Rotation, magnetism, and metallicity of M dwarf systems
近M-矮双星和更高的倍数允许调查的旋转演化和平均磁通量不受分散的倾角和年龄，因为组件的自旋轴的方向是最有可能平行和个别系统是coeval。由早期（M0.0 - M4.0）和晚期（M4.0 - M8.0）型组成的系统提供了研究部分对流星和完全对流星之间自转和磁性差异的可能性。我们已经选择了10个最近的dM系统，以确定旋转速度和平均磁场强度的基础上，光谱分析的FeH线的Wing-Ford转换在1 $μ$ m的VLT/CRIRES观察。我们还研究了我们的光谱模型关于大气参数，包括金属丰度的质量。使用分子塞曼文库（MZL）的修改版本来计算FeH系的Landé g因子。用Synmast代码进行磁谱合成。我们证实了先前报道的发现，即质量较小的M矮星的制动效果不如早期类型的物体。在四个系统（GJ 852、GJ 234、LP 717-36、GJ 3322）的初级和三重系统GJ 852的次级中检测到强表面磁场。我们还证实了在GJ 2005的原星系中存在2 kG的强磁场.用$\vsini>10$ \kms无法精确测定快速旋转恒星的磁场。对于慢旋转和中等旋转的恒星，我们发现表面磁场强度随着旋转速度$\vsini$而增加，这与研究场星的其他结果是一致的。
2011-08-17 astro-ph.SR
Rotation and Magnetism of Massive Stellar Cores
演化的大质量恒星的内部旋转和磁性被认为是响应i）向内泵的角动量通过深和缓慢旋转的对流层;和ii）的螺旋形磁场在辐射层的绕组。即使在环向场受到扭结限制的情况下，场绕组仍能有效地传输角动量。磁螺旋度从邻近的对流包层（或核心）被泵入一个不断增长的辐射层。在大质量恒星的早期吸积阶段形成的后退对流包层是其核心螺旋度的主要来源，在坍缩的中子星（NS）残余物中产生$\sim 10^{13}$ G极磁场。使用不同质量的MESA模型，我们发现NS旋转变化显着，从$P_{\rm NS} \sim 0.1-1$ s在一个13 $\,M_\odot$模型的$P_{\rm NS} \sim 2$ ms在一个$25\,M_\odot$模型与扩展核心。在质量较大的恒星中，由于热核燃烧后期形成的对流壳层的厚度不断增加，角动量的向内泵送更强。另一方面，失去足够质量以形成孤立的蓝超巨星的恒星最终会成为非常缓慢的旋转体。一个40 $\,M_\odot$恒星被一个大质量的双星伴星的潮汐自旋，被发现会极大地增加残余黑洞的自旋，从而在坍缩过程中形成一个旋转支撑的环面。崩溃后的衰减或放大的磁场的影响也被认为是。
2018-02-26 astro-ph.SR
Rotation and magnetism in intermediate mass stars
自转和磁性越来越被认为是恒星演化中的重要现象。观测到的表面磁场从几个到$20{,}000\,$ G不等，模型表明，角动量和化学成分的磁流体动力学输运可以解释某些恒星的特殊组成。恒星残骸如白矮星被观测到的磁场从几个到超过$10^{9}\,$ G。我们调查的起源和演化，在热和核，而不是动力学的时间尺度上，一个平均的大尺度磁场在整个恒星的生活和它的耦合到恒星旋转。大尺度磁场一直持续到恒星演化的晚期，并保持磁通量守恒，这可以解释在白矮星中观测到的非常高的磁场。我们将这些影响包括在剑桥恒星演化代码中，使用三个与时间相关的对流扩散方程耦合到恒星的结构和成分方程来模拟角动量和磁场的两个分量的演化。我们介绍了$3\rm\,M_{\odot}$恒星从生命的开始到晚期的各种情况下的演化。我们的特定模型假设湍流运动，包括对流，有利于小规模的领域在牺牲大规模的领域。因此，大尺度场集中在恒星的辐射区，因此随着恒星的演化，在恒星的核心和外壳之间进行交换。场一直持续到渐近巨分支的末端，此时它集中在简并核中。
2018-03-22 astro-ph.SR
Magnetism of hot stars
在一小部分OBA星的表面存在着强大、稳定和有组织的磁场。这些“化石场”在恒星质量、年龄、温度和自转速率的巨大范围内表现出一致的特征。在炽热的O型和B型恒星中，这些磁场有效地耦合到恒星辐射驱动的风，强烈影响恒星的质量损失和旋转。在这篇文章中，我们回顾了已知的磁热星的特征，讨论了最近的发现和见解，并描述了最近的理论进展，了解基本的场性质和磁场对热星演化的影响。
2017-12-28 astro-ph.SR
Magnetism in Massive Stars
大质量恒星是恒星形成和星系动力学的驱动力，因为它们相对较短的寿命和爆炸性的消亡，从而影响了所有的天体物理学。由于它们对环境的影响如此之大，通过它们对主序列和最终超新星的风，了解它们如何演变至关重要。最近的光度观测与空间为基础的平台，如CoRoT，K2，现在TESS允许访问其内部动态通过asteroseismology，而地面的光谱偏振测量，如那些ESPaDOns给了我们一个一瞥在其表面磁场。大质量恒星的动力学涉及范围很广的尺度。现有的方法既可以捕获长期的结构演化，也可以捕获短期的动力学，如对流，磁发电机和波，由于计算成本。因此，关于这种动力学对恒星演化的影响仍然存在许多谜团，但它们对它们如何演化以及它们死后留下了什么都有很强的影响。这些动力学包括旋转，潮汐，和磁场已在最近的工作，这是本文的评论。
2019-12-13 astro-ph.SR
The rotation-magnetism relationship in solar-type stars. Constraining magnetic flux emergence rates
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；School of Space Research, Kyung Hee University（庆熙大学空间研究院）；Institut für Physik, Universität Graz（格拉茨大学物理研究所）
研究通过数值模拟和观测数据对比，揭示太阳型恒星中磁通量涌现速率与旋转速率的关系，发现其依赖于金属licity和有效温度，并提出修正因子。
2026-06-08 astro-ph.SR
