG场远高于拟合光学/IR波长的100 MG场，这将支持先前关于极化中复杂场结构的建议。
2010-05-13 astro-ph.SR
Phase-resolved spectroscopic observations of the magnetic cataclysmic binary EF Eridani: Revealing complex magnetic accretion during a high state
本研究通过SALT和SAAO望远镜对EF Eri进行相位分辨光谱观测，首次多普勒层析揭示了高态下三个发射区域及两条磁吸积流，证实了复杂磁吸积过程。
2025-10-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic Activity Cycles in the Exoplanet Host Star epsilon Eridani
活跃的K2矮行星Eri已经被广泛地描述为一个年轻的太阳类似物，最近又被描述为系外行星的宿主恒星。作为天空中最接近和最明亮的恒星之一，它提供了一个无与伦比的机会，将恒星发电机理论限制在太阳之外。我们确认并记录了最初由Hatzes及其同事报告的Meseri的3年磁活动周期，并检查了以前45年观测的档案数据。数据显示，3年和13年周期共存，导致类似于蒙德极小状态的广泛活动最小值，然后是连贯的3年周期的复苏。几乎连续的活动记录表明，两个恒星发电机同时运行，周期分别为2.95+/-0.03年和12.7+/-0.3年，这与太阳的情况类似，表明对Bohm-Vitense提出的所谓“活跃”和“不活跃”序列的发电机机制的修正识别。最后，基于观测到的太阳的性质，我们认为太阳的旋转历史是什么使它成为在其他恒星中观察到的磁周期的背景下的异常值（正如它的Li耗尽所表明的那样），并且木星质量的伴星不能成为太阳特性的普遍解释。
2012-12-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The X-ray activity of the young solar-like star Kepler-63 and the structure of its corona
迄今为止，X射线卫星XMM-牛顿已经揭示了七颗类太阳恒星的日冕循环。在这个样本中，最年轻的恒星$ε$ Eridani（400 Myr）和$ι$ Horolosium（600 Myr）显示出最短的X射线周期和最小的周期振幅。根据不同填充因子下的太阳磁结构（活动区、活动区核心和耀斑），对$ε$波江座的日冕进行了建模。研究表明，其日冕的65-95%被磁性结构覆盖，这是低X射线周期振幅的原因。也有人假设，在年轻的类太阳恒星的日冕上，磁性结构的基底表面覆盖率可能更高。为了研究这个假设，我们研究了X射线中的类太阳恒星开普勒-63。它的年龄为2.1亿年，光球周期为1.27年，是迄今为止在X射线中观测到的最年轻的恒星，目的是揭示日冕周期。在长期的X射线光变曲线中，我们没有揭示出X射线光度的周期性变化，但有可能出现2倍的变化。至于$ε$ Eridani的情况，我们用在太阳上观察到的磁结构模拟了开普勒-63的日冕。这项研究表明，100%的日冕是由核心和耀斑的M级，证明了一个X射线周期的情况下，并确认了类似的结果推导出的$ε$波江座。最后，我们建立了周期振幅与X射线表面通量之间的经验关系。从开普勒-63中没有日冕循环，我们推断具有比开普勒-63更高的X射线通量的恒星必须拥有比开普勒-63日冕模型所需的更高能量的耀斑的显著部分。我们的研究为太阳-恒星类比研究和恒星X射线光变曲线中分辨和未分辨变化的联合探索…
2022-02-11 astro-ph.SR
EI Eridani: a star under the influence -- The effect of magnetic activity in the short and long term
本研究利用多源观测数据分析EI Eri的磁活动，通过周期分析、多普勒成像等方法揭示其自转周期变化、活动周特征及表面较差自转规律，验证了多仪器数据下成像方法的可靠性。
2023-04-26 astro-ph.SR
Interpretation of the BRITE oscillation spectra of the early B-type stars: $ν$ Eri and $α$ Lup
