The fall and rise of V854 Centauri: long-term ultraviolet spectroscopy of a highly-active R Coronae Borealis star
我们研究长期的低色散IUE，SWP和LWP光谱的R Coronae Borealis（RCB）明星V854岑，在深1991年，1992年至1993年和1994年的下降。我们还报道了该恒星在1987-1998年期间的光学光变曲线，包括在1989-1998年期间获得的多色测光。紫外线发射线光谱的分析表明，大多数线衰减过程中的深下降的特征时间尺度相媲美的光学功能报告。Fe、Mg和中性C线在典型的50-100天的时间尺度上衰减。其他谱线，特别是电离C谱线，在更长的时间尺度上（> 200天）衰减，或者似乎不受衰减的影响。下降过程中的紫外线发射线和其他紫外线功能的一般性质是一致的E1/E2/BL线区域模型，从下降过程中的光谱特征的行为。然而，详细的线行为表明下降事件之间的大的内在变异性与简单的E1/E2/BL模型不一致。有限的时间覆盖范围阻止了对发射线区域或模糊灰尘的几何形状的详细检查。我们还报告的过渡区线C IV 1550的光谱中的RCB星的第一次检测。
1999-05-18 astro-ph
The Cosmic MeV Gamma-ray Background and Hard X-ray Spectra of Active Galactic Nuclei: Implications for the Origin of Hot AGN Coronae
1-10 MeV的河外伽马射线背景辐射的来源仍然未知。虽然活动星系核（AGN）的能量总和可以解释高达几百keV的宇宙X射线背景（CXB），但现有的活动星系核谱模型由于假设电子能量分布为热指数截止，无法解释~1 MeV以上的背景谱。在这里，我们构建了一个新的光谱模型，通过计算康普顿化过程，包括非热电子，这是预期存在于活动星系核热日冕，如果它被加热的磁重联。我们发现，当日冕电子具有非热幂律分量，其总能量仅占热分量的几个百分比，谱指数为d（lnN_e）/d（lnE_e）~-4时，我们的模型可以很好地解释MeV背景谱。虽然在活动星系核附近的光谱中，来自这样一个组成部分的兆电子伏伽马射线通量低于过去观测的探测极限，但它可以被计划中的未来兆电子伏探测器探测到。我们指出，非热分量的数量和它的电子指数是相似的发现电子的磁重联加速在太阳耀斑和地球磁层，给重联假说的起源热AGN日冕的支持。
2007-11-09 astro-ph
The Density of Coronal Plasma in Active Stellar Coronae
为了研究它们的日冕等离子体密度，我们分析了用{ \em Chandra}上的高能透射光栅光谱仪观测到的22颗活动恒星样品的高分辨率X射线谱。密度使用类He离子O VII、Mg XI和Si XIII的谱线进行研究。虽然样品中所有恒星的Si XIII线都符合低密度极限，但Mg XI线显示大多数具有较高X射线光度（$> 10^{30}$ erg/s）的源存在高等离子体密度（$> 10^{12}$ cm $^{-3}$）;具有较高$L_X$和$L_X/L_{bol}$的恒星在高温下往往具有较高的密度。O VII线的比率产生低得多的几个$10^{10}$ cm $^{-3}$的密度，表明“热”和"冷“等离子体存在于物理上不同的结构中。我们的研究结果意味着非常紧凑的日冕结构，特别是对于较热的等离子体发射的Mg XI线的特征在于日冕表面填充因子，$f_{MgXI}$，范围从$10^{-4}$到$10^{-1}$，而我们发现$f_{OVII}$值从几个$10^{-3}$到$\sim 1$的冷却等离子体发射O VII线。我们发现，$f_{OVII}$接近统一在同一恒星表面的X射线通量水平的太阳活动区，这表明这些恒星成为完全覆盖的活动区。在相同的表面通量水平下，$f_{MgXI}$随着表面通量的增加而急剧增加。这些结果似乎支持早期的建议，热$10^7$ K等离子体在活跃的日冕中产生的耀斑活动，这种耀斑…
2004-05-03 astro-ph
Are Coronae of Magnetically Active Stars Heated by Flares? II. EUV and X-Ray Flare Statistics and the Differential Emission Measure Distribution
