Broad-band Spectroscopy of the Ongoing Large Eruption of the Luminous Blue Variable R71
发光蓝变星（LBV）R71目前正在经历一次喷发，这次喷发在光度和光谱上与上世纪70年代的上一次爆发不同。通过分析这次爆发的光谱演化，并将R71的当前外观与其以前的爆发和静止状态进行比较，可以获得关于LBV爆发物理学的有价值的信息。在这里，我们提出了正在进行的监测计划与VLT/X-shooter的第一个光谱，并将其与档案VLT/UVES和MPG/ESO-2.2m/FEROS光谱从2002-2011年进行比较。讨论的数据包括2002年和2005年的喷发前光谱，2007年的静态和喷发状态之间的过渡阶段的光谱，以及2011-2012年的喷发光谱。2011-2012年的光谱主要由强中性和单离子化金属吸收线组成，可能形成于一个大的“伪光球”。“我们发现R71的表观温度非常低，只有~6650 K;这颗恒星类似于晚期F超巨星。R71的可见光曲线在2012年达到最大值，mV约为8.7等。考虑到R71消光的不确定性，这对应于-9.8等至-10.3等的热光度。R71的2011-2012光谱没有显示H I和Fe II P Cyg轮廓，在20世纪70年代的最后一次爆发中出现，通常在LBV爆发期间观察到。R71的视星等的上升和它的伪光球层在当前爆发期间的低视温度对这颗恒星来说是前所未有的。R71最有可能增加了它的热光度0.4-1.3等相比，其静态。它的伪光球层温度非常低，意味着质量损失率非常高，比静止状态高出…
2013-03-06 astro-ph.SR
Luminous Blue Variable eruptions and related transients: Diversity of progenitors and outburst properties
我们提出了新的光变曲线和光谱的一些河外的光学瞬变或“SN冒名顶替者”有关的巨型爆发的LBV，我们提供了一个比较讨论的LBV样的巨型爆发已知的日期。新的数据包括SNe 1999 bw、2000 ch、2001 ac、2002 bu、2006 bv和2010 dn的光度和光谱。SN 2010 dn类似于SN 2008 S和NGC 300-OT，而SN 2002 bu显示了从早期的正常LBV到晚期的这些较冷瞬变的孪生子的光谱演化。SN 2008 S、NGC 300-OT和SN 2010 dn似乎是更广泛的爆发现象的特例，其中祖先恒星被尘埃笼罩。检查完整的样本，SN冒名顶替者的时间范围从一天到几十年不等，可能遭受多次爆发。亮度分布的上端与最不明亮的SNe重叠。光度分布的低端很难定义，各种喷发之间的区别也不完全清楚。我们讨论了有关风或冲击的观测线索作为相关的质量损失机制，我们评估可能的想法的物理机制。虽然这些喷发的例子足以说明它们的多样性，但它们的统计分布将大大受益于即将进行的瞬态调查。根据喷发的分布，我们认为SN 1961 V不是这类冒名顶替者的成员，而是一个真正的核心崩溃SNIIn之前的一个巨大的LBV喷发。（节略）
2010-10-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiple giant eruptions and X-ray emission in the recoiling AGN/LBV candidate SDSS1133
我们提出了一个全面的分析，20年的多色测光光变曲线，多历元光谱，和X射线数据的非核可变对象SDSS 1133在Mrk 177在$z=0.0079$。紫外光变曲线显示，SDSS 1133在2001年、2014年、2019年和2021年经历了四次爆发。非爆发状态下的持续紫外光光度为$\sim 10^{41}$ erg/s，具有小尺度的通量变化，爆发期间的峰值光度可达$\sim 10^{42}$ erg/s。光谱表现出持久的广泛的氢巴耳末P-Cygni公司的吸收最小值在$\sim -2,000$公里/秒，表明存在快速移动的喷出物。{ \it Chandra}在2019年爆发后以$L_{X} = 4 \times 10^{38}$ erg/s的$0.3-10$ keV光度检测到微弱的X射线发射。这些证据表明，SDSS 1133是一个极端明亮的蓝变星（LBV），经历了多次巨大的爆发，与不同的壳层和/或星周介质（CSM）的相互作用，并不赞成反冲活动星系核（AGN）在文献中提出的方案。我们认为，脉动对不稳定性可能提供了一个可行的解释，在SDSS 1133的多个高能爆发。如果SDSS 1133目前的活动是超新星爆发的前兆，我们可能能够在未来的观测中观察到一些额外的巨大爆发，然后是终端超新星爆发或坍缩成大质量黑洞。
2022-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Repeating periodic eruptions of the supernova impostor SN 2000ch
本文分析了NGC 3432中超新星（SN）冒名顶替者SN 2000 ch的光度观测，涵盖了自发现以来的时间。该源在2000年至2010年期间曾被观测到四次爆发。现在的观测显示，2004-2007年至少还有三次爆发，2010-2022年至少有十六次爆发。爆发光变曲线是不规则和多峰的，表现出各种各样的峰值大小，持续时间和形状。2008年以后的爆发以200.7 $\pm{2}$ d的周期重复，而2000年的爆发似乎与更短的周期相匹配。下一次爆发应该发生在2023年1月/2月左右。我们认为，这些周期性的爆发产生于一个偏心双星系统中的近星点周围的剧烈相互作用，类似于$η$船底座的近星点相遇导致其大爆发，并类似于SN 2009 ip的不稳定的前SN爆发。我们属性的喷发的不规则性之间的相互作用的轨道和发光的蓝色可变（LBV）的主星，其中每个连续的近星点通过可能有不同的强度或持续时间，由于不断变化的半径和质量损失率的LBV-喜欢的主要。如果LBV在近星点相对静止，这样的爆发可能偶尔很弱或无法检测到，但当LBV活跃时可能会更加极端。观测到的轨道周期变化可能是爆发时质量损失的结果。鉴于SN 2000 ch与SN 2009 ip的前身相似，如果它正走向恒星合并或类似SN的爆炸，它值得继续关注。
2023-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Periodicity in the Light Curve of P Cygni - Indication for a Binary Companion?