$ν$波江座是一个著名的多周期$β$造父变星，也表现出SPB（缓慢脉动B型星）型模式。最近对卢皮座$α$的BRITE光度测量的频率分析表明，这颗恒星也是一个混合型$β$ Cep/SPB散射子，其中既有高频率也有低频率。我们构建复杂的地震模型，以占观察到的频率范围，频率本身的值和非绝热参数$f$的主导模式。我们的研究表明，在$\log{T}\in (5.0-5.5)$的温度范围内显着修改的不透明度配置文件是必要的，以满足所有这些要求。
2017-01-05 astro-ph.SR
The forgotten bright star: Theta Eridani as a millenary stellar transient observed by Hipparchus, Ptolemy and al-Sufi
Lambda Ophiuchi Ltda（Lambda Ophiuchi有限公司）；Department of Particle Physics and Astrophysics, Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所粒子物理与天体物理系）
通过干涉、光谱和测光数据，发现波江座θ星是一个紧密偏心双星，其历史亮度与现代差异达2.7星等，可能源于偏心洛希瓣溢流触发的长期共有包层阶段释放轨道能量。
2026-07-01 astro-ph.SR physics.hist-ph
Neglected X-ray discovered polars: II: The peculiar eclipsing binary HY Eridani
我们报告的X射线观测的食极HY Eri（RX J 0501 -0359），随着其光度，分光光度计，分光光度计和分光偏振光学变化，收集了超过30年。HY Eri的轨道周期为2.855小时，落在2-3小时周期间隔的上边缘附近。2011年之后，系统进入了一个长期的低状态，继续在低水平上增生。我们提出了一个准确的无别名长期轨道星历，并报告了从2011年到2018年的时间间隔内发生的10毫秒的高度显著的周期变化。我们获得了一个高质量的日食光谱，显示二级恒星是一个dM 5 -6的矮星，距离$d = 1050 \pm 110$ pc。基于相位分辨回旋加速器和塞曼谱，我们确定了HY Eri中的白矮星（WD）是一个两极吸积体，其吸积点几乎相反，分别为28和30 MG。低态谱的塞曼分析揭示了一个复杂的磁场结构，我们拟合的多极模型。我们检测到狭窄的发射线从照射面的次级恒星，其中镁I $λ5170$的径向速度振幅为$K_2' = 139 \pm 10$公里/秒（90%的信心）跟踪次级更可靠的比窄H $α$线。结合动力学分析和光谱测量的角半径的WD，我们得到了$M_1 = 0.42 \pm 0.05$ $M_\odot$的主要质量（90%置信误差），确定它是一个可能的He WD或混合HeCO WD。第二颗是$M_2 = 0.24 \pm 0.04$ $M_\odot$的一颗主序星，看起来有点膨胀。HY Er…
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Line-profile variations of stochastically excited oscillations in four evolved stars
自从类太阳振荡首次在红巨星中被发现以来，非径向振荡模式的存在一直存在争议。光谱线轮廓分析被用来在第一次尝试进行模式识别，这表明，非径向模式是可观察的。尽管可以确认非径向模式的存在，但不能唯一地识别度数或方位角阶次。在这里，我们提出了一个改进，这第一光谱线轮廓分析。目的：我们的目标是研究四个演化恒星中随机激发的类太阳振荡的线轮廓变化，以推导出所观察到的模式和表面旋转频率的方位角顺序。研究方法：光谱线轮廓分析应用于交叉关联函数，使用傅立叶参数拟合方法的振幅和相位分布的配置文件。结果如下：对于四颗演化恒星：水蛇座β星（G2 IV）、蛇夫座ε星（G9.5 III）、蛇夫座eta星（K0 III）和波江座δ星（K0 IV），线轮廓变化揭示了振荡的方位角顺序，准确度约为1。此外，我们的分析揭示了投影旋转速度和倾角。从这些参数，我们得到的表面旋转频率。结论：我们的结论是，线轮廓的交叉关联函数的变化表现不同，对于不同的频率，它们提供了额外的信息，在表面旋转频率和方位阶。
