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
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
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 a cool star using line profiles in all four Stokes parameters for the first time
冷恒星中的磁场无处不在，但由于其复杂性和相对较低的强度，仍然具有挑战性。极化信号的振幅与磁场强度成正比，目前对冷星磁场的研究只使用圆极化，因为线极化甚至更弱。然而，圆偏振只对磁场的视线分量敏感，这意味着当仅使用圆偏振重建恒星磁拓扑时，许多结构特征无法恢复或可能被误解。另一方面，线性极化对磁场的横向分量敏感，并且如果与圆极化相结合，则将提供磁场拓扑的更完整的图像。我们已经确定了第一个冷目标，RS CVn星II~Peg，适合于全斯托克斯矢量分析。使用目前的仪器，我们已经成功地系统地检测其线性极化签名的精度和旋转相位覆盖足够的磁映射。在这里，我们提出了第一个温度和磁场地图重建的冷星使用所有四个斯托克斯参数谱。
2014-08-18 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
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
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
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
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
Long-term magnetic field monitoring of the Sun-like star Ksi Bootis A
在2007年、2008年、2009年和2010年期间，在法国南峰的伯纳德·利奥望远镜上使用NARVAL分光偏振仪获得了太阳型恒星Ksi Bootis A的相位分辨观测。这些数据集使我们能够研究旋转调制和各种磁性和活动示踪剂的长期演变。在这里，我们专注于大规模的光球磁场（重建塞曼多普勒成像），塞曼加宽的FeI 846.84 nm磁力线，和色球CaII H和H α发射。
2010-12-02 astro-ph.SR
Magnetic topologies of two weak-line T Tauri stars TAP 4 and TAP 40
我们提出了一个塞曼多普勒成像研究的两个弱线金牛座T星TAP 4和TAP 40，基于高分辨率分光偏振观测与ESPaDOns在加拿大-法国-夏威夷望远镜在2013年11月，在MaTYSSE大计划的框架。我们应用两个塞曼多普勒成像代码的斯托克斯I和V的配置文件，以重建其亮度和大规模的磁场图像。两种成像程序的计算结果吻合较好。TAP 4在其表面上显示出一个大的极地冷点和几个中纬度的暖点，而TAP 40在其斯托克斯I剖面上显示出非常微弱的变化，这表明大部分光球没有斑点。我们在这两颗恒星的斯托克斯V剖面中都检测到塞曼签名。重建的磁场图显示出占主导地位的环向场，其中包括TAP 4和TAP 40的总磁能的60%左右。这两颗恒星都显示出显著的方位磁场圆环特征。我们从层析成像模型中推导出TAP 4上类似太阳的表面差异旋转。利用TAP 4的亮度图像预测了其活动引起的径向速度抖动。在滤除活动抖动后，其RV的RMS从1.7 km s $^{-1}$降低到0.2 km s $^{-1}$，但我们在TAP 4的滤波RV中没有检测到任何周期信号，这意味着它不太可能拥有一颗质量比0.1 au的$\sim$ 3.5 M $_{\rm Jup}$更大的系外行星。
2023-02-01 astro-ph.SR
Modelling the Hidden Magnetic Field of Low-Mass Stars
