The Continuing Outburst of V1647~Orionis: Winter/Spring 2011 Observations
我们目前的光学和近红外观测的年轻爆发变星V1647猎户座照亮麦克尼尔星云。在2003年下半年，猎户座V1647被观测到增亮约5等，r '= 17.7。在2006年初，这颗恒星逐渐变暗，恢复到静止时的亮度r '~ 23，然而，在2008年中期，它又变亮了~5 mag. Our新的观测，在2011年初，显示V1647猎户座是在一个光度升高的状态，光学亮度类似于2003年和2008年爆发开始时的值。2008年至2011年间拍摄的光学图像表明，这颗恒星从2008年中期到现在一直处于爆发状态。H-α和远红CaII三重线保持在发射中，H-α具有显著的P Cygni轮廓。利用2004年、2007年、2008年和2011年的数据对吸积光度和吸积速率进行的自洽研究表明，当明亮时，V1647的吸积光度值分别为16+-2 Lsun和4+-2x10 ^-6 Msun/yr。在2007年5等星衰期间，吸积光度和吸积速率都下降了2-3倍。然而，衰落的重要部分是由于可变灭绝或尘埃重组。我们讨论了这些新的意见，以前公布的数据和年轻的爆发变量的分类方案。
2011-08-10 astro-ph.SR
Optical photometric and spectral study of the new FU Orionis object V2493 Cyg (HBC 722)
我们提出了新的结果，从光学光度和光谱观测的爆发前主序星V2493天鹅座（HBC 722）。在过去的几个月里，该天体继续经历着显著的亮度变化，是后续观测的理想目标。1994年8月至2012年4月，我们在V2493 Cyg（“墨西哥湾”）的现场进行了CCD BVRI光度观测，即在爆发前状态和爆发阶段。我们在爆发期间获得了V2493 Cyg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。利用天鹅座V2493视场中的15颗比较星对CCD和照相观测结果进行了分析。V2493 Cyg爆发前的照相和CCD测光观测显示出典型的金牛T星的低振幅光变化。最近的光度数据显示，从2010年10月到2011年6月，亮度缓慢下降，随后一直持续到2012年初。V2493 Cyg的光谱观测是典型的猎户座FU星吸收光谱，具有强的H α和Na I D线的P Cyg轮廓。在过去两年进行的光度监测的基础上，在最大光的光谱特性，以及长期光变曲线的形状，我们确认所观察到的V2493 Cyg爆发是FU Orionis类型。
2012-05-11 astro-ph.SR
A New FU Orionis Accretion Outburst in the W5 HII Region
W5区域发现一次新的FU Orionis型吸积爆发，通过光变曲线和光谱观测证实了其爆发特征和盘喷流结构。
2025-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime
单个爆发的年轻恒星是研究幕式吸积物理学的重要实验室，也是研究这种现象在多大程度上可以解释原恒星光度分布的重要实验室。我们提供了V2775 Ori（HOPS 223）的新数据和档案数据，这是Caratti o Garatti等人（2011）发现的猎户座分子云L1641区域的原恒星，最近经历了光度的数量级增加。我们的源的近红外光谱具有强烈的蓝移He I 10830吸收，强烈的H2O和CO吸收，并且没有H I发射，所有这些都是典型的FU Orionis源。从IRTF，2 MASS，HST，斯皮策，WISE，Herschel和APEX的数据，从1到70微米的爆发前和从1到870微米的爆发后，我们估计爆发开始于2005年4月和2007年3月之间。我们还模拟了爆发前后的源光谱能量分布，发现它处于吸积其包层的后期阶段，在爆发期间，盘-星吸积速率从约2 × 10 ^-6 M_sun/yr增加到约10^-5 M_sun/yr。在类似猎户座FU的近红外光谱时期，爆发后的光度为28 L太阳，使V2775猎户座成为有记录以来最不明亮的猎户座FU爆发与原恒星信封。低光度爆发的存在支持了这样一种观点，即一系列的幕式吸积现象可以部分解释所观察到的原恒星光度的传播。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The large amplitude outburst of the young star HBC 722 in NGC 7000/IC 5070, a new FU Orionis candidate
