SN2010U -- a Luminous Nova in NGC 4214
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。
2010-05-24 astro-ph.SR
The spin-down accretion regime of Galactic ultra-luminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
首次详细研究银河系超亮X射线脉冲星Swift J0243.6+6124静止态的自转减慢吸积，发现其复杂的自转频率与光度关系及脉冲轮廓变化，证明中子星在低自转减慢态仍进行吸积并可能处于螺旋桨状态。
2023-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of instabilities and outbursts in luminous blue variables AF And $\&$ R 127
本文对亮蓝变星 AF And 和 R 127 在宁静与爆发阶段进行线性稳定性分析，发现多个不稳定模式及频繁的模式相互作用，并指出这些不稳定性可能与观测到的不规则变异性和表面喷发有关。
2023-07-06 astro-ph.SR
AT 2016blu: Accretion-Powered Outbursts in a Luminous Blue Variable and Compact Object Binary
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图德天文台）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；NITheCS National Institute for Theoretical and Computational Sciences, South Africa（南非国家理论与计算科学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
研究发现NGC 4559星系的伪超新星AT 2016blu的27次准周期爆发由LBV与致密天体双星的吸积驱动，为首个此类大质量X射线双星案例
2026-08-24 astro-ph.HE 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
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。
2017-01-03 astro-ph.SR
Comparative Study of Two Luminous Red Novae I. Progenitor Modeling and Dust Formation
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究院）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
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。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric oscillatory envelope variability during the S Doradus outburst of the Luminous Blue Variable R71
为了更好地理解LBV现象，我们分析了R71的多历元和多波长光谱和光度学。用辐射转移程序CMFGEN分析了爆发前的光谱，以确定恒星的基本参数。在静止期间，R71的有效温度为$T_\mathrm{eff} = 15\,500~K$，光度log $(L_*/L_{\odot})$ = 5.78，因此是一个经典的LBV，但在该组的较低光度端。我们确定其质量损失率为$4.0 \times 10^{-6}~M_{\odot}~$ yr $^{-1}$。给出了R71爆发期间近紫外到中红外波段的光谱能量分布。中红外观测表明，我们正在目睹尘埃的形成和颗粒的演变。在恒星的光变曲线的半规则的振荡变化被观察到在当前的爆发。吸收线在两倍于此长度的时间尺度上产生第二个蓝色分量。变异性可能由一个P ~ 425/850 d的（准）周期分量和叠加的其他变化组成。在剑鱼座S爆发期间，R71占据了HR图中造父变星不稳定带高光度延伸的区域，并表现出与RV Tau变星相似的不规则变化。由于地核的演化，LBV不会通过造父变星不稳定带，但它们会发展出相当冷的、低质量的、扩展的大气，其中可能会发生对流不稳定。与RV Tau变星的情况一样，具有明显规则周期的双吸收线的出现可能是由于大气层内的激波，而倍周期可以解释光度周期和光谱周期长度的2倍。
2017-09-01 astro-ph.SR
On the existence of accretion-driven bursts in massive star formation
吸积驱动的光度爆发是原恒星变质量吸积的生动表现。它们被称为低质量原恒星背景下的所谓FU Orionis现象。最近，这个过程在原始恒星形成的模型中被发现。使用数值辐射流体动力学模拟，我们强调，目前形成的大质量恒星也经历变量吸积，并表明，这一过程是伴随着发光的爆发引起的情节吸积的气体团块下降到原恒星从拱盘。因此，吸积引起的发光耀斑的过程也是可以想象的，在高质量制度的恒星形成，我们建议把这种现象作为一个一般的机制，可以影响原恒星，无论其质量和/或化学性质的母环境中，他们的形式。除了在恒星形成机制中由吸积驱动的爆发的共性之外，我们推测，来自高质量恒星形成区域的发光耀斑可能是其吸积盘碎裂的观测暗示。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical and near-infrared spectroscopy of the black hole transient 4U 1543-47 during its 2021 ultra-luminous state
本研究通过VLT/X-shooter观测了2021年黑洞暂现源4U 1543-47在超亮态的光学与近红外光谱，发现其特征谱线并揭示了低电离冷流出的存在。
2023-03-27 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
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。
2016-11-15 astro-ph.SR
AT2020caa: A Type Ia Supernova with a Prior Outburst or a Statistical Fluke?
