Quasi-periodic pulsation detected in Lyman-alpha emission during solar flares
研究了两次太阳耀斑期间莱曼α、X射线和极紫外辐射的准周期脉动（QPP），X级（SOL 2012 -01- 27 T）和C级（SOL 2016 -02- 08 T）。这些太阳耀斑期间的全天莱曼α和X射线通量由地球同步业务环境卫星上的极紫外传感器和X射线传感器记录。°是从大气成像组件测量的EUV图像定位的区域。QPP在光变曲线上表现为一系列规则的周期峰，其准周期性由整体小波谱和傅立叶功率谱确定。在X级耀斑的脉冲阶段检测到大约3分钟的准周期性，这可以解释为色球层中的声波（例如，Milligan et al. 2017）。有趣的是，在太阳耀斑的整个演化阶段，包括前兆阶段、脉冲阶段和渐变阶段，都发现了一个大约为1分钟的准周期。这是首次报道在太阳耀斑期间，特别是在耀斑前兆期间的莱曼α发射的1分钟QPP。这可以解释为磁重联的自振荡机制，如磁滴。
2020-03-04 astro-ph.SR
Statistical relationship between the succeeding solar flares detected by the RHESSI satellite
自2002年2月$12^{\rm th}$发射升空以来，拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）已观测到8万多个太阳高能事件。利用观测到的大样本耀斑，我们研究了后续耀斑之间的时空关系。我们的结果表明，后续耀斑的时间和空间差异之间的统计关系可以描述为一个幂律的形式$R(t)\sim t^p$与$p=0.327\pm 0.007$。我们讨论了可能的解释，这一结果作为一个假设的基本物理特性的功能。不同的情况下被认为是解释这种关系，包括的情况下，后续事件之间的连接是通过在后Sedov-泰勒阶段的冲击波实现或耀斑之间的空间和时间关系应该是由一个不断扩大的耀斑区域中的子扩散制度。此外，我们不能排除统计关系背后的物理过程是耀斑对磁场的重新排序或由于某些未知过程的可能性。
2014-03-27 astro-ph.SR
Flare stars in nearby Galactic open clusters based on {\it TESS} data
利用{ \it TESS}任务的高频差测光，在银河系疏散星团中寻找耀斑星。我们分析了136个疏散星团中957个成员的高终止光变曲线。结果发现了56颗耀斑星，其中8颗是热的B-A型天体。在所有耀斑中，63%的耀斑发生在冷星（$T_{\rm eff}<5000$ ~K）中，29%的耀斑发生在G型星中，23%的耀斑发生在K型星中，34%的耀斑发生在M型星中。利用FLATW'RM（FLAre deTection With Ransac Method）耀斑发现算法，对耀斑参数和耀斑星自转周期进行了估计。振幅最大的耀斑出现在M3型EQ\，Cha星上。统计分析没有发现年龄，旋转周期和耀斑活动之间有任何直接的相关性。
2020-12-17 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
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
Double-periodic pulsations simultaneously detected in mid-infrared and hard X-ray emissions during an X1.5 flare
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）
研究2024年12月30日X1.5耀斑，通过多波段观测，在中红外、硬X射线和微波发射中检测到双周期QPPs，成像观测表明发射源空间重合，其特征支持磁重联能量释放，QPPs或归因于磁重联准周期状态及腊肠波准谐波调制。
2026-07-09 astro-ph.SR
Global sausage oscillation of solar flare loops detected by the Interface Region Imaging Spectrograph
界面区成像光谱仪的观测显示，2015年3月12日M1.6耀斑环中存在相干振荡。Fe~{ \sc{xxi} }~ 1354.08 π ~的强度和多普勒频移都表现出明显的振荡，周期为$\sim$ 25秒。在地球同步运行环境卫星（GOES）记录的软X射线通量中也检测到了非常相似的振荡。估计的相速度为$\sim$ 2420 km s $^{-1}$，导出的电子密度至少为5.4 $\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-3}$，观测到的短周期振荡很可能是一个热耀斑环的全球快香肠模。我们发现一个相位移动$\sim$ $π$ /2（1/4周期）之间的多普勒频移振荡和强度/GOES振荡，这是一致的，最近的香肠模式的正演模拟研究。观测到的振荡需要耀斑环和日冕背景之间的密度对比因子为$\geqslant$ 42。全局模式的估计相速度提供了耀斑环路外的阿尔文速度的下限。我们还发现振荡周期的增加，这可能是由于循环足点随时间的分离。
2016-05-06 astro-ph.SR
Flares and rotation of M dwarfs with habitable zones accessible to TESS planet detections
我们描述了M矮星的磁活动，为行星社区提供有关恒星能量输入的信息;特别是，除了直接用TESS观察到的光学耀斑频率外，我们的目标是估计相应的X射线耀斑频率，利用在两个波段同时观察到的少量已知事件。我们确定了112颗TESS星等<= 11.5的M矮星，TESS可以探测整个宜居带的凌日。这112颗恒星有1276个来自主要任务的两分钟节奏TESS光变曲线，我们寻找旋转调制和耀斑。我们研究了旋转和耀斑之间的联系，以及耀斑性质之间的联系，例如耀斑振幅-持续时间关系和累积耀斑能量频率分布（FFD）。假设每个光学耀斑都与X射线波段的耀斑相关联，并利用已发表的Kepler/K2和XMM-Newton耀斑研究，我们估计了我们检测到的TESS耀斑事件释放的X射线能量。我们的定标还涉及到TESS和K2波段耀斑能量之间的关系。我们在大约32%的目标上检测到超过2500个光学耀斑事件，并发现只有12颗恒星的可靠旋转周期，这是大约11%的一小部分。对于这12个目标，我们提出了累积FFD和FFD幂律拟合。我们通过将光学耀斑能量校准到X射线来构造X射线波段的FFD。在没有直接观测到的主序星的X射线FFD的情况下，我们的预测可以用于估计一个典型的快速旋转的早期或中期M矮星的行星的高能量输入。
