我们报告径向速度（RV），投影赤道速度（v sin i）和钙II三重态（CaT）色球活动指数为237晚K到中期M的年轻疏散星团NGC 2516的候选成员。这些恒星的自转周期在0.1到15天之间。中分辨率光谱是使用甚大望远镜的长颈鹿摄谱仪获得的。根据210个目标的自愿返回书确认了成员资格。当我们转向较冷的光谱类型时，我们看到快速旋转子的比例显着增加。大约20%的M0-M1恒星的vsin i > 15 km/s，而M4恒星的vsin i则增加到90%。来自CaT（8498 A和8542 A）的前两条线的活动指数显示出不同的依赖于旋转周期和质量的恒星位于完全对流边界的上方和下方。光谱类型为K3-M2.5的高质量恒星，其色球活动随罗斯比数（周期与对流周转时间的比值）的减小而增加，当罗斯比数小于0.1时达到饱和。对于较冷的恒星，它们可能是完全对流的，并且几乎所有的罗斯比数都小于0.1，随着（V-I）_0的增加，色球活动明显减少，相当于光谱类型M2.5和M4之间的2-3倍。这种在低罗斯比数下活动水平的降低在星团M矮星或活动场M矮星的日冕的X射线观测中是看不到的。对于任何光谱类型的恒星，在罗斯比数小于0.01时，都没有色球活动过饱和的证据。我们认为，在NGC~2516的色球发射超过光谱类型M3的极限水平的下降，像在现场的恒星旋转速率的同时增加，与全球磁拓扑结构的变化，因为恒星接近完全对流边界，而不是由于任何减少发电机产生的磁通量。
英文摘要：
We report radial velocities (RVs), projected equatorial velocities (v sin i) and CaII triplet (CaT) chromospheric activity indices for 237 late-K to mid-M candidate members of the young open cluster NGC 2516. These stars have rotation periods between 0.1 and 15 days. Intermediate resolution spectra were obtained using the Giraffe spectrograph at the Very Large Telescope. Membership was confirmed on the basis of RVs for 210 targets. We see a marked increase in the fraction of rapidly rotators as we move to cooler spectral types. About 20 per cent of M0-M1 stars have v sin i >15km/s, increasing to 90 per cent of M4 stars. Activity indices derived from the first two lines of the CaT (8498A and 8542A) show differing dependencies on rotation period and mass for stars lying above and below the fully convective boundary. Higher mass stars, of spectral type K3-M2.5, show chromospheric activity which increases with decreasing Rossby number (the ratio of period to convective turnover time), saturating for Rossby numbers <0.1. For cooler stars, which are probably fully convective and almost all of which have Rossby numbers <0.1, there is a clear decrease in chromospheric activity as (V-I)_0 increases, amounting to a fall of about a factor of 2-3 between spectral types M2.5 and M4. This decrease in activity levels at low Rossby numbers is not seen in X-ray observations of the coronae of cluster M-dwarfs or of active field M-dwarfs. There is no evidence for supersaturation of chromospheric activity for stars of any spectral type at Rossby numbers <0.01. We suggest that the fall in the limiting level of chromospheric emission beyond spectral type M3 in NGC~2516 is, like the simultaneous increase in rotation rates in field stars, associated with a change in the global magnetic topology as stars approach the fully convective boundary and not due to any decrease in dynamo-generated magnetic flux.
