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
The 2018 eruption and long term evolution of the new high-mass Herbig Ae/Be object Gaia-18azl = VES 263
在2018年发现被标记为事件Gaia-18 azl的增亮之后，我们一直在高节奏地监测VES 263的光度和光谱演化。VES 263是一颗被忽略的发射线天体，于1960年代在物镜棱镜板上被发现，通过ASASSN光变曲线的自动分析，暂时被归类为半规则AGB冷巨星。我们发现VES 263是一个真正的大质量前主序天体（~12 Msun），属于Herbig AeBe类型。它位于1.68+/-0.07千秒差距的距离，在天鹅座OB 2恒星形成区内，并且由于星际消光而高度变红（E（B-V）=1.80+/-0.05）。在静止时，光谱能量分布主要是来自中央B1 II恒星的20，000 K光球辐射，而在波长>=6微米时，则是来自星周温暖尘埃的辐射（Tdust高达400 K）。2018-19年的喷发是由B1 II恒星周围的吸积盘显着变亮引起的，这可以通过积分通量随时间的演变和发射线的双峰轮廓来追踪。在爆发的高峰期，盘体温度约为7500 K，光度L>=860 Lsun，对应的质量吸积率>=1.1x10（-5）Msun/yr。我们用哈佛、莫斯科和Sonneberg的照相底片重建了VES 263从1896年到1995年的光度历史，显示了从1953年到1969年的一个比现在的喷发亮得多的状态。
2019-07-28 astro-ph.SR
Young Faithful: The Eruptions of EC 53 as It Cycles through Filling and Draining the Inner Disk
虽然年轻的恒星物体有时会经历吸积爆发，但这些爆发通常是零星发生的，这使得它们在观测上的研究和理论上的解释都具有挑战性。我们建立了一个示意性的描述周期性爆发的年轻恒星对象EC 53使用近红外和亚毫米监测获得超过六个周期，每个持续$\approx530$天。EC 53在$0.12$ yr上增亮，$0.3$等为850 $μ$ m，$2$等为3.35 $μ$ m，$1.5$等为近红外波长，最大亮度与$\sim8\times10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的吸积率一致。然后，发射以$\approx0.74$年的e折叠时间尺度衰减，直到吸积速率为$\sim1\times10^{-6}$ M $_\odot$年$^{-1}$。下一次爆发发生了，可能是由内部圆盘中$\sim5\times10^{-6}$ M $_\odot$质量的积累引发的，足以使它变得不稳定并流入恒星。就在爆发之前，当气盘几乎被补充时，近红外颜色变得更红，表明气盘的几何高度因质量积聚而增加。在最初的爆发后，红化很快就消失了，因为大部分物质从圆盘中排出。我们量化的物理参数的吸积过程中EC 53通过假设$α$盘制定，所观察到的磁盘属性和吸积率的约束。虽然我们只能推测这些忠实爆发的可能触发因素，但我们希望我们的量化示意图将激励理论家们测试可能导致内部圆盘中物质周期性积聚和流失的假设机制。
2020-09-17 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
ASASSN-13dn: A Luminous and Double-Peaked Type II Supernova
本文报道了ASASSN-13dn这颗明亮II型超新星的观测与分析，其具有双峰光变和宽Hα线，推测由抛射物与LBV前身星喷发形成的致密星周介质相互作用供能。
2025-03-11 astro-ph.HE 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
Flaring, Dust Formation, And Shocks In The Very Slow Nova ASASSN-17pf (LMCN 2017-11a)
我们详细研究了2017年位于大麦云的经典新星ASASSN-17 pf（LMCN 2017- 11 a）的喷发，包括来自AAVSO，ASAS-SN，SALT，SMARTS，SOAR和Neil Gehrels \textit{Swift}天文台的数据。光学光变曲线的特征在于在缓慢演变的光变曲线（具有下降时间，$t_2>$ 100 d）之上的多个最大值（耀斑）。最大值与光谱中新的吸收线系统的出现相关，其特征在于径向速度增加。我们认为，这是随着膨胀速度的增加，质量喷射的多个事件的证据。光谱中的谱线轮廓显示出非常低的膨胀速度（半高宽$\sim$ 190 km s $^{-1}$），使这颗新星成为有史以来观测到的膨胀最慢的新星之一，与缓慢演变的光变曲线一致。颜色和光谱能量分布的演变表明，在每个最大值期间，伪光球的温度降低，有效半径增加。光学和红外线曲线与发现后125天的尘埃形成一致。我们推测，新星显示几个光学最大值有多个质量喷射事件，导致冲击，可能会驱动$γ$射线发射和尘埃形成。
2019-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Persistent nuclear burning in Nova Sgr 2016 N.4 (= V5856 Sgr = ASASSN-16ma) six years past its outburst
