We use K2 short cadence data obtained over a duration of 50 days during Campaign 0 to observe two M1V dwarf stars, TYC 1330-879-1 and RXJ 0626+2349. We provide an overview of our data analysis, in particular, making a comparison between using a fixed set of pixels and an aperture which follows the position of the source. We find that this moving aperture approach can give fewer non-astrophysical features compared to a fixed aperture. Both sources shows flares as energetic as observed from several M4V stars using both Kepler and ground based telescopes. We find that the flare energy distribution of the sources shown here are very similar to the less active M3-M5 stars but are ~8 times less likely to produce a flare of a comparable energy to the more active M0--M5 stars. We discuss the biases and sources of systematic errors when comparing the activity of stars derived from different instruments. We conclude that K2 observations will provide an excellent opportunity to perform a census of flare activity across the full range of M dwarf spectral class and hence the physical mechanisms which power them.
Searching for flaring star-planet interactions in AU Mic TESS observations
人们认为，围绕磁性活跃恒星运行的行星能够与它们的磁场相互作用，从而调节恒星的活动。这种与行星轨道同相的调制，例如增强的X射线活动、色球斑、无线电发射或耀斑，被认为是磁性恒星-行星相互作用（SPI）最明显的迹象。然而，这种相互作用的大小受到很大的限制，并且相互作用的间歇性对观察者来说是一个挑战。AU Mic是一颗早期的M矮星，也是迄今为止发现的最活跃的恒星宿主。它最里面的伴星，AU Mic b，是一个很有前途的磁SPI观测目标。我们使用由凌日系外行星调查卫星获得的AU Mic的光学光变曲线，使用定制的Anderson-Darling测试来搜索AU Mic b的耀斑SPI的迹象。在大约$50$天的观测中，耀斑的轨道、旋转和会合周期分布与恒星的内在耀斑基本一致。我们发现，最强的偏离（$p=0.07,\;n=71$）从本征耀斑与轨道周期的AU Mic b，在高能量的一半，我们的样本（$ED>1$ s）。如果它反映了来自AU Mic b的真实SPI信号，则将观察时间延长$2-3$倍将产生$>3σ$检测。因此，对AU Mic的持续监测可能会揭示具有轨道相位的SPI，而旋转调制将由于恒星的强烈差异旋转而模糊。
A Solar Magnetic-fan Flaring Arch Heated by Non-thermal Particles and Hot Plasma from an X-ray Jet Eruption
我们已经研究了一个M1.3的临边耀斑，它发展为一个磁环/拱，从X射线喷流中扇形散开。使用Hinode/EIS，我们发现，温度随高度增加的值超过10 $^{7}$ K在环顶耀斑期间。从Fe XXIV测得的多普勒速度（红移为100 $-$ 500 km s $^{-1}$）和非热速度（$\geq$ 100 km s $^{-1}$）也随环高增加。电子密度从耀斑上升早期的$0.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$增加到耀斑峰值后的$1.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$。用STEREO/EUVI得到的环的3-D结构表明，环顶区域的强红移是由于来自喷流的上升等离子体。RHESSI的硬X射线和软X射线发射在耀斑的脉冲阶段都只表现为足点增亮，而软X射线发射在耀斑的衰变阶段则向环顶移动。基于温度和密度测量和理论冷却模型，耀斑拱的温度演化与喷射喷发期间的脉冲加热一致，随后通过蒸发和风扇回路顶部的轻微长时间加热进行传导冷却。通过对SDO/HMI的磁场拓扑结构和挤压因子图的研究，我们得出结论：观测到的磁扇耀斑弧主要是由伴随喷流喷射的低层大气重联加热的，而不是标准耀斑模型中期望的弧上方重联加热的。
Spectroscopic Observations of V455 Andromedae Superoutburst in 2007: the Most Exotic Spectral Features in Dwarf Nova Outbursts
我们提出了我们的光谱观测V455仙女座在2007年的超级爆发。我们的观测涵盖了从爆发的光学峰到爆发后的超爆发阶段。在早期的超峰阶段，检测到巴耳末系，He I，He II，Bowen混合和C IV / N IV混合的发射线。He II 4686谱线呈现双峰发射轮廓，而Balmer发射谱线为单峰，这与其高倾斜度是出乎意料的。在普通的超峰阶段，巴耳末系向双峰发射过渡，高电离线明显减弱。这些过渡的线配置文件应与结构的转变的吸积盘，如预期之间的早期和普通的超级驼峰过渡的热潮汐不稳定性模型。H $α$在早期超级峰阶段的多普勒图显示出一个以主白矮星为中心的紧凑斑点。与SW Sex型激变变星类似，这种特征可能来自盘风和/或磁化白矮星上的质量吸积柱。He II 4686 ~的Doppler图以环状结构为主，形成两个耀斑区，速度为$\sim$ 300 km/s，这对于开普勒吸积盘来说太慢了。耀斑区的相位与在早期超级峰阶段发现的内旋臂结构相一致。我们的盘风模型与增强的发射从内臂结构成功地再现了所观察到的性质He II 4686。因此，V455 And是矮新星爆发中第一个从光谱推断盘风存在的案例。
Extremely Large Extreme-ultraviolet Late Phase Powered by Intense Early Heating in a Non-eruptive Solar Flare
我们分析并模拟了2011年9月9日发生的M1.2级非爆发性太阳耀斑。耀斑具有强的极紫外暖日冕发射（$\sim$ 3~MK）的晚相峰，峰值发射是主耀斑峰值的1.3倍以上。观测到多个耀斑带，其演化过程表现为两个阶段的能量释放过程。一个非线性无力场（NLFFF）外推揭示了存在一个磁零点，一个扇脊结构，和两个磁通绳嵌入在扇圆顶。耀斑中的磁重联是由其中一条磁通绳的不稳定和上升驱动的。在第一阶段，快速上升的磁通绳驱动在零点和周围的准分界线层（QSL）的重联，而在第二阶段，重联主要发生在最终停止的磁通绳拉伸的两个腿之间的场线。晚期相环主要由第一级QSL重联产生，而第二级重联则负责加热主耀斑环。第一阶段的重联被认为是更强大的，导致一个非常强大的EUV后期。我们发现，延迟出现的晚相峰主要是由于长的晚相环的冷却过程长。使用基于热演化的环路模型（EBTEL），我们模拟了后期环路的EUV辐射。模拟结果表明，后期回路的峰值加热速率为1.1 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，明显高于以往的数值。
Frequent X-class Far UV Flares from a Young Solar Analog DS Tucanae A
Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；American University（美国大学）；Lehigh University（利哈伊大学）
Stellar flare-driven evolution of primordial early exo-Earth atmospheres: Insights from a Young M Dwarf Flare model
University of Oslo（奥斯陆大学）；National Solar Observatory, University of Colorado Boulder（美国国家太阳天文台，科罗拉多大学博尔德分校）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学天体物理与行星科学系）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗森兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）
Preparing for the Early eVolution Explorer: The Impact of Flare Temperature on Ozone Column Depth in Earth-Like Atmospheres
John Hopkins University（约翰霍普金斯大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of Colorado（科罗拉多大学）；Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰霍普金斯大学应用物理实验室）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