2022-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Large X-ray Flares on Stars Detected with MAXI/GSC: A Universal Correlation between the Duration of a Flare and its X-ray Luminosity
在我们用全天X射线图像监视器（MAXI）的气体比例计数器（GSC）进行全天X射线监测的头两年里，共观测到来自13颗活动星（8颗RS CVn星、1颗大陵五星、3颗dMe星和1颗YSO星）的23个大耀斑。对于2-20 keV波段光度为10^（31-34）ergs-1，发射量为10 ^（54-57）cm-3，e折叠时间为1小时至1.5天的恒星耀斑，观测参数均处于上限，以及耀斑期间释放的总辐射能量为10^（34-39）尔格。值得注意的是，在II Peg上的一个耀斑中探测到了2-20 keV波段的X射线峰值亮度5（3-9）*10^33尔格·s-1，这是有史以来观测到的最大的恒星耀斑之一，或者说可能是最大的。在这次调查中首次从GT Mus、V841 Cen、SZ Psc和TWA-7中检测到X射线耀斑。虽然我们探测到的大多数源都是多星系统，但其中两个是单星（YZ CMi和TWA-7）。在100 pc距离内的恒星源中，MAXI/GSC源具有比其他源更大的自转速度。这表明，快速旋转速度可能在产生大耀斑中起着关键作用。结合文献和我们自己的数据，我们发现在0.1-100 keV波段，耀斑持续时间τ和内禀X射线光度L_X之间存在一个普适的相关关系τ ~ L_X ^0.2，τ和L_X分别为5和12个数量级。MAXI/GSC样本位于相关性的最高端。
2016-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Stellar Flare during the Transit of the Extrasolar Planet OGLE-TR-10b
我们报告了一个恒星耀斑发生在过境的系外行星OGLE-TR-10 b，以前没有在文献中报道的事件。这减少了观测到的凌日深度，特别是在u '波段，但耀斑在其他波段也可能很明显，并可能导致不正确的行星参数。我们认为OGLE-TR-10a是一颗活跃的行星宿主星，具有异常高的X射线光度。
2009-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydrogen Balmer Continuum in Solar Flares Detected by the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS)
我们提出了一个新的观察白光耀斑（WLF）连续，这是显着增强的X1耀斑在2014年3月29日（SOL 2014 -03- 29 T17：48）。来自界面区域成像光谱仪（IRIS）在其NUV通道中的数据显示，在连续增强的峰值处，在2813 nm以上的准连续窗口处的对比度达到100 - 200%，并且可以更大地接近Mg II线。这与氢复合巴尔末连续发射完全一致，它遵循由电子束通过色球层沉淀引起的脉冲热电离和非热电离。然而，不太可能的光球连续增强不能排除。Balmer连续谱的光变曲线具有逐渐衰减的脉冲特征，类似于最近在Hinode/SOT上的光学区域中检测到的光变曲线。这一观测结果代表了第一次从远远超过巴耳末极限（3646 μ m）的空间进行巴耳末连续谱探测，消除了已知使WLF探测复杂化的视觉效应。此外，我们使用一个光谱窗口迄今未探索的耀斑研究，这提供了潜在的研究巴耳末连续，以及许多金属线出现在耀斑期间的排放。结合未来对巴耳末极限附近连续体的地面观测，我们将能够解开WLF起源的各种情况。IRIS观测还提供了一个关键的定量测量的能量辐射在巴耳末连续，这限制了各种模型的能量传输和沉积在耀斑。
2014-09-19 astro-ph.SR
Origin of the 30 THz emission detected during the 2012 March 13 solar flare at 17:20 UT
在红外区域的太阳观测可以为太阳低层大气对耀斑期间释放的初级能量的反应提供重要线索。目前，在30 THz（10 $μ$ m）的红外连续谱仅在少数耀斑中被探测到。在这项工作中，我们提出了一个详细的多频分析SOL 2012 -03-13，包括在无线电毫米和亚毫米波长，在硬X射线（HXR），伽马射线（GR），H-α和白光的观测。HXR/GR光谱分析表明，该事件是一个GR线耀斑，并允许估计在耀斑期间产生的电子，质子和α粒子的数量和能量含量。产生HXR/GR连续谱的电子的能谱与能量断裂在~800 keV处的断裂幂律一致。结果表明，这种分布的高能量部分（~800 keV以上）负责在耀斑期间检测到的高频无线电发射（> 20 GHz）。通过比较安静和耀斑大气的半经验和时间无关模型所预期的30 THz辐射，我们发现所观察到的30 THz辐射中的大部分（~80%）可以归因于光学薄源的热自由发射。使用F2耀斑大气模型，这个薄源被发现在温度T~8000 K，并位于远高于最低温度区。我们认为，色球加热，这导致了80%的30太赫兹的过量辐射，可以是由于非热耀斑加速电子，质子和α粒子的能量沉积。剩余的20%的30太赫兹的过量发射被发现是辐射从一个光学厚的大气层在T~5000 K，低于温度最低的区域，其中直接加热的非热粒子是不足以占所观察到的红外辐射。
2015-09-21 astro-ph.SR
Flare Induced Sunquake Signatures in the Ultraviolet as Observed by the Atmospheric Imaging Assembly