我们报告了快速的新星Sgr 2016 N.4令人惊讶地被困在一个持久而明亮的高原（Delta I >= 10等以上的平静）六年后的新星爆发。很少有其他新星经历类似的情况。我们进行了密集的观测活动，收集每日BVRI测光和每月高分辨率光谱，并在紫外线和X射线与雨燕卫星在五个不同的时代观察新星。在平台期间辐射的辐射热光度为~4200 Lsun（按银河隆起的距离缩放），对应于0.6 Msun白矮星上稳定的核燃烧。稳定的风在FWZI~1600 km/s时被吹走，伴随着更快的FWZI~3400 km/s质量损失的偶发加强，可能沿着极地方向定向。这些风的碰撞可以为X射线中检测到的辐射提供动力。燃烧壳的外半径约为25 Rsun，有效温度约为7600 K，与F0 II/Ib亮巨星相似。在高原期间显示的Delta m < 1等变化最好用混沌来描述，具有准周期振荡的不规则外观，周期为15-17天。在外流风中，有限数量的尘埃（~ 3 × 10 ^（-11）Msun）在T（尘埃）~1200 K时不断凝结，辐射L（尘埃）~52 Lsun。
2022-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive stars exploding in a He-rich circumstellar medium - VII. The metamorphosis of ASASSN-15ed from a narrow line Type Ibn to a normal Type Ib Supernova
我们目前的ASASSN-15 ed的光谱和光度监测活动的结果。这个瞬变现象是由超新星全天自动巡天（ASAS-SN）发现的。业余天文学家允许我们对最大光附近的光度SN演化进行采样，我们估计这发生在r波段的JD = 2457087.4 +- 0.6。它在r波段的视星等最大值为r = 16.91 +- 0.10，绝对星等M（r）约为-20.04 +- 0.20，比伊本型超新星的典型星等稍亮。峰后的演变得到了很好的监测，下降速率（在最大值后的前25天内，大多数波段约为0.1 mag/d）略低于SNe Ibn在同一时间间隔内的平均下降速率。该天体最初被归类为Ibn型SN，因为早期光谱的特征是蓝色连续谱与He I的窄P-Cygni线叠加，表明存在缓慢移动（1200-1500 km/s），富含He的星周介质。后来，广泛的P-Cygni He I线变得突出。从最小的宽吸收分量测得的推断速度在6000和7000公里/秒之间。由于我们将这些广泛的特征归因于SN喷出物，这是我们第一次观察到Ibn型SN向Ib型SN的过渡。
2015-09-30 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 past photometric history of the FU Ori-type young eruptive star 2MASS J06593158-0405277 = V960 Mon
已知的FU Ori-type年轻爆发恒星非常罕见（大约有十几个确认的物体），2 MASS J 06593158 -0405277在2014年爆发，可能是该家族的最新成员。所有成员国在其有记录的历史中只出现过一次这样的喷发，这一事件持续了几十年。为了测试2 MASS J 06593158 -0405277的FU Ori性质，我们通过测量其在1899-1989年时间间隔的哈佛感光板上的亮度来重建其光度历史。以前没有发现类似于2014年开始的大幅度喷发，就像真正的FU Ori-type物体一样。2 MASS J 06593158 -0405277在静止期的亮度中值为B=15.5，在1935-1950年的时间间隔内，其特征是变化很大（约1等振幅），这与后来时期的光度稳定性形成了鲜明对比。在1935-1950年期间的变化可以归因于2 MASS J 06593158 -0405277本身的一些T Tau活动，或者归因于同样年轻和较暗的恒星2 MASS J 06593168 -0405224，它位于北面5角秒，在哈佛照相底片的天体测量尺度上形成了一对未解析的恒星。
2015-09-15 astro-ph.SR
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. I. Discovery of Prominence Eruptions Associated with Superflares
通过对年轻太阳型恒星EK Draconis的12天多波长观测，发现三次超级耀斑及两次日珥喷发，其中一次伴随候选快速CME，为理解年轻恒星喷发活动及其对行星环境影响提供关键证据。
2023-12-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. II. Understanding Prominence Eruption through Data-Driven Modeling and Observed Magnetic Environment
本研究针对年轻类太阳恒星天龙座EK的巨型日珥爆发开展动力学建模，结合同期磁观测明确其爆发位置、抛射角度及强度演化原因，指出中纬度黑子可能是日珥来源，为研究早期行星环境提供参考。
2024-10-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The progenitor of the FUor-type young eruptive star 2MASS J06593158-0405277
