類太陽(yáng)恒星耀斑光變輪廓特征分析?

云 多 王華寧賀 晗

(1中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)北京100012)

(2中國(guó)科學(xué)院太陽(yáng)活動(dòng)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室北京100012)

類太陽(yáng)恒星耀斑光變輪廓特征分析?

云 多1,2?王華寧1,2賀 晗1,2

(1中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)北京100012)

(2中國(guó)科學(xué)院太陽(yáng)活動(dòng)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室北京100012)

太陽(yáng)耀斑是由于在太陽(yáng)黑子附近磁場(chǎng)能量的突然釋放所引起的爆發(fā)現(xiàn)象.人們發(fā)現(xiàn)在許多類太陽(yáng)恒星上也有類似的耀斑(稱類太陽(yáng)恒星耀斑)出現(xiàn).主要采用開(kāi)普勒太空望遠(yuǎn)鏡獲取的數(shù)據(jù),從中選取SC(Short Cadence)數(shù)據(jù)進(jìn)行分析,找出類太陽(yáng)恒星上耀斑光變輪廓的特征參數(shù)并做統(tǒng)計(jì),總結(jié)耀斑的活動(dòng)特點(diǎn).分析結(jié)果表明:類太陽(yáng)恒星耀斑的光變輪廓和爆發(fā)的特征時(shí)間與太陽(yáng)耀斑的相似,這可以說(shuō)明兩種耀斑的物理機(jī)制相同.

恒星:耀斑,恒星:類太陽(yáng),時(shí)間,方法:統(tǒng)計(jì)

1 引言

太陽(yáng)耀斑是太陽(yáng)活動(dòng)最劇烈的現(xiàn)象之一,耀斑爆發(fā)的同時(shí)往往伴隨一系列的高能輻射.耀斑活動(dòng)的頻次與劇烈程度是描述太陽(yáng)活動(dòng)強(qiáng)弱的一個(gè)重要參數(shù).與太陽(yáng)耀斑類似,類太陽(yáng)恒星上也會(huì)發(fā)生劇烈的耀斑活動(dòng).在本文中,我們主要研究開(kāi)普勒太空望遠(yuǎn)鏡[1]觀測(cè)到的類太陽(yáng)恒星耀斑光變輪廓特征.開(kāi)普勒太空望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到的類太陽(yáng)恒星耀斑的能量為1033～1037erg[2],屬于白光耀斑,要高于太陽(yáng)耀斑的最大能量(約1032erg)[3?4].

近期的一些研究發(fā)現(xiàn),類太陽(yáng)恒星耀斑與太陽(yáng)耀斑的物理機(jī)制有相同之處[5?6]. Candelaresi等人從G、K和M型恒星的開(kāi)普勒數(shù)據(jù)中研究了能量大于1034erg的超級(jí)耀斑的發(fā)生原因,得出的結(jié)果是:隨有效溫度的增加超級(jí)耀斑的發(fā)生率會(huì)下降,而且對(duì)于自轉(zhuǎn)周期小的恒星,它的黑子覆蓋率更高[7].此外,Frasca等人研究了一顆典型年輕恒星的磁活動(dòng)和較差自轉(zhuǎn),發(fā)現(xiàn)它的特征也與太陽(yáng)類似[8].Wichmann等人發(fā)現(xiàn),在類太陽(yáng)恒星上有相當(dāng)數(shù)量的超級(jí)耀斑,而且這些恒星普遍的特征是年輕且自轉(zhuǎn)周期較小[9]. Nogami等人發(fā)現(xiàn):某些產(chǎn)生超級(jí)耀斑的類太陽(yáng)恒星的自轉(zhuǎn)周期與太陽(yáng)的類似,此外,在有效溫度、表面重力和金屬含量方面都比較相近[10].

