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
Thermal conduction in accretion disk coronae
本文研究了在吸积盘上方的热的活动日冕中的热传导效应。我们假设所有的耗散加热都发生在日冕中。我们发现，传导的重要性降低的电晕，l_{diss,loc}的局部耗散的紧凑性的增加，并增加与电子-正电子对的丰度增加。对于l_{diss,loc} < 1，在电晕中释放的能量的显著部分可以被导电焊剂带走，导致在电晕的基部下方形成相对热的过渡层。在这样一个层中的盘辐射的康普顿化可以解释盘日冕系统发射的光谱中存在的软X射线过量。
1997-02-06 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 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
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
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
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
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 flaring and quiescent components of the solar corona
日冕是了解恒星活动的模板。太阳是一颗中等活动的恒星，它的日冕与活动恒星不同：活动恒星日冕有一个双峰EM（T），热峰在8-20 MK，而非耀斑日冕只有一个峰在1-2 MK。通过研究耀斑对太阳EM（T）的平均贡献，间接地验证了活动恒星日冕EM（T）的热峰是由大量未分辨的类太阳耀斑引起的假说，并推断了从纳米耀斑到宏观耀斑的耀斑分布特性。我们测量了一个无偏的太阳耀斑样本的盘积分时间平均发射测量EM_F（T），分析了一个月时间间隔内不间断的GOES/XRS光变曲线。我们从Yohkoh/SXT数据中得到了相同时间间隔的静止日冕的EM_Q（T）。为了研究EM_F（T）和EM_Q（T）随太阳活动周的变化，我们在太阳活动周的不同阶段（1991年12月至1998年4月）对它们进行了计算。在T~5-10 MK范围内，EM_F（T）与EM_Q（T）相比，在T~5-10 MK范围内，EM_F（T）呈明显的峰值分布。结果表明，整个日冕的时均EM（T）是双峰型的，热峰是由时均耀斑引起的，其温度与活动恒星的温度相似，但增强程度较低。EM_F（T）形状支持活动日冕的热EM（T）峰是由于未分辨的类太阳耀斑的假设。如果是这样的话，静止和耀斑分量应该遵循不同的比例法则来增加恒星活动。假设日冕的加热完全是由于耀斑，从纳米到宏观耀斑，然后要么耀斑分布或约束等离子体响应耀斑，或两者兼而有之，是双峰。
2008-05-17 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
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
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
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
Retired A Stars and Their Companions II: Jovian planets orbiting kappa Coronae Borealis and HD167042
我们报告了两颗演化恒星kappa CrB（HD 142091）和HD 167042的精确多普勒测量结果，这两颗恒星是在利克天文台获得的，这是我们寻找中等质量亚巨星行星的一部分。两颗恒星径向速度的周期性变化揭示了亚恒星轨道伴星的存在。这两颗恒星的质量分别为1.80 Msun和1.64 Msun，表明它们是从主序星演化出来的A型矮星，现在是K型次巨星。这颗行星的最小质量为Msini = 1.8 Mjup，离心率e = 0.146，周期为1208天，半长轴为2.7 AU。围绕HD 167042的行星最小质量为Msini = 1.7 Mjup，公转周期为412.6天，半长轴为1.3 AU。HD 167042 b的离心率与圆形一致（e = 0.027+/-0.04），加入了罕见的长周期圆形轨道的系外行星，类似于太阳系气体巨星。与之前发现的所有围绕演化A型恒星的行星一样，kappa CrBb和HD 167042 b的轨道超过0.8天文单位。
2007-11-28 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
Formation of Relativistic Outflows in Shearing Black Hole Accretion Coronae
