云南-香港寬視場(chǎng)巡天新發(fā)現(xiàn)的一個(gè)磁活動(dòng)雙星系統(tǒng)?

王建華 顧盛宏 王曉彬 楊光宇 吳偉堅(jiān)

(1 中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái)昆明650216)(2 中國(guó)科學(xué)院天體結(jié)構(gòu)與演化重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室昆明650216)(3 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院北京100049)(4 香港天文學(xué)會(huì)香港999077)

1 引言

眾所周知, 太陽(yáng)表面上存在著諸多的磁場(chǎng)活動(dòng)現(xiàn)象, 如太陽(yáng)黑子、耀斑等. 近幾十年的測(cè)光和分光觀測(cè)表明類似的磁場(chǎng)活動(dòng)現(xiàn)象也普遍存在于晚型恒星[1]. 1947年,Kron[2]在分析食雙星的觀測(cè)數(shù)據(jù)時(shí)發(fā)現(xiàn)其中4個(gè)系統(tǒng)的光變曲線在食外位相存在顯著的光度畸變現(xiàn)象. 25 yr后, Hall[3]提出, 這種類似波動(dòng)的光度畸變現(xiàn)象可以解釋為恒星表面黑子隨著恒星自轉(zhuǎn)移動(dòng)而導(dǎo)致, 形成了除了交食光變之外的類似正弦波一樣的附加光度畸變. 之后, Hall[4]通過對(duì)大量類似的食雙星系統(tǒng)的分析, 提出了RS CVn(RS Canum Venaticorum)型活動(dòng)雙星系統(tǒng)這一概念, Kron發(fā)現(xiàn)的4個(gè)食雙星系統(tǒng)被歸類為RS CVn型活動(dòng)雙星.

太陽(yáng)表面的磁活動(dòng)現(xiàn)象起因于對(duì)流和自轉(zhuǎn)的相互作用, 即太陽(yáng)發(fā)電機(jī)模型. 在其他的晚型恒星中, 較深的對(duì)流層和快速自轉(zhuǎn)為恒星磁場(chǎng)活動(dòng)提供了可能, 使得晚型恒星表面出現(xiàn)了光球黑子、色球譜斑和耀斑等劇烈磁場(chǎng)活動(dòng)[5]. 對(duì)恒星磁場(chǎng)活動(dòng)的觀測(cè)研究是深入了解恒星磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)和演化的重要手段. 活動(dòng)雙星系統(tǒng)對(duì)于研究恒星磁場(chǎng)活動(dòng)來說是理想的研究對(duì)象, 這主要因?yàn)橐韵聝蓚€(gè)原因: 雙星系統(tǒng)的物理參數(shù)相對(duì)于單星來說更加容易測(cè)定; 在雙星系統(tǒng)中, 潮汐作用可以使得兩個(gè)子星的自轉(zhuǎn)速度加快, 使得子星在一生中的大部分時(shí)間里保持較劇烈的磁場(chǎng)活動(dòng).

在過去的幾十年當(dāng)中, 人們對(duì)一些活動(dòng)雙星系統(tǒng)進(jìn)行了大量的測(cè)光以及分光觀測(cè)研究. 例如, Alekseev等[6]對(duì)RS CVn型活動(dòng)雙星VY Ari進(jìn)行了同時(shí)的測(cè)光和分光研究, 發(fā)現(xiàn)在光變曲線上黑子活動(dòng)劇烈的位相(即光度極小的位相), Hα發(fā)射線的強(qiáng)度也會(huì)顯示出增大的現(xiàn)象. Biazzo等[7]在1989到1997年期間對(duì)RS CVn型活動(dòng)雙星HK Lac的觀測(cè)研究也發(fā)現(xiàn)了類似的光變曲線和Hα發(fā)射線強(qiáng)度的反相關(guān)關(guān)系. 除此之外, Strassmeier等[8]在活動(dòng)單星LQ Hya上也發(fā)現(xiàn)了類似的反相關(guān)現(xiàn)象. 這說明, 恒星光球?qū)雍蜕驅(qū)拥拇艌?chǎng)活動(dòng)存在著空間上的緊密聯(lián)系, 同時(shí)觀測(cè)光球?qū)雍蜕驅(qū)拥幕顒?dòng)現(xiàn)象為了解恒星磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)提供了重要的研究素材.

