In solar-type stars, the attenuation of convective blueshift by stellar magnetic activity dominates the RV variations over the low amplitude signal induced by low mass planets. Models of stars that differ from the Sun will require a good knowledge of the attenuation of the convective blueshift to estimate its impact on the variations. It is therefore crucial to precisely determine not only the amplitude of the convective blueshift for different types of stars, but also the dependence of this convective blueshift on magnetic activity, as these are key factors in our model producing the RV. We studied a sample of main sequence stars with spectral types from G0 to K2 and focused on their temporally averaged properties: the activity level and a criterion allowing to characterise the amplitude of the convective blueshift. We find the differential velocity shifts of spectral lines due to convection to depend on the spectral type, the wavelength (this dependence is correlated with the Teff and activity level), and on the activity level. This allows us to quantify the dependence of granulation properties on magnetic activity for stars other than the Sun. The attenuation factor of the convective blueshift appears to be constant over the considered range of spectral types. We derive a convective blueshift which decreases towards lower temperatures, with a trend in close agreement with models for Teff lower than 5800 K, but with a significantly larger global amplitude. We finally compare the observed RV variation amplitudes with those that could be derived from our convective blueshift using a simple law and find a general agreement on the amplitude. Our results are consistent with previous results and provide, for the first time, an estimation of the convective blueshift as a function of Teff, magnetic activity, and wavelength, over a large sample of G and K main sequence stars.
Convective blueshifts in the solar atmosphere II. High-accuracy observations of the Fe i 6173.3Å line and deviations of full-disk Dopplergrams
颗粒状对流运动到达太阳大气层的下层，通常会导致光球谱线出现不同的谱线偏移。这种向较短波长的多普勒频移通常被称为对流蓝移。我们用德国真空塔望远镜的激光绝对参考光谱仪（LARS）对安静的太阳进行了系统的观测。沿子午线和赤道扫描太阳圆盘，从圆盘中心向边缘。用激光频率梳在绝对波长尺度上校准了6173 nm附近的太阳光谱，精度为几m/s。通过对谱线的平分线分析，揭示了不同日心位置对流蓝移和谱线不对称性的变化。作为对流运动的标志，Fe i 6173.3的平分线曲线描述了盘中心的C形。当接近太阳边缘时，平分线变成一个\形状。时间和等分线平均线位移的分析产生三个不同的结果。首先，用LARS测量的多普勒速度的中心到边缘的变化揭示了一个显着的差异（高达200米/秒）的全磁盘的日震和磁成像仪（HMI）的多普勒图。其次，我们得到了一个显着的减少对流蓝移向太阳边缘。第三，太阳活动的视线效应导致在中间日心位置的散射高达100米/秒。用LARS对绝对对流蓝移的精确观测可以识别与HMI测量的多普勒速度的系统差异。HMI的中心到肢体的变化遭受了额外的向肢体的蓝移，这与我们的结果不一致。LARS测量结果可作为天气HMI多普勒图中系统误差校正的参考。
