We estimate disc-averaged RV variations of the Sun over the last magnetic cycle, from the single Fe I line observed by SDO/HMI, using a physical model for rotationally modulated magnetic activity that was previously validated against HARPS-N solar observations. We estimate the disc-averaged, unsigned magnetic flux and show that a simple linear fit to it reduces the RMS of RV variations by 62%, i.e. a factor of 2.6. We additionally apply the FF' method, which predicts RV variations based on a star's photometric variations. At cycle maximum, we find that additional physical processes must be at play beyond suppression of convective blueshift and velocity imablances resulting from brightness inhomogeneities, in agreement with recent studies of solar RV variations. By modelling RV variations over the magnetic cycle using a linear fit to the unsigned magnetic flux, we recover injected planets at an orbital period of about 300 days with RV semi-amplitudes down to 0.3 m/s. To reach semi-amplitudes of 0.1 m/s, we will need to identify and model additional physical phenomena that are not well traced by the unsigned magnetic flux or FF'. The unsigned magnetic flux is an excellent proxy for rotationally modulated, activity-induced RV variations, and could become a key tool in confirming and characterising Earth analogs orbiting Sun-like stars. The present study motivates ongoing and future efforts to develop observation and analysis techniques to measure the unsigned magnetic flux at high precision in slowly rotating, relatively inactive stars like the Sun.
在宁静太阳的磁图中，平均无符号磁通量密度通常受仪器噪声的影响。由于噪声和太阳磁场模式的标度行为完全不同，因此有可能确定高斯噪声分布的标准差，并从整个15年SOHO/MDI数据集和SDO/HMI磁图的平均无符号通量密度中去除噪声贡献。MDI盘平均无符号垂直通量密度与太阳黑子数之间有非常密切的相关性，回归分析给出了当太阳黑子数为零时的残差水平为2.7G。所选的HMI磁图集跨越太阳活动的最安静阶段，其噪声校正平均通量密度的下限为3.0 G。这些明显与周期无关的水平可以被确定为基础通量密度，这代表了当地发电机可能的通量贡献的上限，但不是其存在的证据。当缩放到Hinode空间分辨率时，3.0 G HMI水平转换为3.5 G，这意味着Hinode在安静区域中总是发现的更高的平均通量密度并不源自当地发电机。对平均无符号磁通密度的贡献几乎完全来自概率密度函数（PDF）的扩展翼，在仅具有基底水平磁通量的HMI磁图的情况下也是如此。这些翼代表间歇性的磁通量。虽然全球发电机似乎占主导地位的磁能谱在所有解决的空间尺度，有迹象表明，从所观察到的汉勒去极化原子线，当地发电机可能占主导地位的频谱在1-10公里及以下的规模。
Activity correlation and temporal variation of small-scale magnetic fields on young Sun-like stars