我们使用观测的发光蓝变量（LBV）天鹅座P跨越七十年，随着信号处理方法，以确定恒星光度的周期性。我们发现一个明显的周期$4.7 \pm 0.3$年与较短的周期。这种周期性是一个可能的迹象，表明一个双星伴星从密集的LBV风中通过了类似日食的事件，如果是这样，这是第一个观测迹象表明天鹅座P是一个双星系统。这可能支持模型，有助于巨大的LBV爆发与双伴侣的相互作用。我们还讨论了周期性的其他解释。
2018-06-24 astro-ph.SR
On variability of DDO68-V1, a unique extremely metal-poor LBV
本研究利用36年的测光数据揭示了极贫金属星系DDO68中LBV星DDO68-V1的光学变异性，发现其巨爆发后具有异常大的光变振幅，表明需更高频观测以探究其周期性与双星性质。
2025-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Imaging the expanding knotty structure in the close environment of the LBV star $η$ Carinae
$η$ ~Car是银河系中质量最大的恒星之一。它在19世纪经历了一次大规模的喷发，产生了令人印象深刻的双极侏儒星云，现在围绕着它。虽然伴星还没有被直接探测到，但它会引起时变电离和碰撞风X射线辐射。通过表征靠近恒星的喷出物的复杂结构和运动学，我们的目标是约束$η$ ~Car过去和现在的质量损失。$η$ ~Car是在甚大望远镜上用极端的自适应光学仪器SPHERE观测到的，使用的是ZIMPOL相机的光学偏振模式。空间分辨率达到20 mas，即非常接近伴星的13 mas的离星间隔。我们在距离恒星2.3kpc的2\,300au内发现了新的结构。我们可以通过追踪30年时间跨度内新图像和历史图像中的自行运动，将这些结构与1890年附近的喷发联系起来。此外，在H $α$谱线上，在恒星内部200~au处还发现了一个扇形结构，这可能与两颗恒星的风碰撞区有关。
2020-06-28 astro-ph.SR
Sequential eruptions triggered by flux emergence - observations and modeling
我们描述和分析观测太阳动力学天文台的出现一个小的，双极活跃的区域内的单极磁通量，被包围的圆形，静止的灯丝。在开始出现的仅仅8小时内，暗条部分分裂，并发生了两次连续的日冕物质抛射。我们认为，这三个动态事件发生的结果，新兴的两极和预先存在的日冕磁场之间的特定磁重联情节。为了证实我们的解释，我们考虑三维磁流体动力学模拟模型出现的磁通量在附近的一个大规模的日冕通量绳。模拟定性再现了大多数的重联事件所建议的意见，以及顺磁分裂，第一次爆发，并形成剪切/扭曲的领域，可能发挥了作用，在第二次爆发。我们的研究结果表明，新兴的磁通量相对于背景的磁配置的位置是一个至关重要的因素所产生的演变，而以前的结果表明，参数，如方向或新兴的磁通量的量是很重要的。这就对预测由通量出现引发的喷发的发生提出了挑战，需要通过数值模拟对相关参数空间进行详细调查。
2018-06-29 astro-ph.SR
Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae
我们重建的进化Eta船底座在过去的两个世纪中，假设19世纪的两次喷发是由近星通道触发，并通过约束的二进制参数。19世纪末的小爆发（LE）发生在系统非常接近近星点通过的时候，这表明次级爆发触发了LE。我们假设1838-1858年的大爆发（GE）也是由近星点通道触发的。我们还假设，从主星到次星的质量转移占了GE的额外能量。在这些假设下，我们将双星系统的总质量限定为M=M_1+M_2>~250太阳质量。这些比通常使用的质量更高的质量更好地匹配观测到的光度与恒星演化轨迹。包括两颗恒星的质量损失和从主星到主星的质量转移，我们得到了一个很好的匹配的近星点通道的光变曲线的两个峰值。基于这些发现和天鹅座P的类似行为，我们推测主要的LBV爆发是由恒星同伴触发的，在极端情况下，具有巨大质量转移率的短持续时间事件可能导致数周至数月的时间尺度上的明亮瞬态事件（“超新星冒名顶替者”）。
2010-08-25 astro-ph.SR
Trigger of successive filament eruptions observed by SDO and STEREO
利用SDO和STEREO的多波长观测资料，研究了2012年3月27日活动区NOAA 11444连续两次暗条爆发（F1和F2）的机制。灯丝呈倒“J”形，沿准圆形极性反转线（PIL）排列。灯丝的第一部分（F1）在2012年3月27日约2：30 UT爆发，灯丝的第二部分（F2）在同一天约4：20 UT爆发。在F1之前约30分钟，在灯丝主轴下方观察到前驱体/预闪光增亮。在变亮之后，灯丝下方出现了喷射状的喷射，引发了喷发。在F2爆发前，丝状体似乎被困在上覆的拱圈中，几乎持续了$\sim$ 1.5~ h才成功爆发。有趣的是，我们在F2之前的活动区同时观察到了拱圈的收缩（~ 12 km/s）和膨胀（~ 20 km/s）。HMI磁图显示相反极性的会聚运动，导致PIL附近的磁通抵消。我们认为，PIL的通量抵消导致了丝状体主轴下方的喷流，这触发了类似于系绳切割过程的喷发F1。喷发F2是由通过重连过程去除覆盖的拱廊环触发的。这两次暗条爆发都产生了高速（~ 1000 km/s）的日冕物质抛射。
2017-06-22 astro-ph.SR
Solar Eruptions Triggered by Flux Emergence Below or Near a Coronal Flux Rope
本文通过MHD模拟研究磁通量浮现触发日冕磁绳爆发的条件，识别出三种演化机制，并探讨了浮现磁通量位置和方向对爆发触发的影响。
2023-12-21 astro-ph.SR
Eruption of prominence triggered by coronal rain in the solar atmosphere observed by SDO/AIA and Stereo/EUVI
太阳大气中日冕物质抛射（CME）的触发过程尚未完全了解。我们使用从不同的航天器在几个波长的观测，以检测一个日珥/灯丝的不稳定过程，随后爆发的CME。SDO航天器获得了304、171、193和211飞秒的谱线时间序列，STEREO航天器获得了304、171、195和284飞秒的谱线时间序列。2011年11月8日至23日期间，SDO，STEREO_A和STEREO_B在不同角度观测到日珥/暗条系统。观测结果显示，在11月20日20：00 UT，一个巨大的龙卷风开始在日珥底部附近发展，后来导致出现日冕雨（11月21日16：00 UT），从日珥的主质量下降。日冕雨一直持续到11月22日20：20 UT，并导致日珥不稳定，之后在11月22日22：30 UT发生了CME。我们认为，由于日冕雨的质量损失可能会导致不稳定的连续性和随后的爆发。观测从日冕物质的主要部分落下的日冕雨可用于预测空间天气。
2021-10-04 astro-ph.SR
Formation and Eruption of a Double-decker Filament Triggered by Micro-bursts and Recurrent Jets in the Filament Channel
我们提出了一个双层灯丝的观察，以研究其形成，触发和喷发物理。据观察，双层长丝是通过分裂原始单丝而形成的。在分裂过程中，在暗条通道中观察到间歇性的亮点爆发，这导致了上暗条分支的产生。新形成的双层暗条的喷发可能是由暗条通道中的两个反复出现的双侧环形喷流和暗条上部物质的持续卸载所触发的。第一股急流与花丝的相互作用直接导致了下支的不稳定和上支的快速上升阶段。第二次急流在第一次急流后约3小时出现在同一地点，进一步干扰和加速了下丝支的上升。有趣的是，上升的下分支超过了上分支，然后两个分支可能合并成一个花丝。最后，整个暗条剧烈爆发并引发大规模的日冕物质抛射，在暗条通道两侧留下一对耀斑带和两个变暗区。我们认为，间歇性爆发可能直接导致暗条磁场的重新排列，从而形成双层暗条，而周期性喷流则进一步导致整个暗条系统的完全爆发。该研究为支持双层纤维可以通过将单纤维分裂成两个分支而形成的设想提供了令人信服的证据。
