LS Peg: A Low-Inclination SW Sextantis-Type Cataclysmic Binary with High-Velocity Balmer Emission Line Wings
我们提出了明亮的激变变星LS Peg（= S193）的时间分辨光谱学和光度学。巴耳末线表现出广泛的，不对称的翅膀多普勒频移约2000公里/秒的边缘，而HeI线显示相位依赖的吸收功能惊人的相似SW Sextantis星，以及通过大部分的相位发射。CIII/NIII发射混合物不显示任何相位依赖性。根据H α发射线的速度，我们确定了轨道周期为0.174774 +/- 0.000003 d（= 4.1946 h），这与Szkody（1995）的值约为4.2小时一致。在轨道周期内没有发现稳定的光度信号。在20.7 +/- 0.3 min的周期内观察到非相干准周期光度信号。高速巴耳末翼最有可能来自靠近白矮星的流再撞击点。我们提出了模拟光谱的基础上的运动学模型类似的修改磁盘溢出的情况下，Hellier和Robinson（1994年）。模型再现了宽线机翼，但其他一些细节无法解释。使用的模型的基础上的动态相位的估计，我们表明，相位的发射和吸收线的变化是一致的（食）SW性星。因此，我们认为LS Peg是一颗低倾角的SW性星。我们的模型建议i = 30度，并且在轨道频率处观察到的任何光度信号的缺失确立了i < 60度。这一限制使得对SW Sex现象的解释受到严重的压力，SW Sex现象依赖于稍微位于轨道平面之外的磁盘结构。
1998-11-20 astro-ph
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。
1997-09-18 astro-ph
Six Large Coronal X-ray Flares Observed With Chandra
本文介绍了钱德拉资料库中六个最大日冕X射线耀斑的研究。用高能透射光栅光谱仪（HETG）和ACIS探测器在II Peg、Algol、HR 1099、TZ CrB和CC Eri上观测了耀斑。我们利用谱线分析方法，分别重建了耀斑和平静态的发射测度分布EMD（T），并对两者进行了比较。随后，从EMD获得元素丰度。我们发现在所有耀斑中EMD都有类似的行为，即出现大的高T分量，而低T（kT < 2 keV）等离子体基本上不受影响，除了低T发射测量的小幅度上升。在六个耀斑中的五个，我们检测到一个第一电离势（FIP）的耀斑丰度相对于平静的效果。这可能与以前的建议相矛盾，耀斑是一个反FIP效应的原因，在高度活跃的日冕。
2006-12-26 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
A BeppoSAX observation of the coronal X-ray emission of the active binary VY Ari
我们利用BeppoSAX号X射线卫星上的低能聚光分光计和中能聚光分光计仪器提供的数据，对活动双星VY Ari的X射线日冕发射进行了研究。使用这些仪器，VY Ari的X射线光谱可以在0.1至10 keV的整整二十年的能量范围内进行研究。光谱是很好的配合，在整个光谱范围内，光学薄等离子体MEKAL模型与两个离散的温度分量，并与推断的日冕丰度$\feh \simeq -0.4$，对应于平均典型值的光球丰度在RS CVn型双星。
1997-07-04 astro-ph
Optical and X-ray studies of chromospherically active stars : FR Cancri, HD 95559 and LO Pegasi
