Spectropolarimetric Inversion in Four Dimensions with Deep Learning (SPIn4D): I. Overview, Magnetohydrodynamic Modeling, and Stokes Profile Synthesis
SPIn4D项目旨在开发深度卷积神经网络，通过磁流体动力学建模和Stokes轮廓合成生成模拟数据，从DKIST观测中快速推断太阳光球的四维MHD状态向量。
2025-10-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Inferring 3D Coronal Magnetic Fields through Seismology-assisted Inversions of $IQU$-only Spectropolarimetric Observations
National Solar Observatory（国家太阳天文台）
研究利用日冕地震学结合斯托克斯IQU观测及相关理论进展，设计新反演方案，通过综合统计分析，实现以与斯托克斯IQUV光谱偏振测量相当精度推断日冕磁场方向和强度，适用于特定谱线对。
2026-08-26 astro-ph.SR
On spectropolarimetric measurements with visible lines
新仪器提供矢量磁场和太阳等离子体视线速度的精确推断的能力，在很大程度上取决于所选测量的谱线对这些物理量的灵敏度。最近，人们对可见的斯托克斯轮廓提出了质疑，以提供一个明确的区分弱场和强场填充一小部分的观察区域。本文的目标是提供定性和定量的论据，帮助解决这一争论，因为几个采用可见线条的工具正在运作或计划在不久的将来。斯托克斯分布的灵敏度是通过响应函数计算的（例如，Ruiz Cobo & Del Toro Mesesta，1994年）。理论和经验证据收集有利于可见斯托克斯轮廓的可靠性。响应函数也用于估计观测中噪声引起的物理量的不确定性。一个有用的公式已被推导出来，考虑到测量技术（偏振测量，偏振效率，波长样品的数量），模型假设（自由参数的数量，填充因子），和辐射转移（响应函数）。我们的结论是，一个弱磁场的情况下，可以合理地区分与另一个强场，但类似的斯托克斯$V$振幅可见线，只要米尔恩-爱丁顿近似是足够好的描述太阳大气和偏振信号是至少三或四倍大于典型的均方根噪声的$ 10^{-3} I_{\rm c}$达到的观测。
2010-01-18 astro-ph.SR
Spectropolarimetric inversions of the He I 10830 A multiplet in an Active Region filament
2005年7月，使用特内里费岛红外偏振仪仪器获得了活动区灯丝的全斯托克斯光谱偏振数据（在10830 A区域）。灯丝中的偏振分布显示出类似塞曼的特征。利用Milne-Eddington反演方法从He I 10830 A多重态中推断出色球磁场、倾角、方位角、速度和多普勒宽度。在灯丝中发现了600-800 G量级的场强。在极性反转线附近探测到色球层水平的强横向场。据我们所知，这些是在这些结构中可靠测量的最高场强。我们的发现表明可能存在一个磁通绳。
2010-01-14 astro-ph.SR
PolarBase: a data base of high resolution spectropolarimetric stellar observations
PolarBase是一个不断发展的数据库，其中包含ESPaDOns和NARVAL高分辨率分光偏振仪收集的所有恒星数据，一旦公开，就以简化形式提供。截至2014年初，在赫兹-罗素图中有2，000颗恒星的观测结果。强度光谱可用于所有目标，大多数观测还包括圆偏振或线偏振的同步光谱，大多数偏振测量仅在圆偏振光（斯托克斯V）中进行。观测结果与所有可用斯托克斯参数的互相关伪线轮廓相关联，大大增加了弱偏振特征的可探测性。斯托克斯V签名检测到300多颗恒星的所有质量和演化阶段，并在35个目标中检测到线性偏振。发现斯托克斯V的探测率与恒星的有效温度是反相关的。这套独特的塞曼探测提供了第一个机会，在整个H-R图上运行均匀的磁力测量研究。PolarBase的网络界面可在http://polarbase.irap.omp.eu上获得。
2014-04-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectropolarimetric Constraints on the Maunder Minimum Analog HD 166620: Evidence for Weakened Magnetic Braking
Institute for Astronomy, University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校天文研究所）；Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文学系）；Center for Solar-Stellar Connections, WDRC（日恒联系中心，WDRC）
通过CFHT/SPIRou和CFHT/ESPaDOnS数据，研究HD 166620的偏振特性，发现其磁极场强度为1.10±0.95G，与太阳Maunder最小值阶段模拟一致，排除强非轴对称磁场存在。
2026-03-18 astro-ph.SR
DKIST Unveils Four-Lobed Stokes U Profiles in a Magnetically Complex Sunspot Penumbra
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
利用DKIST光谱偏振观测，发现太阳黑子半影中空间相干且经串扰校正后仍存在的四叶草形Stokes U轮廓，通过分层反演和磁场方位角变化分析，证实其源于视线方向磁结构，为精细半影磁拓扑提供新约束。
2026-06-26 astro-ph.SR
First spectropolarimetric measurement of a brown dwarf magnetic field in molecular bands