然而,上面文獻(xiàn)中的工作主要是基于開(kāi)普勒數(shù)據(jù)中的LC(Long Cadence)數(shù)據(jù)對(duì)超級(jí)耀斑展開(kāi)統(tǒng)計(jì)分析或者針對(duì)個(gè)別恒星事例的研究工作.開(kāi)普勒的數(shù)據(jù)根據(jù)時(shí)間分辨率的不同分為L(zhǎng)C和SC(Short Cadence)兩種數(shù)據(jù)[1].基于SC數(shù)據(jù)的恒星耀斑光變輪廓特征統(tǒng)計(jì)分析研究是一個(gè)新的工作.所以,本文主要從開(kāi)普勒太空望遠(yuǎn)鏡所獲取的數(shù)據(jù)中,選取SC數(shù)據(jù)進(jìn)行分析,找出類太陽(yáng)恒星上耀斑光變輪廓的特征參數(shù)并做統(tǒng)計(jì),總結(jié)耀斑的活動(dòng)特點(diǎn).在第2部分中,我們主要介紹數(shù)據(jù)的來(lái)源及特點(diǎn);接下來(lái),在第3部分中,我們描述數(shù)據(jù)的分析方法,并分析恒星耀斑光變輪廓的特征,得出初步結(jié)果;最后,我們把所得結(jié)果進(jìn)行物理分析與討論.

2 數(shù)據(jù)來(lái)源

對(duì)類太陽(yáng)恒星耀斑的觀測(cè),開(kāi)普勒太空望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)勢(shì)在于它提供了大批量的恒星觀測(cè)數(shù)據(jù).開(kāi)普勒太空望遠(yuǎn)鏡于2009年發(fā)射,用于精確探測(cè)類太陽(yáng)恒星中適合居住的地球尺度大小的行星,使用凌星光度探測(cè)法(Transit photometry method),運(yùn)行在“地球跟隨環(huán)日軌道”(Earth–trailing heliocentric orbit)上[1].開(kāi)普勒只攜帶光度計(jì)這一臺(tái)儀器,主要目的是為了測(cè)量恒星光度,獲得恒星的光變曲線數(shù)據(jù).觀測(cè)波長(zhǎng)范圍約為420～900 nm[1],主要在可見(jiàn)光波段,因此只能觀測(cè)白光耀斑.開(kāi)普勒光度計(jì)的核心部件由42個(gè)科學(xué)CCD組成.CCD的單次曝光時(shí)間為6.02 s,數(shù)據(jù)讀出時(shí)間為0.52 s[1].在探測(cè)過(guò)程中, CCD是連續(xù)曝光的,因此數(shù)據(jù)量比較大,所以需要把數(shù)據(jù)進(jìn)行積分疊加后傳輸給地面.這樣可以減少數(shù)據(jù)量,增加信噪比,從而提高數(shù)據(jù)質(zhì)量,利于研究.對(duì)于開(kāi)普勒獲取的數(shù)據(jù),疊加的方法有兩種:一種是把270次曝光后得到的數(shù)據(jù)進(jìn)行積分疊加成為一個(gè)數(shù)據(jù)點(diǎn)傳輸給地面.這一數(shù)據(jù)的時(shí)間積分采樣間隔約為30 min,稱LC數(shù)據(jù),這對(duì)識(shí)別耀斑有重要作用;而另一種是把9次曝光后得到的數(shù)據(jù)進(jìn)行積分疊加成為一個(gè)數(shù)據(jù)點(diǎn)傳輸給地面,這一數(shù)據(jù)的時(shí)間積分采樣間隔約為1 min,稱SC數(shù)據(jù).SC數(shù)據(jù)的時(shí)間分辨率比LC數(shù)據(jù)的高30倍左右,這對(duì)分析耀斑輪廓特征起到了重要作用,由于SC數(shù)據(jù)量非常大,因而數(shù)據(jù)樣本數(shù)相對(duì)比較少.在任意時(shí)刻,開(kāi)普勒可以獲得16萬(wàn)顆恒星的LC數(shù)據(jù)的同時(shí),卻只能獲取512顆恒星的SC數(shù)據(jù).本論文主要分析耀斑的光變輪廓特征,所以是基于SC數(shù)據(jù)進(jìn)行的研究.此外,開(kāi)普勒每3個(gè)月(month)的數(shù)據(jù)歸為一個(gè)季度(quarter).開(kāi)普勒望遠(yuǎn)鏡在兩個(gè)季度之間會(huì)旋轉(zhuǎn)90?,所以,每個(gè)季度恒星在開(kāi)普勒CCD上呈現(xiàn)的位置會(huì)有所不同.而且,從數(shù)據(jù)的連貫性來(lái)說(shuō),季度內(nèi)每月的數(shù)據(jù)是連續(xù)的,季度之間的數(shù)據(jù)因所用CCD模塊不同,會(huì)有起伏.