在太阳光球层中经常观察到太阳地震（SQ），但直到最近才在色球层中检测到这些事件的特征。我们调查是否签名的SQs是常见的紫外线（UV）连续，采样太阳等离子体几百公里以上的SQs通常被检测到。我们分析了太阳动力学天文台的大气成像组件（SDO/AIA）1600毫米和1700毫米通带的观测结果，太阳活动周期24耀斑引起的SQ签名。我们的分析基于Sharykin & Zosovichev（2020）最近的统计研究中检测到的62个SQs。我们发现62个SQ候选者中有9个产生了响应，该响应在来自AIA 1600 nm和1700 nm通道的运行差异图像中被清楚地检测到。对数据应用宽度为2 mHz（以6 mHz为中心）的二进制频率滤波器。每个SQ的第一个特征是在距离相关耀斑带5.2 Mm至25.7 Mm之间的距离处检测到的。时间-距离和回归分析使我们能够计算的表观横向速度的SQ在UV数据集，并发现最大速度高达41公里s-1，87毫米远离SQ源。我们的分析表明，可以在SDO/AIA 1600 Å和1700 Å通带中检测到耀斑诱导的SQ特征，暗示它们存在于较低的色球层中。GOES耀斑分类和SQ在这些高度的出现之间没有明显的相关性。
2021-05-12 astro-ph.SR
Optical Flares Detected on a Contact Binary: The First Photometric and Spectroscopic Analysis of a Long-period Low Mass Ratio Contact Binary HAT 307-0007476
首次对长周期低质量比相接双星HAT 307-0007476进行测光与光谱分析，探测到两次超级耀斑，并发现轨道周期长期增加，表明系统处于稳定状态。
2025-01-18 astro-ph.SR
Fast optical flares from M dwarfs detected by a one-second-cadence survey with Tomo-e Gozen
我们报告了一个一秒的节奏宽视场调查的M-矮星耀斑使用的Tomo-e Gozen相机安装在木曾施密特望远镜。我们探测到22个来自M3-M5矮星的耀斑，其上升时间和振幅分别为$5\, \mathrm{sec} \lesssim t_\mathrm{rise} \lesssim 100\,\mathrm{sec}$和$0.5 \lesssim ΔF/F_{\star} \lesssim 20$。耀斑的光变曲线大多显示出比开普勒一分钟节奏数据更陡的上升和更浅的衰减，并且倾向于具有平坦的峰结构。假定黑体光谱的温度为$9,000-15,000\,\mathrm{K}$，则峰值亮度和辐射热能量分别为$10^{29}\,\mathrm{erg\,sec^{-1}} \lesssim L_\mathrm{peak} \lesssim 10^{31}\,\mathrm{erg\,sec^{-1}}$和$10^{31}\,\mathrm{erg} \lesssim E_{\rm bol} \lesssim 10^{34}\,\mathrm{erg}$，它们构成了M矮星快速光学耀斑的亮端。根据LAMOST观测到的H $α$谱线强度，我们证实了90%以上的耀斑主星是磁活动的。观测到的耀斑的发生率估计为每颗活动星每天发生$\sim 0.7$次，表明它们在磁活动的M矮星中很常见。我们认为，耀斑的光变曲线可以用色…
2022-06-26 astro-ph.SR
The First Naked-Eye Superflare Detected from Proxima Centauri
比邻星b（Proxima b）是一颗位于半人马座比邻星宜居带的类地行星。然而，Proxima Centauri的高恒星活动对Proxima b的可居住性产生了怀疑：足够明亮和频繁的耀斑以及任何相关的质子事件可能会破坏行星的臭氧层，使致命水平的紫外线通量到达其表面。2016年3月，Evryscope观测到第一个从Proxima Centauri探测到的裸眼亮度超级耀斑。在超级耀斑期间，比邻星的光通量增加了约68倍，并释放了10^33.5 erg的辐射热能量，比之前探测到的任何来自比邻星的耀斑都大10倍。在过去的两年里，Evryscope还记录了23次大的比邻星耀斑，其辐射热能量从10^30.6 erg到10^32.4 erg不等;将这些速率与单个超级耀斑的探测结合起来，我们预测每年至少会发生5次超级耀斑。在Evryscope超级耀斑期间同时进行的高分辨率HARPS光谱学限制了超级耀斑的紫外光谱和任何相关的日冕物质抛射。我们使用这些结果和Evryscope耀斑速率来模拟这种极端恒星活动的粒子事件所产生的NOx大气物种的光化学效应，并表明重复的耀斑可能足以在五年内将类地大气中的臭氧减少90%;完全耗尽可能发生在几十万年内。因此，Evryscope超级耀斑产生的紫外线到达表面的强度约为杀死简单的抗紫外线微生物所需的100倍，这表明生命必须经历极端的适应才能在Proxima b暴露于这些耀斑…
2018-06-08 astro-ph.EP 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
Flares detected in ALMA single-dish images of the Sun
人们对太阳耀斑的（亚）毫米辐射知之甚少。如果没有空间分辨率，它就不能轻易地与其他波长的耀斑辐射进行比较。阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列（ALMA）首次提供了足够的分辨率。然而，作为干涉仪使用，它的视场小于活动区域，当耀斑发生时，ALMA无法按需观察。我们使用现成的大规模单碟ALMA观测太阳毫米耀斑，并将它们与其他波长的已知特征进行比较。这些在空间和时间上相互关联的其他耀斑发射的性质可以用来解释毫米增亮，反之亦然。其目的是获得可靠的协会，由单碟观测的时间和空间分辨率的限制。我们收集了ALMA观测在3毫米和1毫米，并在耀斑目录中给出的时间内搜索毫米增亮。我们发现了五个事件，其中有9个或更多的图像可以用于时间和空间的比较。毫米增亮与冷谱线（H $α$，30.4 nm）、中间谱线（17.1 nm）和热谱线（9.4 nm）中的各种耀斑特征有关。在几个例子中，毫米级增亮在热耀斑环的足点达到峰值。在其他情况下，峰与活性Hα丝的顶部或底部一致。我们还发现了与耀斑后循环和热循环顶部的相关性，在某些情况下，根本没有任何特征。单碟观测提供的宽视场允许首次在毫米波中完全观察耀斑活动。在耀斑期间，相关的现象经常在类型和位置上发生变化，并且可以解释以前在没有空间分辨率的情况下观察到的毫米耀斑发射有时令人困惑的行为。
2022-11-30 astro-ph.SR
