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 relationships of solar flares with both sunspot and geomagnetic activity
太阳耀斑参数（总重要性、持续时间、耀斑指数和通量）与太阳黑子活动（Rz）以及地磁活动（aa指数）与耀斑参数之间的关系可用一个响应时间尺度分别为8个月和13个月的积分响应模型来描述。与线性关系相比，耀斑参数与Rz、aa与耀斑参数、aa与Rz的相关系数平均分别提高了6%、17%和47%。该模型对耀斑参数到Rz、aa到耀斑参数和aa到Rz峰值的时间延迟分别有82%、47%和78%的预测精度。当使用具有更宽窗口的余弦滤波器时，这些结果可以进一步改善。这意味着太阳耀斑与过去太阳磁场能量的积累通过一个时间衰减因子有关。上述结果有助于理解太阳活动周期的机制，并有助于改进太阳耀斑的预报。
2011-12-24 astro-ph.SR
Development of a Confined Circular-cum-parallel Ribbon Flare and Associated Pre-flare Activity
我们研究了2015年1月26日在太阳活动区NOAA 12268发生的复杂GOES M1.1圆形带状耀斑和相关的耀斑前活动[SOL 26 -01-2015]。SDO上的AIA和RHESSI观测到了这次耀斑活动。在事件发生前的延长期内，对光球磁图的检查表明，一种所谓的“海葵”型磁位形的连续发展。NLFFF外推揭示了一个扇脊磁配置与冠状零点的存在。我们发现，在活动区的预耀斑活动开始约15分钟前的主耀斑的形式在两个位置的本地化亮斑。耀斑前活动的位置和空间结构与相应区域磁位形的比较表明，磁重联在零点开始，低层大气磁重联则是由磁通量的出现和抵消引起的。M1.1级主耀斑的特征是形成了一个发育良好的环形带，并伴随着一个遥远的增亮区。值得注意的是，一组相对紧凑的平行带状物形成在圆形带状物的外围内部，其横向发展到圆形带状物的最亮部分。在耀斑的峰值阶段，在环形带的东北边缘观察到一个日冕喷流，这表明大尺度场线和低位闭合场线之间的交换重连。我们的调查表明，两个不同的过程，其中正在进行的耀斑前零点重联得到进一步加强的局限性喷发，随着射流活动进行从内的圆形带状区域，从而形成内部平行带和相应的后重联拱廊的组合。
2020-05-19 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
Flare Activity and Magnetic Feature Analysis of the Flare Stars II: Sub-Giant Branch
我们主要从F和G光谱类型研究了次巨星的磁活动和耀斑特征，并与主序星的结果进行了比较。分析了开普勒任务中次巨星分支（SGB）上352颗恒星的光变曲线，利用3个耀斑指数来推断其磁结构的稳定性、相对覆盖度和对比度以及耀斑性质。结果表明：（i）由于对流区的加深和更强的磁场产生，SGB上磁特征的相对覆盖度和对比度以及耀斑的速率、功率和大小都增加了。（ii）SGB上F和G型星的磁活动不依赖于自转速率，也不服从饱和区。这与我们在主序星中看到的情况相反，在主序星中，G-、K-和M-型星对Rossby数表现出明显的依赖性：（iii）在SGB上，磁特征稳定性与它们的相对覆盖度和对比度之间仍然存在正相关关系，尽管与MS相比，它的依赖系数较低;（iv）SGB星的磁代理和耀斑指数随对流区相对质量的增加而增加。
2021-02-28 astro-ph.SR
Optical flare activity in the low-mass eclipsing binary GJ~3236
介绍了我们对低质量食双星GJ~3236的观测结果。我们已经分析了相位$R_C$光变曲线，并确认了先前确定的组件的基本参数。我们探测到了斑点的演化过程，发现在主分量的极区附近存在一个大斑点，而在主分量或次分量上存在另一个斑点。我们还观察到7个耀斑事件，并确定耀斑速率约为0.1耀斑每小时。我们观察到两个高能量，长期耀斑与复杂的光变曲线和可能的四个弱短期耀斑事件。大多数耀斑是在$R_C$滤波器中检测到的，这表明它们的能量很高。
2016-08-03 astro-ph.SR
Assessment of a planetary model to predict Rieger periodicity in sunspots and flares
本文发展了一个行星模型来预测太阳活动的中程周期，特别是耀斑活动的~155天的Rieger周期。结果表明，水星周期的半整数倍的周期性始终发生在太阳活动指数。由于这个原因，行星模型是基于触发太阳黑子出现时，行星潮汐高峰时，水星与金星，地球和/或木星的结合。行星模型中组件的周期性与观测到的太阳黑子和耀斑活动的中间周期性相当匹配，最强的模型组件发生在155天周期。模型的过滤版本和N.O.A.A.的比较。155天周期的耀斑指数表明了模型的短期（在一个太阳周期内）和长期（在几个太阳周期内）预测能力的潜力。然而，这项评估发现，155天的周期性耀斑活动的预测是有效的，只有当南北半球的耀斑活动的分量是同相的。
2018-11-26 astro-ph.SR
Predictions for solar flares activity in solar cycle 25
对单个太阳活动周期演变的预测是一个发展中的领域，甚至在未来几年内都面临着预测分歧。特别是对于太阳耀斑，长期建模几乎是缺乏的，即使在粗略的条款。本文用太阳耀斑活动对第25太阳活动周的演变作了预报。它是从现有的现象学模型的基础上耦合的内部太阳组件和行星组件。除了有能力的时间分辨率外，预测的特点是既将模型与其他空间气候预测区分开来，又使其具有可证伪性。
2020-07-29 astro-ph.SR
Phase and amplitude asymmetry in the quasi-biennial oscillation of solar Halpha flare activity
