Heating and cooling in stellar coronae: coronal rain on a young Sun
通过2.5D磁流体动力学模拟，研究快速旋转年轻太阳中由表面过度加热触发的日冕雨凝聚物的形成与动力学，发现其准周期行为和视线速度与观测相符，但团块质量较小，表明日冕雨在快速旋转恒星中可能以更大尺度出现。
2023-09-08 astro-ph.SR
Frequency of Coronal Mass Ejection Impacts with Early Terrestrial Planets and Exoplanets Around Active Solar-like Stars
来自年轻的磁活性类太阳恒星的高能耀斑和相关的日冕物质抛射（CME）可以在为大气逃逸以及加速粒子穿透其大气层促进生物相关分子的形成创造条件方面发挥关键作用。我们利用观测重建的0.7 Gr年轻太阳的孪生子鲸鱼座k1的磁场，研究了年轻太阳磁冕中CME偏转的效应及其对早期金星、地球和火星撞击频率的影响。我们发现日冕磁场使日冕物质抛射偏向天体层电流片。这种效应表明，CME倾向于在黄道平面周围的一个小圆锥内传播，将CME与该平面附近的行星磁层的撞击频率增加到约30%，或者与Airapetian等人之前的估计相比增加了6倍。我们的模型对早期类地行星以及年轻G-K矮星周围的类地系外行星上的生命前化学的兴起具有重要意义。
2019-11-19 astro-ph.SR
DN Tauri - coronal activity and accretion in a young low-mass CTTS
我们对一个年轻的M0型吸积CTTS-DN Tau进行了XMM-牛顿观测，并研究了它的X射线性质和X射线产生机制。具体来说，我们研究的存在下，X射线发射的磁活动和吸积冲击，并比较我们的新的X射线数据与紫外线数据同时进行，并与X射线/紫外线观测之前。我们发现，从DN头的X射线发射是由通过磁活动产生的日冕等离子体为主，但也清楚地检测到的吸积冲击的贡献，冷等离子体成分在约2 MK一致推断从密度和温度分析。在DN Tau上看到了典型的活动日冕现象，如耀斑，30 MK的非常热的等离子体的存在和显示逆FIP效应的丰度模式。2005年和2010年XMM数据之间较冷等离子体成分的排放测量的强烈变化指向吸积相关的变化。同时拍摄的紫外光曲线一般与X射线亮度无关，但在观测到的X射线耀斑期间表现出清晰的对应关系。DN Tau的X射线性质与质量更大的CTTS相似，但其低质量和大半径将吸积激波转移到较低的温度，减少了它们在X射线体系中的印记。
2013-11-18 astro-ph.SR
Stellar Coronal Mass Ejections I. Estimating occurrence frequencies and mass-loss rates
恒星的日冕物质抛射（CME）可能在年轻类太阳恒星的质量和角动量损失中起着重要作用。如果经常发生，它们也可能通过增加大气侵蚀对行星演化产生强烈影响。到目前为止，还不可能从观测中推断出恒星日冕物质抛射的发生频率。基于它们与太阳耀斑的密切关系，我们建立了一个结合太阳耀斑-CME关系和恒星耀斑速率的经验模型，用于估算年轻类太阳恒星和晚型主序星的CME活动。通过比较获得的CME质量损失率与观测的总质量损失率，我们发现，我们的建模率可能超过那些从观测的数量级的最活跃的恒星。这揭示了将这种模型外推到最年轻恒星的可能限制。我们发现，模型中最不确定的组成部分是耀斑CME的关联率从太阳，这并不能正确地解释可能更强的日冕约束在活跃的恒星。对这种影响的简单估计显示，年轻恒星的日冕物质抛射率可能会受到几个数量级的抑制，这表明这个问题应该在未来得到更详细的解决。
2017-07-31 astro-ph.SR
High Energy Emission and its Variability in Young Stellar Objects
年轻的恒星表现出各种高能现象，从吸积和外流过程到局限在其外层大气中的热日冕等离子体，所有这些都受到强烈的恒星磁场的调节。这些现象的许多方面都有争议，但最值得注意的是，它们复杂的相互作用仍然模糊不清。在这项工作中，我报告这些现象是如何同时负责年轻恒星的高能量发射，特别关注的预期和观察到的X射线波段的变化。调查年轻恒星的X射线发射的变化，使我们能够对耀斑和日冕等离子体特性，日冕加热，吸积流特性和吸积几何形状构成约束。所有这些结果都是构建年轻恒星复杂磁层综合图像的重要基石。
2019-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing X-ray activity cycles of young solar-like stars with solar observations
在整个活动周期中，磁性结构上升到恒星表面，演变和衰变。追踪它们在恒星日冕上的演化，使我们能够表征X射线周期。然而，直接绘制磁结构只对太阳是可行的，而这样的结构是空间上无法分辨的恒星日冕上的现代X射线仪器。本文提出了一种间接再现恒星X射线谱及其随太阳磁场结构变化的新方法。该技术将日冕观测转换为与恒星X射线观测相同的格式，特别是XMM-牛顿光谱。通过将这些合成光谱与感兴趣的恒星的观测光谱相匹配，可以将太阳磁结构的表面覆盖率与每个X射线观测相关联。我们将这种方法应用于两颗年轻的类太阳恒星：$ε$ Eri（$\sim 400$ Myr），最年轻的恒星显示日冕周期（$\sim 3$ yr），开普勒63（$\sim 200$ Myr），其中X射线监测没有显示出周期变化。我们发现，即使在周期最小的大部分$ε$ Eri的日冕覆盖着活跃的结构。因此，在极大值期间，几乎没有额外的磁性区域的空间，解释了观测到的小周期振幅（$Δf \sim 0.12$）的X射线光度。开普勒63显示出比$ε$ Eri日冕更高的磁结构覆盖率。这支持了一个假设，即对于比$<400$ Myr年轻的恒星，X射线周期被大量存在的日冕区域所抑制。
2021-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections from Young Suns: Insights from Solar and Stellar Observations and Models
NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美国天主教大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学Hakubi高级研究中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理系）
通过多波段观测年轻类太阳恒星，揭示其超级耀斑伴随的日冕物质抛射特征，为理解早期太阳系行星大气逃逸和化学反应提供关键线索。
2026-06-26 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of coronal mass ejections on a young solar-type star and their detectability through coronal spectral observations
