Validation of a Scaling Law for the Coronal Magnetic Field Strengths and Loop Lengths of Solar and Stellar Flares
Shibata & Yokoyama（1999，2002）提出了一种基于磁流体动力学模拟的磁重联模型估算太阳耀斑和恒星耀斑的日冕磁场强度（$B$）和磁环长度（$L$）的方法。利用Shibata & Yokoyama（1999，2002）提出的标度律，得到了$B$和$L$随耀斑峰值处的辐射量（$EM=n^2L^3$）和温度（$T$）的变化关系。这里，$n$是耀斑的日冕电子密度。利用该标度律，可以从观测物理量$EM$和$T$估算出未分辨恒星耀斑的$B$和$L$，有助于研究恒星表面活动。为了将这个标度律应用于恒星耀斑，我们讨论了它对空间分辨太阳耀斑的有效性。根据GOES软X射线通量数据计算了$EM$和$T$，并利用标度律对$B$和$L$进行了理论估算。利用太阳动力学天文台（SDO）、日震磁像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）94毫米波段的图像，对同一耀斑事件的$B$和$L$进行了观测估算。正如预期的那样，发现理论和观测估计值之间的正相关。我们把这个结果解释为耀斑是由磁重联引起的间接证据。此外，这一分析使我们有信心在恒星耀斑以及太阳耀斑的有效性，适用于此标度律。
2016-10-31 astro-ph.SR
Splinter Session "Solar and Stellar Flares"
本摘要报告了在冷星-16会议上分裂会议“太阳和恒星耀斑”中提交的论文。“虽然讨论了许多主题，但主要主题是太阳和恒星耀斑社区之间的共同利益和物理学，以及在不久的将来进行重要新观测的机会。
2012-06-18 astro-ph.SR
The Kepler Catalog of Stellar Flares
利用所有可用的开普勒光变曲线对恒星耀斑进行了均匀搜索。一个迭代的光变曲线去趋势的方法被用来过滤掉天体物理和系统的变化，以检测耀斑。耀斑恢复的完整性也计算了整个光变曲线使用人工耀斑注入测试，这项工作的工具已经公开。最终的样本包含851，168个超过68%完整性阈值的候选耀斑事件，这些事件是从4041颗恒星中检测到的，占开普勒数据库中恒星的1.9%。探测到的耀斑平均能量为~ $10^{35}$ erg。耀斑星的净比例随着$g-i$颜色或恒星质量的减小而增加。对于这个样本中具有先前测量的旋转周期的恒星，总的相对耀斑光度与罗斯比数进行了比较。对Rossby数小于0.03的快速自转低质量恒星的耀斑活动饱和进行了初步探测，发现耀斑活动随Rossby数的幂律衰减，斜率为-1，比典型的X射线活动随Rossby数衰减的测量值要小。
2016-07-12 astro-ph.SR
Blackbody temperature of 200+ stellar flares observed with the CoRoT satellite
我们估计了在69颗F-K星上观测到的209个耀斑的黑体温度，大大增加了耀斑温度测定的数量。我们使用了由CoRoT卫星的27厘米望远镜以高节奏和长持续时间获得的蓝色和红色通道。通道的波长极限是使用来自Pickles库的光谱估计的，这些光谱是由Exodat数据库提供的每颗恒星的光谱类型和光度等级。温度是由耀斑能量蓝红比，使用耀斑等效持续时间和恒星通量在两个通道。所分析的耀斑的预期值等于6，400 K，标准差为2，800 K，其中平均恒星光谱类型，由每个光谱子类中的耀斑数量加权，等于G6。与我们的结果相反，恒星白光耀斑通常被假设为温度为9，000 K或10，000 K的黑体。然而，我们的估计值与太阳耀斑的估计值一致。盖亚G波段的transmittance与CoRoT White通道的transmittance相当，这使我们能够将耀斑校准到盖亚测光系统。耀斑G带能量在$10^{32}$和$10^{37}$ erg之间变化，耀斑面积在30 $μ$ sh到3 sh（日半球）之间。耀斑中单位面积的能量释放与$T_{\rm flare}^{2.6}$成正比，至少在10，000 K以下。
2022-09-29 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
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
Self-Organized Criticality in Stellar Flares
幂律粒径分布是由自组织临界性控制的非线性能量耗散过程的标志。在这里，我们分析了75个数据集的恒星耀斑的大小分布，主要是从{ \sl极紫外探测器（EUVE）}和{ \sl开普勒}任务。我们的目标是回答以下问题的大小分布的恒星耀斑：（i）什么是值和不确定性的幂律斜率？(ii)幂律斜率随时间变化吗？(iii)幂律斜率依赖于恒星光谱类型吗？(iv)它们与太阳耀斑兼容吗？(v)它们是否与自组织临界性（SOC）模型一致？我们发现，观测到的恒星耀斑通量（或能量）的大小分布表现出幂律斜率$α_E=2.09\pm0.24$的光学数据集观测开普勒。观测到的幂律斜率并没有表现出太多的时间变化，也不依赖于恒星的光谱类型（M，K，G，F，A，Giants）。在太阳耀斑中，我们发现背景扣除将$α_E=2.20\pm0.22$的未校正值降低到$α_E=1.57\pm0.19$。此外，大多数恒星耀斑的时间不解决低节奏（30分钟）开普勒数据，这会导致额外的偏见。考虑到这两个偏差，恒星耀斑数据集与自组织临界性模型的理论预测$N(x) \propto x^{-α_x}$是一致的，即，$α_E=1.5$。因此，精确的幂律拟合需要自动检测惯性范围和背景减除，这可以用广义帕累托分布、有限系统尺寸效应和极端事件离群值来建模。
2021-06-11 astro-ph.SR
Oscillations in stellar superflares