我们报告了位于NGC 7000/IC 5070区域的年轻恒星HBC 722（LkHA 188 G4）的大幅度爆发的发现。在光度和光谱观测的基础上，我们认为，这次爆发是FU Orionis型。我们收集了该物体在爆发前状态和亮度增加阶段的光度和光谱观测结果。我们目前的光度BVRI数据（约翰逊-雷林斯系统），从2009年4月至2010年9月收集。为了促进从仪器测量到标准系统的转换，在BVRI波段对HBC 722视场中的15颗比较星进行了校准。HBC 722的光谱是由Skinakas天文台（希腊克里特岛）的1.3米望远镜和Varese（意大利）的Schiaparelli天文台的0.6米望远镜获得的。HBC 722爆发前的光度和光谱观测显示出低幅度的光度变化和典型的T Tau星的发射线光谱。观测到的爆发开始于2010年5月之前，并在2010年9月达到最大亮度，记录的Delta V约为4.7等。与此同时，随着亮度的增加，颜色指数发生了显着变化，恒星变得明显更蓝。HBC 722在亮度上升期间的光变曲线类似于经典FUor- FU Ori和V1057 Cyg的光变曲线。在亮度增加期间的光谱观测表明，谱线的轮廓和强度都发生了显着变化。只有H α仍在发射中，而H β、Na I 5890/5896、Mg I三线态5174和Ba II 5854/6497线处于强吸收中。
2010-11-07 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
High Cadence Time-Series Photometry of V1647 Orionis
我们提供了猎户变星V1647在2003-2004年和2008-2009年爆发期间的高节奏（1-10 hr^-1）时间序列测光。2003年的光变曲线是在系统光度增加最快的阶段获得的，在此期间，系统的吸积率可能会继续向最大速率增加。2009年的光变曲线是在系统光度稳定后获得的，大概是在吸积速率也稳定后获得的。我们检测到的光变曲线的功率谱，这可能表明，恒星磁层继续相互作用的吸积盘在每个爆发事件的“闪烁噪声”签名。然而，只有2003年的功率谱显示出具有0.13 d周期的显著信号。虽然0.13 d的周期不能归因于恒星的自转周期，我们表明，它可能是由于短暂的径向振荡的恒星，可能是由吸积率激增。
2011-08-27 astro-ph.SR
Sustained FU Orionis-type outbursts from colliding discs in stellar flybys
我们进行三维流体动力学模拟盘-盘恒星飞掠与飞行的Monte Carlo辐射转移。我们发现，预先存在的拱盘周围的两颗恒星的快速上升（$\sim$ yrs）爆发持续时间2-5倍的恒星盘飞越。扰动总是进入爆发（$\dot{M}>10^{-5}~{\rm M_{\odot}~ yr^{-1}}$）。然而，我们发现，只有当飞越是逆行的环主星盘旋转，主星进入一个几十年的爆发。爆发期间的高吸积率是由相遇产生的错位物质中的角动量抵消触发的。很大一部分的吸积物质是外来的。
2022-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphological and Kinematical Diagnostic of FU Orionis-type Outburst Mechanisms
本研究通过合成观测不同数值爆发模型，发现C$^{18}$O辐射的运动学特征可区分FU Orionis型爆发机制，为诊断其物理机制提供新方法。
2025-10-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Re-appearance of McNeil's nebula (V1647 Orionis) and its outburst environment