太阳磁活动准两年振荡（QBO）是发电机机制的内在特征，但目前对QBO的认识还很不够。本文利用集合经验模态分解、互相关分析和小波变换技术，研究了南北半球Halalpha耀斑活动QBO的相位和振幅不对称性。结果表明：（1）两半球太阳耀斑指数的QBO存在复杂的位相关系，但没有表现出系统的规律性;（2）1966 ~ 2014年，北半球太阳耀斑指数的太阳活动周期模式普遍领先南半球约9个月。这些结果的可能来源进行了讨论。
2019-10-07 astro-ph.SR
KOI-256's Magnetic Activity under the Influence of the White Dwarf
本文介绍了利用开普勒卫星观测资料对KOI-256色球活动性质的研究结果。首先，我们发现由于冷点活动，食外有一些正弦变化。由SPOTMODEL程序模拟的正弦变化表明，活性组分具有两个不同的活性区域。它们的纵向变化表明，其中一个的迁移周期为3.95年，而另一个的迁移周期为8.37年。第二，从短步频数据中总共检测到225个耀斑。计算每次耀斑的增加时间（Tr）、衰减时间（Td）、总耀斑时间（Tt）、等效持续时间（P）等参数。模拟了等效持续时间与总耀斑时间的对数尺度分布，以确定耀斑活动水平。平台值被称为活性成分的饱和水平，计算值为2.3121+-0.0964 s，半衰期值为2233.6 s，半衰期值为达到饱和所需的耀斑总时间。此外，频率N1，这是在系统中每小时的耀斑的数量，被发现是0.05087 1/h，而耀斑的频率N2，每小时的耀斑等效持续时间发射被发现是0.00051。与黑子活动相反，由于白矮星的存在，耀斑往往出现在特定的位相。
2017-11-13 astro-ph.SR
KIC 9451096: Magnetic activity, flares and differential rotation
本文介绍了KIC 1，9451096的光谱和光度分析，后者是基于$Kepler$航天器获得的非常高精度的长节奏光度法。结合光谱学和光度学模拟表明，该系统是一个在圆形轨道上的分离食双星，由F5V + K2V组成。从整个长节奏数据中减去最佳拟合的光曲线模型，揭示了额外的低（毫微克）振幅的光随时间的变化和偶尔的耀斑，这表明低，但仍然显着水平的K2V组件上的磁点活动。分析光变曲线残差的旋转调制使我们能够估计K2V分量的差分旋转系数为$k = 0.069 \pm 0.008$，假设太阳型差分旋转，与太阳值$k = 0.19$相比，其弱3倍。我们发现K2 V分量的恒星耀斑活动频率为0.000368411 $h^{-1}$，表明磁活动水平较低。
2017-09-04 astro-ph.SR
X-ray flares and coronal mass ejections (CMEs) during very quiet solar activity conditions of 2009
太阳耀斑（SF）是在太阳表面观测到的突然变亮，与大量能量释放有关。伴随着X射线爆发的耀斑通常伴随着电子和离子从太阳大气中的大量喷射，称为日冕物质抛射（CME）。有证据表明太阳磁场可以通过重联改变其结构并释放能量，加速太阳等离子体，从而导致SFs和CME。本文分析了SOHO和GOES卫星在2009年太阳活动极低年和2002年太阳活动中等偏高年期间的太阳耀斑和日冕物质抛射数据。结果表明，对现有的产生SF和CME的机制进行某些修改对于开发影响空间天气条件的更现实的预报模型是必要的。
2022-02-01 astro-ph.SR
Examining the Age/Activity Relationship of Ultracool Dwarfs with GAIA
年龄、自转和磁活动之间的关系可以用来粗略估计太阳型恒星的年龄。在较低的恒星质量下，由于角动量损失效率较低，活动和年龄之间的关系发生变化，并且对于超冷（晚M和L）矮星可能完全消失。耀斑的探测（作为磁活动的示踪剂）可以与年龄的运动学示踪剂相结合，以探索超冷矮星的年龄和活动之间的关系。GAIA的最终数据发布将提供$G$滤光片中GAIA目标的时间分辨测光，但对$G$波段中耀斑的影响还不太了解。我使用一个简单的耀斑模型来估计转换的耀斑的大小为M3-L5矮星在约翰逊$V$ -，SDSS $r$ -和开普勒-带的GAIA $G$ -带。通过将这些转换应用到以前观测到的耀斑速率，我估计M0-M6矮星在盖亚的耀斑速率为$R_{f,GAIA} \gtrsim 8.73 \times 10^{-4}~{\rm hr}^{-1}~{\rm deg}^{-2}$，相当于整个调查中总共有$\gtrsim$ 20，000次耀斑。如果超冷矮星有相同的耀斑速率，我预计M7-L5矮星上总共有$\gtrsim$ 20个耀斑。
2014-05-23 astro-ph.SR
Quasi periodic oscillations of solar active regions in connection with their flare activity - NoRH observations
黑子源在17 GHz的频率给出了在色球-日冕过渡区的水平上，在B=2000 G的磁场区域的等离子体参数的信息。太阳黑子短周期（1 ~ 10分钟）振荡的观测结果反映了磁流体动力学（MHD）波在黑子磁通量管内的传播。我们调查的振荡参数在活动区与他们的耀斑活动。我们确认存在的振荡光谱和耀斑活动之间的联系。我们发现前耀斑和后耀斑阶段之间的振荡的差异。特别是，我们展示了一个强大的三分钟振荡的情况下，开始前的爆发。这一事件与Sych，R.等（Astron. Astrophys.，第505卷，第791页，2009）。我们还发现了明确的八分钟振荡的微波辐射从太阳黑子。我们解释我们的观测从太阳黑子和耀斑过程中传播的MHD波之间的关系。
2011-07-08 astro-ph.SR
Flare activity of the Sun and variations in its UV emission during cyrcle 24