利用EUVE和BeppoSAX长时间观测资料，研究了晚型活动星AD Leo的EUV和X射线耀斑率在辐射能量上的分布。我们将观测到的光变曲线与根据具有可选指数α（dN/dE ~ E^{-α}）的幂律分布的能量模型耀斑合成的光变曲线进行比较。应用两种方法，第一种比较分组数据的通量分布，第二种使用未分组数据中的光子到达时间差的分布。对于EUVE DS和BeppoSAX LECS数据，我们发现可接受的α值在2.0-2.5之间。BeppoSAX MECS数据表明能量分布比LECS数据略浅，这是由于MECS探测器的灵敏度范围较硬，以及耀斑峰值温度随总（辐射）能量增加而增加。结果表明，耀斑可以发挥重要的作用，在这个活动的日冕的能量释放。我们讨论了与时间变异性，总能量和多个幂律分布有关的警告。研究的限制情况下，完全由人口的耀斑加热的日冕，我们推导出的时间平均的日冕差分发射测量分布（DEM），可用作诊断的耀斑能量分布的表达式。分析DEM的形状同意与以前公布的DEM从活跃的恒星的观测。
2002-12-17 astro-ph
Elemental Abundances in Stellar Coronae with XMM-Newton
XMM-牛顿反射光栅光谱仪小组已经观测到了大量不同活动水平、年龄和光谱类型的日冕源。特别是，X射线明亮的RS CVn双星系统显示饱和的日冕发射与热（10 - 30 MK）等离子体的谱线特征。此外，我们已经获得了XMM牛顿数据从年轻的太阳类似物内和外的X射线饱和制度。我们同时分析了这些天体的EPIC MOS和RGS数据，并获得了各种元素的日冕丰度（例如，C、N、O、Ne、Mg、Si、Fe）。我们发现，有证据表明，从最活跃的恒星的反第一电离势（FIP）的影响，在不太活跃的恒星的“正常”的类太阳FIP效应的过渡。我们讨论这个结果与光球丰度。
2002-01-31 astro-ph
Are coronae of late type stars made of solar-like structures? The Fx-HR diagram and the pressure-temperature correlation
我们表明，恒星日冕可以组成的X射线发射结构，像那些在太阳日冕，使用一个大型的ROSAT/PSPC观测晚型恒星，和一个大型的太阳X射线数据收集与Yohkoh/SXT。我们已经考虑了太阳日冕在不同阶段的周期和各种X射线日冕结构的数据，从耀斑到背景日冕。表面通量（F_x）-光谱硬度比（HR）图是我们研究的基本工具。我们发现，$F_X$是强烈相关的恒星日冕，在太阳日冕的所有阶段的周期，并在个人的太阳日冕结构的HR，都遵循相同的法律。因此，我们认为晚型恒星的日冕是由与太阳非常相似的X射线结构形成的。在这种情况下，恒星表面被活动区覆盖的部分及其明亮的核心随着活动的增加而增加;最活跃的恒星比完全被活动区覆盖的恒星更明亮和更热，因此它们只能用在任何时候额外存在的几个耀斑（或类似耀斑的结构）来解释。利用F_x与HR的关系式（F_X ~ T^6），我们导出了所有晚型恒星上日冕等离子体的温度、压力、体积加热和特征环长度之间的新的关系式。单个日冕结构和整个日冕都遵循同样的规律。我们认为，表面通量与温度的强相关性和上述定律，只是晚型恒星日冕结构从新磁结构出现到消散的更基本的物理机制的结果。
2004-05-14 astro-ph
X-rays of Stellar Coronae with Chandra and XMM-Newton: Flares and Elemental Composition in Stellar Atmospheres (Invited review)
钱德拉和XMM-牛顿对磁活动星的观测加深了我们对晚型星大气物理的认识。在这篇评论文章中，我讨论了两个从Chandra和XMM-Newton中获益匪浅的主题。特别令人感兴趣的是，对恒星日冕的元素组成的研究利用了这些卫星上的光栅仪器所具有的高光谱分辨率。我总结了我们的知识状况，并讨论了各种恒星日冕的元素组成。我还专注于恒星日冕耀斑的主题，并回顾了XMM-牛顿和钱德拉的X射线和多波长的研究所作出的贡献。
2004-09-21 astro-ph
X-ray spectra of accretion discs with dynamic coronae
本文计算了黑洞和中子星吸积盘上非静态日冕产生的X射线谱。热日冕辐射耦合到下面的圆盘（反射器），并产生X射线光谱，该光谱对日冕等离子体的体速度敏感，β =v/c。我们表明，流出的日冕再现硬态光谱的天鹅座X-1和类似的对象。动态模型预测了所观察到的反射幅度R和X射线谱斜率γ之间的相关性，因为两者都强烈依赖于β。观察到类似的相关性，其形状很好地拟合的动态模型。流出日冕中的软辐射散射也可以解释活动星系核中观测到的光紫外偏振模式。
2001-02-28 astro-ph
HETGS Spectroscopy of a Coronally Active Contact Binary, VW Cep
