The giant X-ray outburst in NGC 5905 - a tidal disruption event ?
NGC 5905是极少数经历过巨大X射线爆发的星系之一，其ROSAT光子计数率的变化约为100倍。爆发光谱既柔和又明亮。我们对NGC 5905的高分辨率后续光谱学没有发现任何塞弗特活动的迹象。目前，这使得NGC 5905成为X射线爆发星系中唯一不活跃的星系。我们讨论了几种方案来解释NGC 5905的特殊性质，包括致密介质中的超新星，吸积盘不稳定性，极端引力透镜事件，以及GRB的X射线余辉来解释X射线爆发。我们发现，最有可能解释观测结果的模型似乎是恒星被中央SMBH的潮汐破坏，这是Rees（1988）提出的一种场景，作为附近非活动星系中SMBH的示踪剂。这个HII星系中的X射线爆发进一步支持了所有星系都经历了一个活跃阶段的说法，在它们的中心留下了休眠的SMBH。
1999-01-03 astro-ph
The giant-amplitude X-ray outburst in NGC 5905 - a tidal disruption event ?
NGC 5905是极少数经历过巨大X射线爆发的星系之一，其光子计数率的变化为100倍。爆发光谱既柔和又明亮（Bade，Komossa & Dahlem 1996）。值得注意的是，NGC 5905爆发前的光学发射线光谱是一个HII型星系的光谱，也就是说没有显示出任何塞弗特活动的迹象。对X射线观测结果的一个令人兴奋的解释是，我们可能目睹了一颗恒星被一个位于星系核中的超大质量黑洞（SMBH）潮汐破坏。Rees（1988）提出，当恒星碎片被黑洞吞噬时，会产生预期的电磁辐射耀斑，作为追踪附近非活动星系中SMBH的一种手段。在目前的工作中，我们讨论了这一点和其他可能的爆发的情况下，通过分析所有的ROSAT PSPC和HRI X射线观测的NGC 5905。我们还介绍了NGC 5905的同时和长期的光学光度学以及后续的光学光谱学。
1998-09-03 astro-ph
Observations of giant outbursts from Cygnus X-1
我们提出了行星际网络定位，光谱和时间历史信息的7集异常强烈的伽马射线发射天鹅座X-1。爆发发生在1995年至2003年之间，持续时间长达28000秒。在15 - 300 keV范围内观测到的峰值通量和注量分别达到3E-7 erg /cm ~ 2·s和8 E-4 erg /cm ~ 2。通过结合这些爆发的三角测量，我们得到一个约1700平方角分（3西格玛）的误差椭圆，其中包含天鹅座X-1，没有其他已知的高能量源。这里报告的爆发发生在天鹅座X-1处于硬态和软态时，以及在不同的轨道相位。光谱数据表明，这些爆发显示相同的参数作为那些潜在的硬和软状态，这表明他们代表了这些国家的另一种表现。
2003-07-10 astro-ph
INTEGRAL and Swift observations of EXO 2030+375 during a giant outburst
目的：我们研究了2006年6月至9月期间观测到的高质量X射线双星EXO 2030+375的X射线光谱和时间特性。方法：本工作中分析的数据来自INTEGRAL Swift的部分同步观测。测量脉冲周期P及其时间导数P_dot。在不同的能量范围和时间间隔的X射线脉冲轮廓的构建。研究了不同时间间隔的脉冲平均X射线谱。结果如下：我们报告了一个强大的自旋的源在爆发期间，相当于在1985年观察到的前一个巨大的爆发时，源被发现。发现P_dot值与爆发期间源的X射线光度成线性关系。首次研究了Ⅱ型爆发过程中源的硬X射线（>25 keV）特征。X射线脉冲轮廓明显地随光度变化。在3- 120 keV的能量范围内的X射线光谱连续模拟吸收功率定律与指数截止约E ~26 keV。在~6-7 keV处观察到铁发射线。该光谱揭示了10和20 keV之间的一些特征，其可以通过~13-15 keV处的宽发射线（"隆起“）或通过~10和~20 keV处的两条吸收线来建模。
2007-01-27 astro-ph
The giant X-ray outbursts in NGC 5905 and IC 3599: Follow-up observations and outburst scenarios