利用全斯托克斯偏振光谱仪在双原子分子波段首次测量了晚M矮星LSR J1835+3259的表面磁场。我们在矮星不同旋转相位的磁场测量产生了一个5 $σ$和两个3 $σ$检测。观测数据是在2012年8月22日和23日在凯克天文台使用LRISP偏振计获得的。这些数据进行了比较，对合成的全斯托克斯光谱的分子CrH，FeH和TiO，这已经计算出的恒星参数和磁场强度的范围内的频带。利用$χ^2$ -最小化和极大似然估计，我们确定LSR J1835+3259的净磁场强度$B$（而不是通量$Bf$）为$\sim5$ kG，主要是借助于CrH线中的Paschen-Back效应。我们在不同旋转阶段的测量表明，矮星的表面可能覆盖着强大的小尺度磁场。此外，最近发现的氢发射和斯托克斯V信号在钠我近红外线的双重表明，矮星的表面磁场可能会迅速变化，引起耀斑活动，类似于年轻的dMe矮星。利用我们自己的观测数据以及2 MASS和WISE全天巡天的测光数据，我们证实了LSR J1835+3259的亚恒星起源。
2017-05-09 astro-ph.SR
Propagating Spectropolarimetric Disturbances in a Large Sunspot
我们目前的结果来自活动区AR 12546，这代表了最大的太阳黑子之一，出现在太阳表面在过去的$20$年的分光偏振测量的分析。该区域是用邓恩太阳望远镜上的干涉二维光谱仪（IBIS）对Fe I 617.3 nm和Ca II 854.2 nm的线进行全斯托克斯扫描观察的，时间间隔超过3小时。清晰的圆偏振（CP）振荡定位在本影-半影边界的观察区域。此外，多高度数据使我们能够检测到CP和强度扰动在$2.5-3$ ~mHz的向下传播，这是由这两个量之间的相位延迟确定的。这些结果被解释为在所观察到的太阳黑子的传播磁流体动力学表面模式。
2018-10-30 astro-ph.SR
Sparse inversion of Stokes profiles. I. Two-dimensional Milne-Eddington inversions
反演代码是用于从观测结果推断物理性质的数值工具。尽管他们的成功，目前的光谱偏振观测的质量和预期在不久的将来提出了一个挑战，目前的反演代码。我们目前使用的逐像素反相光谱偏振数据的策略需要被超越和改进。反演的物理参数必须考虑数据中存在的空间相关性，并且包含有价值的物理信息。我们利用稀疏性或压缩性的概念，开发新一代的反演码的斯托克斯参数。反演代码使用基于近似算法思想的数值优化技术来施加稀疏性。在这样做时，我们允许第一次利用物理参数的地图上的空间相关性的存在。稀疏性还通过减少未知数的数量来正则化解决方案。我们比较的结果，新的反转代码与像素的像素反转，证明了解决方案的鲁棒性的增加。我们还展示了该方法如何可以很容易地补偿望远镜点扩散函数的影响，产生具有增强对比度的解决方案。
2015-03-26 astro-ph.SR
High-resolution spectropolarimetric observations of hot subdwarfs
我们报告的高分辨率分光偏振观测的热亚矮星HD 76431和Feige 66，使用ESPaDOnS中阶梯分光偏振仪在CFHT。我们计算互相关斯托克斯I和V线轮廓，以提高信噪比。然后，我们平均每个恒星的所有可用的互相关曲线，以进一步降低噪声水平。虽然这两个目标先前报告主机千高斯磁场，我们没有得到任何证据的大规模光球场从我们的观察，尽管严格的误差条的顺序为60高斯HD 76431和200高斯的Feige 66的纵向领域。对HD 76431的FORS 1观测结果进行的一项新分析证实了没有任何可检测到的塞曼特征，纵向磁场的误差约为100高斯。
2011-10-25 astro-ph.SR
Magnetoacoustic Shocks and Spectropolarimetric Signals in He I 10830 Å
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
研究通过光谱偏振倒置分析日冕中磁声激波对He I 10830 Å谱线的影响，揭示磁场波动与速度梯度的两种可能解释。
2026-03-12 astro-ph.SR
Spectropolarimetric NLTE inversion code SNAPI
反演代码是将模型大气与观测到的斯托克斯光谱拟合的计算机程序，从而反演相关的大气参数。太阳色球层谱线是由散射形成的，人们对色球层的兴趣日益增加，这就要求开发、测试和比较新的非局部热平衡（NLTE）反演代码。我们提出了一个新的NLTE反演代码，是基于响应函数的分析计算。我们将代码命名为SNAPI，这是光谱偏振NLTE分析动力反演的缩写。SNAPI反演完整的斯托克斯光谱，以获得温度、速度和磁场矢量的深度相关分层。它基于所谓的节点方法，其中大气参数在大气中的几个固定点自由变化，并假设其表现为之间的样条。我们描述了一般的反演方法和我们在实现中所做的具体选择。我们测试的性能上的一个学术问题和两个有趣的NLTE的例子，Ca\，II\，8542和Na\，I\，D谱线。该代码被发现具有良好的收敛性能，并优于基于有限差分的代码在这个特定的实现至少三个因素。我们反演合成观测的Na线从一个模拟的太阳大气的一小部分，并得出结论，Na线可靠地检索磁场和速度的范围$-3<\log τ< -0.5$。
2018-06-21 astro-ph.SR
Transformers for Stratified Spectropolarimetric Inversion: Proof of Concept
针对太阳光谱偏振反演计算成本高、易陷入局部最小值的问题，提出基于Transformer模型的多线全斯托克斯反演方法，实现从合成光谱中分层参数的高效推断，性能优于MLP且具噪声鲁棒性。
2025-11-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
A first look into the magnetic field configuration of prominence threads using spectropolarimetric data
我们显示了一个正在进行的调查，旨在确定配置的磁场向量的线程的一个静止的树篱日珥使用高空间分辨率的分光偏振观测在He I 1083.0 nm多重。数据包括一个静态的树篱日珥显示垂直线程的二维地图。这些观测是用特内里费岛红外线偏振计获得的，该偏振计安装在位于西班牙天文台的德国真空塔望远镜上。He I 1083.0 nm斯托克斯信号解释与反转码，它考虑到关键的物理过程，产生和/或修改圆和线性偏振信号在He I 1083.0 nm三重态：塞曼效应，各向异性辐射泵浦，和汉勒效应。我们目前的反演，即沿日珥和日珥线程的磁场矢量的强度和方向的初步结果。
2013-10-01 astro-ph.SR
Diagnosis of Magnetic and Electric Fields of Chromospheric Jets through Spectropolarimetric Observations of HI Paschen Lines
