The FUor star V2493 Cyg (HBC 722) -- eleven years at maximum brightness
在恒星演化的时候，年轻的恒星物体会经历活动增加和不稳定的过程。恒星的形成分为几个阶段，在这几个阶段中，恒星积累了足够的质量，从而在核中引发热核反应。类太阳恒星的质量中有相当大的一部分是在被称为FU或爆发的吸积增加期间积累的。由于我们只知道大约24颗这种类型的恒星，因此对每个新天体的研究对我们的知识都非常重要。在本文中，我们提出了在2010年发现的FUor对象V2493 Cyg的光度监测数据。我们的数据是在2016年11月至2021年2月期间使用BVRI Johnson-Brachins滤光片组在光学区域获得的。我们的观测结果表明，在此期间，恒星的亮度没有发生显着变化。我们只检测到最大亮度值周围的小幅度变化。因此，自2013年V2493以来，Cyg保持其最大亮度，亮度没有下降。这样的光度行为在其他的FUor型恒星中并不典型。通常，FUOR的光变曲线是不对称的，具有非常快速的亮度上升和逐渐下降。V2493 Cyg在这方面仍然是独一无二的，亮度上升非常迅速，并在最大光线下保持较长时间。我们对2013年2月至2021年2月的周期分析显示，一个明确的914+/-10天的周期。这样的周期性可以用恒星形成后在围绕恒星的轨道上残留的尘埃结构来解释。
2021-12-17 astro-ph.SR
A Study of Millimeter Variability in FUor Objects
猎户座FU天体（FUors）是快速增生的主序前天体，已知在光学和近红外波长处表现出大爆发，爆发后的小尺度光度变化叠加在长期趋势上。相比之下，很少有人知道在较长的波长的FUOR的可变性。为了进一步探索这一点，我们观察了六个FUor对象使用NOEMA扩展毫米波阵列（NOEMA）和一个子集的三个对象，我们获得了协调观测NOEMA和洛厄尔发现望远镜（LDT）。结合2014年之前发表的NOEMA观测结果，我们在2017年对V1735 Cyg的观测首次检测到了2.7 mm处的FUor天体的变化。在没有显著光学变化的情况下，我们不认为mm通量密度由于中心圆盘的照射而发生变化的可能性。此外，由于下落而引起的尘埃质量变化是极不可能的。对2.7毫米通量密度变化的一个合理解释是，由于物体喷流/风的变化，自由-自由发射的变化。因此，在某些FUor天体中，自由-自由发射在$\sim$ 3 mm处可能是显著的，并且在推导盘质量时必须加以考虑，以帮助限制触发FUor爆发的机制。
2020-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive compact disks around FU Orionis-type young eruptive stars revealed by ALMA
猎户座FU型天体（FUors）是低质量的前主序星，从星周盘到原恒星的质量吸积速率暂时但显着增加。目前还不清楚是什么触发了吸积爆发，以及FUOR的盘是否与非爆发的年轻恒星物体的盘有任何不同。出于这一动机，我们进行了1.3毫米连续调查的10个FUOR和FUOR类对象与ALMA，使用7米阵列和12米阵列在两种不同的配置，以恢复排放在尽可能广泛的空间尺度。我们探测到了所有目标源和附近的几个物体。为了约束磁盘结构，我们拟合的数据与模型的复杂性不断增加，从二维高斯辐射转移，使与其他样品以类似的方式建模进行比较。的辐射转移建模给出磁盘的质量是显着大于从测量毫米通量假设光学薄发射，这表明FU或磁盘在此波长的光学厚。与常规的II类和I类天体的样本相比，FUor的圆盘通常是2.9-4.4倍的质量和1.5-4.7倍的尺寸。其中相当一部分（65-70%）可能是重力不稳定的。
2021-06-28 astro-ph.SR
SPICY 30021: an embedded bona fide FUor with a mid-infrared precursor
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），中国科学院国家天文台）
本研究通过多波段观测确认 SPICY 30021 为具有中红外前兆的 bona fide FUor，测得其消光、距离、吸积光度等参数，表明其触发机制为外-内型。
2026-10-15 astro-ph.SR
Post-outburst evolution of bonafide FUor V2493 Cyg: A Spectro-photometric monitoring
通过八年光学/近红外光谱-光度监测，研究V2493 Cyg爆发后的变暗、颜色及谱线演化，揭示其发射区膨胀、星周盘增亮并逐渐稳定。
2023-06-01 astro-ph.SR
Quantitative Spectroscopic Diagnostics for FU Orionis-Type Young Stellar Objects
California Institute of Technology（加州理工学院）；Harvard University（哈佛大学）
本研究提出近红外光谱诊断方法用于识别FUOrs，通过分析关键原子和分子特征区分FUOr盘与正常恒星，提升候选者确认效率。
2026-05-12 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
Sub-0.1" optical imaging of the Z CMa jets with SPHERE/ZIMPOL
