The magnetic field of the hot spectroscopic binary HD5550
HD 5550是一颗光谱联星，由两颗A星组成，在BinaMIcS（各类恒星中的二元性和磁相互作用）大型计划的框架内与TBL的Narval一起观测。该系统的一个组成部分被发现是一个Ap星，具有令人惊讶的弱偶极场~65 G。伴星是一颗没有探测到磁场的Am星，偶极磁场的探测阈值约为40 G。该系统是潮汐锁定的，主要部件与轨道同步，但系统可能还没有完全圆化。这项工作只是第二次详细研究的磁场在一个热的短周期光谱双星。目前，在BinaMIcS项目中，TBL的Narval和CFHT的ESPaDOnS正在观察更多的系统，目的是了解磁性如何影响双星演化，反之亦然。
2015-10-07 astro-ph.SR
Searching for Weak or Complex Magnetic Fields in Polarized Spectra of Rigel
在大质量恒星的磁性（MiMeS）大型计划的背景下，CFHT的ESPaDOnS分光偏振仪和TBL的克隆NARVAL获得了B8 Iae超巨星参宿七的78个高分辨率斯托克斯V，Q和U光谱，以仔细检查这种核心坍缩超新星祖先的弱和/或复杂磁场的证据。在本文中，我们描述的数据，任何光球磁场，光球和风线的变化得到的限制，减少和分析。
2010-09-13 astro-ph.SR
Discovery of a weak magnetic field in the photosphere of the single giant Pollux
目的：我们观测附近的弱活动单巨星，Pollux，以便直接研究和推断其磁场的性质。研究方法：我们使用新一代的光谱偏振仪ESPaDOnS和NARVAL观测和探测Pollux光球吸收线内的圆偏振。我们的观察时间跨度为2007-2009年的18个月。我们使用最小二乘反卷积方法处理分光偏振数据，以创建高信噪比平均斯托克斯V轮廓。我们还测量了经典的活动指标的Ca H&K线的S指数，和恒星的径向速度（RV）。结果如下：我们已经明确地检测到一个微弱的斯托克斯V信号的谱线的Pollux，并测量相关的表面平均纵向磁场B1。在观测跨度上平均的纵向场低于一高斯。我们的数据表明，纵向磁场的变化，但没有显着的变化的S指数。我们观察到的RV的变化，这是定性一致的建议外行星轨道Pollux公布的星历。观察到的BI的变化似乎与RV的变化相似，但这种关系的其他数据有待建立。利用演化模型，包括旋转的影响，我们推导出的质量，我们讨论了它的演化状态和它的磁场的起源。结论：这项工作提出了第一次直接检测的磁场的Pollux，并表明ESPaDOnS和NARVAL能够获得亚G测量的表面平均纵向磁场的巨恒星，并直接研究之间的关系的磁活动，恒星演化和行星托管这些恒星。
2009-07-09 astro-ph.SR
The BRITE spectropolarimetric survey
BRITE纳米卫星星座观测非常明亮的恒星以进行地震学。我们已经建立了一个光谱偏振调查的所有BRITE目标，即所有~600颗恒星亮于V=4，与Narval在TBL，ESPaDONS在CFHT和HarpsPol在ESO。我们计划达到一个磁检测阈值Bpol = 50 G的恒星热F5和Bpol = 5 G的较冷的恒星。该计划将使我们能够将磁信息与BRITE地震信息相结合，并获得对恒星内部结构的更好解释和建模。它还将导致新发现非常明亮的磁星，这是后续和多技术研究的独特目标。
2014-10-03 astro-ph.SR
The MiMeS Survey of Magnetism in Massive Stars
大质量恒星的磁性（MiMeS）调查代表了对热的大质量OB星中磁场的高精度系统搜索。迄今为止，MiMeS大型计划（ESPaDOnS@CFHT，Narval@TBL，HARPSpol@ESO3.6）和相关的PI计划（FORS@VLT）已经产生了超过350颗OB星的近1200个圆偏振光谱观测。在这个样本中，有20颗恒星被检测到具有磁性。后续观察新的检测揭示了（一）一个大的多样性的磁性，（二）磁风限制在光谱的所有磁性O星的证据，（三）存在的强大的，有组织的磁场在所有已知的银河系？p星，和（iv）一个完全没有磁场在经典的Be星。
2012-06-25 astro-ph.SR
No evidence of a sudden change of spectral appearance or magnetic field strength of the O9.7V star HD 54879
最近有人声称，磁性O型星HD 54879表现出重要的径向速度变化，表明它存在于光谱双星中。更值得注意的是，据进一步报道，该恒星经历了光谱类型和磁场的短暂突然变化。在这封信中，我们检查了新的Narval和ESPaDOns数据，除了以前发表的FORS 2数据，并得出结论，报告的速度变化和突然的光谱和磁场变化都是虚假的。
2019-11-15 astro-ph.SR
Long-term spectropolarimetric monitoring of the cool supergiant Betelgeuse
我们报告的长期监测冷超巨星参宿四，使用NARVAL和ESPaDOns高分辨率分光偏振计，分别安装在望远镜伯纳德Lyot（Pic du Midi天文台，法国）和加拿大-法国-夏威夷望远镜（莫纳克亚天文台，夏威夷）。数据集由圆偏振（斯托克斯V）和强度（斯托克斯I）光谱组成，收集于2010年至2012年之间。在这里，我们调查的时间演化的磁场，对流和温度在光球水平，使用同时测量的纵向磁场分量，核心发射的Ca II红外三重态，选定的光球线的线深比和径向速度的明星。
2013-02-05 astro-ph.SR
Descendants of Magnetic and non-Magnetic A-type Stars
我们用Narval和ESPaDOnS偏振光谱仪研究了约50颗活动和非活动的单颗G-K型红巨星的磁场。有30颗巨星被塞曼探测到。对17颗已知自转周期的巨星的仔细研究表明，测得的磁场强度与自转相关，特别是与罗斯比数相关。其中4颗巨星的磁场相对于自转周期或演化状态而言非常强，被认为是可能的Ap-star后代。我们详细介绍了它们的磁性，并提出了标准，以确定AP星的后代。
2013-10-25 astro-ph.SR
The "Binarity and Magnetic Interactions in various classes of Stars" (BinaMIcS) project
“不同类别恒星的双星性和磁相互作用”（BinaMIcS）项目是基于CFHT的ESPaDOnS和TBL的Narval的两个大型分光偏振观测计划。三个样本的光谱双星与两个光谱（SB 2）的观察：已知的冷磁双星，少数已知的热磁双星，和调查样本的热双星寻找额外的热磁双星。BinaMIcS的目标是了解恒星磁性和双星之间复杂的相互作用。为此，我们将在一个重要的演化阶段范围内，对热和冷近距离双星系统的磁场、磁层结构和两个组成部分的耦合进行建模和建模，以对抗当前的理论并引发新的理论。最初的结果已经提供了有趣的线索，例如关于热恒星磁性的起源。
2015-10-07 astro-ph.SR
Pollux: a stable weak dipolar magnetic field but no planet ?
