Doppler tomography of the circumstellar disk of π Aquarii
这项工作的目的是研究明亮的经典双星Be星π Aqr的星周盘。我们分析了π Aqr光谱中Hα发射线双峰轮廓的变化，该光谱在2004- 2013年的约40个轨道周期中的许多阶段中被观察到。我们应用离散傅里叶变换（DFT）方法来搜索峰强度（V/R）比的周期性。多普勒断层扫描用于研究原发灶周围的椎间盘结构。Hα V/R比功率谱中的主频为0.011873天^-1，对应的周期为84.2（2）天，这与之前确定的系统轨道周期Porb=84.1天一致。V/R比随轨道周期呈正弦变化。多普勒谱图显示出主星系盘的非均匀结构：一个内外半径分别为Vin~ 450 km/s和Vin ~ 200 km/s的环，以及一个扩展的稳定区（点），其半径分别为V_x ~ 225 km/s和V_y~100 km/s。假设粒子在圆盘外缘的圆形轨道上作开普勒运动，则圆盘半径约为65 Rsun = 0.33 AU。
2013-12-04 astro-ph.SR
Exploring inside-out Doppler tomography: magnetic cataclysmic variables
我们提出了应用我们的内面向外的速度投影和磁通调制映射技术的磁激变变量的多普勒层析成像的结果。由内而外的断层图像是通过直接将相位分辨光谱投影到由内而外的框架上来构造的。此外，我们的通量调制映射技术提取任何相关的信息，通过利用连续的半相位断层扫描线通量的调制。我们将其应用于标准和由内而外的技术。我们的测试案例，极HU Aqr和V834 Cen，和中间的极性PQ宝石，被选中，因为他们已知的吸积特性，即弹道，磁和窗帘为主的吸积，分别。在所有三种情况下，由内而外的断层图像更好地暴露了在标准断层图像中过于紧凑的低速发射细节。这对于中等倾角的V834 Cen来说尤其明显，其中标准断层图像中几乎像斑点一样的混合低速发射在由内而外的断层图像中暴露得更多，使得更容易区分弹道和磁约束吸积流，这在拖尾光谱中是明显的。类似地，由内而外的断层图像增强了在标准断层图像中被洗掉的高速发射细节。这对揭示极星HU Aqr和V834 Cen的高速磁吸积流特别有效。我们的通量调制技术的加入在再现拖尾输入光谱方面给出了显着的改进，为多普勒图的解释增加了更多的信心。此外，振幅和相位图的构建，进一步揭示在三个测试情况下的发射分量的振幅和相位特性。
2016-10-31 astro-ph.SR
Observation of high Doppler velocity wings in the nascent wind of R Doradus
我们研究了AGB星剑鱼座R的初生风的形态运动学，根据在几个物种的谱线中观察到的高多普勒速度翼。我们探测距离恒星之间的~10和~100金使用ALMA观测五个不同的分子线的发射。高多普勒速度增强的线发射观察到在附近的视线穿过恒星，让人想起那些最近解释为气体流在新生的风类似的AGB星，EP Aqr。它们存在于蓝移和红移的半球，但并不完全是背靠背的。它们以0.7 km s $^{-1}$到$^{-1}$的典型速率加速到大约20 km s $^{-1}$。在不同分子的发射之间观察到重要的差异。我们排除了不适当的连续减法的影响。然而，与EP Aqr相反，视线在R Dor形态运动学中没有发挥特别的作用，对气体流解释的有效性产生怀疑。我们讨论了恒星脉动或恒星环境中气体旋转的可能解释。我们的结论是，在目前的知识状态下，没有完全令人信服的物理图片管理的生产这样高的速度，通常是终极速度的两倍，可以可靠地绘制。需要对富氧AGB星新生风的观测进行新的高分辨率分析，以澄清这个问题。
2020-03-27 astro-ph.SR
Observation of narrow polar jets in the nascent wind of oxygen-rich AGB star EP Aqr
利用ALMA观测的AGB星EP Aqr拱星包层的$^{12}$ CO（2-1），$^{28}$ SiO（5-4）和$^{32}$ SO $_2$（16 $_{6,10}$ -17 $_{5,13}$）辐射，描述了控制初生风的形态运动学.主要结果如下：1）两个狭窄的极区结构，称为喷流，从距离恒星不到25天文单位处发射，在$\sim$ 20天文单位和$\sim$ 100天文单位之间积累，速度为$\sim$ 20 \kms。它们在更远的距离上逐渐消失，在CO数据中几乎不可见。2)SO $_2$、SiO和CO辐射探测的径向范围分别达到距恒星$\sim$ 30 au、250 au和1000 au，从而阻止了SO $_2$数据中探测到的喷流。3)靠近恒星光球，旋转（在SiO和CO数据中未检测到）和各向同性径向膨胀与可能的湍流相结合，产生了广泛的SO $_2$线轮廓（$\sim$ 7.5 \kms \ FWHM）。4)同一条轴在靠近恒星的地方作为旋转轴，在很远的地方作为喷流轴和轴对称轴。5)径向风在距离恒星$\sim$ 300天文单位的地方形成，在极地附近的速度比赤道纬度大。6)一氧化碳和一氧化碳排放的急剧减少，从恒星附近开始，迅速扩大到覆盖整个蓝色西部象限，在一氧化碳，特别是一氧化碳观测中引入了重要的不对称性。7)测量$^{12}$ C/ $^{13}$ C丰度比为9 $\pm$ 2。8)似是…