Infrared Flares from M Dwarfs: a Hinderance to Future Transiting Exoplanet Studies
许多当前和未来的系外行星任务正在推动红外（IR）波长，行星和恒星之间的通量对比更有利（Deming et al. 2009），恒星磁活动的影响减少。事实上，最近对恒星黑子和光斑的分析发现，这些形式的恒星活动不会对具有JWST的FGKM恒星的凌日特征或科学潜力产生实质性影响（Zellem et al. 2017）。然而，在耀斑的情况下，这是不正确的，我证明这可能是一个障碍，过境研究在这份说明。
2017-10-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Flares Big and Small: a K2 and TESS View of ASAS-SN Superflares
我们研究了ASAS-SN探测到的5颗M矮星的耀斑频率分布，这些矮星经历了能量超过$10^{33}$ erg的超耀斑。我们使用K2和TESS短节奏观测以及档案ASAS-SN数据来分类这些恒星在一系列耀斑能量范围内的耀斑行为。我们能够提取出其中4颗恒星的自转周期。他们都是快速旋转（$P_{\mathrm{rot}} \leq 6 \textrm{d}$），这意味着相对年轻。我们发现每个恒星的耀斑频率分布都符合幂律，斜率在$α= 1.22$和$α= 1.82$之间。这些斜率明显比那些没有被选为超级耀斑活动的快速旋转M矮星的斜率更平坦，对应于高能量耀斑数量的增加。尽管我们具体选择的超耀斑恒星与浅耀斑率分布和更多的权力在更高的能量耀斑，我们发现，隐含的紫外线通量是不足以耗尽臭氧的地球大小的行星在这些恒星周围的宜居带。此外，我们发现在我们的样本中的恒星上检测到的耀斑不足以产生燃料非生物过程所需的紫外线通量。这些结果意味着，在现有的模型中，即使是被选为具有极端耀斑性质的M-矮星，也可能没有足够的耀斑紫外线辐射来影响M-矮星周围宜居带中地球大小的行星上的外生命。
2021-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Identifying Flare Locations Through Exoplanet Transit Occultations
本文提出利用行星或双星掩食正在发生的恒星耀斑，并结合凌星时间与几何结构约束耀斑经纬度；基于TESS主任务估计存在3–22次可探测事件，并分析CM Draconis候选事件。
2025-01-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Flares of M-stars in Upper Scorpius region and flares and CMEs of the active M-star AD Leo
利用KeplerK 2观测资料，研究了上天区年轻K星和M星的耀斑活动，发现它们的E> 5E 34 erg的超耀斑是类太阳星的1万~ 8万倍。K星耀斑的幂律指数为$N/dE~E^-1.2，M星早期耀斑的幂律指数为N/dE~E^-1.4，M星晚期耀斑的幂律指数为dN/dE~E^-1.3，与太阳的幂律指数大致相同。我们还对活跃的M星AD Leo进行了222小时的光谱观测，发现了22次耀斑，但没有发现日冕物质抛射。
2019-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
A $ΔR\sim 9.5$ mag Super Flare of An Ultracool Star Detected by $\text{SVOM/GWAC}$ System
本文报道了用$ΔR\sim$和专用跟踪望远镜对一颗M9型星上发生的振幅为9.5等的超恒星耀斑GWAC 181229 A的观测和跟踪。估计的热能量$E_{bol}$是$(5.56-9.25)\times10^{34}$尔格，这使该事件成为超冷恒星上最强大的耀斑之一。磁场强度为（3.6-4.7）kG。由于以15秒的节奏进行采样，在$R$波段光变曲线中检测到了峰值时间附近具有非常陡峭衰减的新分量，随后是Davenport等人给出的双分量耀斑模板。（2014）。一个有效的温度为$5340\pm40$ K测量的黑体形状拟合的光谱在较浅的阶段在耀斑。在峰值时间和首次检测后54 min，耀斑的填充因子估计为$\sim$ 30%和19%。对这一具有大振幅、巨大发射能量和新分量的特殊事件的探测表明，高节奏天空监测与快速跟踪观测相配合对于理解剧烈的磁活动是非常必要的。
2020-12-28 astro-ph.SR
The Mouse that Roared: A Superflare from the dMe Flare Star EV Lac detected by Swift and Konus-Wind
我们报告一个大的恒星耀斑，从附近的dMe耀斑星EV湖观察斯威夫特和Konus风卫星和利物浦望远镜。它是第一个由dMe耀斑恒星产生的大型恒星耀斑，导致基于其硬X射线强度的雨燕触发。它在0.3 ~ 100 keV之间的峰值f_X为5.3x10^-8 erg/cm 2/s，比恒星静止时的日冕通量大近7000倍，在白色滤光片中的星等变化大于4.7。在耀斑的早期阶段，这一耀斑还引起了EV Lac的热光度（L_bol）的短暂增加，估计峰值L_X/L_bol约为3.1。我们应用耀斑环流体动力学模型的等离子体参数的时间变化，得到一个环的半长度为l/Rstar =0.37 +/-0.07。耀斑的软X射线光谱显示了6.4 keV的铁K α发射的证据。我们模拟的Ka发射的荧光从热耀斑源照射光球铁，并推导出回路高度h/Rstar=0.1，一致的几个因素内的高度推断从流体动力学建模。Ka发射特征显示在~200 s的时间尺度上的可变性，这难以使用纯荧光假设来解释。我们研究从加速粒子碰撞电离产生的Ka发射，并找到加速粒子的光谱，它可以容纳的Ka通量的增加量和观察到的非热发射在20-50千电子伏的光谱区域的缺乏参数值。
2010-07-29 astro-ph.SR
Statistical Analysis and the OPEA Model of the White-Light Flares Occurring on Krüger 60B (DO Cep)
