Infrared Space Observatory Spectra of R Coronae Borealis Stars. I. Emission Features in the Interval 3 - 25 microns
本文给出并讨论了北冕座R星V854 Cen、R CrB和RY Sgr的红外空间天文台3 - 25 $μ$ m光谱。尖锐的发射特征与众所周知的未识别发射特征在波长上一致，存在于V854 Cen的光谱中，但不存在于R CrB或RY Sgr的光谱中。由于V854 Cen并不是特别缺乏氢，并且比其他恒星的氢含量高出1000倍，因此其发射特征可能是来自含氢的载体。氢化无定形碳的特征与实验室样品的排放之间存在对应关系。在发射或吸收中检索C $_{60}$，结果为阴性。无定形碳颗粒解释了每颗恒星光谱中6 - 14 $μ$ m之间的广泛发射特征。
2001-03-23 astro-ph
Line identification in soft X-ray spectra of stellar coronae by comparison with the hottest white dwarf's photosphere: Procyon, alpha Cen A+B, and H1504+65
H1504+65是一颗年轻的白矮星，有效温度为200，000 K，是有详细大气模型分析过的最热的后AGB恒星。钱德拉LETG+HRC-S光谱揭示了迄今为止从恒星光球记录到的最丰富的X射线吸收线光谱。在这个极热的光球层中的谱线形成区域产生了许多吸收跃迁，这些跃迁在冷的恒星日冕中的发射中也被观察到。我们对H1504+65与南河三、α-Cen A和B的Chandra光谱进行了详细的比较。热白矮星的最新非LTE模型光谱使我们能够从高度电离的O，Ne和Mg中识别出大量的吸收线。反过来，这些特征使我们能够确定日冕线，其起源是迄今为止未知的。
2005-01-13 astro-ph
Some Observational Aspects of R Coronae Borealis Stars
讨论了与R-Cor-Bor星的演化状态和尘埃产生有关的一些观测问题。最近的工作，关于表面的丰度，恒星风和尘埃生产的证据，在这些高光度的氢缺乏恒星也进行了审查。还考虑了星风由表面磁场维持的可能性。
2007-12-24 astro-ph
Slingshot prominences above stellar X-ray coronae
我们提出了一个新的模型的快速旋转的太阳型恒星的日冕结构。被困在恒星表面上方2到5个恒星半径的共旋中的双折射的存在被认为是这些恒星的日冕必须非常延伸的证据。然而，观测到的表面磁场不可能包含这些距离的X射线发射气体。我们提出了另一种模型：这些双折射被困在细长的环嵌入不是在X射线日冕，但在风中。在冕盔状飘带上方，方向相反的风载场线重新连接形成闭合环，然后充满了最初是风的一部分的气体。我们证明了这些回路在一定的压力和温度范围内存在静态平衡。最大回路高度随着转速的增加而下降，但随着回路温度的降低而上升。对于一颗自转周期为0.5天的太阳质量恒星，其X射线日冕在表面上方延伸10个恒星半径，温度为10000 K的环可以延伸到5个恒星半径。
2005-06-10 astro-ph
X-ray astronomy of stellar coronae (Review)
在赫兹-罗素图的冷半部分，恒星的X射线发射通常归因于磁日冕的存在，其中包含温度超过1百万K的等离子体。日冕在这些恒星中无处不在，但在它们的磁场中运行的许多基本机制仍然无法通过详细的物理描述来解释。因此，恒星X射线天文学有助于更深入地了解磁流体动力发电机中磁场的产生，通过各种等离子体物理过程在稀薄的天体物理等离子体中释放能量，以及高能辐射与恒星环境的相互作用。恒星的X射线发射也提供了重要的诊断研究的结构和演化的恒星磁场从第一天的原恒星生命的最后阶段的恒星演化之间的巨人和超巨星。恒星日冕X射线天文学的学科现在已经达到了一个复杂的水平，使恒星物理学的先进理论的测试成为可能。这一发展是基于快速发展的仪器的可能性，今天使我们能够获得亚弧秒分辨率的图像和光谱分辨率超过1000。事实上，高分辨率X射线光谱学为天体物理学的来源打开了新的窗口，并在日冕研究中发挥了重要作用。本文综述了恒星日冕X射线天文学的发展和现状，重点介绍了观测结果和与我们理解日冕磁结构和演化有关的理论问题。
2004-06-29 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
Detection of X-ray Resonance Scattering in Active Stellar Coronae
利用{ \it Chandra}高分辨率透射光栅摄谱仪对活动的RS CVn型双星II Peg和IM Peg的日冕中类氢氧和氖离子产生的莱曼系线进行了分析，结果表明，与理论预测和在类似活动双星中观察到的相同比率相比，Ly $α$ /Ly $β$比率显著减小。我们解释这些递减线光子的共振散射的视线，这些观测提出了第一个强有力的证据，这种效果在活跃的恒星日冕。净线光子损失意味着这些恒星上发射结构的非均匀和非对称表面分布。逃逸概率参数，连同观测到的线比和发射等离子体密度的估计，意味着日冕结构的典型视线尺寸，这些结构在$3\times 10^6$ K的温度下主导$10^{10}$ cm的X射线发射，在$10^7$ K的温度下主导$10^8$ cm的发射。这些大小比简单的准静态日冕环模型预测的大一个数量级，但与下面恒星的几个$10^{11}$ cm半径相比仍然非常小。