年轻恒星中质量吸积-喷射的关键信息可以从具有周期性吸积爆发的源中喷流的高空间分辨率图像中获得。使用SPHERE/ZIMPOL仪器，我们观测到年轻的双星Z CMa，它由一颗Herbig Be星和一颗FUor天体组成，两者都驱动着一个喷流。我们分析了这两个喷气机的结构与以前在这个目标中观察到的吸积事件。我们在Halalpha和OI 6300 A线上以前所未有的~0.03 arcsec的角分辨率获得了光学图像，在此基础上我们进行了连续减法和反卷积，从而得出了相互一致的结果。我们的图像显示从两个来源的扩展发射：一个相当紧凑和准直性差的Herbig组件和扩展的准直和旋进射流从FUor组件发射SW。来自赫比格星的紧凑发射与广角风兼容，并且可能与最近的爆发事件有关。FUor喷流被追踪到距离源70 mas（80 AU），高度准直，宽度为26-48 AU，距离为100-200 AU，这与金牛座T星的喷流宽度相似。这有力地表明，同样的磁离心喷射发射机制也在FUOR中运行。所观察到的喷流摆动可以被模拟为起源于一个轨道运动，周期为4.2年，围绕一个看不见的同伴，质量在0.48和1 Msun之间。喷流质量损失率Mloss是从OI光度中得出的，范围在1 E-8和1 E-6 Msun/yr之间。这是第一次直接测量从射流在一个FUor。如果我们假设先前通过吸积盘模型获得的Macc估计值，则导出的Mloss范围将意…
2016-08-29 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
A study of the photometric and spectroscopic variations of the prototypical FU Orionis-type star V1057 Cyg
在低质量的前主序星中，有一小群被称为FU猎户座型天体（FUors）的天体以发生强烈的吸积爆发而闻名。天鹅座V1057是FUor的经典例子，在1969-1970年爆发，之后迅速褪色，成为已知褪色最快的FUor。在1995年左右，衰落发生了更快的增长。从那时起，强烈的光度调制已经存在。我们在PiszkéstetIgnObservatory进行了近10年的源监测，并辅以北欧光学望远镜，Bohyunsan光学天文台，凌日系外行星调查卫星和平流层红外天文台的光学/近红外测光和光谱学。我们的光变曲线显示，在过去十年中，亮度的显著准周期性变化持续存在。我们的光谱观测显示出强风特征、壳层特征和禁戒发射线。所有这些谱线都随时间变化。我们还报告了第一次检测到[S II]，[N II]和[O III]线的恒星。
2021-05-21 astro-ph.SR
Multi-wavelength detection of an ongoing FUOr-type outburst on a low-mass YSO
研究通过多波段时序与近红外光谱确认VdBH 221中低质量YSO正在发生FUOr型爆发，并由100天光学-红外延迟支持不稳定性的由外向内起源。
2024-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The X-ray emission from Z CMa during an FUor-like outburst and the detection of its X-ray jet
吸积激波是前主序星的一种重要的X射线发射机制。然而，由剧烈吸积引起的FUor爆发的X射线性质却很少受到关注。我们用Chandra观测了FUor天体ZCMa在光学爆发和平静期间的活动。X射线亮度和谱形没有明显变化，表明X射线发射具有日冕性质。由于Z CMa的二元性质，X射线源的起源是不明确的。然而，从我们的数据中得出的中等氢柱密度使得嵌入的主星不太可能是X射线源。第二颗恒星，也就是FUor天体，因此负责发射X射线和目前正在进行的吸积爆发，然而这似乎是不相关的现象。次级也被称为驱动一个大的外流和喷流，我们在这里首次在X射线中检测到。X射线流出源到中心恒星的距离比低质量恒星的喷流要远。
2009-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Brightness variations of the FUor-type eruptive star V346 Nor
在猎户座FU型爆发开始几十年后，V346 Nor在2010年前后意外地经历了一次$ΔK$ = 4.6等的衰落事件。我们从VISTA/VVV调查中获得了近红外观测和重新分析数据，以概述亮度演变。在我们的VLT/NaCO图像中，我们发现了V346~Nor周围的散射光晕，大小约为0.04弧秒（30 au）。VISTA的数据在2010年末/2011年初勾勒出了光变曲线中一个定义明确的最小值，并初步揭示了一个58天的小振幅周期调制。我们2016年的最新数据表明，该源仍在变亮，但尚未达到2008年的水平。我们使用一个简单的吸积盘模型，具有不同的吸积率和视线消光再现所观察到的近红外的幅度和颜色。我们发现，在2008年之前，V346 Nor的流量变化是由一个相关的变化的灭绝和吸积率，而在2010年左右的最低值主要是由于减少吸积。该源在1992年达到最大吸积速率${\approx}10^{-4} M_{\odot}$ yr $^{-1}$。在文献中已经引用吸积和消光变化的组合来解释某些嵌入的年轻爆发恒星的通量变化。
2017-01-01 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
Gaia 18dvy: a new FUor in the Cygnus OB3 association
我们目前的光学红外光度和光谱观测Gaia 18 dvy，位于天鹅座OB 3协会在1.88千秒差距的距离。该物体在2018-2019年的光变曲线显示出$\gtrsim$ 4等的上升时被盖亚警报系统注意到。在中红外波长处也可以观察到增亮。随着爆发的进行，Gaia 18 dvy的红外颜色变得更加蓝色。它在爆发阶段的光学和近红外光谱特征与真正的FU猎户座型年轻爆发星一致。爆发的祖先可能是一个低质量的K-型恒星的光学消光$\sim$ 3马格。辐射转移模型的拱星结构，基于静态光谱能量分布，表明磁盘的质量为$4{\times}10^{-3}\,M_{\odot}$。我们简单的吸积盘模型表明，吸积率在2019年年中之前已经呈指数级增长了3年多，当时它达到了$6.9 \times 10^{-6}\,M_{\odot}$年$^{-1}$的峰值。在许多方面，Gaia 18 dvy类似于FU Ori-type对象HBC 722