在这项研究中，新的观察和统计分析的一些结果。在67.61小时的U波段耀斑巡逻中，获得了文献中最大的DO Cep耀斑数据集，共探测到89个耀斑。首先，观测结果表明，就计算的耀斑频率而言，该星是最活跃的耀斑星之一。其次，利用独立样本t检验，将探测到的耀斑分为两个亚型，并对其进行建模。对模型的分析表明，恒星上发生的快速和慢速耀斑可以通过它们的衰减时间与上升时间的比值的临界值来分离。临界值计算为3.40。根据该值，快耀斑率为20.22%，而慢耀斑率为79.78%。此外，这两类耀斑的能量相差39.282倍。然而，两组的耀斑等效持续时间与耀斑上升时间以相似的方式增加。此外，所有的耀斑模型与单相指数关联函数。分析该模型，发现平台值为2.810。此外，根据模型计算的半衰期值为433.1 s。最大耀斑上升时间为1164 s，而最大耀斑总持续时间为3472 s。耀斑时间尺度的结果表明，恒星表面上的耀斑环的几何形状可能与DO Cep类似物上看到的相似。因此，考虑到半衰期值和耀斑时间尺度，在DO Cep表面上检测到的耀斑在更长的时间内获得最大能量，而耀斑环或区域的几何形状变得更小。
2012-06-24 astro-ph.SR
A Pilot Survey of an M Dwarf Flare Star with Swift's UV Grism
近紫外光谱区是恒星耀斑物理学和评估年轻系外行星能量环境的有用诊断，特别是与生命前化学有关的诊断。我们进行了一个试点NUV光谱耀斑调查的年轻M矮星AU Mic与尼尔·格瑞尔斯斯威夫特天文台的紫外线和光学望远镜。在9.6小时的总暴露时间内，我们检测到4次闪光和3次计数率显著升高的其他时期，与$\sim$ 0.5小时$^{-1}$的NUV闪光率一致。我们观测到的最大耀斑释放的最小能量为6 $\times$ 10 $^{33}$ erg，在1730-5000埃之间。所有耀斑的持续时间均长于每次Swift访视的$\sim$ 14-17分钟持续时间，因此无法测量总耀斑能量和持续时间。
2022-10-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
The 5 GHz Arecibo Search for Radio Flares from Ultracool Dwarfs
我们提出了一个4.75 GHz的调查结果33褐矮星和一个年轻的系外行星系统的耀斑无线电发射，进行了305米阿雷西博射电望远镜。该计划的目标是探测和表征比光谱类型L3.5更冷的物体的磁场，这是我们调查之前探测到的最冷的棕矮星。我们还试图探测HR 8799行星系统的耀斑无线电发射，理论工作表明，热，大质量的系外行星可能具有强大的磁场，能够产生GHz频率的无线电发射。我们已经探测到并确认了来自T6.5矮星2 MASS J10475385+2124234的射电耀斑。这一发现极大地扩展了褐矮星似乎至少是零星的无线电发射体的温度范围，从~1900 K（L3.5）下降到~900 K（T6.5）。它还表明，无线电探测作为一种独特的工具，研究亚恒星物体的磁场的实用性延伸到最冷的矮星，并可能延伸到热的大质量系外行星。我们还从L1矮星2 MASS J1439284+192915中发现了一个3.6 σ的耀斑。这一发现是暂时的，需要通过额外的监测观察加以确认。
2013-06-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing the Near-infrared Spectra of Flares from TRAPPIST-1 During JWST Transit Spectroscopy Observations
本研究首次利用JWST近红外光谱分析TRAPPIST-1行星凌星期间的恒星耀斑，表征了耀斑的谱线与连续谱特征，测得耀斑发生率高于此前预测，并验证了耀斑污染缓解的有效性，为受耀斑影响的凌星观测用于系外行星大气表征提供了依据。
2023-10-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Flares in the TESS Light Curves of Planet-hosting M dwarfs
本研究分析TESS观测的M型矮星光变曲线的耀斑特征，计算不同活动水平恒星的耀斑频率分布幂律指数，为JWST开展的系外行星大气观测提供耀斑活动背景参考。
2025-11-19 astro-ph.EP 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
Balmer continuum enhancement detected in a mini flare observed with IRIS
耀斑中的光学和近紫外连续辐射对耀斑能量收支有很大贡献。耀斑连续辐射的两个重要机制是：色球层突然电离后的氢复合和色球层辐射能量向大气低层的传输，即所谓的回暖。本文的目的是解开这两种机制之间的过度的巴尔默连续观测到的耀斑。方法.我们结合了IRIS（光谱和SJIs 2832 A）和FERMI伽玛暴监测器（GBM）在一次小耀斑期间探测到的硬X射线（HXR）辐射的观测结果。校准的巴耳末连续体相比，非LTE辐射转移耀斑模型和辐射能量的估计。假设厚靶HXR发射，我们计算了费米GBM探测到的非热电子的能量，并将其与辐射能量进行比较。巴耳末连续谱过剩和HXR辐射之间的关系的有利论据是，它们之间有一个很好的时间重合。此外，2832 SJIs的最大亮度的形状，主要是由于这个Balmer连续谱过剩，类似于FERMI/GBM光曲线。从FERMI/GBM估计的电子束通量与非LTE辐射转移模型中所需的束通量一致，以获得在IRIS光谱中观察到的过量的巴耳末连续发射。20 keV以上的非热电子输入的低能量足以产生巴耳末连续谱发射的增强。这可以用重连点的拓扑结构来解释。重联开始于一个微小的秃斑区域，该区域在X点电流片中动态变换。相互作用区域的大小将在仪器的空间分辨率之下。
2021-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring short-term stellar activity in M dwarfs: A volume-limited perspective
本研究基于TESS数据和Gaia DR3的10秒差距内M型矮星样本，通过迭代高斯过程提取耀斑，测量其参数并拟合能量分布，提出GF.01指数区分两类耀斑活动群体，还分析了两颗高活跃恒星的长期耀斑特征。