塞曼-多普勒成像是一种光谱偏振技术，用于绘制大尺度恒星表面磁场。这些地图反过来又被用来研究恒星的日冕和风的结构。然而，这种方法忽略了极化特征被抵消的任何小尺度磁通量。塞曼展宽的测量表明，表面磁通量的大部分可以用这种方法忽略。在本文中，我们评估的影响，这种“失踪的流量”的预测日冕结构和可能的速度自旋下降，由于恒星风。为此，我们创建了一个小尺度场的模型，并将其添加到12 M矮星样本的磁场的塞曼-多普勒图中。我们推断这一组合场，并确定一个流体静力学，等温日冕的结构。小尺度表面场的增加产生了一个覆盖大部分表面的低洼磁环地毯，包括太阳“冕洞”的恒星等效物，其中大尺度场被恒星风打开，因此将是X射线黑暗。我们表明，与旋转速率（所谓的“活动旋转关系”）的X射线发射措施的趋势是不受影响的小尺度字段添加时，相对于每个恒星的大尺度字段缩放。小尺度场的加入增加了表面通量;然而，控制风中质量和角动量损失的大尺度开放通量不受影响。我们的结论是，自旋下降时间和质量损失率从表面磁图计算不太可能被忽视的小尺度场显着影响。
2014-01-18 astro-ph.SR
Testing the reliability of magnetic field strength measurements for M dwarfs
Uppsala University（乌普萨拉大学）；Keele University（基尔大学）
本文通过合成的Stokes I谱分析M矮星磁场强度测量的可靠性，发现方法选择对Zeeman展宽诊断影响显著，WAIC在大多数情况下能更准确地恢复输入磁场强度。
2026-05-18 astro-ph.SR
Doppler images and the underlying dynamo. The case of AF Leporis
对太阳型恒星的（塞曼）多普勒成像研究经常揭示出大的高纬度斑点。这也包括具有相对浅的对流区的F星，表明这些恒星中的发电机不同于太阳发电机。我们的目标是确定是否晚F型矮星的平均场发电机模型可以重现多普勒地图中恢复的表面特征。特别是，我们希望测试的模型是否可以重现一些F矮星上观察到的高纬度斑点。利用Occamian近似反演技术获得了AF Lep的光度反演和表面温度图。低信噪比的光谱数据，通过应用最小二乘反卷积方法进行了改进。强磁通量在恒星速跃层的位置，以及从平均场发电机的解决方案获得的表面场进行了比较，与观测到的表面温度图。AF Lep的光度记录揭示了长期和短期的变化。然而，目前的数据集太短，无法估计周期长度。根据光度测定，我们确定该恒星的自转周期为0.9660+-0.0023天。地表温度图显示了一个占主导地位但不断发展的高纬度（约+65度）点。对测光的详细研究表明，有时光斑覆盖率在很长一段时间内变化很小，而在其他时候变化很快。在一套发电机模型中，具有与赤道对流区一样快的辐射内部旋转的模型与所获得的多普勒图像具有最高的兼容性。
2014-12-09 astro-ph.SR
Mapping Stellar Magnetic Fields
本文讨论了早期型恒星表面磁场拓扑重建问题，重点讨论了利用高分辨率光谱偏振观测信息内容的制图方法。本文概述了塞曼多普勒成像层析成像技术的基本原理，并总结了它在磁早型星研究中的应用。目前的观测和建模所面临的挑战，在这些恒星的表面磁场的研究进行了讨论。
2019-12-16 astro-ph.SR
Long-term magnetic field stability of Vega
我们提出了新的光谱偏振观测的正常A型恒星织女星，在2010年夏天获得的NARVAL在望远镜伯纳德Lyot（Pic du Midi天文台）。这个新的时间序列由6个不同夜晚收集的615个光谱组成。我们使用最小二乘去卷积技术从每个光谱计算出信噪比接近20，000的平均线轮廓。在对所有615个偏振观测结果进行平均后，我们检测到一个圆偏振塞曼信号，其形状和振幅与我们先前在2008年和2009年观测到的信号一致。使用塞曼-多普勒成像技术重建的恒星表面磁几何与2008年和2009年获得的地图一致，表明织女星光球场的大多数可识别特征仅受到大规模表面流动（差异旋转或纬向环流）的微弱扭曲。
2011-07-28 astro-ph.SR
Magnetic Field Structure and Activity of the He-burning Giant 37 Comae
本文给出了晚型巨星37Com的第一张磁图。应用最小二乘反褶积（LSD）方法和塞曼多普勒成像（ZDI）反演技术。色球活动指标H？_同时测量α、S指数、Ca i IRT和径向速度。根据最新的恒星演化模型和化学丰度分析，研究了该恒星的演化状态。37 Com似乎正处于燃烧氦的核心阶段。
2013-10-30 astro-ph.SR
Hidden magnetic fields of young suns