短周期双星是通过旋转发电机产生恒星日冕的极端情况。这类恒星对于探索日冕在快速旋转和活动饱和状态下的起源和性质非常重要。VW Cep（P=0.28 d）是一个相对明亮，部分食，非常活跃的天体。我们目前的钱德拉X射线光谱与高能透射光栅的初步结果。光变曲线显示出耀斑和旋转调制，但没有强烈的日食。发射谱线比仪器谱线宽，表明两种二元组分都有发射。发射线的速度调制指示发射等离子体的几何结构。排放测量显示出宽的温度范围和强峰值。
2004-09-10 astro-ph
Are stellar coronae optically thin in X-rays? - A systematic investigation of opacity effects
日冕中共振散射（光激发吸收和视线外的再发射）的相关性一直是有争议的。来自相同离子但不同振子强度的发射线的比率是由于可能的共振散射而导致的共振线阻尼的示踪剂。我们提出了一个大样本的44个恒星光谱的分析与所有的光栅上的钱德拉和XMM-牛顿和系统地测量线比的FeXVII线在15.27和16.78 A线的共振线在15.03 A，以及He的f/r比的OVII和NeIX。从光学薄等离子体原子数据库，如MEKAL，基安蒂，和APEC获得的相同的比例被发现是不一致的，但是，我们没有找到令人信服的证据共振线散射。光学深度基本上是相同的所有类型的恒星日冕，我们得出结论，相同的光学深度更可能共振散射的影响时，一般可以忽略不计。15.27/15.03A的比值显示了一个有规律的趋势，表明15.27A线与较冷的Fe线（可能是FeXVI）混合。类氦的f/r比为O和Ne显示没有显着阻尼的共振线的迹象。我们主要将偏离原子数据库的原因归结为仍然不确定的发射率，这些发射率与实验室测量结果不一致，并且在考虑一种或另一种副作用时会得出不同的结果。
2003-06-16 astro-ph
Is the Lack of Pulsations in Low Mass X-Ray Binaries due to Comptonizing Coronae?
在大多数低质量X射线双星系统中，中子星的自旋周期仍然没有被探测到。解释相干脉动不存在的模型之一是通过周围日冕中的电子对X射线光子的康普顿散射来抑制波束信号。我们指出，与消除脉动信号的同时，这样的日冕将向上散射（脉动或不）X射线发射起源于和/或附近的中子星的表面导致出现的康普顿辐射的源光谱中的硬尾。我们分析了一组选定的LMXB的硬X射线光谱，并证明日冕的光学深度不太可能大到足以导致脉动消失。
2006-12-22 astro-ph
X-ray emission from classical T Tauri stars: Accretion shocks and coronae?
经典的金牛T星（CTTS）被活跃的吸积盘所包围。根据目前的模型，物质沿着磁场线从圆盘以或多或少的自由落体速度落在恒星上，在那里等离子体加热并产生X射线。我们希望定量地解释观测到的高能辐射，并从数据中测量入轨参数。绝对通量测量允许计算填充因子和质量吸积率。我们使用热吸积点的数值模型并求解守恒方程。与XMM-Newton和Chandra的数据比较表明，我们的模型很好地再现了主要特征。结果表明，TW Hya的填充因子为0.3%，质量吸积速率为2 e-10 Msun/yr。
2007-02-21 astro-ph
Non-Thermal Emission from AGN Coronae
吸积盘日冕被认为是活动星系核X射线辐射的主要来源。本文假设观测到的辐射是由于相对论性的非热电子（例如耀斑产生的）注入到吸积盘磁环的顶部。当电子沿着磁场线流动时，由于逆康普顿和同步加速器损耗，它们的能量分布随时间演化。计算了在X射线能量范围内，由于逆康普顿机制而产生的随时间变化的辐射。由于耀斑的典型衰减时间短于X射线域中数据采集的积分时间，因此得到的光谱被导出为真实的、随时间变化的发射的时间平均值，如由一系列连续且相同的耀斑起源的。模型的结果进行了比较，以宽带BeppoSAX X射线数据的明亮的塞弗特1 NGC 5548，和一些一般的X射线光谱性质的塞弗特1s作为一个类。模型和观测结果之间的良好一致性表明，目前提出的非热，非稳态模型可能是一个合理的解释活动星系核的X射线发射，作为一种替代热日冕模型。
2005-03-08 astro-ph
Stellar Coronae with \textit{XMM-Newton} RGS. II. X-ray Variability
回顾了利用\textit{XMM-Newton}卫星上的反射光栅光谱仪对耀斑进行高分辨率日冕光谱学研究的第一批结果。讨论了HR 1099的X射线光变曲线中的转动调制。本文还介绍了活动星HR 1099、AB Dor、YY Gem耀斑的含时光谱研究结果。的排放量分布的形状的变化，在丰度和冷等离子体的平均密度进行了讨论。
2000-11-30 astro-ph
On the sizes of stellar X-ray coronae
