On the Progenitor System of Nova V2491 Cygni
Nova V2491 Cyg是仅有的两个在X射线中检测到的预爆发之一。这颗新星的光变曲线表现出罕见的“再增亮”，一些人认为这是一个极地系统，而另一些人则认为磁性WD不太可能。由于X射线和光谱观测的性质，该系统被认为是一颗复发新星，但采用0.1天的轨道周期通常被认为与这样的系统不相容。在本研究报告中，我们讨论了祖细胞系统的性质和0.1天周期的来源。通过结合利物浦望远镜的观测数据和2 MASS的存档数据，我们发现，天鹅座V2491，在10.5 - 14千秒差距的距离，很可能是一个经常性的新星的U斯科类;包含一个次巨星二级和一个吸积盘，而不是吸积直接到两极。我们发现，有很少的证据，在平静，支持~ 0.1天的周期性，在这个阶段看到的变化很可能是由闪烁的重新建立的吸积盘。我们建议，周期性看到后不久爆发更有可能与爆发，而不是-然后模糊-二进制系统。最后，我们解决的系统的距离，并表明，一个显着较低的距离（~ 2千秒差距）将导致严重的亮度不足的爆发，因此有利于较大的距离和经常性的新星的情况。
2011-04-18 astro-ph.SR
The X-ray Evolution of the Symbiotic Star V407 Cygni during its 2010 Outburst
我们总结了Swift和Suzaku对2010年共生星天鹅座V407新星爆发的X射线观测。在第30天获得的朱雀光谱表明存在来自白矮星表面的超软成分，以及来自新星喷出物和米拉风之间的激波的光学薄成分。Swift的观测结果使我们能够跟踪这两种成分从第4天到第150天的演变。最值得注意的是在第20天左右光学薄组分的突然变亮。我们确定这是冲击波到达米拉光球层附近的时间。我们建立了一个简单的爆炸波-风相互作用模型，该模型可以再现天鹅座V407的X射线演化的总体特征，并探索了抛射质量、双星分离和Mira质量损失率的参数空间。如果这个模型是正确的，那么双星的分离度可能比之前提出的要大，而米拉的质量损失率可能相对较低。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A newly-identified emission-line region around P Cygni
我们提出了一个高分辨率（$R \simeq 20,000$）近红外（9，100 - 13，500 $Å$）长缝光谱的天鹅座P获得的新委托WINERED摄谱仪在日本。在所得到的光谱中，我们发现，[Fe II]发射线的速度分布被分解成两个峰值的速度$\simeq220$公里秒$^{-1}$与中间的一个中等倾角和额外的子峰在$\simeq\pm100$ ~km~s $^{-1}$。通过长缝阶梯光栅图证实了次峰值成分起源于半径为$\simeq10^{\prime\prime}$的已知壳层，该壳层最初由公元1600年的爆发产生。另一方面，$\simeq220$公里的$^{-1}$组件，占主导地位的[Fe II]流量从天鹅座P，被发现集中在靠近中央恒星的明显空间范围的$\simeq3^{\prime\prime}$。这个范围远大于氢、氦和金属允许线追踪的致密（$<0^{\prime\prime}.1$）区域。扩展发射线区域的速度、估计质量和动力学时间表明，该区域是恒星风区域的外部。我们认为，新确定的发射线区域可能跟踪由于恒星风超越爆发壳的反向冲击。
2018-08-14 astro-ph.SR
Short Timescale Evolution of the Polarized Radio Jet during V404 Cygni's 2015 Outburst
我们提出了一个高时间分辨率，多频线性极化分析甚大阵（VLA）无线电观测期间的一些最明亮的无线电耀斑（~1 Jy）活动的2015年天鹅座V404爆发。VLA同时捕获了两个频段（每个频段有两个1 GHz基带）的无线电演变，记录在5/7 GHz和21/26 GHz，允许宽带极化分析。鉴于源的高通量密度，我们能够测量偏振的时间尺度为13分钟，构成了最高的时间分辨率无线电偏振研究的黑洞X射线双星（BHXB）爆发的日期。在所有基带中，我们检测到可变的弱线性偏振发射（<1%），在时间分辨偏振部分中具有单个明亮的峰值，与演变中的动态射流成分的起源一致。我们采用了两种独立的极化方法，从5和7 GHz的基带数据中提取的内在电矢量的位置角和旋转措施，并检测到一个可变的内在极化角，指示一个快速发展的本地环境或复杂的磁场几何形状。与15.6 GHz的甚长基线阵列同时进行的空间分辨观测相比，没有显示出射流喷射和偏振状态之间的显着联系。
2023-01-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Regulation of black-hole accretion by a disk wind during a violent outburst of V404 Cygni
物质在黑洞上的吸积普遍与强烈的辐射反馈和强大的外流有关。特别是，黑洞瞬变显示出其属性强烈耦合到吸积流的流出。这包括电离物质的X射线风，从环绕黑洞的吸积盘中喷出，以及准直的射电喷流。最近，一个独特的光学变化模式已被报道在瞬态黑洞瞬态V404天鹅座，并解释为中断的质量流到其大吸积盘的内部区域。在这里，我们报告的V404天鹅座，这是不像以前看到的持续外吸积盘风的发现。我们发现，外流风是中性的，有一个大的覆盖因子，以1%的光速膨胀，一旦吸积急剧下降，喷出物变得光学薄，就会触发星云相。喷出的巨大质量（> 10^-8兆太阳）表明，当风耗尽了外盘的相当大一部分，使内部区域与盘的其余部分分离时，爆发过早结束。发光，但短暂的，吸积阶段所示的瞬态与大吸积盘意味着这种外流是最有可能的一个新的基本成分调节质量吸积到黑洞。
2016-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low-Resolution Spectroscopy of the Recurrent Nova T Pyxidis at its Early Stage of 2011 Outburst
我们提出了我们的观测结果的周期性新星T Pyxanthus在其2011年爆发的早期阶段，使用低分辨率摄谱仪（$R\approx400$）连接到一个28厘米的望远镜。我们总共观测了11个夜晚，其中9个夜晚是在极大前阶段。结果，我们得到了这颗周期新星在达到最大亮度过程中的详细演化特征。首先，在最早的三个夜晚（最大值前的$-25 \sim -21$天），谱线上出现了宽而突出的发射线，如巴耳末系、He I、He II、N II、N III和O I以及天鹅座P型轮廓。H $α$的蓝移吸收极小值产生约2200 km s $^{-1}$的最大膨胀速度，并且速度逐渐减小。然后，氦和氮线日益减弱。之后（最大光照前18天），Fe II（多重态）谱线出现在光谱上。然后这些线每天都在加强，天鹅座P的轮廓也变得更加突出。相应地，膨胀速度逐渐增大。此外，在极大期前阶段，T Pyx的新星光谱类型由He/N型向Fe II型演化。
2012-10-17 astro-ph.SR
A Further Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V1504 Cygni and V344 Lyrae