利用MHD模拟和光谱合成技术研究了恒星CMEs的光谱特征，发现高于2000的光谱分辨率下可观测到蓝翼不对称性，低分辨率下则表现为谱线质心蓝移，为未来探测仪器设计提供指导。
2025-04-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Accretion, jets and winds: High-energy emission from young stellar objects
本文综述了年轻天体的高能辐射过程。光谱类型A和B的恒星在这个阶段被称为Herbig Ae/Be（HAeBe）星，所有后来的光谱类型都被称为经典金牛座T星（CTTS）。这两种类型的研究高分辨率X射线和紫外光谱和建模。CTTS的高能辐射有三种机制：1）CTTS具有类似主序星的活动日冕; 2）吸积物质通过恒星表面的吸积激波，被加热到几个MK; 3）一些CTTS驱动强大的外流。这些射流中的冲击可以将等离子体加热到X射线发射温度。日冕已经在文献中得到很好的表征;后两种情况的模型显示。磁场抑制了吸积激波中垂直于磁力线的运动，从而证明了一维几何的合理性。辐射损失计算为光学薄发射。冲击和日冕气体的混合物适合吸积CTTS的X射线观测。具体来说，该模型解释了特殊的线比在氦类三重Ne IX和O VII。所有的恒星都只需要很小的质量吸积率就能发射X射线。相比之下，HAeBe HD 163296的线比与日冕源相似，表明在X射线发射区域既不存在高密度也不存在强紫外场。这可能是由其喷气式飞机的震动引起的。在深吸收的CTTS DG Tau中发现了类似的发射。需要400和500 km/s之间的冲击速度来解释观测到的光谱。
2011-06-14 astro-ph.SR
iota Horologi, the first coronal activity cycle in a young solar-like star
背景：最近在年轻（约6亿年）的类太阳恒星iota Hor中发现了最短的色球（Ca II H&K）活动周期（1.6年）。日冕X射线活动周期仅在太阳以外的少数恒星中发现，所有这些恒星的年龄都比iota Hor更老，活动水平也比iota Hor低。目的：我们打算找到与i Hor色球周期对应的X射线日冕。这是在活跃恒星中观察到的第一个X射线周期，也是类太阳恒星生命中第一个日冕周期的范例。方法：我们监测i Hor与XMM-牛顿观测跨越近两年。每个观测的光谱都与两个温度的日冕模型拟合，以研究恒星的长期变化。结果：我们发现在X射线的循环行为非常相似的同期色球周期。连续监测色球三个以上的周期长度显示出一个趋势，振幅下降，显然是由一个较长期的趋势调制。第二个周期在达到其最大值之前被破坏，然后在循环行为恢复之前出现短暂的混沌变化，仅在略多于一个周期后再次被破坏。结论：我们证实了在X射线和Ca II H&K中存在一个~1.6年的活动周期。它可能受到更长的、尚未受约束的第二周期的调节。1.6年的日冕活动周期是迄今为止观测到的最短的日冕活动周期，而i Hor代表了已发现的日冕活动周期中最活跃的恒星。这个周期可能代表了类太阳恒星生命中的第一个日冕活动周期，在地球上生命开始的年龄。
2013-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The chromospheric emission of solar-type stars in the young open clusters IC 2391 and IC 2602
本文给出了年轻疏散星团IC 2391和IC 2602中太阳型星的色球层发射能级。高分辨率的光谱数据获得了超过50个F，G，K星从这些集群在几个观测活动使用伦敦大学学院Echelle光谱仪的3.9米英澳望远镜。与较老的星团不同，这两个星团中的大多数（28/52）太阳型恒星都是快速自转恒星（vsini > 20 km/s），其中5颗恒星被归类为超快速自转恒星（vsini > 100 km/s）。钙红外三重线的发射水平被用来衡量恒星的色球活动。当与罗斯贝数（NR）作图时，该恒星的色球层发射水平在Log（NR）< -1.1时显示出一个平台，表明色球层饱和度类似于以前观察到的来自相同恒星的X射线发射的日冕饱和度。然而，与日冕辐射不同的是，恒星的色球层辐射几乎没有显示出星团中超快速旋转子的辐射减少（即过饱和）的证据。因此，我们相信日冕的过饱和并不是超高速旋转体的磁力发电机效率整体下降的结果。
2009-07-02 astro-ph.SR
Multi-wavelength variability of the young solar analog iota Hor. X-ray cycle, star spots, flares, and UV emission
色球活动周期在晚型恒星中很常见，然而，只有少数日冕活动周期被发现。\ihor \是已知日冕循环中最活跃、最年轻的恒星。它也是一个年轻的太阳类似物，我们可能面临着太阳类恒星演化的最早周期，在地球上出现生命的年龄（约6亿年）。我们的目标是确认~1.6年的日冕周期，并描述其随时间的稳定性。我们使用X射线观测的iota Hor研究日冕的恒星代表太阳的过去，通过变化，热结构，日冕丰度。我们使用XMM-Newton，TESS和HST数据分析了iota Hor的多波长观测。我们在X射线和两个紫外波段监测了近七年的iota Hor。RGS和STIS光谱的总和被用于详细的热结构模型和日冕丰度的测定。我们研究了TESS光变曲线中的旋转和耀斑。我们发现一个稳定的日冕循环沿着四个完整的周期，超过太阳覆盖。没有证据表明第二个更长的X射线周期。日冕丰度与光球值一致，排除了与第一电离势有关的任何影响。从TESS光变曲线，我们得出了旋转周期（8.2 d）的第一个光度测量。在iota Hor的TESS光变曲线中没有检测到耀斑。我们估计TESS检测到零耀斑的概率为~ 2%。我们证实了存在一个活动周期的约1.6年在iota霍尔在X射线，更经常比它的钙II H&K对应。恒星南北半球之间的活动脱钩可能解释了这种分歧。系统的倾斜会导致色球指示器的不规则行为。更长的冠状物质对这种效应的敏感性较小。
2019-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of multi-temperature coronal mass ejection signatures from a young solar analogue
该研究通过观测年轻太阳类似体EK Draconis上耀发期间的多波长多普勒位移，发现了多温度、多组分的恒星日冕物质抛射特征，为理解早期太阳对行星环境的影响提供了证据。
2025-10-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulated Coronal Mass Ejections on a young Solar-Type Star and the Associated Instantaneous Angular Momentum Loss
本文通过磁流体动力学模拟研究中等活动水平太阳型恒星上的日冕物质抛射，揭示其质量、能量特征及对角动量损失率的瞬时影响，发现能量更高或质量更大的CME更可能为恒星增加角动量。