恒星X射线日冕的空间信息可以利用日冕的标度律来推断。这需要测量物理参数温度和密度。我们集中在新的可用的密度测量X射线线通量测量的大样本的64个光栅光谱的42个恒星日冕与钱德拉和XMM-牛顿。用Ness和Wichmann 2002的CORA线拟合工具测量强H-样离子和He-样离子以及FeXXI线的线计数。密度估计从类氦f/i流量比的OVII和NeIX代表只有较冷的（1- 6 MK）等离子体成分。OVII三重态的密度分布在log n_e = 9.5-11之间，NeIX三重态的密度分布在log n_e = 10.5-12之间，但我们注意到，后者三重态可能受到FeXIX和FeXXI线污染的影响。我们发现，低活动性恒星的密度往往不超过10^10 cm ^-3的几倍，而对于更活跃的恒星，则没有明确的趋势。调查的密度较热的等离子体与各种FeXXI线的比例，我们发现没有一致的证据非常高的密度的存在。该结果与发射有源区中的恒定压力一致。我们专注于常用的RTV 78标度律推导循环长度的温度和密度假设循环状结构相同的积木。我们从离子特定的排放措施和密度的直接测量得到的排放量。可用体积由环长和恒星半径计算。这些体积的比率描绘了体积填充因子，我们发现对于OVII的所有活性阶段，体积填充因子相似至0.1，并且对于NeIX，体积填充因子增加。
2004-08-13 astro-ph
Flare Heating in Stellar Coronae
我们研究了非常弱的耀斑对低质量活动恒星日冕光度的贡献。我们分析了EUVE/DS事件数据FK Aqr，V1054 Oph，和AD狮子座，并得出结论，在所有这些情况下，日冕发射的耀斑占主导地位，在某种程度上，在某些情况下，整个发射可能归因于耀斑加热。我们已经开发了一种新的方法来直接建模的第一次stochemical产生的耀斑发射，包括无法检测到的耀斑，以及它们对所观察到的光子到达时间的影响。发现FK Aqr、V1054 Oph和AD Leo的耀斑能量幂律分布指数（dN/dE ~ E^{-α}）分别为2.6 ± 0.34，2.74 ± 0.35和2.03-2.32。我们还发现耀斑分量占总通量的很大一部分（通常> 50%）。
2002-08-29 astro-ph
An XMM-Newton Study of the Coronae of $σ^2$ Coronae Borealis
本文给出了RS CVn双星$σ^2$ Coronae Borealis的XMM-牛顿观测结果。RGS和EPIC MOS 2光谱同时与碰撞电离平衡等离子体模型拟合，以确定各种元素的日冕丰度。与太阳第一电离势（FIP）效应相反，在这种效应中，与太阳光球层相比，日冕中具有低FIP的元素过多，并且与在几个活跃的RS CVn双星中观察到的“逆”FIP效应相反，$σ^2$ CrB的日冕丰度比显示了一种复杂的模式，这一点得到了钱德拉HETGS用不同方法对$σ^2$ CrB进行分析的类似结果的支持（Osten等人，2003年）。低FIP元素（$<10$ eV）相对于Fe的丰度比与太阳光球层的比值一致，而高FIP元素的丰度比随着FIP的增加而增加。我们发现日冕Fe丰度与恒星光球值一致，表明$σ^2$ CrB中没有金属贫化。然而，我们获得了比Osten等人（2003）更高的Fe绝对丰度。除Ar和S外，我们的绝对丰度约为Osten等人（2003）报道的绝对丰度的1.5倍。然而，他们的模型与我们的XMM-牛顿数据的比较（反之亦然）表明，这两个模型在一般情况下都能充分工作。我们发现，因此，没有偏好的一种方法，而不是其他的日冕丰度。尽管绝对丰度存在系统差异，但我们的丰度比非常接近Osten等人（2003年）获得的丰度比。最后，我们确认了\ion{O}{7}中低密度的测量结果（$< 4 \times 10^{1…
2005-06-10 astro-ph
The Two-Phase Pair Corona Model for Active Galactic Nuclei and X-ray Binaries: How to Obtain Exact Solutions
本文考虑活动星系核和某些X射线双星的两相吸积盘-日冕模型。我们详细描述了如何可以准确地解决偏振辐射转移和康普顿使用迭代散射方法，同时解决冷，热相的能量和对平衡方程。我们考虑到康普顿散射，光子-光子对生产，对湮灭，韧致辐射，和双康普顿散射，以及从冷盘的精确反射。我们认为冠具有平板几何形状，以及冠组成的一个或多个良好分离的活动区域的圆柱或半球几何形状。该方法可用于确定不同方向的光谱强度和偏振出现从盘电晕系统。该代码进行了测试，对蒙特卡罗代码。我们还比较了早期的，不太准确的工作。该方法是一个数量级以上的速度比应用蒙特卡罗方法相同的问题，并有可能被用于光谱拟合软件，如XSPEC。
1996-05-14 astro-ph
