Magnetism, chemical spots, and stratification in the HgMn star phi Phoenicis
汞锰（HgMn）星一直被认为是一种非磁性、不变的化学奇特（CP）星。然而，最近发现的变化在谱线配置文件建议在某些HgMn星的化学元素的表面分布不均匀。从对其他CP星的研究可知，磁场在表面斑的形成中起着关键作用。所有试图在HgMn星中寻找磁场的尝试都得到了否定的结果。在这项研究中，我们调查了可能存在的磁场在phi Phe（HD 11753）和重建表面分布的化学元素，显示在谱线的变化。我们还测试了一个假设，即磁场集中在化学斑点，并期待在恒星大气中的可能性，一些化学元素分层与深度。我们的分析是基于高质量的光谱偏振时间序列观测，涵盖了完整的旋转周期的恒星。光谱是用欧洲南方天文台3.6米望远镜的HARPSpol获得的。结合来自所有合适谱线的信息，我们将平均纵向磁场的上限设置为4 G。对于化学斑点，纵向场的上限在8和15 G之间变化。我们确认了Y、Sr和Ti的变异性，并检测到Cr线的变异性。分层分析表明，Y和Ti不集中在最上层大气。我们的分光偏振观测排除了一个强大的，全球组织的磁场在phi Phe的存在。这意味着斑点形成的另一种机制，这可能与非平衡原子扩散有关。然而，最近的时间相关扩散模型预测的分层变化的典型时间尺度显着超过了phi Phe报告的斑点演变时间尺度。
2012-01-27 astro-ph.SR
Dynamical evolution of titanium, strontium, and yttrium spots on the surface of the HgMn star HD 11753
目标。我们收集了三颗典型的HgMn（汞锰）星HD 11753，HD 53244和HD 221507的大约100个高分辨率光谱，以寻找缓慢脉动的B类脉动和各种化学元素的表面不均匀分布。方法.经典的频率分析方法被用来检测线轮廓的变化，并确定变化的周期。通过多普勒成像重建得到了恒星表面化学元素丰度图。结果对于HD 11753，这是最显着的变化，不同的谱线轮廓的变化被检测到的Ti，Sr，Y，Zr和Hg，而对于HD 53244和HD 221507最可变的线轮廓分别属于元素Hg和Y。根据径向速度和谱线等效宽度的变化，我们得到了这三颗星的自转周期：P_rot（HD 11753）= 9.54d，P_rot（HD 53244）= 6.16d，P_rot（HD 221507）= 1.93d。对于HD 11753，使用相隔约65天的两个数据集，应用多普勒成像技术推导出最易变元素Ti、Sr和Y的分布。多普勒成像重建的结果显示了显着的变化，表面分布的TiII，SrII，和YII的数据集之间，表明迄今为止没有很好地理解的物理过程中的恒星辐射信封，导致一个相当快的动态化学斑点的演变。
2010-03-09 astro-ph.SR
Are there tangled magnetic fields on HgMn stars?
最近的几个分光光度研究未能检测到显着的全球磁场在晚B HgMn化学奇特的恒星，但一些调查表明，存在强大的非结构化或纠缠的领域，在这些对象。我们使用详细的光谱合成分析，以寻找证据的纠缠磁场在高质量的观测光谱的8个缓慢旋转的HgMn星和一个正常的晚B星。我们还评估了最近零星的检测弱纵向磁场的HgMn星的矩技术的基础上。我们对磁敏感谱线的塞曼展宽的分析表明，在任何研究的HgMn或正常恒星中，都没有纠缠磁场的证据。我们推断平均磁场模量的上限为200-700 G--远小于基于差分磁力线增强和二次场诊断的研究所暗示的场强。对极端HgMn星HD 65949和正常晚B星21 Peg的新HARPSpol纵向场测量在3-6 G的精度下与零一致。我们的Stokes V光谱的斑点HgMn星HD 11753的重新分析表明，最近的时刻技术测量检索到相同的数据是不兼容的，缺乏圆偏振的签名，这颗星的光谱。我们的结论是，没有证据表明大量的纠缠磁场的表面上的研究HgMn星。我们不能独立地证实这些恒星存在非常强的二次或边缘纵向场，因此矩技术的结果很可能是虚假的。
2013-04-24 astro-ph.SR
Magnetic fields of HgMn stars
在过去的二十年里，在双星系统中具有HgMn特性的晚B型斑点星表面经常存在弱磁场一直是有争议的。我们重新分析现有的光谱偏振材料应用矩技术的谱线的非均匀分布的元素分开。此外，我们提出了新的测定的平均纵向磁场的HgMn星HD 65949和更热的类似物的HgMn星，PGa星HD 19400，使用安装在VLT的FORS 2。我们还给出了新的测量食系统AR Aur与HgMn的特性，这是获得与SOFIN分光偏振仪安装在北欧光学望远镜的主要明星。我们从ESO档案中下载了2010年获得的8颗HgMn恒星和1颗正常和1颗表面正常的B型恒星的可获得的HARPS光谱。对HARPS和SOFIN谱的矩技术的应用使我们能够研究纵向磁场、交叉效应和二次磁场的存在。HgMn星HD 65949和PGa星HD 19400的结果是基于FORS 2在分光偏振模式下获得的低分辨率光谱的线性回归分析。利用几种元素的谱线，用矩量法分别测量了几颗HgMn星的磁场，揭示了它们表面存在弱纵向磁场、二次磁场和交叉效应，以及正常和表面正常的B型星。此外，我们的分析表明，存在有趣的相关性之间的强度的磁场，丰度异常，和二进制的属性。
