Li I enhancement during a long-duration stellar flare
我们报告了在最近发现的X射线/EUV选择的色球活动二进制2 RE J 0743 +224中，在一个不寻常的长时间光学耀斑期间可能检测到Li I 6708 AA线增强。Li I等效宽度（EW）的变化遵循耀斑的时间演化和大的变化观察到的线的强度。最大的Li I增强发生在耀斑中观测到的最大色球发射之后。还检测到6Li/7 Li同位素比值的显著增加。在其他光球谱线中没有发现明显的同步变化。无论是线的混合物，也不是星点似乎是观察到的Li I线的变化的主要原因。从这一切，我们建议，这锂I增强产生的spectrometric反应在耀斑。
1998-10-15 astro-ph
The flaring and quiescent components of the solar corona
日冕是了解恒星活动的模板。太阳是一颗中等活动的恒星，它的日冕与活动恒星不同：活动恒星日冕有一个双峰EM（T），热峰在8-20 MK，而非耀斑日冕只有一个峰在1-2 MK。通过研究耀斑对太阳EM（T）的平均贡献，间接地验证了活动恒星日冕EM（T）的热峰是由大量未分辨的类太阳耀斑引起的假说，并推断了从纳米耀斑到宏观耀斑的耀斑分布特性。我们测量了一个无偏的太阳耀斑样本的盘积分时间平均发射测量EM_F（T），分析了一个月时间间隔内不间断的GOES/XRS光变曲线。我们从Yohkoh/SXT数据中得到了相同时间间隔的静止日冕的EM_Q（T）。为了研究EM_F（T）和EM_Q（T）随太阳活动周的变化，我们在太阳活动周的不同阶段（1991年12月至1998年4月）对它们进行了计算。在T~5-10 MK范围内，EM_F（T）与EM_Q（T）相比，在T~5-10 MK范围内，EM_F（T）呈明显的峰值分布。结果表明，整个日冕的时均EM（T）是双峰型的，热峰是由时均耀斑引起的，其温度与活动恒星的温度相似，但增强程度较低。EM_F（T）形状支持活动日冕的热EM（T）峰是由于未分辨的类太阳耀斑的假设。如果是这样的话，静止和耀斑分量应该遵循不同的比例法则来增加恒星活动。假设日冕的加热完全是由于耀斑，从纳米到宏观耀斑，然后要么耀斑分布或约束等离子体响应耀斑，或两者兼而有之，是双峰。
2008-05-17 astro-ph
Quiescent Radio Emission from Southern Late-type M Dwarfs and a Spectacular Radio Flare from the M8 Dwarf DENIS 1048-3956
我们报告的结果进行了无线电监测计划，在澳大利亚望远镜紧凑阵列，以寻找从附近的七个南方晚型M和L矮星的静态和耀斑发射。两个晚型M矮星，M7 V LHS 3003和M8 V DENIS 1048 - 3956，在4.80 GHz的静态发射中被检测到。观测到的辐射与在B>~10 G磁场中，源密度n_e <~10^9 cm ^-3的轻度相对论性（~1 - 10 keV）电子的光学薄回旋同步辐射一致。DENIS 1048 - 3956也在两个壮观的短寿命耀斑中被探测到，一个在4.80 GHz（峰值f_nu = 6.0 +/-0.8 mJy），另一个在8.64 GHz（峰值f_nu = 29.6 +/-1.0 mJy），大约10分钟后。这些事件的高亮温（T_B>~10^13 K）、短发射周期（~4-5分钟）、高圆偏振（~100%）和明显窄的光谱带宽意味着在高电子密度（n_e~10^11-10^12 cm ^-3）和高磁场强度（B~1 kG）的区域中存在相干发射过程。如果这两个耀斑事件是相关的，那么发射中明显的频率漂移表明发射源要么移动到电子或磁通量密度较高的区域;要么被压缩，例如，通过扭曲磁力线或气体运动。来自射电发射M矮星的静态通量违反了Gudel-Benz经验射电/X射线关系，证实了Berger等人先前注意到的趋势。
2005-02-17 astro-ph
A GHz Flare in a Quiescent Black Hole and A Determination of the Mass Accretion Rate
如果射电耀斑的总能量是已知的，我们可以通过假设磁能和吸积物质的引力势能均分来估计圆盘的质量吸积率。我们在这里举一个例子来说明如何进行这样的估计。我们最近用巨米射电望远镜（GMRT）在1.280 GHz对银河系黑洞瞬变A0620-00进行的射电观测揭示了几毫央斯基的微耀斑。假设致密天体的黑洞质量为$10 M_\odot$，我们发现吸积速率最大为${\dot M} = (8.5 \pm 1.4) \times 10^{-11} (\frac{x}{3})^{5/2} M_\odot$/年$^{-1}$，其中，$x$是以史瓦西半径为单位的黑洞距离。这与早先根据光学和X射线观测对吸积率的估计是一致的。我们认为，这个过程是普遍的，足以用于任何黑洞候选者。
2005-01-14 astro-ph
Quiescent X-ray emission from an evolved brown dwarf ?