我们最近发现了一个河外瞬变，AT 2020 caa，使用社区警报代理ANTARES。这一瞬变现象在一年的时间跨度内（2020年至2021年之间）显然表现出两次爆发。基于候选宿主星系长达十年的历史光变曲线，我们排除了星系核的活动来解释这些爆发。测得的峰值幅度（假设候选星系的光谱红移）将AT 2020 caa置于热核超新星（SNe）或发光核心坍缩SNe的范围内。后者中的少数已知显示出先前的爆发（PO），被认为与大质量恒星的质量损失有关。使用Gemini/GMOS，我们获得了当前爆发的光谱，表明它是Ia型超新星（SNIa）。我们研究了AT 2020 caa的PO的性质，并得出结论，它可能是一个单独的SN在同一个星系。
2021-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2011-04-15 astro-ph.SR
A luminous stellar outburst during a long-lasting eruptive phase first, and then SN IIn 2018cnf
我们介绍了IIn型超新星（SN）2018 cnf（又名ASASSN-18 mr）的监测活动结果。它是在最大亮度前约10天被发现的（在V波段的MJD = 58293.4+-5.7，MV = -18.13+-0.15等）。多波段光变曲线显示出一个峰值后的下降，伴随着一些轻微的光度波动，然后在峰值后大约40天开始变平。早期的光谱是相对蓝色的，并显示出狭窄的巴耳末线与天鹅座P剖面。此外，还检测到Fe II、O I、He I和Ca II。光谱随时间的演变不大，与中间宽度的功能变得越来越突出，表明更强的相互作用的SN喷出物与星周介质。全景巡天望远镜和快速反应系统档案图像的检查（Pan-STARRS）的巡天发现SN位置有一个可变的源，2015年12月在Mr = -14.66+-0.17 mag.这可能是至少从2011年年中开始的大质量祖星的爆发阶段，这就产生了星周环境，在这种环境中，这颗恒星爆炸成了IIn型SN。SN 2018 cnf的整体性质与SN 2009 ip等瞬变现象非常相似。这种相似性使得SN 2018 cnf的前身可能是一颗巨大的超巨星，或许是一颗明亮的蓝色变星。
2019-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015U: A Rapidly Evolving and Luminous Type Ibn Supernova
超新星（SN）2015 U（也称为PSN J 07285387 +3349106）于2015年2月11日在NGC 2388中发现。这是一个快速发展和发光的事件，它显示出有效的无氢光谱，主要是相对狭窄的氦P-Cygni光谱特征，并被归类为SN Ibn。在本文中，我们提出了SN 2015 U的光度，光谱和分光偏振观测，包括凯克/DEIMOS光谱（分辨率$\approx$ 5000），它完全解决了光学发射和吸收功能。我们发现SN 2015 U最好通过扩展和致密的星周物质（CSM）的冲击爆发模型来理解，可能是由前身的质量损失历史造成的，在核心坍塌的$\sim$ 1-2年内发生了极端的爆发（但我们在NGC 2388的档案图像中没有检测到任何爆发）。我们认为，SN 2015 U的高亮度不是通过$^{56}$ Ni衰变，而是通过沉积到喷出物/CSM冲击界面的动能。虽然我们的分析受到强烈的宿主星系尘埃遮蔽（可能具有多个成分）的阻碍，但我们的数据集使SN 2015 U成为研究最好的Ibn型超新星之一，并为理解其他快速衰落的瞬变提供了桥梁，无论是明亮的还是相对暗淡的。
2016-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for precursor activity of Type IIn Supernovae
通过分析27颗近邻 SNe IIn 的多年存档图像，研究发现29%存在爆炸前明亮爆发，并指出真实发生率因观测偏差而更高。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Luminous blue variable in the outskirt of the Andromeda Galaxy
热的大质量亮蓝变星（LBV）是大质量恒星演化的重要阶段。在这里，我们报告在仙女座星系遥远的郊区发现了一个新的LBV - LAMOST J 0037 +4016。它位于M31的西南角（可能是一个微弱的旋臂），与中心的投影距离出乎意料的大，为$\sim$ 22 kpc。光学光变曲线表明，在$V$带有1.2等的变化，其爆发和平静阶段都持续了几年。观测到的光谱表明，A型超巨星在时代接近爆发阶段和热的B型超巨星与弱[Fe II]发射线的时代更暗淡的亮度。近红外色-色图进一步显示它遵循银河系和M31 LBV的分布，而不是B[e]超巨星。所有现有的数据都有力地表明LAMOST J 0037 +4016是一种LBV。通过光谱能量分布拟合，我们发现它有一个光度（$4.42 \pm 1.64$）$\times 10^5$ $L_{\odot}$和一个初始质量$\sim 30$ $M_{\odot}$，表明它属于低光度类LBV。
