SN2010U -- a Luminous Nova in NGC 4214
Roberta M. Humphreys, Jose L. Prieto, Philip Rosenfield, L. Andrew Helton, Christopher S. Kochanek, K. Z. Stanek, Rubab Khan, Dorota Szczygiel, Karen Mogren, Robert A. Fesen, Dan Milisavljevic, Benjamin Williams, Jeremiah Murphy, Julianne Dalcanton, Karoline Gilbert
亮度、光变曲线、后最大光谱以及深爆发前图像上缺乏祖星表明SN 2010 U是一颗明亮、快速的新星。它的爆发震级是一致的，为快速新星使用经典新星的最大震级下降率关系。
The luminosity, light curve, post--maximum spectrum, and lack of a progenitor on deep pre-outburst images suggest that SN 2010U was a luminous, fast nova. Its outburst magnitude is consistent with that for a fast nova using the Maximum Magnitude-Rate of Decline relationship for classical novae.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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An Extended Grid of Nova Models. III. Very Luminous, Red Novae
像M31中的RV这样极其明亮的红色爆发变星被认为是一类新的天体的典范。我们对新星的大量模拟表明，经典的新星模型可以产生非常红、发光的爆发。在三维新星参数空间的一个研究很少的角落（非常冷，低质量的白矮星，以非常低的速度吸积），我们发现了真正的经典新星，它们非常明亮和红色，因为它们喷射出非常缓慢移动的大质量包络。这些新星模型的一个关键预测--与合并恒星（“合并爆发”）模型的预测相反--是一个热的残余物，即下面的白矮星，将在大质量的喷射包层膨胀到足够薄的光学厚度后出现。这种蓝色的残余物必须在几十年的时间尺度上消失-比“合并爆发”要快得多，后者必须在数千年或更长的时间尺度上消失。此外，冷却的新星白矮星和它膨胀的喷出物在爆发后的几年里一定会变得更红，而收缩的合并暴一定会变得更热更蓝。我们预测，红新星在升到最大光度L ~10^6 - 10^7 Lsun之前，将一直亮到L ~1000 Lsun约1年。新星的最大光度可能是L~10^7 Lsun，相当于M-12。在随附的论文中，我们描述了一个褪色的，明亮的蓝色候选者的残余M31-RV;它被观察到与HST只与新星模型兼容。
The Nova Rate in NGC 2403
为了确定晚型螺旋星系NGC 2403的新星率，已经完成了对该星系的多历元H-α巡天。在2001年2月至2012年4月期间，用两台不同的望远镜进行了48个夜晚的观测，共发现了9颗新星候选者。在对时间覆盖率和空间完整性进行校正后，确定每年的新星率为2.0（+0.5，-0.3）。这一速率对应于以K为单位的每10^{10}个太阳光度每年2.5+/-0.7颗新星的特定光度新星速率。这个数值与类似的哈勃类型星系M33的数值一致，也是其他测量到新星率的星系的典型数值，其范围为每年每10^{10}个太阳光度1-3颗新星。
A Luminous Red Nova in M31 and its Progenitor System
我们目前对M31 LRN 2015（MASTER OT J004207.99+405501.1）的观测，它于2015年1月在M31中发现，并被确定为一颗罕见而神秘的发光红新星（LRN）。利物浦望远镜获得的分光光度观测结果显示，LRN从M（V）= -9.4 +/- 0.2的峰值褪色时变得非常红。早期的光谱显示出强烈的H α发射，随着时间的推移，随着一些吸收特征的出现而减弱，包括Na I D和Ba II。在以后的时间强TiO吸收带也被看到。对哈勃太空望远镜档案数据的搜索显示，一个明亮的红色源可能是祖先系统，在地面数据中也检测到爆发前的Halpha发射。M31 LRN 2015的爆发在光谱学和光度学上都与研究得最好的LRN V838 Mon有许多相似之处。我们最后讨论可能的祖先场景。
The Unusually Luminous Extragalactic Nova SN 2010U
我们目前的观测不寻常的光学瞬态SN 2010 U，包括光谱采取1.03天至15.3天后，最大的光，确定它作为一个快速和发光的Fe II型新星。我们的多波段光变曲线追踪了从最大亮度（M_V = -10.2等）的快速下降（t_2 = 3.5天），将SN 2010 U置于有史以来观测到的最明亮的新星的前0.5%。我们发现典型的喷出物速度约为1100公里/秒，SN 2010 U与其他两个快速和发光的Fe II型新星，包括Nova LMC 1991和M31 N-2007- 11 d共享许多光谱和光度特征。对于这颗新星的极端光度，最大星等与下降率的关系表明，它是一颗大质量的白矮星的祖先，爆发前的吸积率很低。然而，这一预测与新兴的新星种群理论相冲突，该理论预测来自大质量白矮星的发光新星应该优先在最大光附近表现出交替的光谱类型（He/N）。
Nova Sagittarii 1943 (V1148 Sgr): A Luminous Red Nova?
人马座新星1943（V1148 Sgr）是一个8等的光学瞬变，在爆发期间具有晚型光谱是不寻常的，与经典新星的正常高激发光谱形成鲜明对比。不幸的是，在发现公告中只给出了一个近似的位置，阻碍了后续观测其残骸的尝试。我们已经在哈佛档案馆的两张照相底片上识别出了这颗新星，使我们能够确定精确的天体测量位置。除了1943年和1944年获得的这两张底片，哈佛大学收藏的1897年至1950年的照片中没有一张显示V1148 Sgr的亮度达到g ~ 18.3。现代的深空影像显示，在i ~ 19.2处有一个候选的遗迹，距离新星的位置只有0”.26。V1148 Sgr可能是一颗明亮的红色新星（LRN），是银河系中已知的第六颗。然而，它缺乏近红外和中红外的过度，以及毫米波发射，在其他LRNe中看到，使其性质不确定。我们强烈要求对候选残骸进行光谱分析。
AT 2017fvz: a nova in the dwarf irregular galaxy NGC 6822
2017年8月2日，在本星系群矮不规则星系NGC 6822（巴纳德星系）中发现了一个瞬变，这是该星系中发现的第二颗经典新星。我们进行了光学，近紫外线和X射线的后续观测的喷发，其结果，我们在这里提出。这颗“非常快”的新星在$V$波段的峰值星等在$-7.41>M_V>-8.33$等范围内，下降时间为$t_{2,V} = 8.1 \pm 0.2$ d和$t_{3,V} = 15.2 \pm 0.3$ d.早期和晚期的光谱是一致的Fe II光谱类。H $α$的发射线最初有一个完整的宽度在半最大强度的$\sim 2400$公里秒$^{-1}$ -一个中等速度的类喷出物的速度。H $α$线然后单调地变窄到$\sim1800$ km s $^{-1}$到喷发后70 d。在哈勃太空望远镜的影像档案中，缺乏爆发前的同步来源，这意味着供体是一颗主序星，或者可能是次巨星。相对较低的峰值亮度和快速下降暗示AT 2017 fvz可能是一颗“微弱而快速”的新星。