磁场控制着太阳大气外层的等离子体动力学，而作用于穿过磁场的中性原子的电场使我们能够研究等离子体中中性原子和离子之间的动力学耦合。为了测量色球喷流的磁场和电场，2012年5月5日，利用日本飞田天文台的无顶太阳望远镜的分光偏振计观测了发生在太阳边缘的中性氢的帕邢系的全斯托克斯光谱。首先，我们只考虑了磁场对氢能级的能量结构和极化的影响，对斯托克斯光谱进行了反演。没有发现明确的证据表明，电场的影响，在所观察到的斯托克斯配置文件，然后，我们估计了这些领域的上限，通过计算的极化程度下的磁场配置在第一步中得到的，与额外存在的垂直（洛伦兹型）电场的强度变化。推断的磁场在天空平面（POS）上的方向大致与活动区域喷流和浪涌对齐，浪涌的磁场强度在10 G < B < 640 G的范围内。使用70，200，和600 G的磁场强度，我们得到的上限为可能的电场为0.04，0.3，和0.8 V/cm，分别。由于从洛伦兹电场的这些上限导出的中性氢原子穿过磁场的运动速度远低于由多普勒频移测量的垂直于磁场的等离子体的体速度，因此我们得出结论，中性原子在浪涌中必须高度冻结到磁场。
2014-02-20 astro-ph.SR
High-resolution spectropolarimetric observations of the temporal evolution of magnetic fields in photospheric bright points
上下文磁亮点（Magnetic Bright Points，MBPs）是一种动态的、小尺度的磁性元素，通常在光球层的粒间通道中发现，其场强为千高斯量级。目的。在这里，我们研究的各种物理性质的演变推断，从反高分辨率全斯托克斯光谱偏振数据从地面观测安静的太阳在光盘中心。方法.使用自动特征跟踪算法，我们研究了300个MBP，并分析了它们在演变为千高斯场强时的时间演变。这些属性推断使用NICOLE和SIR斯托克斯反演代码。我们采用类似的技术来研究辐射磁流体动力学模拟与我们的观察。结果在我们的观测中，发现了MBPs在演化过程中磁场强度快速（~30 - 100 s）放大（平均放大2倍）的证据。在我们的模拟数据中也可以看到类似的场放大的证据。结论.几个原因的放大，即，强的下行流之前的放大（对流崩溃），压缩由于颗粒膨胀和合并与邻近的MBPs。在我们的模拟中发现了类似的场放大和解释，以及由于涡度引起的放大。这种快速放大将对与低层大气中的小尺度场有关的一系列广泛的主题产生影响，特别是关于MBP中的传播波现象。
2019-11-19 astro-ph.SR
Magnetic Doppler imaging of alpha^2 Canum Venaticorum in all four Stokes parameters. Unveiling the hidden complexity of stellar magnetic fields
半个多世纪以来，人们一直在研究主序上部化学奇特星中的强有序磁场。然而，直到最近才有观测方法和数值技术变得足够成熟，使我们能够记录和解释高分辨率的四斯托克斯参数谱，从而导致第一个无反射磁场模型的这些恒星。在这里，我们对典型的磁性Ap星α ^2 CVn的分光偏振观测进行了详细的磁多普勒成像分析。Fe和Cr的表面丰度分布和完整的矢量地图的恒星磁场重建在一个自洽反演使用我们的国家的最先进的磁多普勒成像代码Invers 10。我们成功地再现了α ^2 CVn的分光偏振观测的大部分细节，并绘制了一幅磁图，该磁图结合了类似偶极场的全局拓扑结构和局部的高场强点。我们证明，这些小尺度的磁结构是不可避免地需要适合的线性偏振光谱，但是，它们的存在不能推断从斯托克斯I和V的观测单独。我们对α ^2 CVn的磁多普勒成像分析和之前对53 Cam的结果支持这样的观点，即上部主序星可以拥有相当复杂的表面磁场，这种磁场只有在最大的空间尺度上才类似于斜偶极子。在所有四个斯托克斯参数的光谱是绝对必要的，揭示和有意义的特点，这一领域的复杂性在Ap星。因此，我们认为，理解恒星的磁性在其他部分的H-R图同样是不完整的，没有调查他们的线性偏振光谱。
2010-01-29 astro-ph.SR
Spectropolarimetric inversions of the Ca ii 8542 Å line in a M-class solar flare
利用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542射电谱线的高分辨率全斯托克斯成像分光偏振仪研究了M1.9级太阳耀斑SOL 2015 -09- 27 T10：40 UT。光谱偏振反演使用非LTE代码NICOLE被用来构建半经验模型的耀斑大气调查的结构和演变的耀斑温度和磁场。耀斑区和非耀斑区温度分层的比较表明，耀斑带在耀斑峰期有较强的加热作用。在耀斑极大期，色球层中带状物的偏振信号与其周围环境和耀斑前后的剖面相比变得更强。此外，在耀斑和非耀斑大气中的视线磁场和温度的扰动的响应函数的比较表明，在耀斑期间的Ca ii 8542磁谱线是更敏感的低层大气中的磁场预计将更强。色球磁场也确定了弱场近似，导致与NICOLE反演得到的结果相似。
2018-09-07 astro-ph.SR
Justification of the use of Stokes-V Cryo-NIRSP/DKIST observations for the 3D Reconstruction of the Coronal Magnetic Field
这项研究提出了一个理由，使用斯托克斯V Cryo-NIRSP/DKIST观测的三维重建的日冕磁场。预测科学公司提出的太阳极小期日冕磁流体动力学模型。用于合成从地球观测到的Fe XIII 1075 nm日冕发射线的分光偏振测量。Stokes-Q，U数据是由升级的日冕多通道偏振仪（UCoMP）在太阳自转周期的一半（约两周）内“采集”的，其视场（FOV）高达$2\ R_\odot$。Cryo-NIRSP/DKIST每天“采集”一次Stokes-V数据，持续两天，总FOV等于两个Cryo-NIRSP FOV。我们证明，即使这个数量的斯托克斯-V观测与Cryo-NIRSP FOV覆盖可以显着提高三维冠状磁场重建的活动区域相比，断层扫描重建仅基于UCoMP线偏振数据。
2022-08-07 astro-ph.SR
Stellar magnetic fields from four Stokes parameter observations
磁多普勒成像从四个斯托克斯参数的观测发现了一个新的水平的复杂性恒星磁场以前不知道。这些新的信息对研究中、大质量恒星的磁场演化和结构具有重要意义。最近，我们进行了磁多普勒成像研究的化学奇特的恒星HD 24712使用相位分辨光谱偏振观测线轮廓在所有四个斯托克斯参数。观测是用欧洲南方天文台3.6米望远镜上的HARPSpol仪器获得的。我们的分析表明，HD 24712的磁场具有很强的偶极分量，小尺度贡献很弱。HD 24712的类偶极磁场的发现为古老的Ap星主要具有偶极磁场的假说提供了证据。我们计划对其他Ap/Bp恒星的四个斯托克斯参数观测进行磁多普勒成像，这将有助于我们了解这些恒星中磁场的性质。