2025-05-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fermi Large Area Telescope observations of high-energy gamma-ray emission from behind-the-limb solar flares
费米LAT>30 MeV观测使探测到的太阳耀斑的数量比以前的空间观测增加了近10倍。这些样本的冲击和长期阶段的GOES M和X级耀斑。特别令人感兴趣的是，最近探测到三个太阳耀斑，STEREO-B航天器确认了这些耀斑在边缘后面的位置。虽然之前已经从被掩盖的太阳耀斑中探测到质子相互作用产生的高达数十MeV的伽马射线发射，但这些特殊事件的意义在于，这些是首次从足点掩盖的耀斑中探测到>100 MeV的伽马射线发射。我们将介绍这些耀斑的费米-LAT，RHESSI和STEREO观测，并讨论这些源的各种排放方案和粒子加速机制的影响。
2015-08-16 astro-ph.SR
Saturation Levels for White-light Flares of Flare Stars: Variation of Minimum Flare Duration for Saturation
考虑到从模型中得到的结果，并从所获得的参数的统计分析，我们讨论了耀斑的活动水平和耀斑特征的五个UV鲸鱼座恒星。我们提出的参数未公布的耀斑检测到超过两年的观测V1005猎户座。我们比较了AD Leo，EV Lac，EQ Peg，V1054 Oph和V1005 Ori几个季节观测到的U波段耀斑的参数。耀斑频率计算的所有程序星和最大能级的耀斑进行比较，我们认为这是最正确的参数作为一个指标的耀斑活动水平。利用单相指数关联函数，对每个程序星的耀斑等效持续时间与耀斑总持续时间的分布进行了建模。我们使用独立样本t检验对模型参数进行统计分析。结果揭示了鲸鱼座UV型星表面耀斑过程的某些性质。(1)无论耀斑总持续时间的长短，耀斑能量都不能高于特定值。这一定是在U波段观测到的耀斑过程中发生的白光耀斑的饱和水平。因此，它是第一次表明，白光耀斑在特定的能量范围内有一个饱和。(2)跨度值，即总持续时间最短和最长的耀斑的等效持续时间之间的差值，对于每颗恒星几乎相等。(3)半衰期值，饱和的最小耀斑持续时间，增加向后面的光谱类型。
2012-06-24 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
Stellar flare study of nearby young moving group members with TESS Data
University of Georgia（佐治亚大学）
研究利用TESS数据分析年轻运动星团成员的恒星耀斑和自转特性，发现年轻恒星具有更高的耀斑率，且高能耀斑与恒星质量、年龄有关，为系外行星宜居性研究提供新线索。
2026-02-23 astro-ph.SR
Solar flare hard X-ray spikes observed by RHESSI: a statistical study
上下文硬X射线尖峰是指太阳耀斑爆发期间高能HXR辐射剖面中秒到毫秒尺度上的精细时间结构。目标。我们提出了一个初步的统计调查的时间和光谱特性的HXR尖峰。方法.使用一个三西格玛尖峰选择规则，我们检测到184尖峰在94 322耀斑的显着计数在给定的光子能量，这是从解调的HXR光变曲线所获得的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）检测。在光子能量高于100 keV时，也检测到约五分之一的尖峰。结果尖峰的统计特性如下。(1)脉冲耀斑和长持续时间耀斑都产生了HXR尖峰，其发生率几乎相同。90%的尖峰发生在耀斑的上升阶段，约70%的尖峰发生在耀斑的峰值时间前后。(2)尖峰的持续时间从0.2到2秒不等，平均值为1.0秒，这与光子能量无关。尖峰表现出对称的时间曲线，上升和衰减时间之间没有显著差异。(3)在最具活力的尖峰中，几乎所有的尖峰都具有比其潜在的慢变分量更硬的计数谱。还有一个微弱的迹象表明，在高能发射中表现出时间滞后的尖峰往往比在低能发射中具有时间滞后的尖峰具有更硬的光谱。
2012-10-26 astro-ph.SR
Very long-periodic pulsations detected simultaneously in a white-light flare and sunspot penumbra
本研究通过多仪器观测分析了X6.4耀斑白光辐射中的超长周期脉动，发现其与黑子半影中约8.6分钟的类似准周期同步，表明白光QPP可能由半影泄漏的慢磁声重力波调制。
2024-08-28 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Pulsations Detected in Ly$α$ and Nonthermal Emissions During Solar Flares
本文报道了三次太阳耀斑（SOL 2011-Feb-15 T01：44，SOL 2011-Sep-25 T04：31，SOL 2012-May-17 T01：25）期间的双周期准周期脉动（QPP）。通过Ly $α$的光变曲线、硬X射线和微波发射观测到了耀斑的QPP，其中Ly $α$发射由地球静止运行环境卫星记录，HXR发射由Raven Ramaty高能太阳光谱成像仪和费米伽马射线暴监测仪记录，微波发射由Nobeyama射电偏振仪和射电日像仪记录。利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，首次在Ly $α$发射中发现了具有约2分钟和1分钟双周期的QPP.然后用同样的方法，在HXR和微波辐射中也发现了几乎相同的约两分钟的QPP。考虑到Ly $α$和HXR/微波辐射之间可能存在共同的起源（非热电子），我们认为两分钟QPP是由磁重联过程中非热电子的周期性加速引起的。发现Ly $α$发射中的双周期之间的比率接近于2，这与基模和谐波模之间的理论预期一致。然而，我们不能排除其他可能的驱动机制的一分钟QPP在HXR/微波发射，由于其相对较大的偏差。
2021-08-09 astro-ph.SR
An F-type ultra-fast rotator KIC 6791060: Starspot modulation and Flares