2019-05-07 astro-ph.SR
OAUNI astronomical photometry: Stellar variability of FO Aqr on 2016 low state
本文报道了对中极激变变星FO Aqr的光度监测。这是正在进行的OAUNI恒星变率计划的一部分。在五个晚上收集了大约1200个单独的测量值（或$\sim$ 9小时的观察值）。观测时期与2016年FO Aqr的低状态亮度一致。高质量的光变曲线明确地探测到FO~Aqr的预期恒星变率。使用周期图的分析可以确定两个主要的已知周期，P $_{1}$ ~=~20.380~ $\pm$ ~ 0.003 ~min和P $_{2}$ ~=~11.076~ $\pm$ ~ 0.001 ~ min。我们整整五个晚上的分析表明，自旋白矮星周期P $_{1}$比自旋周期和轨道周期之间拍周期的一半P $_{2}$更突出。然而，个别光变曲线显示，至少在一种情况下，一个相反的模式被发现。这表明拍频周期与系统的轨道相位的依赖性与重要的变化，在相同的相位间隔。
2020-02-07 astro-ph.SR
The Intermediate Polar FO Aquarii Has Not Been the Same Since Recovering from a Series of Low States
FO Aqr是一颗明亮的中间极星，长期以来一直显示出大幅度的光度变化，对应于其白矮星20.9分钟的自转周期。在2016年至2020年期间，该系统经历了一系列前所未有的低状态，但最近的数据显示，它现在已经恢复到正常的光学光度。我们将2014年K2/Kepler获得的光变曲线与2021年TESS任务获得的测光进行了比较。我们发现，2014年光变曲线的主要特征是自旋脉冲，现在在双星轨道的后半部分很弱，并且TESS测光中的拍频脉冲增强。现在在轨道的后半部分可以看到大约两倍于自旋频率的变化。这些光度特性可能是FO Aqr的新常态，因为它的白矮星已经开始自转。
2022-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Refined Orbital Ephemeris for the Intermediate Polar FO Aquarii and Evidence for a Period Derivative
本研究汇集FO Aqr四十余年的食时刻数据，建立新的轨道星历表，并通过二阶多项式拟合以8σ显著性发现其轨道周期正以给定导数增大。
2025-09-26 astro-ph.SR
Hunting high and low: XMM monitoring of the eclipsing polar HU Aquarii
我们要研究的时间和光谱行为的HU Aqr在X射线域在不同的吸积状态。我们从四个不同的XMM-牛顿点覆盖中间和低状态的光谱和光变曲线。X射线观测伴随着高时间分辨率光度测量，使用Optima和ULTRACAM仪器获得。在2002年5月和2003年5月的两个场合，HU Aqr被发现处于中间状态，与早期的高状态测量相比，吸积率降低了50倍。中间态的X射线谱可以用一个包含黑体成分和热等离子体的模型来描述。与高态相反，软X射线通量和硬X射线通量之间的比率接近平衡。与先前的测量结果一致，我们观察到吸积点和流向连接两颗恒星的线迁移。HU Aqr在2003年10月和2005年5月的两个低态期间亮度进一步降低了80倍，在那里它被检测到的光度只有L_X = 4.7 * 10^（28）erg/sec。这种光度与活跃的日冕发射体非常吻合，但相对较高的等离子体温度（3.5和2.0 keV）与残余吸积更相容。我们根据在各个波段测量的吸积点的日食出口更新了HU Aqr的日食星历。所观测到的吸积点食定时的（O-C）图揭示了与线性趋势的复杂偏差，这可以通过恒定或周期性的周期变化或其组合来解释。二次项意味着周期以\dot{P}_o rb =-7.的速率减小。11 * 10^（-12）秒/秒。如果观测到的周期变化反映了真正的角动量损失，这将是引力辐射的30倍。
2009-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The morpho-kinematics of the circumstellar envelope around the AGB star EP Aqr
报道了富氧AGB星EP Aqr星周包层CO（1-0）和CO（2-1）的ALMA观测结果。一个彻底的分析，他们的属性，提出了使用原始的方法的基础上分离的数据立方体成一个低速组件与赤道流出和一个更快的组件与双极流出。在有效发射率、温度、密度和物质通量的空间分布方面，获得了一些重要的新结果。测得每年的质量损失率为（1.6 $\pm$ 0.4）10 $^{-7}$太阳质量。定义的包络的形态和运动学的主要参数进行评估和固有的不确定性去投影进行了严格的讨论。赤道区域的信封的详细属性，包括测量的线宽和所观察到的形态和运动学的不均匀性的精确描述。特别是，除了在非常小的多普勒速度下存在先前观察到的形态的螺旋增强之外，还揭示了扩张速度的类似显著但不相关的圆形增强，两者都接近灵敏度的极限。分析结果对提出质量损失机制描述的模型参数施加了重大限制，但无法有信心地在其中进行选择。
