Kepler Flares I. Active and Inactive M dwarfs
我们分析了开普勒短节奏M矮星观测。ARC 3.5米望远镜的光谱识别出了磁活跃（H $α$）恒星。活跃的恒星是中M光谱类型，有许多耀斑，和明确的旋转调制由于星点。不活跃的恒星是早期M型，表现出较少的星点特征，有较少的耀斑。开普勒到U波段的能量标度可以将开普勒耀斑的频率分布与以前的地面数据进行比较。M矮星的耀斑频率和能量范围很大，模糊了仅由H $α$的存在来区分活跃恒星和不活跃恒星的区别。我们分析了GJ 1243上的经典和复杂（多峰）耀斑，发现耀斑能量，振幅，持续时间和衰减时间之间有很强的相关性，只有一个弱的依赖上升时间。复杂的耀斑持续时间更长，在相同的振幅下有更高的能量，更高能量的耀斑更有可能是复杂的。幂律拟合耀斑的能量分布与log $E_{K_p} >$ 31尔格，但预测的低能量耀斑的数量远远超过观察到的数量，在能量耀斑仍然很容易检测到，表明幂律分布可能在低能量平坦。耀斑的发生和能量与星斑相位没有相关性;耀斑的等待时间分布与耀斑在时间上的随机发生一致;连续耀斑的能量不相关。这些观测结果支持这样一种假设，即恒星表面上许多独立的活动区域对观测到的耀斑速率有贡献。
2014-10-28 astro-ph.SR
Kepler Flares II: The Temporal Morphology of White-Light Flares on GJ 1243
我们提出了有史以来最大的样本的耀斑编译为一个单一的M矮星，活跃的M4恒星GJ 1243。在开普勒望远镜11个月的1分钟节奏数据中，发现了6100多个单独的耀斑事件，能量范围从$10^{29}$到$10^{33}$ erg。此示例因其完整性和动态范围而独一无二。我们已经开发了自动化工具，用于在短节奏开普勒光变曲线中寻找耀斑，并通过肉眼对样品进行了广泛的验证和分类。从这个原始的耀斑样本中，我们生成了一个中值耀斑模板。这个模板显示，在白光耀斑衰减过程中存在两个指数冷却阶段，为耀斑物理模型提供了基本约束。模板也被用来作为一个基函数分解复杂的多峰耀斑，使我们能够研究这些事件的能量分布。只有少数耀斑事件与我们的模板不太匹配。我们发现，复杂的，多峰耀斑发生在超过80%的耀斑持续时间为50分钟或更长。10分钟及更长时间的事件的耀斑持续时间的基本分布似乎遵循一个破碎的幂律。我们的研究结果支持这样的想法，交感耀斑可能是负责一些复杂的耀斑事件。
2014-11-13 astro-ph.SR
The Shape of M Dwarf Flares in Kepler Light Curves
来自开普勒的超精确的光变曲线为确定恒星耀斑的速率和统计特性提供了最好的机会。根据对活跃的M4矮星GJ 1243的11个月的数据，我们已经建立了单颗恒星最大的耀斑目录：超过6100个事件。结合885个最原始的耀斑，我们生成了一个经验性的白光耀斑模板。这个高保真度的模板显示了一个快速的初始上升，和两个不同的指数冷却阶段。这个模板在约束耀斑能量和改进许多勘测中的耀斑探测方面是有用的。在这个样本中，复杂的多峰事件在更高能量的耀斑中更常见。使用我们的耀斑模板，我们描述了复杂事件的结构。在这个贡献的演讲中，我介绍了我们对GJ 1243的精品研究的结果，并描述了对复杂耀斑结构及其与太阳事件的联系的扩展调查。
2015-10-19 astro-ph.SR
Kepler data on KIC 7341653, a nearby M dwarf with monster flares and a phase-coherent variability
KIC 7341653是开普勒主要任务中观察到的几颗晚型M矮星之一，具有特殊的红外颜色，将它们置于可疑的年轻恒星物体（YSO）范围内。它可能与一个强大的X射线发射器和X射线耀斑有关。开普勒光变曲线揭示了两种不同类型的活动：频繁的耀斑持续时间从不到30分钟到几个小时，以及周期为0.5463441（7）d的周期性变化。探测到的最大耀斑使开普勒通带中的通量增加了2.8倍，并在开普勒带中释放了估计为4 $\times10^{34}$尔格的能量。分段周期图分析表明，周期变化的幅度受到长期变化，从峰值约20 ppt下降到任务结束时的5 ppt以下，而相位周期性变化，幅度为0.15弧度，周期为362（3）d。两种可能的解释的相位周期性进行了讨论：迁移的长寿光球点和多普勒频移产生的太阳质量暗淡的同伴，如白矮星。
2017-07-03 astro-ph.SR
Flare Activity of Wide Binary Stars with Kepler
我们提出了一个宽双星耀斑活动的分析，结合使用的增值数据集从美国宇航局开普勒任务。目标列表包含了一组先前发现的宽双星系统，这些双星系统是通过开普勒磁场中的自行来识别的。我们将这些系统与开普勒视野中$\sim$ 20万颗恒星的耀斑活动估计值进行了交叉匹配，使我们能够比较同时代双星中恒星之间的相对耀斑光度。从开普勒领域的184个以前已知的宽双星的样本中，我们发现58个可检测的耀斑活动，至少有一个组件，其中33个是类似的质量（q $>$ 0.8）。在这33颗等质量双星中，大多数都显示出类似的（$\pm 1$ dex）耀斑光度，就像预期的一样，对于相同质量和年龄的恒星。然而，我们发现了两个等质量的对，其中次级（低质量）恒星比它的对应物更活跃，还有两个等质量的对，其中主星更活跃。恒星自转周期对于耀斑活动增强的恒星来说也非常快。质量上有差异的旋转和活动对似乎有较低的质量比。这些异常值可能是由于潮汐自转造成的，这表明这些宽二进制可能是分层的三重系统。此外，我们提出了高分辨率的自适应光学图像两个广泛的二元系统来测试这一假设。人口统计的恒星旋转和恒星之间的磁活动在宽联星可能是有用的指标，辨别这些系统的形成方案。
2017-12-12 astro-ph.SR
White-light flares on cool stars in the Kepler Quarter 1 Data
我们提出了在开普勒1季度长节奏数据中寻找~ 23，000个冷矮星上白光耀斑的结果。我们已经确定了373颗闪耀的恒星，其中一些在观测期间多次闪耀。我们计算相对耀斑能量，耀斑速率和持续时间，并比较这些与我们的样品的静态光度变化。我们发现，M矮星往往耀斑更频繁，但持续时间短于K矮星，他们发出更多的能量相对于他们的静态光度在一个给定的耀斑比K矮星。在静止期光度变化更大的恒星在耀斑期间倾向于发射相对更多的能量，但变化与耀斑频率只有微弱的相关性。我们估计我们的样本的耀斑星的距离，并发现耀斑分数同意与其他观测耀斑统计的恒星在300 PC以上的银道面。这些观测提供了一个更全面的恒星耀斑的采样恒星，没有预先选择他们的活动，并为了解这些耀斑对行星可居住性的影响提供了信息。
2010-10-20 astro-ph.SR
KIC 2852961 -- a superflaring red monster in the Kepler field
巨星上的超级耀斑的能量比高能太阳耀斑高出10万倍。然而，人们对放大太阳能发电机是否能解释这样的星等差异存在争议。我们研究了晚型斑巨星KIC 2852961的耀斑活动。我们寻找耀斑的开普勒Q 0-Q17数据集的自动化技术与目视检查。分析了耀斑发生率和耀斑能量，并与具有相似耀斑活动的不同目标在不同能级的耀斑统计数据进行了比较。我们发现KIC 2852961的耀斑能量分布与太阳型恒星上的超耀斑能量分布并不一致。此外，我们认为，在KIC 2852961的情况下，现场活动应该有一个重要的作用，在产生这样的超级耀斑。