2018-05-31 astro-ph.SR
On Luminous Blue Variables as the Progenitors of Core-Collapse Supernovae, especially Type IIn Supernovae
亮蓝变星（LBV）是非常大质量、明亮、不稳定的恒星，经常爆发。在过去的几年里，这些恒星被认为是一些核心坍缩超新星（SNe）的直接祖先，特别是与恒星演化理论相冲突的I型In SNe。在本文中，我们调查了各种方案，其中LBV星已被建议为SNe的直接祖先。许多这些建议源于SNe似乎在高密度介质中膨胀的事实，这被解释为由具有高质量损失率的风引起的。另一些则是由于感知到SN特性与LBV特性之间的相似性而产生的。只有在SN 2005 gl的情况下，我们才发现LBV样祖细胞的有效可能性。其他场景遇到不同程度的困难。指出LBV是直接的核心坍缩SNe祖先的证据远不能令人信服。高质量损失率往往是通过假设风参数推导出来的，这与结果本身相矛盾。高密度并不一定意味着高的风质量损失率：风冲击扫过周围的介质可能会产生一个高密度的外壳，与低相关的风质量损失率。高密度也可能是由于风团，或由于在SN爆炸成为沃尔夫-拉叶星之前的LBV阶段。一些IIn型SNe似乎更多地表示SN生命中的一个阶段，而不是一类SNe，并且可能来自一种以上类型的祖先。持续几千年或更短时间的沃尔夫-拉叶相可能是II型Ins的更可能的祖先之一，并简要讨论了产生短寿命W-R相的通道。
2010-11-15 astro-ph.SR
The Spectral Temperature of Optically Thick Outflows with Application to Light Echo Spectra from $η$~Carinae's Giant Eruption
Rest等人（2012年）对$η$海脊光回波的探测为19世纪40年代巨大喷发的性质提供了重要的新观测约束。回波的光谱表明，相对较冷的光谱温度约为5500 K，低于Davidson（1987）光学厚风外流分析中提出的7000 K的下限。这导致了一场关于这种稳定的风模型相对于替代的爆炸性场景的可行性的辩论。在这里，我们提出了一个更新的分析风外流模型，使用较新的低温不透明度表和占更强的质量损失暗示的$>$ 10 Msun质量现在推断的侏儒。一个主要的结论是，由于$T<$ 6500 K的自由电子复合导致不透明度急剧下降，大约5000 K的低温与火山爆发推断的极端质量损失的风是相容的，并且确实是预期的。在辐射平衡的球形灰色模型内，我们推导出风的不透明度变化的各种假设下的光谱能量分布，为与观测到的光回波光谱进行比较提供了基础。这里的缩放结果也可能与其他高度光学厚的外流，包括那些从经典新星，巨大的爆发LBV和SN型IIn前体。因此，一个更广泛的问题仍然是，从这种爆发中观察到的复杂多变的特征是否可以从稳定或爆炸的范式中得到更好的理解，或者也许是这些理想化的平衡。
2016-06-12 astro-ph.SR
The Unprecedented 2012 Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a True Supernova
一些关于超新星（SN）发现的报告被证明不是真正的核心坍塌爆炸。SN 2009 ip就是其中一例，它被认为是一个亮蓝变星（LBV）喷发。这个来源有一个巨大的热祖星在爆炸前的数据中被确定，它记录了爆发前可变性的证据，随后在2010年发现了第二次爆发。同一个源在2012年再次变亮，早期光谱显示出与以前相同的窄线轮廓，这表明另一次LBV样的喷发。我们提出了SN 2009 ip的新光度学和光谱学，表明它已经转变为真正的SN。这些数据中最引人注目的发现是，与以前的报告不同，光谱显示出具有正常II型超新星（SNe II）特征的非常宽的P-Cygni轮廓的巴耳末线，除了SNe IIn和LBV中看到的窄发射线。发射分量的半高宽为8000 km/s，而天鹅座P-Cygni吸收分量的蓝色翅膀延伸到-13，000 km/s。这些速度是典型的SNe II，但从来没有与发射线从一个非终端LBV样喷发。起初，绝对星等峰值似乎比正常SNe的亮度要暗。然而，在短暂的衰落之后，该源在几天内迅速再次变亮至M_R=-17.5等。宽谱线大部分消失，光谱开始类似于SNe IIn早期的光学厚相。两周后，源在-18等附近稳定下来，之后随着源的褪色，光谱中再次出现宽的发射线。我们的结论是，2012年SN 2009 ip的爆发是一个真正的核心坍缩SN IIn的结果，发生在祖星处于LBV样的爆发阶段，SN最初是暗淡的，然后由于与星周物…
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Astrophysical Implications of Dust Formation During The Eruptions of Hot, Massive Stars
热恒星风中尘埃的形成与亮蓝变星（LBV）的典型爆发状态密不可分，因为它需要非常高的质量损失率，Mdot>10^（-2.5）Msun/年，才能使尘埃颗粒生长，并使风的非尘埃光学厚度将尘埃形成区与真正的恒星光球屏蔽。因此，围绕热恒星的尘埃壳层可以追溯到“大”爆发的历史，而银河系中这类壳层的统计数据表明，这些爆发很可能是M> 40 Msun恒星演化的主要质量损失机制。在如此高的Mdot下形成的尘埃也解释了为什么在这些贝壳中经常发现非常大的颗粒（amax>1微米），因为amax \propto Mdot。这些贝壳的统计数据（数量、年龄、质量和颗粒性质，如amax）提供了这种质量损失过程的考古记录。特别是，速度v，瞬变持续时间（已知）和喷射质量M的银河壳和超新星“冒名顶替者”提出作为他们的河外同行是非常不同的。虽然大部分的差异是由壳层寿命~1/（v sqrt（M））产生的选择效应，但需要更完整的银河系和河外星系调查来证明这两种现象有共同的起源，因为它们的观测属性基本上是不相交的。如果像目前所认为的那样，即使只有一小部分（1%）的超新星与如此致密的喷出物壳层发生了相互作用，那么爆发的驱动机制就一定与恒星演化的最后阶段有关，暗示着某种潜在的核燃烧不稳定性。
2011-09-12 astro-ph.SR
A Statistical Study of Solar Filament Eruptions That Forms High-Speed Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）在驱动空间天气方面起着决定性的作用，特别是快速的（例如，速度高于$800$ ~km~s $^{-1}$）。了解快速日冕物质抛射的触发机制有助于我们获得预测日冕物质抛射的重要信息。伴随CME的暗条喷发为研究CME的早期演化提供了良好的示踪剂。本文调查了66个伴随耀斑的快速日冕物质抛射，分析了触发机制（即磁重联或理想MHD过程）、耀斑和日冕物质抛射速度之间的相关性。基于SDO、GONG和STEREO的观测数据，我们发现：（1）活动区（AR）暗条和中间暗条（IFs）的爆发比宁静太阳（QS）暗条产生快日冕物质抛射的概率更高，而极冠（PC）暗条爆发的概率为零;（2）产生快速CME的AR暗条爆发更可能是由磁重联触发的，而QS和IF则更可能是由理想MHD过程触发的;（3）对于AR纤维和IF纤维，特定的触发机制对CME的速度影响不大，而对于QS纤维，理想的MHD机制更可能产生更快的CME;（4）暗条爆发的起始高度和上覆场的衰减指数与以往的统计研究结果有一定的差异：对于AR纤维和IFs，衰减指数较大，更接近理论阈值，而对于QS纤维，起始高度高于以前的结果。
2019-08-23 astro-ph.SR
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。
2010-06-02 astro-ph.SR
Cross-loop propagation of a quasi-periodic extreme-ultraviolet wave train triggered by successive stretching of magnetic field structures during a solar eruption