本文分析了太阳第24周的耀斑活动和紫外辐射。与第21-23周期相比，在衰变阶段观察到最强大的耀斑，在第24周期中，最大数量的强大耀斑（>X2.7）发生在上升阶段和最大值，除了2017年9月第24周期的两个最大耀斑X9.3和X8.2。我们发现，太阳紫外线指数的回归拟合的整体辐射水平从太阳是显着不同的周期24相比，周期21-23。研究发现，对于2011年8月9日的耀斑（SDO和GOES-15观测），耀斑的传播方向是从上日冕到过渡区和色球层。对第24周耀斑分布的南北不对称性的研究表明，2011年耀斑在北半球和2014年在南半球占主导地位。还发现，在周期23和24期间，质子事件的发生相对于引起它们的耀斑的发生的延迟具有明显的最大值的分布，对应于能量>10 MeV的质子的2小时延迟，以及能量>100 MeV的质子。
2017-11-20 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
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
KIC011764567: An evolved object showing substantial flare-activity
我们深入研究了恒星天体KIC 011764567的耀斑活动。这颗恒星被认为是太阳型的，温度为$T_{eff} = (5640 \pm 200)\,$ K，$\log(g) = (4.3 \pm 0.3)\,$ dex，自转周期为Prot 22 d（Brown et al. 2011）。高分辨率的光谱将目标转变为一个演化的物体，Teff =（5300 \pm 150）K，金属度为$[m/H] = (-0.5 \pm 0.2)$，表面重力为$log(g) = (3.3 \pm 0.4)\,$ dex，预计旋转速度为$v sin i = (22 \pm 1)\,kms^{-1}$。在4年的观测时间跨度内，我们在开普勒数据中检测到150个能量范围为$10^{36} - 10^{37}$ erg的耀斑。从一个动态的Lomb-Scargle周期图，我们有证据表明，差异旋转以及恒星斑点的演化和迁移。分析耀斑的发生时间，我们发现了一个周期性的耀斑频率周期$430 - 460 $ d的线索，显着性增加的阈值的耀斑等效持续时间。一种解释是恒星的活动周期很短。另一种可能性，也是其他人在类似情况下提出的，是较大的耀斑可能是由外部现象触发的，例如与看不见的伴星的磁相互作用。我们的高分辨率光谱显示KIC 011764567不是一颗短周期双星。
2016-07-28 astro-ph.SR
Exploring stellar activity in a sample of active M dwarfs
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Universität zu Köln（科隆大学）；Universidad Católica del Norte（北天主教学会大学）
研究活跃M矮星的恒星活动，发现自转快的恒星具有更高的耀斑活动，但耀斑能量较低，且色球活动与磁活动存在幂律关系。
2025-10-09 astro-ph.SR
Photometric Study on Stellar Magnetic Activity: I. Flare Variability of Red Dwarf Stars in the Open Cluster M37
基于对疏散星团M37一个月的MMT时间序列观测，我们监测了近2500颗红矮星的光变，成功地识别了312颗M星团矮星的420次耀斑事件。对于每个耀斑光变曲线，我们推导出观测和物理参数，如耀斑形状，峰值振幅，持续时间，能量和峰值亮度。我们发现，冷星产生的偶然耀斑能量足以在$r$波段观测到，其时间和峰值特性几乎与传统的$r$波段观测相同。我们还发现了许多大振幅耀斑推断$Δu > 6$等在以前的地面观测中很少报道的集群样品。在遍历假设下，我们详细研究了耀斑参数在一定能量范围内的统计特性（$E_{r}$ $\simeq$ $10^{31}-10^{34}$ erg）。正如预期的那样，在相同年龄和质量组的恒星之间，耀斑时间尺度，能量和频率的分布没有统计学差异。我们注意到，我们的样本往往有更长的上升和衰减的时间尺度相比，在现场耀斑星相同的光谱类型和更有活力。耀斑频率分布遵循幂律分布，斜率$β\sim0.62-1.21$为所有耀斑星和$β\sim0.52-0.97$的成员信息（$P_{mem} \geq 0.2$）的恒星。这些都是在一般协议与以前的作品耀斑统计的年轻疏散星团和附近的场星。我们的结果进一步支持了经典的年龄-活动关系。
2015-10-14 astro-ph.SR
Periodic variation and phase analysis of grouped solar flare with sunspot activity
研究太阳活动周期的变化规律以及不同太阳活动指标之间的位相关系，有助于了解太阳活动周期的长期演化。本文对1965年1月至2009年3月期间的成组太阳耀斑和太阳黑子数进行了统计分析。结果表明：（1）GSF和SN的显著周期性都与差分自转周期、准两年振荡（QBO）和11年施瓦布循环（ESC）有关，但具体值并不完全相同; 2）在所考虑的时间间隔内，GSF的ESC信号平均滞后SN 7.8个月，这意味着GSF和SN之间的系统相位延迟源自太阳周期间的信号。我们的结果可能提供有关日冕中磁能储存的证据。
2019-10-07 astro-ph.SR
Evolution and Flare Activity of Delta-Sunspots in Cycle 23
利用SOHO/MDI资料研究了第23周太阳活动区的形成和磁演化。我们选择了31个可以从出生阶段观察到的AR，作为我们研究的无偏样本。从磁拓扑（扭曲和扭曲）的分析，我们得到了以下结果。i）新出现的β-γ-δ AR可分为三种拓扑类型，即“准β”、“扭曲”和“自上而下”。ii）其中，“扭动”型和“顶顶”型倾向于显示高耀斑活动。iii）由于扭曲和扭曲的符号在大多数“扭曲”类型的情况下（13种情况中的12种）彼此一致，我们提出了一个磁模型，其中β-γ-δ AR中的新兴通量区域不是分离的，而是在太阳表面下统一为一个单一的结构。iv）几乎所有的“扭曲”型AR在磁通量管的中部都有向下的打结结构。我们相信，这是β-γ-δ AR的基本属性。v）β-γ-δ AR的耀斑活动不仅与太阳黑子面积高度相关，而且与磁场复杂性高度相关。vi）我们认为耀斑指数与最大本影面积之间可能存在一个标度律。
