dG 与 dMe 模型耀斑大气中色球凝聚的参数化方案

耀斑中近紫外与光学连续谱辐射的起源，对于理解恒星大气中的粒子加速与脉冲式加热至关重要。一维辐射流体动力学模拟表明，电子束的高能沉积率会在色球中形成两个温度约 10^4 K 的耀斑层：一个冷却凝聚层（向下流动的压缩层）以及位于凝聚层正下方、被加热且不移动的（静止）耀斑层。这些大气再现了耀斑光谱中的若干观测现象，例如太阳耀斑发射线的红翼不对称性，以及 M 型矮星耀斑中较小的巴耳末跳跃比值。高束流通量的模拟在一维中计算代价高昂，而在三维中使用自适应网格完成 NLTE 模型所需的（人工）时间尺度在可预见的将来可能仍难以承受。我们开发了一种方案，用于预测辐射流体动力学模型耀斑大气的近似演化状态、连续谱光学深度以及出射连续谱通量光谱。这些近似方案基于一个重要的大气参数：在近似与电子束加热处于稳态的深处，氢近乎完全电离所对应的柱质量（m_ref）。利用这一新建模方法，我们发现需要高能通量密度（>F11）的电子束才能再现 2014 年 3 月 29 日 X1 级太阳耀斑 IRIS 数据中观测到的最亮连续谱强度，并且 m_ref 从 0.001 到 0.02 g/cm2 的变化可再现 M 型矮星耀斑峰值处观测到的光学连续谱通量比值的大部分范围。