北河座被认为是一颗拥有行星的巨恒星的原型：它的径向速度（RV）呈现正弦变化，周期约为590 d，并且已经稳定了25年以上。利用ESPaDOns和Narval，我们在Pollux表面探测到一个弱（亚高斯）磁场，并在4.25年期间用Narval跟踪其变化，即RV变化的两个以上周期。发现纵向磁场以正弦曲线的行为变化，其周期接近RV变化的周期，并且具有小的相移。然后，我们进行了塞曼多普勒成像（ZDI）调查从斯托克斯V和斯托克斯我最小二乘反卷积（LSD）的配置文件。确定了与RV变化周期一致的自转周期。磁拓扑结构被发现主要是极向和这个组件几乎纯粹的偶极。表面磁场的平均强度约为0.7 G。作为替代方案，其中Pollux主机一个接近的系外行星，我们建议，磁偶极子的Pollux可以与两个温度和宏观湍流速度点，这可能是足以产生RV的变化。最后，我们探讨了磁场的起源，它可以解释观测到的性质的Pollux的。
2013-10-25 astro-ph.SR
The BRITE spectropolarimetric program
TBL的Narval、CFHT的ESPaDOnS和ESO的HarpsPol对所有（573）颗亮度大于V=4的恒星进行了高分辨率分光偏振测量，作为对地面观测小组（GBOT）框架内的BRITE纳米卫星星座的地面支持。目标是探测BRITE目标中的磁场，并为每颗恒星提供一个非常高质量、高分辨率的光谱。该调查已接近完成，并已导致发现42个新的磁星和确认其他几个磁探测，包括实地发现，例如，一颗Am星，两颗Scuti δ星，热演化的恒星，以及星团中的恒星。已经对大约12颗这样的磁星进行了后续的分光偏振观测，以详细描述它们的磁场配置和强度。
2016-11-10 astro-ph.SR
A Bcool spectropolarimetric survey of over 150 solar-type stars
作为Bcool项目的一部分，2006年至2013年期间，分别使用Bernard Lyot望远镜（法国南峰）和加拿大-法国夏威夷望远镜（美国莫纳克亚山）上的NARVAL和ESPaDOnS分光偏振仪观测了150多颗主要从行星搜索数据库中挑选的太阳型恒星。这些单一的"快照"观测已经被用来检测我们40%的样本中磁场的存在，最高的检测率发生在最年轻的恒星上。从我们的观测中，我们已经确定了平均表面纵向场（或上限的恒星没有检测）和色球表面通量，并发现，平均表面纵向场的绝对值的上包络线直接相关的色球从恒星的发射和旋转速率增加，并随着年龄减小。
2013-10-24 astro-ph.SR
Magnetic Field and Activity of the Single Late-type Giant Beta Ceti
我们呈现了2010年6月19日至2010年12月14日期间单个晚型巨星鲸鱼座β的磁场和活动指标的行为。我们使用了两台望远镜获得的分光偏振数据-法国南峰伯纳德·利奥望远镜的NARVAL分光偏振仪和夏威夷CFHT的ESPaDONS分光偏振仪。使用最小二乘反卷积方法处理数据，从而能够导出斯托克斯I和V参数的平均光球轮廓。我们测量了表面平均纵向磁场B1，它在0.1 - 8.2 G的区间内变化，线活动指标CaII K，H_α，CaII IR（854.2 nm）和径向速度。通过分析B1的变化，确定了可能的旋转周期P = 118天。一个单一的，占主导地位的磁场拓扑结构的大磁点是一个可能的解释B1和活动指标的变化，鲸鱼座β。
2012-03-22 astro-ph.SR
Understanding the fossil magnetic fields of Ap/Bp stars: Conclusions from a volume-limited survey
Ap/Bp星的各种观测性质已经得到了很好的证实，例如经常被引用的10%的发生率强，有组织的磁场之间的所有A-和B-型恒星。然而，这些推论一般都是从偏向于最强最容易检测到的领域的调查中得出的。2007年，为了避免先前研究中固有的偏差，开始了对所有中等质量恒星在100 pc范围内的体积有限的分光偏振测量。这项工作得到了样本中大量Ap/Bp星的磁性;然而，近一半的样本要么未被观测到，要么对它们的场强和几何形状的约束相对较差。我们最近使用ESPaDOns和NARVAL获得的测量结果完成了这项调查。我们在这里讨论一些最近的调查结果。
2017-12-07 astro-ph.SR
The incidence of magnetic fields in massive stars: An overview of the MiMeS Survey Component
由于已知的磁性大质量恒星为数不多，我们对磁场对恒星演化的影响的认识范围存在着令人不安的缺陷，而且几乎没有经验基础来理解磁场如何改变大质量恒星的质量损失和旋转。最值得注意的是，关于这些场的起源物理学仍然没有坚实的共识-无论它们是化石遗迹，还是由同期发电机产生的，或者这些机制的某种组合。本文将概述MiMeS大型计划的巡天部分，其主要目标是在大质量恒星（光谱类型为B3和更热的恒星）的圆偏振测量中搜索塞曼签名，这些恒星以前不知道有任何磁场。到目前为止，MiMeS合作已经收集了超过550个高分辨率的光谱偏振观测与ESPaDONS和近170个不同的恒星，我们已经发现了14个新的磁星。
2011-09-29 astro-ph.SR
The Incidence of Magnetic Fields in Massive Stars: An Overview of the MiMeS Survey Component
由于已知的磁性大质量恒星为数不多，我们对磁场对恒星演化的影响的认识范围存在着令人不安的缺陷，而且几乎没有经验基础来理解磁场如何改变大质量恒星的质量损失和旋转。最值得注意的是，关于这些场的起源物理学仍然没有坚实的共识-无论它们是化石遗迹，还是由同期发电机产生的，或者这些机制的某种组合。本文将概述MiMeS大型计划的巡天部分，其主要目标是在大质量恒星（光谱类型为B3和更热的恒星）的圆偏振测量中搜索塞曼签名，这些恒星以前不知道有任何磁场。到目前为止，MiMeS合作已经收集了超过550个高分辨率的光谱偏振观测与ESPaDONS和Narval的近170个不同的恒星，从中我们已经发现了14个新的磁星。
2011-08-12 astro-ph.SR
Characterizing the magnetic fields of the first tau Sco analogues
B0.2 V磁星Tau Sco由于其高X射线活动，独特的风诊断和复杂的磁场而从大质量OB星中脱颖而出。最近，Petit等人在2011年提出了前两个tau Sco类似物的发现- HD 66665和HD 63425，通过其UV光谱与tau Sco的UV光谱的惊人相似性鉴定。ESPaDOnS和Narval的分光偏振观测是通过大质量恒星的磁性CFHT和TBL大型计划获得的，目的是描述这些恒星的恒星和磁性。在这两颗恒星上都发现了表面强度相似的磁场，加强了磁场的存在与风的特性之间的联系。我们提出了额外的相位分辨的观测，以测量其磁几何形状，并将该几何形状与质量损失的诊断相关联，这些观测是由MiMeS合作为HD 66665提供的。
2011-11-07 astro-ph.SR
Modeling the Magnetosphere of the B2Vp star sigma Ori E
本文介绍了由Narval和ESPaDOnS偏振分光仪观测到的B2Vp星sigma Ori E的斯托克斯I和V光谱的结果。使用最小二乘反褶积，我们研究了当前时期的纵向磁场，包括利用当前和历史数据的周期分析。猎户座σ E是典型的氦强恒星，它被证明具有强大的磁场和磁层，磁层由两个等离子体云组成，在磁场和离心力的作用下，它们在1.19天的周期内与恒星共同旋转。Townsend & Owocki（2005）的刚性旋转磁层（RRM）模型近似地再现了观测到的纵向场强、光度亮度、Halpha发射和其他各种观测值的变化。然而，在光度光变曲线的观测和模型之间有小的差异，我们建议这是由于恒星表面的化学丰度不均匀造成的。使用磁多普勒成像（MDI），未来的工作将试图确定由于丰度点和由于拱星材料的光度变化的贡献。
2010-09-21 astro-ph.SR
A small survey of the magnetic fields of planet-host stars
使用分光偏振仪，我们调查的大规模的磁拓扑结构的恒星托管密切的系外行星。在2006年至2011年期间，TBL/NARVAL和CFHT/ESPaDOns双仪器对10颗恒星进行了小型调查。每个目标由7至22天的圆偏振观测组成。对于检测到磁场的7个目标中的每一个，我们使用塞曼多普勒成像重建磁场拓扑。否则，估计检测限。Tau Boo的三个新观测时代证实了磁极反转。我们估计周期为2年，但回想一下，仍然不能排除240天的较短周期。我们的调查结果进行了比较，在质量旋转图的恒星磁场性质的全球图片。比较显示，这些巨大的行星宿主恒星往往有类似的磁场拓扑结构的恒星没有检测到热中子。这需要用更大的恒星样本来证实。
2013-07-24 astro-ph.SR
Magnetic fields in early-type stars
几十年来，我们已经认识到早期型恒星中存在磁场，但由于新一代高分辨率分光偏振仪（CFHT的ESPaDOnS，TBL的Narval，ESO的HARPSpol）的出现，我们对它们磁性的理解最近（在过去的十年中）有所扩展。通过多普勒成像技术获得了中等质量恒星最详细的表面磁场图，使我们能够探测这些恒星的小尺度结构。由于大型项目（如MiMeS项目）的努力，我们第一次解决了关于我们对大质量（M > 8 M_sun）恒星磁特性的理解的关键问题，这些恒星的磁场大约在15年前才首次被发现。在这篇论文中，我们回顾了近年来的分光偏振观测和统计，这些观测和统计形成了我们对早期型恒星的恒星磁性的一般理解。我们还讨论了这些观测如何进一步加深了我们对磁场和恒星风之间的相互作用的理解，以及这种相互作用与其他观测到的现象的后果和联系。
2015-06-12 astro-ph.SR
The dramatic change of the fossil magnetic field of HD 190073: evidence of the birth of the convective core in a Herbig star ?
