Sun-as-a-star Analyses of Various Solar Active Events Using H$α$ Spectral Images Taken by SMART/SDDI
太阳作为恒星的分析，其中观测数据的空间整合，是有用的解释恒星数据。对于未来的恒星观测应用，我们进行了太阳作为一颗星的H $α$光谱分析的各种活动的事件，不仅为耀斑和灯丝爆发/浪涌的太阳盘上，但也为爆发的离临边的连续性使用H $α$光谱图像所采取的太阳磁活动研究望远镜/太阳动力学多普勒成像仪（SMART/SDDI）在飞田天文台，京都大学。所有分析的事件都显示出相对于事件前状态的发射，并且它们的H $α$等效宽度的变化都在10 $^{-4}$量级上。太阳作为恒星的H $α$光谱表现出不同的特征，这取决于发射的原因：（i）耀斑显示在H $α$线中心的发射，以及红色的不对称性和线加宽，在以前的研究报告。(ii)有和没有耀斑的暗条爆发显示H $α$线中心附近的发射，伴随着蓝/红移吸收。值得注意的是，暗丝的消失导致H $α$线中心发射的明显增强。(iii)离边双折射的爆发显示蓝移/红移发射。这些光谱特征使我们能够识别类太阳恒星上的活动现象。我们还发现，即使是在太阳作为恒星的H $α$谱中显示红移的暗条爆发也会导致日冕物质抛射（CME）。这一结果表明，即使在H $α$谱中检测到恒星暗条喷发的下降成分是红移的，这种恒星暗条喷发也可能发展成CME。
2022-10-06 astro-ph.SR
An Extreme Stellar Prominence Eruption Observed by LAMOST Time-Domain Spectroscopy
本研究通过LAMOST时域光谱在M矮星上观测到伴随超级耀斑的极端日珥爆发，发现其蓝移速度超过逃逸速度暗示存在CME，且爆发质量与宿主星之比为同类事件中最大。
2024-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant Eruptions in Massive Stars and their Effect on the Stellar Structure
本研究利用 MESA 模拟 70 M⊙ 恒星在主序末期经历持续 20 年的巨型爆发，揭示其膨胀、收缩、光度下降及约 87 年后恢复至近初始状态的结构演化过程。
2024-08-03 astro-ph.SR
Triggering Eruptive Mass Ejection in Luminous Blue Variables
我们研究的主要爆发的发光蓝变星（LBVs）的质量损失过程中失控，如1837年至1856年的大爆发的船底座伊塔。我们用球形的恒星演化数字代码跟踪大质量恒星的演化。在恒星耗尽了核心中的大部分氢并形成了一个大的包层之后，我们以每年1 Mo的速度从外层包层中移除质量，持续20年。我们发现，在以高速率移除少量质量后，恒星收缩并释放出巨大的引力能。我们认为，这种能量可以维持高质量损失率。触发这种失控的质量损失过程可能是一个密切的恒星伴侣或内部结构变化。我们发现，一个强大的磁场区可以建立在辐射区以上的对流核心的演化大质量恒星。当这种磁能被释放时，它可能会引发质量的快速移动，从而引发火山爆发。也就是说，LBV大爆发可能是由磁活动周期触发的。预测是，经历大爆发的LBV恒星应该有一个亲密的伴星和/或在爆发期间或之后有强烈的磁活动特征。
2009-02-03 astro-ph.SR
An Indication for the Binarity of P Cygni from Its Seventeenth Century Eruption
我表明，17世纪爆发的大规模发光的蓝色变星（LBV）天鹅座P星可以解释的质量转移到一个B型的二进制同伴在偏心轨道，假设光度峰值发生接近近星通道。质量被伴星吸积并释放出引力能，其中一部分用于增加亮度。我发现，质量转移~ 0.1太阳质量的B型双星伴星~3-6太阳质量可以解释的能量的爆发，并为观测到的峰值之间的时间间隔减少的可见光曲线的爆发。这种伴星的轨道周期约为7年，它的多普勒频移应该可以用高分辨率的光谱观测探测到。通过质量转移解释天鹅座P的喷发进一步支持了所有主要的LBV喷发都是由不稳定的LBV与恒星伴星的相互作用引发的猜想。
2010-02-23 astro-ph.SR
Sun-as-a-star Analysis of the Solar Eruption Source Region Using Ha Spectroscopic Observations of CHASE
该研究利用CHASE的Ha光谱数据分析5类太阳爆发，揭示爆发源区不同子区域的恒星视角Ha光谱特征，识别CME相关特殊光谱探针，解释恒星CME观测较少的原因，并提出Ha与紫外光谱对比的分析方法。
2025-08-25 astro-ph.SR
Estimation of a Coronal Mass Ejection Magnetic Field Strength using Radio Observations of Gyrosynchrotron Radiation
