Aims. We study the spot activity of II Peg during the years 2004-2010 to determine long- and short-term changes in the magnetic activity. In a previous study, we detected a persistent active longitude, as well as major changes in the spot configuration occurring on a timescale of shorter than a year. The main objective of this study is to determine whether the same phenomena persist in the star during these six years of spectroscopic monitoring.
Methods. The observations were collected with the high-resolution SOFIN spectrograph at the Nordic Optical Telescope. The temperature maps were calculated using a Doppler imaging code based on Tikhonov regularization.
Results. We present 12 new temperature maps that show spots distributed mainly over high and intermediate latitudes. In each image, 1-3 main active regions can be identified. The activity level of the star is clearly lower than during our previous study for the years 1994-2002. In contrast to the previous observations, we detect no clear drift of the active regions with respect to the rotation of the star.
Conclusions. Having shown a systematic longitudinal drift of the spot-generating mechanism during 1994-2002, the star has clearly switched to a low-activity state for 2004-2010, during which the spot locations appear more random over phase space. It could be that the star is near to a minimum of its activity cycle.
Doppler-shifted Signatures in the Chromospheric Line Profiles of II Pegasi
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
Starspot activity of HD 199178. Doppler images from 1994--2017
上下文研究晚型恒星的黑子对于区分各种被认为是恒星黑子活动主要原因的发电机机制至关重要。对于这项研究，重要的是收集足够长的观测时间序列，以解开长期和短期的斑点演变。多普勒成像是一种非常有效的方法，用于研究无法角分辨的恒星斑点。目标。分析了1994-2017年期间的高分辨率光谱观测，以揭示FK彗星型亚巨星HD 199178的长期和短期活动变化。方法.大多数观测数据都是由北欧光学望远镜收集的。使用基于Tikhonov正则化的反演技术并利用多条谱线计算多普勒成像温度图。结果我们提供了一系列独特的41张温度图，跨度超过23年。所有可靠的图像都显示了一个位于可见旋转极点附近的大型冷斑区域。一些低纬度的冷特征也被恢复，虽然这些的可靠性是值得怀疑的。在平均表面温度和光斑覆盖率之间存在预期的反相关。使用多普勒图像，我们构建了相当于HD 199178的太阳蝴蝶图。结论. HD 199178在旋转极点处明显具有长期的大而冷的斑点结构。这种现货结构主导了1994-2017年的现货活动。该结构的规模和位置随着时间的推移而变化，在过去几年中逐渐增加。低纬度特征的缺乏妨碍了对可能的差异旋转的确定。
Surprisingly Large Doppler Shifts in Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) Solar Spectra, Resulting from an Inconspicuous Small-scale Jet in EUV Images
NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）；Physikalisch Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）
Long-term stability of spotted regions and the activity-induced Rossiter-McLaughlin effect on V889 Herculis. A synergy of photometry, radial velocity measurements, and Doppler imaging