2004-05-26 astro-ph
Advances of plasma diagnostics with high-resolution spectroscopy of stellar coronae
来自冷星的X射线辐射是恒星活动的重要示踪物。X射线光度反映了不同的活动水平，在光谱类型为M-F的恒星中覆盖了四个数量级。过去恒星日冕的X射线观测提供的低光谱分辨率允许利用原子数据库（列出给定温度结构的线发射率和韧致辐射连续体）确定温度分布和元素丰度。新的任务XMM-牛顿和钱德拉携带X射线光栅，提供足够的光谱分辨率来测量战略发射线的通量。我描述了不同的方法适用于低分辨率和高分辨率的光谱，特别是专注于新的光栅光谱与X射线线。仅从几条谱线就可以确定等离子体温度和相关密度，检查共振散射的任何影响，并识别特定的丰度异常。基于线的温度和密度测量仅代表总等离子体的一小部分，但不同部分的压力环境可以简单地通过选择特定的线来探测。选定的结果，涵盖所有方面的线为基础的分析。
2005-04-06 astro-ph
The Structure of Stellar Coronae in Active Binary Systems
利用极紫外光谱对28颗恒星进行了观测，从EMD、电子密度和尺度大小等方面建立了活动双星系统中恒星冕的结构。EUVE在9年的运行期间获得的观测结果包括样本中的恒星。EUVE数据允许一个连续的EMD被构造在log T~5.6-7.4的范围内，使用铁发射线。这些数据补充了IUE观测，以模拟较低的温度范围。对EMD的检查显示了一个突出的狭窄增强，或者说在25颗恒星中的log T~6.9附近达到峰值的“颠簸”，定义了一个基本的日冕结构。单位恒星面积的辐射量随目标恒星轨道（或光度）周期的增加而减少;双星系统中的恒星在日冕温度下通常比缓慢旋转的单星有更多的物质。对于某些靶，在~10 MK处得到了高电子密度（Ne>10^12 cm^-3），这意味着发射体积很小。观测结果表明，这些恒星的磁性恒星冕与两类基本的磁环相一致：一类是类似太阳的磁环，其最高温度约为log T~6.3，电子密度较低（Ne>10^9 ~ 10.5）;另一类是较热的磁环，其最高温度约为log T~6.9，电子密度较高（Ne>10^12）。对于最活跃的恒星，物质也存在于更高的温度（log T>6.9）。然而，目前的从头算恒星环模型不能再现这样的配置。对这些系统的光变曲线的分析揭示了日冕物质旋转的特征，以及活动水平的明显季节性变化。
2002-10-30 astro-ph
R Coronae Borealis Stars at Minimum Light -- UW Cen
本文讨论了北冕座R星UW Cen在衰退期的两个高分辨光谱。从1992年中期开始，当这颗恒星已经褪色了三个星等时，光谱显示出与最大亮度时的光谱只有一些差异。在R CrB中看到的无处不在的尖锐发射线在低于最大光的类似下降是不存在的。相比之下，2002年中期的光谱，当恒星比最大亮度低5个星等时，显示出一系列尖锐的发射线和一系列宽的发射线。与光谱的R CrB深1995-1996年期间获得的最低。许多共同的特点进行了讨论，在一个环面射流的几何形状。
2004-09-09 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
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
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
Using Chandra/LETG spectra to probe stellar coronae
本文探讨了快速旋转恒星AB Dor的表面磁场与X射线辐射日冕之间的关系。圆偏振光谱已被倒置，以产生表面（光球）磁场图。这张表面图已经被外推到AB Dor的日冕场拓扑和X射线光变曲线的模型中。来自同一时期的AB Dor的Chandra/LETG光变曲线显示出30%水平的内在变异性。周期分析表明，这是由于旋转调制的一小部分。我们测量了发射线质心的速度变化作为旋转周期的函数，并找到了旋转调制（最大）的证据。威尔~40+/- 13km/s）。这种调制可能表明在中高纬度存在局部X射线发射区。
2004-03-09 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
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
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
AD Leo from X-Rays to Radio: Are Flares Responsible for the Heating of Stellar Coronae?