在ESPaDOnS和Narval对赫比格Ae/Be恒星进行分光偏振测量的背景下，我们发现并监测了HD 190073的磁场，从2004年到2009年，持续了四年多。我们的观测结果在斯托克斯V光谱中都显示出类似的塞曼特征，表明HD 190073拥有一个对齐的偶极子，多年来一直稳定，与化石来源一致。我们在2011年和2012年获得了对这颗恒星的新观测，并在几天到几周的时间尺度上检测到了塞曼签名的明显变化，这表明它的场的配置在2009年和2011年之间发生了变化。化石场外部结构的这种突然变化以前从未在任何中等或高质量恒星中观察到过。HD 190073是一颗几乎完全辐射的前主序星，可能拥有一个不断增长的对流核心。我们认为，这种剧烈的变化是化石场与新生对流核中发电机场的点火相互作用的结果。
2013-01-09 astro-ph.SR
The BinaMIcS project: understanding the origin of magnetic fields in massive stars through close binary systems
现在已经确定的是，大质量（M>8 Msun）恒星群中的一小部分拥有强大的、有组织的磁场，最有可能是化石起源。这些领域的产生和演变的细节仍然知之甚少。BinaMIcS项目通过研究近距离双星系统的磁性，朝着理解恒星形成和演化过程中双星和磁性之间的相互作用，特别是化石场的起源迈出了重要的一步。这些系统的组成部分很可能是在同一时间、同一环境中一起形成的，因此可以帮助我们将初始条件对大质量恒星磁性的作用与年龄或旋转等其他竞争效应区分开来。我们在这里介绍BinaMIcS项目的主要科学目标，以及相关ESPaDOnS和Narval分光偏振测量第一年观测的初步结果。
2014-09-03 astro-ph.SR
Search for magnetic fields in particle-accelerating colliding-wind binaries
一些碰撞风质量双星，称为粒子加速碰撞风双星（PACWB），表现出同步辐射，这被认为是由恒星磁场产生的。然而，从来没有对这些恒星的磁场进行过测量。我们的目标是量化PACWB中可能存在的恒星磁场，为模型提供约束。我们收集了ESPaDOnS，Narval和HarpsPol档案中的9个PACWB的21个高分辨率光谱偏振观测。我们用最小二乘反卷积方法分析了这些观测结果。我们尽可能分离二进制光谱分量。在9颗PACWB星中没有检测到任何磁特征，所有纵向场测量都与0G兼容。我们推导出了一个可能的场的上限场强，该场可能隐藏在数据的噪声中。虽然这些数据对某些恒星的限制不是很大，但对于一些恒星，我们可以推导出200 G量级的极场强度上限。因此，我们可以排除PACWB中存在的强或中等恒星磁场，典型的存在于磁性大质量恒星。然而，这些物体中可能存在弱磁场。这些观测结果为未来的PACWB模型提供了第一个定量约束。
2014-12-17 astro-ph.SR
First detection of surface magnetic fields in Post-AGB stars : the cases of U Monocerotis and R Scuti
虽然几项观测研究已经揭示了在后渐近巨支星（PAGB）和行星状星云（PNE）的星周包层、喷流和外流中存在磁场，但没有一项研究清楚地表明它们存在于恒星表面。由于缺乏表面磁场强度的信息，我们无法对其动态性能（即材料混合、包络成形等）进行全面评估。我们提出了新的高分辨率spectropolarimetric（斯托克斯V）的PAGB恒星的样本，实现与仪器ESPaDONS和Narval，在那里我们寻找光球磁场的存在下观测。在研究的七个目标中，金牛座RV星U Mon和R Sct显示出清晰的塞曼特征，并在执行最小二乘反卷积（LSD）分析后返回明确的检测。其余5个PAGB未显示显著检测。我们推导出U Mon的纵向磁场为10.2 +/- 1.7 G，R Sct的纵向磁场为0.6 +/- 0.6 G。在这两种情况下，斯托克斯轮廓指向磁场与大气动力学的相互作用。PAGB恒星表面的弱磁场（即~10高斯水平）的首次发现为更好地理解演化恒星的磁性打开了大门。
2014-10-23 astro-ph.SR
Lithium and magnetic fields in giants. HD 232862 : a magnetic and lithium-rich giant star
我们报告了在HD 232862中检测到异常高的锂含量，HD 232862是一颗被归类为G8 II恒星的场巨星，并拥有磁场。利用CFHT的分光偏振仪ESPaDOns和TBL的NARVAL，我们收集了三个巨星的高分辨率和高信噪比光谱：HD 232862，KU Peg和HD 21018。从光谱合成，我们推断恒星的参数和测量的锂丰度，我们从进化模型的预测相比。我们还分析了斯托克斯V的特征，寻找这些巨星上的磁场。HD 232862的锂丰度非常高（ALi = 2.45 +/- 0.25 dex），远远超过了该光谱类型和光度类别（即G8 II）的理论值。HD 232862的演化阶段已经被精确地确定，它的质量在[1.0 Msun ; 3.5 Msun ]质量区间的较低部分，可能是1.5到2.0太阳质量，位于红巨星分支的底部。此外，在HD 232862和KU Peg的数据中检测到时变Stokes V签名，指出这两颗快速旋转的活动恒星表面存在磁场。
2009-06-30 astro-ph.SR
On the incidence of magnetic fields in slowly-pulsating B, Beta Cephei and B-type emission line stars
利用ESPaDONS和NARVAL光谱偏振计对12颗慢脉动B星、8颗仙王座β星和2颗Be星进行了40次高分辨率圆偏振光谱测量。这些观测的目的是评估最近Hubrig（2006）、Hubrig（2007）和Hubrig（2009）使用低分辨率分光偏振测量法获得的这类恒星中磁场检测发生率高的说法。达到的精度通常与Hubrig等人获得的精度相当或更高，虽然我们的新观测的特点是对金属线和He线轮廓的分辨率，以及由此产生的对零净纵向分量的磁场的灵敏度。在SPB星，我们确认检测磁场在一颗星（16 Peg），但没有发现的领域存在的证据，在其余的11。在仙后座β星中，我们探测到了一个位于xi^1 CMa的磁场，但在其余7颗星中没有。最后，两颗B型发射线恒星都没有显示出任何磁场的证据。根据我们的研究结果，我们得出结论，领域是不常见的SPB，β Cep和B型发射线恒星，符合一般罕见的领域在更广泛的人口的主序星B型星。
2009-06-08 astro-ph.SR
Searching for Star-Planet interactions within the magnetosphere of HD 189733
HD 189733是一颗K2矮星，被一颗半径为8.8恒星的巨行星环绕。为了研究恒星与行星之间的磁层相互作用，我们探索了主恒星的大尺度磁场和活动。我们收集光谱使用ESPaDONS和NARVAL分光偏振计，安装在3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜和2米望远镜伯纳德Lyot在Pic du Midi，在两个监测活动（2007年6月和2008年7月）。HD 189733主要具有环形表面磁场，其强度高达40 G。这颗恒星是差动自转的，纬向角速度切变为domega = 0.146 +- 0.049 rad/d，对应的赤道和极地周期分别为11.94 +- 0.16 d和16.53 +- 2.43 d。对恒星活动的研究表明，它主要受恒星自转的调制（而不是受轨道周期或恒星自转与轨道周期之间的差拍周期的调制）。我们报告没有明确的证据表明恒星和行星之间的磁层相互作用。我们还外推了恒星日冕中的场，并计算了HD 189733 b的行星射电辐射，给出了重建的场拓扑。我们在这个模型的框架内预测的无线电通量是随时间变化的，并可能与LOFAR检测。