A very luminous, highly extinguished, very fast nova - V1721 Aquilae
快新星主要位于银河系平面内，慢新星则位于其凸起处。由于沿视线的高度星际消光，许多靠近飞机的新星都被错过了，只有最亮的才能看到。一颗非常靠近银河平面的新星是V1721天鹰座，在2008年9月22日的爆发中被发现。爆发后2.69天获得的光谱显示了非常高的膨胀速度（FWHM ~6450 km/s）。本文利用现有的爆发前后测光和爆发后谱学资料，认为该天体是一个非常快、明亮、高度熄灭的新星系统，平均抛射速度约为3400 km/s。2 MASS的爆发前近红外颜色表明，在静止时，该天体类似于许多静止的CNe，似乎有一个主序/次巨星次级，而不是巨星。根据新星的下降速度及其发射线轮廓，我们假设新星喷出物的轴比为~1.4，其倾角是这样的，中央双星吸积盘是面对观察者。吸积盘的蓝色贡献系统的近红外静止的颜色可能是显着的。新星喷出物的简单模型已被构造使用的形态建模代码XS 5，结果支持上述假设。由于低信噪比和高消光，该天体的光谱分类一直很困难，这消除了光谱内任何He/N或Fe II发射的所有证据。我们建议V1721 Aql的性质有两种可能性：它是一个U Sco型RN，有一个次巨星次级，或者，不太可能，它是一个高能量的明亮和快速的经典新星，有一个主序星次级。未来监测对象可能的RN事件可能是值得的，因为将档案搜索以前的爆发。
Luminous Red Nova 2015 in the Galaxy M101
我们提出的红新星PSN J14021678+5426205的研究结果的基础上进行的观测与俄罗斯6米望远镜（BTA）以及其他望远镜的SAO RAS和SAI MSU。为了调查新星的祖先，我们使用了数字天空调查的数据和互联网上的业余照片。在1993年4月至2014年7月期间，母星的亮度在V波段逐渐增加了2.2等。在2014年11月中旬第一次爆发的高峰期，这颗恒星的绝对视星等达到了-12.75等，但后来在2015年2月，在一次绝对视星等为-11.65等的重复爆发中被发现。在光谱中观察到H α发射线和表面温度逐渐降低的冷超巨星的连续谱。这种过程是红新星的典型特征，尽管所研究的物体显示了极端的参数：最大光度、最长爆发持续时间、最小爆发幅度、光变曲线的不寻常形状。这一事件被解释为一个巨大的OB星系统的组成部分合并伴随着一个共同的信封的形成，然后膨胀，这个信封的能量损失最小。
The Red Nova-like Variable in M31 - A Blue Candidate in Quiescence
M31-RV是一颗异常明亮（~10^6 Lsun）的爆发变星，在它消失时显示出非常冷的温度（大约1000开尔文）。M31-RV（以及其他几颗非常红的新星，也就是发光的爆发型红色变星）的光度特性导致了这类新天体的几种模型。最详细的模型之一是“合并爆发”：假设的近距离双星合并。这些新星的光度预计将与最明亮的经典新星相当或超过经典新星，但比经典新星更冷、更红，随着年龄的增长，它们会慢慢变得更热、更蓝。这一预测提出了两个严格的和明确的测试合并爆裂假说。首先，在这样一次爆发的地点，应该总是有一个冷的红色残留物，而不是一个热的蓝色残留物。其次，合并暴事件膨胀的包层应该是缓慢收缩的，因此它必须显示出缓慢上升的有效温度。我们在爆发后10年拍摄的WFPC 2档案图像中，在M31-RV的0.4弧秒（天体测量位置的1.5 sigma）内找到了一个发光的紫外线明亮物体：它类似于一颗古老的新星。爆发20年后，该天体仍然太热，不可能是合并爆发。它的行为仍然与理论上爆发在低质量白矮星上的新星模型一致。未来的哈勃紫外和可见光图像可以确定M31-RV类似物（在M85和M99中）是否也表现得像旧的新星。
PSN J07285387+3349106 in NGC 2388: an extremely rapidly declining luminous supernova
我们介绍了2015年2月17日至3月17日收集的NGC 2388中PSN J 07285387 +3349106的CCD BVRI测光。在最大值后的前20天内，该天体在R波段衰减了3.6等，是迄今为止观测到的最快的超新星之一。峰值绝对R幅度超过-18.7，可能高达-20.1。
A Detailed Observational Analysis of V1324 Sco, the Most Gamma-Ray Luminous Classical Nova to Date
最近发现，即使不是全部，也有一些经典新星在爆发时会发出GeV的伽马射线，但伽马射线产生的机制仍然没有得到很好的理解。我们在这里提出了一个全面的多波长数据集-从无线电到X射线-为迄今为止最伽马射线发光的经典新星，V1324 Sco。使用这个数据集，我们表明，V1324斯科是一个典型的尘埃Fe-II型新星，最大喷出物速度为2600公里秒$^{-1}$和喷出物质量的几个$\times 10^{-5}$ M $_{\odot}$。也有证据表明复杂的冲击相互作用，包括双峰射电光曲线，显示早期的高亮度温度。为了探索为什么V1324~Sco是如此的伽马射线发光，我们提出了一个具有强烈内部冲击的新星喷出物模型，并发现较高的伽马射线亮度来自较高的喷出物速度和/或质量损失率。V1324~Sco与其他γ射线探测到的新星的比较没有显示出任何一个明确的特征，我们得出结论，需要更大的样本，类似的良好观察的新星，以了解在新星的γ射线的起源和变化。
Luminous and Variable Stars in NGC 2403 and M81
本文给出了邻近旋涡星系NGC 2403和M81中亮星和变星候选者的光谱学和多波长测光结果。我们讨论了特定的恒星类别，蓝变星（LBV），B[e]超巨星（sgB[e]）和高光度的黄超巨星。我们在M81中发现了两个新的LBV候选者和三颗sgB[e]星。我们还发现，一些明星以前认为LBV候选人实际上是场星。已确认和候选的LBV和sgB[e]星以及其他已确认的成员都显示在各自星系的HR图上。我们还给出了NGC 2403中两颗“SN冒名顶替者”V37（SN 2002kg）和V12（SN 1954J）的HR图以及它们的直接环境。
Discovering novae in early-type galaxies with MUSE: A chance find in NGC 1404, and twelve more candidates from an archival search
