Massive planets in FU Orionis discs: implications for thermal instability models
FU Orionis是一个年轻的恒星天体，它经历了光度增强的事件，这通常归因于周围原恒星盘中质量吸积速率的突然增加。在盘中调用热不稳定性的模型能够再现爆发的许多特征，但不能解释在许多情况下观察到的快速上升时间尺度。在这里，我们探讨的可能性（最初提出的Clarke & Syer 1996），热不稳定性被触发远离光盘内边缘（在距离中央原恒星$\approx 10R_{\odot}$），由于存在一个大质量的行星嵌入盘。我们已经构建了简单的，一维的，随时间变化的模型的磁盘的演变，同时考虑到磁盘和行星之间的相互作用，和磁盘的热演化。我们确实能够重现快速上升爆发（上升时间尺度为$\approx 1$年），行星质量为$M_{\mathrm{s}}=10-15M_{\mathrm{Jupiter}}$。我们表明，光度和爆发的持续时间是行星质量的递增函数。我们还表明，向内迁移的行星显着放缓，一旦它达到半径，它能够触发FU Orionis爆发，从而表明，一个单一的行星可能参与触发几个爆发。
2004-06-10 astro-ph
V1647 Orionis: One Year into Quiescence
我们提出了新的光学，近红外和中红外观测的年轻爆发变星V1647猎户座，进入爆发在2004年底约两年。我们的观测是在这颗恒星褪色到爆发前的光学亮度一年后进行的，结果表明V1647 Ori仍然在积极地吸积星周物质。我们比较和对比这些数据与现有的观测的源从两个突出和突出阶段。从近红外光谱，我们确定光球吸收功能的第一次，使我们能够约束年轻恒星本身的分类。我们的最佳拟合光谱类型是M0+-2子类，具有19+-2星等的可见消光和rK~1.5+-0.2的K带遮蔽。我们估计V1647 Ori的静态热光度约为9.5 Lsun，质量吸积速率约为1.10^-6 Msun/年^-1。通过与演化模型的比较，我们得出的质量和年龄分别为0.8+-0.2 Msun和0.5 Myrs。冲击波激发的光学[S II]和[Fe II]发射以及近红外H2和[Fe II]发射的存在可能表明一个新的赫比格-哈罗流正在靠近恒星可见。
2007-10-14 astro-ph
The rapid fading of V1647 Orionis: the sudden end of a FUor-type eruption?
猎户座V1647是一颗年轻的爆发恒星，在2003年底爆发。此后，该物体逐渐褪色。然而，在2005年10月，V1647 Ori开始非常迅速地衰减，I_C中的衰减约为1 mag/月，而之前为0.1 mag/月。根据颜色的变化，快速褪色不是由消光增加引起的，这表明观察到的亮度变化是内在的。假设衰减率保持不变，到2005年12月中旬，这颗恒星将恢复到爆发前的状态。
2005-11-25 astro-ph
Flickering in FU Orionis
我们分析了新的和出版的光学光度数据的FU猎户座，爆发前主序星。这次爆发包括在B点5.5等的上升，e折叠的时间尺度大约为50天。B和V的下降率是相同的，每年0.015 ± 0.001等。叠加在这种下降上的随机波动在V处的振幅为0.035 ± 0.005等，并且发生在1天或更短的时间尺度上。V与颜色指数U-B，B-V和V-R之间的相关性表明，可变源具有G 0超巨星的光学颜色。我们将这种行为与内吸积盘的小幅度闪烁联系起来。
1999-10-22 astro-ph
Gravitational Instabilities, Chondrule Formation, and the FU Orionis Phenomenon
使用分析参数和数值模拟，我们研究是否球粒形成和FU Orionis现象可以引起的重力不稳定性（GIs）在死区的爆发式发病。原则上，至少有两种情况下的死区可以工作。如果盘处于碎裂的边缘，那么在$r\sim4$到5天文单位附近的GI激活至少在极端条件下可以产生球粒形成冲击。质量通量也足够高，在发病期间的地理信息系统，建议爆发有关的FU Orionis现象。数值模拟证明了这种情况。与此相反，正如分析论证所支持的，如果爆发发生在靠近$r\sim1$ AU的地方，那么即使是低螺距角的螺旋波也可以产生产生球粒的冲击和爆发。我们还研究了稳定性的大规模磁盘在我们的模拟对碎片，并发现，虽然磁盘的演变是敏感的不透明度的变化，我们研究的磁盘不碎片，即使在高分辨率，甚至极端的假设。
2008-06-10 astro-ph
Spectra and Line Profiles of FU Orionis Objects: Comparisons Between Boundary Layer Models and Observations