利用最近公布的V1504 Cyg和V344 Lyr的Kepler公开数据，对SU Uma星的超爆发和超峰进行了补充研究。在V1504 Cyg的一次超级爆发之前，有一次前兆正常爆发，它与主超级爆发分离得很好。超峰最早出现在前兆正常爆发的下降支中，并持续到平静期（前兆与主超爆发之间的深度凹陷），平静期结束后，随着主超爆发的增长，超峰的振幅开始增大。在V344 Lyr中也观察到类似的现象。这一观察非常清楚地表明，超级爆发是由超级驼峰触发的（即，（2）支持热-潮汐不稳定性模型。Smak（2013，Acta Astron.，63，109，arXiv：1301.0187）批评了我们之前的论文（Osaki and Kato，2013，PASJ，65，50，arXiv：1212.1516），并对我们的主要结论提出了质疑，即V1504 Cyg的各种观测证据支持SU Uma恒星超爆发的热潮汐不稳定性模型。我们提出我们的详细帐户，他的所有批评，提供明确的解释。我们的结论是，热潮汐不稳定性模型毕竟是唯一可行的模型，在SUUMa星的超爆发和超驼峰。
2014-03-05 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. I. The shock and its evolution
2010年3月10日，V407 Cyg在爆发中被发现，最终达到V< 8并被费米探测到。使用中等和高分辨率的地基光谱，视觉和快速紫外光度法，和快速X射线分光光度法，我们描述了这个新星的高速剖面演化的行为，在其头三个月。X射线发射的峰值出现在约第40天，具有广泛的最大值，并在第50天后下降。光谱的主要变化大约在那个时候开始。He II 4686 A系首次出现在第7天和第14天之间，最初显示出广泛的对称轮廓，这是所有物种在第60天之前的特征。低激发谱线仍然相对较窄，v（rad，max）为200-400 km/s。它们比[Ca V]，[Fe VII]，[Fe X]和He II等线更对称，所有这些线都显示出从对称到蓝翼的一系列轮廓变化，类似于低电离物质，但红翼延伸到高达600 km/s。Na I D双重态发展了一个宽的组件，具有类似的速度宽度的其他低电离物种。未检测到O VI拉曼特征。我们将这些变化解释为米拉风中喷出物的非球面膨胀。蓝色的一面是从冲击波穿透到风中，而红色的翅膀是从低密度的边缘。最大径向速度服从幂律，v（rad，max）t^{-n}，其中n对红翼约为1/3，对蓝翼约为0.8。（截短）
2010-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Cause of the Superoutburst in SU UMa Stars is Finally Revealed by Kepler Light Curve of V1504 Cygni
研究了SUUma星V1504 Cyg的SC（短节奏）Kepler光变曲线，其周期约为630 d。天鹅座V1504的所有超爆发都被证明是主爆发类型，并且超峰首先出现在前兆的最大值附近。超峰从前兆到主超爆的平滑增长表明超爆是由潮汐不稳定性引发的（如增长的超峰所证明的），正如Osaki（1989）提出的热潮汐不稳定性（TTI）模型所设想的那样。我们对V1504 Cyg的光变曲线进行了功率谱分析。其中一个突出的特征是出现了一个负的超峰，其长度约为300 d，远远超过了一个超循环。我们发现，负超峰的出现往往会降低正常爆发的发生频率。在V1504 Cyg中发现了两种类型的超循环，它们与Smak（1985）提出的原型SU Uma星VW Hyi的光变曲线中的L型和S型超循环相似。结果表明，L型超循环是伴随负超峰的超循环，S型超循环是不伴随负超峰的超循环。如果我们采用一个倾斜的盘作为负超峰的起源，两种类型的超循环被理解为是由于爆发间隔的不同，这反过来又是由次级盘到盘的不同部分的质量供应的差异引起的。在天鹅座V1504的一个超循环中，负超峰的频率系统地变化。这种变化可以被用作盘半径变化的指标，我们已经发现，在V1504天鹅座观测到的盘半径变化非常符合TTI模型的预测。
2013-05-28 astro-ph.SR
Optical spectroscopic and polarization properties of 2011 outburst of the recurrent nova T Pyxidis
我们研究了2011年爆发期间T Pyx的光谱和电离结构演化，并研究了其早期阶段偏振度的变化。研究中使用了该系统发现以来1.28- 2415.62天的光学光谱资料和爆发早期1.36- 29.33天的光学宽带成像偏振观测资料。新星喷出物的电离结构的物理条件和几何形状已经模拟了几个时代使用光电离代码，云在1D和pyCloudy在3D。新星喷出物在2011年爆发期间的光谱演化与以前的爆发相似。由于在此期间的良好覆盖，在早期阶段可以非常清楚地看到线条轮廓的变化。线轮廓从天鹅座P-Cygni（更窄，更深，更尖锐）到更宽，更有结构的发射轮廓，后来在后期爆发阶段变得更窄，更尖锐。平均喷射质量估计为$7.03\, \times\, 10^{-6}\, M_{\odot}$。喷出物的电离结构被发现是一个双极圆锥结构与赤道环，与一个低的倾角$14.75^\circ\, \pm\, 0.65^\circ$。
2019-01-02 astro-ph.SR
Optical and Supersoft X-ray Light Curve Models of Classical Nova V2491 Cygni: A New Clue to the Secondary Maximum
天鹅座V2491（Nova Cygni 2008 No.2）在爆发后40天就被Swift XRT探测到是一个短暂的超软X射线源，这表明它是一颗非常巨大的白矮星（WD），接近于克拉塞卡极限。我们提出了一个统一的模型，近红外，光学和X射线光变曲线的V2491 Cyg，并估计，从我们的最佳拟合模型，WD质量为1.3 \pm 0.02 M_ \sun与假设的化学成分的信封，X=0.20，Y= 0.48，X_{CNO} =0.20，X_{Ne} =0.10，Z = 0.02质量重量。我们强烈建议对喷出物进行详细的成分分析，因为WD物质的一些富集表明WD质量不会像RS Oph那样增加，RS Oph是Ia型超新星祖先的候选者。V2491 Cyg和V1493 Aql、V2362 Cyg一样，在光学光变曲线上有一个特殊的次极大值。引入磁活动作为核燃烧的附加能量源，我们提出了次极大值的物理机制。
2009-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and near-infrared spectroscopy of Nova V2891 Cygni: evidence for shock-induced dust formation
我们提出了多历元光学和近红外观测的高度红化，\pion{Fe}{ii}类慢新星V2891天鹅座。观测时间跨度为发现以来的15个月。从静止开始的初始快速变亮，以及存在长达$\sim$ 35天的最大值前停止，都有充分的记录。V2891 Cyg目前的爆发经历了几次不同的物质抛射事件的证据是通过O\，{ \sc i} 7773\，$Å$线的随时间变化的P Cygni轮廓看到的。一个亮点是围绕$\sim$ +273 d的尘埃形成事件的发生，这与日冕线发射的阶段相吻合。发现粉尘质量为$\sim0.83-1.25 \times 10^{-10} M_{\odot}$。有强有力的证据表明日冕线是由冲击加热而不是光电离产生的。尘埃和日冕线（速度变化）的同时出现支持了尘埃形成是由激波引起的可能性。这种尘埃形成的途径以前从未在新星中发现过，尽管在一些核心坍缩的超新星中已经提出了尘埃形成的机制。日冕线的分析表明，气体质量和温度分别为8.35- 8.42 $\times10^{-7}$ M $_\odot$和$\sim(4.8-9.1)\times10^{5}$ ~K，并有过量的铝和硅。氢线的案例B分析得出电离气体质量为（$8.60\pm1.73)\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ .红化和到新星的距离分别估计为$E(B-V)$ = 2.21、$\pm$ 0.15和$d$ = 5.50千…