2024-06-12 astro-ph.SR
A Very Long Baseline Interferometry Detection of the Class I Protostar IRS 5 in Corona Australis
目的：甚长基线干涉测量对年轻恒星物体的致密无线电发射产生物理限制。与此同时，这种测量可以用于精确的天体测量的弛豫和自行。在这里，我们的目标是在南冕星形成区的I类原恒星中首次探测到非常紧凑的无线电发射。研究方法：我们已经使用了长基线阵列（LBA）观察原恒星IRS 5和IRS 7在南冕恒星形成区域在三个独立的时代结果：我们报告的第一个公司的无线电探测的I类原恒星使用很长的基线干涉。我们已经探测到了先前已知的非热源IRS 5b，它是双星系统的一部分。IRS 5a和IRS 5N未被检测到，IRS 7区域的所有来源也未被检测到。结论：这些结果强调了IRS 5b作为一个真正的原恒星的不寻常性质，并证实了非热无线电发射。此外，这些观测结果突出了LBA作为一种工具的潜力，可以对北半球甚长基线阵列无法访问的南部恒星形成区域的单个年轻恒星物体进行精确的天体测量。
2013-02-11 astro-ph.SR
High-latitude coronal mass ejections on the young solar-like star AB Dor
本文通过参数化建模研究年轻类太阳恒星 AB Dor 上高纬度日冕物质抛射的磁约束条件，发现开放磁场区域更易爆发，而闭合区域需更高自由磁能才能克服磁张力，解释了观测到的高纬度 CME 现象。
2024-08-01 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections from Young Suns: An Observational View through the Solar-Stellar Connection
The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学白兔高级研究中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理系）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心太阳物理学部）；Department of Physics, The Catholic University of America（美国天主教大学物理系）
本综述聚焦年轻太阳型恒星的日冕物质抛射（CME），以多普勒位移方法为主要观测手段，总结其与太阳现象的相似性、物理性质及对行星空间天气的影响，并展望未来研究方向。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Loss Rates from Coronal Mass Ejections: A Predictive Theoretical Model for Solar-Type Stars
日冕物质抛射（CME）是一种喷发事件，它导致太阳型恒星释放质量和磁通量。日冕物质抛射倾向于与耀斑、射电暴和高能粒子爆发一起发生。在太阳上，与日冕物质抛射相关的质量损失大约比背景太阳风的强度低一个数量级。然而，在其他类型的恒星上，CME被认为比时间稳定的风携带更多的质量和能量。早期的论文使用太阳日冕物质抛射和耀斑能量之间的观测相关性，结合恒星耀斑观测，估计恒星日冕物质抛射率。本文避开耀斑，并试图校准表面平均磁通量和CME属性之间的更基本的相关性。对于太阳，磁填充因子与CME动能通量之间存在幂律关系，并将其推广到其他恒星。给出了一个太阳质量恒星风/CME质量损失率随时间演化的预测实例。一个关键的结果是，对于年龄小于约1 Gyr（即，活动水平仅略高于现在的太阳），CME的质量损失超过了时间稳定风。在年轻的时候，CME携带的质量是风的10到100倍，如此高的速度可能足以驱散星周盘，影响附近行星的可居住性。年轻太阳失去的CME质量可能是太阳质量的1%。
2017-04-21 astro-ph.SR
Warm gas towards young stellar objects in Corona Australis - Herschel/PACS observations from the DIGIT key programme
外部辐射对低质量年轻恒星周围原恒星包层中化学和物理的影响知之甚少。南冕座的恒星形成区包含R CrA暗星云，由几个被中等质量年轻恒星辐射的低质量原恒星核心组成。研究了年轻的赫比格Be星CrA对一组低质量年轻天体中温暖的气体和尘埃的辐射效应。本文介绍了R-CrA暗星云中两个低质量恒星形成区的Herschel/PACS远红外数据管。研究了CO、OH、H_2O、[C Ⅱ]、[O Ⅰ]和连续辐射的分布。我们已经开发了一种反卷积算法，我们使用它来反卷积的地图，分离的点源发射的扩展发射。我们还构建了分子物种的旋转图。通过对Herschel数据的反卷积，我们发现了大尺度（几千AU）的尘埃连续谱和与点源无关的谱线发射。在点源和扩展发射中，分别发现热CO（$282\pm4$ K）、热CO（$890\pm84$ K）、OH（$79\pm4$ K）和H2O（$197\pm7$ K）的转动温度相似。旋转温度也类似于在其他更孤立的核心中发现的。扩展的尘埃连续发射被发现在两个脊相似的程度和温度的分子毫米发射，指示外部加热从赫比格Be星R CrA。我们的研究结果表明，附近的发光恒星不会增加年轻恒星物体（YSO）周围温暖气体中的分子激发温度。然而，与没有受到外部辐射的类似物体相比，在与这些原恒星及其周围环境相关的温暖气体中，H2O的光解产物（如OH和O）的发射增强。
2013-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray spectral characterization of the young Cygnus OB2 population
我们分析了在天鹅座OB2钱德拉遗产调查中检测到的$\sim$ 8000源的X射线光谱（Drake等人，这一问题），其目标是确定该地区年轻低质量恒星的日冕等离子体特征，并估计其固有的X射线光度。我们采用两种不同的策略，X射线源，更多或更少的光子被检测到。对于较亮的样品，我们用吸收等温模型拟合光谱。为了限制不确定性，对于本样本中大多数较暗的天鹅座OB2成员，我们将光谱参数限制在从最亮恒星定义的特征范围内。对于具有$<$ 20个净光子的X射线源，我们采用从检测到的光子通量到本征通量的转换因子。这是定义的，建立在先前的样本的结果，作为检测到的光子能量分布的20%分位数的函数，我们证明也与消光相关。然后，我们使用光谱拟合的X射线消光来限制天鹅座OB2的光学消光和X射线消光之间的比率，发现它与标准的“银河系”值一致，当适当考虑系统学时。最后，我们利用大量的来源，以限制平均日冕中的几种元素的丰度，通过两个不同的合奏分析的X射线光谱的低质量天鹅座OB2成员。我们发现的模式的丰度在很大程度上是一致的，推导出的年轻恒星日冕的猎户座星云星团。
2018-11-16 astro-ph.SR
X-raying the coronae of HD~155555
