Chromospheric emission of solar-type stars with asteroseismic ages
在冷恒星的主序星寿命期间，由于磁制动驱动恒星自旋下降，恒星的磁活动会衰减。年轻恒星的色球发射演化已经得到了很好的研究，但是在确定主序上较老的冷恒星的年龄方面的困难使得过去对较老恒星的研究变得复杂。在这里，我们报告的色球Ca II H和K线测量的26个主序星冷星的星震年龄超过一千兆年和光谱类型F和G。我们发现，对于G星和较冷的F型星仍然有对流信封的磁活动继续减少恒星年龄超过10亿年。我们的磁活动测量没有显示出磁制动机制停滞的证据，这已经被报道为G和F型恒星的恒星自转与年龄。我们还发现，在我们的样本中的冷F星的测量R 'HK指标值低于预测的年龄-活动关系，主要是从年轻的星团的数据校准。我们的结论是，在个人的光谱类型箱，色球磁活动与恒星年龄，即使是老恒星。
2019-10-28 astro-ph.SR
Spectroscopic view on the outburst activity of the symbiotic binary AG Draconis
利用爱沙尼亚塔尔图天文台1.5米望远镜获得的500多个光谱，对黄色共生星AG Dra光谱中发射线的变化进行了超过14年（1997 - 2011年）的研究。所涵盖的时间间隔包括2006年开始的AG Dra的主要（冷）爆发。主要发现如下：（i）从光发射谱线的变化可以区分AG Dra的冷爆发和热爆发：（ii）在冷爆发期间，$λ\,6825$处的OVI喇曼散射发射谱线几乎消失：（iii）低激发发射谱线在冷爆发期间没有明显变化，但在热爆发时变化很大，并且随轨道运动而变化;（iv）AG Dra的变化与原型共生星Z的变化相似，这表明为后者提出的“组合新星”模型也可能是AG Dra爆发行为的原因。
2015-12-10 astro-ph.SR
Surface rotation and photometric activity for Kepler targets. II. G and F main-sequence stars, and cool subgiant stars
穿过恒星盘的暗磁点导致准周期性的亮度变化，这使我们能够限制恒星表面的旋转和光度活动。目前的工作是该系列的第二部分（Santos et al. 2019;论文I），我们分析了132，921颗主序星F和G星以及晚期亚巨星的开普勒长节奏数据。旋转周期的候选人，通过结合小波分析和自相关函数。然后通过机器学习（ML）算法（Breton等人，2021）、自动选择和补充目视检查选择可靠的旋转周期。ML训练数据集包括来自论文I的26，521颗主序星K和M星。为了补充训练，我们以与论文I相同的方式进行分析，即自动选择和目视检查，增加了34，100颗恒星。最后，我们提供了旋转周期Prot和相关的光度活动代理SPH的39,592目标。较热的恒星通常比较冷的恒星旋转得更快。对于主序星G星，随着有效温度的增加，Sph值的范围更广，而F星与较冷的恒星相比，往往具有较小的Sph值。总的来说，对于G星来说，快速旋转的恒星在光度上比慢速旋转的恒星更活跃，并且在短时间内达到饱和。这两篇论文的综合结果解释了55，232颗主序星和次巨星FGKM恒星的平均Prot和Sph值（159，442个目标），与McQuillan等人（2014）相比，有24，182个新的Prot检测。Prot分布的上边缘位于比以前发现的更长的Prot处。
2021-08-29 astro-ph.SR
Recent outburst activity of the super-soft X-ray binary AG Draconis
天龙AG是一颗明亮的共生双星，由一颗白矮星和一颗脉动的冷巨星组成。它是共生星中最强的X射线源，也是超软X射线天体的最佳代表之一。该系统经历特征共生活动与交替的静止和活跃阶段。活跃的火山由几次爆发组成，每隔一年左右重复一次。AG Dra最近的活动阶段始于2015年的弱预爆发，随后是2016年的更突出的爆发。根据光度和一些光谱观测，这两次增亮都属于AG Dra的小（热）爆发。活跃期的这种行为是相当不寻常的，因为更常见的是，AG Dra的活动开始于一个主要的（冷）爆发。此外，拉曼散射OVI线在λ 6825和λ 7082处的行为表明，2016年4月AG Dra的小爆发具有热爆发和冷爆发的特征。基于上述情况，一个悬而未决的问题是共生双星AG Dra在2017年及以后的下一次活动演变。
2017-10-13 astro-ph.SR
Cycles on the Solar-Type Stars and Cooler Dwarfs
对近几十年来观测到的65颗恒星，研究了太阳型恒星和快速旋转冷矮星活动周期发展的特征。与太阳活动周期相比，大约50%的恒星存在持续时间为7-18年的周期。在自转周期小于5天的冷矮星中，亮度的周期性变化发生在更长的尺度上，长达80年。最高水平的活动产生在K矮星上;它们的主周期很长，振幅最高。年老和年轻的太阳型恒星都表现出类似的趋势，即周期长度增加，旋转速度较慢。对于有$P_{rot} < 5$天的冷矮星，没有发现自转周期和周期持续时间之间存在关系的证据。
2020-02-16 astro-ph.SR
Surface magnetism of cool giant and supergiant stars
近距离双星系统中的晚型巨星上存在恒星黑子，由于潮汐锁定而呈现出快速旋转，已经知道了五十多年。几十年的光度监测使研究这些恒星的长期磁活动成为可能，揭示了复杂的活动周期。在过去的二十年里，观测和分析技术的发展也使我们能够研究这些活动巨星上详细的星点和磁场配置。近年来，在缓慢旋转的巨星和超巨星上也发现了磁场。在本文中，我回顾了已知的冷巨星和超巨星的表面磁性。
2013-10-14 astro-ph.SR
Antisolar differential rotation of slowly rotating cool stars