太阳极紫外（EUV）波通常是指在极紫外成像观测中从太阳爆发地点向外传播的大尺度扰动。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的观测资料，我们报道了一个以平均速率$\sim$ 308 km/s $^{-1}$向外传播的准周期波列。至少可以清楚地识别出周期为$\sim$ 120 s的五个波前。这些波前起源于冕环膨胀，其传播的表观速度为$\sim$ 95 km s $^{-1}$，比波列慢约3倍。在没有强烈横向膨胀的情况下，这些观测结果可以用Chen等人（2002）的理论模型来解释，该模型预测EUV波可能有两个分量：一个是快模式磁声波或冲击波的较快分量，以及由于闭合磁场线的连续拉伸而形成的较慢的表观前沿。在这种情况下，我们观察到的波列和连续的环路扩展可能分别对应于模型中的快分量和慢分量。
2022-10-13 astro-ph.SR physics.space-ph
Pre-Supernova Eruptions Triggered by Sudden Energy Deposition in Low-Mass Core-Collapse Supernova Progenitors
International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台超新星国际研究中心、超新星研究云南省重点实验室）
研究低质量核心坍缩超新星前体中突然能量沉积触发的喷发，通过模拟和光曲线计算揭示喷发前的光变特性及对超新星光曲线的影响。
2026-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
A failed filament eruption inside a coronal mass ejection in active region 11121
我们研究了2010年11月6日在NOAA活动区11121东南边缘附近观测到的一次失败的丝状喷发的形成和演化。本文利用SDO/AIA 304、171、131、193、335、94等6个时间序列的地磁图和SDO/HMI磁图，以及ROSA和ISOON Hα图像，对火山喷发活动区进行了研究。我们确定冠状环弧与四极磁配置，并表明，扩张和取消的中央环路拱廊系统的灯丝是由爆发的灯丝。爆发的细丝显示出明显的螺旋扭曲，并以反γ形的形式发展出同样的扭动迹象。观测结果支持了日冕四极重联触发的“磁爆发”过程。我们认为，反γ形磁绳的形成机制可能是MHD螺旋扭折不稳定性。喷发失败是由于大规模的、封闭的、覆盖在活动区周围的磁环拱廊。
2013-02-24 astro-ph.SR
SWAP-SECCHI Observations of a Mass-Loading Type Solar Eruption
我们提出了一个三维重建的喷发，发生在2010年4月3日使用的观测SWAP船上PROBA2和SECCHI船上STEREO。这一事件分为两部分：一开始较冷的物质流被限制在日冕的低层，接着是日冕中较高层的通量绳喷发。我们的结论是，质量卸载从第一部分引发了上升，随后，灾难性的损失的平衡的磁通绳。
2010-11-04 astro-ph.SR physics.space-ph
Giant Eruptions in Massive Stars and their Effect on the Stellar Structure
本研究利用 MESA 模拟 70 M⊙ 恒星在主序末期经历持续 20 年的巨型爆发，揭示其膨胀、收缩、光度下降及约 87 年后恢复至近初始状态的结构演化过程。
2024-08-03 astro-ph.SR
Was the nineteenth century giant eruption of Eta Carinae a merger event in a triple system?
我们讨论了导致海山二巨爆发的事件，发现19世纪中期（1838-1843年）的巨质量损失爆发具有由大质量近近距离双星的合并事件产生的特征，并由与大质量第三伴星的引力相互作用触发，该伴星是目前海山二系统中的伴星。我们得出这一结论的理论论据支持的计算机模拟使用天体物理多用途软件环境的组合。根据这个模型，高偏心船底座伊塔双星系统的主星$\sim 90$\，\MSun \是这次合并的产物，它的伴星$\sim 30$ \，\MSun \原本是系统中的第三颗星。在我们的模型中，侏儒星云是由极度增强的恒星风产生的，在合并之前，潮汐能量耗散为它提供了能量，这极大地促进了辐射驱动的风的质量损失。现在的轨道平面与侏儒的赤道平面对齐，对称的叶瓣大致与现在的船底座η双星的近星点辐角对齐。1838年发生了合并，这导致了侏儒星赤道面的大量非对称外流。在我们的模型中，1843年的爆发可以归因于随后的相遇，当时伴星（曾经是三重系统中最外层的恒星）穿过合并产物的膨胀包层，一次是当它再次通过近星点时。我们预言在Homunculus的赤道面上，该系统有一个50 km/s量级的超光速.我们的三重模型给出了一个可行的解释通常在LBV \citep{2015MNRAS.447..598S}中观察到的高失控速度。
2015-11-21 astro-ph.SR
Prominence instability and CMEs triggered by massive coronal rain in the solar atmosphere
日珥不稳定性的触发过程和由此产生的日冕物质抛射还没有完全被理解。日珥是由抵抗重力的洛伦兹力维持的，因此日冕雨导致日珥质量的减少可能会导致力平衡的改变，从而导致结构的不稳定。我们的目的是研究日冕雨对日珥稳定性和随后爆发的日冕物质抛射影响的观测证据。我们从不同角度使用AIA/SDO和SECCHI/STEREO航天器的同步观测来跟踪日珥/暗条的动态，并研究日冕雨在其不稳定性中的作用。使用SDO和STEREO获得的观测结果分析了2011-2012年期间观察到的三种不同的折射率/细丝。在这三种情况下，来自日珥体的大量日冕雨导致日珥的不稳定，随后导致CME的爆发。上升过程分为缓慢上升和快速上升两个阶段。日冕雨引发了初始的不稳定性缓慢上升，导致了18-28小时后的最终不稳定（快速上升阶段）。估算的日冕雨滴携带的质量通量表明，在质量损失40%后，日冕物质流变得不稳定。我们认为，最初的缓慢上升阶段是由大量日冕雨引起的日珥质量损失所触发的，而快速上升阶段，即随后的不稳定性，是由环面不稳定性和/或与上覆日冕场的磁重联所引起的。因此，日冕雨触发了日冕物质抛射的不稳定性和随之而来的日冕物质抛射。如果是这样的话，那么日冕雨可以用来预测日冕物质抛射，从而改善空间天气的预测。
2021-10-04 astro-ph.SR
Oscillations and mass-draining that lead to a sympathetic eruption of a quiescent filament
在本文中，我们提出了一个多波长的分析质量排水和振荡在一个大的静态灯丝之前，它的成功爆发2015年4月28日。一个较小的灯丝，是平行的，并在密切，350接近的喷发被观察到诱导纵向振荡，并提高质量内的灯丝的利益排水。振幅为25毫米和23公里的纵向振荡在其可观察到的周期内没有阻尼。随后，轻微增强的引流可能激发了肢体后面的喷发，导致进一步增强引流的反馈，并在感兴趣的细丝内诱导同步振荡。我们发现显着的阻尼这些同时振荡，横向振荡进行的振幅为15毫米和14公里，而纵向振荡涉及更大的位移和速度振幅（57毫米，43公里）。第二组振荡持续2个周期，周期相似，均为2小时。由此，支撑细丝的磁倾角的曲率半径和横向磁场强度可以估计为355 μ m和34 G。感兴趣的细丝内的质量排出持续14小时。视速度从35公里增长到85公里，过渡与振荡的发生相一致。我们的结论是，两个灯丝喷发是交感神经，即喷发的静态灯丝是由附近较小的灯丝喷发触发。
2021-10-10 astro-ph.SR
ALMA Spectral Survey of An eruptive Young star, V883 Ori (ASSAY): I. What triggered the current episode of eruption?