在过去的几年里，在一些星系中报道了巨大振幅的X射线爆发。作为解释这些观测结果的令人兴奋的可能性之一，超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏已经被提出。本文详细讨论了NGC 5905的这种和其它可能的X射线爆发情况，并比较了NGC 5905和IC 3599在爆发和平静时的情况。为此，我们提出了（i）全面分析的所有ROSAT观测的NGC 5905，（ii）光学测光的NGC 5905准同步的X射线爆发，（iii）第一次爆发后的光学光谱的NGC 5905和高分辨率的爆发后光谱的IC 3599，和（iv）在IC 3599的光学爆发光谱中发现的高激发发射线的光电离模型。研究的爆发模型包括，除了潮汐破裂事件，在稠密介质中的超新星，吸积盘不稳定性，极端引力透镜事件，和X射线余辉的伽玛暴。这两个星系在静止的光谱仔细检查永久低级别的塞弗特活动的迹象。虽然IC 3599显示出一些活动迹象，但NGC 5905没有显示出任何迹象。目前，在X射线爆发中，这使得NGC 5905成为唯一安全的候选者，在一个不活跃的星系中发生潮汐破裂事件。我们简要地评论搜索的基础上，ROSAT观测进一步高度可变的对象。有几个因子为10-20。
1999-01-12 astro-ph
Recent RXTE/ASM and ROTSEIIId Observations of EXO 2030+375
利用存档的RXTE/ASM和SWIFT/BAT观测资料，估算了EXO 2030+375 I型爆发的新轨道相位。II型爆发和光学亮度变化之间的可能的相关性进行了研究。为了估计I型爆发的相位，我们将高斯分布拟合到RXTE/ASM和SWIFT/BAT光变曲线。对应于轮廓的最大值的时间被视为I型突出的到达时间。我们在光学光变曲线的时间序列分析中使用微分幅度。利用MIDAS软件及其相应的软件包对谱图进行处理和分析。在II型爆发之前，I型爆发的轨道相位在近星点通过后延迟了6天，这与Wilson等人的发现一致，(2002，2005）。在II型爆发之后，I型爆发的相位在近星点通过之后经历了13天的突然转变。I型爆发的振幅在MJD 52500和53500之间增加。然后，这些振幅下降了10个轨道周期，直到触发II型爆发。如果爆发振幅的变化与质量吸积有关，那么在这些振幅减小的过程中，质量应该暂时沉积在中子星周围的盘中。这种储存物质的释放可能引发II型爆发。我们报告说，光学光变曲线变暗0.4马格期间的I型爆发的振幅下降。观测到的H $α$剖面及其在衰变过程中和巨爆发后的等效宽度与以前的观测结果一致。
2007-12-28 astro-ph
Swift observations of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: I. Early X-ray emission from the shocked ejecta and red giant wind
蛇夫座RS最近一次爆发是在2006年2月12日。先前的爆发表明，高速喷出物与预先存在的红巨星风相互作用，建立了类似于超新星遗迹的冲击系统。然而，在1985年的前一次爆发中，X射线观测直到第一次爆发后55天才开始。在这里，我们报告的雨燕观测涵盖了2006年爆发的第一个月与突发警报（BAT）和X射线望远镜（XRT）仪器。从t=0到$t\sim6$天，在BAT 14-25 keV波段中清楚地检测到RS Oph。XRT观测范围为0.3-10 keV，观测时间为爆发后3.17天。快速发展的XRT光谱清楚地表明存在线和连续发射，这可以通过热气体的热发射来拟合，热气体的特征温度、上覆的吸收柱$[N_H]_W$和产生的未吸收的总通量在最初几天后单调下降。导出的激波速度与其他波长的观测结果吻合得很好。同样地，$[N_H]_W$也与前向激波前红巨星风的预期一致。我们确认了1985年爆发的基本模型，并得出结论，标准的第一阶段残余演化终止的$t\sim10$天和残余，然后迅速演变到显示的行为特征的第三阶段。然而，在t=26天左右，一个新的、明亮的、高度可变的软X射线源开始出现，其起源将在随后的论文中进行探讨。
2006-07-18 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