我们提出了解决方案的吸积盘和边界层在前主序星经历FU猎户座爆发。这些解决方案不同于早期的磁盘解决方案，因为它们包括一个自洽的处理边界层区域。在之前的一篇论文（Popham 1996）中，我们证明了一旦这些恒星旋转到适度的旋转速率，它们就应该停止吸积角动量。在这里，我们表明，对于合理的值的$α$，这些低角动量吸积率的解决方案，适合在FU猎户座物体观察到的光谱和线轮廓比解决方案具有高速率的角动量吸积。我们找到了适合猎户座FU和天鹅座V1057观测的解。这些解的质量吸积率分别为2和$1 \times 10^{-4} \msyr$，恒星质量分别为0.7和$0.5 \msun$，恒星半径分别为5.75和$5.03 \rsun$。它们也有适度的恒星自转速率$8-9 \xss$，与观测到的金牛座T星的自转速率相当，角动量吸积速率为零。这支持了我们先前的建议，FU Orionis爆发可能会调节金牛座T星的旋转速率。
1996-06-18 astro-ph
Optical and infrared properties of V1647 Orionis during the 2003-2006 outburst. I The reflection nebula
目的：年轻的爆发恒星猎户座V1647最近的爆发在猎户座（麦克尼尔星云）中产生了一个新的反射星云。我们提出了一个光学/近红外调查麦克尼尔星云。这项分析的目的是确定星云的形态、时间演变和性质及其与爆发的联系。方法：我们对McNeil星云和V1647猎户座进行了多历元B、V、R、I、z和K成像以及K_S偏振成像。多波段成像使我们能够重建星云内部的灭绝图。通过偏振观测，我们试图将星云的辐射与猎户座V1647周围的吸积盘的辐射分开。我们还试图解决照明源的小空间尺度结构。结果：麦克尼尔星云的能量分布和时间演化模拟了照明源的能量分布和时间演化。灭绝图显示了在V1647猎户座方向上的一个高度灭绝区域。不计前景消光，V1647猎户座方向的McNeil星云消光为A_V ~ 6.5等，偏振测量显示V1647猎户座附近有致密的高偏振辐射。K_S波段线极化率在10 - 20%之间。矢量都与北纬90 +/-9度的位置角对齐。这可能与V1647 Ori周围可能存在的吸积盘的方向相对应。这些发现表明，麦克尼尔星云的出现是由于V1647 Ori周围预先存在的物质对光线的光的反射。我们还报告了在V1647猎户座附近发现的一颗新的候选棕矮星或原恒星，以及HH 22 A内存在的星团结构。
2007-07-04 astro-ph
The Unusual X-ray Spectrum of FU Orionis
猎户座FU星（FUors）是年轻的低质量爆发恒星，被认为是以高速率吸积。它们可以从吸积激波中产生软X射线发射，但它们的X射线性质在很大程度上是未知的。本文报道了首次利用XMM-Newton对猎户座FU原型星进行的X射线探测。它的X射线光谱与经典的金牛座T星（cTTS）相比是不寻常的。通常在cTTS中检测到的冷组分和热组分存在，但通过不同的吸收柱密度观察到。在kT > 5 keV处的重吸收热分量占所观察到的通量的大部分，并且存在强的Fe K发射线。如此高的温度是磁过程的特征，而不是冲击辐射。我们讨论的背景下，一个复杂的物理环境，可能包括磁盘吸积，强风，磁活动，和密切的双星不寻常的光谱可能的起源。
2006-03-15 astro-ph
Accretion Disks and Eruptive Phenomena
本文描述了前主序星的爆发现象。猎户座FU星的爆发与其他吸积系统的爆发有很多共同之处，如矮新星和一些共生星。这些共同特征最好理解为物质流过吸积盘的速率增加。光谱特性，光变曲线的衰减，和外流现象表明，这些爆发产生的热不稳定性的磁盘。现有的数据和估计复发时间表明，年轻的恒星可以吸积大部分，也许是所有的，他们的质量在FU奥利吸积事件。未来的观测可以检验这一概念，并更好地限制低质量恒星早期生命中爆发事件的重要性。
1999-04-05 astro-ph
CK Vul as a Candidate Eruptive Stellar Merging Event
CK Vul（Nova Vul 1670）是爆发恒星中最神秘的天体之一。过去的研究表明，CK Vul是一个最终的氦闪天体，类似于V605 Aql和V4334 Sgr（樱井天体）。然而，CK Vul独特的爆发光曲线在已知的爆发物体中没有类似的对应物。此外，在建议的遗迹中存在氢似乎与最终的氦闪光情景相矛盾。我们提出，如果我们考虑主序星的合并，CK Vul的特殊性可以自然地理解，遵循Soker和Tylenda（astro-ph/0210463）的新解释，该解释被提出来解释奇特的爆发物体V838 Mon。在这种情况下，1670年爆发的CK Vul可能最好理解为发生在我们附近的V838 Mon-like事件。