只有十几个确认的猎户座FU型年轻爆发恒星（FUors）今天已知;这解释了最近对2 MASS J 06593158 -0405277的FUor爆发的兴趣。它的爆发和预期的下降将在未来进行许多研究。然而，对于了解喷发机制来说，几乎同样重要的是FUor前体的物理特征。在这里，我们分析未发表的档案数据和总结-部分修订-所有相关的光度从光学到亚毫米波长。我们的分析表明，FUor可能与八个金牛座T恒星候选者和一个强大的0级源。采用450秒差距的FUor的距离，我们得到了一个静态测热光度和温度的L_bol = 4.8 L_Sun和T_bol = 1190 K，典型的年轻的II类源。中心恒星的温度为T_eff = 4000 K，质量为0.75 M_Sun，年龄约为6 x 10^5年。SED表明星周质量为0.01 - 0.06M_Sun，系统被微弱的红外星云包围。我们的研究结果提供了一个几乎完整的图片FUor祖，支持未来的爆发后的研究解释。
2015-01-30 astro-ph.SR
Probable detection of an eruptive filament from a superflare on a solar-type star
太阳耀斑通常伴随着暗条/日珥爆发（$\sim10^{4}$ K和$\sim 10^{10-11}$ cm $^{-3}$），有时会导致直接影响地球环境的日冕物质抛射（CME）。在一些活跃的太阳型（G型主序星）恒星上发现了“超级耀斑”，但尚未确定暗条爆发/CME之间的关联。在这里，我们表明，我们的光学光谱观测年轻的太阳型恒星天龙EK揭示了恒星灯丝喷发与超级耀斑的证据。该耀斑辐射能量为$2.0\times10^{33}$ erg，随后观测到速度为$-510$的蓝移氢吸收分量。光谱的时间变化非常类似于太阳暗条爆发。将这次爆发与太阳暗条爆发在长度尺度和速度方面进行比较，强烈表明发生了恒星CME。$1.1\times10^{18}$ g爆发的暗条质量比最大的太阳CME大10倍。巨大的暗条爆发和相关的CME提供了评估它们如何影响年轻系外行星/年轻地球和恒星质量/角动量演化的机会。
2021-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of Faint Nebulosity Around a Z Camelopardalis-type Cataclysmic Variable in Antlia: Nova Shell or Ancient Planetary Nebula?
本研究发现唧筒座中鹿豹Z型激变变星ASASSN-19ds周围存在双极暗弱星云，结合观测数据确认了该变星的分类，推测星云起源可能为古代新星抛射物或行星状星云，有待后续观测验证。
2025-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sudden extreme obscuration of a Sun-like main-sequence star: evolution of the circumstellar dust around ASASSN-21qj
本研究通过光学与近红外观测分析ASASSN-21qj的突发深暗事件，约束星周尘埃成分、质量、粒径与轨道距离，并将其归因于系外彗星体解体。
2023-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA Spectral Survey of An eruptive Young star, V883 Ori (ASSAY): I. What triggered the current episode of eruption?
通过 ALMA 光谱巡天发现 V883 Ori 的喷发由包层向内盘下落触发，产生向内传播的旋波，增强中心恒星吸积。
2024-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a Cool, Accretion Shock-Generated X-ray Plasma in EX Lupi During the 2008 Optical Eruption
EX Lupi是一类年轻的前主序星的原型，它们被观察到经历不规则的，可能是吸积产生的光学爆发，导致光通量的几个数量级的上升。EX Lupi在2008年1月被观测到光学喷发，此后不久触发了Chandra ACIS ToO观测。我们发现非常有力的证据表明，大部分的X射线发射后的头几个月的光学爆发是由吸积到恒星光球的星周物质。具体来说，我们发现了一个很强的相关性，减少光学和X射线通量的爆发后，在光学的峰值，这表明，这些观察到的光学和X射线通量的下降是吸积率下降的结果。此外，在我们的X射线光谱模型中，我们发现了~0.4千电子伏等离子体成分的有力证据，正如预期的低质量，前主序星吸积冲击。从2008年3月到10月，这冷等离子体组件似乎褪色EX Lupi返回到其静态水平的光学，符合减少吸积冲击产生的等离子体的整体排放措施。在EX Lupi的光学爆发期间，X射线通量的总体小幅增加与之前对EX Lupi型恒星V1118 Ori的2005年光学爆发的X射线观测结果相似，但与喷发的年轻恒星V1647 Ori在2003年和2008年光学爆发期间的X射线通量大幅增加形成对比。
2012-10-03 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Angular Momentum Loss in Young Stars
在我们自己的太阳系中，了解空间天气的必要性显而易见。幸运的是，我们最近的恒星邻居相对安静，其活动水平比年轻的太阳型恒星低几个数量级。在原行星系统中，观测到的恒星磁现象类似于太阳的情况，但在所有物理尺度上都大大增强：更大，更有活力，更频繁。虽然日冕物质抛射（CME）可能在原行星的演化中发挥重要作用，但它们也可能影响中央恒星本身的演化。为了评估日珥爆发/日冕物质抛射的后果，我们调用了太阳-恒星的联系来估计，对于年轻的太阳型恒星，恒星日冕物质抛射可能发生的频率以及伴随的质量和角动量损失率。我们将证明CME减缓恒星自转的必要条件。
