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）
V. Vasilyev, K. Sowmya, A. I. Shapiro, N. Kostogryz, D. Vukadinovic, V. Witzke, T. Bhatia, A. Collier Cameron, L. Gizon, S. K. Solanki
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。
摘要：
恒星 granulation 会在太阳类恒星中产生 1 m/s 级别的径向速度 (RV) 抖动，限制了地球类行星的检测。超越这一限制的方法是根据谱线的 granulation 敏感性加权谱线。我们应用了从 3D 磁流体动力学对流模拟中获得的逐条谱线诊断，测量每条谱线的多普勒位移和强度如何响应对流速度和热力学波动。在扩展我们的太阳研究时，该研究利用一个 granulation 快照中空间谱线轮廓的变化作为时间变化的高效代理。我们测试了这种诊断是否适用于较冷的恒星，并检查敏感性如何随光谱类型变化。我们从太阳和晚期 G 型和 K 型矮星的 3D 时间依赖性 MURaM 模拟中合成高分辨率光谱，重点研究 FeI 和 FeII 线，涵盖广泛的激发势和强度范围。随着温度降低，较弱的对流速度和变化的离子化平衡导致谱线族之间的分离更加清晰：FeI 线显示出较低的速度敏感性和较小的分数强度变化，而 FeII 线则更敏感。累积贡献函数将光谱学速度抖动与特征谱线形成温度联系起来。该诊断能够稳健地区分稳定和 granulation 敏感的谱线，在晚期 G 型和 K 型矮星中，使基于光谱类型意识的交叉相关掩码和逐条 RV 权重成为可能。因此，太阳优化的谱线选择通常不能一般地应用于较冷的恒星，特别是当基于等效宽度稳定性而非速度敏感性时。
英文摘要：
Stellar granulation produces radial-velocity (RV) jitter at the 1 m/s level in Sun-like stars, limiting Earth-analog detection. A route beyond this limit is to weight spectral lines according to their granulation sensitivity. We apply a line-by-line diagnostic from 3D magneto-convection simulations that measures how each line's Doppler shift and strength respond to convective velocity and thermodynamic fluctuations. Extending our solar study, which used spatial line-profile variability across one granulation snapshot as an efficient proxy for temporal variability, we test whether this diagnostic transfers to cooler stars and examine how sensitivity changes with spectral type. We synthesize high-resolution spectra with MPS-ATLAS from 3D time-dependent MURaM simulations of the Sun and late-G and K dwarfs, focusing on FeI and FeII lines spanning broad ranges of excitation potential and strength. With decreasing $T_{\mathrm{eff}}$, weaker convective velocities and changing ionization balance produce a clearer separation between line families: FeI lines show lower velocity sensitivity and smaller fractional strength variability, while FeII lines are more sensitive. Cumulative contribution functions link spectroscopic velocity jitter to characteristic line-formation temperature. The diagnostic robustly separates stable and granulation-sensitive lines in late-G and K dwarfs, enabling spectral-type-aware cross-correlation masks and line-by-line RV weights. Solar-optimized line selections are therefore not generally portable to cooler stars, particularly when based on equivalent-width stability rather than velocity sensitivity.
Sensitivity of spectral lines to granulation: The Sun
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马普太阳系研究所）；Centre for Exoplanet Science, SUPA School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学天体物理与天文学院系外行星科学中心）
Metallicity does not reorder line-to-line sensitivity to granulation in solar-like stars
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Centre for Exoplanet Science, SUPA School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学天体物理学与天文学学院系外行星科学中心）
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）
First high-resolution images of the Sun in the 2796 Å Mg II k line