2019-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new and unusual LBV-like outburst from a Wolf-Rayet star in the outskirts of M33
MCA-1B（也被称为MCA 003）是一颗位于M33西郊的亮热星，在20年前被分类为光谱型Ofpe/WN 9，并被确认为候选亮蓝变星（LBV）。Palomar Transient Factory的数据显示，这颗恒星在2010年变亮，其光曲线与M31中经典的LBV恒星AFAn相似。其他的Ofpe/WN 9恒星已经爆发为LBV，但MCA-1B是不寻常的，因为它仍然很热。它在整个喷发过程中表现出WN型光谱，而LBV通常会变得更冷。MCA-1B的热光度增加了近四倍，半径也增加了一倍，但温度保持在29 kK左右。当它逐渐消失时，它转向更热的温度，表现出WN 7/WN 8型光谱，并使其风速增加一倍。MCA-1B让人想起一些超新星冒名顶替者，它的位置类似于SN 2009 ip的孤立环境。它与HD 5980（在SMC中）和GR 290（也在M33中）最相似。而这两个LBV表现出B型光谱喷发，MCA-1B是第一个明确的情况下，沃尔夫-拉叶（WR）光谱持续在所有时间。MCA-1B、HD 5980和GR 290共同构成了一类WN型LBV，与S剑鱼座LBV不同。它们在低金属丰度的LBV背景下是最有趣的，可能是双星中的后LBV/WR转变，并且可能是~Ibn型超新星的祖先。
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
RAVE spectroscopy of luminous blue variables in the Large Magellanic Cloud
背景：RAVE星系结构和演化光谱巡天在英国施密特望远镜上使用6dF多光纤定位器获得了8400-8800 Ang的光谱，分辨率为7500。到目前为止，已经观测到超过300，000颗9<I <12 and |b| >25 deg的南星。目标：本文介绍了第一个内在的检查恒星光谱的RAVE调查，旨在评估其诊断潜力的奇特的恒星，并在促进一般的理解亮蓝变星（LBV）。方法：我们使用了2005年至2008年期间在大麦云（LMC）中通过RAVE调查观察到的所有7个LBV的多历元光谱。结果：我们表明，RAVE光谱具有显着的诊断潜力时，适用于特殊的恒星，特别是，LBV。的径向速度的行为的发射和吸收线，爆发和静止状态之间的光谱变化的描述，并发现同意在更传统的波长收集的证据。研究了剑鱼座S的出流特征及其变率，并检测到多个分量。R127丰富发射线光谱的光电离模型显示了在1982-2000年爆发期间喷射出的大量分离电离壳的证据。在剑鱼座S中，即使有其他可能的解释，也可以观察到核处理物质的表面不均匀性，这些不均匀性是由于大量的质量损失而带到表面的。我们还探测到R71从静止态到爆发态的转变.最后，我们的R 84光谱提供了它的酷伴侣的最清晰的视图之一。
2009-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
ASASSN-13db 2014-2017 Eruption as an Intermediate Luminosity Optical Transient
低质量恒星ASASSN-13 db在2013年经历了EXor爆发，将其确定为年轻恒星天体（YSO）。然后，从2014年到2017年，它又爆发了一次，比以前更长，更明亮。我们分析了第二次爆发的观测结果，并将其与中等亮度光学瞬变（MPTs）的爆发进行了比较。我们发现，光变曲线的下降几乎与V838 Mon相同，V838 Mon是一种被称为发光红新星（LRN）的RECT的原型。当从ASASSN-13 db的光变曲线中滤除与旋转相关的振荡时，这种相似性变得明显。我们认为，火山爆发是一个原行星的几个地球质量的吸积的结果。这颗原行星在被吸积到YSO上之前被潮汐力撕碎，释放出的引力能量为爆发提供了$\approx 800$天的动力，并在$\approx 55$天的下降阶段结束。当吸积物质开始耗尽时，吸积速率降低，喷发光变曲线下降近两个月。然后它完全耗尽，在光曲线中产生了一个尖锐的断裂。另一种可能性是，质量是原行星盘不稳定的结果，导致内部粘性盘的大规模吸积。我们发现，爆发的温度的变化是一致的表面温度预期从一个耗尽的粘性吸积盘。2014-2017年的ASASSN-13 db爆发可能是迄今为止发现的能量最低的爆发，能量预算只有$\approx 10^{42}$ erg。
2019-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-Ray Luminous Supernovae: Threats to Terrestrial Biospheres
本文综合Chandra等X射线观测，评估与稠密星周介质相互作用的超新星持久X射线辐射，发现IIn型等事件可在约50 pc内造成致命电离剂量并收紧银河系宜居带。
2023-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2009ip after a decade: The luminous blue variable progenitor is now gone