2015-07-23 astro-ph.SR
Spectral Behaviour and Flaring Activity of II Peg in the Ultraviolet
利用国际紫外探测器15年的观测资料，研究了II Peg双星系统在紫外波段的光谱行为。紫外线观测显示色球层和过渡区的耀斑活动，其谱线增强。在耀斑活动前后，紫外谱线呈现出低、中、高通量的特征。的光谱行为与以前的研究进行了比较。我们在三年内探测到显著的耀斑活动。在此期间之前和之后，活动水平逐渐明显下降。根据2200埃吸收特征估计II Peg的变红。我们测定了平均质量损失率和紫外光度。我们把光谱变化归因于下面的磁发电机的周期性行为，突出的活动可以用两个带状耀斑的模型来解释。
2022-06-09 astro-ph.SR
Origin of extreme solar eruptive activity from the active region NOAA 12673 and the largest flare of solar cycle 24
在2017年，当太阳正朝着太阳活动周期24的最小阶段移动时，一个异常喷发的活动区（AR）NOAA 12673在8月28日至9月10日期间出现在太阳上。在最高活动水平期间，AR变成了一个三角形的黑子区，这表明了从光球到日冕高度的磁场的最复杂的配置。AR 12673产生了4个X级和27个M级耀斑，以及许多C级耀斑，使其成为太阳活动周期24中最强大的AR之一。值得注意的是，它产生了太阳活动周期24的最大耀斑，即2017年9月6日的X9.3事件。在这项工作中，我们强调了我们的综合分析的结果，涉及多波长成像和日冕磁场建模，以了解AR 12673的演变和喷发。我们特别关注2017年9月6日两个X级耀斑的形态，光谱和运动学演化。我们探讨各种大规模和小规模的磁场结构的活动区，这是与触发和随后爆发在强大的太阳瞬变。
2022-12-21 astro-ph.SR
Kepler Flares IV: A Comprehensive Analysis of the Activity of the dM4e Star GJ 1243
我们对活跃的dM4e恒星GJ 1243进行了全面的研究。我们使用以前的观测和地面阶梯光谱，以确定GJ 1243是一个成员的Argus协会的领域明星，这表明它是$\sim 30-50$百万岁。我们分析了11个月的开普勒1分钟的节奏数据，开普勒耀斑频率分布，以及确定耀斑能量，振幅，持续时间和衰减时间之间的相关性。我们发现，幂律耀斑能量分布的指数$α$随时间变化，主要是由于样品的完整性和低频率的高能耀斑。我们还发现了一个偏离一个单一的幂律在高能量。我们使用地面的光谱观测同时与开普勒数据提供同步的光度和光谱分析的三个低能量耀斑，最低能量的dMe耀斑与详细的光谱分析，迄今为止的任何恒星。光谱数据从这些耀斑扩展约束辐射流体动力学（RHD）耀斑模型的能量较低的制度比以前已经研究。我们使用这种同时光谱学和开普勒光度学来开发从\textit{Kepler}带通到传统的$U$和$B$带的近似转换。这种转换将是一个关键因素，在比较任何开普勒耀斑分析的佳能以前的地面耀斑研究。
2016-07-13 astro-ph.SR
Flare Rates, Rotation Periods. and Spectroscopic Activity Indicators of a Volume-Complete Sample of Mid-to-Late M dwarfs within 15 Parsecs
我们提出了一项研究的耀斑率，旋转周期，光谱活动指标的125个单星在15秒差距内，质量在0.1 $-$ 0.3 $M_\odot$之间观察到的TESS任务的第一年，与阐明这些不同的磁连接现象之间的关系的目标。我们收集了每个目标的多个时期的高分辨率光谱，并测量了活性指示剂氦I D $_3$、$Hα$和钙红外三线在8542.09埃处的等效宽度。我们从MEarth测光中得到18个新的自转周期，从TESS测光中得到19个新的自转周期。我们给出了1392个耀斑的星表。经过灵敏度校正后，我们发现所有恒星的耀斑频率分布的斜率都有一个标准值$α$ = 1.98 $\pm$ 0.02。我们确定R $_{31.5}$，每天的耀斑率与能量以上E = 3.16 $\times$ 10 $^{31}$尔格在TESS带通。我们发现，低于$Hα$ EW = -0.71埃的临界值，log R $_{31.5}$随$Hα$发射的增加而线性增加;高于此值，log R $_{31.5}$迅速下降。这些恒星可分为两类：26%的恒星有$Hα$辐射，耀斑率高，典型值为log R $_{31.5}$ = -1.30 $\pm$ 0.08，罗斯比数$<$ 0.50。剩下的74%的恒星几乎没有$Hα$的辐射，其log R值为$_{31.5}$ $<$-3.86，其中大多数恒星在TESS观测期间没有出现单一的耀斑。
2020-10-29 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
Flare frequency in M dwarfs belonging to Young Moving Groups
本研究通过年轻移动群中M矮星的耀斑数据，发现自转周期而非年龄是耀斑活动的更好指标，并提出用分段幂律描述耀斑频率分布，以评估系外行星大气承受耀斑的能力。
2025-06-04 astro-ph.SR
A comparative study of two X2.2 and X9.3 solar flares observed with HARPS-N: Reconciling Sun-as-a-star spectroscopy and high-spatial resolution solar observations in the context of the solar-stellar connection
本研究利用HARPS-N观测两次不同强度的太阳耀斑，结合高分辨率空间观测分析盘积分光谱特征，揭示了耀斑位置与光谱剖面的关联及多种谱线的活动响应规律，为恒星耀斑研究提供参考。
2024-02-01 astro-ph.SR