本文介绍了对三颗色球活动星，即FR Cnc（= BD +16 \degr 1753），HD 95559和LO Peg（=BD +22 \degr 4409）的多波长研究，包括新获得的光学光度学，FR Cnc的低分辨率光谱学，以及存档的IR和X射线观测。在2001 - 2004年期间进行的BVR测光发现，所有三颗恒星都存在显着的光度变化。对于FR Cnc，已确定测光周期$0.8267 \pm 0.0004 \rm {d}$。FR Cnc光变曲线的相位和振幅在此期间折叠时的强烈变化意味着其表面上存在演化和迁移的斑点或i斑点组。两个独立的点的迁移周期分别为0.97年和0.93年。HD 95559的测光表明在我们的观测间隔期间形成了一个斑点（群）。我们推断在LO Peg的光球中存在两个独立的点或群，其中一个的迁移周期为1.12年。在2002-2003年期间进行的FR Cnc的光谱，揭示了存在的强大和可变的钙II H和K，H $_β$和$H_α$发射功能指示高水平的色球活动。$H_α$与$H_β$的过量发射之比$E_{H_α}/E_{H_β}$为5.3，表明色球层发射可能来自扩展的边缘外区域。我们还分析了档案X射线观测HD 95559和LO Peg进行的ROSAT天文台。其X射线光谱的最佳拟合模型意味着存在两种不同温度的日冕等离子体成分，并具有太阳下的金属丰度。
2005-06-01 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.X
本文给出了第九组10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道速度变化的正弦曲线拟合，它们是：V395 And，HS Aqr，V449 Aur，FP Boo，SW Lac，KS Peg，IW Per，V592 Per，TU UMi，FO Vir。前三颗是非常接近的，可能是分离的早期型双星，所有三颗都需要进一步的研究。特别有趣的是V395，它的光谱类型早在0.685天轨道双星的B7/8。KS Peg和IW Per是单线双星，前者可能拥有一颗质量非常低的恒星。我们已经在一个重要的半分离系统FO Vir中检测到一个低质量的次级，q=0.125+/-0.005。接触双星FP Boo也是一个非常小的质量比系统，q=0.106+/-0.005。这组中的其他接触双星是V592 Per，TU UMi和众所周知的SW Lac。V592 Per和TU UMi有明亮的第三伴星;对于这些双星和V395 And，我们使用了一种新的技术，将加宽函数排列成二维图像。TU UMi的情况下，即使使用这种方法也很难处理，我们还没有能够推导出这个双星的坚定径向速度轨道。本组有三个系统曾在光谱上观察过：HS Aqr，SW Lac，KS Peg。
2005-04-21 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
Coronal element abundances of the post-common envelope binary V471 Tauri with ASCA
我们报告ASCA观测的日冕活动的伴星后共同信封二进制V471金牛座。演化计算表明，伴星上不应该有特殊的丰度来自共同的包络时代。事实上，我们没有发现特殊丰度的证据，尽管不确定性很高。我们发现，一个单一的温度等离子体模型不适合的数据。双温度模型与解耦元素丰度表明，铁是underabundant毕宿五光球平均值相比。在没有测量的光球Ne丰度在集群中，我们发现Ne是过剩相比，太阳光球值。这表明了第一电离势的反作用。日冕和光球丰度之间的差异被认为是由恒星上层大气中电离和中性物质的分馏造成的。
2003-07-29 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.XIII
本文给出了10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道径向速度变化的正弦曲线拟合：EG Cep，V1191 Cyg，V1003 Her，BD+7_3142，V357 Peg，V407 Peg，V1123 Tau，V1128 Tau，HH UMa和PY Vir。虽然大多数被研究的食双星都是接触双星，但EG Cep是一个分离或半分离的双线双星，而V1003 Her是一个不确定类型的近距离双星，倾角很小。我们发现了两个以前未知的三重系统，BD+7_3142和PY Vir，都具有晚期光谱型（K2 V）双星。令人感兴趣的是低质量比（q = 0.106）的密近双星V1191 Cyg，它的周期增长非常快;该系统的光谱类型周期非常短，并显示出W型的光变曲线，这对于这样一个低质量比的系统来说是一个意想不到的特征。
2008-05-12 astro-ph
A Study of the Coronal Plasma in RS CVn binary systems: HR 1099 and co