我们提出了新的HST成像测光的IIn型超新星（SN）2009 IP的网站采取了近十年后爆炸。自2012年类似SN事件以来，光源持续稳定衰减。在F606 W滤光片中，SN 2009 ip位置的源现在比静止的前身暗1.2等，该滤光片也被用来探测SN 2009 ip位置的亮蓝变星（LBV）前身。它比2009- 2011年的前SN爆发要暗6- 7等。这明确排除了源在2012年事件后恢复到先前状态的预测。相反，后期衰落符合终端爆炸的预期。在所有的可见光波长过滤器中，光源以相似的速度衰减，没有明显的颜色变化，因此也排除了发光的尘埃遮蔽幸存者或过渡到更热的LBV后幸存者的假设。然而，在一个狭窄的F657 N过滤器中检测到的具有稳定颜色和强H $α$发射的晚时连续谱，完全可以预期在一个十年之久的核心塌陷SN中与星周物质的持续激波相互作用。有趣的是，自2015年以来，紫外线通量几乎保持不变，这支持了之前的假设，即F275 W光追踪了一个年轻星团中的主序星OB。我们预计，可见光波长连续体最终将趋于平稳，追踪这个星系团的光。在没有任何额外爆发的情况下，将2012年事件视为终端SN爆炸似乎是谨慎的，我们讨论了可能的情况。
2022-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The 2022 super-Eddington outburst of the source SMC X-2
本文研究了 SMC X-2 在 2022 年的超爱丁顿 X 射线爆发，通过对比其与 2015 年爆发峰值后的特征，揭示了衰减轮廓的相似性及不同吸积机制，并发现 Be 星盘的结构变化与中子星相互作用有关。
2024-02-15 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
Constraints on Type IIn Supernova Progenitor Outbursts from the Lick Observatory Supernova Search
我们搜索了卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）获得的大约12年的档案调查数据，作为利克天文台超新星搜索（LOSS）的一部分，以检测或限制可能的IIn型超新星（SNe~IIn）的祖先爆发。KAIT数据库包含50 Mpc内5个SNe~IIn（加上一个SN IIn/冒名顶替者的模糊情况）的多个SN前图像。在我们的任何目标中，使用错误发现率（FDR）统计方法都没有发现祖先爆发。相反，我们得到的限制幅度（LM）在SNe的位置。将这些极限强度（通常达到$m_R \approx 19.5\,\mathrm{mag}$）与SN 2009 ip和$η$ Car的爆发以及其他模拟爆发进行比较。我们发现，SN 1999 el和SN 2003 dv的数据质量足以排除由蓝超巨星（BSG）前身星最初微弱的SNe引起的主峰前$\sim40$天的事件，如SN 2009 ip和SN 2010 mc的情况。因此，这些SNe~IIn可能来自红超巨星的祖先，或者它们可能有一个更快的星周物质相互作用的开始。我们还估计在我们的数据集中检测到至少一个爆发的概率是$\gtrsim60\%$的每一种类型的示例爆发，所以没有任何检测表明，这种爆发要么通常比$\sim -13\,\mathrm{mag}$更不明亮（本质上或由于灰尘），要么在爆炸前几年内在SNe~IIn中不太常见。
2015-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The 2019 outburst of the 2005 classical nova V1047 Cen: a record breaking dwarf nova outburst or a new phenomenon?
我们详细研究了2019年激变变星V1047~Cen的爆发，该变星在2005年发生了一次经典新星爆发。这一奇特的爆发发生在经典新星事件之后的14年，持续了400多天，在光学上达到了大约6等的振幅。早期的光谱追踪揭示了可能是矮新星（吸积盘不稳定性）的爆发。然而，爆发的持续时间，高速度（$>$ 2000\，km\，s $^{-1}$）的光学线轮廓的功能，发光的光发射，并存在突出的持久的无线电发射一起提出了一个比矮新星爆发更奇异和充满活力的现象。爆发的幅度，辐射能量和光谱演化也不符合经典的新星爆发。V1047~Cen的2019年爆发与经典共生星的爆发有相似之处，但2005年之前的图像表明V1047~Cen可能拥有一个矮伴星，这意味着一个典型的激变变星系统。基于我们的多波长观测，我们认为爆发可能是由于增强的质量传递或盘的不稳定性而使盘变亮，可能导致白矮星上的核壳燃烧增强，而白矮星已经经历了某种程度的准稳定壳燃烧。这最终导致产生风和/或双极准直流出。V1047~Cen在2019年的爆发似乎是独一无二的，之前在典型的灾变变星系统中没有观察到类似的情况，这暗示了一种潜在的新天体物理现象。
2022-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hubble Space Telescope Imaging of Luminous Extragalactic Infrared Transients and Variables from the SPIRITS Survey