Exhaustive study of three-time periods of solar activity due to single active regions: sunspot, flare, CME, and, geo-effective characteristics
在本文中，我们提出了一个高水平的太阳活动期间，一个单一的活动区产生多个耀斑/CME的多波长研究。根据对太阳黑子的观测，目前的第24个太阳活动周期与前几个太阳黑子活动周期相比强度较低。在当前的第24太阳黑子周期中，几个小型和大型太阳黑子群产生了各种中等和强烈的耀斑/CME事件。在2012-2015年期间，有几个活动区域有大量的耀斑活动穿过太阳的可见盘。在本研究中，我们考虑了2013年10月22日至29日、2013年11月1日至8日和2014年10月25日至8日这三个时间段，在此期间观察到228次耀斑。仅考虑盘中心附近的活动区，已经报道了59个CME（晕或部分），其中只有39个事件与耀斑有关。结果表明，面积较大、形态较复杂、磁场较强的活动区产生极快日冕物质抛射（速度> 1500 km/s）的可能性较大。因此，在所报道的5个X级耀斑中，有3个（60%）与CME有关。CME耀斑相关事件的离地时间在耀斑相关事件发生时间之后有+15到+30分钟的时间间隔，这表明耀斑产生了CME。此外，我们还整理了CME爆发后1 -5天内的磁暴。59次CME中有10%与磁暴有关，但都是中等强度的磁暴。
2020-12-09 astro-ph.SR
Electric Current Neutralization in Solar Active Regions and Its Relation to Eruptive Activity
与电流相关的磁自由能是太阳耀斑和太阳活动区日冕物质抛射（CME）的动力。然而，决定AR是否会产生喷发的条件还不清楚。以前的工作表明，在何种程度上的驱动电流，或在一个单一的磁极内的所有电流的总和，被中和，可以作为一个很好的代理评估的AR的能力，产生喷发。在这里，我们调查电流中和和耀斑/CME生产之间的关系，使用15个耀斑活动和15个耀斑安静的AR的样本。所有耀斑安静和4个耀斑活跃的AR也是CME安静的。我们还测试了电流中和的关系，沿极性反转线（PILs）在AR的剪切程度。我们发现，耀斑生产AR更有可能表现出非中和电流，特别是那些也产生CME。我们发现，耀斑/CME活跃的AR也表现出更高程度的PIL剪切比耀斑/CME安静的AR。我们还观察到，电流变得更加中性的磁通量出现在耀斑安静的AR。我们的研究表明，目前中和反应是其爆发潜力的指示。
2020-03-05 astro-ph.SR
Pre-flare activity and magnetic reconnection during the evolutionary stages of energy release in a solar eruptive flare
本文对2003年11月1日发生在活动区NOAA 10486的一次爆发性白光耀斑进行了多波长分析。RHESSI和TRACE进行的一组出色的高分辨率观测提供了明显的耀斑前活动的明确证据，约9分钟，其形式为在EUV/UV波长下观察到的初始阶段，然后是X射线前体阶段。在初始阶段，我们观察到局部增亮的高度剪切的核心区域接近灯丝和短EUV环路覆盖的灯丝，导致开放的磁场线之间的相互作用。RHESSI测量值低于~30千电子伏，X射线前兆阶段与耀斑位置的通量出现开始以及喷发的早期特征相吻合。从RHESSI的观察，我们得出结论，等离子体加热和电子加速发生在前体阶段。主耀斑与标准耀斑模型一致。然而，在脉冲阶段之后，观察到强烈的HXR环顶源而没有显著的足点发射。更有趣的是，在很短的一段时间内，looptop源表现出强烈的HXR发射，能量高达100 keV和显着的非热特性。目前的研究表明，在耀斑前和主耀斑的活动之间的因果关系。我们还得出结论，耀斑前的活动，发生在微妙的磁重组的形式，随着本地化的磁重联，发挥了至关重要的作用，在不稳定的活动区灯丝，导致太阳爆发耀斑和相关的大尺度现象。
2011-09-15 astro-ph.SR
The Signature of Flare Activity in Multifractal Measurements of Active Regions Observed by SDO/HMI
最近的研究表明，测量的分形和多重分形参数的活动区（AR）是不是有效的工具来区分AR的基础上的耀斑活动，以及预测耀斑事件。尝试验证这一结果的一个大的数据集更高的空间和时间分辨率，以及更高的通量灵敏度，观测比以前的研究中，我们分析了高节奏的时间序列的视线磁图的43个AR的特点是不同的耀斑活动，这是观察SDO/HMI从2010年5月至2013年12月。在这些数据上，我们估计了四个参数，广义分形维数$D_0$和$D_8$，以及多重分形参数$C_{\mathrm{div}}$和$D_{\mathrm{div}}$。我们发现不同的平均值的参数测量的AR主机耀斑的不同类。然而，在产生相同类别事件的AR上测量的值的分散使得从不同类别的燃烧区域推导出的参数也可以在很大程度上重叠。根据我们的测量结果，C级和M级扩口AR实际上是无法区分的，M级和X级扩口AR也是如此。我们发现，只有$\approx$ 50\%的研究AR和$\approx$ 50\%的M级和X级事件的测量参数的时间序列的一致变化。我们发现，这些结果持有分形和多重分形参数估计的基础上，总的无符号和有符号的流量数据的分析AR。
2017-05-18 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
Temporal changes of the flare activity of Proxima Cen