1999年春，对耀斑星AD Leo进行了长期的协调观测活动，包括{ \it EUVE}、{ \it BeppoSAX}、{ \it VLA}和光学望远镜。该运动总共持续了44天。我们获得了高质量的光变曲线，显示了各种时间尺度上的持续变化，提出了关于耀斑样事件对日冕加热作用的有趣问题。我们进行了Kolmogorov-Smirnov检验，将观测结果与一组由统计耀斑组成的模拟光变曲线进行比较，这些耀斑的能量分布为具有可选指数$α$的${\rm d}N/{\rm d}E \propto E^{-α}$形式的幂律。我们发现最佳拟合的$α$值略高于2的值，表明耀斑人口向小能量的扩展可能是重要的整体X射线发射的产生。
2000-11-30 astro-ph
Electron Acceleration and the Production of Nonthermal Electron Distributions in Accretion Disk Coronae
本文研究了在磁主导的吸积盘日冕中斜向传播快模波对电子的加速。对于低日冕等离子体密度，加速可以超过库仑阻力在较低的能量和能量的电子出热背景，导致非热尾。这条尾巴的范围取决于加速和辐射冷却之间的平衡，通过逆康普顿散射和同步辐射，通常会达到数十MeV。这将直接应用于解释来自几个银河系黑洞候选者的伽马射线，如Cyg X-1和GRO J 0422，它们显示出超过大多数热模型预测的0.5- 5 MeV的辐射。给出了粒子分布和波谱随时间的详细演化过程。
1997-01-15 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
Forward modeling of stellar coronae: from a 3D MHD model to synthetic EUV spectra
一个前向模型中，我们合成光谱从头算三维MHD模拟的外部恒星大气，其中的日冕加热是基于编织的磁通量，由于光球足点运动。我们讨论的假设，如电离平衡的有效性和调查的诊断，如差分发射测量反演的适用性。我们发现，合成的日冕的一般外观是类似的日冕，并在统计的基础上，积分量，如平均多普勒频移或差分发射措施复制得非常好。过渡区的持续红移，这是困扰着理论家，因为他们的发现，解释了这个模型所造成的加热通过编织的磁通量引起的流动。虽然模型日冕的强度只是缓慢地演变，但正如所观察到的那样，多普勒频移的结构和变化量非常大。这强调了快速日冕光谱学的必要性，因为日冕对加热过程的动力学响应表现为缓慢的日冕强度变化，但多普勒频移变化迅速。
2005-03-16 astro-ph
On the Statistical Significance of the Hipparcos Astrometric Orbit of rho Coronae Borealis
最近，盖特伍德、汉和布莱克提出了对依巴谷恒星位置的分析和他们自己对rho CrB的地面测量，提出了一个1.5质量的天体测量轨道，轨道倾角极小，为0.5度。这表明行星候选者可能是一颗晚M星。我们使用依巴谷的rho CrB数据与Noyes等人的个体径向速度一起独立研究恒星轨道并评估其统计意义。我们的分析得出了相同的天体测量轨道。然而，我们对依巴谷卫星的测量结果进行的排列检验表明，天体测量轨道的统计意义仅为2-sigma。因此，我们可以预期，在40个具有类似数据集的系统中，大约有一个系统会显示出错误的天体测量轨道。
2001-04-05 astro-ph
Abundance variations and first ionization potential trends during large stellar flares
太阳第一电离势（英语：Solar First Ionization Potential，缩写为FIP）效应，即低FIP元素在日冕中相对于光球层富集，而高FIP元素丰度保持不变，这一现象已经被发现很久了。高分辨率X射线光谱学揭示了活跃的恒星日冕表现出相反的效应，这被称为逆FIP（IFIP）效应。日冕活动和FIP/IFIP偏差之间的相关性表明，也许耀斑活动参与了从FIP到IFIP的转换。这项工作的目的是更系统地了解恒星耀斑期间的FIP趋势，并补充了早期的研究仅基于钱德拉。分析了XMM-牛顿观测到的8个最亮的X射线耀斑，并与它们各自的静止状态进行了比较。加上钱德拉以前观测到的六次耀斑，这是目前最好的耀斑样本。我们寻找耀斑期间的丰度变化及其与FIP的相关性。为此，我们定义了一个新的FIP偏差测量。一个趋势是发现，在耀斑期间，IFIP偏向于静止的日冕相对于其静止组成的FIP偏见。这种效果是相反的冠FIP偏向于静止。因此，观察到的趋势与色球蒸发一致，而不是与耀斑期间运行的FIP机制一致。这也表明，静态IFIP偏差是真实的，大耀斑是不是在恒星日冕IFIP效应的直接原因。