2012-08-14 astro-ph.SR
The search for magnetic fields in mercury-manganese stars
我们对一大组HgMn星进行了高灵敏度的磁场搜索。利用ESO 3.6m望远镜的HARPS光谱仪，我们获得了41颗HgMn单星和双星的高质量圆偏振光谱。在每颗恒星上使用多线分析技术，我们共同添加了来自数百条谱线的信息，从而对磁场的存在具有更高的灵敏度，包括非常弱的磁场。对于47个单独的对象研究，包括6个组件的SB 2系统，我们没有检测到任何磁场大于3西格玛水平。在圆偏振剖面中缺乏检测表明，如果这些恒星上存在强场，它们必须具有复杂的表面拓扑结构。对于简单的全球领域，我们的检测限意味着上限的领域目前的2-10高斯在最好的情况下。我们的结论是，HgMn星缺乏大规模的磁场，典型的斑点磁性Ap星，足以形成和维持HgMn星上观察到的化学斑点。我们的研究证实，除了磁改变原子扩散，还存在另一种分化机制，在晚B主序星的大气中，可以在其表面上的成分不均匀性。
2010-10-19 astro-ph.SR
TESS survey of rotational and pulsational variability of mercury-manganese stars
汞锰（HgMn）星是主序晚期的特殊恒星，其特征是重元素丰度高、自转慢、经常是密近双星系统的成员。这些恒星缺乏典型的磁性Bp星的强磁场，但偶尔会表现出化学元素的不均匀表面分布。这种斑点形成现象的物理起源和程度仍然未知。在这里，我们使用2分钟的节奏光变曲线的64 HgMn恒星观测的TESS卫星在头两年的操作，调查的发病率的旋转调制和脉动之间的HgMn恒星。我们发现84%的目标的振幅为0.1-3毫等的旋转变化，表明HgMn恒星表面上普遍存在星点。旋转周期的测量揭示了六颗快速旋转的恒星，其周期低于1.2 d，包括一颗周期为0.34 d的超快速旋转体（HD 14228）。我们还确定了几个HgMn星表现出多周期的g模式脉动，潮汐引起的变化和日食的二元系统。
2021-07-19 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
A search for pulsations in the HgMn star HD 45975 with CoRoT photometry and ground-based spectroscopy
HgMn恒星中是否存在脉动仍然存在争议。为了首次对这类化学性质特殊的天体的脉动进行明确的观测探测，CoRoT卫星对明亮的恒星HD 45975进行了近两个月的监测。光变曲线的独立分析提供了单周期变化的证据，频率为0.7572 c/d，峰-峰振幅约为2800 ppm。与CoRoT观测重叠的多站点地面光谱观测显示该恒星是一颗长周期单线双星。此外，除了汞的显著例外，它们在表现出强过量的化学物种的线矩中揭示了与光度测定中相同的周期性（例如，Mn和Y）。相比之下，其他元素的线条没有显示出显著的变化。正如在其他HgMn恒星中发现的那样，这种变化的模式包括一个吸收凸块，它在整个谱线上向红移动。我们认为，光度和光谱的变化是更一致的解释旋转调制点在恒星表面。在这个框架下，HD 45975中不太可能存在产生~50 ppm水平以上光度变化的脉动。这提供了强有力的约束激励/阻尼的脉动模式，在这HgMn星。
2013-11-18 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
The spots on Ap stars
上主序星的磁性化学特殊（Ap）星在其表面和大气层中的高度上表现出化学元素的不均匀分布。这些不均匀性，负责显着的光度和光谱变化的Ap星，被认为是产生的原子扩散操作的恒星大气中稳定的多kG磁场。在这里，我提出了一个概述，目前国家的最先进的理解亚太星斑点和它们的关系，磁场。特别是，我强调最近的3-D化学斑点结构的研究和总结磁场映射结果的基础上反演的全斯托克斯矢量光谱偏振观测。我还讨论了一个令人困惑的新类型的斑点星，HgMn星，其中的形成和演化的重元素斑点是由一个知之甚少的机制，显然无关的磁场。
2010-10-01 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