现在，活跃的类太阳恒星的全球磁场通常用分光偏振测量来探测，并用塞曼多普勒成像（ZDI）来绘制。然而，由于相反的场极性的取消，偏振测量仅捕获磁通量的一小部分，并且如果由小尺度分量主导，则不能评估整个恒星表面的磁场。分析高分辨强度谱中的塞曼展宽可以揭示这些隐藏的复杂磁场。从历史上看，由于塞曼效应与其他影响谱线的展宽机制难以分离，很少有人尝试获得G矮星的这种测量结果。本文提出了一种基于不同磁灵敏度的光学原子谱线的相对塞曼增强的磁场诊断新方法。使用这种技术，我们获得了15个类太阳恒星的78个场强测量值，其中包括一些研究得最好的年轻太阳双胞胎。我们发现，平均磁场强度$Bf$下降，从1.3-2.0千克的年轻恒星约1.2 -0.8千克的老恒星。平均场强与Rossby数、日冕和色球发射指标有明显的相关性。我们的研究结果表明，磁性区域具有大致相同的本地磁场强度$B\approx3.2$ kG在所有的恒星，与填充因子$f$这些地区系统地增加与恒星的活动。将我们的结果与相同恒星中全球磁场的分光偏振分析进行比较，我们发现ZDI恢复了最活跃恒星中总磁场能量的约1%。对于最不活跃的目标，这一数字下降到仅0.01%。
2020-02-24 astro-ph.SR
The open flux evolution of a solar-mass star on the main sequence
已知磁场活动与中等活跃的主序星的自转周期有关。反过来，恒星自转周期的演变是由于磁化的恒星风带走角动量的结果。因此，了解磁场活动和恒星自转之间的相互作用是恒星天体物理学的中心任务。角动量演化模型通常采用根据表面磁场强度制定的自旋下降扭矩。然而，这些公式无法解释磁场的几何形状，不像那些用开放通量表示的公式，即恒星风流动的磁通量。在这项工作中，我们使用的扭矩法制定的开放通量的主序星太阳质量的角动量演化模型。这是使用一个潜在的场源表面模型结合塞曼多普勒磁图的样本大致太阳质量的恒星。我们探讨这些恒星的开放通量如何随恒星自转和源表面半径的选择而变化。我们还探讨了通过使用两种方法来确定开放通量的字段的几何形状的效果。第一种方法只考虑偶极子分量，而第二种方法考虑了塞曼多普勒磁图中的全部球谐函数。我们发现这两种方法之间只有一个很小的差异，这表明主序星太阳质量恒星的开放通量，实际上是自旋下降，可能是由磁场的偶极分量主导的。
2017-11-10 astro-ph.SR
Analytical calculation of Stokes profiles of rotating stellar magnetic dipole
由于著名的塞曼多普勒成像，对旋转恒星在不同相位出现的偏振的观测开辟了绘制恒星表面磁场的可能性。当磁场足够弱时，恒星上每一点的圆偏振和线偏振分布分别正比于未扰动强度分布的一阶和二阶导数。我们表明，弱场近似（弱线的情况下，线偏振）可以推广到旋转的恒星，包括多普勒效应的情况下，并考虑到恒星表面上的集成。斯托克斯轮廓被写作为一个线性组合的波长相关的条款表示为系列的展开厄米多项式。这些项包含表面积分磁场和速度分量。这些量的直接数值评估限于旋转速度不大于8倍的多普勒宽度的本地吸收配置文件。此外，我们证明，在一个旋转的恒星，圆偏振通量取决于导数的强度通量相对于波长，也对自己的配置文件。同样，线性偏振取决于轮廓及其相对于波长的一阶和二阶导数。我们将一般表达式推广到旋转偶极子。
2012-06-12 astro-ph.SR
Stokes IQUV Magnetic Doppler Imaging of Ap stars I. ESPaDOnS and NARVAL Observations
在本文中，我们描述和评估新的谱线偏振观测获得的目标映射的磁性AP星的表面非常详细。利用ESPaDONS和NARVAL光谱偏振仪获得了7颗明亮Ap星的100个完整或部分Stokes IQUV序列，对应于297个单独的偏振光谱。这些目标的质量范围从大约1.8到3.4个太阳质量，自转周期范围从2.56到6.80天，最大纵向磁场强度范围从0.3到超过4 kG。对于7颗恒星中的3颗，我们已经获得了对整个旋转周期进行采样的密集相位覆盖。这些数据集适用于使用磁多普勒成像（MDI）立即进行磁性和化学丰度表面测绘。对于剩下的4颗恒星，已经获得了部分相位覆盖，为了绘制这些恒星的表面，还需要进行额外的观测。减少观测的中值信噪比超过700每1.8公里\s像素。所有恒星的光谱基本上在所有单独的谱线上都显示出斯托克斯V塞曼的特征，大多数恒星在许多单独的谱线上都显示出清晰的斯托克斯QU特征。与前几代观测相比，这些观测在信噪比、分辨能力和测量不确定性方面提供了大大改进的数据集。纵向磁场的测量表明，数据在计算的不确定性内是内部一致的，通常在50至100 sigma水平。数据也被证明是在良好的协议与发表的意见，并在定性协议与发表的表面结构模型的预测。本研究确定了2006-2010年期间ESPaDOnS和NARVAL高分辨率分光偏振仪的性能和稳定性。