2014-07-30 astro-ph.SR
Returning magnetic flux in sunspot penumbrae
我们研究了黑子半影区反极性磁通量的存在。我们采用了一种新的正则化方法去卷积的分光偏振仪SP船上日野观测到的分光偏振数据。新的正则化是基于主成分分解的斯托克斯配置文件。将所得斯托克斯分布反转以使用SIR推断磁场向量。我们首次在整个半影区的许多亮半影丝的边界处发现了反极性场。
2012-11-27 astro-ph.SR
Combining magneto-hydrostatic constraints with Stokes profile inversions. IV. Imposing $\nabla\cdot{\bf B}=0$ condition
本文提出一种在斯托克斯反演中严格施加磁场无散度条件的新方法，并将其应用于太阳黑子观测，证明该方法能改善整体拟合，同时揭示传统反演无法满足无散度条件主要源于磁场分量测定的不确定性。
2024-04-02 astro-ph.SR
Small-scale chromospheric spectropolarimetric observables in the internetwork from a 3D radiative MHD model
磁场的存在对于通过太阳大气层传输能量是至关重要的。新一代的望远镜将为磁场如何进入色球层及其在太阳大气能量平衡中的作用提供新的见解。本文采用Bifrost程序计算了一个高空间分辨率（4~km）的太阳大气三维辐射MHD数值模式。该程序求解了沿磁场线的非格雷和非LTE辐射转移和热传导的完整MHD方程。该模型显示了互联网络中的较低色球层（一个由磁声冲击主导的区域，等离子体β大于1）如何能够原位产生磁场Martinez-Sykora等人2019。我们已经合成了全偏振斯托克斯轮廓从这个模型的几个谱线形成的光球和色球。这些合成剖面说明了DKIST和IRIS预期的可观测量类型。我们的工作为如何解释这些天文台的观测提供了见解。我们发现，为了分辨色球磁观测值，关键是要补偿多普勒频移，而不是使用固定的波长范围。
2022-11-15 astro-ph.SR
A comprehensive and critical re-analysis of FORS spectropolarimetric observations: the case of HD92207
在过去的十年里，恒星偏振光谱测量变得非常流行，并导致我们对恒星磁场及其对恒星结构和演化的影响的理解取得了重大进展。许多重要的发现都归功于欧洲南方天文台甚大望远镜的FORS低分辨率分光偏振仪的观测。我们首先回顾和总结了所有单缝FORS 1分光偏振观测的均匀再还原和分析的主要结果。这项工作揭示了一个不可忽略的依赖于所采用的减少和分析程序的结果，以及不稳定性的存在，揭示了光子噪声不是唯一的不确定性来源。由于我们对不确定性进行了新的分析和评估，我们无法确认过去对各种恒星进行的大量磁场探测。我们进一步总结了A0超巨星HD 92207的FORS 2光谱偏振观测结果，这使我们能够进一步探索不稳定性的性质，大致限制其对导出的斯托克斯轮廓和磁场值的最大影响。最后，我们提出了新的结果与进一步的独立管道上的FORS2数据的HD92207，证实了我们以前的分析，并讨论了简单的质量检查控制，可以执行的数据，以区分真正的和虚假的信号。总之，我们的研究结果表明，FORS分光偏振仪确实是可靠的仪器，当他们的能力没有超过卡塞格伦安装的低分辨率光谱仪的限制。
2015-02-03 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
Spectropolarimetric Radio Imaging of Faint Gyrosynchrotron Emission from a CME : A Possible Indication of the Insufficiency of Homogeneous Models
本文利用默奇森宽场阵列的高动态范围频谱偏振成像，首次在约8.3个太阳半径处探测到CME的微弱回旋同步辐射及其圆偏振信号，并发现均匀GS模型无法同时拟合总强度和圆偏振辐射，表明需采用非均匀模型来稳健估计CME磁场。
2024-06-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Three-Dimensional Explosion Geometry of Stripped-Envelope Core-Collapse Supernovae. I. Spectropolarimetric Observations
本文通过对超新星（SN）的剥层包线光谱偏振观测，研究了SN爆发的多维几何结构，没有富氢层的SNe。我们对2个剥状包线的SNe，Ib型SN 2009 jf和Ic型SN 2009 mi进行了分光偏振观测。两个物体在强线的波长处都表现出非零偏振。它们还显示了斯托克斯Q-U图中的一个环，这表明喷出物中的非轴对称三维离子分布。我们发现，五分之六的剥离信封SNe已经观察到spectropolarimetrically到目前为止，显示这样一个循环。这意味着三维几何形状在带状包络SNe中是常见的。我们发现，较强的线往往表现出较高的偏振。这种效应与几何无关，必须进行校正以比较不同线或不同对象的偏振。然而，即使在校正之后，在不同对象之间仍然存在偏振度的分散。这种分散可能是由从不同方向观察的三维离子分布引起的。
2012-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength spectropolarimetric observations of AR13724 performed by GRIS
本文利用升级后的GRIS对活动区AR13724进行多波长光谱偏振观测，通过分析Ca II、Si I和He I等谱线的偏振信号与Stokes轮廓分布，展示了该仪器联合探测光球至色球磁场分层的能力。
2025-04-19 astro-ph.SR
Combining magneto-hydrostatic constraints with Stokes profile inversions. II. Application to Hinode/SP observations