Accretion Disk Coronae in High Luminosity Systems
本文给出了康普顿加热的吸积盘冕的自洽模型的结果。模型的计算使用一种新的方法计算单色辐射转移在二维。该方法将辐射分成直接和散射分量。直接辐射是通过计算沿射线的光学深度来计算的，而散射辐射的传输是通过通量限制扩散来近似的。由此产生的代码同意更准确的处理，在50%以内，是非常有效的，使其实际用于大型流体动力学模拟。日冕模型用于确认早期工作的结果，并将其扩展到更高的光度。在早期的工作，发现外磁盘被阴影的内冠在高光度，我们发现我们的结果形成一个几乎连续的扩展模型在较低的光度。这是由于多重散射辐射的存在，其作用是部分抵消来自中心源的直接辐射的损失。虽然在较低的光度下得到的解析方法不能用于推导$L/L\sr{Edd}\gapprox0.1$的日冕结构，模型的结果是服从半经验拟合。我们还讨论了可能的观测结果的冠状面纱和线荧光从磁盘。
1994-05-05 astro-ph
Stellar Coronae with \textit{XMM-Newton} RGS. I. Coronal Structure
回顾了用{\it XMM-牛顿}反射光栅光谱仪（RGS）进行高分辨率日冕光谱学研究的第一批结果。目前已观测到5个恒星系统（HR 1099，Capella，Procyon，YY Gem，AB Dor）。本文的重点是日冕的整体结构。发现{\it活跃星}中的元素丰度是"反常的"，因为它们倾向于随着第一电离势（FIP-即，表示反向FIP效应）。日冕密度的测量水平的几倍$10^{10}$厘米$^{-3}$较冷的等离子体，虽然有迹象表明，非常高的密度在较热的等离子体成分。
2000-11-30 astro-ph
Accretion disc coronae in black hole binaries
吸积黑洞的大部分光度都是在X射线波段发射的。这种辐射被认为是通过逆康普顿过程从一个热的（Te ~ 10^8 - 10^9 K）光学薄（汤姆逊光学深度~ 1）等离子体中产生的，该等离子体可能位于黑洞附近。在这个所谓的康普顿日冕中工作的机制可以通过硬X射线观测来揭示，这些观测揭示了丰富的现象学。根据不同的光度不同的光谱状态观察表明，日冕的性质和几何形状取决于质量吸积率。在许多情况下，作为光度函数的光谱行为显示出某种程度的滞后。触发光谱状态之间的转变的机制是非常不清楚的，虽然它可能与吸积盘日冕系统中的蒸发/冷凝平衡有关。从X射线波段和射电波段的相关性观察，康普顿日冕与致密喷流的形成密切相关，并可能构成喷流的基底。
2007-07-11 astro-ph
The Coronae of AR Lac
我们观察了日冕活动的食双星，AR Lac，与钱德拉上的高能透射光栅，共97公里，间隔超过五个轨道，在正交和合取。同时和同时EUV光谱和光度测定也获得了极紫外探测器。观测到X射线和EUV通量的显著变化，主要是至少一个X射线耀斑和一个EUV耀斑。我们没有看到日食或日食的证据。X射线通量调制在高温时最大，表明日冕等离子体的耀斑加热。多普勒展宽的线宽解释表明，这两个双星组件是活跃的。从总积分光谱得到的线通量，我们模拟了排放量和丰度分布。在差分发射测量中发现了一个强的最大值，其特征在于在log T = 6.9和7.4处的峰值，以及在log T=6.2附近的弱但显著的冷却器最大值，以及从log T= 7.6-8.2的中等强度的热尾。日冕丰度有一个广泛的分布，并没有表现出简单的相关性与第一电离电位。虽然得到的模型光谱一般同意非常好的观察到的光谱，有一些显着的差异，特别是在许多铁的L-线。发射量和丰度分布在性质上与其他X射线和紫外光谱的先前测定结果相似，表明整个日冕结构具有一定的长期稳定性。
2003-06-18 astro-ph
The Coronae of AB Dor and V471 Tau: Primordial angular momentum vs tidal spin-up
0岁的主序星AB Dor和V471 Tau近距离双星中的K矮星有着基本相同的自转速率和光谱类型。对它们的高分辨率{ \it Chandra} X射线谱的分析表明，它们在温度结构和元素丰度方面具有非常相似的日冕特征。这两颗恒星都显示出低FIP元素的损耗，损耗的倍数为$\sim 3$，而高FIP元素的损耗更温和。与其他低FIP元素相比，没有发现非常低FIP（$< 7$ eV）的元素（如Na、Al和Ca）的丰度异常增强的证据。AB Dor和V471 Tau的丰度异常模式与活动的RS-CVn型双星的丰度异常相似，但不那么极端。虽然我们发现统计上显着的结构，这些恒星的差分发射测量分布在狭窄的温度间隔，这种结构是强烈依赖于在分析中使用的线，可能是虚假的。基于它们的X射线相似性，我们得出结论，恒星的确切演化状态对日冕特征的影响很小，并且主导日冕结构和组成的参数只是旋转速率和光谱类型。