我们提出了一个高分辨率的钱德拉观测的多系统，HD 155555（RS CVn型双星系统，HD 155555 AB，其空间分辨低质量的同伴HD 155555 C）的分析。这是一个有趣的系统，它显示了活跃的前主序星和同步（主序星）双星的特性。我们得到的发射测量分布，温度结构，等离子体密度，和这个系统的丰度，并将它们与其他年轻/活跃的恒星的日冕性质进行比较。HD 155555 AB和HD 155555 C在0.3-6.0 keV的能量带中产生大量的X射线发射，log Lx分别为30.54和29.30。单个恒星的光变曲线在几分钟到几小时的时间尺度上表现出变化。利用谱线分析法对色散谱进行了分析，并重建了发射测量分布。在这两种情况下，所得到的元素丰度表现出逆第一电离势效应。对类氦三重态的分析得出日冕电子密度范围约为10^10-10^13 cm-3。由于HD 155555 AB被归类为RS CVn和PMS星，我们将我们的结果与其他稍老的活跃主序星和金牛T星的结果进行了比较，这表明HD 155555 AB的日冕性质非常类似于较老的RS CVn双星，而不是年轻的PMS星。我们的结果还表明HD 155555 C的性质与其他活动M矮星的性质非常相似。
2015-06-25 astro-ph.SR
X-ray Emission from Young Stars in the TW Hya Association
900万年前的TW Hya星协（TWA）是年龄小于1000万年的主序前（PMS）恒星中最近的一组（典型距离为$\sim$ 50 pc），包含有活跃吸积盘和碎片盘的恒星。利用{\it{Swift}}和{\it{Chandra}}卫星研究了一组低质量TWA共同自行双星的日冕X射线辐射。我们的目标是更好地了解它们的日冕性质，以及高能光子如何影响年轻恒星周围的条件，以及它们在星周盘和低密度星周气体中的光激发原子、分子和尘埃颗粒中的作用。一旦行星形成开始，这种辐射会影响原行星的演化和新形成行星的大气条件。测量了7颗独立星（TWA 13 A，TWA 13 B，TWA 9A，TWA 9 B，TWA 8A，TWA 8B，TWA 7）和2个组合双星（TWA 3AB和TWA 2AB）的X射线性质。所有具有足够信号的恒星都需要对它们的CCD分辨率X射线光谱进行双分量拟合，通常具有主导热（~2 keV（25 MK））分量和~0.4 keV（4 MK）的较冷分量。由于耀斑，在5-15千秒的观测过程中，较亮的源都显示出显著的X射线变化（在50- 100%的静止水平）。我们给出了每一颗恒星的X射线性质，发现日冕辐射是在过饱和旋转域中。
2014-08-18 astro-ph.SR
Far beyond the Sun: II. Probing the stellar magnetism of the young Sun ι Horologii from the photosphere to its corona
本研究结合 HARPS、TESS 与 HST 多波段长期观测，通过 GPS、ZDI 及紫外谱线诊断年轻太阳型恒星 ι Horologii 的自转、磁场和耀斑活动，实现从光球到日冕的联合探测。
2023-07-04 astro-ph.SR
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects III. Photospheric and chromospheric properties of Class III objects
我们分析了来自附近三个恒星形成区（sigmaOrionis，LupusIII和TWHya）的24个III类源的X-Shooter/VLT光谱。我们确定的有效温度，表面重力，旋转速度和径向速度通过比较所观察到的光谱与合成BT-Settl模型光谱。我们详细研究了恒星色球层的发射线，并将这些数据与档案X射线数据相结合，以比较色球层和日冕的发射。X射线光度和H α光度都是用热光度来测量的，对于早期M星来说，它们与有效温度无关，但在光谱M序列的末端会下降。对于饱和的早M星，X射线的平均发射水平几乎比H α高一个指数：log（L_x/L_bol）= -2.85 +-0.36 vs. log（L_H α/L_bol）= -3.72 +-0.21。当所有色球层的发射线（包括直到H11的巴耳末系、CaII HK、CaII红外三重线和几条HeI线）加起来时，日冕通量仍然占色球层的主导地位，通常是2-5倍。探测不同大气层（从较低的色球层到日冕）的活动诊断之间的通量-通量关系将我们的活动前主序星样本与文献中研究的大部分场M矮星分开。单个光发射线之间的通量比显示出对有效温度的平滑依赖性。巴耳末衰减可以通过为另一颗年龄相似的年轻恒星设计的NLTE辐射转移模型大致再现。未来，可以根据这一数据集测试更完整的色球模型网格。
2013-08-26 astro-ph.SR
Magnetic fields and differential rotation on the pre-main sequence II: The early-G star HD 141943 - coronal magnetic field, H-alpha emission and differential rotation
在三个观测时期（2007年、2009年和2010年）获得了前主序星早G星HD 141943的分光偏振观测。观测是使用3.9米英澳望远镜和UCLES阶梯光栅摄谱仪以及SEMPOL分光偏振仪访客仪器进行的。利用亮度和表面磁场拓扑（论文I中给出）确定恒星的表面差旋，重建恒星的日冕磁场。日冕磁场在3个历元显示在最大尺度上的场结构是由偶极分量与可能的证据的偶极轴之间的倾斜移动的观察。我们在HD 141943上发现了非常高水平的差异旋转（磁性特征约为太阳值的8倍，亮度特征约为太阳值的5倍），类似于另一颗年轻的早期G星HD 171488。这些结果表明，一个显着增加的差异旋转的水平发生在年轻的恒星周围的光谱类型的早期G。此外，我们发现2010年的观测，有一个很大的差异，在差分旋转测量的亮度和磁性特征，类似于早期K星，但差异要大得多。我们发现只有暂时的证据，在HD 141943的差异旋转的时间演化。
2011-01-31 astro-ph.SR
The Coronal Abundances of Mid-F Dwarfs
利用附近中等活动的F6 V星Pi 3 Ori的钱德拉光谱研究了中F矮星的日冕性质。我们发现，PI 3猎户座的日冕发射测量分布是非常相似的中度活跃的G和K矮星，与发射测量峰值附近的$\log T=6.6$似乎是无处不在的这样的恒星。与日冕温度不同，日冕丰度取决于主序星的光谱类型。基于这个先前已知的关系，我们预期猎户座π 3的日冕会表现出极强的“FIP效应”，这是一种在太阳上首次发现的现象，其中具有低“第一电离势”（FIP）的元素在日冕中增强。相反，我们发现Pi 3 Ori的日冕表现出与太阳和其他早期G矮星基本相同的FIP效应，这可能表明FIP偏向早期光谱类型的增加停止或至少减缓了F星。我们发现，Pi 3猎户座的日冕特征显着不同于两个先前研究的中F星，南河三（F5 IV-V）和Tau Boo（F7 V）。我们认为，猎户座Pi 3更能代表中F矮星的日冕特征，南河三因光度类别而不同，而Tau Boo则因两个亲密同伴之一的影响而不同，一个恒星（Tau Boo B：M2 V）和一个行星。