2012-06-25 astro-ph.SR
Small-scale magnetic fields of the spectroscopic binary T Tauri stars V1878 Ori and V4046 Sir
目的。本研究的目的是研究两颗光谱双星TTauri V1878 Ori和V4046 Sgr的小尺度磁场。这样做是为了完成这些恒星表面磁场的观测特征，因为迄今为止只有它们的大尺度磁场被塞曼多普勒成像（ZDI）研究。方法.为了研究小尺度磁场，使用CFHT的ESPaDOnS摄谱仪获得的高分辨率存档光谱研究了近红外Ti I线的差分塞曼增强。为了分别研究双星的组成部分，通过考虑在不同轨道相位上进行的观测，对光谱进行了分离。塞曼增强分析是基于详细的偏振辐射转移计算辅助马尔可夫链蒙特卡罗推断，治疗磁场填充因子和其他恒星参数，可能会影响光谱作为自由参数。结果获得的V1878 Ori各组分的平均磁场强度分别为1.33和1.57 kG。之前ZDI对V1878 Ori的研究恢复了大约14%和20%的磁场强度。对于V4046 Sgr，磁场强度分别为1.96和1.83 kG。在这种情况下，总磁场强度的约12%和9%被ZDI检测到。结论.小尺度磁场强度从塞曼增强获得的两个组成部分的每一个二元类似。这与使用相同观测进行的ZDI调查获得的大规模磁场形成对比。而大规模的领域可能看起来有很大的不同。这表明两个双星的磁发电机的效率是相当的，因为大部分能量是由小尺度场携带的。
2022-01-13 astro-ph.SR
Modification of the MOOG spectral synthesis codes to account for Zeeman broadening of spectral lines
在试图扩大进入恒星天文学的磁场研究，我提出的MOOGStokes，一个版本的MOOG一维LTE辐射转移代码，大修纳入斯托克斯矢量治疗的偏振辐射通过磁介质。MOOGStokes是一套由三个互补的程序组成的软件，它们可以一起合成具有磁场的恒星的盘平均出射光谱。第一个元素（称为CounterPoint的预处理脚本）针对给定的磁场强度计算塞曼敏感线的分量的波长偏移和偏振。第二个元素（一个MOOG驱动程序，称为SynStokes，来自现有的MOOG驱动程序Synth）使用塞曼移位吸收线的列表以及现有的MOOG机器，在恒星盘的许多位置合成出射光谱，占恒星和磁场几何形状。第三个也是最后一个元素（一个名为DiskoBall的后处理脚本）通过用临边变暗和投影面积对单个出射光谱进行加权，并应用多普勒展宽效应来计算磁盘平均光谱。总而言之，MOOGStokes软件包允许用户在熟悉的计算框架中合成具有磁场的恒星的紧急光谱。MOOGStokes为所有Stokes矢量（I，Q，U和V）生成磁盘平均光谱，并通过连续统进行归一化。MOOGStokes与INVERS10的预测一致，INVERS10是一个在恒星磁场研究中有着悠久历史的极化辐射转移代码。在非磁性极限，MOOGStokes也同意的标量版本的MOOG的预测。
2013-06-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Characterising the surface magnetic fields of T Tauri stars with high-resolution near-infrared spectroscopy