SPIRITS-斯皮策红色密集瞬变调查-从2014年到2019年，使用温暖的斯皮策望远镜在3.6和4.5微米处搜索近200个附近星系的发光红外（IR）瞬变和变量。在SPIRITS变量中，有一些红外明亮的物体在地面光学测量中无法检测到。我们将它们分为（1）瞬变，（2）周期性变量和（3）不规则变量。瞬变现象包括“SPRITE“（特别是红色的中等亮度瞬变事件），其最大亮度比超新星微弱，红色的红外颜色，以及广泛的爆发持续时间（几天到几年）。在这里，我们报告深光学和近红外成像与哈勃太空望远镜（HST）的21个SPIRITS变量。它们最初被认为是SPRITE瞬变，但随着更多数据的收集，许多最终被证明是周期性或不规则的变量。哈勃望远镜的图像显示，大多数这些冷而尘埃的变星都与晚型星系中的恒星形成区有关，这意味着它们起源于大质量恒星。两个SPRITE在爆发前的HST图像中缺乏光学祖细胞;然而，在J和H的爆发期间检测到一个，表明有效温度为~1050 K的尘埃物体。一颗微弱的SPRITE被证明是一颗尘埃弥漫的经典新星。大约一半的HST目标被证明是周期变星，脉动周期为670-2160天;它们可能是质量约为5-10 Msun的尘埃渐近巨星分支（AGB）恒星。其中一些足够温暖，可以在深度HST帧中检测到，但大多数都太冷了。在六颗不规则变星中，有两颗是红超巨星，在HST的影像中有光学对应物;有四颗因为太过遮蔽而…
2022-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Massive Progenitor of the Luminous Type IIn Supernova 2010jl
最近在附近发现的明亮超新星SN 2010 jl是罕见的相对明亮的IIn型事件的一员。在这里，我们报告档案HST观测其宿主星系UGC 5189 A采取大约10年前爆炸，以及早期的光谱SN。HST图像显示SN位置处有一个明亮的蓝色点源，在F300 W滤波器中绝对星等为-12.0。如果这不是一个偶然的排列，那么SN位置的源可能是（1）SN所在的大质量年轻（小于600万年）星团，（2）一颗静止的明亮蓝色恒星，其视温度约为14，000 K，（3）一颗在类似于LBV的明亮爆发期间捕获的恒星，或者（4）选项1和选项2或3的组合。虽然我们无法在这些可能性中做出选择，但它们都意味着SN 2010 jl的原始质量超过30 Msun。这加强了越来越多的证据，即许多SNe IIn是由非常大质量的恒星产生的，大质量的恒星可以产生可见的SNe而不会安静地坍缩成黑洞，并且大质量的恒星可以保留它们的H包层直到爆炸前不久。标准的恒星演化模型无法解释这些观测到的性质。
2010-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars I: Red Supergiants
超新星（SNe）的早期观测表明，许多类型的SNe的祖先可能会发生增强的质量损失和前SN爆发。我们调查的作用，通过波驱动的剧烈对流在后期的核燃烧的其他典型的$15 \, M_\odot$红超巨星SNe的祖先的能量传输。使用MESA恒星演化模型，包括一维流体力学，我们发现，波进行$\sim \! 10^7 \, L_\odot$的权力从核心的信封在核心氖/氧燃烧在核心崩溃前的最后几年。波通过氢包层底部的激波和辐射扩散而衰减，氢包层加热得足够快，从而向上覆的包层发射压力波，该压力波在恒星表面附近变陡为弱激波，导致温和的恒星爆发，并在SN之前大约一年以低速喷射出少量（$\lesssim 1 \, M_\odot$）质量（$\lesssim \! 50 \, {\rm km}/{\rm s}$）。波加热膨胀的恒星信封，但并没有完全解开它，产生一个非流体静力学前SN信封密度结构不同于先前的预期。在我们的模型中，波加热不太可能导致发光型IIn SNe，但它可能有助于闪光电离SNe和II-P/II-L SNe中看到的一些多样性。
2017-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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…
2016-10-28 astro-ph.SR
Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars
亮蓝变星表现出的行为范围从几十天时间尺度上的光变曲线“微变”，到伴随着每年高达10 e-03太阳质量的质量损失的“爆发”，几十年的时间间隔，到“巨大的爆发”，如在船底座伊塔看到的喷射一个或多个太阳质量，并在几个世纪的时间尺度上重复出现。在这里，我们回顾了洛斯阿拉莫斯小组自1993年以来的工作，研究脉动和大质量恒星的不稳定性，使用线性脉动模型和非线性流体动力学模型。该模型预测可能与微变化相关的脉动变化。使用非线性脉动流体动力学代码与时间相关的对流处理，我们表明，在某些情况下，爱丁顿限制超过定期在恒星的信封的脉动驱动区域，加速外层，也许启动质量损失或LBV爆发。我们讨论如何脉动和质量损失可能是负责的位置的汉弗莱斯-戴维森极限的H-R图。然而，“大爆发”必须涉及恒星核心更深的区域，才能导致如此大量的物质喷出。我们回顾并提出了一些可能的解释，包括重力模式的混合，长期不稳定性，SASI机制，或为II型超新星提出的不稳定性。我们概述了未来的工作，并需要恒星建模能力来调查这些可能性。