我报告了Gl 569 Bab的X射线检测。在钱德拉天文台25千秒的观测中，这颗褐矮星首次在X射线中与耀斑主星G1569 A空间分离。与G1569 A相伴，这对褐矮星的年龄被限制在300-800百万年。这里呈现的观测结果只是对一颗进化中的褐矮星的第二次X射线探测。大约一半的观测时间是由G1569 Bab上的大耀斑主导的，其余的时间是以微弱和不变的发射为特征的，略高于检测限。这种发射--如果与耀斑的余辉无关--代表了第一次探测到棕矮星上的静止日冕，代表了亚恒星区域发电机之谜的重要组成部分。
2004-09-27 astro-ph
An X-ray Flare Detected on the M8 Dwarf VB 10
我们使用ROSAT高分辨率成像仪在极低质量恒星VB 10（GL 752 B; M8 V）上检测到了一次X射线耀斑。VB 10是最新类型（最小质量）的主序星，已知表现出日冕活动。X射线是在一次持续22千秒的观测中的一个1.1千秒的片段中探测到的。这个耀斑释放的能量大约是10^27尔格/秒。这至少比VB 10的静态X射线亮度大两个数量级，VB 10的静态X射线亮度还有待测量。这个X射线耀斑在性质上与Linsky等人（1995年）使用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率光谱仪观测到的远紫外耀斑非常相似。我们讨论了耀斑和静止X射线亮度之间的巨大差异的原因，包括VB 10根本没有静止（10^6 K）日冕等离子体的可能性。
2000-02-03 astro-ph
MUSICOS 1998: Optical and X-rays Observations of Flares on the RS CVn Binary HR 1099
本文报道了对HR 1099的H_α、H_β、NaI D_1、D_2和HeI D_3谱线的同时连续观测。我们几乎连续观察HR 1099超过3周，并监测到两次耀斑。在其中一次耀斑中，观察到H_α、CaII H & K、H_β、HeI D_3和HeI E6678的增加以及NaI D_1、D_2和MgI b三重态的强烈填充。我们发现耀斑发生在双星轨道的同一相位（0.85），而且两者似乎都发生在边缘附近。RXTE上的ASM还探测到了几次X射线耀斑。当活跃的K1IV星在前面时，X射线光变曲线中的旋转调制已经被检测到最大通量。
2001-10-12 astro-ph
The corona of the dMe flare star AD Leo
我们分析了Einstein IPC、ROSAT PSPC和ASCA SIS的观测结果，研究了dM 3e星AD Leo的X射线辐射（包括静态分量和耀斑）。使用一致的方法，明确考虑持续加热，我们已经分析了六个耀斑与足够的统计，推导出的物理参数的耀斑区域的约束。在所有的情况下，耀斑环都很可能是紧凑的（L约为0.3 R*），并且局限在一个相当狭窄的尺寸范围内，与先前对狮子座AD和其他类似恒星耀斑的分析所声称的大（L >= R*）纤细环不相容。扩口环似乎具有更大的截面（β = r/L约0.3)比通常假设的（例如β 0.1）。所有的耀斑都显示出在衰变阶段有显著加热的证据。虽然导出的峰值压力很高（高达约P），10^4达因/厘米^2），峰值温度约为50 MK，限制这种环和产生观测到的耀斑亮度所需的磁场相对适中（B约为1.50 MK）。1至2 kG），并完全兼容的光球磁场在几个耀斑星测量。如果得到的环路尺寸的窄范围外推到负责活动日冕的静态结构，后者可以自然地从太阳能的情况下，通过适度（10倍）增加压力，否则太阳能的活性结构与小的表面填充因子（约5%）。日冕的静止成分没有显示出与光球有关的丰度特性的证据，并且在这里讨论的近20年的观测跨度中，静止的日冕光度是非常恒定的（变化小于2倍）。
1999-12-22 astro-ph
From Radio to X-ray: The Quiescent Atmosphere of the dMe Flare Star EV Lacertae
我们报告的多波长观测跨越无线电X射线波长的M矮耀斑星，EV Lacertae，探测外大气等离子体的特征，从上色球层的日冕。我们第一次在2厘米（15 GHz）的波长下探测到这颗恒星。紫外线和FUV线剖面显示出非热加宽的证据，速度宽度似乎在比太阳更低的温度下达到峰值;这一趋势在另一颗活跃的M型矮耀斑星中得到证实。电子密度测量表明电子压力在$\log T=$ 5.2和6.4之间几乎恒定。在更高的日冕温度下，密度急剧增加两个数量级（n $_{e}\sim10^{13}$ cm $^{-3}$在$\log T=$ 6.9）。X射线、EUV、FUV和NUV光谱限制了从上色球层到日冕的DEM。日冕压力与流体静力平衡的假设是不一致的，无论是通过EM建模或应用的标度律，并意味着大的传导损失率和大的能量输入在最高温度。EV Lac高层大气中辐射和传导损失的时间尺度意味着日冕必须持续加热才能保持其静态特性。高频无线电探测要求发射高温X射线的日冕等离子体在空间上与无线电发射源不同。低温日冕的长度尺度明显大于高温日冕，进一步表明热日冕和非热日冕等离子体的不均匀混合物。
2006-04-11 astro-ph