3 數(shù)據(jù)處理與結(jié)果分析

3.1 對(duì)開(kāi)普勒獲取的SC數(shù)據(jù)分析

首先,我們對(duì)開(kāi)普勒數(shù)據(jù)進(jìn)行篩選,把有SC數(shù)據(jù)的那一部分類太陽(yáng)恒星數(shù)據(jù)挑選出來(lái),針對(duì)每一顆恒星分別畫(huà)出SC數(shù)據(jù)的光變曲線圖和對(duì)應(yīng)的LC數(shù)據(jù)的光變曲線圖,把這兩幅圖進(jìn)行對(duì)比后識(shí)別出單個(gè)耀斑的位置,并在SC數(shù)據(jù)的光變曲線圖上標(biāo)記出單個(gè)耀斑在恒星的整體光變曲線上所對(duì)應(yīng)的位置,排序后做成樣本集.圖1是選用編號(hào)為KID4543412恒星(KID指Kepler ID)的光變曲線圖,并標(biāo)出了單個(gè)耀斑的位置.圖中X軸表示時(shí)間(BJD–2454833,BJD指Barycentric Julian Date,偏移量2454833為2009年1月1日的Julian Date),Y軸表示相對(duì)流量(Relative flux,ΔF/F0,其中,ΔF=F–F0,F0=mean(F)),短實(shí)線和上方的數(shù)字表示識(shí)別出的耀斑位置和編號(hào),(a)圖采用SC數(shù)據(jù)畫(huà)出的光變曲線圖,(b)圖采用LC數(shù)據(jù)畫(huà)出的光變曲線圖.

圖1 編號(hào)為KID4543412的恒星光變曲線圖Fig.1 The light curve of the solar–type star KID4543412

Balona研究了開(kāi)普勒獲取的恒星耀斑的SC數(shù)據(jù),從中可以準(zhǔn)確測(cè)量耀斑的形態(tài)和耀斑爆發(fā)的持續(xù)時(shí)間[11].所以,可以把識(shí)別出的單個(gè)耀斑分別畫(huà)出放大的耀斑光變曲線輪廓圖,做成樣本集,供下一步的耀斑輪廓特征的統(tǒng)計(jì)分析.王家龍[12]曾按照太陽(yáng)耀斑在光學(xué)、X射線及射電波段的觀測(cè)現(xiàn)象,把太陽(yáng)耀斑分為8類.我們把識(shí)別出的類太陽(yáng)恒星耀斑的樣本根據(jù)耀斑輪廓特點(diǎn)分成3類:第1類型的耀斑輪廓比較簡(jiǎn)單,在耀斑爆發(fā)后短時(shí)間內(nèi)到達(dá)峰值,然后快速下降;第2類型的耀斑輪廓與第1類型的耀斑相同之處在于耀斑爆發(fā)后短時(shí)間內(nèi)到達(dá)最大峰值,區(qū)別在于第2類型的耀斑下降過(guò)程比較緩慢,在爆發(fā)過(guò)程中可能會(huì)有兩個(gè)或兩個(gè)以上的極大峰值;第3類型的耀斑區(qū)別在于需要經(jīng)過(guò)較長(zhǎng)時(shí)間到達(dá)最大峰值,而且可能會(huì)有多個(gè)次峰值,然后才緩慢下降,總的持續(xù)時(shí)間比較長(zhǎng).圖2、3、4分別為3種類型的類太陽(yáng)恒星耀斑光變輪廓樣本示例圖.X軸表示時(shí)間,上下橫軸分別為耀斑爆發(fā)的BJD日期和相對(duì)時(shí)間(以h為單位);Y軸表示相對(duì)流量.3條分別垂直于X軸的虛線從左到右依次為耀斑上升相起點(diǎn),耀斑峰值點(diǎn)及耀斑下降相終點(diǎn).從耀斑光變輪廓圖可以獲得耀斑輪廓特征,比如耀斑爆發(fā)的幅度、上升相時(shí)間、下降相時(shí)間等,然后對(duì)此展開(kāi)統(tǒng)計(jì)分析.