我们的目标是从高分辨率近红外光谱中获得8颗金牛座T星样品的表面磁场。我们样本中的一些恒星从以前的光谱或光谱偏振研究中已知是磁性的。我们的目标是：1）应用塞曼加宽模型的金牛座T星的高分辨率数据，2）扩大样本的恒星测量表面磁场强度，3）调查可能的旋转或长期的磁变化，通过比较光谱时间序列的给定目标，和4）比较磁场模量<B>跟踪小尺度磁场的大尺度磁场由斯托克斯V塞曼多普勒成像。我们模拟的磁敏感谱线在近红外K-波段的高分辨率光谱的塞曼加宽，通过使用基于现实的模型大气的磁谱合成，并通过使用不同的描述的表面磁场。我们开发了一个贝叶斯框架，根据数据中包含的信息选择磁场处方的复杂性。我们使用四种不同的模型获得了样本中每颗恒星的单独磁场测量值。我们发现贝叶斯模型4在样品上测量的磁场范围内（从1.5 kG到4.4 kG）表现最好。我们没有检测到一个强大的旋转变化<B>的平均峰到峰的变化为0.3千克。我们的置信区间是相同的数量级，这表明塞曼加宽是由均匀分布在恒星表面的小尺度磁场产生的。我们的结果与平均大规模磁场测量斯托克斯V ZDI的比较显示不同的分数的平均场强被恢复，从25-42%相对简单的极向轴对称场拓扑结构的2-11%，更复杂的领域。
2019-09-11 astro-ph.SR
Full Stokes magnetometry of the active M dwarfs AU Mic and EV Lac with SPIRou
本文利用SPIRou对活跃M矮星AU Mic和EV Lac进行全斯托克斯观测，通过塞曼-多普勒成像重建其磁场拓扑，发现AU Mic大尺度场简单且近轴对齐，EV Lac则更复杂更强，并证明斯托克斯QU信号能显著提高磁场重建的可靠性。
2025-07-02 astro-ph.SR
Putting atomic diffusion theory of magnetic ApBp stars to the test: evaluation of the predictions of time-dependent diffusion models
最近的一系列理论原子扩散研究解决了具有挑战性的问题，预测不均匀的垂直和水平的磁性ApBp星的大气中的化学元素分布。在这里，我们批判性地评估最复杂的这种扩散模型的基础上，在磁化恒星大气中的原子扩散的时间依赖性治疗直接与观测比较，以及通过测试广泛使用的表面映射工具与该理论预测的谱线配置文件。我们发现，Fe和Cr的平均丰度被严重低估的随时间变化的理论扩散模型，与差异达到1000倍的Cr。我们还表明，多普勒成像反演代码，无论是根据理论的三维丰度分布模拟的个别金属线或线平均配置文件的建模的基础上，能够重建正确的水平化学斑点图，尽管忽略了垂直丰度的变化。这些数值实验证明了直接比较的经验二维多普勒地图与理论扩散计算。这种比较通常不利于当前的扩散理论，因为很少有化学元素被观察到在水平场区域形成过量环，正如理论所预测的那样，并且在径向场区域附近有许多元素积累的例子，这不能用扩散计算来解释。
2017-11-20 astro-ph.SR
Abundance distributions over the surfaces of magnetic ApBp stars: theoretical predictions
最近发表的经验丰度图，通过（塞曼）多普勒映射（ZDM），目前不同意的丰度结构预测的原子扩散的数值模型在磁性大气中的ApBp星。在解决这些差异的第一步，我们提出了一个国家的最先进的网格的平衡丰度分层在大气中的磁性Ap星T_eff = 10000 K和log g = 4.0。16个化学元素的行为，包括预测有关的过度和/或不足的丰度在恒星表面的描述之后，讨论目前被忽视的物理过程的可能影响。
2015-09-29 astro-ph.SR
Unlocking new information in stellar circular polarisation with second-order least-squares deconvolution
Uppsala University（乌普萨拉大学）
本研究将最小二乘反卷积扩展至弱场极限之外，通过二阶项提取场模量，将弱场近似失效转化为新可观测量，适用于任何具有Stokes V信号的恒星。
2026-10-07 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
HD 46375: seismic and spectropolarimetric analysis of a young Sun hosting a Saturn-like planet
