How much do underestimated field strengths from Zeeman-Doppler imaging affect spin-down torque estimates?
在文献中，有许多试图估计低质量恒星在其一生中失去角动量的速率。一种方法是使用来自塞曼多普勒成像（ZDI）的磁图与所谓的“制动定律”。与其他方法相比，使用ZDI图具有优势，因为它允许将有关磁场几何形状的信息纳入估计中。然而，ZDI被认为低估了光球场强度，由于通量抵消效应。最近，Lehmann等人（2018）对一组通量输运模拟进行了合成ZDI重建，以帮助量化ZDI低估相对缓慢旋转和弱活动类太阳恒星的场强的数量。在本文中，我们评估如何低估角动量损失率估计的基础上ZDI地图可能。我们发现，他们是相对准确的强磁场的恒星，但可能被低估的一个因素高达$\sim$ 10弱磁场的恒星。此外，我们重新评估我们以前的工作，使用ZDI地图来研究不同的磁场模式的角动量损失的相对贡献。我们以前发现，偶极分量占主导地位的自旋大多数低质量的恒星。即使根据Lehmann et al.（2018）的工作，这一结论仍然成立。
2020-02-26 astro-ph.SR
PIMMS: Pulsation-Informed Magnetic Mapping of Stars with Zeeman-Doppler Imaging I. Formalism and numerical tests
针对脉动恒星表面时变速度导致传统ZDI无法精准表征表面磁场的问题，本研究提出PIMMS新代码，通过纳入脉动速度的表面积分谱线模型拟合观测，可重建多类表面分布图，已通过测试可应用于真实恒星。
2025-09-03 astro-ph.SR
First Zeeman Doppler imaging of a cool star using all four Stokes parameters
磁场普遍存在于活跃的冷星中，但一般来说，磁场是复杂而微弱的。目前冷星磁场的塞曼多普勒成像（ZDI）研究主要采用圆偏振观测，因为线偏振难以检测，需要更复杂的辐射转移模型来解释。但是，在以前的理论研究和对磁性Ap星的观测分析中已经表明，在磁反转过程中包括线性极化可以正确地恢复许多丢失或误解的磁性特征。我们已经获得了相位分辨观测的所有四个斯托克斯参数的RS CVn星II钉在两个不同的时代。在这里，我们提出的温度和磁场地图重建这颗星使用所有四个斯托克斯参数。这是ZDI首次对冷活跃恒星进行此类研究。我们的磁反转揭示了一个高度结构化的磁场拓扑结构的两个时代。当考虑线性偏振时，某些表面特征的强度是两倍甚至四倍。重建场图的总磁能也变得高约2.1-3.5倍。当使用四个斯托克斯参数时，随着场能量向高次谐波模式转移，整体复杂性也增加。结果表明，在几个恒星半径的距离处，由于大尺度场分量的减小，磁场变弱。
2015-04-01 astro-ph.SR
Zeeman Doppler maps. II: the perils of eschewing physics
对于化学奇特（CP）星水平丰度分布和磁几何的观测建模，塞曼多普勒成像（ZDM）已成为首选的方法。CP星的丰度图与原子扩散数值模拟的预测结果之间的比较总是不能令人满意，通常归咎于理论。扩展以前的研究，旨在澄清ZDM地图的唯一性问题，本文反转观测建模和时间相关的扩散结果之间的作用，铸造一个冷眼基本假设和算法ZDM，特别是吉洪诺夫风格的正则化泛函，从1D到3D。我们表明，这些已经建立了数学上的方便，但他们在没有办法反映在磁性CP星的大气层的物理现实。认识到在大多数良好的映射的恒星中观察到的强磁场要求场的几何形状是无力的，我们证明了许多出版的地图不满足这个条件。下面讨论了观测良好的恒星的磁场和丰度图的频繁变化，并对在ZDM分析中使用最小二乘解卷积提出了警告。它出现，因为场依赖的化学分层的复杂性和非线性，基于吉洪诺夫的ZDM反演不能恢复真实的丰度和磁性几何形状。正如我们的研究结果还表明，没有办法定义一个物理上有意义的3D正则化泛函。ZDM仍然功能失调，并没有提供任何原子扩散建模的观测约束。
2021-04-12 astro-ph.SR
Identifying solar-like magnetic cycles with Zeeman-Doppler-Imaging (ZDI)