2020-06-16 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic variability of the FUor star V582 Aurigae
2009年8月至2013年2月，我们在V582 Aur野外进行了BVRI CCD测光观测。在此期间，我们获得了V582 Aur的高，中，低分辨率光谱。为了研究目标爆发前的变化并构建其历史光变曲线，我们在照相底片收藏中搜索了存档观测。CCD和摄影观测进行了分析，使用一个序列的14颗恒星的领域V582 Aur在BVRI校准。V582 Aur爆发前的摄影观测显示出金牛T星典型的低振幅光变化。档案摄影观测表明，这颗恒星的亮度在1984年底或1985年初开始增加，并在1986年1月达到最大亮度。V582 Aur的光谱类型可以定义为G 0 I，具有H α和Na I D线的强P Cyg轮廓，这是典型的FU Orionis天体。我们的BVRI光度观测表明，在3.5年的观测期间，大幅度变化V~2.8等。然而，大多数时候，恒星保持在接近最大亮度的状态。亮度下降最深的一次是在2012年春天，当时恒星的亮度下降到接近爆发前的水平。在最小亮度期间，太阳光度数据显示颜色反转，这是UX Ori变星的典型特征。相应的光谱观测表明，谱线（特别是H α）的轮廓和强度具有很强的可变性，这表明吸积速率发生了显着变化。在过去三年进行的光度监测的基础上，最大光的光谱特性和长期光变曲线的形状，我们确认了V582 Aur与FU Orionis天体组的联系。
2013-06-27 astro-ph.SR
Millimeter interferometric observations of FU Orionis-type objects in Cygnus
猎户座FU型天体（FUors）是低质量的年轻爆发恒星，代表了一个演化阶段，其特征是从盘到恒星的吸积速率增加的阶段性时期。理论预测，一个拱星的信封，连续的质量落入磁盘的来源，是必要的触发这样的吸积爆发。我们研究的空间和速度结构的信封周围FUOR通过分子线观测毫米波长。我们的目标是三个原型FUOR和一个可能处于爆发前状态的物体。我们提出档案PdBI干涉观测J=1-0线的13 CO在110.2 GHz。对于我们的三个目标，这些代表第一毫米干涉观测。利用这些数据，可以以1000天文单位的空间分辨率和0.2公里/秒的速度分辨率研究天体的分子环境。强，窄的13 CO（1-0）线发射检测到所有来源。在所有情况下，发射都是空间分辨的，去卷积的大小为几千AU。对于V1057 Cyg和V1331 Cyg，发射区域相当紧凑，这表明发射的起源是围绕中心恒星的包络。对于天鹅座V1735，13 CO的发射与恒星位置有偏移，表明发射源可能是一个小的前景云，也是中央恒星高度变红的原因。朝向天鹅座V1515的13 CO发射是样本中最长的，与天鹅座V1515的环状光学反射星云相吻合。我们认为，毫米干涉观测是必不可少的一个完整的理解的拱星环境的FUOR。任何理论的FUor现象，解释的几何形状的拱星结构和它的演变，使用单光束测量必须检查和比较干涉观测在未来。
2011-09-16 astro-ph.SR
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）
本文通过WINTER调查多色分析，发现两个新的FU奥尔特型爆发，展示其在识别被遮挡年轻恒星爆发中的能力。
2026-01-21 astro-ph.GA 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
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
Disc light variability in the FUor star V646 Puppis as observed by TESS and from the ground
我们研究了V646幼仔在不同时间尺度上发生的小尺度光变化，旨在研究这种变化是否与FU Ori中观察到的变化相似。我们在2013年至2018年期间使用Johnson和Sloan过滤器在SAAO和CTIO观察了V646幼仔，通常使用维持1-4周的一天节奏。我们还利用了2019年在24.1天内以30分钟的节奏获得的公共领域1512天的ASAS-SN光变曲线和TESS光度测定。新的SAAO低分辨率光谱有助于更新主要的光盘参数，而档案高分辨率凯克光谱用于搜索光盘旋转配置文件的时间变化。地面观测证实了V646 Pup的亮度以0.018等/年的速率不断下降。精确的TESS数据表明，施加在这一总趋势上的0.005-0.01等的轻微变化确实由几个明显具有时间相干性质的独立波列组成。假设这是典型的情况，基于对早期获得的颜色星等图的分析，我们能够初步推断，观察到的大部分光变化可能是由于圆盘光球不均匀性的旋转，从恒星产生10-12个太阳半径。我们不排除这些不均匀性也可以体现在光盘的旋转配置文件，从高分辨率光谱的可能性。假设这些不均匀性的开普勒旋转，我们给出了恒星质量在0.7-0.9太阳质量的初步测定。这些初步结果与FU Ori更好地建立的结果相似，这表明了共同的驱动机制。
2020-10-31 astro-ph.SR
The Gaia alerted fading of the FUor-type star Gaia21elv
本文通过 Gemini South/IGRINS 和 VLT/X-SHOOTER 的后续光谱观测，确认 Gaia21elv 为经典 FUor，并揭示其 2021 年快速变暗主要由 circumstellar 消光增加所致，同时吸积率有所下降。
2023-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia20bdk -- a new FUor in Sh 2-301 Star Forming Region