2002-11-26 astro-ph
The outburst of the eruptive young star OO Serpentis between 1995 and 2006
巨蛇座OO是一颗深埋的前主序星，于1995年爆发，之后逐渐褪色。它的爆发类似于著名的FU Orionis型或EX Lupi型爆发。由于很少有这样的事件曾经被记录在红外波长，我们的目标是研究的时间演变OO Ser在红外。OO Ser由红外空间天文台监测，从亮度峰值后4个月开始，持续20个月。在2004-2006年，我们再次从地面观测到OO Ser，并补充了2004年斯皮策观测数据集。我们分析了这些数据，特别注意源混淆，并在10个不同的波长以及光谱能量分布的光变曲线。这次爆发使整个红外区域都变亮了。根据红外线曲线，OO Ser在峰值亮度之后开始与波长无关的衰减。后来，通量衰减变慢，但保持波长无关。衰落仍在继续，目前的衰落率表明OO Ser在2011年之前不会恢复到静止状态。OO Ser的爆发时间尺度似乎比FUors短，但比EXors长。爆发的时间尺度和中等的光度表明OO Ser不同于FUors和EXors，并且与最近爆发的年轻恒星V1647 Ori相似。根据它的光谱能量分布和测热温度，OO Ser似乎是一个早期的I类天体，年龄小于10^5年。该天体可能被一个吸积盘和一个致密的包层所包围。由于较短的爆发时间尺度，在拱盘OO Ser的粘度可能是一个数量级高于通常的FUors。
2007-05-09 astro-ph
Post-Outburst Phase of McNeil's Nebula (V1647 Orionis)
利用光学B、V、R、I和近红外J、H、K测光和低分辨率光谱观测，对麦克尼尔星云（V1647 Ori）的爆发后阶段进行了详细的研究。在2004年2月至2005年12月期间，在2米HCT和1.2米PRL望远镜上使用HFOSC、NIRCAM、TIRCAM和NICMOS相机进行了观测。光学/近红外观测显示，麦克尼尔星云（V1647 Ori）的激发源亮度普遍下降。我们最近的光学图像显示V1647 Ori自2004年2月以来已经褪色超过3个mags。光学/近红外光度数据还显示，在一个月的时间内，V1647猎户座的MAG（Delta V = 0.78 MAG，Delta R = 0.44 MAG，Delta I = 0.21 MAG，Delta J = 0.24 MAG和Delta H = 0.20 MAG）发生了显著变化，这可能正在经历类似于喷发变量（如EXOR或FUOR）的阶段。光谱显示出一些特征，例如具有蓝移吸收的强H α发射和CaII IR三重态（8498 A，8542 A和8662 A）的发射。与爆发后的时期相比，蓝移吸收分量的深度和范围都有所减少，表明强大的恒星风减弱。在发射中出现的CaII红外三重态证实了V1647是一颗PMS星。V1647猎户座爆发后的长期光度观测表明它是EXor事件，而不是FUor事件。对麦克尼尔星云周围区域的光学/红外比较显示，光学星云更广泛，主要向北延伸，而…
2006-02-02 astro-ph
The photometric evolution of FU Orionis objects: disc instability and wind-envelope interaction
我们提出了一个光度监测活动的三个研究FU猎户座系统（FU猎户座，V1057天鹅座和V1515天鹅座）在1981年和2003年之间在Maidanak天文台进行的结果。当结合文献中的光度数据，该数据库提供了一个宝贵的资源，用于搜索短时间尺度的变化-周期性和非周期性-以及研究这些系统的长期演变。在V1057 Cyg（这是自爆发以来亮度变化最大的系统）的情况下，我们将光度数据与时间相关模型进行了比较。我们表明，在1996年的“高原”阶段结束之前，V1057天鹅座的演变在$V-(B-V)$颜色星等图是很好地代表了磁盘不稳定模型，其中爆发是由一些代理-如轨道行星-在内部磁盘触发。在1996年的高原阶段结束后，调光和不规则的变化是一致的掩星源的可变灰尘屏幕，这是以前解释的尘埃凝结事件在观察到的盘风。在这里，我们反而建议，这种效果的结果之间的相互作用的风和落尘信封，这个信封的存在以前被调用，以解释中红外线发射的FU Orionis系统。我们讨论了如何这个模型可以解释一般的FU Orionis系统的光度和光谱特性。
2005-05-25 astro-ph
Long-wavelength excesses of FU Orionis objects: flared outer disks or infalling envelopes?