我们研究的可能性，在许多活动星系核中观察到的相对论性喷流可能是由费米加速质子在一个两温吸积盘上方的稀薄日冕。在这幅图中，加速度是日冕中磁场剪切运动的结果，日冕锚定在下面的开普勒圆盘中。日冕中的质子具有幂律分布，因为那里的密度太低，质子-质子碰撞无法使费米加速提供的能量热化。同样的剪切加速机制也在盘本身中起作用，然而，那里的密度足够高，热化发生，因此盘质子具有麦克斯韦分布。日冕中的粒子加速导致了压力驱动的风的发展，这种风穿过临界点，随后在距离黑洞很远的地方转化为相对论性喷流。我们结合风的临界条件与结构方程的磁盘和日冕，以获得一个耦合的磁盘/日冕/风模型。使用耦合模型，我们计算的渐近洛伦兹因子$Γ_\infty$的射流作为一个函数的圆柱形的起始半径在底部的流出，在日冕。我们的结果表明，$Γ_\infty \lapprox 10$，这是一致的观测超光速运动的耀变体。我们发现，喷流和宽线发射云之间的碰撞可以产生高能量的辐射，其亮度足以为从耀变体观测到的$γ$射线提供能量。主题词：辐射机制：非热，吸积，吸积盘，粒子加速，伽马射线：理论
1999-03-22 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
Magnetic Reconnection and Particle Acceleration in Active Galactic Nuclei
磁场取向电场是磁场作用下磁化等离子体中磁重联过程的特征.对于这样一个过程，一个特别有趣的环境是活动星系核（AGN）中吸积盘的日冕。在那里，开普勒剪切流扰动相当强的磁盘磁场，导致强烈的电流片。它是以前示出的，在剪切流中的200 G的场强度，重联驱动的磁场对齐的电场可以加速电子高达约2000的洛伦兹因子在这些对象中，从而为我们提供了一个可能的解决方案的注入（预加速）问题。然而，尽管在磁流体力学的框架中，场向电场的形成可以被一致地描述，但必须解决的问题是，带电粒子是否真的可以被加速到由场向电势提供的最大能量，因为被加速的粒子通过同步加速器或逆康普顿机制经历能量损失。我们提出了相对论粒子模拟从磁场得到的磁流体动力学模拟的磁重联在一个理想化的AGN配置，包括非热辐射损失。数值结果表明，即使在强辐射浴中，相对论电子也能被有效地加速。根据光子浴的能量密度，可以很容易地达到50 MeV到40 GeV的能量。
1998-03-30 astro-ph
A nanoflare model for active region radiance: application of artificial neural networks
上下文纳米耀斑是能量的小脉冲爆发，与太阳背景辐射混合并可能构成大部分太阳背景辐射。确定它们的频率和能量输入是理解日冕加热的核心。一种方法是将单个观测到的较大耀斑的能量频率分布外推到较低的能量。只有当幂律指数大于2时，才认为纳米片对能量输入有显著贡献。目标。对活动区日冕中观测到的紫外线辐射时间序列进行建模，旨在确定纳米耀斑能量分布的幂律指数。方法.一个简单的nanoflare模型的基础上的三个关键参数（耀斑速率，耀斑持续时间，和耀斑能量频率分布的幂律指数）被用来模拟发射线辐射的离子Fe XIX，Ca XIII，和Si III，SUMER观察到的活动区域的日冕，因为它围绕太阳的东翼旋转。光变曲线模式识别的人工神经网络（ANN）计划被用来确定的值。结果Fe XIX、Ca XIII和Si III的幂律指数α分别为2.8、2.8和2.6。结论.光变曲线模拟意味着所有离子种类的幂律指数大于临界值2。这意味着，如果将耀斑类事件的能量外推到低能量，纳米耀斑可能对活动区日冕的加热做出重大贡献。
2008-12-20 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of Pre-Main-Sequence Stars: TWA 5 and PZ Tel
本文报道了两颗主序前恒星TWA 5（XMM-Newton观测）和望远镜PZ（Chandra/HETGS观测）的高分辨率X射线谱分析结果。TWA 5是长蛇座TW星协中的一颗经典金牛座T星，而Tel PZ则是一颗快速旋转的弱线金牛座T星，属于β-Picture移动星群。对于这两颗恒星，我们已经重建了发射测量分布，并推导出日冕的丰度，以检查可能的模式的丰度有关的各种元素的第一电离电位。我们还从类氦三重态的分析中得到了等离子体密度的估计。我们比较了我们的目标与其他作者以前分析过的其他前主序星的特征：TW Hya，HD 98800和HD 283572。我们的研究结果表明，X射线发射从经典的金牛座T星和弱线金牛座T星产生在所有情况下的磁加热日冕，除了TW Hya具有独特的等离子体温度和密度。此外，我们还推导出TWA 5与TW Hya具有相同的Ne/Fe丰度比。
2004-10-11 astro-ph
Investigation of magnetic loop structures in the corona of UX Arietis
来自日冕的大部分辐射被限制在弧（环）形式的闭合磁结构中。人们对恒星日冕的结构知之甚少。然而，磁拓扑结构可以通过研究来自磁环中捕获的电子的无线电发射来推断。明显的形态变化实际上是由恒星自转引起的。我们已经进行了4个VLBA+Effelsberg运行分布的时间，以便很好地涵盖了6.44天的旋转周期的活动明星UX白羊座。我们在这里提出一些初步结果，从这些观察。
2002-07-01 astro-ph
Winds of Main-Sequence Stars: Observational Limits and a Path to Theoretical Prediction
