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
Optical and infrared properties of V1647 Orionis during the 2003-2006 outburst. II. Temporal evolution of the eruptive source
新的FU Orionis类天体的出现对于理解年轻恒星的爆发机制及其在恒星形成和盘演化中的作用至关重要。我们的工作旨在研究V1647 Ori最近爆发的性质。利用光学和中红外长缝光谱，我们监测V1647猎户座爆发之间的2004年2月和2006年1月。光谱的特征是在P-Cygni剖面中有H α和H β，并有许多弱的Fe I和Fe II发射线。在连续谱和谱线发射中测量了短时间尺度的变异性。2006年1月，我们首次探测到禁发射谱线（[OI]、[SII]和[FeII]）。这些谱线可能是由猎户座V1647驱动的赫比格-哈罗天体产生的。猎户座V1647的中红外光谱在所有时期都是平坦的，没有特征。SED发生了巨大的变化：在爆发的早期，源比最后阶段红得多。V1647 Ori的震级上升和SED类似于FUor，而爆发的持续时间和复发类似于EXor。光谱明显不同于FUor的吸收线光谱或EXor的类金牛光谱。我们的数据是一致的磁盘不稳定事件，导致增加的质量吸积率。这些数据还表明，在恒星+盘系统周围存在一个拱星包层。奇特的N波段光谱可能是由尘埃升华在磁盘的外层。存在的信封和爆发的统计数据表明，这些不稳定性事件只发生在一个特定阶段的I类源（例如，在过渡阶段的光学可见星周围的原行星盘）。我们根据热不稳定性模型讨论了爆发机制。
2007-06-22 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
V1647 ORIONIS: Keck/Nirspec 2 MICRON Echelle Observations
我们提出了新的凯克II NIRSPEC高光谱分辨率2微米阶梯观测年轻的爆发变星V1647猎户座。这颗恒星在2003年后期爆发，大约26个月后褪色到爆发前的亮度。猎户座V1647是麦克尼尔星云的照明星，位于Lynds 1630暗星云的M78附近。我们的光谱具有约18，000的分辨能力，使我们能够详细研究强近红外遮蔽连续谱上存在的弱吸收特征。中阶梯光栅的订单包含镁I（2.1066微米）和铝I（2.1099微米），溴-γ（2.1661微米），钠I双峰（2.206和2.209微米），和CO泛音带头（2.2935微米）的分析给我们相当多的信息，产生这些光谱特征的区域的物理和几何特征。我们发现，在高光谱分辨率，V1647猎户座在静止类似于一个显着数量的FU猎户座型爆发变量，并没有出现类似的静态EX Lupi变量观察。这种对应关系进行了讨论和恒星的演化状态的影响被认为是。
2008-10-21 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
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
N-body simulations of stars escaping from the Orion nebula
我们研究的动力学相互作用，其中两个单一的逃逸恒星AE御夫座和μ Columnis和二进制的猎户座iota获得了异常高的空间速度。这两个单独的逃逸星系以几乎相反的方向移动，速度超过100 km/s，远离梯形星团。猎户座i是一颗偏心双星（e=0.8），以大约10 km/s的速度以几乎与两颗单星成直角的方式运动。该系统的运动学性质表明，一个强大的动力学遭遇发生在梯形星团约250万年前。奇怪的是，这两个双星的光谱类型相似，但质量却大不相同，这表明它们的年龄肯定大不相同。这一观测结果导致了一种假设，即一颗较老的恒星被交换到最初的猎户座ι双星中。我们测试这一假设相结合的数值和理论技术，使用N体模拟来约束动力学遇到，二进制演化计算来约束猎户座iota的高轨道偏心率和恒星演化计算来约束两个二进制组件的年龄差异。我们发现，两个低偏心率（0.4<e<0.6）的结合能相当的双星之间的遭遇，导致交换和电离的更广泛的二进制，提供了一个合理的解决方案，这个问题。
2004-01-22 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
Giant Outbursts of Luminous Blue Variables and the Formation of the Homunculus Nebula Around eta Carinae