2010-03-31 astro-ph.SR
The complex magnetic field topology of the cool Ap star 49 Cam
49 Cam是一颗冷的磁性化学特殊恒星，以显示出强烈而复杂的塞曼线性偏振特征而闻名。本文介绍了49凸轮使用INVERS 10磁多普勒成像代码和高分辨率光谱偏振数据收集的所有四个斯托克斯参数与ESPaDONS和Narval光谱偏振仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜和Pic du Midi天文台获得的磁性和化学表面地图。49 Cam的重建磁场图显示了一个相对复杂的结构。描述的磁场拓扑结构的球谐函数，我们发现显着的贡献模式高达l=3，包括环形组件。使用简单的低阶多极磁场结构无法再现观测结果。49 Cam表现出的磁场复杂程度在其他冷Ap星的磁图中还没有看到。因此，我们得出结论，相对复杂的磁场中观察到的Ap星在低和高有效温度。除了绘制磁场图外，我们还得到了Ca，Sc，Ti，Cr，Fe，Ce，Pr，Nd，Eu等9种化学元素的表面丰度分布。将这些丰度图与重建的磁场几何图进行比较，我们发现某些元素的丰度分布与磁场没有明确的关系。然而，对于其他元素的一些不同的模式被发现。我们讨论这些结果的背景下，其他最近的磁映射研究和辐射扩散的理论预测。
2017-06-28 astro-ph.SR
Revisiting the Rigidly Rotating Magnetosphere model for sigma Ori E. I. Observations and Data Analysis
我们已经获得了18个新的高分辨率的光谱偏振观测的B2Vp明星西格玛奥利E与Narval和ESPaDONS光谱偏振仪。这些观测的目的是用现代数据来检验Townsend & Owocki（2005）的刚性旋转磁层（RRM）模型的假设，该模型适用于Townsend等人（2005）的sigma Ori E的特定情况。该模型包括一个基本上偏移的偶极磁场配置，并近似再现了以前的观测变化的纵向磁场强度，光度亮度，和Halpha发射。我们分析了新的光谱，包括H I，He I，C II，Si III和Fe III线，确认光球线的变化的多样性，以及星周氢的双S波变化。使用最小二乘反卷积（LSD）的多线分析方法，新的，更精确的纵向磁场测量揭示了观察到的形状和RRM模型随时间变化的字段之间的实质性差异。He I 5876 A和6678 A谱线的相位分辨Stokes V剖面与Townsend等人（2005）假设的磁拓扑计算的合成剖面拟合较差。这些结果挑战了在RRM模型应用于Sigma Ori E时假设的偏移偶极场配置，并表明其磁场的未来模型还应包括复杂的高阶分量。
2011-09-01 astro-ph.SR
An Observational Evaluation of Magnetic Confinement in the Winds of BA Supergiants
磁风禁闭被认为是光谱类型为B和A的超巨星的复杂风结构的一种解释。对这一假设进行了观察性研究，使用高分辨率（λ/Δλ { \sim } 65，000）圆偏振六颗晚B型和早A型超巨星的（Stokes V）光谱（4 Lac，B9Iab; η Leo，A0Ib; HR 1040，A0Ib; α Cyg，A2Iae; ν Cep，A2 Iab），由加拿大-法国-夏威夷望远镜和伯纳德·李奥望远镜的ESPaDONS和Narval仪器获得。所有恒星的斯托克斯V光谱的最小二乘反卷积（LSD）分析没有产生磁场的证据，对于大多数恒星，最佳纵向场1σ误差线范围为{ \sim }0.5到{ \sim }4.5 G。使用贝叶斯推断的LSD配置文件的频谱合成分析产生的上限与95.4%的可信度的极强度的（未检测到的）表面偶极场的个别恒星从3到30 G。这些结果强烈表明，磁风禁闭由于有组织的偶极磁场是不是起源的风变率的BA超巨星。磁斑的上限也可能与磁风约束在大的斑点尺寸和填充因子的限制不一致，这取决于所采用的风参数。因此，如果磁斑是造成BA超巨星风变化的原因，它们可能只占据光球的一小部分。
2013-11-20 astro-ph.SR
The magnetic field topology and chemical abundance distributions of the Ap star HD 32633
先前对Ap星HD 32633的观测表明，它的磁场在性质上异常复杂，不能用简单的偶极结构来表征。在这里，我们推导出磁场地图和化学丰度分布，这颗星使用全斯托克斯矢量（斯托克斯$IQUV$）高分辨率的观测与ESPaDONS和Narval分光偏振仪。我们的地图，使用Invers10磁多普勒成像（MDI）代码，显示HD 32633有一个强大的磁场，其特点是两个大区域的极性相反，但偏离了一个纯粹的偶极子场显着。我们用球谐展开法对磁场进行了近似，发现谐波能量主要集中在$\ell=1$模和$\ell=2$极向模中，并有一个小的环向分量.在同一时间，我们证明，所观察到的斯托克斯参数配置文件的HD 32633不能完全描述的偶极或偶极加四极场的几何形状。我们比较的磁场拓扑结构的HD 32633与其他早期型的MDI分析已进行，支持的趋势，增加领域的复杂性与恒星质量。然后，我们将HD 32633的磁场拓扑结构与元素Mg、Si、Ti、Cr、Fe、Ni和Nd的衍生化学丰度图进行比较。我们发现，铁峰元素显示出类似的分布，但我们无法找到一个明确的相关性之间的位置的局部化学增强或耗尽的磁场结构。
2015-08-02 astro-ph.SR
A BCool survey of stellar magnetic cycles
本文基于BCool巡天项目，利用高分辨率光谱偏振数据分析了六颗类太阳恒星的表面磁场演化，发现磁场周期性质可能依赖于恒星自转周期，且极性反转时间尺度随自转周期或罗斯比数减小而缩短，为太阳类恒星发电机模型提供了重要观测约束。
2024-12-13 astro-ph.SR
Magnetic field, activity and companions of V410 Tau
我们报告了作为MaTYSSE计划的一部分进行的分析，2008年至2016年期间，使用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS仪器和Bernard Lyot望远镜的NARVAL对~0.8百万年，~1.4兆太阳的无盘弱线金牛座T星V410 Tau进行分光偏振监测。利用塞曼-多普勒成像技术，我们重建了V410 Tau的表面亮度和磁场，结果表明该恒星具有较强的斑点，并具有约550 G的相对环形磁场。我们发现V410 Tau在赤道和极点之间具有弱水平的表面差异旋转，比太阳差异旋转弱约5倍。光谱偏振数据表现出内在的变化，超越差分旋转，这指向一个发电机产生的领域，而不是一个化石领域。光度数据的长期变化表明，在我们的数据集范围内，斑点出现在纬度不断增加的地方，这意味着，如果V410 Tau有一个磁周期，它的周期将超过8年。从我们的光谱中导出原始径向速度（RV）后，我们过滤掉了恒星活动抖动，这些抖动是从我们的多普勒地图或使用高斯过程回归建模的。因此，过滤，我们的RV排除了存在一个热木星质量的同伴低于~0.1 AU，这是暗示，热木星的形成可能受到抑制的早期耗尽的拱星盘，这对于V410头可能是由密切（几十AU）M矮星伴星。
2019-09-04 astro-ph.SR
Magnetic fields on young, moderately rotating Sun-like stars II. EK Draconis (HD 129333)