為了能夠更好地限制和完善恒星磁場(chǎng)發(fā)電機(jī)理論, 需要發(fā)現(xiàn)更多的樣本星. 在磁活動(dòng)星的搜尋方面, 國(guó)內(nèi)外多個(gè)大視場(chǎng)巡天項(xiàng)目均有建樹. 中國(guó)的大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜天文望遠(yuǎn)鏡(LAMOST)光譜巡天的綜合觀測(cè)能力居于國(guó)際領(lǐng)先水平.基于LAMOST的巡天數(shù)據(jù)已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了一批磁活動(dòng)星[9]. 在國(guó)外, WASP (Wide Angle Search for Planets)巡天項(xiàng)目[10]也發(fā)現(xiàn)了一些磁活動(dòng)星, 比如Helminiak等[11]通過光譜數(shù)據(jù)結(jié)合WASP測(cè)光數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)了K型活動(dòng)食雙星AK For. Kepler和TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite)太空望遠(yuǎn)鏡也發(fā)現(xiàn)了許多磁活動(dòng)星, 比如RS CVn型活動(dòng)雙星RU Cnc[12]. 在本文中, 我們介紹了一個(gè)由云南-香港寬視場(chǎng)巡天項(xiàng)目新發(fā)現(xiàn)的磁活動(dòng)雙星系統(tǒng). 在文章的第2部分, 描述了本文所涉及到的觀測(cè)和數(shù)據(jù)處理. 在第3部分, 分析了該雙星系統(tǒng)的色球活動(dòng), 得到了其軌道參數(shù)和黑子參數(shù). 最后, 討論了前面得到的結(jié)果,對(duì)這項(xiàng)觀測(cè)研究工作做了總結(jié).

2 觀測(cè)和數(shù)據(jù)處理

2.1 發(fā)現(xiàn)新系統(tǒng)

本文所介紹的活動(dòng)雙星系統(tǒng)是由云南-香港寬視場(chǎng)巡天項(xiàng)目[13]發(fā)現(xiàn)的. 該巡天項(xiàng)目利用一架位于云南天文臺(tái)麗江觀測(cè)站的45 cm寬視場(chǎng)望遠(yuǎn)鏡對(duì)幾個(gè)固定天區(qū)進(jìn)行系外行星凌食事件巡天觀測(cè), 探測(cè)器為4k×4k的CCD (Charge-Coupled Device)相機(jī), 對(duì)應(yīng)的觀測(cè)視場(chǎng)大小約為1.7?×1.7?. 在早期的數(shù)據(jù)處理中, 除了凌食系外行星候選體以外, 也發(fā)現(xiàn)了一些其他類型的變星, 如食雙星、脈動(dòng)變星、磁活動(dòng)變星等. 本文介紹的就是該巡天項(xiàng)目新發(fā)現(xiàn)的一個(gè)具有磁場(chǎng)活動(dòng)的食雙星系統(tǒng)2MASS-J224050.50+484404.2, 其坐標(biāo)為赤經(jīng)22:40:51, 赤緯+48:44:05, V星等為13.2. 圖1為該巡天項(xiàng)目于2018年12月9日至16日觀測(cè)的該雙星系統(tǒng)光變曲線. 圖2為該目標(biāo)的2MASS (Two Micron All-Sky Survey)證認(rèn)圖.

圖1 云南-香港寬視場(chǎng)巡天得到的觀測(cè)光變曲線Fig.1 Light curve observed in Yunnan-Hong Kong (HK) wide field survey

圖2 2MASS-J224050.50+484404.2的證認(rèn)圖, 箭頭所指處為該目標(biāo)雙星.Fig.2 Finding chart of 2MASS-J224050.50+484404.2, the arrow indicates the binary target.

2.2 測(cè)光觀測(cè)和數(shù)據(jù)處理

我們于2018年10月17、18、19日利用云南天文臺(tái)1 m光學(xué)望遠(yuǎn)鏡附加2k×2k像素的CCD相機(jī)對(duì)該活動(dòng)雙星系統(tǒng)進(jìn)行了V、Rc兩色測(cè)光觀測(cè). 儀器系統(tǒng)的有效視場(chǎng)約為7.3′×7.3′. 曝光時(shí)間分別為V波段240 s、Rc波段100 s.