两种不同的机制可能会导致恒星耀斑的整盘观测准周期脉动（QPP）。一种机制可能是磁流体磁（MHD）力和其他过程作用于耀斑环，如在太阳中看到的。另一种机制可能是由于耀斑产生的高能粒子脉冲（在太阳中称为“日震”）而被迫产生的局部声振荡。我们分析了75颗恒星的257个耀斑的短节奏开普勒数据，以寻找可能归因于这两种机制之一的耀斑衰变分支或耀斑后振荡中的QPP。大约18%的恒星耀斑在耀斑衰变分支中显示出一个明显的凸起，其原因不明。由于小波分析得到的碰撞周期与任何恒星参数都不相关，因此碰撞似乎不是一个高阻尼的全局振荡。我们检测到阻尼振荡覆盖几个周期（QPP），在七个耀斑的五颗星。这些振荡的周期也不与任何恒星参数相关，这表明这些可能是由于耀斑环振荡。我们寻找强耀斑后可能导致的强迫全球振荡。为此，我们研究了耀斑前后八颗恒星的类太阳振荡振幅的行为。然而，未检测到明显的振幅变化。我们还分析了两颗盾牌座δ星和一颗剑鱼座γ星在耀斑前后的自激脉动幅度。我们的结论是，需要找到一个新的过程来解释恒星耀斑光变曲线的高发生率的颠簸，耀斑环振荡可能已经在少数恒星中检测到，并没有确凿的证据存在耀斑引起的全球声振荡（星震）。
2015-04-07 astro-ph.SR
A Unified Computational Model for Solar and Stellar Flares
我们提出了一个统一的计算框架，可用于描述太阳和dMe星上的脉冲耀斑。这些模型假设耀斑脉冲相是由一束带电粒子引起的，带电粒子在日冕中加速并向下传播，沿途沉积能量和动量。这迅速加热了较低的恒星大气层，使其爆炸性膨胀并显着变亮。我们的模型包括从次光球延伸到日冕的通量管。利用Fokker-Planck动力学理论模拟了耀斑加速的带电粒子沿一维流管传播并加热恒星大气的过程。详细的辐射转移包括在内，使模型预测可以直接与观测进行比较。耀斑加速粒子的通量驱动返回电流，从而额外加热恒星大气。这些影响也包括在我们的模型中。我们研究模型太阳和dMe恒星大气的耀斑加速粒子束的影响，并进行参数研究不同的注入粒子能谱。我们发现大气响应强烈地依赖于加速粒子截止能量和光谱指数。
2015-07-15 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares: re-evaluating their nature in the context of power-law flare Fourier spectra
太阳耀斑和恒星耀斑中准周期脉动的性质仍然存在争议。最近的工作表明，幂律傅立叶功率谱，也被称为“红”噪声过程，是太阳和恒星耀斑信号的固有特性，许多以前的研究这种现象没有考虑到的属性。因此，需要重新评估有关QPP的现有解释和假设。在这里，我们采用贝叶斯方法来研究这一现象，充分考虑到耀斑信号的傅里叶幂律特性。使用PROBA 2/LYRA，费米/GBM，野边山射电日像仪和Yohkoh/HXT仪器的数据，我们研究了从文献中确定为QPP事件的耀斑的选择。此外，我们研究光学数据从最近的恒星耀斑，似乎表现出振荡特性。我们发现，除了一个事件测试，一个明确的振荡是不需要的，以解释的意见。相反，耀斑信号被充分描述为傅立叶功率谱中的幂律的表现，而不是振荡部件或结构的直接签名。然而，在1998年5月8日的耀斑中，在17 GHz射电数据和13-23 keV的Yohkoh HXT数据中发现了P ~ 14-16 s的明显振荡的有力证据。我们的结论是，最有可能的是，许多以前在文献中分析的事件可以类似地描述在耀斑傅立叶功率谱的幂律，而不需要调用一个窄带，振荡分量。因此，在太阳和恒星耀斑的振荡签名的流行可能比以前认为的要少。讨论了幂律现象出现的物理机制。
2014-10-29 astro-ph.SR
Stationary quasi-periodic pulsations in 20-second cadence TESS flares
本文利用20秒采样TESS光变曲线探测恒星耀斑及准周期脉动，发现QPP周期与耀斑持续时间正相关，并揭示太阳与恒星QPPs具有相似标度律。
2025-06-27 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
Stellar flares from blended and neighbouring stars in Kepler short cadence observations
我们提出的搜索结果的恒星耀斑从恒星附近的开普勒短节奏数据的目标源。这些耀斑在以前的调查中作为污染物被丢弃，因此提供了一个未开发的耀斑事件资源，特别是来自微弱恒星的高能量事件。我们已经测量到M矮星耀斑的能量高达1.5 $\times$ 10^35 erg，突破了用开普勒数据测量的耀斑能量的极限。我们用我们的样本研究了宽双星的耀斑活动，发现在给定的能量下，宽双星中质量较低的对应物的耀斑活动更频繁。在我们最初的搜索中检测到的4430个耀斑中，有298个来自邻近的恒星，开普勒短节奏光变曲线的比率为6.7 $\pm$ 0.4%。我们已经使用我们的样本估计了5.8 $\pm$ 0.1%的假阳性耀斑事件的研究中使用TESS短节奏数据。
2021-01-18 astro-ph.SR
Stellar flare detection and characterization in ZTF High-cadence light curves
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究开发了ZTF高节奏光变曲线的耀斑检测管道，应用于2800万条光变曲线，发现331个耀斑事件，并揭示了能量与持续时间等参数的幂律关系，展示了高节奏地面巡天在恒星耀斑统计与形态研究中的潜力。
2026-09-22 astro-ph.SR
A Survey of High Contrast Stellar Flares Observed by Chandra