年轻的太阳型恒星的磁场、活动和发电机可以利用分光偏振观测的时间序列和层析成像技术，如多普勒成像和塞曼多普勒成像，进行经验性研究。在本文中，我们使用这些技术来研究年轻的类太阳恒星EKDraconis（SP型：G1.5V，HD 129333）使用ESPaDONS在加拿大-法国-夏威夷望远镜和NARVAL在望远镜伯纳德Lyot。这项多时期研究从2006年底持续到2012年初。我们测量到高水平的色球活动，表明一个活跃的，变化的色球。为所有可用的时期构建表面亮度特征。2006/7年和2008年的数据显示，在中纬度地区出现了大的斑点特征。然而，2012年的数据显示了一个独特的极地点。我们观察到一个强大的，几乎单极，方位场在所有的时代，是类似于观察到的其他类太阳恒星。利用磁场特征，我们确定了平均赤道自转速度Ω_eq为2.50 +/- 0.08 rad/d。测量到高水平的表面差异旋转，平均旋转剪切ΔΩ为0.27 ± 0.24 - 0.26 rad/d。在2006年12月至2007年2月的3个月的密集观测期间，磁场从主要的环形（约为1000毫米）变为环形（约为1000毫米）。80%）到一个更平衡的poloidal-toroidal（约。40-60%）场。虽然大尺度磁场在我们观测的各个时期都在演化，但在我们的数据中没有发现极性反转。
2016-11-23 astro-ph.SR
How unique is Plaskett's star? A search for organized magnetic fields in short period, interacting or post-interaction massive binary systems
在具有磁场的O型恒星中，密近双星中的快速旋转体Plaskett星显示出各种不寻常的特性。由于强烈的二元相互作用被认为发生在这个系统中，人们可能想知道它们在产生磁场中的潜在作用。因此，斯托克斯V光谱收集的低分辨率FORS 2和高分辨率ESPaDONS和Narval分光偏振仪被用来搜索磁场在15个相互作用或后相互作用的大质量双星。在任何一个中均未检测到磁场，0 G始终在导出值的2 sigma范围内。在高分辨率观测的系统中，25颗恒星中有17颗的偶极场的90%上限低于Plaskett次级偶极场的强度;在低分辨率观测的6个系统中，有5个发现了类似的结果。如果我们的样本被认为形成了一组具有相似磁性的恒星，则全局统计分析会得出偶极场强度的严格上限为~ 200 G。此外，在相互作用或后相互作用系统（我们的目标+ Plaskett的明星）的完整样本的磁入射率是兼容的，从大型调查测量，表明他们是没有显着不同的一般O-星人口。这些结果表明，二元相互作用在这种大质量系统的磁性中没有系统的作用。
2017-01-19 astro-ph.SR
Detection of a weak surface magnetic field on Sirius A: are all tepid stars magnetic ?
我们的目标是通过扫描没有先前报道的磁性成员的恒星类，在中等质量的主序星中高灵敏度地搜索弱磁场。在正常的快速旋转的A型恒星织女星上探测到微弱的磁场之后，我们在这里集中注意力在明亮的恒星天狼星A上，它被认为是一颗原型的、化学性质奇特的、中等旋转的Am星。我们采用NARVAL和ESPaDOns高分辨率分光偏振仪收集了442个圆偏振光谱，辅以60个线偏振光谱。我们使用一个大约1,100条光球谱线的列表，计算了每个光谱的互相关线轮廓，导致偏振轮廓中的信噪比高达30,000。我们报告的重复检测的圆偏振，高度不对称的签名的线轮廓，解释为塞曼签名的大规模光球磁场，与视线的组成部分等于$0.2 \pm 0.1$ G。这是第一次对Am星表面磁场进行偏振探测。使用粗略估计的天狼星A上层的物理性质，我们建议，发电机操作在浅对流信封不能占这里报道的场强。与织女星的磁场一起，这一结果证实了一类新的磁性物体存在于非Ap/Bp中等质量恒星中，并且可能表明相当大一部分温热恒星是磁性的。
2011-07-20 astro-ph.SR
Confirming HD 23478 as a new magnetic B star hosting an H$α$-bright centrifugal magnetosphere
本文报道了B3 IV星HD 23478：12的23个磁场测量结果，其中12个是用ESPaDOnS（CFHT）和Narval（TBL）分光偏振计获得的高分辨率Stokes $V$谱，11个是用DimaPol分光偏振计（DAO）获得的中等分辨率Stokes $V$谱。HD 23478是两颗快速旋转的恒星之一，根据阿帕奇点天文台银河演化实验巡天的红外观测，它们被认为是潜在的“离心磁层”宿主。我们推导出这颗恒星的基本物理性质，包括它的质量（$M=6.1^{+0.8}_{-0.7}\,M_\odot$），有效温度（$T_{\rm eff}=20\pm2\,$ kK），半径（$R=2.7^{+1.6}_{-0.9}\,R_\odot$）和年龄（$τ_{\rm age}=3^{+37}_{-1}\,$ Myr）。我们反复检测弱可变塞曼签名在金属，他和H线在我们所有的观测对应的纵向磁场$\langle B_z\rangle\approx-2.0\,$千克。自转周期由依巴谷测光（$P_{\rm rot}=1.0498(4)\,$ d）推断。在斜转子模型的假设下，我们的观测结果产生了一个表面偶极磁场的强度$B_d\geq9.5\,$ kG，这是近似与恒星旋转轴对齐。我们确认存在的强大和广泛的H $α$发射和计量本恒星的离心磁层的体积是一致的，与其他H $α$发射离心磁层恒星的基础上推断的大阿尔文开普勒…
2015-05-10 astro-ph.SR
A Volume Limited Survey of mCP Stars Within 100pc II: Rotational and Magnetic Properties
以前已经进行了各种调查，重点是中等质量主序星（MS）的磁性。一个特别令人困惑的结果，这些调查是确定的强（$\gtrsim100\,{\rm G}$），有组织的领域主办的磁性化学特有（mCP）的明星和超弱（$\lesssim1\,{\rm G}$）领域与少数非mCP MS星之间的二分法。尽管人们试图探测中等强度的磁场（即强度为$\gtrsim10\,{\rm G}$和$\lesssim100\,{\rm G}$的磁场），但发现的例子非常少。这种所谓的“磁沙漠”是否真的存在，它将拥有超弱磁场的恒星与mCP恒星分开，还没有明确的答案。2007年，开始使用MuSiCoS分光偏振计对mCP星进行体积有限的分光偏振测量，试图通过减少以前测量中固有的偏差来测试磁沙漠的存在。从那时起，我们已经获得了大量的ESPaDOns和NARVAL斯托克斯$V$测量，使这项调查得以完成。在这里，我们提出了我们的旋转周期的均匀分析的结果（推断从光度和磁变）和磁特性（偶极场强度和双极角）的52个确认的mCP恒星位于日心距离$100\,{\rm pc}$。在样品中没有发现表现出磁场强度$\lesssim300\,{\rm G}$的mCP星，这与磁沙漠是真实属性而不是观测偏差的结果的概念一致。此外，我们发现了磁场衰减的证据，这证实了以前的研究结果。
2018-11-14 astro-ph.SR
Surface structure of the CoRoT CP2 target star HD 50773