Uppsala University（乌普萨拉大学）；Keele University（基尔大学）；Universidade Federal de Minas Gerais（米纳斯吉拉斯联邦大学）；University of Tartu（塔尔图大学）；Universidade do Porto（波尔图大学）；Namzitu astro（Namzitu 天文台）
The exoplanetary magnetosphere extension in Sun-like stars based on the solar wind -- solar UV relation
太阳活动水平通过太阳风特性控制地球磁层的扩展。理解太阳系中的这种关系对于预测类太阳恒星附近的系外行星磁层的状况也很重要。我们使用测量的色球代理，钙II K指数，和太阳风OMNI参数连接的太阳活动的变化，在十年的时间尺度上，太阳风属性。这些数据跨越了1965-2021年的时间间隔，几乎完全涵盖了过去5个太阳活动周期。利用互相关和互信息分析，发现太阳风速度与Ca II K指数之间存在3.2年的滞后，而考虑动压时，太阳风速度与Ca II K指数之间存在3.6年的滞后。发现了太阳风动压和太阳紫外辐射之间的相关性，并利用它导出了地球磁层顶离地距离。此外，使用色球代理的优势，如钙II K指数，打开了可能性，以扩大发现的关系，太阳类太阳的恒星，通过连接恒星的变化，恒星风的属性。该模型被应用到一个样本的类太阳恒星作为一个案例研究，我们假设存在一个类地系外行星在1 AU。最后，我们比较我们的结果与以前的估计磁层扩展相同的类太阳恒星。
Spectroscopic observations of active solar-analog stars having high X-ray luminosity, as a proxy of superflare stars
最近对太阳型超级耀斑恒星的研究表明，即使是像太阳一样缓慢旋转的老恒星也可能有大的恒星黑子和超级耀斑。我们进行了高色散光谱的49个附近的太阳类似星（G型主序星与$T_{\rm{eff}}\approx5,600\sim6,000$ K）确定为ROSAT软X射线源，这不是从以前的研究双星。我们期望这些恒星可以被用作明亮的太阳类超耀斑恒星的替代物，因为超耀斑恒星被期望显示出强烈的X射线光度。在49颗目标星中，超过一半（37颗）没有双星的证据，它们的大气参数（$T_{\rm{eff}}$、$\log g$和[Fe/H]）都在普通太阳类星的范围内。我们测量了Ca II 8542和H $α$线，这是色球活动的良好指标。这些线的强度表明，所有的目标恒星都有大的星斑。我们还测量了目标恒星的$v\sin i$（投影旋转速度）和锂丰度。Li丰度是理解恒星对流带演化的关键，它反映了恒星的年龄、质量和自转历史。我们证实，许多目标恒星快速旋转，与太阳相比，锂丰度很高，正如许多以前的研究所表明的那样。然而，也有一些目标星旋转缓慢（$v\sin i$ =2 $\sim$ 3 km s $^{-1}$），像太阳一样锂丰度低。这些结果支持了类似太阳的古老而缓慢旋转的恒星可能具有高活动水平和大的星点。这与我们以前对太阳型超耀斑恒星的研究结果是一致的。今后，为了从恒星发电机理论的角度研究大星点的详细性质，对这些活跃的太…
Dispersion of small magnetic elements inside active regions on the Sun
分析了小尺度磁性元件在四个有源区（AR）内的扩散过程。利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）在AR高潮时间前后两天的时间间隔内获得的视线磁图。检测并跟踪磁场强度高于30 Mx cm $^{-2}$检测阈值的3-100平方HMI像素大小的小磁性元件。湍流扩散系数的反演采用对分离技术。与以前报道的安静的太阳（QS）的扩散率进行比较。结果发现：i）AR区内部小尺度磁性元素的分散发生在接近正常扩散的区域，而在QS中观察到非常明显的超扩散; ii）在AR中操作的扩散性制度（光谱指数的大小和扩散系数的范围）似乎不依赖于AR的个体性质，例如总无符号磁通量，演化状态，和耀斑活动。我们的结论是，小规模的磁性元件内的AR不代表一个不受干扰的光球，但他们更确切地说，是内在的一部分，整个相干磁结构形成一个活跃的区域。此外，AR中小尺度元素的湍流与光球层上方的过程并不密切相关，但它携带着次光球层动力学的足迹。
Dynamics of Coronal Bright Points as seen by Sun Watcher using Active Pixel System detector and Image Processing (SWAP), Atmospheric Imaging Assembly AIA), and Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