Measuring the absolute total intrinsic redshifts (surface gravity plus the convective blueshift) of the main sequence stars and red giants using GAIA data
Sensitivity of spectral lines to granulation: from the Sun to K-type stars
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Centre for Exoplanet Science, SUPA School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学SUPA天体物理与天文学院系外行星科学中心）；Institut für Astrophysik und Geophysik, Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学天文物理学与地球物理学研究所）
研究通过分析谱线对 granulation 的敏感性，探讨太阳类恒星到 K 型恒星的径向速度抖动特性，提出基于谱线敏感性的交叉相关掩码和径向速度权重方法。
Testing the Spectroscopic Extraction of Suppression of Convective Blueshift
利用恒星径向速度（RV）探测低质量系外行星的努力目前受到磁光球活动的限制。对流蓝移的抑制是低活动类太阳恒星RV变化的主要磁贡献。由于对流等离子体运动，RV的贡献，从对流蓝移的抑制幅度有关的光球谱线的形成深度的一个给定的物种用于计算RV的时间序列。Meunier等人（2017）使用这种关系来证明一种抑制对流蓝移的光谱提取方法，以隔离RV贡献，包括行星RV，这些RV对每条谱线的时间序列贡献相等。在这里，我们提取磁盘集成的太阳RV从观测超过2.5年的时间跨度与HARPS-N光谱仪集成在国家伽利略望远镜（西班牙加那利群岛拉帕尔马）的太阳望远镜。我们采用Meunier et al.（2017）概述的方法。然而，我们不能从这个太阳数据集中分离出对流蓝移抑制的物理上有意义的贡献，这可能是因为我们的数据集来自太阳极小期，此时对流蓝移的抑制可能不足以主导对RV的活动贡献。这一结果表明，对于低活动的类太阳恒星，必须包括Meunier等人（2017）模型在不同时间尺度上未考虑的活动源的额外RV贡献以及仪器变化，以便达到检测类太阳恒星轨道上低质量行星所需的亚米每秒RV灵敏度。
University of Warwick（华威大学）；University of Graz（格拉茨大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Flinders University（弗林德斯大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）
Solar photospheric spectrum microvariability III. Radial velocities and line profiles in magnetic active-region granulation
Lund University（隆德大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心，州立天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Texas Advanced Computing Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校高级计算中心）
在太阳黑子本影区，对流在很大程度上被强磁场所抑制。以前的测量报告可以忽略不计的对流在影核。基于此，许多研究以本影为零参考来计算周围活动区的多普勒速度。为了弄清本影最暗部分的对流运动量，我们以前所未有的准确度和精度直接测量了多普勒速度。我们用德国真空塔望远镜的激光绝对参考光谱仪（LARS）对太阳黑子本影进行了光谱观测。激光频率梳能够校准高分辨率光谱仪和绝对波长位置。一个彻底的光谱校准，包括参考波长的测量，产生的谱线Ti i 5713.9 nm的多普勒频移的不确定性约为5 m s-1。测得的多普勒频移是本影对流和磁声波的组合。对于对流移动的分析，我们对每个序列进行时间平均以减少叠加的波信号。与宁静太阳中高达-350 m s-1的对流蓝移相比，太阳黑子本影产生约-30 m s-1的强烈减少的对流蓝移。{W}e发现太阳黑子本影中的速度与磁场强度显著相关，但也与定义钛线深度的本影温度显著相关。垂直向上运动随场强的增加而减小。将线性近似外推到零磁场再现了测量到的安静太阳蓝移。简单地将黑子本影作为光球多普勒图计算的零速度参考，可能意味着系统速度误差。
The IAG solar flux atlas: Accurate wavelengths and absolute convective blueshift in standard solar spectra
