The unusual photometric behavior of the new FUor star V2493 Cyg (HBC 722)
本文介绍了在NGC 7000/IC 5070星野中发现的一颗新的FUor星的光度学研究的最新结果。天鹅座V2493在2010年夏天的爆发引起了天文学界的极大兴趣。V2493 Cyg是第一个FUor天体，它的爆发从一开始就在所有光谱范围内被观测到。在2010年9月/10月达到第一个极大值后，天鹅座V2493的亮度缓慢下降，到2011年春季/初夏减弱了1.45等（V）。自2011年秋季以来，另一次亮度增加，直到2013年4月，这颗恒星的亮度增加了1.8等（V）。最近的光度数据显示，该恒星在2013年4月至8月期间保持最大亮度，记录的爆发幅度达到Delta V=5.1 mag.因此，V2493 Cyg的爆发持续了三年多。我们预计，在未来几年内，对这一天体的兴趣将增加，其结果将有助于探索年轻恒星的性质。
2013-10-20 astro-ph.SR
The Pre-Outburst Properties of the FU Ori Object HBC 722
本文利用 HBC 722 爆发前的低分辨率光谱和档案测光，测定其光谱型为 M3.3±0.4、爆发前吸积率为 7×10⁻⁹ M⊙ yr⁻¹、消光约 1.45 mag，并发现其半径约为同类恒星两倍，揭示了 FU Ori 型爆发前身星的恒星与吸积性质。
2025-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Variability at the Edge: Optical Near/IR Rapid Cadence Monitoring of Newly Outbursting FU Orionis Object HBC 722
我们提出了一个新的爆发FU猎户座型对象HBC 722的r-波段光变曲线的日时间尺度周期性变化的检测，从> 42个晚上的观测与CQUEAN仪器上的麦克唐纳天文台2.1米望远镜。HBC 722的光学/近红外光变曲线显示了一系列复杂的周期性变化，在去除总体基线变化后，聚集在5.8天（0.044等振幅）和1.28天（0.016等振幅）周期附近。我们属性的不寻常的可比强度信号的数量有关的一个现象，在吸积率与FUOR的临时增加。我们认为半随机的“闪烁”，磁制动/场压缩和旋转不对称的磁盘不稳定区域的潜在来源的变化。假设5.8天的周期是由于恒星自转和1.28天的周期是开普勒自转的指示内半径的吸积盘（在2 R（星）），我们得出的B-场强度为2.2-2.7 kG，略大于典型的金牛T星。相反，如果5.8天的信号来自于盘的不对称性，则不稳定区域的外半径为5.4 R（星），与FU或盘的模型一致。在这个复杂的源和相关对象的时域的进一步探索将是理解吸积过程的关键。
2012-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disentangling the Environment of the FU Orionis Candidate HBC 722 with Herschel
我们分析了新的FU猎户座型物体HBC 722周围的亚毫米辐射。我们提出了HBC 722的活动环境的第一个观测时代，来自PACS，SPIRE和HIFI的赫歇尔空间天文台的成像和光谱，以及CO J= 2-1和350 μ m成像（SHARC-II）与加州理工学院亚毫米波天文台。该区域的亚毫米连续辐射的主要来源-2 MASS 20581767+4353310 -位于光学耀斑源东南偏南的16 $\arcsec$，而光学和近红外辐射主要由HBC 722控制。一个双极流出物延伸到HBC 722上;最有可能的驱动器是亚毫米波源。我们检测到温暖（100 K）和热（246 K）的CO排放在周围地区，在附近的外流驱动加热的证据。HBC 722周围的区域本身几乎没有证据表明新爆发源本身驱动了加热。
2011-03-10 astro-ph.SR
Resolving the Binary Components of the Outbursting Protostar HBC 494 with ALMA
本研究利用ALMA高分辨率观测将爆发原恒星HBC 494解析为双星系统，发现主星更亮更大且无环双星盘，并报告了分子谱线观测揭示的外流与包络结构。
2023-06-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Application of a Steady-State Accretion Disk Model to Spectrophotometry and High-Resolution Spectra of Two Recent FU Ori Outbursts