我报告在巨大椭圆星系NGC 1404的外围发现了一个瞬态宽H $α$点源，这是在用MUSE积分场摄谱仪进行的档案观测中发现的。H $α$线宽为1950 km s $^{-1}$ FWHM，光度为（4.1 $\pm$ 0.1）$\times$ 10 $^{36}$ erg s $^{-1}$，与爆发新星一致，并且在9个月后获得的MUSE数据中看不到源。在H $α$瞬变前14年，在相同位置（$<$ 1 arcsec内）检测到瞬变软X射线源。如果X射线和H $α$的辐射来自同一个天体，那么这个辐射源可能是一个短时间尺度的复发新星，并带有一个大质量的白矮星吸积体，因此可能是Ia型超新星的祖先。我在MUSE档案观测中选择了一组邻近早型星系的宽H $α$点源，发现了12个与NGC 1404源具有相似性质的新星候选者，其中包括NGC 1380中的5个和NGC 4365中的4个。这12个源中有4个源的多历元数据是可用的;所有4个源在$\sim$ 1年时间尺度上都被证实是瞬变的，支持它们被鉴定为新星。
AT 2019qyl in NGC 300: Internal Collisions in the Early Outflow from a Very Fast Nova in a Symbiotic Binary
新星爆发，即白矮星（WD）表面的热核爆炸，现在被认为是最常见的冲击动力天体物理瞬变现象之一。我们介绍了AT 2019 qyl的早期发现和快速的紫外（UV），光学和红外（IR）时间发展，AT 2019 qyl是附近的玉夫座星系NGC 300中的一颗新星。光变曲线显示出持续$\lesssim 1$天的快速上升，达到$M_V = -9.2$等的绝对峰值，以及非常快速的下降，在3.5天内衰减2等。光变曲线在71天后的急剧下降和快速下降的时间尺度表明，从一个大规模的WD与$M_{\rm WD} \gtrsim 1.2~M_{\odot}$低质量的喷射。我们提出了一个前所未有的看法，这样的事件的早期光谱演化。三个光谱前的峰值揭示了一个复杂的，多组分流出引起内部碰撞和冲击的喷出物的He/N-类新星。我们确定了一个一致的IR变量对应的广泛preeruption覆盖的瞬态位置，并推断存在一个共生的祖系统与O-丰富的渐近巨星分支捐助星，以及在2014年早期的紫外线明亮的爆发的证据。我们认为，AT 2019 qyl类似于银河系复发新星的子集，有红巨星伴星，如RS Oph和其他嵌入的新星系统，如V407 Cyg。我们的观察提供了新的证据，多个，不同的外流组件之间的内部冲击可能有助于从这样的系统产生的冲击动力发射。
Searching for the Next Galactic Luminous Red Nova
发光红新星（英语：Luminous red novae，LRNe）是一种天体物理学上的瞬变现象，被认为是由双星的共同包层（英语：common envelope，CE）的部分抛射和其组成部分的合并引起的。CE的形成很可能发生在不稳定的质量转移过程中，由一颗正在脱离主序星（赫兹弹簧间隙星）和一颗质量较低的伴星引发。与观测结果一致，理论研究表明，前CE阶段的流出物在喷射事件发生前几年产生了可检测到的祖系统增亮。基于这些假设，我们提出了一种方法来识别银河系LRNe的前体，由此产生的前体候选人，我们的后续分析，以揭示其性质。我们首先构建一个样本的祖系统，即赫兹差距星，通过统计建模的密度的颜色星等图形成的“行为良好”的盖亚DR 2源。他们的时域演变从Zwicky瞬变设施（ZTF）的调查是用来寻找缓慢增亮的事件，作为前CE的前兆候选人。使用档案数据和我们自己的光谱跟踪进一步研究所产生的候选人的性质。总之，我们构建了$\sim5.4\times{10^4}$祖源的样品，其中21个被鉴定为候选LRNe前体。进一步的分析显示，我们的候选者中有16个是H $α$发射体，它们的光谱通常表明它们是较热的（尽管是中等偏热的）A型或B型恒星。由于他们的长期变化，在光学和中红外波长，我们建议，我们的许多候选人是质量转移的双星与紧凑的同伴周围的尘埃拱盘或磁活跃的恒星合并残余物。
Distance mapping applied to four well-known planetary nebulae and a nova shell
对行星状星云（PNe）、新星和超新星遗迹等天体的精确距离估计，使我们能够限制它们的物理特征，如大小、质量、光度和年龄。一种基于膨胀视差方法的创新技术，即所谓的距离映射技术（DMT），提供了膨胀星云的距离图以及对它们距离的估计。DMT结合从3D形态运动学模型获得的切向速度矢量和观察到的自行矢量来估计距离。我们将DMT应用于四个PNe（NGC 6702，NGC 6543，NGC 6302和BD+30 3639）和一个新星遗迹（GK英仙座），并得出了与以前的研究非常一致的新距离。NGC 6543、NGC 6302和NGC 6702的新的简单形态运动学形状模型被生成，而BD+30 3639和GK英仙座的模型则被使用。我们证明，DMT是一个有用的工具，以获得距离值的PNe，除了揭示星云内的运动学特有的区域。距离也是从三角函数的盖亚半径中推导出来的。在第二次盖亚数据发布中不可忽略的视差偏移的影响也进行了讨论。
From Common Envelope Evolution to Luminous Red Novae I: A One-dimensional Radiation Hydrodynamic Model
该研究通过一维辐射水动力学模拟，探讨了共同包层在穿透阶段的解绑过程，揭示了辐射压力驱动质量抛射、未束缚质量分数的非线性依赖关系以及氢再结合对光变曲线的影响。
Bridging the gap between luminous red novae and common envelope evolution: the role of recombination energy and radiation force
本文提出一种结合氢氦完整复合物理的辐射流体动力学模型，模拟公共包层演化中抛射物的光曲线，并成功拟合AT2019zhd，发现复合能与辐射力对光曲线影响显著。
TY Pup: a low-mass-ratio and deep contact binary as a progenitor candidate of luminous red novae
TY Pup是南半球著名的亮食双星，轨道周期为0.8192天。2015年1月至2月和2017年3月至4月，智利CTIO的0.61米反射镜机器人望远镜（PROMPT-8）获得了$B, V, (RI)_C$波段的新光变曲线。用W-D方法分析了它们的光度数据，发现TY Pup是一颗低质量比（$q \sim$ 0.184）、深接触、高填充因子（$84.3\,\%$）的双星。对云南天文台60厘米和1.0米望远镜观测到的所有可见光最小时（包括三个新的可见光最小时）的研究表明，TY Pup的周期变化很复杂。检测到$O-C$图中的向上抛物线变化叠加在周期振荡上。向上的抛物线变化揭示了轨道周期以$\mathrm{d}P/\mathrm{d}t = 5.57(\pm 0.08)\times10^{-8}$ d $\textrm{yr}^{-1}$的速率长期持续增加。周期的增加可以用质量较小的组分（$M_2 \sim 0.3 M_{\odot}$）向质量较大的组分（$M_1 \sim 1.65 M_{\odot}$）的质量转移来解释，二元体系的质量比将变得更小。以这种方式，当它满足轨道角动量小于总自旋角动量的3倍的标准时，即，$J_{orb} < 3J_{rot}$。这表明该系统最终将合并成一颗快速旋转的单星，并可能产生一颗明亮的红色新星。在$O-C$图中的周期振荡可以通过光旅行时间效应（LITE）通过…