2014-02-28 astro-ph.SR
A population of mid-infrared large-amplitude variable young stellar objects from unTimely
本研究利用unTimely数据集在VVV区域110平方度内搜寻W1波段变幅大于1星等的年轻恒星体，共识别641个候选体并分类，发现较红源变亮时变蓝，且较年轻YSO爆发更频繁。
2024-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Episodic eruptions of young accreting stars: the key role of disc thermal instability due to Hydrogen ionisation
本文提出氢电离导致的盘热不稳定性（TI）可解释年轻吸积星的中间型爆发，并揭示了特定吸积率区间的爆发缺失，指出 TI 是小尺度阵发吸积的必要机制，但大尺度仍需额外物理机制。
2024-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Gigantic Mid-Infrared Outburst in an Embedded Class-I Young Stellar Object J064722.95+031644.6
本文报道了一颗嵌入式I类年轻恒星天体J064722.95+031644.6发生的巨大中红外爆发，通过多波段观测揭示其光度增幅超500倍，并提出爆发辐射被外盘或尘埃外流遮蔽再处理的解释。
2023-09-20 astro-ph.SR
An UXor among FUors: extinction related brightness variations of the young eruptive star V582 Aur
V582 Aur是自$\sim$ 1985年以来爆发的FU Ori-type年轻爆发星。喷发目前处于相对稳定的高原阶段，光度和光谱变化叠加。在这里，我们将描述爆发物体的祖先，探索其环境，并分析爆发的时间演变。我们特别感兴趣的是两个深度光度下降的物理起源，一个发生在2012年，另一个自2016年以来一直在进行。我们收集了存档的照相底片，并在2010年至2017年期间进行了新的光学，红外和毫米波光度和光谱观测，在当前最低点期间具有高采样率。除了分析褪色过程中的颜色变化，我们编制了多历元的光谱能量分布，并拟合一个简单的吸积盘模型。基于爆发前的数据和毫米连续测量，我们认为，V582 Aur爆发的祖先是一个低质量的金牛T星的平均属性。一个未被发现的星周结构，可能是一个圆盘，其质量为0.04 M $_{\odot}$。的光学和近红外光谱证明存在的氢和金属线，显示CO的吸收带头，并表现出可变的H $α$的配置文件。颜色变化强烈表明，2012年$\sim$长达1年的亮度下降以及2016年以来的最小值都是由视线上的消光增加引起的。根据我们的吸积盘模型，红化从$A_V$ =4.5等变化到12.5等，而吸积率几乎保持不变。类似于中等和低质量年轻恒星的UXor现象模型，轨道盘结构可能是日食的原因。
2017-12-13 astro-ph.SR
Bright hot impacts by erupted fragments falling back on the Sun: UV redshifts in stellar accretion
2011年6月7日，一次耀斑后的太阳爆发产生了远离爆发地点的EUV明亮的冲击，由太阳动力学观测台观测到。这些撞击可以作为恒星吸积流撞击的模板。在年轻的吸积恒星中经常观察到宽的红移紫外线。在这里，我们研究了大气成像组件的紫外线通道的影响，并比较推断的速度分布恒星观测。我们用2D流体动力学模拟来模拟影响。我们发现，本地化的UV 1600 A发射和它的时间相对于EUV发射可以解释的云的碎片的影响。第一次撞击产生强烈的初始上升流。下面的碎片被这些上升流撞击和冲击。紫外线辐射主要来自碎片下落时受到冲击的前壳层，因此当从上方观察时会发生红移。相反，EUV辐射从由撞击提供的热表面层继续。因此，碎片吸积可以解释广泛的红移紫外线（例如C IV 1550 A）的速度约400公里/秒的吸积年轻的恒星物体。
2014-10-27 astro-ph.SR
Magnetic Interaction of a Super-CME with the Earth's Magnetosphere: Scenario for Young Earth
太阳爆发，被称为日冕物质抛射（CME），经常在我们的太阳上被观察到。最近开普勒观测G型恒星上的超级耀斑表明，所谓的超级日冕物质抛射，拥有动能10倍于太阳上观测到的最强大的日冕物质抛射事件，可以以每800-2000年一次的频率在类太阳缓慢旋转的恒星上产生。我们进行了一个三维的时间相关的全球磁流体动力学模拟的磁相互作用，这样的CME云与地球的磁层。我们计算了扰动磁层的全球结构，并导出了开闭磁场边界的纬度。我们还估计了能量通量穿透地球的电离层，并讨论了早期地球上的生物系统的高能粒子通量的后果。
2014-10-28 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
Interpreting a Dwarf Nova Eruption as Magnetic Flare Activity