我们应用一个传统的吸积盘模型对FU Ori-type天体HBC 722和Gaia 17 bpi进行了计算。我们的基础模型是一个稳态的，薄开普勒磁盘具有修改后的Shakura-Sunyaev温度分布，每个环辐射的NextGen大气在适当的温度下给出的面积加权光谱。我们探索偏离标准模型通过改变温度分布在最里面的区域的磁盘帐户“边界区域”的影响。我们认为，整体光谱能量分布（SED）以及中等和高分辨率的光谱在评估最佳拟合模型的数据。通过马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）参数估计技术研究参数退化。允许所有参数变化，我们发现吸积率为HBC 722的$\dot{M} = 10^{-4.90} M_\odot \textrm{ yr}^{-1}\; {}^{+0.99}_{-0.40} \textrm{ dex}$和盖亚17 bpi的$\dot{M} = 10^{-6.70} M_\odot \textrm{ yr}^{-1}\; {}^{+0.46}_{-0.36} \textrm{ dex}$ ;相应的最大磁盘温度分别为$7100_{-500}^{+300}$ K和$7900_{-400}^{+900}$ K。虽然HBC 722的吸积速率与其他FU Ori-type天体相同，但盖亚17 bpi的吸积速率比以前报道的典型天体低，与其较低的光度相称。替代模型，固定一些磁盘或恒星的参数，也提出了更严格的…
2021-12-02 astro-ph.SR
High Resolution Optical and NIR Spectra of HBC 722
我们提出了高分辨率（R $\ge$ 30，000）的光学和近红外光谱监测观测的结果HBC 722，最近FU Orionis对象，在2010年经历了吸积爆发。我们用BOES，HET-HRS和IGRINS光谱仪在爆发的不同点上观察了HBC 722的光学/近红外光谱。我们发现原子线具有强烈的蓝移吸收功能或天鹅座P剖面，这两个证据的风驱动的吸积。有些线显示出宽的双峰吸收特征，这是盘旋转的证据。然而，风驱动和盘驱动的光谱特征在时间上是反相关的;当风特征消失时，盘特征变得强烈。这种反相关性可能表明，在前两年，内盘的重建被风压中断。双峰轮廓的半深半宽（HWHD）随波长减小，表明开普勒旋转;具有盘特征的光谱由旋转速度为70 km/s $^{-1}$的G5模板恒星光谱卷积拟合，而近红外盘特征由旋转速度为50 km/s $^{-1}$的K5模板恒星光谱卷积拟合。因此，光学和近红外光谱似乎分别在39和76 $\textit{R}_{\odot}$处跟踪圆盘。我们适合在磁盘上的幂律温度分布，找到一个指数为0.8，光学厚吸积盘模型。
2015-05-13 astro-ph.SR
The Low-Mass Companion to the Lithium-Depleted, Spectroscopic Binary HBC 425 (St 34)
我们提出了高角分辨率，近红外成像和光谱学的低质量的同伴锂耗尽，双线光谱二进制HBC 425（St 34）获得使用近红外光谱仪（NIRSPEC）和凯克II自适应光学系统。伴星HBC 425 C位于主星对东南方1.23”处，暗约2.4等，为2.2微米。中等分辨率（R~2500）J-和K-波段光谱显示HBC 425 C具有M5.5（+/-0.5）光谱类型。与主序前演化模型的比较意味着质量约为0.09 M（太阳），年龄为800 - 1000万年，假设金牛座-御夫座的名义距离（约140 pc），或约2500万年，如果放置在约90 pc。我们还提出了高色散，光学光谱的HBC 425和HBC 425 C获得使用高分辨率阶梯光谱仪（HIRES）的凯克一。我们在HBC 425 C的光谱中检测到强的Li I 6708吸收。使用曲线的增长Li I 6708双峰，我们估计其丰度水平之间的对数N（Li）=1.9和3.1德克斯。HBC 425的光谱显示出Ca II H & K，He I 5876，6678，以及强烈的巴耳末线发射，与吸积一致。我们对锂的表面丰度设置了更严格的上限，发现HBC 425保留了不到其原始丰度的0.1%。HBC 425 C光球层中锂的存在并不能解决原恒星对等时线年龄和锂耗尽年龄之间的差异。然而，如果锂相对于星际丰度水平被耗尽，即使是最低限度的，也会为这个三级系统的更高级年龄提供相当大的…
2011-11-08 astro-ph.SR
The outburst and nature of two young eruptive stars in the North America/Pelican Nebula Complex
上下文2010年8月，位于北美/鹈鹕星云复合体的两个年轻恒星物体突然变亮。早期的观测表明，这些天体可能属于FUor或EXor类的年轻爆发恒星。FUOR和EXOR的爆发通常被解释为从拱星盘到原恒星的物质吸积增强。目标。为了确定这两个物体的真实性质，我们启动了一个光学和近红外监测计划，并利用档案观测和文献数据补充了我们的数据。方法.我们绘制并分析了爆发前和爆发的光谱能量分布（SED）、多滤光片光变曲线和颜色-颜色图。结果HBC 722在大约两个月内单调变亮，在最大亮度期间获得的SED表明出现了热的单温黑体。目前的衰落速度意味着这颗恒星将在大约一年后恢复平静，这对它是否被归类为真正的FUor提出了质疑。VSX J205126.1+440523的爆发较为平缓，但达到了前所未有的高幅度。在峰值之后的2.5个月，它的光变曲线显示出一个深的最小值，此时该物体接近其爆发前的光学亮度。进一步的监测表明，它仍然远远没有平静下来。结论.光变曲线的形状、测辐射热光度和吸积率表明，这些天体不属于经典的FUor群。虽然HBC 722表现出真正的FUor的所有光谱特性，但与经典FUor相比，它的光度和吸积率太低，时间尺度太快。VSX J205126.1+440523似乎是一个快速消光变化调制光变曲线的例子。
