太阳光球光谱微变率 II. 与磁活动及视向速度调制的关系观测

对类太阳恒星周围小行星的搜寻受限于恒星自身的物理变率。虽然色球变率已得到充分研究，但观测、建模并理解光球谱线强度、形状及位移中更微小的涨落仍具挑战性。极高精度视向速度光谱仪如今使极高精度恒星光谱学成为可能，而将太阳作为恒星观测的时间序列允许监测其光球变率。谱线强度的涨落很可能与视向速度偏移相关，从而为监测工作识别出可观测的代理量。从三年的 HARPS-N 太阳作为恒星的观测中，选取了一千条低噪声光谱，并测量了 Fe I、Fe II、Mg I、Mn I、H-alpha、H-beta、H-gamma、Na I 以及 G 波段的谱线吸收。我们考察了它们的变率及可能的大气起源，同时也结合了同时测量的色球发射和视向速度。观测到系统性的谱线强度变率，很大程度上跟随 Ca II H & K 发射的太阳周期演化，但幅度较小，通常在亚百分点水平。在铁线中，蓝端 Fe II 的振幅最大，而在绿端 Mg I 三重线中不同强度线之间以及 Balmer 线之间趋势发生符号反转。G 波段核心的变率大于整个 G 波段的变率，与理论预测一致。在半禁戒 Mg I 457.1 nm 处未探测到变率。超精细分裂的 Mn I 行为与 Fe I 大致相似。对于更长波长的谱线，大气吸收限制了可达到的精度。因此，太阳光球光谱的微变率在各种特征中显示出系统性印记。这些特征测量了与经典 Ca II H & K 指数不同的东西，但仍然反映出来自磁场区域的强烈影响。