盡管開普勒太空望遠鏡和凌日系外行星勘測衛(wèi)星(TESS)等天文臺的主要目的是尋找系外行星，但它們已經(jīng)提供了大量有關恒星耀斑的數(shù)據(jù)，這些數(shù)據(jù)是通過可見光譜中的寬帶濾光片通過高精度光度測量進行檢測的。 。
恒星距離如此之遠，以至于它們在這些望遠鏡中僅顯示為光點，而被解釋為恒星耀斑的現(xiàn)象是這些點的亮度突然增加。
電磁波譜其他部分也缺乏數(shù)據(jù)，大多數(shù)對這些事件的研究都集中在輻照能量上。觀測發(fā)現(xiàn)了“超級耀斑”，即恒星大氣中的巨大磁力噴發(fā)，其能量比最高能量的太陽耀斑高 100 至 10,000 倍。問題是現(xiàn)有的模型是否可以解釋如此高的能量水平。
有兩種型號可供選擇。更流行的一種將超級耀斑的輻射視為 10,000 開爾文溫度下的黑體發(fā)射。另一個將這種現(xiàn)象與氫原子的電離和重組過程聯(lián)系起來。
巴西麥肯齊長老會大學 (UPM) 麥肯齊射電天文學和天體物理學中心 (CRAAM) 和英國格拉斯哥大學物理與天文學學院的研究人員進行的一項研究分析了這兩種模型。
該研究發(fā)表在《皇家天文學會月刊》上。
“考慮到耀斑中已知的能量轉移過程，我們認為氫復合模型在物理上比黑體模型更合理地解釋了耀斑寬帶光學發(fā)射的起源，”該文章的第一作者兼研究人員 Paulo Simões 說。芬歐匯川大學教授。
研究人員使用這兩個模型分析了雙星系統(tǒng) Kepler-411 上的 37 次超級耀斑和 Kepler-396 恒星上的 5 次超級耀斑。西蒙斯說：“我們得出的結論是，基于氫復合模型對總耀斑能量的估計大約比使用黑體輻射模型獲得的值低一個數(shù)量級，并且更適合已知的耀斑過程。”
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