2021-01-13 astro-ph.SR
Activity Analyses for Solar-type Stars Observed with Kepler. II. Magnetic Feature Versus Flare Activity
太阳型恒星的光变曲线既有周期性波动，又有耀斑尖峰。这种渐变的周期性波动被解释为恒星表面磁特征的旋转调制，并被用来推断磁特征的活动特性。光变曲线中的耀斑尖峰被用来导出耀斑活动特性。本文分析了开普勒空间望远镜观测到的三颗太阳型恒星（KIC 6034120、KIC 3118883和KIC 10528093）的光变曲线数据，研究了它们的磁特征活动与耀斑活动的关系。分析表明：（1）磁特征活动和耀斑活动都表现出与太阳相同的长期变化;（2）磁特征活动和耀斑活动的长期变化与太阳不同，二者不同步;（3）对KIC 6034120星的分析表明，磁特征活动和耀斑活动的长期变化具有相似的周期长度。我们的分析和结果表明，占主导地位的旋转调制和耀斑的磁功能可能有不同的源区，虽然它们可能会受到通过相同的发电机过程产生的磁场。
2018-05-06 astro-ph.SR
White-Light Flares on Close Binaries Observed with Kepler
本文根据开普勒望远镜的观测资料，对1049颗密近双星的白光耀斑进行了研究。我们确定了234个耀斑双星，其中6818耀斑检测。我们比较了不同的二进制形态（“分离”）的耀斑的二进制部分。结果表明，在过接触双星和椭球双星系统中，相对于分离双星和半分离双星系统，它们的相对质量分数大约低10- 20%。本文计算了所有耀斑双星的耀斑活动水平（AL），并讨论了它沿轨道周期（P_orb）和自转周期（P_rot，仅对分离双星计算）的变化。我们发现，AL随P_orb或P_rot的减小而增大，在P_orb接近3天或P_rot接近1.5天时达到临界值，此后，无论恒星自转多快，AL都开始减小。本文研究了两个观测到大量耀斑的食双星的耀斑速率与轨道相位的关系。这两个双星的耀斑速率与轨道相位之间似乎没有相关性。相反，当我们在20个无食椭球双星上研究203个耀斑时，振幅加权耀斑数的双峰分布出现在轨道相位0.25和0.75处。这种变化可能大于横截面修改所预期的变化。
2016-02-25 astro-ph.SR
The flare catalog and the flare activity in the Kepler mission
我们提出了一个耀斑目录的{ \it开普勒}任务使用长节奏的数据发布25。这个星表包括3420颗耀斑星和162,262次耀斑事件。比较表明，以往研究的耀斑星表受到各种假阳性信号和伪影的严重污染。耀斑星的发生率随温度的降低而增加，这与理论分析相一致。F-型星到M-型星的耀斑频率分布与$α\sim 2$之间服从幂律关系，表明它们具有相同的耀斑产生机制。FFD在A型耀斑星上的显著发生率和偏离，暗示它们以不同的方式产生耀斑。在低温波段，活度-旋光度关系与前人的研究结果一致，但随着温度的升高，活度-旋光度关系变得分散。结合陀螺年代学，我们发现色散是两个不同发电机的恒星混合引起的。因此，我们提出了一个方案，了解活动-旋转关系的H-R图。基于场景和发电机的活动和旋转的对应关系，我们建议一个新的表达式的活动-旋转关系，其中的分割是基于发电机，而不是旋转周期。耀斑星的自转分布表明，约有70%的耀斑星自转速率大于10天，30天的速率接近95%。根据耀斑星的入射角和自转分布，我们估计太阳上至少每5500年发生一次能量为$\sim 10^{34}$ erg的超级耀斑。
2019-03-04 astro-ph.SR
Statistical Properties of Quasi-Periodic Pulsations in White-Light Flares Observed With Kepler
本文对开普勒观测到的白光恒星耀斑衰变阶段的准周期脉动进行了研究。在使用自动搜索的短节奏数据中检测到的216颗不同恒星上的1439个耀斑中，发现56个耀斑在光变曲线中具有明显的QPP特征，其中11个具有稳定的衰减振荡。QPP周期与恒星温度、半径、自转周期和表面引力之间没有相关性，表明QPP与恒星整体参数无关。因此，它们很可能是当地环境中发生的过程的结果。QPP周期和耀斑能量之间也没有显着的相关性，但是有证据表明，高斯阻尼情况下，QPP周期与QPP衰减时间成比例，但对于指数阻尼情况，没有达到显着的程度。太阳上的MHD振荡也观察到了同样的标度，这表明它们可能是这些耀斑中QPP的原因。耀斑能量的标度律也进行了研究，支持以前的报告的耀斑能量和恒星温度/半径之间的强相关性。耀斑能量与恒星表面重力之间存在负相关关系。
2016-04-11 astro-ph.SR
Properties of Kepler Stars with the Most Powerful Flares
我们分析了晚型恒星的物理特征，其中开普勒任务登记的超级耀斑。我们使用2017年发布的开普勒档案中修订的恒星基本参数，即有效温度Teff和表面重力加速度log g，与Balona（2015）基于2011年发布的先前研究相比。在超级耀斑恒星中，既有单个天体，也有食双星。我们选取了耀斑能量为$> 10^{35}$ erg的最强耀斑的晚型星（Teff $< 6500$ K），并考虑了它们在（Teff - log g）图中的位置。双星和单星的两个组成部分似乎大多位于主序星和次巨星分支之间，因此与太阳相比，它们的半径更大。此外，通常这些单星是快速旋转的，可以被认为是年轻的天体，很难归因于“太阳型恒星”。这些恒星的极高耀斑能量需要相当强的磁场，即使由于太阳发电机的缩放也无法产生。显然，为了解释所考虑的恒星上最强的非定常现象，吸引可以在这些物体中实现的发电机机制的另一种机制是值得的。
2018-12-22 astro-ph.SR
Stellar Superflares Observed Simultaneously with Kepler and XMM-Newton
太阳耀斑和恒星耀斑都是强大的事件，它们会在整个电磁波谱中产生强烈的辐射。多波长观测对于理解耀斑的性质非常重要，因为不同的耀斑相关过程在不同的光谱范围内显示出来。为了研究恒星耀斑中热过程和非热过程之间的相关性，我们检索了Kepler数据库（光学观测）和XMM-牛顿（软X射线）用于同时用这两种仪器观测到的耀斑;九个不同的耀斑（能量超过$10^{33}$ erg）分析和比较了光学和X射线谱段的耀斑参数;我们还将所得结果与类似的太阳耀斑观测结果作了比较。大多数被研究的恒星耀斑在光学范围内释放的能量比X射线更多。在一个耀斑中，X射线辐射占主导地位，这可能是由高能电子的软光谱或由该耀斑的近边缘位置引起的。X射线耀斑通常相对于光学耀斑延迟且较短，这与Neupert效应部分一致。利用基于磁重联理论的标度律，我们估计了恒星活动区的特征磁场强度和活动区的大小，分别约为$25-70$ G和$250\,000-500\,000$ km。观测到的恒星超级耀斑似乎是太阳耀斑的放大版本，具有类似的基本机制和几乎相同的特征磁场值，但活动区域的大小要大得多。
2021-03-19 astro-ph.SR
Kepler Flares III: Stellar Activity on GJ 1245 A and B
