零龄主序星的色球层 Mg I 发射线测量

色球层是发生耀斑等剧烈爆发事件的活跃大气。色球活动由恒星自转和对流产生的磁场驱动。利用 Ca II 线和 Mg II h 与 k 线等窄色球发射线，色球活动与罗斯比数（自转周期与对流翻转时间之比）之间的关系已在多种恒星中得到广泛研究。然而，具有小罗斯比数（即快速自转和/或长对流翻转时间）的恒星显示出此类谱线强度相对于罗斯比数保持不变。在本研究中，我们利用伦敦大学学院阶梯光栅光谱仪（University College London Echelle Spectrograph）的英澳望远镜（Anglo-Australian Telescope）存档数据，研究了 IC 2391 和 IC 2602 中 47 颗零龄主序（ZAMS）星的 8807 Å 红外 Mg I 发射线。在扣除光球吸收分量后，45 颗 ZAMS 星探测到表现为发射线的 Mg I 线，其等值宽度在 0.02 Å 到 0.52 Å 之间。共有 42 颗 ZAMS 星显示出较窄的 Mg I 发射线而非 Ca II 红外三重线发射线，表明它们形成于不同深度。具有较小罗斯比数的 ZAMS 星显示出更强的 Mg I 发射线。即使在“Ca II 发射线的饱和区”（即罗斯比数 < 10^(-1.1)）内，Mg I 发射线也未饱和。Mg I 发射线被认为是色球活动的一个良好指示物，特别是对于活跃天体。