2011-01-17 astro-ph.SR
An Expanding Accretion Disk and a Warm Disk Wind As Seen In the Spectral Evolution of HBC 722
本文分析了FU Ori天体HBC 722的爆发后演化，利用粘性吸积盘模型确定盘物理参数，发现吸积率变化驱动光学测光变化且盘外缘扩张，并揭示了由开普勒盘大气和两部分温暖盘风组成的盘系统结构。
2024-05-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematic and Dynamic Properties of HBC 494's Wide-Angle Outflows
本研究利用ALMA多阵列观测数据，精确测算猎户座A分子云中FU Orionis型双星HBC 494的大尺度外向流参数，首次发现次级外向流空腔，并证实其外向流为双星两个成员源外向流重叠的复合结构。
2024-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A mm and near-IR study of YSOs: from outbursting protostars to satellites
本博士论文通过ALMA毫米波和VLT/SPHERE近红外观测，研究爆发型原恒星HBC 494和褐矮星伴星η Tel B两个双星系统，揭示其盘结构、轨道特征及卫星探测极限，深化对恒星形成与演化的理解。
2024-07-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for an FU Orionis-like Outburst from a Classical T Tauri Star
我们提出了新的FU猎户座一样的年轻恒星对象PTF 10 qpf（也被称为LkHa 188-G4和HBC 722）的爆发前和爆发后的观测。在这次爆发之前，LkHa 188-G4被归类为一颗经典的金牛座T星，依据是它的光学发射线光谱叠加在K8型光球上，以及光度变化。LkHa 188-G4的中红外光谱指数表明它是一个II类天体。LkHa 188-G4在2009年8月开始的约11个月内稳定上升约1等，随后在约2个月的时间尺度上突然上升> 3等。在喷发期间进行的观察显示了FU Orionis变量的定义特征：（i）亮度增加> 4等，（ii）出现明亮的光学/近红外反射星云，（iii）光谱与G超巨星一致，主要是吸收线，唯一的例外是H α，其特征是天鹅座P型轮廓，（iv）在CO和H_2O的近红外吸收谱中，发现了类似于K-M巨星/超巨星的吸收峰，（v）在H和He的流出谱中，发现了蓝移的吸收峰。LkHa 188-G4是第一个在爆发前阶段具有良好采样的光学到中红外光谱能量分布的FU猎户座类成员。PTF 10 qpf爆发与先前确定的经典金牛座T星LkHa 188-G4（HBC 722）的关联提供了强有力的证据，表明FU猎户座样爆发代表了增强的盘吸积和流出的时期，可能是由盘中的不稳定性引发的。PTF 10 qpf作为FU猎户座类变量的早期识别将使其在爆发后的演化过程中能够进行详细的光度和光谱观测，以与其他已知…
2011-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Early Science View of FUor/EXor objects. II. The Very Wide Outflow Driven by HBC 494
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）周期-2观测的HBC 494分子流出和信封。HBC 494是一个类似猎户座FU的天体，位于猎户座A星云中，与反射星云Re 50和Re 50 N有关。我们使用$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O谱线数据来独立地描述与HBC 494相关的流出和包络结构。$^{12}$ CO发射的矩-1图显示了迄今为止已知的I类天体中最宽的流出空腔（张开角$\sim$ 150 $^{^{\circ}}$）。宽外流的形态很可能是由于来自内部圆盘和周围包络的风之间的相互作用。低速蓝移和红移的$^{13}$ CO和C $^{18}$ O辐射跟踪拱星包层的旋转和下沉运动。使用分子线数据和采用标准的方法校正光学深度效应，我们估计它的运动学性质，包括流出质量的顺序为10 $^{-1}$ M $_{\odot}$。考虑到大的估计流出质量的HBC 494，我们的研究结果支持最近的理论工作表明，风驱动的过程可能会主导原行星盘通过充满活力的外流的演变。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Flickering around the outburst cycle in Kepler dwarf novae