我们正在达到这样一个点，即分光偏振测量已经运行了足够长的时间来揭示类似太阳的磁活动周期。在本文中，我们将探讨什么是最好的策略，以确定太阳类磁周期，并询问大规模的磁场参数最好遵循太阳型磁周期，并可观察到的塞曼多普勒成像（ZDI）技术。我们接近这些问题，使用三维非潜在的磁通量输运模拟的\cite{Yeates2012}建模的太阳矢量磁场超过15年（集中在太阳活动周期23）。通量出现剖面是从太阳天气图中提取的，并用作光球通量传输模型与非势日冕演化模型结合的输入。我们从模拟地图合成光谱偏振数据，并使用ZDI重建它们。ZDI观测到的太阳活动周期被设置到其他冷星观测的背景下，我们提出了可观察到的趋势的磁场拓扑结构与时间，太阳黑子数和S指数。我们发现，轴对称的能量分数是最好的参数的ZDI可探测的大尺度领域跟踪太阳类周期。无论是表面平均大尺度场还是总磁能都是不合适的。ZDI似乎也能够恢复与S指数的环形能量的增加。我们进一步看到，ZDI可能揭示了正在运行的发电机模式和小尺度通量出现的全球特性（如活跃纬度）的暗示。
2020-10-20 astro-ph.SR
How reliable is Zeeman Doppler Imaging without simultaneous temperature reconstruction?
目的：本研究的目的是进行塞曼多普勒成像（ZDI）的数值测试，以评估是否正确的重建磁场是在所有可能的，而不考虑温度的恒星，其中磁和温度的不均匀性是空间相关的。方法：我们使用了现代ZDI代码采用物理现实的治疗偏振辐射转移在所有四个斯托克斯参数。我们产生了孤立的磁点和磁特征与冷温度点相吻合的人工观测，然后从这些数据重建磁场和温度分布。结果如下：使用斯托克斯I和V同时为具有均匀温度分布的恒星绘制磁场和温度图，产生的磁场强度相对于其真实值通常被低估了10-15%。当温度保持恒定，不使用Stokes I磁测图时，低估率为30- 60%。同时，冷点内的磁场的强度被低估了80-95%，并且当忽略温度变化时，点的几何形状也很难重建。另一方面，在磁测图中考虑温度变化后，反演质量大大提高。当使用所有四个斯托克斯参数时，冷斑内的重建场强被低估了30-40%，但与仅使用圆偏振的实验相比，可以非常准确地恢复光斑几何形状。结论：如果忽略温度的不均匀性，那么对具有高对比度温度斑点的恒星进行可靠的磁场重建基本上是不可能的。一个物理上真实的线轮廓建模方法，同时占两种类型的不均匀性，需要有意义的ZDI冷活跃的恒星。
2012-10-02 astro-ph.SR
Zeeman Doppler Imaging of $τ$Ceti: The Weakest Magnetic Field Detected in a Sun-like Star
本研究利用CFHT数据重建了类太阳恒星$τ$Ceti的首幅ZDI图，探测到极弱的偶极磁场，直接证实了减弱磁制动假设中大尺度偶极场减弱的预测。
2025-09-15 astro-ph.SR
Zeeman Doppler maps: the true and the spurious
ApBp星磁性大气中原子扩散的数值模型预测的丰度结构不同于（塞曼）多普勒映射（ZDM）得出的经验丰度图。而这两个平衡丰度分层计算和固定的解决方案，随时间变化的扩散方程预测（扭曲）环的磁赤道在偶极磁几何形状，斑点状结构占主导地位的出版地图。对这种明显的分歧进行深入分析，研究了通过ZDM对各种丰度结构的可探测性，包括理论预测的（扭曲）环，以及一些复杂的点状结构。事实证明，许多已发表的地图必须被认为是虚假的，因为强磁场被忽略了，或者因为它们是基于光子噪声占主导地位的光谱，而不是所谓的丰度结构的信号。即使当高信噪比的光谱可用时，也可以证明完全不可能正确地恢复仅仅少数斑点的形状、位置和丰度，即使使用所有4个斯托克斯参数并知道场几何形状，（弯曲）环的恢复也同样具有挑战性。根据一条或两条谱线对复杂丰度图进行反演，通常可以得到多种解。事实证明，不能保证正确选择的正则化函数将导致真正的丰度图。提请注意需要进行一项研究，阐明扩散理论预测的分层、场依存丰度结构与通过“规范”ZDM（即平均大气和非分层丰度）获得的经验图之间的关系。最后，我们指出的困难所产生的三维性质的磁性ApBp星大气中的原子扩散过程。
2016-10-06 astro-ph.SR
The recondite intricacies of Zeeman Doppler mapping
