猎户座FU星（FUORS）是爆发的前主序星，被认为是低质量恒星形成过程中增强吸积的准周期或重复阶段。我们的特征样本的已知和候选FUORS在一个均匀和一致的方式，推导出恒星和拱星参数为每个对象。我们强调在这些参数的分析，应该在FUORS阶段的变化。我们使用Whitney et al（2003 b）的辐射转移代码对26个目前已知FUORS中的24个的SED进行了建模。通过计算不同参数的累积分布，我们将我们的模型与Robitaille等人（2007）在静止期金牛座II类和I类源的模型进行了比较。FUORS有更多的大质量盘：我们发现FUORS中的$\sim80\%$盘比样本中任何金牛座II类和I类源的质量都要大。盘质量吸积率的中值为~ 1.e-7 Msun/yr，而标准YSO（年轻恒星天体）和FUORS的吸积率中值为~ 1.e-5 Msun/yr。虽然I类FUORS和标准I类物体的包络质量吸积率分布相似，但FUORS平均而言具有比标准II类和I类源更高的包络质量吸积率。大多数FUORS（~ 70%）的包层质量吸积速率大于1.e-7 Msun/yr。相比之下，60%的经典YSO样品的吸积率低于这个值。我们的研究结果支持目前的情况下，由拱星盘实验的变化解释了这些恒星的观测特性。然而，盘质量吸积率的增加比理论预测的要小（Frank et al. 1992; Hartmann & Kenyon 1996），尽管与以前的测定结果吻合得很好。
英文摘要：
FU Orionis stars (FUORS) are eruptive pre-main sequence objects thought to represent quasi-periodic or recurring stages of enhanced accretion during the low-mass star-forming process. We characterize the sample of known and candidate FUORS in an homogeneous and consistent way, deriving stellar and circumstellar parameters for each object. We emphasize the analysis in those parameters that are supposed to vary during the FUORS stage. We modeled the SEDs of 24 of the 26 currently known FUORS, using the radiative transfer code of Whitney et al (2003b). We compare our models with those obtained by Robitaille et al. (2007) for Taurus class II and I sources in quiescence periods, by calculating the cumulative distribution of the different parameters. FUORS have more massive disks: we find that $\sim80\%$ of the disks in FUORS are more massive than any Taurus class II and I sources in the sample. Median values for the disk mass accretion rates are ~ 1.e-7 Msun/yr vs ~ 1.e-5 Msun/yr for standard YSOs (young stellar objects) and FUORS, respectively. While the distributions of envelope mass accretion rates for class I FUORS and for standard class I objects are similar, FUORS, on average, have higher envelope mass accretion rates than standard class II and class I sources. Most FUORS (~ 70%) have envelope mass accretion rates above 1.e-7 Msun/yr. In contrast, 60% of the classical YSO sample have accretion rates below this value. Our results support the current scenario in which changes experimented by the circumstellar disk explain the observed properties of these stars. However, the increase in the disk mass accretion rate is smaller than theoretically predicte (Frank et al. 1992; Hartmann & Kenyon 1996), though in good agreement with previous determinations.
A New FU Orionis Accretion Outburst in the W5 HII Region
California Institute of Technology（加州理工学院）；The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, AlbaNova, SE-106 91 Stockholm , Sweden（阿尔巴诺瓦，SE-106 91斯德哥尔摩，瑞典奥斯卡·克莱因中心天文学系）；Harvard University（哈佛大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）
The number fraction of discs around brown dwarfs in Orion OB1a and the 25 Orionis group