利用几颗矮新星的高节奏Kepler光变曲线在数量和质量上的不平行性，研究了它们在爆发周期前后的闪烁强度和功率谱的高频谱指数随星等的变化。以前的工作表明，闪烁的强度（在一个幅度尺度上）几乎是恒定的，高于一个给定的亮度阈值，只有在微弱的幅度上升被确认为大多数的调查系统。作为一个新的功能，在闪烁强度的滞后被认为是在这个意义上，在相同的幅度水平闪烁是更强的下降期间从爆发期间比在上升。在光谱指数中也可以看到类似的滞后现象。在这两种情况下，它可以定性地解释在DIM模型的矮新星爆发的合理假设。
2021-12-10 astro-ph.SR
Gaia 18dvy: a new FUor in the Cygnus OB3 association
我们目前的光学红外光度和光谱观测Gaia 18 dvy，位于天鹅座OB 3协会在1.88千秒差距的距离。该物体在2018-2019年的光变曲线显示出$\gtrsim$ 4等的上升时被盖亚警报系统注意到。在中红外波长处也可以观察到增亮。随着爆发的进行，Gaia 18 dvy的红外颜色变得更加蓝色。它在爆发阶段的光学和近红外光谱特征与真正的FU猎户座型年轻爆发星一致。爆发的祖先可能是一个低质量的K-型恒星的光学消光$\sim$ 3马格。辐射转移模型的拱星结构，基于静态光谱能量分布，表明磁盘的质量为$4{\times}10^{-3}\,M_{\odot}$。我们简单的吸积盘模型表明，吸积率在2019年年中之前已经呈指数级增长了3年多，当时它达到了$6.9 \times 10^{-6}\,M_{\odot}$年$^{-1}$的峰值。在许多方面，Gaia 18 dvy类似于FU Ori-type对象HBC 722
2020-06-16 astro-ph.SR
Optical spectroscopy of the recurrent nova RS Ophiuchi - from the outburst of 2006 to quiescence
这里展示了2006年蛇夫座RS爆发后一天开始到爆发后一年多的光谱。光谱的演变被发现是类似的，在以前的爆发。早期阶段的光谱主要由氢和氦（I和II）线。后期出现日冕和星云线。发射线的宽度随着时间的推移而变窄，这被解释为一个冲击波扩展到红巨星风。使用光电离代码云，光谱在9个时代跨越14个月后的爆发峰值，从而涵盖了广泛的电离和激发水平的喷出物，建模。最佳拟合的模型参数表明存在一个热的白矮星源，其光度大致恒定为1.26 x 10^{37} erg/s。在前三个月，发现的He，N，O，Ne，Ar，Fe，Ca，S和Ni的丰度（按数量计）高于太阳丰度，这些元素的丰度在后期下降。还提供了在静止期间获得的光谱。静态光谱的光电离模型表明存在低光度的吸积盘吸积盘。在静止期氦的丰度在太阳之下。
2017-11-21 astro-ph.SR
The 2008 outburst of EX Lup - silicate crystals in motion
EX Lup是EXor类爆发型年轻恒星的原型。这些物体显示出的光学爆发被认为与恒星上失控的吸积有关。在先前的研究中，我们在2008年EX Lup的最近一次爆发期间观察到了其盘中的原位晶体形成，使该物体成为研究星周晶体形成和运输的理想实验室。这次爆发是由地面和斯皮策太空望远镜观测活动监测的。本文用二维辐射转移程序模拟了EX Lup在从光波长到毫米波的爆发中的光谱能量分布。我们的结果表明，在光学波长的SED的形状更符合一个单一的温度黑体比温度分布。我们还发现，这一单一温度分量发出的吸积光度占总吸积光度的80 - 100%.我们的结论是，热不稳定性，最广泛接受的EXor爆发模型，可能不是2008年EX Lup爆发的触发机制。我们的中红外斯皮策光谱显示，在爆发结束后，所有8到30微米之间的晶体带的强度都增加了。然而，六个月后，10 μ m硅酸盐特征复合物中的结晶度降低。我们对EXLup的中红外光谱演化的建模表明，尽管在爆发期间垂直混合应该比在静止阶段更强，但晶体的快速径向传输（例如，通过恒星/盘风），需要复制所观察到的中红外光谱。
2011-10-17 astro-ph.SR
Spectroscopic properties of the dwarf nova-type cataclysmic variables observed by LAMOST