前主序星的X射线光变曲线可以显示出耀斑形式的变化，改变了基线特征活动水平;最大的X射线耀斑的特征是快速上升到特征计数率的10倍以上，然后是较慢的准指数衰减。对这些高对比度X射线耀斑的分析使得能够研究前主序星最内部的磁场。我们已经扫描了ANCHORS数据库的钱德拉观测的恒星形成区，以扩大研究耀斑事件的前主序星在天空覆盖范围和体积。在研究开始时，我们从ANCHORS中可获得的14，000颗不同年龄和质量的恒星中开发了30个高对比度耀斑样本。应用时间分辨光谱分析的方法，我们得到了这些明亮的高能耀斑的温度，限制磁场强度，和环的长度。耀斑分析的结果进行了比较，2 MASS和斯皮策数据可用于我们的样本中的恒星。我们发现，最长的耀斑环长度（几个恒星半径的顺序）只看到恒星的红外数据表明存在磁盘。这表明最长的耀斑可能一直延伸到盘。这种长耀斑往往比所研究的其他大耀斑更脆弱。一个广泛的环长度的观察，表明不同类型的耀斑可能会发生在盘状年轻恒星物体。
2011-04-26 astro-ph.SR
Observations and modeling of spectral line asymmetries in stellar flares
恒星耀斑是发生在恒星大气中的高能事件。它们已经在不同的恒星上使用光度曲线和光谱进行了观测。在一些冷恒星上，耀斑往往比太阳耀斑释放更多的能量。光谱观测表明，除了增强和加宽之外，某些谱线在其轮廓中表现出不对称性。增强的蓝色翅膀的不对称性通常与日冕物质抛射的存在有关，而红色不对称性的起源目前还没有很好的理解。已经提出了一些机制，但尚未进行建模。我们使用Ondzejov天文台的2米Perek望远镜观测了dMe星AD Leo，同时获得了光度光变曲线。在类比太阳耀斑，我们的H $α$线出现从一个广泛的拱廊冷耀斑循环和解释观察到的不对称性使用的概念，日冕雨。我们解决了非LTE的辐射转移H $α$内冷耀斑环考虑到单个雨云的速度分布。对于发生在星盘中心的耀斑，我们对整个拱圈的辐射进行积分，得到环区的辐射通量。我们观察到两个耀斑的H $α$线表现出红翼不对称对应的速度高达50公里秒$^{-1}$在耀斑的渐进阶段。从日冕雨模型生成的合成剖面增强了红色翅膀，与观测结果非常一致。
2022-11-14 astro-ph.SR
Unified Relationship between Cold Plasma Ejections and Flare Energies Ranging from Solar Microflares to Giant Stellar Flares
在太阳和恒星大气中，我们经常发现色球冷等离子体喷射伴随耀斑的光谱特征。然而，冷喷出物的物理量（如质量，动能和速度）和耀斑能量之间的关系还没有被调查在一个统一的方式为整个范围的耀斑能量的日期。本研究分析了与小尺度耀斑和太阳耀斑（能量$10^{25}-10^{29}\,\mathrm{erg}$）相关的冷等离子体喷射的光谱，以提供更小的能量样本。利用太阳磁活动研究望远镜（SMART/SDDI）上的太阳动力学多普勒成像仪进行了H $α$成像光谱观测。我们确定的物理量的喷出物的云模型拟合的H $α$光谱。我们确定耀斑能量的差分发射测量分析使用大气成像组件板载太阳动力学天文台（SDO/AIA）的小尺度耀斑和估计的热辐射能量的大尺度耀斑。结果表明，耀斑的抛射质量$M$与耀斑总能量$E_{\mathrm{tot}}$之间存在$M\propto E_{\mathrm{tot}}^{2/3}$关系。我们表明，从一个简单的物理模型导出的标度律解释了太阳和恒星的观测与日冕磁场强度作为一个自由参数。我们还发现，喷出物的动能和速度与耀斑能量相关。这些结果表明，一个共同的机制驱动的磁场，导致冷等离子体喷射与耀斑的太阳和恒星。
2022-12-17 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
Similarities and differences between solar and stellar flare pulsation processes
University of Palermo（巴勒莫大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所-巴勒莫天文台）
本文比较了太阳与恒星耀斑脉动过程的相似性与差异，揭示了两者在磁学机制上的共同点及尺度差异。
2026-02-03 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in the most powerful solar flare of Cycle 24
准周期脉动（QPP）在太阳耀斑中很常见，现在在恒星耀斑中也经常观察到。我们在X9.3级太阳耀斑SOL 2017 -09- 06 T12：02的热发射光变曲线中检测到两种不同类型的QPP信号，这是第24周最强大的耀斑。在耀斑期间，较短周期的QPP的周期从大约12秒漂移到25秒。这个QPP的观察到的属性是一致的香肠振荡的等离子体回路中的耀斑活动区。较长周期QPP的周期约为4至5分钟。它的特性与常在日冕环中检测到的持续缓慢磁声振荡兼容。然而，对于两个QPP信号，不能排除诸如重复重连的其他机制。所研究的太阳耀斑的能量在观测到的恒星耀斑的范围内，并且有证据表明太阳耀斑典型的短周期QPP信号以及恒星耀斑更典型的长周期QPP信号，这一事实表明，通常在太阳和恒星耀斑中观察到的不同范围的QPP周期可能是由于观测限制，类似的物理过程可能发生在太阳和恒星耀斑中。
2018-04-13 astro-ph.SR
The Soft X-ray Lightcurves of Partially Eclipsed Stellar Flares