3.2 數(shù)據(jù)分析與探討

從開(kāi)普勒獲取的類太陽(yáng)恒星SC數(shù)據(jù)中,我們共識(shí)別出31個(gè)耀斑事例.表1中列出了所選耀斑事例的各個(gè)參數(shù).表中,No代表耀斑編號(hào);Kepler ID、quarter和month分別用字母KID、Q、M表示.開(kāi)普勒第1季度的數(shù)據(jù)觀測(cè)時(shí)間較短,不分月份,因此,在表格中用“/”表示;耀斑類型(class)用字母C表示,分別用1、2、3指3種類型;T1和Y 1分別表示耀斑爆發(fā)開(kāi)始對(duì)應(yīng)的時(shí)間(BJD–2454833)和相對(duì)流量;T2、Y 2和T3、Y 3則分別表示耀斑爆發(fā)最大峰值點(diǎn)和爆發(fā)結(jié)束時(shí)對(duì)應(yīng)的時(shí)間(BJD–2454833)和相對(duì)流量;D flux表示耀斑爆發(fā)最大峰值點(diǎn)的幅度,由Y 2–Y 1得出;T2–T1、T3–T2和T3–T1分別表示耀斑爆發(fā)的上升相,下降相和總的持續(xù)時(shí)間(以h為單位).

圖2 第1類類太陽(yáng)恒星耀斑輪廓示例圖Fig.2 Example of the first class flare profile of solar–type stars

圖3 第2類類太陽(yáng)恒星耀斑輪廓示例圖Fig.3 Example of the second class flare profile of solar–type stars

把識(shí)別出的耀斑事例逐個(gè)畫(huà)出耀斑輪廓放大圖后,一一歸類,并分別對(duì)耀斑的幅度、上升相時(shí)間、下降相時(shí)間及耀斑總的持續(xù)時(shí)間做統(tǒng)計(jì),得出柱狀分布圖.

圖5為類太陽(yáng)恒星耀斑爆發(fā)幅度的統(tǒng)計(jì)分布圖,X軸表示耀斑幅度,Y軸表示各個(gè)幅度區(qū)間內(nèi)耀斑的數(shù)量.圖中,幅度小于等于0.005區(qū)間的耀斑數(shù)為0;從0.01區(qū)間開(kāi)始的各個(gè)區(qū)間內(nèi)會(huì)有一定數(shù)量的耀斑,而且,在0.01～0.03區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)目較多;然后從0.035區(qū)間開(kāi)始耀斑數(shù)又開(kāi)始減少;從統(tǒng)計(jì)的數(shù)目來(lái)看,幅度在0.01～0.03區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)占耀斑總數(shù)的83.87%,這表明,所選樣本的耀斑爆發(fā)幅度集中在0.01～0.03區(qū)間內(nèi).需要說(shuō)明的是,我們篩選耀斑樣本的標(biāo)準(zhǔn)為:耀斑需要明顯的光變輪廓.對(duì)于輪廓不明顯或者有不確定性的候選耀斑,樣本沒(méi)有采用.

圖4 第3類類太陽(yáng)恒星耀斑輪廓示例圖Fig.4 Example of the third class flare profile of solar-type stars

圖5 耀斑幅度的統(tǒng)計(jì)分布柱狀圖Fig.5 Histogram of the amplitudes of the flare samples

圖6為耀斑上升相時(shí)間的統(tǒng)計(jì)分布圖,X軸表示時(shí)間,以h為單位;Y軸表示耀斑數(shù)量.圖中,時(shí)間在0.09 h區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)目最多,占耀斑總數(shù)的35.48%;在0.15 h區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)目占總耀斑數(shù)的16.13%;而從0.21 h區(qū)間開(kāi)始,以后的每個(gè)區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)都非常少,或者沒(méi)有耀斑數(shù).從統(tǒng)計(jì)結(jié)果來(lái)看,耀斑爆發(fā)的上升相的時(shí)間集中在0.09 h附近.此外,上升相的時(shí)間小于0.1 h的耀斑均為第1、2類型的耀斑.

圖7為耀斑下降相時(shí)間的統(tǒng)計(jì)分布圖.圖中,在0.6～1.4 h區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)占總數(shù)的74.19%.而且,在1.0 h區(qū)間內(nèi)耀斑數(shù)最多.

圖8為耀斑爆發(fā)總的持續(xù)時(shí)間的統(tǒng)計(jì)分布圖.圖中,在0.8 h和1.4 h區(qū)間的耀斑數(shù)最多.經(jīng)統(tǒng)計(jì)得出,耀斑爆發(fā)總的持續(xù)時(shí)間在0.6～2.0 h區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)目占總數(shù)的83.87%.