The MiMeS Survey of Magnetism in Massive Stars: CNO surface abundances of Galactic O stars
大质量恒星的演化仍有一部分是不受约束的。质量、金属丰度、质量损失和自转是恒星演化的主要驱动力。双星和磁场也可能显著影响大质量恒星的命运。我们的目标是研究银河系中单个O星的演化。为此，我们使用了74个对象的样本，包括从O 4到O9.7的所有光度类别和光谱类型。我们依赖于在大质量恒星的MiMeS调查的背景下获得的光谱学。我们用代码CMFGEN进行光谱建模。我们确定样本恒星的表面性质，特别强调碳，氮和氧的丰度。我们的大多数样本恒星的初始质量在20到50 Msun之间。我们发现，氮是更丰富和碳/氧更多的超巨星比在矮星耗尽，与巨人显示中间程度的混合。通过CNO循环的核合成预测的值的范围内观察到的CNO丰度。在给定的光度等级内，质量较大的恒星似乎比质量较低的恒星化学成分更丰富。我们比较我们的结果与三种类型的演化模型的预测，并表明，对于两组模型，我们的样本的80%可以解释的恒星演化，包括旋转。磁性对地表丰度的影响是不受约束的。我们的研究表明，在20-50 Msun质量范围内，银河系中大多数单O星的表面化学丰度都能很好地用旋转恒星的恒星演化来解释。
2014-11-17 astro-ph.SR
Probing magnetic fields in stars: A 2D oscillation framework including rotation and magnetism
LIRA, Observatoire de Paris,Université Paris Cité, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，巴黎西岱大学，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）
本研究实现了纳入自转与磁场效应的二维振荡代码新实现，验证了其可靠性，发现内部磁场会在γ Dor恒星的g模式周期间隔留下特征，为探测恒星深层磁场提供了星震诊断手段。
2026-08-31 astro-ph.SR
Rotation and magnetism of Kepler pulsating solar-like stars. Towards asteroseismically calibrated age-rotation relations
开普勒超高精度测光的长期和连续观测提供了一个独特的数据集，其中表面旋转和变化可以研究数千颗恒星。因为许多这些老的场星也有独立测量的小行星地震年龄，在年龄-旋转-活动关系的背景下，旋转和活动的测量特别有趣。特别是，年龄旋转关系通常缺乏良好的校准在旧的年龄，一个问题，这个开普勒样本的旧场恒星是唯一适合解决。我们研究了主序星和次巨星分支上的540颗类太阳恒星的表面自转和光度磁活动，并测量了它们的恒星脉动。通过比较来自两种不同分析方法的结果来确定旋转周期：i）时间周期分析的频域投影，和ii）光变曲线的自相关函数（ACF）。可靠的表面旋转速率，然后提取比较结果从两个不同的校准数据集和两个互补的分析。我们报告的旋转周期为310 540个目标（不包括已知的双星和候选行星宿主恒星），我们的测量范围为1至100天。计算了这些恒星的光度磁活动水平，61.5%的矮星的光度磁活动水平与太阳磁活动的最小值到最大值的范围相似。我们证明，热矮星，冷矮星，亚巨星有非常不同的旋转年龄的关系，突出了解释恒星旋转周期时，分离出不同的人口的重要性。我们的样本的冷矮星的年龄和金属丰度数据的最高质量是一致的陀螺年代学的关系在文献中报道。
2014-11-12 astro-ph.SR
A Volume-limited Sample of 63 M7-M9.5 Dwarfs II. Activity, magnetism, and the fade of the rotation-dominated dynamo
在光谱类型为M7-M9.5的63颗超冷矮星的体积有限的样品中，我们已经在超大望远镜和凯克天文台的HIRES上获得了高分辨率的UVES光谱。在这第二篇论文中，我们提出了预计的旋转速度，平均磁场强度，和色球发射的H α线。我们证实了较早的结果，归一化的Halpha光度的平均水平随温度降低，我们发现，在较低的温度下，Halpha光度之间的散射较大。我们测量的平均磁场在0和4kG之间，没有指示M7和M9.5之间的温度依赖性。对于给定的温度，H α光度与磁场强度有关，这与早期恒星的结果一致。一些旋转非常缓慢的恒星显示出非常弱的磁场和H α辐射，所有旋转速度超过我们检测极限的恒星都显示出至少几百高斯的磁场。与早期类型的恒星相比，我们在旋转速度超过~ 3 km/s的恒星中观察到弱于1 kG的磁场，但我们发现它们之间的旋转和磁通量产生之间没有相关性。我们将此解释为发电机机制的根本变化;在超冷矮星中，磁场产生主要是通过湍流发电机实现的，而其他机制可以在早期光谱类型下更有效地运行。
2009-12-21 astro-ph.SR
Trends in Ultracool Dwarf Magnetism. II. The Inverse Correlation Between X-ray Activity and Rotation as Evidence for a Bimodal Dynamo
对太阳型恒星磁活动指标的观测显示出与自转的关系，在最快的自转体中，磁活动指标增加，直至达到“饱和”水平，而磁活动指标则适度减少（“过饱和”）。虽然X射线数据表明，这种关系在超冷矮星（UCD;光谱类型>M7）中被强烈破坏，但有限的X射线探测次数阻止了确定的结论。本文分析了38个超冷矮星的X射线活度-转动关系。我们的样本代表了迄今为止最大的X射线活动超冷矮星目录，包括7个新的和4个以前未发表的钱德拉观测结果。我们确定了大量的快速旋转的UCD与X射线活动延伸两个数量级低于预期的饱和水平，并测量旋转和X射线活动之间的“过饱和”型的关系。UCD X射线活动在固定旋转时的散射比早期类型的恒星大3倍。我们讨论了几种机制，已被提出来解释的数据，包括离心剥离的电晕，并发现它们与观察到的趋势不一致。相反，我们认为，一个额外的参数与X射线活动和旋转是负责观察到的效果。UCD磁场的塞曼多普勒成像的结果和我们的同伴研究的无线电/X射线通量比的基础上，我们认为，这个参数是磁场拓扑结构，并在UCD X射线通量的大散射反映了两个发电机模式，产生不同的拓扑结构的存在。