XMM-牛顿一直在其校准和保证时间计划中对X射线发光RS CVn双星系统进行全面研究。我们目前正在进行的调查的背景下，从RS CVns的日冕发射的系统研究的结果。在这里，我们集中在日冕丰度和调查的丰度模式在RS CVn二进制作为活动和平均温度的函数。我们发现从一个反第一电离势（FIP）的影响过渡到没有一个明确的趋势（无FIP）在中间活动的RS CVn系统。该方案非常适合从IFIP到太阳类似物中发现的FIP效应的长期演变。我们进一步研究在大耀斑期间元素丰度的变化。
2001-09-17 astro-ph
A Study of the Coronal Plasma in RS CVn binary systems
XMM-牛顿一直在其校准和保证时间计划中对X射线明亮RS CVn双星进行全面研究。我们目前正在进行的调查的背景下，从RS CVns的日冕发射的系统研究的结果。我们集中在本文中的日冕丰度和调查的丰度模式，在RS CVn二进制作为活动和平均温度的函数。过渡从一个反第一电离势（FIP）的影响对一个明确的趋势的情况下，发现在中间活跃的RS CVn系统。该方案对应于从IFIP到太阳类似物中发现的FIP效应的长期演变。我们进一步研究在大耀斑期间元素丰度的变化。
2001-09-17 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
X-ray properties of active M dwarfs as observed by XMM-Newton
我们提出了一个比较研究的X射线发射的光谱类型\hbox{M3.5 - M4.5}使用XMM牛顿观测两个单星，AD狮子座和EV Lacertae，和两个未解决的二元系统，AT显微镜和EQ飞马座的活动M矮星的样本。光变曲线揭示了在所有四次观测中频繁的耀斑。我们进行统一的光谱分析，并确定等离子体温度，丰度和排放措施，在不同的活动状态。应用多温度模型与变量丰度分别与EPIC和RGS探测器获得的数据，我们能够调查的一致性所获得的结果由不同的仪器板载XMM-牛顿。我们发现M矮星的X射线性质非常相似，所有样品星的日冕丰度都呈现出随着第一电离势的增加而增加的趋势，即FIP效应的逆效应.总体金属丰度低于太阳光球层，但似乎与测量的M矮星的光球丰度一致。耀斑期间观察到较热的等离子体成分的突出度显著增加，而冷的等离子体成分仅受到耀斑的轻微影响，指向不同的日冕结构。AT Mic可能是一个年轻的前主序星系统，它具有最高的X射线光度，也显示出最热的日冕。虽然EQ Peg和EV Lac的结果是首次在此介绍，但AT Mic和AD Leo之前已经使用不同的分析方法进行了研究，从而可以对结果进行比较。
2005-04-06 astro-ph
Short Timescale Coronal Variability in Capella
我们分析了钱德拉高分辨率相机成像仪（HRC-I）获得的205 ks活动双星五车二的成像数据，以确定五车二是否在< 50 ks的时间尺度上显示出任何变化。我们发现，一个明确的信号的可变性是存在的时间尺度< 20 ks，光变曲线显示的证据过度波动超过预期从一个纯粹的泊松过程。这种过度分散与2-7%水平的变异性一致，并表明五车二的二进制组件上的日冕是由低密度等离子体和低洼环组成的。
2007-09-19 astro-ph
Geometry Diagnostics of a Stellar Flare from Fluorescent X-rays
我们目前的铁荧光发射的证据在钱德拉HETGS光谱的单个G型巨星HR 9024在一个大耀斑。类似于太阳X射线观测，我们解释所观察到的Fe K $α$线产生电离日冕X射线的光球照明，在这种情况下，对于一个给定的Fe光球丰度，其强度取决于X射线源的高度。HETGS观测，连同三维蒙特卡罗计算模拟的荧光发射，被用来获得一个直接的几何约束的规模高度的耀斑日冕等离子体。我们计算了Fe荧光发射引起的一个单一的耀斑日冕环，以及再现所观察到的X射线的时间和光谱特性，根据一个详细的流体动力学模型的发射。在观测不确定性范围内，预测的Fe荧光发射与观测值非常一致，指向标度高度$\lesssim 0.3$ \rstar。HR 9024耀斑与Swift最近在II Peg上观测到的耀斑的比较表明，后者与X射线光电离激发一致。
2008-01-24 astro-ph
Coronal activity from the ASAS eclipsing binaries