我們將觀測(cè)所得的CCD圖像利用IRAF (Image Reduction and Analysis Facility)軟件包進(jìn)行了處理, 包括去除本底、平場(chǎng)改正以及宇宙線剔除, 然后利用IRAF的孔徑測(cè)光任務(wù)得到了目標(biāo)星和比較星的儀器星等值. 最后, 利用Tamuz等[14]和Cameron等[15]提出的方法對(duì)所得到的原始測(cè)光數(shù)據(jù)進(jìn)行了系統(tǒng)誤差改正. 結(jié)果表明, 兩個(gè)波段的典型觀測(cè)誤差分別為V波段0.007 mag、Rc波段0.006 mag.

利用此次觀測(cè)中的主極小光變曲線和上述巡天觀測(cè)中的主極小光變曲線(參見表1),我們用二次函數(shù)擬合法得到了一系列的主極小時(shí)刻. 再運(yùn)用最小二乘法擬合得到的所有主極小時(shí)刻, 得到了該雙星系統(tǒng)的主極小歷元公式:

其中, Min.I為主極小時(shí)刻,E為圈數(shù). 在上述計(jì)算過程中, 我們均使用HJD (Heliocentric Julian Date), 即日心儒略日來進(jìn)行計(jì)算.

表1 測(cè)光主極小時(shí)刻Table 1 Photometric minimum times of primary eclipse

對(duì)于在1 m望遠(yuǎn)鏡得到的全部觀測(cè)數(shù)據(jù), 我們使用歷元公式(1)式來計(jì)算其軌道位相,所得的結(jié)果光變曲線如圖3所示.

圖3 雙星系統(tǒng)的光變曲線和W-D (Wilson-Devinney)程序擬合結(jié)果. 其中“×”和“?”分別為測(cè)光Rc和V波段觀測(cè)數(shù)據(jù).黑色實(shí)線為W-D程序擬合光變曲線.Fig.3 Light curves of the binary and W-D (Wilson-Devinney) code fitting results. The “×” and “?” are photometric Rc and V data, respectively. The solid lines are the fitting curves generated by W-D code.

2.3 分光觀測(cè)和數(shù)據(jù)處理

2018年10月21日、11月6日到8日以及12月20日到24日這9個(gè)晚上, 我們利用云南天文臺(tái)麗江觀測(cè)站的2.4 m望遠(yuǎn)鏡附加云南暗弱天體光譜成像儀(Yunnan Faint Object Spectrograph and Camera, YFOSC)設(shè)備[16]對(duì)該目標(biāo)源進(jìn)行了分光觀測(cè)(參見表2). 觀測(cè)中, 我們使用了YFOSC的交叉色散模式, 對(duì)應(yīng)的光譜分辨率約為2500. 我們總共得到了27幅光譜圖像, 曝光時(shí)間為2700 s. 此外, 我們利用相同的儀器配置還觀測(cè)了一批慢速自轉(zhuǎn)的不活動(dòng)恒星來生成標(biāo)準(zhǔn)光譜庫(kù)(參見表3).

利用自主開發(fā)的基于PyRAF軟件包的自動(dòng)處理程序, 我們對(duì)上述目標(biāo)星和標(biāo)準(zhǔn)星的觀測(cè)圖像進(jìn)行了處理, 得到了它們的一維定標(biāo)光譜. 通過和相應(yīng)標(biāo)準(zhǔn)星光譜比對(duì), 我們用多項(xiàng)式擬合法對(duì)目標(biāo)星的全部一維光譜進(jìn)行了連續(xù)譜歸一化.

由于該雙星系統(tǒng)的所有觀測(cè)光譜均顯示為明顯的單線結(jié)構(gòu), 因此, 我們只測(cè)量了主星的視向速度. 具體做法是, 在4000 ?A到7500 ?A的波長(zhǎng)范圍內(nèi), 選取10條較強(qiáng)且不活動(dòng)的譜線輪廓進(jìn)行高斯函數(shù)擬合, 然后對(duì)所得到的中心波長(zhǎng)進(jìn)行視向速度歸算, 對(duì)所有計(jì)算值取中值得到這一時(shí)刻的視向速度測(cè)量值. 然后, 對(duì)這些視向速度結(jié)果進(jìn)行了太陽(yáng)系質(zhì)心速度修正[17], 得到的主星視向速度曲線如圖4所示.

表2 YFOSC光譜觀測(cè)日志. 其中SNR (Hα)表示Hα線附近的信噪比, RV表示視向速度.Table 2 Spectral observation log observed with YFOSC. SNR (Hα) represents signal to noise ratio around Hα line, and RV represents radial velocity.