The X-ray spectra of the flaring and quiescent states of AT Microscopii observed by XMM-Newton
本文用XMM-Newton星载rgs和epic-mos在1 - 40埃波长范围内观测了晚型M矮星双星AT Mic（dM 4.5e + dM 4.5e）的X射线谱。在暴露过程中，发生了耀斑。我们已经进行了一个3温度的拟合和DEM建模的耀斑和静态部分的频谱。我们报告的日冕温度分布，发射措施，和这个明亮的X射线源的耀斑和静止状态的丰度。温度范围从大约1到60 MK。在这个温度区间内，静止状态下的总体积发射测量值为~12.2*10^51 cm^-3，耀斑状态下的总体积发射测量值为~19.5*10^51 cm^-3。这种差异是由于热温度分量的贡献。由rgs获得的AT Mic的高分辨率光谱主要由C，N，O和Ne的H-和He-样跃迁以及由等离子体产生的Fe XVII线（温度从1到10 MK）组成。低于10埃的epic-mos光谱显示了类H和类He的Ne、Si和铁K壳层跃迁。它们由热组件（30 MK）产生。铁K壳层在耀斑状态下更为突出。在静止状态的AT Mic的丰度模式显示低FIP元素相对于高FIP元素的耗尽，表明在这个活跃的恒星中存在I（逆）FIP效应。然而，在耀斑状态下，IFIP效应出现了一些平坦化。
2003-09-15 astro-ph
Multiwavelength optical observations of chromospherically active binary systems. I. Simultaneous H{alpha}, NaI D{1}, D{2}, and HeI D{3} observations
This is the first paper of a series aimed at studying the chromosphere of active binary systems using the information provided for several optical spectroscopic features. Simultaneous H{alpha}, Na I D{1}, D{2}, and He I D{3} spectroscopic observations are reported here for 18 systems. The chromospheric contribution in these lines have been determined using the spectral subtraction technique. Very broad wings have been found in the subtracted H{alpha} profile of some of the more active stars. These profiles are well matched using a two-components Gaussian fit (narrow and broad) and the broad co…
1997-02-14 astro-ph
X-ray flares/bursts from GRS 1915+105 and the two component accretion flow
本文分析了银河系X射线瞬变源GRS 1915+105在过去四年中观测到的一组周期为30 ~ 1300 s的X射线耀斑/爆发的RXTE/PCA观测结果。这些耀斑/爆发可以分为四种类型：1）具有约20 s短爆发相位的规则爆发（R1），2）具有约20 s短静止相位的规则爆发（R2），3）爆发周期> 1000 s的长规则爆发（R3），以及4）不规则爆发（IR）。对于所有观察到的爆发，静止相的持续时间与QPO频率的平方（2-10 Hz）成反比。
2001-05-29 astro-ph
Chandra observation of an unusually long and intense X-ray flare from a young solar-like star in M78
LkHA 312是在Chandra上的ACIS-I探测器上偶然观测到的，连续曝光26小时。这颗H_alpha发射线星属于恒星形成区M78（NGC 2068）。从光学和近红外数据，我们表明，它是一个前主序星（PMS）的低质量恒星与弱近红外过剩。这颗真正的金牛座T型恒星显示出一个X射线耀斑，具有不寻常的长上升阶段（~ 8小时）。X射线发射在观察的前18小时内几乎恒定，然后在快速上升阶段（~ 2小时）增加13倍，在缓慢上升阶段（~ 6小时）结束时达到静止X射线水平以上16倍。据我们所知，这个耀斑，~0.4-~0.5 cts/s，具有最高的计数率，迄今为止观察到的钱德拉从PMS低质量恒星。碰巧，源位置离轴8.2'，保护了该观察结果免于堆积。对X射线发射随时间的变化进行了光谱分析，结果表明，静止相和耀斑峰的等离子体温度分别达到29 MK和88 MK。在0.5- 8 keV能量范围内，由吸收修正后的静态和耀斑亮度分别为6 E30 erg/s和~ 1 E32 erg/s。LkHA 312的静态X射线光度与热光度之比很高，log（LX/L_bol）=-2.9，表明LkHA 312的日冕已达到“饱和”状态。耀斑峰值的X射线光度达到恒星热光度的2%。最后在太阳耀斑的框架下讨论了这一耀斑的不同阶段，这导致了磁环高度从3.1E10到1 E11 cm（0.2-0.5 R*，即，0.5-1.3 R_sun）。