Shock-powered light curves of luminous red novae as signatures of pre-dynamical mass loss in stellar mergers
发光红新星（LRN）是一类光学瞬变现象，被认为起源于双星合并或“共同包络”事件。它们的光变曲线经常显示出次极大值，这在以前的热能扩散或氢复合模型中无法解释，而不需要调用多个独立的壳层喷射。我们建议，双峰光变曲线是一个自然的结果之间的碰撞动态弹出的快速壳和预先存在的赤道聚焦的材料，这是从二进制在许多轨道之前的动态事件。快壳层在极向上自由膨胀，通过冷却包层发射为初始光学峰提供动力。赤道面碰撞产生的辐射激波在较深层的辐射扩散时间尺度上为次级光变曲线峰值提供动力，类似于发光的IIn型超新星和一些经典新星。使用一个详细的1D分析模型，由互补的3D流体动力学模拟，我们表明，冲击供电的发射可以解释观测到的范围内的峰值时间尺度和亮度的LRN的二进制参数和分数的二进制质量弹出的现实变化的二级峰。赤道面辐射激波产生的致密壳层为尘埃核化提供了理想的位置，这与LRN中尘埃的非球面几何结构一致。对于巨星来说，当冲击动力的光度仍然很高时，喷出物形成尘埃，这可以解释斯皮策最近发现的红外瞬变。我们的研究结果表明，前动力学质量损失是常见的，如果不是无处不在的恒星合并，提供洞察负责驱动的二元合并的不稳定性。
Discovery of a rapid, luminous nova in NGC 300 by the KMTNet Supernova Program
我们提出了韩国微透镜望远镜网络超新星计划（KSP）的一个快速演变的瞬态的发现。KSP是一种新的高节奏超新星调查，提供深（$\sim21.5$磁在$BVI$波段）几乎连续的宽视场监测，发现早期和/或快速的光学瞬变。KSP-OT-201509 a于2015年9月27日在KSP调试运行期间在附近星系NGC~300的方向上被发现，并在探测极限以上停留了$\sim$ 22天。我们使用$BVI$光变曲线来约束上升速率、$-3.7(7)$ mag day $^{-1}$（在$V$中）、衰变时间尺度、$t^{V}_{2}=1.7(6)$天和峰值绝对震级、$-9.65\leq M_{V}\leq -9.25$ mag。我们还发现了所有波段中短暂的最大前停止的证据。KSP-OT-201509 a的峰值光度和光变曲线演化使其与明亮、快速衰减的新星爆发相一致。我们讨论了限制的性质的祖细胞和它的环境，使用档案HST/ACS图像，并得出结论与广泛的讨论系统的性质。
The luminous red nova variety: AT 2020hat and AT 2020kog
我们介绍了对NGC 5068中的发光红新星（LRNe）AT 2020 hat和NGC 6106中的AT 2020 kog的监测结果。这两个物体在被发现之前通过常规调查行动进行了成像（和探测）。它们显示出光度缓慢上升的一般趋势，至少持续几个月。随后的主要LRN爆发在光度学和光谱学中得到了广泛的关注。光变曲线呈现出一个初始的短暂峰值，随后是一个较红的平台期。AT 2020 kog是一个中等亮度的事件，峰值约为7 x 10^40 erg/s，而AT 2020 hat比AT 2020 kog暗近一个数量级，尽管它仍然比V838 Mon更明亮。与其他LRNe类似，AT 2020 kog的光谱随时间发生显著变化。它们在早期阶段类似于IIn型超新星，然后在平台期变得类似于K型星，在非常晚的阶段变得类似于M型星。相比之下，AT 2020在早期已经显示出更红的连续谱，它的光谱显示出分子带的晚期出现。AT 2020在最大值后+37天拍摄的中等分辨率光谱显示了一片狭窄的天鹅座P金属线森林，速度为180 km/s，以及半最大速度为250 km/s的H α发射。对于AT 2020 hat，哈勃太空望远镜的档案图像提供了对其静止祖先的强大约束。它的前身星被清楚地探测到是一颗中K型恒星，绝对星等为MF 606 W = -3.33+-0.09等，颜色为F606 W-F814 W = 1.14+-0.05等，这与一…
Lessons from the Onset of a Common Envelope Episode: the Remarkable M31 2015 Luminous Red Nova Outburst
本文研究了仙女座星系最近的恒星合并瞬变M31LRN 2015。我们分析出版的光学光度学和光谱学，以及哈勃太空望远镜探测到的爆发前源的颜色和大小。的瞬态爆发是一致的动态驱动喷出物在一个共同的信封发作，最终导致一个完整的合并的二元系统。光变曲线似乎包含两个组成部分：第一个$\sim10^{-2} M_\odot$的快速喷出物驱动的冲击开始的共同信封，后来，$\sim0.3 M_\odot$的进一步喷出物的次级变得更深地吞没在主要的。在合并之前，我们发现主星是一颗半径为$30-40R_\odot$的$3-5.5 M_\odot$亚巨星分支主星。它在色星等图中的位置显示它的半径正在增长，这与它吞没它的同伴的图片相一致。通过匹配的性质的主星的瞬态爆发，我们表明，光学瞬态持续不到10个轨道的原始的二进制，其中有一个合并前的周期为$\sim 10$天。我们认为可能的轨道动力学导致合并，并认为，如果系统合并由于达尔文潮汐不稳定性，它意味着一个较低的质量主序列伴侣的$0.1-0.6M_\odot$。这种分析是一个有前途的一步，更详细的了解流动的共同信封情节，通过直接观测的限制。
The luminous red nova AT 2018bwo in NGC 45 and its binary yellow supergiant progenitor
发光红新星（LRNe）是与双星系统合并前不久的共同包层（CE）部分喷射有关的天体物理瞬变。在这里，我们提出了我们的光度和光谱后续活动的AT 2018 bwo（DLT 18x），在NGC 45中发现的LRN的结果，并使用二进制恒星演化模型研究其祖先系统。瞬变达到了$M_r=-10.97\pm0.11$的峰值幅度，并在其$t_p = 41\pm5$天的光学平台期间保持这种亮度。在这一阶段，它的光球温度相当稳定，约为3300 K，光度约为$10^{40}$ erg/s。AT 2018 bwo的光球层在早期看起来比其他类似的LRNe更大更冷，可能是由于合并前的质量损失事件延长。接近平台的末端，光学光谱显示出具有强分子吸收带的红色连续谱。在爆发后约1.5年，在中红外波段也检测到了冷却尘埃的再处理排放。斯皮策和哈勃太空望远镜在瞬变事件发生前10-14年的档案数据显示，这颗恒星的前身是$T_{prog}\sim 6500$ K、$R_{prog}\sim 100R_{\odot}$和$L_{prog}\sim 2\times10^4L_{\odot}$，光学上薄的温暖尘埃（1000 K）的质量上限是$M_d<10^{-6}M_{\odot}$。利用恒星双星演化模型，我们确定了与祖先参数空间一致的双星系统的性质。对于AT 2018 bwo，我们推断其原始质量为12-16 $M_{\odot}$，比…
Common Envelope ejection for a Luminous Red Nova in M101
