The goal of this paper is to investigate the optimal parameters space for using the reloaded Rossiter-McLaughlin technique to detect differential rotation (DR) and centre-to-limb convective variations. We simulated a star-planet system with and without convective effects to map the optimal regions of the parameter space for retrieving the injected differential rotation. Our simulations explored all possible ranges of projected obliquity (spin-orbit angle), stellar inclination, and impact parameter, as well as differences in instrumental configuration, stellar magnitude, and exposure time. We find that DR is more easily retrieved at low-impact parameters, corresponding to system configurations in which the transiting planet crosses the largest number of stellar latitudes. The main hot-spots for detection (i.e. areas in which DR detectability is high) are $120^{\rm{o}}<|λ|<180^{\rm{o}}$ for $i_*<90^{\rm{o}}$ and $|λ|<60^{\rm{o}}$ for $i_*>90^{\rm{o}}$ on average, and they tend to shrink as the impact parameter increases. Additionally, in contrast to the crucial impact of brightness, we identify that exposure time has a negligible impact on the difficulty of detecting DR as the increase in signal-to-noise ratio (S/N) at longer exposure times is counteracted by the degraded sampling rate. We determine that an ESPRESSO-like setup of instrumental configuration and sensitivity might retrieve DR up to $V = 12$, compared to $V = 10$ for HARPS. We reach no clear conclusion about limb-dependent convective effects and the possible confusion with DR; preliminary results suggest, however, that under certain circumstances, while it seems that one effect could be mistaken for the other, the accuracy of the fit (in particular of $α$) does not hold up under additional scrutiny.
Modelling the Rossiter-McLaughlin Effect: Impact of the Convective Centre-to-Limb Variations in the Stellar Photosphere
罗斯特-麦克劳克林效应的观测提供了恒星-行星排列的信息，可以为行星迁移和演化理论提供信息。在这里，我们超越了经典的RM建模和探索的对流蓝移的影响，不同的恒星盘和非高斯恒星光球配置文件。我们模拟了一个对齐的热木星的4 d轨道约太阳类恒星和注入中心到肢体的速度（和轮廓形状）的变化的基础上辐射的3D磁流体动力学模拟太阳表面对流。我们的模型和经典RM模型之间的残差依赖于固有的轮廓宽度和v sin i;残差的幅度随着v sin i的增加而增加，并且随着固有轮廓宽度的减小而增加。对于缓慢旋转的恒星，中心到边缘的对流变化占主导地位的残差（振幅为10 s cm/s到~1 m/s）;然而，对于快速旋转的恒星，主要的残差特征是由于非高斯的内在轮廓（振幅为0.5-9 m/s）。当影响因子为0时，忽略对流中心到边缘的变化导致了约10-20度的不确定性，即使真实的v sin i是已知的。此外，忽略对非对称内禀轮廓进行适当建模，对旋转速度更快的恒星（例如v sin i = 6 km/s）有更大的影响，并在测量的双折射率中造成约20度的系统误差。因此，忽略恒星表面对流的影响可能会使恒星-行星排列测量产生偏差，从而也会使行星迁移和演化理论产生偏差。
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。
Inelastic O+H collisions and the OI 777nm solar centre-to-limb variation
OI 777 nm三重态是FGK型恒星大气中氧丰度的关键诊断;然而，它对偏离局部热力学平衡（LTE）很敏感。非LTE谱线形成计算的准确性迄今为止受到非弹性O+H碰撞速率系数误差的限制：最近的几项研究使用了所谓的Drawin方法，尽管有一个校正因子$\mathrm{S_{H}}$，该因子是根据三重态的太阳中心到边缘的变化进行校准的。我们提出了一个新的模型氧原子，结合非弹性O+H碰撞速率系数使用渐近两电子模型的基础上的线性组合的原子轨道，结合自由电子模型，基于脉冲近似。使用三维流体动力学交错模型太阳大气和三维非LTE线形成计算，我们证明，这种物理动机的方法是能够再现太阳中心到肢体的变化的三重态为0.02 dex，没有任何校准的非弹性碰撞率系数或其他自由参数。我们仅从三重态推断出$\logε_{\mathrm{O}}=8.69\pm0.03$，加强了太阳氧丰度低的情况。