应用于偏振光的辐射转移方程的反演技术能够从斯托克斯矢量（即，分光偏振观测）。推理通常在$(x,y,τ_c)$域中执行，其中$τ_c$是指光学深度尺度。一般来说，由于缺乏对气体压力的可靠估计，特别是在太阳表面具有强磁场的区域中，在$(x,y,z)$体积中确定它们是不可能的。我们的目标是开发一种新的反演代码，能够可靠地推断$(x,y,z)$域中的物理参数。我们结合，在一个自洽的方式，逆求解器的辐射转移方程（Firtez-DZ）与求解器的磁流体静力学（MHS）平衡，推导出现实的气体压力值，考虑到磁压力和张力。我们测试的正确行为的新开发的代码与spectropolarimetric观测两个太阳黑子的spectropolarimeter（SP）仪器板上的日出号航天器，我们展示了如何推断的物理参数在$(x,y,z)$域，与威尔逊凹陷的太阳黑子所产生的自然后果的力量平衡。特别是，我们的方法显着改善了以前的决定是基于半经验模型。我们的研究结果打开了大门的可能性，计算可靠的电流在三维空间，${\bf j}(x,y,z)$，在太阳光球。进一步的一致性检查将包括与最近提出的实现类似目标的其他方法进行比较。
2021-01-12 astro-ph.SR
The magnetic field configuration of a solar prominence inferred from spectropolarimetric observations in the He I 10830 A triplet
内容：通过解释谱线中的汉勒效应和塞曼效应，可以确定静止太阳黑子中的磁场矢量。然而，观测测量是稀缺的，缺乏高空间分辨率。目的：通过解释安装在泰德天文台的德国真空塔望远镜上的特内里费红外偏振计获得的He I 1083.0 nm三重态的分光偏振测量，确定沿静止日珥的磁场矢量配置。方法. He I 1083.0 nm三重态Stokes分布进行了分析，考虑到在这三重态的偏振信号的物理负责的反演代码。借助太阳动态观测台和日地关系观测台卫星进行的极紫外线观测，将结果纳入太阳背景。结果：对于最可能的磁场矢量配置，分析描绘了7高斯的平均场强。我们没有发现磁场强度的局部变化，只是平均而言，日珥体中的磁场强度低于日珥脚中的磁场强度，日珥脚中的磁场强度达到25高斯。相对于局部垂直线的平均磁场倾斜度为77度。磁场矢量与日珥主轴的锐角在左旋手征情况下为24度，在右旋手征情况下为58度。这些推论是在粗略的协议与以前的结果从较低的空间分辨率获得的数据分析。
2014-03-31 astro-ph.SR
Photospheric downward plasma motions in the quiet-Sun
我们分析分光偏振数据采取与日之出航天器在安静的太阳区域在磁盘中心。扭曲的红移斯托克斯$V$配置文件被发现显示出的特性的演变，总是遵循相同的相位序列。我们研究了这些事件的统计特性，使用分光偏振数据从Hinode/SP。我们还研究了上层光球和低色球层使用Mg i b2和Ca ii h数据从Hinode。最后，我们应用SIRGAUSS反演码的偏振数据，以推断大气层结的物理参数。我们还得到了这些物理参数考虑到动力学项的运动方程。Stokes V剖面显示了一个以四个不同时间步长演变的凹凸，整个过程持续108秒。斯托克斯I显示出强烈弯曲的红色翼，连续信号在晶间通道内显示出亮点。这个亮点与Mg i b2线的强红移和Ca ii h图像中的明亮特征相关。从斯托克斯轮廓反演得到的模型比平均安静的太阳模型更热，垂直磁场配置和场强在KG值的范围内。它还提出了一个高斯扰动的LOS速度分层，其中心随着时间的推移，移动到更深的层。我们研究了一种特殊类型的事件，它可以被描述为热等离子体的等离子体团，它从光球的顶部向下移动，放置在颗粒间的通道上，并且总是与强磁场浓度有关。我们认为，这种等离子体团的起源可能是一个磁重联，是发生在色球层。
2014-05-07 astro-ph.SR
Imaging Spectropolarimetry with IBIS II: on the fine structure of G-band bright features
我们提出了新的结果，通过干涉二维光谱仪（IBIS）在分光偏振模式下进行的第一次观测安静的太阳光球。IBIS使我们能够在53分钟内以高空间和光谱分辨率测量FeI 630.15 nm和FeI 630.25 nm线的四个斯托克斯参数;该仪器实现的偏振灵敏度为0.003连续强度水平。重点研究了由斯托克斯I、V剖面反演得到的~ 1000 G（kG）磁场的G波段亮特征亮度与磁场填充因子之间的相关性。更详细地说，我们提出的相关性，首先在一个像素的像素研究的一个近似3 arcsec宽的明亮的功能（一个小的网络补丁），然后我们表明，这样的结果可以扩展到所有的明亮的功能，发现在数据集中的任何时刻的时间序列。与特征相关联的kG填充因子越高，特征本身的亮度越高。对于最亮的特征，获得高达约35%的填充因子。考虑到从分光偏振数据的反演分析得到的填充因子的值和在G-波段数据中观察到的亮度变化，我们提出了一个上限的最小尺度，超过该上限，在颗粒间泳道中的磁通量浓度产生G-波段亮度增强（~ 0.1“）。此外，观察到的亮度饱和度的特征尺寸相媲美的分辨率的意见是兼容的大G-波段明亮的功能是集群的亚弧秒亮点。这一结论值得通过未来更高空间分辨率的分光偏振观测来证实。
2010-09-03 astro-ph.SR
Multicomponent He I 10830 Å profiles in an active filament
我们提出了新的分光偏振观测色球He I 10830的多重态观察在其活动阶段的灯丝。2005年5月18日，德国真空塔望远镜（VTT）用新的特内里费红外偏振仪（TIP-II）记录了这些数据。我们使用多个大气成分反演了He Stokes剖面。所观察到的He Stokes轮廓显示出非常广泛的各种形状。大多数的配置文件显示非常广泛的斯托克斯I型和复杂的和空间可变的斯托克斯V签名。反演的配置文件显示的证据不同的大气蓝移和红移分量的He I线内的分辨率元素（1弧秒），超音速高达100公里/秒。在同一剖面中发现了多达五种不同的大气成分。我们表明，即使是这些复杂的配置文件可以可靠地反转。
2011-01-28 astro-ph.SR
Improvement of the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Vector Magnetic Field Inversion Code