The Konus-Wind and Helicon-Coronas-F detection of the giant $γ$-ray flare from the soft $γ$-ray repeater SGR 1806-20
SGR 1806-20的大爆发在2004年12月27日被许多航天器观测到。这一极其罕见的事件与迄今为止观测到的两次巨大爆发（1979年3月5日SGR 0526-66和1998年8月27日SGR 1900+14）有着惊人的相似性。这三次爆发都是从一个短的巨大辐射脉冲开始，然后是一个较弱的尾部。尾巴的脉动周期为中子星自转$\sim$ 5- 8 s，最终在几分钟内衰变。初始脉冲的巨大强度已证明远远超过伽马射线探测器的饱和水平，结果丢失了关于脉冲时间结构和能谱的最有价值的数据。在12月27日爆发时，一艘载有$γ$射线光谱仪的俄罗斯宇宙飞船Coronas-F被地球掩盖，无法看到爆发。然而，它成功地观测到了一个由月球散射的$γ$射线康普顿反射的微弱信号。这是第一次观测到从天体反射的宇宙伽马射线耀斑。在这里，我们报告说，检测到一个减弱的反向散射的初始脉冲结合直接观测的Konus $γ$射线光谱仪的风航天器允许我们可靠地重建强度，时间历史，和能量谱的爆发。
2005-02-25 astro-ph
A Decade in the Life of EXO 2030+375: A Multi-wavelength Study of an Accreting X-ray Pulsar
利用1991年4月至2001年8月的BATSE和RXTE观测资料，我们在EXO 2030+375的82个近星点通道中探测到了71次爆发，其中包括1993年8月至1996年4月的几次爆发。EXO 2030 + 375是一颗42秒瞬态X射线脉冲星，有一颗Be伴星。结合BATSE，RXTE和EXOSAT数据，我们推导出一个改进的轨道解。应用这个解决方案的结果在一个平滑的配置文件的自旋速率在巨大的爆发和结果的证据之间的相关性的自旋速率和观测到的流量在较亮的BATSE爆发。红外线和Halpha测量显示Be星周围的星周盘密度下降。这种下降之后是X射线通量的突然下降和频率历史中从自旋上升趋势到自旋下降的转变。这是第一个Be/X射线双星，它显示了一个延长的间隔，大约2.5年，在那里的全球趋势是自旋下降，但爆发继续。在1995年，EXO 2030+375的爆发的轨道相位从近星点后约6天的峰值转移到近星点前的峰值。爆发阶段在近星点后约2.5天缓慢恢复到峰值。我们解释这种转变的轨道相位，然后由一个缓慢的恢复作为证据的全球单臂振荡传播的磁盘。这是进一步支持的形状的变化，通常认为是由重新配置的Be盘的H α分布。截断的粘滞衰减盘模型提供了一个解释长系列的正常爆发和吸积盘的证据，在较明亮的正常爆发。
2002-01-14 astro-ph
INTEGRAL observations of the Be/X-ray binary EXO 2030+375 during outburst
我们提出了一个I型爆发的高质量X射线二进制EXO 2030+375，在INTEGRAL的性能和验证阶段在2002年12月检测（源时间约10 e +06秒）。此外，在INTEGRAL的银河平面扫描中还观察到了另外六次爆发。探测到脉冲周期为41.691798 ± 0.000016 s的X射线脉动。X射线在5-300 keV能量范围内的亮度为9.7* 10 e +36 erg/s，距离为7.1 kpc。在光变曲线中发现了两个不寻常的特征，在主爆发之前有一个初始峰值，在最大值之后可能有另一个峰值。RXTE观测只证实了初始尖峰的存在。虽然最初的峰值似乎是一个经常性的功能，产生它的物理机制和可能的第二个尖峰是未知的。此外，观察到近星点通道和爆发峰值之间有4天的延迟。我们提出了第一次5-300千电子伏的宽带光谱的这个源。它可以用一个盘状黑体（kT_bb~8 keV）的总和来模拟，其中γ =2.04 ± 0.11 keV的幂律模型或康普顿化分量（球形几何，kT_e=30 keV，τ =2.64，kT_W=1.5 keV）。
2005-06-21 astro-ph
A Giant Outburst from SGR 1900+14 Observed with the BeppoSAX Gamma Ray Burst Monitor