2010-02-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
Influence of the Magnetic Field on Oscillation Spectra in Solar Faculae
本文研究了磁结上方光斑及其附近区域的振荡参数。使用SDO数据，我们分析了振荡的磁场强度，多普勒速度和强度信号的低光球，并在强度较高的水平。我们发现，在磁结的磁场强度振荡谱中，出现了频率约为4.8 mHz的峰值，而在中等场强的相邻光斑中没有这样的频率。相反，这两类区域的光球振荡谱是相似的：在这两种情况下，显著的峰值都在2.5- 4.5mHz范围内，尽管磁结的振荡比光斑周边的振荡弱2- 3倍。在光球层上部，磁结中的主频率比中场区域高0.5- 1 mHz。磁结上方的过渡区振荡主要集中在3- 6 mHz范围内，而中场斑片上方的过渡区振荡主要集中在3 mHz以下。
2016-07-15 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD Simulations of Solar Prominence Oscillations in a Magnetic Flux Rope
太阳黑子在其一生中会受到各种扰动，并经常表现出振荡。日珥振荡的研究为研究日珥内部的磁热结构提供了一种新的途径，因为日珥振荡的特征取决于日珥与日冕的相互作用。日珥振荡可分为纵向振荡和横向振荡。我们进行三维理想磁流体动力学模拟日珥振荡沿磁通量绳，目的是比较振荡周期与预测的各种简化模型，并检查回复力。我们发现，这种纵向振荡的周期约为49分钟，这与引力场分量作为回复力的摆模型是一致的。相反，水平横向振动的周期约为10分钟，垂直横向振动的周期约为14分钟，这两种振动都可以很好地用二维平板模型拟合。我们还发现，在横向振荡中，除了磁压力振荡的第一分钟外，磁张力在大部分时间内占主导地位。
2018-03-09 astro-ph.SR
Oscillations of the solar photospheric magnetic field caused by the m = 1 high-latitude inertial mode
本研究利用HMI和GONG的长期磁图序列，检测到地球参考系中高纬度（65°--70°）存在频率为338 nHz的周期性磁场振荡，其特征与m=1高纬度惯性模一致，为该模式的光球磁场响应提供观测证据。
2025-10-01 astro-ph.SR
The impact of unresolved magnetic spots on high precision radial velocity measurements
多普勒方法探测系外行星非常成功，但受到恒星活动的污染噪音的影响。在这项工作中，一个旋转的恒星模型的磁场的基础上的几何形状的K2恒星Ependieridani的，并用于估计其模拟径向速度测量的效果。在从八年的分光偏振观测中获得的观测到的大尺度磁图之上，模拟了一些不同分布的未分辨磁斑。径向速度信号，由于磁点的振幅高达10米秒$^{-1}$，高到足以防止检测到行星下20地球质量的温带太阳型恒星。我们表明，径向速度在很大程度上取决于斑点分布。我们的研究结果强调，了解恒星的磁活动和斑点分布是至关重要的地球类似物的检测。
2020-07-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Perturbations of Stellar Oscillations: a General Magnetic Field
这篇短文的目的是给出一个微扰方法的推导总结，以评估任意三维磁场配置的影响，其能量相对于引力结合能处处都很小，对恒星振荡的本征频率和本征函数的形式和值。
2018-11-11 astro-ph.SR
Fundamental-Mode Oscillations of Two Coronal Loops within a Solar Magnetic Arcade
我们分析的强度变化，测量的大气成像组件（AIA）在171毫米的通带，在两个日冕环嵌入在一个单一的日冕磁拱。我们检测到的基本模式的振荡周期约为2分钟，衰减时间为5分钟。振荡是由拱廊与耀斑发出的大波前相互作用引起的。此外，振荡的功率谱表明签名与场线的倾斜传播一致，并且存在2-D波导而不是1-D波导。