大多数恒星耀斑的软X射线光变曲线具有“典型”的形态，它包括一个快速上升，然后缓慢的指数衰减。然而，在钱德拉猎户座超深计划（COUP）期间，对161颗前主序星上的216个最亮耀斑的研究表明，许多耀斑的光变曲线偏离了这种典型的形态。虽然这可以归因于多个典型的耀斑的叠加，我们探讨的可能性，其宿主恒星的耀斑的时变日食也可能是一个重要的因素。我们假设每个耀斑包含在一个单一的，均匀的等离子体密度磁回路，并指定耀斑的发射测量随时间的内在变化。我们认为旋转日食的恒星本身，但也由拱盘和耀斑相关的双折射。基于这个简单的模型，我们生成了一组类似于COUP数据库中观察到的耀斑。许多日食只是减少了耀斑的最大发射量或衰变时间。因此，我们的结论是，日食往往通过未被发现，但通常只有一个温和的影响耀斑发射测量配置文件，因此派生的环长度。我们表明，日食可以很容易地再现所观察到的非典型耀斑形态。然而，非典型模拟耀斑形态的数量远少于COUP样本中发现的数量。大量观察到的非典型耀斑形态，因此，必须归因于其他过程，如多个耀斑环。
2011-08-19 astro-ph.SR
Solar and stellar flares: frequency, active regions and stellar dynamo
我们证明，弱耀斑的斑点的依赖可以是相当弱的。事实上，这样的耀斑可以发生在小的和大的活动区域。与此同时，M和X级的强大大型耀斑更经常发生在大型活动区。在能量估计中，还可以假设星斑中的平均磁场等于太阳黑子本影中的平均磁场。因此，太阳黑子的有效平均磁场为900 Mx/cm $^2$，而恒星黑子的有效平均磁场为2000 Mx/cm $^2$。此外，能量存储器的高度不能严格地与A $^{1/2}$成比例。对于恒星，拟合因子要小一个数量级。对M类和X类太阳X射线耀斑以及恒星上超级耀斑的发生率的分析表明，考虑到活动区的点状和致密性的差异，这两种耀斑都可以用一个模型来描述。因此，恒星上的超级耀斑和太阳上没有超级耀斑的问题被简化为发电机机制效率差异的问题。
2022-08-08 astro-ph.SR
Broadening and redward asymmetry of H$α$ line profiles observed by LAMOST during a stellar flare on an M-type star
恒星耀斑的特征是恒星大气中电磁辐射的突然增强。到目前为止，我们对恒星耀斑的了解大多来自光度观测，无法探测到耀斑区域的等离子体运动。从LAMOST DR 7的光谱数据中，我们发现了一颗M4型恒星上的H $α$谱线强度先脉冲式增加后逐渐减小的耀斑，估计通过H $α$辐射的总能量为$10^{33}$尔格量级. H $α$线在耀斑期间似乎具有Voigt轮廓，这可能是由于电子密度的急剧增加和/或由于发生强非热加热而导致的不透明度加宽而导致的斯塔克压力加宽。在H $α$线强度的脉冲增加之后，在H $α$线轮廓的红翼处已经确定了明显的增强。红翼增强对应于等离子体以100 $-$ 200 km s $^{-1}$的速度远离地球。根据目前对太阳耀斑的了解，这种红翼增强可能源于：（1）耀斑驱动的日冕雨，（2）色球凝聚，或（3）具有非径向向后传播或强磁抑制的暗条/日珥喷发。移动的等离子体的总质量估计为约$10^{15}$ kg。
2022-03-04 astro-ph.SR
Stellar Cosmic Rays in a Habitable Zone
根据最近的观测，从冷矮星到热A星，耀斑星的相对数量变化不大。耀斑能量与恒星的光度和半径有很强的相关性。因此，与耀斑有关的典型磁场是几十高斯，典型的耀斑环长度尺度是恒星半径的一部分。O-B星上的耀斑没有被观测到，但它们是可能的，因为在O-B星上探测到了强磁场。因此，O-M光谱类的恒星是潜在的宇宙射线源。本文对O-M星光球中的管中磁场强度进行了能量估算。根据它们的值，估计了可能的耀斑能量和加速质子数。太阳的观测值与其他恒星的观测值相当。对于O型和M型耀斑（700和3500~G），管中的磁场强度相差不到5倍，但O型耀斑的相应耀斑能量和加速质子数要大5个数量级。恒星质子的反向流率似乎要小5个数量级。
2017-04-24 astro-ph.SR
Scalable, Advanced Machine Learning-based Approaches for Stellar Flare Identification: Application to TESS short-cadence Data and Analysis of a New Flare Catalogue
本文利用深度神经网络、随机森林和XGBoost三种机器学习模型处理TESS 130万条光变曲线，构建了包含近18,000颗耀斑星和250,000个耀斑的新星表，并揭示了耀斑能量与自转周期、X射线辐射之间的关系。
2024-10-23 astro-ph.SR
Stellar flares
本文回顾了过去几十年恒星耀斑的研究进展，总结了多波长观测结果、热与非热过程、静态及流体动力学模型，并指出白光恒星耀斑对系外行星空间天气和寻找生命的重要影响，最后提出了该领域待解决的基础问题。
2024-02-12 astro-ph.SR
Modelling Quasi-Periodic Pulsations in Solar and Stellar Flares
太阳耀斑发射在所有的EM波段和太阳高能粒子的通量密度的变化被检测到。太阳耀斑和恒星耀斑产生的电磁辐射通常表现出明显的振荡模式，其特征周期从几分之一秒到几分钟不等。这些振荡被称为准周期脉动（QPP），以强调它们通常包含明显的振幅和周期调制。本文综述了太阳耀斑和恒星耀斑中的准周期脉动现象。特别是，我们专注于可能的物理机制，重点是产生周期性的结果范围的基础物理。这些物理机制包括MHD振荡、自振荡机制、振荡重联/重联反转、波驱动重联、双回路聚结、MHD流动过稳定性、等效LCR轮廓机制和热力学循环。我们还提供了目前文献中发表的所有QPP事件的直方图。QPPs的出现对解释和理解耀斑中的基本过程（如磁能释放和粒子加速）提出了额外的限制。因此，为了建立太阳耀斑和恒星耀斑的综合模型，对QPP的充分了解至关重要。
2018-02-12 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
Self-Organized Criticality in Solar and Stellar Flares: Are Extreme Events Scale-Free ?
