The ALMA early science view of FUor/EXor objects - V: continuum disc masses and sizes
低质量恒星在被称为FUor和EXor爆发的增强吸积的短暂爆发期间建立了其总质量的重要部分。FUor天体的特征是在一年内突然变亮约5个星等，并在数十年内保持明亮。EXor天体在较短的时间尺度上有较低的振幅爆发。在这里，我们讨论了一个1.3毫米ALMA小型调查的8个爆发源（三个FUor，四个EXor，和边界对象V1647猎户座）在猎户座分子云。虽然本系列的前几篇论文讨论了在三个FUor对象和V1647 Ori中观察到的显着分子流出，但在这里，我们专注于连续数据以及FUor和EXor群体之间的差异和相似性。我们发现FUor盘的质量（~80-600 M_JUP）明显大于EXor天体（~0.5-40 M_JUP）。我们还报告说，EXor来源缺乏在FUor人口中看到的突出外流。尽管我们的样本很小，但圆盘质量和外流活动的巨大差异表明这两种类型的物体代表了不同的进化阶段。与金牛T星相比，FUor源似乎相当紧凑（Rc < 20-40 au），并且对于给定的盘质量具有较小的特征半径。V1118猎户座，我们样本中唯一已知的近距离双星系统，被证明在每个恒星组件周围都有一个圆盘。HBC 494周围的圆盘是不对称的，暗示着外部圆盘中的结构或第二个圆盘的存在。
2017-11-23 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
The 2015-2016 outburst of the classical EXor V1118 Ori
经过大约10年的平静期，经典EXor源V1118 Ori在2015年9月经历了一次吸积爆发。最大亮度（DV > 4等）在2015年12月达到，并维持了几个月。自2016年9月以来，该来源处于下降阶段。测光和低/高分辨率光谱是在{ \it大双筒望远镜}上用MODS和LUCI 2、在Asiago 1.22和1.82米望远镜上用设施、在{ \it国家伽利略望远镜}上用GIANO获得的。光谱由\hi和中性金属物种的发射线主导。从线和连续介质分析，我们得到了质量吸积率和它的演变过程中爆发。考虑到消光可能在1.5 ~ 2.9星等之间变化，我们得到平静期的m_acc= 0.3 $-$ 2.0 × $^{-8}$ m_sun/yr，爆发峰期的m_acc= 0.2 $-$ 1.9 × $^{-6}$ m_sun/yr。用线激发模型解释了巴耳末衰减的形状，发现从静止到爆发峰，电子密度从$\sim$ 2 10 $^9$ cm $^{-3}$增加到$\sim$ 4 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ .金属线的轮廓是对称的，比100 km s $^{-1}$窄，而\hi \，和\hei \，\，线显示出突出的翼，延伸到$\pm$ 500 km s $^{-1}$。金属线可能起源于吸积柱的底部，在那里中性粒子被有效地屏蔽了电离光子，而更快的电离气体更接近恒星。通过检测H $α$和\hei 1，1.0…
2017-04-19 astro-ph.SR
The Circumstellar Disk and Asymmetric outflow of the EX Lup Outburst System
我们以0.3弧秒分辨率展示了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对EX Lup的观测，EX Lup是EXor类爆发前主序星的原型。EX Lup的拱星盘首次在1.3 mm连续辐射和CO的三种同位素的$J$ = 2--1谱线中被解析。在达到的空间分辨率和灵敏度下，致密尘埃连续盘没有显示出高于5 σ水平的团块、碎片或不对称性的迹象。辐射传输模型约束的尘埃盘的特征半径为23 AU和总尘埃质量为1.0 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_\odot$（33 M_地球），类似于其他EXOR源。的$^{13}$ CO和C $^{18}$ O线发射跟踪磁盘的旋转，并用于约束磁盘的几何形状，运动学，和5.1 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_\odot$的总气体盘质量。的$^{12}$ CO排放延伸到半径为200 AU，是不对称的，与开普勒旋转的一侧偏离。我们检测到蓝移，$^{12}$ CO弧形发射位于0.8弧秒的西北，空间断开磁盘的排放。我们解释这个扩展的结构作为一个洞的流出，这是更常见的FU或源挖掘的增亮壁。在FU/EXor天体V1647 Ori的边界线上也观察到了这种外流，但没有流向EXor天体。我们的检测提供了证据表明，外流现象持续到EXor阶段，这表明FUor和EXor对象是一个连续的人口，其中外流活动随着年龄的增长而下降，过渡对象，如EX Lup和V1647…
2018-04-27 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
V899 Mon: An Outbursting Protostar With Peculiar Light Curve And Its Transition Phases
我们提出了一个详细的研究V899 Mon（一个新的成员在FUors/EXors家庭的年轻低质量恒星爆发），根据我们的长期监测源从2009年11月至2015年4月。我们的光学和近红外光度和光谱监测记录源过渡从第一次爆发到一个短时间的静止阶段（$<$ 1年），然后返回到第二次爆发。我们在这里报告的演化流出的内部区域的磁盘的吸积率演变在不同的时代。我们的高分辨率（R $\sim$ 37000）光谱可以分辨出流出物中由各种线追踪的有趣的团簇结构。在两个爆发时期之间也检测到远红外通量的变化。根据我们的观测，我们限制了V899 Mon的各种恒星和包络参数，以及它的吸积和流出的运动学。这种源的光度和光谱性质介于经典的FUOR和EXOR之间。我们对V899 Mon的研究表明，与磁层吸积相关的不稳定性是2011年爆发突然短暂停顿的物理原因。它也是一个很好的候选人，以解释类似的短持续时间的停顿，在爆发的其他一些FUOR/EXOR源。
2015-10-24 astro-ph.SR
Absence of Significant Cool Disks in Young Stellar Objects Exhibiting Repetitive Optical Outbursts
本文报道了亚毫米波阵列（SMA）1.3 mm高角分辨率对四个EXor型爆发年轻天体（YSO）VY Tau，V1118 Ori，V1143 Ori和NY Ori的观测结果。数据大多显示在相关的拱星盘中的低尘埃质量$M_{dust}$。在这些源中，NY Ori拥有一个相对巨大的带有$M_{dust} \sim 9 \times 10^{-4}$ $M_{\odot}$的圆盘。V1118 Ori的边缘检测等同于$M_{dust} \sim 6 \times 10^{-5}$ $M_{\odot}$。V1143 Ori的非检测性也等同于$M_{dust} < 6 \times 10^{-5}$ $M_{\odot}$。对于最近的源VY Tau，我们得到了令人惊讶的未检测，其提供了严格的上限$M_{dust} < 6 \times 10^{-6}$ $M_{\odot}$。我们解释我们的研究结果表明，在一些EXOR中看到的短时间重复光学爆发的气体和尘埃储层可能仅限于其周星盘的小尺度最内部区域。这些炽热的尘埃可能已经超出了我们的探测范围。后续的，更敏感的毫米观测需要提高我们的理解EXor型爆发的触发机制。