2015-04-29 astro-ph.SR
Acoustic oscillations in the field-free, gravitationally stratified Acoustic oscillations in the field-free, gravitationally stratified cavities under solar bipolar magnetic canopies
主要目标是研究太阳大气层中位于小尺度圆柱形磁盖下的重力分层、无场空腔的动力学，以响应低洼区域的爆炸事件（由于颗粒化、小尺度磁重联等）。在柱坐标系下，导出了二维等温密度扰动的Klein-Gordon方程。该方程首先通过标准简正模分析求解，以获得腔的自由振荡谱。然后，方程求解的情况下，脉冲强迫相关联的压力脉冲中指定的低洼地区。简正模分析表明，整个圆柱形腔的颗粒尺寸往往振荡的频率为5 - 8兆赫，也与大气截止频率。此外，在对流区中激发的压力脉冲的通过在空腔中建立以相同截止频率振荡的尾流。尾流振荡可以与自由振荡模式共振，这导致观察到的振荡功率增强。这些空腔的共振振荡解释了在磁网络核心和有源区附近观察到的功率晕。
2009-05-14 astro-ph.SR
Three-minute Sunspot Oscillations Driven by Magnetic Reconnection in a Light Bridge
我们报告了一种不同类型的三分钟色球振荡以上的太阳黑子与一个小规模的脉冲事件在光桥。在观测过程中，我们发现光桥中有短暂的增亮现象。增亮是由基本爆发组成的，可能是光桥中快速重复的磁重联的表现。有趣的是，当亮度达到峰值时，附近太阳黑子本影的振荡会被冲动地激发。振荡的初始周期为约2.3分钟，然后随时间逐渐增加至3.0分钟。此外，我们还发现激发的振荡幅度是增亮前振荡幅度的两倍。根据我们的结果，我们提出光桥中发生的磁重联能激发附近黑子本影的振荡。
2017-11-17 astro-ph.SR
Non-radial oscillations of the magnetized rotating stars with purely toroidal magnetic fields
我们计算非轴对称振荡均匀旋转多面体磁化与一个纯粹的环形磁场，考虑到由于磁场的变形的影响。至于旋转，我们只考虑科里奥利力对振荡模式的影响，忽略离心力，即恒星的旋转变形。由于分离变量是不可能的旋转磁化星的振荡，我们采用有限级数展开的扰动使用球谐函数。我们计算磁修改正常模式，如$g$ -，$f$ -，$p$ -，$r$ -和惯性模式。在最低阶，由磁场产生的频率偏移与特征阿尔文频率的平方成比例。作为磁场的影响的措施，我们计算的比例常数为各种振荡模式的频率偏移。我们发现，变形的影响是显着的高频模式，如$f$ -和$p$ -模式，但不重要的低频模式，如$g$ -，$r$ -和惯性模式。
2015-03-14 astro-ph.SR
The spectrum of kink-like oscillations of solar photospheric magnetic elements
最近，新的高空间和时间分辨率的太阳光球观测的可用性，允许在小的磁性元素的振荡的研究。已经发现，小的磁性元件承载着丰富多样的振荡，可检测为强度、纵向或横向速度波动，这些波动被解释为MHD波。小的磁性元素，达到或低于现代太阳望远镜目前的空间分辨率，被认为在太阳大气层上层的能量收支中发挥着相关的作用，因为它们被发现覆盖了太阳光球层的很大一部分。不幸的是，有限的时间长度和/或节奏的数据集，或存在的看到引起的影响，阻止了，到目前为止，在小的磁性元件的扭结状振荡的功率谱的估计具有良好的精度。受此启发，我们通过利用Hinode卫星上的太阳光学望远镜获得的持续时间很长且节奏很高的数据，研究了小磁性元素中的扭结状振荡。在这项工作中，我们提出了这种分析的结果，通过研究扭结状振荡的功率谱密度的统计基础上。我们发现，小的磁性元素表现出大量的光谱特征在1-12兆赫的范围内。更有趣的是，这些光谱特征中的大多数在磁性元素之间并不共享，而是代表每个磁性元素本身的独特签名。
2013-10-09 astro-ph.SR
Characteristics of Chromospheric Oscillation Periods in Magnetic Bright Points (MBPs)