通过 ALMA 光谱巡天发现 V883 Ori 的喷发由包层向内盘下落触发，产生向内传播的旋波，增强中心恒星吸积。
2024-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Explosions Triggered by Violent Binary-Star Collisions: Application to Eta Carinae and other Eruptive Transients
本文讨论了一个模型，在一个偏心的双星系统中的恒星的剧烈的近星点碰撞引起的喷发或爆炸被视为一个短暂的瞬态源，归因于LBV，SN冒名顶替者，或其他瞬变。关键的成分是，一个演化的主要增加其光球半径在相对较短的时间尺度，到一个点的半径相当于或大于近星点分离的偏心双星。在这样的配置中，一个剧烈而突然的碰撞将随之发生，可能导致大量的物质喷射，而不是二元合并。在一个偏心系统中，重复的星周掠食可能会迅速升级为灾难性的遭遇，其中伴星实际上在近星点期间陷入膨胀的主星的光球层深处，这是主星增加自己半径的结果。这是由$η$船底座的情况所激发的，如果对现今轨道的传统估计是正确的，那么这样的碰撞一定发生过，并且在光变曲线中短暂的峰值与近星点重合。恒星碰撞可以解释像SN 2000 ch和SN 2009 ip这样的短周期LBV爆发，也可以解释相对低质量的祖星爆发（碰撞不一定是非常明亮的恒星的专属领域）。最后，在近星点反复引起的质量喷射导致轨道演化，这可能解释了非常偏心的碰撞风沃尔夫-拉叶双星如WR 140的起源。
2010-10-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The changing-type SN 2014C may come from an 11-$M_\odot$ star stripped by binary interaction and violent eruption
SN 2014 C是一颗前所未有的超新星，在$\sim$ 200天内从Ib型转变为IIn型。这种转变与氦星在一个由祖先剥离的氢包层的致密外壳包围的空腔中爆炸是一致的。爆炸后至少5年，喷出物继续与一个外部的，扩展的环星介质（CSM）的组成部分，甚至在致密壳之前喷出。然而，目前还不清楚是什么样的祖先在产生这种奇特的SN之前经历了如此复杂的质量损失历史。在本文中，我们根据哈勃太空望远镜（HST）的数据报告了SN 2014 C的宿主星团的新分析。通过仔细拟合其光谱能量分布（SED），我们得出一个精确的集群年龄为20.0 $^{+3.5}_{-2.6}$百万年，这对应于祖先的寿命假设共同进化。结合恒星演化模型，我们发现SN 2014 C的前身星可能是一颗$\sim$ 11- $M_\odot$星。先驱者的外壳部分被剥离的情况下C或情况下BC通过二元相互作用的质量转移，然后由一个猛烈的喷发，喷射出最后的氢层，最终爆炸。因此，SN 2014 C，与SN 2006 jc和2015 G一样，可能是第三个例子，即质量损失率与亮蓝变星（LBV）巨星爆发相匹配的猛烈爆发，也可以发生在质量更低的大质量恒星中，如果它们的包层在相互作用的双星中被部分或完全剥离。
2020-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Increasing activity in T CrB suggests nova eruption is impending
共生复发新星（RNe）的吸积率的估计往往达不到理论预期的数量级。如果白矮星（WD）的质量积累是高度分散的，并且大多数观测都是在低状态下进行的，那么这种明显的差异就可以解决。在这里，我们使用的档案数据的重新分析，从数字访问天空世纪@哈佛大学（DASCH）调查认为，最近的新星喷发共生RN T CrB，在1946年，发生在-因此触发-一个短暂的吸积高状态。基于相似的光学光变曲线在1946年左右的前一次喷发的时间，在1866年，我们认为WD在T CrB积累的大部分燃料需要点燃热核失控（TNR）在吸积高状态。这种状态的一个自然起源是类似于矮新星的吸积盘不稳定性，这是在共生双星中可能存在的大圆盘中预期的。因此，共生RNe中TNR的时间可以由它们的吸积盘的稳定性来决定。T CrB正处于吸积的高状态，就像我们在过去两次新星爆发中看到的那样。结合TNR发生时间的临近，基于前两颗新星（$2026 \pm$ 3）之间80年的间隔，目前的吸积高状态增加了未来几年TNR发生在T CrB的可能性。
2020-09-24 astro-ph.SR
The role of filament activation in a solar eruption
观测表明，暗条爆发和太阳耀斑之间的相互关系不能用一种独特的情景来描述。在某些情况下，暗条的爆发似乎引发了耀斑，而在其他情况下，观测结果与产生耀斑观测特征（例如，带状物、等离子射流、耀斑后环等）然后是灯丝的不稳定和爆发。我们研究的事件发生在NOAA 8471，其中耀斑和激活（至少）两个灯丝观察1999年2月28日。利用1216、1600、171、195等通道的成像资料，以及大陆BBSO和H $α$的成像资料，对这次地震进行了形态学研究。使用TRACE 1216和1600 μ m数据，获得“纯”Ly $α$功效的估计值。磁场线的外推是使用SOHO/MDI磁图并假设一个势场来完成的。位磁场外推表明耀斑后磁力线连通性发生了变化。该事件由位于$δ$点的两个极性之间的细丝的不稳定触发。这种不稳定涉及活动区的磁弧，并导致第二个灯丝的喷发，这引起了CME和超颗粒细胞上方的等离子体运动。我们的结论是，在这一事件中，两个灯丝发挥了积极的和决定性的作用，虽然在不同的阶段的现象，事实上，一个灯丝的不稳定导致增亮，重联和带状，而第二个，其爆发是由以前的重联导致的场的重新配置，经历了最大的变化，并导致日冕物质抛射。
2014-12-04 astro-ph.SR
Origins of Type Ibn SNe 2006jc/2015G in interacting binaries and implications for pre-SN eruptions
Ibn型超新星（SNe Ibn）是有趣的恒星爆炸，其光谱显示出窄的氦线，几乎没有氢。他们追踪了星周物质（CSM）的存在，这些物质是通过其剥离的包络祖先的前SN爆发形成的。早期的研究一般认为伊本超新星是由大质量沃尔夫-拉叶星（WR）通过单星演化而来。在本文中，我们报告了两个附近的类型Ibn SNe 2006 jc和2015 G的紫外（UV）和光学观测与哈勃太空望远镜（HST）在晚些时候进行。在SN 2006 jc的位置探测到一个点源，证实了Maund等人的结论，即它是SN 2006 jc的伴星。它在赫兹斯普朗-拉塞尔（HR）图上的位置对应于一颗脱离主序星（MS）演化的恒星;进一步的分析意味着伴星的初始质量较低（$M_2$ $\le$ 11.9 $^{+1.2}_{-0.8}$ $M_\odot$），次级与初级初始质量比非常接近1（$q$ = $M_2/M_1$ $\sim$ 1）; SN祖细胞的氢包膜已通过二元相互作用剥离。我们没有发现SN 2015 G的伴星。对于这两个SNe，周围的恒星星族有相对较老的年龄，并反对任何大质量WR星作为他们的祖先。这些结果表明，SNe Ibn可能在相互作用的双星中具有较低质量的起源。因此，他们还提供了证据，证明在大质量亮蓝变星（LBV）中常见的巨大爆发也可能发生在核心坍塌之前的低质量剥离包层恒星中。