2004-11-22 astro-ph
X-ray activity cycles in stellar coronae
我们目前正在进行的XMM-牛顿监测计划的适度活跃，太阳类恒星调查恒星X射线活动周期的最新结果，在这里，我们报告的二元系统阿尔法Cen A/B和61天鹅座A/B。对于天鹅座61 A，我们发现了一个日冕X射线周期，它清楚地反映了色球活动周期，并与1990年代进行的ROSAT活动同步。天鹅座61 A是第一个在太阳以外的恒星上观测到的持续日冕循环的例子。其日冕性质在周期中的变化类似于太阳的行为。天鹅座61 B的日冕活动比较不规则，但也跟随色球活动。α Cen A和B也存在长期变异性。我们发现Alpha Cen A是一颗与我们的太阳非常相似的G2恒星，在观测计划期间至少在X射线中晕倒了一个数量级。这种行为以前从未在半人马座α A上观察到过，但与太阳的X射线行为相当相似。在我们的观测中，半人马座α系统的X射线发射主要是由半人马座α B控制的，它也可能有一个活动周期，自2005年以来有一个显著的微弱。
2007-02-20 astro-ph
Centimeter Imaging of the R Coronae Australis Region
用甚大阵列在3.5和6.2厘米连续谱中观察到了具有高角分辨率（0.6- 1.7角秒）的R CrA区。档案数据集也进行了分析比较，其中提供的角分辨率高达0.3弧秒。发现了一个年轻的恒星群，揭示了丰富的恒星形成活动。IRS 7A最近显示出更强的外流活动。IRS 7A的主峰位置与X射线源重合，这表明X射线发射与中央原恒星直接相关。0类源SMA 2与双无线电源B 9a和9 b相关联，并且似乎驱动两个流出。B 9复合体可能是一个多原恒星系统。B 9a和B 9 b都是负谱指数的非热射电源。IRS 7 B是一个被扩展结构包围的紧凑射电源。致密源对应于0/I类源SMA 1，它也与X射线源密切相关，这表明磁活动在原恒星演化阶段的早期就开始了。IRS 7 B的延伸结构可能是双极流出。IRS 5被分解为两个源，间隔为0.9弧秒。IRS 5a和5 b都显示出射电耀斑和X射线发射，这表明两个成员中的高能磁过程都很活跃。IRS 5 b的月尺度活动相意味着耀斑活动必须涉及大尺度磁场。在1998年IRS 5 b的强耀斑事件中，IRS 5a也表现出增强的射电辐射。这表明IRS 5可能是一个相互作用的年轻双星系统，但其相互作用机制尚不清楚。或者，在射电图像中看到的可能是环双星晕。
2008-06-26 astro-ph
Winds in R Coronae Borealis Stars
我们提出了新的光谱观测的He I $λ$ 10830线的R Coronae Borealis（RCB）的明星提供了第一个强有力的证据，大多数，如果不是所有的，RCB的明星风。长期以来，人们一直认为当尘埃在RCB恒星周围形成时，辐射压力会加速尘埃远离恒星，并将气体拖离恒星。新的光谱显示，在观测到的10颗恒星中，有9颗在He I $λ$ 10830线上具有P-天鹅座或不对称的蓝移轮廓。在所有情况下，He I线都表示质量外流-具有一定的强度和速度范围。在RCB星周围，这种状态很可能是由碰撞激发而不是光电离/复合填充的。线的轮廓已被建模与SEI代码导出的光学深度和氦气的速度场。结果表明，典型的RCB风具有陡的加速度，其终极速度\Vinf = 200-350 \kms，He I $λ$ 10830线的柱密度为N $\sim10^{12}$ cm $^{-2}$。RCB星的光变曲线与它的He I $λ$ 10830轮廓之间可能存在某种联系。那些已经运行了数百天而没有尘埃形成的恒星往往具有较弱的He I特征。不寻常的RCB星，V854 Cen，并没有遵循这一趋势，尽管有很高的质量损失活动，但几乎没有或没有He I吸收。He I $λ$ 10830线在R CrB中，在1978年至2001年的四个时期被观测到，似乎在任何时候都显示出P-Cygni或不对称的蓝移轮廓，无论是在下降还是在最大光下。
2003-06-04 astro-ph
ON THE GEOMETRY OF THE X-RAY EMITTING REGION IN SEYFERT GALAXIES
首次采用两种独立的程序和方法对冷吸积盘上方热对等离子体中的康普顿X射线和γ射线辐射进行了详细的辐射输运计算。模拟包括能量和对平衡以及由冷盘对X射线和伽马射线的再处理。我们研究两个平面平行的冠状以及积极的耗散区域的形状的半球和药盒位于磁盘表面上。结果表明，与早先的说法相反，平面平行的冕对平衡有困难的自洽复制范围内的2-20千电子伏的光谱斜率，高能量截止，和紧凑性推断的1型塞弗特星系的观测。相反，观测结果与来自位于磁盘表面的许多单独活动区域的X射线一致。许多效应，如各向异性康普顿散射，反射峰，反馈到软光子源的再处理，和一个活跃的区域在对平衡都合谋产生的X射线斜率，高能量截止，和紧凑的观察范围。光谱X射线斜率的扩展可能是由于活动区域的属性的扩展，例如它们的致密性和它们在磁盘表面上方的高度。简化模型调用各向同性康普顿在球形云不再足以解释数据。