2014-02-02 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
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。
2010-09-15 astro-ph.SR
Dissecting a disk-instability outburst in a symbiotic star: $NuSTAR$, and $Swift$ observations of T Coronae Borealis during the rise to the "super-active" state
人们以前所未有的细节观察到了复发新星T CrB当前的$super-active$状态。先前发表的观测提供了强有力的证据，表明这种状态是由于通过吸积盘的物质流动的增强，这增加了其最内部区域（边界层）的光学深度。$NuSTAR$和$Swift$在2015年9月观测到T CrB，大约在上升到光学最大值的中途。在我们对这些数据的分析中，我们发现：$i$）2015年使用$Swift$ /UVOT观察到的紫外发射，在光学峰之后，已经与2017年一样明亮; $ii$）软X射线发射（E $\lesssim$ 0.6 keV）在2017年光学峰之后观测到，另一方面，在2015年的上升阶段期间尚未发展; $iii$）发射硬X射线的等离子体（E $\gtrsim$ 2 keV）具有与2006年静止期相同的温度和大约一半的通量。这种现象类似于在矮新星爆发期间观察到的现象，但光谱能量分布的变化发生在更长的时间尺度上。
2019-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Giant outbursts of clumpy material preceding Type II supernova 2024qiw
University of Turku（图尔库大学）；Aalto University（阿尔托大学）；Aalto University Metsähovi Radio Observatory（阿尔托大学梅特霍维无线电天文台）；Aalto University Department of Electronics and Nanoengineering（阿尔托大学电子与纳米工程系）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA)（芬兰ESO天文学中心（FINCA））；Kyoto University（京都大学）；European University Cyprus（塞浦路斯欧洲大学）；University of Warwick（华威大学）
研究发现II型超新星2024qiw前的 massive 星经历巨大团块状物质爆发，揭示了超新星爆发前的剧烈质量损失机制，挑战了传统恒星演化理论。
2025-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables - VIII. VW Hyi in outburst observed with the Southern African Large Telescope
我们分析了四个光变曲线在高时间分辨率（~ 0.1秒）与11米的南部非洲大望远镜，在两个正常的爆发和一个超爆发的矮新星VW Hyi的结束。所有这些都包含至少一些矮新星振荡（DNOs），当它们处于最高振幅时，可以以前所未有的细节看到。除了周期> 20 s的预期DNO外，我们还发现了13.39 s处的先前未知调制，但在更短的周期内没有。各种DNO和它们与较长周期准周期振荡的相互作用，解释在本系列论文中提出的吸积盘磁控流模型。我们的观察包括罕见的DNO在爆发很晚;我们发现，基本周期不会增加超过90秒，这是相同的值，独立的“较长周期的DNO”收敛。
2009-09-04 astro-ph.SR
On the nature of candidate luminous blue variables in M33
亮蓝变星（LBV）被认为在大质量恒星演化中扮演着重要的角色，同时也是一些已知的最明亮的超新星的祖先。在本文中，我们提供了一个多波长的研究人口（候选人）LBV内确定M33。新的光谱提供了一个超过4年的观测基线，相对于已公布的数据，这是非常适合识别LBV爆发。M33的多历元光学和中红外测量进一步限制了样品的可变性，并允许搜索尘埃拱星喷出物。光谱和光度变化在样品中似乎很常见，但在许多情况下，需要进一步观察才能确定其物理来源。尽管如此，我们报告了一个新的爆发M33 Var C，而WNLh恒星B517在1993年至2010年之间过渡到一个较冷的B超巨星阶段证实了LBV分类。证明的概念定量分析提供了罗马诺的明星，其结果是一致的发现，它的热光度变化在其LBV的游览。B超巨星[HS 80] 110 A和冷超巨星B324这两颗恒星的温度和光度的组合似乎违反了经验的Humphreys-Davidson极限。中红外观测表明，一些候选者似乎与热的星周尘埃有关，尽管没有像船底座η这样极端的物体被发现。组合的多波长数据集表明，研究的LBV的人口被证明B[e]现象的恒星污染。其中，与热尘相关的一组光学暗淡、低光度恒星特别令人感兴趣，因为它们看起来与SN 2008 S和2008 NGC 300瞬变的可能祖先相似，尽管遭受较少的内在消光。[删节]