介绍了LAMOST巡天中76颗已知矮新星的光谱。观测到的天体大多处于静止状态，约有16个系统具有典型的爆发谱。对其中36个体系进行了SDSS观测，它们的光谱大多与SDSS光谱相似。两个天体V367 Peg和V537 Peg是第一次观测到它们的光谱。V367 Peg的光谱显示了M型施主的贡献，通过结合其轨道周期可以估计其光谱类型为M3-5。在四颗低吸积率的WZ Sge星中可以清楚地看到白矮星的光谱特征。其他特殊的光谱特征值得进一步观察也指出和讨论。我们提出了一个爆发矮新星的LAMOST光谱图集。其中6个天体具有首次爆发谱，其余天体也与已发表的爆发谱进行了比较。我们认为，这些数据将有助于进一步调查的吸积盘的性质。在7颗矮新星的爆发光谱中发现了HeII $λ$ 4686发射线。这些天体是探测吸积盘螺旋不对称性的极好候选者。
2020-07-28 astro-ph.SR
The 2008-2009 outburst of the young binary system Z CMa unraveled by interferometry with high spectral resolution
Z CMa是一个年轻的双星系统，由一个Herbig主星和一个FU Ori伴星组成。这两个组成部分似乎都被活跃的吸积盘所包围，赫比格B 0还伴随着一个喷流。2008年11月，K.格兰金发现Z CMa爆发的幅度比过去25年中记录的任何光度变化都要大。为了研究爆发发生的最内部区域并了解其起源，我们于2009年12月在中等和高光谱分辨率模式下用ABER/VLTI观测了跨越Brγ发射线的两个二元分量。我们的观测结果表明，赫比格Be，负责增加的亮度，也产生了强大的Brγ发射，他们允许我们从不同的来源，通过定位在每个速度通过线的发射解开。考虑一个模型的开普勒磁盘单独未能再现不对称的光谱天体测量，这表明一个流出的主要贡献。
2010-07-30 astro-ph.SR
The 2008 outburst in the Young Stellar System Z CMa. III - Multi-epoch high-angular resolution images and spectra of the components in near-infrared
Z CMa是一个复杂的前主序星双星，目前的距离为100质量，已知由一颗猎户座FU星（东南分量）和一颗嵌入的赫比格Be星（西北分量）组成。当2008年底Z CMa爆发的消息公布给社会时，我们立即启动了一项高角分辨率成像活动，包括VLT/NaCo，Keck/NIRC 2，VLT/SINFONI和Keck/OSIRIS，旨在描述近红外系统两个组成部分的爆发。我们确认，西北星占主导地位的系统流量在1.1-3.8微米的范围内，是负责光度爆发。我们提取的第一个中等分辨率（R=2000-4000）近红外（1.1-2.4微米）光谱的各个组件期间和之后的爆发。SE分量具有猎户座FU天体的典型光谱。NW分量光谱是嵌入爆发原恒星和EX Or天体的特征。它在爆发期间显示出许多发射线，其强度与系统活动相关。特别是，我们发现的Brackett伽马等效宽度和系统亮度之间的相关性。爆发期间西北分量连续谱的变蓝以及系统的绝对通量和颜色变化表明，这次爆发是由西北分量视线中的消光变化之间复杂的相互作用引起的。一方面，靠近西北分量的冲击区域的发射。我们证实了最近报道的摆动的SE组件射流从[Fe II]线发射。我们发现了一个点状结构，与2.098微米处的峰值发射相关联，与宽带偏振差分成像中看到的团块或臂相一致，以及沿着PA=214度的额外漫射发射。这两种结构的起源尚不清楚，值得进一步研究。
2016-08-29 astro-ph.SR
SiO Maser Spectra of V407 Cyg after the 2010 March Nova Outburst
我们报告了2010年3月10日经典新星爆发后共生恒星系统V407 Cyg的SiO脉泽辐射的时间变化。虽然SiO $J=1$ -0 $v=1$和43.122和42.821 GHz的2条谱线以前都在双星系统中的mira的包络中被发现，但在新星爆发后，只有$J=1$ -0 $v=2$谱线的微弱发射一直是可检测的。线轮廓表现出显着的变化后几个星期的爆发;组件上的高速侧的系统速度消失后两个星期的爆发，和一个新的持续组件出现在低速侧后。这些观测结果表明，SiO发射区在两周的时间尺度内被新星激波消灭，但一部分微波激射区很快被米拉脉动排出的冷分子气体补充。
2010-12-03 astro-ph.SR
U Sco 2010 outburst: observational evidence of an underlying ONeMg white dwarf
本文介绍了2010年1月28日双星爆发后，在2010年3月至5月期间收集的U Sco星云光谱。光谱显示出强的[Ne V]和[Ne III]线，其可用于计算[Ne/O]的相对丰度。得到的值（[Ne/O]=1.69）高于典型的[Ne/O]丰度发现的经典新星从CO的祖先，并建议U Sco有ONeMg白矮星的祖先。因此，U Sco不会爆炸成超新星Ia，而是坍缩成中子星或毫秒脉冲星。
2011-07-20 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope and Ground-Based Observations of V455 Andromedae Post-Outburst
