利用太阳观测表征年轻类太阳恒星的 X 射线活动周期

在整个活动周期内，磁结构上升至恒星表面、演化并衰减。追踪它们在恒星日冕上的演化使我们能够表征 X 射线周期。然而，直接测绘磁结构仅对太阳可行，而使用当今的 X 射线仪器在恒星日冕上无法在空间上分辨此类结构。我们在此提出了一种由我们实现的新方法，该方法利用太阳磁结构间接重现恒星 X 射线光谱及其变率。该技术将太阳日冕观测转换为与恒星 X 射线观测，特别是 XMM-Newton 光谱相同的格式。通过将这些合成光谱与感兴趣恒星的观测光谱进行匹配，可以将太阳磁结构的表面覆盖率比例与每次 X 射线观测相关联。我们将此方法应用于两颗年轻的类太阳恒星：$\epsilon$ Eri（$\sim 400$ Myr），这是表现出日冕周期（$\sim 3$ yr）的最年轻恒星；以及 Kepler 63（$\sim 200$ Myr），其 X 射线监测未揭示周期性变化。我们发现，即使在周期极小期，$\epsilon$ Eri 日冕的很大一部分也被活动结构覆盖。因此，在极大期几乎没有空间容纳额外的磁区域，这解释了在 X 射线光度方面观测到的较小周期振幅（$\Delta f \sim 0.12$）。Kepler 63 表现出比 $\epsilon$ Eri 日冕更高的磁结构覆盖率。这支持了以下假设：对于年龄小于 $<400$ Myr 的恒星，其 X 射线周期被大量存在的日冕区域所抑制。