自2010年5月以来，一个谱线反演代码，非常快速反演的斯托克斯矢量（VFISV），已被用来推断太阳大气参数的分光偏振观测太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）。在当前版本的VFISV中，磁性填充因子（具有被磁场占据的分辨率元素的表面的分数）被设置为具有恒定值1。本报告描述了一种改进的反演策略，用于在空间上未完全分辨的区域中使用HMI观察到的中间值磁场强度的分光偏振数据。VFISV反演代码已被修改，使反演的斯托克斯配置文件与两个不同的组件：一个磁性和非磁性。在该方案中，除了磁场强度、倾角和方位角之外，两个分量共享大气分量。为了确定新策略是否有用，我们使用贝叶斯分析评估用一个磁分量（HMI反演的原始版本）和用两个分量（改进版本）反演的推断参数。在具有中间磁场强度的像素（例如，谱段）中，新版本提供填充分数和磁场向量的统计显著值。不仅改善了Stokes剖面的拟合，而且唯一地获得了磁参数和视线速度的推断。新的策略也被证明是有效的，以减轻异常的半球偏置在东-西磁场分量在中等场区。
2021-11-02 astro-ph.SR
Spectropolarimetric analysis of an active region filament. II. Evidence of the limitations of a single component model
我们的目的是证明使用一个单一的组件模型来研究的磁场的活动区灯丝的局限性。为此，我们分析了偏振信号的He I 10830 A多重峰获得的红外光谱仪GRIS的格雷戈里望远镜（特内里费岛，西班牙）。在第一次分析的一般性质的灯丝使用Hazel的假设下，一个单一的组件模型的大气，在这第二部分中，我们把我们的注意力集中在所观察到的斯托克斯轮廓和签名，不能用这个模型来解释。我们已经发现了一个光学厚的灯丝，其中蓝色和红色分量在线性偏振中具有相同的符号，作为辐射转移效应的指示。此外，灯丝内部的圆偏振信号显示存在强磁场梯度。我们还表明，即使是具有如此高的吸收率的灯丝，仍然显示出由灯丝下方的磁场产生的圆偏振的特征。原因是谱线的吸收向机翼衰减得非常快，正好在圆偏振具有更大幅度的地方。为了区分这两种贡献，我们探索了双组分模型的可能性，但由于大量解与观察结果兼容，因此推论变得不可能克服。
2019-04-24 astro-ph.SR
The magnetic field of the chemically peculiar star V352Peg
我们提出了一个光谱偏振分析的热恒星V352Peg。我们在2018年至2019年期间在CFHT上使用ESPaDOns获得了18次光谱偏振观测，并在2011年获得了一次存档ESPaDOns测量，完成了我们的数据集。光谱分析表明，该星位于主序星上，是一颗具有特殊化学性质的Bp型星，铁峰元素（Ti，Cr和Fe）丰度过高，He和O丰度不足。通过对每个光谱进行最小二乘反卷积，我们提取了数千条谱线的平均塞曼特征和平均线轮廓，并在V352 Peg中检测到磁场。通过模拟Stokes I和V剖面，并使用斜转子模型，我们确定了V352 Peg的几何构型。我们还进行了塞曼多普勒成像（ZDI），以提供V352 Peg的磁场及其表面化学分布的更详细表征。我们发现一个磁场，主要是偶极的，占主导地位的极向，并在很大程度上非轴对称的偶极场强度为$\sim$ 9千克和磁轴几乎垂直于旋转轴。Stokes I剖面的强变化性也表明了恒星表面存在化学斑点。
2022-07-26 astro-ph.SR
Detecting and quantifying stellar magnetic fields -- Sparse Stokes profile approximation using orthogonal matching pursuit
近年来，对各种类型恒星的恒星磁场探测数量迅速增加。这些磁场中的许多是通过使用所谓的重心（COG）方法从分光偏振观测（斯托克斯V）估计的。不幸的是，这种方法的准确性迅速恶化与增加的噪声，因此要求一个更强大的程序，结合信号检测和现场估计。我们介绍了一种估计方法，该方法不仅提供了来自观测到的斯托克斯V剖面的有效或平均纵向磁场，而且还使用剖面的净绝对极化来获得表观（即，速度分辨的）绝对纵向磁场。通过将COG方法与正交匹配追踪（OMP）方法相结合，我们能够用小波基函数的过完备字典分解观测到的Stokes轮廓，以在存在噪声的情况下可靠地重建观测到的Stokes轮廓。利用稀疏重建过程的基本波函数估计有效纵向磁场和视绝对纵向磁场。多分辨率分析补充了OMP算法，以提供鲁棒的检测和估计方法。广泛的蒙特卡罗模拟证实了磁OMP方法的可靠性和准确性。
2014-01-22 astro-ph.SR
Sunspot umbra atmosphere from full Stokes inversion
太阳黑子是太阳活动周期的突出表现，为理解其运行提供了关键的限制。此外，了解太阳黑子的内部结构使我们能够深入了解强磁场中的能量传输，从而了解对流区内部的过程，即使在太阳极小期，太阳磁场也会在不同尺度上产生并放大。在本文中，我们提出了一个太阳黑子的分光偏振分析期间观察到的太阳活动周23的下降阶段的结果。通过对THEMIS装置上观测到的几个光谱区的全斯托克斯光谱的反演，我们推断了不同黑子区的温度和磁场强度等物理量与高度的关系。同时使用原子（Fe{ \sc i} 5250.2和5250.6）和高度温度敏感的分子（TiO 7055和MgH 5200）线，使我们能够改进太阳黑子本影的模型。
2010-03-26 astro-ph.SR
Spectropolarimetric Observations of an Arch Filament System with GREGOR
我们用GREGOR红外光谱仪观测了太阳黑子群中的一个拱丝系统。AFS位于负极性的领先黑子和形成黑子群后续部分的几个正极性孔之间。我们记录了这个区域的五次光谱偏振扫描。光谱范围包括Si I 1082.7 nm、He I 1083.0 nm和Ca I 1083.9 nm的谱线。在这项工作中，我们集中在硅线，这是形成在上层光球。用“基于响应函数的斯托克斯反演”程序对谱线轮廓进行反演，得到磁场矢量。视线速度的傅立叶相位法独立确定。最大速度被发现接近AFS纤维的末端。这些最大值相当于2.4公里/秒的孔隙旁边和4公里/秒的太阳黑子一侧。在下面的孔之间，我们遇到了一个负极性区域，该区域在五次扫描期间正在减少。我们解释说，新出现的积极通量在这方面抵消了负通量。总之，我们的研究结果证实了这种情况下，上升的磁通量管造成的AFS。
2018-04-05 astro-ph.SR
Spectropolarimetric observations of an arch filament system with the GREGOR solar telescope
拱丝系统出现在活跃的太阳黑子群中，其中纤维结构连接相反磁极性的区域，与遵循极性反转线的活动区细丝形成对比。我们使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）获得了Si I 1082.7 nm、He I 1083.0 nm和Ca I 1083.9 nm三条谱线的全斯托克斯矢量。我们主要利用近红外钙线研究光球磁场和速度，利用氦线的线芯强度和速度研究色球等离子体。弓丝系统的单个纤维将太阳黑子与磁极性相反的斑块连接起来。这些斑块不一定与磁场最强的孔隙重合。相反，优选离极性反转线不远的区域。这些地区表现出中等速度的光球下行流，但显着更高的下行流高达30公里/秒的色球氦线。我们的研究结果可以解释与新出现的通量的物质沿着上升的通量管的场线向下流动，与早期的结果一致。
