在本文中，我们将展示如何层析成像（塞曼多普勒成像，ZDI）可以用来表征恒星的活动和磁场拓扑结构，最终允许过滤出的径向速度（RV）活动抖动的M-矮中等旋转。本工作是基于利用HARPS-Pol和NARVAL对5颗弱活动早期M矮星（GJ 205，GJ 358，GJ 410，GJ 479，GJ 846）的偏振光谱观测。这些恒星的v sin i和RV抖动分别在1-2 km/s和2.7-10.0 m/s rms范围内。利用改进的ZDI方法，对非偏振谱线的相位分辨最小二乘解卷积（LSD）轮廓进行了分析，得到了恒星表面活动区的分布特征。我们发现暗斑覆盖了我们样本中恒星总表面的不到2%。我们的技术是有效的活动抖动的旋转调制的组件建模，并成功地在降低该组件的振幅由典型的2-3倍，最多6在最佳情况下。从旋转调制的时间序列的圆偏振光谱和ZDI，我们还重建了大规模的磁场拓扑结构。这些领域表明，双稳定的发电机过程中观察到的活动M矮星也可能在工作中的中度活跃的M矮星。比较现场拓扑结构的斑点分布表明，黑点引起的活动抖动集中在磁极和/或赤道，以确认与未来的数据在一个更大的样本。
英文摘要：
In this paper we show how tomographic imaging (Zeeman Doppler Imaging, ZDI) can be used to characterize stellar activity and magnetic field topologies, ultimately allowing to filter out the radial velocity (RV) activity jitter of M-dwarf moderate rotators. This work is based on spectropolarimetric observations of a sample of five weakly-active early M-dwarfs (GJ 205, GJ 358, GJ 410, GJ479, GJ 846) with HARPS-Pol and NARVAL. These stars have v sin i and RV jitters in the range 1-2 km/s and 2.7-10.0 m/s rms respectively. Using a modified version of ZDI applied to sets of phase-resolved Least-Squares- Decon- volved (LSD) profiles of unpolarized spectral lines, we are able to characterize the distribution of active regions at the stellar surfaces. We find that darks spots cover less than 2% of the total surface of the stars of our sample. Our technique is e cient at modeling the rotationally mod- ulated component of the activity jitter, and succeeds at decreasing the amplitude of this com- ponent by typical factors of 2-3 and up to 6 in optimal cases. From the rotationally modulated time-series of circularly polarized spectra and with ZDI, we also reconstruct the large-scale magnetic field topology. These fields suggest that bi-stability of dynamo processes observed in active M dwarfs may also be at work for moderately active M dwarfs. Comparing spot distributions with field topologies suggest that dark spots causing activity jitter concentrate at the magnetic pole and/or equator, to be confirmed with future data on a larger sample.
Activity-induced radial velocity jitter in a flaring M dwarf
我们调查的影响，恒星活动和耀斑的短期径向速度测量中M耀斑恒星CN狮子座。根据三个夜晚得到的181个UVES光谱计算了径向速度变化。我们搜索的光谱订单，包含很少的大气吸收线，并校准他们对大地A波段从O $_2$在地球大气中。在我们的观测过程中发生了一次巨大的耀斑，它对径向速度有很强的影响。耀斑引起的视径向速度移动为几百m/s $^{-1}$，并与H $α$辐射明显相关。耀斑外，只有光谱订单包含最突出的发射线的H，他，和钙显示相关的色球活动连同径向速度抖动超过几个10米秒$^{-1}$。我们确定了一些光谱订单，是免费的强发射线，并没有耀斑相关的径向速度抖动，虽然耀斑发生的归一化H $α$光度为0.4德克斯强。由于中等耀斑引起的平均径向速度抖动小于10 m s $^{-1}$。强烈的耀斑很容易在光谱中直接识别，在行星搜索中应该被忽略。
对食双星系统V471 Tau的观测表明，主食的时间以明显的周期性方式变化。随着越来越多的证据表明，磁活动的K2矮组件可能是负责驱动日食定时变化（ETVs），有必要在整个预测的约35年的活动周期，pueretum燃料观测ETVs监测的恒星。我们通过分析2014年12月和2015年1月在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用ESPaDOns获得的分光偏振数据来实现这一目标。利用塞曼多普勒成像技术，我们重建了K2矮星表面的亮度不均匀性和大尺度磁场的分布。与以前用相同代码进行的恒星断层重建相比，我们探测了ETVs周期的一个新阶段，为未来的工作提供了新的限制，探索在K2矮星中运行的磁性机制是否确实能够诱导观察到的V471 Tau ETVs。
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。
CARMENES input catalog of M dwarfs VI. A time-resolved Ca II H&K catalog from archival data
由恒星磁场活动引起的径向速度（RV）抖动是最先进的系外行星发现调查（如CARMENES）中的一个重要因素。恒星的自转，以及由活动引起的光球层和色球层的不均匀性，可能导致行星探测的假阳性。因此，有必要确定恒星的自转周期，并将其与任何假定的行星RV特征进行比较。长期测量活动指标，如Ca II H&K线中的色球发射，可以确定磁活动周期。为了确定恒星自转周期和研究CARMENES保证时间观测（GTO）样本的长期磁活动行为，从档案数据中提取Ca II H&K时间序列是有利的，因为CARMENES摄谱仪不覆盖包含Ca II H&K线的恒星光谱的蓝色范围。我们已经收集了一个目录的11634档案光谱的186 M矮星获得的七个不同的仪器，涵盖钙II H&K制度：ESPADONS，FEROS，竖琴，HIRES，NARVAL，TIGRE，和UVES。这些谱线中的相对色球通量直接通过与PHOENIX合成光谱通过Ca ii H&K谱线芯周围的窄通带进行整流而从光谱中提取。结合档案光谱从各种仪器的结果在时间序列的186颗恒星的CARMENES GTO样本。作为使用目录的一个例子，我们报告了三个以前未知的活动周期的M矮星的初步发现。我们的结论是，使用模型光谱提取钙II H&K通量的方法产生一致的结果，为不同的仪器，该目录的汇编将使大量的M矮星的长期活动时间序列的分析。
The relation between stellar magnetic field geometry and chromospheric activity cycles I: The highly variable field of Epsilon Eridani at activity minimum