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
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
EXPRES. III. Revealing the Stellar Activity Radial Velocity Signature of $ε$ Eridani with Photometry and Interferometry
冷的主序星表面光球亮度变化引起的吸收线轮廓的扭曲可以模仿或压倒由于系外行星的存在而引起的径向速度（RV）变化。最新一代精密RV摄谱仪旨在探测速度振幅$\lesssim 10$ cm s $^{-1}$，但需要减缓恒星信号。目前正在开发统计技术，以区分开普勒速度扰动和与活动有关的速度扰动。然而，两个重要的挑战是，随着RV模型变得越来越复杂，恒星活动分量的可解释性，以及确保最低振幅的开普勒签名不会无意中在灵活的恒星活动模型中被考虑在内。对于K2 V系外行星的宿主$ε$ Eridani，我们分别使用地基测光来约束高斯过程建模RV和TESS测光与光变曲线反演算法来重建恒星表面。从重建TESS测光，我们产生一个活动模型，它减少了均方根散射的RV与EXPRESS从4.72 m s $^{-1}$到1.98 m s $^{-1}$。我们提出了一个试点研究，使用CHARA阵列和MIRC-X光束组合器直接成像TESS测光中看到的星点。由于相位覆盖范围有限，我们的点探测与当前数据无关，但未来的专门观测活动应允许成像，以及恒星相对于其碎片盘的倾角和方向被明确确定。这项工作表明，恒星表面地图获得高节奏，时间序列光度和干涉数据可以提供准确地减少RV散射所需的约束。
2021-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
AO Vel: The role of multiplicity in the development of chemical peculiarities in late B-type stars
我们提出了高分辨率，高信号噪声的UVES光谱AO Vel，一个四重系统包含一个食BpSi星。根据这些观测结果，我们重建了各个组成部分的光谱，并对所有四个恒星成员进行了丰度分析。结果表明，各组分的化学组成都很特殊，丰度模式不同。特别是，这两颗质量较小的恒星表现出典型的HgMn星特征。该系统中两颗质量最大的恒星显示出变化的线条轮廓，表明存在化学斑点。考虑到该系统的年轻性及其组分的显着化学特性，该系统可以在化学异常的起源方面提供重要见解。
2010-01-04 astro-ph.SR
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
Orbital parameters and evolutionary status of the highly peculiar binary system HD 66051
光谱双星系统HD 66051（V414 Pup）由一颗非常奇特的CP 3（HgMn）星和一颗A-型恒星组成。它还显示了日食外的变化，这是由于化学斑点。这种组合允许推导出严格的约束条件，用于测试时间依赖的扩散模型。我们使用两种不同的方法分析了径向速度和光度数据，以确定天体物理参数和系统的轨道。适当的等时线被用来推导系统的年龄。轨道解和等时线的估计值与先前光谱研究的估计值非常一致。该系统非常接近零年龄的主序，年龄小于1.2亿年。HD 66051是一个重要的光谱双星系统，它可以用来检验解释CP 3星表面丰度的扩散理论的预言。
2018-02-27 astro-ph.SR
Magnetic, chemically peculiar (CP2) stars in the SuperWASP survey
主序上部的磁性化学特殊（CP 2）星非常适合研究磁场对恒星表层的影响，这会导致丰度不均匀性（斑点），从而导致光度变化。光的变化解释的倾斜旋转模型，从而派生光度周期与恒星的旋转周期。表现出这种变化的CP2恒星被归类为α 2 Canum Venaticorum（ACV）变星。我们已经分析了大约3 850 000个单独的光度WASP测量的磁性化学特有的（CP2）恒星和候选人从Ap，HgMn和Am恒星的目录中选择，最终目标是检测新的ACV变量。我们总共发现了80个变量，其中74个是首次报道。这些数据使我们能够建立23颗恒星的变异性，这些恒星在以前的文献中被报道为可能是恒定的。所有恒星的光变曲线参数都是通过基波正弦波及其一次谐波的最小二乘拟合获得的。由于Stroemgren uvbybeta测量的稀缺性和缺乏视差测量的精度优于20%，我们无法给出可靠的天体物理参数的研究对象。