1995-06-06 astro-ph
X-ray Spectroscopy of the Contact Binary VW Cephei
短周期双星是通过旋转发电机产生恒星日冕的极端情况。这类恒星对于探索日冕在快速旋转和活动饱和状态下的起源和性质非常重要。VW Cep（P=0.28 d）是一个相对明亮，部分食，非常活跃的天体。由钱德拉/HETGS数据制作的光变曲线显示了耀斑和旋转调制，但没有日食。发射线的速度调制表明一种成分主导X射线发射。排放量是高度结构化的，有三个峰值。类氦三线态的电子密度约为3.0E+10 - 18.0E+10 /cm ^3。我们的结论是，日冕主要是在主星和紧凑的极地地区。
2006-06-28 astro-ph
UBVJHKLM photometry and modeling of R Coronae Borealis
本文介绍了1976 - 2001年期间对R-CrB的UBV-JHKLM测光结果。对光学光变曲线的研究表明，在恒星辐射的变化中没有任何稳定谐波的证据。在L波段，我们发现了两个主周期分别为~3.3年和11.9年，全振幅分别为~0.8等和~0.6等的半规则振荡。暖尘壳层的颜色（Ohnaka等人在2001年解析）与其亮度相比非常稳定。这表明内半径是尘埃壳层的一个常数，与时间无关。在τ（V）= 0.2-0.4区间内，观测到的红外光变曲线行为主要是由尘埃壳层光学厚度的变化引起的。没有发现光学亮度的反相关变化（特别是P ~ 3.3yr），这表明RCrB的星风偏离了球对称。光变曲线表明恒星风是可变的。恒星风的变化和尘埃云的产生可能是由恒星表面的某种活动引起的。随着时间的推移，质量损失的增加会导致扩展尘埃壳层内边界处尘埃形成速率的增加，并增加其红外亮度。我们导出了尘埃壳层的下列参数（在平均亮度下）通过辐射转移建模：尘埃壳内半径r_in ~ 110 R_*，温度T_dust（r_in）~ 860 K，尘埃密度ρ_dust（r_in）~ 1.1 × 10 ^{-20} g cm^-3，光学深度τ（V）~ 0.32（0.55 μ m），平均尘埃形成速率[dM/dt]_dust约为3.1x10^-9 M_sun / yr，质量损失速率[dM/dt]_gas约为2.1x10^-7 M_sun / yr，无定形…
2002-09-25 astro-ph
Coronal structure geometries on pre-main sequence stars
利用流体动力学模型重新分析了三种不同类型的前主序星（PMS）的大耀斑事件：年轻恒星天体（YSO）YLW 15、经典金牛T星（CTTS）Lk Halpha 92、弱线金牛T星（WTTS）V773 Tau和WTTS HD 283572（前三个物体是由ASCA观测的，最后一个是由ROSAT观测的;所有这些物体以前都在文献中报告过）。前三个耀斑以前分析的准静态模型的基础上，主要使用到现在，始终产生大的环路（L >= R*），没有持续加热的证据。然而，我们的流体动力学模拟方法表明，耀斑区域的大小必须小得多（L <=R*），而且这种方法在所有情况下都显示了耀斑衰变期间剧烈持续加热的证据，因此所观察到的光变曲线的衰减实际上反映了加热的时间分布，而不是加热环的自由衰减。原恒星YLW 15上的事件持续的时间与恒星自转周期相当，因此它们有限的大小和缺乏日食的证据证明了恒星的极地位置。这与最近提出的假设相反，即这些耀斑是由于恒星和吸积盘之间的长环。总的来说，目前的分析表明，PMS星上的耀斑日冕具有类似于较老的活跃星上的日冕的结构。
2001-04-19 astro-ph
Attacking the X-ray emission properties of young stars with the Sword of Orion
我们提出了一个调查的X射线发射的年轻恒星的剑猎户座恒星形成区使用XMM-牛顿的EPIC探测器。我们发现了超过850个X射线源，其中700多个具有近红外对应物，与年轻恒星一致。通过这次巡天，可以对年轻恒星的X射线发射特性与基本恒星参数（质量、自转、年龄）和环境特征（星周盘、主动吸积、星周吸收）的关系进行统计调查，并通过分析大耀斑研究单个日冕的结构大小。
2004-11-05 astro-ph
Forever Young: High Chromospheric Activity in M subdwarfs