本文通过多色测光与光谱观测确认 Gaia20bdk 是 Sh 2-301 恒星形成区中一颗新的 FUor，并利用盘模型确定其爆发期的热光度为 100-200 倍太阳光度、质量吸积率为每年 1-2×10⁻⁵ 太阳质量。
2024-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA Study of the FU-Ori Type Object V900 Mon: Implications for the Progenitor
我们提出了ALMA观测的12CO，13CO和C18O J = 2--1线和230 GHz的连续的FU Ori-type对象（FUor）V900 Mon（d~1.5 kpc），吸积爆发之间触发1953年和2009年。我们确定了CO发射与分子双极流出相关，其范围可达~10^4 au，而旋转分子包层的范围超过10^4 au。与热的高能FUor风的相互作用，这是使用光学光谱学观察到的，似乎仅限于一个区域内~400 AU的恒星。扩展CO流出的包络质量和准直表明，这FUor的祖先是一个低质量的I类年轻恒星对象（YSO）。V900 Mon、另一个FUor和一些类似FUor的恒星的这些参数与FUor爆发与正常YSO有关的想法一致。在我们的观测中，连续辐射在0. "2x0。15（~300 × 225 au）光束的反卷积FWHM，并且高斯模型提供~90 au的反卷积FWHM。这种辐射可能与一个尘埃状的星周盘有关，还可能与恒星附近的风或风腔有关。盘连续发射的温暖紧凑的性质可以用盘的粘性加热来解释，而外盘的重力破碎和/或颗粒生长及其向内漂移的组合也可能有助于其紧凑的性质。
2019-09-12 astro-ph.GA 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
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
FUOr-Aur 0544+3330: A New YSO Outburst in the Outskirts of Auriga OB1, Viewed Face-On
本研究发现御夫座OB1外围的年轻恒星体FUOr-Aur 0544+3330发生FU Ori型爆发，通过多波段光谱观测确认其正面对吸积盘的取向，拟合得到吸积率、恒星质量等关键参数，为研究此类恒星爆发提供了新样本。
2025-05-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Short and long term near-infrared spectroscopic variability of eruptive protostars from VVV
最近，在Via Lactea（VVV）巡天中，近红外Vista变星探测到了许多喷发变星年轻恒星天体（YSO），其中大部分是I类系统。我们提出了一个探索性的近红外光谱变化的研究14个喷发的YSO。在1天和1至2年的时间间隔内对变化进行采样，并结合VVV光变曲线进行分析。在3个具有类FUor光谱的天体上观察到CO的泛音吸收特征：它们都表现出较强的吸收。这意味着当吸积率较高时，来自具有陡峭垂直温度梯度的星周盘的辐射较强。这证实了快速VVV FUor样事件的性质，与经典FUor的公认图片一致。Br $γ$发射的情况下，在一个FUor类对象下降到爆发前的亮度表明，恒星磁场的重建是一个缓慢的过程。在1天的时间尺度内，60%的H $_2$发射YSO显示出显著但适度的变化，2/6的源在Br $γ$中具有较大的变化。在长达一年的时间尺度上，尽管$K_s$的变化高达1.8等，但H $_2$通量的变化仍然不大。这表明，从分子外流的排放通常产生进一步从原恒星，是不受相对较大的变化，在吸积率在长达一年的时间尺度。两个物体显示出由Br $γ$发射追踪的开/关磁层吸积迹象。此外，在一个YSO中检测到H $_2$流出物的60%夜间增亮。
2019-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The FU Ori outburst of PR Ori B
Seoul National University（首尔大学）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，HUN-REN地球与天文学研究中心）；Peking University（北京大学）；University of Vienna（维也纳大学）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（国家研究委员会赫茨伯格天体物理学研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）
在猎户座 L1641 星团中发现 PR Ori B 发生 FU Ori 型爆发，通过多波段光谱和测光证实其驱动 ΔG=5 星等爆发，光度约 30-40 太阳光度，是近几十年来最接近最亮的 FUor 之一。
2026-09-10 astro-ph.SR
V346 Nor: the post-outburst life of a peculiar young eruptive star
猎户座FU型天体（FUors）是年轻的低质量恒星，正在经历强大的吸积爆发。增加的吸积往往伴随着准直喷流和充满活力的，大规模的分子外流。爆发期间的额外加热也可能引起拱星物质的可检测的几何，化学和矿物学变化，影响这些物体周围可能的行星形成。V346 Nor是一个具有特殊光谱特征的南方型超新星。在爆发开始数十年后，它在2010年左右意外地经历了一次衰落事件，这是由于恒星的质量吸积率降低了至少两个数量级。在这里我们介绍了光学和近红外光度法和后光谱法获得的最小值。我们的光变曲线显示V346 Nor逐渐重新变亮，其KS波段亮度仅比爆发亮度水平低1.5等。我们的VLT/XSHOOTER光谱观测显示了几条强烈的禁止发射线，这些发射线来自各种金属和分子氢，这表明一个新的喷流的发射。我们的N-波段光谱与VLT/VISIR获得概述了更深的硅酸盐吸收功能比以前，表明拱星介质的几何形状已经改变了在爆发后的时期相比，峰值亮度。