我们提出了耀斑的发生率和星点的演化GJ 1245 A和B，两个活跃的M5恒星，基于9个月的开普勒短节奏的观测，和4年的几乎连续的长节奏的观测。A分量与B分量相隔7角秒，由于开普勒的4角秒/像素的大底片尺度，恒星在开普勒管道处理中无法分辨。分析目标像素数据，我们使用PyKE像素响应函数建模程序生成了A和B分量的单独光变曲线，并注意到CCD饱和和非线性响应对高能耀斑的影响。在我们的样本中，GJ 1245 A和B分别表现出平均每天3.0和2.6个耀斑。我们引入了一个新的度量，$L_{fl}/L_{\mathrm{Kp}}$，比较恒星之间的耀斑速率，并在GJ 1245 A和B的背景下讨论这一点。这两颗恒星都表现出在长时间尺度上演化的星点特征，旋转较慢的B分量显示出差异旋转的证据。有趣的是，在四年的观测中，A分量和B分量的光心之间的角间距减小，这与A分量的光心位置的移动是一致的，这是由于它看不见的M8伴星（GJ 1245 C）的轨道造成的，它的亮度比M8伴星低$\sim$ 94%。其中最详细的测光研究充分对流M矮星在一个多系统中，这些结果提供了一个重要的约束恒星年龄旋转活动模型。
2014-12-18 astro-ph.SR
Constraints on Stellar Flare Energy Ratios in the NUV and Optical From a Multiwavelength Study of GALEX and Kepler Flare Stars
我们提出了一个多波长的恒星耀斑的研究主要是G型恒星使用重叠的时域调查在近紫外（NUV）和光学制度。NUV（GALEX）和光学（Kepler）波长域对于理解恒星耀斑的能量分馏和约束行星大气上的相关入射辐射是重要的。我们跟踪Brasseur等人2019年提出的NUV耀斑探测，使用重合的开普勒长（1557个耀斑）和短（2个耀斑）节奏光曲线。我们没有发现在这些时候的光学耀斑的证据，并把两个波段之间的耀斑能量比的限制。我们发现，能量比与GALEX带能量相关，并且在Kepler带耀斑能量上限与NUV耀斑能量之比的范围内扩展了大约三个数量级。这两个耀斑的开普勒短节奏数据表明，真正的开普勒带能量可能远低于长节奏的上限。出现了类似的趋势，为散装耀斑能量特性的非同时观察到的耀斑在同一颗恒星。我们提供了更新的模型来描述耀斑光谱能量分布从NUV通过光学包括连续谱和发射线，以改善后的黑体模型。观测到的能量比的范围比这些模型所包含的要大得多，这表明新的物理学正在发挥作用。这些结果要求更好地理解NUV耀斑物理学，并提供了一个关于仅使用光学耀斑测量来推断近距离行星的紫外线照射的警示故事。
2022-12-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Short Duration Stellar Flares in GALEX Data
我们报告人口的短期近紫外线（NUV）耀斑的开普勒和GALEX任务观察到的恒星。我们分析了GALEX（NUV）和开普勒（光学）太空任务在2009-2013年间观测到的34，276颗恒星的NUV光变曲线，最终目标是研究多波长耀斑。根据GALEX数据，我们构建了10秒节奏的光变曲线，最终在1,021颗恒星上检测到1,904个短持续时间的耀斑。绝大多数（94.5%）的耀斑持续时间小于5分钟，耀斑通量增强高于静态通量水平，范围从1.5到1700。耀斑恒星主要是类太阳恒星，T $_{\rm eff}$在3000 - 11000 K之间，半径在0.5-15 R $_{\odot}$之间。这组闪耀的恒星几乎完全不同于以前开普勒数据的耀斑调查，并表明开普勒样本中包含以前未检测到的小耀斑。耀斑能量范围为1.8 $\times$ 10 $^{32}$-8.9 $\times$ 10 $^{37}$ erg，相关相对误差为2-87\%。耀斑频率分布的能量遵循幂律指数$α=1.72\pm0.05$，与其他太阳和恒星耀斑的研究结果在一定范围内的波长。这支持了这样一种观点，即我们观察到的NUV耀斑受到太阳耀斑和光学耀斑中存在的相同物理过程的控制。耀斑持续时间和相关的耀斑能量之间的关系扩展了太阳和恒星白光耀斑的结果，并表明这些耀斑起源于磁场强度为几百高斯，长度尺度为10 $^{10}$ cm的区域。
2019-08-22 astro-ph.SR
Activity and rotation of the X-ray emitting Kepler stars
晚型恒星的磁活动和自转之间的关系提供了恒星发电机和角动量演化的基本信息。轮换/活动的研究发现，在文献中遭受不均匀的活动指数和轮换期间的措施。我们通过对XMM-牛顿和开普勒观测到的晚型主序星的X射线发射研究克服了这一局限性。我们从开普勒光变曲线的光度变化来测量自转周期。作为活动指标，我们采用X射线光度，白光耀斑的数量频率，旋转光度调制的幅度，和开普勒光变曲线的标准偏差。在EXTraS（Exploring the X射线Transient and Variable Sky）FP-7项目提供的光变曲线中搜索X射线耀斑使我们能够识别同时发生的X射线和白光耀斑。仔细选择开普勒视场中的X射线源，得到102颗主序星，光谱类型从A到M。我们发现了74颗发射X射线的主序星的自转周期，其中22颗在以前的文献中没有周期的报道。在X射线活动/旋转的关系，我们看到的证据，传统的区别饱和和相关的部分，后者提出了一个持续下降的活动向较慢的旋转。对于光学活性指示剂，转变是突然的，并且位于~ 10 d的周期处，但是由于X射线选择，该样品偏向于快速旋转体，因此只能在边缘探测。我们观察到7个真正的X射线耀斑与白光对应的证据，同时开普勒数据。我们得到一个X射线耀斑频率为~ 0.15 d^{-1}，与从更长的开普勒时间序列中获得的光学耀斑频率一致。
2019-06-16 astro-ph.SR
Correcting Stellar Flare Frequency Distributions Detected by TESS and Kepler
行星的可居住性与恒星活动密切相关，主要是耀斑的频率和耀斑能量的分布。Kepler和TESS通过精确的时间域光度数据发现了许多耀斑星，并统计研究了不同类型恒星上耀斑的频率和能量分布。然而，从不同的任务（如开普勒和TESS）检测到的耀斑事件的完整性和观测偏差有很大的差异。我们采用了一种基于Kepler和TESS光变曲线的统一的耀斑数据处理和探测方法。然后，我们在每个耀斑事件的每个恒星的原始光变曲线进行注入和恢复测试，以校正耀斑的完整性和能量。从Kepler和TESS中选取了三个耀斑星样本，自转周期为1 ~ $\sim$ 5天。采用热黑体假设，结果表明，经过修正后，同一恒星在Kepler和TESS波段的累积耀斑频率分布趋于一致，揭示了更自然的耀斑频率和能量分布。我们的结果还扩展了低能极限的累积FFD拟合$10^{31.5-33}$尔格上不同类型的恒星。对于太阳型恒星，累积FFD的平均功率律指数（$α_{\rm cum}$）为$-0.84$，表明低能耀斑对总耀斑能量的贡献较小。由于$α_{\rm cum}$和$T_{\rm eff}$之间存在分段相关性，从M2到K1恒星，$α_{\rm cum}$首先随$T_{\rm eff}$升高，然后在温度高于K1的恒星上略有降低。
2023-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Towards the true number of flaring giant stars in the Kepler field. Are there flaring specialities associated with the giant nature?