我们提出了一个研究的15个新的褐矮星属于$\sim7$ Myr老25猎户座组和猎户座OB 1a子协会之间的M6和M9的光谱类型和估计的质量之间的$\sim0.07$ M $_\odot$和$\sim0.01$ M $_\odot$。通过比较他们通过贝叶斯方法与低质量的恒星（$0.8\lesssim$ M/M $_\odot\lesssim0.1$）从以前的作品中的25猎户座组，我们发现统计上显着的差异，在数量上的分数的经典金牛座T星，弱金牛座T星，第二类，进化盘和纯粹的光球发射器在两侧的亚恒星质量限制。特别是，我们发现了一小部分的$3.9^{+2.4}_{-1.6}~\%$低质量恒星被归类为CTTS和II类或进化的光盘，对一小部分的$33.3^{+10.8}_{-9.8}~\%$在亚恒星质量域。我们的研究结果支持建议的情况下，光盘的耗散是降低中心对象的质量效率较低。
X-ray variability of sigma Orionis young stars with ROSAT
我们使用的阿拉丁虚拟观测工具和高分辨率成像仪ROSAT档案数据搜索的X射线变化的天尺度在23个年轻的恒星在猎户座σ星团和背景星系。有五颗星显示出明确的耀斑，并且有概率p_var>> 99%是实际的变星。其中两次耀斑是剧烈而持久的，最长持续时间为6天，振幅为静止水平的8倍。我们将另外四颗恒星归类为可能的X射线变星，包括由B2Vp恒星sigma Ori E及其近距离的晚型伴星形成的双星系统。这使得猎户座σ星中高振幅X射线变化的最小频率超过一天的39%。这种X射线变化的发生率在具有中红外线通量过剩的经典金牛座T星中似乎比在快速旋转、无盘的年轻恒星中要低。
The protostar FU Orionis may not be bursting: dramatic accretion suppression in embedded young eccentric binaries
Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文研究学院）
Planck cold clumps in the $λ$ Orionis complex: I. Discovery of an extremely young Class 0 protostellar object and a proto-brown dwarf candidate in a bright rimmed clump PGCC G192.32-11.88
我们正在用地面望远镜对$λ$ Orionis复合体中的普朗克银河系冷团（PGCC）进行一系列观测，以系统地研究恒星反馈的影响。在PGCC G192.32-11.88的特殊情况下，我们发现了一个非常年轻的0类原恒星天体（G192 N）和一个原棕矮星候选天体（G192 S）。G192 N和G192 S位于一个受重力束缚的亮边团块中。在CO同位素谱线发射中观察到的速度和温度梯度表明PGCC G192.32-11.88受到外部加热和压缩。与猎户座复合体中其他年轻的0级源（例如PACS亮红源（PBRs））相比，G192 N可能具有最低的热光度（$\sim0.8$ L $_{\sun}$）和吸积速率（6.3 $\times10^{-7}$ M $_{\sun}$ ~yr $^{-1}$）。它的内部光度（$0.21\pm0.01$ L $_{\sun}$）和外流速度（$\sim$ 14 km~s $^{-1}$）比第一流体静力学核心（FHSC）的预测值稍大。G192 N可能是最年轻的0级源之一，比FHSC稍微进化。考虑到它的低内部光度（$0.08\pm0.01$ L $_{\odot}$）和吸积速率（2.8 $\times10^{-8}$ M $_{\sun}$ ~yr $^{-1}$），G192 S是一颗理想的原棕矮星候选者。PGCC G192.32-11.88中的恒星形成效率（$\sim$ …
Atmospheric Phase Correction using CARMA-PACS: High Angular Resolution Observations of the FU-Orionis star PP 13S*
我们提出了0.15”分辨率的观测227 GHz连续辐射从拱盘围绕FU-猎户座恒星PP 13 S *。这些数据是用毫米波天文学研究组合阵列成对天线校准系统获得的，该系统测量和校正阵列最长基线上的大气延迟波动，以提高观测的灵敏度和角分辨率。介绍了C-PACS技术和数据简化过程。将C-PACS应用于PP 13 S * 的CARMA观测，这导致源的观测峰值通量增加了1.6倍，图像噪声减少了36%，源主轴的测量尺寸减少了52%。校准后的复合粒子数与理论圆盘模型拟合，以约束圆盘表面密度。最佳拟合模型的总盘质量相当于0.06 \msun，这比经典金牛座T星周围盘的中位质量要大。圆盘在波长为1.3毫米的轨道半径小于48天文单位的光学厚度。在更大的半径，推断的表面密度的PP 13 S * 盘是一个数量级低于所需的开发引力不稳定性。
Multi-color characterization of optically invisible FU Orionis-type outbursts: Demonstration and prospects for the WINTER survey
Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
The evolutionary nature of RV Tauri stars in the SMC and LMC
根据它们的恒星参数和由于星周尘埃而存在的中红外过量，金牛座RV星被归类为后AGB星。然而，我们最近的研究揭示了金牛座RV恒星之间的不同SED，这表明它们可能也占据了其他进化通道。本文的目的是提出不同的SED RV金牛星的特点，并调查其演化性质作为其SED的功能。我们在SMC和LMC中对金牛座RV星进行了系统的研究，因为它们的距离和光度是已知的。他们的SED分为三类：灰尘（盘型），非灰尘（非IR）和不确定。周期光度颜色（PLC）的关系进行了校准。PLC的光度与使用SED发现的光度进行了补充，恒星被放置在HR图上。本研究的四个主要结果是：1）金牛座RV星具有明显的IR过剩，具有盘型SED，这表明尘埃被捕获在稳定的盘中。鉴于星系中圆盘型SED和双星之间的紧密联系，我们假设它们也是双星。这些涵盖了一系列的光度，我们认为，更明亮的是后AGB星，而较低的光度可能是后红巨星分支（后RGB）星。2)其中两个天体的平均亮度变化周期分别为916天和850天，这是由轨道运动期间的可变消光造成的。3)没有尘埃的金牛座RV星和具有不确定SED的天体的演化使得星周尘埃已经分散。如果它们是单星，它们是低初始质量的后AGB天体（$<$ 1.25 M $_\odot$），而如果它们是双星，样本中的低光度部分可能是后RGB恒星。4)我们发现带有尘埃的金牛座RV恒星平均比样本的其余部分更明亮。