我们报告BeppoSAX号卫星上的伽马射线暴监测器探测到了SGR 1900+14的最强和最长的爆发。在整个事件持续时间约300 s内，可检测到周期约为5.16 s的振荡。时间分析还揭示了一个显著的周期性子结构：在事件发生约35 s后，每个5.16 s脉冲显示出四个子脉冲和一个下降的模式，每个子脉冲间隔约1 s。在事件期间和每个单独的振荡中检测到显著的光谱变化。爆发的第一个也是最强烈的部分相当硬，与以前从“3月5日事件”中检测到的相似。硬非热光谱分量持续约200 s。SGR 1900+14被认为是一颗强磁化的中子星（B> 10 ^14 G），由于内部磁场/地壳应力而发生剧烈的不稳定性。然而，在5.16秒的脉动和观测到的光谱特性内，一个明显的1秒周期性的开始显示出一种复杂的行为，这种行为还没有令人满意地模拟出来。
1999-02-05 astro-ph
The giant X-ray outbursts from nearby, non-active galaxies: tidal disruption flares ?
探测附近星系中SMBH直接邻近区域的一种有效方法是利用潮汐破裂恒星的耀斑探测（例如，Lidskii & Ozernoi 1979，Rees 1988）。最近出现了在非活动星系中发生这一过程的前几个优秀候选者。在这里，我们提出了这些意见的审查，比较活动星系核的变化，并讨论了理论意义。我们集中在NGC 5905和RXJ 1242 -1119的情况下，并报告的结果，从一个样本的>100个附近的星系进一步的X射线耀斑系统的搜索。
2000-05-05 astro-ph
Pulse Period History and Phase Resolved Spectra of 1A 0535+262
Be/X射线双星1A 0535+262是在1975年的一次大爆发中发现的。之后，它表现出平静期（流量低于10 mCrab），正常爆发（10 mCrab-1 Crab）和偶尔的巨大爆发（几个Crab）。结束了11年的平静，最后一次巨大的爆发发生在2005年5月/6月，但来源太靠近太阳，大多数卫星都无法观测到。随后在2005年8月发生了一次正常的爆发，这是由INTEGRAL和RXTE TOO观测到的。基于INTEGRAL数据，我们给出了源的长期脉冲周期历史，其能量依赖的脉冲轮廓和相位分辨谱的结果。
2008-01-25 astro-ph
A New Interpretation for the Second Peak of T Coronae Borealis Outbursts: A Tilting Disk around a Very Massive White Dwarf
基于热核逃逸（TNR）模型，对北冕座T（T CrB）爆发的第二峰提出了一种新的解释。该系统由一颗具有倾斜吸积盘的超大质量白矮星（WD）和一颗充满叶瓣的红巨星组成。T-CrB爆发的可见光曲线的第一个峰值被TNR模型很好地再现在一个WD上，该WD接近于Ekrasekhar质量（$M_{\rm WD} \gtrsim 1.35 ~M_\odot$），而第二个峰值则被辐照的M-巨星和辐照的倾斜盘的组合再现。导出的拟合参数为WD质量$M_{\rm WD} \sim 1.35 ~M_\odot$、M巨星伴星质量$M_{\rm RG} \sim 0.7 M_\odot$（$0.6-1.0 M_\odot$是可以接受的）、轨道倾角$i \sim 70 \arcdeg$和盘倾角$i_{\rm prec} \sim 35 \arcdeg$。这些参数与最近导出的T-CrB的二进制参数是一致的。
1999-03-18 astro-ph
The giant star of the symbiotic system YY Her: Rotation, Tidal wave, Solar-type cycle and Spots