圖7 對(duì)耀斑下降相的持續(xù)時(shí)間統(tǒng)計(jì)后得出的柱狀圖Fig.7 Histogram of the time durations of flare decline phase

總體來(lái)說(shuō),在整個(gè)耀斑爆發(fā)過(guò)程中,耀斑輪廓有明顯的先上升后下降的形態(tài)變化.在整個(gè)耀斑爆發(fā)過(guò)程的持續(xù)時(shí)間里,上升相占較短的一部分時(shí)間,特征時(shí)間約為0.09 h,而下降相的時(shí)間相對(duì)比較長(zhǎng),特征時(shí)間約為1.0 h.

對(duì)類太陽(yáng)恒星耀斑的輪廓和爆發(fā)時(shí)間,我們做下面的物理分析與討論:

首先,對(duì)于耀斑輪廓本身,輪廓的形狀與發(fā)生耀斑活動(dòng)區(qū)的磁場(chǎng)位型有密切關(guān)系.對(duì)于第1類型的耀斑,輪廓形狀相對(duì)比較簡(jiǎn)單,約占耀斑總數(shù)的12.9%,所以對(duì)應(yīng)最簡(jiǎn)單的磁場(chǎng)位型;對(duì)于第2類型的類太陽(yáng)恒星耀斑,耀斑輪廓具有典型的快速上升、緩慢下降的特征,約占耀斑總數(shù)的54.84%,是耀斑出現(xiàn)最多的類型.磁場(chǎng)位型較為復(fù)雜,可能出現(xiàn)兩次或者更多次的次級(jí)爆發(fā)現(xiàn)象,伴隨多次磁場(chǎng)能量的釋放過(guò)程;而第3類型的恒星耀斑,占耀斑總數(shù)的32.26%,在耀斑爆發(fā)過(guò)程中會(huì)有持續(xù)不斷的能量釋放.所以,耀斑輪廓的形狀變化可以間接反映出耀斑活動(dòng)區(qū)的磁場(chǎng)位型.

圖8 對(duì)耀斑爆發(fā)總的持續(xù)時(shí)間統(tǒng)計(jì)后得出的柱狀圖Fig.8 Histogram of the total time durations of the flare samples

其次,類太陽(yáng)恒星耀斑爆發(fā)過(guò)程的上升相和下降相的特征時(shí)間與太陽(yáng)耀斑的時(shí)間尺度非常接近.特征時(shí)間近似,說(shuō)明太陽(yáng)耀斑與恒星耀斑滿足相同的物理機(jī)制.耀斑爆發(fā)前后是準(zhǔn)穩(wěn)態(tài)過(guò)程,而在耀斑爆發(fā)開(kāi)始的那一瞬間到結(jié)束是一個(gè)動(dòng)態(tài)過(guò)程,它是隨時(shí)間變化的.類太陽(yáng)恒星日冕與太陽(yáng)日冕相同,都是等離子體狀態(tài),從而可以用同一個(gè)磁流體力學(xué)方程來(lái)描述[13?14].類太陽(yáng)恒星耀斑的能量比太陽(yáng)耀斑的高,但是兩個(gè)耀斑的特征時(shí)間近似,所以需要把磁流體力學(xué)方程上的空間尺度增加一定的值,而磁流體力學(xué)方程與空間尺度無(wú)關(guān).所以,無(wú)論空間尺度增加了多少,它們的特征時(shí)間是一樣的.