2007-12-04 astro-ph
Coronal activity with XMM-Newton and Chandra
XMM-牛顿和钱德拉极大地加深了我们的知识恒星日冕获得各种新的诊断，使如今的审查恒星X射线天文学必须集中在几个选定的主题。试图提供一个有限的，但有代表性的概述最近的发现，我讨论了三个主题：太阳恒星的连接，在恒星发电机的限制制度的日冕的性质，和“热门话题”的X射线发射前主序星。
2008-09-25 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
The optical spectrum of R Coronae Borealis close to 2003 decline
两套高分辨率光谱的R CrB在2003年光衰退期间获得的描述。当V ~12.0时，在光变曲线的下降分支上获得第一组，并且当V ~7.5时，在恢复阶段获得第二组。通常的尖锐和广泛的排放进行了描述和线的径向速度测量。在第一组中发现C_2 Swan系统（0，0）带发射。其余C_2带为吸收带。CN红系（5，1）带转动谱线和低激发FeI谱线均处于吸收状态。表中列出了各种光谱特征的实测径向速度。
2007-06-21 astro-ph
Magnetic coronae of active main-sequence stars
主序星的日冕结构仍然困扰着我们。虽然太阳日冕已经被相当好地理解，但很明显，即使是与太阳质量相同的恒星也可以表现出非常非太阳日冕的行为，特别是如果它们是快速旋转或在双星系统中。在质量大于或小于太阳的情况下，非太阳的内部结构似乎会影响恒星日冕的几何和动力学以及X射线和无线电发射的性质。在这次演讲中，我将描述我们对一些最活跃（也是最有趣的）主序星的日冕结构的理解的一些最新进展。
2008-11-12 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
The survival and destruction of X-ray coronae of early-type galaxies in the rich cluster environments: a case study of Abell 1367
钱德拉对星系团A1367西北部区域的一项新观测揭示了四个冷星系冕（0.4 - 1.0 keV）嵌入热的团内介质（ICM）（5 - 6 keV）中。虽然NGC 3842和NGC 3837的大日冕看起来是对称和松弛的，但$\lsim$ L* 星系（NGC 3841和CGCG 97090）的星系日冕受到干扰并被剥离。具有致密冷却核心的大质量星系比银河日冕密度低得多的$\lsim$ L* 星系更能抵抗冲压压力剥离并在丰富的环境中生存。这些冷日冕的存活意味着来自周围ICM的热传导必须在日冕边界处被抑制至少60倍。在NGC 3842和NGC 3837的星系冕内，恒星的质量损失或热传导与斯皮策值可能足以平衡辐射冷却。准直射流末端的能量沉积可能会加热外部日冕，但允许小而致密的气体核心（例如，A1367中的NGC 3842和昏迷中的NGC 4874）。随着环境压力的增加，存活的X射线冠变得明显更小和更暗。
2004-08-24 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
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
Centimeter Polarimetry of the R Coronae Australis Region