我们提出了一个新的太阳通量图集，目的是了解太阳基准数据的波长精度和准确性。该图集涵盖了405- 2300 nm的波长范围，由哥廷根天体物理研究所（IAG）用傅里叶变换摄谱仪观测。与其他FTS图谱相比，整个可见光波长范围只使用一个摄谱仪设置同时观察。我们比较的波长解决方案的新图集的基特峰太阳通量图集和HARPS频率梳校准的太阳图集。通过比较，揭示了两个基特峰FTS地图集因其波长标度的构建而产生的系统学特征，并显示了IAG和HARPS地图集之间的一致性。我们的结论是，IAG图谱是精确和准确的$\pm 10$ m s $^{-1}$的顺序在405- 1065 nm的波长范围内，而基特峰图谱显示几十到100 m s $^{-1}$的偏差大。我们确定了绝对对流蓝移的光谱从IAG图集和报告略有差异相对于基特峰图集，我们归因于波长尺度之间的差异的结果。我们的结论是，基准太阳能数据与准确的波长解决方案是至关重要的，以更好地了解对流恒星RV测量的影响，这是在MS $^{-1}$精度的多普勒光谱的主要限制之一。
Connecting Granulation and Magnetic Activity in Radial Velocities: The Next Breakthrough for High-Precision Spectroscopy
University of Birmingham（伯明翰大学）；Universidade do Porto（波尔图大学）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；University of Warwick（华威大学）；Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Université Aix Marseille（艾克斯-马赛大学）
Radial velocity observations of the 2015 Mar 20 eclipse - A benchmark Rossiter-McLaughlin curve with zero free parameters
2015年3月20日，我们在哥廷根天文物理研究所用太阳望远镜和FTS获得了159个太阳光谱，其中76个光谱是在日偏食期间拍摄的。我们获得的RV使用$I_2$作为波长参考，并确定RM曲线的峰-峰振幅几乎为1.4 km s $^{-1}$在典型的RV精度优于1 m s $^{-1}$。我们模拟磁盘集成太阳能RV使用表面速度，临边变暗，对流蓝移的信息从三维磁流体动力学模拟。我们确认，对流蓝移是至关重要的了解日食期间的太阳RV。我们最好的模型再现的观测结果的相对精度为10%，残差小于30 m s $^{-1}$。我们交叉检查参数化的速度场使用多普勒从太阳动力学天文台，并得出结论，磁盘集成的多普勒不提供正确的信息对流蓝移所需的MS $^{-1}$ RV工作。作为日食期间模拟RV的主要限制，我们确定了关于对流蓝移和线形作为太阳临边角函数的有限知识。我们怀疑，我们的模型线的轮廓是太浅，在肢体角大于$μ= 0.6$，导致不正确的加权的速度在整个太阳盘。其他的解释也不能被排除，比如在日食观测期间，磁区对流的抑制和未被发现的系统学。提出了精确观测日线剖面的建议。我们公布我们的RV采取日食期间作为基准曲线的代码计算RM效应和太阳表面速度和线轮廓的模型。
Using the CIFIST grid of CO5BOLD 3D model atmospheres to study the effects of stellar granulation on photometric colours. II. The role of convection accross the H-R diagram
我们研究了对流对不同类型恒星在H-R图上的光谱能量分布、光度星等和色指数的影响。使用三维流体动力学CO 5 BOLD、平均<3D>和一维流体静力LHD模型大气计算了主序星（MS）、主序星关闭（TO）、次巨星分支（SGB）和红巨星分支（RGB）上恒星的光谱能量分布，每种情况下都有两种不同的有效温度和两种金属丰度，[M/H]=0.0和-2.0。利用得到的光谱能量分布，我们计算了宽波段约翰逊-格林$UBVRI$和2 MASS $JHK_{\rm s}$，以及中波段斯特伦格伦$uvby$光度系统的光度星等和色指数。在两个测光系统中，3D-1D光度星等和颜色指数的差异都很小，通常不会超过$\pm0.03$等。只有在最冷的巨星位于上RGB的情况下，$U$和$u$波段的差异才能在[M/H]=0.0时达到$\approx-0.2$等，在[M/H]=-2.0时达到$\approx-0.1$等。通常，3D-1D差异在光谱的蓝-UV部分中最大，并且朝向更长的波长减小。它们对有效温度也很敏感，在较热的恒星中明显较小。金属性也起作用，并导致[M/H]=0.0时3D-1D差异略大。所有这些图案都是由辐射场、不透明度和恒星大气中对流运动引起的水平温度波动之间复杂的相互作用造成的。虽然很小，但3D-1D的星等和色指数差异与典型的光度不确定性相当或更大，因此可能导致估计有效温度的不可忽略的系统差异。
Morphological variations of solar granules in the presence of magnetic fields
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Universidad Nacional de Colombia, Observatorio Astronómico Nacional de Colombia（哥伦比亚国立大学，哥伦比亚国家天文台）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Max-Plank Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