2015-12-18 astro-ph.SR
EXORCISM: a spectroscopic survey of young eruptive variables (EXor and candidates)
我们提出了一个光学/近红外调查的11个可变的年轻恒星（EXOR和EXOR候选人），旨在推导和监测其吸积特性。在2014年至2019年期间，使用大双目望远镜（LBT）收集了大约30个光学和近红外光谱（$\Re$ $\sim$ 1500-2000）。从光谱分析中，我们导出了吸积光度和质量吸积率、视消光、允许谱线形成区的温度和密度以及流出物质的特征。两个源（ASASSN-13 db和iPTF 15 afq）在爆发和静止时被观测到，三个在高亮度时被观测到（XZ Tau，PV Cep和NY Ori），其他的在静止时被观测到。后者的吸积光度和质量吸积率与经典金牛座T星的类似质量的测量值一致。所有观测到的源都不止一次地呈现吸积变率。最极端的情况是ASASSN-13 db，其质量吸积率从2015年的爆发峰值到2017年的平静下降了两个数量级。此外，在纽约Ori的吸积光度减少了25倍，在一年。在80%的样品中，我们检测到[OI]630 nm线，这是质量损失的示踪物。从H $α$ /[OI]630比值的变化，我们得出结论，质量吸积的变化大于质量损失的变化。从HI复合线的分析，建议线形成区的密度和源的吸积活动水平之间的相关性。
2022-03-07 astro-ph.SR
The 2008 Outburst in the Young Stellar System Z CMa: The First Detection of Twin Jets
Z CMa双星被认为经历了FU Orionis（FUOR）和EX Orionis（EXOR）类型的爆发。虽然SE分量已被光谱鉴定为FUOR，但NW分量（Herbig Be星）是EXOR爆发的来源。该系统已被确定为大量外流的来源，然而，之前的研究未能确定驱动因素。在这里，我们提出了自适应光学（AO）辅助[FeII]光谱图像首次揭示了两个射流的存在。在凯克天文台使用OSIRIS进行的观测表明，赫比格Be星是秒差距尺度外流的来源，在2“的范围内显示出摆动的迹象，并且FUOR”正在驱动约0.4的喷流。赫比格Be恒星喷流的摆动是另一个伴星的证据，它实际上可能产生了EXOR爆发，最后一次爆发始于2008年（Grankin & Artemenko 2009）。事实上，蠕动的动力学尺度对应于4-8年的时间尺度，这与这些爆发的时间尺度一致。光谱图像还显示了弓形激波形状的特征和可能的相关结。这种结构的起源至今尚不清楚。最后，还观察到有趣的低速结构。一种可能性是它起源于从环双星盘发射的广角外流。
2010-07-31 astro-ph.SR
PV Cep and V350 Cep: stars on the way between FUors AND EXors
基于2015-2020年期间的新观测和已发表的数据，对异常喷发变量PV Cep和V350 Cep进行了研究。结果表明，PV Cep经历了一次有规律的爆发，随后亮度下降，从2011年持续到2019年，并且仍然处于深度最小值。这次爆发伴随着一些谱线的强度和剖面的重大变化，包括Ha、[SII]和[OI]。禁戒线通常具有负的径向速度，可以分为四个分量，具有可变的速度和相对强度。V350 Cep基本上在整个时间内处于最大亮度水平，其光谱几乎没有改变。现有的数据表明，V350 Cep光谱中Ha线的明显的P Cyg轮廓出现在亮度上升的几年后，即1986年。目前状态下恒星的光度估计分别为20 L（太阳）和3.3 L（太阳）。这两颗恒星可能代表了介于FUor和EXor类之间的中间天体。
2021-06-30 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Study of the 2008-2009 Outburst of V1647 Ori
猎户座V1647是一颗年轻的爆发型变星，照亮了一个反射星云（麦克尼尔星云）。它在2003年经历了一次爆发，然后在2006年恢复到爆发前的亮度。2008年，V1647 Ori经历了一次新的爆发。观测到的2003-2006年事件的性质在几个方面与EXor和FUor类型的爆发不同，并表明这颗恒星可能代表了一类新的爆发性年轻恒星，比EXor更年轻，嵌入更深，并且在较短的时间尺度上比FUor表现出变化。在爆发中，恒星照亮了原本不可见的麦克尼尔星云-一个锥形云可能是从以前的爆发积累。我们提出了后续的光度以及光学和近红外光谱的星云在2008-2009年的爆发。我们还将介绍同期X射线观测的结果。在爆发的关键早期阶段获得的V1647 Ori的这些多波长观测提供了星云“点亮”的快照，探测了事件的演变，并与2003-2006年的爆发进行了比较。
2011-08-03 astro-ph.SR
The Enigma of Gaia18cjb: a Rare Hybrid of FUor and EXor?
本文通过多波段测光与近红外光谱研究 Gaia18cjb，发现其兼具 FUor 型长时强增亮和 EXor 型光谱与吸积特征，属于罕见的 FUor/EXor 混合型爆发性年轻恒星。
2024-03-13 astro-ph.SR
The 2023 outburst of the Gaia alerted EXor Gaia23bab
本文通过光学与近红外测光和光谱研究 Gaia23bab 在 2023 年爆发期间的吸积性质，测得吸积率约 2.0×10⁻⁷ M⊙/yr，并利用氢线推断其温度与密度，确认其为典型 EXor 型变星。
2025-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
V2492 Cygni: The Early Evolution of the 2010 Outburst
我们提出了双子北光学和近红外观测天鹅座的一个年轻的爆发星，指定为V2492天鹅座的变星的总目录。该天体是两颗年轻恒星之一，彼此相距2度，最近亮度约为5 mags，据报道可能是新的FU猎户座型变星。V2492 Cyg的爆发光谱显示了整个光学和近红外的原子发射特征。在光学中，Halpha处于发射状态，并具有相关的蓝移吸收分量。远红CaII三重线也在发射中，并且与Halpha一样，具有显著的蓝移吸收。TiO分子的光学带也在发射中。在近红外，Pabeta，Brgamma和CO泛音带头是强烈的发射。这种光谱特征与EX Lupi（EXor类爆发变星的前身）在2008年极端爆发时和V1647 Ori在2003年上升阶段时所表现出的光谱特征非常相似。此外，我们认为V2492天鹅座的档案数据，并调查这颗年轻的恒星爆发前的性质。我们构建了一个静止阶段的光谱能量分布，通过模型拟合，让我们深入了解当前喷发之前的物体的星周环境。我们的调查强烈表明，V2492天鹅座爆发似乎更符合EXOR事件，其最近的2等衰落和随机变化的事实支持。
2011-05-04 astro-ph.SR
V346 Normae: First post-outburst observations of an FU Orionis star