我们认为，矮新星天鹅座SS在爆发期间的无线电发射来自形成日冕（类似于磁活跃恒星中发现的日冕）的磁活动，而不是来自喷流。Laor和Behar最近的研究结果表明，当射电宁静类星体中吸积盘的射电和X射线通量之比与活动星相同时，Lr/Lx=10^{-5}，则大部分射电辐射来自日冕。利用文献中的观测资料，我们发现，对于天鹅座SS，在爆发期间Lr/Lx<10^{-5}。这并不意味着在爆发期间不会发射喷气式飞机。相反，如果喷发吸积盘中的磁活动与恒星中的磁活动相似，那么质量喷射，例如，就像日冕物质抛射一样。因此，类似于活跃恒星的磁耀斑可能是各种系统（从年轻恒星到大质量黑洞）中发射喷流的主要机制。
2009-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tuning the Exo-Space Weather Radio for Stellar Coronal Mass Ejections
事实证明，太阳以外的恒星上的日冕物质抛射（CME）非常难以探测。一个有希望的途径是探测II型射电暴。它们的外观和独特的属性与向外传播的CME驱动的冲击波的发展有关。然而，专门的无线电搜索无法在其他恒星中识别这些瞬态特征。大的阿尔文速度和活跃恒星中CME的磁抑制被认为是使恒星爆发“无线电安静”的原因。采用3D磁流体动力学模拟，我们在这里研究的日冕阿尔文速度的分布，集中在两个情况下，代表一个年轻的类太阳恒星和一个中等活动的M矮星（比邻星）。这些结果与标准的太阳模拟进行了比较，并用于描述恒星日冕和风中易受冲击的区域。此外，使用磁通绳喷发模型，我们驱动现实的CME事件在我们的M-矮星模拟。我们考虑不同能量的爆发，以探讨弱和部分CME磁约束的制度。虽然这些CME能够在日冕中产生冲击，但与太阳对应物相比，它们被推得更远。这大大降低了所产生的第二类无线电脉冲的频率，使之下降到电离层截止频率，从而阻碍了地面仪器的探测。
2020-04-11 astro-ph.SR
Cold CO gas in the envelopes of FU Orionis-type young eruptive stars
FUOR是年轻的恒星天体，由于从星周盘到恒星的高度增强的吸积而经历大的光学爆发。FUOR通常被大质量的包层包围，这在爆发机制中起着重要作用。相反，随后的爆发可能会逐渐清除模糊的包层物质，并驱动原恒星成为一颗只有盘的金牛T星。在这里，我们介绍了对八个南部和赤道FUor的APEX $^{12}$ CO和$^{13}$ CO调查。我们测量目标周围气体物质的质量。我们定位的CO排放源，并推导出物理参数的信封和流出，检测。我们的研究结果支持进化的情况下，FUOR代表一个过渡阶段，从被包围的原恒星到经典的金牛T星。
2017-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
PTF 14jg: The Remarkable Outburst and Post-Burst Evolution of a Previously Anonymous Galactic Star
我们报告了爆发源PTF 14 jg，在2013年底爆发之前，它是一颗微弱的，未经研究的，几乎没有编目的恒星。PTF 14 jg爆发的突出特点是：（1）投影位置靠近W 4 HII区，径向速度与物理组合一致;（ii）在几个月的时间尺度上经历$\sim$ 6-7 mag光学（R-带）到中红外（L-带）增亮的光变曲线，其达到峰值然后衰减$\sim$ 3 mag，但在峰值后$\sim$ 8个月，$>$仍处于平静3.5等的稳定状态，持续到喷发后至少5年;（iii）强烈的外流特征，速度达到-530 km/s; ㈣低重力和宽（$\sim$ 100-150 km/s FWHM）光学吸收线光谱，其光谱类型随波长有系统地改变; ㈤锂; ㈥紫外线和红外线过量。我们初步确定的爆发表现出的年轻恒星FU Ori事件的特征。然而，爆发会异常热，在光学上有高激发（$\sim$ 11，000 - 15，000 K）的吸收光谱，在近红外线上没有CO的证据，除了表现出不寻常的光变曲线。因此，我们也考虑替代方案，包括各种形式的新星，核燃烧不稳定性，大规模的恒星事件，并合并-发现他们都不如热FU Ori星分类。该源最终可能被解释为一种新的类型的年轻恒星爆发，具有更大的振幅和更短的上升时间比大多数FU Ori-like事件。对光变曲线和光谱演化的持续监测将揭示其真实性质。
2019-01-30 astro-ph.SR
Observations and detectability of young Suns' flaring and CME activity in optical spectra
本研究通过三年中分辨率光谱监测年轻类太阳恒星，推导了超大质量CME发生率上限，并结合太阳光谱分析得出活动区占比达一定阈值的太阳级事件才可在类太阳恒星上被探测到的结论。
2024-06-21 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
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
Episodic accretion in focus: revealing the environment of FU Orionis-type stars
恒星形成的最早阶段的特征是从星周盘到中央恒星的强烈质量吸积。一组年轻的恒星物体，FU猎户座型恒星表现出吸积率峰值伴随着明亮的爆发。这些爆发的发生可能解决了原恒星的光度问题，在积累最终恒星质量方面起着关键作用，并对包层和盘的参数产生重要影响。在结构化吸积盘ERC项目的框架内，我们正在用毫米干涉测量法对这些源进行系统的调查，以检查它们是否代表异常时期的正常年轻恒星，或者它们是不寻常的物体。我们的研究结果表明，FU猎户座型恒星可以类似于I类和II类系统，并可能处于两类之间的一个特殊的演化阶段，其下降驱动的幕式爆发是过渡的主要驱动力。