此外,3種類太陽(yáng)恒星耀斑可與太陽(yáng)的致密耀斑、雙帶耀斑和緩變型耀斑進(jìn)行類比[14].基于對(duì)太陽(yáng)耀斑的認(rèn)識(shí)[15?16],可以從4個(gè)方面進(jìn)行理解:首先,從形態(tài)上來(lái)說(shuō),從第1類到第3類耀斑,發(fā)生的空間尺度在逐漸增大;其次,能量釋放都伴隨磁重聯(lián)過(guò)程,區(qū)別在于第1類和第2類耀斑的重聯(lián)過(guò)程較快,第3類耀斑的重聯(lián)過(guò)程較慢;然后,3種耀斑都可能伴隨高能粒子加速過(guò)程;最后,對(duì)于耀斑的電磁輻射,一個(gè)典型的耀斑涵蓋從射電、可見(jiàn)光、極紫外到X射線、γ射線等多個(gè)波段的輻射,輻射強(qiáng)度隨時(shí)間的變化會(huì)有所不同.然而,這只是基于太陽(yáng)耀斑的觀測(cè)和研究結(jié)果的理解,對(duì)于太陽(yáng)耀斑與恒星耀斑的具體細(xì)節(jié)方面的異同我們還需要進(jìn)一步的研究.可參考熊大閏等[17?18]對(duì)恒星類太陽(yáng)和類長(zhǎng)周期變星的脈動(dòng)激發(fā)機(jī)制及詹想等[19?20]對(duì)6顆彗星的光譜分類的研究.另外,因?yàn)樘?yáng)耀斑的能量相對(duì)較低,在太陽(yáng)的光變曲線中較難分辨出白光耀斑,所以在太陽(yáng)的光變曲線中識(shí)別出的白光耀斑的樣本事例較少.而在Thomas等人的文章中第2幅圖的典型太陽(yáng)白光耀斑事例與本文中第2類型的耀斑非常相似[21].

4 總結(jié)

基于開(kāi)普勒數(shù)據(jù)中SC數(shù)據(jù)的耀斑光變輪廓事例的統(tǒng)計(jì)研究,我們可以得出如下結(jié)論:類太陽(yáng)恒星耀斑的爆發(fā)過(guò)程是一個(gè)動(dòng)力學(xué)過(guò)程,而且相當(dāng)復(fù)雜.此外,不同的耀斑會(huì)有不同的形態(tài)和演化過(guò)程.對(duì)于太陽(yáng)耀斑,耀斑的發(fā)展大體上包括3個(gè)階段:首先是前相,一般時(shí)標(biāo)為幾分鐘到幾十分鐘;然后為閃相,時(shí)標(biāo)為幾分鐘到幾十分鐘,耀斑有上升和下降的輪廓變化;最后為緩變相,時(shí)標(biāo)為幾十分鐘到一兩小時(shí)[14?15].本文統(tǒng)計(jì)的恒星耀斑爆發(fā)的上升相的特征時(shí)間約為0.09 h,下降相的特征時(shí)間約為1.0 h,耀斑爆發(fā)總的持續(xù)時(shí)間約為1.1 h.所以,類太陽(yáng)恒星耀斑的上升相、峰值階段和下降相過(guò)程以及耀斑爆發(fā)的持續(xù)時(shí)間都與太陽(yáng)耀斑的爆發(fā)過(guò)程相似.因此,對(duì)于類太陽(yáng)恒星耀斑而言,太陽(yáng)耀斑的參數(shù)與其無(wú)論在特征時(shí)間上,還是輪廓變化上都非常近似,都可以用相同的磁流體力學(xué)方程來(lái)描述.所以,我們可以認(rèn)為,類太陽(yáng)恒星耀斑與太陽(yáng)耀斑有相同的物理機(jī)制.

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Analysis of Light Curve Pro file Characteristics for the Flares of Solar-type Stars

YUN Duo1,2WANG Hua-ning1,2HE Han1,2
(1 National Astronomical Observatories,Chinese Academy of Sciences,Beijing 100012)
(2 Key Laboratory of Solar Activity,Chinese Academy of Sciences,Beijing 100012)

The solar flare is caused by the sudden release of magnetic energy around sunspot region.It had been found that many solar-type stars have the similar flare phenomenon(called the flares of solar-type stars).In this paper,based on the short cadence data obtained by the Kepler space telescope,we find out the characteristic parameters of the light curve profiles of the selected stellar flare samples.Through the statistical analysis,the flare activity characteristics of solar-type stars are summarized. The result shows that the light curve profiles as well as the characteristic timescales of the flares on the solar-type stars are similar to the flares on the Sun.This illustrates that the two kinds of flares have the same physical mechanism.

stars: flare,stars:solar-type,time,methods:statistical

P144;

:A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2016.01.002

2015-04-20收到原稿,2015-06-09收到修改稿

?國(guó)家自然科學(xué)基金項(xiàng)目(11303051、11403044、11273031、11221063)及973項(xiàng)目(2011CB811406)資助

?dyun@nao.cas.cn