我们比较表面地图的化学奇特的恒星HD 50773产生的贝叶斯技术和高品质的CoRoT光度与来自旋转相位分辨spectropolarimetry。目的是研究表面亮度与表面化学丰度分布和恒星磁场的相关性。该恒星的旋转周期是根据CoRoT初始运行期间获得的近60天长的连续光变曲线确定的。使用贝叶斯方法的星点建模，这在这项工作中是第一次适用于光度映射的CP星，我们推导出的四个不同的点区域的半径，纬度和半径。其他参数，如恒星倾角和斑点的强度也被确定。CoRoT观测引发了广泛的地面光谱和光谱偏振观测活动，使我们能够获得19个不同的高分辨率光谱的斯托克斯参数I和V与NARVAL，ESPaDONS，和SemelPol光谱偏振仪。多普勒和磁多普勒成像技术使我们能够推导出的磁场几何形状的恒星和表面的Mg，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Ni，Y和Cu的丰度分布。我们发现一个占主导地位的偶极结构的表面磁场。CoRoT的光变曲线的变化和丰度的大多数元素映射与上述几何形状：铬，铁，硅周围的磁极增强，并符合与HD 50773的表面上的明亮区域，我们的光变曲线合成预测和确认的光度成像。
2009-11-19 astro-ph.SR
Magnetic field topologies of the bright, weak-field Ap stars theta Aurigae and epsilon Ursae Majoris
最明亮的磁性化学奇特的恒星θ Aur和eps UMa被许多关于它们的光度和光谱变化的研究所瞄准。两颗恒星的化学丰度点的详细地图被反复推导出来。然而，关于这些恒星的磁场几何形状的信息非常少。在这项研究中，我们的目标是确定详细的磁场拓扑结构的θ Aur和eps UMa的基础上现代，高分辨率的光谱偏振观测。使用Narval和ESPaDOnS分光偏振仪在所有四个斯托克斯参数中观察到这两个目标。采用多谱线最小二乘反卷积技术检测谱线中的偏振特征。这些签名与塞曼多普勒成像代码建模。我们成功地检测到可变圆和线偏振的签名θ Aur。eps UMa仅检测到圆偏振。我们获得了新的高精度的纵向磁场测量的平均圆极化金属线的配置文件，以及氢线的核心，这是与历史数据一致。磁反转揭示了扭曲的偶极几何在这两颗恒星。Fe和Cr的丰度分布，重建同时与磁映射，不显示出明确的相关性与当地的磁场属性，与沿磁赤道的水平场区域的相对元素丰度不足的例外。我们的研究提供了有史以来第一个详细的表面磁场地图宽线，弱场化学奇特的恒星，表明他们的场拓扑结构是定性类似于那些发现在较强的磁场恒星。Fe和Cr的化学丰度图重建θ Aur和eps UMa与目前的理论原子扩散计算的预测是不一致的。
2018-11-12 astro-ph.SR
Magnetic cycles of the planet-hosting star Tau Bootis: II. a second magnetic polarity reversal
在本文中，我们提出了新的分光偏振观测的行星托管恒星牛，使用ESPaDONS和Narval分光偏振仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）和望远镜伯纳德Lyot（TBL），分别。我们在2008年的三个时期探测到了这颗恒星的磁场。它是一个只有几个高斯的弱磁场，在一月的主要环形分量和六月和七月的主要极向分量之间振荡。2007年6月，相对于磁拓扑结构观察到磁极反转。这是两年来在这颗恒星上观察到的第二次这样的逆转，表明Tau Boo的磁周期约为2年。这是第一次探测到太阳以外的恒星的磁周期。在恒星短暂的活动周期中，近距离大质量行星的作用受到质疑。Tau Boo具有较强的差异自转，这是具有浅对流包层的恒星的常见趋势。在纬度40度，恒星表面层的自转周期为3.31 d，等于轨道周期。同步表明，由行星引起的潮汐效应可能足够强大，至少可以迫使薄对流包络进入共转。Tau Boo显示了Ca H & K和Halpha在整个夜晚以及夜间时间尺度上的变化。我们没有发现恒星活动的增强，这可能与行星的结合有关。还需要更多的数据来得出关于行星活动增强的结论。
2009-06-24 astro-ph.SR
Stellar magnetic field parameters from a Bayesian analysis of high-resolution spectropolarimetric observations
在本文中，我们描述了贝叶斯统计方法，旨在推断使用高分辨率圆偏振光谱仪在大调查的背景下观察到的恒星的磁特性。这种方法非常适合于分析恒星自转周期未知的恒星，因此观测的旋转相位是模糊的。该模型假设磁观测对应于偶极斜旋转体，这是中等质量和高质量恒星中常见的情况。使用关于模型参数先验概率密度分布的合理假设，贝叶斯算法通过在观测到的和计算出的斯托克斯V分布之间进行比较来确定对应于表面磁场几何形状和强度的后验概率密度。基于数值模拟的结果，我们得出结论，这种方法产生了一个有用的估计的表面偶极场强度的基础上少量（即1或2）的观测。另一方面，该方法只提供了弱约束的偶极子的几何形状。比值比是由该算法计算的参数，其量化了磁偶极子模型与非磁模型的相对适当性，提供了比传统技术更灵敏的嵌入噪声中的弱磁信号的存在的诊断。为了说明应用该技术的实际数据，我们分析了7个ESPaDOns和Narval观测早期B型磁星LP猎户座。没有足够的信息来确定恒星的旋转周期和数据的相位，因此传统的建模技术无法推断偶极子强度。相比之下，贝叶斯方法允许对偶极极性强度$B_d=911^{+138}_{-244}$ G的稳健确定。
2011-11-04 astro-ph.SR
Observational effects of magnetism in O stars: surface nitrogen abundances
我们调查的表面氮含量的六个磁性O星已知的日期，以及早期的B型星头天蝎座。我们将这些丰度与演化模型的预测进行比较，以隔离磁场对恒星内部元素运输的影响。我们进行了定量光谱分析的样本星与国家的最先进的大气模型。我们依赖于高信噪比，高分辨率的光谱获得ESPADONS在CFHT和NARVAL在TBL。用CMFGEN程序计算了大气模式和合成光谱。N/H值及其不确定性的确定和进化模型的预测相比。我们发现，磁星可以分为两组：一组的恒星显示没有N富集（一个对象），和一个恒星最有可能显示额外的N富集（5个对象）。对于一颗恒星（θ 1猎户座C），由于它的年龄很小，因此无法得出可靠的结论。没有N富集的恒星是磁场最弱的恒星，可能是发电机起源的。它可能是一颗在固体自转条件下经历了强磁制动的恒星，但它的自转速度仍然比较大。这五颗高N含量的恒星可能是零龄主序星上的慢自转星，但它们的表面N/H值是正常O星的典型值，这表明存在（可能是化石）磁场导致了额外的富集。这些恒星可能有一个强烈的差异旋转诱导剪切混合。我们的研究结果应该被视为新的理论模拟可以依赖的基础，以更好地理解磁性对大质量恒星演化的影响。
2011-12-12 astro-ph.SR
Magnetic field topology of the cool, active, short-period binary system $σ^2$ Coronae Borealis
这项工作的目标是研究冷，活跃的双星$σ^2$ CrB，重点是它的磁场。我们使用了TBL的Narval和CFHT的ESPaDOns双分光偏振计的斯托克斯$IV$数据。采用最小二乘多线反褶积技术提高了资料的信噪比。然后，我们采用了一种新的二进制塞曼多普勒成像代码，同时重建两个组件的磁拓扑结构和亮度分布。这项分析是在2014年和2017年的两个观测时期进行的。一个先前未经证实的主星磁场已经被安全地探测到。次级的极化特征似乎具有比初级更大的系统振幅。这对应于更强的磁场，对于该磁场，次级的磁能超过初级的磁能3.3-5.7倍。虽然在这两个时期，次级恒星的磁能是相似的，但在2017年，初级恒星的磁能大约是两倍。这两颗恒星在较早纪元（2014年）的磁场拓扑结构非常不同。在较早的时期，在可见极的磁场似乎是相反的极性为初级和次级，这表明连接磁层。这两个$σ^2$ CrB组件的视旋转周期长于轨道周期，我们解释为一个类似太阳的差异旋转的证据。尽管它们的基本参数几乎相同，$σ^2$ CrB系统的组件表现出不同的磁场特性。这表明磁发电机过程是恒星参数的一个非常敏感的函数。