当这些大质量恒星接近它们的爱丁顿极限时，观测到的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发可能会发生。当这种情况发生时，它们必须达到离心力和辐射加速度在赤道处抵消重力的点。我们称之为欧米茄极限。当恒星接近Ω极限时，会发生强烈的非球形质量损失。这表明一种情况，即一个缓慢和非常密集的风，强烈限制在赤道平面，其次是一个快速和几乎球形的风。我们计算从这种相互作用的风形成的星云的演化的二维流体动力学模型，使用的参数与上个世纪的船底座η星的爆发一致。这次爆发产生了侏儒星云，一个高度结构化的星周星云的沙漏状内部。假设恒星在爆发期间非常接近欧米茄极限，我们的模型产生的气体分布在大小尺度上都与侏儒非常相似。这支持了一般的猜想，即当它们接近爱丁顿极限时，在LBV中发生巨大的爆发。我们的模型约束的平均质量损失率，因为爆发的值小于现今的质量损失率，并建议eta车正在接近另一个爆发。我们的模型意味着巨大的LBV爆发的发生取决于初始恒星自转速率，并且初始角动量对于超大质量恒星的演化与它们的初始质量或金属丰度一样重要。
1999-05-04 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
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
Hubble Space Telescope Imaging of the Expanding Nebular Remnant of the 2006 Outburst of RS Ophiuchi
我们报告{ \it哈勃太空望远镜}在2006年蛇夫座RS爆发后155天和449天获得的图像。这两个时期都显示出扩展发射的证据，与早期射电观测中看到的一致，以及$3200\pm300$ km s $^{-1}$的最大扩展速率（在天空平面上）。延伸的结构与具有双极形态的残余物一致，其倾斜度与二元体的倾斜度相似。
2009-04-24 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
Infrared [Fe II] emission from P Cygni's nebula: Atomic data, mass, kinematics, and the 1600 A.D. outburst
我们提出了中等和高色散1-2.5微米光谱的10角秒星云周围的天鹅座P，主要是明亮的发射线的[Fe II]。观察到的[Fe II]线的比率不同意在文献中的理论跃迁率，所以我们使用的光谱天鹅座P星云约束的原子数据为低水平的[Fe II]。特别令人感兴趣的是[Fe II] 12567/16435的比率，经常用作变红指标，我们根据经验得出其内在值为1.49，比以前的估计高出10%至40%。[Fe II] 16435的高色散光谱限制了天鹅座P星云的几何形状、详细结构和运动学，这是天鹅座P在公元1600年爆发的主要产物。我们使用[N II]/[N I]线比得出结论，该星云大部分是电离的，总质量为~0.1 Msun;比爆发以来恒星风损失的质量还要多。对于这个质量，我们预计会有比观测到的更大的红外过量。我们认为，在爆发后遮蔽恒星的尘埃已经被大量破坏，将Fe释放到气相中，产生明亮的[Fe II]发射。这个壳层的动能为~ 2 e46尔格，远小于19世纪40年代埃塔车巨大喷发时释放的动能。质量和动能在星云的eta车和天鹅座P给洞察力的参数范围内预期河外的eta车一样的爆发。
2005-10-31 astro-ph
The dynamics of the nebula M1-67 around the run-away Wolf-Rayet star WR 124
本文对逃逸的沃尔夫-拉叶（WR）星WR 124周围的星周星云M1-67的动力学提出了一个新的观点。我们发现，它一直与周围的ISM相互作用，并已形成了一个弓形激波，由于它的高速度约180公里/秒相对于当地的ISM。这颗恒星距离这个弓形激波的前部大约1.3秒差距。形成星云的爆发被认为是发生在弓形激波内部的离散爆发。喷出物在爆发后不久与弓形激波相撞。碰撞后，它们被ISM的压力沿着弓形激波的表面拖走。弓形激波是这样定向的，我们从后面看这个抛物面，几乎是沿着主轴。这一点的证据首先是远半球比近半球亮得多，其次是几乎没有发现任何径向速度高于恒星径向速度的辐射，第三是从地球上看，恒星看起来位于星云的中心，最后是星云的整体速度分布不对称，这表明星云中心的径向速度较高，而边缘附近的速度较低。我们发现了至少两个离散的爆发，发生在这个弓激波的证据。对于这些爆发，我们发现膨胀速度约为150公里/秒，动力学时标约为8和20 kyr，这是LBV爆发的典型值。因此，我们的结论是，M1-67起源于几个爆发，发生在弓激波周围的WR 124，在LBV阶段之前，目前的WR阶段的明星。
2002-11-14 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
A new outburst in LMC-N66