本文详细分析了由塞曼多普勒成像（ZDM）得到的Ap星丰度图和磁图的可靠性。它示出了它们如何可以受到不利影响的平均恒星大气的假设，而不是适当的“本地”大气对应的实际丰度在一个给定的区域。这些困难的本质已经在卡拉什卡的尖桩栅栏模型中表现出来了。用Ada编程语言编写的一套斯托克斯代码和现代线覆盖的气氛的基础上得到的结果进行了详细描述。我们表明，高金属丰度值声称已被发现在化学不均匀的Ap恒星大气会导致当地的温度结构，连续和线的强度，和线的形状，显着不同的平均恒星大气预测。不幸的是，ZDM过去的应用一直忽视了金属性的复杂方面及其普遍的影响。对斑点星的平均大气层的错误假设会导致斯托克斯I和V剖面在不同波长下出现令人不安的大比例相位相关误差，从而使精确绘制丰度和磁场矢量在很大程度上不可能。H_β线的核心和两翼之间的关系也发生了变化，这可能对重力和有效温度的测定产生影响。最后，ZDM分析的合成斯托克斯光谱的斑点星揭示了令人不安的差异，各自的丰度地图的基础上的平均大气，一方面，并在适当的“本地”的大气。然后，我们讨论这一切对已发布的ZDM结果意味着什么。我们的讨论清楚地表明，必须使用真实的局部大气，特别是如果要获得可靠的小尺度结构。
2011-10-06 astro-ph.SR
Zeeman-Doppler imaging of active young solar type stars
通过研究年轻的磁性活跃的晚型恒星，即类似于年轻的太阳，人们可以得出关于太阳发电机演化的结论。确定了三颗晚型年轻恒星表面磁场的拓扑结构，并研究了表面磁场与冷光球斑的关系。高分辨率光谱偏振的目标获得了HARPSpol仪器安装在欧洲南方天文台3.6米望远镜。斯托克斯IV测量的信噪比通过最小二乘解卷积技术结合来自大量光谱吸收线的信号来提高。使用塞曼多普勒成像技术计算表面亮度和磁场图。所有三个目标都显示出明显的磁场和冷点。只有一个目标，即V1358 Ori，显示出非轴对称模式占主导地位的证据。在两个目标中，极向场明显强于环形场，这表明$α^2$型发电机，其中对流湍流效应在弱差分旋转上占主导地位。在两种情况下，冷点和径向磁场的强度之间存在轻微的反相关性。然而，即使在这些情况下，相关性也比太阳黑子的情况弱得多。所测量的径向磁场与冷点之间的弱相关性可指示涉及混合磁极性的点或点组中的更复杂的磁场结构。与之前公布的磁场图比较显示，在其中一颗恒星HD 29615上，其潜在的磁场在2009年至2013年之间改变了极性。
2016-03-01 astro-ph.SR
Studying stellar spin-down with Zeeman-Doppler magnetograms
众所周知，低质量恒星的磁活动和自转是密切相关的。因此，了解恒星一生中的自转演化是恒星天体物理学的一个重要目标。近年来，人们越来越关注恒星磁场的复杂性如何影响恒星的角动量损失率。这是一个塞曼多普勒成像（ZDI），一种能够重建恒星大规模磁场拓扑结构的技术，可以唯一解决的问题。利用位场源表面模型，我们估计了66颗恒星的开放通量，质量损失率和角动量损失率已被映射与ZDI。我们表明，一颗恒星的开放通量主要是由偶极分量的磁场为我们选择的源表面半径。我们还表明，在主序星上，开放通量，质量和角动量损失率随Rossby数的减小而增加。这个规则的例外是质量小于$0.3M_{\odot}$的恒星。以前的工作表明，低质量的M矮星可能具有强的，有序的偶极场或弱的，复杂的场。这个范围的磁场强度的结果在一个大的传播角动量损失率为这些恒星，并有重要的后果，他们的自旋下降的行为。此外，我们的模型没有预测在所谓的风分界线从Ly $α$研究指出的质量损失率的转变。
2017-05-04 astro-ph.SR
Zeeman-Doppler imaging of five young solar-type stars
太阳的磁场活动随太阳活动周期而变化。在其他恒星中也发现了类似的周期，但它们的细节并没有达到类似的程度。描述恒星磁周期对于理解驱动磁活动的恒星和太阳发电机是很重要的。我们提出了五个年轻的太阳型恒星的分光偏振观测，并将其与以前的观测结果进行比较，目的是识别和识别太阳周期的恒星等价物。我们使用塞曼多普勒成像（ZDI）映射的表面磁场和亮度的目标。的磁场分解成球谐展开，从中我们报告的轴对称与非轴对称，极向与环形组件的强度，并比较它们的Rossby数的恒星。我们从2017年12月开始展示了五个新的年轻太阳型恒星的ZDI地图。特别令人感兴趣的是V1358 Ori的情况，它在我们的观测和早期的观测之间经历了极性反转。一个不太明显的极性反转可能也发生在HD 35296。对于较活跃的较低Rossby数的恒星，更倾向于轴对称场，可能还有更多的环向场，但应该研究更大的样本以从中得出任何强有力的结论。对于大多数单个恒星，环向场和极向场的数量保持在与早期观测相似的水平。我们发现了V1358 Ori发生磁极反转的证据。\c{hi} 1 Ori可能是未来观测的一个有趣目标，可能有几年的短磁周期。亮度图和磁场之间的相关性很差，这可能表明存在不同极性的小尺度磁场特征，这些特征相互抵消，并且在我们的地图中没有解决。