2019-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of the circumstellar envelope around EP Aqr
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测了渐近巨星分支（AGB）恒星EP Aqr的星周包层的CO（1-0）和CO（2-1）排放，空间分辨率比以前提高了四倍。他们进行了分析，重点是在空间的有效发射率和通量的物质作为输入的规定配置的速度场，假设是径向的。数据被发现显示一个内在的轴对称相对于一个轴，使一个小角度的视线。广泛的风配置，从长（两极）到扁圆（赤道）已被研究，并发现伴随着显着的赤道排放。定性地说，有效发射率在赤道附近增强，以产生多普勒速度谱中观察到的中心窄分量，其对恒星纬度的依赖性通常遵循风速的依赖性，除了在两极附近无所不在的低压。特别是，大的赤道膨胀速度会产生一个有效辐射率和质量损失的张开盘或环。的径向速度梯度和可能的竞争在赤道盘的旋转和膨胀的恒星轴的方向的确定的影响进行了讨论。一般来说，物质的通量在距离恒星500 au的量级上达到最大值。参数给出，可用于更喜欢一个风速分布到另一个。由于数据质量的提高，对形态学和运动学的约束有了更深入的了解。
2018-10-10 astro-ph.SR
The large-scale magnetic field of the M dwarf double-line spectroscopic binary FK Aqr
本文基于ESPaDOnS分光偏振观测，利用LSD与ZDI首次重建M矮星双星FK Aqr两子星的表面磁场，发现二者均具有约0.25 kG、以轴对称偶极极向场为主的相似大尺度磁场。
2023-12-07 astro-ph.SR
Theoretical formulation of Doppler redistribution in scattering polarization within the framework of the velocity-space density matrix formalism
在极化辐射产生和传输的密度矩阵理论框架内，速度密度矩阵关联是一个重要的物理问题，但在实际应用中，由于采用了速度完全再分布的简化近似，而常常被忽略。在本文中，我们提出了一个应用程序的非LTE问题的极化辐射考虑到这种相关性，通过速度空间密度矩阵形式主义。考虑上下能级无限尖锐的二能级原子，在忽略变速碰撞贡献的情况下，导出了相应的统计平衡方程。将此方程与偏振辐射的辐射转移方程耦合，导出了一组与速度有关的源函数的耦合方程。然后将这组方程具体化为平面平行大气的情况。本文提出的方程提供了一个完整的和坚实的描述的物理纯多普勒再分配，一般描述的再分配矩阵形式主义的框架内的现象。从速度-空间密度矩阵的统计平衡方程和偏振辐射的辐射转移方程出发，导出了相应的再分布矩阵（一般称为R_I），从而说明了这两种方法的等价性。
2013-02-12 astro-ph.SR
XMM-Newton observations of eleven intermediate polars and possible candidates
我们的目标是从一系列有希望的候选者中识别XMM-牛顿观测中的新中间极（IP）。通过选择之前未知的X射线明亮目标，我们的目标是发现X射线不发光IP亚群的证据。我们对我们目标的XMM-牛顿X射线和光学数据进行了周期搜索，以寻找自旋和轨道周期，这在IP上是不同的。我们还研究了X射线光谱，以找到这些物体所显示的热等离子体发射。利用Swift存档数据，我们粗略地研究了长期的X射线变化，并利用来自各种目录的存档光学数据，我们将光学光度与X射线光度进行了比较，以识别X射线微弱的物体。本文介绍了对原型IP DQ Her的首次XMM-牛顿观测，发现HZ~Pup、V349 Aqr和IGR J18151-1052是IP的有力证据，它们白矮星自转周期可能分别为1552、390和390 s。前两者具有典型的IP的光度，后者被强烈吸收，距离未知。GI~Mon和V1084~Her是明显的非磁性CV，具有与WD自旋无关的有趣的短期变化。V533~Her可能是一个磁性CV，仍然是一个很好的IP候选者，而V1039 Cen可能是一个极性。剩下的候选人太虚弱了，无法得出任何确切的结论。
2020-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast-Cadence TESS Photometry and Doppler Tomography of the Asynchronous Polar CD Ind: A Revised Accretion Geometry from Newly Proposed Spin and Orbital Periods