2018-02-03 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ Magnetic Doppler Imaging of Ap stars II: Next Generation Magnetic Doppler Imaging of $α^2$ CVn
我们提出了更新的磁场地图的化学奇特的B9 p星$α^2$ CVn创建使用一系列的时间分辨观测获得的高分辨率分光偏振仪ESPaDONS和Narval。我们将这些新的磁场图与基于MuSiCoS分光偏振仪记录的光谱的原始磁多普勒成像图进行比较，并在十年前进行。这些新的地图推断线轮廓在所有四个斯托克斯参数使用磁多普勒成像代码INVERS10。随着新的线表现出斯托克斯$IQUV$签名，我们有一个独特的见解如何派生的磁表面结构可能会受到影响的原子线选择反演。我们报告新的磁性地图的$α^2$ CVn创建使用强铁线（直接可比的MuSiCoS地图），弱铁线和铬线，所有这些都产生一个磁场结构大致与以前获得的一致。然后，我们推导出一个更新的磁性结构图$α^2$ CVn的基础上完整的样品的Fe和Cr线，我们认为产生一个更有代表性的模型的磁拓扑结构的$α^2$ CVn。与先前的映射一致，这个新更新的磁图显示了一个类似偶极的场，其具有复杂的子结构，不能用简单的低阶多极几何来解释。我们的新地图表明，无论原子线或物种的选择，重建的磁场是与先前公布的一致，这表明重建的字段是一个现实的代表磁场的$α^2$ CVn。$α^2$ CVn是第一颗获得多幅高分辨率磁图的Ap星，为大尺度和小尺度磁场的稳定性提供了重要的观测证据。
2014-02-12 astro-ph.SR
Magnetic field structure in single late-type giants: Beta Ceti in 2010 - 2012
这些数据是使用两台分光偏振仪获得的-法国南峰伯纳德·李奥望远镜的Narval和夏威夷CFHT的ESPaDOnS。在2010年6月至2012年1月期间收集了38个圆偏振光谱。采用最小二乘反卷积方法提取高信噪比的谱线轮廓，并由此测量表面平均纵向磁场B1。同时测定了色球活性指标Ca Ⅱ K、H_α、Ca Ⅱ IR（854.2nm）和视向速度，并结合B1的行为分析了它们的变异性。塞曼多普勒成像（ZDI）反演技术被用于重建大规模的磁场和两个鲸鱼座β的磁性地图，为两个时期（2010年6月至2010年12月和2011年6月至2012年1月）。在整个观测期间，Bl保持正极性。线活性指示器的行为与BI变化良好一致。这两个ZDI地图显示了一个主要的轴对称和极向磁拓扑结构和一个简单的表面磁场配置占主导地位的偶极子。两个地图之间观察到很少的演变，尽管两个子集之间的间隔为1年。我们还使用最先进的恒星演化模型来限制鲸鱼座β的演化状态。我们推导出该恒星的质量为3.5M_sun，并认为该恒星已经处于中心氦燃烧阶段。考虑到我们所有的结果和恒星的进化状态，我们认为，发电机的行动本身可能不足以解释鲸鱼座β的高磁场活动。作为另一种选择，我们认为它可能是一个Ap星的后代，目前正在经历中心氦燃烧，仍然表现出Ap星磁场的残余。
2013-07-04 astro-ph.SR
The surface magnetic field and chemical abundance distributions of the B2V helium-strong star HD184927
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振计和自治领天体物理天文台1.8米望远镜的dimaPol液晶分光偏振计，在大质量恒星磁性（MiMeS）大型计划的背景下，获得了磁性B2 V星HD 184927的高分辨率斯托克斯I和V光谱的新时间序列。我们从IUE档案中获得的光学和紫外光谱模型来推断恒星的物理参数。利用磁场测量，我们得到了一个改进的转动周期为9.53102 ± 0.0007d。我们推断的纵向磁场从线的H，He和各种金属，揭示了很大的差异，从不同的元素确定的表观场强变化。使用He和O线的磁多普勒成像产生这些元素的强烈不均匀的表面分布。我们证明，纵向场变化的多样性可以理解为由于组合的元素特定的表面丰度分布与表面磁场，这是由偶极和四极组件的组合。我们重新分析了IUE高分辨率光谱，证实了风敏感的Civ和Siv共振线的强烈调制。然而，我们无法检测到任何调制的H $α$配置文件归因于恒星磁层。我们的结论是HD 184927拥有一个离心磁层，尽管在光学波长下无法检测到。HD 184927的磁制动时标计算为$τ_J = 0.96$或$5.8$ Myr。这些值与恒星的缓慢自转和估计年龄相一致。
2014-11-21 astro-ph.SR
A high-resolution spectropolarimetric survey of Herbig Ae/Be stars - I. Observations and measurements
这是第一次在一系列的文件中，我们描述和报告的分析大调查赫比格Ae/Be星圆spectropolarimetry。使用ESPaDONS和Narval高分辨率分光偏振仪在加拿大-法国-夏威夷和伯纳德Lyot望远镜，分别，我们已经获得了132圆偏振光谱的70赫比格Ae/Be恒星和赫比格候选人。这些光谱中的绝大多数的特征在于约65，000的分辨能力，以及约3700埃至1微米的光谱覆盖范围。每个CCD像素的峰值SNR范围从低于100（对于最暗的目标）到超过1000（对于最亮的目标）。观测的主要目的是寻找这些物体中的磁场。然而，我们的光谱是适合于各种其他重要的测量，包括旋转特性，变异性，二进制，化学丰度，拱星环境条件和结构等，在这第一篇论文中，我们描述了样品的选择，意见和他们的减少，和测量，将包括我们下面的分析的基础。我们描述了每个目标的基本参数的确定。我们详细介绍了我们应用于每个光谱的最小二乘反卷积，包括LSD线掩模的选择，编辑和调整。我们描述的拟合LSD斯托克斯我配置文件使用多分量模型，产生的旋转扩大光球轮廓（提供投影的旋转速度和径向速度为每个观察），以及拱星发射和吸收组件。最后，我们诊断的纵向塞曼效应，通过测量的圆极化，并报告的纵向磁场和斯托克斯V塞曼签名检测概率。作为附录，我们提供了对所观察到的每颗恒星的详细评论。
2012-11-13 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ magnetic Doppler imaging of Ap stars - III. Next generation chemical abundance mapping of Alpha 2 CVn
在以前的论文中，我们提出了一个更新的磁场地图的化学奇特的明星阿尔法2 CVn使用ESPaDOnS和Narval时间分辨高分辨率斯托克斯$IQUV$光谱。在本文中，我们专注于映射各种化学元素分布的表面上的α 2 CVn。利用新的磁场图和新的化学丰度分布，我们可以研究α 2 CVn表面化学丰度结构和磁场拓扑结构之间的相互作用。以前试图绘制α 2 CVn的化学丰度图依赖于较低分辨率的数据。利用我们的高分辨率（R= 65，000）数据集，我们提供了元素O，Si，Cl，Ti，Cr，Fe，Pr，Nd和Eu的9个化学丰度图。我们还从Stokes $IQUV$中的Fe和Cr线以及Stokes $IV$中的O和Cl线导出了一个更新的磁场图。这些新的地图推断，从线轮廓斯托克斯$IV$使用磁多普勒成像代码反演10。我们研究这些新的化学地图，并调查与磁拓扑结构的α 2 CVn的相关性。我们发现，元素之间的化学丰度分布不同，有两个不同的组的元素;一个积累接近的径向场的负的一部分，而另一组显示更高的丰度位于径向磁场的顺序为2千克的径向场分量的极性无关。我们比较我们的结果与以前的作品绘制了化学丰度结构的Ap星。除Cr和Fe外，我们没有发现我们重建的结果与其他映射结果之间有明显的趋势。我们也发现缺乏与理论预测的一致性。这表明我们对Ap星水平化学丰度结构的形成以及与磁场的联系的理论理解存在空白。