这是关于LMC-N66星云中心恒星新爆发的第一份报告。这个天体被归类为行星状星云，然而，它的真实性质仍有争议。在1955年至1990年期间，几乎无法探测到中心恒星，只能观测到星云发射线。在1990年，一次爆发的开始被探测到，在几个月内它变得更加明亮，并发展出宽的He和N线，这是典型的N序沃尔夫拉叶星。最大值发生在1994年，之后恒星慢慢消失。对它演化的分析表明，它的质量损失率是可变的，偶尔会大幅增加，在更大的半径上产生一个假光球，使它看起来更亮几个星等。目前的爆发发生在1994年至2000年的事件之后的13年。到目前为止，这一新事件具有相似的特征，但在光谱特征上有一些显着的差异。我们目前的光学和FUSE光谱显示这后一个事件的主要属性。
2008-05-14 astro-ph
Mid-Infrared and Submillimeter Observations of the Illuminating Source of McNeil's Variable Nebula
我们目前的中红外光谱和亚毫米连续的猎户座L1630地区的新发现的麦克尼尔星云的照明源爆发后的观测。这个源的12微米通量在爆发后增加了25倍，而亚毫米连续谱保持在爆发前的水平。测热光度增加了至少一个数量级，达到~34 L_sun，并且可能小于90 L_sun。中红外光谱显示出强的红色连续光谱，没有发射或吸收特征。光谱能量分布的红外斜率表征照明源作为一个平谱原恒星，在其活跃和静止状态。新的CO谱线观测没有显示出分子外流的证据。
2004-06-03 astro-ph
An X-ray Outburst from the Rapidly Accreting Young Star That Illuminates McNeil's Nebula
年轻的低质量恒星是明亮的X射线源，其强大的X射线耀斑可能对行星形成的过程产生深远的影响。该排放物的来源尚不确定。虽然许多或可能是最近形成的低质量恒星会因类似太阳的日冕活动而发射X射线，但也有人认为X射线发射可能是形成中的恒星质量吸积的直接结果。在这里，我们报告的X射线成像光谱观测揭示了一个年轻的恒星，目前正在经历一个壮观的光学/红外线爆发的X射线通量的50倍增加。爆发被认为是由于快速吸积阶段的突然开始。X射线亮度的激增与光学/红外爆发的巧合表明，年轻恒星的高吸积率可能会导致强烈增强的高能辐射。我们认为，这种吸积增强的X射线发射从爆发的年轻恒星可能是短暂的，因为激烈的恒星磁盘磁层相互作用迅速淬火由随后的吸积洪水。
2004-08-18 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
Enhanced X-ray variability from V1647 Ori, the young star in outburst illuminating McNeil's Nebula
本文报道了2004年4月4日用XMM对麦克尼尔星云进行的~38 ks X射线观测。猎户座V1647是爆发时照亮麦克尼尔星云的年轻恒星，它被XMM探测到，在X射线中出现变化。利用分位数分析方法研究了事件能量分布的硬度比变化和时间变化，结果表明，在观测的后半部分，从V1647 Ori观测到的计数率的大幅度增加与年轻低质量恒星典型的X射线耀斑的任何大的等离子体温度变化无关。X射线光谱拟合表明，大部分（~75%）的内在X射线发射在0.5-8千电子伏的能量带来自软等离子体成分（0.9千电子伏），让人想起的X射线光谱的经典金牛座T星TW Hya，其中X射线发射被认为是由吸积冲击到光球的低质量的恒星。硬等离子体成分（4.2千电子伏）的贡献~25%的总X射线发射，可以理解只有在框架内的等离子体加热持续的磁重联事件。我们发现一个氢柱密度NH=4.1E22 cm-2，这表明一个显着过量的氢柱密度相比，从光学/红外观测得出的值，一致的风/喷流的上升从地面光学光谱揭示的图片。XMM观测到的X射线通量范围从钱德拉在2004年3月22日观测到的通量（大约是爆发前X射线通量的10倍）到钱德拉在2004年3月7日观测到的通量的2倍（大约是爆发前X射线通量的200倍）。我们已经研究了V1647 Ori显示X射线亮度周期性变化的可能性，正如Chandra+XMM组合数据集所建议的那样。
2005-04-05 astro-ph
Periodic X-ray Emission from the O7 V Star theta^1 Orionis C
我们报告了从猎户座星云的中心恒星O 7 V星θ ^1猎户座C中发现的大振幅周期性X射线发射。在21天内拍摄的10张ROSAT HRI四边形星团快照显示，θ ^1猎户座C的计数率在0.26到0.41计数/秒之间变化，有一个明确的15天周期。软X射线变化与Stahl等人报道的H-α和He II 4686变化具有相同的相位和周期，并且与C IV和Si IV紫外吸收特征反相。我们考虑了五种可能解释X射线变化的振幅、相位和周期性的机制：（1）与看不见的双星的碰撞风发射，（2）来自看不见的晚型前主序星的日冕发射，（3）周期性的密度波动，（4）在共转风中磁层X射线的吸收，以及（5）磁层食。ROSAT的数据排除了前三种情况，但不能排除后两种情况中的任何一种，因为后两种情况都需要存在扩展的磁层，这与斯塔尔等人提出的θ ^1猎户座C是一个倾斜的磁旋转体的观点是一致的。因此，θ ^1猎户座C可能是化学性质特殊的磁性Bp星的高质量类似物的最佳例子。