我们提出了M101 OT 2015 -1（PSN J14021678+5426205）的光学，近红外和中红外观测结果，这是风车星系（M101）中的一个明亮的红色瞬变，总共跨越了16年。光变曲线显示出两个明显的峰值，绝对星等分别为$M_r\leq-12.4$和$M_r \simeq-12$，分别出现在2014年11月11日和2015年2月17日。在第二个极大值期间的光谱能量分布表明，$\approx$ 3700 K的冷爆发温度和低膨胀速度（$\approx-$ 300 \kms）的H I，Ca II，Ba II和KI线。从爆发前15到8年的档案数据中，我们发现了一个与光学发现的瞬变一致的单一来源，我们认为它是祖先;它的性质与$L$ ~ $\sim$ ~8.7~ $\times\ 10^4$ \Lsun，$T_{\rm{eff}}\approx$ 7000~K和估计质量为$\rm{M1}= 18\pm 1$ \Msun的F型黄超巨星一致。这颗恒星可能刚刚完成了核心的H燃烧阶段，开始膨胀，现在正在穿越赫兹普龙间隙。基于所观察到的属性的组合，我们认为，祖是一个二元系统，与更先进的系统充满了洛希瓣。与双星演化模型的比较表明，爆发是一种极其罕见的现象，可能与共同包层的喷射有关。双星系统的初始质量填补了V838 Mon（5 $-$ 10 \Msun）和NGC~4490-OT~（30~ \Msun…
Light Curve Model for Luminous Red Novae and Inferences about the Ejecta of Stellar Mergers
双星系统中不稳定的质量转移过程可能导致恒星的完全合并，也可能导致供体包层被成功移除，留下一个幸存的更紧凑的双星系统。“发光红新星”（LRN）是一类被认为伴随着这种合并/共同包络事件的光学瞬变。过去的工作通常使用超新星光变曲线的分析公式来建模LRNe，这些公式做出假设（例如，辐射为主的喷出物，忽视氢复合能），不合理的恒星合并，由于较低的速度和特定的热能的喷出物。我们提出了一个一维模型的LRN光变曲线，占这些影响。与观测结果相一致，我们发现LRNe通常具有两个光变曲线峰值，早期阶段由热的、最快的喷出物层的初始热能供电，后期峰值由来自大部分喷出物的氢重组供电。我们将我们的模型应用到LRNe的样本中，以推断它们的喷出物属性（质量，速度和发射半径），并将它们与前瞬态成像的祖供体恒星属性进行比较。我们定义了一个最大的亮度可实现的一个给定的捐助者恒星的限制，整个信封被弹出，发现几个LRNe违反这一限制。喷出物和前动力学质量损失之间的冲击相互作用可能提供额外的光度源来缓解这种紧张。我们的模型也可以应用于行星与恒星或恒星与致密物体的合并。
Luminous Red Novae: population models and future prospects
最近，一类被称为发光红新星（LRNe）的光学瞬变现象与经历共同包络演化的双星的质量喷射有关。我们使用人口合成代码COMPAS探索的影响范围的共同包络演化的物理性质的LRNe的假设。特别是，我们调查的各种模型的能量LRNe的预期事件率和光变曲线特性的影响，并与现有的样本进行比较。我们发现LRNe的银河系速率为$\sim 0.2$ yr $^{-1}$，与观测到的速率一致。在我们的模型中，银河系LRNe的光度函数涵盖了几十年的光度，并由恒星合并的信号主导，与iPTF和银河系LRNe样本的观测约束一致。我们讨论了如何最亮的LRNe的观测可能提供的大质量（$> 40$ M $_\odot$）红超巨星的存在的间接证据。这种LRNe可能是导致双致密物体形成的进化途径上的标记。我们预测的人口LRNe可观察到在未来的瞬态调查与大型天气调查望远镜和Zwicky瞬态设施。在所有合理的情况下，我们预测一个选择有限的可观察人口占主导地位的明亮，长时间的事件所造成的共同信封喷射。我们表明，大型综合巡天望远镜将观察$20$ - $750$ LRNe每年，迅速约束LRNe的光度函数和探测物理的共同信封事件。
Luminous Red Nova AT 2019zhd, a new merger in M 31
本文介绍了在M31观测到的第三颗明亮红新星（LRN）AT~ 2019 zhd的后续活动。在爆发前的大约五个月里，该天体被跟踪了几次天空调查，在此期间，它显示出缓慢的光度上升。在这个阶段，它的绝对星等范围从M_r=-2.8+-0.2等到M_r=-5.6+-0.1等。然后，在4 - 5天的时间里，AT 2019 zhd经历了一次大幅度的增亮，达到峰值M_r=-9.61+-0.08等，光学光度为1.4x10^39 erg/s。在快速下降之后，光变曲线在红色波段停留在一个短暂的平台上。尽管不太明显，但这一特征让人想起在其他LRNe中观察到的第二个红色极大值。该阶段之后是所有条带的快速线性下降。在最大值时，光谱显示出具有突出的巴耳末发射线的蓝色连续谱。后极大光谱显示出一个更红的连续体，类似于中间型恒星。在这个阶段，H α变得非常弱，H β不再被检测到，并且窄吸收金属线的森林现在占据光谱。在后平台下降期间获得的最新光谱显示出非常红的连续谱（T_eff ~ 3000 K），具有与M-型星相似的宽TiO分子带。在达到峰值之前观察到的长期、缓慢的光度上升类似于LRN V1309 Sco，这被解释为共同包络喷射的特征。随后的爆发可能是由于恒星合并事件后的气体外流。在LRN发现前22年拍摄的档案HST图像显示，AT 2019 zhd的位置有一个微弱的红色源（M_F555W=0.21+-0.14等，F55…
Distance and Reddening of the Enigmatic Gamma-ray-Detected Nova V1324 Sco
最近发现，即使不是全部，也有一些经典新星在爆发时会发出GeV的伽马射线。尽管使用了一种不可靠的方法来确定它的距离，但以前的工作表明，新星V1324 Sco是所有伽马射线探测到的新星中伽马射线最明亮的。我们在这里提出了一个不同的，更强大的，方法来确定红化和距离V1324斯科使用高分辨率光谱。使用两种独立的方法，我们得出了E（B-V）= 1.16 +/- 0.12和距离rD > 6.5 kpc的红化。这个距离比先前估计的大40%以上，意味着V1324 Sco的伽马射线光度比先前计算的还要高。我们还使用周期性调制的亮度，解释为轨道周期，结合爆发前的光度限制，显示主序星的伴侣是非常有利的。
Multiple Major Outbursts from a Restless Luminous Blue Variable in NGC 3432
我们提出了一个不寻常的发光蓝变量（LBV）在NGC 3432，包括2008年10月，2009年4月和2009年11月的三个主要爆发新的光度和光谱观测。在此之前，这颗恒星也在2000年经历了一次爆发（称为SN 2000 ch）。在爆发期间，这颗恒星的绝对星等在-12.1到-12.8之间。它的光谱在爆发阶段和爆发后不久显示出具有P-Cygni轮廓的H，He I和Fe II线，而在平静期只有中等宽度的纯发射线（包括He II 4686 A）。爆发后不久的快速演变的光变曲线，准调制的光变曲线，峰值幅度和整体光谱特性与一个非常活跃的LBV的可变性的多个事件是一致的。然而，谱线的宽度表明异常高的风速（1500-2800公里/秒），类似于沃尔夫-拉叶星的观测结果。虽然调制光变曲线是典型的LBV在S-Dor可变阶段，发光的最大值和高频率的爆发是意想不到的S-Dor变量。这种极端的变异性可能与LBV巨大喷发期间的重复射血发作有关。或者，它可能是在核心坍缩前不久或由于与大质量双星伴星的相互作用而导致的高度不稳定的迹象。在这种情况下，NGC 3432中的变星与小麦哲伦星云中著名的恒星系统HD 5980有一些相似之处，其中包括一个爆发的LBV和一颗早期的沃尔夫-拉叶星。