TESS航天器在2018年几乎连续28天以两分钟的节奏观察了异步极地CD Ind，覆盖了该系统7.3天节拍周期的5个连续周期的一部分。这些观测提供了第一个完整的非同步极地自旋轨道拍周期的不间断测光。每拍两次，吸积流在白矮星上的磁极之间切换，导致白矮星（WD）的自旋脉冲在每次磁极切换后在两个波形之间交替。对波形的分析表明，一个吸积区域在活跃时是连续可见的，而另一个区域则经历了白矮星漫长的日食。我们认为，以前接受的周期为二进制轨道和WD自旋已被错误识别，而这种错误识别的原因是一个微妙的，容易被忽视的影响，它有深远的影响，系统的吸积几何的解释，并加倍估计的时间来实现。此外，我们的光度最大值的时间与Myers等人（2017）的二次星历不一致，并且光学自旋脉冲可能是白矮星旋转的不可靠指标。最后，我们使用多普勒层析成像的档案时间分辨光谱从2006年研究吸积流。虽然吸积流表现出更广泛的方位角的范围比典型的同步极，它是显着的扩展比其他三个异步的极性多普勒层析成像已报道。
2019-06-01 astro-ph.SR
The Rise and Fall of the King: The Correlation between FO Aquarii's Low States and the White Dwarf's Spindown
中间极性的宝瓶座FO（FO Aqr）在2016年，2017年和2018年经历了首次报道的低吸积状态，并使用新的可用摄影底片，我们在1965年，1966年和1974年确定了发现前的低状态。然而，我们分析的主要焦点是2002年至2018年期间获得的一组广泛的时间序列测光，特别是对2016-2018年低状态的密集覆盖。在计算了白矮星（WD）更新的自旋星历后，我们发现它的自旋周期在经历了27年的减少后，于2014年开始增加;没有其他中间极地经历过其周期导数的符号变化，但FO Aqr现在已经这样做了两次。我们的主要发现是，最近的低状态都发生在WD开始旋转下降后不久，尽管在之前的四分之一世纪中没有低状态的报道，当它旋转起来时。此外，系统的吸积模式对质量转移率非常敏感，当FO Aqr比V~14亮时，吸积几乎完全是圆盘进料，而当FO Aqr比V~14亮时，吸积基本上是流进料。即使在低态，掠食仍然可以探测到，证实了盘状结构的存在（但不一定是开普勒吸积盘）。我们将这些不同的观测结果与理论预测相关联，即在低状态下，系统的吸积盘消散成一个非开普勒环的抗磁斑点。最后，2017年从高状态进行的新XMM-牛顿观测显示，与2016年前的观测相比，软X射线光谱和X射线光度都有所下降。
2020-04-19 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Propagating Disturbances in a Polar Coronal Hole: Evidence of Slow Magneto-acoustic Waves
我们专注于检测和研究准周期性的传播功能，已被解释为慢磁声波和高速上升流。本文分析了1997年2月25日SOHO卫星上SUMER光谱仪对南极冕洞盘上部分的长期光谱观测。我们校准的速度相对于离肢体区域，并获得时间-距离图的强度，多普勒速度和线宽。我们还对不同纬度的不同时间序列曲线进行了互相关分析。我们研究了平均谱线轮廓的根传播的扰动和沿传播的脊，并进行红蓝不对称性分析。我们发现明确存在的传播扰动的强度和多普勒速度与预计的传播速度约$60\pm 4.8$公里的$^{-1}$和周期性的$\approx$ 14.5分钟。据我们所知，这是第一次同时检测传播扰动的强度以及多普勒速度在冕洞。在传播过程中，强度增强与蓝移多普勒速度相关联。这些扰动的强度在高纬度地区（即更靠近临边）也能清楚地看到，而多普勒速度的扰动在那里变得微弱。沿传播脊平均的谱线轮廓被发现是对称的，被很好地拟合由一个单一的高斯，并没有明显的红-蓝不对称。根据我们的分析，我们解释这些扰动传播慢磁声波。
2012-09-16 astro-ph.SR
Magnetically-gated accretion model: application to short bursts in the intermediate polar V1223 Sgr
一些中间极的爆发比在正常矮新星中观察到的要短得多，其起源很长一段时间都没有得到解释。我们在这里研究的情况下，V1223 Sgr，一个中间的极地，在1984年显示了一个短暂的爆发，并比较的爆发特性与预测的磁层门控模型。我们使用的档案数据从AAVSO，我们提取的爆发配置文件。我们使用我们的代码来计算被白矮星磁场截断的吸积盘的时间依赖性演化，使用对盘和磁场之间相互作用的简单描述，如D 'Antona和Spruit（2010）。我们发现V1223 Sgr经历了一系列短暂的爆发，上升通常持续两到三个小时，衰变时间稍长。当应用于中间极时，D 'Antona和Spruit（2010年）的模型很好地解释了观测到的爆发持续时间和强度。然而，我们确认，模型的结果敏感地依赖于相当差的约束模型的假设。我们还搜索了AAVSO数据库中其他IP的短爆发，确定了FO Aqr，TV Col，NY Lup和EI UMa的单个短爆发，但没有V1223 Sgr中观察到的系列。我们还发现了一个超级爆发，然后是CTCV J2056-3014中的一个超级爆发。虽然磁门吸积不稳定性模型显然是负责的V1223 Sgr短爆发的系列和最有可能在其他中间极的类似事件，描述这一过程的模型需要改进，特别是关于白矮星的磁场与吸积盘的相互作用。这项艰巨的任务可能会受益于模式的结果与额外的观测具有良好的时间覆盖和时间分辨率的进一步比较。