2022-05-10 astro-ph.SR
Early B-type stars with resolved Zeeman split lines
大约30年前，Mathys（1990）证明了研究Ap星的重要性，它显示出分辨的塞曼分裂Fe II 6147.7和6149.2线。这样的塞曼分裂线可以在投影旋转速度足够小，磁场足够强，超过旋转多普勒展宽的恒星中看到。解析塞曼分裂线的观测允许诊断的平均模量的磁场在可见的恒星半球。虽然塞曼分裂预计不会在快速旋转的热质量恒星，我们最近发现早期的B型星显示磁分裂谱线。
2018-12-09 astro-ph.SR
Warm and cool starspots with opposite polarities. A high-resolution Zeeman-Doppler-Imaging study of II Pegasi with PEPSI
我们提出了一个温度和磁场的表面地图的K2次巨星的活动二世钉。采用的是高分辨率斯托克斯IV光谱获得的新波茨坦Echelle偏振和光谱仪（PEPSI）在大双目望远镜（LBT）。我们的主要结果是，II Peg上的温度特征与其磁场拓扑结构密切相关。我们发现一个正极性的暖点（相对于有效温度温暖350 K）和径向场密度为1.1kG的冷点（780 K冷却器）共存的负极性的2kG。其他几个很酷的功能重建包含两个极性和（径向）场密度高达2千克。最大的冷点重建的温度对比度为550 K，几乎10%的可见半球的面积，并与多极磁形态。在两个表面区域中检测到高达+/-500G的场的角向分量和方位分量，这两个表面区域在具有强径向场但不同极性的斑点之间。一个无力的磁场外推表明，不同的极性的冷点和积极的极性的暖点是物理相关的，通过一个系统的日冕环的典型高度约。2颗R星。虽然H-α线核心和它的红边翼在所有旋转阶段都表现出变化，但当暖点接近恒星中央子午线时，H-α发射的蓝移主要增加，表明其环路内的高速质量运动。我们解释了温暖的斑点，由于光球加热的冲击波前从不同极性的区域之间的虹吸式流动，而大多数的冷点可能是由于预期的对流抑制，如在太阳上形成。
2019-02-28 astro-ph.SR
The Magnetic Topology of the Weak-Lined T Tauri Star V410 - A Simultaneous Temperature and Magnetic Field Inversion
我们提出了一个详细的温度和磁场调查的金牛座T星V410头通过同步多普勒和塞曼多普勒成像。此外，我们提出了一种新的基于奇异值分解（SVD）的线轮廓重建方法来提取弱极化线轮廓。线轮廓重建的关键特征之一是SVD线轮廓可在我们的塞曼-多普勒成像代码iMap中进行辐射转移建模。该代码还利用了一个新的迭代正则化方案，这是独立的任何额外的表面约束。为了提供更多的稳定性，我们的反演策略的一个重要组成部分是反演斯托克斯I和斯托克斯V轮廓，同时重建温度和磁场表面分布的V410头。一个新的图像剪切分析也实现了允许搜索的图像和线轮廓失真引起的差分旋转的明星。我们获得的V410 Tau的磁场结构与表面温度表现出良好的空间相关性，并且由冷极斑内的强磁场主导。塞曼-多普勒地图展示了一个大规模组织的两极周围的极帽的形式扭曲的双极结构。磁场在极地区域内达到几乎2 kG的值，但在低纬度地区也存在较小的磁场。明显的非轴对称场结构和未检测到V410 Tau的差分旋转支持了一个潜在的$α^2$型发电机的想法，这是预测弱线金牛T星。
2012-11-12 astro-ph.SR
Probabilistic Zeeman-Doppler imaging of stellar magnetic fields: I. Analysis of tau Scorpii in the weak-field limit