我们结合的食双星目录从全天自动巡天（ASAS）与ROSAT全天巡天（RASS）。这一组合产生了836个显示日冕活动的食双星，是迄今为止收集的最大的活动双星样本。通过使用ASAS食双星表的（V-I）色，我们能够确定大多数显示显著恒星活动的食双星的距离和辐射热光度。软X射线与热辐射光度之比的典型值为L_X/L_bol ~几个x 10^-4，与太阳最活跃区域的软X射线与热辐射通量之比F_X/F_bol相似。不像快速旋转的孤立的晚型矮星-具有显着的外部对流区-罗斯比数和食双星活动之间的紧密相关性是不存在的。我们发现的饱和效应和边缘的所谓的“超饱和”现象的证据。我们的工作表明，宽视场恒星变率搜索可以产生高产量的双星与强大的日冕活动。ASAS和RASS的合并目录以及这项工作的结果可以以文件的形式下载。
2008-12-19 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.I
给出了10 W UMa型系统：GZ And，V417 Aql，LS Del，EF Dra，V829 Her，FG Hya，AP Leo，UV Lyn，BB Peg，AQ Psc的径向速度数据，以及光谱元素的初步圆轨道测定，主要目的是获得这些系统的平均径向速度和质量比。这是一个系列的第一部分，该系列将包含北半球短周期食双星的径向速度数据，可用于1.8米级望远镜的中等分辨率光谱研究。
1999-02-11 astro-ph
A SAX/LECS X-ray observation of the active binary Capella
我们提出了一个SAX/LECS X射线观测活动的二元五车二，第一个日冕源中观察到的SAX客座调查员计划。使用mekal等离子体发射代码对这一观测结果进行的分析表明，LECS光谱与双组分光学薄等离子体模型拟合良好。通过直接反演的X射线光谱获得的差分发射测量（DEM）显示没有额外的功能，除了双峰结构暗示的直接双温分析。然而，这样一个简单的温度分层是不兼容的EUVE发射从同一个对象，这是很好地表示了一个更复杂的DEM，与幂律一样的尾巴朝向低温。在同一时间，EUVE派生的DEM预测以及较软的一部分，五车二LECS光谱，但它不能正确地再现较高的能量部分的五车二LECS光谱。这种差异的可能原因进行了讨论。来自SAX观测的日冕金属丰度与EUVE的金属丰度以及五车二的光球金属丰度都是一致的，因此没有证据表明日冕丰度不足。
1997-07-04 astro-ph
Coronal activity among open cluster stars
在$\sim 20-600$百万年范围内的集群ROSAT结果为重点，我首先总结了我们目前的理解的X射线活动旋转年龄的关系。然后，讨论毕宿K和M矮星双星的问题：1。大系统中的大多数K型和M型双星的X射线亮度高于单星; 2.联星似乎与单星的活动-自转关系相同。观点1.和2.建议单星和双星的自转分布也应该显示出二部性，但是现有的很少的自转数据不支持这种二部性的存在。在得出任何结论之前，应该获得更大样本的双星和单星的旋转周期。最后，我讨论的主题是否活动年龄依赖是唯一的，因为通常认为。虽然将Praesepe与Hyades进行比较可能意味着情况并非如此，但Hyades年龄的场星样本的X射线活动反而支持了共同的想法。
1999-09-08 astro-ph
A BeppoSAX Observation of HD9770: a Visual Triple System Containing a Recently Discovered Short-Period Eclipsing Binary
利用BeppoSAX卫星研究了最近发现的短周期食双星HD 9770的日冕X射线辐射。BeppoSAX号卫星上的低能和中能聚光器光谱仪（LECS和MECS）提供的数据可以研究这颗恒星0.1至8千电子伏的光谱，证实这是一个非常活跃的日冕源，具有强烈的耀斑活动。X射线辐射很可能来自食双星本身，而不是来自系统的其他可视部分。X射线的光变曲线可以被食双星的轨道周期所调制，暗示着较冷和较热的等离子体有不同的轨道调制。X射线光谱的特点是热等离子体，在6.7 keV的铁钾络合物清楚地检测到的MECS光谱，它是很好地拟合2温度光学薄等离子体模型与低金属丰度（$\sim 0.3 Z_\odot$）。这些结果与许多其他活跃恒星的结果一致。正如预期的那样，在耀斑期间，X射线发射主要由温度为$> 4$ keV的较热等离子体控制。有迹象表明，在耀斑期间，金属丰度可能略高。