我们在天体物理数据集的统计尺寸分布的极端事件中搜索异常值，其动机是Sornette（2009）的{ \sl Dragon-King hypothesis}，这表明统计分布中最极端的事件可能属于不同的群体，因此可能由不同的物理机制产生，与{ \sl自组织临界性（SOC）}模型的严格幂律行为相反。识别这些不同的异常值对于空间天气预测非常重要。产生这种异常值的可能物理机制可以由交感燃烧产生。然而，我们发现龙王事件是不常见的太阳和恒星耀斑，确定在4出25太阳和恒星耀斑数据集。因此，小的、大的和极端的耀斑基本上是无标度的，可以用单一的物理机制来模拟。在非常大的数据集（$N \gapprox 10^4$），我们发现显着偏离理想的幂律在几乎所有的数据集。然而，拟合的幂律斜率约束耀斑面积和体积的物理标度律，其标度律具有最高的非线性。
2019-06-13 astro-ph.SR
Searching for Stellar Activity Cycles using Flares II: The TESS CVZ
University of Washington（华盛顿大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Monash University（蒙纳士大学）
该研究利用TESS对超14000颗恒星七年短周期观测，搜索耀斑活动长期变化，经测试给出相关极限与结果，识别出17颗有耀斑率长期变化迹象的恒星，为恒星磁变何时首次出现提供关键限制。
2026-07-15 astro-ph.SR
The Connection between Starspots and Flares on Main-Sequence Kepler Stars
星斑和耀斑是恒星磁活动的指标，可以通过利用开普勒卫星的长期天基档案进行更详细的研究。在这里，我们的目标是调查开普勒档案的一个子集，以揭示恒星黑子和恒星耀斑之间的联系，以便深入了解整个恒星磁场。我们使用的耀斑发现算法FLATW'RM结合一套新的算法，旨在定位由星点群引起的局部极小值。我们比较了耀斑最大流量的时间和最小恒星流量的时间之间的相位差，由于一个恒星黑子群。最强的耀斑似乎并不与最大的星点群相关，但相对于星点群的相位分布也不均匀。然而，较弱的耀斑确实显示出靠近恒星黑子群的发生率增加。
2018-10-10 astro-ph.SR
Using Close White Dwarf + M Dwarf Stellar Pairs to Constrain the Flare Rates in Close Stellar Binaries
本文研究了M型矮星（dMs）与近距离白矮星（WD）伴星（WD+dM;典型间距< 1 au）的统计耀斑率。我们以前的分析表明，与密切WD同伴的DMs比他们的领域同行更磁活性。有一个近距离的双星伴星的一个可能的含义是通过盘破裂，潮汐效应和/或角动量交换增加恒星旋转;增加恒星旋转长期以来一直与恒星活动的增加有关。先前的研究表明，具有磁活性的dMs（在发射中显示Hα）与恒星耀斑速率的频率之间存在很强的相关性。我们研究的耀斑率之间的差异密切WD+dM的二元系统和现场dMs。我们的样本由Morgan等人（2012）在Sloan Digital Sky Survey Stripe 82中观察到的181个接近WD+dM对的子集组成，在那里我们获得了Sloan ugriz波段的多历元观测。我们发现在接近的WD+dM对中，整体耀斑分数增加（0.09 $\pm$ 0.03%）与田间dM相比（0.0108 $\pm$ 0.0007%; Kowalski等人，2009年）和活性WD+dMs的较低扩口分数（0.05 $\pm$ 0.03%）与活性dMs（0.28 $\pm$ 0.05%; Kowalski et al. 2009）相比。我们讨论了我们的结果如何约束单和二进制dM耀斑速率。我们的研究结果也限制了dM的多重性，我们的知识的银河系瞬态背景，并可能是重要的可居住性出席行星周围的dM与密切的同伴。
2016-02-19 astro-ph.SR
Stellar flares and the dark energy of CMEs
我们在白光、紫外线或软X射线中观察到的恒星耀斑可能是日冕物质抛射（CME）的前兆。如果我们以太阳为向导，大的恒星耀斑所耗散的X射线辐射能量将比相关CME中的动能少两个数量级。由于活跃恒星的日冕辐射似乎主要是由耀斑活动控制的，因此CME对理解恒星可以花费在磁场活动上的能量预算的比例提出了困惑。一个答案是CME的磁抑制，其中活跃恒星的强大大规模场捕获并阻止CME，除非它们的自由能超过临界值。没有日冕物质抛射的活动区NOAA 2192可能是类似的太阳活动区。巨型日冕物质抛射仍将存在，并有可能破坏行星大气。
2016-10-17 astro-ph.SR
Probing the Origin of Stellar Flares on M dwarfs Using TESS Data Sectors 1-3
对太阳的详细研究表明，太阳黑子和太阳耀斑密切相关。开普勒/K2的光度数据允许对其他恒星进行类似的研究。在这里，我们利用TESS光度2分钟的节奏，167个低质量的恒星从部门1 - 3调查之间的关系，恒星黑子和恒星耀斑。从我们的样本中，90%的样本显示出明显的旋转调制，这可能是由于一个大的，占主导地位的恒星黑子的存在，我们用它来确定每颗恒星的旋转周期。此外，每颗低质量恒星在其光变曲线中显示出一个或多个耀斑，使用盖亚DR 2耀斑和SkyMapper星等，我们可以估计TESS带通中耀斑的能量。总的来说，我们有来自167颗低质量恒星的1834个耀斑，能量为$6.0\times 10^{29}$ - $2.4\times 10^{35}$ ~erg。我们发现，在我们的样本中没有任何恒星显示出任何偏好的旋转相位，这表明缺乏一个大的，占主导地位的星点和耀斑数量之间的相关性。我们讨论了这一发现更详细，并提出进一步的方案来解释这些低质量恒星耀斑的起源。