2014-02-20 astro-ph.SR
Magnetic dynamos in white dwarfs -- II. Relating magnetism and pollution
我们研究了最近提出的旋转和结晶驱动发电机是否可以解释旧的金属污染的白矮星的磁性明显增加。我们发现，污染的磁性白矮星的有效温度分布是一致的，其中大多数/所有的结晶核心和增加的旋转速度预计由于吸积的行星材料，这是由金属吸收线证明。我们的结论是旋转和结晶驱动的发电机不仅提供了一个解释的强磁白矮星在密近双星中的不同出现率，但也为较弱的磁场在旧的金属污染的白矮星的高发病率。
2021-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing the internal magnetism of stars using asymptotic magneto-asteroseismology
我们对恒星动力学的认识经历了一场革命，这要归功于空间星震学和地面高精度分光偏振测量同时收集的大量高质量光度观测。它们使我们能够在整个赫兹-罗素图中探测恒星的内部旋转和表面磁性。然而，仍需要开发新的方法来探测这些恒星中的深层磁场。我们的目标是提供地震诊断，使我们能够探测恒星的内部磁性。在这里，我们专注于渐近低频重力模式和高频声学模式。使用一阶微扰理论，我们推导出它们的频率磁分裂恒星参数的显式函数。在旋转的情况下，我们展示了如何渐近重力和声学模式可以让我们探测的磁场在腔中的不同组成部分，他们传播。这再次证明了在可能的情况下使用混合模式的巨大潜力。
2020-12-20 astro-ph.SR
From solar to stellar corona: the role of wind, rotation and magnetism
由于塞曼-多普勒成像技术的发展，对许多恒星类型的表面磁场的观测现在已经触手可及。这些观测对于约束恒星的旋转演化模型以及表征磁场的产生都是非常有用的。我们最近证明了日冕磁场拓扑结构对恒星旋转制动的影响可以用标量参数：开放磁通量来参数化。然而，在不对恒星风进行昂贵的数值模拟的情况下，重建大尺度磁场的日冕结构并非易事。另一种广泛应用于太阳物理学的方法是假设日冕中存在一个势场，外推表面磁场，以描述磁化风对磁力线的打开。该技术依赖于所谓的源表面半径的定义，其通常固定为2.5Rsun的规范值。然而，这个值可能因恒星而异。为了解决这个问题，我们使用我们在2015年发表的扩展的2.5D风模拟集，提供了一个开放的场线的标准，以及一个简单的工具来评估源表面半径和开放的磁通量。这使我们能够从任何分光偏振观测中推导出风施加在恒星上的磁矩。最后，我们讨论了一些使用我们的技术的自旋下降的时间尺度的估计，并比较它们的观测要求。
2015-09-23 astro-ph.SR
Exploring the probing power of gamma-Dor's inertial dip for core magnetism: case of a toroidal field
Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、CEA、CNRS、AIM）
本文采用解析模型研究含核心与包层双层 Alfvén 频率的环向磁场如何改变 gamma-Dor 星惯性凹陷，并评估其探测核心磁场及与较差自转简并的能力。
2025-06-30 astro-ph.SR
Dynamos and Differential Rotation: Advances at the Crossroads of Analytics, Numerics, and Observations
讨论了最近在恒星磁性的观测、理论和数值研究方面所取得的进展。特别是，这篇评论将涵盖的物理过程被认为是在这些磁场和它们的变化，即发电机行动之间的相互作用所产生的对流，旋转，辐射和磁场的起源。一些照顾将采取涵盖最近的分析进展的动力学和磁性的辐射内部，包括一些想法的作用，速跃层。此外，最近和迅速发展的对流发电机的数值模拟将进行讨论，在快速旋转的对流系统，大极小值和缩放规律的磁场强度。这些主题与观测或其观测含义有关。
2017-01-10 astro-ph.SR
Magnetism of the He-weak star HR2949
在弱氦星HR 2949中发现了一个磁场和旋转线轮廓变率（lpv）。从金属线测量的字段变化在一个明确的非正弦曲线的方式，并显示出相对于形态相似的HeI等效宽度变化的相位滞后。表面的丰度模式是强大而复杂的，甚至在氢线中也是可见的。
2010-09-17 astro-ph.SR
Stellar Magnetism
University of Delaware（特拉华大学）；California Lutheran University（加州路德大学）
研究恒星磁性对谱型的影响，探讨表面磁场测量方法及大规模OBA型恒星磁场起源问题。
2025-03-31 astro-ph.SR
The MiMeS survey of magnetism in massive stars: Magnetic analysis of the O-type stars
我们介绍了对MiMeS（大质量恒星磁性）调查框架中包含的97个O型目标的光谱偏振数据进行的分析。平均最小二乘解卷积斯托克斯I和V线轮廓提取的每个观察，从我们测量的径向速度，旋转和非旋转加宽速度，和纵向磁场。对斯托克斯I光谱的研究发现了两个新的多线光谱系统（HD 46106，HD 204827），并证实了HD 37041中存在一个可疑的伴星。我们提出了一种改进的最小二乘反卷积技术的策略，旨在优化磁特征的检测，同时最大限度地减少斯托克斯V中虚假特征的检测。使用这种分析，我们确认了MiMeS协作先前报告的6个目标中的磁场的检测（HD 108、HD 47129 A2、HD 57682、HD 148937、CPD-28 2561和NGC 1624-2），并报告了在3个新的磁性候选物（HD 36486、HD 162978、HD 199579）中存在斯托克斯V信号。总的来说，我们发现108颗单独的O型星（包括多线系统的所有O型组成部分）的磁入射率为7+/-3%，纵向场测量的中值不确定度约为50 μ g。对数据的检查显示，没有明显的偏差影响发病率或在磁星中检测磁特征的偏好。与A型和B型恒星类似，我们发现恒星的物理性质（例如Teff，质量，年龄）与磁场的存在之间没有联系。然而，在？p型星是一种独特的O型磁性星。