2021-12-26 astro-ph.SR
Multi-Color Photometry of the Outburst of the New WZ Sge-type Dwarf Nova, OT J012059.6+325545
我们提出了我们的测光研究的新发现的光学瞬变，OT J012059.6+325545，经历了2010年11月和2011年1月之间的大爆发。爆发的振幅约为8 mag.We同时多色测光使用g '，Rc，和i'波段的过滤器从爆发的早期阶段。在早期阶段的时间分辨测光显示周期性变化的双峰配置文件，这被称为早期的超级驼峰，振幅约0.08马格。后迅速衰落的主要爆发，我们发现rebrightening现象，发生至少9次。爆发的大振幅、早期超峰和再亮现象是WZ型Sge型矮新星的典型特征。我们在早期的超级驼峰调制中检测到了颜色变化，这使得它成为继V445 And之后的第二个系统。我们对吸积盘进行了数值计算，以解释早期超峰的调制和颜色变化。这个模型的磁盘高度支持的想法，高度变化的外部磁盘可以产生早期的超级驼峰调制，虽然我们不能排除温度不对称也可能发挥作用。
2013-05-16 astro-ph.SR
Nova V5579 Sgr 2008: near-infrared studies during maximum and the early decline phase
我们目前的近红外光谱和光度观测的新星V5579 Sgr在最大和早期下降阶段。光谱如下的新星从峰值亮度的演变时，线有很强的天鹅座P轮廓的一个阶段占主导地位的突出的发射线。在发射阶段的光谱由来自Brackett和帕邢系的强H I线、O I和C I线支配。在我们观测的最后阶段，光谱显示出一个向更长波长方向上升的连续谱，这表明尘埃的形成。V5579 Sgr中的尘埃形成与早期光谱中存在的低电离势元素（如Na和Mg）一致。早期出现的这些谱线曾被我们认为是新星发展后期尘埃形成的潜在指标。我们还讨论了使用天鹅座P剖面探测早期爆发期间爆发的白矮星的性质的可能性。
2011-06-05 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
The Continuing Outburst of V1647~Orionis: Winter/Spring 2011 Observations
我们目前的光学和近红外观测的年轻爆发变星V1647猎户座照亮麦克尼尔星云。在2003年下半年，猎户座V1647被观测到增亮约5等，r '= 17.7。在2006年初，这颗恒星逐渐变暗，恢复到静止时的亮度r '~ 23，然而，在2008年中期，它又变亮了~5 mag. Our新的观测，在2011年初，显示V1647猎户座是在一个光度升高的状态，光学亮度类似于2003年和2008年爆发开始时的值。2008年至2011年间拍摄的光学图像表明，这颗恒星从2008年中期到现在一直处于爆发状态。H-α和远红CaII三重线保持在发射中，H-α具有显著的P Cygni轮廓。利用2004年、2007年、2008年和2011年的数据对吸积光度和吸积速率进行的自洽研究表明，当明亮时，V1647的吸积光度值分别为16+-2 Lsun和4+-2x10 ^-6 Msun/yr。在2007年5等星衰期间，吸积光度和吸积速率都下降了2-3倍。然而，衰落的重要部分是由于可变灭绝或尘埃重组。我们讨论了这些新的意见，以前公布的数据和年轻的爆发变量的分类方案。
2011-08-10 astro-ph.SR
X-ray emission from an FU Ori star in early outburst: HBC 722
目的：我们对HBC 722（V2493 Cyg）新爆发的FU Ori-type爆发进行了首次X射线观测，目的是描述其早期爆发期间的X射线行为和近恒星环境。研究方法：我们使用XMM-牛顿和钱德拉X射线天文台的数据来测量X射线源的温度和光度，以及沿视线朝向源的气柱密度。结果：我们报道了HBC 722的Chandra X射线检测，其X射线亮度为LX ~ 4 E30 erg s-1。气柱密度超过了光学消光和标准气尘比的预期值。我们的结论是，无尘气体质量存在于恒星周围，如强风从内部磁盘发射，或大量的吸积柱。两年前，XMM-牛顿在最初的光学峰值之后进行了一次试探性的探测，发现了一个只有微弱吸收的微弱X射线源。
2014-10-02 astro-ph.SR
On the nature of the anomalous event in 2021 in the dwarf nova SS Cygni and its multi-wavelength transition
天鹅座SS长期以来一直被认为是一组只显示爆发的矮新星的原型。然而，这个物体在2021年进入了一个非常异常的事件，起初似乎是静止的，即，一种几乎恒定的光度状态，在Z凸轮型矮新星中观察到。这一意外事件给了我们一个很好的机会来重新考虑灾变变量中静止的性质。我们已经通过许多光学望远镜和X射线望远镜NICER和NuSTAR观察到了这个异常事件及其前兆，即在静止期间光学和X射线通量的逐渐和同时增加。我们没有发现任何放大的轨道驼峰在平静期间的异常事件之前，这表明，质量传递速率没有显着波动的平均。估计的X射线通量不足以解释在静止期间通过X射线照射盘和次级星而增加的光通量。这将是自然的考虑，在静止的磁盘粘度增强异常事件之前，这增加了磁盘中的质量吸积率，不仅提高了光通量，而且还提高了X射线通量。我们认为，粘度的增加也引发了SS天鹅座，这被认为是一系列的小爆发的停滞状现象。在这种现象中，盘的内部将始终处于爆发状态，只有其外部将对热粘性不稳定性不稳定，这与观察到的光学颜色变化一致。这种情况是符合我们的X射线光谱分析，这意味着X射线发射的内部吸积流变得比平常更热，垂直扩展，它变得更密集，并在静止状态开始后冷却下来。
2021-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interstellar Absorption Lines in the Direction of the Cataclysmic Variable SS Cygni
我们提出了在2013年6月爆发期间获得的SS Cyg高分辨率光学阶梯光谱中的星际吸收线分析，以及哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器的存档数据。的Ca II K和Na I D线对SS天鹅座的比较与那些对附近的B和A星，努力把约束的距离SS天鹅座。我们发现，距离的限制是不是很强大，从这种方法，由于中性气体柱密度与距离和分散在列密度从一个视线到另一个相当缓慢的增加。然而，光学吸收线的测量使我们能够得到一个精确的估计E（B-V）= 0.020+/-0.005马格的视线变红。此外，我们的O I，Si II，P II，和Fe II的吸收线的紫外光谱中看到的产生的H I柱密度和耗尽强度在这个方向上的估计。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