2019-08-07 astro-ph.SR
Time-domain anomalies in solar and stellar flares
Centre for Fusion, Space and Astrophysics, Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理与天文融合、空间与天体物理中心）；Dublin Institute for Advanced Studies, DIAS Dunsink Observatory（都柏林高等研究院都柏林星象台）
利用无监督深度SVDD模型和概率耀斑异常指数（FLAI），识别并分类耀斑光变曲线中的时域异常，发现Kepler和STIX数据中多数耀斑偏离标准模型。
2026-06-23 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
First Temperature Profile of a Stellar Flare using Differential Chromatic Refraction
本文首次利用差分色折射从单波段测光推导恒星耀斑温度廓线，并展示该方法可避免高估温度，适用于未来大规模巡天。
2025-10-06 astro-ph.SR
A Bayesian method for detecting stellar flares
提出了一种基于贝叶斯几率比的恒星耀斑光变曲线检测算法。我们假设耀斑是由一个模型，其中有一个快速上升的半高斯轮廓，其次是指数衰减。我们的信号模型还包含多项式背景模型。这需要拟合数据中预期的潜在光变曲线变化，否则可能部分模拟耀斑。我们验证了该方法的虚警概率和效率，并将其与Walkowicz等人（2011）中使用的更简单的阈值方法进行了比较。我们发现，我们的方法有一个显着的增加，在低信噪比（S/N）耀斑的检测效率。对于一个保守的虚警概率，我们的方法可以检测到95%的耀斑与S/N小于~20，相比S/N ~25的简单的方法。作为一个例子，我们已经将我们的方法应用于开普勒季度1数据中的恒星选择。该方法发现了687个耀斑的恒星，共1873个耀斑后，否决权已被应用。对于这些耀斑，我们已经描述了它们的持续时间和信噪比。
2014-09-30 astro-ph.SR
Rotation Modulations and Distributions of the Flare Occurrence Rates on the Surface of Five UV Ceti Type Stars
在这项研究中，我们考虑了恒星黑子，恒星耀斑，以及这两个磁过程之间的关系，发生在UV Cet星。此外，还对Gurzadyan（1986 Ap&SS，125，127）提出的慢耀斑假说进行了研究。所有这些讨论都是基于三年来对UV Cet型恒星的观测结果：AD Leo，EV Lac，V1005 Ori，EQ Peg和V1054 Oph。首先，结果表明，恒星黑子活动发生在EV Lac，V1005 Ori和EQ Peg的恒星表面，而AD Leo没有表现出任何短期变化，V1054 Oph没有表现出任何变化。我们报告新的星历表EV紫胶，V1005奥利，EQ PEG，从时间序列分析。相位，计算在0.10相位长度的间隔，其中的平均耀斑发生率，以获得最大振幅;还，旋转调制的相位进行了比较，以调查是否有任何恒星耀斑和斑点之间的纵向关系。虽然结果表明，耀斑事件与恒星表面的斑点面积在一些观测季节，我们没有发现任何明确的相关性。最后，根据观测者的方向，测试了慢耀斑是否是发生在恒星对面的快耀斑，正如<A >Gurzadyan（1986）</A>提出的假设。耀斑发生率表明，慢耀斑和快耀斑都可以发生在任何旋转相位。对于所有程序星，快耀斑和慢耀斑的发生率沿辐散带的变化规律相同。根据假设中提到的情况，这些结果不是预期的。
2012-06-24 astro-ph.SR
Flare waiting time as a novel proxy of stellar magnetic activity
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；New Cornerstone Science Laboratory, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台新基石科学实验室）
本研究以开普勒卫星观测的耀斑M型矮星为样本，提出耀斑等待时间中位数作为新型恒星磁活动代理指标，首次明确其与恒星自转周期的关系，发现该指标表现出更显著的超饱和效应，将助力恒星磁活动研究。
2026-08-26 astro-ph.SR
White-Light Continuum in Stellar Flares
在这次演讲中，我们讨论了通过形成致密的，加热的色球凝聚，在M矮星耀斑的近紫外和光学连续辐射的形成。结果是从最近的辐射流体动力学模型的M矮大气的非热电子的高能量通量的响应。这些模型被用来推断的电荷密度和光学深度在连续发射耀斑层的光谱覆盖的巴耳末跳跃和光波长制度。未来的建模和观测方向进行了讨论。
2015-11-16 astro-ph.SR