我们提出了一个详细的研究麦克尼尔星云（V1647猎户座）在其持续爆发阶段从2008年9月至2013年3月。我们在光学V、R、I和近红外J、H、K波段进行了124个夜晚的光度观测，在5200 - 9000 Ang波长范围内进行了59个夜晚的中分辨率光谱观测。所有的观测都是用2米的喜马拉雅钱德拉望远镜和2米的IUCAA Girawali望远镜进行的。我们的观测结果表明，在过去的4年半时间里，V1647 Ori和Herbig-Haro天体HH 22 A附近的C区在R波段分别以约0.04 mag/yr和约0.05 mag/yr的速率缓慢地变暗，比2003年V1647 Ori爆发时的变暗速率慢6倍。我们检测到的反射星云的流量分布的变化，这意味着2003年和2008年爆发之间的星周物质分布的变化。除了稳定的风的速度~350公里/秒，我们发现了两个情节磁重联驱动风。禁[O I] 6300 Ang和[Fe II] 7155 Ang线也被检测到暗示可能来自喷流的冲击区。我们试图用FUOR类爆发的标准模型来解释V1647 Ori的爆发时间尺度，发现像Bell & Lin（1994）这样的纯热不稳定性模型不能解释时间尺度的变化。在各种不稳定性模型的框架下，我们得出结论，2003年爆发突然结束于2005年11月的一个可能的原因是由于低密度区域或间隙的内部区域（~ 1 AU）的磁盘。
2013-09-19 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 new FUor star HBC 722 - one year after the outburst
本文介绍了在NGC 7000天区发现的猎户座FU星的初步研究结果。在过去的一年中，从登记的爆发在14篇论文载有数据的观测这一对象已发表在天文学期刊。这些出版物介绍了HBC 722的光度和光谱观测，范围从远红外到X射线波长区域。HBC 722是第一个猎户座FU天体，其爆发从一开始就在所有光谱范围内被观测到。我们预计，在未来几年内，对这一天体的兴趣将增加，其结果将有助于探索年轻恒星的性质。
2011-12-16 astro-ph.SR
A multi-wavelength study of the young star V1118 Orionis in outburst
天体仪的删节版本：年轻的晚型恒星V1118 Orionis在2005年至2006年爆发。我们用光学和近红外测光跟踪了这次爆发;在爆发期间和之后，我们用XMM-牛顿和钱德拉进行了进一步的观测，探测了X射线的发射。此外，我们获得了中红外光度和光谱与斯皮策在爆发的高峰期和爆发后的阶段。V1118 Ori的光谱能量分布在爆发过程中变化很大。光通量显示出最大的变化，最有可能是由于增强发射的热点。在爆发的峰值，后者主要是光学和近红外发射，而盘发射则主要是中红外发射。X射线通量与光学和红外通量相关，表明吸积影响了磁活动日冕和恒星磁层。日冕的热结构是可变的，有一些迹象表明，在爆发的早期阶段，日冕温度逐渐恢复到正常值。在光学和红外线中的颜色-颜色图显示了爆发期间的变化，没有明显的因星周物质而变红的迹象。使用恒星+盘+热点模型的MC实现来拟合“静止”和爆发峰值时的SED，我们确定质量吸积速率从大约2.5E-7 Msun/yr到1 E-6 Msun/yr不等;此外，热点的分数面积也显著增加。对V1118 Ori爆发的多波长研究帮助我们了解了光谱能量分布的变化，并证明了在一颗年轻的强烈吸积恒星中磁盘和恒星磁层之间的相互作用。
2009-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
High Resolution Optical Spectra of HBC 722 after Outburst
我们报告的结果，我们的高分辨率光谱监测活动（$λ$ = 3800 - 8800 A，R = 30000 - 45000）的新FU猎户座型对象HBC 722。我们在2010年11月26日至2010年12月29日期间用BOES 1.8米望远镜观测了HBC 722，并在2011年1月26日观测了FU Orionis本身。我们发现了一些以前未报道的高分辨率K I和Ca II线超过7500 A。我们解决的H $α$和钙II线配置文件成三个速度分量，我们属性的磁盘和外流。在爆发过程中增加的吸积可以加热盘，产生相对窄的吸收特征，并发射出高速蓝移和红移的宽特征。
2011-04-04 astro-ph.SR
FU Orionis disk outburst: evidence for a gravitational instability scenario triggered in a magnetically dead zone
本研究通过分析20余年近红外干涉观测数据，结合一维MHD模拟，发现FU Orionis星盘爆发最符合磁死区外边缘GI触发MRI的分层星盘模型，为理解早期星盘演化与行星形成的关联提供关键依据。
