We report the latest statistical analyses of superflares on solar-type (G-type main-sequence; effective temperature is 5100 -- 6000 K) stars using all of the $Kepler$ primary mission data, and $Gaia$-DR2 (Data Release 2) catalog. We updated the flare detection method from our previous studies by using high-pass filter to remove rotational variations caused by starspots. We also examined the sample biases on the frequency of superflares, taking into account gyrochronology and flare detection completeness. The sample size of solar-type stars and Sun-like stars (effective temperature is 5600 - 6000 K and rotation period is over 20 days in solar-type stars) are $\sim$4 and $\sim$12 times, respectively, compared with Notsu et al. (2019, ApJ, 876, 58). As a result, we found 2341 superflares on 265 solar-type stars, and 26 superflares on 15 Sun-like stars: the former increased from 527 to 2341 and the latter from 3 to 26 events compared with our previous study. This enabled us to have a more well-established view on the statistical properties of superflares. The observed upper limit of the flare energy decreases as the rotation period increases in solar-type stars. The frequency of superflares decreases as the stellar rotation period increases. The maximum energy we found on Sun-like stars is $4 \times 10^{34}$ erg. Our analysis of Sun-like stars suggest that the Sun can cause superflares with energies of $\sim 7 \times 10^{33}$ erg ($\sim$X700-class flares) and $\sim 1 \times 10^{34}$ erg ($\sim$X1000-class flares) once every $\sim$3,000 years and $\sim$6,000 years, respectively.

中文翻译：

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太阳型恒星上超级耀斑的统计特性：使用所有开普勒主要任务数据的结果

我们使用所有 $Kepler$ 主要任务数据和 $Gaia$-DR2（数据发布）报告了对太阳型（G 型主序；有效温度为 5100 - 6000 K）恒星的超级耀斑的最新统计分析2）目录。我们通过使用高通滤波器来消除由星点引起的旋转变化，更新了之前研究中的耀斑检测方法。我们还检查了超级耀斑频率的样本偏差，同时考虑了陀螺年代学和耀斑探测的完整性。类太阳星和类太阳星（太阳类星有效温度5600-6000 K，自转周期超过20天）的样本量分别为$\sim$4和$\sim$12倍。 Notsu 等人。(2019, ApJ, 876, 58)。结果，我们在 265 颗类太阳恒星上发现了 2341 个超级耀斑，和 15 颗类太阳恒星上的 26 次超级耀斑：与我们之前的研究相比，前者从 527 次增加到 2341 次，后者从 3 次增加到 26 次。这使我们能够对超级耀斑的统计特性有一个更完善的看法。随着太阳型恒星自转周期的增加，观测到的耀斑能量上限降低。超级耀斑的频率随着恒星自转周期的增加而减少。我们在类太阳恒星上发现的最大能量是 $4 \times 10^{34}$ erg。我们对类太阳恒星的分析表明，太阳可以引起超级耀斑，其能量为 $\sim 7 \times 10^{33}$ erg（$\sim$X700 级耀斑）和 $\sim 1 \times 10^{ 34}$ erg（$\sim$X1000 级耀斑）分别每 $\sim$3,000 年和 $\sim$6,000 年一次。与我们之前的研究相比，前者从 527 次增加到 2341 次，后者从 3 次增加到 26 次。这使我们能够对超级耀斑的统计特性有一个更完善的看法。随着太阳型恒星自转周期的增加，观测到的耀斑能量上限降低。超级耀斑的频率随着恒星自转周期的增加而减少。我们在类太阳恒星上发现的最大能量是 $4 \times 10^{34}$ erg。我们对类太阳恒星的分析表明，太阳可以引起超级耀斑，其能量为 $\sim 7 \times 10^{33}$ erg（$\sim$X700 级耀斑）和 $\sim 1 \times 10^{ 34}$ erg（$\sim$X1000 级耀斑）分别每 $\sim$3,000 年和 $\sim$6,000 年一次。与我们之前的研究相比，前者从 527 次增加到 2341 次，后者从 3 次增加到 26 次。这使我们能够对超级耀斑的统计特性有一个更完善的看法。随着太阳型恒星自转周期的增加，观测到的耀斑能量上限降低。超级耀斑的频率随着恒星自转周期的增加而减少。我们在类太阳恒星上发现的最大能量是 $4 \times 10^{34}$ erg。我们对类太阳恒星的分析表明，太阳可以引起超级耀斑，其能量为 $\sim 7 \times 10^{33}$ erg（$\sim$X700 级耀斑）和 $\sim 1 \times 10^{ 34}$ erg（$\sim$X1000 级耀斑）分别每 $\sim$3,000 年和 $\sim$6,000 年一次。这使我们能够对超级耀斑的统计特性有一个更完善的看法。随着太阳型恒星自转周期的增加，观测到的耀斑能量上限降低。超级耀斑的频率随着恒星自转周期的增加而减少。我们在类太阳恒星上发现的最大能量是 $4 \times 10^{34}$ erg。我们对类太阳恒星的分析表明，太阳可以引起超级耀斑，其能量为 $\sim 7 \times 10^{33}$ erg（$\sim$X700 级耀斑）和 $\sim 1 \times 10^{ 34}$ erg（$\sim$X1000 级耀斑）分别每 $\sim$3,000 年和 $\sim$6,000 年一次。这使我们能够对超级耀斑的统计特性有一个更完善的看法。随着太阳型恒星自转周期的增加，观测到的耀斑能量上限降低。超级耀斑的频率随着恒星自转周期的增加而减少。我们在类太阳恒星上发现的最大能量是 $4 \times 10^{34}$ erg。我们对类太阳恒星的分析表明，太阳可以引起超级耀斑，其能量为 $\sim 7 \times 10^{33}$ erg（$\sim$X700 级耀斑）和 $\sim 1 \times 10^{ 34}$ erg（$\sim$X1000 级耀斑）分别每 $\sim$3,000 年和 $\sim$6,000 年一次。我们在类太阳恒星上发现的最大能量是 $4 \times 10^{34}$ erg。我们对类太阳恒星的分析表明，太阳可以引起超级耀斑，其能量为 $\sim 7 \times 10^{33}$ erg（$\sim$X700 级耀斑）和 $\sim 1 \times 10^{ 34}$ erg（$\sim$X1000 级耀斑）分别每 $\sim$3,000 年和 $\sim$6,000 年一次。我们在类太阳恒星上发现的最大能量是 $4 \times 10^{34}$ erg。我们对类太阳恒星的分析表明，太阳可以引起超级耀斑，其能量为 $\sim 7 \times 10^{33}$ erg（$\sim$X700 级耀斑）和 $\sim 1 \times 10^{ 34}$ erg（$\sim$X1000 级耀斑）分别每 $\sim$3,000 年和 $\sim$6,000 年一次。