Investigating the Rotational Phase of Stellar Flares on M dwarfs Using K2 Short Cadence Data
我们提出了一个分析的K2短节奏数据的34个M矮星的光谱类型的范围M0 - L1。在这些恒星中，31颗显示出持续时间在$\sim$ 10-90分钟之间的耀斑。使用从盖亚DR 2耀斑获得的距离，我们确定了耀斑的能量在$\sim1.2\times10^{29}-6\times10^{34}$尔格范围内。与以前的研究一致，我们发现快速旋转的恒星往往会出现更多的耀斑，有证据表明旋转周期超过$\sim$ 10天的恒星活动会下降。在M矮星中看到的旋转调制被广泛认为是由一个在视野中旋转和旋转的恒星黑子引起的。因此，通量最小值是我们看到靠近恒星盘中心的主恒星黑子的旋转阶段。令人惊讶的是，在我们的研究中确定了每个耀斑的旋转相位后，我们发现没有一个耀斑显示出对旋转相位的偏好。我们概述了三种情况，可以解释这一意外的发现。旋转相位和耀斑速率之间的关系将进一步探讨使用的数据，从广泛的调查，如NGTS和TESS。
2018-07-23 astro-ph.SR
A survey of stellar X-ray flares from the XMM-Newton serendipitous source catalogue: Hipparcos-Tycho cool stars
冷星（即光谱型F-M星）耀斑的X射线发射表明了非常高能的瞬态现象，与通过磁重联释放的能量有关。我们提出了一个统一的，大规模的调查X射线耀斑发射。XMM-牛顿偶然源目录及其相关数据产品为全面和灵敏地调查恒星耀斑提供了极好的基础，这些耀斑来自目标活动恒星和在每次观测的半度直径视场中偶然观测到的恒星。2XMM星表和相关的时间序列（“光曲线”）数据产品已被用作依巴谷第谷-2星表中冷星X射线耀斑调查的基础。此外，我们还生成和分析了光谱分辨（即硬度比），X射线光变曲线。在可用的情况下，我们比较了XMM OM UV/光学数据与X射线光变曲线。我们的样本包含约130个具有良好观测轮廓的耀斑;它们来自约70颗恒星。耀斑持续时间为~ 1 e3 ~~ 1 e4 s，峰值X射线通量为~ 1 e-13 ~ 1 e-11 erg/cm 2/s，峰值X射线亮度为~ 1 e29 ~ 1 e32 erg/s，X射线能量输出为~ 1 e32 ~ 1 e35 erg。在这30颗偶然观测到的恒星中，大多数之前几乎没有报道过的信息。硬度比图清楚地说明了许多耀斑的光谱（以及由此推断的温度）变化特征，并提供了一个容易获得的数据概览。我们给出了目标观测和偶然观测的耀斑频率分布。后者提供了一个公正的（相对于恒星活动）研究耀斑能量学，此外，他们使我们能够预测的恒星耀斑，可能会被发现在未来的X射线广场调查的数量。这一偶然发现的样本表明…
2015-06-17 astro-ph.SR
Can flare loops contribute to the white-light emission of stellar superflares ?
自从开普勒卫星发现恒星超耀斑以来，人们一直将这些极高能事件与太阳耀斑类比来研究。它们的白光（WL）连续发射被解释为是由加热带产生的。在本文中，我们计算WL发射覆盖耀斑环取决于其密度和温度，并表明，在超耀斑期间预期的条件下，连续增亮，由于延长环路拱廊可以显着有助于开普勒探测到的恒星通量。这要求环中的电子密度为$10^{12} - 10^{13}$ cm $^{-3}$或更高。我们表明，这样的密度，超过那些通常存在于太阳耀斑环，可以达到M-矮星和太阳型超耀斑恒星与大的恒星黑子和更强的磁场。非常重要的是，环路的WL辐射对它们的温度不是非常敏感，因此冷环路和热环路都可能有贡献。我们发现，从光学薄的环出射的WL强度低于从耀斑带的黑体辐射，但环的贡献，总恒星通量可以是相当重要的，由于其显着的发射面积。这种解释超级耀斑发射的新方案表明，观测到的WL通量是由于带状和环状辐射的混合物，甚至可以在超级耀斑的渐进阶段以环状为主。
2018-04-25 astro-ph.SR
Time-dependent Stellar Flare Models of Deep Atmospheric Heating
本研究利用RADYN代码构建1D辐射流体动力学恒星耀斑模型网格，模拟高能电子束加热，成功匹配脉冲相光学光谱流量比和谱线形，揭示压力展宽与光学深度对氢巴尔默γ线宽分量的贡献，并公开模型网格供应用。
2024-07-22 astro-ph.SR
Constraining the Mass Loss and the Kinetic Energy of Solar Coronal Mass Ejections with Far-Ultraviolet Flares
本研究拓展太阳耀斑与CME的相关性至远紫外波段，建立了1600 Å FUV耀斑参数与关联CME质量、动能等的经验关系，为估算类太阳恒星CME性质、评估系外行星大气侵蚀提供框架。
2025-10-02 astro-ph.SR
Stellar flares, superflares and coronal mass ejections -- entering the Big data era
本文综述了大数据时代下恒星耀斑、超级耀斑及日冕物质抛射的最新观测结果，探讨了不同恒星性质与耀斑特征的关系，并聚焦于挑战基于太阳范式的“标准”耀斑模型的新发现。
2024-07-23 astro-ph.SR
Do long-cadence data of {\it Kepler} satellite capture the basic properties of flares ?