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise II. Center-to-Limb Parameterisation of Absorption Line Profiles and Comparison to Observations
Is there NaI in the atmosphere of HD 209458b? Effect of the centre-to-limb variation and Rossiter-McLaughlin effect in transmission spectroscopy studies
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）
本研究利用观测数据和模拟分析，揭示了太阳Fe I 6569 Å线的边缘位移效应，发现方法1在低分辨率下仍保持经典行为，而方法2则出现显著偏离。
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。
On the center-to-limb variations of the He I 10830 Å triplet
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿佩尔天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna, Departamento de Astrofísica（拉帕拉大学天体物理学系）
本研究利用高分辨率光谱观测分析了He I 10 830 Å三重线及邻近Si I线的中心到边缘变化，发现He I线光学深度增加、红分量反转蓝移，而Si I线表现出更典型的光球线特征。
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars. IV. Effect of small-scale magnetic flux concentrations on centre-to-limb variation and spectral lines
Exploring the surface of HD 189733 via Doppler shadow analysis of planetary transits
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto（葡萄牙波尔图大学空间与天体物理研究所）；Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto（葡萄牙波尔图大学理学院物理与天文系）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）
Decoding the Radial Velocity Signatures of Solar Faculae with 3D MHD Simulations
University of Graz（格拉茨大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高级研究理事会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Flinders University（弗林德斯大学）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics (LASP), University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）
The Rossiter-McLaughlin effect reloaded: Probing the 3D spin-orbit geometry, differential stellar rotation, and the spatially-resolved stellar spectrum of star-planet systems
Differential rotation of the solar corona: A new data-adaptive multiwavelength approach
为了研究太阳日冕的差异旋转，我们分析了紫外线（UV）谱线观测获得的东，西翼在1.7 $R_{\odot}$ SOHO/UENUS在太阳极小期前的太阳活动周期23。为了获得旋转轮廓的可靠和统计上稳健的图片，我们使用了一组同时400天长的光谱线强度的五个不同的谱线：O VI 1032 A，O VI 1037 A，Si XII 499 A，Si XII 521 A和H I 1216 A，这是常规观察的。通过两种不同的技术对数据进行了分析：广义Lomb-Scargle周期图（GLS）和称为多通道奇异谱分析（MSSA）的多变量数据自适应技术。在许多其他积极的成果，后一种方法是独特的，它能够识别在两个肢体观察到的五个时间序列之间的共同振荡模式。在这项工作中得到的纬度旋转配置文件强调，低纬度地区的紫外线日冕（约$\pm 20^{\circ}$从太阳赤道）表现出差异旋转，而高纬度结构旋转准刚性。在低纬度地区，日冕的不同旋转速率与太阳近地表对流区的旋转轮廓一致，这表明日冕在1.7 $R_{\odot}$的旋转与锚定在0.99 $R_{\odot}$附近的中等尺度磁偶极结构有关。在中高纬度地区发现的准刚性旋转速率反而归因于与刚性旋转冕洞相关的大规模日冕结构的影响。我们进一步建议，在本文中提出的方法可以代表一个里程碑，为未来的调查时，同时处理多波长数据的差分旋转速率。
Line-profile tomography of exoplanet transits I: The Doppler shadow of HD 189733b
我们提出了一个直接的方法隔离的星光的组成部分，被行星阻挡，因为它的过境其宿主恒星，并将其应用到光谱的明亮过境行星HD 189733b。我们模拟的恒星交叉关联函数的全球形状的边缘变暗的旋转配置文件和高斯代表的多普勒核心的平均光球线轮廓的卷积。在凌日期间被行星阻挡的光是具有相同固有宽度的高斯，其穿过线轮廓的轨迹产生失准角的精确测量和v sin I的独立测量。我们表明，即使当v sin我是小于内在的线轮廓的宽度，旅行多普勒“阴影”的行星投下创建一个可识别的扭曲的线轮廓，这是服从直接建模。直接测量丢失的星光的轨迹产生自洽的措施，预计恒星旋转速率，平均本地光球线轮廓的固有宽度，预计自旋轨道失调角，和系统的质心速度。结合光度旋转周期，结果给出了一个几何测量的恒星半径，这与从高精度的过境测光得到的值，如果少量的差分旋转存在于恒星光球。