在它们的形成阶段，恒星在剧烈的幕式吸积事件中获得大部分质量，例如在FU Orionis（FUor）和EXor恒星中观察到的。V346 Normae是一个研究充分的FUor，它在$\sim1980$开始经历了一次强烈的爆发。在这里，我们报告的光度和光谱观测表明，视觉/近红外亮度在20世纪90年代和2010年之间急剧下降（$ΔR\approx10.9^{\rm m}$，$ΔJ\approx7.8^{\rm m}$，$ΔK\approx5.8^{\rm m}$）。这一衰落事件的光谱特性不能单独用可变消光来解释，但表明吸积速率下降了2-3个数量级，标志着第一次观察到FUor类的成员切换到非常低的吸积阶段。值得注意的是，在过去的几年里（2011-2015），V346 Nor在所有近红外波长上都再次变亮，这表明新的爆发事件开始了。观察到的行为可能是一致的集群光度爆发，已预测最近的引力不稳定性和碎片模型的早期阶段的原恒星演化。鉴于V346也不是独特的特性（关于爆发持续时间，重复频率和光谱诊断），我们的研究结果还强调需要重新审视的FUor/EXor分类方案。
2016-07-11 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
Episodic Accretion in Young Stars
在过去的二十年里，幕式吸积的主题在恒星形成社区中引起了极大的兴趣。它现在被认为是低质量恒星形成中的一种常见现象，尽管仍然知之甚少。猎户座FU天体（FUors）是这种现象长期研究的例子。据信，FUR经历吸积爆发，在此期间，吸积速率从典型的$10^{-7}$迅速增加到几个$10^{-4}$ $M_\odot$/年$^{-1}$，并在几十年或更长时间内保持升高。EXors是一种定义松散的前主序星，具有较短和重复的爆发，与较低的吸积率有关。这两个类别之间的关系，以及它们与标准的前主序进化序列的联系，是一个悬而未决的问题：它们是否代表两个不同的类别，它们是否由相同的物理机制触发，它们是否发生在相同的进化阶段？在过去的几十年里，已经发展了许多理论和数值模型来解释FUor和EXor爆发的起源。与此同时，这种吸积爆发已被越来越多地探测到，随着观测技术的改进，对每一次爆发的研究也越来越详细。我们总结了主序前恒星爆发的主要观测结果，并回顾了爆发触发机制的最新思想，从恒星/盘到盘/喷流系统的爆发传播，经典EXOR和FUOR之间的关系，以及新发现的爆发源-所有这些都为幕式吸积提供了新的思路。最后，我们强调了一些最有前途的方向，这一领域在近期和长期。
2014-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial velocity variations in the young eruptive star EX Lup
EX Lup型天体（EXors）是低质量的前主序星，其特征是由于高度增强的盘吸积而爆发。EXor爆发的触发机制仍然存在争议。一种理论认为，一个紧密的（亚）恒星伴星扰动了内部的圆盘，触发了爆发的开始。在这里，我们研究的径向速度（RV）的变化，EX Lup，EXors的原型。我们用HARPS和FEROS进行了一项为期5年的RV调查。我们通过检查平分线和几个其他活性指标来分析EX Lup的活性。我们用光度监测补充了RV数据，以寻找活动或不同吸积的特征。我们发现EX Lup的RV是周期性的，在至少四年的观测中具有稳定的周期、半振幅和相位。在任何活动指标中都没有这一时期。然而，窄金属发射线的RV表明相同的周期，但具有反关联相位。观测到的吸收线RVs可以用开普勒解来拟合，该解是围绕0.6 M太阳的中心恒星，M2 sin i =（14.7 +/- 0.7）M Jup，偏心率e = 0.24。或者，我们也试图用冷/热恒星点来模拟观测，但是再现RV半振幅所需的点参数与光度变化相矛盾，使得点场景不太可能。我们讨论了两种可能性来解释RV数据：一个几何形状与两个吸积柱旋转的恒星，和一个单一的吸积流同步的轨道运动的假设同伴。在伴星的情况下，伴星的质量将落入棕矮星沙漠，这与异常小的分离一起将使EX Lup成为一个独特的双星系统，对触发爆发的物理机制产生有趣的影响。
2013-11-17 astro-ph.SR
Hot water emission during an outburst in a classical T Tauri star
Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy (CASSACA), National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院南美天文中心（CASSACA），国家天文台，中国科学院）；High School Affiliated to Nanjing Normal University（南京师范大学附属中学）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔维天体物理研究所）；Department of Astronomy, Peking University（北京大学天文学系）
本研究观测玫瑰星云的年轻恒星V557 Mon，发现其爆发期间峰值吸积率达6.3×10⁻⁷ M☉/yr，探测到热水蒸气发射，揭示EXor爆发时热分子内盘瞬态形成，分子激发温度与恒星亮度正相关。
2026-08-21 astro-ph.SR
Recent outburst of the young star V1180 Cas
我们正在进行的年轻变量V1180 Cas，这是已知的显示与EXor爆发变量的共同特征的爆发报告。我们目前的结果，支持吸积驱动的物体的亮度变化的性质的情况下，并提供了第一个证据的来源周围的喷流结构。我们在Rc、J、H和K波段监测了目标最近的通量变化。新的光学和近红外光谱在目前的高状态的V1180 Cas，结合H2窄带成像的源。所观察到的近红外颜色的变化是类似于EXOR中观察到的，并与来自吸积事件的过量发射相一致。光谱显示出大量的发射线，这表明吸积，物质喷射和活动盘。使用光学和近红外发射功能，我们得到的质量吸积率为3 E-8 Msun/年，这是一个数量级低于以前的估计。此外，根据原子禁戒线和H_2估算出质量损失率分别为~4 E-9和~4 E-10 Msun/yr。我们的H2成像揭示了源周围的两个明亮的发射结和附近的光学不可见恒星V1180 Cas B，清楚地表明了质量损失现象。对探测到的喷流进行更高分辨率的观测将有助于澄清V1180 Cas是否是驱动源，并确定观测到的结之间的关系。
2014-05-03 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
Gaia21bty: An EXor lightcurve exhibiting an FUor spectrum
本文报道主序前星 Gaia21bty 的 EXor 型光变却呈现 FUor 型光谱，并通过吸积盘建模确认其 FUor 级光度与吸积率，提出尘埃遮蔽解释爆发后变化。
2023-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cold CO gas in the disk of the young eruptive star EX Lup
EX Lupi型天体（EXors）是金牛T型恒星的一个子类，定义为在光学波长上突然爆发1-5星等的耀斑。这些爆发是由于从星周盘到恒星的质量吸积增强，可能构成塑造内盘结构和形成行星系统的重要事件。虽然磁盘属性必须在驱动爆发中发挥重要作用，但令人惊讶的是，人们对它们知之甚少。为了表征EXor盘的尘埃和气体成分，本文报道了EXor类的原型EX Lup中的$^{12}$ CO J=3-2和4-3线以及$^{13}$ CO 3-2线的观测结果。我们用线辐射转移模型再现了观测到的线通量和轮廓，并将所得参数与其他金牛座T盘的相应参数进行了比较。