2019-12-08 astro-ph.SR
The hot corino-like chemistry of four FUor-like protostars
本研究利用ALMA Band 6观测分析了四颗FUor-like Class I YSOs的复杂有机分子发射，探测到12种COMs的高温致密发射，证实其具有hot corino-like特征，有助于研究更晚演化阶段的复杂有机化学。
2025-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Chemical Map of the Outbursting V883 Ori system: Vertical and Radial Structures
我们提出的第一个试点计划进行阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）波段6（211-275 GHz）谱线研究的年轻恒星物体（YSO），正在经历快速吸积事件，即FU Ori对象（FUors）的结果。在这里，我们报告的FUor系统，V883 Ori的分子发射线观测。为了成像的FUor对象的全覆盖范围从~0.5弧秒到~30弧秒的地图大小，即从光盘流出尺度，我们结合了ALMA主阵列（12米阵列）与阿塔卡马紧凑阵列（7米阵列）和总功率（TP）阵列。我们检测到HCN，HCO $^{+}$，CH $_{3}$ OH，SO，DCN和H $_{2}$ CO的排放与大多数这些线显示复杂的运动学。根据PV图，检测到的分子HCN、HCO $^{+}$、CH $_{3}$ OH、DCN、SO和H $_{2}$ CO探测开普勒旋转盘，其方向垂直于先前用$^{12}$ CO和$^{13}$ CO线检测到的大规模流出。此外，HCN和HCO $^{+}$揭示了下落运动的运动学特征。北向外流见于HCO $^{+}$、H $_{2}$ CO和SO排放。有趣的是，HCO $^{+}$发射揭示了一个明显的内部凹陷或“洞”的大小与CH $_{3}$ OH和230 GHz连续谱估计的径向延伸相当。V883 Ori的积分HCO $^{+}$强度分布中的内部凹陷最有可能是光学深度效应的结果，其中HCO $^{+}$的光学厚性质和朝…
2022-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability at the Edge: Optical Near/IR Rapid Cadence Monitoring of Newly Outbursting FU Orionis Object HBC 722
我们提出了一个新的爆发FU猎户座型对象HBC 722的r-波段光变曲线的日时间尺度周期性变化的检测，从> 42个晚上的观测与CQUEAN仪器上的麦克唐纳天文台2.1米望远镜。HBC 722的光学/近红外光变曲线显示了一系列复杂的周期性变化，在去除总体基线变化后，聚集在5.8天（0.044等振幅）和1.28天（0.016等振幅）周期附近。我们属性的不寻常的可比强度信号的数量有关的一个现象，在吸积率与FUOR的临时增加。我们认为半随机的“闪烁”，磁制动/场压缩和旋转不对称的磁盘不稳定区域的潜在来源的变化。假设5.8天的周期是由于恒星自转和1.28天的周期是开普勒自转的指示内半径的吸积盘（在2 R（星）），我们得出的B-场强度为2.2-2.7 kG，略大于典型的金牛T星。相反，如果5.8天的信号来自于盘的不对称性，则不稳定区域的外半径为5.4 R（星），与FU或盘的模型一致。在这个复杂的源和相关对象的时域的进一步探索将是理解吸积过程的关键。
2012-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared spectroscopy of eruptive variable protostars from VVV
在同伴的工作（纸我），我们发现了大量的高度可变的年轻恒星对象（YSO）的Vista变量在通过Lactea（VVV）调查，通常具有I类或平坦的光谱光谱能量分布和不同的光变曲线类型。在这里，我们提出的红外光谱（0.9- 2.5 $μ$ m）的37个这些变量，其中许多观察到的一个明亮的状态。光谱证实，15/18源爆发光变曲线具有高吸积率的签名，要么显示EXOR类发射功能（$Δ$ v=2 CO，Br $γ$）和/或FU类功能（$Δ$ v=2 CO和H $_{2}$ O强烈吸收）。类似的功能，看到在一些长期的周期YSO和推子，但不是在勺或短期变量。样本包括一些尘埃状的Mira变星（通常以平滑的Mira光变曲线区分），2个激变变星和一颗碳星。我们总共增加了19个新的对象到广泛的爆发变量YSO与情节吸积。在我们的样本中，在明亮的状态下观察到的爆发变量YSO显示出比样本其余部分更高的吸积光度。大多数的爆发变量不同，从既定的FUor和EXor子类，显示中间的爆发持续时间和混合物的光谱特性。这与最近的一些其他发现一致。由于这些以前的非典型对象现在是大多数嵌入式成员的类，我们提出了一个新的分类为他们的MNors。这个术语（发音为emnor）源自猎户座V1647，它是麦克尼尔星云的照明星。
2016-10-30 astro-ph.GA 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
The K-corrections to radial velocity curves of optical components in X-Ray Binaries. HMXB with weak X-ray heating