在这项调查中，振荡周期的Mg II K线强度，亮度温度和多普勒速度以上获得的磁亮点（MBPs）的影响。为此目的，对观测高层色球层和过渡区的界面区成像光谱仪的数据以及太阳动力学观测站获得的成像和磁图数据进行了分析。在结合Si IV 1403 A狭缝钳口图像（SJI）与来自日光层和磁成像仪（HMI）的磁图信息中识别MBPs。对Mg II k（2796 A和10，000 K）共振线进行时间片分析，然后进行小波检查，以检测振荡周期。最后，对振荡进行了功率谱分析，结果表明，网络点具有典型的强度、温度和速度振荡周期约为300 s，网络间点的平均强度振荡周期约为180 s，平均温度振荡周期约为202 s，平均速度振荡周期约为202 s.此外，对一个BP进行了详细分析，它表明强度振荡周期为500秒，显然与色球/光球结构中通常在其他地方发现的3或5分钟振荡无关。
2022-03-01 astro-ph.SR
The Effect of Toroidal Magnetic Fields on Solar Oscillation Frequencies
太阳振荡频率随磁场活动水平的变化而变化。利用日震学定位太阳表面下的磁场集中将有助于我们理解太阳发电机。由于标准太阳模型中没有考虑磁场，因此将其添加到恒星结构的基本方程中会改变本征函数和本征频率。我们使用准简并微扰理论计算了六种场配置下环形磁场对太阳振动平均多重态频率的影响。在我们的计算中，我们既考虑了描述模式耦合的磁场的直接效应，也考虑了由于磁场而导致恒星结构变化的间接效应。我们限制我们的计算模式的自耦合。我们发现，磁场影响多重态频率的方式，这取决于太阳内部的磁场的位置和几何形状。比较我们的理论结果与观测到的位移，我们发现，强速跃层领域不能负责所观察到的频率变化的p模式在太阳周期。我们还发现，日震振荡频率的表面效应的一部分可能归因于太阳外层的磁场。本文提出的理论也适用于类太阳恒星及其振荡频率的模型。
2018-01-24 astro-ph.SR
Back-reactions of dynamo-generated magnetic fields: Torsional oscillations and variations in meridional circulation
由太阳发电机产生的周期性太阳磁场的周期性变化的洛伦兹力可以引起两种运动：扭转振荡和纬向环流的周期性变化。这两种运动现在都有观测证据。我们讨论了我们正在进行的努力，在理论上研究的纬向环流的变化。然后，我们提出了我们的扭转振荡的理论模型，它解决了为什么这些振荡开始之前，太阳黑子周期在纬度高于太阳黑子被看到的问题。
2011-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modulating the magnetosphere of magnetars by internal magneto-elastic oscillations
我们耦合内部扭转，磁弹性振荡的高度磁化的中子星（磁星），他们的磁层。外部磁场配置的相应轴对称扰动演化为一系列线性、无力平衡，这些平衡完全由背景磁场配置和表面处的磁场扰动确定。的扰动获得的磁星内部的磁弹性振荡的模拟。虽然这种振荡只能在靠近两极的一个非常有限的区域内激发出恒星外部的阿尔文行波，但它们仍然通过在以极角$\gtrsim 0.19\,$ rad离开恒星的闭合磁场的脚点之间引起随时间变化的扭曲来调制近磁层。此外，我们发现，对于一个偶极类背景磁场配置的磁场调制的磁层，由内部振荡驱动，只能是关于赤道对称。这与我们以前的研究结果一致，在那里我们解释了所观察到的准周期振荡磁星爆发的X射线尾驱动的家庭的内部磁弹性振荡与对称磁场扰动。
2014-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Influence of Magnetic Field Geometry in Neutron Stars Crustal Oscillations
本文研究了中子星壳中的振荡，其中磁场既有偶极分量，也有环向分量，前者从恒星内部延伸到太空，后者局限于恒星半径内。我们的研究是基于我们已经得到的恒星流体扰动的解决方案，仅限于地壳厚度。我们的结果进行了比较，在软伽玛中继信号中观察到的频率。
2019-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