Time-series Doppler imaging of the red giant HD 208472. Active longitudes and differential rotation
HD 208472是最活跃的RS~CVn双星之一。长达十年的测光表明，这些斑点似乎以大约六年的周期改变其纵向外观，与亮度变化一致。我们的目标是空间解决HD 208472的恒星表面，并将测光结果与真实的经度和纬度的斑点外观。此外，我们还研究了该恒星的表面微分自转模式。我们采用了STELLA机器人天文台三年来高信噪比（S/N）的高分辨率光谱数据，并确定了新的和更精确的恒星物理参数。预先计算的合成光谱适合这些光谱中的每一个，我们提供了新的现场校正的轨道要素。使用每个光谱34条吸收线的样本计算S/N为几百的平均线分布。用反演代码iMap从这些线轮廓重建了总共13幅温度多普勒图像。通过对每个观测季节的连续多普勒图像进行互相关，研究了差分旋转。HD 208472上的斑点主要分布在高纬度地区，而在中低纬度地区较少出现。在任何时期都没有看到类似极冠的结构。我们在2009年至2010年期间观察到一个翻转事件，表现为斑点活动从相位0.0翻转到相位0.5，而恒星的整体亮度继续增加，并在2014年达到历史最大值。连续多普勒图像的互相关表明，类似太阳的差异旋转比太阳弱约15倍。
Application of the coherent structure tracking to solar Doppler maps to determine horizontal velocity fields at the Sun's surface
Indian Institute of Astrophysics（印度天文物理研究所）；Cnrs, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie（法国国家科学研究中心，天体物理与行星学研究所）；Université de Toulouse, Observatoire Midi-Pyrénées, Cnrs, Cnes, Irap（图卢兹大学，南比利牛斯观测站，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）
New aspects of Doppler imaging in Sun-as-a-star observations
伯明翰太阳振荡网络（BiSON）仪器使用共振散射光谱仪对太阳进行未解析的多普勒速度观测。未分辨的测量在整个太阳圆盘上并不均匀，因此观测数据并不代表整个表面的均匀平均值。太阳自转和临边暗化对不均匀性的影响以前已经被考虑过（Brookes et al. 1978 a），并得到了很好的理解。在这里，我们考虑一个进一步的影响，源于仪器本身。从太阳圆盘上的特定区域观察到的光的强度取决于在仪器中形成的太阳圆盘的图像上的该区域与检测器之间的距离。大多数BiSON仪器都有两个探测器位于太阳圆盘图像的相对两侧，每个探测器的观测结果都对圆盘的不同区域进行加权。因此，每个探测器观测到的太阳振荡的可见度和振幅以及太阳噪声的实现将有所不同。我们发现，模型化的偏见是敏感的许多不同的参数，如太阳吸收线的宽度，磁场的强度，在共振散射光谱仪，太阳的旋转轴的方向，由仪器观察到的图像的大小和光学深度的蒸汽电池。我们发现，模拟的结果最好匹配的观测时，在中心的蒸汽细胞的光学深度为0.55。不均匀加权意味着在无法分辨的太阳多普勒速度观测中引入了“速度偏移”，该偏移随时间变化，因此对观测的长期稳定性产生影响。
Doppler Shift, Intensity, and Density Oscillations Observed with the EUV Imaging Spectrometer on Hinode
用Hinode卫星上的极紫外成像光谱仪在一些活动区的日冕发射线中观测到了低振幅多普勒频移振荡。驻波和传播波都已被探测到，许多周期也已被观测到，但所有可能与活跃区有关的波模式的清晰图像尚未出现。在这项研究中，我们研究了2007年8月22- 23日在活动区附近的plage中用EIS获得的额外观测结果。我们发现多普勒频移振荡的振幅在1和2公里/秒之间的发射线范围从Fe XI 188.23埃，这是在日志T = 6.07形成的Fe XV 284.16埃，这是在日志T = 6.32。典型周期接近10分钟。我们还观察到一些检测到的多普勒频移振荡的强度和密度振荡。在观察得较好的情况下，振荡与向上传播的慢磁声波一致。用日之出太阳光学望远镜宽带滤波成像仪同时观测Ca II H线也显示了10分钟振荡的一些证据。
The Relationship Between Plasma Flow Doppler Velocities and Magnetic Field Parameters During the Emergence of Active Regions at the Solar Photospheric Level
在耀斑开始时的成像和光谱观测中都报告了太阳日冕环的振荡。图像显示横向振荡，而频谱检测视线速度或多普勒频移振荡。多普勒频移振荡通常被解释为纵向模式。我们的目标是研究在TRACE 19511图像中观察到的环动力学和流动与SUMER在Si III 1113.211和Fe XIX 1118.111中观察到的多普勒频移之间的关系，当时是C.8级临边耀斑和相关的CME。我们仔细地将TRACE 195 X射线图像序列与SUMER Si III、Ca X和Fe XIX发射线中看到的结构进行了比对。此外，在6563.3附近的三个波段中，可以观测到与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关的抬升日珥的H-α观测。它们对时间和几何形状进行了限制。大规模的多普勒频移振荡在Fe XIX和横向振荡强度图像中观察到了一个大的区域的电晕后，通过一个广泛的明亮的极紫外线（EUV）的干扰，这表明电离，加热，并加速热等离子体在爆炸波后。