An investigation of chromospheric activity spanning the Vaughan--Preston gap: impact on stellar ages
色球活动被广泛用作太阳型恒星的年龄指标，其依据是早期证据表明，从年轻和活跃的恒星到年老和不活跃的恒星会有一个平稳的演化过程。我们分析了两个疏散星团中五颗太阳型恒星的色球活动，以研究色球活动如何随时间演变。我们拍摄了IC 4756中3颗星和NGC 5822中2颗星的UVES高分辨率、高信噪比光谱，并结合以前研究的数据集进行了重新分析。深层光球Ca II K线的发射核心被用作色球活动的探测器。新样本中的所有5颗恒星，包括1.2 Gyr-old NGC 5822中的恒星，其活动水平与毕宿二和Praesepe相当。对我们的数据的一个可能的解释是，太阳型恒星的色球活动，从毕星团的年龄到太阳的年龄，并没有平稳地演变。恒星从活跃到不活跃的变化是在很短的时间尺度上发生的。这种转变前后的演变远不如周期性和长期变化那么重要。我们表明，文献中提出的数据，以支持年龄和活动之间的相关性，也可以根据我们的研究结果进行不同的解释。
The Search for Super-saturation in Chromospheric Emission
我们研究了在日冕X射线波段观测到的超饱和现象是否存在于快速旋转的晚型恒星的色球层中。获得了快速旋转EUV和X射线选择的晚型星的中等分辨率光谱。在北半球用艾萨克·牛顿2.5米望远镜和IDS摄谱仪观测α Per星。从IC 2391和IC 2602中选出的天体在南半球用CTIO的Blanco 4米望远镜和R-C摄谱仪观测。在我们的样本中，测量了所有恒星的Ca II H & K通量。我们发现Ca II K的饱和水平为log（L_CaK/L_bol）=-4.08。的钙II K通量不显示作为增加的旋转速度或较小的Rossby数的函数的减少，如在X射线中观察到的。这种“超饱和”的缺乏支持了日冕剥离是恒星色球和日冕饱和和超饱和原因的想法，但详细的潜在机制仍在研究中。
Chromospheric multi-wavelength observations near the solar limb
对太阳边缘附近和之外的色球谱线的观测提供了关于没有任何光球污染的太阳色球的信息。对于通过自适应光学（AO）进行的边缘附近和边缘外的地基观测，必须满足一些技术要求，例如AO锁定点与科学仪器观察到的视场位置无关，无论是一维还是二维仪器。我们展示了如何获得同时AO校正光谱在Ca II H，Ha，Ca II IR在854 nm，和他我在1083 nm的仪器在德国真空塔望远镜在Izana，特内里费岛。我们确定了一个活跃的区域macrospicule内的四个色球线，包括它的签名偏振在He I在1083 nm的视野的光谱特性。线芯强度相比，线的多普勒频移的变化在一个较小的空间尺度上的方向平行于肢体，这表明存在的相干旋转结构或通过向上传播的螺旋波的表面上的膨胀通量管。
Star-spot distributions and chromospheric activity on the RS CVn type eclipsing binary SV Cam
使用高分辨率光谱和高质量的多色测光的时间序列，我们重建的RS CVn型快速旋转食双星，SV凸轮（F9 V + K4 V）的主要组成部分的表面地图。我们使用我们最高质量的光谱测量质量比q为0.641（2），并获得主要成分的表面亮度图，其中主要显示位于60-70度纬度之间的高纬度斑点，平均填充因子约为35%。这也表明了R波段光变曲线反演，受到严格的数值试验。H-α谱线的谱减法揭示了次级组分的强活性。在次极小值附近探测到的过量H-α吸收暗示了存在部分遮蔽主星的冷物质。Ca II IRT过量发射的通量比表明，与星斑相关的色球谱区的贡献是占主导地位的，即使在通过的类似的吸收功能。
Magnetic swirls and associated fast magnetoacoustic kink waves in a solar chromospheric flux tube
我们进行了数值模拟脉冲产生的磁漩涡在一个孤立的通量管，这是植根于太阳光球。这些漩涡是由速度的水平分量中的初始脉冲触发的。初始脉冲或者：（a）在局部磁通量管内的中心发射;或者（b）在周围介质中偏离中心发射。磁通管的演变和动力学是由三维的，理想的磁流体动力学方程。通过数值求解这些方程，发现在（a）情况下，产生了与快磁声扭折和$m=1$ Alfvén波相关的偶极状涡旋。在情况（b）中，快磁声扭折和$m=0$ Alfvén模式被激发。在这两种情况下，激发的快磁声扭折波和阿尔文波由相似的流型组成，磁壳也由顺时针和逆时针旋转的等离子体产生，这可以是偶极形色球漩涡的代理。涡旋和波扰动的复杂动力学揭示了足够数量的能量的通道，以满足色球层（$\sim$ 10 $^{4}$ W m $^{-1}$）和日冕（$\sim$ 10 $^{2}$ W m $^{-1}$）中的能量损失。其中一些数字发现让人想起最近观测数据中的特征。