旋转的恒星对流将角动量向赤道输送，产生太阳自转的特征赤道加速度，而角动量的径向通量总是向内的。然而，新的数值箱模拟的纬向交叉相关$\langle u_θu_ϕ\rangle $，揭示了角动量输运向两极的慢旋转和向赤道的快速旋转。解释是，对于慢旋转的角速度的负径向梯度总是出现，这与迄今为止被忽视的旋转引起的非对角涡粘性项$ν_\bot$提供了“反太阳旋转”的法律与减速赤道。同样，模拟提供了旋转引起的相关性$\langle u_r u_θ\rangle $的正值，这是相关的纬度温度分布（冷或暖极）为慢旋转和负值为快旋转。因此，对缓慢旋转恒星的差异旋转的观测将导致更好地理解实际的应力-应变关系、热传输和潜在的旋转对流。
2019-08-20 astro-ph.SR
An Improved Age-Activity Relationship for Cool Stars older than a Gigayear
具有对流包层的恒星显示出磁活动，由于恒星的磁制动，磁活动随着时间的推移而减少。对于年轻恒星，这种磁活动的年龄依赖性得到了很好的研究，但对于老年恒星这种依赖性的性质还没有很好的理解。这主要是因为老恒星的绝对年龄很难测量。然而，相对准确的恒星年龄最近已经通过星震学达到。在这项工作中，我们提出了X射线光度，这是一个衡量的磁活动显示的恒星日冕，为24颗恒星，确定年龄超过千兆年。我们发现了14颗具有可检测X射线光度的恒星，并使用这些恒星来校准年龄-活动关系。我们发现恒星的X射线光度之间的关系，归一化的恒星表面积，和年龄是陡峭的比年轻的恒星的关系，与$-2.80 \pm 0.72$的指数。以前的研究发现，年龄-活动关系的指数值在-1.09到-1.40之间，取决于光谱类型，对于年轻的恒星。考虑到最近有报道称，年老的冷恒星的年龄和自转周期之间的关系是平坦的，一个可能的解释是，我们看到了活动和自转之间的关系是强烈的陡峭化。
2017-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar activity with LAMOST. III. Temporal variability pattern in Pleiades, Praesepe, and Hyades
我们提出的结果，从一个系统的研究恒星活动的时间变化的年轻晚型恒星。我们使用了多历元LAMOST低分辨率光谱的300多名成员候选人在三个年轻的疏散星团：昴星团，Praesepe，毕星团。用7050 nm附近的TiO带强度（TiO 2）和Hα线的等效宽度（EW Hα）分别作为冷斑覆盖率和色球发射强度的示踪物。对这两种示踪剂的时间变化模式分析表明，TiO 2和EW Hα存在可探测的变化，其时间尺度从天到年不等。结果表明，更活跃的恒星，年轻和快速旋转，往往有较大的活动变化。TiO 2与EW Hα的时间变化有反相关的趋势。此外，在某些M矮星中，Hα辐射与K2亮度之间的旋转相位存在明显的反相关，表明冷星斑与谱斑在空间上存在共位现象，但冷星并不总是表现出这种共位特征。此外，在几颗M矮星的所有旋转阶段，光斑覆盖和Hα发射都很明显，表明活动水平处于基础水平，这可能是由于大气中有许多小而随机分布的活动区域。
2020-05-29 astro-ph.SR
eROSITA's cool star population explained
Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）
研究通过X射线发射测量晚型星的自转与活动关系，验证自转-活动联系的普适性，发现早型星因较差的对流周转时间导致活动较低。
2026-04-09 astro-ph.SR
Magnetic Modulation of Stellar Angular Momentum Loss
角动量损失对于理解天体物理现象，如恒星自转、磁场活动、密近双星和灾变变星等都很重要。磁性破碎是年轻晚型恒星自旋下降的主要机制。我们研究了角动量损失作为恒星磁活动的函数。我们认为，该领域的复杂性和纬度分布是至关重要的角动量损失率。在这项工作中，我们讨论了角动量是如何调制的磁周期，以及如何恒星自旋下降不只是一个简单的函数的大尺度磁场强度。
2014-08-08 astro-ph.SR
Multiple views of magnetism in cool stars
磁场被认为是我们理解恒星物理的一个关键因素。它们可以用各种方法进行研究，这些方法提供了关于磁场的结构、强度和动力学及其在恒星演化中的作用的互补--有时是矛盾的--信息。恒星磁场的研究既可以用基于塞曼效应的直接方法，也可以通过观测磁场与恒星大气相互作用产生的活动现象。在这次“酷星17分裂”会议上，我们讨论了许多正在进行的恒星活动研究和表面磁场的直接研究所获得的结果，以及它们所基于的最先进的技术。我们展示了目前使用的各种方法的优势和局限性，并指出它们的演变以及耦合各种磁性和活动代理的兴趣。
2012-08-16 astro-ph.SR
EMISSA -- Exploring Millimetre Indicators of Solar-Stellar Activity II. Towards a robust indicator of stellar activity
活动指标可以提供恒星活动与其大气物理性质之间的可靠定量映射，对于探索各种光谱类型的活动物理学非常重要。但是，共同活动指标的数值变化很大，这使得很难确定一个可靠的量化表。毫米波长探测恒星色球层内的不同大气层，提供大气动力学的断层图像。该项目旨在为冷主序星（$\mathrm{T_{eff}} \sim$ 5000 - 7000 K）定义一个强大的基于mm的活动指标。我们推导出毫米亮度温度（$\mathrm{T_B(ν)}$）的光谱指数（$\mathrm{α_{mm}}$）冷恒星，包括太阳使用档案数据在30 - 1000 GHz的范围。推导出的值为$\mathrm{α_{mm}}$探索作为各种物理参数的函数和经验幂律函数推导。还将$\mathrm{α_{mm}}$估计数与其他活动指标进行了比较。尽管存在估计误差，但$\mathrm{α_{mm}}$值可以很好地区分冷恒星，这与普通的活动指标不同。$\mathrm{α_{mm}}$与物理参数的推导趋势的低估计误差表明，$\mathrm{α_{mm}}$可能是一个强大的活动指标。$\mathrm{α_{mm}}$与冷恒星的色球热分层和活动有关，它可以很好地区分和物理地识别恒星，比普通的活动指示器更可靠。我们强调，需要在毫米波段的恒星多频数据，一系列的物理参数，并在活动周期的多个时期收集。这将有助于以统计上可靠的方式探索$\mathrm{α_{…