我们的目标是给出一个可靠的估计的数量在开普勒领域的耀斑巨星。通过分析这些恒星的耀斑活动，我们探讨了它们的耀斑统计和释放的耀斑能量。本文还研究了振荡在抑制磁活动中的作用。在一个闪耀巨星的样本上，我们寻找可能与巨星性质有关的闪耀特性。我们搜索耀斑使用完整的K1数据样本的706颗恒星从两个清单中发现的文献中的耀斑巨星。最后，我们确认只有61颗恒星是燃烧的巨星。在这61颗闪耀巨星中，我们只发现了6颗也显示出振荡;我们认为，61颗闪耀巨星中的很大一部分是光谱双星的成员，这些双星已经被证明是11颗。进行测试，以纠正在低耀斑能量的子样本的19个进一步研究，经常燃烧的恒星的检测偏差。对这19颗恒星的耀斑能量分布和耀斑频率图（FFD）的构建。在巨星上探测到的耀斑数量与自转周期的相关性很弱。这61颗已确认的巨星只占开普勒数据库中整个巨星总数的0.3%，而之前的估计要高出一个数量级。恒星的性质和耀斑特征之间没有很强的相关性。这些燃烧着的特殊物种的广泛规模与巨大的自然界几乎没有关系，如果有的话。这一点，以及观测到的耀斑持续时间与耀斑能量相关的发现，无论耀斑的能级和恒星光度等级如何，都表明耀斑恒星中存在共同的背景物理，或者换句话说，背后存在一般的尺度效应。
2021-01-09 astro-ph.SR
Imaging starspot evolution on Kepler target KIC 5110407 using light curve inversion
开普勒的目标KIC 5110407是一颗K型恒星，显示出强烈的准周期光变曲线波动，可能是由恒星表面上以3.4693天为周期旋转的斑点的形成和衰变引起的。使用已建立的光变曲线反演算法，我们研究了开普勒空间望远镜光变曲线的基础上，在一个为期两年（与.25年的差距）的表面特征的演变。在几乎所有的时期，我们检测到至少一个大的斑点组的表面上造成1-10%的开普勒通带中的通量调制。通过在一系列推断的纬度上识别和跟踪斑点群，我们测量到的表面差异旋转比太阳小得多。我们还研究了在观测期间发生的17次恒星耀斑与每次耀斑发生时主要表面斑点的方向之间的相关性。除了可能非常明亮的耀斑外，没有发现显著的相关性，这表明大多数耀斑与没有斑点或斑点太小以至于无法使用我们的重建技术清楚地辨别的区域有关。虽然我们可能会在我们目前的数据集中看到斑点特征和耀斑统计数据长期变化的迹象，但需要更长的观测基线来检测KIC 5110407中磁周期的存在。
2013-02-25 astro-ph.SR
Kepler-411 star activity: connection between starspots and superflares
恒星的磁场活动，就像太阳一样，以恒星表面的耀斑和斑点的形式表现出来。在太阳的情况下，最大的耀斑起源于大的活动区域。在这项工作中，我们提出了恒星开普勒-411的活动的研究，包括从行星凌日点建模。我们的目标是寻找恒星黑子面积与这颗恒星产生的超级耀斑能量之间的联系。开普勒-411是一颗K2 V型恒星，平均自转周期为10.52天，半径为0.79 $R_{\odot}$，质量为0.83 $M_{\odot} $，被开普勒卫星观测了约600天。通过凌日测绘可以确定198个星点的特征，并估计其半径和温度。Kepler-411星点的平均半径为$(17 \pm 7)\times 10^3$ km，平均温度为$3800 \pm 700$ K。通过观测开普勒-411的光变曲线，可以识别出65个超级耀斑。观测到的超耀斑持续时间为8 ~ 260 min，能量为$10^{33} - 10^{35}$尔格。开普勒-411上的耀斑频率分布的幂律指数作为能量的函数为（-2.04 $\pm$ 0.13）。当考虑到每16至35天的平均值时，发现恒星黑子的面积与超级耀斑的能量之间存在正相关关系，其中最高的相关性发生在每21天的平均值上。这个时间可能与开普勒-411斑点的寿命有关。
2021-11-09 astro-ph.SR
LAMOST Observations of Flaring M Dwarfs in the Kepler Field
本文将早期型M_0-M_3矮星的LAMOST光谱样品与开普勒观测作了比较。发现$H_α$中色球辐射较强的M矮星一般都有较大的耀斑活动。由Kepler测量得到的自转周期与耀斑的大小、幂律分布指数和$H_α$辐射的等效宽度有密切的关系。一个明显的趋势存在较高的磁活动被检测到在更快的旋转M矮星（旋转周期$<$ 20天）。
2016-10-14 astro-ph.SR
Main-sequence star super-flares based on entire Kepler data
本研究利用完整 Kepler 长采样数据和自动化脚本检测 A–M 型主序星超级耀发，统计其发生率与能量幂律，并验证 G 型结果与既有研究一致。
2023-06-07 astro-ph.SR
Finding flares in Kepler and TESS data with recurrent deep neural networks
恒星耀斑是磁活动的一个重要方面-无论是对于恒星演化还是环绕恒星的可居住性观点-但自动准确地找到它们仍然是天文学大数据时代研究人员的挑战。我们提出了一个实验，使用深度神经网络检测星载光度数据中的耀斑。使用一组人工数据和真实的光度数据，我们训练了一组神经网络，发现性能最好的架构是使用长短期记忆（LSTM）层的递归神经网络（RNN）。最好的训练网络检测耀斑{ $5σ$与$\gtrsim80$ \%召回率和精度}，也能够区分典型的假信号（例如，最大的RR天琴座恒星）从真正的耀斑。在TESS光变曲线上对开普勒数据训练的网络进行测试表明，神经网络能够在具有以前从未见过的采样和特征的全新数据中进行推广和发现耀斑-具有类似的有效性。
2021-05-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Kepler Monitoring of an L Dwarf I. The Photometric Period and White Light Flares
我们报告的结果，15个月的监测附近的领域L1矮星WISEP J190648.47+401106.8（W1906+40）与开普勒任务。与Karl G.扬斯基甚大天阵和北双子座望远镜显示L矮星是磁活跃的，有静止的射电和可变的H $α$发射。初步的三角视差显示，W 1906 +40距离$16.35^{+0.36}_{-0.34}$ pc，所有的观测结果都表明W 1906 +40是一颗刚超过氢燃烧极限的古老盘星。这颗恒星的光度变化周期为8.9小时，振幅为1.5%，全年相位一致。我们从观测周期、光度（$10^{-3.67 \pm 0.03} L_\odot$）、有效温度（$2300 \pm 75$ K）和$v \sin i$（$11.2 \pm 2.2$ km/s）推断出$0.92 \pm 0.07 R_J$和$\sin i > 0.57$的半径。光变曲线可以用单个大的高纬度暗点来建模。与许多L型棕矮星不同，没有证据表明在$\gtrsim 2%$水平上存在其他变化，无论是非周期性的还是短暂的周期性的，这些变化掩盖了潜在的旋转周期。我们认为，长寿命的表面特征可能是由于恒星黑子，但云的变化的可能性不能排除没有进一步的多波长观测。在双子座光谱学期间，我们观察到了有史以来在L矮星上看到的最强大的耀斑，估计白光发射的能量为$\sim 1.6 \times 10^{32}$尔格。使用开普勒数据，我们确定…
2013-10-22 astro-ph.SR
Statistical properties of superflares on solar-type stars with Kepler data
超级耀斑是释放总能量为10 $\sim$ 10 $^{4}$倍的耀斑，比能量为$\sim$ 10 $^{32}$ erg的最大太阳耀斑大。我们使用开普勒30分钟（长）和1分钟（短）的节奏数据搜索太阳型恒星（G型主序星）的超级耀斑。我们发现了超过1500个超耀斑279颗恒星从30分钟的节奏数据（Q 0 -6）和187个超耀斑23颗恒星从1分钟的节奏数据（Q 0 -17）。探测到的超耀斑的辐射热能量范围从10 $^{32}$ erg到10 $^{36}$ erg。利用这些数据，我们发现超耀斑的发生频率（$dN/dE$）可用耀斑能量的幂律函数（$E$）表示，其指数为$10^{33}<E<10^{36}$ erg的-1.5。大部分的超耀斑恒星表现出准周期性的光变化，幅度只有百分之几，这可以用恒星的旋转和大的星斑来解释。耀斑释放的热辐射能量与储存在如此大的恒星黑子周围的磁能是一致的。此外，我们的分析表明，超耀斑的发生频率取决于旋转周期，耀斑的频率增加，旋转周期的减少。然而，在一个给定的周期仓中观测到的最大耀斑的能量与旋转周期没有任何明显的相关性。我们还发现，超耀斑的持续时间随着耀斑能量的增加而增加，即$E^{0.39+/-0.03}$。如果我们假设耀斑的时标是由Alfv $\acute{\rm{e}}$ n时间决定的，这就可以解释。