哈勃太空望远镜在2010年和2011年获得的光谱，在V455 And大幅度矮新星爆发后的三年和四年，结合光学光度学和光谱来研究白矮星的冷却，它的自旋和爆发后可能的脉动周期。紫外（UV）光谱的模拟显示，白矮星的温度在爆发后三年仍比其静止值高约600 K，在爆发后四年仍高出几百度。白矮星的自旋为67.6 s，其二次谐波为33.8 s，在爆发后一个月内的光学观测中可见，在后来的紫外观测中，在最短波长连续谱和紫外发射线中也很明显，表明其起源于吸积幕附近的高温区域。在自旋周期上折叠的紫外光变曲线显示出与两极吸积一致的双峰调制。爆发两年后的光学测光显示，一组频率出现的周期（250-263 s）比归于平静时的脉动周期短，随着时间的推移，这些频率逐渐向平静频率（300-360 s）移动。最令人惊讶的结果是，紫外线数据中接近这一时期的频率仅在发射线中突出，而不是紫外线连续谱中，这意味着起源远离白矮星光球。因此，这组周期与白矮星的非径向脉动的联系仍然难以捉摸。
2013-09-05 astro-ph.SR
The 2010 early outburst spectrum of the recurrent nova U Scorpii
目标。我们目前的光谱的快速复发新星U斯科在其最近的爆发，在24小时内获得的最大光。方法.我们使用中分辨率（R~4000）光谱与MagE摄谱仪上的麦哲伦（粘土）6.5米望远镜的Las Campanas天文台。结果该光谱是值得注意的是，它缺乏一个低电离瞬态重元素吸收系统，这是可见的绝大多数新星接近最大的光。我们认为，这可能是由于内拉格朗日L1质量传递的优势和缺乏一个环双星气藏在这个对象
2010-12-03 astro-ph.SR
AG Pegasi - now a classical symbiotic star in outburst?
介绍了2015年下半年观测到的最近AG Peg爆发的光谱学研究。相当大的变化的强度和形状的光谱特征，以及热成分参数的变化，所造成的爆发，进行了讨论和AG Peg的爆发和爆发的经典共生星之间的某些相似之处示出。看来在共生新星阶段结束后，AG Peg成为经典共生恒星群的一员。
2016-08-09 astro-ph.SR
L-band spectra of 13 outbursting Be stars
我们提出了新的L-波段光谱的13个爆发的Be星获得ISAAC在ESO帕拉纳尔天文台。这些恒星可以分为三组，这取决于发射线的存在/不存在，以及Br $α$和Pf $γ$发射线相对于汉弗莱斯线从跃迁6- 14到系列结束的强度。这些组是具有不同光学深度的星周包层的代表。对于Br $α$和Pf $γ$谱线强于Humphreys谱线的组，Humphreys谱线衰减大致遵循光学薄条件下的门泽尔情况B。对于Br $α$、Pf $γ$和Humphreys发射线强度相当的恒星群，Humphreys在跃迁波长处从光学薄区向光学厚区递减，跃迁波长是每颗恒星的特征，但通常位于3.65- 3.75 $μ$ m左右（跃迁6- 19和6- 17）。高阶汉弗莱斯线探测光学薄的内部区域，即使在光学厚的信封。我们发现的证据更大的拓宽红外线发射线相比，光学线，可能反映较大的垂直速度场附近的恒星。上述群的存在原则上与de Wit等人（2006）提出的Be星爆发的描述一致，即光学厚盘在消散到星际介质之前膨胀并变得光学薄。时间分辨L波段光谱采样的爆发周期有望成为一个独特的工具，用于测试Be星盘演化。
2009-02-25 astro-ph.SR
The spectral evolution and ejecta of recurrent nova U Sco in the 2010 outburst
介绍和分析了2010年U Sco爆发从最大光到平静的天气光谱观测以及同期的X射线观测。爆发后52天的X射线光谱表明有一个热源（kTbb ~ 70 eV）。.在氢和氦的光学复合谱线中观察到来自被辐照的伴大气的窄谱线分量。星云光谱的形成是第一次在这类经常性的新星，允许使用光电离模型的喷出物的详细研究。不寻常的[OIII]极光星云线的比例被发现和可能的情况下，他们的起源进行了讨论。发射线光谱的模拟表明，一个高度不均匀的喷出物质量约为或超过3 × 10-6 Msun
2010-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the cyclotron absorption line and evidence of the spectral transition in SMC X-2 during 2022 giant outburst