V1647 Orionis: Reinvigorated Accretion and the Re-Appearance of McNeil's Nebula
在2003年末，年轻的爆发型变星V1647 Orionis在光学上增亮超过5等，并保持了大约26个月的亮度，然后下降到爆发前的水平。2008年8月，据报道这颗恒星又一次意外地变亮了，我们在此首次详细观察了这一新的爆发。从光度上看，这颗恒星现在和2003年爆发后一样明亮。在光谱上，在H α中再次看到明显的天鹅座P轮廓，吸收谷延伸到-700 km/s。在近红外光谱中，现在的光谱具有非常弱的CO泛音带头吸收，与2003年事件后不久看到的强带头发射形成对比。水蒸气的吸收也比以前看到的要强得多。我们在下面讨论当前的爆发，并将其与早期事件联系起来。
2009-01-10 astro-ph.SR
Early Spectroscopy of the 2010 Outburst of U Scorpii
我们在2010年爆发期间呈现了复发新星U~Sco的早期光谱。我们成功地获得了$t_{\rm d}=$ 0.37- 0.44 ~d的时间序列谱，其中$t_{\rm d}$表示从发现本次爆发的时间。这是U Sco爆发的第一个晚上的第一个时间分辨光谱。在$t_{\rm d}\sim 0.4$ ~d处，H $α$谱线由蓝移（$-5000$ km s $^{-1}$）窄吸收分量和宽发射分量组成，该宽发射分量具有三个峰值，即蓝移（$\sim -3000$ km s $^{-1}$）、中心（$\sim 0$ km s $^{-1}$）和红移（$\sim +3000$ km s $^{-1}$）。在第一个晚上，蓝色和红色的山峰比中央的山峰发展得更快。这种快速的变化可能是由于在爆发的最早阶段产生的非球面风的增长造成的。在$t_{\rm d}=1.4$ ~d的H $α$线具有几乎平顶的轮廓，在$\sim \pm 3000$ km s $^{-1}$处具有弱的蓝色和红色峰。这个轮廓可以归因于一个近似球形的外壳，而在第一个晚上增长的非球面仍然存在。$t_{\rm d}=9$ d后，风场非球面性减弱。
2010-08-17 astro-ph.SR
Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V344 Lyrae and V1504 Cygni
利用功率谱分析方法研究了SU UMa星、天琴座V344和天鹅座V1504的短周期Kepler公开光变曲线。我们确定V344 Lyr的轨道周期为Porb=0.087903（1）d。利用O-C图的补充资料，重新分析了天鹅座V1504一个完整超循环中负超峰的频率变化，证实其特征变化符合热潮汐不稳定性模型。提出了一种基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法。新方法给出了非常尖锐的功率谱峰，对研究激变变星的频率变化是非常有用的。我们还分析了正负超峰的同时频率变化。如果对它们进行适当的转换，就会发现它们是一致变化的，这表明它们代表了圆盘半径的变化。我们还研究了超爆发期间正超峰的频率（或周期）变化。这些变化可以通过结合盘半径变化和超爆发期间压力效应的变化来定性理解。在V344 Lyr的几次爆发的下降支中，观测到一个频率范围接近负超峰的振荡（我们称之为“脉冲负超峰”）。这些事件似乎发生在下一次超级爆发之前，并作为即将发生的超级爆发的“先导”。
2013-09-13 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
Quiescence of an Outburst of a Low-Mass Young Stellar Object: LDN1415-IRS
本研究分析了低质量年轻恒星体 LDN1415-IRS 爆发后的光学光变曲线与光谱，发现其星风特征消失且亮度下降，表明系统正从爆发中平息，并揭示了星周盘侧视及一个近邻类星源。
2023-03-16 astro-ph.SR
SN Hunt 248: a super-Eddington outburst from a massive cool hypergiant
我们提出了SN Hunt 248的光度和光谱观测，这是NGC 5806中的一个新的超新星（SN）冒名顶替者，于2014年5月开始了多阶段爆发。2014 a初发现的增亮显示出M~-12的绝对星等和冷致密流出的光谱特征，包括Fe II、H I、Na I的P-Cygni线和金属的强线覆盖。源迅速上升，并在两周后达到M~-15等附近的峰值。在这个明亮的“2014 b”阶段，光谱变得由巴耳末辐射和更强的蓝色连续光谱主导，类似于SN冒名顶替者SN 1997 bs。哈勃太空望远镜在1997年至2005年期间拍摄的档案图像显示了一颗发光的（4 e5 Lsun）可变前体恒星。它在赫罗图上的位置与一个质量很大（M_init~30 Msun）的冷超巨星相一致，它有着非常密集的风，爱丁顿比刚好低于1。然而，在最近的2014年a增亮开始时，该物体变成了超级爱丁顿。在2014 b阶段，光度的提升可能是由于星周相互作用。SN Hunt 248提供了第一个冷超巨星经历巨大爆发的案例，让人想起亮蓝变星（LBV）的爆发。这支持了一个假设，即一些冷的超巨星，如Rho Cas，可能是伪装在由其极密的风产生的伪光球下的LBV。此外，SN Hunt 248还证明，这些恒星的爆发在峰值亮度上可以与像Eta Car这样的大质量系统的巨大爆发相媲美。
2014-12-15 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
Near-infrared studies of V5558 Sgr: an unusually slow nova with multiple outbursts
我们提供了异常缓慢的新星V5558 Sgr（2007）的近红外（1-2.5微米）JHK光谱结果。V5558 Sgr缓慢爬升到最大值，持续了约60天，然后经历了至少5次强烈的次级爆发。我们分析了光学光变曲线，得出了分别为281 +/- 3和473 +/- 3天的大t2和t3值。由于传统的MMRD关系可能不适用于慢新星，因此采用另一种方法得出1.55 +/- 0.25 kpc的距离估计。在最大值前阶段，光谱显示出窄的（FWHM ~ 400 - 550 km/s）和强的Paschen和布拉开系发射线，其中P-Cygni成分突出。在后期阶段，光谱显示出显着的变化与HI，HeI，OI和NI的强和宽的~ 1000 km/s的发射线和一些不常见的Fe II发射线的发展。没有发现粉尘形成的迹象。V5558 Sgr是一颗罕见的杂合新星，从光谱上看，它是由He/N型向Fe II型转变的。然而，近红外数据没有显示这样的转变，我们讨论了这种异常行为。通过对Brackett线的复合分析，我们可以限制早期光学厚度阶段的电子密度和发射测量，并根据后来的观测结果估计出喷出物的质量为（6.0 +/- 1.5）x 10^（-4）Msun，假设填充因子为1。
2014-11-26 astro-ph.SR
Outbursting Young Stellar Object PGIR 20dci in the Perseus Arm