2022-08-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar activity with LAMOST. I. Spot configuration in Pleiades
我们利用LAMOST DR 2档案中的昴星团和场星的光谱来研究斑点和活动如何在年轻时作为质量的函数而变化。我们通过测量LAMOST光谱（R $\approx$ 1800）中7050 $Å$附近的TiO带，获得了具有太阳金属丰度的野外GKM矮星大样本的标准TiO带强度。分析表明，包括晚期G型和早期K型在内的活动矮星与非活动矮星相比具有额外的TiO吸收，表明其表面存在冷点。与不活跃的恒星相比，在给定的TiO 5下，活跃的晚期K-和M-矮星显示出更深的TiO 2和更浅的TiO 4，这可以部分地通过冷点来解释。我们估计冷点分数覆盖304昴候选人通过模拟他们的TiO 2（和TiO 5）带强度相对于标准值。结果表明，大部分K-和M-型成员的表面具有非常大的斑点覆盖率（$\sim$ 50%）。我们分析了光斑覆盖率、旋转和光变化幅度之间的相关性，发现慢旋转体（$R_{o}$ > 0.1）上的光斑覆盖率随着Rossby数$R_{o}$的减小而增加。有趣的是，我们检测到一个饱和度为40%-50%的快速旋转器中的光斑覆盖的饱和特征。另外，在热的快旋体中，光斑分布比慢旋体更对称。更有趣的是，我们在许多M型成员中检测到大的斑点覆盖，没有或很少有光变化。从更大的角度来看，这些结果为这些冷的活跃恒星上的恒星发电机提供了重要的约束。
2016-08-18 astro-ph.SR
The GAPS programme at TNG XXXIV. Activity-rotation, flux-flux relationships, and active region evolution through stellar age
活动区演化对低主序星表面磁场的产生和变化起着重要作用。然而，确定有源区生长和衰减的寿命以及它们的演化是一项复杂的任务。我们的目标是测试是否活跃区演化的寿命显示任何依赖于恒星参数。我们通过它们的运动学确定了一个具有明确年龄的恒星样本。我们利用高分辨率光谱计算旋转速度，活动水平和排放过量。我们使用这些数据来重新审视活动轮换年龄的关系。通过使用高斯过程来模拟这些恒星的恒星活动，分析了主要光学活动指标的时间序列以及可用的测光。分析了现有光度法的自相关函数。我们使用推导出的寿命为活跃区域的演变，寻找与恒星年龄，光谱类型，和活动水平的相关性。我们还使用合并方差技术来描述我们的目标的活动行为。我们的分析证实了随着恒星年龄的增长，活动和旋转的下降。我们还证实，随着年龄的增长，旋转速率衰减更慢的冷却器的恒星，并在给定的年龄，冷却器的恒星表现出更高的活动水平。我们发现，F-和G-型年轻恒星也偏离不活跃的恒星的流量流量关系。不同活动性指标的高斯过程分析似乎没有提供任何有用的信息活动区的寿命和演变。另一方面，由光变曲线分析得到的活动区寿命可能与恒星的年龄和温度有关。尽管我们对小数量的统计数据持谨慎态度，但我们的结果表明，活跃区域似乎在更年轻，更冷，更活跃的恒星上寿命更长。
2022-06-07 astro-ph.SR
Cool Stars and Space Weather
恒星耀斑、风和日冕物质抛射形成了空间天气。它们是冷恒星磁场活动的标志，由于活动随年龄、质量和旋转而变化，太阳系外行星所经历的空间天气可能与太阳系行星所经历的非常不同。恒星活动和磁性如何影响围绕主序星运行的系外行星的空间天气？系外行星周围的环境与我们太阳系中的行星周围的环境有何不同？如何将太阳系社区获得的详细知识应用于系外行星系统？空间天气如何影响可居住性？这些问题是在2014年6月9日举行的“冷星和空间天气“分裂会议上讨论的。在本文件中，我们提出了一个总结的贡献，这届会议。
2014-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic flux generation and transport in cool stars
太阳和其他拥有外部对流区的冷恒星在其大气层中表现出磁活动。这种活动与产生磁通量的深层发电机的性质之间的联系还没有得到很好的理解。通过物理模型，我们研究了不同恒星参数下可观测表面场的时空特征。我们结合模型的磁通量产生，浮力不稳定性，运输，其中包括整个对流区。模型组件包括：（1）对流区底部的薄层阿尔法-欧米茄发电机;（2）浮力不稳定性和通过对流区的三维通量管的上升，这提供了对出现纬度和倾斜角的物理一致的确定;以及（3）地表的水平通量输送。对于自转周期大于10天的太阳型恒星，其表面磁通量分布忠实地反映了由深层α-ω发电机产生的纬向发电机波。然而，对于两天量级的旋转周期，上升通量环的科里奥利加速度导致表面通量出现在比对流区底部的发电机波到达的高得多的纬度。对于自转周期为两天的K 0 V恒星也有类似的结果。在快速旋转的K1亚巨星的情况下，重叠的发电机波导致高纬度地区的噪音活动周期和混合极性场。
2011-02-02 astro-ph.SR
Stellar activity with LAMOST - II. Chromospheric activity in open clusters
我们使用的LAMOST光谱的成员恒星在昴星团，M34，Praesepe，和毕宿星研究色球活动如何变化的函数的质量和旋转在不同的年龄。我们测量了这些疏散星团中700多颗晚型恒星的H $α$、H $β$和Ca~{ \sc ii} K的超额等效宽度，并通过辐射光度归一化得到超额光度。结果表明，在昴宿星的GK型矮星和毕宿星、天母星的M型矮星中，冷斑覆盖率和H $α$过量发射存在两个活动序列，与已知的自转序列相平行。在Rossby数为Ro $\lesssim0.1$的饱和区，超快旋光体的色球辐射对旋光的依赖性很弱。在不饱和的制度，色球和日冕的发射表现出类似的依赖于Ro，但与转向更大的Ro，表明色球发射变得容易饱和比日冕发射，和/或对流周转时间尺度的基础上，X射线数据不工作以及与色球发射。更有趣的是，我们的分析表明，完全对流的慢旋星遵循类似于较热恒星的旋转色球活动关系，证实了以前的发现。我们发现H $α$、H $β$和Ca~{ \sc ii} K辐射之间存在相关性，其中对于较冷和较活跃的恒星，H $α$的损失比Ca~{ \sc ii} K的损失更重要。此外，色球发射和光球活动之间存在弱相关性，显示出对恒星光谱类型和活动水平的依赖性，这提供了一些关于斑点配置如何随质量和活动水平而变化的线索。