2016-03-09 astro-ph.SR
The ALMA Early Science View of FUor/EXor objects. IV. Misaligned Outflows in the Complex Star-forming Environment of V1647 Ori and McNeil's Nebula
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的恒星形成环境周围的V1647猎户座，爆发FUor/EXor前MS星的观测。观测了尘埃连续谱和（J = 2 - 1）$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O分子发射谱线，以表征V1647 Ori拱星盘和存在的任何大尺度分子特征。我们检测到连续辐射从拱星盘，并确定半径r = 40 au，倾角i = 17 $^{\circ}$ $^{+6}_{-9}$和总盘质量的M $_{\mathrm{disk}}$的~0.1 M $_{\odot}$。我们没有发现任何与附近的同伴，大质量行星或碎片有关的圆盘结构。V1647 Ori周围的分子云环境既结构化又复杂。我们确认V1647猎户座北部存在一个挖掘出的洞穴，并在光学反射星云（麦克尼尔星云）的底部发现了致密的物质，这些物质正在积极地塑造其周围的环境。两个不同的外流已经检测到动力年龄约11,700和17,200年。这些外流是错位的，这表明各向异性吸积事件导致的约5500年的盘进动是负责任的。准直流出表现出的速度为2公里秒PDMATHAMT，类似于本系列中提出的其他FU或对象的速度，但显着慢于以前的观测和模型预测。V1647 Ori星系似乎被一个物质“手臂”连接到一个位于$"$以西约20的大型未解决结构。猎户座V1647周围的复杂环境表明它正处于恒星形成的早期阶段，这可能与它…
2017-09-06 astro-ph.SR
Optical spectroscopy of EX Lupi during quiescence and outburst: Infall, wind, and dynamics in the accretion flow
我们探讨了EXor变星的原型EX Lupi在平静和爆发阶段的吸积机制。我们分析了在2008年爆发之前，期间和之后拍摄的高分辨率光谱。在静止和爆发时，恒星呈现出许多允许的发射线，包括典型的CTTS线和许多中性和电离的金属线。在爆发期间，发射谱线增加到一千多条，具有窄加宽的成分结构（NC+BC）。BC曲线在短时间尺度（24- 72小时）上变化很大。活动色球层可以解释静止时的金属线和爆发NC。BC线剖面的动力学表明起源于一个热的，致密的，非轴对称的，非均匀的吸积柱，遭受沿视线的时间尺度上的天的速度变化。假设开普勒旋转，发射区将位于约0.1-0.2天文单位，与内部磁盘边缘一致，但线的速度分布揭示了旋转和下降的组合。在T~6500 K的温度下，对于几倍于10 $^{12}$ cm $^{-3}$的电子密度，可以再现离子和中性粒子的谱线比。这些数据证实，2008年的爆发是一个增加吸积的插曲，尽管比以前的EX Lupi和典型的EXors爆发要强得多。线的配置文件是一致的非轴对称结构，可以产生的clusterion吸积在爆发阶段的下降/旋转。在高吸积时期，出现了强烈的内盘风。系统在爆发后的快速恢复以及爆发前后吸积状态的相似性表明，整个时期吸积通道是相似的，只有吸积速率不同，为研究吸积过程提供了极好的环境。
2012-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simultaneous monitoring of the photometric and polarimetric activity of the young star PV Cep in the optical/near-infrared bands
我们提出了一个同时监测的结果，持续2年多的时间，光学和近红外光度和偏振活动的变量原恒星PV Cep。在监测期间，所有光度带都发生了爆发，其下降阶段（$Δ$ J $\approx$ 3等）持续了约120天。光学和红外线曲线之间的$\sim$ 30天的时滞已被测量和解释的吸积事件的框架。后者在近红外颜色的显著变化中可以直接识别出来，在爆发阶段，当恒星主导发射时，它看起来更蓝，而在下降阶段，当盘发射占主导地位时，它看起来更红。所有的观测数据已经结合起来，得出一个连贯的图片的复杂形态的整个PV Cep系统，即，除了恒星和吸积盘，也是由一个可变的双锥星云。特别地，所有这些成分之间的相互作用是极化的高值（$\approx$ 20%）及其波动的原因。观测数据一致表明PV Cep不是一颗真正的EXor星，而是一颗更复杂的天体;此外，PV Cep的情况导致了对最近发现的其他年轻爆发源的分类的争论，这些爆发源被认为是EXor，可能过于简单。
2011-03-01 astro-ph.SR
The 2008 extreme outburst of the young eruptive variable star Ex Lupi
在2008年初，年轻的低质量恒星EX Lupi，EXor类爆发变星的原型，在7个月的时间里光学亮度超过5个星等。上一次在EX Lup中观察到这种幅度的变化是在50多年前。在这封信中，我们提出了新的光学和近红外高分辨率光谱的EX~Lup在2008年爆发。我们调查的物理特性的爆发后不久，它开始和大约四个月后，并考虑观察到的能量和运动学。发射线的强度，宽度和配置文件之间的两个观测显着变化。此外，2.2935微米CO泛音带头发射的建模表明，在拱星气体盘周围的恒星可能存在一个内部的差距，它是从气体盘的内边缘，CO泛音发射可能会出现。我们得到了~2+-0.5~Lsun和~2+-0.5x10 ^-7 Msun yr^-1极端爆发时的质量吸积光度和吸积速率，这表明这次爆发确实是EX Lup中观测到的最强爆发之一，但不如在FU Orionis中观测到的那么强。
2010-07-23 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Resolving the Radio Complexity of EXor and FUor-type Systems with the ngVLA
幕式吸积可能是年轻的前主序星演化过程中常见的现象，对我们理解恒星和行星形成具有重要意义。然而，驱动吸积物理学的许多基本方面仍然是未知的。ngVLA将是理解这些事件性质的关键工具。高空间分辨率、宽光谱覆盖范围和前所未有的灵敏度将允许对突出系统进行详细分析。ngVLA的拟议频率范围允许观测气体，尘埃和来自恒星和盘的非热发射。
2018-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery and Observations of ASASSN-13db, an EX Lupi-Type Accretion Event on a Low-Mass T Tauri Star