2022-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Magnetic Calibration of Photospheric Doppler Velocities
测量的光球多普勒频移的零点是不确定的，至少有两个原因：仪器变化（例如，热漂移），对流蓝移，强度和上升流之间的已知相关性。校准多普勒速度将是有用的（一）提高估计的坡印廷通量的磁能通过光球，和（二）约束过程的基础通量抵消，相互明显的损失磁通量在紧密间隔，相反极性的磁图功能。本文提出了一种利用三幅连续的矢量磁图和一幅与中心磁图重合的多普勒图来绝对标定太阳活动区视向速度的方法。它利用的事实，多普勒频移测量沿极性反转线（PIL）的LOS磁场确定垂直于磁场的速度的一个组成部分，并优化在PIL附近的LOS通量的变化和横向磁通量的运输LOS速度之间的一致性，假设理想的电场支配的磁场演变。我们将我们的方法应用于AR 11158的矢量磁图，由太阳动力学天文台的日震和磁成像仪（HMI）观测，并找到了多普勒零点偏移的明确证据，在50 - 550 m s $^{-1}$的范围内。此外，我们注意到，一个更简单的校准可以确定从LOS磁图和多普勒对从所有近磁盘中心PIL像素之间的中值多普勒速度。我们简要讨论了我们的初步实施的缺点，并提出了解决这些问题的方法。此外，作为我们的数据减少的一个步骤，我们讨论了使用的时间连续性的横向磁场方向，以纠正明显的虚假波动的分辨率的180 $^\circ$模糊。
2013-02-13 astro-ph.SR
Inconspicuous Solar Polar Coronal X-ray Jets as the Source of Conspicuous Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS) Doppler Outflows
我们更详细地研究了五个事件，以前确定为在太阳极区的日出/极紫外成像光谱仪（EIS）多普勒数据的强瞬态日冕外流的来源。虽然在日出/软X射线望远镜（XRT）的软X射线（SXR）图像和太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的EUV图像中，这些事件相对紧凑或微弱且不明显，但我们发现所有这些事件都与微弱的日冕X射线喷流相一致。这方面的证据是，这些事件是由预测大小为5，000 - 14，000公里的微丝爆发造成的，爆发速度为19 - 46公里/秒，这在已证实的X射线极冕洞喷流的情况下观察到的数值范围内。在SXR图像和一些EUV图像中，所有五个事件都显示出底部增亮，以及喷射尖顶的微弱迹象（在五种可确定的情况下有四种）远离最亮的底部增亮;这些属性对于更明显的X射线喷射是共同的。对于一个相对低纬度的事件，微暗条从附近（<~几角秒）的位置附近的喷发时间相反极性的磁通量补丁的收敛，这再次是与许多观测到的日冕喷流一致。因此，虽然太过微弱而无法被先验地识别为喷流，但所有五个事件都与典型的日冕喷流相同。这表明，喷流可能比以前的研究中认识到的更多，并可能大大有助于太阳风外流，并在帕克太阳探测器（PSP）的数据中观察到的磁之字形人口。
2022-10-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Velocities and Linewidths in the Network and Cell Interiors of a Polar Coronal Hole, Compared with Quiet Sun
利用从低过渡区（TR）到低日冕的不同高度的发射谱线，通过{ \it太阳和日光层天文台}（SOHO）/{ \it日冕诊断光谱仪}（CDS）的观测，获得了极冕洞和附近宁静太阳区的相对多普勒速度和谱线宽度。将观察区域分为网络和细胞内部，并在不同区域中检查上述参数的行为。已经发现，与网络相比，多普勒速度和宽度的直方图在细胞内部通常更宽。在大多数情况下，网络和细胞内部的多普勒速度直方图没有显着差异。然而，在安静太阳的情况下，对于最低线He { \sc ii} 304 π，单元内部的多普勒速度比网络的多普勒速度蓝移更多，并且对于最高线Mg { \sc ix} 368 π，可以看到相反的行为。线宽直方图显示，冠孔处的网状细胞差异更为突出。对于宁静太阳，网络具有比最低TR线He { \sc ii} 304 π的单元内部显著更大的线宽。对于冠状孔，这对于三条较低的TR线He { \sc ii} 304 μ m、O { \sc iii} 599 μ m和O { \sc v} 630 μ m是正确的。还得到了相对多普勒速度与宽度之间的相关性。对于最低过渡区线He { \sc ii} 304 π发现了轻微的正相关，其对于中间线进一步减小或变得不显著。对于低冕线Mg { \sc ix} 368 μ m，相关性变得强烈负相关。