2019-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stealth Coronal Mass Ejections from Active Regions
隐形日冕物质抛射（CME）是太阳的喷发，没有明显的低日冕信号。这些日冕物质抛射的特征是速度较慢，但仍然可以对地球产生影响，影响地球上的空间天气。因此，了解这些火山爆发的科学基础将大大提高我们探测并最终预测它们的能力。我们提出了一个研究的两个隐形CME分析使用先进的图像处理技术，揭示其微弱的签名，从极紫外线（EUV）成像仪上的观测太阳和日光层天文台（SOHO），太阳动力学天文台（SDO），和日地关系天文台（STEREO）航天器。这些航天器提供的不同视角为同时从上方和侧面研究每次喷发提供了机会。对于每一个事件，EUV和磁记录观测相结合，以揭示爆发的日冕结构。对于一个事件，观测表明在CME的快速上升阶段之前存在磁通量绳。我们发现，这两个事件起源于活跃地区，很可能是由附近的喷发引发的交感CME。我们讨论的物理过程中发生的时间导致了每个隐形CME的发病，并得出结论，这些爆发的低能量和速度尾分布的CME事件的一部分，并不是一个独特的现象。
2019-07-30 astro-ph.SR
New ATCA, ALMA and VISIR observations of the candidate LBV SK-67266 (S61): the nebular mass from modelling 3D density distributions
我们提出了新的观测周围的星云麦哲伦候选发光蓝变量S61。其中包括澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）、阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和甚大望远镜（VLT）的VISIR获得的高分辨率数据。该星云仅在无线电中被发现，高达17 GHz。17 GHz的ATCA地图，0.8角秒的分辨率，允许与H $α$哈勃太空望远镜图像的形态比较。射电星云类似于一个球形壳，就像在光学上一样。光谱指数图表明，射电辐射是由于电离的光学薄气体中的自由-自由跃迁，但也有不均匀性的暗示。我们提出了我们的新的公共代码RHOCUBE模型的三维密度分布，并确定通过贝叶斯推断的星云的几何参数。我们应用该代码来模拟S61星云中的电子密度分布。我们发现，不同的分布拟合的数据，但他们都收敛到相同的电离质量，~0.1 $\rm M\odot$，这是一个数量级小于以前的估计。我们展示了如何使用星云模型来获得具有高时间分辨率的质量损失历史。这个星云可能是通过恒星风而不是喷发形成的。从ALMA和VISIR的非检测，加上派生的消光图，我们推断，空间望远镜观察到的红外辐射必须产生于电离区域内的扩展，扩散的尘埃。
2016-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal effects and periastron events in binary stars
在偏心轨道上的双星经常被报道在近星点通过附近呈现出越来越多的活动水平。在本文中，我们提出的计算结果，从第一原理的速度场的表面上的一颗恒星，是由一个双伴星扰动。这使我们能够遵循轨道相位依赖的动能的数量，可能会通过粘性剪切，点E，驱动潮汐相互作用。对于恒星半径相对于近星点轨道间距较小的恒星（R/rper < 0.14），亚同步自转的极大值出现在近星点之前，超同步自转的极大值出现在近星点之后。然而，对于更大的恒星半径，点E振荡的轨道周期和近星点通道不会导致一个特别大的增强能量耗散率比其他一些轨道阶段。最后，我们进行了探索性的计算WR/LBV二进制系统，在1993年至1994年经历了LBV样喷发，HD 5980。我们的dot-E计算再现了HD 5980最近可见光曲线中出现的近星点通道周围的振荡。我们认为，异步旋转双星潮汐流的能量耗散可能提供了一种机制，通过这种机制，演化中的恒星可能被驱动到一个活跃的状态。考虑到潮汐扰动的性质，预计由此产生的质量损失分布在恒星表面是不均匀的，并且高度依赖于时间。
2009-03-06 astro-ph.SR
Quiet Sun Explosive Events: Jets, Splashes, and Eruptions
爆炸事件是一种小的过渡区现象，其特征是在其线轮廓中具有宽的非高斯翼。来自太阳动力学天文台（SDO）的图像给出了用紫外光谱仪SUMER/SOHO拍摄的安静太阳区域的OVI光谱中看到的爆炸事件现场的等离子体动力学的第一个视图。在超颗粒网络细胞的交界处或新兴通量附近都可以看到明显的事件爆发。其中三个是在其周围的过渡区（304 A）和日冕（171 A）活动的背景下描述的。其中一个显示血浆从一个小回路的一个足点喷出，导致另一个足点出现"飞溅"。第二个与通量抵消有关，从SDO/HMI磁图推断，以及日冕变暗，周围是明亮的EUV发射环，在光谱仪狭缝穿过明亮环的位置发生爆炸事件。第三系列事件发生在一个缓慢的小型CME的基础上。这里研究的所有事件都意味着可能由超颗粒结处的磁重联触发的喷流。事件来自AIA图像中看到的射流足迹附近的站点，并且可能来自诱导高速流的着陆站点。它们不是由骨针的快速旋转引起的。
2012-10-29 astro-ph.SR
An Extreme Ultraviolet Wave Associated with A Solar Filament Activation
极紫外（EUV）波是令人印象深刻的日冕传播扰动。它们与各种爆发活动密切相关，可用于全球冠状地震学和太阳高能粒子加速研究。因此，对极紫外波的研究在太阳爆发和空间天气研究中具有重要意义。在这里，我们提出了一个EUV波与灯丝激活，没有演变成任何喷发。由于在其一端连续的磁通量出现和抵消，细丝以解捻运动上升，并且细丝质量沿着上升场流向另一端。有趣的是，灯丝激活后，EUV波形成了一个快速的恒定速度（$\sim$ 500 km s $^{-1}$）的前面的质量流，和覆盖的冠环扩大在横向和径向方向。排除远程耀斑和缺席的日冕物质抛射的可能性，我们认为，EUV波只与灯丝激活密切相关。此外，它们之间密切的空间和时间关系表明，极紫外波很可能是由上覆环的横向扩张直接触发的。我们认为EUV波可以解释为线性快模波，成功产生EUV波的关键是激活的灯丝质量流驱动上覆环的脉冲早期横向扩展，而没有任何喷发。