2023-04-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal Evolution and Mass Loss on Short-Period, Low-Mass Planets During FU Orionis Outbursts
本研究模拟FU Ori爆发期间行星表面物质对高盘温度的反应，计算类地行星因蒸发和湍流扩散的质量损失，发现低质量行星可能损失大量地幔质量，从而解释富铁USP行星的普遍存在。
2025-04-23 astro-ph.EP 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
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
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
The Spectroscopic Variations of the FU Orionis Object V960 Mon
介绍了猎户座FU型星V960 Mon的光谱监测结果。猎户座FU型恒星的光谱变化将为研究其物理性质和爆发机制提供有价值的信息。2015年1月至2017年1月，我们在西播磨天文台使用2米Nayuta望远镜对V960 Mon进行了中分辨率（R~10000）光谱观测，共53晚。我们聚焦于H α谱线及其附近的原子谱线，并探测了吸收谱线和发射谱线的强度变化。所观察到的吸收线的等效宽度的变化对应于有效温度的降低和表面重力的增加。这些变化很可能是由于质量吸积速率的降低而引起的吸积盘的光度衰减。
2018-01-03 astro-ph.SR
Viscous Heating and Boundary Layer Accretion in the Disk of Outbursting Star FU Orionis
上下文猎户座FU是典型的FUor星，是年轻恒星天体（YSO）的一个子类，经历快速增亮事件，通常在天的时间尺度上增加4 - 6等。这种增亮通常与吸积的大量增加有关;这是天体物理学中从行星和恒星到超大质量黑洞的最普遍的过程之一。我们提出了多波段干涉观测的FU Ori拱星环境，包括第一个J-波段干涉观测的YSO。目标。我们研究了猎户座FU周围的吸积盘最内部区域的形态和温度梯度。我们的目的是解释磁盘的加热机制和评论潜在的爆发触发过程。方法.最近对CHARA阵列MIRC-X仪器进行了升级，首次实现了对YSO的J和H双波段观测，利用高达331 m的基线，我们提供了覆盖近红外J、H和K波段的YSO高角分辨率数据。前所未有的光谱范围的数据，使我们能够应用温度梯度模型的FU Ori的最内层区域。结果我们在空间上解决了磁盘的最里面的天文单位，并确定指数的内部磁盘的温度梯度$T=r^{-0.74\pm0.02}$。这同意理论工作，预测$T = r^{-0.75}$积极吸积，稳态磁盘，一个值只能通过磁盘内的粘性加热。我们发现一个磁盘延伸到恒星表面的$0.015\pm0.007$ AU的温度被发现是$5800\pm700$ K表示边界层吸积。我们发现一个磁盘倾斜$32\pm4^\circ$与短轴位置角$34\pm11^\circ$。
2020-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the rise times in FU Orionis events
我们研究恒星飞越模拟是否可以启动FU猎户座爆发，使用三维流体力学模拟耦合到现场蒙特卡洛辐射转移。我们发现，一个飞掠的次级穿透的circumprimary盘触发1-2年上升的质量吸积率$10^{-4}~{\rm M_{\odot}~ yr^{-1}}$保持高（$\gtrsim 10^{-5}~{\rm M_{\odot}~yr^{-1}}$）超过一百年，类似于在FU Ori观察到的爆发。重要的是，我们发现质量较小的恒星成为主要的吸积体，正如所观察到的那样。
2021-12-13 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
Interferometric view of the circumstellar envelopes of northern FU Orionis-type stars