圆偏振3.5厘米连续辐射被检测到朝向三个射电源在R CrA区域使用甚大阵列。I类原恒星IRS5b在8年内持续显示出螺旋度恒定的极化射电辐射，这表明它的磁层具有稳定的结构。斯托克斯I和斯托克斯V通量之间有很好的相关性，分数偏振度约为0.17。在活跃阶段，分数偏振是一个弱的斯托克斯I通量的递减函数，这表明IRS 5b是现象上类似于其他类型的耀斑星，如RS CVn双星。偏振通量的变化时间尺度约为一个月，IRS5b的磁层一定很大。I类原恒星IRS 7A在圆偏振射电辐射中被探测到一次，尽管IRS 7A驱动着一个热射电喷流。这一发现意味着，年轻原恒星磁层的射电辐射至少偶尔可以逃脱部分电离风的吸收。IRS 7A和IRS 5b的性质表明，I类原恒星具有几千高斯的有组织的星周磁场，磁层发射的可探测性可能取决于原恒星的演化状态。还报告了对可变射电源B5的圆偏振无线电发射的检测。
2008-09-23 astro-ph
Three-Dimensional Doppler Images of the Disk-like and Stream-like States of U Coronae Borealis
本文用三维射电天文多普勒层析方法研究了北冕U中的H $α$发射源。这些3D断层图像提供了比投影的2D版本更高的分辨率，并突出显示了横向于轨道平面的$V_z$方向上的射流状气流。在本文中，三维断层图像进行了比较，在两个不同的时代时，U CrB的盘状状态（1993年的数据）和流状状态（1994年的数据）。这两种状态都显示出一个突出的发射源，即环主星凸起，它是当气流撞击质量增加者的光球层时产生的。在$V_z$ = $\pm$ 150 km s{ $^{-1}$ }范围内探测到该源，并表明该凸起并不局限于轨道平面，尽管它在$V_z$ =0 km s{ $^{-1}$ }附近达到最大强度。其他的发射源包括流星和流盘激波，以及旋转盘物质撞击进入气流的局部区域（LR）。LR在盘状状态下的$V_z$速度为200至500 km s{ $^{-1}$ }。在$V_z$速度的范围内可以看到圆盘发射，并且有证据表明圆盘倾斜于轨道平面或者可能有两个臂。气流在流状状态下沿着其预测的轨迹流动，与盘状状态的比较表明，在这两种状态下，气流的密度都高于盘。
2008-05-07 astro-ph
Coronae of Cool Stars
本文介绍Chandra和XMM-Newton对YY Mensae和V824 Arae的光栅观测的初步结果。光谱特征的上下文中的排放量分布，日冕丰度，等离子体电子密度。特别是，我们观察到一个冠状N/C增强在YY男人相信，反映了光球成分（CN周期）。最后，我们解释了YY Men谱线的增宽是其高温日冕的多普勒热增宽。
2003-10-01 astro-ph
X-ray emission from T Tauri stars
我们模拟了金牛座T星的X射线发射，假设它们有等温的，磁限制的日冕。这些日冕向外延伸，直到热日冕气体的压力克服了磁场，或者，如果日冕在此之前与盘相互作用，则通过盘本身的作用。这项工作的动机是钱德拉猎户座超深项目（COUP）的结果，显示增加的X射线发射措施与恒星质量的增加。我们发现，这种变化（及其大的散射）的结果自然从恒星日冕的大小变化。由于存在剥离恒星日冕外部的圆盘，X射线发射量的减少在质量较低的恒星中最为明显。表面引力较大的质量较大的恒星，其日冕一般不会延伸到盘的内缘，因此受其影响较小。对于这些恒星，吸积发生在连接到盘的开放场线上。通过外推年轻主序星的表面磁图，我们研究了磁场复杂程度对X射线发射的影响。我们发现密度与个别耀斑建模的估计一致。一个简单的偶极场相比之下，密度通常一个数量级less.We建议，金牛座T星的日冕领域是稍微更扩展比他们的主要序列对应，但不作为一个纯粹的偶极场扩展。
2006-01-10 astro-ph
Coronae in the Coronet: A very deep X-ray look into a stellar nursery
为了研究年轻恒星天体（YSO）的X射线性质，我们分析了一个异常敏感的Chandra日冕星团CrA恒星形成区的数据集，获得了LXmin= 5E 26 erg/sec的轻吸收源的极限光度。这个数据集代表了有史以来对恒星形成区域最敏感的X射线观测之一。的X射线数据被用来调查该地区的暂定成员的成员地位，推导等离子体温度和X射线光度的YSO，并调查在几年的时间尺度上的变化。合并后的Chandra图像中的92个X射线源中的46个可以用光学或近/中红外对应物识别。探测到的X射线发射来自所有先前已知的光学可见的晚型（光谱类型G到M）星团成员，来自八个褐矮星候选者中的五个，以及来自九个在视场中具有0类、I类或平光谱SED的嵌入式物体（“原恒星”）。虽然检测到Herbig Ae/Be星TY CrA和R CrA（B 9 e星HD 176386的近伴星）以及F0 e星T CrA，但没有从Herbig-Haro（HH）天体或没有红外源的原恒星核中发现X射线辐射。我们发现R CrA / IRS 7附近弥漫性X射线发射的迹象。观测到的日冕YSO的X射线性质与日冕活动相一致，没有发现暗示吸积激波的X射线发射的软谱成分，AeBe星TY CrA和HD 176386的X射线发射可能起源于近距离的晚型伴星。Ae星R Cra显示出一种特殊的X射线光谱和极热的等离子体温度。最后讨论了不同演化阶段YSO的X射线性质的差异。