2004-02-27 astro-ph
Fast Photometry of Quiescent Soft X-ray Transients with the Gemini-South Acquisition Camera
我们提出了一个汇编的高时间分辨率测光观测静态软X射线瞬态获得的采集相机的双子座南。A0620-00的观察周期短，精度高。叠加在椭球调制，我们发现几个突出的耀斑连同较弱的连续变化。所看到的耀斑样本的时间尺度比以前的观测报告更短，上升时间低至30秒或更短;大多数耀斑显示出未解决的峰值。A0620-00的功率密度谱（PDS）表现出与低态黑洞候选者的X射线PDS非常相似的带限噪声，但在较低频率处有低频突变。Nova Mus 1991的X射线显示出比A0620-00大得多的耀斑振幅，并且如果存在破裂，则其频率较低。X射线Nova Vel 1993显示出非常小的耀斑，并且像A0620-00一样，由椭球调制主导。我们讨论了耀斑的可能来源。它们显然与吸积流有关，而不是一个活跃的伴星，但它们是否起源于外盘，或者是由内部区域的事件驱动的，还没有解决。PDS与低/硬态源的相似性将支持后一种解释，并且如果该频率与内部蒸发区域的大小近似成比例，则低断裂频率是预期的。我们还报道了一颗距离XN Mus 1991仅14角秒的新变星的发现。这是一颗W UMa星，轨道周期约为6小时。
2002-11-26 astro-ph
A study of X-ray flares - I. Active late-type dwarfs
利用XMM-牛顿天文台的观测数据，给出了6颗晚型G-K活动矮星（V368 Cep，XI Boo，IM Vir，V471 Tau，CC Eri和EP Eri）观测到的X射线耀斑的时间和光谱特征。所有的恒星都被发现频繁地闪烁，总共有17个耀斑被检测到高于“静止”状态的X射线发射，从0.5到8.3 x 10^{29} erg/s不等。最大的耀斑是在一个低活动性的矮星XI Boo中观测到的，其衰变时间为10 ks，峰值耀斑光度与“静止”状态光度之比为2。我们利用色图和详细的光谱分析研究了耀斑的光谱变化。X射线光变曲线的指数衰减、等离子体温度和发射量度的时间演化与致密太阳耀斑中观测到的相似。本文根据流体动力学耀斑模型导出了耀斑的半环长度。耀斑环的大小被发现是小于恒星半径。流体动力学耀斑衰变分析表明，在大多数耀斑的衰变过程中存在持续加热。
2008-05-26 astro-ph
X-Ray Spectroscopy of II Pegasi: Coronal Temperature Structure, Abundances, and Variability
我们获得了日冕活动双星飞马座II（HD 224085）的高分辨X射线谱，其波长范围为1.5-25埃。在我们44千秒观测的前半部分，源处于静止状态，X射线通量恒定，之后它爆发，在12千秒内达到静止通量的两倍，然后下降。我们分析了在静态和燃烧状态下的发射线光谱和连续谱。从线通量导出的差分发射测量显示了具有连续温度分布的热电晕。在非耀斑状态期间，分布峰值接近log T = 7.2，并且当耀斑时，接近7.6。高温谱线在耀斑期间略有增强，但大部分变化发生在连续谱中。日冕的丰度异常是明显的，铁相对于氧非常缺乏，比光球测量的预期要弱得多，而氖相对于氧则增强了。我们没有发现明显的共振散射光学深度的铁和氧的线比的证据。耀斑的光变曲线与太阳双带耀斑模型一致，但有一个很长的重联时间常数，约为65 ks。我们推断环长度约为0.05恒星半径，约0.25在耀斑，如果耀斑发射起源于一个单一的，低密度的环。
2001-06-01 astro-ph
XMM-Newton observation of the eclipsing binary Algol
本文介绍了大陵五食双星的{ \sl XMM-Newton}观测结果，它包含一个X射线暗的B8 V主星和一个X射线亮的K2 IV主星。观测覆盖了光学二次日食，并捕获了被B星遮蔽的X射线耀斑。用双温等离子体模型描述了大陵五在静止状态下的EPIC谱和RGS谱。冷部件的温度约为6.4 $\times 10^{6}$ K，而热部件的温度范围为2至4.0 $\times 10^{7}$ K。日冕的C，N，O，Ne，Mg，Si和Fe的丰度得到每个组件的静态和耀斑阶段，一般上限为S和Ar，和C，N，O的热组件。F检验表明，除了Fe外，冷组分和热组分之间以及静止相和耀斑相之间的丰度不需要不同。冷组分的Fe丰度保持恒定在$\sim$ 0.14，而热组分的Fe丰度为$\sim$ 0.28，在耀斑期间增加到$\sim$ 0.44。这一增加是根据色球蒸发模型预计的。静态辐射的吸收柱密度$N_H$为2.5 $\times10^{20}$ cm $^{-2}$，而耀斑辐射的吸收柱密度明显较低，与星际介质的吸收柱密度一致。这一观测结果证实了早先关于大陵五系统中存在X射线吸收物质的建议。
2010-11-24 astro-ph