日冕物质抛射（CME）是由低日冕向行星际空间的等离子体和磁场的大规模喷发。这些爆发通常与高能电子的加速有关，高能电子产生各种高强度等离子体发射源。在相对罕见的情况下，高能电子也可能从CME本身内部产生回旋同步辐射，从而允许对CME的磁场强度进行诊断。这种磁场诊断对于评估CME的总磁能含量非常重要，而CME是最终驱动喷发的因素。在这里，我们报告了一个异常大的回旋同步辐射源，其形式为与2014年9月1日发生的CME相关的IV型射电爆发，使用Nançay射电天文设施的仪器进行了观测。南赛仪器和射电太阳望远镜网络在300 MHz至5 GHz范围内的光谱通量密度测量结果显示，回旋同步加速器光谱的峰值通量密度为$>$ 1 GHz。使用这种无线电分析，一个模型的回旋同步辐射，非热电子密度诊断使用费米伽马射线暴监测器（GBM）和图像的喷发从GOES软X射线成像仪（SXI），我们能够计算出的磁场强度和X射线和无线电发射高能电子的CME内的属性。我们发现射电辐射是由能量大于1MeV的非热电子产生的，其谱指数为$δ$ $\sim$ 3，磁场为4.4 G，高度为1.3 R $_{\odot}$，而X射线辐射是由类似的电子分布产生的，但能量要低得多，约为10 keV。我们的结论是通过比较X射线和无线电发射的电子分布，以及如何这样的分析可以用来定义等离子体性质的日冕物质抛射。
2017-09-15 astro-ph.SR
The Astrophysical Implications of Dust Formation During The Eruptions of Hot, Massive Stars
热恒星风中尘埃的形成与亮蓝变星（LBV）的典型爆发状态密不可分，因为它需要非常高的质量损失率，Mdot>10^（-2.5）Msun/年，才能使尘埃颗粒生长，并使风的非尘埃光学厚度将尘埃形成区与真正的恒星光球屏蔽。因此，围绕热恒星的尘埃壳层可以追溯到“大”爆发的历史，而银河系中这类壳层的统计数据表明，这些爆发很可能是M> 40 Msun恒星演化的主要质量损失机制。在如此高的Mdot下形成的尘埃也解释了为什么在这些贝壳中经常发现非常大的颗粒（amax>1微米），因为amax \propto Mdot。这些贝壳的统计数据（数量、年龄、质量和颗粒性质，如amax）提供了这种质量损失过程的考古记录。特别是，速度v，瞬变持续时间（已知）和喷射质量M的银河壳和超新星“冒名顶替者”提出作为他们的河外同行是非常不同的。虽然大部分的差异是由壳层寿命~1/（v sqrt（M））产生的选择效应，但需要更完整的银河系和河外星系调查来证明这两种现象有共同的起源，因为它们的观测属性基本上是不相交的。如果像目前所认为的那样，即使只有一小部分（1%）的超新星与如此致密的喷出物壳层发生了相互作用，那么爆发的驱动机制就一定与恒星演化的最后阶段有关，暗示着某种潜在的核燃烧不稳定性。
2011-09-12 astro-ph.SR
Pulsations, eruptions, and evolution of four yellow hypergiants
我们的目标是探索四个黄超巨星（YHG），HR 8752，HR 5171 A，$ρ$ Cas和HD 179821的可变光度和恒星性质，以及它们数百天的脉动和多年的长期变化（LTV）。我们解决了多色和视觉光度数据集，寻找背叛爆发或增强质量损失事件的光度指示，主要使用已公布的温度校准计算恒星属性，并研究了LTV的性质及其对准周期和恒星属性的影响。$BV$光度测定显示大气中有一个高度不透明的层。当温度升高时，质量损失也增加，因此，高不透明层的密度也增加。因此，$B$和$V$中的吸收增加。$B$中的吸收，大概是1到几个0 \fm 1的数量级，总是高于$V$。这种差异使$(B-V)$颜色指数变红，但吸收规律未知。YHG的这种性质是不可预测的，这解释了为什么光谱温度总是高于光度温度。我们建议短的距离$ρ$ Cas和HR 5171 A比公认的。因此，有必要通过多环芳烃（PAH）分子来减少HR 5171 A的蓝色发光，HR 5171 A将不再是簇Gum 48 d的成员。HR 5171A只受一个光源的影响，而不是文献中所说的两个光源。当红色进化环（RL）将恒星移动到HR图上的红色时，YHG的爆发事件更喜欢相对凉爽的环境。爆发后，一个蓝色循环演变（BL）被触发，持续一至几十年。HR 5171A在1960年至1974年期间的变红事件很可能是由于红环演化，而1975年爆发后的变红可能是由于壳喷射。
2019-10-06 astro-ph.SR
Signals at ground level of relativistic solar particles associated to the "All Saints" filament eruption on 2014
在远离任何太阳黑子的地方，2014年11月1日爆发了一个明亮的耀斑，开始于4：44 UT，持续时间约3小时，造成C2.7级耀斑。爆炸与一个巨大的黑暗太阳暗条的突然消失有关。其余的细丝飞向太空，形成了一个巨大的CME的核心。尽管爆炸的位置在太阳的东南部地区（靠近太阳的东部边缘），但辐射风暴，即太阳高能粒子（SEP）在11月2日14：00左右开始到达地球，达到S1（轻微）辐射风暴水平。与S1辐射风暴（SEP高于5 MeV）的爆发相一致，位于南大西洋异常（SAA）内的$22^090'$ S; $43^020'$ W的图皮望远镜探测到了由来自这次太阳爆炸的相对论质子引起的μ子增强。此外，在南极中子监测器上也发现了粒子强度的增加。这意味着高能太阳粒子有一个向行星际磁场的横向传播。然而，我们表明，垂直扩散单独不能解释这些意见，它是必要的组合与进一步的过程作为一个非常高的速度，至少一小部分的CME冲击，接近黄道面。
2015-07-14 astro-ph.SR
Coronal mass ejections and type II radio emission variability during a magnetic cycle on the solar-type star $ε$ Eridani