2018-01-23 astro-ph.SR
Cool Stars in the Hertzsprung-Russell Diagram
作为焦点会议“恒星巨兽：整个本地宇宙的红超巨星”的开幕式回顾，我在这里简要介绍红超巨星，为后续贡献奠定基础。我强调最近在这一领域开展的一些活动，并指出取得进展的领域、需要取得进展的领域以及如何取得进展。
2015-11-20 astro-ph.SR
Surface magnetic activity of the fast-rotating G5-giant IN Comae, central star of the faint planetary nebula LoTr 5
在AGB上，低到中等质量的恒星吹走了它们的外层，形成了行星状星云。行星状星云和它的中央祖先之间的相互作用知之甚少，当中央物体是一颗具有磁活性成分的双星时，就像IN Com的情况一样，这种相互作用甚至更加复杂。我们的目标是量化的表面活性的冷二元组分IN COM和目的是解释其起源。我们需要更好地了解行星状星云中的中央双星是如何演化的，以及这种演化如何发展出像IN Com这样的磁活性恒星。我们提供了2017年6个月的13张多普勒图像，并使用它们来测量表面差异旋转。提供了1989年至2017年期间尚未发表的光度数据。我们将傅立叶变换应用于光度学和光谱学。非常高的分辨率光谱被用来更新IN Com的天体物理参数通过光谱合成。多普勒图像显示冷点和热点共存，平均表面温度对比度为-1000K和+300K。大约8%的表面覆盖着冷点，3%覆盖着暖点。在所有图像中都可以看到一个冷极点。我们发现了反太阳表面的差异旋转，剪切系数为-0.026+/-0.005，赤道旋转周期为5.973+/-0.008 d。我们重新确认的5.9天的自转周期的冷星测光，径向速度，和H α线轮廓的变化。发现了一个可能周期为7.2年的V型亮度长期变化，它与双星的轨道径向速度同相，即最高速度时最亮，最低速度时最暗。我们重新测定了[Ba/Fe]、[Y/Fe]和[Sr/Fe]比值，证实了IN Com大气中这些s过程元素的过剩。
2019-02-25 astro-ph.SR
New Suns in the Cosmos IV: the multifractal nature of stellar magnetic activity in \textit{Kepler} cool stars
在本研究中，我们调查的多重分形性质的长节奏的时间序列观察的\textit{Kepler}任务的样本34 M矮星和太阳在其活跃阶段。使用多重分形去趋势移动平均算法（MFDMA），这使得在非平稳时间序列中的多重分形检测，我们定义了一组多重分形指数的基础上的多重分形谱轮廓作为衡量恒星磁活动的水平。这组指数由（$A$，$Δα$，$C$，$H$）-quartet给出，其中$A$，$Δα$和$C$与来自多重分形谱的几何特征相关，全局Hurst指数$H$描述了时间序列动态的全局结构和可记忆性。作为测试，我们测量这些指标，并将它们与定义为$S_{ph}$的磁性指标进行比较，并验证它们之间的相关程度。首先，我们应用庞加莱图的方法，并找到一个强大的相关性之间的$\left\langle S_{ph}\right\rangle$指数和描述符，出现从这种方法。因此，我们发现这个指数与信号的长期特征密切相关。从多重分形的角度来看，除了$H$指数外，$\left\langle S_{ph}\right\rangle$指数也与多重分形谱的几何性质密切相关。此外，我们的结果强调，恒星的自转周期是由$H$指数，这是一致的Skumanich的关系。最后，我们的方法表明，$H$指数可能与恒星的角动量和恒星的磁性的演化。
2017-06-09 astro-ph.SR
Surface image and activity-corrected orbit of the RS CVn binary HR 7275: Disentangling activity tracers
Leibniz-Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Konkoly Observatory（匈牙利研究网络天文学与地球科学研究中心孔科利天文台）；HUN-REN CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利研究网络CSFK，马塔卓越中心）
研究HR 7275双星系统的表面斑点分布和磁活动，通过分离光谱和校正径向速度抖动，获得更精确的轨道解和表面磁场信息。
2025-12-10 astro-ph.SR
SPIRou Input Catalog: Activity, Rotation and Magnetic Field of Cool Dwarfs
基于CFHT/ESPaDOnS获得的光学高分辨光谱，我们给出了442个低质量K5-M7矮星的活动和磁场代理的新测量结果。对这些物体进行了分析，将其作为潜在目标，用新的分光偏振计和高精度速度计SPIRou寻找行星质量伴星。我们分析了它们的高分辨率光谱在一个均匀的方式：圆偏振，色球功能，和塞曼加宽的FeH红外线。这些活动指标之间的复杂关系进行了分析：虽然没有强有力的连接之间的大规模和小规模的磁场，后者与非热通量起源于色球层。然后，我们研究了各种活动诊断和光学径向速度抖动之间的关系，在文献中，特别是行星宿主恒星。我们用它来推导出所有恒星的活动价值函数（更安静的恒星）的目标是确定最有利的恒星的径向速度抖动是足够低的行星搜索。我们发现大尺度磁场和色球非热辐射是RV抖动的主要贡献者。此外，三颗恒星（GJ 1289，GJ 793，和GJ 251）已被跟踪沿其旋转使用分光偏振模式，我们推导出它们的磁拓扑结构。这些非常慢的旋转器是未来SPIRou目标的良好代表。它们与其他已知磁拓扑的恒星进行了比较。磁场的极向分量在所有三颗恒星中都占主导地位。