2013-03-22 astro-ph.SR
Strong irradiation of protostellar cores in Corona Australis
物理环境在新形成的低质量恒星演化中的重要性仍然是一个悬而未决的问题。特别是，来自附近更大质量恒星的辐射可能会影响这些年轻恒星的物理和化学结构。目的：约束一组低质量原恒星的物理特性，在南冕附近的年轻的发光赫比格Be星R CrA。研究方法：本文给出了SMA和APEX对RCrA附近低质量恒星形成区IRS 7的分子谱线和连续谱发射的毫米波图。图中显示了7种（H_2CO、CH_3OH、HC_3N、c-C_3 H_2、HCN、CN和SiO）的18条谱线在3 ~ 60 ″（400-8000 AU）尺度上的分布。使用一组H2 CO线，我们估计的温度和柱密度在该地区使用LTE和非LTE方法。结果进行了比较与1-D辐射转移建模的原恒星的核心。这些模型限制了中心源、包络和环境的哪些特性可以引起观测到的谱线和连续谱发射。结果如下：大部分的H2 CO排放从该地区出现从两个细长的狭窄的脊占主导地位的发射拿起干涉仪和单碟测量。从H2 CO谱线推断出的温度不低于~30 K，更可能是50-60 K，谱线发射峰与嵌入的原恒星位置偏移约2500 AU。这些温度不能用年轻恒星本身的加热来解释。然而，附近赫比格Be星R CrA的辐射可以解释高温。升高的温度反过来又会影响原恒星的物理和化学特性，并导致在该地区嵌入原恒星的单碟线调查中看到的光子主导区域的典型示踪剂丰度增加。
2012-09-24 astro-ph.SR
Helicity Condensation as the Origin of Coronal and Solar Wind Structure
太阳大气中最重要和最令人困惑的三个特征是闭合场日冕的平滑性，光球极性反转线（PIL）处磁切变的积累，以及慢风的复杂性。我们建议，一个单一的过程，螺旋度凝聚，是产生所有三个功能的物理机制。本文提出了一个螺旋度在闭合日冕中通过磁重联注入和输运的简化模型。用这个模型，我们证明了螺旋度必须凝聚到PIL和冕洞边界，并估计在PIL的螺旋度积累率和风的损失。我们的结果可以解释许多观测到的特性的封闭的日冕和风。
2012-11-17 astro-ph.SR
Coronal heating problem solution by means of axion origin photons
在本文中，我们主张这样一种观点，即两个看似无关的谜团--暗物质的性质和百万度日冕--可能只是同一枚硬币的两面--诞生于太阳核心的暗物质的轴子和起源于百万度日冕的轴子的光子，其调制是由太阳内部非对称暗物质（ADM）密度的相关调制控制的。
2020-11-19 astro-ph.SR
Solar-Type Activity: Epochs of Cycle Formation
日冕和色球活动指数图使我们能够揭示出现太阳型活动和形成规则周期的恒星。利用日冕活动和自转速率之间关系的新考虑，以及关于疏散星团年龄的新数据，我们估计了年轻太阳的年龄，它对应于太阳周期形成的时代。这个年轻的太阳，年龄略大于10亿年的活动的属性进行了简要的讨论。对晚型恒星长期规律性变化的现有数据进行分析后得出的结论是，与太阳型活动有关的周期的持续时间随着恒星自转的减速而增加;即，随年龄本文讨论了相对年轻的G星的磁场的新数据以及大尺度和局部磁场在年轻太阳活动形成中的作用的变化。这一领域的研究旨在提供观测测试，以确定主序星下部恒星周期活动的形成条件，并测试发电机理论的一些结果。
2015-05-24 astro-ph.SR
Do solar decimetric spikes originate in coronal X-ray sources?
在标准的太阳耀斑情景中，大量的粒子在日冕中被加速。非热电子发射X射线和无线电波。因此，加速过程的相关签名预测在两个波长，符合要么接近一个磁回路的脚点或附近的日冕X射线源。我们试图研究日冕X射线发射和分米波之间的空间联系，以确定加速过程的位置和几何形状。在一个观测良好的肢体事件中，确定并分析了放射性尖峰源和冠状X射线源的位置。在凤凰-2光谱仪的观测中发现了无线电尖峰。来自南赛射电日像仪的数据被用来确定无线电尖峰的位置。RHESSI图像在软和硬X射线波长被用来确定X射线耀斑的几何形状。这些观测得到了GOES/SXI的图像的补充。我们发现分米波尖峰并不起源于日冕X射线耀斑源，与以前的预期相反。然而，观测结果表明，与主要能量释放地点有关的日冕X射线源与更高日冕中的同步活动之间存在因果关系。
2009-04-27 astro-ph.SR
Change in activity character of coronae of low-mass stars of various spectral types
我们研究了日冕活动指数对恒星自转速率的依赖性。这个问题以前曾在一个软X射线通量的统一目录的基础上，对824颗晚型恒星进行过研究。我们分别对G、K和M矮星进行了更精细的分析。它们明显地表现出两种活动模式。第一个是饱和模式，它是年轻恒星的特征，实际上与它们的旋转无关。第二个是太阳型活动，其水平强烈地依赖于自转周期。结果表明，G_2、K_4和M_3型恒星从一个模到另一个模的转变分别发生在自转周期为1.1、3.3和7.2天的时刻。根据开普勒航天器在G星和K星上发现的超级耀斑，出现了一个问题，即这些物体与其他活跃的晚型恒星有何不同。在“旋转亮度调制幅度--旋转周期”图上分析了超耀斑星相对于开普勒观测到的恒星的位置。ARM的大小反映了恒星上黑子的相对面积，也反映了整个大气层的活动水平。结果表明，G和K超耀斑星基本上是快速旋转的年轻天体，但也有一些属于太阳型活动的恒星。
2016-09-26 astro-ph.SR
Age dependence of wind properties for solar type stars: a 3d study
年轻而快速旋转的恒星以其强烈的发电机产生的磁场而闻名。对这些恒星在精确年龄的星团中的分光偏振观测是陀螺年代学和磁年代学的关键投入。我们使用ZDI地图的几个年轻的K-型恒星相似的质量和半径，但不同的年龄和旋转周期，进行三维数值MHD模拟的日冕，并遵循其磁性随年龄的演变。这些模拟产生了日冕结构以及磁化旋转风对恒星施加的瞬间扭矩。随着恒星年龄的增长，我们发现角动量损失随着$Ω^3$的减小而减小，这是Skumanich定律收敛的原因。对于我们样本中最年轻的恒星，角动量损失在$8Ω_{\odot}$附近显示出饱和的迹象，这是K型恒星自旋演化模型中常用的值。我们将这些结果与半解析模型和现有的制动法进行比较。我们观察到一个复杂的风速分布的最年轻的恒星慢，中间和快速的风分量，这是与强烈的和非轴对称的磁场相互作用的结果。因此，在我们的模拟中，年轻恒星赤道面的恒星风结构与太阳配置有很大不同，从而提供了关于太阳系行星际介质过去的见解。
2016-12-16 astro-ph.SR
X-ray Evolution of Young Stars: Early Dimming and Coronal Softening in Solar-Mass Stars with Implications for Planetary Atmospheres
