Wasserstoff-Rekombinations-Kontinua in stellaren Ausbrüchen

ZUSAMMENFASSUNG Ein wachsendes Interesse an stellaren Ausbrüchen hat verschiedene Modellierungsansätze angeregt, um die beobachteten Ausbruchsflussdichten zu analysieren. Ein besonderes Interesse galt photometrischen Daten, die von den Kepler- und TESS-Satelliten gewonnen wurden, die Tausende von Ausbrüchen auf kühlen Zwergsternen detektierten, einschließlich extrem energischer Superausbrüche. Strahlungshydrodynamische Simulationen, zusammen mit einer recht seltenen Breitbandspektroskopie, deuten auf viel größere Dichten in den Superausbruch-Chromosphären im Vergleich zu Sonnenausbrüchen hin. Die Bildung von Wasserstoff-Rekombinationskontinua unter solchen unterschiedlichen Dichten, die von 10^13 bis 10^15 cm−3 oder mehr reichen, wird durch die Physik von optisch dünnen bis weitgehend dicken Plasmen bestimmt, wobei die kontinuierliche optische Dicke im Bereich von vier Größenordnungen liegt. Verschiedene Autoren präsentierten einfache Näherungsverfahren zur Analyse der photometrischen Daten von Kepler oder TESS unter solchen unterschiedlichen physikalischen Bedingungen. In diesem Brief fassen wir den allgemeinen physikalischen Ansatz zusammen und berechnen die Wasserstoff-Rekombinationsspektren unter dem oben genannten Bereich der Elektronendichten. Wir zeigen den theoretischen Gegensatz zum Kontinuum ruhender Sterne für zwei charakteristische Sterne vom Typ G und dMe. Basierend darauf unterscheiden wir drei Regime der Kontinuumsbildung und diskutieren die Anwendbarkeit verschiedener einfacher Ansätze.