2016-10-25 astro-ph.SR
The MiMeS Survey of Magnetism in Massive Stars: Introduction and overview
MiMeS项目是对O型和早期B型恒星的磁性进行大规模、高分辨率、灵敏度的分光偏振调查。该项目于2008年启动并于2013年完成，得到了3个大型项目拨款以及独立PI和档案资源发起的各种项目的支持。最终，560颗O和B星的4800多个圆偏振光谱被加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS、伯纳德·李奥特望远镜的Narval和欧洲南方天文台拉西拉3.6米望远镜的HARPSpol收集，使MiMeS成为迄今为止对大质量恒星磁性进行的最大规模的系统研究。本文是报告调查总体结果的系列文章中的第一篇，我们介绍了调查的科学动机和目标，描述了目标样本，回顾了所使用的仪器和观测技术，解释了为提供约100 G以上表面偶极子场灵敏度而设计的曝光时间计算，讨论了仪器的偏振性能、稳定性和不确定性，并总结了以前和即将出版的出版物。
2015-11-26 astro-ph.SR
Massive White Dwarfs in the 100 pc Sample: Magnetism, Rotation, Pulsations, and the Merger Fraction
本文完整分析100 pc内204颗大质量白矮星的光谱、磁场与自转，测定并合遗迹比例随质量升高，并将1.1–1.2 M⊙处的高比例归因于22Ne蒸馏导致的冷却延迟。
2024-07-05 astro-ph.SR
Differential Rotation and Magnetism in Simulations of Fully Convective Stars
质量足够小的恒星在其内部都是对流的，因此不具有类似于太阳速跃层的内部边界层。由于这个界面在许多太阳磁发电机理论中占有重要地位，人们普遍认为完全对流的恒星表面的磁行为与大质量恒星的磁行为大不相同。在这里，我描述了最近的观测和理论模型的发电机行动在低质量的恒星是部分确认，部分混淆，这一基本的期望。特别是，我提出的3-D MHD模拟结果的发电机行动的对流在旋转球壳近似内部的0.3太阳质量的恒星在一定范围内的旋转速率。模拟的恒星可以在其表面建立纬度方向的差异旋转，在“快速”旋转速率（定义）下类似太阳，在较慢的旋转速率下反太阳;在某些参数制度下，强发电机产生的磁场的反馈大大降低了差异旋转。我认为，这种“翻转”的意义上的差异旋转可能是可观察到的在不久的将来。我还简要地描述了如何的强度和形态的磁场的变化与模拟恒星的旋转速率，并表明，达到的最大磁能与简单的缩放参数是兼容的。
2010-10-12 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Surface magnetism of rapidly rotating red giants: single versus close binary stars
根据发电机理论，当恒星自转周期小于对流周转时间时，具有对流包层的恒星会有效地产生表面磁场，表现为星斑、光斑、耀斑等形式的磁活动。大多数红巨星在膨胀时经历了显著的自旋下降，旋转缓慢，没有斑点。但是，基于NASA开普勒任务观测到的约4500颗红巨星的样本，之前的一项研究表明，约有8%的显示斑点，其中约有15%属于密近双星系统。在这里，我们揭示了一个令人困惑的事实：对于旋转周期小于80天，属于密近双星系统的红巨星显示的光度调制比具有相似旋转周期和物理性质的单个红巨星大一个数量级。我们调查是否二元性导致更大的磁场时，潮汐锁定系统，或者如果一个不同的点分布在单与密切的双星可以解释这一事实。为此，我们测量色球发射的CaII H & K线的4465颗恒星在以前的工作中研究感谢LAMOST调查的3130。我们发现，红巨星在一个紧密的双配置与自旋轨道共振显示显着更大的色球发射比单星，这表明潮汐锁定导致更大的磁场在一个固定的旋转周期。除了为研究双星系统的演化带来有趣的新观测值外，这一结果还可用于在基于机器学习的自动管道中区分单红巨星和双红巨星。
2022-11-02 astro-ph.SR
Stellar magnetism: empirical trends with age and rotation
我们研究了观测到的低质量恒星（~0.1 - 2 Msun）的大尺度表面磁场，通过塞曼多普勒成像（ZDI）重建，随着年龄t，旋转和X射线发射的变化。我们的样本由73颗恒星的104张磁性图组成，从吸积前主序星到主序星（100万年< t < 10 Gyr）。对于非吸积矮星，我们经验地发现，无符号的平均大尺度表面场< |Bv| >是与年龄为$t^{-0.655 \pm 0.045}$。这种关系与Skumanich（1972）所确定的关系有相似的依赖性，后者被用作陀螺年代学的基础。同样地，我们的关系也可以作为一种年代测定方法（“磁年代学”）。旋转的趋势，我们发现的大尺度恒星磁性的趋势是一致的塞曼加宽测量（敏感的大尺度和小尺度领域）。这些相似之处表明，从这两种技术恢复的字段是相互耦合的，这表明小规模和大规模的字段可以共享相同的发电机字段生成过程。对于吸积物体，发现较少的统计上显着的关系，其中之一是无符号的磁通量和旋转周期之间的相关性。我们将其归因于星盘相互作用的特征，而不是由发电机驱动的。
2014-04-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
How well does surface magnetism represent deep Sun-like star dynamo action?