利用Kepler卫星的观测资料，对F型超快旋转体KIC 6791060进行了分析。我们推导出转动周期为0.34365 $\pm$ 0.00004 d。探测到周期间隔为$\sim$ 0.00016 d的多个周期性，这似乎是由于表面差异旋转引起的不同恒星纬度的多个斑点群之间的相对速度的结果。在观测过程中，共观测到38个光学耀斑。已发现这些耀斑的能量在$10^{31-33}$ erg的范围内。表面温度模拟的初步结果表明，在恒星表面存在两个活跃的辐射。
2018-05-22 astro-ph.SR
Hard X-Ray Quasi-Periodic Pulsations in X-Class Solar Flares Observed by Aditya-L1/HEL1OS
National Institute of Technology Calicut（印度国家技术学院加利卡特分校）；University of Warwick（华威大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多·奥希金斯大学）
本研究利用Aditya-L1/HEL1OS的硬X射线观测，系统分析了34个X级太阳耀斑的准周期脉动，发现约74%的事件存在显著QPPs，周期集中在1.3-1.7分钟，调制深度随能量幂律增加，支持磁重联调制机制。
2026-09-22 astro-ph.SR
Relationship of type III radio bursts with quasi-periodic pulsations in a solar flare
我们研究了一个太阳耀斑，在微波、X射线和无线电波段探测到明显的准周期脉动。我们使用相关，傅立叶和小波分析的方法来研究时间的精细结构和时间剖面之间的关系，在每个波段。我们发现微波、硬X射线和III型射电爆发的时间剖面呈准周期性变化，共同周期为40-50 s。变化的平均幅度很高，超过背景通量水平的30%，在耀斑最大值之后达到80%。我们没有发现周期性的热X射线通量分量或源大小动态。我们的研究结果表明，检测到的周期性很可能与非热电子注入的周期性动力学，可以产生周期性调制的磁重联。
2016-07-30 astro-ph.SR
Exploring the origin of multi-periodic pulsations during a white-light flare
本文研究2024年5月10日X4.0级耀斑的多周期准周期脉动，在多个波段识别出五个周期，并分别将其归因于磁重联、等离子体加热、慢磁声波和扭结波等不同物理机制。
2025-04-11 astro-ph.SR
CME-Driven and Flare-Ignited Fast Magnetosonic Waves Successively Detected in a Solar Eruption
利用SDO/AIA观测了2013年4月23日GOES C3. 0耀斑中的三种快模传播磁声波，该耀斑伴随着日珥喷发和广泛的日冕物质抛射（CME）。在日珥快速上升阶段，CME气泡前方首先形成一个大尺度的圆顶状极紫外（EUV）波，并以430 km/s的速度向CME横向传播。可以识别EUV波从CME气泡的分离过程。当它与远程活动区域相互作用时，还观察到该EUV波的盘上对应物的反射效应。在EUV波首次出现后6分钟，CME气泡内部出现了周期约为120秒的大规模准周期EUV训练，从耀斑震中发出，以高达1100 km/s的平均速率向外传播。此外，沿连接两个相邻活动区的闭环系统观测到另一个窄的准周期EUV波列，它也是从耀斑震中发出的，传播速度约为475 km/s，周期约为110 s。我们认为，所有观测到的波都是快模磁声波，其中CME气泡前方的大规模圆顶形极紫外波是由CME气泡的膨胀驱动的，而CME气泡内的大规模准周期极紫外波训练和闭环系统中的窄准周期极紫外波列则是由耀斑中间歇性的能量释放过程激发的。并根据实测的波参数对日冕地震学的应用和携带的能量进行了估算。
2021-09-07 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Study of Flares on Ross 15
我们对Ross 15进行了光度和光谱观测，以进一步研究这颗观测较少的耀斑星的耀斑性质。在128小时的光度观测中，共探测到28个B波段耀斑，总耀斑速率为0.22（+-0.04）小时^-1，比以前的工作提供的结果更精确。给出了B波段耀斑的能量范围（10^29.5 - 10^31.5 erg）和FFD。在相同的能量范围内，FFD低于GJ 1243（M4）和YZ CMi（M4.5），大致处于三颗M5型恒星的中间，高于光谱类型>= M6的平均FFD。我们进行了，第一次罗斯15，同时高节奏的光谱和光度观测，导致在我们的样本中最具活力的耀斑检测。观测到连续谱线和巴耳末谱线在耀斑期间的强度增强，并且它们之间存在显著的相关性，这与其它已深入研究的类似光谱类型的耀斑星一致。
2020-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
154 MHz detection of faint, polarized flares from UV Ceti
我们已经发现了四个耀斑的紫外鲸鱼座在154兆赫使用默奇森宽场阵列。耀斑的通量密度在10- 65毫焦耳--比文献中大多数耀斑在这些频率下的通量密度弱100倍--并且只在偏振中被探测到。圆极化部分在3 $σ$置信度下被限制为$>27$ %，并且两个耀斑表现出极性反转。我们认为，这些耀斑周期性地发生在一个时间尺度上一致的紫外鲸鱼座的旋转周期。在观测到的最亮耀斑期间，我们还检测到偏振分数为$>18$ %的显著线性偏振。平均6分钟，10 MHz频率箱的数据，我们发现，这些耀斑的通量密度不改变超过30 MHz带宽的默奇森宽场阵列，但我们不能排除更精细的时间-频率结构。使用测量的流量密度的耀斑，我们估计亮度温度之间的$(10^{13}-10^{14})\,$ K，指示的相干发射机制。亮度温度和偏振特性表明电子回旋脉塞机制。我们还计算了耀斑速率给出我们的四个观测到的耀斑，并比较它们的耀斑速率为一组M矮星与已知的100- 200 MHz的耀斑。我们的测量是第一次在100-200 MHz的强度为$<100$ mJy的耀斑。
2017-02-10 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Detection of a giant white-light flare on an L2.5 dwarf with the Next Generation Transit Survey