1999-02-23 astro-ph
The active binary star IIPeg with BeppoSAX
IIPeg是研究恒星活动和耀斑的理想目标，因为在所有波长上都经常从该系统中检测到强烈和持久的耀斑。我们在此报告BeppoSAX卫星对IiPeg的观测。我们在1997年12月5日和6日用BeppoSAX跟踪了该系统约19个小时，X射线光变曲线类似于持久耀斑衰变阶段的典型行为。光谱分析表明，IIPeg的X射线光谱是由两个温度分量描述的，两个主要温度集中在9-11和24-26 MK的范围内。与最近测定的光球丰度（Z~0.6 Zo）相比，导出的日冕金属丰度低Z~0.2 Zo。一些可能的解释，这种现象进行了审查。至于用BeppoSAX观测到的大多数其他恒星日冕源，我们发现，为了拟合BeppoSAX光谱，需要比以前确定的高出约10倍的星际柱密度。
1999-11-18 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
The Coronal X-ray Spectrum of the Multiple Weak-Lined T Tauri Star System HD 98800
我们提出了高分辨率X射线光谱的多重（分级四重）弱线金牛座T恒星系统HD 98800，获得的高能透射光栅光谱仪（HETGS）搭载钱德拉X射线天文台（CXO）。在零阶CXO/HETGS X射线图像中，检测到HD 98800的两个主要二元组分（A和B，分离0.8“）;观察期间观察到组分A闪烁。红外过量（尘埃盘）成分，HD 98800 B，在X射线中比明显的“无盘”HD 98800 A在静止时要暗4倍。类He物种的线比率（例如，Ne IX，O VII）表明HD 98800周围的X射线发射等离子体处于典型的日冕密度区（log n <~ 11）。我们得出结论，HD 98800的主要X射线发射组分具有冠状活性。HD 98800和经典的金牛座T星TW Hya之间的光谱差异表明高分辨率X射线光谱学在提供主序前吸积过程的诊断中的潜在效用。
2004-03-02 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
Investigating Ca II emission in the RS CVn binary ER Vulpeculae using the Broadening Function Formalism
在分离的短周期（0.7 d）偏食双星ER Vul中同步旋转的G星是已知色球最活跃的太阳型恒星。我们监测了Ca II H & K逆转几乎整个轨道的活动。鲁钦斯基的加宽函数形式主义允许光球的贡献被客观地从高度混合的光谱中减去。BF技术的力量也证明了良好的协议的径向速度与其他人从不太拥挤的光谱区域测量。除了强烈的钙II发射从小学和中学，似乎有一个高速流到中学，它刺激了一个大的活动区的表面上30 - 40度提前的子二进制经度。一个以同一经度为中心的光斑的模型光变曲线也给出了与观察到的光变曲线的最佳拟合。在一个光谱中检测到一个比其他相位多出大约13%功率的耀斑。我们认为ER Vul可能提供了一个放大的视图，更微妙的色球效应同步到行星的旋转在某些'51钉'型系统。
2005-04-20 astro-ph
Coronal X-ray emission from an intermediate-age brown dwarf
报道了$\simeq 12$百万年前主序双星系统中褐矮星伴星TWA 5 B的X射线探测结果。在{ \it Chandra} ACIS图像中，我们清楚地分辨出了与X射线明亮的主星相隔2角秒的微弱伴星（35个光子）。TWA 5 B在3小时的观测中显示出软X射线谱，其等离子体温度仅为0.3 keV，通量恒定，具有日冕中常见的特征。X射线光度为4 $\times10^{27}$ erg s $^{-1}$（0.1- 10 keV波段）或$\log L_X/L_{bol} = -3.4$。比较这些属性的年轻和老年人的BD，我们讨论了在BD的X射线发射的演变。在最初的几百万年里，它们表现出高水平的X射线活动，就像在更高质量的前主序星中看到的那样。TWA 5 B中的水平在$\log L_X/L_{bol}$中的$t \simeq 12$ Myr仍然很高，而$kT$已经基本冷却。