由于{ \it Kepler}在2009年的发射，耀斑研究正在成为恒星活动研究中的一个新兴领域。{ \it Kepler}提供两种时间分辨率的数据，即，时间分辨率为30分钟的长节奏（LC）数据和时间分辨率为1分钟的短节奏（SC）数据，这两种数据都可以用于研究恒星耀斑。本文用LC和SC资料在光变曲线上寻找耀斑，并从耀斑的真耀斑率、耀斑能量、耀斑振幅和耀斑持续时间等方面对它们进行了比较。结果表明，与SC型耀斑相比，LC型耀斑系统地低估了耀斑的能量约25%，低估了耀斑的振幅约60%。与SC耀斑相比，持续时间被系统性地高估了50%。然而，上述百分比的约束很差，并且存在很多分散。约有60%的SC耀斑没有被LC观测到。我们研究了LC数据的局限性，认为LC数据虽然不能反映耀斑的详细轮廓，但也可以捕捉到恒星耀斑的基本性质。
2018-04-08 astro-ph.SR
Analyzing the Morphology of Late-phase Stellar Flares From G-, K-, and M-type Stars
本研究将恒星峰-凸起形态耀斑的研究从M型矮星拓展至G、K、M型恒星，基于TESS观测的12597个耀斑样本，分析了197个此类耀斑的统计特性与相关物理关联。
2025-03-20 astro-ph.SR
A Possible Mechanism for "Late Phase" in Stellar White-Light Flares
本文通过一维流体力学环模拟提出，M矮星耀斑脉冲加热后的日冕等离子体凝聚可产生高电子密度，通过自由-束缚和自由-自由发射形成TESS观测到的“晚相”次级峰，其强度随耀斑能量增加而增强。
2023-10-30 astro-ph.SR
Time-resolved UVES observations of a stellar flare on the planet host HD 189733 during primary transit
HD 189733是一个系外行星系统，由一颗凌日热木星和一颗活跃的K2 V型主序星组成。我们的目标是使用VLT/UVES高分辨率阶梯光谱研究恒星耀斑。我们已经进行了同步分析的时间演化在几个色球恒星线，即，钙II H和K线，H α，H β，H γ，H δ，Hepatite，钙II红外三线，和他的I D3。观测时间约为1分钟，持续时间为4小时，包括一次完整的行星凌日。我们确定在耀斑期间释放的能量在所有研究的色球线合并为约8.7e31尔格，这使得这一事件在太阳上观察到的耀斑能量的上端。我们的分析没有发现任何显着延迟的耀斑峰值中观察到的巴耳末和钙II H和K线，虽然我们发现这些线的时间演化有明显的差异。He I D3显示可能与耀斑事件相关的额外吸收。根据耀斑期间Ca II H和K线的辐射通量，我们估计耀斑期间的软X射线辐射通量为7 e30 erg。观测到的耀斑可以被归类为K型星上的中等耀斑，并证实HD 189733宿主星的活动水平相当高。研究色球线的核心表现出相同的行为，让我们研究耀斑的演变。我们表明，系外行星的主恒星的活动可以发挥重要的作用，在探测系外行星的大气，因为这些经常被发现作为一个额外的吸收线的核心。既不能证实也不能排除凌日期间发生耀斑的可能的恒星与行星相互作用。
2017-07-31 astro-ph.SR
The Patterns of High-Level Magnetic Activity Occurring on the Surface of V1285 Aql: The OPEA Model of Flares and DFT Models of Stellar Spots
通过对V1285 Aql三个观测季的Johnson UBVR观测结果的统计分析，讨论了该星的活动水平和行为。我们还讨论了耀斑外的变化，由于旋转调制。在2006年的U波段观测中发现了83个耀斑。首先，根据独立样本t检验的统计分析，将耀斑分为快耀斑和慢耀斑两类。根据试验结果，慢耀斑和快耀斑的耀斑等效持续时间相差约73 s。差异应该是理论模型中提到的差异。其次，使用单相指数关联函数，耀斑等效持续时间与耀斑总持续时间的分布进行了建模。通过对模型的分析，得到了平台期、半衰期值、耀斑等效持续时间的平均值、最大耀斑上升量和总持续时间等参数。在该模型中，作为白光耀斑饱和水平的指标的平台值被推导为2.421{ \pm }0.058 s，而半衰期被计算为201 s。分析表明，观测到的耀斑总持续时间最大值为4641 s，观测到的最大耀斑上升时间为1817 s。根据这些结果，虽然V1285 Aql表面耀斑的计算能量一般低于其他恒星，但其耀斑环的长度可能高于更活跃的恒星。
2012-06-24 astro-ph.SR
Sun-as-a-star Analysis of the X1.6 Flare on 2023 August 5: Dynamics of Post-flare Loops in Spatially Integrated Observational Data
本研究通过对2023年8月5日X1.6级太阳耀斑开展类太阳恒星分析，结合多波段空间积分观测数据，识别出耀斑后环的动力学特征，为恒星耀斑后环研究提供了关键依据。
2024-09-11 astro-ph.SR
Analysis of the Stellar Occultations During the Unprecedented Long-Duration Flare
该研究分析年轻主序星27小时超级耀斑中的多次掩星，重建冷耀斑环拱的几何与物理参数，首次在太阳以外恒星上证实此类遮蔽结构。
2024-08-05 astro-ph.SR
