The spectral variability and magnetic field characteristics of the Of?p star HD 148937
G. A. Wade, J. Grunhut, G. Graefener, I. D. Howarth, F. Martins, V. Petit, J. S. Vink, S. Bagnulo, C. P. Folsom, Y. Nazé, N. R. Walborn, R. H. D. Townsend, C. J… 展开作者
G. A. Wade, J. Grunhut, G. Graefener, I. D. Howarth, F. Martins, V. Petit, J. S. Vink, S. Bagnulo, C. P. Folsom, Y. Nazé, N. R. Walborn, R. H. D. Townsend, C. J. Evans, the MiMeS Collaboration
备注：
13 pages, MNRAS. Version 2, small change to Fig. 10
We report magnetic and spectroscopic observations and modeling of the Of?p star HD 148937 within the context of the MiMeS LP at the CFHT. Thirty-two high signal-to-noise ratio circularly polarised (Stokes V) spectra and 13 unpolarised (Stokes I) spectra of HD 148937 were acquired in 2009 and 2010. A definite detection of a Stokes V Zeeman signature is obtained in the grand mean of all observations (in both LSD mean profiles and individual spectral lines). The longitudinal magnetic field inferred from the Stokes V LSD profiles is consistently negative, in contrast to the essentially zero field strength measured from the diagnostic null profiles. A period search of equivalent width measurements confirms the previously-reported 7.03 d variability period. The variation of equivalent widths is not strictly periodic: we present evidence for evolution of the amount or distribution of circumstellar plasma. Interpreting the 7.03 d period as the stellar rotational period within the context of the ORM, we have phased the equivalent widths and longitudinal field measurements. The longitudinal field measurements show a weak sinusoidal variation of constant sign, with extrema out of phase with the Hα variation by about 0.25 cycles. The inferred magnetic configuration confirms the suggestion of Nazé et al (2010), who proposed that the weaker variability of HD 148937 as compared to other members of this class is a consequence of the stellar geometry. Based on the derived magnetic properties and published wind characteristics, we find a wind magnetic confinement parameter η\ast \simeq 20 and rotation parameter W = 0.12, supporting a picture in which the Halpha emission and other line variability have their origin in an oblique, rigidly rotating magnetospheric structure resulting from a magnetically channeled wind. (Abridged.)
Radial dependence of line profile variability in seven O9--B0.5 stars
大质量恒星表现出各种光谱的变化：在紫外线P-天鹅座轮廓，光学线轮廓的变化，X射线的变化，径向速度调制的离散吸收成分的存在。我们的目标是研究单个OB星的光谱变化，以更好地了解光球和风变之间的关系。为此，我们依赖于高光谱分辨率，高信噪比的光谱收集与光谱仪NARVAL望远镜伯纳德Lyot在Pic du Midi。我们利用时间变异谱（TVS）研究了12条谱线的变异性。选定的线探测大气的径向结构，从光球到外部风。我们还进行了光谱分析与大气模型推导出恒星和风的属性，并限制选定的线的形成区域。我们发现，在每天的时间尺度上，在所有明亮的巨星和超巨星的风线中观察到变化。在光球层中形成的线有时是可变的，有时是不变的。矮星没有显示出任何变化的迹象。如果在每日时间尺度上观察到变异性，也可以（但不总是）在每小时时间尺度上观察到变异性，尽管幅度较低。有一个非常明显的相关性之间的振幅的变化和分数的线形成的风。强反相关的时间方差谱的不同部分之间的观察。我们的研究结果表明，在风中形成的线的变化性更强。从我们的研究中，光球和风变率之间的联系并不明显，因为无论光球变率的水平如何，都可以观察到风变率。不同的光球线也表现出不同程度的变化。
Short time scale spectral variability in the A0 supergiant HD92207 and the importance of line profile variations for the interpretation of FORS2 spectropolarimetric observations
Searching for I band variability in stars in the M/L spectral transition region
本文报道了用艾萨克·牛顿望远镜对21颗光谱类型在M8和L4之间的恒星进行的I波段光度观测。节奏<2.3分钟的观察总时间为58.5小时，其他数据节奏较低。我们使用Kruskal-Wallis H检验测试光度变化，发现4个光源（2 MASS J10224821+5825453、2 MASS J 07464256 +2000321、2 MASS J16262034+3925190和2 MASS J12464678+4027150）至少在一个时期内存在显著变化。其中三个源首次被报道为光度可变。如果我们包括那些被认为是轻微可变的来源，可变来源的数量是6（29%）。没有从任何来源探测到耀斑。我们发现的变量来源的百分比与以前的研究相似。我们总结了已经提出的解释棕矮星光变曲线的机制。
Spectral Variability of Two Rapidly Rotating Brown Dwarfs: 2MASS J08354256-0819237 and 2MASS J18212815+1414010
L型矮星表现出低水平的、旋转调制的光度变化，通常与异质的、云层覆盖的大气层有关。这些变化的光谱特征使我们能够深入了解云的颗粒大小和垂直结构。在这里，我们提出了一个高精度，地基，近红外，光谱监测研究的两个中型L型矮星，在文献中报道的变化，2 MASS J 08354256 -0819237和2 MASS J18212815+1414010，使用SpeX仪器的红外望远镜设施。通过同时观测附近的参考星，我们在0.9- 2.4 μ m带宽内实现了<0.15%的相对亮度变化的每波段灵敏度。我们发现，2 MASS J 0835 -0819表现出边缘（< ~0.5%每个波段）的变化，没有明确的光谱依赖性，而2 MASS J1821+1414变化高达+/-1.5%在0.9微米，随着变化幅度下降到更长的波长。后一个结果扩展了在先前的HST/WFC 3光谱监测2 MASS J1821+1414中观察到的变化趋势，我们表明，完整的0.9-2.4 μ m的变化幅度谱可以通过Mie消光从具有对数正态粒径分布的尘埃颗粒中再现，中值半径为0.24 μ m。我们没有检测到统计上显著的相位随波长的变化。2 MASS J 0835 -0819和2 MASS J1821+1414的不同变化行为表明了对视角和/或总体云含量的依赖性，这些因素可以通过更广泛的调查进行检查。