猎户座FU型天体爆发时的中红外线到远红外线辐射被认为是由一个向外张开的外盘或一个下落的包层造成的。我们重新审视这个问题，使用详细的辐射转移计算模型的最近，高信号噪声数据从IRS仪器上的{斯皮策太空望远镜}。在FU Ori的情况下，我们发现，一个物理上合理的耀斑盘辐射的中央吸积盘匹配的意见。建立在我们以前的工作，我们的吸积盘模型与外盘照射的内盘再现的光谱能量分布之间的~4000埃~40微米。我们的模型是一致的近红外干涉，但有一些不一致的中红外干涉的结果。包括外盘使我们能够改进我们的估计外半径的爆发，高质量吸积率磁盘在FU猎户座为~ 0.5 AU，这是一个关键参数在评估理论的FU猎户座现象。假设离心半径为200天文单位，我们能够将任何残余包层的质量沉降率的上限设定为~ 7 e-7 Msun/yr。FU或BBW 76也很好地模拟了0.6 AU的内盘和外扩的外盘。然而，V1515 Cyg需要一个带有外流腔的包络，以充分再现IRS光谱。与Green等人的建议相反，我们不需要一个扁平的信封，以配合观察，推断腔的形状是定性与典型的原恒星信封一致。这种多样的尘埃结构表明FU Orionis阶段可以出现在原恒星演化的早期或晚期。
2008-06-23 astro-ph
V1647 Orionis (IRAS 05436-0007) : A New Look at McNeil's Nebula
本文利用IRSF 1.4米望远镜上的SIRIUS近红外相机对猎户座中新发现的麦克尼尔星云进行了JHKs波段同步观测。彗星状红外星云清晰可见，从近红外光源（猎户座V1647）向南北延伸，照亮了麦克尼尔星云。致密星云的视直径约为70角秒。星云呈蓝色（明亮的J），有一个空腔结构，两个边缘分别向东北和西北方向延伸。东北边缘更明亮和尖锐，而西北边缘是弥漫的。东北边缘可以追溯到距离近红外源位置约40角秒。相比之下，南面没有看到空洞结构，尽管弥漫星云延伸到约20角秒。新的近红外光度数据显示，麦克尼尔星云源的星等在一周内发生了显着变化（> 0.15等），这可能是在FUors或EXors等喷发变星的阶段。
2004-12-17 astro-ph
A Young Stellar Cluster Surrounding the Peculiar Eruptive Variable V838 Monocerotis
不寻常的变星V838 Monocerotis在2002年经历了一次爆发。它继续照亮一系列壮观的光回波，因为爆发的光从星周尘埃散射。V838 Mon有一颗未解析的伴星B3 V。我们偶然发现邻近的一颗16等恒星也属于B型。然后，我们对附近的其他恒星进行了调查，在V838 Mon的45”范围内发现了另外两颗B型恒星。我们已经确定了这个稀疏的，年轻的集群的距离，光谱分类和光度主序星的三个B拟合的基础上。星团距离为6.2 ± 1.2kpc，与哈勃空间望远镜光回波偏振测量得到的V838 Mon的几何距离5.9kpc非常吻合。使用我们的距离测定，我们表明，B3 V伴星的V838 Mon是足以占整个光度的恒星测量的调查照片爆发前。然而，B3恒星目前比爆发前暗了约1等，这表明它现在正在遭受由于V838 Mon喷出的尘埃而导致的灭绝。考虑到爆发前的光度和星团年龄，似乎离开恒星碰撞或合并的情况之一，剩下的可行的解释V838 Mon的爆发。
2006-10-26 astro-ph
Early spectroscopy and photometry of the new outburst of V1647 Ori
介绍了2008年8月28日至9月1日期间获得的年轻爆发恒星V1647 Ori的宽带光度和中等分辨率光谱观测结果。观测到的星等和发射线等效宽度表明，新爆发的初始条件与2004年的前一次非常相似。
2008-09-27 astro-ph
The Local Environment of the FUor-like Objects AR 6A and 6B