我们目前的第一个高分辨率的太阳图像在Mg II K 2796太阳能线。这些图像是通过4.8毫米宽的干涉滤光片拍摄的，是在2013年6月的第二次科学飞行中由SuFI仪器获得的。Mg II k图像显示的结构在定性上看起来与Ca II H核心中拍摄的图像非常相似。Mg II的图像显示了平静太阳网络区域的反向颗粒（或冲击波），强度对比与Ca II H相似。在Mg II中非常突出的是亮点，无论是在安静的太阳还是在斑区，特别是在盘中心附近。这些比以类似分辨率采样的其他波长要亮得多。此外，Mg II k图像还显示与斑区域相关的原纤维结构。同样，原纤维与Ca II H图像中所见相似，但往往更明显，特别是在弱斑中。
Three years of Sun-as-a-star radial-velocity observations on the approach to solar minimum
太阳型恒星的时变速度场限制了其行星质量径向速度测定的精度，阻碍了对地球双胞胎的探测。自2015年7月以来，我们一直在白天使用特制的太阳望远镜和HARPS-N恒星径向速度光谱仪的光纤来监测圆盘集成的太阳光。我们提出并分析了太阳径向速度测量和交叉关联函数（CCF）的参数在第一个3年的观测，解释它们的背景下，空间分辨太阳观测。我们描述了一个贝叶斯混合模型的方法来自动化的数据质量监控。我们提供了动力学和每日的差异消光校正放置在日心参考系的径向速度，并在恒星系的CCF形状参数。我们实现了光子噪声限制径向速度精度优于0.43米秒$^{-1}$每5分钟的观察。日常精度受零点校准不确定度的限制，RMS离散度约为0.4 m s $^{-1}$。我们发现了来自颗粒化和太阳活动的重要信号。在一天之内，颗粒噪声占主导地位，振幅约为0.4 m s $^{-1}$，自相关半衰期为15分钟。在较长的时间尺度上，活动占主导地位。当太阳黑子群穿过太阳圆盘时，CCF变宽。光斑区域暂时降低CCF的固有不对称性。径向速度的增加，伴随着一个活跃的区域通道有一个典型的振幅为5米秒$^{-1}$，并与线的不对称性，但导致3天。因此，谱线形状的变化显示出作为恢复真实径向速度的代理的希望。
On-Orbit Sensitivity Evolution of the EUV Imaging Spectrometer on Hinode
自2006年9月22日发射以来，Hinode卫星上的极紫外成像光谱仪的灵敏度逐渐下降。使用太阳中心附近安静区域的Fe VIII 185.21埃和Si VII 275.35埃发射线的分光日光图，我们表征了这种衰变。对于2006年12月至2012年3月期间，灵敏度的下降可以被描述为指数衰减，平均时间常数为7358 +/- 1030天（20.2 +/- 2.8年）。在宁静太阳数据中，在温度>10^6.1 K时形成的发射线表现出太阳周期效应。
Signatures of photospheric convection throughout the solar atmosphere: the EVE Sun-as-a-star mHz continuum
SUPA School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；Space Science Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；University of Warwick（华威大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理中心）
Probing deep photospheric layers of the quiet Sun with high magnetic sensitivity
上下文夫琅和费谱线中极弱的偏振信号阻碍了对安静太阳磁性的研究。光子噪声、杂散光以及塞曼效应对纵向和横向磁场的系统性不同灵敏度导致了在磁场矢量的强度和角分布方面的有争议的结果。目的。分析了接近1.5 m GREGOR望远镜衍射极限的斯托克斯测量的信息含量。我们考虑了空间杂散光和光子噪声的影响。方法.用GREGOR望远镜上的红外偏振分光仪GRIS对太阳盘中心静区进行了高灵敏度的全斯托克斯测量，获得了深光球区1.56 μm Fe I谱线。噪声统计和斯托克斯V不对称性进行了分析，并比较了类似的数据集的日出分光偏振仪（SOT/SP）。直接根据剖面的形状和强度对全球资源信息系统数据进行了简单的诊断。我们利用磁力线比技术，这是测试对MHD模拟。结果在非常平静的太阳区域，大约80%的GRIS光谱显示出3σ以上的偏振信号。面积和振幅的不对称性与小尺度表面发电机MHD模拟结果一致。磁力线比分析揭示了在10到100高斯范围内的普遍存在的磁性区域，具有一些千高斯场的集中。结论.空间分辨率为0.40”的GRIS分光偏振数据在高空间分辨率扫描和高磁场灵敏度的组合方面是迄今为止唯一的。然而，不可避免的影响，空间杂散光和由此产生的稀释弱斯托克斯配置文件意味着反演技术仍然承担着很高的风险误解的数据。
Dynamo Sensitivity in Solar Analogs with 50 Years of Ca II H & K Activity
太阳的磁场活动有一个稳定的11年周期，最为人所知的是在可见的带通中太阳盘面上出现的暗黑子的上升和下降。11年的周期也表现在Ca II H & K线芯的发射变化中，这是由于低色球层的非热（即磁）加热。由于威尔逊山天文台HK光度计（1966-2003年）和洛厄尔天文台太阳-恒星光谱仪（1994年至今）的天气监测，Ca II H & K发射的巨大变化允许研究其他恒星的长期变化模式。重叠测量一组27个附近的太阳模拟（光谱类型G 0-G5）的恒星被用来校准这两个仪器和构建时间序列的磁活动长达50年的长度。对发电机至关重要的精确特性可以从依巴谷、日内瓦-哥本哈根巡天和CHARA干涉测量中获得。使用这些长时间序列和测量的基本属性，我们做了一个比较研究的恒星“双胞胎”，探索恒星发电机的结构，旋转和组成的微小变化的敏感性。我们还将这个样本与太阳进行了比较，并发现太阳周期的定期变化在参数空间中最近的邻居中可能是罕见的。
Quiet Sun impulsive events observed with NuSTAR during solar minimum
School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学院）；Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院卡希尔天体物理学中心）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学与艺术大学）；Department of Computer Science, University of Geneva（日内瓦大学计算机科学系）；School of Physics & Astronomy, University of Minnesota Twin Cities（明尼苏达大学双城分校物理与天文学院）；Air Force Research Laboratory, Space Vehicles Directorate（空军研究实验室航天器管理局）；Santa Cruz Institute of Particle Physics and Department of Physics, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校粒子物理圣克鲁兹研究所及物理系）