2016-08-03 astro-ph.SR
Superflares on Solar-Type Stars Observed with Kepler II. Photometric Variability of Superflare-Generating Stars : A Signature of Stellar Rotation and Starspots
我们进行了简单的点模型计算的准周期亮度变化的太阳型恒星的超级耀斑，使用开普勒光度数据。大多数超耀斑星都表现出准周期的亮度调制，典型周期为1 ~几十天。我们的研究结果表明，这些亮度变化的超耀斑的恒星可以解释的旋转与相当大的星斑。利用周期分析的结果，我们研究了超耀斑的能量和频率与自转周期的关系。自转速度相对较慢的恒星仍然可以产生与自转速度较快的恒星一样高能量的耀斑，尽管自转速度较慢的恒星的平均耀斑频率较低。我们发现超耀斑的能量与恒星黑子的总覆盖度有关。超耀斑的光斑覆盖度与耀斑能量的相关性与太阳耀斑相似。这些结果表明，超级耀斑的能量可以用储存在恒星黑子周围的磁能来解释。
2013-06-30 astro-ph.SR
Finding flares in Kepler data using machine learning tools
长期光度测量的档案，如开普勒数据库，是研究耀斑的金矿。然而，识别它们是一项复杂的任务;虽然在单目标观测的情况下，可以很容易地通过目视检查手动完成，但对于数千个目标的长达数年的时间序列，这几乎是不可能的。虽然存在用于此任务的自动化方法，但用传统的拟合和分析方法难以（或不可能）克服若干问题。我们介绍了一种基于机器学习方法的识别和分析耀斑的代码，这些方法本质上擅长处理此类数据集。我们使用RANSAC（随机采样一致性）算法来建模光变曲线，因为即使在几个离群值（如耀斑）的情况下，它也能产生稳健的拟合。光变曲线被划分为搜索窗口，近似按照恒星自转周期的顺序。该搜索窗口在数据集上移动，并且使用投票系统将误报保持在最低限度：仅保留在几个窗口中被识别为耀斑的那些耀斑候选点。在TRAPPIST-1的K2观测值和KIC 1722506的长踏频数据上对代码进行了测试。检测到的耀斑事件和耀斑能量与早期人工检查的结果一致。
2018-06-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
What powers the most energetic flares in the Kepler field? Revisiting the superflaring star KIC 2852961
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心）；HUN-REN CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利研究与教育网络科学院研究所，马塔卓越中心）；Eötvös Loránd University（厄特沃什·罗兰大学）；Institute of Physics/IGAM, University of Graz（格拉茨大学物理研究所/IGAM）
本研究通过多源数据证实KIC 2852961为密近双星，其内部较差自转驱动的高效磁活动是产生高能超级耀斑的关键，星斑覆盖度与耀斑能量密切相关。
2026-10-09 astro-ph.SR
Light Echoes of Time-resolved Flares and Application to Kepler Data
本研究提出一种纳入延展时间分辨耀斑回波的新模型，利用Kepler K2数据测试发现其在一颗恒星上的盘参数预测与已知值一致，在另一颗因光变问题效果不佳，展现了该方法的前景与局限。
2025-07-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
K2 Ultracool Dwarfs Survey I: Photometry of an L Dwarf Superflare
我们报告了K2 Campaign 8对L1矮星SDSSp J005406.55-003101.8（EPIC 220186653）上巨大白光耀斑的测量结果。该源是一颗典型的L1矮星，距离为$\sim50$ pc，可能是一颗古老的氢燃烧恒星，而不是一颗年轻的棕矮星。在长（30分钟）踏频测光中，耀斑峰值是宽光学开普勒滤波器中恒星光球通量的21倍，我们估计它对应于$ΔV \approx -7.1$。该耀斑的总等效持续时间为15.4小时，总辐射热能量为$4 \times 10^{33}$ erg，比先前报道的L1矮星WISEP J190648.47+401106.8的开普勒白光耀斑强，但比$ΔV = -11$ L0矮星超耀斑ASASSN-16 ae弱。初始（脉冲）冷却阶段太快，无法用我们的30分钟节奏数据来解决，但一小时后，逐渐冷却阶段的指数时间常数为1.8小时。我们使用模板拟合来估计光变曲线的全时宽半幅值是$<10$分钟，并且真正的耀斑最大值达到了$\sim70$乘以恒星光球，或$ΔV \approx -8$。这个耀斑与在活跃的M4矮星GJ 1243上观测到的最强大的开普勒耀斑相当。
2017-02-19 astro-ph.SR
The Evolution of Flare Activity with Stellar Age
利用开普勒巡天最近对耀斑星的普查，我们探索了耀斑活动如何在恒星主序星寿命中演变。我们利用了347颗恒星的样本，这些恒星具有强大的耀斑活动检测，并且在开普勒光变曲线中通过星点调制测量旋转周期。我们认为三个独立的方法量化耀斑活动的光学光变曲线，并比较其效用比较耀斑活动之间的恒星的不同年龄和光度。这些指标包括：耀斑中发出的部分光度，在给定能量下发出的耀斑的特定速率，以及整个耀斑频率分布的模型。通过这三种方法，我们发现所有低质量恒星的耀斑活动都随着它们的自转而减少，因此随着年龄的增长。最引人注目的是耀斑发生频率分布的演变，其幂律斜率随年龄没有显着变化。由于我们的样本优先由更年轻，更活跃的恒星构成，我们的模型过度预测了先前估计的太阳超级耀斑速率。最后，我们参数化我们最适合的耀斑频率分布模型，以便于预测耀斑的速率及其对行星可居住性和检测的相关影响。
2019-01-03 astro-ph.SR
$K2$ Ultracool Dwarfs Survey. VI. White light superflares observed on an L5 dwarf and flare rates of L dwarfs
利用Kepler K2的长周期数据研究了45颗L型矮星的白光耀斑。我们在9颗L型矮星上发现了11个耀斑，其等效持续时间为（1.3 - 198）小时，总能量（紫外/可见/红外）为0.9 $\geq$ 10 $^{32}$ erg。两个能量为$>$ 10 $^{33}$ erg的超级耀斑在一颗L5矮星上被探测到：这是迄今为止发现耀斑的最冷的天体。这颗L5矮星上较大的超级耀斑的能量为4.6 $\times$ 10 $^{34}$尔格，振幅为300倍于光球水平：到目前为止，这是$Kepler/K2$任务探测到的最大振幅耀斑。我们发现的第二颗最冷的恒星是L2矮星：2 MASS J 08585891 +1804463。将我们在9颗L矮星上发现的所有耀斑的能量与$Kepler$对所有45颗L矮星的总观测时间相结合，构造了一个复合耀斑频率分布（FFD）。FFD斜率相当浅（-0.51 $\pm$ 0.17），与Paudel等人（2018）报告的一个特定L0矮星的早期结果一致，该矮星的FFD斜率为-0.34。使用复合FFD，我们预测，在早期和中期的L矮星，每2.4年发生一次能量为10 $^{33}$ erg的超级耀斑，每7.9年发生一次能量为10 $^{34}$ erg的超级耀斑。对我们的L型矮星耀斑的分析表明，恒星表面存在$\geq$ 0.13-1.3 kG的磁场：这样的磁场可以抑制II型射电爆发。