FU猎户座型天体是年轻的低质量恒星，在可见光中有大的爆发，持续数年或数十年。它们被认为代表了每颗年轻恒星生命中的一个演化阶段，当来自星周盘的吸积在重复出现的时间段内增强时。这些爆发能够迅速地形成恒星，同时影响星周盘，从而影响正在进行或未来的行星形成。在许多模型中，从星周包层进入似乎是触发爆发的必要条件。我们观测了$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的J=1 $-$ 0向8颗北FU猎户座型星（V1057 Cyg，V1515 Cyg，V2492 Cyg，V2493 Cyg，V1735 Cyg，V733 Cep，RNO 1B和RNO 1C）的转动跃迁，导出了温度和包层质量，并讨论了星周物质的形态和运动学.我们检测到与所有目标相关的CO排放。较小尺度的CO团块被发现与5个半径为2000 $-$ 5000 AU，质量为0.02 $-$ 0.5 $M_{\odot}$的天体有关;这些天体显然是被中心恒星加热的。其中三个信封也强烈检测到在2.7毫米的连续。在V733 Cep和V710 Cas周围没有检测到中心CO团块，但在它们的环境中有许多其他团块。在V1735 Cyg、V733 Cep和V710 Cas方向观察到流出活动痕迹。观察到的信封的多样性使我们能够建立一个对象之间的进化序列。我们发现它们的演化状态范围从早期的嵌入式I类阶段到晚期的II类具有非常低质量的拱星物质的物体。这些结果加…
2017-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mid-Infrared Evolution of the FU Orionis Disk
我们提出了2016年2月获得的原型爆发低质量年轻恒星对象FU Orionis的新SOFIA-FORCAST观测，并将连续体，固态和气体性质与2004年Spitzer-IRS在相同波长下获得的中红外数据进行了比较。在这项研究中，我们进行了第一次中红外光谱比较的FUOR在很长一段时间。在12年的时间里，UBVR监测表明FU Orionis的整体亮度持续稳定下降约14%。我们发现这种亮度下降仅发生在波长< 20微米时。特别是，在10微米处的硅酸盐发射复合物的连续短向显示出~ 12%（~ 3 sigma）的通量密度下降，但斜率没有明显变化;斯皮策和SOFIA光谱都与7200 K黑体一致。此外，水吸收的检测与斯皮策光谱一致。10微米的硅酸盐排放特征仍然与未加工的谷物一致，12年来没有变化。我们得出的结论是，在FU Orionis的吸积率下降了约12-14%，在这个时间基线，或内盘已经冷却，但吸积盘仍然处于过热状态以外的最内层区域。
2016-09-06 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
The Near-Ultraviolet Spectra of FU Orionis Accretion Disks
本研究利用HST/STIS对6个FU Ori天体进行近紫外巡天，发现所有源存在超出吸积盘模型的发射，排除了热边界层，并测量了谱线光度。
2025-10-27 astro-ph.EP 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
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
Molecular inventory of a young eruptive star's environment -- Case study of the classical FU Orionis star V1057 Cyg
本研究对经典FUor恒星V1057 Cyg进行首次宽带毫米波谱线巡天，探测到30余种分子，揭示其丰富化学性质，为未来干涉测量和分子冻结研究提供候选目标。
2025-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectro-astrometry of V1515 Cyg
猎户座FU天体是一类具有重要光度爆发的年轻恒星，显示出吸积和抛射活动的证据。人们普遍认为，它们周围有一个克卜勒拱星盘和一个下落的包层。爆发的发生是因为吸积速率的突然增加。我们的目标是研究更接近中心恒星的区域，以观察吸积/喷射活动的迹象。我们目前的光学观测的Halalpha线使用积分场摄谱仪OASIS，在威廉赫歇尔望远镜，结合自适应光学。由于这种技术提供了两个空间方向的光谱信息，我们进行了二维光谱天文信号的研究。我们在南北方向上测量到了清晰的光谱天体测量信号。光谱之间的互相关显示了速度的空间分布，暗示着恒星周围的圆盘的散射。这将是在FU Orionis对象中观察到的盘的少数空间推断之一。然而，为了充分了解观测到的结构，需要更高的角度和光谱分辨率的观测。V1515 Cyg现在是一个重要的天体，需要用新一代的仪器来观测，以增加我们对FU Orionis天体的盘和流出结构的了解。
