直接上表格。
| 论文 | 内容 | 结论 | 要点 | 我可以做的 |
|---|---|---|---|---|
| Zirin 1982 底片 0.8A 有表 |
1. 用底片测量了455颗恒星（包括月亮）的氦线等值宽度(EW)以及半高全宽 2. 有很多星有不止一次测量 3. 给出了表格 |
1. EW与软X射线辐射有正相关 2. 周期短的双星EW稍微大一点 3. O-A星EW很小 |
1. 选源可能会偏向活跃的星 2. 小于100mA的测量可能不准 |
不要了 |
| Smith 1983 用Zirin 1982的数据 无表 |
比较了EW和X射线光度的相关性 | 1. 矮星没有相关性，但是巨星有 2. 巨星中的谱线形成EUV光子主导，矮星和碰撞激发评分秋色 |
1. 形成机制：1)PR、2)CE、3)激发态He原子的向下扩散 2. 耀斑和纤维状结构中一般为发射线 3. 简介中提及了He线的形成位置 4. Zirin 1982中的EW-X射线光度关系不好可能是因为将dwarf和giant混在一起了 |
dwarf的EW整体比giant大吗？这个问题可以确定形成机制 |
| O’Brian+1986 R=27000-54000 有表 |
1. 测量了60颗F-K巨星的氦线 2. 有很多星有不止一次测量 3. 给出了表格 |
1. EW结果和Zirin 1982的相似 2. supergiant的谱线有时序变化 3. CDL和两个线左右的恒星氢线表现不同 |
1. 紫外发射线可以确定色球层模型 2. 是在早上观测的(?) 3. 列出了氦线附近的其他谱线特征，特别提到了10829.27的CaI线和10831.3的未知谱线 4. K巨星的吸收很弱，Zirin 1982观测不到；有一部分的谱线形状改变很小（bet Gem type，短周期内），另一部分有很快的变化 5. Zirin 1982小于100mA的不可用 6. spg的EW变化应该是由物质抛射引起的 |
1. 我们观测到了氦线左边和右边的线，要确定左边的是不是氦线，右边的究竟是什么；计算EW的时候要考虑它们 2. 这里面有bet Dra的光谱！和我们观测的一致但是没有解释 3. 可以做He线的时序观测（已有光谱） 4. 他们认为bet Gem type只在early K，这和我们的观测符合吗？ 5. 在我们的HR图上画coronal dividing line和另外的两条线（都有引用的） 6. 回答P15、P16的两个问题 |
| Zarro+1986 R=10000 有表 |
EW与X射线光度的关系 | 1. dwarf温度大于6000K的没有关系（可能是CE机制主导），小于的有关系（PR机制） 2. giant和spg与Smith 1983一致，认为是PR主导 3. PR机制导致线性关系，但是找到的是指数关系 |
1. dwarf 6000K对应着对流区由浅（高温）到深（低温） 2. 线性和指数的关系可能是因为局部大气活动（可能可以用来做活动区大小的指示） |
我们也做个这个吧 |
| Lambart 1987 和O’Brian+1986设置一样 有表 |
19个F-M星的氦线观测 | 1. 和O’Brian+1986关于CDL的结论一致 | 1. 模型EW太大的问题可以通过减少色球层高温部分来解决 2. giant的变化应为活动区域的变化，spg的是物质抛射 3. 对bet Dra有更多的描述，但是还是没有原因 |
|
| Dupree+1992 R=18500 无表 |
在球状星团中通过氦线发现了一个星风速度很快的星 | 氦线延展到了Si线处，意味着和物质的逃逸速度差不多 | 给出了一些色球层线的形成区域 | 这个结论可以仅仅通过He线的最短波长来确定么？ |
| Avrett+1994 | 色球层模型的事情，略 | |||
| Sasselov+1994 R=28000 有表 |
造父变星中的He线 | 1. He线基本上是蓝移 2. 速度移动比光球层星慢(phase lag)，幅度比光球层线大 |
造父变星一直都有光球层 | |
| Sasselov+1994 | 造父变星中He线的形成 | 1. 造父变星有一些好处：phase lag提供了谱线形成的位置；可以看看温度变化给He线造成的影响 | 比较Fig. 2和我们的PANDORA结果；模型部分值得细看 | |
| Rueddi+1995 | 磁场的，略 | |||
| Andretta+1997 | 太阳光球层模型和He线 | 证明了主要是CE机制 | ||
| Smith+2004 R=23600 无表 |
10个贫金属星的He导出的星风速度 | 有两个星风速度大于星团逃逸速度 | T>4600, Mv>-1.5才有He线的吸收 | 1. 我们可以证明或证伪这个要点 2. 我们可以找他要这个表吗？ |
| Sanz-Forcada+2008 R=170000 有表 |
He线和短波辐射的关系 | RSCVn没有关系，giants有关系 | 短波数据来自Extreme Ultraviolet Explorer (MAST Archive)，X射线数据来自ROSAT all sky survey | 从里面找短波数据；和Einstein data bank比哪个好？ |