表3 標(biāo)準(zhǔn)星及其光譜型和光度級(jí)Table 3 The standard stars with their spectral type and luminosity class

圖4 主星視向速度曲線以及W-D程序擬合. “×”表示視向速度測(cè)量值, 誤差棒為其測(cè)量誤差, 黑色實(shí)線表示W(wǎng)-D程序擬合視向速度曲線.Fig.4 Radial velocity curve of the primary star and corresponding fitting by W-D code. The sign “×”represents measured value of RV, the error bars are their measurement errors, and the solid line is the fitting RV curve generated by W-D code.

3 數(shù)據(jù)分析與軌道求解

3.1 主星光譜型

我們得到的該雙星系統(tǒng)的所有光譜無一例外地顯示了明顯的單線結(jié)構(gòu). 因此, 這些觀測(cè)所得到的光譜僅可以用來分析主星的性質(zhì). 為了得到主星表面的有效溫度, 需要先確定其光譜型. 我們采用對(duì)觀測(cè)得到的目標(biāo)星和標(biāo)準(zhǔn)星光譜進(jìn)行交叉相關(guān)分析的方法來判斷目標(biāo)星光譜與不同標(biāo)準(zhǔn)星光譜形狀的相似程度, 從而確定目標(biāo)星的光譜型. 由于該雙星系統(tǒng)的主星和標(biāo)準(zhǔn)星之間存在自轉(zhuǎn)速度和視向速度差異, 在進(jìn)行交叉相關(guān)分析之前, 這兩項(xiàng)差異必須消除. 為此, 我們利用STARMOD程序[18]將每個(gè)標(biāo)準(zhǔn)星光譜中譜線的自轉(zhuǎn)致寬和視向速度位移都?xì)w化到和目標(biāo)雙星主星光譜一致, 得到可以用來做交叉相關(guān)分析的一系列模擬標(biāo)準(zhǔn)星光譜. 然后, 為了提高交叉相關(guān)分析的精度, 我們選取光譜中信噪比高并且譜線比較多的區(qū)域進(jìn)行交叉相關(guān)分析. 共選取了兩個(gè)波長(zhǎng)范圍: 其一是4450 ?A到4750 ?A, 其二是5950 ?A到6416 ?A.

對(duì)所有標(biāo)準(zhǔn)星與目標(biāo)星光譜的交叉相關(guān)分析結(jié)果表明, 標(biāo)準(zhǔn)星HD160346 (K3V)在上述兩個(gè)波長(zhǎng)范圍內(nèi)均顯示出最強(qiáng)的相關(guān)性. 因此, 我們認(rèn)為該雙星系統(tǒng)主星的光譜型為K3V. 根據(jù)Johnson[19]給出的恒星表面有效溫度與光譜型的對(duì)應(yīng)關(guān)系, 可知該雙星系統(tǒng)主星表面的有效溫度為4500 K.

3.2 色球活動(dòng)

在恒星光譜中, CaII HK線和Hα線是常用的色球活動(dòng)指標(biāo). 這些色球活動(dòng)指標(biāo)可以代表色球?qū)硬煌叨忍幍拇艌?chǎng)活動(dòng)[20]. 在該系統(tǒng)的觀測(cè)光譜中, CaII HK線顯示出明顯的線心發(fā)射特征, Hα線顯示為高于連續(xù)譜的發(fā)射線, 如圖5和6所示, 這表明其主星表面存在著強(qiáng)烈的磁場(chǎng)活動(dòng).

圖5 線心發(fā)射的CaII HK譜線輪廓Fig.5 CaII HK lines profile with core emission

圖6 Hα發(fā)射的譜線輪廓Fig.6 Hα emission line profile

3.3 軌道參數(shù)