我们目前的光谱观测的两个晕M次矮星，其中有H α发射线。我们表明，在这两种情况下，密切的同伴是最有可能的原因，在这些老的，金属贫乏的恒星的色球活动。我们认为Gl 781 A的看不见的伴星很可能是一颗冷的氦白矮星. Gl 455是一个近等质量的M亚矮星（sdM）系统。Gl 781 A以vsin i = 30 km/s的速度快速旋转。这些系统的色球和X射线日冕的性质进行了比较，M矮星与发射（dMe）。的X射线硬度比和光学色球线的发射比是一致的dMe星中看到的。与活跃的近太阳金属丰度恒星的比较表明，尽管它们的金属丰度较低（[m/H] = -1/2），但sdMe恒星在X射线和色球层发射方面大致一样活跃。用L_X/L_bol测量，G1781 A的活动水平不超过近太阳金属丰度星的2.5倍。
1998-01-29 astro-ph
Anomalous X-ray line ratios in the cTTS TW Hya
用高分辨率X射线谱仪观测到了cTTS TW Hya。以前发现的高密度推断类氦f/i三重态强烈建议检测到的X射线发射占主导地位的吸积冲击。由于它们的辐射场依赖性，类氦f/i比不能提供明确的密度诊断。在这里，我们提出了额外的证据，高密度的Fe XVII线的比率。关键铁XVII线比TW Hya偏离理论预期在低密度，以及从相同的测量在一个大样本的恒星日冕。然而，由于原子物理学的不确定性，密度的定量评估是困难的。此外，对共振散射效应敏感的低光学线深比的估计也支持cTTS的X射线发射区域中的高密度发射场景。
2005-10-26 astro-ph
On the origin of radio emission in radio quiet quasars
射电强类星体的射电辐射起源于携带相对论电子的喷流。在射电宁静类星体（RQQs）中，相对射电辐射要弱10^3倍，其起源尚未确定。我们发现，对于射电宁静的Palomar-Green（PG）类星体样品，射电光度（L_R）与X射线光度（L_X）之间存在很强的相关性，L_R~10^-5L_X。样品是光学选择的，具有几乎完整的无线电和X射线检测，因此这种相关性不能归因于直接选择偏差。PG类星体是Panessa等人所指出的类似相关性的延伸，对于附近低光度的第一型活动星系核的小样本。一个非常相似的关系式，称为盖德尔-本茨关系式，其中L_R/L_X~10^-5，适用于日冕活动恒星。Guedel-Benz关系，连同相关的恒星X射线和射电变率，意味着日冕是被磁性加热的。因此，我们提出的可能性，活动星系核日冕也磁加热，在RQQ的无线电发射也起源于日冕活动。如果正确的话，那么RQQ通常应该在几GHz处显示出紧凑的扁平核心，这是由于同步辐射自吸收，而在几百GHz处，我们应该能够直接看到X射线发射日冕，并且可能会看到与X射线变化相关的相对快速和大幅度的变化。我们还讨论了超亮X射线源和银河系黑洞中的射电和X射线发射可能也是日冕起源的可能证据。
2008-08-05 astro-ph
X-ray powerful diagnostics for highly-ionized plasmas: He-like ions
重新计算类氦离子X射线线从C V到Si XIII的比率，以便将结果应用于新一代X射线卫星Chandra和XMM-Newton的高分辨率光谱数据的密度、温度和电离过程诊断。与早期的计算相比，Porquet & Dubau（2000），辐射跃迁概率使用了最佳实验值。考虑了外辐射场（光激发）、未分辨双电子伴线和光学厚度的影响。这些诊断可以应用于碰撞主导的等离子体（例如，恒星日冕），光电离等离子体（例如，活动星系核中的“暖吸收体”）和瞬态等离子体（例如，SNR）。
2002-04-08 astro-ph
An accretion disc-corona model for X-ray spectra of active galactic nuclei
活动星系核（AGN）的硬X射线发射被认为是来自冷吸积盘上方的热日冕。硬X射线谱指数与爱丁顿比有关，硬X射线辐射热校正因子L_bol/L_x随爱丁顿比的增大而增大。康普顿反射与硬X射线谱指数也存在相关性。这些观测特征为活动星系核的吸积盘-日冕模型提供了非常有用的约束。我们建立了一个吸积盘-日冕模型，并计算了冷盘中不同磁应力张量下的谱，其中假设日冕是由冷吸积盘中浮力不稳定性产生的磁场重联加热的.我们的计算表明，磁应力张量αp_gas不能解释所有这些观测特征，而αp_tot总是导致与爱丁顿比无关的常数L_bol/L_x。对具有α（p_gas p_tot）^（1/2）的盘冕系统的计算结果表明，硬X射线谱指数和硬X射线辐射热校正因子L_bol/L_x都随爱丁顿比的增大而增大，这与观测结果定性一致。我们发现，盘冠模型不能再现观测到的低吸积率源的硬X射线连续辐射，这可能意味着这些低光度源的吸积模式不同。我们认为，在低吸积率下，盘冠系统转变为平流主导的吸积流+盘冠系统，这可能能够解释上述所有相关性。
2009-02-17 astro-ph
