恒星表面磁对流作为天体物理噪声源：I. 吸收线剖面的多分量参数化

我们概述了将光球层米粒组织表征为天体物理噪声源的技术。开发了一种四分量米粒组织参数化方法，可用于重构由光球层对流运动引起的恒星线不对称性和径向速度偏移。这四个分量由在盘中心计算的米粒、磁晶间巷、非磁晶间巷和磁亮点的吸收线剖面组成。这些分量是通过对太阳光球层详细辐射传输计算输出的 Fe I $6302 \mathrm{\AA}$磁敏感吸收线剖面进行平均构建的。所采用的四个类别均基于对平均磁通量为$200 \mathrm{G}$的三维磁流体动力学模拟进行检查所确定的磁场和连续谱强度限制。利用这四个分量线剖面，我们准确地重构了由模拟太阳表面 12 x 12 Mm$^2$区域产生的米粒组织剖面，在$\sim$100 m s$^{-1}$的米粒组织信号上精度达到$\sim \pm$20 cm s$^{-1}$。我们还成功利用来自$200 \mathrm{G}$平均磁场模拟的参数化线剖面，重构了来自$50 \mathrm{G}$模拟的米粒组织剖面。该测试证明了该表征方法适用于一系列不同磁活动水平的恒星。