本文讨论ASASSN-13 db，这是由ASAS-SN发现的年轻恒星SDSS J051011.01 $-$ 032826.2（以下简称SDSSJ 0510）上的一个EX Lupi型（EXor）吸积事件。使用档案测光数据的SDSSJ 0510，我们构建了一个爆发前的光谱能量分布（SED），发现它是一致的低质量II类YSO附近的猎户座恒星形成区（$d \sim 420$ PC）。我们提出了后续的光度和光谱观测的来源后，$ΔV \sim-$ 5.4级爆发，开始于2013年9月，并在2014年初结束。这些数据表明，温度和光度的增加与$\sim10^{-7}$ $\rm{M}_\odot$ yr $^{-1}$的吸积速率相一致，比静止期大三个或更多个数量级。光谱观测表明，森林的窄发射线占主导地位的中性金属线从Fe I和一些低电离线。ASASSN-13 db的性质与2008年下半年观测到的最强爆发时EXor原型EX Lupi的性质相似。
2014-05-06 astro-ph.SR
New powerful outburst of the unusual young star V1318 Cyg S (LkHα 225)
年轻的双星V1318 Cyg与HAeBe星BD+40 o 4124周围的一个小的孤立恒星形成区有关，具有非常不寻常的光度和光谱行为。我们目前的光度和光谱观测结果的光学范围内。我们从2015年9月开始对天鹅座V1318进行了BVRI CCD测光观测。到2017年7月在同一时期，我们获得了中等和低分辨率的光谱。观测是用2.6米望远镜进行的。我们分析了天鹅座V1318的历史光变曲线，证明了天鹅座V1318 S在20世纪70年代相当明亮（V $\approx$ 14等）后开始降低亮度，并在1990年变得几乎不可见。在20世纪90年代后半期重新出现后，这颗恒星开始变得非常缓慢地明亮。在2006年至2010年期间，V1318 Cyg S开始变亮得更快，并在2015年在可见光中变得更亮超过5个星等。从那时起，V1318 Cyg S一直保持在这个最大值。它的光谱几乎没有变化，由发射和吸收线的混合物组成，这使得它的光谱类型估计为早期的Ae，有明显的物质外流证据。我们推导出它目前的A（V）$\approx$ 7.2和L = 750 L（太阳），从而确认V1318 Cyg S应该属于Herbig Ae星，使它与BD+40 o 4124和V1686 Cyg一起成为该群中第三颗明亮的年轻恒星。我们很有可能在极附近观测到天鹅座V1318 S，并且其密集而缓慢（$\approx$ 100 km/s）的外流的倾角…
2019-04-20 astro-ph.SR
V899 Mon: a peculiar eruptive young star close to the end of its outburst
V899 Mon是一颗同时具有FUors和EXors特征的爆发型年轻恒星。它在2010年达到亮度峰值，然后在2011年短暂消退，随后是第二次爆发。我们对V899 Mon进行了多滤光片光学光度监测，以及光学和近红外光谱观测。光变曲线和颜色-星等图显示，V899 Mon在2018年的第二次爆发峰值后逐渐衰落，但较小的吸积爆发仍在发生。我们用双子座/IGRINS和VLT/MUSE进行的光谱观测显示了许多发射线，与爆发阶段不同。我们使用发射线通量来估计吸积率，发现它已显着降低相比，爆发阶段。质量损失率也在减弱。我们的二维光谱天文测量分析的发射线恢复喷流和磁盘的V899 Mon。我们发现，从允许的金属线和CO带头的发射可以很好地模拟与一个磁盘在开普勒旋转，这也给出了一个严格的约束的动态恒星质量为2 ${M_{\odot}}$。在讨论了导致V899 Mon观测特性变化的物理变化后，我们认为该天体正在完成第二次爆发。
2021-09-23 astro-ph.SR
Towards a better classification of unclear eruptive variables: the cases of V2492 Cyg, V350 Cep, and ASASSN-15qi
爆发变星是显示出偶发性亮度变化的年轻恒星：EXOR/FUOR的变化通常与增强的吸积爆发有关，这些爆发以月/年（EXOR）和几十年/世纪（FUOR）的间歇性节奏发生。可以归因于沿着他们视线的可变灭绝的变化被归类为UXor。我们的目的是调查的长期光度行为的三个来源归类为爆发变量。我们目前的数据从档案板的Asiago天文台相对于目标所在的领域。为了完整起见，我们还分析了相同地区的哈佛板块，这些板块覆盖了更长的历史时期，尽管灵敏度较低，但我们只能提供上限。总共调查了273个Asiago板块，为这三颗恒星提供了200多个星等，涵盖了1958年至1991年之间约34年的时间。我们将我们的数据与最近收集的文献数据进行了比较。我们对V2492 Cyg的平板分析提供了历史上限，这些上限似乎与过去十年监测的活动水平不一致。因此，最近观察到的吸积现象可能与爆发事件有关，而不是重复的遮蔽。虽然纯粹的灭绝似乎不是造成ASASSN-15 qi波动的唯一机制，但它可以相当合理地解释最近V350 Cep的变化。
2018-01-30 astro-ph.SR
Near Infrared Spectroscopic Study of V1647 Ori
我们提出了新的高分辨率红外阶梯光谱的V1647猎户座，年轻的恒星，照亮麦克尼尔的星云。从一开始，猎户座V1647就一直是一个神秘的来源，无法分类，在某些方面类似于FUor类的爆发恒星，在其他方面类似于EXor变星。猎户座V1647在2003年经历了一次爆发，然后在2006年恢复到爆发前的亮度。2008年，它经历了一次新的爆发。本文给出了W. M.凯克天文台在2008年爆发时获得的。我们比较光谱在以前的爆发和静止阶段获得的光谱。我们发现，亮度和全宽在半最大功率的Br-γ增加的恒星变亮和减少时，恒星褪色，表明这些阶段是由吸积率的变化。我们还表明，CO排放的温度随恒星吸积速率的变化而变化，这证实了从内盘加热机制的建模中得出的建议（例如Glassgold等人，2004）。最后，我们发现2007年报道的最低能量蓝移CO吸收线不再被检测到。这些线路的缺失证实了2006年平静阶段开始时所启动的外流的短暂性质。
2009-11-16 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic study of the EXor-like eruptive young star Gaia19fct
盖亚19fct是一颗发出盖亚警报的年轻恒星，经历了几次增亮事件。我们使用多滤波器光学和近红外测光以及近红外光谱进行了监测观察，以了解Gaia19fct的物理特性，并调查它是否符合历史上定义的两类。我们提出的分析光变曲线，颜色变化，谱线，和CO建模。光变曲线显示自2015年以来至少有五次增亮事件，多滤镜颜色演变主要是灰色。灰色的演化表明，爆发是由灭绝以外的机制触发的。我们的近红外光谱显示出吸收和发射线，并在整个观测过程中显示出随时间的变化。我们发现，较低的旋转速度和较低的温度从近红外原子吸收线比从光学线，这表明Gaia19fct有一个开普勒旋转盘。CO泛音特征显示出吸收和发射分量的叠加，这与其他年轻恒星天体不同。我们模拟了CO谱线，结果表明，发射和吸收成分形成在不同的区域。我们发现，虽然Gaia19fct表现出两种类型的喷发年轻恒星，FU猎户座型天体（FUors）和EX Lupi型天体（EXors）的特征，但它与EXors的相似性更大。
2022-11-03 astro-ph.SR
A long-lasting quiescence phase of the eruptive variable V1118 Ori