本研究发现太阳质量恒星在约100百万年时X射线亮度显著下降，日冕变软，对行星大气和化学过程有重要影响。
2025-12-12 astro-ph.EP astro-ph.SR hep-ph
Non-thermal radio continuum emission from young nearby stars
年轻的、磁活跃的低质量恒星由于其磁化色球层中的电子旋转而经常表现出非热日冕射电辐射。这种辐射在厘米波长处很容易被检测到，这是目前像VLA这样的大型射电干涉仪的灵敏度。为了识别附近的恒星，以便将来利用甚长基线干涉测量（VLBI）进行精确的射电天体测量监测，我们使用了B\配置的VLA，在\mbox{$ν\simeq 6$\,GHz} \mbox{($λ\simeq 5$\,cm)}上对附近的170颗（$<$ 130\pc）恒星样本进行了射电辐射搜索，这些恒星大多数是光谱类型在F4和M2之间的年轻（5\,--\,500\，Myr）恒星。在我们的平均$3σ$探测极限为$\simeq$\，50\，$μ$ Jy，我们识别出31颗具有日冕射电辐射的年轻恒星（系统探测率为18\%）和600多个背景源（最有可能是河外）。在目标恒星中，我们发现探测率随年龄的增加而显著下降，从年龄为$\le10$，Myr的56个$\pm$ 20%下降到年龄为100，--1，200，Myr的10个$\pm$ 3%。没有发现年龄超过200，000万年的恒星。$T_{\rm eff}$的探测率也从具有$T_{\rm eff}<4000$ \，K的36个$\pm$ 10\%下降到具有$T_{\rm eff}>5000$ \，K的早期光谱类型的13个$\pm$ 3\%。射电亮星的双星比例至少是射电静星的两倍。这里发现的射电明亮的…
2022-03-07 astro-ph.SR
The disk-bearing young star IM Lup
经典金牛座T星（CTTS）的X射线特征不同于较老的前主序星，例如弱线金牛座T星（WTTS）。CTTS显示出软过剩和偏离低密度日冕极限的氦类三胞胎。我们测试这些功能是否与吸积或存在的磁盘通过观察IM Lup，一个磁盘轴承对象显然在CTTS和WTTS之间的过渡没有明显的吸积。我们分析了钱德拉光栅光谱和额外的XMM-牛顿数据IM Lup和伴随的光谱，其中一些同时采取的X射线观测。我们拟合了X射线发射线，并将Ha发射线分解为不同的分量。在X射线中，IM Lup有一个明亮而热的活动日冕，其中第一电离电位低的元素被耗尽。类氦氖IX三重态处于低密度状态，但由于计数数量少，在90%的置信水平上不能排除高密度的情况。在所有的X射线性质IM Lup类似于一个主序星，但它也是兼容的CTTS签名的90%的置信水平，因此，我们不能决定是否软过剩和偏离低密度日冕极限的氦类三胞胎在CTTS需要吸积或只存在一个磁盘。IM Lup是色球活性的，这解释了Ha中的大部分发射。尽管它的低等效宽度，Ha线轮廓的复杂性让人想起CTTS。我们提出的质量吸积率估计为10 e-11 Msun/yr。
2010-05-25 astro-ph.SR
Origin of Coronal Extreme Ultraviolet Shockwaves without a Coronal Mass Ejection Event
Tufts University（塔夫茨大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；NASA Ames Research Center（NASA艾姆斯研究中心）
通过比较有无日冕物质抛射（CME）的日冕大尺度传播前沿（LCPF）事件，发现无CME的孤立耀斑产生的日冕波传播较慢，且其软X射线特性表明能量释放率较低，暗示不同的产生机制。
2026-07-10 astro-ph.SR
Possible evidence of induced repetitive magnetic reconnection in a superflare from a young solar-type star
我们报告的多个准周期性脉动（QPP）的检测过程中观察到的耀斑活动的KIC 8414845，一个年轻的，活跃的太阳型恒星观测开普勒任务由美国宇航局发射。我们使用一种称为奇异谱分析（SSA）的数据驱动的非参数方法分析了QQP信号，该方法以前从未用于分析太阳或恒星QPP。因为它不是基于一个规定的基函数的选择，SSA是特别适合于分析非平稳，非线性信号，如在QPP观测到的主要耀斑。分析表明，该超耀斑中QPP的非谐形状是由周期为49 min和86 min的两个本征模叠加而成的，这两个本征模表现出准谐行为和不同的调制模式。这两个重建的信号是一致的慢模式横向和/或纵向磁流体动力学振荡在日冕循环中激发诱导周期性释放的耀斑能量在附近的循环通过重复重连的机制。特殊的振幅调制的两种模式所示的SSA有利于解释所观察到的QPP图案，由于在一个冠状环的第二谐波的一个常设慢模磁声振荡和全球扭结振荡周期性地触发附近的环路中的磁重联的激发。然而，根据现有数据，不能排除同时解释的可能性。
2020-04-03 astro-ph.SR
A Census of Stars and Disks in Corona Australis
我们使用来自多个来源（特别是盖亚EDR 3）的光度和运动学数据以及数百个候选成员的光谱数据，对南冕分子云附近的年轻恒星星族进行了普查。我们编制了一个南冕星表，计有393个成员，其中293个（36个）是首次用光谱方法分类。我们发现，南冕可以用两个恒星星族来描述，一个年轻的（几百万年），部分嵌入在云（冠状星团）和一个老的（约15百万年），围绕并延伸到云（上南冕）。这些人口表现出类似的空间速度，我们没有发现证据，在南冕不同的运动人口，在最近的一项研究的基础上盖亚DR 2。南冕的光谱类型分布在M5（~0.15 Msol）处达到最大值，表明IMF与附近的恒星形成区具有相似的特征质量。最后，我们已经编制了中红外测光从宽视场红外巡天探测器和斯皮策太空望远镜的成员南冕，我们已经使用这些数据来识别和分类他们的拱星盘。超过122颗恒星被检测到，其中三分之一是首次在这项工作中报告。
2021-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar-Cycle Modulation and Photospheric Magnetic Control of Turbulence in the Young Solar Wind
University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Delaware（特拉华大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
本研究结合帕克太阳探测器观测、数值模拟与遥感数据，揭示太阳活动周内年轻太阳风湍流特性的变化规律，明确其湍流特性与冕洞、活动区等太阳源区的关联。
2026-08-13 astro-ph.SR physics.space-ph