HD 46375是一颗类似土星的系外行星，距离主星0.04天文单位。在2008年11月获得的34天CoRoT运行中初步确定了行星反射的星光。我们约束的磁场的HD 46375的光谱偏振观测与NARVAL光谱仪在Pic du Midi天文台的基础上的属性。此外，我们还利用高分辨率的NARVAL通量谱来控制大气参数。有了这些限制，我们执行的HD 46375使用从CoRoT光变曲线提取的频率的asteroseisic分析和建模。我们使用塞曼多普勒成像来重建恒星表面的磁图。在光谱分析中，我们使用一维LTE大气模型拟合孤立线。该分析用于限制恒星的有效温度，表面重力和化学成分。为了提取关于p模式振荡的信息，我们使用了基于包络自相关函数（EACF）的技术。从塞曼多普勒成像观测，我们观察到一个磁场~5高斯。根据光谱分析，HD 46375是一颗未演化的K 0型恒星，金属丰度[Fe/H]=+0.39。由于恒星相对较暗（m_hip=8.05），信噪比太低，无法识别单个模式。然而，我们测量到p模式过剩功率和大分离Δ nu_0=153.0 +/-0.7 muHz。由于光谱和地震分析，我们能够限制恒星的基本参数。我们得出结论，HD 46375类似于Alpha-CenB的年轻版本。这项工作具有特殊意义，因为它结合了系外行星科学和星震学，而这两个学科是目前开普勒任务和拟议的PLATO任务的主题。
2010-11-11 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
The contribution of starspots to coronal structure
由于塞曼-多普勒成像等探测方法的进步，近年来我们对恒星磁场结构的认识取得了重大进展。将这个表面磁场外推到日冕中，提供了日冕磁场和等离子体的3D模型。这种方法主要对恒星表面亮区的磁场敏感。暗（斑点）区域被删失，因为那里的塞曼签名被抑制。通过模拟这些斑点中可能包含的磁场，我们研究了这种信息丢失可能对我们理解日冕结构的影响。作为例子，我们选择了两颗恒星（V374 peg和AB Dor），它们具有非常不同的磁图和斑点覆盖模式。我们发现，斑场的影响不仅取决于在斑点的相对量的流量，但它在恒星表面的分布。对于像AB Dor这样具有高光点覆盖率和大极点的恒星，在其最大的影响下，光点场几乎可以使开放的通量部分增加一倍（从而减少自旋下降时间），同时增加X射线发射测量两个数量级，并显着影响X射线旋转调制。
2010-08-21 astro-ph.SR
Magnetic geometry and surface differential rotation of the bright Am star Alhena A
Alhena A（$γ$ Gem A）是一颗明亮的Am星，拥有迄今为止所报道的最强的盘积分磁场强度。它的光谱表现出标准的圆偏振塞曼签名，与所有以前研究的Am星显示由单符号波瓣主导的异常签名相反。我们在这里提出的后续观测的Alhena的结果，使用非常高的信噪比光谱偏振测量数据获得了超过25个观测夜晚，与NARVAL在望远镜伯纳德Lyot，在BRITE（亮目标探测器）光谱偏振测量的框架。我们确认Alhena A是磁性的，我们使用不同的方法确定其表面磁性。倾斜偶极子模型被用来再现纵向场测量，以及斯托克斯V线轮廓本身。在这两种情况下，该模型与$\sim$ 30 G的极性场强一致。塞曼多普勒成像（ZDI）模型证实了这一点，该模型还揭示了更小尺度的磁性结构。一个8.975天的旋转周期被确定使用强度线轮廓变化。ZDI反演结果表明，地表磁场被差异旋转剪切，高纬度和低纬度之间的旋转速率差异约为太阳值的15%。这一结果挑战了中等质量主序星表面差异自转的理论。
2019-12-18 astro-ph.SR
High-resolution spectropolarimetric of k Cet: A proxy for the young Sun
在对太阳进行的时间k Cet（HD 20630）的太阳代理研究中，它可能具有非常接近太阳的质量和年轻的年龄。在这项研究中，我们监测的磁场和色球活动的Ca II H & K线的k Cet。我们使用最小二乘解卷积（LSD，Donati等，1997），同时提取包含在所有8,000个光球线的阶梯光栅（K1型恒星）的信息。为了重建一个可靠的磁图和表征的表面差异旋转的k Cet，我们使用了14个曝光分布在2个月内，以覆盖至少两个旋转周期（Prot ~ 9.2天）。LSD技术被应用于检测我们的14个观测值中的每一个的磁场的塞曼签名，并测量其纵向分量。为了重建k Cet的磁场几何形状，我们应用了塞曼多普勒成像（ZDI）反演方法。ZDI揭示了径向磁场中由极磁点组成的结构。在这项研究中，我们提出了一个高分辨率的分光偏振运动的fisrt看结果，以表征活动和磁场的这个年轻的太阳代理。
2013-10-28 astro-ph.SR