2003-04-12 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
Simulations of the periodic flaring rate on YY Gem
双星YY Gem显示出许多有趣的性质，其中之一是其耀斑速率的周期性。这个周期大约为$48 \pm 3$ min，曾经被解释为灯丝的振荡。在本文中，我们提出了一个新的模型来解释这一现象的2.5维MHD数值模拟。研究发现，恒星自转差异驱动的日冕环膨胀并相互靠近，导致了磁重联。这种磁重联是由两颗恒星表面之间捕获的快模磁声波调制的，因此重联率呈现出周期性的行为。利用双星系统的典型参数，可以再现观测周期。我们还导出了耀斑速率周期与日冕温度、密度以及磁场之间的经验关系式。
2007-12-14 astro-ph
Coronal Emission Measures and Abundances for Moderately Active K Dwarfs Observed by Chandra
我们已经使用钱德拉解决了附近的70 Oph（K 0 V+K5 V）和36 Oph（K1 V+K1 V）的二元系统的第一次在X射线。LETG/HRC-S光谱的所有四个这些恒星，并与档案LETG光谱的另一个中等活跃的K矮星，EpsendriEri。日冕密度估计O VII线的比率和排放量分布计算所有五个这些恒星。我们在这些恒星之间没有看到日冕密度或温度的实质性差异，考虑到它们都是具有相似活动水平的早期K矮星，这并不奇怪。然而，我们确实看到了日冕丰度模式的显着差异。日冕丰度异常通常与元素的第一电离势（FIP）有关。在太阳上，低FIP元素相对于高FIP元素在日冕中增强，即所谓的“FIP效应”。“我们的恒星样本中观察到了不同程度的FIP效应，从70 Oph A（显示出突出的类太阳FIP效应）到70 Oph B（根本没有FIP偏差，甚至可能有微弱的逆FIP效应）。考虑到这两颗恒星在其他方面（光谱类型、年龄、自转周期、X射线通量）的相似性，这两颗70 Oph恒星所表现出的强烈丰度差异是出乎意料的。对于FIP效应的任何理论解释都很难解释为什么两颗在其他方面如此相似的恒星会有不同程度的FIP偏差。最后，对于我们样本中表现出FIP效应的恒星，与太阳版本的现象有一个奇怪的区别，即数据似乎更符合日冕中高FIP元素的耗尽，而不是低FIP增强
2006-01-24 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
Detection of the Neupert Effect in the Corona of an RS CVn Binary System by XMM-Newton and the VLA
RS CVn型双星$σ$ Geminorum在一次大的长持续时间耀斑期间与{ \it XMM-Newton}和VLA同时被观测到。光变曲线显示出与太阳耀斑中观察到的Neupert效应兼容的特征时间依赖性：X射线光变曲线的时间导数类似于射电光变曲线。这个观测结果可以用标准的耀斑场景来解释，在这种场景中，加速的日冕电子到达色球层，在那里它们加热冷的等离子体并引起色球层蒸发。只有当快速电子中的能量足以解释X射线辐射损失时，这种情况才能成立。我们提出了支持色球蒸发模型的合理性分析。
2002-06-05 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
X-ray Spectra and Light Curves of AR Lac: Temperature Structure, Abundances, and Variability
我们观察了AR Lac，一个食RS CVn双星，与钱德拉高能光栅光谱仪共100千分之六的时间间隔，涵盖两个象限和日食。我们在每个阶段重复观察。至少有两个耀斑被看到，其中流量增加了两倍和四倍。耀斑发生在日食阶段附近，并损害了日食调制的检测。正交通量是最稳定的，但他们也表现出非重复的趋势。正交线轮廓相对于日食轮廓变宽，可能是由于每个二元组件的轨道速度多普勒频移发射。光谱似乎是贫铁和富氖，类似于HR 1099，但不像飞马座II那么极端。我们将检查线的强度，宽度和位置与相位，并提出初步的差分发射测量模型和丰度测定使用的APED发射率数据库。这项工作得到了NASA合同NAS 8 -38249（HETG）和SAO SV 1 -61010（CXC）的支持。