我们提出了一个$ΔV\sim$ -10耀斑的检测超冷L2.5矮ULAS J224940.13-011236.9与下一代过境调查（NGTS）。该耀斑是在NGTS全帧图像中对晚型恒星进行有针对性的搜索时发现的，是有史以来从超冷矮星观察到的最大耀斑之一。这种耀斑还将白光耀斑的探测范围扩展到温度低于2000 K的恒星。我们计算出耀斑的能量为$3.4^{+0.9}_{-0.7}\times10^{33}$ erg，使其比太阳上的卡林顿事件能量高一个数量级。我们的数据显示了高节奏NGTS全帧图像如何用于探测最新光谱类型中的白光闪烁行为。
2019-03-14 astro-ph.SR
Implications of loop-top origin for microwave, hard X-ray, and low-energy gamma-ray emissions from behind the limb flares
费米伽马射线太空望远镜（费米望远镜）探测到了来自三个耀斑的硬X射线（HXR）和伽马射线光子，根据\stereo，这些耀斑发生在近地仪器所描绘的太阳边缘后面的活跃区域。对于其中两个耀斑，\r提供了HXR图像，其源位于肢体上方，可能来自相对较大的环的环顶（LT）区域。费米-伽马射线暴监测器探测到了HXR和伽马射线，而雷达探测器探测到了具有类似光变曲线的微波辐射。本文提出了一个定量分析这些多波长观测假设HXR和微波产生的电子加速LT源，强调的重要性，适当的处理逃逸的粒子从加速源区域和trans-relativistic性质的分析。观测到的谱被用来确定磁场和相对论电子谱。研究发现，动量的简单幂律（截止值高于几个100 MeV）与所有观察结果一致，但在能量空间中可能需要打破幂律谱（静止质量能量变陡）。它还表明，生产的$>100$ MeV的光子检测费米大面积望远镜在LT源将需要更多的能量相比，光球发射。这些能量小于电子所需的能量，因此不能从能量的角度排除所有发射都来自LT的可能性。然而，HXR和$>100$ MeV伽马射线的光变曲线和发射质心的差异有利于后者的不同来源。
2018-08-21 astro-ph.SR
Simultaneous Detection of Optical Flares of the Magnetically Active M Dwarf Wolf 359
本文报道了位于太阳附近（2.41秒差距）的M6.5矮星沃尔夫359的耀斑观测结果。观测于2020年4月23日至29日在中国新疆进行，使用1米和0.5米望远镜，相距近300公里。在27小时的光度监测中，共探测到13个光学耀斑，每个耀斑的总能量为$\gtrsim 5 \times 10^{29}$ erg。测得的事件发生率约为每两小时一次，这与之前报道的这颗恒星的无线电，X射线和光学波长一致。4月26日，这两台望远镜都探测到了这样一个耀斑，它是一个释放能量接近$10^{33}$ ~erg的高能事件。在不同的节奏和曝光时间采样的这一重大事件的两个望远镜的光变曲线，使我们能够更好地估计的内在耀斑的轮廓，达到了峰值的恒星静态亮度的1.6倍，否则会被低估的约$0.4$和$0.8$，分别与单望远镜观察到的耀斑振幅。快速采样，以解决耀斑配置文件与更长的积分时间，更高的光度信号噪声之间的折衷提供了一个有用的指导，在未来的耀斑观测的实验设计。
2022-02-07 astro-ph.SR
LEIA discovery of the longest-lasting and most energetic stellar X-ray flare ever detected
研究报道LEIA在K型巨星HD 251108上发现持续约40天、释放能量约3×10^39 erg的X射线超级耀发，多波段观测与光谱建模表明其为已知最长且最强的恒星X射线耀发。
2025-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flares activity of selected stars from GTSh10 catalog by CRTS data
利用CRTS项目9年多的测光观测数据库，分析了GTSh10星表中红矮星的活动性。分析对象的总数，与检测到的耀斑，振幅和记录的事件的时刻的恒星列表。对于最感兴趣的对象，从分析的角度来看，是活动的，光变曲线上绘制的调查时间间隔。
2019-03-14 astro-ph.SR
Detection of flare multi-periodic pulsations in mid-ultraviolet Balmer continuum, Ly-alpha, hard X-ray, and radio emissions simultaneously
准周期脉动（Quasi-periodicpulsation，QPP）是太阳耀斑和恒星耀斑的光变曲线中经常出现的一种总流量的时间脉动。利用大当量射电计（LYRA）、硬X射线调制望远镜（Insight-HXMT）和地面BLENSW同时观测了2017年9月6日发生的一次强耀斑脉冲阶段的多周期非定常QPP。多个周期，检测到通过应用小波变换和Lomb-Scargle周期图的趋势光变曲线，被发现是约20-55秒的Ly-alpha和中紫外的巴尔默连续辐射在耀斑脉冲阶段。在硬X射线辐射和低频射电辐射中也发现了类似的多周期QPP。我们的观测结果表明，耀斑QPP可能与重复能量释放过程加速的非热电子有关，即，触发重复的磁重联，而多个周期可能由热等离子体回路的香肠振荡调制。对于多周期脉动，不能完全排除其他产生机制。
2021-08-09 astro-ph.SR
The Nature of the Light Variation of the Unique Binary DK CVn
我们介绍了2007年和2008年DK CVn的BVR观测。我们分析了系统的BVR光变曲线，得到了系统的参数。使用“q-搜索”方法，我们测得系统的质量比（q）为0.55。当第一组分的温度为4040 K时，第二组分的温度为3123 K。几个耀斑被检测到，耀斑等效持续时间与耀斑总持续时间的分布建模使用单相指数关联函数为这些耀斑。模型的参数表明，耀斑是相同的紫外鲸鱼座恒星检测到的。我们还证明了在出蚀的变化必须由一些冷点（S）的组件之一。发现这颗恒星有两个活跃的星带，星斑主要形成在这两个星带中。因此，这项研究揭示了DK CVn应该是一颗色球活动双星。
2012-06-24 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