我们报告发现了一个可能爆发的I类年轻恒星天体，与恒星形成区NGC 281-W（距离$\sim 2.8$ kpc）有关。目前只能在红外波长处看到该辐射源，出现在Palomar Gattini红外探测器（$1.2~μ$ m）和近地天体宽场红外探测探测器（$3.4$和$4.6~μ$ m）光度时域探测中。最近的近红外成像揭示了一个新的，扩展的散射光星云。最近的近红外光谱证实了PGIR 20 dci与FU Ori型源的相似性，基于CO，H $_2$ O和OH的强分子吸收，几个原子线的弱吸收，以及HeI 10830 A线中的天鹅座P轮廓所指示的暖风/流出。这是一个罕见的情况下，一个FU Ori星与良好的测量长期光度上升之前，一个尖锐的爆发，和第二个实例的FU Ori星与记录的两个步骤增亮中红外线。
2021-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 2014-2017 outburst of the young star ASASSN-13db: A time-resolved picture of a very low-mass star between EXors and FUors
ASASSN-13 db是一颗拥有原行星盘的M5型恒星，是已知经历吸积爆发的最低质量恒星。自2013年被发现以来，它经历了两次爆发，其中第二次爆发始于2014年11月，持续到2017年2月。我们使用高，低分辨率光谱和时间分辨测光从ASAS-SN调查，LCOGT和灯塔天文台研究吸积流的光变曲线和动力学和物理性质。2014年至2017年的爆发持续了近800天。光变曲线中的4.15 d周期可能对应于具有热点的恒星的旋转调制。光谱显示多个发射线与可变的逆P-Cygni公司和一个高度可变的蓝移吸收以下的连续。金属发射线的线比（Fe I/Fe II，Ti I/Ti II）表明吸积流中的温度为$\sim$ 5800-6000 K。从光度学和光谱学上看，2014-2017年的事件显示出EXor和FUor之间的中间行为。吸积率（M=1-3 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_\odot$ /yr）比静止期的吸积率高出约2个数量级，与2013年观测到的吸积率没有显著差异。光谱中的吸收特征表明，该系统是在一个高角度，并驱动一个强大的，非轴对称风，可能与磁重联。ASASSN-13 db的性质表明，在非常低质量的系统中，需要比太阳型恒星更低的温度来模拟吸积。最后，在爆发期间的旋转调制表明，吸积相关的结构解决后，爆发开始，可以是相对稳定和长期的。我们的工作还展示了时间分辨光度学和光谱学在探索变星和…
2017-08-15 astro-ph.SR
Near-infrared studies of the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
我们提出了近红外观测的2010年爆发的U Sco。从爆发后0.59天开始，连续10天出现JHK测光。这样的光度学可以有益地集成到一个更大的数据库的其他多波长的数据，旨在全面研究的U Sco的演变。早期近红外光谱，从0.56天后爆发，并讨论了它们的一般特征。在爆发的早期，我们在几条谱线中看到了非常宽的翅膀，尾巴沿着视线延伸到~ 10000 km/s;这是出乎意料的，有一颗新星的喷射速度等于通常认为只有超新星才有的速度。根据重组分析，我们估计上限为10^-4.64[+0.92. - 0.74]Msun为喷射质量。
2010-08-24 astro-ph.SR
Coaxing the Eclipsing Binary V367 Cygni Out of Its Shell
本文给出了巨蛇座W星系V367 Cygni的光谱，光谱分辨率约为17000，覆盖范围为0.63 - 0.69 μ m。吸收线的Fe II和Si II的形成在一个circumsystem壳是突出的特点，这些深度是稳定的，随着时间的推移，这表明壳是平稳分布和良好的混合。均匀性的进一步证据来自于在壳线最深处测得的适度径向速度变化。有人建议，以前归因于旋转的外壳的运动，而不是文物的污染，从捐助者的恒星光谱。一个捐助者的恒星光谱提取是一致的，早期到中期的A巨星。施主光谱中金属线的深度随着轨道相位的变化而变化，这表明斑点活动覆盖了该恒星表面的很大一部分。光谱的吸积盘，围绕第二颗星也提取，并指出与赫比格Ae/Be星的发射光谱的相似之处。除了轨道相位的变化，H $α$在不超过两个轨道的时间尺度上随时间变化。初步探测到HeI 6678的发射是在初级极小值附近，但在其他阶段没有。最后，来自V367 Cyg内部和周围的热尘埃的发射或多或少是对称的，并且在系统的距离上延伸超过28弧秒，或0.09 pc- V367 Cyg因此将物质排入周围空间的大体积中。
2022-09-21 astro-ph.SR
The Role for the Inner Disk in Mass Accretion to the Star in the Early Phase of Star Formation
一个物理机制，驱动FU猎户座型爆发被重新考虑。我们研究了从中心恒星附近到半径约为$5$ AU的星周盘（以下简称内盘）的内部效应。利用波动的内盘$\dot{M}_{\rm out}$质量吸积率，在一维轴对称模型下，通过对非定常粘性吸积盘的数值计算，研究了内盘的粘性演化和中心星$\dot{M}_{\rm in}$质量吸积率的时变性.首先，我们计算假设一个振荡的$\dot{M}_{\rm out}$的内盘的演变。结果表明，由于粘性扩散，$\dot{M}_{\rm in}$的时间变化与$\dot{M}_{\rm out}$的时间变化不一致。其次，我们研究了具有时间常数$\dot{M}_{\rm out}$的自发爆发的性质。由于重力-磁极限环（GML）的存在，爆发只发生在有限的质量吸积率范围内的内盘$10^{-10}<\dot{M}_{\rm out}< 3\times 10^{-6}~{\rm M}_{\odot} {\rm yr}^{-1}$上。最后，我们讨论的情况下，与组合的情节$\dot{M}_{\rm out}$和吸积爆发所造成的GML在内部磁盘。GML可以驱动吸积爆发到恒星上，即使是波动的$\dot{M}_{\rm out}$的情况下，虽然波动的$\dot{M}$衰减期间传输的内部磁盘。我们新发现了两种爆发模式，即自发爆发模式和受激爆发模式。在受激爆发模式中，$\dot{M}_{…
2014-08-24 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper VIII. The doubly-eclipsing quadruple star system V498 Cygni
天鹅座V498（英语：V498 Cyg）是一颗早B型双星，其食周期为3.48 d，有两组谱线。我们提出了第二组日食的发现，在1.44-d的周期，在这个对象的光变曲线从凌日系外行星调查卫星（TESS）。我们开发了一个模型的光变曲线，同时适合两个食双星的属性，并将其应用到TESS观测。我们能够很好地拟合较暗系统的光变曲线，但适合较亮系统的光变曲线无法再现其不对称的主食或其变化的光变曲线形状。现有的日食时间测量是非常分散的，所以我们只根据TESS数据确定轨道星历。我们推断出所有四颗恒星的物理性质，估计较亮的双星的质量为10 Msun和11 Msun，较暗的双星为6.5 Msun和3.5 Msun。未来通过获得各组成星的径向速度测量值，可以可靠地确定该系统的性质。
2022-01-07 astro-ph.SR
Do novae have optically thick winds during outburst with large deviations from spherical symmetry?