我们模拟了在波江座$ε$磁周期上可能的恒星日冕物质抛射（CME）情景。我们使用2008年，2011年和2013年的三个独立时期，并估计与这些事件相关的无线电发射频率。这些恒星爆发已被证明是难以捉摸的，虽然一个有前途的方法来检测和解释这些现象是低频无线电观测潜在的II型爆发的CME诱导的冲击传播通过恒星日冕。恒星II型射电爆发预计发射低于450兆赫，类似于它们的太阳对应。我们表明，这些事件的时间长度保持以上的电离层截止不一定依赖于恒星的磁周期，但更多的是对相对于恒星磁场的喷发位置。我们发现，这些II型爆发将保持在LOFAR的频率范围内的最大的20-30分钟后爆发的极地CME，（50分钟的二次谐波）。我们发现了赤道CME较慢的证据，这导致2008年和2013年模拟的可观测窗口略长。恒星磁场的几何形状和强度对这些事件的可探测性有重大影响。我们把CME放在恒星质量损失率（27-48 $\times$太阳质量损失率）的背景下，表明它们可以达到$ε$波江座恒星风质量损失率的3-50%。需要用低频射电望远镜持续监测可能的恒星CME候选者，以检测这些瞬态事件。
2021-11-03 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
Star-Disk Collisions: Implications for Quasi-periodic Eruptions and Other Transients Near Supermassive Black Holes
本文利用Athena++模拟恒星与超大质量黑洞吸积盘的重复碰撞，揭示QPE由先前剥离碎屑与盘的圆化激波驱动，并解释了不同源计时特性的差异。
2024-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting Stellar EMRIs as Sources of Quasi-Periodic Eruptions in Galactic Nuclei
一颗恒星在一个圆形的极端质量比螺旋（EMRI）上接近一个超大质量黑洞（SMBH）时，会经历罗氏瓣溢出（RLOF），导致一个长寿命的质量转移到SMBH上的阶段。如果连续的EMRI间隔小于由引力波发射驱动的质量转移时标（通常约为1- 1000万年），那么两颗恒星的半长轴将在小于数百到数千个引力半径的尺度上相互接近。近距离飞掠会从一颗或两颗RLOFing恒星上剥离气体，短暂地提高了向SMBH的质量传递速率，并引起瞬时X射线发射的耀斑。如果这两颗恒星都位于同一个轨道平面上，这些密切的相互作用将在短至数小时的时间尺度上重复，产生一系列周期性的耀斑，其性质（振幅，时间尺度，源寿命）与最近从低质量SMBH的星系核中观察到的“准周期爆发”（QPE）非常相似。QPE活动的停止被预测在数月至数年的时间尺度上，由于SMBH自旋导致EMRI轨道的节进动偏离对齐。产生必要的共面EMRI的通道包括双星的潮汐分离（希尔斯机制）或通过气态活动星系核盘的I型向内迁移。QPE的替代方案，调用单恒星EMRI在偏心轨道上经历一系列失控的RLOF事件，强烈不赞成的形成率约束。
2021-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A giant magnetic eruption from the asymptotic giant branch star Mira A
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Masaryk University（马萨里克大学）
本研究通过ALMA偏振观测证实，米拉A的巨型质量抛射由磁驱动而非尘埃辐射压，表明磁爆发可主导演化恒星的质量损失，需纳入AGB星风模型。
2026-10-20 astro-ph.SR
Recovery from Giant Eruptions in Very Massive Stars
我们使用一个流体和辐射转移代码来探索一个巨大的恒星（VMS）在巨大爆发后的行为-即，发生了一次超新星冒名顶替事件从合理的演化VMSs与质量的$80~M_\odot$和$120~M_\odot$的模型开始，我们模拟了由一个巨大的喷发所造成的状态变化，通过两种方法，显式地保存总能量：1。综合去除外层质量的几个$M_\odot$，同时降低内层的能量。2.从核心到外层的综合能量转移，一个自动导致物质喷射的操作。我们的重点是善后工作，而不是对火山爆发本身知之甚少。然后，使用辐射流体动力学代码在1D与现实的不透明和对流，内部不平衡状态是继约200年。典型的恒星发展出$\sim 400 ~\rm{km}~\rm{s}^{-1}$风，其质量损失率从$0.1 ~M_\odot~\rm{yr^{-1}}$开始逐渐降低。这种外流是由$κ$机制径向脉动驱动的。1D模型有规则的脉动，但3D模型可能会更加混乱。在某些情况下，质量损失率的平台期可能持续约200年，而其他情况更像是$η$ Car，它失去了$>10~M_\odot$，然后在爆发后的一个多世纪内具有异常的质量损失率。在我们的模型中，喷发后的外流比初始喷发携带更多的质量。这些模拟构成了一个有用的初步侦察的三维模型，这将是困难得多。
2015-12-09 astro-ph.SR
Simple Model for Temporal Variations of H$α$ Spectrum by an Eruptive Filament from a Superflare on a Solar-type Star
本文通过一维流体动力学模拟沿膨胀磁环的流动，研究了类太阳恒星EK Dra超级耀斑引发的暗条爆发，发现Hα光谱时变特征源于磁环中下落的暗条，且未观测到的稀薄磁环膨胀速度超过逃逸速度从而证实了恒星CMEs的发生。
2024-01-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
NSV 11749, an elder sibling of the born again stars V605 Aql and V4334 Sgr?