我们提出了新的12 CO J=3-2和HCN J=3-2分子线图的年轻恒星AR 6周围的区域使用15米詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。AR 6以前被发现是一个双源的两个组件表现出的几个特征FU Orionis（FUor）爆发变星。我们的数据表明，AR 6，像FU Orionis本身，不具有CO流出，同样，没有显示出大量的分子g的证据，在其环星环境。我们得出结论，从近红外到亚毫米，AR 6在几个方面与FU Orionis相似。我们解释缺乏显着的尘埃和分子气体在拱星环境中的AR 6，连同大的近红外热过剩，作为证据，来源已经用尽了他们的出生信封，他们至少有小的热拱星盘，他们比I类原恒星更进化。这本身就表明，由于FUor爆发也在具有大尘埃物质包层的恒星中被观察到，（例如V346 Nor）和CO流出（例如L1551 IRS 5），FUor事件可能发生在恒星生命早期形成阶段的许多不同阶段，支持的想法，FUor爆发是重复的，就像他们的短命亲戚发生在EXor爆发变量。最后，我们表明，作为“辐条”年轻的星团的一部分，AR 6是不像许多FUOR通常位于人口稀少的地区。
2008-07-31 astro-ph
Giant Outbursts of the Eta Carinae-P Cygni Type
我讨论的作用，短时间爆发的质量损失非常巨大的恒星的演化。像19世纪的$η$船底座事件这样的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发几乎可以瞬间消除大量的质量，使它们在恒星演化中具有重要意义。它们可能比线驱动风从恒星上带走更多的质量，特别是如果风聚集在一起，O星的质量损失率需要向下修正。当在其他星系中被视为“超新星冒名顶替者”时，这些爆发通常持续不到十年，它们可以消除10 M $_{\odot}$的数量级，如LBV周围的大质量星云所示。这种极端的质量损失率不能由谱线上的辐射压力驱动。相反，这些爆发必须要么是连续驱动的超级爱丁顿风，要么是完全的流体动力爆炸，这两种爆炸对金属丰度都不敏感。因此，这种质量损失的爆发模式可能在早期宇宙中的大质量贫金属恒星中发挥关键作用。
2006-09-14 astro-ph
FU Orionis: A Binary Star?
利用卡拉阿尔托天文台3.6米望远镜上的ALFA自适应光学系统，在FUor爆发星的原型FU Ori的视近区观测到一颗微弱的红色恒星。从存档PUEO/CFHT图像中获得检测的独立确认。伴随候选物和FU Ori之间的间隔为0。“50，亮度对比度约为4个星等。我们讨论了新发现的恒星的近红外测光的基础上，它的自行相对于FU猎户座的可能性质。光度数据与附近的晚型主序星、背景巨星和前主序星一致。根据自行和朝向FU Ori方向的恒星表面密度，我们认为前两种选择的概率很低。
2003-11-27 astro-ph
Long-term evolution of FU Ori-type stars at infrared wavelengths
FU猎户座型恒星形成了一小类可变的年轻恒星天体，其定义为5-6等的光学爆发，然后在数十年的时间尺度上逐渐衰落。由于这一现象与星周介质有关，预计红外发射光谱在爆发后也会发生变化。爆发后的衰落阶段在光学/近红外波段有很好的记录，但在远红外波段没有记录。我们研究了7 FU猎户座系统在1-200 μm波长范围内的亮度演化。我们使用红外空间天文台、2 MASS和MSX的数据（这些观测是在1995-1998年左右进行的）编制了光谱能量分布（SEDS）。这些SED进行了比较，与早期的基础上IRAS测光和地面观测进行了约1983年。在这15年期间，一些物体保持不变，而另一些物体变得更暗，但仅在光谱的近红外和中红外部分。由于衰落的波长依赖性提供了关于该现象的物理学的关键信息，因此我们详细研究了V1057 Cyg的情况。
2004-02-12 astro-ph
V1647 Ori (IRAS 05436-0007) in Outburst: the First Three Months