The Properties of X-ray Luminous Young Stellar Objects in the NGC 1333 and Serpens Embedded Clusters
本文给出了NGC 1333嵌入星系团的Chandra X射线数据，并结合已有的Chandra数据、Spizer测光和NGC 1333和Serpens North星系团的地基光谱，详细研究了两个离太阳最近的嵌入星系团的X射线性质。在NGC 1333中，总共有95个星团成员在X射线中被探测到，其中54个是以前用斯皮策确定的。在斯皮策源中，我们检测到23%的I类原恒星，53%的平谱源，52%的II类，和50%的过渡盘YSO。确定了41个第三类成员，使确定的YSO总数达到178个。比较了NGC 1333和巨蛇座星云团的X射线光度函数（XLF），并与猎户座星云团进行了比较。在此基础上，我们得到了巨蛇座星系团的一个新的距离为360+22/-13 pc。X射线光度被发现依赖于热光度在以前的研究中的其他集群，而Lx主要取决于恒星的表面积。在NGC 1333星系团中，III类源在给定的表面积上有较高的X射线光度。我们还发现NGC 1333的X射线光度在M0和K7光谱类型之间有跳跃的证据，我们推测这可能是由于K星中存在辐射区。NGC 1333的气柱密度与消光比为N_H = 0.89 +/- 0.13 x 10^22 A_K，这低于标准ISM的预期值，但与之前在巨蛇座云核中发现的结果相似。
The Evolution of Luminous Red Nova AT 2017jfs in NGC 4470
我们提出了我们的光度和光谱后续的中间光度光学瞬变AT 2017 jfs的结果。在峰值时，该天体的绝对星等为Mg=-15.46+-0.15等，热光度为5.5x10^41 erg/s。它的光变曲线具有发光红新星（LRNe）典型的双峰形状，第一个狭窄的峰值在蓝色波段明亮，而第二个峰值在红色和近红外（NIR）波段持续时间更长，更明亮。在第一个峰期间，光谱显示具有H和Fe II的窄发射线的蓝色连续谱。在第二个峰值期间，光谱变得更冷，类似于K型恒星，并且发射线被吸收的窄线森林所取代。大约5个月后，虽然光学光变曲线的特点是由一个快速的线性下降，近红外的表现出适度的再增亮，观察，直到瞬态消失在太阳合。在这些晚期，光谱变得让人想起M型恒星，具有突出的分子吸收带。后期的性质表明，一些尘埃的形成，在扩大共同的信封或红外回波从前景预先存在的尘埃。我们认为该天体是一个共同的包络瞬态，可能是一个大规模的二进制合并事件的结果，类似于NGC 4490 - 2011 OT 1。
Nova LMC 2009a as observed with XMM-Newton, compared with other novae
我们研究四个高分辨率反射光栅光谱仪（RGS）光谱的2009年2月爆发的发光复发新星LMC 2009 a。它们非常复杂，具有丰富的吸收和发射特性。该连续体与源自燃烧外壳的白矮星（WD）大气的主要成分一致，白矮星的峰值有效温度在810，000 K和100万K之间，质量在1.2-1.4 M $_\odot$范围内。一个温和的蓝移的吸收功能的几百公里秒$^{-1}$可以解释与残余新星风消耗WD表面的速度约为10 $^{-8}$ M $_\odot$年$^{-1}$。发射光谱似乎是由于在喷出物的光电离和冲击电离。超软X射线通量在小时的时间尺度上是不规则变化的，变化幅度逐渐减小。我们发现，无论是周期和振幅的另一个，已经知道的33.3秒调制，变化的时间尺度内的小时。我们比较了N LMC 2009 a与其他麦哲伦星云新星，包括4个偶然发现的超软X射线源（SSS）中的13个观测到的爆发后16年内。新探测到的目标比预期的要暗得多：我们认为它们被吸积盘部分遮蔽了。缺乏SSS检测麦哲伦星云新星超过5.5年后，爆发限制了核燃烧阶段的平均持续时间。
New Luminous Blue Variable Candidates in NGC 4736
我们在恒星形成星系NGC 4736中发现了三个新的LBV候选者。它们具有典型的LBV谱、宽而强的氢谱线、He I谱线、大量的Fe II谱线以及禁戒的[Fe II]和[Fe III]谱线。利用哈勃太空望远镜和地面望远镜的数据，我们估计了这些天体的热星等从-8.4到-11.5，温度和变红。源NGC 4736_1（Mv = -10.2 +/- 0.1等）在2005年至2018年之间的变化为Delta V = 1.1等和Delta B = 0.82等，该天体属于LBV星。NGC 4736_2（Mv < -8.6等）显示了P Cyg轮廓，其光谱从2015年到2018年发生了变化。在NGC 4736_3（Mv = -8.2 +/- 0.2等）中，我们发现了强烈的星云线，宽的氢翼，亮度变化只有0.2等，因此，后两个天体可能属于LBV候选者。
NGC 5824: a luminous outer halo globular cluster with an intrinsic abundance spread
我们提出了一个详细的研究的钙三重吸收线的强度在光谱中的一个大样本的红巨星成员的发光外星系晕球状星团NGC 5824。这些光谱是分别在VLT和Gemini-S望远镜上用FORS 2和GMOS-S多目标摄谱仪获得的。通过比较NGC 5824恒星和红巨星的谱线强度，我们得出结论，NGC 5824存在一个内在的丰度色散，其特征是[Fe/H]的四分位距为0.10 dex，总范围为~0.3 dex。而欧米伽-Cen和M22的丰度分布在贫金属一侧急剧上升，在富金属一侧下降较浅。也有一些迹象表明，分布不是单峰的，可能存在3个不同的丰度组。NGC 5824还有另一个不寻常的特征：外表面的密度分布没有潮汐截止的迹象。相反，该剖面具有幂律分布，探测到半径超过400 pc的星团恒星。我们假设NGC 5824可能是一个在星系晕形成过程中吸积的现已破裂的矮星系的残余核星团。我们进一步推测，一个内在的[Fe/H]扩展的存在是区别于其他球状星团的前核星团的特征。
The Carnegie Supernova Project II. Observations of the luminous red nova AT 2014ej
我们目前的光学和近红外宽带测光和光谱的AT 2014 ej从卡内基超新星项目-II。这些观测得到了来自智利自动超新星搜索、公共ESO瞬态天体光谱调查和后院天文台超新星搜索的数据的补充。AT 2014 ej的观测特征表明，它与被称为发光红新星（LRNe）的间隙瞬态子类的其他成员相似，包括普遍存在的双峰光曲线和类似于LRN SN 2017 jfs的光谱特性。麦哲伦粘土望远镜拍摄的AT 2014 ej的中等色散可见波长光谱显示出天鹅座P H $α$特征，其特征是在零强度下的蓝色速度为$\approx 110$ km s $^{-1}$，天鹅座P的最小速度为$\approx70$ km s $^{-1}$，我们将其归因于星周风的辐射。对爆发前哈勃太空望远镜图像的检查没有得出结论性的祖先检测。与文献中的LRNe样本相比，AT 2014 ej位于光度分布的较亮端。比较紫外，光学，红外（UVOIR）光变曲线的观测良好的LRNe共同包络演化模型从文献中，表明模型下预测的亮度的比较样品在所有阶段，也产生不一致的时间尺度的第二峰。未来对LRNe模型的研究应该扩展目前探索的参数空间，因此可能会考虑更大规模的系统和更广泛的动态时间尺度。