由于潮汐畸变、引力暗化、X射线加热等原因，X射线双星系统中光学元件的径向速度曲线可能与其质心的径向速度曲线不同。K修正是指Roche模型中恒星径向速度半振幅与恒星质心相应值的比值。表中列出了大质量X射线双星Cen X-3、LMC X-4、SMC X-1、Vela X-1和4U 1538-52中光学星的K修正。
2013-11-12 astro-ph.SR
Interpretation of optical and IR light curves for transitional disk candidates in NGC 2264 using the extincted stellar radiation and the emission of optically thin dust inside the hole
在恒星形成区NGC 2264中，根据光谱模型，有一些天体被编目为过渡盘。这组中的四个成员具有来自CoRoT和斯皮策望远镜的光学和红外线曲线。在这项工作中，我们试图同时使用恒星辐射的消光和过渡盘的孔内的尘埃的排放来解释光变曲线。对于Mon-296，我们成功了。然而，对于Mon-314和Mon-433，我们的证据表明它们拥有一个前过渡盘。对于Mon-1308，使用3D辐射转移代码的新光谱拟合允许我们得出结论，该对象拥有完整的磁盘而不是过渡磁盘。这与之前对Mon-1308的研究一致，也与我们不能仅仅利用过渡盘的洞内尘埃的贡献来拟合光变曲线的事实一致。
2021-08-27 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic monitoring observations of FU Orionis-type object, V960 Mon
我们提出了高分辨率（R $\ge$ 30，000）的光学和近红外光谱监测观测的结果FU Orionis型对象，V960 Mon，在2014年11月经历了一次爆发。自2014年12月以来，我们一直使用Bohyunsan光学阶梯光谱仪（BOES）和浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）监测该物体。由风，磁盘，和外流/射流产生的各种功能进行了检测。风场特征随时间变化，并在爆发后持续减弱。我们在光学和近红外波段探测到双峰谱线，谱线宽度随波长的增加而减小，这表明开普勒盘在旋转。在光学和近红外光谱的磁盘功能适合与G型和K型恒星光谱卷积的内核占约40.3 $\pm$ 3.8公里秒$^{-1}$和36.3 $\pm$ 3.9公里秒$^{-1}$，分别预计磁盘旋转速度。我们还报告了[S II]和H $_{2}$发射线的检测，这是喷流/外流示踪剂，很少发现在FUOR。
2020-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical Continuum Light Curves and Bolometric Energy Estimates of Solar White-light Flares
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与天体物理前沿研究院）；New Cornerstone Science Laboratory, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台新基石科学实验室）
本研究利用太阳动力学观测站的数据，构建了70个太阳白光耀斑的光学连续光曲线数据集，并提供了光度学能量和持续时间等关键参数，用于太阳耀斑研究及与恒星耀斑的比较。
2026-01-19 astro-ph.SR
GALEX and Optical Light Curves of WX LMi, SDSSJ103100.5+202832.2 and SDSSJ121209.31+013627.7
三个极低吸积率极星的{ \it GALEX}近紫外（NUV）和远紫外（FUV）光变曲线显示出明显的紫外光变曲线调制。虽然这三个系统的磁场范围从13到70 MG，并且是晚型秒速（包括SDSSJ 121209.31 +013627.7中可能存在的棕矮星），但吸积速率是相似的，并且紫外线观测暗示某些机制正在运行以在白矮星上创建增强的发射区。UV变化在相位上与WX LMi中光学观察到的两个磁极相匹配，并且与SDSSJ 1212109.31 +013627.7和SDSSJ 103100.55 +202832.2中光学观察到的单极相匹配。紫外光变曲线的简单点模型表明，如果热点是造成紫外变化的原因，那么温度大约在10，000 - 14，000 K之间。对于单极系统，FUV光斑的尺寸必须小于NUV，并且在所有情况下，几何形状可能比简单的圆形光斑更复杂。
2010-03-12 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic monitoring of YSOs in nearby star forming regions. I. Eruptive YSOs
本文通过近红外光谱与 NeoWISE 中红外光变监测，在邻近恒星形成区样本中识别并分类了九个爆发型年轻恒星天体，揭示了其多样性，并探讨了爆发参数对观测性质的影响。
2023-03-15 astro-ph.SR
Optical observations of SN 2011fe
我们目前的超新星2011 fe在M101的UBVRI测光，在1-652天的间隔内获得的发现后，以及一个光谱，采取105天后的亮度最大值在B波段。我们导出了光变曲线的参数，构造了颜色曲线和“准测热”光变曲线。该天体的光变曲线、颜色演化和光谱表明SN 2011 fe属于Ia型超新星的“正常”子集。它实际上与一个经过充分研究的“正常”超新星Ia 2003 du相同。
2013-11-14 astro-ph.SR
The dipper light curve of V715 Per: is there dust in the magnetosphere?