本文利用冷恒星三维磁流体动力学发电机模拟验证了由表面磁场和较差自转估算各半球净环向磁通的方法，确认其可约束磁周期通量储备，但无法定位生成来源且不适用于所有发电机。
2024-01-19 astro-ph.SR
Faraday Rotation Distributions from Stellar Magnetism in Wind-Blown Bubbles
法拉第旋转是探测磁场的重要工具。在这里，该技术被认为是与风吹气泡。在具有方位角或分裂单极恒星磁场几何形状的球形风的背景下，我们推导出穿过投影气泡的线偏振辐射的位置角（PA）旋转分布图。我们发现，分裂的磁场的地图的形态是不同的环形场拓扑结构所产生的，但是，环形的情况下是最有可能被检测到的，因为它的磁场强度与距离恒星下降较慢。我们还考虑了一个重要的情况下，一个气泡的球形子体积，是无场粗略近似的“扫”风之间的相互作用的快速风（或可能是超新星喷出物壳）超过一个较慢的磁化风从先前的状态恒星演化。与方位场，由此产生的PA地图显示两个弧形的功能，相反的旋转措施，类似于观测的超新星遗迹G296.5+10.0。我们说明了如何PA地图可以用来解开法拉第旋转的贡献与气泡的星际介质。虽然我们的模型涉及简化的假设，他们的考虑导致了一些一般的强大的结论，用于无线电测绘数据集的分析。
2013-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetism, rotation, and nonthermal emission in cool stars -- Average magnetic field measurements in 292 M dwarfs
恒星发电机产生的磁场对类太阳恒星和低质量恒星的变化和演化及其行星系统的发展至关重要。我们报告的测量表面平均磁场在292 M矮星的比较与辐射转移计算，其中260个，这是第一次测量这种。我们的数据来自CARMENES项目期间拍摄的15，000多个高分辨率光谱。它们揭示了平均场强<B>和Rossby数$Ro$之间的关系，类似于研究充分的旋转活动关系。在缓慢旋转的恒星中，我们发现磁通量$Φ_\textrm{B}$与旋转周期$P$成正比，而在快速旋转的恒星中，平均表面场不会显著地增长超过可用动能所设定的水平。此外，我们还发现非热日冕X射线辐射、色球H $α$和Ca H&K辐射与磁通量之间有密切的关系。总之，这些关系表明，经验的旋转活动的关系可以追溯到一个依赖于旋转的磁力发电机。我们主张的图片，磁发电机产生的磁通量的恒星表面上的旋转速率成正比的饱和极限所设置的可用动能，我们提供的平均场强和非热发射的关系是独立的对流周转时间的选择。我们还发现，钙H&K的排放饱和，在平均场强为$\langle B \rangle \approx 800$ G，而H $α$和X射线的排放增长进一步与更强的领域，在更迅速地旋转的恒星。这与日冕剥离的假设相冲突，日冕剥离假设预测在旋转最快的恒星中，日冕等离子体将被冷却到色球温度。
2022-04-01 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
The MiMeS survey of Magnetism in Massive Stars: Magnetic properties of the O-type star population
在本文中，我们描述了一个分析的MiMeS调查的O-型恒星，探索的范围内的偶极场强度允许的极化谱，不产生磁检测。我们直接使用贝叶斯推断的偶极拓扑模型的斯托克斯V剖面建模。Stokes V分布的噪声统计与零分布的噪声统计非常一致。使用蒙特卡罗方法，我们得出结论，一个模型，其中所有的恒星在我们的样本是主机100\，G，偶极磁场可以排除由MiMeS数据。此外，如果所有没有被探测到的恒星都有一个刚好低于其探测极限的磁场，那么这些未被探测到的磁场强度的推断分布将与已知的磁性O型星的强度分布不同。这表明初始磁场（B-）函数（IBF）可能是双峰的--年轻的O型恒星预期要么有弱/不存在的磁场，要么有强磁场。我们还发现，更好的上限，至少有10个因素，将有必要排除检测偏差的解释，明显缺乏演变的主序磁性O型星在文献中报道，我们的结论是，MiMeS调查不能证实或反驳磁通量衰减O型星。
2019-09-02 astro-ph.SR
The Radius and Entropy of a Magnetized, Rotating Fully-convective Star: Analysis With Depth-dependent Mixing Length Theories
一些低质量恒星的半径似乎比标准的一维结构模型预测的要大;先前的研究表明，由于旋转和/或磁性，效率低下的对流热传输可能最终是原因。我们研究这个问题，使用1D恒星模型构建恒星天体物理学实验模块（MESA）。首先，我们考虑标准模型，不明确包括旋转/磁效应，对流抑制模型通过减少深度无关的混合长度理论（MLT）参数$α_{\text{MLT}}$（以下考克斯等1981; Chabrier等2007）。我们提供的公式连接的变化$α_{\text{MLT}}$的内部特定的熵的变化，从而恒星半径。接下来，我们修改了MESA中的MLT公式，以明确模拟旋转和磁性的影响，分别使用Stevenson（1979）和MacDonald & Mullan（2014）提出的公式。我们发现这些模型中的快速旋转对恒星结构的影响可以忽略不计，这主要是因为恒星的曲率以及其半径主要受表面附近的层的影响;对流是快速的，并且在很大程度上不受旋转的影响。如果磁场以MacDonald & Mullan（2014）描述的方式影响对流传输，则可能导致更明显的半径膨胀。最后，我们表明，这些对恒星结构的非标准效应可以使用深度相关的$α_{\text{MLT}}$制造：一个非磁性，非旋转模型可以产生，这是几乎无法区分的一个明确参数化旋转和/或磁性使用上述两个配方。我们提供的公式连接的径向变量$α_{\text{MLT}}$这些假定的MLT重…
2018-03-07 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
Stellar magnetism, winds and their effects on planetary environments
在这里，我回顾了一些最近的工作，冷，主序星的磁性，他们的风和对周围系外行星的潜在影响。这些恒星的风非常微弱，在它们的一生中都持续存在。虽然只携带恒星质量的一小部分，但这些磁风带走了角动量，从而调节了恒星的旋转。由于冷恒星很可能被行星包围，因此了解主恒星风和磁性是描述系外行星环境的关键一步。由于旋转和活动密切相关，恒星的自旋下降导致恒星活动随着年龄的增长而减少。因此，随着恒星年龄的增长，高能（X射线，极紫外线）照射的减少被观察到，这可以影响系外行星大气的蒸发，从而也改变了系外行星的演化。