Detection of "diffuse" coronal He I 1083 during the April 8 2024 Solar Eclipse: evidence for terrestrial atmospheric scattering origin
本文利用CHEESE仪器在2024年4月8日日全食期间观测He I 1083 nm光谱，发现该信号在日冕和月面均出现，证明其源于地球大气散射而非太阳日冕中性氦。
2025-06-03 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections from the Young Sun: Deceleration-Powered Solar Energetic Particles as a Self-Extinguishing Forcing of the Early Earth
Advanced Heliophysics Inc.（先进日球物理公司）
本研究通过半解析模型链追踪年轻太阳的日冕物质抛射，发现其减速耗散能量驱动太阳高能粒子，对早期地球产生自熄灭的强迫，并可能为前生命合成提供氮源。
2026-10-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-ray Evidence for a Pole-Dominated Corona on AB Dor
采用傅里叶变换和互相关技术对谱线宽度和多普勒频移进行了精细分析，并应用于1999年10月获得的快速旋转的年轻恒星剑鱼座AB的钱德拉HETG光谱，以研究其日冕拓扑结构。观测历时52.3ks，历时1.2个自转周期。通过对分散信号进行积分得到的X射线光变曲线显示，在曝光的中途有一个中等强度的耀斑，其中计数率急剧增加了约50%，随后在接下来的10 k内衰减。我们没有发现显着的多普勒频移的光谱或调制的光变曲线，可以归因于旋转的主导日冕结构在这个时代。个别谱线宽度是统计上一致的热加宽，并正式要求没有旋转加宽，而$1σ$限制旋转加宽对应于一个紧凑的日冕限于纬度$>57°$。傅立叶分析表明，少量的旋转加宽是目前一致的电晕主要限制在两极，并排除模型与表面旋转加宽或更大。这些结果提供了直接的光谱证据，表明快速旋转的活跃恒星上的主导日冕活动与光球多普勒图像中常见的暗极点有关，并支持这些点具有形成闭合环的混合磁极性的模型。
2015-01-23 astro-ph.SR
Slingshot prominences: coronal structure, mass loss and spin down
恒星日冕磁场的结构是一个基本的性质，它控制着来自热日冕气体的高能发射以及恒星风中质量和角动量的损失。然而，这是极难衡量的。我们报告了一种新的方法来跟踪这种结构的快速旋转的年轻对流星，使用被困在日冕场线作为标记的冷气体。这种气体形成“弹弓散射”，在H- $α$中表现为瞬态吸收特征。通过使用不同的方法外推这个领域的表面测量，我们确定的日珥支持的位置，并产生合成的H- $α$堆叠光谱。势场外推产生的吸收特征与观察到的吸收特征匹配良好，而非势场的吸收特征则不匹配。在自转轴和磁轴对齐的系统中，最多有$50\%$的日珥质量可能会经过恒星，从而产生可观测的特征。在非常高的倾斜系统中，这个分数可能低至$~2\%$。抛射的双折射带走质量和角动量的速率相差两个数量级，但可能接近恒星风带走的速率。
2019-11-11 astro-ph.SR
Origin of radio-quiet coronal mass ejections in flare stars
II型射电爆发在太阳中被观测到，与许多日冕物质抛射（CME's）有关。鉴于这种关联，人们期望，通过从太阳耀斑到在M矮星上观测到的耀斑的比例，类似于太阳II型爆发的无线电发射应该与M矮星耀斑有关。然而，几项调查显示，这一期望似乎并未实现。在这里，我们假设，存在较大的全球磁场强度低质量的恒星，建议最近的磁对流模型，引起这样大的阿尔芬速度在日冕中，它变得难以满足的条件下产生的II型射电暴。因此，CME在耀斑星的日冕/风中传播，就II型爆发而言，预计是“无线电安静”的。鉴于此，我们建议，在II型爆发的背景下，从太阳耀斑到恒星耀斑的缩放是有限的有效性。
2019-02-02 astro-ph.SR
The Coronal Structure of AB Doradus
我们进行了一个数值模拟的日冕的年轻，快速旋转的K0矮AB Doradus使用全球MHD模型。该模型由使用塞曼多普勒成像构建的径向磁场的表面图驱动。我们发现，恒星日冕的全球结构是由强烈的方位角纠缠的磁场由于快速旋转。MHD的解决方案使我们能够计算现实的阿尔文面，因此，我们可以估计恒星的质量损失率和角动量损失率，而不进行过度的理论简化。我们考虑三种情况下，参数化的基础密度的电晕，跨越系统的可能的解决方案的范围。我们发现，总的来说，质量和角动量损失率高于太阳的情况下，质量损失率高10至500倍，和角动量损失率可以高达$3\times{10}^4$高于今天的太阳值。我们的模拟表明，该模型可以用来约束恒星系统的宽参数空间。它还表明，MHD方法可以提供更多的信息，物理系统比常用的位场外推。
2010-07-25 astro-ph.SR
Constraining a Model of Turbulent Coronal Heating for AU Microscopii with X-Ray, Radio, and Millimeter Observations
许多低质量的前主序星表现出强烈的磁活动和日冕X射线发射。即使在原始的吸积盘被清除之后，恒星的高能辐射仍然继续影响着尘埃、微行星和大行星的形成和演化。因此，具有碎片盘的年轻恒星是研究非吸积驱动的日冕最早阶段的理想环境。在本文中，我们模拟的日冕AU Mic，附近的活动M矮星的边缘上的碎片盘。我们应用一个自洽模型的日冕环加热，来自太阳场线缠结和磁流体动力学湍流的数值模拟。我们还合成了模拟恒星的X射线光度和热射电/毫米波连续辐射。AU Mic的一组现实的参数选择产生与所有现有测量和上限一致的模拟观测。因此，这个日冕模型代表了最近发现的ALMA中心发射峰的另一种解释，该峰被认为是恒星3 AU内的内部“小行星带”的结果。然而，也有可能中心1.3毫米的峰值是由活跃的日冕发射和明亮的内部尘埃碎片源共同造成的。对该源的空间范围和毫米波和无线电波长的光谱能量分布的额外观测将更好地约束所提出机制的相对贡献。
2013-06-19 astro-ph.SR
A Theoretical Model of X-ray Jets from Young Stellar Objects
有一个子类的X射线喷流来自年轻的恒星物体，它们被加热到非常接近喷流的脚点，特别是DG Tau喷流。以前的模型将强烈的加热归因于射流中的冲击。然而，在足点局部加热的机制仍然令人费解。我们提出了一个不同的模型，这样的X射线喷流，其中磁盘的气氛是磁加热。我们的盘状日冕模型是基于所谓的太阳日冕纳米耀斑模型。我们发现，即使盘中的平均场强中等偏弱（> 1 G），盘附近的磁加热也会导致形成温度> 10^6 K的热日冕。我们通过考虑加热和冷却之间的能量平衡来确定射流底部的密度和温度。导出了质量损失率与射流终极速度的标度关系。我们的模型被应用到DG头喷气机。在圆盘磁场强度为~20 G，加热区<0. 1 au的情况下，观测到的温度和估算的质量损失率与我们模型的预测一致。推导出的X射线射流温度的标度关系可以作为估算磁场强度的有用工具。另外，我们还发现，射流X射线可以对盘表面附近的电离度和死区尺寸产生显著的影响。