年轻恒星天体的北斗星光学光变曲线通常被解释为恒星辐射被恒星周围的尘埃部分或全部遮蔽。在这项工作中，我们分析了位于年轻恒星形成区IC 348的V715 Per的光学光变曲线的振幅。多年来收集的观测结果表明，光变曲线可以用尘埃灭绝事件来解释。在我们的模型中，尘埃是根据恒星磁场的强度分布在磁层内部的。尘埃分布由场的垂直分量调制，其轴相对于旋转轴不对准。我们包括一个模型的尘埃达到磁层的蒸发，以一贯地计算其分布。对于V715 Per，在圆盘截断半径处的光学厚翘曲中存在灰尘。我们认为，光学光变曲线的解释消光所造成的尘埃达到磁层内。尘埃的分布是光学薄，由于高温和低密度，它不能生存很长一段时间。然而，由于颗粒迅速向恒星表面移动，升华不是瞬间的，所以有一层灰尘覆盖着磁层，负责灭绝。在磁层吸积流的恶劣条件下幸存下来的尘埃可能是一些北斗星光变曲线的原因。
2020-10-14 astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of Classical Novae: Free-free Emission vs. Photospheric Emission
我们分析了7个相对较慢的新星，PW Vul，V705 Cas，GQ Mus，RR Pic，V5558 Sgr，HR Del和V723 Cas的光变曲线，根据新星爆发的光学厚风理论。对于快速新星，自由-自由发射在光学波段占主导地位，而不是光球发射和新星的光学光变曲线遵循普遍的衰减规律。更快的新星吹出更强的风，质量损失率更大。由于自由-自由辐射的亮度直接取决于风的质量损失率，因此速度较快的新星会显示出更明亮的光学极大值。然而，在速度较慢的新星中，我们必须考虑到光球层的辐射，因为它们的风质量损失率较低。我们计算了三个模型光变曲线的自由-自由发射，光球发射，和他们的总和为不同的WD质量与不同的化学成分的信封，并拟合合理的光学，近红外（NIR）和紫外波段的观测数据。从光变曲线拟合的7颗新星，我们估计其绝对的星等，距离和WD质量。在PW Vul和V705 Cas中，自由-自由发射仍然在光学和NIR波段中占主导地位。在非常慢的新星RR Pic、V5558 Sgr、HR Del和V723 Cas中，光球发射占主导地位，而不是自由-自由发射，这偏离了普遍的衰减规律。我们已经证实，我们的模型光变曲线的绝对亮度与已知距离的四个经典新星（GK Per，V603 Aql，RR Pic和DQ Her）的距离模量是一致的。我们还讨论了为什么非常慢的新星比建议的最大星等与下降率的关系大约亮1等的原因。
2014-10-29 astro-ph.SR
An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. VII. Milky Way Spectrophotometric Optical-through-Ultraviolet Extinction and Its R-Dependence
我们通过将新的HST/STIS光学分光光度法与现有的IUE分光光度法（产生从1150到10000埃的无间隙覆盖）和NIR分光光度法相结合来产生一组72个NIR通过UV消光曲线。这些曲线被用来确定一个新的，内部一致的，近红外通过紫外银河系平均曲线，并表征消光曲线的形状如何取决于R（V）。我们强调，虽然这种依赖性捕获大部分的曲线变异性，仍然有相当大的变化，这是独立的R（V）。我们使用光学分光光度法来验证曲线中中间波长尺度处结构的存在。事实上，通过紫外线部分的曲线的光学采样在相对较高的分辨率，使他们非常有用的，以确定如何消光影响不同的宽带系统，我们提供了几个例子。最后，我们将我们的结果与以前的调查进行比较。
2019-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-band optical light-curve behavior of core-collapse supernovae
我们介绍了2002-2012年期间使用印度奈尼塔尔阿雅巴塔观测科学研究所（缩写为ARIES）运营的1 m级光学望远镜对19个明亮的核心塌陷SNe进行UBVRI光学光度跟踪获得的调查结果。这组均匀的数据已被用来研究光学光/色曲线的行为，并深入了解对象到对象的特性。我们推导出IIP、Ibc和发光SNe型的积分亮度。两个特殊类型的IIP事件的光度性质类似于正常的IIP和光谱性质类似于亚发光IIP已被确定。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bolometric Corrections for optical light curves of Core-collapse Supernovae