為了計(jì)算這個(gè)雙星系統(tǒng)的軌道參數(shù), 我們利用2013版[21–22]W-D程序[23]來分析上述的兩色測(cè)光數(shù)據(jù). 根據(jù)前面的測(cè)定, 主星光譜型為K3V, 因此, 我們?nèi)≈餍潜砻娴挠行囟葹門1= 4500 K, 次星表面的有效溫度T2在計(jì)算中設(shè)為自由參數(shù). 在計(jì)算中, 我們選擇W-D程序中的mode 2 (分離雙星模式), 同時(shí)假設(shè)雙星系統(tǒng)為圓軌道同步自轉(zhuǎn). 對(duì)于系統(tǒng)的反射效應(yīng), 我們采用Wilson在1990年提出的反射模型[24]; 對(duì)于臨邊昏暗效應(yīng), 我們采用線性臨邊昏暗律, 臨邊昏暗系數(shù)則根據(jù)Van Hamme[25]在1993年給出的表格來進(jìn)行取值. 因?yàn)樵撾p星系統(tǒng)兩個(gè)子星均為晚型星, 所以它們的熱反照率和引力昏暗系數(shù)分別取為A1=A2= 0.5,g1=g2= 0.32[26–27]. 由于該系統(tǒng)為單線雙星, 為了確定其質(zhì)量比q(次星質(zhì)量與主星質(zhì)量之比), 需要采用q-search方法來搜尋.

在圖3所示的光變曲線中, 在食外位相存在明顯的畸變, 并且其幅度與次食的深度相當(dāng). 基于在光譜觀測(cè)中發(fā)現(xiàn)的主星強(qiáng)烈的色球活動(dòng)這一特征, 我們將這種食外畸變歸因于主星表面的黑子活動(dòng). 因此, 在計(jì)算中我們需要建立主星的黑子模型. 為了減小黑子參數(shù)之間的相關(guān)性從而得到收斂的解, 我們將黑子緯度以及有效溫度設(shè)為固定值. 假設(shè)主星上存在一個(gè)黑子, 它的緯度(Latitudespot)固定為從主星北極向赤道方向的30?, 有效溫度指數(shù)(黑子有效溫度與恒星表面有效溫度的比值)取為0.8, 即黑子有效溫度(Tspot)取3600 K, 對(duì)應(yīng)K型恒星表面黑子的典型有效溫度[28]. 假設(shè)一個(gè)合理的質(zhì)量比,利用W-D程序的DC(微分改正)子程序進(jìn)行多次迭代, 我們就得到了收斂的黑子模型. 利用得到的黑子模型, 我們開始了下面的q-search過程.

在q= 0.05–0.6之間, 以0.05為步長(zhǎng)進(jìn)行q-search計(jì)算, 如圖7左圖所示. 可以發(fā)現(xiàn)在q=0.15–0.35之間存在著擬合殘差的極小區(qū)間, 故在這一范圍內(nèi)我們?nèi)〔介L(zhǎng)為0.005進(jìn)行更加精細(xì)的計(jì)算, 如圖7右圖所示. 從圖中可見, 擬合殘差最小值對(duì)應(yīng)q= 0.24. 因此,我們?nèi)= 0.24來作為系統(tǒng)的最終質(zhì)量比. 在這個(gè)基礎(chǔ)之上, 我們?cè)偌尤胗^測(cè)得到的視向速度曲線, 繼續(xù)DC計(jì)算以求得最佳的系統(tǒng)參數(shù)和黑子參數(shù), 結(jié)果如表4所示. 其中,x1、x2分別為主星和次星的臨邊昏暗系數(shù), 下標(biāo)V、Rc分別表示其觀測(cè)波段V和Rc, ?1、?2分別為主星和次星的表面勢(shì),i為軌道傾角,L1、L2分別為主星和次星的光度,r1、r2分別為主次星半徑與軌道半長(zhǎng)軸(a)的比值, Longitudespot、Radiusspot分別表示黑子的經(jīng)度和角半徑,M1、M2、R1、R2分別表示主次星的質(zhì)量和半徑, 利用W-D程序的LC(光變曲線)子程序計(jì)算得到了系統(tǒng)的理論光變曲線(參見圖3)和幾何構(gòu)形(參見圖8), 從圖3可以看出, 理論模型很好地再現(xiàn)了觀測(cè)數(shù)據(jù).

圖7 q-search結(jié)果Fig.7 q-search results

圖8 雙星系統(tǒng)在位相0.85處的幾何構(gòu)形, 陰影部分代表黑子.Fig.8 The configuration of the binary system at phase 0.85, the shadow represents the starspot.