2020-02-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulated Coronal Mass Ejections on a young Solar-Type Star and the Associated Instantaneous Angular Momentum Loss
本文通过磁流体动力学模拟研究中等活动水平太阳型恒星上的日冕物质抛射，揭示其质量、能量特征及对角动量损失率的瞬时影响，发现能量更高或质量更大的CME更可能为恒星增加角动量。
2024-06-12 astro-ph.SR
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. III. Comparison between Starspot Mapping, Zeeman Doppler Imaging, and Multiwavelength Variability
Hitotsubashi University（一桥大学）；The University of Tokyo（东京大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学博雅研究高级中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理学系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Department of Physics, The Catholic University of America（美利坚天主教大学物理学系）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan, NINS（日本国立天文台科学部）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天体物理与行星学研究所在）；Department of Physics, American University（美国大学物理学系）
本研究通过多波段观测分析EK Dra的星斑与磁场关系，揭示了日冕喷射与超闪焰的关联，并量化了活跃恒星的XUV辐射对系外行星大气演化的意义。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
High-latitude coronal mass ejections on the young solar-like star AB Dor
本文通过参数化建模研究年轻类太阳恒星 AB Dor 上高纬度日冕物质抛射的磁约束条件，发现开放磁场区域更易爆发，而闭合区域需更高自由磁能才能克服磁张力，解释了观测到的高纬度 CME 现象。
2024-08-01 astro-ph.SR
Multi-wavelength study of the low-luminosity outbursting young star HBC 722
HBC 722（V2493 Cyg）是一颗自2010年以来爆发的年轻恒星。它是一个FU猎户座型天体，爆发光度低。由于它在爆发前阶段的特征很好，HBC 722是我们可以了解与喷发相关的物理变化和过程的少数FUOR之一。我们监测源的BVRIJHKs波段从地面，并在3.6和4.5 $μ$米从太空与斯皮策太空望远镜。通过拟合一系列稳态吸积盘模型，分析了多个历元的光变曲线和光谱能量分布。我们还分析了基于新的光学和红外光谱的源的光谱特性。我们还以毫米波长绘制了HBC 722及其周围环境的地图。根据光变曲线分析，我们得出结论，2010年9月爆发的第一个峰值是由于系统最内部吸积率的突然增加。这是一个长期的过程，增亮主要是由于吸积率和发射面积的逐渐增加。我们的新观测表明，该源目前处于恒定的平台阶段。我们发现，在峰值附近，连续谱更蓝，H $α$谱在2012年和2013年之间发生了显著变化。在毫米连续谱中没有检测到该源，但我们发现了一个扁平的分子气体结构，其直径为1700 Au，质量为0.3 M $_{\odot}$，以HBC 722为中心。虽然第一个亮度峰值可以解释为堆积的物质从内盘快速下降到恒星上，但根据Bell & Lin（1994）的理论，后来的单调通量上升表明热成分向外膨胀。我们对HBC 722的研究表明，与吸积相关的爆发可以发生在年轻的恒星物体中，即使是非常低质量的盘，在II类阶段后期。
2016-07-20 astro-ph.SR
Envelope-to-disk mass transport in the FUor-type young eruptive star V346 Normae
猎户座FU型星（FUors）的盘-星吸积速率约为10 $^{-4}\,M_{\odot}$ /年，被认为是幕式吸积的可见例子。FUOR通常被大质量的包层所包围，这些包层补充了盘的物质，使盘能够产生吸积爆发。我们用ALMA在1.3 mm连续谱和不同的CO转动谱线上观测了FUor型星V346 Nor。我们绘制了其包络的密度和速度结构，并使用通道图，位置-速度图和光谱天文测量方法分析了结果。我们发现了一个伪盘和开普勒盘周围的0.1 $M_{\odot}$中心恒星。我们确定了从信封到磁盘的6 $\times$ 10 $^{-6}\,M_{\odot}$ /年，几个因素高于静态吸积率从磁盘到恒星。这暗示了火山爆发的原因是陨石的下落速度和吸积速度之间的不匹配。
2020-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do Young Suns Produce Frequent, Massive CMEs? Results from Five-year Dedicated Optical Observations of EK Draconis and V889 Hercules