我们认为，NSV 11749，在20世纪初观察到的喷发，是一个罕见的事件，被称为“非常晚的热脉冲”（VLTP）。为了支持我们的论点，我们比较了NSV 11749的光变曲线与迄今已知的两个真正的VLTP天体V4334 Sgr和V605 Aql的光变曲线，以及与最先进的恒星演化模型预测的光变曲线。接下来，我们将探索IPHAS和2 MASS目录中可能的喷发对应物。我们的分析表明，VLTP方案优于所有其他提出的方案作为NSV 11749的解释。我们在NSV 11749的喷发位置确定了IPHAS/2 MASS源。由此得到的颜色表明，该天体并没有像V605 Aql和V4334 Sgr那样被厚厚的尘埃壳所笼罩。此外，在喷发位置没有明显的行星状星云（PN）表明与已知的VLTP天体存在差异，这可能与喷发的强度和天体的质量有关。进一步探讨这一来源和设想似乎是可取的。如果NSV 11749是一颗再生星，这将是第三次观测到的此类事件，并将有力地帮助我们增加对恒星演化后期和剧烈反应对流燃烧的理解。
2011-11-09 astro-ph.SR
Minifilament Eruptions as the Last Straw to Break the Equilibrium of a Giant Solar Filament
研究利用高分辨率观测证明，巨型太阳暗条爆发可由其下方一系列因弱磁通量消失而相继爆发的微型暗条通过多重磁相互作用触发。
2025-03-18 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
Radio dimming associated with filament eruptions in the meter and decimeter wavebands
本文利用稻城太阳射电望远镜在150-450 MHz频段观测到暗条爆发引起的射电暗淡现象，揭示其由自由-自由吸收遮蔽日冕所致，为探测恒星暗条爆发提供了新方法。
2025-04-11 astro-ph.SR
How eruptions of a small filament feed materials to a nearby larger-scaled filament
暗条是太阳大气中最常见的特征之一，它不仅在太阳物理中有重要的意义，而且在恒星物理和实验室等离子体物理中也有重要的意义。利用新真空太阳望远镜和太阳动力学天文台，我们在这里报告了一个小的（30 \arcsec）灯丝（SF）的喷发的多波长观测及其后果，同时与环境磁特征，包括一个大的（300 \arcsec）灯丝（LF）相互作用。SF的喷发驱动一个双侧环喷流，这是SF丝和上覆磁通道之间的磁重联的结果。作为喷发的结果，SF足点的加热破坏了附近LF的倒钩。然后在\halpha通带中观察到沿LF倒钩的超音速色球等离子体流，它们显然向LF馈送材料。我们认为它们是激波驱动的等离子体流或色球蒸发，这两者都可能是与双侧环喷流相关的磁重联中产生的非热粒子加热色球的结果。我们的观察表明，在附近的倒钩的足点的不稳定性可以驱动色球等离子体喂养的灯丝。
2020-07-24 astro-ph.SR
Eruption-Related Ultraviolet Irradiance Enhancements Associated with Flares
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
研究发现喷发物质对耀斑期间紫外辐射增强有显著贡献，可能通过非热粒子加热、欧姆加热或磁流体动力学波耗散等机制实现。
2025-12-17 astro-ph.SR
High-Time-Cadence Spectroscopy and Photometry of Stellar Flares on M-dwarf YZ Canis Minoris with Seimei Telescope and TESS. I. Discovery of Rapid and Short-Duration Prominence Eruptions
本研究利用Seimei望远镜和TESS对M矮星YZ Canis Minoris进行高时间分辨率光谱与测光观测，发现了快速短寿命的日珥爆发事件，表明以往低时间分辨率研究可能低估了日珥爆发和日冕物质抛射的发生频率。
2024-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Supra-arcade downflows in an extensive fan associated with a giant quiescent solar filament eruption
本研究利用Hinode XRT观测分析了2023年巨型宁静暗条爆发中广阔扇形结构内的拱顶上方下行流（SADs），发现其宽度远大于活动区耀斑中的SADs但速度相似，印证了Rayleigh-Taylor不稳定性模型，并表明不同爆发间存在相似的磁重联机制。
2025-09-12 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
Precursors of Supernovae from Mass Eruption: Prospects for Early Warning of Nearby Core-collapse Supernovae
最近对大部分II型超新星的观测显示，在非常接近原始恒星的地方有致密的星周介质（CSM）的痕迹。如果这个CSM是在核心坍缩前几个月由爆发性质量损失产生的，那么爆发本身可能是一个前兆，有助于作为不久的将来超新星的早期预警。利用基于开放源代码CHIPS的辐射流体动力学模拟，我们从理论上模拟了一颗红超巨星的质量爆发辐射。我们发现，对于中等质量的爆发，光度通常在$10^{39}$ erg s $^{-1}$的数量级上，可以持续数百天，直到恒星爆炸，并且主要在红外线（峰值附近从-9到-11等）明亮。我们讨论的观测策略，找到这些签名从银河系和本地II型超新星。