Flare X-ray observations of AB Dor: evidence for Stellar Coronal Opacity
本文分析了用XMM-Newton卫星获得的晚型星AB Dor的X射线谱。AB Dor在观察期间特别活跃。发射测量重建技术被用来分析耀斑和静止光谱，重点是Fe XVII 15-17 A波长区域。在较热的耀斑等离子体中，Fe XVII 16.78 A/15.01 A线比显著增加。这种比值的变化与理论预测相反，归因于15.01 A线光子从视线的散射。逃逸概率技术表明15.01 A谱线的光学深度约为0.4。在耀斑期间，电子密度为4.4*10^10 cm^-3，Fe丰度分数为太阳光球值的0.5 +/- 0.1。使用这些参数，得出的路径长度约为8，000公里。在恒星静止时的X射线光谱中没有不透明的证据。
2005-02-03 astro-ph
MHD Simulations of Accretion onto Sgr A*: Quiescent Fluctuations, Outbursts, and Quasi-Periodicity
对Sgr A* 的高分辨率观测揭示了从强烈的快速耀斑到准周期振荡等多种多样的现象，使其成为研究低光度吸积黑洞性质的理想系统。本文利用伪谱算法构造并发展了Sgr A* 中吸积盘的三维磁流体动力学模型。假设一个混合的热-非热辐射方案，我们表明，MHD湍流本身只能产生两个因子的亮度波动。这些变化幅度不能解释在这个系统中观测到的耀斑的大小。然而，我们也表明，在磁盘中的密度扰动产生爆发定性类似于XMM-牛顿在X射线和地面设施在近红外线观察。准周期振荡自然出现在模拟的光变曲线。我们将这些归因于非轴对称密度扰动，这些扰动是随着磁盘向其静止状态发展而出现的。
2006-11-08 astro-ph
An X-ray flare from the Lindroos binary system HD 560
我们报告了一个大的X射线耀斑从Lindroos双星系统HD 560在一个指向ROSAT PSPC观测。预计晚型成分（一颗G矮星和后T金牛星候选者）的磁场活动很强。该系统在ROSAT图像中是不可分辨的。因此，虽然从理论的角度来看，这不是预期的，但不能排除耀斑爆发的主要，晚B型恒星。我们讨论了HD 560的光度和温度演化的比较静态和耀斑状态，并提出了论点G星作为耀斑的主机。
2000-10-13 astro-ph
Spot the differences: The X-ray spectrum of SU Aur compared to TW Hya
我们提出了高分辨率钱德拉HETGS X射线光谱的经典金牛座T星SU Aur。静态X射线发射主要由20-40 MK等离子体控制，这与CTTS TW Hya的X射线发射主要由3 MK冷等离子体控制形成强烈对比。一个大的耀斑发生在我们的100 KS观测的上半年，我们已经模拟了发射等离子体在此耀斑和在明显的静止期。在耀斑期间，极高温度的等离子体成分（至少60 MK）占大部分的排放。存在在1.78埃处存在Fe XXVI发射的指示，其在130 MK处最大地形成。
2005-04-25 astro-ph
X-ray Flare from a Herbig Be star, MWC297
1994年4月，宇宙学和天体物理学高级卫星（ASCA）在5天内进行了三次独立的观测，发现了赫比格Be星MWC 297的硬X射线发射。第二次观测开始时发现了一个X射线耀斑，最大亮度为4.9E32尔格/秒，是静止期（第一次观测）的五倍。然后，在第三次观测中，它以约5.6E4秒的e折叠时间下降到耀斑前的水平。X射线谱由吸收的薄热等离子体模型解释。静止相的温度约为2.7 keV，明显高于主序OB星，与ASCA观测到的低质量年轻恒星天体（YSO）和其他Herbig Ae/Be星相似。在耀斑阶段的温度增加到约6.7千电子伏的通量最大值，然后下降到3.2千电子伏的衰变阶段。这些事实有力地表明，来自赫比格Ae/Be星的X射线，至少对于MWC 297来说，是由于类似于低质量YSO的磁活动。由于没有理论预测像MWC 297这样的大质量恒星的表面对流区，我们的结果可能需要一种不同于传统恒星发电机理论的机制。可能的磁活动可能是恒星内部的剪切或从母体分子云继承的磁场。
1999-11-08 astro-ph
X-ray hiccups from SgrA* observed by XMM-Newton. The second brightest flare and three moderate flares caught in half a day
在2007年春天，我们用XMM观测到了SgrA*，总曝光量约为230 ks。我们对这次活动中探测到的新的X射线耀斑进行了定时和光谱分析。为了以一致的方式研究耀斑光谱特性的范围，我们还使用相同的分析程序和最新的校准重新处理了以前报告的快速耀斑的存档XMM数据。在光谱拟合过程中考虑了尘埃散射。我们还使用钱德拉存档的SgrA* 静止状态的观测结果进行比较。在2007年4月4日，我们在大约1/2天的时间间隔内首次观测到X射线耀斑的发生率增强，一个明亮的耀斑之后是三个幅度更适中的耀斑。前一个事件代表了有记录以来Sgr A* 第二亮的X射线耀斑。这个新的明亮耀斑与2002年10月3日观测到的非常明亮的耀斑具有相似的光变曲线形状（几乎对称），持续时间（~ 3 ks）和光谱特征。在考虑尘埃散射效应的吸收幂律模型下，新耀斑的光谱参数为：N_H=12.3（+2.1，-1.8）e ~（22）cm ~（-2），γ = 2.3+/-0.3。以下三个中等耀斑的光谱参数拟合的总和，虽然较低，但在误差条内与明亮的耀斑是兼容的。在耀斑期间发现的柱密度，对于幂律，至少比从（尘埃）目视消光到SgrA*（AV~25等）预期的值高两倍。然而，我们的拟合与钱德拉获得的SgrA* 静态光谱表明，过剩的柱密度已经存在于非燃烧阶段。到目前为止，从SgrA* 观测到的两个最明亮的X射线耀斑显示出相似的软光谱。