提出一种用于塞曼-多普勒成像的概率贝叶斯框架，在弱场极限下对恒星tau Sco进行磁场反演，证明可通过封闭形式获得磁场图的不确定性量化。
2025-05-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic Fields in Low-mass Stars: An Overview of Observational Biases
恒星的磁力发电机是由旋转驱动的，快速旋转的恒星比缓慢旋转的恒星产生更强的磁场。塞曼效应是磁场最重要的指标，但塞曼展宽必须从其他展宽机制中分离出来，主要是旋转。自转和磁场产生之间的关系，多普勒和塞曼线加宽之间的关系，自转，恒星半径和角动量演化之间的关系，引入了几个影响我们的恒星磁性图片的观测偏差。在本概述中，明确显示了其中的一些关系，并介绍了目前已知的现场测量分布。
2013-10-22 astro-ph.SR
Stellar longitudinal magnetic field determination through multi-Zeeman signatures
上下文人们已经投入了大量的努力来探测和确定恒星磁场，利用从数百或数千条单独谱线的组合中获得的光谱信号，这种方法被称为多谱线技术。然而，迄今为止，大多数的多线技术发展，检索恒星平均纵向磁场诉诸有时沉重的简化有关的线型和塞曼分裂。目标。在精确的极化谱线合成的基础上，利用主成分分析和塞曼多普勒成像（PCA-ZDI）多谱线技术确定恒星纵向磁场。方法.在本文中，我们提出的方法来执行反演与PCA-ZDI获得的配置文件。结果不同磁几何形状、场强和旋转速度的反演表明，使用PCA-ZDI方法可以正确确定恒星的有效纵向磁场。
2016-10-13 astro-ph.SR
Magnetic stars from a FEROS cool Ap star survey
提出了具有分裂塞曼分量的新的磁性Ap星。这些恒星是由ESO 2.2米望远镜的FEROS摄谱仪观测发现的。这里分析了15颗新的磁星。发现了几颗磁场非常强的恒星，包括磁场强度为15 kG的HD 70702和磁场强度为16.5 kG的HD 168767，这两颗恒星的磁场强度都是通过分离谱线的塞曼分量测量的，并与合成计算进行了比较。恒星的物理参数是根据光度和光谱数据估算的。结合以前发表的强磁场恒星的结果，讨论了磁场强度与自转周期之间的关系。
2011-11-28 astro-ph.SR
From convective stellar dynamo simulations to Zeeman-Doppler images
本研究利用不同自转速率的太阳型 MHD 模拟磁场数据，基于球谐展开检验 ZDI 对表面磁场拓扑的重建能力，发现其可恢复大尺度结构但低估场强并高估轴对称性。
2024-01-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Evaluating Star-Planet Interactions with Zeeman Doppler Imaging: Case Study in YZ Ceti
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Leiden University（莱顿大学）；Bucknell University（巴克内尔大学）；University of Tartu（塔尔图大学）
通过Zeeman-多普勒成像研究YZ Ceti的磁场拓扑结构，评估恒星-行星磁相互作用的可能性及行星对恒星磁场的影响。
2025-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolving magnetic lives of Sun-like stars. I. Characterisation of the large-scale magnetic field with Zeeman-Doppler imaging
本文利用塞曼-多普勒成像表征了11颗类太阳恒星的大尺度磁场及其随年龄和自转的演化，揭示了多极分量与短期变化，为理解系外行星早期宜居性环境提供约束。
2025-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three-dimensional magnetic and abundance mapping of the cool Ap star HD 24712 II. Two-dimensional Magnetic Doppler Imaging in all four Stokes parameters