2020-04-22 astro-ph.SR
Hydrogen recombination continuum as the radiative model for stellar optical flares
本文提出用氢复合连续谱替代传统 $10^4$ K 黑体模型研究恒星耀斑能量，基于 Kepler-411 和 Kepler-396 的 42 个事件发现前者估计的能量低约一个数量级，并论证其物理上更合理。
2024-01-15 astro-ph.SR
Statistical properties of superflares on solar-type stars based on the Kepler 1-min cadence data
我们使用开普勒短节奏（1分钟采样）数据搜索太阳型恒星上的超级耀斑，以检测短持续时间的超级耀斑。我们在23颗太阳型恒星上发现了187个超耀斑，它们的热辐射能量范围从$10^{32}$ erg到$10^{36}$ erg。利用这些新的观测数据，结合30分钟的观测数据，我们发现超耀斑的发生频率（$dN/dE$）与耀斑能量（$E$）的关系符合幂律分布（$dN/dE \propto E ^{-α}$），其中对于$10^{33}<E<10^{36}$ erg，$α=1.5$满足幂律分布。超级耀斑释放的能量上限基本上相当于恒星黑子附近储存的磁能的一小部分，这是根据亮度变化的幅度估计的。我们还发现超耀斑的持续时间（$τ$）随着耀斑能量（$E$）的增加而增加，其变化规律为$τ\propto E^{0.39\pm 0.03}$。如果我们假设耀斑的时间尺度是由Alfv $\acute{\rm e}$ n时间决定的，这就可以得到解释。
2016-01-06 astro-ph.SR
A Multiwavelength Survey of Nearby M dwarfs: Optical and Near-Ultraviolet Flares and Activity with Contemporaneous TESS, Kepler/K2, \textit{Swift}, and HST Observations
本研究利用TESS、Kepler/K2、Swift和HST的多波段同时观测，对邻近M矮星的耀斑活动进行系统分析，发现NUV耀斑普遍存在且能量分配规律，并揭示M0-M5矮星可能产生引发生命起源的NUV耀斑。
2024-04-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simultaneous Kepler/K2 and XMM-Netwon observations of superflares in the Pleiades
耀斑是由磁能的突然释放所引发的强烈事件。为了研究同时在光学和X射线光下观察到的昴星团中1.25亿年前恒星的耀斑，我们在开普勒K2 Campaign 4的观测期间获得了该星团的新XMM-牛顿观测。我们的目标是描述在这两个波段观察到的最强大的耀斑，并限制在光学和X射线中释放的能量，环的几何形状，以及它们的时间演化。我们的目标是将我们的结果与现有的太阳和恒星在不同年龄发生的耀斑研究进行比较。我们选择了明亮的X射线/光学耀斑发生在12个已知的成员的昴星团从他们的K2和XMM牛顿光变曲线。样本包括10颗K-M星，一颗F9星和一颗G8星。通过对耀斑期间光变曲线的综合分析获得了耀斑的平均特性。时间分辨的X射线光谱分析的等离子体在磁回路中的时间演化的约束。在这项研究中，大多数耀斑都是以光学形式发射的能量多于X射线形式，就像大多数太阳耀斑一样，尽管昴星团耀斑以X射线形式发射的能量在其总能量中所占的比例比典型的太阳耀斑要大。此外，两个频带中的能量预算弱相关。我们还在光学和X射线中发现了可比的耀斑持续时间，并观察到快速旋转的恒星（例如，自转周期短于0.5天）优先承载短耀斑。我们估计了耀斑冷却路径在log（EM）-versus-log（T）平面上的斜率。我们得到的值是受很大的不确定性，但他们的名义值表明，耀斑在本文中分析的主要是由于单回路没有持续加热发生在冷却阶段。我们还观察和分析了一次耀斑期间周期为50…
2019-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
10 Years of Stellar Activity for GJ 1243
闪耀的M4矮星GJ 1243已经成为研究恒星耀斑和恒星黑子活动的基准，这要归功于开普勒任务的特殊光度监测档案。TESS任务为这颗恒星提供的新的光变曲线允许在十多年的时间尺度上精确描述恒星活动。我们已经对GJ 1243进行了第一次耀斑和星点分析，这些分析来自TESS 14和15扇区的50多天数据。利用TESS观测数据中的133个耀斑事件，比较了GJ 1243的累积耀斑频率分布，发现在Kepler历元和TESS历元之间，GJ 1243的耀斑活动没有变化。在TESS数据中发现了两个不同的恒星黑子群，主黑子具有与开普勒相同的旋转周期和相位。次级黑子特征的相位与次级黑子的预测位置和弱差自转的测量结果一致，这表明次级黑子可能在纬度和经度上都是长寿和稳定的。正如对这颗高度活跃的恒星所预期的那样，持续的斑点和耀斑活动没有显示出10年以上类似太阳活动周期的迹象。然而，我们强调开普勒和TESS使用耀斑速率来检测活动周期的独特能力。
2020-05-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
K2 Ultracool Dwarfs Survey. III. White Light Flares are Ubiquitous in M6-L0 Dwarfs
我们利用\textit{Kepler K2}短节奏数据报道了10颗超冷矮星（UCD）的白光耀斑率。在我们的样本恒星中，有两颗光谱类型为M6，三颗为M7，三颗为M8，两颗为L0。我们的大多数目标都是年老的低质量恒星。我们在样本中的所有恒星中总共识别出283个耀斑，\textit{Kepler}能量在log \textit{E$_{Kp}$} $\sim$（29 - 33.5）erg范围内。使用最大似然法的直线拟合，我们发现，耀斑频率分布（FFD）为我们的样本中的每一个明星遵循幂律的斜率- $α$范围-（1.3-2.0）。我们发现温度较低的物体倾向于具有较浅的斜率。对于我们的一些目标，FFD要么遵循破幂律，要么遵循指数截止的幂律。对于L0矮星2 MASS J12321827-0951502，我们发现在\textit{Kepler}能量范围（0.82-130）$\times$ 10 $^{30}$尔格内有一个非常浅的斜率（- $α$ $=$-1.3）：这个L0矮星的耀斑速率与早期光谱类型恒星的高能耀斑速率相当。此外，我们还报道了两个超耀斑的测光：一个在L0矮星2 MASS J12321827-0951502上，另一个在M7矮星2 MASS J 08352366 +1029318上。在2 MASS J12321827-0951502的情况下，我们报告了一个耀斑增亮的系数为$\sim$ 14…
2018-03-28 astro-ph.SR
Flares in Open Clusters with K2. I. M45 (Pleiades), M44 (Praesepe) and M67
恒星磁场和活动的存在和强度是基于恒星的基本参数，如质量和年龄。耀斑能作为精确的恒星“时钟”吗？为了探索我们是否可以以耀斑-年龄关系的形式量化活动-年龄关系，我们测量了不同质量和年龄的恒星的耀斑速率和能量的趋势。我们研究了开普勒后续任务K2提供的时域测光，并在三个已知年龄的太阳金属丰度疏散星团M45（0.125 Gyr），M44（0.63 Gyr）和M67（4.3 Gyr）中寻找耀斑。我们更新并采用了最初为开普勒设计的自动耀斑发现和分析管道Appaloosa。我们介绍了一个合成耀斑注入和恢复子程序，归因于检测和能量回收率耀斑在一个广泛的能量范围内的每个光变曲线。我们收集了1761颗恒星的样本，大部分是晚K到中M矮星，发现了751个耀斑候选者，能量范围从$4\cdot10^{32}$ erg到$6\cdot10^{34}$ erg，其中596个属于M45，155个属于M44，没有属于M67。我们发现，耀斑活动既依赖于$T_\mathrm{eff}$，和年龄。但所有耀斑频率分布与$α\approx2.0-2.4$有相似的斜率，支持一个通用的耀斑生成过程。我们讨论的物理条件下，耀斑发生的影响，以及如何样品的金属丰度和多重性影响我们的结果。