2023-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-Time-Cadence Spectroscopy and Photometry of Stellar Flares on M-dwarf YZ Canis Minoris with Seimei Telescope and TESS. II. Statistical Properties of Blue/Red Asymmetries in the H$α$ Line
本研究统计分析M型矮星YZ Canis Minoris的H$α$耀斑蓝/红不对称性与耀斑、星斑特性的关系，发现不对称事件H$α$能量更大，蓝不对称多无白光耀斑关联、红不对称均有，且日珥爆发候选体发生在星斑于中心或边缘时，为CMEs影响宜居性提供见解。
2025-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
V1309 Scorpii: merger of a contact binary
在恒星系统的演化过程中，恒星的合并可能会在许多情况下发生。特别是，它们被认为是V838 Mon型恒星爆发的可能起源。V1309 Sco是我们银河系中最近的一次此类喷发。该天体于2008年9月被发现。我们的目的是调查V1309 Sco的性质。自2001年8月以来，OGLE项目一直在对V1309 Sco进行光度测量。我们以不同的方式分析这些观察结果。特别地，进行周期图分析以研究所观察到的祖细胞的短期变异性的性质。我们发现V1309 Sco的前身是一个轨道周期约为1.4天的接触双星。这一时期随着时间的推移而减少。类似地，双星的光变曲线也在演化，这表明该系统正朝着合并的方向演化。合并的剧烈阶段，以物体的系统变亮为标志，始于2008年3月，即爆发发现前半年。我们还调查了V1309 Sco在爆发和下降期间的观测结果，并表明它们可以在合并假设中得到充分解释。对于第一次在文献中，我们表明，从直接观察，接触双星确实最终合并成一个单一的对象，因为它是在这些系统的许多理论研究建议。我们的研究还表明，恒星合并确实会导致V838 Mon类型的爆发。
2011-02-10 astro-ph.SR
Magnetic Properties of Solar Active Regions that Govern Large Solar Flares and Eruptions
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME），特别是较大的日冕物质抛射（CME），都来自活动区（AR）。为了了解控制此类耀斑和喷发的磁性，我们系统地调查了2010年5月至2016年4月期间距盘中心45度范围内GOES水平>=M5.0的所有耀斑事件。这些标准导致从29个AR的51耀斑，我们分析了太阳动力学天文台获得的观测数据。在这29个太阳黑子中，80%以上的太阳黑子呈现出三角黑子，至少有3个太阳黑子违反了Hale的极性规则。耀斑持续时间与两个耀斑带之间的距离、带内的总磁通量以及带面积近似成比例。从我们的研究中，一个参数，清楚地确定一个给定的耀斑事件是否是CME爆发或不是由太阳黑子面积归一化的带状面积，这可能表明，耀斑区域和整个AR之间的结构关系控制CME生产力。AR表征表明，即使X级事件不需要三角洲太阳黑子或强场，高梯度极性反转线。对历史观测数据的研究表明，最大的太阳AR（磁通量为2 × 10^23 Mx）可能会产生能量为10^34 erg的“超级耀斑”。耀斑持续时间和磁场能量之间的比例关系与恒星耀斑观测结果一致，表明太阳耀斑和恒星耀斑具有共同的物理背景。
2016-11-15 astro-ph.SR
VLT/UVES spectroscopy of V4332 Sagittarii in 2005: The best view on a decade-old stellar-merger remnant
V4332 Sgr是一颗红色瞬变新星，于1994年被观测到爆发。喷发的残余物显示出独特的光谱：原子和分子的强发射线叠加在M型恒星光谱上。这颗类似恒星的残骸大概是嵌在一个盘状的尘埃包层中，几乎可以正面看到。观测到的光谱被认为是1994年开始的中心恒星辐射与盘中的尘埃和气体以及外流相互作用的结果。我们减少和测量的高分辨率（R = ~40 000）光谱的V4332 Sgr获得VLT/UVES在2005年4月/5月。光谱来自ESO档案，是有史以来获得的最佳质量的光谱。我们确定并测量了11种元素和6种分子的200多个发射特征。连续的星状分量可以归类为~M3。星际红化估计为0.35 < E（B-V）< 0.75。根据NaI D线星际吸收特征的径向速度，我们估计V4332 Sgr的距离下限为~5.5 kpc。V4332 Sgr的光谱在2005年至2009年期间发生了相当大的变化。该天体在光学上明显褪色，这是由于主要残骸冷却了300-350 K，对应于其光谱类型从M3到M5-6的变化。然而，该天体的光度增加了约50%，这意味着它的尺寸显着扩大。2005年观测到的大部分发射特征在2009年明显减弱，甚至从V4332的光谱中消失。这是由于光学中心辐射的衰减和近恒星物质光学厚度的减小造成的。V4332 Sgr与2008年爆发的V1309 Sco有几个相似之处。这可能表明这两个物体的喷发性质相似。这次爆发…
2015-04-23 astro-ph.SR
Sun-as-a-star observations of obscuration dimmings caused by filament eruptions