2013-06-17 astro-ph.SR
On the Doppler Shift and Asymmetry of Stokes Profiles of Photospheric FeI and Chromospheric MgI Lines
我们分析了完整的斯托克斯光谱，同时测量的光球（FeI 630.15和630.25 nm）和色球（MgI b2 517.27 nm）线。这些数据是用HAO/NSO高级斯托克斯偏振仪（NOAA AR 9661）获得的。通过比较三条谱线的多普勒频移和不对称性，可以更好地理解色球谱线以及不同磁区的磁场和流场。主要结果如下：（1）对于光球FeI线观测到的半影区，Stokes I（Vi）的多普勒速度与线偏振剖面（Vlp）的多普勒速度非常接近，但与Stokes V剖面（Vzc）的多普勒速度有显著差异，这为半影区的Evershed流是磁化的并主要由水平磁分量携带提供了直接而有力的证据。(2)初步的逆Evershed效应观察到的MgI b2线提供了一个定性的证据，其形成的高度是周围或刚刚高于温度最低区域。(3)半影区的Vzc和Vlp以及孔隙区的Vzc通常接近色球层MgI线所观测到的Vi，而光球层FeI线的情况并非如此。(4)外半影和孔隙表现出类似的行为的斯托克斯V的不对称性，往往从正值的光球（FeI线），在低色球（MgI线）的负值。(5)谱斑区的Stokes V剖面在光球层中是高度不对称的，而在低色球层中更为对称。(6)强红移和大的不对称性被发现周围的磁极性反转线内的共同半影的三角洲斑点。因此，这项研究强调了使用色球线的分光偏振测量的重要性。
2010-06-17 astro-ph.SR
Doppler imaging of the double-lined active binary V824 Ara
我们引入了一个迭代的频谱解缠技术结合多普勒成像，以恢复表面温度图的两个组件的双线活动的二元系统。我们的方法提供了一个机会，以分离光谱的活性成分，同时最大限度地减少不必要的干扰，从其他组件的给定的线轮廓。用双线RS CVn型双星V824 Ara的实际数据验证了该方法的有效性。由此产生的多普勒图像揭示了极地地区的冷点以及两颗恒星的低纬度特征。此外，两个组件都有热点，它们彼此面对。这可能表明恒星磁场之间的相互联系。
2013-10-15 astro-ph.SR
Large Photospheric Doppler Shift in Solar Active Region 12673: I. Field-Aligned Flows
本研究针对太阳活动区NOAA 12673半影亮桥的强多普勒频移，结合HMI与Hinode/SP观测，用新型速度估算器DAVE4VMwDV证实场向流是频移主要成因，为δ黑子磁结构与流驱动机制研究提供依据。
2023-07-19 astro-ph.SR
Observations of Coronal Mass Ejections with the Coronal Multichannel Polarimeter
日冕多通道偏振仪（CoMP）不仅测量日冕辐射的偏振，而且测量日冕辐射线的全辐射轮廓。CoMP观测第一次在大视场中同时提供了冠状线强度、多普勒频移和线宽的高节奏图像序列。通过对多普勒频移和谱线宽度的研究，我们可以进一步探索日冕物质抛射的物理过程。在这里，我们确定了一个列表中的CME观测到的CoMP，并提出了这些意见的第一个结果。我们的初步分析表明，日冕物质抛射通常与大大增加多普勒频移和增强线宽。这些新的观测结果不仅为制约日冕物质抛射模式和探测日冕物质抛射在低日冕中初始传播过程提供了有价值的信息，而且还提供了一种可能的低风险、低成本的空间天气监测手段。
2013-05-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Aligned, Misaligned and Polar Orbits of Hot Jupiters: Measuring Spin-Orbit Angles via Doppler Tomography with HARPS-N
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Astronomical Institute of Charles University（查理大学天文研究所）；Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）；Institute of Physics, Faculty of Science, Pavol Jozef Šafárik University（帕沃尔·约瑟夫·沙法里克大学理学院物理研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）