目的：我们提出了一个磁多普勒成像研究的所有斯托克斯参数的冷，化学奇特的恒星HD 24712。这是首次在分辨率超过10^5的情况下进行此类分析。研究方法：分析的基础上进行的相位分辨观测线轮廓在所有四个斯托克斯参数与HARPSpol仪器连接在3.6米的ESO望远镜。我们使用的磁多普勒成像代码，INVERS10，这使我们能够同时获得的磁场几何形状和表面化学丰度分布。结果如下：我们报告的磁地图HD 24712恢复从FeI，FeII，NdIII，和NaI线强极化信号在所有斯托克斯参数的选择。我们的地磁图成功地再现了观测数据中的大部分细节。我们使用这些磁场图来生成Ca的丰度分布图。这项新的分析表明，HD 24712的表面磁场有一个占主导地位的偶极分量与较弱的贡献，从高阶谐波。Fe和Ca的表面丰度分布显示在磁赤道附近增强，在可见（正）磁极处具有不足的补丁; Nd在正磁极周围高度丰富。Na丰度图显示在负磁极周围有高的过剩。结论：基于我们的调查和类似的最近四个斯托克斯参数磁映射的研究，我们提出了一个初步的证据的假设，即Ap星与偶极类场是老的恒星比有更多的小尺度结构的磁场。我们发现，我们的丰度图是不一致的原子扩散在磁场的存在下，最近的理论计算。
2014-09-24 astro-ph.SR
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. III. Comparison between Starspot Mapping, Zeeman Doppler Imaging, and Multiwavelength Variability
Hitotsubashi University（一桥大学）；The University of Tokyo（东京大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学博雅研究高级中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理学系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Department of Physics, The Catholic University of America（美利坚天主教大学物理学系）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan, NINS（日本国立天文台科学部）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天体物理与行星学研究所在）；Department of Physics, American University（美国大学物理学系）
本研究通过多波段观测分析EK Dra的星斑与磁场关系，揭示了日冕喷射与超闪焰的关联，并量化了活跃恒星的XUV辐射对系外行星大气演化的意义。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Radial velocity signatures of Zeeman broadening
恒星活动的特征，如斑点和谱斑，可以大大限制对太阳系外行星的搜索。目前的活动引起的径向速度（RV）信号的模型集中在预测信号的影响，以减少向更长的波长点的温度对比。另一方面，塞曼效应对RV测量的相对重要性应该随着波长的增加而增加，因为塞曼位移本身随着λ的增加而增加，并且因为在较长波长处，磁点和冷点对总通量的贡献更大。我们模拟的影响，包括在斑点和塞曼线加宽的温度对比度的恒星RV测量的活动区域。我们使用偏振辐射转移模型，包括原子和分子的塞曼分裂从0.5到2.3 \mum计算恒星的线轮廓。我们的研究结果表明，由塞曼效应单独引起的RV信号的幅度可以与由温度对比引起的信号相媲美。此外，由冷点和磁点引起的RV信号随着波长而增加。我们还计算了RV信号，由于平均磁场强度的变化，从一个观察到下一个，但发现它不太可能，这可以显着影响搜索太阳系外行星。作为一个例子，我们推导出RV振幅的活动M矮星AD狮子座作为波长的函数使用的数据从HARPS摄谱仪。RV信号在较长波长下不会减弱，但显示出相反行为的证据。我们的结论是，活动星的RV信号并没有消失，在较长的波长，但敏感地依赖于现场温度和磁场的组合，在活动的低质量的恒星，它甚至有可能增长的波长。