2012-02-20 astro-ph.SR
CXOU J005245.0-722844: Discovery of a Be Star / White Dwarf binary system in the SMC via a very fast, super-Eddington X-ray outburst event
本文报道了小麦哲伦云中CXOU J005245.0-722844的一次超爱丁顿极快X射线爆发，结合光学、紫外和光谱观测确认其致密天体为白矮星，成为第七个候选Be/WD X射线双星，并将爆发归因于类似MAXI J0158-744的超高光度新星事件。
2024-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a new Galactic bona fide luminous blue variable with Spitzer
我们报告发现一个圆形的中红外线壳周围的发射线恒星Wray 16-137使用斯皮策太空望远镜的档案数据。使用南非大型望远镜对雷16-137进行的后续光谱学研究显示，它有着丰富的发射光谱，这是像天鹅座P这样的经典亮蓝变星的典型特征。随后的光谱和光度观测显示，在过去的三年里，Wray 16-137的光谱和亮度发生了巨大的变化，这意味着Wray 16-137目前正在经历一次类似S Dor的爆发。也就是说，我们发现该恒星在V和I_c波段增亮了\approx 1等，而其光谱则由Fe ii线占主导地位。总之，我们的观测结果明确表明，Wray 16-137是银河系真正的LBV家族的新成员。
2014-08-26 astro-ph.SR
A Long-term photometric variability and spectroscopic study of luminous blue variable AF And in M31
我们提出的光度和光谱分析的哈勃Sandage变量AF和M31。这些数据是在1998-2002年期间根据Nainital Microlensing Survey获得的，并进行了后续观察，直到2011年。在此期间，天文学家在大约5000天的时间里获得了169个夜晚的R-I波段的光度观测。AF And在1999年1月中旬出现了一次突出的爆发，随后在接下来的3年中亮度逐渐下降约1.5等，下降率约为0.0015等/天，导致2001年底进入平静期。在低伏了9年之后，AF And在2010年末再次经历了一次二次爆发阶段，振幅为0.44等，持续了一年，然后又回到了平静阶段。AF和的光谱观测显示出突出的巴耳末和He I发射线以及相对较弱的Fe II和[Fe II]发射。其光谱中不对称的发射线轮廓意味着通过光球层中的恒星风的质量损失率约为每年2.2 × 10 ^{-4}太阳质量。使用SED拟合，我们发现在视觉最小值期间光球温度为33，000 +/-3000 K。利用弱的天鹅座P型HeI发射线廓线，测得AF And的风终极速度约为280-300 km/s。
2019-08-05 astro-ph.SR
Spectroscopy of AT 2016blu's recurring supernova impostor outbursts
本研究分析AT 2016blu十年光谱，发现其由LBV主星的偏心双星近星点触发约113天准周期爆发，谱线特征与相位无关，揭示伴星与主星风相互作用，验证第21次爆发预测，为LBV爆发机制提供新线索。
2025-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Classical Novae Masquerading as Dwarf Novae? Outburst Properties of Cataclysmic Variables with ASAS-SN
超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）前所未有的天空覆盖范围和观测节奏导致了对银河瞬变的大样本的发现和持续监测。其中绝大多数是在激变变星系统中由吸积驱动的矮新星爆发，但也有一小部分是由热核驱动的经典新星。尽管ASAS-SN和其他调查改进了对银河系新星的监测，但观测到的银河系新星率仍然低于预测。经典新星可能被忽略的一种方式是，如果它们与数量更多的矮新星相混淆。在这里，我们研究了1617矮新星爆发ASAS-SN检测到的属性，并将它们与经典新星进行比较。我们发现，平均经典新星增亮约11个星等，而平均矮新星增亮仅约5个星等，爆发振幅分布重叠约15%。首次，我们表明，爆发的幅度和时间从最大值下降了两个量级正相关的矮新星爆发。对于经典新星，我们发现，这些数量是负相关的，但只有弱，相比，这些数量的强反相关性在以前的一些工作中发现。我们表明，即使位于很大的距离，只有少数假定的矮新星可能被错误分类的经典新星，这表明这些人口之间的混淆是最小的。未来对这些候选者的光谱跟踪可以显示是否有任何确实是经典新星。
2021-01-28 astro-ph.SR
Panchromatic evolution of three luminous red novae: Forbidden hugs in pandemic times -- IV
