连接高密度电子束日冕输运与恒星耀斑中的深层色球加热

M 型矮星耀斑中的光学与近紫外（NUV）连续谱辐射被认为是下层恒星大气对日冕高度磁能释放与电子加速的脉冲响应。该辐射有时被解释为一种 $T \approx 10^4$ K 的热光球谱的证据。然而，计算表明标准太阳耀斑日冕电子束在色球上层与中层的厚靶气体中（log$_{10}$ 柱质量 /[g cm$^{-2}$] $\lesssim -3$）损失其能量。在更大的束注入通量下，电场与不稳定性预计会进一步抑制其向低高度传播。我们表明，Kontar 等人近期对支配幂律电子与背景日冕等离子体（Langmuir 与离子声）波的含时方程数值解，所产生的加热率比标准太阳耀斑电子束幂律分布在深层色球中产生的加热率大一个数量级。我们证明，该理论中 $E \gtrsim 100$ keV 以上束能量的重新分布导致一个局地加热极大，类似于具有大低能截止与硬幂律指数的辐射流体力学模型。我们利用这一半经验正向建模方法，在 log$_{10}$ 柱质量 /[g cm$^{-2}$] 为 $-1.2$ 至 $-2.3$ 的深层色球上，产生温度 $T \gtrsim 12,000$ K 的不透明 NUV 与光学连续谱。这些模型解释了高时间分辨率 M 型矮星耀斑观测中的色温度与 Balmer 跳跃强度，并阐明了恒星耀斑中大气温度、辐射温度与光学色温度之间的关系。