1997-01-20 astro-ph
XTE J0111.2-7317 : a nebula-embedded X-ray binary in the SMC
本文研究了SMC高质量X射线双星XTE J0111.2-7317周围星云的观测特征，分析了三种可能的星云类型：SNR区、弓形激波区和HII区。观测证据似乎支持的解释，XTE J0111.2-7317周围的星云是一个HII区域。因此，源似乎是一个正常的SMC Be X射线二进制（BeXRB）嵌入在一个局部增强的ISM，它已光电离创建一个HII区。1998-1999年用BATSE和RXTE观测到的X射线爆发支持了这一点。它表现出BeXRB中的巨型或II型爆发的典型特征，包括大的自旋上升速率，Lx~ 10 E38 erg/sq. cm-s，以及自旋上升速率和脉冲通量之间的相关性。然而，爆发的时间分布是不寻常的，由两个类似的强度峰值组成，第一个峰值的持续时间比第二个短。
2003-06-05 astro-ph
A Giant Outburst at Millimeter Wavelengths in the Orion Nebula
BIMA对猎户座星云的观测发现了一颗年轻恒星的巨大耀斑，这颗恒星以前在毫米波段未被发现。这颗恒星在86 GHz的频率下短暂地成为星云中最明亮的致密天体。它的通量密度在小时的时间尺度上增加了5倍以上，达到160 mJy的峰值。这是有史以来观测到的最明亮的恒星射电耀斑之一。值得注意的是，钱德拉X射线天文台在发现BIMA时正在对猎户座星云进行深度整合;在无线电探测之前大约2天，源的X射线通量增加了10倍。VLA和BIMA的后续无线电观测显示，该源在几天的时间尺度内衰减，然后在接下来的70天内再次爆发几次，尽管从未像发现时那样明亮。在15、22和43 GHz处检测到圆极化，表明发射机制是回旋。初始耀斑后9天的VLBA观测结果显示，在15 GHz时，亮温Tb > 5 x 10^7 K。红外线光谱显示它是一颗K5 V星，有微弱的Br伽马辐射，这表明它是一颗弱线的金牛座T天体。红外光谱中的塞曼分裂测量发现B约为2.6 +/- 1.0 kG。耀斑是一个与年轻恒星有关的磁场活动的极端例子。这些数据表明，ALMA获得的短期观测将揭示猎户座地区数百个正在燃烧的年轻恒星天体。
2003-08-15 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
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
Hubble Space Telescope Imaging of the Expanding Nebular Remnant of the Recurrent Nova RS Ophiuchi (2006)
我们报告哈勃太空望远镜在2006年蛇夫座RS爆发后155天获得的图像。我们在[O III]和[Ne V]线上都检测到了扩展发射。在这两条线中，残余物具有双环结构。这些结构的东西向和总长度（在d=1.6kpc时为580+-50 AU）与预期的一致，这是由于在射电波长的爆发中早期成像的发射区的扩展。高速膨胀在东西方向上似乎是大致恒定的（在天空平面上，v_{exp} = 3200+-300 km/s），有初步证据表明N-S减速。我们提出了一个双极模型的残余，其倾向是一致的中央双星。极分量的真实膨胀速度则为v = 5600+-1100 km/s。我们认为，双极形态的残留物的爆发喷出物的相互作用的结果与拱星介质，这是显着密集的赤道地区的二进制比在两极。这也与X射线中的激波演化和红外线中可能存在尘埃的观测结果一致。此外，它符合具有近距离双星中心系统的行星状星云的形成模型，也符合最近对Ia型超新星祖先的观测，其中复发新星是一个建议的候选者。我们的观察还揭示了更多的扩展结构的S和E的残留物，其可能的起源进行了简要讨论。
2007-06-19 astro-ph
Discovery of Very High Energy $γ$-Rays from Markarian~180 Triggered by an Optical Outburst
在2006年3月观测到的BL Lacertae天体Markarian~180（Mrk~180）的高频率峰值发生了一次光学爆发，触发了MAGIC望远镜的机会目标观测。观察源12.4小时，检测到非常高能量的$γ$ -射线发射，显著性为5.5 $σ$。一个大于200 GeV的$(2.3\pm0.7)\times10^{-11} {cm}^{-2} {s}^{-1}$的积分通量被测得，相当于蟹状星云通量的11%。测定了光子指数为$-3.3\pm0.7$的较软光谱。没有发现明显的通量变化。