2016-08-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magneto-asteroseismology of massive magnetic pulsators
同时和连贯地研究大规模磁场和恒星脉动的大质量恒星提供了强大的互补诊断适合详细的恒星建模。这种混合方法被称为磁-星震学，它可以确定磁性大质量散射体的内部结构和条件，例如磁性对非标准混合过程的影响。在这里，我们概述了这项技术，它的要求，并列出了目前已知的适用于该方法的恒星。
2017-09-08 astro-ph.SR
Topology and obliquity of core magnetic fields in shaping seismic properties of slowly rotating evolved stars
一般认为，磁场必须存在于恒星内部，以解决理论和观测之间的某些差异（例如角动量输运），但这种场很难检测和测量。天文地震学是一种通过测量恒星振荡频率来推断恒星内部结构的强大技术，特别适用于演化恒星，因为它们的混合模式对内部深处很敏感。这项工作的目标是提出一个现象学研究的旋转和磁性的综合影响，在演化的恒星，假设都足够弱，一阶微扰理论适用，我们专注于制度的科里奥利和洛伦兹力是可比的。使用轴对称的“扭曲环面”场配置，其被限制在芯中并且允许相对于旋转轴不对准。研究了场半径、拓扑结构和场密度等因素。我们观察到，具有更细尺度的径向结构和/或更小的径向范围的字段产生较小的贡献的频移。旋转和磁性的相互作用被证明是复杂的：我们证明，这是可能的，几乎对称的多重态明显低的出现，即使在一个实质性的领域，这可能会错误地出现，以排除其存在。我们的研究结果表明，适当的旋转和磁性的建模，在一个同时的方式，可能需要得出强有力的结论，在任何给定的对象的核心磁场的存在/不存在。
2021-04-07 astro-ph.SR
Global-scale Magnetism (and Cycles) in Dynamo Simulations of Stellar Convection Zones
年轻的太阳型恒星旋转迅速，磁场非常活跃。它们表面的磁场可能起源于它们的对流包络，在那里对流和旋转可以驱动强大的发电机作用。在这里，我们探讨了全球规模的恒星对流在快速旋转的太阳使用3-D MHD滞弹性球谐（ASH）代码的模拟。这些发电机中的磁场在全球范围内组织成跨越对流区的花环状结构。我们详细探讨了一种比太阳快五倍的情况。这种发电机模拟，称为案例D5，重复了全球尺度极性的准周期逆转。我们将这种情况D5与我们已经能够探索和讨论的更广泛的模拟家族进行比较，未来的模拟和观测如何促进我们对恒星发电机和磁性的理解。
2010-12-30 astro-ph.SR
Wreathes of Magnetism in Rapidly Rotating Suns
当我们的太阳年轻时，它的自转速度比现在快得多。对年轻、快速旋转的恒星的观测表明，许多恒星都具有很强的磁活动和很强的轴对称磁场。我们进行了模拟发电机行动在快速旋转的太阳与3-D MHD滞弹性球谐（ASH）代码探索旋转，对流和磁性之间的复杂耦合。在这里，我们研究发电机的行动实现了在大部分的对流区的两个系统，在目前的太阳能速率的三倍和五倍旋转。我们发现，大量有组织的全球规模的磁场实现了发电机行动在这些系统。在对流区的中间，形成了一圈醒目的磁环，与湍流的对流共存。这是一个很大的惊喜，因为许多太阳发电机理论都认为，在对流区底部的穿透和剪切的速度跃层是有组织的发电机行动的关键因素，而这些模拟不包括这样的速度跃层线。在这些快速旋转的状态中实现的一些发电机建立了持续的全球规模的场，这些场在数千天内保持振幅和极性。在五倍于太阳速率的情况下，发电机可以经历活动周期，场的强度变化，甚至改变极性。随着磁场强度的增减，对流中的主要响应涉及轴对称的微分旋转，其开始在类似的时间尺度上变化。相对快速和缓慢的流体带在大约500天的时间尺度上向两极传播。在太阳中，在扭转振荡的向极分支中观察到类似的模式，这些模式可能代表了对太阳表面深处向极传播的磁场的响应。
2009-06-12 astro-ph.SR
Exploring the Role of a Tachocline in M-Dwarf Magnetism
M型恒星正在迅速成为寻找可居住的类地系外行星的最佳候选者，然而许多M型矮星表现出非凡的耀斑事件，这些事件会用电离辐射轰击其他可居住的行星。近年来，观测者发现，表现出显著磁活动的M星的比例从比光谱型M3.5更早（质量更大）的主序星的大约$10\%$（0.35 M $_\odot$）急剧转变为比光谱型M3.5更晚的恒星的接近$90\%$。暗示它也晚于主序星完全对流的M3.5，并且可能不再包含速跃层。使用球形三维MHD模拟代码瑞利，我们比较的峰值场强，拓扑结构和时间依赖性的对流发电机内产生的快速旋转（2 $Ω_\odot$）M2（0.4 M $_\odot$）明星，与计算域终止于对流区的底部或包括速跃层。我们发现，虽然这两种模式产生强大的（$\sim$ 10千克），花环状的环向场表现出极性反转，速跃层模型提供了一个进一步的水库的环向场，减缓了平均反转周期从100旋转到超过220旋转，并增加了近地表径向场的低阶模式的光谱功率的一个因素为4。
2018-09-06 astro-ph.SR
Asteroseismic Signatures of Core Magnetism and Rotation in Hundreds of Low-Luminosity Red Giants
本文通过自动化功率谱拟合方法，首次对302颗低光度红巨星的核心磁场与自转扰动进行大规模联合约束，发现核心自转速率呈双峰分布，并在23颗恒星中探测到显著磁场分裂，且43%的磁场探测恒星未表现出强烈频率不对称性。
2024-09-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spin and Magnetism of White Dwarfs
研究了白矮星（WD）的磁性和自转与其前身星壳层燃烧阶段的磁流体发电机的关系。对流包层中角动量的向下泵送，结合行星的吸收或双星伴星的潮汐自旋，可以在核心-包层边界附近触发强烈的发电机作用。有几个论点指出外核是WD残留物中磁场的来源：$\sim 0.55\,M_\odot$ WD的外三分之一是在祖先的外壳燃烧阶段处理的;磁螺旋度通过信封的逃逸介导了WD的生长。（补偿）地核中的螺旋度，这是在残余物中维持稳定的磁场所需要的;并且在核心边界处的强辐射通量促进了相对厚的速跃层内的磁浮力。螺旋度通量进入不断增长的核心是由一个动态的不平衡与纬度依赖的旋转应力。沉积在孤立的块状WD中的磁场集中在质量为$\lesssim 0.1\,M_\odot$的外壳中，并且可以达到$\sim 10\,$ MG。埋置环向场在年龄$\sim 0.3$ Gyr以上经历适度的欧姆衰减，这可能导致外部磁场的增长或衰减。最后的WD旋转周期与临界旋转速率有关，低于该临界旋转速率，磁活动就会关闭，核心和包层就会解耦;它通常在几小时到几天的范围内。WD周期范围长达一年是可能的，如果信封重新扩大后，后期热脉冲。