2017-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Wavelength Dependence of Activity-Induced Photometric Variations for Young Cool Stars in Hyades
我们调查光度的变化，由于恒星的活动，诱导系统的径向速度误差（所谓的“抖动”）的四个目标在毕宿疏散星团观察的K2任务（EPIC 210721261，EPIC 210923016，EPIC 247122957和EPIC 247783757）。应用高斯过程回归的K2光变曲线和近红外（NIR）光变曲线与IRSF 1.4米望远镜观察到的，我们推导出由于恒星活动的光度信号的波长依赖性。为了估计K2和IRSF两个观测周期之间光度变化幅度的时间变化，间隔超过2年，我们分析了毕宿星团中的一些K2目标，这些目标也在活动4和13中观察到，并发现2年内的代表性变化率为38%pm 71%。考虑到这种时间变化，我们约束的恒星光球中的星点的投影大小和温度对比度的属性，分别约为10%和0.95。这些星点的属性可以引起相对较大的差异，在不同的观测通带的变化幅度，我们发现，径向速度抖动可能会更抑制在NIR比以前预期的。我们的结果支持正在进行的系外行星搜索项目的利润，这些项目试图通过近红外径向速度测量来检测或确认疏散星团中的年轻行星。
2021-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing a Predictive Theoretical Model for the Mass Loss Rates of Cool Stars
从冷的晚型恒星产生风的基本机制在很大程度上仍然未知。我们从最近的进展中了解太阳风加速的灵感，开发一个物理驱动的模型的时间稳定的质量损失率的冷主序星和演变的巨人。该模型遵循磁流体动力学湍流的能量通量从一个地下对流区，其最终耗散和逃逸通过开放的磁通量管。我们展示了阿尔芬波和湍流如何在热日冕或冷扩展色球层中产生风，并指定了确定日冕加热是否发生的条件。这些模型不使用任意的归一化因子，而是直接从恒星的基本性质预测质量损失率。我们考虑到恒星的磁活动，通过扩展标准的年龄活动旋转指标，包括强光球磁场的填充因子的演变。我们将47颗恒星的预测质量损失率与观测值进行了比较，发现与Reimers、Schroeder和Cuntz的流行标度定律相比，吻合度明显更好。用于计算冷星质量损失率的算法提供了一个独立的和有效的计算机代码。我们期望这类模型的结果可以直接用于恒星演化计算和星族合成技术。
2011-08-22 astro-ph.SR
Stellar magnetic activity and rocky planets in cool dwarf stars
针对M矮星恒星活动干扰径向速度行星探测的问题，本论文采用高斯过程建模，结合高精度光谱与测光数据，实现了行星信号与恒星活动的稳健分离，为探测岩石行星提供了有效方法。
2026-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cool Spot and Flare Activities of a RS CVn Binary KIC 7885570
本文介绍了利用开普勒观测资料对一颗RS CVn双星KIC 7885570的物理性质及其色球活动的研究结果。假设第一组分的温度为6530 K，则第二组分的温度为5732 ± 4 K。发现组分的质量比（q）为0.43 $\pm$ ± 0.01，而系统的倾角（$i$）为80.56 ± 0.01 °。此外，将数据分成35个子集，以使用SPOTMODEL程序模拟由于旋转调制引起的正弦变化，因为光曲线分析表明色球活性次级组分。结果表明，在活动分量上的+50 °和+90 °附近，一般存在两个半径、半径和纬度都在迅速变化的斑点区。此外，还探测到113个耀斑，并根据现有数据计算了它们的参数。由耀斑参数导出了单相指数关联函数模型。使用回归计算，发现平台值为1.9815 ± 0.1177，而半衰期值计算为3977.2 s。此外，耀斑频率（N1）-每小时的耀斑数量，估计为0.00362 1/h，而耀斑频率（N2）-每小时发射的耀斑等效持续时间，计算为0.00001。最后计算了278个光变曲线极小值的食次，分析表明系统色球活动的性质对这些极小值的食次有一定的影响。将色球活动模式与次级分量的类似物相比较，可以看出磁活动水平非常低。然而，根据次级成分的0.643 mag的B-V颜色指数，其仍处于预期水平。
2018-01-20 astro-ph.SR
Absolute dimensions of solar-type eclipsing binaries. II. V636 Centauri: A 1.05 Msun primary with an active, cool, oversize 0.85 Msun secondary
恒星活动对1 Msun附近和以下恒星基本性质的影响还没有得到很好的理解。我们的目标是确定太阳型分离食双星V636 Cen的绝对尺寸和丰度。这些结果是基于紫外光变曲线，紫外光-β标准测光，径向速度观测，和高分辨率光谱。已确定V636 Cen组件的质量和半径精确至0.5%。0.85 Msun的次级成分是中等活跃的恒星黑子和CaII H和K的排放，和1.05 Msun的主要显示活动的迹象，以及，但在一个低得多的水平。我们得出[Fe/H]丰度为-0.20+/-0.08，Si、Ca、Ti、V、Cr、Co和Ni的丰度相似。相应的太阳尺度恒星模型无法重现V636 Cen，特别是它的次级成分，它比预测的大10%，温度低400 K。模型采用显著较低的混合长度参数l/H_p消除了这些差异，也看到其他太阳型双星组件。对于观测到的[Fe/H]，Claret模型（l/H_p = 1.4（初级）和1.0（次级））再现了V636 Cen在1.35 Gyr的共同年龄时的组分。V636 Cen和其他10个经过充分研究的不活跃和活跃的太阳型双星表明，色球活动及其对包络对流的影响可能会导致半径和温度差异，这可以通过向下调整模型混合长度参数来消除。注意到这一点，样品也可以支持理论的2D辐射流体动力学研究，预测随着温度/质量的增加，不活跃的主序星的混合长度参数略有下降。