我们报告测光（BVRIJHK）和低色散光谱观测的V1647猎户座，恒星驱动麦克尼尔星云，2004年2月10日至5月7日。在这87天中，这颗恒星的光度变化最大，亮度下降约0.3-0.4等。除了H-α和Ca II红外三重态发射以及Na I D吸收特征之外，光谱没有特征。Ca II三重线比率是典型的年轻恒星天体。H-α等效宽度可以在约60天的时间段上进行调节。爆发后的灭绝似乎是小于7马格。数据是一个FU猎户座类事件的暗示，但需要进一步的监测，以明确的特点爆发。
2004-06-28 astro-ph
Outbursts of Young Stellar Objects
我们认为，猎户座FU星爆发的时间尺度比标准盘不稳定性模型（α_{c} \gtrsim 10^{-3}）所预期的要长得多。爆发，复发和上升时间是一致的想法，在这些对象的吸积盘被截断半径R_{i} \sim 40 \rsun。在与一些以前的作者，我们建议，在FU Ori对象的吸积盘的内部区域被疏散的磁性螺旋桨锚定在中央恒星的行动。我们开发了一个解析解的吸积盘的稳态结构中存在的一个中心的磁矩，并提出了数值计算，以遵循其时间演化。这些计算证实，通过选择适当的粘度和磁场强度值，可以获得与观测结果一致的重现时间。
2003-10-21 astro-ph
The infrared properties of the new outburst star IRAS 05436-0007 in quiescent phase
我们编制和研究了新爆发星IRAS 05436-0007在静止相的红外/亚毫米/毫米SED。这颗恒星是一个平光谱源，估计总光度为L_bol ~ 5.6 L_sun，是典型的低质量金牛T星。导出的0.5 M太阳的星周质量在小质量的YSO中是相当高的。所观察到的SED不同于典型的金牛座T星和4个著名的EXOR的SED，而更像是FU Orionis天体的SED，表明存在星周包层。IRAS 05436-0007似乎是一个II类源，年龄约为4x10^5年。在这个进化阶段，吸积盘已经完全发育，尽管星周包层也可能存在。对这次爆发的观测将提供关于爆发源的更多知识。
2004-04-13 astro-ph
The enigmatic outburst of V445 Puppis - a possible Helium nova?
JHK光谱和光度观测报告的神秘，新星一样，变量V445船尾座爆发于2000年底。近红外光谱是氢缺乏和异常丰富的CI线。发现重要的CI线位于1.133、1.166、1.175、1.189、1.26和1.689微米处。进行CI线的模型计算以使线的识别安全。测光数据，采取了2001年1月2.90 UT，爆发后不久，显示了一个光学薄尘埃壳周围的V445船尾座的形成。尘埃壳层的温度和质量上限分别为1800 K和M（尘埃）~ 1 oe-9 M（太阳）。2001年11月初的JHK图像中也看到了随后的一段大规模尘埃形成的过程，这是由观测到的深度视觉变暗所指示的。船尾座V445显示了新星的两个不寻常的特性：i）从光学和红外数据中可以看出，该天体的氢缺乏和He/C富集; ii）在爆发近一年后被其他工作人员发现的同步辐射。奇怪的性质的对象进行了讨论，它表明，这是很难把它在已知的类别爆发变量即新星（经典的，经常性或共生）;再次AGB星;新的一类爆发变量，如V838 Mon;和RCB/HdC星。初步证据的吸积盘和双星的V445船尾座系统。船尾座V445究竟是一颗罕见的氦新星还是一颗独特的天体，一直存在争议。
2003-07-16 astro-ph
The 2004--2006 outburst and environment of V1647 Ori
我们研究了2004年2月至2006年9月年轻爆发星V1647 Ori在最近爆发期间的亮度和光谱演化，在V，R_C，I_C，J，H，K_s波段以及可见光和近红外光谱上进行了光度跟踪。主要结果如下：V1647 Ori的亮度在2005年10月爆发前一直保持在4等以上，之后开始快速衰减。在高态，我们发现在光学光变曲线中有一个56天的周期分量。恒星的变化和附近星云团亮度变化之间的延迟对应于星云轴和视线之间的61+/-14度角。可以观察到HI发射线通量的稳定下降。在2006年5月，在静止阶段，观测到HeI 1.083线的发射，与爆发期间观测到的深蓝移吸收相反。红外星云的J-H和H-K_s彩色图显示了恒星周围的一个包层。红外星云的颜色分布表明，在一个厚厚的星周盘内，散射光变红。我们发现，V1647 Ori的观测性质可以在Bell等人（1995）的热不稳定性模型的框架内得到解释。猎户座V1647可能属于一类新的年轻爆发恒星，其定义为相对较短的时间尺度，周期性的爆发，辐射光度和吸积率的适度增加，以及比典型EXOR更早的演化状态。