通过太阳作为恒星的观测，发现暗条爆发遮挡盘面可在He II 304 Å光变曲线中产生可检测的变暗信号，并分析了六个事件的变暗特性及其相关性。
2024-05-22 astro-ph.SR
Elemental abundances in the remnant of the ancient eruption of CK Vulpeculae
CK Vul或Nova 1670是一个神秘的爆发物体，经历了17世纪观测者记录的恒星合并事件。它的残骸最近在亚毫米波长下被发现，揭示了一种特殊的同位素组成的气体，表明过去在CNO循环和部分He燃烧中进行了处理。在这里，我们提出了长缝光学光谱的残余物获得的X-射手在超大型望远镜在前所未有的灵敏度和光谱覆盖范围。光谱覆盖了电离度I-III的关键元素的特征，包括H、He、C、N和O。一个经典的光谱分析，使我们能够确定几个空间运动的组件在探测部分的星云在电子温度为10-15千K和密度为200-600厘米$^{-3}$。我们发现，该星云很可能是由冲击波激发的，而不是由恒星残骸的直接辐射激发的。我们提供了一个详细的分析元素丰度的残余，并发现氦是两倍以上丰富的太阳。氮也是过剩的，N/O比是太阳的10倍。这些异常丰度强烈表明，所观察到的气体是在氢燃烧的CNO循环中处理的，与亚毫米波研究一致。此外，在太阳下的重元素（如Ne、S和Ar）丰度表明，CK Vul的前身是由金属含量比太阳低的物质形成的，因此在1670年爆发之前是一个古老的恒星系统。
2019-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The bright, dusty aftermath of giant eruptions & H-rich supernovae. Late interaction of supernova shocks & dusty circumstellar shells
本研究通过三维流体动力学模拟，探讨了45-60 M$_\odot$前身星富氢超新星爆炸对喷发后尘埃的影响，发现CSM几何形状和激波辐射阶段显著决定尘埃存续，且喷发后短期内爆炸反而利于尘埃存活。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interacting supernovae and supernova impostors. SN 2007sv: the major eruption of a massive star in UGC 5979
我们报告的瞬态SN 2007 sv的光度和光谱监测活动的结果。这些观测值与I型超新星相似，I型超新星是一种著名的天体，其喷出物与预先存在的环绕恒星的物质相互作用。光谱显示在早期阶段有一个蓝色的连续谱，并在发射中有显著的巴耳末线，然而，SN 2007 sv发现时的绝对星等（M_R =-14.25 +/-0.38）表明它很可能是一颗超新星的冒名顶替者。这一分类也得到了超新星喷出物中所预期的极高速物质光谱缺乏证据的支持。此外，我们没有发现明确的证据，α和/或铁峰元素的宽线。与其他相互作用天体（包括IIn型超新星）的绝对光变曲线的比较突出了与原型冒名顶替者SN 1997 bs的整体相似性。这支持了我们的说法，SN 2007 sv不是真正的超新星，而是一颗冒充的超新星，很可能类似于一颗明亮的蓝色变星的大爆发。
2014-11-10 astro-ph.SR
Eruptive Outflow Phases of Massive Stars
我回顾了最近的进展，了解爆发的不稳定的大质量恒星，特别注意观察到的行为的多样性，一般与巨大的爆发发光蓝变星（LBV）的星系外光学瞬态源。这些爆发被认为是大质量恒星生命中关键的质量损失事件。我讨论了休眠LBV的可能性和更大的LBV阶段的持续时间及其在恒星演化中的作用的影响。这些爆发变星显示出很大范围的峰值光度、衰变时间、膨胀速度和祖先光度，在某些情况下，它们被观察到遭受多次爆发。这拓宽了我们对大规模恒星爆发的看法，与像Eta Carinae这样的原型来源相比，并为爆发的性质提供了重要线索。我还审查和讨论有关可能的物理机制的一些影响，虽然爆发的原因还不清楚。
2010-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eruption of the Envelope of Massive Stars by Energy Injection with Finite Duration
相当一部分超新星显示出致密的星周物质（CSM）的特征。虽然存在多种产生密集CSM的情景，但由于外层包层底部的能量注入而导致的大规模喷发是可能的。我们进行了辐射流体动力学模拟的爆发质量损失从一个典型的红超巨星祖与初始质量的$15\ M_\odot$，第一次专注于注入的时间尺度以及能量。我们发现，不仅需要足够的能量注入，而且还需要足够的能量注入每单位时间的速率，$L_{\rm{min}} \sim 8\times 10^{40}$ erg s $^{-1}$在这个特定的模型中，未结合CSM喷发。这一结果表明，能量注入率需要大于结合能的信封除以动态时间尺度的爆发。所得到的CSM，其形状的分析和数值预测的瞬时能量注入的限制，同样适用于一个有限的注入时间尺度的密度分布。我们讨论了我们的研究结果的框架内提出的大规模爆发的情况下，特别是波驱动的爆发和共同的信封弹射。
2022-04-14 astro-ph.HE 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
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