猎户座V1118是一颗爆发变星，属于前主序星的EXor类，其幕式爆发归因于盘吸积事件。自2006年以来，V1118 Ori处于有史以来最长的静止阶段，在其最近历史的两次爆发之间。我们目前的近红外测光的V1118猎户座进行了在过去的八年中，随着一个完整的光谱覆盖范围从0.35至2.5微米。V1118 Ori在静止期的长期采样从未进行过，因此我们可以从当前情况中受益，以确定参数的最低值（即零值），用作评估更活跃阶段典型物理变化的参考。导出了1- 3 $\times$ 10 $^{-9}$ M $_{\sun}$ yr $^{-1}$之间的静止质量吸积率，并讨论了与以前测定结果的差别.从线发射和红外线的颜色分析中，我们一致地得出了1-2等的可见消光，证实了V1118猎户座（至少在静止期）是一颗低消光的金牛座T星，辐射热光度约为2.1 L $_{\sun}$。发射谱线的等效宽度与其下的连续谱之间存在反相关。我们检索了文献，以评估这种行为是否是全班的共同特征。对于光学范围内的所有可用EXOR（H $β$和H $α$线），反相关性是清楚可识别的，而在红外线（Pa $β$和Br $γ$线）中不那么明显。所观察到的反相关支持吸积驱动的机制，最有可能占连续变化。
2015-01-21 astro-ph.SR
Near-infrared spectroscopy of EX Lupi in outburst
EX Lup是EXor类年轻爆发恒星的原型：由于从星周盘到恒星的吸积增加，物体显示出重复的增亮。在本文中，我们报告了EX\，Lup在2008年极端爆发期间拍摄的中分辨率近红外光谱，以及旨在确定恒星周围物理条件的数值模拟。我们检测原子氢，氦和金属的发射线，以及一氧化碳的第一泛音带头发射。我们的研究结果表明，发射线是来自气体位于一个无尘区域内的恒星~ 0.2 AU。CO带头的轮廓表明，CO气体具有2500 K的温度，并且位于盘的内边缘或漏斗流的外部。原子金属可能与CO共存。一些金属线被荧光激发，表明直接暴露于紫外光子。布拉开系表示热（10000 K）和光学薄气体的发射。氢谱线显示出很强的光谱天文信号，表明氢辐射可能不是来自赤道边界层，更可能是漏斗流或盘状风。这幅图与通常假设的正常吸积金牛T星的标准磁层吸积模型大致一致。我们的研究结果还限制了喷发机制，支持一个模型，其中材料堆积在共转半径周围，并偶尔落在恒星上。
2011-05-06 astro-ph.SR
The ALMA Early Science View of FUor/EXor objects. III. The Slow and Wide Outflow of V883 Ori
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的V883猎户座，FU猎户座对象的观测。我们描述的分子流出和信封的系统的基础上的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO的排放量，它们一起跟踪一个双极分子流出。C $^{18}$ O的辐射跟踪了星周盘的旋转运动。从$^{12}$ CO的蓝移发射，我们估计出流腔的$\sim$ 150 $^{^{\circ}}$的宽开角。此外，我们发现流出是非常缓慢的（只有0.65 km~s $^{-1}$的特征速度），这是唯一的FU Ori对象。我们计算的标准方式使用$^{12}$ CO和$^{13}$ CO排放的流出的运动学性质。此外，我们提出了一个天鹅座P剖面观察到的高分辨率光谱，风驱动的吸积的证据，并为特定形态的外流的原因。我们讨论的影响，我们的研究结果和上升的这些缓慢的流出期间和/或之后形成的旋转支撑盘。
2017-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Depletion of molecular gas by an accretion outburst in a protoplanetary disk
我们调查新的和档案3-5 $μ$米高分辨率（$\sim3$公里秒$^{-1}$）光谱的分子气体在内盘的年轻的太阳质量恒星EX Lupi，采取期间和之后的强吸积爆发的2008年。这些数据是在2008年和2014年使用ESO甚大望远镜的CRIRES光谱仪获得的。在2008年，CO，H $_{2}$ O和OH的发射谱线被检测到广泛的配置文件跟踪气体附近和共转半径（0.02-0.3 AU）。在2014年，光谱显示出明显的差异。CO谱线虽然仍能检测到，但已弱得多，而H $_{2}$ O和OH谱线已完全消失。在3 $μ$ m处观测到一个被遮蔽的恒星光球光谱。我们的分析发现，自爆发以来，内盘中的分子气体质量减少了一个数量级，与恒星吸积率的类似下降相匹配。我们讨论了这些发现的背景下，快速耗尽的材料积累超过磁盘共转半径在静止期间，提出的EXor型年轻恒星的情节吸积模型。
2014-12-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The ALMA Early Science view of FUor/EXor objects. I. Through the looking-glass of V2775 Ori
作为ALMA调查的一部分，以研究在年轻的爆发性变量的情节吸积的起源，我们已经观察到恒星V2775猎户座的星周环境。该天体是一个非常年轻的主序前天体，具有FU或类的大幅度爆发特征。我们给出了V2775 Ori的第2周期第6波段的连续谱观测结果，CO（2-1）同位素分辨率为0.25 \as（103 au）。我们报告的检测边缘解决拱星光盘在ALMA连续的积分通量$106 \pm 2$ mJy，特征半径$\sim$ 30 AU，倾角为$14.0^{+7.8}_{-14.5}$度，是面向几乎面对相对于天空的平面。\co ~发射被分成明显的蓝移和红移区域，这些区域似乎是来自准幕式爆发的膨胀物质的环或壳。该系统以这样一种方式定位，即通过V2775 Ori的流出残留物看到圆盘，它有一个沿着我们视线的轴。$^{13}$的CO发射显示出与\co类似的结构，而C $^{18}$ O线发射很弱.我们计算出低密度和中密度物质相对于圆盘的膨胀速度为-2.85 km/s $^{-1}$（蓝色）、4.4 km/s $^{-1}$（红色）和-1.35和1.15 km/s $^{-1}$（蓝色和红色），并推导出膨胀气体的质量、动量和动能。流出物呈沙漏形状，看不到空腔。我们将气体痕迹的形状解释为古代流出物挖掘出的洞穴。我们报告的检测线发射从拱星盘和推导出的气体质量的下限为3 \MJup。
2021-01-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Outburst of the Young Star Gaia19bey
本文报道了年轻天体Gaia 19 bey爆发的光度学和光谱学研究。我们已经建立了与档案盖亚G，ATLAS橙，ZTF r波段和泛星里兹过滤测光爆发光曲线，显示约4年的持续时间，比典型的EXOR长，但短于FUOR爆发。它爆发前的SED显示出平坦的远红外光谱，证实了盖亚19 bey的早期演化状态，以及它与其他经历爆发的深埋年轻恒星的相似性。在假设的最小距离1.4kpc处，爆发亮度峰值的下限约为182 L_sun。红外光谱和光学光谱近最大光显示发射线光谱，包括HI线，强红色CaII发射，其他金属发射线，红外CO带头发射，和一个强的红外连续。在爆发的最后，发射线几乎消失，光谱变成了几乎纯的连续光谱。这表明磁层吸积活动的停止。近红外线的颜色变得更红，因为盖亚19已经褪色，表明连续体成分的冷却。在爆发的末期，唯一剩下的强发射线是被禁止的激波激发的发射线。自适应光学积分场光谱显示H_21 - 0 S（1）发射具有流出腔的形态，在1644 nm处[Fe Ⅱ]线上的扩展发射具有边缘圆盘的形态。然而，我们没有探测到来自盖亚19贝的任何大规模喷流。