我们研究了从2004年5月27日到2017年9月30日的13.2年的延长时间内，Proxima Centauri的HARPS光谱中的Halpha，Hepalo，H和K Ca II，D1和D2 Na I，4026和5876 A He I发射线的时间变化。目标。我们分析的共同行为和不同的强度和配置文件中的耀斑和安静模式的Proxima活动的不同发射线的差异。方法.我们比较了在相同时期观测到的HARPS高分辨率（R ~ 115，000）光谱中发射线的伪等效宽度（pEW）和轮廓。结果所有发射谱线显示出至少10 min时间尺度的变异性。除He I 4026 A外，所有谱线的强度均与\Halpha相关。在强烈耀斑期间，“红色不对称”出现在H α发射线中，表明热凝聚物质以大于100公里/秒的速度进入色球层，干扰色球层。因此，在强耀斑期间，Ca II线的强度与H α反相关。在强耀斑中出现He Ⅰ线4026和5876。在发射中还观察到D1和D2 Na I线的核心。在Proxima Centauri的最小活动期间，Ca II线和Hepaline几乎消失，而Na I发射线的蓝色部分受到延伸和冷凝流中吸收的影响。结论.我们看到在耀斑区和色球层中形成的发射线的不同行为。Proxima Cen的色球层可能被耀斑事件加热;这些层在“非耀斑”模式下冷却。我们的发射线的核心中的自吸收结构随时间而变化，这是由于在吸收…
2019-05-17 astro-ph.SR
Evolutionary aspects and north-south asymmetry of soft X-ray flare index during solar cycles 21, 22, and 23
目的。本文研究了第21、22和23周太阳耀斑发生的时间演化和南北（N-S）不对称性，并与传统的太阳活动指数进行了比较。方法.耀斑活动的特点是一个软X射线（SXR）耀斑指数，其中包括信息耀斑发生在选定的时间间隔以及峰值强度的个别事件。结果SXR耀斑指数与太阳活动的其他常规参数有很好的相关性。此外，它表现出一个显着更高的相关性与太阳黑子面积超过太阳黑子数量，这表明太阳黑子面积的变化与太阳日冕中的瞬态能量释放更密切相关。耀斑指数的累积图表明，在第21个周期期间，北半球的活动略微过剩，而在第22和23个周期，南半球的活动明显过剩。结果表明，该区域存在明显的南北不对称性，并随太阳活动周期的不同而变化。当数据在较长时间内平均时，这种不对称的可靠性和持久性显着增加，而当数据在13次卡林顿旋转中合并时，达到了最佳水平。耀斑指数的时间演化进一步证实了太阳活动极大期内太阳活动周期的双峰演化，以及第22和23太阳活动周期对格涅维舍夫-奥尔规则的违反。结论.在太阳活动周的演化阶段，太阳南北半球的SXR耀斑指数表现出明显的不对称性，这意味着太阳耀斑的南北不对称性不仅表现在耀斑数上，也表现在耀斑事件的强度上。
2017-05-05 astro-ph.SR
RHESSI and TRACE observations of multiple flare activity in AR 10656 and associated filament eruption
我们目前RHESSI和TRACE观测的多个耀斑活动发生在活动区NOAA 10656在2004年8月18日的两个小时内。在四次连续的耀斑中，有三次C级事件，而最后一次事件是一次X1.8级的太阳爆发耀斑。喷发前阶段的事件，即，在X1.8耀斑之前，其特征是在活动区灯丝附近发生的局部能量释放事件，该活动区灯丝产生强烈的加热以及非热发射。在爆发前几分钟，暗条经历了一个激活阶段，在此期间它以约12 km/s的速度缓慢上升。暗条爆发伴随着一个X1.8耀斑，在此期间观察到多个HXR爆发，能量高达100-300 keV。我们观察到一个明亮的和细长的日冕结构，同时在E（UV）和50-100 keV的HXR图像下膨胀的灯丝在HXR爆发期间，这为正在进行的磁重联提供了强有力的证据。这一阶段伴随着非常高的等离子体温度~31 MK，随后日珥从太阳源区脱离。从HXR发射的位置、时间、强度和光谱，我们得出结论，日珥爆发是由在爆发暗条下方形成的电流片中发生的磁重联事件驱动的。这些多波长观测还表明，与喷发前阶段暗条不同演化阶段相关的局部磁重联在通过系绳切割过程导致暗条不稳定方面发挥着至关重要的作用，从而导致大规模喷发和X级耀斑。
2013-05-07 astro-ph.SR
Searching for Stellar Activity Cycles using Flares: The Short and Long Timescale Activity Variations of TIC-272272592
本研究针对dM3型恒星TIC-272272592的多望远镜耀斑观测数据，开发了量化耀斑频率分布随时间变化的方法，发现其短时间耀斑变化或为采样统计效应，为低质量恒星活动周期研究提供新工具。
2024-09-11 astro-ph.EP 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
Statistical properties of flares and sunspots over the solar cycle
本文回顾了太阳活动指数统计研究的结果。第23周期最低阶段的延长引起了第23周期固有特点的问题。最重要的太阳活动指数是相对太阳黑子数，虽然大多数其他指数密切相关，但它们的峰值活动之间存在1-2年的变化。这些变化揭示了一个22年的模式，可以归因于太阳内部或发电机相关的过程。发现第23周期的最小相位并不例外。研究过去150年的相对太阳黑子数，观察到更长时间的极小太阳周期。自1920年以来，太阳活动相当高（“现代最大值”），第23周可能是这一阶段结束的预兆。
2010-02-02 astro-ph.SR
Observations and Modelling of the Pre-Flare Period of the 29 March 2014 X1 Flare
2014年3月29日，NOAA活动区（AR）12017产生了一个X1耀斑，该耀斑被前所未有数量的天文台同时观测到。利用界面区成像光谱仪（IRIS）和日出极紫外成像光谱仪（EIS）的联合观测，研究了14：00 UT至19：00 UT的耀斑前期。分析了覆盖从色球层到日冕的太阳大气的谱线，以调查AR内的耀斑前活动。调查结果显示，在燃烧前40分钟观察到强烈蓝移等离子体流的证据，其速度高达200公里/秒。这些流动位于沿着灯丝存在于有源区，空间上离散和瞬态。为了限制这种活动的可能的解释，我们进行非潜在的磁场建模的活动区域。这个模型表明，存在一个弱扭曲的磁绳沿极性反转线在该地区的灯丝和强大的耀斑前的流动观察。然后，我们讨论这些意见与当前的耀斑触发模型。我们的结论是，所观察到的活动的最有可能的驱动程序是内部重联的通量绳，耀斑重联的早期发作，或系绳切割沿灯丝重联。