2008-06-25 astro-ph
X-Ray Flaring on the dMe Star, Ross 154
我们目前的结果，从两个钱德拉成像观测罗斯154，附近的耀斑M矮星。在61千秒的ACIS-S曝光期间，发生了一次非常大的耀斑（相当于太阳X3400事件，L_X = 1.8 × 10^30尔格/秒），其中计数率增加了100倍以上。耀斑的早期阶段显示了Neupert效应的证据，随后进一步上升，然后是两个分量的指数衰减。在后来的48-ks HRC-I观测结束时也观察到了一个大耀斑。对两次观测的非燃烧阶段的排放进行了分析，以寻找低水平燃烧的证据。从这些时间的研究，我们发现，微耀斑可能占大部分的“静态”发射，而且，与太阳和其他少数恒星已被研究，耀斑强度的分布似乎不遵循幂律与一个单一的指数。对ACIS光谱的分析表明，与通常采用的太阳丰度比相比，静态Ne/O丰度比提高了约2.5倍，并且在耀斑期间的Ne/O比和总体日冕金属丰度似乎相对于静态丰度有所提高。基于光谱拟合得到的温度和发射测量值，我们估计了耀斑体积中的长度尺度和等离子体密度，并跟踪了耀斑在颜色强度空间中的演化。最后，我们寻找恒星周围的星风电荷交换X射线晕，但没有成功;由于质量损失率和晕表面亮度之间的关系，甚至不能确定恒星质量损失率的上限。
2007-12-17 astro-ph
On Temperature and Abundance Effects During an X-Ray Flare on Sigma Geminorum
我们比较静态和耀斑X射线光谱的RS CVn二进制西格玛宝石获得的钱德拉和XMM-牛顿光栅光谱仪。我们发现，除了一个整体的25%的流量增加，这可以归因于在15个月的观测之间通过的系统的静止活动的变化，有一个热的等离子体成分的kT_e > 3 keV，出现与耀斑。热分量主要表现为从Fe的高电荷态的发射和由一个巨大的连续。较冷的等离子体（kT_e <2keV）在耀斑期间保持不受干扰。在耀斑期间，除了O和Ne的相对丰度略有下降（<30%）外，其它相对丰度没有显著变化。
2005-10-02 astro-ph
Transition Region Emission From Very Low Mass Stars
我们目前的结果，从我们的周期10 HST计划，以寻找过渡区的发射在非常低的质量，主序星的光谱范围M7-M9。我们的计划旨在1）检测发射;和2）区分燃烧和静止的发射源。我们获得了三颗活动的极低质量恒星（VB 8，VB 10和LHS 2065）的HST/STIS时间序列观测结果，这些恒星在过渡区线包括Si IV，C IV，He II中表现出持续的活动。在过渡区线的发射似乎是可变的曝光之间，但总是观察到。在VB 10上的一次10分钟曝光中也观察到强烈的闪光。我们的研究结果表明，活跃的，非常低质量的恒星保持一个持久的静态色球和过渡区，这是类似于在活跃的，早期的M型矮星，在相反的建议，这些低质量的，主序星只表现出相对较强的耀斑，没有静态发射。
2003-04-29 astro-ph
Multiwavelenght analysis of Gl 355 (LQ Hya)
讨论了年轻活动星G1 355的ROSAT、ASCA、{ \it Beppo}SAX和光学观测。在ROSAT观测期间，探测到一个强烈的耀斑，峰值通量比静止水平大一个数量级以上。光谱分析的数据使我们能够研究的温度和排放量的分布，以及日冕金属丰度，为静止阶段，并在ROSAT的情况下，也在耀斑的演变。我们模拟了耀斑并导出了$\sim 1.5$恒星半径量级的环半长度。ROSAT、ASCA和{ \it Beppo}SAX数据表明，G1 355的日冕丰度在太阳下，在$0.1 ÷0.3 Z/Z_\odot$范围内。对光谱的初步分析使我们能够比较光球和日冕的金属丰度。
2001-09-24 astro-ph
X-ray spectroscopy of the unsteady quiescent corona of AD Leo with Chandra
本文分析和解释了Chandra/LETG观测到的一颗耀斑星AD Leo（dM 3e）。高分辨率的X射线光谱使我们能够推断出等离子体发射测量分布（EMD）与温度的关系，以及这种磁活性恒星日冕中单个元素的丰度，在一个典型的状态下，其特征在于显著的变化，但没有大的耀斑事件。我们还测量了等离子体密度在不同的温度下使用光谱诊断提供的氦类三重态和Fe XXI线。我们发现，目前的EMD是类似的那些以前获得的EUVE光谱在静止和燃烧状态，确认长期稳定的日冕AD狮子座。与其他活跃恒星的情况不同，AD狮子座的EMD的特点是由一个显着较浅的斜率，与恒定截面和均匀加热的等压环的静态模型预测的兼容。我们讨论这样的日冕建模来推断环人口的日冕的平均属性，包括估计的表面填充因子。我们还表明，EMD是兼容的模型的日冕不断加热耀斑。日冕的组成是这样的元素丰度，相对于太阳值，往往增加与第一电离势，只有少数例外。谱线与连续谱线的比值表明金属丰度接近太阳日冕。