我们分析了共生星YY Her的历史光变曲线，从1890年到2005年12月。一个长期的下降趋势被检测到，在1000天的~.01磁的速度，这表明该系统可能属于共生新星的子类。在这种缓慢的下降过程中叠加了几次爆发事件。在光变曲线中确定了三个独立的周期。一个准周期为4650.7天检测到的突出发生。我们认为，这是一个签名的太阳型磁发电机周期中的巨大的组成部分。593.2 d的周期调制静态光变曲线，它被确定为系统的二进制周期。在爆发事件期间，系统表现出551.4d的稳定周期振荡。我们认为这是巨星的自转周期，而在某些静止时期观测到的次极小值可能是由于旋转巨星表面上的暗斑。这最后两个周期的频率之差就是这颗巨行星外层潮汐波的频率。在光变曲线中也可以看到一个周期，它是磁周期和潮汐波周期之间的节拍。YY Her是第三个在其光变曲线中展示这些周期的共生系统，这表明在共生星的巨组分中普遍存在磁发电机过程，在其中一些系统的爆发机制中发挥着重要作用。
2006-09-17 astro-ph
A giant outburst two years before the core-collapse of a massive star
大质量恒星的死亡会产生各种各样的超新星，这些超新星与爆炸恒星的结构有关。已经有报道发现了几颗II型超新星的前身星，但是我们还没有关于缺氢型Ib和Ic超新星前身星的直接信息。在这里，我们报告说，奇特的Ib型超新星SN 2006 jc是空间上符合一个明亮的光学瞬态发生在2004年。光谱和光度监测的超新星导致我们认为，祖先是一个碳氧沃尔夫-拉叶星嵌入在一个富氦的星周介质。对于这种爆炸前的瞬变现象有不同的可能解释。它看起来类似于60-100太阳质量恒星的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发，但SN 2006 jc的祖先缺乏氦和氢。沃尔夫-拉叶星的LBV样爆发可以被调用，但这将是这种现象的第一个观测证据。另一种说法是，由2004年爆发的LBV和沃尔夫-拉叶星SN 2006 jc组成的大质量双星系统可以解释这些观测结果。
2007-03-30 astro-ph
Discovery of a giant and luminous X-ray outburst from the optically inactive galaxy pair RXJ1242.6-1119
我们报告发现的大振幅X射线变化的方向，以前未知的，光学不活跃的星系对RXJ 1242.6 -1119。X射线源显示，在ROSAT全天空观测和相隔约1.5年的后来的定点观测之间的变异系数大于20。它的光谱非常柔和，光子指数为Gamma_x ~-5，是星系中观测到的最陡的光谱之一。根据光谱的红移z=0.05，该源的内禀光度很大，L_x > 9 × 10 ^{43} erg/s。令人惊讶的是，这两个星系的光谱特征是吸收线，并没有显示出（塞弗特）活动的迹象。这使得RXJ 1242 -11成为第三个在其他非活动星系中出现巨振幅变化的候选者，前两个是NGC 4552（在紫外线中; Renzini et al. 1995）和NGC 5905（在X射线中; Bade et al. 1996，Komossa & Bade 1999）。几种机制来解释这种意想不到的和奇特的行为进行了研究。最有可能的一个似乎是一个吸积事件到一个休眠的超大质量黑洞（SMBH），例如，潮汐扰动事件造成的
1999-08-26 astro-ph
First observations of the X-ray transient EXO 2030+375 with IBIS/ISGRI
利用IBIS/ISGRI对42秒瞬态X射线脉冲星EXO 2030+375进行了首次积分观测。该辐射源是在2002年12月天鹅座X-1的观测中发现的。我们分析了2002年12月9日至21日爆发期间的观测结果，总曝光时间约为770千秒。EXO 2030+375几乎总是在18-45能量带的单次~30分钟曝光期间被检测到。源光变曲线显示了在该源中观察到的特征爆发形状。
2003-10-08 astro-ph
Activity cycle of the giant star of Z Andromedae and its spin period