2018-12-17 astro-ph.SR
Comparison of photometric variability before and after stellar flares
太阳声频谱中的能量已知与耀斑相关，但不知道恒星耀斑是否也是如此？为了回答这个问题，我们分析了39颗类太阳恒星的73次耀斑。这些耀斑是在开普勒太空船观测到的854颗类太阳恒星中发现的，这些恒星的参数是用星震学测量的。虽然我们无法确定一个统计上显着的增强能量的高频部分的耀斑后的声谱相比，这些恒星的耀斑前的光谱，我们确定了一个更大的变化之间的能量的高频部分的后和耀斑前的声谱相比，在随机时间的光谱。
2013-12-02 astro-ph.SR
The X-ray activity of the young solar-like star Kepler-63 and the structure of its corona
迄今为止，X射线卫星XMM-牛顿已经揭示了七颗类太阳恒星的日冕循环。在这个样本中，最年轻的恒星$ε$ Eridani（400 Myr）和$ι$ Horolosium（600 Myr）显示出最短的X射线周期和最小的周期振幅。根据不同填充因子下的太阳磁结构（活动区、活动区核心和耀斑），对$ε$波江座的日冕进行了建模。研究表明，其日冕的65-95%被磁性结构覆盖，这是低X射线周期振幅的原因。也有人假设，在年轻的类太阳恒星的日冕上，磁性结构的基底表面覆盖率可能更高。为了研究这个假设，我们研究了X射线中的类太阳恒星开普勒-63。它的年龄为2.1亿年，光球周期为1.27年，是迄今为止在X射线中观测到的最年轻的恒星，目的是揭示日冕周期。在长期的X射线光变曲线中，我们没有揭示出X射线光度的周期性变化，但有可能出现2倍的变化。至于$ε$ Eridani的情况，我们用在太阳上观察到的磁结构模拟了开普勒-63的日冕。这项研究表明，100%的日冕是由核心和耀斑的M级，证明了一个X射线周期的情况下，并确认了类似的结果推导出的$ε$波江座。最后，我们建立了周期振幅与X射线表面通量之间的经验关系。从开普勒-63中没有日冕循环，我们推断具有比开普勒-63更高的X射线通量的恒星必须拥有比开普勒-63日冕模型所需的更高能量的耀斑的显著部分。我们的研究为太阳-恒星类比研究和恒星X射线光变曲线中分辨和未分辨变化的联合探索…
2022-02-11 astro-ph.SR
Short duration high amplitude flares detected on the M dwarf star KIC 5474065
利用RATS-Kepler项目期间获得的数据，我们在对矮星KIC 5474065进行的1小时地面测光序列中确定了一个短持续时间的耀斑。使用GTC进行的观测显示它是一颗光谱类型为M4 V的恒星。开普勒观测表明，KIC 5474065具有大振幅（Δ F/F>0.4）的光学耀斑，其持续时间短至10分钟。我们比较了来自KIC 5474065和KIC 9726699的耀斑能量分布，KIC 9726699也是用1分钟采样观测到的，以及文献中其他M矮星的地面观测。我们讨论了这些持续时间短，能量相对较低的耀斑可能对大气层的系外行星轨道上的宜居带这些耀斑星的影响。
2013-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The M4.5V flare star AF Psc as seen in K2 engineering data
我们提出的光变曲线的研究很少耀斑星AF Psc（M4.5V）获得的工程数据从K2任务。数据是在长节奏模式下获得的，有效曝光时间为29分钟，覆盖时间近9天。在1.08 d的周期上观察到明显的调制，这是恒星自转周期的标志。我们在光变曲线中识别出14个耀斑，其中最明亮的耀斑显然来自同一活动区。我们比较了AF Psc的耀斑特性，两个M4V耀斑星研究使用开普勒数据。如果获得批准，K2任务将提供一个独特的机会来研究具有不同年龄和质量的晚型矮星的旋转和耀斑特性。
2014-05-28 astro-ph.SR
Seeking echoes of circumstellar disks in Kepler light curves
活动恒星上耀斑的光回波提供了直接探测星周尘埃的机会。我们重新审视了在耀斑后的光变曲线中识别微弱回波的问题，重点是正在进行的行星形成的碎片盘。从模拟开始，我们开发了一种算法，用于估计径向范围和总质量从磁盘回波配置文件。我们将此算法应用于美国宇航局开普勒任务观察到的2,100多颗恒星的光变曲线，这些恒星在长节奏或短节奏数据集中选择了多个短暂的耀斑。虽然个别恒星的光变曲线中的通量不确定性排除了对星周盘的有用质量限制，但目录平均光变曲线对盘质量的限制与已知碎片盘的估计相当。开普勒恒星周围微米到毫米级尘埃的平均质量在柯伊伯带外不能超过地球质量的10%，在陆地带不能超过月球质量的10%。我们根据WISE W1-W3颜色的红外过量对恒星进行分组，作为星周尘埃存在的指标。对于红外线过剩强烈的恒星，质量极限更大，这暗示着回波潜伏在耀斑后光变曲线中的噪音之下不远处。随着灵敏度的提高，回波探测将使时域天文学补充光谱和直接成像研究，以绘制行星如何，何时和何地形成。
2021-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetary perturbers: Flaring star-planet interactions in Kepler and TESS
研究利用Kepler和TESS数据分析1811个恒星-行星系统的耀发轨道相位聚集，发现HIP 67522为最有潜力的磁恒星-行星相互作用候选体。
2023-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Superflares on solar-like stars: A new method for identifying the true flare sources in photometric surveys
在过去的几年里，通过收集大型光度测量的数据，已经发现了数千次恒星耀斑。然而，这些探测并没有考虑到潜在的污染源，例如与主要目标出现在同一孔径中的背景恒星。我们提出了一种新的方法来确定真正的耀斑源在大型光度测量使用的数据从开普勒任务。潜在耀斑的识别分为两步：首先，我们搜索光变曲线，寻找至少两个超过运行平均值以上5σ阈值的后续数据点。对于这两个节奏，我们从开普勒像素数据中减去“安静”的恒星通量，以获得新的图像，其中潜在的耀斑是主要光源。在第二步中，我们使用贝叶斯方法来拟合仪器的点扩散函数，以确定探测器上最可能的通量过剩位置。我们将我们的方法应用于5862颗主序星与近太阳的有效温度。我们发现2274个事件超过5西格玛在至少两个连续点的光变曲线。应用第二步将这个数字减少到342个超级耀斑。其中，283个耀斑发生在178颗目标星上，47个事件与较暗的背景星有关，10个事件的耀斑位置无法在目标星和背景星之间区分。我们还提出的情况下，耀斑已报告，但我们的技术不能将其归因于目标恒星。我们的结论是：1）单独识别光变曲线中的异常值不足以将它们归因于恒星耀斑; 2）当考虑到仪器像素级数据和点扩散函数时，耀斑只能唯一地归因于某颗恒星。因此，以前的耀斑统计数据可能受到仪器效应和未解决的天体物理来源的影响。
2022-09-28 astro-ph.SR
Comparing the Sun to Sun-like stars. On the importance of addressing faculae/spot domination
本研究通过改进类太阳恒星判据和功率谱梯度方法，将Kepler类太阳恒星划分为黑子主导与光斑主导两类，并发现仅KIC 11599385可与当前太阳直接比较，其耀斑能量与AD774/775事件相符。
2025-04-03 astro-ph.SR
Flares on A-type stars: Evidence for heating of solar corona by nanoflares?