2007-09-18 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
Rapid H-alpha variability in T Coronae Borealis
我们报告我们的搜索的H-α发射线的周期性新星T CrB的时间分辨率为10-15分钟的变化。这与在该对象中观察到的光度闪烁的时间尺度相当。这是第一次观测到发射线的短时间尺度变化。在两个晚上（990106和990107），我们检测到H-α谱线具有统计学显著性变异性（置信水平为0.99）。尽管FWZI（H-α）约为800 km/s，但这种可变性仅限于发射线的中心部分（\pm 100 km/s）。线轮廓的变异性伴随着总等效宽度EW（H-alpha）的变异性，990106的\pm为8%，990107的\pm为6%（根据EW的平均值计算）。假设开普勒运动，这种变化产生于距离白矮星约20-30 R_Solar的地方，这大约是气体流离开L_1时形成的环的半径。在其他三个晚上，我们只能设定变异性的上限，980415的ΔEW（H-α）\pm 2%，980802的\pm 4%，980803的\pm 3%。
2004-12-23 astro-ph
A Homologous Recycling Model for Hot Galactic Coronae
本文提出了一个大质量暗晕中巨椭圆星系引力阱中流体静力等温热气体分布的平衡模型。如果气体中的声速、恒星的速度色散和暗物质的速度色散是相关的，使得光学和X射线的亮度分布相互匹配，那么系统的自洽确定的引力势就提供了星系的光学表面亮度分布，符合德沃库勒的R^1/4定律。气体的热平衡是在一个单区模型的框架内描述的，该模型包括辐射冷却、恒星质量损失、超新星加热和由于局部凝聚不稳定性引起的质量汇。鞍结分叉和鞍连接分叉的顺序提供了一阶相变，其将冷却介质中的稳定热相分离以获得合理的高冷凝效率，并防止气体的灾难性冷却。由于辐射冷却函数的形状，分叉自然发生，这适用于广泛的气体金属丰度。单区模型意味着平衡恒星和气体密度的比例关系，这使得热的等温日冕气体的流体静力学，热稳定的分布。由此产生的气体再循环模型再现了相对孤立的巨型椭圆星系与热晕的基本光学和X射线特性。在星系形成和演化的一般背景下，简要讨论了X射线占主导地位的星系团和星系群中的cD星系的意义。
1996-02-12 astro-ph
Accretion discs, coronae and jets in black hole binaries: prospects for Simbol-X
X射线双星中的吸积盘、日冕和喷流现象已经相当确定。然而，吸积流在各种光谱状态下的结构仍有争议，热流和致密喷流之间的联系也远未得到理解。Simbol-X应该以几种方式解决这两个重要问题。首先，它将为我们提供产生高灵敏度，宽带光谱的能力，因此同时限制所有光谱成分（铁线，反射凸块，热盘和comptonised发射）的形状和亮度，这反过来又提供了吸积流的几何形状的信息。它还将确定在明亮和静止状态下射流对X射线波段的确切贡献。最后，它将揭示触发光谱状态转变的潜在机制，使我们能够在精致的细节，快速的光谱演变及其与无线电喷流发射在这些过渡期间的相关性。
2008-01-24 astro-ph
ACCRETION DISCS WITH ACCRETING CORONAE IN AGN. I. SOLUTIONS IN HYDROSTATIC EQUILIBRIUM