\textit{PRoject for OnBoard Autonomy\todash 2}（PROBA \todash 2）航天器上的\textit{Sun Watcher using Active Pixel system detector and Image Processing}（SWAP）提供了以174 ° C为中心的极紫外通道中的日冕图像。这些数据与\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）和\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）一起用于研究日冕亮点的动力学。的磁极性的演变和相关的形态变化进行了研究，使用磁图和多波长成像。在低分辨率SWAP图像和高分辨率AIA图像中看到的亮点的形态显示出不同的结构，而强度随时间的变化在SWAP 174和AIA 171通道中显示出相似的趋势。我们观察到，在对应于$10^{18}$ Mx量级的磁通量的EUV通道中看到亮点。我们发现，在几个紫外\todash EUV通道的亮点的总发射和总的无符号光球磁通量超过一定的阈值之间存在着良好的相关性。亮点也显示出周期性的增亮，我们试图找到亮点的振荡周期及其与磁通量变化的联系。观测到的周期一般都很长（10 \todash-25…
The Sun as a planet-host star: Proxies from SDO images for HARPS radial-velocity variations
太阳是唯一一颗表面可以直接以高分辨率分辨的恒星，因此构成了探索恒星径向速度（RV）变化的物理起源的绝佳测试案例。我们提出了HARPS观测的阳光散射的明亮的小行星4/灶神星，从中我们推导出太阳的活动驱动的RV变化。与此同时，太阳动力学天文台上的HMI仪器为我们提供了同时的高空间分辨率磁图，多普勒图和连续图像的太阳在Fe I 6173A线。我们确定RV调制所产生的抑制颗粒蓝移磁化区域和暗斑和亮光斑引起的磁通量不平衡。这些贡献的均方根速度幅度分别为2.40 m/s和0.41 m/s，这证实了对流的抑制是活动引起的RV变化的主要来源，根据以前的研究。我们发现斑点和斑区的多普勒不平衡只有弱相关。因此，光变曲线只能给出对流蓝移抑制的不完全预测。相反，我们必须寻找直接跟踪可见恒星半球上的谱斑覆盖的代理。由HARPS谱导出的色球通量指数R'_HK在这方面表现不佳，可能是由于色球和光球临边增亮/变暗的差异。我们还发现，活动驱动的RV变化的太阳是强烈相关的全磁盘磁通量密度，这可能成为一个有用的代理活动相关的RV噪音。
Testing solar surface flux transport models in the first days after active region emergence
活动区在太阳的磁动力学中起着重要的作用。利用太阳表面通量输运模型（SFTM）描述了太阳表面径向磁场的演化。然而，在AR发展的早期阶段使用这些模型存在不确定性。我们的目标是测试SFTM的适用性在AR出现后的第一天，通过比较它们与观察。我们采用的模型范围从被动演化模型，其中包括AR周围的流入。我们模拟了17个新兴的活动区的表面磁场的演变，使用局部表面通量输运模拟。我们选择了那些没有形成完整的太阳黑子的区域，这些区域表现出护城河流。模拟包括扩散和平流。我们使用观测到的太阳能颗粒的本地相关跟踪流，以及AR周围的流入参数化。为了评估我们的模拟，我们测量观测和模拟磁场之间的互相关，以及AR的总无符号通量，随着时间的推移。我们还测试了我们的模拟的有效性，通过改变相对于流量的出现的开始时间。我们发现，使用观测到的表面流的模拟可以再现观测到的磁通量的演变。由超颗粒化引起的场的抖振效应可以描述为一个扩散过程。SFTM在AR的峰值总无符号通量的90%已经出现之后是适用的。在$D=250$至$720$ km $^2$ /s范围内的扩散系数与该时间后前五天的AR通量演变一致。我们发现，新兴的AR周围的收敛流是不重要的AR的总通量的演变，在这头五天，他们的效果增加通量抵消平衡的减少远离AR的通量运输。
Quasi-Periodic Releases of Streamer Blobs and Velocity Variability of the Slow Solar Wind near the Sun
利用\textit{Solar and Heliospheric Observatory}上的大角度光谱日冕仪，对2007年期间流注团的持续性和准周期性释放事件进行了观测，并通过测量流注团的动力学参数，估算了慢太阳风沿流注团上方等离子体片的速度。我们发现10个准周期释放事件的流光斑点持续三到四天。在这些事件的每一天，我们观察到三到五个斑点。这一结果与之前使用最近一次太阳活动极小期附近观测数据进行的研究结果一致。使用测量的斑点速度作为代理的平均流，我们建议，在太阳附近的背景慢太阳风的速度可以在几个小时内发生显着变化。这提供了一个观测的表现，大的速度变化缓慢的太阳风靠近太阳。
