Swift X射线望远镜在RS CVn双星系统II Peg的大耀斑期间对Fe K α_1，α_2双重态的观测是迄今为止仅有的两个来自太阳以外恒星的光球Fe K α的可靠探测之一。我们提出的模型的Fe K α等效宽度在文献中报道的II钉观测和表明，它们最有可能是由于荧光后的内壳光电离的准中性Fe的耀斑X射线。在假设光球物质为太阳丰度的情况下，耀斑的最大高度为0.15 R *，在假设光球物质为贫化的情况下，耀斑的最大高度为0.1 R * 和0.06 R *（[M/H]=-0.2和[M/H]=-0.4）。考虑到延长的环路几何形状，估计的耀斑高度增加了约3倍。这些预测是一致的，来自使用的结果的燃烧回路模型，这也被用来估计燃烧回路的属性和能量。根据环模型，我们估计耀斑环的高度为0.13 R *，等离子体密度约为4 * 10^12 cm^-3，发射体积约为6 * 10^30 cm ^-3。我们对耀斑尺寸和密度的估计使我们能够估计传导能量损失为E_cond <= 2 * 10^36 erg，这与文献中先前获得的上限一致。最后，我们估计这一大耀斑的平均能量输出约为10^33 erg sec^-1，即恒星热光度的十分之一。
英文摘要：
The observation by the Swift X-ray Telescope of the Fe K alpha_1, alpha_2 doublet during a large flare on the RS CVn binary system II Peg represents one of only two firm detections to date of photospheric Fe K alpha from a star other than our Sun. We present models of the Fe K alpha equivalent widths reported in the literature for the II Peg observations and show that they are most probably due to fluorescence following inner shell photoionisation of quasi-neutral Fe by the flare X-rays. Our models constrain the maximum height of flare the to 0.15 R_* assuming solar abundances for the photospheric material, and 0.1 R_* and 0.06 R_* assuming depleted photospheric abundances ([M/H]=-0.2 and [M/H]=-0.4, respectively). Accounting for an extended loop geometry has the effect of increasing the estimated flare heights by a factor of ~3. These predictions are consistent with those derived using results of flaring loop models, which are also used to estimate the flaring loop properties and energetics. From loop models we estimate a flare loop height of 0.13 R_*, plasma density of ~4 * 10^12 cm^-3 and emitting volume of ~6 * 10^30 cm^3. Our estimates for the flare dimensions and density allow us to estimate the conductive energy losses to E_cond <= 2 * 10^36 erg, consistent with upper limits previously obtained in the literature. Finally, we estimate the average energy output of this large flare to be ~10^33 erg sec^-1, or 1/10th of the stellar bolometric luminosity.
Multiwavelength optical observations of chromospherically active binary systems. II. EZ Pegasi
恒星EZ Peg很久以前就被归类为激变变星，现已被证明是一个RS CVn型色球活动双星系统。本文用减谱技术分析了H_α，H_β，Na I D_{1}和D_{2}，He I D_{3}，Mg I b三重态，Ca II H & K，Ca II红外三重态谱线的同时光谱观测。我们发现，热组分是系统的活动星，在H_α，Ca Ⅱ H & K，H_α，Ca Ⅱ IRT谱线上有很强的发射，H_β谱线有很强的填充，而Na Ⅰ D_{1}，D_{2}和Mg Ⅰ b三重谱线上没有填充。由于微扩口，He I D_{3}可能会完全填充。在色球层不同高度形成的不同活动指标的观测变化（在不同时期和轨道相位）是相关的。在H_α和Ca Ⅱ IRT λ 8498和λ 8662线的减影轮廓中发现了很宽的翼。这些配置文件是很好地匹配使用两个组件的高斯拟合（窄和宽）和宽的组件可以解释为产生的微燃烧。我们的光谱似乎表明，热组分的光度更高，这可以解释为什么热组分是系统的活跃星。
A long-duration flare in the X-ray/EUV selected chromospherically active binary 2RE J0743+224
2 RE J 0743 +224（BD +23 1799）是一颗色球活动星，由爱因斯坦回转巡天和ROSAT宽视场照相机（WFC）全天巡天探测到的X射线和极紫外辐射选择，被Jeffries等（1995）分类为单线光谱双星。我们在这里提出的高分辨率阶梯光谱观测的这一双，在1998年1月12日至21日10夜运行期间获得的2.1米望远镜在麦克唐纳天文台。这些观测表明它是一个双线分光双星。在观测过程中发现了色球层辐射（H_α和Ca II IRT线）的急剧增加。有几个论点支持将这种行为解释为不寻常的长时间耀斑。首先，该事件的时间演化与其它太阳耀斑和恒星耀斑相似，初始脉冲相的特征是色球谱线强烈增加（H_α EW在一天内变化5倍），此后谱线辐射在几天内逐渐减少。第二，在H_α谱线轮廓中，在事件开始时观察到一个宽分量。第三，对He I D_{3}的发射和填充He I 6678 A的探测。我们检测到一个Li I 6708 A线增强，这显然是与耀斑的时间演化。最大的Li I增强发生在耀斑中观察到的最大色球发射之后。我们认为，这种Li I是由耀斑中的spiritual反应产生的。这是第一次，这样的LiI增强与恒星耀斑的报告，可能是这个耀斑的长时间是一个关键因素，这种检测。
Hydrodynamic Simulation of a nano-flare heated multi-strand solar atmospheric loop
有越来越多的证据表明，目前的仪器（SOHO，TRACE和Hinode）所看到的等离子体环可能由许多次分辨率元素或股组成。因此，我们在这些特征中观察到的整体等离子体演化可能是许多单个股经历零星加热的累积结果。本文提出了一个短（10^9 cm ~ 10 Mm）的“全球循环”，作为125个单独的链，其中每条链是独立的模拟一维流体动力学模拟。跨股的能量释放机制包括局部的、离散的加热事件（纳米耀斑）。通过输入到回路的总能量的频率分布，股线被“耦合”在一起，该频率分布遵循指数为α的幂律分布。每个能量事件发生的位置和寿命是随机的。虽然一个典型的股线可以通过一系列明确定义的加热/冷却循环，当股线相结合，整体准静态排放测量加权热曲线的全球循环再现热顶点/冷基地结构。局部冷等离子体斑点被认为是沿着单独的链，这可能会导致环从日冕发射“消失”，并出现在过渡或色球。随着alpha的增加（从0到2.29再到3.29），最小的加热事件会得到更多的权重。因此，整体环顶点温度增加，而该值周围的温度变化减小。在当前模拟分辨率下，α的任何进一步增加都会使环路顶点温度变化饱和。增加链的数量和环的长度，以及这些结果后，可能的未来观测活动的TRACE和日出的影响的效果进行了讨论。
Multiwavelength optical observations of chromospherically active binary systems. I. Simultaneous H{alpha}, NaI D{1}, D{2}, and HeI D{3} observations
This is the first paper of a series aimed at studying the chromosphere of active binary systems using the information provided for several optical spectroscopic features. Simultaneous H{alpha}, Na I D{1}, D{2}, and He I D{3} spectroscopic observations are reported here for 18 systems. The chromospheric contribution in these lines have been determined using the spectral subtraction technique. Very broad wings have been found in the subtracted H{alpha} profile of some of the more active stars. These profiles are well matched using a two-components Gaussian fit (narrow and broad) and the broad co…