2014-03-31 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
The Role for the Inner Disk in Mass Accretion to the Star in the Early Phase of Star Formation
一个物理机制，驱动FU猎户座型爆发被重新考虑。我们研究了从中心恒星附近到半径约为$5$ AU的星周盘（以下简称内盘）的内部效应。利用波动的内盘$\dot{M}_{\rm out}$质量吸积率，在一维轴对称模型下，通过对非定常粘性吸积盘的数值计算，研究了内盘的粘性演化和中心星$\dot{M}_{\rm in}$质量吸积率的时变性.首先，我们计算假设一个振荡的$\dot{M}_{\rm out}$的内盘的演变。结果表明，由于粘性扩散，$\dot{M}_{\rm in}$的时间变化与$\dot{M}_{\rm out}$的时间变化不一致。其次，我们研究了具有时间常数$\dot{M}_{\rm out}$的自发爆发的性质。由于重力-磁极限环（GML）的存在，爆发只发生在有限的质量吸积率范围内的内盘$10^{-10}<\dot{M}_{\rm out}< 3\times 10^{-6}~{\rm M}_{\odot} {\rm yr}^{-1}$上。最后，我们讨论的情况下，与组合的情节$\dot{M}_{\rm out}$和吸积爆发所造成的GML在内部磁盘。GML可以驱动吸积爆发到恒星上，即使是波动的$\dot{M}_{\rm out}$的情况下，虽然波动的$\dot{M}$衰减期间传输的内部磁盘。我们新发现了两种爆发模式，即自发爆发模式和受激爆发模式。在受激爆发模式中，$\dot{M}_{…
2014-08-24 astro-ph.SR
Cloudlet capture by Transitional Disk and FU Orionis stars
年轻的恒星在形成后，会花一段时间穿越它诞生的分子云复合体。因此，在产生恒星的初始云坍缩事件之后很久，它将遇到一个或多个低质量的云碎片，我们称之为“微云”，以区别于成熟的分子云。一些这样的微云物质可能会吸积到恒星+盘系统上，而另一些物质可能会以双曲线轨道飞行。与最初的云坍缩事件相比，这个过程将是一个“小云团飞越”和/或“小云团捕获”事件：一个邦迪-霍伊尔-利特尔顿类型的吸积事件，由恒星和小云团之间的相对速度驱动。正如我们将在本文中展示的，如果小云团足够小，并且具有类似于或小于$GM_{*}/v^2_\infty$的碰撞参量（其中$v_\infty$是接近速度），那么这样的飞越和/或捕获事件将导致恒星附近的弧形或尾形反射星云。这些反射星云的形状可以在几个过渡盘和FU Orionis星周围看到。虽然这些弧中的质量似乎比这些源中的盘质量小得多，但我们推测，偶尔也会发生更高质量的小云粒捕获事件。如果是这样的话，它们可能会导致外盘的倾斜，因为新落下的物质将具有与盘完全无关的角动量方向。这可能是在几个过渡盘中发现的高度翘曲/倾斜的内/外盘几何形状的一种可能的解释。我们还推测，这样的事件，如果足够大，可能会导致FU Orionis爆发。
2019-11-12 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
Surface waves in protoplanetary disks induced by outbursts: Concentric rings in scattered light
内容：垂直流体静力学的原行星盘模型是基于这样的假设，即主要的加热源，恒星辐射，不会随时间变化很大。然而，众所周知，吸积的年轻恒星是可变的辐射源。这对于像EX Lupi和FU Orionis这样的爆发源特别明显。目的：我们调查如何影响这种爆发的垂直结构的外部区域的原行星盘，特别是它们的外观在光学和近红外波长的散射光。研究方法：我们采用三维FARGOCA辐射流体动力学代码，在极坐标系中，计算的轴对称盘结构的时间依赖性行为。突出的内盘区域没有明确地包括在内。相反，它的光度被添加到恒星的光度中，因此被包括在外盘区域的辐射中。对于感兴趣的时间快照，我们将密度结构插入RADMC-3D辐射转移代码中，并计算光学/近红外波长下磁盘的外观。结果如下：我们发现，取决于爆发的幅度，磁盘的垂直结构可以成为高度动态的，具有相当大的幅度的圆形表面波。这些圆盘表面的“山丘”和“山谷”在散射光图像中显示为明亮和黑暗的同心环。最初，这些环很小，并作为驻波，但它们随后导致向外传播的波，就像扔到池塘里的石头产生的波。这些波在实际爆发消失后很长时间仍在继续。结论：我们认为，在几个原行星盘的光学/红外图像中看到的一些多环结构可能起源于几十年或几个世纪前发生的爆发。