经典新星在光学极大值后产生的光学厚风的证据在最近的论文中受到了挑战。此外，有时在新星爆发发展的早期就能看到轨道相位相关光度变化的迹象，在光学厚包层，特别是风的框架下很难解释。必须对在新星爆炸后的早期阶段存在喷射速度不断增加的光学厚风的信念进行一般性的讨论。这样做是为了澄清有关新星的想法，以及特别有助于理解新星V1500 Cyg和V1493 Aql的行为，这些新星在爆发后的早期下降过程中表现出与相位相关的变化。可能的方法克服明显的矛盾，相位相关的变化，通过生产的偏差，从球对称的风，期待和数量级估计的顺序，不同的理论方案，这可能会产生这样的偏差。结果发现，大爆炸后的早期阶段的光学厚风的球对称性的大偏差可以很容易地解释的变化的问题。特别是，磁场的存在可能对天鹅座V1500的风产生了不可忽视的影响，而目前还没有足够的关于V1493 Aql的信息。在新星的光学极大值之后的早期阶段，几乎可以肯定存在光学厚的风/包层，而很难使纯粹的哈勃流动模型适合这些阶段的观测。需要进行新的更详细的观测和理论工作，特别是包括磁场对风的影响。
2012-01-22 astro-ph.SR
The low-luminosity accretion disc wind of the black hole transient V4641 Sagittarii
我们提出了一个光学光谱研究的黑洞X射线瞬态V4641 Sgr（=SAX J1819.3-2525），涵盖1999年，2002年和2004年爆发。这些光谱是在低光度阶段的22个不同时期拍摄的，这些阶段是在系统显示出的尖锐而明亮的爆发峰之后。这些数据揭示了经常存在的风相关的功能，在H（巴耳末）和他我的发射线的形式的P-Cygni配置文件和强大的发射线与广泛的翅膀。在蓝移吸收（天鹅座P）分量中测得的风的终极速度在~ 900-1600 km/s的范围内，而宽发射线翼（所谓的星云相）意味着流出速度高达~3000 km/s。我们表明，至少在几个风的检测，无线电射流是活跃的，该系统可能处于硬状态。这与文献中先前报道的探测结果一起表明，V4641 Sgr是该级别的第二个来源，仅次于V404 Cyg，其中这些冷风外流的存在已经明确确定。我们讨论了在这两个系统中观察到的类似现象，以及流出的可能性质及其对吸积过程的影响。
2018-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
V496 Scuti: An Fe II nova with dust shell accompanied by CO emission
我们目前的近红外和光学观测的新星V496 Scuti 2009涵盖了不同的阶段-前极大，早期衰退和星云-在其发现的前10个月，其次是有限的观测在2011年4月的早期。光谱遵循演化的新星时，线有很强的P天鹅座配置文件的一个阶段占主导地位的突出的发射线。在下降初期的近红外光谱的显着特点是一氧化碳的第一泛音带的发射中的罕见的存在。在亮度达到峰值后约150天，红外光谱显示在膨胀的喷出物中有清晰的尘埃形成。在V496 Sct的尘埃形成是一致的存在的低电离势的元素，如钠和镁在早期的光谱和CO带的检测发射。光变曲线显示缓慢上升到最大值和缓慢下降，表明质量损失延长。这是证实了加强的天鹅座P剖面在第一个30天。在接近光学最大亮度的光谱中，发现时看到的宽而单一的吸收成分被两个更尖锐的成分所取代。在早期的下降阶段，两个急剧下降，表明增加流出速度被认为是在天鹅座P的Fe II和H I线的吸收组件。2010年3月的光谱显示星云相的开始。几条发射线显示鞍状轮廓在星云阶段。在星云阶段，观测到的[O III]和H-β线的流量被用来估计电子数密度和喷出物的质量。光谱分析表明，该新星是按P_feA_o光谱序列演化的。对喷出物的物理条件进行了估计。其绝对星等为M_V = -7.0 +/-0.2，d = 2.9 +/-0.3kpc。
2012-07-20 astro-ph.SR
An investigation of the photometric variability of confirmed and candidate Galactic Be stars using ASAS-3 data
我们提出了一个大样本的确认（N=233）和候选人（N=54）银河系经典Be星（平均V星等范围为6.4至12.6等）的调查，其主要目的是表征其光度变化。我们的样本恒星是使用光变曲线形态标准在早期型变星中预选出来的。从文献、档案和新获得的光谱中收集光谱信息。使用存档ASAS-3时间序列数据分析光度变异性。为了比较结果，我们主要采用了Labadie-Bartz等人（2017）的方法，他们基于KELT数据进行了类似的调查。在大多数恒星中建立了复杂的光度变化：不同时间尺度上的爆发（在73颗$\pm$ 5%的恒星中），长期变化（36颗$\pm$ 6%），中间时间尺度上的周期变化（1颗$\pm$ 1%）和短期周期变化（6颗$\pm$ 3%）。24 $\pm$ 6%的爆发星表现出（半）周期爆发。我们关闭了Labadie-Bartz等人（2017）报告的罕见爆发的明显空白，并表明不频繁爆发的Be星并不罕见。虽然我们没有发现一个显着的差异，在早期型，中期型和晚期型Be星之间的爆发的恒星的百分比，我们发现，早期型Be星表现出更频繁的爆发。我们已经测量了覆盖良好和定义明确的爆发的上升和下降时间。几乎所有的爆发事件的特点是下降时间超过上升时间。在早期、中期和晚期类型的恒星之间没有发现差异;一个单一的非线性函数充分描述了所有光谱亚型的下降时间与上升时间的比率，短事件的比率更大。
2018-05-30 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
FBS 0107-082: A Symbiotic Binary in a Rare Prolonged Outburst?
FBS 0107 -082是一颗发射线天体，之前被归类为类新星激变变星。新的光谱显示了非常强的氢巴耳末线，以及星云的禁戒线光谱和早期F光球的吸收特征。当结合其他红外和光学数据从文献中，这些数据点的对象是一个共生新星看到一个长时间的爆发。分、日、年时间尺度上的光度测量只显示出非常微弱的变化。
2010-05-04 astro-ph.SR
A New Luminous Blue Variable in M31
我们报告了M31中第五个被确认的亮蓝变星/剑鱼座S变星。在2006年，J004526.62+415006.3的光谱是热铁II发射线星，在巴尔末线有很强的天鹅座P型轮廓。在2010年，它的吸收线光谱类似于早期的A型超巨星，具有H和Fe II的发射线，具有强的天鹅座P轮廓，在2013年，由于光学厚，冷风的形成，光谱已经完全过渡到F型超巨星，这是LBV在最大光下的特征。光度记录支持可变性的LBV/S Dor性质。它的热光度约为-9.65等，在HR图上靠近M33和S Dor中已知的LBV，AE和Var C。
2015-02-09 astro-ph.SR
The Early ALMA View of the FU Ori Outburst System
我们获得了0.6“x0.5”分辨率的FU Ori爆发系统的ALMA波段7观测，通过亚毫米连续谱和分子谱线观测测量了内盘不稳定性和外盘之间的联系。我们的观测检测到连续发射，可以很好地模拟两个未解决的源位于每个二进制组件的位置。干涉观测恢复了以前单碟研究中报告的整个通量，排除了大包络的存在。假设尘埃是光学薄的，我们推导出磁盘尘埃质量$2\times 10^{-4}$ M $_{\odot}$和$8\times 10^{-5}$ M $_{\odot}$，分别为北部和南部组件。我们把圆盘的半径限制在$r<$ 45 AU。我们报道了从$^{12}$ CO（3-2）、HCO $^{+}$（4-3）和HCN（4-3）中检测分子发射。$^{12}$ CO似乎广泛分布在两个二元组分中，并且比连续发射稍微更长。密度更大的气体示踪剂HCO $^{+}$的峰值接近南部的双星组件的位置，而HCN出现在北部组件的位置达到峰值。这表明南双星的组成部分嵌入在密度更大的分子物质中，这与先前的研究表明一个严重变红的物体相一致。在这个角分辨率下，两个未分辨的圆盘分量之间的任何相互作用都不能被解开。更高分辨率的图像对于理解通过快速吸积FU Ori-type事件形成恒星的过程至关重要。
2015-09-08 astro-ph.SR
TESS and ground-based observations of WZ Sge-type dwarf novae in outburst