2020-04-10 astro-ph.SR
Interaction of two filaments in a long filament channel associated with twin coronal mass ejections
利用太阳动力学天文台的高质量观测，我们在2016年1月26日呈现了与双日冕物质抛射（CME）相关的长灯丝通道中的两个灯丝（F1和F2）的相互作用。在喷发前，观测到一系列快速的磁通量消失和出现，这可能触发了西暗条（F1）的上升。F1上升的东足点向暗条通道的东端移动，伴随着爆发后的环带和耀斑带。这可能表明一次涉及长暗条通道的大规模喷发，是由F1和东暗条（F2）相互作用的结果。一些明亮的等离子体飞过F2，而F2在喷发期间保持静止，可能是由于其上覆的较低磁场的限制。有趣的是，F1的脉冲推动其上覆的磁弧形成了第一次CME，而F1最终在与附近的冕洞碰撞后演变为第二次CME。我们认为，F1和F2的叠加磁场的相互作用导致了合并重联，形成了一个更长的爆发性暗条环。我们的结果也提供了一个可能的图片的起源的孪生CME，并显示大规模的磁拓扑结构的冕洞是重要的CME的最终传播方向。
2017-01-18 astro-ph.SR
Young Faithful: The Eruptions of EC 53 as It Cycles through Filling and Draining the Inner Disk
虽然年轻的恒星物体有时会经历吸积爆发，但这些爆发通常是零星发生的，这使得它们在观测上的研究和理论上的解释都具有挑战性。我们建立了一个示意性的描述周期性爆发的年轻恒星对象EC 53使用近红外和亚毫米监测获得超过六个周期，每个持续$\approx530$天。EC 53在$0.12$ yr上增亮，$0.3$等为850 $μ$ m，$2$等为3.35 $μ$ m，$1.5$等为近红外波长，最大亮度与$\sim8\times10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的吸积率一致。然后，发射以$\approx0.74$年的e折叠时间尺度衰减，直到吸积速率为$\sim1\times10^{-6}$ M $_\odot$年$^{-1}$。下一次爆发发生了，可能是由内部圆盘中$\sim5\times10^{-6}$ M $_\odot$质量的积累引发的，足以使它变得不稳定并流入恒星。就在爆发之前，当气盘几乎被补充时，近红外颜色变得更红，表明气盘的几何高度因质量积聚而增加。在最初的爆发后，红化很快就消失了，因为大部分物质从圆盘中排出。我们量化的物理参数的吸积过程中EC 53通过假设$α$盘制定，所观察到的磁盘属性和吸积率的约束。虽然我们只能推测这些忠实爆发的可能触发因素，但我们希望我们的量化示意图将激励理论家们测试可能导致内部圆盘中物质周期性积聚和流失的假设机制。
2020-09-17 astro-ph.SR
Initiation of Coronal Mass Ejections by Sunspot Rotation
我们研究了2006年7月6日发生在活动区NOAA 10898的暗条喷发、双带耀斑和日冕物质抛射（CME）。暗条位于一个强大的太阳黑子的南部，这个黑子主宰着这个区域。在导致爆发的演变过程中，以及在爆发后的一段时间内，观测到太阳黑子逆时针旋转了大约30度。我们认为，旋转触发了逐步扩大的磁场以上的灯丝爆发。为了测试这种情况下，我们研究扭曲的初始势场覆盖预先存在的磁通绳的效果，使用三维零$β$ MHD模拟。我们首先考虑一个相对简单和对称的系统，然后研究一个更复杂和不对称的磁位形，其光球通量分布和日冕结构由观测和位场外推指导。在这两种情况下，我们发现，扭曲导致的覆盖场的扩展。由于磁张力逐渐减小，磁绳准静态地适应变化的环境场，缓慢上升。一旦张力充分减小，就会出现明显的第二个演化阶段，其中磁通绳进入以强加速度为特征的不稳定状态。因此，我们的模拟提出了一个新的机制，在旋转的太阳黑子附近的喷发触发。
2014-01-13 astro-ph.SR
Multi-thermal jet formation triggered by flux emergence
本研究结合观测与磁流体模拟，揭示足点磁通量浮现如何驱动磁重联、迁移日冕雨，并同时形成冷喷流与热X射线喷流。
2023-04-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the nature of the prototype LBV AG Carinae I. Fundamental parameters during visual minimum phases and changes in the bolometric luminosity during the S-Dor cycle
我们提出了一个详细的光谱分析的发光的蓝色变量AG船底座在最后两个视觉最低阶段的S-Dor周期（1985-1990年和2000-2003年）。分析揭示了过量的He，N和Na，以及H，C和O的耗尽，在AG Car的表面上，表明存在hoc处理的材料。此外，恒星表面的N/O比值比星云中的高。我们发现AG Car的最小相位彼此不相等，因为我们推导出了1985-1990年（22，800 K）和2000-2001年（17，000 K）期间达到的最大有效温度之间的显著差异。1985-1990年的风终极速度为300公里/秒，2001年低至105公里/秒。然而，1985-1990年的质量损失率（1.5 x 10^（-5）Msun/年）低于2000-2001年的质量损失率（3.7 x 10^（-5）Msun/年）。我们发现，AG车的风是显着的丛生（f=0.10 - 0.25），必须在风深处形成团块。我们推导出在两个最小阶段的辐射热光度为1.5 x 10^6 Lsun，与通常的假设相反，随着恒星向V波段最大通量移动，辐射热光度降低到1.0 x 10^6 Lsun。假设AG Car的热光度下降是由于用于膨胀恒星外层的能量（Lamers 1995），我们发现膨胀层大约包含0.6 - 2 Msun。这样的质量比AG Car周围的星云质量低一个数量级，但与低光度LBV周围的星云质量和Eta Car的小矮人质量相当…
2009-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A massive nebula around the Luminous Blue Variable star RMC143 revealed by ALMA