2009-05-19 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
The evolution of stellar X-ray activity and angular momentum as seen by eROSITA, TESS, and Gaia
本研究利用eROSITA、TESS和Gaia数据构建大样本恒星数据集，探究恒星X射线活动与角动量的演化规律，发现角动量表述下自转-活动关系更单调简洁，并给出相关经验预测关系。
2024-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effects of Sunspots on Spectral Line Shapes in the Visible
本文通过比较光谱分析发现，仅靠较低有效温度的冷星模型无法准确捕捉由Sunspots引起的谱线轮廓变化，且LTE模型也无法重现磁场导致的谱线增强、展宽、混合和分裂现象。
2025-08-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chromospheric activity among fast rotating M-dwarfs in the open cluster NGC 2516
我们报告径向速度（RV），投影赤道速度（v sin i）和钙II三重态（CaT）色球活动指数为237晚K到中期M的年轻疏散星团NGC 2516的候选成员。这些恒星的自转周期在0.1到15天之间。中分辨率光谱是使用甚大望远镜的长颈鹿摄谱仪获得的。根据210个目标的自愿返回书确认了成员资格。当我们转向较冷的光谱类型时，我们看到快速旋转子的比例显着增加。大约20%的M0-M1恒星的vsin i > 15 km/s，而M4恒星的vsin i则增加到90%。来自CaT（8498 A和8542 A）的前两条线的活动指数显示出不同的依赖于旋转周期和质量的恒星位于完全对流边界的上方和下方。光谱类型为K3-M2.5的高质量恒星，其色球活动随罗斯比数（周期与对流周转时间的比值）的减小而增加，当罗斯比数小于0.1时达到饱和。对于较冷的恒星，它们可能是完全对流的，并且几乎所有的罗斯比数都小于0.1，随着（V-I）_0的增加，色球活动明显减少，相当于光谱类型M2.5和M4之间的2-3倍。这种在低罗斯比数下活动水平的降低在星团M矮星或活动场M矮星的日冕的X射线观测中是看不到的。对于任何光谱类型的恒星，在罗斯比数小于0.01时，都没有色球活动过饱和的证据。我们认为，在NGC~2516的色球发射超过光谱类型M3的极限水平的下降，像在现场的恒星旋转速率的同时增加，与全球磁拓扑结构的变化，因为恒星接近完全对流边界，而…
2010-04-26 astro-ph.SR
Fundamental Properties of Cool Stars with Interferometry
我们目前的基本天体物理性质的测量附近，低质量，K-和M-矮星从我们的DISCOS调查（直径冷星）。我们研究的主要目标是确定这些恒星的线性半径和有效温度。我们使用CHARA阵列和依巴谷距离从角直径测量计算它们的半径。结合文献测光的辐射热通量测量，我们使用我们的角直径的结果来计算它们的有效表面温度。我们目前的初步结果建立在各种经验关系的恒星有效温度和半径，是基于这些测量。我们详细阐述了理论和观测到的恒星半径之间的差异，以前声称是与恒星活动和/或金属丰度。然而，我们的初步结论是，对流在确定这些晚型恒星的半径方面起着更大的作用。了解半径差异的来源可能会影响低质量恒星的其他研究领域，例如在宜居带中探测和描述太阳系外行星。
2010-12-02 astro-ph.SR
Rotation, activity, and lithium abundance in cool binary stars
我们已经使用了两个机器人望远镜，以获得时间序列的高分辨率光谱和VI和/或测光的样本60活跃的恒星。给出了26个SB 2和19个SB 1系统的轨道解，具有前所未有的相位覆盖和精度。总共6，609个R= 55，000的阶梯光谱也被用来系统地确定有效温度、重力、金属丰度、旋转速度、锂丰度和绝对Hα-核心通量作为时间的函数。测光用于推断无斑点的亮度、V-I和/或b-y颜色、斑点引起的亮度振幅和精确的旋转周期。我们的数据是补充文献数据，并用于确定旋转温度活性二元组分的关系。我们还将锂丰度与旋转和表面温度联系起来。我们发现，所有已知的快速旋转的活动双星的74%是同步的，并在圆形轨道，但26%的旋转是异步的，其中一半的Prot > Porb和e > 0。由于旋转同步被预测发生在轨道圆化之前，所以活动双星除了潮汐耗散之外，还应该经历额外的自旋下降。我们怀疑这是由于磁通道风及其随后的制动扭矩。我们发现，一个陡峭的旋转周期的有效温度降低活跃的恒星。对于不活跃的，Prot > 100 d的单巨星，这种关系要弱得多。我们的数据还表明，Hα的周期-活动关系的形式RHα \propto P - 0.24的双星和RHα \propto P-0.14的单打。在我们的样品中，锂的丰度随着有效温度的增加而增加。平均而言，可比的有效温度的二进制似乎表现出0.25德克斯比单身少表面锂。我们还发现Li丰度随旋转周期的增加呈…
2012-08-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Planets spinning up their host stars: a twist on the age-activity relationship
这是系外行星研究中一个长期存在的问题，如果热彗星可以影响其宿主恒星的磁活动。虽然冷恒星通常随着年龄的增长而旋转并变得不活跃，但通过潮汐相互作用输入的角动量，例如在近距离双星中看到的，可以随着时间的推移保持高活动水平。这也可能是冷恒星拥有热木星的情况。然而，行星探测方法的选择效应往往主导了在系外行星宿主恒星样本中看到的活动水平，到目前为止，行星诱导的系统增强的恒星活动还没有被明确地探测到。我们已经开发出一种方法来识别行星诱导的恒星自旋，避免选择偏差的行星检测，通过使用视觉自行双星中，只有一个恒星拥有热木星。这种方法立即消除了检测偏差的模糊性之一：对于两颗同时存在的恒星，第二颗恒星作为阴性对照。我们目前的结果，从我们正在进行的观测活动，在X射线波长和光学，并提出了几个优秀的系统，显示显着的年龄/活动的差异，可能是由他们的热闪烁。