我们讨论了射电宁静活动星系核中心区域的一个模型，其中日冕吸积是X射线发射的能量来源。我们从Haardt & Maraschi模型出发，补充了压力平衡条件、角动量转移的两种可能性和盘-冕跃迁的三种模型。我们采用的α描述的粘度内的两个层。这两种描述的角动量输运导致类似的结论释放的能量在光盘的分数，虽然他们预测强烈不同的属性光盘内部。在低吸积速率下，耦合盘/冕系统有一族解，在中等吸积速率下有两族解，在高吸积速率下无解.两个家庭的解决方案，第一个有弱耗散冠和第二个冠的积极主导系统。这两个解决方案合并在亚爱丁顿吸积率，因为在流体静力平衡的日冕只能耗散有限的能量，这取决于粘度参数。
1995-05-10 astro-ph
On X-ray Optical Depth in the Coronae of Active Stars
利用Chandra高能透射光栅光谱仪观测到的大量活动恒星的高分辨X射线谱，研究了日冕等离子体的光学厚度。特别是，我们探讨了存在显着的共振散射的强莱曼系线所产生的氢类氧和氖离子。活跃的RS CVn型双星II Peg和IM Peg和单个M矮EV Lac显示出显着的光学深度。对于这些活跃的日冕，Lya/Lyb比显着耗尽与理论预测相比，在类似的活动恒星中观察到相同的比例。解释这些递减线光子的共振散射的视线，我们能够得到一个估计的典型大小的日冕结构，并从这些我们也得到估计的日冕填充因子。对于所有三个来源，我们发现，无论是作为恒星半径的分数的光子路径长度，和隐含的表面填充因子是非常小的，最多的百分之几。测得的Lya/Lyb比与APED理论预测吻合得很好，从而表明在我们的样品中的其他源的光学深度可以忽略不计。我们讨论了日冕结构和热通量的要求的影响。对于整个恒星样品，数据表明Lya相对于Lyb的猝灭随着L_x/L_bol和密度敏感的MgXI禁戒线与互组合线比率的变化而增加，这是通常可以预期的。
2007-06-27 astro-ph
R Coronae Borealis at the 2003 Light Minimum
讨论了2003年3月获得的R CrB的高分辨光谱。2003年的光谱进行了比较，从1995年至1996年的最低光谱的广泛收集。这两个极小值共同的光谱特征包括中性和单电离原子的尖锐发射线，宽发射线，包括He {\sc i}、[N {\sc ii}] 6583 π、Na D和Ca {\sc ii} H & K线，以及Na D和K {\sc i}共振线的蓝移吸收线。2003年和1995 - 96年的光谱之间存在显著差异。2003年的配置文件的钠D，钙II H和K是适合由一个单一的高斯，但在1995 - 1996年两个高斯分开约200公里秒$^{-1}$是必需的。然而，He {\sc i}宽发射线在任何时候都由单个高斯拟合;发射的He和Na-Ca原子可能不是共位的。2003年的光谱显示C {\sc i}尖锐的发射线在最小光的速度变化在五天内约20公里秒$^{-1}$时，'金属'尖锐线的速度不变; C {\sc i}发射可能产生于冲击加热的气体。光谱在最大显示延伸的蓝色翅膀强线与扩展依赖于线的较低的激发潜力，一个签名的恒星风。Al {\sc i}和Na D的共振线和Ca {\sc ii}红外线的核心的变化表明光球附近的复杂的流动模式。光谱差异在两个mimima显示的重要性，继续审查的下降R CrB。
2006-05-09 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
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
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
Jets, accretion, coronae and all that: The enigmatic X-rays from the Herbig star HD 163296
赫比格Ae/Be星（英语：Herbig Ae/Be stars）是一种前主序星，质量在2到8个太阳质量之间。它们的X射线性质是不确定的，而且至今无法解释。我们希望阐明HAeBes的X射线产生机制。我们提出了HAeBe HD 163296的XMM-牛顿观测。我们分析了光变曲线，宽带和光栅光谱，适合排放措施和丰度和应用模型的吸积和风冲击。我们发现三个温度分量范围从0.2 keV到2.7 keV。O VII类He三重态表明在低密度环境中具有弱UV光子场的X射线形成区域，即。e.在恒星表面之上。这使得吸积激波的起源不太可能，相反，我们建议在喷流的底部为软组分和热组分的日冕起源的冲击。每年10^{-10}个太阳质量的物质外流足以为软X射线提供能量。HD 163296被认为是单一的，因此这些数据代表真正的HAeBe X射线发射。HD 163296可能是它的原型。