我们使用2015年和2022年爆发期间的X射线观测报告了Be/X射线双星脉冲星SMC X-2的全面光谱和时间特性。脉冲星的脉冲轮廓是独特的，强烈的光度依赖。在亮度3 $\times$ 10 $^{38}$ ergs $^{-1}$以上，它从一个宽峰型演变成一个双峰型。脉冲星的脉冲分数被发现是光度以及能量的线性函数。我们还研究了在最近的2022年爆发与NICER源的光谱演化。所观察到的光子指数显示出负的和正的相关性低于和高于临界光度，分别表明从亚临界到超临界制度的光谱过渡的证据。两次爆发的四组NuSTAR和XRT/NICER数据的宽带光谱可以使用具有黑体分量的截止幂律模型来描述。除了6.4 keV的铁荧光线，吸收样的功能，清楚地检测到的光谱。在2015年爆发期间观察到的回旋加速器线能量低于29.5 keV，但2022年爆发的最新估计值为31.5 keV。此外，增加了3.4千电子伏的回旋加速器线能量检测到在2022年相对于2015年观察到的亮度相同的水平。从吸积屏蔽机制或线形成区几何变化的角度探讨了观测到的回旋线能量变化。
2023-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The 2021 outburst of RS Oph. A pictorial atlas of the spectroscopic evolution: the first 18 days
在光学波长的光谱演化的图片图集提出了2021年爆发的经常性新星RS Oph的前18天，出现高电离发射线之前。这里展示的光谱是用Asiago 1.22 m + B&C（3200-7900 Ang，2.3/pix）和Varese 0.84 m + Echelle望远镜（4250-8900，分辨率18，000）以日常节奏获得的。光谱已经在IRAF中完全校准，绝对通量和日心校正。中阶梯光谱也已被校正为大地反射。
2021-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting V1309 Sco 2008 outburst spectra. Observational evidence for theoretical modeling of stellar mergers
背景：V1309 Sco是唯一确定的非致密恒星合并，因为它无可争议的爆发前光变曲线与几乎相等质量的接触双星相匹配。因此，任何可以从现有的观测结果中推断出来的东西都可以作为模型的基准约束。目的：我们提出了一些观测证据，以指导未来的流体动力学模拟和共同的包络线研究。方法：使用档案光谱在高和中光谱分辨率的V1309天蝎座爆发和后期下降，连同推理的方法，我们开发的研究新星喷出物通过全色高分辨率光谱后续行动，我们约束的物理状态，结构，动力学和几何形状的瞬态起源于恒星合并。研究结果：我们发现，所发射的光谱来自两个不同的贡献：在2008年的爆发和历史上的质量损失事件期间产生的环双星气体排出的物质。这两个组成部分可能有正交的几何形状与2008年的质量损失显示一个充满灰尘的双极喷出物产生的时间有限的快速加速风和环双星气体具有甜甜圈状的形状。一个中心源为它们提供动力，产生了荧光脉冲，但我们无法精确确定它开始的时间或光谱能量分布。然而，我们可以把它的能量上限定为约54 eV，而它的大部分发射则定为$<$ 20 eV。我们还知道，中央源在爆发后的几个月内关闭，并且在喷出物变得光学薄之前。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Insight-HXMT Spectral and Timing Studies of a Giant Outburst in RX J0440.9+4431
本文利用 Insight-HXMT 观测数据研究了 Be/X射线双星脉冲星 RX J0440.9+4431 在2022年巨型爆发期间的X射线能谱与计时变率，发现脉冲轮廓随光度演化并证实了回旋共振散射特征及高表面磁场。
2025-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Modeling the EUV spectra of optically thick boundary layers of dwarf novae in outburst
在这里，我们计算详细的模型光谱最近公布的光学厚一维径向层（BL）模型中的激变变量，并将它们与观测到的软X射线/极紫外（EUV）光谱的矮新星爆发。每个BL模型被划分成若干环，并为每个环，沿垂直方向的结构模型，使用恒星大气方法计算。然后将环光谱组合成考虑多普勒展宽和临边暗化的BL光谱。计算了两组模型BL谱，第一组由具有固定白矮星质量（1 M_sun）和各种相对白矮星角速度（0.2，0.4，0.6和0.8分裂速度）的BL模型组成，而另一组由具有固定相对白矮星角速度（0.8分裂速度）和各种白矮星质量（0.8，1和1.2 M_sun）的BL模型组成。由于大量吸收线的混合，模型光谱显示出宽的吸收特征，并且在只有少数强吸收线的光谱区域显示出类似发射的特征。模型谱与观测到的SS Cyg和U Gem爆发的软X射线/EUV谱非常相似。观测到的SS Cyg谱可用WD质量为0.8 - 1 M_sun、相对角速度为0.6 - 0.8破碎速度的BL模型谱拟合。这些BL模型也再现了观测到的BL光度和盘光度的比值。观察到的和BL模型的光谱之间的差异是类似的热光学薄等离子体光谱，并可能与流出的等离子体的光谱与BL质量吸积率兼容的质量损失率。建议的方法计算BL光谱似乎是非常有前途的，并可以应用到其他BL模型进行比较的EUV光谱的矮新星爆发。