通过HARPS-N多普勒断层扫描测量热木星的自转轨道角，揭示其轨道特征和测量方法的差异。
2026-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Horizontal Component of Photospheric Plasma Flows During the Emergence of Active Regions on the Sun
利用SOHO/MDI资料分析了太阳光球活动区磁通量出现的最初几个小时内水平等离子体流的动力学。四个活跃的地区出现在太阳边缘已被认为是。已经发现，具有不同符号的多普勒速度的扩展区域形成在水平速度场中的磁通量出现的第一个小时。观察到的流动与出现的磁通量直接相关;它们在活动区出现之初形成，并持续几个小时。所观察到的流动的多普勒速度逐渐增加，并在磁通量出现开始后4-12小时达到峰值。平均多普勒速度（在+/-500 m/s等值线内）和最大多普勒速度的峰值分别为800-970 m/s和1410-1700 m/s。观测到的多普勒速度大大超过光球磁通量外边界的分离速度。检测到的不对称性之间的速度结构的领先和跟随极性。多普勒速度结构位于领先的磁极性的区域更强大，存在的时间比在以下的极性区域。相反符号的速度结构之间的多普勒速度不对称性在羽化后很快达到峰值，然后在7-12小时内逐渐下降。平均和最大多普勒速度的不对称峰值分别达到240-460 m/s和710-940 m/s。本文给出了光球等离子体可观测流动的解释。
2012-12-16 astro-ph.SR
Kepler K2 Observations of the Intermediate Polar FO Aquarii
我们目前的测光的中间极地FO宝瓶座获得的K2任务的一部分，使用开普勒太空望远镜。数据的振幅谱证实了4.8508（4）h的轨道周期，光变曲线的形状与吸积盘的外缘在这个周期上折叠时被掩食的情况一致。宝瓶座FO的平均流量在观测期间发生了变化，表明质量吸积速率发生了变化。在较长周期的振幅谱中没有证据表明圆盘进动。振幅谱还显示了白矮星的自旋周期为1254.3401（4）s，拍频周期为1351.329（2）s，以及31个其他的自旋和轨道谐波。检测到的周期长于最后报告的周期1254.284（16）s，表明FO Aqr现在正在旋转下降，并且具有正$\dot{P}$。在K2观测过程中，自旋周期没有可检测到的变化，但自旋周期的相位与系统亮度相关。我们还发现拍频信号的幅度与系统亮度相关。
2016-04-07 astro-ph.SR
Measurements of Anisotropic Ion Temperatures, Non-Thermal Velocities, and Doppler Shifts in a Coronal Hole
我们提出了一个新的诊断允许一个测量的各向异性的离子温度和非热速度以及多普勒频移相对于周围的磁场。这种方法提供了新的结果，以及独立的测试与其他技术获得以前的测量。我们的光谱数据来自于对低纬度盘上冕洞的观测。位场源表面模型用于计算观测的每个空间仓的磁场线与视线之间的角度。进行拟合以确定平行和垂直于磁场的线宽和多普勒频移。对于每个线宽分量，我们推导出平行和垂直的离子温度和非热速度。垂直离子温度比离边极冕洞测量值低。平行离子温度与每个离子的1.8 +/- 0.2 x 10^{6} K的均匀温度一致。由于平行离子加热预计是弱的，该离子温度应反映质子温度。结果表明，在1.02Rsun附近存在较大的质子温度梯度.非热速度被认为与各种波的振幅成比例。我们的结果为垂直非热速度同意阿尔文波振幅推断出的极冕洞线宽度测量。我们的平行非热速度的结果是一致的慢磁声波振幅推断从傅立叶分析随时间变化的强度波动。多普勒频移测量结果显示，在很宽的温度范围内形成的离子的外流速度约为5 km/s^-1。这与其他研究不同，其他研究发现了强烈的多普勒频移依赖于地层温度。
2012-12-15 astro-ph.SR
A long-term optical and X-ray ephemeris of the polar EK Ursae Majoris
我们使用新的光学数据和存档的X射线/EUV数据搜索了极地EK Uma的长期周期变化。光学星历是从MONET/N望远镜远程获取的数据中得出的，并与基于Einstein、Rosat和EUVE数据的X射线星历进行了比较。一个三参数的组合数据集拟合产生的历元，周期，和光学最小值和X射线吸收骤降之间的相位偏移。增加的二次项是无关紧要的，并且对周期变化设置了限制。由此得到的线性星历的有效期超过30年，光学和X射线的共同周期为P=0.0795440225（24）天。在过去的17年中没有证据表明O-C长期变化或周期变化Δ P = -0.14+-0.50 ms。我们认为观测到的周期是轨道周期，并且系统是紧密同步的。光变曲线明亮部分的Δ P和相位恒定性的限制表明，在极星DP Leo和HU Aqr或前CV NN Ser中看到的O-C变化类型似乎不会发生在EK UMa中。X射线倾角在方位角上比光学极小值滞后9.5 ± 0.7度，提供了对吸积几何形状的一些了解。