2020-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effelsberg survey of FU Orionis and EX Lupi objects I. -- Host environments of FUors/EXors traced by NH$_3$
本文利用埃菲尔斯贝格100米射电望远镜对51个FUors/EXors源开展首次系统性氨分子谱线巡天，结合Herschel尘埃数据揭示其宿主环境普遍低温、致密且较为宁静，为改进爆发性恒星演化分类提供了分子观测依据。
2023-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Candidate Eruptive Young Stars in Lynds 1340
我们报告的三个候选人爆发的年轻恒星的发现，发现在我们的综合多波长研究的年轻恒星星族的暗云L1340。这些星星如下。(1)IRAS 02224+7227（2 MASS 02270555+7241167，HH 487 S）在我们的低分辨率光谱中表现出类似FUor的光谱。可用的光度数据将其光度限制为23 L_sun < L_bol < 59 L_sun。(2)2 MASS 02263797+7304575，在我们的H α巡天中被确认为一颗经典的金牛座T星，在2005年11月SDSS对该区域进行观测时，表现出EXor型增亮。(3)2 MASS 02325605+7246055是一颗低质量的嵌入式年轻恒星，与一个扇形红外星云有关，在DSS 1和DSS 2巡天之间经历了一次爆发，导致了一个暗淡的光学星云的出现。我们的[SII]和H alpha图像，以及斯皮策IRAC 4.5微米图像显示了与这颗恒星有关的赫比格-哈罗天体。我们的研究结果表明，爆发的幅度和时间尺度不一定与恒星的演化阶段。
2014-10-22 astro-ph.SR
New eruptive variable in the massive star-forming region associated with IRAS 18507+0121 source
目标。本文报道了在与IRAS 18507+0121源和GAL 034.4+00.23 HII区有关的恒星形成区内发现的一个嵌入式年轻恒星天体（YSO）的强烈爆发，其编号为UKIDSS-J185318.36+012454.5。方法.利用档案测光数据和图像，我们确定了爆发的幅度和时期，以及演化阶段和对象的基本参数。结果根据该天体的近、中红外颜色和光谱能量分布，我们将其归类为一个处于0/I类演化阶段的中等质量年轻恒星天体（YSO）。2004-2006年期间发生了爆发。亮度的幅度至少为Ks = 5.0 mag. UKIDSS-J185318.36+012454.5的光度和光谱数据的总和不允许分类为FUor或EXor。我们可以把它看作是一个具有混合特征的爆发型变星或MNor型天体。
2016-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Monitoring and Modelling of V1647 Ori in its On-going 2008-12 Outburst Phase
我们目前的阿布JHK山测光和HI Brackett $γ$线监测的爆发YSO V1647猎户座（麦克尼尔的对象）在2008年至2012年的持续爆发阶段的结果。我们讨论了JHK的颜色模式和消光过程中的爆发，并比较这些与以前的爆发阶段在2004-05年和约2年的间歇期。从2012年初开始，该物体在所有波段都显示出缓慢的淡出。我们报告附近的赫比格-哈罗天体HH 22的亮度变化可能与V1647猎户座的亮度变化有关。我们还提出了建模的光谱能量分布的V1647 Ori在其最近的爆发和静止阶段。从模型中获得的原恒星及其星周环境的物理参数表明，这两个阶段有显着差异。
2013-04-18 astro-ph.SR
2-D simulations of FU Orionis disk outbursts
我们已经开发了与时间相关的FU Ori吸积爆发的模型来探索原恒星盘的物理性质。我们的二维，轴对称模型将全垂直结构与一个新的治疗的辐射边界条件的磁盘光球。我们发现FU Ori-type爆发可以解释为由于重力不稳定性物质的缓慢积累。最终，这触发了磁旋转不稳定性，导致快速吸积。热不稳定性是在内盘中触发的，但这种不稳定性不是爆发所必需的。一个准确的盘垂直结构，包括对流，是很重要的了解突出的行为。在高气压状态下，内盘中发展出大的对流涡旋。该模型与斯皮策IRS光谱一致，也与峰值吸积率和观察到的爆发的衰变时间尺度，虽然有些对象显示更快的上升时间尺度。我们还建议，对流可以解释所观察到的温和的超音速湍流和短时间尺度的变化FU Orionis对象。
2009-06-08 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
A 1.3 mm SMA Survey of 29 Variable Young Stellar Objects
年轻的恒星天体（YSO）可能会经历活跃的吸积（爆发）时期，在此期间，原恒星的吸积率暂时提高了几个数量级。这些吸积爆发的YSO是否具有相似的尘埃/气体储集层，以及它们的尘埃/气体储集层是否与静止的YSO相似，这些问题尚未澄清。这项工作的目的是表征长持续时间和短持续时间吸积爆发YSO（即，FUor和EXor）和光谱识别的吸积爆发YSO的候选者（即，类FUor对象）。从2008年到2017年，我们主要在$\sim$ 225 GHz（1.33 mm）和$\sim$ 272 GHz（1.10 mm）进行了广泛的亚毫米阵列（SMA）观测。我们涵盖了位于距离太阳系$<$ 1千秒差距的吸积爆发YSO。我们分析了所有现有的SMA数据，这些对象，出版和未出版的，在一个连贯的方式提出了一个毫米干涉数据库的29个对象。在$>$ 3- $σ$显著性水平上获得21个检测结果。用$\sim$ 1 $"$角分辨率观测了除V883 Ori和NGC 2071 MM 3两个外的探测源。总的来说，我们观察到的目标显示出比附近（$\lesssim$ 400 pc）低质量恒星形成分子云中的$M_{*}>$ 0.3 $M_{\odot}$ II类YSO更高的毫米光度分布（例如，金牛座，狼疮，乌普天蝎座和变色龙I）。此外，在1毫米，我们所观察到的确认的双星或三重系统的源系统比其余的源，即使他们的1毫米通量广泛分布微弱。我们可能已…
2017-10-24 astro-ph.SR
A UV-to-MIR monitoring of DR Tau: exploring how water vapor in the planet formation region of the disk is affected by stellar accretion variability