| Dupree+2009 R=23600 有表 |
EW和各种恒星参数的关系（41颗贫金属场星giant） | 很多星有快速的outflow | T>4500, Mv>-1.5才有He线的吸收 | 可以把这个数据库和我们的合在一起 |
| Dupree+2011 R=50000 有表 |
12颗Omega Cen里面类似的恒星的EW和恒星参数的关系 | 1. profile算是bet Gem profile 2. 它们分成了两拨，暗示可能是He enhance造成的 3. 作者认为H alpha和Ca线弱所以vairation小 |
将它们和CDL作对比看看是不是稳定的 | |
| Pasquini+2011 无表 |
对NGC2808两颗giant的详细模型模拟 | 其他色球层线很相似并且稳定，但是He线很不同 | 1. 这俩星在CDL之下 2. 这俩星的有效温度远低于4500K 3. 作者认为它们的He线是PR主导的 4. T>9000K的区域对He线的轮廓没有影响 |
要点4存疑，要看citation |
| Takeda+2011 R=20000 有表 |
33颗贫金属矮星的EW | 绝大多数都有吸收，和金属丰度无关 | 1. 有短波辐射的来源（应该也是ROSAT） 2. 因为是贫金属星所以自转不快，自转带来的活动性不强 |
看看EW和自转的关系是什么样子的 |
| Smith+2012 R=25000 有表 |
23颗贫金属矮星的EW | 绝大多数都有吸收，都不强 | ||
| Dupree+2013 来自Dupree+2011 |
两颗有具体Y值的Omega Cen giants | 重要但是很熟悉了 | ||
| Smith+2013 R=23600 有表 |
M13中7颗巨星的EW等 | 没有发现和Na丰度的关系 | 要细读，但是可能是因为有效温度太低了 | |
| Navarrete+2015 R=65000 有表 |
Kapteyn Group中14颗恒星的EW | EW分布和Omega Cen不一样 | ||
| Strader+2015 R=50000 有表 |
M4中的16颗giant | 没有找到和Na丰度有好的关系 | T>4450才有He线的吸收 | 还没细看 |
| Smith 2016 | 基于以前的EW数据和活动性指标做对比 | 1. Zarro+1986的误差在30mA 2. 有很多的高能数据来源 3. 对关系有比较详细的解读，有结果之后可以再来看 |
延长图2的观测到更高的Lx处，以及看看高温恒星的scatter |
古代数据库
Zirin 1982
现代数据库
| 名称 | 恒星类型 | EW测量方法 | 数据表格 | 备注 |
|---|---|---|---|---|
| O’Brian+1986 | F-K giant | 没讲，数据质量flag中有blend，猜测是直接积分 | 已入总表 | |
| Zarro+1986 | dwarf, giant | by planimetry，猜测为积分 | 已入总表 | dwarf部分归于Smith 2016 |
| Lambart 1987 | giant | 没讲 | 已入总表 | |
| Sasselov+1994 | Cepheid | 猜测为直接积分，作者认为telluric弱所以不用减去telluric | 无 | |
| Sanz-Forcada+2008 | RSCVn, giant | 直接积分然后减去blend的gaussian拟合 | 有，已入总表 | dwarf部分归于Smith 2016 |
| Dupree+2009 | giant | IRAF splot然后测量；如果blend了就去除 | 有，已入总表 | |
| Dupree+2011 | giant | 没说，猜测同上 | 已入总表 | |
| Takeda+2011 | dwarf | 用Gaussian去拟合He线 | 已入总表 | 归于Smith 2016 |
| Smith+2012 | dwarf | 无blend则直接积分，有blend则分开所有成分 | 已入总表 | 归于Smith 2016 |
| Smith+2013 | giant | 同 上，并且都给了表 | 已入总表 | |
| Navarrete+2015 | dwarf, giant | splot以及deblend | 已入总表 | |
| Strader+2015 | giant | splot | 已入总表 | |
| Smith 2016 | dwarf | - | 数据来自Zarro+1986, Sanz-Forcada+2008, Takeda+2011, Smith+2012 | |
| KOV sample | dwarf, giant, spg | |||
| APO sample | dwarf, giant |
它们测量EW的方法可以直接比较吗？
Large To Do points
再后面的也没细看
O’Brian+1986的分析很详细，而且有模型的构建过程，需要另开位置仔细阅读。
星震学和He线的相关性
这些恒星和Gaia的交叉