2015-12-12 astro-ph.SR
A photometric study of chemically peculiar stars with the STEREO satellites. II. Non-magnetic chemically peculiar stars
我们分析了558个非磁性化学特有（CP）恒星的STEREO航天器获得的光度数据，以寻找旋转和脉动的变化。应用Lomb-Scargle和相位色散最小化方法，我们检测到了44个物体的光度变化，其中35个是以前未知的。这些新发现的天体都是位于赤纬面的亮星（星等范围4.7 < V < 11.7），因此对研究恒星结构和演化具有重要意义。特别是，有几个显示多个信号与混合三角洲盾牌座和γ剑鱼座脉动一致，不同的周期性允许非常不同的恒星内部区域进行研究。在我们的样本中有两个恒星亚群：冷金属线Am（CP 1）和热HgMn（CP 3）恒星。这些天体正好落在经典的不稳定带内，那里有盾牌座δ、剑鱼座γ和缓慢脉动的B型恒星。我们还希望找到与CP 1天体轨道周期相关的周期，因为它们大多是双星系统的成员。对于CP 3恒星，旋转引起的变化仍然是一个有争议的问题。虽然表面斑点被检测到，但据信它们仅产生边缘光度振幅。因此，预计这两个恒星群的周期从几个小时到几天不等。剩下的514颗恒星可能在0.1到10天的范围内保持不变。在某些情况下，混合或系统效应的存在使我们无法检测到任何可靠的变化，在这些情况下，我们将恒星归类为常数。最后，我们根据有效温度和光度对变星进行了定标，以估算其质量和年龄。为此，我们使用专门开发的CP星校准，并在可用的情况下，希巴谷天体。
2012-11-07 astro-ph.SR
Abundance analysis, spectral variability, and search for the presence of a magnetic field in the typical PGa star HD19400
本研究的目的是进行丰度测定，寻找光谱的变化和存在的弱磁场在典型的PGa星HD 19400。在2011年和2013年的三个不同时期获得了HD 19400的高分辨率，高信噪比HARPS光谱偏振观测。这是第一次，我们提出了使用ATLAS 12模型确定的各种元素的丰度，包括以前的研究中没有分析的一些元素的丰度，如Ne I，Ga II和NH 2 II。在HD 19400的光谱中也有几条As II的谱线。为了研究变异性，我们比较了各种元素的线轮廓的行为。我们报告的第一次检测到的异常形状的线轮廓属于锰和汞，和属于元素汞，磷，锰，铁，和Ga的线轮廓的变化。我们认为，这些元素的线轮廓的变化是由它们的非均匀的表面分布，类似于在HgMn恒星中检测到的化学斑点的存在。利用矩量法和奇异值分解法对存在的磁场进行了搜索。我们的磁场与矩技术使用22 Mn II线的测量表明，一个弱的可变纵向磁场的第一个历元的潜在存在。对Mn Ⅱ谱线的SVD分析表明，<B_z>在第一个历元上，δ =-76+-25G，而在同一历元上，对Fe Ⅱ谱线的SVD分析表明<B_z>δ =-91+-35G。所计算的虚警概率值分别为0.008和0.003，高于值10^{-3}，表示未检测到。
2014-06-07 astro-ph.SR
A search for photometric variability in magnetic chemically peculiar stars using ASAS-3 data
主序上部的（磁性）化学特殊（CP）星是研究磁场对恒星表面影响的理想实验室，因为它们会产生丰度不均匀性（斑点），导致光度变化，这可以用斜转子模型来解释。表现出这种现象的CP星通常被归类为α 2 Canum Venaticorum（ACV）变星。通过发现新的ACV变星来增加CP星已知自转周期的样本是很重要的。ASAS-3数据与Ap、HgMn和Am星表进行了交叉相关，以分析真正的CP和相关星的光变曲线。下载光变曲线并清除异常值和数据点，并标记指示质量差。有前途的候选人显示出更大的散射比观察到的恒定的恒星在相应的星等范围内搜索使用标准傅立叶技术的周期信号。我们总共发现了323个变量，其中246个是首次报道，77个可能是以前错误分类的。观测到的大多数恒星的光变模式符合ACV分类。在某些情况下，很难区分双波ACV的光变曲线和轨道运动引起的可变性（椭球变星/食变星），特别是对于光变曲线振幅很小和（或）散射很大的物体。因此，一些食或旋转的椭球变星可能存在。然而，我们相信，所给的时间是正确的。在自转周期和颜色之间似乎有一个可能的弱相关性，在这个意义上，较冷的磁性CP星自转得更慢。然而，这种相关性似乎消失时，校正星际红化。
2015-07-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