2007-01-10 astro-ph
Eruptive Mass Loss in Very Massive Stars and Population III Stars
我讨论了短时间爆发的质量损失非常巨大的恒星的演化中所扮演的角色。像19世纪的船底座伊塔事件这样的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发几乎可以瞬间消除大量的质量，使它们在恒星演化中具有重要意义。它们可能比线驱动风从恒星上带走更多的质量，特别是如果恒星风高度聚集，以至于之前对O星质量损失率的估计需要向下修正。当在其他星系中被视为“超新星冒名顶替者”时，这些LBV爆发通常持续不到十年，并且它们可以消除10 Msun的数量级，如LBV周围的大质量星云所示。这种极端的质量损失率不能由谱线上的辐射压力驱动，因为谱线在事件期间将完全饱和。相反，这些爆发必须要么是连续驱动的超级爱丁顿风，要么是完全的流体动力爆炸，这两种爆炸对金属丰度都不敏感。因此，这种质量损失的爆发模式也可能在早期宇宙中大质量贫金属恒星的演化和最终命运中发挥关键作用。如果它们发生在这些第三星族恒星中，这样的爆发也会深刻地影响早期超新星和超超新星残余物的化学产额和类型，这些超新星和超超新星被认为是长伽马射线暴的起源。
2006-07-24 astro-ph
Near-Infrared water lines in V838 Monocerotis
V838 Monocerotis在2002年1月发生了一次有趣的新星般的爆发，随后引发了对该天体的几项研究。现在认识到V838 Mon的爆发和演化不同于经典新星或其他类型的著名爆发变星。V838 Mon和另外两个具有类似性质的天体似乎组成了一类新的爆发变星。V838 Mon的红外研究有限。在这里，我们提出了近红外H波段（1.5 - 1.75微米）光谱的V838 Mon从2002年底到2004年底。主要的，新的结果，从我们的工作是几个，水的旋转振动线的H带光谱的检测。观察到的水线已被建模，以首先确定它们确实是由于水。随后的温度和柱密度的吸收材料，从那里的吸水功能起源，推导出来。从我们的分析中，我们发现，水的功能产生于一个冷约750-900 K的区域V838 Mon似乎是逐渐冷却的时间。
2005-06-17 astro-ph
Eruptions of the V838 Mon type: stellar merger versus nuclear outburst models
我们讨论了各种模型和方案提出来解释的V838 Mon型喷发的性质。这类喷发天体包括：M31 RV（1988年喷发）、V4332 Sgr（1994年喷发）和V838 Mon（2002年喷发）。我们集中在三个模型：（i）热核失控的吸积白矮星（新星的事件）;（ii）氦壳闪光后渐近巨星分支星（再次AGB）;（iii）合并的恒星。我们表明，模型（i）和（ii）不能占大多数的观察到的对象的属性。最重要的是，在这两个核燃烧型模型中，预计该天体在衰退和褪色之前会变热，成为一颗非常热的致密恒星。在观测到的喷发中，这些天体下降为非常冷的巨星或超巨星。我们表明，恒星合并模型可以解释所有观察到的属性，并得出结论，目前这是最有前途的模型来解释V838 Mon型的爆发。
2006-02-01 astro-ph
The post-outburst photometric behaviour of V838 Mon