Multiwavelength Sun-as-a-star Analysis of the M8.7 Flare on 2022 October 2 Using H$α$ and EUV Spectra Taken by SMART/SDDI and SDO/EVE
本研究通过Hα和EUV光谱对2022年10月2日M8.7级耀斑做多波长类太阳恒星分析，发现EUV可观测到Hα中不可见的爆发物质，且两类谱线结合可研究恒星活动的多温度结构与演化。
2024-02-01 astro-ph.SR
Origins of Type Ibn SNe 2006jc/2015G in interacting binaries and implications for pre-SN eruptions
Ibn型超新星（SNe Ibn）是有趣的恒星爆炸，其光谱显示出窄的氦线，几乎没有氢。他们追踪了星周物质（CSM）的存在，这些物质是通过其剥离的包络祖先的前SN爆发形成的。早期的研究一般认为伊本超新星是由大质量沃尔夫-拉叶星（WR）通过单星演化而来。在本文中，我们报告了两个附近的类型Ibn SNe 2006 jc和2015 G的紫外（UV）和光学观测与哈勃太空望远镜（HST）在晚些时候进行。在SN 2006 jc的位置探测到一个点源，证实了Maund等人的结论，即它是SN 2006 jc的伴星。它在赫兹斯普朗-拉塞尔（HR）图上的位置对应于一颗脱离主序星（MS）演化的恒星;进一步的分析意味着伴星的初始质量较低（$M_2$ $\le$ 11.9 $^{+1.2}_{-0.8}$ $M_\odot$），次级与初级初始质量比非常接近1（$q$ = $M_2/M_1$ $\sim$ 1）; SN祖细胞的氢包膜已通过二元相互作用剥离。我们没有发现SN 2015 G的伴星。对于这两个SNe，周围的恒星星族有相对较老的年龄，并反对任何大质量WR星作为他们的祖先。这些结果表明，SNe Ibn可能在相互作用的双星中具有较低质量的起源。因此，他们还提供了证据，证明在大质量亮蓝变星（LBV）中常见的巨大爆发也可能发生在核心坍塌之前的低质量剥离包层恒星中。
2019-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparison between the first and second mass eruptions from progenitors of Type IIn supernovae
一些大质量恒星会经历偶发性的强烈质量损失阶段，伴随着光度的波动。喷出的物质在恒星周围形成星周物质，随后的核心坍缩导致了IIn型超新星，其特征是超新星喷出物和星周物质之间的相互作用。引发这些大规模爆发的能量来源和外流的动力学尚未得到明确解释。此外，如果这些事件重复发生，大规模喷发本身可以改变包层的密度结构，并影响随后的大规模喷发的动力学。大量的观测证据表明，在核心坍塌之前，有多次大规模喷发。我们调查的第一次大规模喷发和随后的第二次大规模喷发事件相比，第一次事件的性质改变的信封的密度结构。我们在15颗$M_\odot$星的氢包层底部两次沉积额外的能量，并利用辐射流体动力学模拟程序计算了它们的时间演化。我们没有讨论能量源的起源，而是集中在一颗大质量恒星重复爆发的动力学上。第一次和第二次大规模爆发在光度和颜色方面有显着差异。第二次爆发导致了一个更红的爆发事件，其中相关的增亮阶段持续的时间比第一次更长。即使在第一次和第二次事件中沉积的能量相同，喷出的物质数量也不同，但差异取决于恒星的密度结构。即将到来的高节奏和深瞬变调查将为我们提供大量的超新星前活动，其中一些可能会显示多峰光变曲线。这些应解释为考虑到密度结构的影响，改变了以前的突出事件。
2021-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Infrared Evolution of Dust in V838 Monocerotis
发光红变星（LRV）最有可能是恒星合并的结果。V838 Mon是这类恒星中研究得最好的成员之一，代表了B型恒星合并的原型。由于合并事件，发生了类似新星的喷发，导致系统的质量损失。随着气体冷却，大量的星周尘埃形成。V838 Mon于2002年爆发，其尘埃成分、几何形状和红外光度正在发生非常动态的变化，提供了一个实时实验室来验证恒星合并和演化场景中的矿物学冷凝序列。我们讨论了最近的NASA平流层天文台红外天文SOFIA 5至38微米的观测结合档案NASA斯皮策光谱，文件的时间演变的新鲜形成的（在过去的20年）拱星材料在周围的V838星期一。在10微米的光谱区域的变化是强有力的证据，我们正在目睹一个经典的灰尘冷凝序列预计将发生在富氧的环境中，氧化铝的形成，其次是在温度冷却的硅酸盐。
2021-08-18 astro-ph.SR
The effect of horizontal plasma inhomogeneities in 3D NLTE radiation transfer in stellar atmospheres
{We目的是演示大气不均匀性对谱线辐射出射比强度和辐射通量的影响。} {We自洽地解决了三维大气中的二能级原子的NLTE问题，使用笛卡尔网格。为此，我们使用三维辐射转移程序PORTA。通过检查简单的例子，我们研究的情况下，在大气模型中的温度不均匀性导致的出射辐射的修改。{We表明模拟大气中特定的温度不均匀性影响出现的辐射，并且基于平面平行大气模型的恒星光谱解释可能导致关于大气结构的错误结论。
2019-01-04 astro-ph.SR
Was the nineteenth century giant eruption of Eta Carinae a merger event in a triple system?