众所周知，测量太阳型恒星的风是非常困难的。传统的光谱和无线电连续谱技术对质量损失率敏感，至少比太阳相对微弱的风强两到三个数量级。用这些方法已经做了很多工作来探测更年轻（金牛座T）和更老（巨星，AGB，超巨星）的冷恒星的更大质量的外流，但主要的序列仍然是未知的。本报告回顾了传统诊断的局限性，并概述了最近的想法，如莱曼阿尔法天体和电荷交换X射线发射。此外，还有混合约束的质量损失率，结合现有的观测和理论模型。Sackmann/Boothroyd猜想的年轻太阳质量更大（因此ZAMS风更强）就是这样一个需要进一步验证的想法。另一组想法涉及日冕加热和恒星质量损失率之间的强烈耦合，前者更容易在恒星中测量到类似太阳的值。星冠和星风的联合建模正在迅速发展，它似乎正在接近一个发展水平，其中唯一剩下的"自由参数“涉及次光球对流。本次演讲还将总结这些理论上的努力，以预测太阳型主序星风的性质。
2007-01-19 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
A statistical analysis of X-ray variability in pre-main sequence objects of the Taurus Molecular Cloud
这项工作的一部分，系统的X射线调查的金牛座恒星形成复杂的XMM-牛顿。我们研究了所有与金牛座成员相关的X射线源的时间序列，统计表征其X射线的变化，并将结果与猎户座星云团中的前主序星的结果进行比较，并与所有X射线发射是大量随机发生耀斑的结果的模型所产生的预期进行比较。我们发现，大约有一半的检测到的X射线源显示出高于我们的灵敏度限制的变化，在约26%的情况下，这种变化被认为是耀斑。在硬能量下比在软能量下更经常检测到可变性。cTTS和wTTS的变异性统计无法区分，表明它们的X射线发射具有共同的（冠状）起源。本文首次应用严格的极大似然方法分析了前主序星耀斑能量的数量分布。在其微分形式下，这个分布遵循指数α = 2.4 +-0.5的幂律，在晚型恒星和太阳上通常观察到的范围内。耀斑的能量分布可能足够陡峭，可以解释纳米耀斑（α> 2）对恒星日冕的加热，尽管这一结论存在相当大的不确定性。
2006-08-30 astro-ph
Neon and Chemical Fractionation Trends in Late-type Stellar Atmospheres
从最近的文献中挑选了大约60颗晚型恒星的Ne、O和Fe日冕丰度，证实了恒星外层大气的Ne/O比大约是Asplund等人最近推荐值的两倍。从最活跃的恒星到至少中等活动水平，平均Ne/O保持平稳（-5L_X/L_bol<-2），有一些证据表明向采样的最低活性水平下降。所调查的丰度都是基于发射测量分布分析，平均Ne/O比Drake & Testa（2005）对大多数活跃恒星的开创性研究中的线比低约0.1 dex，但在该研究的系统不确定性范围内。我们还证实了一种模式，强烈降低Fe/O随着恒星活动的增加。所观察到的丰度模式是让人想起最近发现的太阳能Ne/O和Fe/O比的依赖于活动区等离子体温度，并表明一个通用的分馏过程中工作。在恒星Ne/O在较高的活动水平结合太阳日冕Ne/O的变化的公司饱和导致我们建议，Ne一般是耗尽太阳外层大气和光球值反映在活跃的恒星日冕。最近的太阳模型问题的解决方案似乎在于Asplund等人的O丰度向下修正太大，而Ne丰度被低估了大约2倍。
2009-01-26 astro-ph
Coronal properties of the EQ Peg binary system
早型和晚型M型矮秆的活动指标有明显差异。早期M矮星的日冕显示出高的X射线光度和温度，明显的逆FIP效应，以及频繁的耀斑，以至于在许多情况下无法定义静止水平。对于晚M型矮星，观测到的耀斑较少，但更为剧烈，静态X射线光度也低得多。为了探讨日冕性质与活动M矮星光谱类型之间的关系，我们分析了EQ Peg双星系统的M3.5和M4.5分量，并与其他光谱类型为M0.5至M5.5的活动M矮星进行了比较。我们调查的EQ Peg系统的两个组件的定时行为，重建他们的差分发射测量，并调查日冕丰度比的基础上，从他们的钱德拉HETGS光谱的发射测量独立的线比。最后，我们测试在不同的活动状态的密度变化。EQ Peg A（M3.5）的X射线光度比EQ Peg B（M4.5）亮6-10倍。像大多数其他活跃的M矮星一样，EQ Peg系统显示出相反的FIP效应。这两种成分的丰度在误差范围内是一致的;然而，当比较两颗恒星的静止状态时，似乎有一种趋势，即在不太活跃的EQ Peg B中，逆FIP效应不太明显。我们与其他M矮星的比较支持了这一趋势。随着X射线光度随着光谱类型的增加而降低，日冕温度和耀斑速率也会降低。所观察到的丰度异常的幅度，即逆FIP效应，下降;然而，与太阳丰度的明显偏差仍然存在。
2008-10-01 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
The evolutionary sequence of active galactic nuclei and galaxy formation revealed
今天，几乎每个星系球状体都包含一个巨大的黑洞：这是其演化过程中包含活动星系核（AGN）时期的遗迹和证明。然而，黑洞和周围恒星球体形成的顺序和时间尺度是完全未知的，这使得我们对宇宙如何达到目前外观的知识存在很大的空白。在这里，我们提出的X射线吸收和未吸收的活动星系核的亮度和红移特性的源负责在当今的大部分质量黑洞匹配样本的亚毫米观测。强烈的亚毫米波辐射，一个丰富的恒星形成的各向同性特征，只在X射线吸收的样品中发现，排除了吸收的原因是取向效应。X射线吸收活动星系核的空间密度和光度范围表明，它们正经历着活动星系核的隐藏生长阶段和未被吸收阶段之间的转变，并暗示活动星系核演化过程中的X射线吸收期与星系球的形成期相吻合。
2004-07-08 astro-ph