2004-05-28 astro-ph
UV Spectroscopy of AB Doradus with the Hubble Space Telescope. Impulsive flares and bimodal profiles of the CIV 1549 line in a young star
利用后COSTAR哈勃空间望远镜的戈达德高分辨率摄谱仪（时间分辨率为27 s，光谱分辨率为15 km）观测了一颗年轻活跃的晚型星（K 0- K2 IV-V，P= 0.514 d）剑鱼座AB。波长带（1531 - 1565 A）包括强CIV双峰（1548.202和1550.774，形成于100 000 K的过渡区）。平均静态CIV通量状态接近饱和值，是太阳的100倍。谱线轮廓（去除旋转和仪器轮廓后）是双峰的，由窄（FWHM = 70 km/s）和宽（FWHM = 330 km/s）两个高斯组成。这种双峰性可能是由于两个独立的增宽机制和速度场在日冕底部。这是可能的TR瞬态事件（随机多速度），与一个大的表面覆盖，引起的狭窄的组件的扩大，而真正的微耀斑是负责的广泛的。观测到过渡区在不同的时间尺度和震级上频繁地发生耀斑。在CIV 1549中观测到的最大脉冲耀斑在不到1分钟内达到峰值差分发射测量值（10**51.2 cm-3），并在5分钟内指数地返回到低7倍的静止水平，耀斑的3分钟平均谱线轮廓蓝移（-190 km/s）和加宽（FWHM = 800 km/s）。这种脉冲耀斑可能是由于色球层加热和随后的电子束蒸发，在日冕环的顶点加速（通过重连）。
1997-12-22 astro-ph
Recent Radio Monitoring of Microquasars with RATAN-600 Radio Telescope
报道了2005年9月至2006年5月期间对SS 433、GRS 1915 +105和Cyg X-3三颗微类星体射电通量变率的多频（1-30 GHz）逐日监测。1.我们检测到明确的相关性的耀斑无线电通量和X射线的“尖峰”在2-12千电子伏的发射在RXTE ASM从GRS 1915 +105在2005年10月8个相对明亮的（200-600毫焦耳）无线电耀斑。这些耀斑的1-22 GHz光谱在2.3 GHz以下的最大光学厚和光学薄的频率在较高的频率。在射电耀斑期间，X射线尖峰的光谱变得比静止相的光谱更软。因此，这些数据表明，从非常高/硬状态的过渡到高/软的，在此期间可能发生大规模喷射。这些喷射是可见的，作为检测到的无线电耀斑。2.在静止的射电辐射之后，我们探测到天鹅座X-3的通量下降（~20 mJy）。这是下一个明亮耀斑的迹象。事实上，这样一个1 Jy的耀斑是在2006年2月3日被发现的，在18天的猝灭无线电发射之后。利用日本野边山射电天文台RT 45米望远镜和毫米波阵（NMA）在109 GHz的准同步观测资料，观测到耀斑极大期的日谱在1 ~ 100 GHz之间是平坦的。在这种非常可变和强烈的1-12 keV X射线发射（~0.5 Crab）状态下，随后发生了几次明亮的射电耀斑事件（1-10 Jy），这是RXTE ASM计划中监测到的。
2007-02-14 astro-ph
Flares from the Tidal Disruption of Stars by Massive Black Holes
潮汐破裂耀斑分为两类--亚爱丁顿耀斑和在爱丁顿极限附近辐射的耀斑。来自~2 × 10 ^7 M_ \odot以上的黑洞的耀斑通常不会辐射到爱丁顿极限以上。对于史瓦西黑洞，潮汐破裂的最大热光度为~L_Edd（5 x 10^7 M_ \odot），大大低于最大质量的破裂黑洞的爱丁顿光度（~2 x 10^8 M_ \odot）。对最亮耀斑光谱的热辐射修正被认为是很大的（~7.5等）。然而，最明亮的耀斑可能有绝对星等超过-19 V和-21 U（在没有变红的情况下）。因为光谱是如此的蓝，K-校正实际上可能会使光带中的耀斑变亮。如果这样的耀斑像人们所认为的那样频繁，它们可能很快就会在低或高红移超新星的搜索中被发现。耀斑中产生的He II电离辐射可能主导了静止星系中心所有其他来源产生的电离辐射，产生了一个稳定状态的高度电离的化石星云，其范围约为1 kpc，可以在复合线中观察到。
1997-06-24 astro-ph
A spatially resolved limb flare on Algol B observed with XMM-Newton
我们报告了食双星大陵五A（B8 V）和B（K2 III）的XMM-牛顿观测。XMM-牛顿数据覆盖相位间隔0.35 - 0.58，即，特别是光学次极小值的时间，当X射线暗的B型星掩盖了X射线亮的K型星的主要部分。在日食期间，观测到了一个完全覆盖光变曲线的耀斑。耀斑的衰减部分可以很好地描述与指数衰减规律，允许整流的光变曲线和重建的耀斑等离子体区域。耀斑发生在大陵五B的边缘附近，高度约为0.1R，等离子体密度为10^11 cm^-3的几倍，与光谱密度估计值一致。没有日食的静态X射线发射的观察导致我们的结论是，大陵五B的整体日冕填充因子是小的。