2009-11-06 astro-ph.SR
The first Doppler imaging of the active binary prototype RS Canum Venaticorum
我们展示了原型活动双星RS CVn的第一张多普勒图像，这些图像来自2004年，2016年和2017年使用三个不同望远镜和观测站点观测到的高分辨率光谱。我们应用最小二乘反卷积技术，所有观测到的光谱，以获得高信号噪声线的轮廓，这是用来推导出的表面图像的活性K型组件。我们的图像显示K星上有一个复杂的斑点图案，在经度上广泛分布。我们的多普勒图像显示的所有恒星黑子都位于纬度70 $^{\circ}$以下。根据以前的光变曲线建模研究，我们没有发现K星上有极斑的迹象。使用多普勒图像来自两个连续的旋转周期，我们估计的表面微分旋转速率$ΔΩ= -0.039 \pm 0.003 ~rad~d^{-1}$和$α= ΔΩ/Ω_{eq} = -0.030 \pm 0.002$的K星。考虑到这两次旋转期间有限的相位覆盖，我们的差分旋转估计的不确定性可能更高。
2020-01-08 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
The Origin of the Doppler-flip in HD 100546: a large scale spiral arm generated by an inner binary companion
与年轻恒星相距亚弧秒的伴星很难成像。然而，它们的存在可以从它们在原行星盘的尘埃和气体中产生的扰动中推断出来。在这里，我们提出了一个新的解释SPHERE偏振观测，揭示了以前检测到的内部螺旋盘的HD 100546。该螺旋与新探测到的12CO内螺旋和先前报道的CO发射多普勒翻转相吻合，这被解释为嵌入式原行星的签名。与流体动力学模型的比较表明，这个多普勒翻转是螺旋的运动学对应物，它可能是由盘腔内部的一个内部伴星产生的。
2022-08-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Doppler Velocity Variation near the Solar Limb in the Solar Photosphere Observed with Hinode
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；National Institute for Fusion Science（核聚变科学研究所）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）
本研究利用Hinode卫星数据分析了太阳临边附近Fe I 630.15 nm谱线，发现颗粒对流导致朝向临边的红移增加，且颗粒谱线形成区域比颗粒间区域更厚。
2026-09-29 astro-ph.SR
The first Doppler images of the eclipsing binary SZ Piscium
我们提出的第一个多普勒图像的活动食双星系统SZ PSC，在2004年11月和2006年9月-12月获得的高分辨率光谱数据集的基础上。应用最小二乘反卷积技术从SZ Psc的观测光谱中获得高信噪比的轮廓。吸收功能的第三个组成部分的系统中检测到的LSD配置文件在所有观察到的阶段。我们估计第三分量的质量和周期分别约为$0.9 M_{\odot}$和$1283 \pm 10$ d。在从LSD剖面中去除第三体的贡献后，我们得到了SZ Psc的表面图。由此产生的多普勒图像表明K亚巨星组件表面有显著的星斑活动。星点的分布比以前的光度研究所揭示的更为复杂。较冷的K分量在整个观测季节中表现出明显的高纬度斑点以及许多低纬度和中纬度斑点群，但没有显示出任何大的，稳定的极帽，不同于许多其他活跃的RS CVn型双星。
2015-11-09 astro-ph.SR
Return of the King: Time-Series Photometry of FO Aquarii's Initial Recovery from its Unprecedented 2016 Low State
2016年5月，在观测历史上首次探测到中极FO~Aqr处于低态。我们报告的时间分辨测光的系统在其初始恢复从这个微弱的状态。我们的数据，其中包括高速测光的节奏只有2秒，显示存在非常强的周期性在22.5分钟和11.26分钟，相当于自旋轨道拍频和两倍的值，分别。自旋频率的脉冲也存在，但幅度比在亮态中通常观察到的要低得多。通过比较我们的功率谱与理论模型，我们推断，大量的吸积是流喂养在我们的观察，在对比的磁盘喂吸积占主导地位的明亮的状态。此外，我们发现，FO~Aqr的恢复速度与其他磁激变变星的恢复速度相比异常缓慢，$e$ -折叠时间为115 $\pm7$天。恢复还显示了在10天的跨度高达0.2等的亮度中值的不规则变化。最后，我们表明，自旋脉冲的到达时间取决于系统的整体亮度。
2016-10-10 astro-ph.SR