2013-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic activity in cool stars: manifestations and relevance to exoplanets
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie, Universidade Presbiteriana Mackenzie（麦肯齐射电天文学与天体物理学中心，麦肯齐长老会大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天文信息与管理实验室）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Konkoly Observatory（匈牙利研究网络地球与天文学研究中心，孔科利天文台）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE, UBA-CONICET)（空间天体物理学与天体物理研究所）；The Catholic University of America（美国天主教大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学博雅教育研究中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理学系）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）
本文综述了冷恒星磁活动的观测表现和物理模型，探讨其对系外行星探测和宜居性的影响，并展望未来研究方向。
2026-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Angular momentum transport within evolved low-mass stars
开普勒卫星对1.0-2.0 Msun的红巨星进行的星震学研究，首次对第一个上升的红巨星分支（RGB）恒星和氦燃烧团上的恒星的内部自转进行了明确的测量。在RGB星上，~0.2Msun He简并核的自转速率为10-30天，而在团簇星上，He燃烧核的自转速率为30-100天。利用MESA程序，我们计算了低质量旋转恒星从零龄主序星到冷却白矮星（WD）阶段的最新恒星演化模型。我们包括由于旋转引起的不稳定性和环流的角动量的运输，以及辐射区的磁场（由泰勒-斯普鲁特发电机产生）。我们发现，所有的模型都无法预测核心旋转的RGB上观察到的慢，在核心他燃烧，这意味着一个未建模的角动量输运过程必须在早期的RGB低质量恒星。后来演变的恒星从他燃烧团冷却WD阶段似乎是在几乎恒定的核心角动量。我们还将绝热脉动代码，ADIPLS，明确强调这一不足时，适用于一个特定的开普勒asteroseisic目标，KIC 8366239。本文中用于计算模型的MESA inlist可在\url{https://authorea.com/1608/}（文档底部）中找到。
2014-05-06 astro-ph.SR
Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter
色球活动产生光度和光谱变化，可能被误认为是行星。穿过星盘的大斑点可以在恒星的光变曲线中产生类似行星的周期性变化。这些斑点明显地影响了谱线的轮廓，它们的扰动改变了谱线的质心，产生了径向速度抖动，这可能会污染”行星引起的变化“。需要精确的色球活动测量，以估计活动引起的噪声，应该预期为一个给定的恒星。目的：我们获得了附近（d < 25 pc）冷（光谱类型F至K）恒星的精确色球活动测量和投影旋转速度，以估计其预期的活动相关抖动。作为一个补充的目标，我们试图获得在不同的活动指标线，允许传统的活动指标，即CaII H & K线，其他持有值得注意的优势的转换之间的关系。方法：采用高分辨率（~50000）中阶梯光栅光谱.为了确定样本中恒星的色球发射，我们使用了光谱减法技术。使用互相关技术确定旋转速度。为了推断与活动相关的径向速度（RV）抖动，我们使用该抖动与R '_HK指数之间的经验关系。结果如下：我们测量了色球活动，在整个光谱中由不同的指标给出，并预测了附近371颗冷恒星的旋转速度。我们已经建立了最重要的色球发射线之间的经验关系。最后，我们使用测得的色球活动，估计预期的RV抖动的样本中的活动恒星。
2010-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Open Clusters as Laboratories for Cool Star Evolution: Highlights from the Cool Stars 23 Splinter Session
Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Keele University（基尔大学）；Western Washington University（西华盛顿大学）；The University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；Vanderbilt University（范德堡大学）；University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Planétarium Rio Tinto Alcan, Espace pour la Vie（里奥廷托阿尔坎天文馆，生命空间博物馆）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Texas Christian University（得克萨斯基督教大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Toronto（多伦多大学）；University of California San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学）；Lafayette College（拉法叶学院）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）