2017-01-23 astro-ph.SR
A possible relation between flare activity in superluminous supernovae and gamma-ray bursts
最近发现的超亮超新星（SLSN）SN 2015bn在第一个峰值之后的光变曲线中出现了显著的波动，而光变曲线的基本轮廓可以很好地解释为来自中央引擎的持续能量供应，可能是毫秒磁星的自旋下降。我们认为这些波动是由间歇性脉冲能量供应引起的，表明SLSN中心引擎的高能耀斑活动。在对伽马射线暴（GRB）的X射线余辉观测中发现了许多暴后耀斑。我们发现，这里描述的SLSN耀斑近似服从GRB耀斑的光度和时间尺度之间的经验相关性，外推到SLSN耀斑的相关更长的时间尺度。这证实了先前提出的这两种不同现象之间的可能联系。
2017-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
What Are the Causes of Super Activity of Solar Active Regions?
本研究分析20个活动区，发现耀斑产率主要由强梯度极性反转线长度控制（相关系数0.78），超强产率活动区SgPIL长度大于50 Mm，磁通量浮现本身不足以提高产率，需非共轭对相反极性汇聚。
2023-12-22 astro-ph.SR
The puzzling story of flare inactive ultra fast rotating M dwarfs -- III. Investigating X-ray Activity
University of Warwick（华威大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), Quantum, University of Turku（芬兰ESO天文学中心（FINCA），量子，图尔库大学）
本文通过Swift和XMM-Newton的X射线观测研究了10颗快速旋转的M矮星的X射线亮度，发现其未表现出超饱和现象，可能处于饱和或增强状态，且通过TESS光变曲线分析发现其光斑活动存在长期变化。
2026-04-09 astro-ph.SR
Flaring activity of Proxima Centauri from TESS observations: quasi-periodic oscillations during flare decay and inferences on the habitability of Proxima b
我们分析了由TESS在11和12扇区获得的M5.5矮Proxima Centauri的光变曲线。在$\approx 50$一天的光变曲线，我们确定和分析了72耀斑事件。发作率为每天1.49起事件，总计7.2%的数据被归类为发作。估计的耀斑能量在TESS通带的$10^{30}-10^{32}$尔格的数量级（$\approx4.8\times$更高的热能量，但在相同的数量级）。大多数火山爆发都是成群出现的。两个事件显示准周期振荡在其衰变阶段的时间尺度为几个小时，这可能是由准周期运动的发射等离子体或振荡重联。从累积耀斑频率分布，我们估计，超级耀斑与能量输出的$10^{33}$尔格预计每年发生三次，而一个更大的事件（与$10^{34}$尔格）可以每两年发生一次。这降低了Proxima Cen b的可居住性，尽管早期的数值模型并没有排除行星表面存在液态水的可能性。我们在光变曲线中没有发现任何明显的行星凌日迹象。
2019-09-05 astro-ph.SR
The Puzzling Story of Flare Inactive Ultra Fast Rotating M dwarfs. I. Exploring their Magnetic Fields
根据活动-旋转关系，快速旋转的恒星预计会显示出高水平的活动。然而，之前的TESS研究发现，周期小于一天的超快速旋转（UFR）M矮星显示出低水平的耀斑活动。因此，在这项研究中，我们利用VLT/FORS 2光谱偏振数据的10个M矮UFR恒星之间的光谱类型$\sim$ M2 - M6与$P_{\rm rot} <$ 1，检测磁场的存在。我们将样本分成大小相等的旋转周期仓，其中一颗恒星在TESS光变曲线中的耀斑比另一颗多得多。我们还使用第1和第3周期（间隔长达3年）的TESS光变曲线对样本中的长期变异性进行了分析。我们从我们的样本中识别出605个耀斑，其能量在2.0 $\times$ 10 $^{31}$和5.4 $\times$ 10 $^{34}$ erg之间。虽然我们没有发现显着差异的耀斑率之间的周期，我们的两个目标显示其光变曲线形态的变化，可能是由斑点分布的差异。总体而言，我们发现我们的样本中有五颗恒星（50%）具有可检测的磁场，强度为$\sim$ 1 - 2 kG。在这五颗恒星中，有四颗是周期仓中耀斑活动最活跃的恒星，一颗是耀斑活动最少的恒星。看起来磁场强度可能不是缺乏耀斑活动的原因，过饱和或磁场配置可能起作用。然而，很明显，旋转和活动之间的关系比随着时间的推移稳定下降更复杂。
2022-02-14 astro-ph.SR
Study on Precursor Activity of the X1.6 Flare in the Great AR 12192 with SDO, IRIS, and Hinode