年轻的恒星由于其星周盘的非稳定质量吸积率而显示出可变性。吸积耀斑可以产生强烈的高能辐射和加热，可能会影响靠近中心恒星的行星形成区域的盘。在EXor变星原型的年轻恒星EX Lupi的极端吸积爆发期间，最近观察到圆盘中$\sim1$ AU分子气体排放的显着变化（Banzatti等人，2012）。在这里，我们专注于水蒸气，并探讨它是如何影响的变量吸积光度金牛座T星。我们监测了一个年轻的高度可变的太阳质量的恒星，DR头，同时使用两个高/中分辨率ESO-VLT摄谱仪：VISIR在12.4 $μ$ m观察水线从磁盘，和X-射手覆盖从0.3到2.5 $μ$ m，以限制恒星吸积。三个时代跨越几天到几个星期的时间尺度。估计吸积光度在因子$\sim2$内变化，未检测到显著水平的水排放变化。相比于EX Lupi和EXor爆发，Dr Tau认为，金牛座T星典型的寿命较短和较弱的变化现象可能会使盘中行星形成半径的水基本不受影响。我们建议，这些系统可以提供两个过程的证据，在不同的时间尺度上的行为：在磁盘大气中的紫外光化学（更快）和磁盘深层的加热（更慢）。
2013-10-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Expected FU Ori Outburst Amplitudes from the Optical to the Mid-Infrared
围绕年轻恒星的天体（YSO）由热发射能量的物质组成，这些能量是由来自中心恒星的被动加热和由于质量吸积而产生的主动粘性加热的组合提供的。FU Ori星是在其内部盘区域具有显著增强的吸积率的YSO。当一个盘从标准的低态过渡到FU Ori-like高态吸积时，爆发通过在宽波长范围内的光度增亮表现出来。我们目前的预期幅度之间的增亮$\sim$ 4000纳米和8 $μ$ m -FU奥利型爆发事件最常检测到的波长范围的结果。我们的模型包括一个光学厚的被动$+$主动稳态吸积盘的低和高吸积状态。
2022-01-04 astro-ph.SR
V1647 Orionis: Optical Photometric and Spectroscopic Monitoring Through the 2003-2006 Outburst
我们目前的结果，从光学成像和光谱监测活动的年轻，低质量的喷发变星V1647猎户座。这颗恒星和相关的星云（麦克尼尔星云）在2004年2月至2006年2月期间被观测到，观测开始于原始爆发事件发生后的几个月。利用Gemini North望远镜，我们获得了V1647 Ori的多波段光学成像测光和中等分辨率长缝光谱，时间间隔约为一个月。在此期间，猎户座V1647保持或接近峰值亮度，然后褪色5个星等，接近爆发前的亮度。这意味着爆发时间约为27个月。在监测期间，在发射和吸收方面看到的光谱特征变化很大。例如，Halpha线在强度和轮廓上都发生了显著变化。我们提出并讨论了所观察到的光度和光谱的变化，并考虑如何将这一喷发事件与低质量恒星的早期形成阶段。
2009-07-25 astro-ph.SR
Dynamics during outburst: VLTI observations of the young eruptive star V1647 Ori during its 2003-2006 outburst
背景：据推测，低质量的年轻恒星物体在其早期演化过程中经历了爆发阶段。2003年至2006年V1647猎户座的爆发为研究这种吸积事件提供了难得的机会。目的：通过在这次爆发期间的干涉观测活动，并辅以其他观测，我们研究了V1647 Ori内部星周结构的时间演化。我们还研究了消光变化在物体增亮中的作用，并将其与吸积增亮分开。方法：在这次爆发的两个时期，对V1647 Ori进行了VLTI/ETI观测。第一，在缓慢衰落的高原阶段（2005年3月），第二，就在快速衰落的对象（2005年9月），这结束了爆发。我们使用辐射转移程序MC3D来拟合来自爆发的不同阶段的五个不同时期的干涉测量数据和光谱能量分布。这些模型的比较使我们能够跟踪AU尺度上系统的结构变化。我们还考虑了定性替代方法来解释我们的数据。结果如下：我们发现，磁盘和信封是类似的非爆发的年轻恒星和吸积率在爆发期间变化。我们还发现了证据的拱星盘和信封的内半径的增加在爆发的开始。此外，干涉光谱的变化表明星周物质的结构变化。我们测试了一些场景来解释这些数据。我们还推测，这些变化是由中心源的衰落引起的，而中心源的衰落并不立即伴随着外部区域的衰落。然而，如果磁盘衰落的延迟是导致在数据中看到的变化的原因，那么应该通过动力学模型来确认这种影响。
2013-02-06 astro-ph.SR
HOPS 383: An Outbursting Class 0 Protostar in Orion
我们报告了2004年和2006年之间HOPS 383的戏剧性中红外增亮，这是一颗深埋在猎户座NGC 1977附近的原恒星。到2008年，光源在24微米处的亮度增加了35倍，在4.5微米处的亮度也明显增加。通过比较APEX/SABOCA和SCUBA的观测数据，我们也观测到了亚毫米级的爆发，在NEWFIRM K_s成像中出现了一个散射光星云。爆发后的光谱能量分布表明一个0级源与密集的信封和6和14 L太阳之间的光度。爆发后的时间序列中红外和远红外测光显示，在2009年至2012年期间，在18%的水平上没有长期的衰落和变化。HOPS 383是发现的第一个爆发的0类天体，指出了恒星形成过程早期阶段的幕式吸积的重要性。它在六年的时间里戏剧性的上升和不褪色暗示它可能类似于FU Ori爆发，尽管光度似乎明显小于此类物体的标准光度。
2015-01-06 astro-ph.SR
ALMA Observations of Young Eruptive Stars: continuum disk sizes and molecular outflows
我们介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.3毫米观测四个年轻的，爆发的星盘系统在0.4”的分辨率：两个FUOR（V582 Aur和V900 Mon），一个EXOR（UZ Tau E）和一个源与模糊的FU/EXOR分类（GM Cha）。GM Cha，V900 Mon和UZ Tau E周围的磁盘被解析。这些观察结果使在亚弧秒分辨率下观察到的FU/EXOR样本增加了15%。迄今为止，ALMA观测到的FU/EXors天体的盘大小和质量表明，FU或盘比猎户座的0/I类盘和狼疮的II类盘更大。相反，EXor盘似乎与这两个群体没有区别。当将FU/EXor样本与蛇夫座的I类和II类圆盘进行比较时，我们得出了类似的结论。双星系统周围的FUor盘比单星系统中的盘更致密，类似于非爆发的年轻盘。我们检测到一个广角流出周围GM车在$^{12}$ CO排放，比典型的I类对象更广泛，更类似于周围发现的一些FUor对象。我们使用辐射转移模型来拟合UZ Tau E周围经过充分研究的圆盘的连续谱和线数据。线数据很好地描述了一个开普勒磁盘，没有流出活动的证据（类似于其他EXOR）。在FUors而不是EXors中检测到广角流出支持当前的图片，其中FUors更有可能代表原恒星阶段（I类）的吸积爆发，而EXors是原行星阶段（II类）的较小吸积事件。
2020-07-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effelsberg survey of FU~Orionis and EX~Lupi objects II. -- H$_2$O maser observations
本研究利用埃菲尔斯贝格100米射电望远镜首次对51个FUor和EXor天体进行22.2 GHz水脉泽系统搜寻，探测到5个水脉泽，爆发源探测率为6%，首次证实该类爆发恒星系统存在水脉泽发射，为后续高角分辨率射电干涉观测研究小尺度结构奠定基础。
2023-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