2016-09-06 astro-ph.SR
Diagnosing large-scale stellar magnetic fields using PCA on spectropolarimetric data
对恒星表面大尺度磁场拓扑结构的认识通常是通过将塞曼多普勒成像（ZDI）应用于观测到的光谱偏振时间序列来绘制的。然而，ZDI需要经验才能获得可靠的结果，并且基于许多可能无效的先前假设，例如，当磁拓扑在与收集观测的时间跨度相当或更短的时间尺度上演变时。在本文中，我们提出了一种基于主成分分析（PCA）的方法，适用于圆极化（斯托克斯~ $V$）线轮廓的磁星检索的主要特征的父大规模的磁拓扑结构，例如，相对强度的极向和环向分量，和轴对称的程度占主导地位的磁场分量及其复杂性（偶极或更复杂）。我们表明，这种方法也可以用来诊断的大尺度磁场的时间变化。表现最好的恒星与中等投影赤道速度托管相对简单的磁场拓扑结构，这种新方法比ZDI更简单，便于快速诊断的主要特征的大规模领域的非简并恒星，并提供洞察力的场拓扑结构的时间演化。
2022-05-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stokes IQUV mapping of $α^2$ CVn & other Ap stars using ESPaDOnS and NARVAL
使用ESPaDOnS和Narval高分辨率分光偏振仪获得了7颗明亮Ap星的新谱线偏振观测结果（Silvester et al. 2012）。该数据集的目的是为这些Ap星生成一系列表面磁场和表面化学图。我们提出了新的磁性地图的Ap星$α^2$ CVn使用这些新的数据和MDI反演代码INVERS10。$α^2$ CVn是第一颗在两个独立时期使用高分辨率相位分辨偏振光谱$IQUV$观测的Ap星，因此使我们能够深入了解表面磁结构在十年时间尺度上的稳定性。我们表明，新的地图给出了一个磁场结构与以前的地图一致，由Kochukhov和Wade（2010）从较低质量的MuSiCoS光谱十年前，场拓扑结构不能描述的偶极或四极场。
2013-10-19 astro-ph.SR
Application of Deep Learning to the Classification of Stokes Profiles: From the Quiet Sun to Sunspots
本研究提出基于多层感知器的监督机器学习方法，用于太阳圆偏振斯托克斯轮廓分类，在多台望远镜数据集和模拟数据上验证准确率超90%，揭示无监督分类的系统误差，为太阳磁场统计分析提供可靠工具。
2025-05-20 astro-ph.SR
Spectral Inversion of Multi-Line Full-Disk Observations of Quiet Sun Magnetic Fields
光谱反演码是分析分光偏振观测的有力工具，它们提供了太阳磁场的重要诊断。反演代码因数值程序、大气模式的近似值和辐射转移的描述而不同。基于响应函数的斯托克斯反演（SIR）是太阳物理学界广泛使用的一种方法。它允许与不同的大气成分一起工作，其中不同物理参数的梯度是可能的，例如，磁场强度和速度2009年2月3日，在萨扬天文台，使用用于实际预测的太阳望远镜的斯托克斯计进行了分光偏振全圆盘观测，当时太阳上既没有活动区，也没有任何其他扩展的通量集中。在宁静太阳磁场的研究中，我们将SIR码同时应用于15条谱线。发现一种趋势，较弱的磁场强度发生更接近肢体。我们解释了这一发现的事实，即接近肢体，我们更敏感，以更高的高度在一个不断扩大的通量管，其中的磁场强度应该是较小的，因为磁通量是保守的高度。通常，反转提供两种磁性元件群：（1）高磁场强度（1500-2000 G）和高温（5500-6500 K），以及（2）弱磁场（50-150 G）和低温（5000-5300 K）。
2012-03-20 astro-ph.SR
Analysis of horizontal flows in the solar granulation
太阳临边观测有时揭示存在的卫星叶蓝翼的斯托克斯我个人资料属于颗粒的像素。这个卫星瓣的存在在过去与强视线梯度有关，并且由于视线分量几乎平行于太阳表面，因此与水平颗粒流有关。我们的目标是增加对这些水平流的知识，研究太阳北极的分光偏振观测。我们将利用两个国家的最先进的技术，空间反卷积程序，提高数据的质量，消除杂散光污染，和分光偏振反演，将提供垂直分层的大气物理参数，观察到的谱线的形式。我们使用两个组件的配置反转的斯托克斯配置文件，获得一个组件是强烈的蓝移，并显示在上层光球层的温度增强，而第二个组件具有低的红移速度，它是冷的上层。此外，我们研究了大量位于不同日心角的情况，发现当我们从颗粒中心向边缘移动时，速度较小。此外，随着我们移动到颗粒结构的外围，蓝移组分的温度分层的增强的高度位置也随着位于较低高度上的颗粒上的空间位置而演变。
2016-01-15 astro-ph.SR
Full Stokes observations in the He I 1083 nm spectral region covering an M3.2 flare
我们提出了一个特殊的数据集获得的真空塔望远镜（特内里费岛，西班牙）涵盖前耀斑，耀斑，和后耀斑阶段的M3.2耀斑。全斯托克斯光谱偏振观测记录与特内里费岛红外偏振仪在He I 1083.0 nm光谱区。研究对象是2013年5月17日的活动区域NOAA 11748。在耀斑期间，色球He I 1083.0 nm强度强烈进入发射。而附近光球层Si I 1082.7 nm谱线轮廓变浅，处于吸收状态。线偏振（斯托克斯Q和U）检测在所有行的He I三重耀斑期间。此外，圆偏振（斯托克斯V）在耀斑期间占主导地位，是He I三重态的蓝色分量比红色分量强得多，并且两者都比Si I斯托克斯V剖面强。Si I反演揭示了耀斑期间光球磁场的巨大变化。在耀斑爆发前，磁场浓度可达1500 G。在耀斑期间，磁场强度在全球范围内降低，在某些情况下甚至不存在。在耀斑之后，磁场恢复其强度和初始形状。
2015-02-19 astro-ph.SR
Magnetic field topology of tau Sco. The uniqueness problem of Stokes V ZDI inversions
