恒星日冕中的加热与冷却：年轻太阳上的日冕雨

近期对快速自转冷矮星的观测揭示了 H$\alpha$ 线不对称性，表明恒星日冕中存在冷而致密的等离子体团块。这些团块可能是长寿命的（持续超过一个恒星自转周期）或动态的。最快的动态特征显示出大于逃逸速度的速度，表明它们可能从恒星离心抛出，贡献恒星角动量损失。然而许多显示出较低速度，类似于在太阳上观测到的日冕雨。我们给出了快速自转（$P_{\rm rot}~=~ 1 \ \mathrm{day}$）年轻太阳中这些凝聚体形成与动力学的 2.5D 磁流体动力学模拟。形成由过剩表面加热触发，使系统偏离热平衡并引发热不稳定性。产生的凝聚体落回表面，表现出准周期行为，其周期长于太阳日冕雨的典型周期。我们发现这些团块的视线速度范围为 $50 \ \mathrm{km} \ \mathrm{s}^{-1}$（蓝移）至 $250 \ \mathrm{km} \ \mathrm{s}^{-1}$（红移）。这些典型值可由恒星 H$\alpha$ 线不对称性推断，但推断的团块质量 $3.6\times 10^{14}\ \mathrm{g}$ 明显更小。我们发现最多约 $3\%$ 的日冕质量为冷团块。我们得出结论：日冕雨在类太阳恒星中可能常见，但在快速自转星上可能以更大尺度出现。