Luminous Red Novae as shock-powered transients I: Electron-scattering wings and deviations from Case B
研究亮红新星光谱行为，通过六个样本识别出激波过程光谱证据，如快速抛射物扫过上游物质等，发现激波光度可解释其总能量，平台期后光谱学有用，还从复合线比值得到上游介质密度限制。
Broad Components in Optical Emission Lines from the Ultra-Luminous X-ray Source NGC 5408 X-1
超铝X射线源NGC 5408 X-1的高分辨率光谱显示，除了在这些线和[O III]中观察到的窄成分外，HeII和H β线中还存在宽度约为750 km/s的宽成分。中等分辨率光谱的再分析表明，在HeII线类似的广泛的组成部分。宽分量可能起源于ULX系统本身，可能在吸积盘。HeII宽谱线的中心波长在两次观测之间移动了252 \pm 47 km/s。如果这个移动代表了致密天体的运动，那么它的质量小于~1800 M_sun。
Comparative Study of Two Luminous Red Novae I. Progenitor Modeling and Dust Formation
通过双星演化模型和红外观测，约束了AT2021biy和AT2021blu的前身星质量、抛射物质量及尘埃形成，发现仅少量气体凝结为尘埃。
Luminous AGB variables in the dwarf Irregular Galaxy, NGC 3109
在对本星系群外围附近的矮不规则星系NGC 3109进行的浅层近红外巡天中，我们发现了8个米拉变星，其中7个似乎是富氧的（O-米拉）。周期从大约430天到近1500天不等。由于我们相对明亮的极限星等，在400多颗已知的碳星中，只有45颗被测量，但没有一颗被发现是大振幅变星。其中一颗Miras可能是一颗未被识别的C星。其中5颗O-Miras可能是热底燃烧星，因为它们比根据Miras的周期-光度关系所预期的要亮，而且与理论演化轨迹相比，它们的质量似乎大于~4 Msun。本文介绍了银河系和麦哲伦星云中长周期（P>1000天）Miras的普查结果，并与NGC 3109中新发现的长周期相对蓝色变星一起讨论。本文对SMC中的三颗富氧长周期Miras（包括一颗候选的超AGB星）进行了新的$JHKL$测光。
PTF10fqs: A Luminous Red Nova in the Spiral Galaxy Messier 99
Palomar瞬变工厂（PTF）正在系统地绘制光学瞬变和变化的天空。PTF的主要科学驱动力是在本地宇宙（距离小于200 Mpc）中建立一个完整的瞬变清单。在这里，我们报告PTF 10 fqs的发现，这是新星和超新星之间亮度“差距”的一个瞬变。PTF 10 fqs位于Messier 99的旋臂上，其最高光度为Mr =-12.3，红色（g-r = 1.0），并且正在缓慢地演化（在68天内衰变1等）。它的光谱主要由中等宽度的H（930 km/s）和狭窄的钙发射线组成。爆炸特征（光变曲线和光谱）与M85 OT 2006 -1、SN 2008 S和NGC 300 OT总体相似。这些事件的起源笼罩在神秘和争议中（在某些情况下，在尘埃中）。PTF 10 fqs显示了一些广泛特征（大约8600 A）的证据，这可能表明这次爆炸的速度非常大（10，000 km/s）。预计正在进行的调查每年都会发现一些此类事件。灵敏的光谱学、红外线监测和统计学（例如盘与隆起）最终将使天文学家有可能揭开这些神秘爆炸的本质。
Luminous Red Novae: Stellar Mergers or Giant Eruptions?
我们提出了广泛的数据集的一类中间光度光学瞬变称为“发光红新星”（LRNe）。它们的光变曲线呈双峰状，初始亮度快速上升到蓝色峰值（-13至-15等），随后是持续时间较长的红色峰值，有时会衰减，类似于平台。其中三颗恒星（NGC 4490 - 2011 OT 1、M101- 2015 OT 1和SNhunt 248）的前身，可能是相对大质量的蓝色到黄色恒星，也在爆发前的阶段被观测到，当时它们的光度正在缓慢增加。早期的光谱在第一个峰值期间获得的蓝色连续叠加突出的窄巴耳末线，与P天鹅座配置文件。Fe II的谱线也被清楚地观察到，主要是发射。在第二个峰期间，光谱连续变得更红，几乎检测不到H α，并且在吸收中观察到狭窄的金属线森林。非常晚的时间光谱（蓝色峰值后约6个月）显示出一个非常红的光谱连续体，在红外（IR）域达到峰值。在这种后期阶段，在纯发射中检测到Halpha，以及由于分子泛音（如TiO，VO）而产生的宽吸收带。我们讨论了LRNe的几种替代方案。虽然单颗大质量恒星的主要不稳定性不能被明确排除，但我们倾向于在一个近距离双星系统中有一个共同的包络弹射，可能是两颗恒星的最后合并。文中还讨论了LRNe与SN 2011 ht爆发前几个月观测到的爆发的相似性。
A Spitzer/IRS Spectrum of the 2008 Luminous Transient in NGC 300: Connection to Proto-Planetary Nebulae
我们提出了一个斯皮策/IRS低分辨率中红外光谱（5-14微米）的发光瞬态发现在附近的星系NGC 300在2008年5月。在发现三个月后获得的光谱显示，在中红外波段，瞬变非常明亮。此外，光谱显示出在银河系富碳原行星状星云中观察到的8微米和12微米处的强而宽的发射特征。结合这些数据与出版的光学和近红外测光在同一时期获得的，我们发现，中红外多余跟踪斯皮策光谱占总能量输出的20%。这一成分可以很好地解释为，在温度约为400 K时，约3 × 10 ^-4 Msun的原始尘埃的辐射。瞬态的光谱能量分布也显示了近红外过剩，可以解释从新形成的尘埃在喷出物的排放。或者，近红外和中红外的过度可以一起解释为一个单一的预先存在的几何厚尘埃壳。根据斯皮策获得的新观测结果，我们重新分析了光谱和运动学，并与以前研究中的大质量黄超巨星IRC+10420进行了比较。我们发现，原行星状星云与NGC 300瞬变和SN 2008 S有许多共同的性质。我们的结论是，即使不能排除大质量恒星（> 10 Msun）的爆炸，但大质量（6-10 Msun）富碳AGB/super-AGB或post-AGB恒星的爆炸事件与迄今为止对瞬变及其祖先的所有观测结果一致。
Nova Centauri 2013 broad maximum from visual observations calibrated with same altitude stars