2001-09-07 astro-ph
Detection of Coronal Mass Ejections in V471 Tauri with the Hubble Space Telescope
金牛座V471是一个食系统，由一颗热的DA白矮星（WD）和一颗轨道为12.5小时的dK 2伴星组成，是前激变双星的原型。后者是磁活性的，因为它被限制与短轨道周期同步旋转。在用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率光谱仪（GHRS）对V471 Tau进行紫外光谱分析的过程中，我们偶然发现了两个事件，其中Si III 1206 A共振线中的瞬态反射突然出现，时间尺度<2分钟。并且都是在双星轨道的两个象限附近获得的，即，在WD和K星的最大投影分离（~3.3 Rsun）处。我们认为，这些短暂的功能时出现的日冕物质抛射（CME的）从K2矮星通过视线的WD。对V471 Tau事件的速度、密度和质量的估计基本上与太阳CME的性质一致。考虑到我们在6.8小时的GHRS观测期间探测到2个事件，以及考虑到K星表面的纬度和纬度范围有限，这可能会导致从地球上看到的WD前面经过的轨迹，我们估计活跃的V471 Tau dK星每天发射大约100-500个CME，而太阳每天发射1-3个。K矮星与CME有关的质量损失率至少为（5-25）x 10^{-14} Msun/yr，但如果大部分硅处于电离态而不是Si III，则质量损失率可能会高出几个数量级。
2001-06-22 astro-ph
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…
1997-02-14 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
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
X-Ray Emission from Central Binary Systems of Planetary Nebulae
本文研究了行星状星云（PN）中央电离星的主序星双星伴星在什么条件下可能变得磁活跃，从而显示出强的X射线亮度。由于大多数PNE的年龄都超过几十亿年，任何主序星伴星的旋转速度都太慢，以至于没有磁场活动，因此不会发射明亮的X射线，除非它是自旋的。我们证明，如果在AGB阶段的PN祖先的轨道间隔小于30-60 AU，在光谱类型范围F7到M4的主序星同伴将吸积足够的角动量从AGB风快速旋转，成为磁活跃，并表现出强大的X射线光度。质量较低的M星和棕矮星也可以变得磁活跃，但它们的轨道间隔应该很小，因此不太可能在祖先的AGB阶段幸存下来。我们估计，20- 30%的椭圆PN和30- 50%的双极PN可能有磁活性的同伴，将揭示自己在X射线观测。对NGC 7293致密中心源的钱德拉X射线天文台光谱的重新分析表明，该物体的发射区域具有与日冕活动主序星类似的丰度异常。
2001-11-14 astro-ph
X-rays from the Mira AB Binary System
我们给出了Mira AB双星系统的XMM-牛顿X射线观测结果，该双星系统由一个脉动的、渐近的巨分支主星和附近的（~ 0.6“分离）不确定性的次级星组成。Mira AB的EPIC CCD（MOS和pn）X射线光谱相对较软，峰值约为1 keV，只有能量> 3 keV时的发射非常微弱; Ne IX、Ne X和O VIII线很明显。光谱模拟表明，特征温度T_X约为10^7 K，固有光度L_X约为5 × 10^29 erg s^{-1}，并表明在X射线发射等离子体中O的丰度增加，可能还有Ne和Si。总的来说，米拉AB系统的X射线光谱和光度更接近于晚型、前主序星或晚型、磁活跃的主序星，而不是吸积中的白矮星。我们的结论是，米拉B是最有可能的晚型，磁活跃，主序星矮星，X射线从米拉AB系统产生的磁层吸积风材料从米拉A到米拉B，或从日冕活动与米拉B本身，作为吸积驱动的自旋的结果。这些机制之一（或两者）也可能是最近在行星状星云中发现的点状X射线源的原因。
2004-08-27 astro-ph