2015-07-31 astro-ph.SR
Magnetic Fields in Massive Stars: New Insights
近十年来，由于磁场测量方法的改进，恒星磁性研究取得了长足的进展。我们回顾了最近的结果，早期的B型和O型恒星的磁场特征的不同团队使用不同的测量技术。
2016-02-29 astro-ph.SR
Magnetochronology of solar-type star dynamos
本研究利用 ASH 代码分析 15 个太阳型星发电机 3D MHD 模拟的自转与磁场特性，发现模拟趋势与观测总体一致，并提出磁场在 Rossby 数接近 1 时可能达到最小振幅，对恒星长期演化有重要影响。
2024-02-13 astro-ph.SR
Stellar dynamics of low mass stars from the surface to the interior measured by CoRoT and Kepler
由CoRoT、开普勒和K2等太空任务提供的连续高精度恒星测光是研究恒星旋转和磁性的独特方法。这些表面动力学研究与星震学的结合正在改变我们对表面和内部动力学的看法。在这篇论文中，我将提供对表面和内部旋转以及磁场的理解的最新进展。我还将讨论在1.2-1.4太阳质量以上的恒星的对流核中可能发现发电机起源的强内部磁场。最后，我将提供对低质量恒星的陀螺年代学定律的限制，并将太阳与其他类似太阳的恒星进行比较。
2018-06-18 astro-ph.SR
Magnetism in LAMOST CP stars observed by TESS
本研究利用LAMOST和TESS数据，通过ESPaDOnS分光偏振观测验证了5200 A凹陷结合自转调制作为磁场指标的有效性，在39个目标中检测到超92%的磁场，并发现了迄今最强的盾牌座δ星12 kG偶极磁场。
2024-06-17 astro-ph.SR
On the Differential Rotation of Massive Main Sequence Stars
到目前为止，星震学已经提供了八颗主序星的核心到表面的差异旋转测量。这些恒星的质量从$\sim$ 1.5-9 $M_\odot$不等，自转的范围从均匀自转到反向自转。虽然它们有不同的质量，但这些恒星都有对流核心和覆盖的辐射区域，有利于内部重力波（IGW）的角动量传输。使用二维（2D）的数值模拟，我们表明，角动量输运IGW可以解释所有这些旋转配置文件。我们进一步预测，如果大质量，更快地旋转的恒星被观察到，核心信封的旋转差异将是积极的，但小于一个。
2015-11-12 astro-ph.SR
The rotation rates of massive stars: How slow are the slow ones?
背景：自转在质量超过8 Msun的恒星的生命周期中起着关键作用。因此，准确了解这些大质量恒星的自转速率对于理解它们的性质和限制它们演化的模型至关重要。目的：本文研究了目前的方法的可靠性，用于获得投影旋转速度v sin i的大质量恒星的光球光谱线加宽签名，专注于不快速旋转的恒星。研究方法：我们使用缓慢旋转的磁性O-星与确定的旋转周期来测试傅立叶变换（FT）和拟合优度（GOF）的方法通常用于推断大质量恒星的投影旋转速率。结果：对于我们的两颗测得自转周期大于一年的磁性测试星，即，当vsin i < 1 km/s时，我们用FT和GOF方法都导出了vsin i ~ 40-50 km/s。这些严重的高估是最有可能造成的不充分治疗的竞争性增宽机制称为微观湍流和宏观湍流。结论：这些发现警告我们不要不加批判地依赖于当前标准技术的结果，以获得存在显著额外谱线增宽的大质量恒星的投影旋转速度，至少当v sin i <~ 50 km/s时。例如，这可能是至关重要的i）确定观测到的大质量恒星自转速率的统计分布，ii）解释旋转制动的B超巨星的演化状态和自旋下降历史，iii）解释观测到的O星的光谱推断v sin i ~ 0 km/s的不足。目前正在进一步调查上述技术的潜在缺点。
2013-10-17 astro-ph.SR
A FUSE Survey of the Rotation Rates of Very Massive Stars in the Small and Large Magellanic Clouds
我们目前预计的97银河系，55 SMC，和106 LMC O-B型恒星档案FUSE观测的旋转速度值。通过Kolmogorov-Smirnov检验比较每个环境中的演化和未演化样本，以确定这些大质量天体的赤道旋转速度分布是否取决于金属丰度。恒星内部模型预测，与银河系相比，具有SMC金属丰度的大质量恒星在主序星上的角动量损失将显着减少。我们的研究结果找到了一些支持这一预测，但也表明，即使在银河系的金属丰度，演化和未演化的大质量恒星有相当相似的分数与大V sin i值的恒星。宏观湍流增宽，是目前在银河系演化的大质量恒星的光谱特征是较低的LMC和SMC样品。这表明导致宏观湍流的过程取决于金属丰度。
2009-05-22 astro-ph.SR
Massive stellar models: rotational evolution, metallicity effects
Be星的现象与快速旋转有关，尽管这种快速旋转的原因尚未明确。综述了快速自转对恒星结构的基本影响：扁率、混合、各向异性风。一个单一的明星（运输机制和质量损失）的赤道速度的演变过程，以及它们的金属依赖。将理论结果与银河系和麦哲伦云中B星和Be星的观测结果进行了比较。
2010-10-19 astro-ph.SR
Surprisingly Weak Magnetism on Young Accreting Brown Dwarfs
利用FeH分子吸收线的高分辨光谱测量了四颗吸积的年轻棕矮星和一颗非吸积的年轻极低质量恒星的表面磁通量。其中一颗褐矮星2 MASS J1207334 $-$ 393254的磁场强度为1-2 kG，因为它与质量更高的金牛座T星相似，表现在吸积和喷流的存在。我们没有在任何一颗年轻的棕矮星中找到明确的证据证明有一个千高斯场，但在年轻的VLM恒星上确实找到了一个2千高斯场。我们的2 MASS J1207334 $-$ 393254中磁通量的3- $σ$上限仅达到1 kG。我们估计所需的磁场吸积在年轻的棕矮星所观察到的旋转，并发现只有几百高斯的磁场是足够的磁层吸积。这个预测值小于我们观察到的上限。我们的结论是，年轻棕矮星的磁场比大约一个太阳质量的年轻恒星低五倍或更多，并且在光谱类型类似于我们年轻棕矮星的老恒星中。有趣的是，在最初的几百万年里，磁场随着磁层吸积所需的质量而缩小，但在相同的有效温度范围内，在以后的年龄里没有观察到这种缩放。这种比例与自转的趋势相反，与吸积太阳质量的天体相比，非常年轻的吸积棕矮星的自转周期更短（在所有情况下都是非常低的罗斯比数）。我们推测，在年轻的天体中，磁层吸积和磁场强度之间可能存在更深层次的内在联系，或者褐矮星中产生磁场的效率可能低于恒星。这两种现象目前都没有简单的物理解释。