2002年1月在麒麟座发现的不寻常的爆发变星在2002年6月至8月与太阳会合之前的几个月里经历了戏剧性的光度和光谱变化。光学和红外（IR）测光在南非天文台（SAAO）2002年1月至6月（JD 2452280-440）之间获得的恒星的后爆发行为的分析。光变曲线显示2002年1月、2月和3月发生了3次喷发。在3月最大值之前的一周获得的SAAO阶梯光谱表明了一个新的物质壳的喷射。2002年4月期间获得的JHKL测光显示，由于尘埃壳的形成，IR过量的发展。在2002年4月至5月期间，壳层似乎是导致光通量快速衰减的主要原因（在3周内Delta V > 6等）。在下降过程中，光学颜色的蓝色可能是由于V838 Mon周围的发射线区域的揭示，或者是祖先或空间接近的早型恒星的揭开。
2003-01-21 astro-ph
Mc Neil's Nebula in Orion: The Outburst History
本文介绍了委内瑞拉1米施密特望远镜在J.W.猎户座L1630分子云中的麦克尼尔。我们得到的测光跨越爆发前的状态和增亮本身，一个独特的记录，包括14个时代，跨越的时间尺度为5年。我们将爆发的开始限制在2003年10月28日至11月15日之间的某个时间。在星云顶点的物体的光变曲线，可能是爆发的兴奋源，显示它在大约4个月内变亮了5个星等。星云形成的时间尺度与光的传播时间一致，这表明我们观测到的光来自中心光源，被周围的云散射到视线中。我们还显示了最近FLWO光谱的激发源和附近的HH 22。源的光谱是高度红化的;相比之下，HH 22的光谱显示了叠加在连续谱上的冲击光谱，很可能是由于来自激发源的反射光通过红化程度低得多的路径到达HH物体。我们估计了一个亮度为L ~219 Lsun的天体。麦克尼尔星云源的爆发行为，它的光谱特征和光度，表明我们可能正在目睹FU Ori事件的最大化。对这个物体的进一步监测将决定它是否有资格成为这一罕见的物体类别的成员。
2004-04-01 astro-ph
Post-outburst radio observation of the region around McNeil's nebula (V1647 Ori)
我们提出了爆发后（爆发后约100天）的无线电连续观测的区域（约30' x 30'）周围的麦克尼尔星云（V1647猎户座）。这些观测是在2004年2月14.5 UT使用印度的巨型米波射电望远镜（GMRT）在1272 MHz进行的。虽然在以猎户座V1647为中心的25'圆直径范围内探测到了8个源，但我们没有探测到来自麦克尼尔星云的任何无线电连续辐射。我们为V1647 Ori分配了0.15 mJy/梁的5 σ上限，其中梁尺寸为5.6”x 2.7”。即使在4.9和8.5 GHz的更高频率（VLA存档数据），也没有从该区域检测到无线电发射。三种情况，即从均匀的HII区，电离星风和冲击电离气体的发射，探讨了在我们的GMRT上限的光。对于均匀HII区的情况，发射区的半径被限制为<~ 26 AU，对应于>~ 2，500 K的温度，这与已报道的射电和H-α发射一致。在电离星风图中，我们的射电辐射上限转化为质量损失率与终极速度的比值，（M_dot/v_infinity）< 1.2-1.8 x 10^（-10）（M_sun/yr）/（km/s）。另一方面，如果恒星风冲击致密的中性（分子）云，射电上限意味着遇到致密障碍物的恒星风比例<50%。根据最近对X射线爆发的测量和后来的监测，估计了预期的无线电发射。利用我们的射电极限，射电发射等离子体的半径（<~ 36 AU）和电子密度（>~ 7.2 x 10^7 …
2005-10-15 astro-ph
Supernova 1954J (Variable 12) in NGC 2403 Unmasked
我们已经证实，NGC 2403中不寻常的超新星1954 J（也称为变量12）的前身星在似乎是超级爆发的情况下幸存下来，类似于1843年银河系中的船底座eta大爆发。在过去的八年里，这个明显的幸存者在亮度和颜色上几乎没有变化，凯克光谱显示出与eta Car大致相似的特征。这是进一步表明，我们的识别实际爆发幸存的恒星在高分辨率图像获得的先进相机的调查哈勃太空望远镜。我们发现这颗"超新星冒名顶替者“是一颗高亮度（M_V^0 ~ -8.0等）、大质量（M_initial >~ 25 Msun）的爆发恒星，现在被一个尘埃（A_V ~ 4等）星云所包围，类似于eta Car著名的Homunculus。
2005-03-15 astro-ph