通过创建观测良好的文献核心坍缩超新星（CCSNe）的光谱能量分布，我们提出了校正转换光学光变曲线全测热光变曲线。这些校正采用抛物线拟合光学颜色的形式，其中$B - I$和$g - r$作为示例性拟合，同时还给出了用于拟合其他颜色的参数。我们发现，在大多数情况下，所有类型的CCSNe中，颜色校正的演变是非常均匀的，并且还分别适用于剥离信封和II型SNe。一个单独的适合，适当的SNe表现出强烈的排放，由于冷却后冲击突破，提出。这种方法将使CCSNe的测热光变曲线的创建均匀化，其中观测不能约束发射通量-这对于当前和未来的SN调查特别重要，其中绝大多数事件的典型后续行动将仅发生在光学窗口中，从而导致涉及测热光变曲线的建模的一致比较。SNe 1987 A和2009 jf使用这里提出的方法的测试情况下，和测辐射热光变曲线恢复在每种情况下具有良好的精度。
2013-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparisons of Type Ia Supernova Light Curves in the UV and Optical with the Swift Ultra-Violet/Optical Telescope
我们研究了97附近的Ia型超新星的光变曲线参数的紫外和光学斯威夫特紫外/光学望远镜的观测。我们的光变曲线模型使用的模板的线性组合，这是基于函数主成分分析的光学光度的超新星Ia。拟合中使用的每个主成分的权重捕获光变曲线属性的某些方面。我们发现，在过滤器的主成分得分的整体变异性几乎没有什么区别。我们还发现某些过滤器和PC组件之间的相关性，表明紫外和光学性能似乎是绑在一起。这是UV超新星Ia分析中有希望的一步，并表明UV光变曲线可用于推断光学性质，为未来的宇宙学研究铺平了道路。
2022-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The physics of the optical light curve in supernovae
我们提出了一个新的公式，该公式模拟了超新星（SN）的衰减率，由不同波段的光变曲线给出。物理基础是将动能通量转化为辐射。该模型的两个主要组成部分是一个幂律依赖的半径-时间关系和密度随着距离中心点的增加而减少。新公式适用于SN 1993 J、SN 2005 cf、SN 1999 ac和SN 2001 el的不同波段。
2014-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bolometric and UV Light Curves of Core-Collapse Supernovae
自2005年以来，雨燕紫外光学望远镜（UVOT）一直在观察紫外和光学的所有子类型的核心塌陷超新星（CCSNe）。我们在这里提出了50 CCSNe与斯威夫特UVOT观察，分析他们的紫外特性和行为。当我们在所有三个UV滤光器中具有多个UV检测时（λc = 1928 - 2600 nm），我们生成早期的热测量光变曲线，分析这些光变曲线的性质，UV对它们的贡献，并推导出UV通量对基于光学-IR的热测量光变曲线的贡献的经验校正。
2013-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. VIII. The Optical Extinction Structure
利用已有的IUE紫外光谱，获得了一个早期型星的新的HST/STIS光谱。这些数据被用来构建消光曲线，其一般性质在其他地方讨论。在本文中，我们确定消光功能的曲线，比弥漫星际带（DIBs），但比众所周知的宽带变窄。这种中等规模的结构，或ISS，包含了独特的特征，其峰值可以贡献百分之几到百分之二十的总灭绝。国际空间站的大部分变化可以通过三个主成分来捕捉。我们用三个Drude剖面对国际空间站进行了建模，结果表明它们的强度和宽度从一条视线到另一条视线各不相同，但它们的中心位置是稳定的，接近4370，4870和6300 A。在光学曲线中，非常宽的结构，VBS，似乎是4870和6300 A吸收峰之间的最小值。我们发现的拟合参数之间的关系，并提供了一个简单的晶粒模型的物理解释。最后，我们注意到4370和4870 A特征的强度与2175 A UV凸点的强度相关，但6300 A特征不相关，并且ISS特征都与R（V）无关。然而，我们验证了连续消光的宽带曲率与R（V）密切相关。
2020-01-29 astro-ph.GA 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