2013-01-14 astro-ph.SR
Magnetic Fields on Cool Stars
磁场是冷却恒星物理学的一个重要组成部分，为了了解恒星发电机及其对恒星形成和恒星演化的影响，人们对测量磁场及其几何形状非常感兴趣。在过去的几年中，大量的磁场测量成为可能。测量冷恒星中的塞曼效应有两种主要方法：1）测量偏振光，例如产生磁图; 2）测量积分塞曼展宽，以测量恒星表面的平均磁场强度。本文简要回顾了这两种方法，并比较了它们之间的结果，现在大约有十几个M型恒星。我们似乎看到了各种各样的磁几何形状和磁场强度，在活跃的M型恒星中，典型的平均磁场为几个kG。然而，对几何形状的解释还没有导致对磁发电机和磁场配置的清晰描述，需要更多的观测数据，以及对我们测量的基本理解。
2010-12-06 astro-ph.SR
Solar Meridional Circulation from Doppler Shifts of the Fe I line at lambda 5250 Angstroms as Measured by the 150-foot Solar Tower Telescope at the Mt. Wilson Observatory
分析了1986 - 2009年期间获得的全日面Fe I谱线在5250埃处的多普勒频移，以确定太阳表面沿纬向面的环流速度。同时测量的塞曼分裂这条线被用来获得太阳磁场的测量，用于选择低场点和施加磁致多普勒频移的校正。使用的数据来自新的简化，保留了原始观测的全部空间分辨率，以便可以跟踪到北纬80度的环流。推导出的纬向流示出不同的环流速度来自磁图案的运动。在极地地区，连续三个太阳活动极小期的环流模式是相反的。在第22和23个周期的上升阶段，低纬度地区的环流速度出现激增。
2010-10-04 astro-ph.SR
Magnetic field observations of low-mass stars
在过去几年中，已经可以直接测量光谱类M的低质量恒星的磁场。这篇文章总结了从塞曼分析中得到的M矮星在积分光和偏振光中的直接磁测量数据。在整个M光谱范围内都发现了千高斯强度的强磁场，到目前为止，所有光谱类型为M6及以后的场M矮星都显示出强磁场。来自偏振光的塞曼多普勒图像发现了较弱的磁场，这可能携带了部分和完全对流恒星中磁场产生的重要信息。
2009-01-13 astro-ph.SR
Zeeman Doppler Imaging of ksi Boo A and B
本研究利用LBT望远镜PEPSI仪器的高分辨率斯托克斯V光谱，通过iMAP软件的迭代正则化方案反演得到年轻双星ksi Boo AB两颗子星的表面磁场分布，明确了二者的磁场形态、分量占比及强度差异。
2023-05-12 astro-ph.SR
On The Doppler Velocity of Emission Line Profiles Formed in the "Coronal Contraflow" that is the Chromosphere-Corona Mass Cycle
这项分析开始探索复杂的色球日冕质量循环使用成像和光谱诊断的混合。单高斯拟合日冕环结构底部的热发射线轮廓（形成于1 MK以上）表明材料蓝移5- 10 km/s，而冷发射线轮廓（形成于1 MK以下）产生类似幅度的红移-表明日冕结构上存在温度依赖的分叉流。同一区域的图像序列显示，在热发射和冷发射中，向上传播的扰动都很弱，视速度为50- 150 km/s。光谱观测表明，这些传播的干扰产生一个弱的发射分量在蓝翼在相称的速度，但它们只贡献百分之几的（合奏）发射线轮廓在一个单一的时空分辨率元素。随后对成像数据的分析显示，物质缓慢地（约10 km/s）从日冕中“排出”，但仅在较冷的通带中。我们解释的排水作为返回流的日冕物质在复杂的色球日冕质量周期结束。此外，我们认为，有效的辐射冷却的排水材料产生显着的贡献，冷发射线的红翼，最终负责其系统的红移，从一个单一的高斯拟合时相比，在较热的（导电为主）域形成。逆流流动的存在使线剖面、它们的解释和不对称性诊断变得复杂，但允许形成较低日冕的不同物理图像。
2012-02-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