Magnetic Field of the Active Planet-hosting M Dwarf AU Mic
AU Mic是一颗年轻、非常活跃的M型矮星，有一个碎片盘和至少一颗海王星大小的行星。在这里，我们提出了详细的分析的磁场的AU麦克风的基础上以前未发表的高分辨率光学和近红外光谱偏振观测。我们报告了一个系统的检测圆偏振和线偏振签名在恒星光球线。试验性塞曼多普勒成像模型的前一个数据表明，非轴对称的全球领域的表面平均强度约为90 G。同时，线偏振观测表明存在一个强得多的$\approx$ 2 kG轴对称偶极场，由于AU Mic的赤道取向，它没有贡献圆偏振信号。一个单独的塞曼加宽和强化分析，使我们能够确定一个平均场模量分别为2.3和2.1千克的Y-和K-带原子线。这些磁场测量对于了解AU Mic行星系统内的环境条件至关重要。
2020-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The evolution of surface magnetic fields in young solar-type stars
年轻太阳型恒星的表面自转速率从前主序星末到主序星早期随年龄迅速减小。这表明，在这些恒星中运行的发电机也有一个重要的变化，这应该可以在它们的表面磁场中观察到。在这里，我们提出了早期的研究结果，旨在观察这些磁场的演变，通过这个关键的时间段。我们正在观察疏散星团和恒星协会中的恒星，以提供精确的年龄，并使用塞曼多普勒成像来表征复杂的磁场。这里展示的是六颗恒星的结果，其中三颗在β Pic星协（约1000万年），三颗在AB Dor星协（约10000万年）。
2013-10-08 astro-ph.SR
Dynamo Processes in the T Tauri star V410 Tau
我们提出了新的亮度和磁场图像的弱线金牛座T星V410头，使用的数据从NARVAL分光偏振望远镜伯纳德Lyot（TBL）。亮度图像显示了一个大的极斑和低纬度的显著斑点覆盖。磁图显示了一个主要是偶极和非轴对称的磁场，具有很强的方位分量。磁场为50%极向和50%环向，并且从磁图像中可以明显看到非常小的差异旋转。对这颗恒星的光度监测活动先前显示V波段的变化高达0.6等，但在2009年的光变曲线要平坦得多。这里给出的多普勒图像与这种低变异性一致。计算由映射的斑点分布预测的通量给出0.04星等的峰间变化。与以前的观测结果相比，光变曲线振幅的减少似乎与光斑分布的变化有关，而不是数量或面积。本文是TBL在2009-2012年期间对V410 Tau进行的塞曼多普勒成像活动的第一篇论文。在这段时间内，预计光变曲线将返回到高振幅状态，使我们能够确定光度变化是否伴随着磁场拓扑结构的变化。
2009-11-29 astro-ph.SR
Multi-wavelength observing of a forming solar-like star
蛇夫座V2129是一颗质量为1.35太阳的经典金牛座T星，拥有强大而复杂的磁场。通过外推从观测得出的磁表面地图，通过塞曼多普勒成像，模型V2129 Oph的日冕已建成，并用于作出预测，关于全球的X射线发射测量，X射线发射的调制量，吸积冲击的密度。2009年6月下旬，我们将开展一项雄心勃勃的多波长、多观测站点和近同期活动，将光谱光学、近红外、紫外、X射线、分光偏振和光度监测相结合。这将允许确定经由场外推导出的3D场拓扑的有效性。
2009-06-26 astro-ph.SR
Exploring the magnetic topologies of cool stars
冷星的磁场可以通过研究光球谱线上的塞曼效应，用几种方法直接研究。在非偏振光下进行光谱测量，可以导出恒星盘上平均的总磁通量，但关于磁场几何形状的信息非常少。旋光光谱法提供了一个补充信息的大规模组成部分的磁拓扑结构。利用塞曼-多普勒成像（ZDI），可以检索这些信息，以生成恒星表面的矢量磁场图，特别是评估极向和环向分量的相对重要性以及场分布的轴对称程度。与多线技术和ZDI相关的高性能分光偏振仪的发展使我们能够在整个赫兹-罗素图中探索恒星的磁拓扑结构，这些恒星的质量，年龄和旋转周期范围很广。这些观测结果对冷恒星发电机效应产生磁场提出了新的限制。特别是，太阳孪晶的研究带来了新的见解的影响，旋转的太阳发电机，而强大和稳定的偶极磁场的检测完全对流恒星的问题的速度跃层在这一过程中的确切作用。
2010-09-14 astro-ph.SR