早期的B型恒星τ Sco展现出异常复杂、相对较弱的表面磁场。它的拓扑结构以前研究了塞曼多普勒成像（ZDI）建模的高分辨率圆偏振（斯托克斯V）的意见。在这里，我们评估的鲁棒性的斯托克斯V ZDI重建的磁场几何形状的头斯科和探索的后果，使用不同的参数化的表面磁地图。我们成功地再现了以前出版的磁场地图的头斯科使用一般的谐波扩展和直接的，基于像素的表示的磁场。这些地图表明，该领域的拓扑结构的τ Sco是由可比的贡献的极向和环向磁组件。同时，我们还发现，现有的斯托克斯V观测可以成功地拟合采用限制谐波展开，无论是忽略环向场完全或连接的径向和水平分量的极向场所需的广泛使用的位场外推技术。这些替代建模方法导致更强和拓扑上更复杂的表面场结构。不同的ZDI选项恢复的场分布有显着差异，产生不可区分的斯托克斯V配置文件，但不同的线性偏振（斯托克斯Q和U）签名。我们的调查强调了著名的问题的非唯一性的斯托克斯V ZDI反演。对于具有类似于τ Sco（相对复杂的场，缓慢旋转）的性质的磁星，磁重建的结果敏感地依赖于所采用的场参数化。斯托克斯Q和U分光偏振观测是打破表面磁场模型简并性的唯一途径。
2015-11-24 astro-ph.SR
Spectropolarimetric evidence for a siphon flow along an emerging magnetic flux tube
我们研究的动态和拓扑结构的新兴的磁通量浓度使用高空间分辨率光谱偏振数据获得的成像Magnetograph eExperiment板上的日出球载太阳天文台。我们得到的全矢量磁场和视线（LOS）速度通过反演的Fe I线在525.02 nm的SPINOR代码。导出的矢量磁场用于跟踪磁场线。两个不同极性和视线速度的磁通量集中被一组弧形磁场线连接。正极性足点较弱（1100 G）并显示向上流动，而负极性足点较强（2200 G）并显示向下流动。这种结构自然被解释为沿拱形磁通量管的虹吸流。
2016-11-21 astro-ph.SR
Measurement of Vector Magnetic Field in a Flare kernel with a Spectropolarimetric Observation in He I 10830 A
2015年8月9日，在飞田天文台的圆顶太阳望远镜上，使用分光偏振计在包括He I三重态10830 A和Si I 10827 A的光谱窗口中观测到与C4类耀斑相关的耀斑核心。观测到的斯托克斯配置文件的He I三重态在耀斑内核在其最大后阶段通过反演考虑塞曼和Paschen-Back效应与耀斑内核的三个板模型，其中两个板具有向上和向下的速度产生的排放和一个板产生的吸收。由He I谱线的发射分量推断的磁场强度为1400 G，明显强于耀斑前6.5小时在同一谱线同一位置观测到的690 G。另外，由Si I 10827 A得到的光球磁场矢量与耀斑核的磁场矢量相似。为了解释这一结果，我们认为，在耀斑期间的He I三重态的发射产生在深层，周围的非热电子的轰击导致形成的日冕温度等离子体。假设He I发射点处的氢柱密度和非热电子能量分布的幂律指数，我们推导出非热电子的低能截止值为20 - 30 keV，这与RHESSI硬X射线数据的推断一致。
2018-08-21 astro-ph.SR
A new MHD-assisted Stokes inversion technique
本文提出了一种新的偏振光谱数据斯托克斯反演方法，并以一次日出/IMaX观测为例进行了评价。合成斯托克斯配置文件的存档获得的光谱合成的最先进的磁流体动力学（MHD）模拟和现实的退化到观测数据的水平。优值函数的定义允许在档案中搜索与观察到的轮廓最匹配的合成斯托克斯轮廓。与传统的Stokes反演程序不同，该程序采用数值方法求解偏振辐射转移的Unno-Rachkovsky方程，并迭代拟合Stokes剖面，而新技术提供了完整的大气参数集。这使我们能够开始一个MHD模拟，反演结果作为初始条件。经过半小时太阳时的弛豫过程，我们获得了物理上一致的MHD数据集，目标与观测结果相似。新的MHD模拟用于在第二次迭代中重复该方法，这进一步改善了观测与模拟之间的匹配，导致平均$χ^2$值降低了2.2倍。新技术的一个优点是它提供了几何高度尺度上的物理参数。它构成了第一步反演给出符合MHD方程的结果。
2016-11-16 astro-ph.SR
VFISV Inversion Code Documentation for SOLIS/VSM Pipeline Implementation
谱线反演码是用于解释分光偏振数据的工具;一般来说，它们的功能是分析一组观测到的斯托克斯轮廓，并推断形成斯托克斯轮廓的谱线形成区域的物理性质。对于SOLIS/VSM 6302 v管线，反演基于Milne-Eddington模型大气，优化以再现在6301.5和6302.5埃处观察到的Fe I线的斯托克斯轮廓。本文档提供了VFISV（斯托克斯矢量的快速反演）反演代码的SOLIS/VSM混音的详细概述，因为它是在SOLIS/VSM管道环境中实现的。
2017-06-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectropolarimetric follow-up of 8 rapidly rotating, X-ray bright FK Comae candidates
我们对演化的、快速旋转的、磁性活跃的、显然是单一的FK Comae恒星的理解受到了它们的极端稀有性的阻碍：除了FK Comae本身之外，目前只有两颗恒星被认为是这类恒星的成员。最近，在\emph{Kepler-Swift}活动星系和恒星（KSwAGS）巡天的背景下，确定了20多颗候选FK后发座型恒星的样本。我们对其中8个候选项使用ESPaDOnS@CFHT获得的高分辨率斯托克斯$V$观测结果进行了分析。我们发现，这些目标都不能被认为是FK彗星类的成员，主要是基于他们推断的旋转速度和检测光谱二进制同伴。然而，2个目标显示出磁活动的证据，并具有异常高的投影旋转速度（$v\sin{i}$）相对于与类似演化状态的恒星相关的典型值。EPIC 210426551有一颗$v\sin{i}=209\,{\rm km\,s}^{-1}$，估计质量为$1.07\,M_\odot$，部分基于它的金属丰度${\rm [M/H]}=-0.4$，它是一颗演化的主序星或前主序星。KIC 7732964的质量为$0.84\,M_\odot$，位于红巨星分支的底部附近，并显示出$v\sin{i}=23\,{\rm km\,s}^{-1}$。我们发现，这两个对象有类似的特点FK COM（虽然不那么极端），他们的快速旋转可能是不一致的预测一个单一的恒星演化历史。为了更好地限制它们的进化状态以及它们是否有短周期的双星伴星…
2020-05-19 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