本研究通过五年专项Hα光谱观测，发现年轻恒星EK Dra和V889 Hercules的超级耀斑伴随频繁CME，关联率下限27%，并首次估计了超级CME驱动的质量损失率，为理解早期太阳环境提供关键约束。
2025-10-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing and spectrally modeling embedded FUor eruptions in the near-infrared
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Guizhou University（贵州大学）
利用高分辨率光谱和吸积盘模型，系统识别和表征红外时域巡天发现的FUor候选体，证实其分类并揭示高消光和高吸积率特征。
2026-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chandra Resolves the Double FU Orionis System RNO 1B/1C in X-rays
我们提出了新的钱德拉X射线观测的密切对年轻恒星RNO 1B和1C（6 $''$分离）位于L1287云。RNO 1B在1978 - 1990年爆发，被归类为猎户座FU星（FUor）。RNO 1C也显示了FUor的大部分属性，但尚未看到喷发。只有几十个FUO是已知的，并且两个这样的物体以小的角间距存在是罕见的，这表明它们有共同的起源。这两颗恒星都被钱德拉微弱地检测到，我们总结了它们的X射线性质的框架内，其他以前检测到的FUOR。我们还报告了L1287中的其他X射线探测，包括深埋的年轻恒星RNO 1G，喷流状射电源VLA 3，以及一个神秘的硬耀斑源，没有2 MASS对应物，仅在两次钱德拉曝光中的第二次被探测到。
2020-03-17 astro-ph.HE 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
EX Lupi in quiescence
EX Lup是EXors的原型，EXors是低质量前主序星的一个子类，其爆发归因于暂时增加的吸积。在静止时，EX Lup的光学和近红外特性无法与正常的T Tau星区分开来。在这里，我们调查是否是拱盘结构，使EX Lup一个非典型的II类对象。在爆发期间，盘可能经历结构变化。我们的静态磁盘的特性是为了作为一个参考，研究有关的物理变化EX Lupi的最强的已知爆发在2008年1月至9月。我们搜索了文献的光度和光谱观测，包括地面，IRAS，ISO和斯皮策数据。在构造了光-红外光谱能量分布（SED）后，我们将其与其他年轻天体的典型SED进行了比较，并使用Monte Carlo辐射转移程序RADMC对其进行了模拟。对10微米硅酸盐发射特征进行了矿物学分解，并对光学和近红外光谱进行了描述。SED与典型的金牛座T星相似，但超过7微米的EX Lup会发出更高的通量。静止相数据表明在光学中红外域的低水平的变化。积分的光学和红外通量，我们推导出的热光度为0.7 L_太阳。10 μ m的硅酸盐剖面可以用无定形硅酸盐组成的混合物来拟合，没有发现结晶硅酸盐，一个总质量为0.025 MSun，外半径为150 AU的中等耀斑盘模型能够再现所观测到的SED。推导出的0.2 AU的内半径大于升华半径，并且这个内间隙将EX Lup与典型的金牛座T星区分开来。
2009-06-17 astro-ph.SR
Discovery of a Long-Duration Superflare on a Young Solar-Type Star EK Draconis with Nearly Similar Time Evolution for H$α$ and White-Light Emissions
已知年轻的太阳型恒星会频繁出现“超级耀斑”，这可能会通过强烈的辐射和日冕物质抛射严重影响年轻行星上的宜居世界。在这里，我们报告了一个长期的超耀斑的年轻的太阳型恒星天龙座EK（50- 1.2亿年的年龄）的晴明望远镜和$Transiting$ $Exoplanet$ $Survey$ $Satellite$（$TESS$）的光学光谱和光度观测。耀斑能量为2.6 $\times$ 10 $^{34}$ erg，白光耀斑持续时间为2.2 hr，远大于最大的太阳耀斑，是迄今为止光谱学观测到的太阳型恒星上最大的超耀斑。H $α$的发射轮廓没有显示出明显的谱线不对称性，这意味着没有暗条爆发的特征，这与之前在这颗恒星上唯一探测到的超级耀斑不同（Namekata et al. 2021，$Nat.Astron$）。此外，它没有显示出明显的谱线增宽，表明扩口足点处的非热致热不是必需的，或者足点在肢体后面。H $α$耀斑的时间演化和持续时间与白光耀斑的时间演化和持续时间几乎相同，这与一般的M矮星（超）耀斑和太阳耀斑不同。这种意外的时间演化可能表明，与一般的太阳耀斑不同的辐射机制是占主导地位的，如下：（1）来自（离临边）耀斑环的辐射，（2）通过辐射回暖的再辐射，在这两种情况下，耀斑环的冷却时间尺度可以确定H PDMATHAMT和白光的时间尺度。
2022-01-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Star of Bethlehem is Not the Nova DO Aquilae (Nor Any Other Nova, Supernova, or Comet)