2013年12月2日在半人马座发现了一颗明亮的新星，星等V = 5.5。它的光度在12月5日至7日达到mv = 3.8，成为2013年和过去几十年中最明亮的新星。12月14日，它在mv = 3.2时变亮。作者的观察有助于国际天文学联合会第9265号通告的编纂，该通告宣布新星为V1369 Cen，并在这里描述。第一次观测是用肉眼进行的，使用相同高度的相似颜色的校准星可以使精度达到0.1等。在同一almucantarat（高度圈）上选择恒星的方法甚至比20度更远，减少了差分大气消光的影响。它的应用不仅对明亮的新星有用，而且对像超巨星参宿四和仙女座以及一些明亮的Miras这样的发光变星也有用。
The 2008 Luminous Optical Transient in the Nearby Galaxy NGC 300
2008年初在NGC 300中出现了一个明亮的光学瞬变（OT），其最大亮度为M_V ~ -12到13，介于经典新星和超新星之间。我们提出了基于地面的光度和光谱监测和自适应光学成像的OT，以及前和后的爆发空间为基础的成像与HST和斯皮策。最大值的光谱显示了一个F型超巨星光球，有氢、Ca II和[Ca II]的叠加发射线，类似于低光度的I型超新星冒名顶替者（如SN 2008 S）和冷超巨星（如IRC +10420）的光谱。发射线具有复杂的双重结构，表明速度约为75 km/s的双极外流。喷发时释放的光能约为10^47尔格，大部分是在头两个月内释放的。通过注册新的HST图像与深档案帧，我们已经精确地定位OT网站，并没有发现可检测的光学祖亮比宽带V 28.5等。然而，档案斯皮策图像揭示了一个明亮的，不变的中红外预爆发源。我们的结论是，NGC 300 OT是一颗被大量尘埃笼罩的发光恒星，质量约为10-15 Msun，它经历了一次喷发，清除了周围的尘埃，并引发了两极风。其前身可能是一个OH/IR源，它已经开始在一个蓝色环上向更高的温度演化，但爆发的确切原因仍然不确定。
UVIT/AstroSat Investigation of a low luminous Blue Straggler Star in NGC 362: Detection of extremely low mass white dwarf as companion
本研究利用多台望远镜观测数据，在银河系球状星团NGC 362中发现一颗低光度蓝离散星的伴星为极低质量白矮星，测定了两者的物理参数，并推测二者形成于低密度环境的Case A/B物质转移机制。
NGC 2004 #115: a black hole imposter containing three luminous stars
NGC 2004 #115是最近在大麦云云（LMC）中发现的一个黑洞候选者，包含一颗B星和一颗Be星。我们证明了这颗看不见的伴星不是$25\,M_{\odot}$ BH，而是一颗$(2-3)\,M_{\odot}$发光星。通过分析该系统的OGLE光变曲线和OHMO光变曲线，我们发现了椭球体的变化，其幅度比如果伴星是$25\,M_{\odot}$ BH时所预期的大10倍，排除了大质量伴星所需的低倾角。光变曲线也显示了一个清晰的反射效应，这是用$2.5\,M_{\odot}$主序星次级序列很好地模拟的，排除了低质量的BH或中子星伴星。我们考虑和拒绝的模型，其中系统是一个二进制包含一个剥离的恒星绕Be星：只有一个三重模型与外部Be星可以解释所观察到的光变曲线和径向速度。我们的研究结果表明，B星，其缓慢的预计旋转速度和假定的潮汐同步被解释为低倾角（因此，高伴星质量）的证据，是远远没有潮汐同步：尽管在一个2.9天的轨道，是完全或接近圆形（$e < 0.04$），其表面旋转周期似乎是至少20天。我们提供警示说明休眠BH候选人在二进制文件的解释。
Searching in the dark: the dark mass content of the Milky Way globular clusters NGC288 and NGC6218
本文对银河系两个球状星团NGC 6218（M12）和NGC 288的最内层暗物质的比例和分布进行了观测估计。这种评估是通过比较对这些恒星系统进行的最广泛的光谱和光度调查的准确分析得出的动态和发光质量分布图进行的。我们发现，在我们的数据探测区域（R<1.6 arcmin~r_h），在两个星系团中，非发光物质占总质量的60%以上。我们仔细分析了双星和潮汐加热对我们估计的影响，并排除了我们的结果是这些影响的虚假结果的可能性。暗成分似乎比大质量恒星更集中，这表明它可能是由分离在星团核心的暗残留物组成的。
Discovery of a probable very fast extragalactic nova in a symbiotic binary
非常快的新星是演化非常快的新星（只有几天的时间尺度）。由于它们的快速演化，非常快的新星是具有挑战性的检测和研究，特别是在早期。在这里，我们报告的发现，这是我们的瞬态紫外线天体项目的一部分，在附近的螺旋星系NGC 300可能非常快的新星。我们在近紫外线（NUV）中检测到了上升到峰值（这对于非常快的新星来说是很少观察到的），第一次检测是在喷发开始后大约2小时。在紫外和可见光波段也观察到了衰减的峰值和早期阶段。该源在3.5天内迅速衰变2个NUV星等，使其成为已知最快的新星之一。此外，在档案近红外斯皮策和VIRCAM图像中发现了一个可能的静止对应物，但在任何深光学和紫外观测中都没有发现，这表明在静止时有一个非常红色的光谱形状。爆发和平静的性质表明该系统可能是一个共生双星。我们讨论了这种新的瞬态的背景下，非常快的新星一般，特别是作为一个有前途的超新星Ia型祖先的候选人，由于其非常高的推断WD质量（~1.35 Ms，确定通过比较这个源其他非常快的新星）。
Observations of the luminous red nova AT 2021biy in the nearby galaxy NGC 4631
本文对近星系NGC 4631中的一颗明亮红新星AT 2021 biy进行了观测研究。在爆发前阶段，通过天气调查对该物体的场进行常规成像，但仅在最大亮度之前的几天，即$\sim 231$ \的几个时期检测到瞬变。LRN爆发被前所未有的光度和光谱监测。AT\，2021 biy显示了一个短持续时间的蓝色峰值，其热光度为$\sim 1.6 \times 10^{41}$ \，erg\，s $^{-1}$，随后是迄今为止LRNe中最长的平台期，持续时间为210\，天。还观察到光变曲线的后期峰，可能是由壳-壳碰撞产生的。AT 1，2021 biy表现出典型的LRNe光谱演化。早期光谱的特点是蓝色连续谱和突出的H发射线。然后，连续谱变得更红，类似于在平台阶段具有金属吸收线森林的K型恒星。最后，后期光谱显示了一个非常红的连续谱（$T_{\mathrm{BB}} \approx 2050$ K），具有分子特征（例如，类似于M型恒星。偏振光谱分析表明，AT_（2021）bi_y具有与银河系V_（838）_（101）相似的局部尘埃性质.对2003年8月3日拍摄的{ \it Hubble Space Telescope}档案数据的检查揭示了一个$\sim 20$ \，\msun \祖先候选者，其金属丰度为log\，$(L/{\rm L}_{\odot}) = 5.0$ \，dex和$T_{\rm{eff}…
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