我们提出了三个河外发光红新星（LRNe）的光度和光谱数据：AT 2018 bwo，AT 2021 afy，和AT 2021 blu。AT 2018 bwo在爆发后几周在NGC 45（6.8Mpc）中被发现。在监测期间，瞬变达到了10^40 erg/s的峰值亮度。由UGC 10043（49.2 Mpc）主持的AT 2021 afy显示出双峰光变曲线，两个峰值达到了相似的光度2.1（+-0.6 x10 ^41 erg/s）。对于UGC 5829中的AT 2021 blu，（8.6 Mpc），爆发前的阶段被几次光度测量很好地监测到，并且该物体在爆发前显示出缓慢的光度上升。AT 2021 blu的光变曲线以前所未有的节奏被采样，直到它消失在太阳后面，然后在后期被恢复。AT 2021 blu的光变曲线显示出双峰，早期最大亮度达到6.5x10^40 erg/s，是AT 2021 afy的一半。AT 2021 afy和AT 2021 blu的光谱显示了LRNe的预期演化：在第一个峰值期间，蓝色连续光谱由突出的巴耳末线主导，而在第二个，广泛的最大值期间，红色连续光谱与K型恒星的窄吸收金属线一致。AT 2018 bwo的光谱明显不同，具有由吸收中的宽分子特征主导的非常红色的连续光谱。由于这些光谱与LRNe在第二个峰之后的光谱非常相似，因此AT 2018 bwo可能是在非常晚期的进化阶段发现的。这可以…
2022-12-16 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
Recurring outbursts of the supernova impostor AT 2016blu in NGC 4559
本文首次对超新星冒名者AT 2016blu进行光度分析，发现其以约113天周期反复爆发，并提出该现象源于含LBV的偏心双星系统近星点相互作用，且可能预示未来灾难性爆发。
2023-09-20 astro-ph.SR
Pulsations as a Driver for LBV Variability
最壮观的变星是亮蓝变星（LBV），它可以显示三种类型的变化。对LBV进化阶段的了解很少，并且不知道可变性的驱动机制。最常见的变异类型，S Dor不稳定性，发生在数十年的时间尺度上。在S Dor爆发期间，恒星的视星等增加，而热星等保持近似不变。在这项工作中，我们调查脉动作为一个可能的触发S多尔型爆发。我们使用非线性流体动力学代码，包括随时间变化的对流处理的包络模型计算脉动。我们初始化的脉动流体动力学模型的基础上线性非绝热计算。计算了从20到85 M $_{\odot}$的完整网格模型的脉动特性，在本文中，我们专注于少数几个模型，显示长周期脉动或爆发的行为，光球径向速度达到70-80公里/秒。目前，我们的模型无法跟踪质量损失，因此一旦爆发事件开始，我们的模拟就终止了。我们的研究结果表明，脉动本身不能驱动足够的表面膨胀，以喷射外层。然而，这里讨论的爆发和长周期脉动会产生有效温度和光度的巨大变化，预计会产生辐射驱动的质量损失率的巨大变化。
2014-09-11 astro-ph.SR
Evidence for the merger hypothesis in V4332 Sgr: a low $^{12}$C/$^{13}$C ratio and multiple outbursts
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Keele University（基尔大学）；UKIRT Observatory, Institute for Astronomy（英国红外望远镜观测站，天文研究所）
V4332 Sgr的低12C/13C比值和多次爆发提供了恒星合并的证据。
2026-02-16 astro-ph.SR
Variability of Luminous Stars in the Large Magellanic Cloud Using 10 Years of ASAS Data
受最近探测到的大质量亮蓝变星LMC-R71爆发的启发，它达到了绝对星等M_V = -9.3等，我们利用Bonanos等人（2009）的最新星表作为输入，对大麦云云中1268颗大质量恒星的光学变率进行了系统的研究。ASAS全星表（Pojmanski 2002）提供了这些明亮恒星的10年光变曲线。结合这两个目录产生了599个匹配，我们进行了变异搜索。我们确定了117颗变星，其中38颗是以前不知道的，尽管它们的亮度和变化幅度很大。我们发现了13颗周期星，我们将其归类为食双星（EB），其中8颗是新发现的明亮的大质量食双星，由OB型恒星组成。剩下的104颗变星是半周期或非周期的，其中大部分（85颗）是红超巨星。在这一类新发现的变星中，大多数（26颗）也是红超巨星，只有3颗B星和4颗O星。
2010-07-30 astro-ph.SR
JWST's sharper view of EX Lup: cold water from ice sublimation during accretion outbursts
本研究利用JWST-MIRI观测平静期的EX Lup，分析其水发射特征，发现2008年吸积爆发时雪线后退导致冰升华产生冷水，揭示爆发对行星形成区化学演化的影响，展示时域实验的研究潜力。
2025-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