伯利恒之星只在马太福音中的几节经文中被人知道，这颗星激励并引导着东方三博士（即，波斯占星家）到耶路撒冷，并最终在伯利恒崇拜年轻的耶稣基督。在过去的四个世纪里，天文学家提出了十几种截然不同的自然主义解释，所有这些解释都涉及天文事件，通常是明亮的新星，超新星或彗星。本文将评估一个突出的最近的建议，即恒星是一个'经常性的新星'现在编目为天鹰座DO，并提供三个反驳。特别是，（1）DO Aql肯定不是一颗复发的新星，而是一颗复发时间超过一百万年的普通新星，（2）在1925年的爆发中，DO Aql肯定从未变得比8.5等更亮，系统的物理学证明它永远无法达到超新星所需的光度，（3）东方三博士是占星家，他们对新星（或超新星或彗星）没有认识或解释，所以任何这样的事件对他们来说都是完全无关紧要和毫无意义的。
2013-11-29 astro-ph.SR
Hunting for stellar coronal mass ejections
NAOJ（国立天文台）；Subaru Telescope, NAOJ（昴星团望远镜，国立天文台）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）；Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology（东京工业大学地球行星科学系）；Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）；Kwasan Observatory, Kyoto University（京都大学龟冈观测台）
本文综述恒星日冕物质抛射的最新观测证据，指出超级耀斑抛射质量大于太阳CME，且动能与耀斑能量比偏离太阳标度关系，并探讨其对系外行星宜居性的影响及未来研究方向。
2022-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Grain growth in newly discovered young eruptive stars
猎户座FU型恒星是年轻的恒星，由于从星周盘到原恒星的高度增强的吸积而显示出大的爆发。FUor型爆发发生在各种各样的源中，从非常嵌入的源到那些几乎没有迹象表明扩展发射超出盘的源。随后的爆发可能会逐渐清除模糊的包层物质，并驱动原恒星成为一颗只有盘的金牛T星。我们使用VLT/VISIR获得的第一个光谱，覆盖8-13 $μ$ m中红外波长范围内的低分辨率的五个最近发现的FUOR。从我们的样本中的四个对象显示10 $μ$ m硅酸盐功能的发射。我们研究了这些物体中硅酸盐特征的形状和强度，发现它们大多含有大的无定形颗粒，这表明大颗粒通常不会在FU或磁盘中沉降到中平面。这是FUors的一个普遍特征，而不是常规的金牛座T型恒星，其圆盘显示从原始的小颗粒到显着的颗粒生长。我们通过确定硅酸盐特征是发射还是吸收来对我们的目标进行分类，并将它们与年轻恒星周围信封分散的进化场景相对抗。在我们的样本中，所有II类物体都表现出硅酸盐发射，而对于I类物体，发射或吸收特征的外观取决于相对于流出腔的视角。这突出了解释硅酸盐特征时几何效应的重要性。
2020-05-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass transport from the envelope to the disk of V346 Nor: a case study for the luminosity problem in an FUor-type young eruptive star
低质量恒星形成的一个长期存在的开放问题是光度问题：大多数原恒星的亮度低于理论预测。一个可能的解决办法是吸积过程是间歇性的。FU Ori-type星（FUors）被认为是高吸积态天体的可见例子。FUOR通常被大质量的包层所包围，这些包层补充了盘的物质，使盘能够产生吸积爆发。然而，我们没有足够的信息，信封动力学在FUOR，在哪里以及如何从信封到磁盘的质量转移发生。在这里，我们提出的ALMA观测的FUor型恒星V346也不是在1.3毫米连续和不同的CO旋转线。我们绘制了其包络的密度和速度结构，并使用通道图，位置-速度图和光谱天文测量方法分析结果。我们发现，V346也不是被包围的气态物质在10000金规模，其中一个突出的外流腔被雕刻。在中心$\sim$ 700 au内，拱星物质形成一个扁平的伪盘，其中物质以守恒的角动量下落。在$\sim$ 350天文单位内，速度分布更符合围绕中心恒星为0.1 $M_{\odot}$的开普勒旋转盘。我们确定了从信封到磁盘的6 $\times$ 10 $^{-6}\,M_{\odot}$年$^{-1}$，一个比从磁盘到恒星的静态吸积率高几个因素的下降率，暗示了作为爆发原因的下降率和吸积率之间的不匹配。
2017-07-31 astro-ph.GA 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
An Outbursting Protostar: The environment of L1251 VLA 6
本研究利用VLA在10和33 GHz观测并结合MCMC与光线追踪建模，分析爆发后衰减原恒星L1251 VLA 6的吸积盘结构，测得盘质量并排除引力不稳定作为喷发成因。
2024-01-18 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 disk of the eruptive protostar V900 Mon; a MATISSE/VLTI and MUSE/VLT perspective
本研究利用MATISSE/VLTI和MUSE/VLT高分辨率观测，揭示V900 Mon盘内硅酸盐尘埃的径向变化与自屏蔽机制，并发现一个与分子外流共线的发射团块，其可能源于历史喷发。
2023-11-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