2009-03-04 astro-ph.SR
Discovery of the shortest rotational period, non-degenerate, magnetic massive star by the MiMeS Collaboration
我们讨论了一个强大的，有组织的磁场在明亮的，宽线的B2V星，HR 5907，使用CFHT的ESPaDONS分光偏振仪作为大质量恒星（MiMeS）调查的磁性的一部分，最近的检测。我们发现它的自转周期为0.50833天，这使它成为迄今为止发现的自转最快的非简并磁星。像之前的快速旋转记录保持者HR 7355（也是由MiMeS发现的：Oksala et al. 2010，Rivinius et al. 2010）一样，这颗恒星的发射线变化是结构化磁层的诊断。
2010-12-10 astro-ph.SR
Rotational mixing in massive binaries: detached short-period systems
旋转单星的模型可以成功地解释各种各样的观测到的恒星现象，如表面增强的N和He。然而，最近的观测对旋转混合是表面增强的主要过程的观点提出了质疑，强调需要一个强有力的和结论性的测试。我们研究了短周期双星中大质量主序星旋转混合的后果。在这些系统中，潮汐使恒星快速旋转。我们使用一个国家的最先进的恒星演化代码，包括旋转混合，潮汐和磁场的影响。我们讨论了大质量密近双星（M1~20太阳质量）的表面丰度，并建议使用这样的系统来测试旋转混合的概念。由于这些短周期双星经常出现食，因此可以高精度地确定它们的参数，从而可以与双星演化模型进行直接比较。在更大质量的封闭系统（M1~50太阳质量，Porb<~2天）中，我们发现氦在整个包层中有效地混合。这颗恒星在主序星阶段保持蓝色和紧凑。它停留在洛希叶内，逐渐变成氦星。它是质量较小的恒星，旋转混合的效果不太明显，它首先充满了它的洛希瓣。我们建议，这种演变路径提供了一个替代渠道形成紧密的沃尔夫-拉叶双星与主序星同伴，并可能解释大规模的黑洞二进制文件，如有趣的系统M33 X-7。
2009-02-10 astro-ph.SR
Powering Stellar Magnetism: Energy Transfers in Cyclic Dynamos of Sun-like Stars
我们使用ASH代码来模拟太阳型恒星的对流发电机。基于一系列的15个3-D MHD模拟跨越4箱的旋转和质量，我们展示了什么机制在这些恒星发电机的工作和没有磁周期，以及如何全球恒星参数影响的结果。基于这些模拟，我们还导出了微分旋转和磁场的标度律。我们发现一个较弱的趋势之间的差异旋转和恒星自转速率，（$ΔΩ\sim (|Ω|/Ω_{\odot})^{0.46}$）在MHD的解决方案比他们的HD对应$(|Ω|/Ω_{\odot})^{0.66})$，产生一个更好的协议与观测趋势的基础上的幂律。我们发现，当流体Rossby数在$0.15 \lesssim Ro_f \lesssim 0.65$之间时，解具有长磁周期，当$Ro_f \lesssim 0.42$为短磁周期，当$Ro_f \gtrsim 1$（反类日差分自转）为统计稳态时，解具有长磁周期.我们表明，短周期发电机遵循经典的帕克-吉村规则，而长周期周期的不。我们进一步证明，Rossby数的依赖性的大规模表面磁场的模拟（$B_{L,surf} \sim Ro_{f}^{-1.26}$）同意更好地与观测（$B_{V} \sim Ro_{s}^{-1.4 \pm 0.1}$）和不同的发电机标度的基础上的全球磁能（$B_{bulk} \sim Ro_{f}^{-0.5}$）。我们还表明，恒星光度的几个子波可以被引导到恒星的磁性，从而为可能的表…
2022-01-31 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Stellar Magnetism and starspots: the implications for exoplanets
由恒星黑子引起的恒星变率会阻碍对系外行星的探测，并使行星性质的估计产生偏差。这些特征也可以用来研究恒星与行星之间的相互作用，以及从潜在的恒星发电机中推断出性质。然而，典型的技术，如ZDI，对大多数宿主星来说是不可能的。我们提出了一个强大的方法的基础上现场建模映射活跃的恒星表面，使我们能够统计研究恒星磁性与过境系外行星的影响和相互作用。该方法适用于活跃的开普勒-9星，我们发现小的证据，行星和恒星磁层之间可能的相互作用，导致2：1的共振之间的点旋转和轨道周期。
2013-10-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Origin of solar magnetism
最有希望解释太阳磁场起源的模型是通量输运发电机模型，其中环向场由速跃层中的差动旋转产生，极向场由太阳表面的Babcock-Leighton机制产生，纬向环流起着关键作用。在讨论了这个模型如何解释太阳活动周期的规律性特征之后，我们来到了什么导致太阳活动周期的不规则性以及我们是否可以预测未来周期的问题。只有当对流区内的扩散率足够高时，太阳黑子最小值处的极场才与下一个周期的强度相关。这与有限的现有观测数据相符。
2010-08-17 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The dominance of turbulence over magnetism in the formation of massive star cluster seeds
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；Academia Sinica, Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）；Institut de Ciencies de l’Espai (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高等研究理事会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）
基于ALMA对30个大质量恒星形成区的尘埃偏振观测和数值模拟，发现凝聚体伸长方向优先与局部磁场平行，表明湍流在凝聚体形成中比磁场更重要，挑战了经典磁调控模型。
2026-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