我们分析了开普勒观测到的光谱类型为K、G、F和A的恒星上耀斑的发生率。我们发现，恒星耀斑的发生频率的直方图是系统地向高能量的尾巴A型恒星相比，恒星的冷光谱类型。我们外推拟合的幂律对耀斑与较小的能量（nanoflares）和估计的总能量通量恒星大气的耀斑。我们发现，A型恒星的总能量通量密度至少比G型恒星小4倍。我们推测，这种能量供应的不足可能解释了A型恒星上缺乏热日冕的原因。我们的研究结果表明，纳米耀斑的加热和太阳日冕的形成的重要性。
2016-08-11 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares: an overview of recent results
准周期性脉动（或QPP）是耀斑发射的周期性强度变化，跨越所有波长带。在本文中，我们回顾了自Nakariakov和Melnikov（2009）对这一主题进行回顾以来的观测和建模成就。近年来，人们已经清楚地认识到，QPP是太阳耀斑的一个固有特征，因为几乎所有的耀斑都表现出QPP。此外，现已确定QPP通常显示多个周期。我们还审查可能的机制产生QPP。到目前为止，还无法最终确定QPP的触发机制或原因。缺乏这种识别目前阻碍了可能的耀斑等离子体参数的地震学推断。恒星耀斑中的QPP已经被发现了很长一段时间，开普勒任务的高质量数据允许更系统地研究QPP。然而，恒星QPP的时间尺度与太阳耀斑的时间尺度是相同还是不同，还没有得到结论性的证明。
2016-09-09 astro-ph.SR
An examination of some characteristics of Kepler Short and Long Cadence Data
对2011年11月1日之前发布的Kepler短踏频和长踏频数据的密切比较显示出一些细微的差异，使短踏频数据优于长踏频数据。更快的采样率的必然结果是存在的：短节奏数据提供了更大的时间分辨率的短寿命的事件，如耀斑，并有一个更高的奈奎斯特频率比长节奏的数据;然而，它们也包含较少的高振幅峰值在低频和允许更精确地确定脉动频率，振幅和相位。后一个观测结果表明开普勒数据不是正态分布的。此外，仔细检查搜索前的数据条件（PDC）长节奏的数据显示残差，增加了噪声的时间尺度上的重要的星震学，但不重要的行星搜索。
2012-01-30 astro-ph.SR
Statistical Properties of Superflares on Solar-type Stars: Results Using All of the Kepler Primary Mission Data
利用$Kepler$主要任务数据和$Gaia$ -DR 2（Data Release 2）星表，对太阳型（G型主序星，有效温度为5100 - 6000 K）恒星上的超耀斑进行了最新统计分析。我们从我们以前的研究中更新了耀斑检测方法，通过使用高通滤波器来去除由星点引起的旋转变化。我们还研究了样本的超耀斑的频率偏差，考虑到陀螺年代学和耀斑检测的完整性。太阳型恒星和类太阳恒星（太阳型恒星有效温度为5600 - 6000 K，自转周期超过20天）的样本量分别是Notsu等（2019，ApJ，876，58）的$\sim$ 4倍和$\sim$ 12倍。结果，我们在265颗太阳型恒星上发现了2341次超耀斑，在15颗类太阳恒星上发现了26次超耀斑：与我们以前的研究相比，前者从527次增加到2341次，后者从3次增加到26次。这使我们能够对超级耀斑的统计特性有一个更好的看法。在太阳型恒星中，观测到的耀斑能量上限随着自转周期的增加而减小。随着恒星自转周期的增加，超耀斑的频率降低。我们在类太阳恒星上发现的最大能量是$4 \times 10^{34}$ erg。我们对类太阳恒星的分析表明，太阳可以引起能量为$\sim 7 \times 10^{33}$ erg（$\sim$ X700级耀斑）和$\sim 1 \times 10^{34}$ erg（$\sim$ X1000级耀斑）的超级耀斑，分别为$\s…
2020-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Superflares on Giant Stars
开普勒任务在各种恒星上发现了巨大的耀斑，包括一些太阳型的。这些事件比太阳耀斑的能量大得多，因此它们被称为超级耀斑。即使太阳上发生这种超级耀斑的可能性很小，也会对现代社会构成威胁。9月24日和25日在HK Lac双星上观测到一个能量与超级耀斑相当的耀斑。与开普勒星不同的是，HK Lac观测到了差动自转。这种差异旋转似乎是反太阳的。对于反太阳差异自转，发电机模型可以给出偶极对称的磁活动波和四极对称的准定常磁位形。这样的静止配置的磁能通常比与活动波相关联的磁能高出大约两个数量级。我们相信这种机制可以提供足够的能量在晚型恒星上产生超耀斑，并提出了一些简单的模型来支持这一观点。
2018-05-01 astro-ph.SR
Spots and flares in hot main sequence stars
从1-24扇区，约有22000颗开普勒星和近60000颗TESS星已被按变率类型分类。所有光谱类型的大部分恒星似乎都有与预期的自转周期一致的周期。先前对A星和B星晚期的分析强烈表明，这些恒星确实是旋转变星。在本文中，我们已经积累了足够的数据表明，旋转调制是目前甚至在早期的B星。对TESS A和B星的耀斑搜索导致在68颗恒星中检测到110个耀斑。耀斑的能量超过典型的K和M矮星至少两个数量级。这些结果，再加上目前的模型来解释恒星脉动在A和B星的严重困难，建议我们需要修改目前的理解与辐射信封的恒星外层。
2020-08-14 astro-ph.SR