虽然色球增亮被认为是耀斑的前兆现象，但它的物理性质及其对太阳耀斑爆发的贡献仍不清楚。许多研究表明，光球磁场的变化会引起大尺度日冕结构的不稳定。我们的目标是了解如何一个小的光球变化有助于耀斑，并揭示如何在前体阶段的中间色球行为。利用界面区成像光谱仪（IRIS）和日出/极紫外成像光谱仪（EIS）数据分析了2014年10月22日AR 12192中X1.6耀斑的前兆增亮。我们研究了一个具有强前体增亮的局部喷流，并比较了IRIS的C Ⅱ，Mg Ⅱ k，Si Ⅳ谱线和Hinode/EIS的He Ⅱ，Fe XII，Fe XV谱线的强度、多普勒速度和谱线宽度。利用太阳动力学天文台（SDO）、日震磁成像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）分析了光球磁场和色球/日冕结构。我们发现了一个显着的蓝移（~ 100 km/s），这是有关的强前体增亮的特征磁场结构，蓝移在所有的温度下观察。这可能表明流动是由洛伦兹力加速的。此外，连接耀斑带足点的大规模日冕环在前体变亮并伴随蓝移之后就不稳定了。这表明在色球低层局部发生了磁重联，并触发了日冕中X1.6耀斑的磁重联。
2017-04-18 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
Detailed Chromospheric Activity Nature of KIC 9641031
本研究以KIC 9641031食双星为研究对象，该食双星具有色球活动分量。从开普勒任务数据库中获取的光变曲线的变化有三种类型，即日食引起的几何变化、自转调制引起的正弦变化和耀斑。考虑到从KIC 9641031的观测开普勒任务数据库中获得的结果，我们提出并讨论了色球活动的细节。由于旋转调制和耀斑事件的正弦光变化分别建模。使用文献中描述的分析模型分离的92个不同的数据子集被单独建模以获得冷点配置。可以看出，只有一个组成部分的系统是色球活动的恒星。在该分量上，在+50度和+100度纬度之间存在两个纵向相隔约180度的活动区，其位置和形式在短时间内迅速变化。探测到240个耀斑并计算了它们的参数。利用这些参数，得到了单相指数关联（OnePhaseExponentialAssociation，以下简称OPEA）函数模型，其中KIC 9641031的平台值为1.232s，半衰期参数为2291.7s。耀斑频率N1被发现是0.41632 h-1，而耀斑频率N2被发现是0.00027。将这些参数与轨道周期变化一起考虑，表明周期变化直接取决于色球活动。将该体系与其类似物进行比较，可以看出KIC 9641031的活性水平明显低于其他体系。
2016-03-30 astro-ph.SR
Time-Resolved Connection between Starspots and Flares in Nearby Young Solar-type Stars Observed by TESS
Kyoto University（京都大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学Hakubi高级研究中心）
研究利用TESS数据探究三颗年轻类太阳恒星磁活动，自动检测耀斑等得出相关数据，发现耀斑频率和黑子面积跨扇区变化，二者呈正相关，支持超级耀斑由磁能驱动，还发现黑子面积与自转周期可能有关，拓展了太阳磁活动机制。
2026-07-14 astro-ph.SR
Large flares (M1 - X7) in solar cycle 24
根据GOES-15的观测资料和当前耀斑事件目录的初步资料，分析了第24太阳活动周的大耀斑（X射线类> M1）和特大耀斑（X射线类>X1）。计算了2010 - 2016年光学耀斑指数的月平均值。估算了在地球大气水平上0.1 - 0.8nm范围内的耀斑总能量E（Jm-2）值。建立了115个M5 - X7级耀斑的能谱（具有全能量E的耀斑个数与全能量值的关系）。对当前第24周太阳活动的几个指标：太阳黑子相对数（SSN）、10.7厘米射电通量、莱曼α线辐射通量、太阳常数（TSI）和耀斑指数（FI）的月平均值进行了比较研究。
2017-06-05 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
Characterizing Stellar Flares in Ariel Targets: Activity Analysis and Transit Contamination
Università di Palermo（巴勒莫大学）；Blue Skies Space Italia S.R.L.（Blue Skies Space意大利有限公司）；INAF Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）
本研究分析290颗Ariel目标恒星的TESS光变曲线，定义归一化耀斑指数GF.01，发现近3%恒星耀斑活动增强，低光度恒星相对耀斑输出更高，AU Mic的凌星受耀斑污染概率高，为Ariel观测提供定量指导。
2026-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Statistical Signatures of Nanoflare Activity. II. A Nanoflare Explanation for Periodic Brightenings in Flare Stars observed by NGTS
一些研究已经记录了来自dMe耀斑星和其他恒星源的时间序列的周期性和准周期性信号。在静止阶段（即，没有大规模的微耀斑或耀斑活动），周期范围从$1-1000$秒，因此暂时与恒星对流层中产生的普遍存在的$p$模式振荡有关。因此，大多数的解释所观察到的周期性已被框在磁流体动力学波的行为。然而，我们提出，一系列连续的纳米片，基于幂律分布，可以在相关的时间序列中提供类似的周期性信号。适应以前的统计分析太阳nanoflare信号，我们发现的第一个统计证据恒星nanoflare信号嵌入在噪声包络的M型恒星光变曲线。利用下一代凌日调查（NGTS）收集的数据，我们发现了恒星纳米耀斑活动的证据，表明$3.25 \pm 0.20 $的耀斑幂律指数以及$200 \pm 100$的衰变时间尺度。我们还发现，合成的时间序列，一致的观测dMe耀斑恒星光变曲线，能够产生准周期信号在相同的频率范围内的$p$模式的信号，尽管纯粹由脉冲签名。传统上被认为是波动行为的结果的现象可以用一些高频但离散的纳米耀斑能量事件来描述。这种新的物理解释提出了一种新的诊断能力，通过将观察到的周期性信号与给定的纳米耀斑模型条件联系起来。
2020-10-08 astro-ph.SR