表4 雙星系統(tǒng)的物理參數(shù). 其中“Assumed”表示人為設(shè)置參數(shù)Table 4 The physical parameters of the binary system. “Assumed” means artificially set parameter

4 討論和結(jié)論

由于觀測(cè)到的全部光譜呈現(xiàn)出明顯的單線特征, 故我們只能討論該系統(tǒng)主星的色球活動(dòng). 通常, 色球磁場(chǎng)活動(dòng)會(huì)使得CaII HK和Hα線的譜線輪廓表現(xiàn)為線心發(fā)射和線心填充, 甚至為高于連續(xù)譜的發(fā)射線[29]. 在我們觀測(cè)得到的光譜中, Hα線表現(xiàn)為高于連續(xù)譜的發(fā)射線, 而CaII HK線則表現(xiàn)為線心發(fā)射, 這說明該雙星系統(tǒng)具有很強(qiáng)的磁場(chǎng)活動(dòng)水平[20].

Biazzo等人在2006年對(duì)RS CVn型活動(dòng)雙星VY Ari、IM Peg和HK Lac進(jìn)行了同時(shí)的測(cè)光和分光觀測(cè)[7]. 他們發(fā)現(xiàn), 3顆目標(biāo)星的Hα線發(fā)射強(qiáng)度均與V波段光變曲線呈反相關(guān)關(guān)系, 即Hα線發(fā)射較強(qiáng)的位相對(duì)應(yīng)光變曲線光度較低的地方. 這些結(jié)果證實(shí)了恒星光球與色球磁活動(dòng)在空間上的相關(guān)性. 就我們新發(fā)現(xiàn)的這個(gè)磁活動(dòng)雙星來說, 由于測(cè)光數(shù)據(jù)和分光數(shù)據(jù)不是同時(shí)觀測(cè)的, 而且分光數(shù)據(jù)分布在較長(zhǎng)的時(shí)間基線上, 所以, 暫時(shí)無法確定光球黑子和色球活動(dòng)區(qū)是否存在確定的空間聯(lián)系. 最近, Pi等[30]對(duì)磁活動(dòng)食雙星DV Psc進(jìn)行了細(xì)致的觀測(cè)研究, 他們利用長(zhǎng)期的測(cè)光數(shù)據(jù)給出了DV Psc的黑子活動(dòng)周, 探討了黑子活動(dòng)和耀斑的關(guān)系, 證明了光球活動(dòng)和色球活動(dòng)在空間上的相關(guān)性.

Kunt等[31]在2017年通過對(duì)RS CVn型磁活動(dòng)食雙星KIC7885570的長(zhǎng)期測(cè)光數(shù)據(jù)的分析, 發(fā)現(xiàn)其在食外相位存在由于恒星黑子導(dǎo)致的自轉(zhuǎn)調(diào)制現(xiàn)象. 他們依據(jù)軌道周期將光變曲線分割成35段, 并分析每一段的自轉(zhuǎn)調(diào)制, 發(fā)現(xiàn)食外黑子正弦光變的相位以及幅度均會(huì)在幾個(gè)周期的時(shí)間內(nèi)發(fā)生變化, 證實(shí)了磁活動(dòng)區(qū)域的快速演化. 這說明, 對(duì)恒星磁場(chǎng)活動(dòng)需要做長(zhǎng)期的監(jiān)測(cè), 才能透徹理解其物理機(jī)制.

活動(dòng)雙星是理解恒星磁場(chǎng)特性的重要樣本, 對(duì)它們的觀測(cè)研究可以為建立完善的恒星磁場(chǎng)發(fā)電機(jī)模型提供限制. 在未來, 對(duì)該磁活動(dòng)雙星的測(cè)光和分光同步觀測(cè)將有助于了解其細(xì)致的磁場(chǎng)活動(dòng)規(guī)律, 特別是, 高色散的分光觀測(cè)將有助于人們研究各個(gè)色球活動(dòng)指標(biāo)的物理特性, 可以更加全面地認(rèn)識(shí)它們的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)和演化情況. 我們將在未來幾年對(duì)云南-香港巡天發(fā)現(xiàn)的典型磁活動(dòng)恒星樣本進(jìn)行細(xì)致的研究, 利用云南天文臺(tái)的1 m望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行測(cè)光觀測(cè)以刻畫其物理參數(shù)、利用巡天數(shù)據(jù)確定其黑子活動(dòng)周、利用云南天文臺(tái)麗江2.4 m和國(guó)家天文臺(tái)興隆2.16 m望遠(yuǎn)鏡附加光譜儀測(cè)定其各個(gè)色球活動(dòng)指標(biāo).