2017-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-ray Properties of Low-Mass Pre-Main Sequence Stars in the Orion Trapezium Cluster
钱德拉高能透射光栅（HETG）猎户座遗产项目（HOLP）是第一个对非常年轻的大质量星团进行全面观测的项目，它提供了非常年轻恒星在宽质量范围（0.7 - 2.3 Msun）的高分辨率X射线光谱。在本文中，我们专注于六个最明亮的X射线源与金牛座T恒星对应的是在光学和红外波长的特点。所有的恒星都显示出明显小于消光的柱密度，这表明这些源位于星团相对于观测者的近侧，并且这些恒星嵌入在更多的尘埃环境中。恒星的X射线光度远高于$10^{31}$ erg/s，在某些情况下，在相当长的时间内超过$10^{32}$ erg/s。在这些观测中，恒星没有显示出耀斑，但一直很亮。该谱与10 MK和40 MK两种温度的等离子体成分都能很好地拟合，其中后者占主导地位的流量比平均为6：1。总EM范围在3 - 8 $\times10^{54}$ cm $^{-3}$之间，与活动日冕源相当。在类氦K壳层线中的禁止线与组合线之比的限制表明，我们观察到电子密度低于$10^{12}$ cm $^{-3}$的主要光学薄等离子体。观测到的丰度与活跃的日冕源相当，这是这些源的日冕性质的基础。在这个0.6至2.3 Msun的经典金牛座T星样本的表面通量显示，日冕活动和可能的日冕环的大小显着增加年龄0.1至10百万年。
2015-03-15 astro-ph.SR
Constraining the Physical Properties of Stellar Coronal Mass Ejections with Coronal Dimming: Application to Far Ultraviolet Data of $ε$ Eridani
日冕物质抛射（CME）是太阳系空间天气的重要贡献者，可能影响了太阳早期的角动量演化。日冕物质抛射的一个信号诊断是日冕变暗：日冕发射的下降，与日冕物质抛射的质量有关，这是从日冕中去除发射等离子体的直接结果。我们提出的结果的Fe XII 1349 A和Fe XXI 1354 A的发射从$ε$ Eridani（$ε$ Eri），一个年轻的K2矮星，档案远紫外观测哈勃太空望远镜的宇宙起源光谱仪的冠状调光分析。在2015年2月的耀斑之后，$ε$ Eri的Fe XXI排放量下降了$81\pm5$ %。虽然很诱人，但耀斑前3.8分钟的观测结果表明，Fe XXI的衰减可能是一个更早的、看不见的耀斑的衰变。在三个显著的耀斑之后，每一个耀斑的暗化未检测限制了喷射出的Fe XII发射（1 MK）等离子体的可能质量小于几个$\times10^{15}$ g。这意味着在$ε$ Eri上每天喷射如此多或更多1 MK血浆的CME发生不到几次。在太阳上，$10^{15}$ g CME每隔几天发生一次。对于$ε$ Eri，由于CME喷射的1 MK等离子体造成的质量损失率可能是$<0.6$ $\dot{M}_\odot$，远低于恒星估计的30 $\dot{M}_\odot$质量损失率（风+CME）。我们为这些质量估计开发的数量级形式主义可以广泛应用于任何恒星的日冕变暗观测。
2022-07-13 astro-ph.SR
Modeling a Carrington-scale Stellar Superflare and Coronal Mass Ejection from $κ^{1}Cet$
开普勒任务的观测揭示了年轻和活跃的类太阳恒星上频繁的超级耀斑。超级耀斑是恒星磁场大规模重组的结果，与日冕物质喷发（日冕物质抛射，或CME）和能量释放有关，其数量级可能比最大的太阳耀斑中观察到的要大。这些灾难性事件如果频繁发生，可能会通过大气侵蚀或表面的强烈辐射暴露，严重影响类地系外行星的潜在可居住性。我们目前的结果，旨在了解如何从一个年轻的太阳型恒星，$κ^{1}Cet$爆发超级耀斑的数值模拟，可能会发生，并会影响其天体环境。我们的数据启发，三维磁流体动力学建模表明，全球规模的剪切集中在径向场极性反转线附近，可以为闭场恒星日冕提供足够的能量，为全球爆发的超级耀斑提供动力，释放出与1859年卡林顿事件相同的能量。我们研究了耀斑期间合成排放的代理措施，并估计了CME驱动冲击的观测特征，这两者都可能对任何类地系外行星的可居住性产生极端的空间天气影响。我们还推测，1986年观测到的来自$κ^{1}Cet$的罗宾逊-波普超级耀斑对该恒星的影响可能与卡林顿耀斑对太阳的影响一样极端。
2019-07-30 astro-ph.SR physics.space-ph
On the origins of coronal Alfvénic waves
本研究利用DKIST Cryo-NIRSP高分辨率观测分析日冕阿尔文波功率谱，结合物理模型表明其主要源于光球对流激发，并受反射、部分电离耗散及p模转换等机制调控。
2025-05-13 astro-ph.SR
A Scenario for Origin of Global 4 mHz Oscillations in Solar Corona
本文通过球对称太阳大气模型模拟发现日冕中约4 mHz振荡源于过渡区p模在共振腔中的放大，并指出质量上流可能为日珥提供物质。
2025-01-06 astro-ph.SR
ALMA survey of Class II protoplanetary disks in Corona Australis: a young region with low disk masses
近年来，ALMA对一些年轻恒星形成区的星盘种群进行了观测。了解行星盘的性质及其与中心恒星的相关性对于理解行星形成至关重要。特别是，已经观察到随着该区域的年龄，平均测量的磁盘尘埃质量减少。我们进行了高灵敏度连续ALMA观测43 II类年轻恒星的天体在CrA在1.3毫米（230 GHz）。典型的空间分辨率为0.3”。连续通量被用来估计尘埃盘的质量，和生存分析进行估计的平均尘埃质量。我们还获得了我们样本中12个物体的新VLT/X-Shooter光谱。检测到24个磁盘，并对未检测到的平均灰尘质量进行了严格的限制。考虑到上限，CrA的平均星盘质量为$6\pm3\,\rm M_\oplus$，明显低于其他年轻（1-3百万年）恒星形成区（如狼疮）的星盘质量，似乎与5- 1千万年前的上天蝎座一致。然而，我们样本中恒星在HR图上的位置似乎证实了CrA的年龄与狼疮相似。无论是外部光蒸发还是低于通常的恒星质量分布都不能解释低的盘质量。另一方面，如果磁盘很小，则可以解释低质量磁盘人口，如果母云具有低温度或固有角动量，或者如果云的角动量被某些物理机制（如磁制动）消除，则可能发生这种情况。为了充分解释和理解原行星盘的尘埃质量分布及其演化，可能还需要考虑恒星和盘形成过程的初始条件，这些条件可能因地区而异，并影响行星形成。
2019-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