2008-12-01 astro-ph
Rotationally Modulated X-ray Emission from T Tauri Stars
我们已经模拟了旋转调制的X射线发射的金牛座T星，假设他们有等温的，磁限制的日冕。通过外推表面磁图，我们发现金牛座T的日冕是紧凑和cloudly，这样的旋转调制产生的X射线发射区被遮蔽的恒星旋转。发射区靠近恒星表面，并且不均匀地分布在恒星周围。然而，恒星表面的某些区域，其中包含风轴承开放场线，是黑暗的X射线。从模拟的X射线光变曲线，从钱德拉猎户座超深项目获得的恒星参数，我们计算X射线周期，并与光学确定的旋转周期进行比较。我们发现，X射线的周期通常等于，或者是，光学周期的一半。此外，我们还发现X射线周期与恒星倾角有关，而X射线与光学周期的比值与恒星质量和半径无关。
2006-09-25 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
Are Coronae of Magnetically Active Stars Heated by Flares? III. Analytical Distribution of Superimposed Flares
（删节）我们研究了这样的假设：观察到的磁活跃恒星日冕的X射线/极紫外发射完全（或很大一部分）是由于耀斑的叠加造成的，使用分析方法来确定耀斑在光变曲线中的振幅分布。耀斑加热假说的动机是时间序列显示连续的变化，表明存在大量的叠加耀斑具有相似的上升和衰减时间尺度。我们严格的恒星耀斑的振幅分布所观察到的分组计数和光子等待时间的直方图，假设耀斑随机发生，并具有相似的形状。将这些结果应用到耀斑星AD Leo的EUVE/DS观测中，我们发现耀斑振幅分布可以用幂律指数为2.3 +/- 0.1的截断幂律来表示。我们的分析结果与Kashyap等人（2002）和Guedel等人（2003）的现有Monte Carlo结果一致。该方法适用于大范围的进一步随机爆发天体物理源，如激变变量，伽马射线暴子结构，X射线双星，和空间分辨观测的太阳耀斑。
2003-12-16 astro-ph
H-alpha variability of the recurrent nova T Coronae Borealis
我们分析了过去十年中获得的复发新星T CrB的H α观测结果。这是第一次在减去红巨星贡献后分析H-α发射轮廓。根据我们新的径向速度测量的H-α发射线，我们估计的组件质量的T CrB。发现热成分极有可能是一颗大质量的白矮星。我们估计倾角和分量质量分别为i~67 deg，Mwd = 1.37 +/-0.13 Msun和Msec=1.12 +/-0.23 Msun。在H-α剖面中，中心倾角的径向速度几乎与红巨星的吸收线同相变化。这表明，这种下降很可能是由巨行星风的吸收产生的。我们的观测涵盖了一个区间，当H-α和U-带通量变化的一个因素~6，而在B和V的变化要小得多。根据我们的观察，和档案紫外和光学数据，我们表明，光学，紫外和H-α通量强烈相关。我们认为，存在的吸积盘可以占大多数观察到的性质的T CrB。
2003-11-13 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
Rotational Modulation of X-ray Emission from T Tauri Stars
我们已经模拟了旋转调制的X射线发射的金牛座T星，假设他们有等温的，磁限制的日冕。通过外推表面磁图，我们发现金牛座T的日冕是紧凑和cloudly，这样的旋转调制产生的X射线发射区被遮蔽的恒星旋转。发射区靠近恒星表面，并且不均匀地分布在恒星周围。然而，恒星表面的某些区域，其中包含风轴承开放场线，是黑暗的X射线。从模拟的X射线光变曲线，从钱德拉猎户座超深项目获得的恒星参数，我们计算X射线周期，并与光学确定的旋转周期进行比较。我们发现，X射线的周期通常等于，或者是，光学周期的一半。此外，我们还发现X射线周期与恒星倾角有关，而X射线与光学周期的比值与恒星质量和半径无关。
2007-01-03 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