我们重新分析了共生星Z仙女座的长期光学光变曲线（LC），涵盖了112年的主要视觉观测。在这个LC中可以识别出两个严格周期和一个准周期循环。一个P1=7550 D准周期性的特点是重复时间的爆发事件的共生星。到目前为止，已记录了六起此类事件。在系统的静止状态期间，即在爆发之间的时间间隔中，LC明显地被P2=759.1 d的稳定相干周期调制。这是众所周知的轨道周期的Z和双星系统，已测量光谱。第三个相干周期P3=658.4 d调制爆发期间系统的光学亮度的剧烈波动。我们将爆发现象的触发器和驱动它的时钟归因于太阳型磁发电机循环，该循环在对流和系统巨星的外层中运行。我们认为，在巨恒星磁周期的最大阶段，其表面的强烈活动在一个或两个固定在恒星大气层中并随其旋转的对极区中特别增强，这类斑点可能是围绕恒星一般磁偶极子场的南北两极的活动区。P3周期是双星轨道周期和巨星自转周期差拍的一半。后者则为482或1790 d。如果巨星表面只有一个磁极活动，那么P3就是拍频周期本身，自转周期为352 d。如果这颗巨星以逆行的方向旋转，它也可能是5000 d。我们简要地比较了Z和LC中的这些发现与其他两种原型共生体BF Cyg和YY Her的LC中发现的类似调制。
2007-12-13 astro-ph
Heating a Distant Galaxy Cluster by Giant X-ray Cavities and Large-Scale Shock Fronts
我们报道了在红移z=0.216的星系团MS 0735.6 +7421的气体晕中发现的一对巨大的空洞，每个空洞的直径接近200千秒差距。在钱德拉X射线天文台拍摄的星团图像中，空洞看起来像是表面亮度的凹陷。这些X射线空腔充满了无线电发射，并被一个类似"无线电茧“的椭圆形激波结构所包围。“这一冲击波的能量和年龄分别为~ 6 E61 erg和~100 Myr，给出了~1.7E46 erg/s的时间平均功率，使其成为已知最强大的射电爆发。爆发显然是加热集群的1/3 keV的每个粒子，这是足以淬火一个大的冷却流为几个Gyr，并提供了相当大的一部分所需的能量来“预热”集群。如果爆发是由一个超大质量黑洞的吸积提供动力，那么需要超过3E 8个太阳质量的物质才能实现。这意味着位于cD星系中心的假定超大质量黑洞在不到1亿年的时间里吸积了相当大一部分自身质量。
2004-11-18 astro-ph
Solar-like oscillations in red giants in the CoRoT exo-field
从太空进行的天文地震观测可以为我们提供许多恒星的长时间序列的不间断的高质量数据。CoRoT卫星（对流旋转和行星凌日）于2006年12月成功发射，为大量恒星提供高精度光度测量。在这里，我们提出了我们的研究（晚G和K）红巨星在第一次长期运行（150天）的CoRoT与“眼睛”致力于系外行星研究。
2008-10-15 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
A model of an expanding giant that swallowed planets for the eruption of V838 Monocerotis
在2002年初，麒麟座V838发生了一次异常的爆发，其性质仍然不清楚。光学光变曲线显示至少有三个峰值，成像显示物体周围有光回波-这是数千年前发射的尘埃壳的证据，现在反射了喷发的光线。光谱分析表明，该物体在整个事件中相对较冷，其特征是膨胀到极大的半径。我们发现光变曲线中的三个峰具有相似的形状，因此似乎某种现象重复了三次。我们认为，这次爆发是由一颗红巨星的膨胀引起的，随后是三颗相对巨大的行星在近轨道上连续吞噬，这为这个有趣的物体的所有观察到的特殊性提供了一个简单的解释。
2003-09-11 astro-ph
Heat transport in giant (exo)planets: a new perspective
我们探讨的可能性，大规模的对流被抑制在一些地区的巨行星内部，作为一个梯度的组成继承无论是从他们的形成历史或从特定的事件，如巨大的影响或核心侵蚀在其演变过程中。在适当的情况下，分子量梯度的重新分布可导致双扩散层或过稳定对流。这导致比大尺度绝热对流低得多的有效热传输和成分混合。我们表明，这一过程可以解释过境行星HD209458b和类似物体的异常大半径，并可能在一些巨行星中发挥作用，短周期行星提供了最有利的条件。这种传输机制的观测签名是一个大的半径和减少热通量输出相比，均匀混合的对象。如果我们的建议是正确的，它将对我们理解巨型行星形成、结构和演化产生重大影响，可能包括我们自己的木星。
2007-03-29 astro-ph