本文利用TESS和地面观测研究九颗WZ Sge型矮新星的超爆发，确认多颗天体的早期超驼峰，发现爆发光变曲线的折断幂律上升，并通过轨道驼峰未探测结果限制物质转移率上限。
2025-11-06 astro-ph.SR
Near-infrared studies of nova V5584 Sgr in the pre-maximum and early decline phase
我们目前的近红外光谱和光度观测的新星V5584 Sgr采取在第一个12天后，发现于2009年10月26.439 UT。的光谱的演变示出从初始的P天鹅座阶段的发射线阶段。在JHK光谱中看到的突出的碳线与在FeII类新星爆发中观察到的碳线非常匹配。光谱显示在2.29-2.40微米之间的发射中的第一泛音CO带。通过检查WISE和其他公开的数据，我们表明，新星在2010年2月至4月期间经历了一个明显的尘埃形成阶段。
2014-12-24 astro-ph.SR
Chemical evolution of high-mass stars in close binaries. II. The evolved component of the eclipsing binary V380 Cygni
食双线分光双星V380 Cyg是研究恒星演化的重要探测器，其主要成分是一颗即将脱离主序星的大质量恒星，而次要成分则是处于主序星寿命早期的恒星。我们提出了广泛的高分辨率中阶梯光栅和光栅光谱从Ondrejov，卡拉尔阿尔托，维多利亚和拉帕尔马。我们应用光谱解纠缠来揭示这两颗恒星的光谱，并获得新的光谱元素。第二颗恒星只贡献了总光的6%，这仍然是测量系统特性的主要限制。我们确定了改进的物理性质，发现质量13.1 +/- 0.3和7.8 +/- 0.1 M_sun，半径16.2 +/- 0.3和4.06 +/- 0.08 R_sun，有效温度21750 +/- 280和21600 +/- 550 K，分别为初级和次级组件。我们进行了详细的丰度分析，通过拟合非LTE理论线轮廓的演化的主星的解纠缠光谱，并揭示了元素丰度模式，让人想起一个典型的附近的B星。与最近的旋转混合理论演化模型的预测相反，没有检测到由于CNO循环的丰度修改的痕迹。在这些模型的预测和主星的性质之间找不到匹配：存在1.5 M_sun的质量差异，并且仍然无法解释。
2009-08-03 astro-ph.SR
V496 Scuti: Detection of CO emission and dust shell in a moderately fast Fe II nova
我们目前的近红外和光学观测中快速的FII级新星Scuti 2009（V496 Sct），涵盖各个阶段，前极大，早期下降和星云，在其发现后的前10个月，随后有限的观测到2011年4月。在初始阶段，新星光谱显示出突出的天鹅座P型轮廓，后来所有的线都在发射中看到。下降早期近红外光谱的显著特征是一氧化碳（CO）的第一泛音带的罕见出现。红外光谱表明，在峰值亮度后150天左右的后期阶段，膨胀喷出物中有明显的尘埃形成。在早期的红外光谱中存在低电离势的元素，如钠和镁，并在V496 Sct的发射和尘埃形成中检测到CO带，代表了新星喷出物中尘埃形成的完整预期序列。光变曲线显示缓慢上升到最大值和缓慢下降，表明质量损失延长。这是证实了加强的天鹅座P剖面在第一个30天。在发现时在光谱中的许多线中看到的宽的和单一的吸收分量被光谱中接近光学最大亮度的两个更尖锐的分量所取代。这些急剧下降看到在天鹅座P的Fe II和H I线的吸收组件在早期下降阶段显示出增加流出速度。星云相的开始在2010年3月的光谱中是明显的。在星云阶段，几条发射线显示鞍状轮廓。在星云阶段，观测到的[O III]和H线通量被用来估计电子数密度和喷出物的质量。光谱分析表明，该新星是按P_feA_o光谱序列演化的。
2013-03-11 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of V455 Andromedae Superoutburst in 2007: the Most Exotic Spectral Features in Dwarf Nova Outbursts
我们提出了我们的光谱观测V455仙女座在2007年的超级爆发。我们的观测涵盖了从爆发的光学峰到爆发后的超爆发阶段。在早期的超峰阶段，检测到巴耳末系，He I，He II，Bowen混合和C IV / N IV混合的发射线。He II 4686谱线呈现双峰发射轮廓，而Balmer发射谱线为单峰，这与其高倾斜度是出乎意料的。在普通的超峰阶段，巴耳末系向双峰发射过渡，高电离线明显减弱。这些过渡的线配置文件应与结构的转变的吸积盘，如预期之间的早期和普通的超级驼峰过渡的热潮汐不稳定性模型。H $α$在早期超级峰阶段的多普勒图显示出一个以主白矮星为中心的紧凑斑点。与SW Sex型激变变星类似，这种特征可能来自盘风和/或磁化白矮星上的质量吸积柱。He II 4686 ~的Doppler图以环状结构为主，形成两个耀斑区，速度为$\sim$ 300 km/s，这对于开普勒吸积盘来说太慢了。耀斑区的相位与在早期超级峰阶段发现的内旋臂结构相一致。我们的盘风模型与增强的发射从内臂结构成功地再现了所观察到的性质He II 4686。因此，V455 And是矮新星爆发中第一个从光谱推断盘风存在的案例。
2022-01-22 astro-ph.SR
The outburst and nature of young eruptive low mass stars in dark clouds
猎户座FU（FUor）或猎户座EX（EXor）现象近年来引起了越来越多的关注，现在被认为是低质量恒星早期演化的关键因素。年轻恒星（YSO）的FUor和EXor爆发是由周围盘的强烈增强吸积引起的。FUor显示出$\sim$ 4等或更大的光学爆发，并持续几十年，而EXor显示出较小的爆发（$Δ$ m $\sim$ 2 - 3等），持续几个月到几年，并可能重复发生。因此，FUor/EXor爆发代表了早期恒星演化中一种罕见但非常重要的现象，在此期间，年轻的低质量YSO增亮了几个光学星等。因此，对这类爆发变星的长期观测对于设计低质量恒星形成的理论模型非常重要。在本文中，我们提出了我们的长期监测观测的三种罕见类型的喷发年轻的变量与2米喜马拉雅{ \it钱德拉}望远镜（HCT）和2米IUCAA吉拉瓦里天文台（IGO）望远镜的最新结果。
2012-06-24 astro-ph.SR
Study of 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: Photoionization and morpho-kinematic modelling
我们提出了2021年爆发的RS Ophiuchi（RS Oph）的光学光谱的演变超过爆发后约一个月。光谱演化与以前的爆发相似。早期的光谱显示出突出的P天鹅座的氢巴耳末，\ion{Fe}{ii}，和\ion{He}{i}线。在最初的几天里，发射线非常宽，后来随着新星的发展变得越来越窄和尖锐。这被解释为膨胀的冲击物质进入红巨星伴星的风中。我们发现新星喷出物在$\sim 4$天内自由膨胀，之后激波速度随时间单调下降，为$v\propto t^{-0.6}$。使用光电离代码\textsc{cloudy}导出与系统相关的物理和化学参数。最佳拟合的\textsc{cloudy}模型显示存在一个热的中心白矮星源，其光度大致恒定为$\sim$ 1.00 $\times$ 10 $^{37}$ erg s $^{-1}$。最佳拟合的光电离模型产生绝对丰度值的数量，相对于太阳的He/H $\sim 1.4 - 1.9$，N/H = $70 - 95$，O/H = $0.60 - 2.60$，和Fe/H $\sim 1.0 - 1.9$的喷出物在爆发后的第一个月。在喷出物中发现了大量的氮。系统的氢壳层质量估计在$3.54 - 3.83 \times 10^{-6} M_{\odot}$范围内。的三维形态运动学建模显示了一个双极形态和$i=30^{\circ}$的倾斜角为RS Oph双星系统。
2022-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extrasolar planets and brown dwarfs around A-F type stars - VII. Theta Cygni radial velocity variations: planets or stellar phenomenon?