2003-08-22 astro-ph
RXTE Observations of Cygnus X-3
在1997年5月至1997年8月期间，对天鹅座X-3进行了一系列尖锐的RXTE观测。在此期间，天鹅座X-3从静止射电状态过渡到耀斑状态（包括一次大耀斑），然后又回到静止射电状态。对观测结果的分析是在硬X射线（CGRO/BATSE）、软X射线（RXTE/ASM）和无线电（绿岸干涉仪、赖尔望远镜和RATAN-600）的同时观测的背景下进行的。初步分析的意见。
1998-09-29 astro-ph
A compact flare eclipsed in the corona of SV Cam
在2001年和2003年的两次活动中，用XMM-牛顿观测了食活动双星SV Cam（G 0 V/K6 V，P_0.593071 d）。在静止发射中没有明显的日食，但是在2001年的活动中有一个耀斑被日食，这使我们能够从纯粹的几何考虑中强烈地限制事件的位置和大小：耀斑是紧凑的，它形成于65度以下的纬度。耀斑的大小、温度和发射量意味着电子密度为log n_e（cm^-3）~10.6-13.3，磁场为~65-1400 G，以限制等离子体，这与从其他类似活动恒星的密度敏感线比获得的测量结果一致。由于缺乏日食，平均发射似乎来自扩展或极地地区。它的发射量分布、日冕丰度和变化特征与其他活跃恒星如AB Dor（K1 V）非常相似。
2005-10-19 astro-ph
Abundance variations and first ionization potential trends during large stellar flares
太阳第一电离势（英语：Solar First Ionization Potential，缩写为FIP）效应，即低FIP元素在日冕中相对于光球层富集，而高FIP元素丰度保持不变，这一现象已经被发现很久了。高分辨率X射线光谱学揭示了活跃的恒星日冕表现出相反的效应，这被称为逆FIP（IFIP）效应。日冕活动和FIP/IFIP偏差之间的相关性表明，也许耀斑活动参与了从FIP到IFIP的转换。这项工作的目的是更系统地了解恒星耀斑期间的FIP趋势，并补充了早期的研究仅基于钱德拉。分析了XMM-牛顿观测到的8个最亮的X射线耀斑，并与它们各自的静止状态进行了比较。加上钱德拉以前观测到的六次耀斑，这是目前最好的耀斑样本。我们寻找耀斑期间的丰度变化及其与FIP的相关性。为此，我们定义了一个新的FIP偏差测量。一个趋势是发现，在耀斑期间，IFIP偏向于静止的日冕相对于其静止组成的FIP偏见。这种效果是相反的冠FIP偏向于静止。因此，观察到的趋势与色球蒸发一致，而不是与耀斑期间运行的FIP机制一致。这也表明，静态IFIP偏差是真实的，大耀斑是不是在恒星日冕IFIP效应的直接原因。
2007-12-04 astro-ph
The Giant X-Ray Flare of NGC 5905: Tidal Disruption of a Star, a Brown Dwarf, or a Planet?
我们将1990年静止星系NGC 5905的巨大X射线耀斑模拟为一个超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏。从观察到的光度迅速下降，在几年的时间尺度，我们认为，耀斑是由回落的碎片，而不是随后通过薄盘吸积。后退模型允许对黑洞质量和碎片质量设置约束。后者必须比太阳质量小得多，才能解释耀斑非常低的光度。观测结果可以解释为低质量主序星外层的部分剥离，或者是褐矮星或巨行星的分裂。我们发现，耀斑中的X射线发射必须起源于一个小的补丁，而不是在整个环形材料围绕黑洞。我们认为，补丁对应的“亮点”的返回碎片流的影响环面。有趣的是，虽然耀斑的峰值亮度非常接近爱丁顿极限，但来自亮点的峰值通量接近爱丁顿极限。我们推测这一结果对其他耀斑事件的观测的影响。
2002-05-20 astro-ph
AD Leonis: Flares observed by XMM-Newton and Chandra
M矮星狮子座AD已经被XMM-牛顿上的反射光栅光谱仪和欧洲光子成像相机以及钱德拉X射线天文台上的低能透射光栅光谱仪观测到。在用XMM-牛顿进行的观测中，发现了五个由AD Leo产生的大耀斑，而在用钱德拉进行的观测中只发现了一个。光变曲线的静止水平很难定义，因为几个较小的耀斑相互重叠。然而，我们定义了一个明显的耀斑或耀斑衰变以外的准稳态。分别对耀斑态和准稳态的光谱进行了分析。从这些光谱的温度结构推导出与多温度模型和差分发射测量模型。多温度模型还被用来确定C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe的相对丰度。类氦离子，如O VII和Ne IX，产生用于确定或限制相应离子的电子温度和电子密度的线三重态。在耀斑状态下，一个更高的排放措施，在最热的温度被发现的XMM-牛顿和钱德拉观测。导出的丰度表明存在一个逆第一电离势的影响，在冠的AD狮子座。
2003-09-11 astro-ph