本文总结 Cool Stars 23 分会场关于开放星团作为冷恒星演化实验室的讨论，涵盖自转、磁活动和化学丰度演化主题，并展望新巡天与任务带来的未来研究方向。
2026-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supermassive Star Formation in Magnetized Atomic-Cooling Gas Clouds: Enhanced Accretion, Intermittent Fragmentation, and Continuous Mergers
早期宇宙中超大质量黑洞（具有$\gtrsim\!10^9\,M_{\odot}$）的起源（红移$z \sim 7$）仍然知之甚少。大质量原始气体云的引力坍缩是一个有希望的初始过程，但理论研究很难使黑洞增长得足够快。我们专注于恒星形成的磁场效应，发生在一个原子冷却的气体云。利用三维磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同初始磁场强度下磁化原子冷却气体云中恒星的形成过程。我们的模拟结果表明，原始的磁性种子场可以迅速放大的早期吸积阶段后的第一个原恒星形成。强磁场有效地从吸积气体中提取角动量，提高吸积速率，导致引力不稳定盘区的高碎裂速率。另一方面，由于磁场的作用，角动量的转移也增强了碎片的聚并速率。几乎所有的碎片都合并成主星，因此大质量恒星的质量增长率由于磁场效应而增加。我们的结论是，磁效应支持超大质量恒星形成的直接坍缩方案。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of Cool-Star Magnetic Fields
像太阳这样的冷恒星拥有对流区，能够产生大量的表面磁场，导致恒星的磁活动。恒星的自转、半径和年龄等参数对冷恒星磁性的影响，以及辐射核和对流包层之间的剪切层对产生磁场的重要性，是我们理解低质量恒星发电机、太阳发电机以及其他大尺度和行星发电机的关键。在过去的几年里，我们对冷星磁场的观测图像有了巨大的改进。人们开发了复杂的方法来寻找磁性的微妙影响，这些影响很难检测到，特别是在冷恒星中。重点放在假设和能力的现代方法来测量磁性冷星，我审查了不同的技术可用于磁场测量。我收集了对冷星磁场的分析，并试图比较不同方法的结果，我回顾了导致我们目前的磁场及其在冷星和褐矮星中产生的经验证据。
2012-03-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
Tidal star-planet interaction and its observed impact on stellar activity in planet-hosting wide binary systems
系外行星与其宿主恒星之间的潮汐相互作用是行星轨道与恒星自旋之间转移角动量的可能途径。在行星轨道周期短于恒星自转周期的情况下，这可能会导致角动量转移到恒星的自转中，可能会抵消由磁制动引起的恒星自转。在观测上，检测单个冷场恒星的旋转状态变化是一项挑战，因为很少有这样的恒星的精确年龄。在这里，我们提出了一个经验调查的旋转和磁活动的样本的行星托管恒星，伴随着广泛的恒星同伴。不需要了解恒星的绝对年龄，我们测试的相对差异，在活动和旋转的行星主机和他们的同时代的同伴，使用X射线观测测量恒星的活动水平。采用三种不同的潮汐相互作用模型，我们发现，主机恒星与行星，预计潮汐相互作用显示升高的活动水平相比，他们的伴星。我们还发现，这些活动水平同意观察到的旋转周期的主恒星沿通常的旋转活动的关系，这意味着效果确实是由潮汐相互作用，而不是一个纯粹的磁相互作用，预计将影响恒星的活动，但不一定是旋转。我们的结论是，大质量、近距离的行星对恒星的自转演化有影响，而较小、较远的行星则没有显着的影响。
2022-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Diameters and Temperatures VI. High angular resolution measurements of the transiting exoplanet host stars HD 189733 and HD 209458 and implications for models of cool dwarfs
我们提出了著名的凌日系外行星的主恒星HD 189733和HD 209458使用CHARA阵列干涉仪的直接半径测量。我们发现HD 189733和HD 209458的边缘变暗的角直径分别为theta_LD = 0.3848 +/- 0.0055和0.2254 +/- 0.0072毫角秒。HD 189733和HD 209458是目前仅有的两个凌日系外行星系统，其中通过高分辨率光谱检测各自行星伴侣的轨道运动，揭示了恒星和行星的绝对质量。我们使用我们的新的测量与径向速度和光度时间序列数据的轨道信息，依巴谷距离，和新测量的热通量，以确定恒星的有效温度（T_eff = 4875 +/- 43，6093 +/- 103 K），恒星线半径（R_* = 0.805 +/- 0.016，1.203 +/- 0.061 R_sun），平均恒星密度（rho_* = 1.62 +/- 0.11，0.58 +/- 0.14 rho_sun），行星半径（R_p = 1.216 +/- 0.024，1.451 +/- 0.074 R_Jup）和HD 189733 b和HD 209458 b的平均行星密度（rho_p = 0.605 +/- 0.029，0.196 +/- 0.033 rho_Jup）。HD 209458是一颗F9矮星，其恒星参数与光谱和演化模型的间接估计一致。然而，我们发现模型无法重现K2矮星HD …
2014-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