2014-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cyclotron Resonance Energies and Orbital Elements of Accretion Pulsar 4U 0115+63 During the Giant Outburst in 2008
利用INTEGRAL和RXTE观测资料对2008年4 - 5月4U 0115+63爆发进行了时间和光谱分析。我们测定了$\sim 3.61430 \pm 0.00003$ s时中子星的自旋周期、$\dot{P}=(-7.24 \pm 0.03)\times10^{-6} {\rm s d^{-1}}$爆发时的上旋速率、2008年$ω=48.67^\circ \pm 0.04^\circ$的近心角及其变化（近心运动）$\dotω = 0.048^\circ \pm 0.003^\circ {\rm yr}^{-1}$ .我们还证实了在巨爆发期间，该源的自旋上力矩与光度的关系。用INTEGRAL和RXTE方法研究了4U 0115+63在爆发过程中的硬X射线光谱特性。利用INTEGRAL上IBIS和JEM-X的组合数据，在3 - 100 keV能量范围内探测到四条回旋吸收线。在7千秒差距的假设距离5 - 50千电子伏的光度被确定为在$(1.5-12)\times 10^{37} {\rm ergs s^{-1}}$的范围内的爆发期间。基本吸收线能量在爆发期间变化：在上升阶段约为15 keV，在爆发的峰值期间过渡到$\sim 10$ keV，在下降阶段进一步回到$\sim 15$ keV。光子指数的变化与基本线能量的变化相关：在爆发的峰值附近，源变得更硬，在上升和下降阶段都变得更软。这种相…
2012-04-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime
单个爆发的年轻恒星是研究幕式吸积物理学的重要实验室，也是研究这种现象在多大程度上可以解释原恒星光度分布的重要实验室。我们提供了V2775 Ori（HOPS 223）的新数据和档案数据，这是Caratti o Garatti等人（2011）发现的猎户座分子云L1641区域的原恒星，最近经历了光度的数量级增加。我们的源的近红外光谱具有强烈的蓝移He I 10830吸收，强烈的H2O和CO吸收，并且没有H I发射，所有这些都是典型的FU Orionis源。从IRTF，2 MASS，HST，斯皮策，WISE，Herschel和APEX的数据，从1到70微米的爆发前和从1到870微米的爆发后，我们估计爆发开始于2005年4月和2007年3月之间。我们还模拟了爆发前后的源光谱能量分布，发现它处于吸积其包层的后期阶段，在爆发期间，盘-星吸积速率从约2 × 10 ^-6 M_sun/yr增加到约10^-5 M_sun/yr。在类似猎户座FU的近红外光谱时期，爆发后的光度为28 L太阳，使V2775猎户座成为有记录以来最不明亮的猎户座FU爆发与原恒星信封。低光度爆发的存在支持了这样一种观点，即一系列的幕式吸积现象可以部分解释所观察到的原恒星光度的传播。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Diversity of Massive Star Outbursts I: Observations of SN 2009ip, UGC 2773 OT2009-1, and Their Progenitors
尽管SN 2009 ip和UGC 2773 OT 2009 -1都是亮蓝变星（LBV）的爆发，但它们的前身星、光谱、星周环境和可能产生爆发的物理机制都非常不同。根据喷发前的HST图像，我们确定SN 2009 ip和UGC 2773 OT 2009 -1的初始质量分别为>60和>25 M_sun。光谱学显示SN 2009 ip在峰值时有10，000 K的光球层，其光谱主要是窄的H巴耳末辐射，类似于经典的LBV巨爆发，也被称为“超新星冒名顶替者”。“UGC 2773 OT 2009 -1的光谱也有窄的H α发射，由吸收线森林主导，类似于F型超巨星。在SN 2009 ip的后期光谱中出现了蓝移吸收线，对应于速度为2000 - 7000公里/秒的喷出物-这是对LBV爆发的前所未有的观察，表明该事件是超音速爆炸的结果，而不是亚音速爆发。吸收线的速度在两个时期之间增加，这表明有两次快速连续的爆炸。与高速吸收线的出现同时发生的快速衰减和再增亮事件与双爆炸模型一致。UGC 2773 OT 2009 -1的光谱和光度学中存在近红外过量，这与~2100 K尘埃排放一致。我们比较了这两个事件的性质，并将它们放在其他已知的大质量恒星爆发的背景下，如eta Car，NGC 300 OT 2008 -1和SN 2008 S。这种定性分析表明，大质量恒星爆发有许多物理差异，这些差异可以表现为这两个有趣物体中的不…
2010-02-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