Surface magnetism of rapidly rotating red giants: single versus close binary stars
根据发电机理论，当恒星自转周期小于对流周转时间时，具有对流包层的恒星会有效地产生表面磁场，表现为星斑、光斑、耀斑等形式的磁活动。大多数红巨星在膨胀时经历了显著的自旋下降，旋转缓慢，没有斑点。但是，基于NASA开普勒任务观测到的约4500颗红巨星的样本，之前的一项研究表明，约有8%的显示斑点，其中约有15%属于密近双星系统。在这里，我们揭示了一个令人困惑的事实：对于旋转周期小于80天，属于密近双星系统的红巨星显示的光度调制比具有相似旋转周期和物理性质的单个红巨星大一个数量级。我们调查是否二元性导致更大的磁场时，潮汐锁定系统，或者如果一个不同的点分布在单与密切的双星可以解释这一事实。为此，我们测量色球发射的CaII H & K线的4465颗恒星在以前的工作中研究感谢LAMOST调查的3130。我们发现，红巨星在一个紧密的双配置与自旋轨道共振显示显着更大的色球发射比单星，这表明潮汐锁定导致更大的磁场在一个固定的旋转周期。除了为研究双星系统的演化带来有趣的新观测值外，这一结果还可用于在基于机器学习的自动管道中区分单红巨星和双红巨星。
Fast Rotating Blue Straggler Stars in the globular cluster NGC 1851
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；Universidad Andres Bello, Facultad de Ciencias Exactas, Departamento de Física y Astronomía - Instituto de Astrofísica（安德烈斯贝略大学精确科学学院物理与天文学系-天体物理研究所）；INAF-OATs（意大利国家天体物理研究所的的里雅斯特天文台）
Time evolution of magnetic activity cycles in young suns: The curious case of kappa Ceti
对年轻的类太阳恒星的磁特性进行详细的研究，可以为我们的太阳的磁过去及其对早期地球的影响提供有价值的信息。我们使用50年的色球活动数据和6个时期的分光偏振观测，确定适度旋转的年轻类太阳恒星Kappa Ceti的磁性和活动周期的属性。通过测量Ca II H和K线的通量来确定色球活动。一个广义的Lomb-Scargle周期图和小波分解的色球活动数据，以建立相关的周期性。利用塞曼多普勒成像技术对该恒星的偏振分光观测数据进行了矢量磁场重建。我们的周期分析算法检测到一个3.1年的色球周期，除了恒星的著名的6年周期。虽然这两个循环周期的比例约为1：2，但它们表现出不寻常的时间演变。此外，分光偏振数据分析显示了恒星大尺度磁场的极性反转，这表明了一个大约10年的磁场或海尔周期。这颗恒星色球周期的不寻常演化，以及它们与磁周期的缺乏直接相关性，使鲸鱼座κ成为一颗好奇的年轻太阳。这种复杂的磁场活动演化可能与适度活跃的年轻太阳同义，这是我们自己的太阳可能采取的演化路径。
The role of binarity and stellar rotation in the split main sequence of NGC 2422
除了在年轻和中等年龄（约6亿年-2千兆年）的星团中广泛发现的扩展主序列关闭外，一些年轻的星团甚至表现出分裂的主序列（MS）。不同的恒星自转速率被提出来解释分叉的MS模式，红色和蓝色MS（rMS和bMS）分别由快速和缓慢旋转的恒星组成。利用盖亚早期数据第三版的测光，我们报告了一个银河系疏散星团，它有一个分叉的MS，NGC 2422（~ 9000万年）。我们排除的可能性，分叉MS模式是由光度噪声或微分红化。我们的目标是研究恒星旋转是否可以解释分裂MS。我们使用加拿大-法国-夏威夷望远镜和南部非洲大望远镜观测到的光谱，并直接测量v sin i，投影旋转速度，为bMS和rMS中的恒星。我们发现，它们的v sin i值与它们在色星等图中的位置相关性很弱，因为大部分RMS星的低投影旋转速度造成的污染。基于光谱能量分布拟合的方法，我们认为这些缓慢旋转的恒星可能隐藏着一个双星伴星，这打破了预期的v sin i色相关。未来的时域研究重点是这些缓慢旋转的恒星是否是径向速度变量是至关重要的，以测试恒星旋转和双星在产生分裂MS的作用。