亮蓝变星（LBV）RMC 143位于剑鱼座复合体30的外围，这是一个富含星际物质和热发光恒星的区域。本文报道了用ALMA对$3σ$进行的星周星云亚毫米探测。观察到的形态在亚毫米是不同于以前观察到的HST和ATCA在光学和厘米波长制度。RMC 143的光谱能量分布（SED）表明，两种发射机制有助于亚毫米级的发射：光学薄韧致辐射和灰尘。消光图和SED都与一个尘埃质量为$0.055\pm0.018~M_{\odot}$（假设是$κ_{850}=1.7\rm\,cm^{2}\,g^{-1}$）的大质量尘埃星云相一致。到目前为止，RMC 143拥有麦哲伦星云中观测到的最多尘埃的LBV星云。我们还根据2015/16年获得的VLT/X-shooter光谱重新检查了RMC 143的LBV分类，并回顾了出版记录。辐射传输程序CMFGEN被用来推导它的基本恒星参数。我们发现$\sim 8500$ ~K有一个有效温度，$(L/L_{\odot}) = 5.32$有一个对数光度，$1.0 \times 10^{-5}~M_{\odot}$ ~yr $^{-1}$有一个相对较高的质量损失率。它的光度远低于先前的估计，这意味着PDMATHAMT目前的恒星质量与$\sim 5.5~M_{\odot}$的星云质量相当（假设气尘比为100），这表明该恒星在过去的LBV爆发或双星相互作用中失去了很大一部分初始质量。虽…
2019-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study the build-up, initiation and acceleration of 2008 April 26 coronal mass ejection observed by STEREO
在本文中，我们分析了完整的演变，从几天前的爆发开始，并最终加速和传播，的CME发生在2008年4月26日使用前所未有的高节奏和多波长观测的立体声。CME爆发前几天存在频繁的暗条活动和极紫外喷流。这些活动可能是由光球辐合运动驱动的低层大气磁重联引起的，这在SOHO上的MDI（Michelson Doppler Imager）磁象序列中很明显。低层缓慢的磁重联可能是日冕中储存磁自由能和形成S形核心场或导致最终爆发的磁绳的原因。极紫外线增亮的发生在S形核心领域之前的磁通绳的上升意味着喷发是由内部的系绳切割重联，而不是外部的突破重联。在脉冲加速期间，内日冕CME加速的时间剖面与由足点分离和RHESSI 15-25 keV HXR通量曲线推断的重联电场的时间剖面一致。这一日冕物质抛射的完整演化过程可以分为四个不同的阶段：积聚阶段、初始阶段、主要加速阶段和传播阶段。讨论了这些阶段之间的物理性质和过渡，试图提供一个全球性的图片CME动态演化。
2010-02-26 astro-ph.SR
On Flux Rope Stability and Atmospheric Stratification in Models of Coronal Mass Ejections Triggered by Flux Emergence
通量出射被广泛认为在日冕物质抛射的起始中起着重要的作用。Chen-Shibata（2000）模型解决了新兴通量和通量绳喷发之间的联系，可以通过数值计算来研究通过光球的新兴通量如何影响预先存在的日冕通量绳的喷发。模型的初始条件和重联微观物理的敏感性进行了研究与参数的研究。特别是，我们的目标是了解在X点坍缩的背景下的日冕通量绳的稳定性和边界驱动的影响，在未分层和分层的大气。在没有驾驶的情况下，我们评估X点附近的波的行为。应用边界驱动技术，研究了重联微物理和大气层结对爆发的影响。我们发现，陈柴田平衡可以是不稳定的X点崩溃，即使在没有驱动，由于波积累在X点。然而，可以通过降低等离子体的可压缩性来稳定平衡，这允许小振幅波通过X点而不累积。通过光球边界驱动的模拟，评估了重联微物理和大气层结对所产生动力学的影响：我们表明系统的演化主要由全球磁场的结构决定，对磁重联的微物理几乎不敏感;在分层大气中，我们发现了一种新的机制，周期性的行为，在重联网站背后的上升通量绳作为一个可能的解释类似的现象，在太阳和恒星耀斑观察。
2014-08-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Eruptions of Magnetic Ropes in Two Homologous Solar Events on 2002 June 1 and 2: a Key to Understanding of an Enigmatic Flare
本文的目的是了解2002年6月1日和2日发生在同一太阳活动区9973的两次类似爆发事件的驱动因素、结构和情景。Sui、Holman和Dennis（2006，2008）曾研究过6月2日的事件，他们得出结论认为，这对流行的耀斑模型来说是一个挑战。使用多光谱数据，我们分析了这两个事件的组合。每一个事件都表现出一个不断演变的尖点样特征。我们已经发现，这些明显的"尖点“最有可能是由扭曲的磁通量绳模拟的，但不太可能与标准耀斑模型中的倒Y形磁位形有关。这些磁绳起源于一个漏斗状的磁畴内部，其底部由极紫外环结构限定，顶部与日冕零点相关联。绳索似乎是事件的主要驱动力，但它们的上升并不是由日冕零点的重连引发的。我们提出了一个方案和三维计划，这些事件中的暗条爆发和耀斑所造成的相互作用的绳索。
2009-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015bh: NGC 2770's 4th supernova or a luminous blue variable on its way to a Wolf-Rayet star?
在生命的最后阶段，超大质量恒星通常会表现出不可预测的爆发，可以模仿超新星，所谓的“SN冒名顶替者”，但这种区别并不总是直截了当的。在这里，我们介绍了NGC 2770中一个亮蓝变星（LBV）在20多年的爆发中的观测结果，该变星在2015年经历了一次可能的终端爆炸，称为SN 2015 bh。该可能的SN或“主要事件”之前，在最大值前40天出现了$\sim$峰值前兆。主事件的总能量释放为$\sim$ 1.8 $\times$ 10 $^{49}$ erg，可通过$<$ 0.5 M $_\odot$壳陷入致密CSM来模拟。所有的发射线显示一个单一的狭窄的P-Cygni配置文件在LBV阶段和双P-Cygni配置文件后的最大值，这表明该第二个组件与可能的SN的关联。自1994年以来，这颗恒星比典型的S-Dor爆发时更红。SN 2015 bh位于NGC 2770的旋臂内，邻近许多小型恒星形成区，金属丰度为$\sim$ 0.5太阳，恒星星族年龄为700 - 1000万年。SN 2015 bh与SN 2009 ip有许多相似之处，它们与其他例子一起可能形成一类新的天体，这些天体在“超级喷发”或最终的核心坍塌之前几十年就爆发了。如果恒星在这一事件中幸存下来，它无疑会发生变化，我们认为这些“僵尸星”可能会在短短几年的时间内从LBV演变为Wolf Rayet星。这些类型的大质量恒星的最终命运只能在可能的S…
2016-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