2006-09-22 astro-ph
Korean Nova Records in A.D. 1073 and A.D. 1074: R Aquarii
众所周知，R Aqr是一个共生二元系统，与一个相关的扩展发射星云有关，可能是由一次历史性的爆发产生的。为了找到相关的历史记录，我们搜索并汇编了三本韩国“官方”历史书中所有的“客星”和“奇特之星”记录，这些历史书涵盖了近两千年的历史，即《三国史记》、《高丽史》和《朝鲜王朝》。除了Li（1985）先前提到的公元1073年的记录之外，我们在高丽发现了公元1074年的另一个候选记录，它具有与公元1073年相同的位置描述，但增加了亮度描述。我们对这两个记录的各个方面进行了研究，认为它们都可能是R Aqr爆发的记录。这意味着在公元1073年和公元1074年有两次连续的爆发，相隔大约一年。根据这些记录，我们估计，如果星云以恒定的速率膨胀，那么到R Aqr的距离为273 pc。1074年的亮度记录对应于该距离M_（爆发）= -6.2 ~ -5.2等的爆发绝对星等。与R Aqr有关的两个韩国记录可能为R Aqr的爆发模型及其星云形成过程提供天文学上有意义的约束。
2005-01-17 astro-ph
The Outburst of V1647 Ori Revealed by Spitzer
我们目前斯皮策太空望远镜观测的V1647猎户座，爆发源照明麦克尼尔的星云，采取附近的光学峰值爆发在2004年3月初。在3.6 - 70微米的所有斯皮策成像波段中，都可以很容易地检测到该源。在所有波长的通量大约是一个因素的15比爆发前的水平更明亮，我们测量的热光度为44 Lsun。我们认为，这一事件是由于增加吸积光度的来源。简单的吸积盘加薄包层模型可以定性地解释观测到的爆发前和爆发后的光谱能量分布。我们的研究结果暗示的吸积活动表明，爆发可能是FUor和EXor型事件之间的中间。我们还报告发现了一个以前未知的中红外对应物附近的赫比格-哈罗对象HH 22。
2004-12-11 astro-ph
Bipolar ejection by the symbiotic binary system Z And during its 2006 outburst
高分辨率的数据在该地区的线H阿尔法已获得在光的最大值的时间和之后，它的2006年光学爆发的共生二进制Z和。在此期间，观测到蓝移的吸收成分，表明流出速度约为1400 km/s，以及位于该线主峰两侧的具有类似速度的额外发射成分。这些都是双极外流的光谱特征，在该双星的光谱中尚属首次。对星云部分的辐射量和质量作了近似估计。
2006-12-18 astro-ph
The first three years of the outburst and light-echo evolution of V838 Mon and the nature of its progenitor
V838 Mon经历了有记录以来最神秘的恒星爆发之一，具有（a）大振幅（Delta B ~ 10等）和多极大测光模式，（b）在下降过程中，最大的冷光谱类型随着时间的推移变得越来越冷，直到它达到从未见过的L-型超巨星领域，从未通过光学薄或星云阶段，（c）在星周物质中发展出壮观的、单调膨胀的光回波，（d）发现了一颗巨大的、年轻的B3 V伴星，它没有受到爆发的影响。在这次演讲中，我们回顾了爆发前三年的光度和光谱演化，光回波的发展，并推断出祖先的性质，它比B3 V伴星更亮，更热，推测ZAMS质量约为65 Msun。
2005-01-25 astro-ph
Post-Outburst Observations of V1647 Ori: Detection of a Brief Warm, Molecular Outflow
我们提出了新的观测基本振转CO光谱的V1647猎户座，年轻的恒星，其最近爆发照亮麦克尼尔星云。以前的光谱，在2004年2月和7月的爆发期间获得的，显示了CO的发射线是广泛的和中央峰值类似的一个典型的经典金牛座T星的CO光谱。在本文中，我们提出了CO光谱后不久获得的亮度源恢复到其爆发前的水平（2006年2月），大约一年后（2006年12月和2007年2月）。2006年2月拍摄的光谱显示，蓝移的CO吸收线叠加在先前观察到的CO发射线上。该流出气体的预计速度、柱密度和温度分别为30 km/s、3^{+2}_{-1} E_（18）cm^{-2 $}和700^{+300}_{-100} K。在2006年12月和2007年2月的数据中没有观察到吸收线，因此它们的强度在此期间一定下降了9倍或更多。我们讨论三种机制，可能会导致这种不寻常的外流。
2007-10-02 astro-ph