在寻找早型主序星周围的太阳系外行星和褐矮星的框架下，我们给出了对早期F型恒星天鹅座θ星的研究结果。使用OHP的Elodie和Sophie获得光谱。我们专门的径向速度测量方法被用来监测恒星的径向速度超过五年。我们还使用在CFHT使用PUEO拍摄的互补、高角分辨率和高对比度图像。我们发现，天鹅座θ径向速度是准周期性变化的，与~150天的周期。这些变化不是由于我们在距离恒星超过46 AU的成像中检测到的~0.35 Msun恒星伴星。这颗7 km/s vsini恒星的平分线速度跨度变化和径向速度变化之间不存在相关性，以及其他标准表明，所观察到的径向速度变化不是由于恒星斑点。观察到的平分线速度跨度变化的幅度似乎也排除了恒星脉动。然而，我们观察到一个峰值的平分线速度跨度周期图在同一时期的径向速度周期图，这表明这些径向速度的变化和低振幅的线形变化是恒星起源之间的可能联系。据我们所知，这种类型的恒星不会有长周期的变化。如果这些长周期径向速度变化的恒星起源（因此是一种新的起源）得到证实，这将对寻找主序星周围的行星产生几个影响，无论是在观测策略还是数据分析方面。另一种解释是，这些变化的径向速度是至少存在一颗行星的质量比木星小，轨道小于1天文单位。（节略）
2009-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hubble imaging of V1331 Cygni: Proper motion study of its circumstellar structures
年轻的恒星V1331 Cyg之所以受到关注，是因为它被一个光学的弧形反射星云所包围。V1331 Cyg通常被认为是过去经历过FU-Ori（FUOR）爆发的对象的候选者。这反过来又可能导致随时间变化的尘埃弧的外观，可以通过多历元成像揭示。特别是，然后可以尝试对尘埃弧进行径向颜色分析，以检查径向粒度分布是否被先前的FUOR风修改。我们在2009年使用哈勃太空望远镜（HST）获得了V1331 Cyg的第二个历元图像。通过与2000年的档案HST数据进行比较，我们研究了星周星云的时间演化。在使用模型点扩散函数进行点扩散函数减法之后，我们使用定制的例程来执行自行分析。星云的膨胀首先是通过对两个历元的径向亮度剖面进行去卷积和相关得到的。来自其他设施TLS，UKIDSS，SPITZER和HERSCHEL的其他数据也被纳入，以提高我们对恒星环境，视角，双极流出长度和FUOR现象的理解。派生的径向颜色配置文件并不表明尘埃颗粒大小的空间分离。赫歇尔160微米的图像显示了当时可能存在于外弧中的尘埃的热辐射。通过观察V1331 Cyg几乎在极点上，双极流出的长度远远超过了先前的估计。外弧扩张的时间尺度与CO环的注入时间一致，这支持了几千年前发生爆发的假设。外弧的方位角颜色变化可能是由于散射角的变化，由尘埃配置的倾斜或螺旋几何形状施加。
2016-04-14 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
Early Planet Formation in Embedded Disks (eDisk) X: Compact Disks, Extended Infall, and a Fossil Outburst in the Class I Oph IRS43 Binary
本文报告了 ALMA eDisk 项目对 Class I 双星 Oph IRS43 的观测，发现其原行星盘尺寸极小但周围包层存在大尺度旋转下落及近期爆发遗迹，揭示了该区域动力学高度活跃。
2023-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
A catalogue of early-type emission-line stars and Hα line profiles from LAMOST DR2
本文给出了一个包含10,436颗早型发射线恒星的11,204条光谱的星表，其中9,752条是新发现的。对于这些早型发射线星，我们从它们的低分辨率光谱讨论了它们的形态和物理性质。在该光谱样品中，H $α$发射曲线显示出各种各样的形状。根据H $α$谱线的特征，将这些光谱分为5类：单峰发射、吸收中的单峰发射、双峰发射、吸收中的双峰发射和P-Cygni谱线。为了更好地理解H $α$谱线轮廓的成因，我们从物理分类的角度将这些天体分为四类：经典Be星、Herbig Ae/Be星、密近双星和被HII区污染的光谱。大多数Herbig Ae/Be星和经典Be星都是使用（H-K，K-W1）色-色图识别和分离的。我们还讨论了SIMBAD在线星表中列出的31个双星系统，并通过与Dubout-Crillon星表中位置的交叉匹配，识别出3，600个被HII区污染的光谱。然后进行线轮廓与分类的统计分析，以了解我们的样品中每种类型的H $α$轮廓的分布。最后，我们还提供了一个表的172个光谱与铁II发射线和粗略计算恒星风速度与P-Cygni配置文件的7个光谱。
2016-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray Study of Rekindled Accretion in the Classical Nova V2491 Cygni
我们进行了X射线光谱研究的经典新星V2491天鹅座使用我们的目标的机会观测数据与朱雀和XMM-牛顿卫星以及存档的数据与雨燕卫星。使用X射线CCD光谱仪在第9、29、40、50和60-150天的几个新星后时期获得了中等分辨率（R~10-50）光谱，此外还获得了第-322天和第-100天之间的新星前间隔，所有这些都是相对于经典新星被发现的时间。我们发现光谱的时间序列发生了显着变化：（a）在超新星爆发前阶段和第9天，明显检测到来自Fe XXV的6.7 keV发射线。(b)第29天，没有发现这样的发射线。（c）第40天，6.7keV发射线再次出现。(d)在第50和60-150天，分别在6.4，6.7和7.0 keV的准中性Fe，Fe XXV和Fe XXVI的三条发射线被发现。根据这些现象，我们得出结论：（1）新星后的演化可分为两个不同的阶段，（2）早期的X射线发射是由喷出物引起的，而晚期的则是由重新点燃的吸积引起的，（3）吸积过程最早在出现准中性Fe发射线的第50天就被重新建立起来了.这是一种常见的磁激变变星吸积的特征。
2011-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
