We measure rotation periods and sinusoidal amplitudes in Evryscope light curves for 122 two-minute K5-M4 TESS targets selected for strong flaring. The Evryscope array of telescopes has observed all bright nearby stars in the South, producing two-minute cadence light curves since 2016. Long-term, high-cadence observations of rotating flare stars probe the complex relationship between stellar rotation, starspots, and superflares. We detect periods from 0.3487 to 104 d, and observe amplitudes from 0.008 to 0.216 g' mag. We find the Evryscope amplitudes are larger than those in TESS with the effect correlated to stellar mass (p-value=0.01). We compute the Rossby number (Ro), and find our sample selected for flaring has twice as many intermediate rotators (0.04 0.44) rotators; this may be astrophysical or a result of period-detection sensitivity. We discover 30 fast, 59 intermediate, and 33 slow rotators. We measure a median starspot coverage of 13% of the stellar hemisphere and constrain the minimum magnetic field strength consistent with our flare energies and spot coverage to be 500 G, with later-type stars exhibiting lower values than earlier-types. We observe a possible change in superflare rates at intermediate periods. However, we do not conclusively confirm the increased activity of intermediate rotators seen in previous studies. We split all rotators at Ro~0.2 into Prot 10 d bins to confirm short-period rotators exhibit higher superflare rates, larger flare energies, and higher starspot coverage than do long-period rotators, at p-values of 3.2 X 10^-5, 1.0 X 10^-5, and 0.01, respectively.

中文翻译：

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EvryFlare。二、苔丝中冷耀星在南半边天空中的自转周期

我们在 Evryscope 光变曲线中测量了 122 个两分钟 K5-M4 TESS 目标的旋转周期和正弦振幅，这些目标被选为强耀斑。Evryscope 望远镜阵列观测到了南方附近所有明亮的恒星，自 2016 年以来产生了两分钟的节奏光变曲线。 对旋转耀斑星的长期高节奏观测探索了恒星旋转、星点和超级耀斑之间的复杂关系。我们检测到 0.3487 到 104 d 的周期，并观察到 ​​0.008 到 0.216 g' mag 的振幅。我们发现 Evryscope 振幅大于 TESS 中的振幅，其效应与恒星质量相关（p 值 = 0.01）。我们计算罗斯比数 (Ro)，发现我们选择用于扩口的样本具有两倍多的中间旋转器 (0.04 0.44) 旋转器；这可能是天体物理学或周期探测敏感性的结果。我们发现了 30 个快速旋转体、59 个中间旋转体和 33 个慢速旋转体。我们测量了恒星半球 13% 的中位星点覆盖率，并将与我们的耀斑能量和点覆盖率一致的最小磁场强度限制为 500 G，晚型恒星比早型恒星表现出更低的值。我们观察到中间时期超级耀斑率可能发生变化。然而，我们并没有最终证实在以前的研究中看到的中间旋转器的活动增加。我们将 Ro~0.2 的所有旋转器分成 Prot 10 d 箱，以确认短周期旋转器比长周期旋转器表现出更高的超耀斑率、更大的耀斑能量和更高的星斑覆盖率，p 值为 3.2 X 10^-5 、 1.0 X 10^-5 和 0.01，分别。我们测量了恒星半球 13% 的中位星点覆盖率，并将与我们的耀斑能量和点覆盖率一致的最小磁场强度限制为 500 G，晚型恒星比早型恒星表现出更低的值。我们观察到中间时期超级耀斑率可能发生变化。然而，我们并没有最终证实在以前的研究中看到的中间旋转器的活动增加。我们将 Ro~0.2 处的所有旋转器分成 Prot 10 d 箱，以确认短周期旋转器比长周期旋转器表现出更高的超耀斑率、更大的耀斑能量和更高的星斑覆盖率，p 值为 3.2 X 10^-5 、 1.0 X 10^-5 和 0.01，分别。我们测量了恒星半球 13% 的中位星点覆盖率，并将与我们的耀斑能量和点覆盖率一致的最小磁场强度限制为 500 G，晚型恒星比早型恒星表现出更低的值。我们观察到中间时期超级耀斑率可能发生变化。然而，我们并没有最终证实在以前的研究中看到的中间旋转器的活动增加。我们将 Ro~0.2 处的所有旋转器分成 Prot 10 d 箱，以确认短周期旋转器比长周期旋转器表现出更高的超耀斑率、更大的耀斑能量和更高的星斑覆盖率，p 值为 3.2 X 10^-5 、 1.0 X 10^-5 和 0.01，分别。晚期类型的恒星比早期类型的恒星表现出较低的值。我们观察到中间时期超级耀斑率可能发生变化。然而，我们并没有最终证实在以前的研究中看到的中间旋转器的活动增加。我们将 Ro~0.2 的所有旋转器分成 Prot 10 d 箱，以确认短周期旋转器比长周期旋转器表现出更高的超耀斑率、更大的耀斑能量和更高的星斑覆盖率，p 值为 3.2 X 10^-5 、 1.0 X 10^-5 和 0.01，分别。晚期类型的恒星比早期类型的恒星表现出较低的值。我们观察到中间时期超级耀斑率可能发生变化。然而，我们并没有最终证实在以前的研究中看到的中间旋转器的活动增加。我们将 Ro~0.2 处的所有旋转器分成 Prot 10 d 箱，以确认短周期旋转器比长周期旋转器表现出更高的超耀斑率、更大的耀斑能量和更高的星斑覆盖率，p 值为 3.2 X 10^-5 、 1.0 X 10^-5 和 0.01，分别。