我们讨论了导致海山二巨爆发的事件，发现19世纪中期（1838-1843年）的巨质量损失爆发具有由大质量近近距离双星的合并事件产生的特征，并由与大质量第三伴星的引力相互作用触发，该伴星是目前海山二系统中的伴星。我们得出这一结论的理论论据支持的计算机模拟使用天体物理多用途软件环境的组合。根据这个模型，高偏心船底座伊塔双星系统的主星$\sim 90$\，\MSun \是这次合并的产物，它的伴星$\sim 30$ \，\MSun \原本是系统中的第三颗星。在我们的模型中，侏儒星云是由极度增强的恒星风产生的，在合并之前，潮汐能量耗散为它提供了能量，这极大地促进了辐射驱动的风的质量损失。现在的轨道平面与侏儒的赤道平面对齐，对称的叶瓣大致与现在的船底座η双星的近星点辐角对齐。1838年发生了合并，这导致了侏儒星赤道面的大量非对称外流。在我们的模型中，1843年的爆发可以归因于随后的相遇，当时伴星（曾经是三重系统中最外层的恒星）穿过合并产物的膨胀包层，一次是当它再次通过近星点时。我们预言在Homunculus的赤道面上，该系统有一个50 km/s量级的超光速.我们的三重模型给出了一个可行的解释通常在LBV \citep{2015MNRAS.447..598S}中观察到的高失控速度。
2015-11-21 astro-ph.SR
Stability of the toroidal magnetic field in stellar radiation zones
了解辐射区磁场的稳定性对恒星内部的各种过程如混合、环流和角动量输运等具有至关重要的意义。在Boussinesq近似下，考虑热传导效应，通过线性稳定性分析，研究了辐射区中含有显著环向场的恒星的稳定性.详细计算了不稳定性的增长率，并讨论了稳定层结和热输运的影响。虽然稳定层结可以显著地降低辐射区不稳定性的增长率，但重力的稳定作用并不能完全抑制辐射区电流引起的不稳定性
2011-10-14 astro-ph.SR
Resolving Oblique Star-Disk Collisions in Quasi-Periodic Eruptions: Numerical Requirements and the Importance of Geometry
University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校内华达天体物理中心）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本文研究了恒星-盘碰撞在准周期性喷发中的作用，通过数值模拟发现解析 bow-shock 距离和几何结构对喷发特性至关重要。
2026-06-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation Transport Through Super-Eddington Stellar Winds
我们目前的模拟结果，以评估从大质量的恒星使用洛斯阿拉莫斯3-D辐射流体动力学代码Cassio开发的惯性约束聚变（ICF）的应用建模流出的可行性。我们发现，1-D恒星包络模拟放松到流体静力平衡使用计算资源，这将使模拟易于处理的2-D。我们总结了接下来的步骤，包括更多的物理保真度和模型的响应，一个大的和突然的能量沉积在基地的信封。
2018-06-02 astro-ph.SR
A Possible Stellar CME Event Associated with a Long-duration Optical Flare on the RS CVn-type Star UX Arietis
International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；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）
本研究通过高分辨率光谱观测，在RS CVn型恒星白羊座UX的长寿命光学耀斑中检测到可能的恒星CME，其速度、质量等参数支持该CME的存在，为恒星CME的观测提供了新证据。
2026-08-05 astro-ph.SR
Light-echoes from the plateau in Eta Carinae's Great Eruption reveal a two-stage shock-powered event
我们提出了多历元测光和光谱的光回波从埃塔船底座的19世纪大爆发。回声显示了十年来的稳定下降，采样了19世纪50年代的火山爆发高原。光谱表明，整体外流速度增加，从150公里/秒的早期，高达600公里/秒的高原。后来的阶段也发展出非常宽的发射翼，表明质量加速到10，000 km/s以上。与其他线索一起，这为爆炸性喷射提供了直接证据。这伴随着从窄吸收线到发射线的过渡，通常具有宽的天鹅座P轮廓。这些变化意味着1845年前的光度峰值与1850年代的平稳期不同。这种变化的主要原因可能是激波相互作用在平台区占主导地位。eta Car的光谱演化与UGC 2773-OT非常相似，具有明显的激波相互作用特征。我们对eta Car的喷发提出了一个两阶段的设想：（1）在喷发前的几十年里，由产生密集赤道流出的二元相互作用驱动的缓慢流出，然后是（2）驱动CSM相互作用的爆炸性能量注入，为高原提供动力，并将较慢的CSM扫入成为Homunculus的快速壳层。我们将讨论这个序列如何可能产生于一个三重系统中的恒星合并，留下今天看到的偏心双星。这给出了一个自洽的方案，可以解释在很宽的初始质量范围内的相互作用瞬态。
2018-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A first family of stable configurations to model magnetic fields in stellar radiation zones
我们进行3D磁流体动力学（MHD）模拟，以测试Duez & Mathis（2010）描述的磁平衡配置的稳定性。这个解析推导的组态描述了恒星辐射带中给定螺旋度的最低能量状态。强调了考虑大尺度全球场的非无力性质的必要性。然后，我们表明，这种配置是稳定的。因此，它提供了一个有用的模型，以初始化的磁拓扑结构在即将到来的MHD模拟和恒星演化代码考虑磁旋转输运过程。
2010-09-28 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
Shock Dynamics in Stellar Outbursts: I. Shock formation
波驱动的外流和非破坏性爆炸与超新星爆发前的爆发、超新星冒名顶替者、LBV爆发和一些窄线和超亮超新星有关。为了模拟这些事件，我们研究了强声脉冲和波列运动中的恒星的动力学，重点是非线性波传播，冲击形成和弱冲击发展的早期阶段。我们确定的冲击波形成半径，表明基于交叉特性的启发式估计匹配波阵面周围的精确扩展，并与数值实验验证。我们的一般分析条件冲击波的形成适用于任何静态环境中的一维运动，包括爆发和内爆，并可以很容易地扩展到非定常流。我们还考虑了冲击波能量耗散的早期阶段。我们发现，超爱丁顿声学光度波总是创建冲击，而不是通过辐射扩散阻尼。因此，冲击波的形成是超级爱丁顿爆发不可或缺的。
2016-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