2014-07-29 astro-ph.SR
Evolution of the magnetic field of Betelgeuse from 2009 - 2017
参宿四是一颗M-型超巨星，在它的线轮廓中呈现出圆偏振（斯托克斯V）信号，用表面磁场来解释。微弱的圆偏振信号已经被监测了7.5年，以跟踪其在不同时间尺度上的演变，并最终确定其物理起源。在过去的几年里，也定期获得了线性偏振测量。我们使用ESPaDOnS和Narval分光偏振仪获得高信噪比（S/N）的光谱，这是通过最小二乘解卷积（LSD）方法处理。为了确保非常弱的圆偏振的真实性，特别注意限制仪器效应。此外，对斯托克斯V信号进行了几次测试，以确定其恒星和塞曼起源。我们确认的圆极化的磁性性质，指向一个表面磁场的顺序为1G。斯托克斯V剖面在不同的时间尺度上呈现出变化，最突出的一个是接近长次级周期（LSP;参宿四约2000 d），通常在红色演化恒星中调用。这个长周期对于所有其他斯托克斯参数也是主要的。圆极化是暂时模拟的磁场浓度模仿斑点，特别是显示，与每个“点”的速度也遵循长时间尺度，这个信号几乎总是略有红移。从耦合变化的线性和圆偏振签名的振幅，速度和时间尺度，我们赞成巨型对流单体的偏振签名和所有的斯托克斯参数的变化的起源作为主引擎。这加强了对大对流单体是LSP起源的假设的支持。
2018-04-05 astro-ph.SR
Magnetospheric accretion and spin-down of the prototypical classical T Tauri star AATau
从CFHT和TBL的ESPaDONS和NARVAL分光偏振仪收集的观测数据中，我们报告了在典型的经典TTauri星AATau上探测到的塞曼特征，包括光球线和吸积动力发射线。利用非偏振和圆偏振光谱的时间序列，我们重建了两个历元的磁场，表面亮度和吸积动力发射的AATau的地图。我们发现AATau拥有一个2- 3 kG的磁偶极子，与旋转轴倾斜约20度，推测是发电机的起源。我们还发现，在光球层水平的AATau的磁极主机大冷点和吸积区在色球层水平。在我们观测的时候，AATau表面的对数吸积率变化很大，范围从-9.6到-8.5，平均为-9.2（Msun/年）;这是一个数量级小于磁盘吸积率在磁截断半径（低于该值，圆盘被恒星磁场破坏）与共转半径（开普勒周期等于恒星自转周期）相匹配-这是吸积发生的必要条件。这表明AATau在很大程度上处于螺旋桨状态，内部圆盘区域的大部分吸积物质被向外驱逐，只有一小部分吸积到恒星表面。观测到的表面质量吸积率和光学掩星（由翘曲的吸积盘）相对于磁场和吸积动力发射最大值的系统时滞的强烈变化也支持这一结论。我们的研究结果表明，AATau正在积极自旋下来的星盘磁耦合，并出现作为一个理想的实验室研究形成太阳的角动量损失的螺旋桨制度。
2010-07-26 astro-ph.SR
Discovery of new magnetic early-B stars within the MiMeS HARPSpol survey
为了了解大质量恒星磁场的起源及其对恒星内部结构、演化和星周环境的影响，在MiMeS项目中，我们在大质量恒星样本中寻找磁性物体，并建立子样本进行深入的后续研究，以检验化石场起源、磁风禁闭和磁层性质的模型和理论，和磁星的演化我们获得了大量的OB星的高分辨率光谱偏振观测，这要归功于三个大型项目，这些项目已经分配在高分辨率光谱偏振仪ESPaDONS，Narval和HARPS光谱仪的偏振模块HARPSpol上。我们在这里报告的方法和HARPSpol磁检测的初步分析。我们使用多线分析技术确定了磁星。然后，在可能的情况下，我们对新发现进行监测，以得出它们的旋转周期，这对后续和磁性测绘研究至关重要。我们还对它们的光谱进行了初步分析，并确定了明显的光谱异常（例如，丰度特性，Halpha发射），这也是未来研究的兴趣。在本文中，我们将重点关注11颗恒星中的8颗，我们在其中发现或确认了HARPSpol LP样本中的磁场（其余3颗在以前的论文中发表）。其中7颗恒星是在早期B型恒星中发现的，而最后一颗恒星是在正常早期B型恒星的Ap伴星中发现的。我们报告明显的光谱和多重性，以及我们的测量，他们的纵向场强，和他们的旋转周期时，我们能够得到它们。我们还讨论了离心支撑的磁层理论的H α发射的存在或不存在。（删节）
2014-04-22 astro-ph.SR
Discovery of a magnetic field in the rapidly-rotating O-type secondary of the colliding-wind binary HD 47129 (Plaskett's star)
我们报告检测到一个强大的，有组织的磁场在大规模的O 8 III/I+ O7.5 V/III双线光谱双星系统HD 47129（Plaskett的明星）的第二个组成部分，在大质量恒星的磁性（MiMeS）的调查。八个独立的斯托克斯$V$观测是使用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振仪和伯纳德·李奥特望远镜的纳瓦尔分光偏振仪获得的。利用最小二乘反褶积方法，我们在3个观测值中得到了Stokes $V$信号的确定检测。在诊断无效（$N$）光谱中未检测到显著信号。塞曼特征信号很宽，并且跟踪次级分量的径向速度;因此我们得出结论，快速旋转的次级分量是磁化的恒星。校正极化光谱的线和连续的（尖锐线）小学，我们测量的纵向磁场从每个观察。次级的纵向场是可变的，并且表现出$-810\pm 150$ G和$+680\pm 190$ G的极值，这意味着$2850\pm 500$ G的最小表面偶极强度。相比之下，我们推导出初级表面磁场的上限（$3σ$）为230 G。强磁场和快速旋转的组合使我们得出结论，次级宿主通过磁约束风馈送的离心磁层。在这种情况下，我们重新审视的光学线轮廓和X射线发射的属性-以前解释为碰撞恒星风的后果。我们的结论是，HD 47129代表了一个迄今为止独特的恒星系统-一个紧密的，大质量的双星与快速旋转，磁化组件-这将是一个丰富的目标，为进一步研究。
2012-09-27 astro-ph.SR
Detection of a magnetic field on HD108: clues to extreme magnetic braking and the Of?p phenomenon
我们报告检测的磁场上的？p星HD 108。分别在2007年、2008年和2009年用NARVAL@TBL和ESPaDOnS@CFHT进行的分光偏振观测揭示了平均斯托克斯V轮廓中的明显塞曼特征，在几天到几个月的时间尺度上稳定，在几年的时间尺度上振幅缓慢增加。我们推测，这个时间尺度是相同的，上的Ha排放是变化的，等于恒星的旋转周期。在三个季节中的每一个季节中测量的相应纵向磁场从100 G缓慢增加到150 G，这意味着HD 108的假定偶极大尺度磁场的极强度至少为0.5 kG，并且最有可能为1-2 kG的量级。恒星和风的性质是通过定量光谱分析与代码CMFGEN。由于HeI 4471和HeI 5876谱线异常强，有效温度难以限制。33000-37000 K范围内的值是优选的。质量损失率约为1 e-7 Msun/yr（聚集因子f=0.01），风终极速度为2000 km/s。风约束参数eta_star大于100，表明HD 108的风是磁约束的。随机短期变化观察风敏感线，但不是在光球线，不包括脉动的存在。在封闭风中的物质下落是在内风中形成的线的最可能的起源。风聚集也可能导致部分的哈变异。HD 108的预计旋转速度低于50 km/s，与几十年的光谱和光度变化时间尺度一致。总的来说，HD 108与O型星HD 191612非常相似，除了旋转速度更慢。
2010-05-11 astro-ph.SR