2018-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
APEX Observations of the CO Envelope around the Young FUor-type Star V883 Ori
年轻的FU猎户座型恒星的吸积驱动爆发可能是前主序星演化的一个共同阶段，并且可能对星周环境产生重大影响，因为它涉及固体和最终行星的生长。这种幕式的吸积被认为是由额外的气体从星周的信封和磁盘下降。我们提出了一个年轻的爆发恒星V883 Orionis周围的信封中的CO气体的APEX观测。观测用FLASH $^{+}$仪器绘制了$^{12}$ CO（4-3）、$^{12}$ CO（3-2）和$^{13}$ CO（3-2）谱线，用SEPIA仪器绘制了$^{12}$ CO（6-5）谱线。我们探测到了延伸到半径$>10000$ au的高信噪比发射，并计算了$^{12}$ CO（6-5）的$1100~\rm Jy~km~s^{-1}$、$^{12}$ CO（4-3）的$2400~\rm Jy~km~s^{-1}$、$^{12}$ CO（3-2）的$1600~\rm Jy~km~s^{-1}$和$^{13}$ CO（3-2）的$450~\rm Jy~km~s^{-1}$的积分通量。我们使用热化学程序P{ \small RO}D{ \small I}M{ \small O}对几种模型进行了检验，发现数据最好用$\rm M_{env}\approx 0.2-0.4\,M_{\odot}$的包络结构和$\rm \dot{M}_{inf}=1-2\times10^{-6}\,M_{\odot}\,yr^{-…
2019-05-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the existence of accretion-driven bursts in massive star formation
吸积驱动的光度爆发是原恒星变质量吸积的生动表现。它们被称为低质量原恒星背景下的所谓FU Orionis现象。最近，这个过程在原始恒星形成的模型中被发现。使用数值辐射流体动力学模拟，我们强调，目前形成的大质量恒星也经历变量吸积，并表明，这一过程是伴随着发光的爆发引起的情节吸积的气体团块下降到原恒星从拱盘。因此，吸积引起的发光耀斑的过程也是可以想象的，在高质量制度的恒星形成，我们建议把这种现象作为一个一般的机制，可以影响原恒星，无论其质量和/或化学性质的母环境中，他们的形式。除了在恒星形成机制中由吸积驱动的爆发的共性之外，我们推测，来自高质量恒星形成区域的发光耀斑可能是其吸积盘碎裂的观测暗示。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-wavelength detection of an ongoing FUOr-type outburst on a low-mass YSO
研究通过多波段时序与近红外光谱确认VdBH 221中低质量YSO正在发生FUOr型爆发，并由100天光学-红外延迟支持不稳定性的由外向内起源。
2024-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust in the wind of outbursting young stars
本文通过磁流体动力学模拟研究年轻恒星天体在间歇性吸积爆发期间磁盘风中的尘埃抛射，发现爆发时风中尘埃含量比宁静期高一个数量级但仍低于星际介质标准值，揭示了爆发事件产生含尘风的机制。
2025-04-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Luminosity Outbursts in Interacting Protoplanetary Systems
本文通过数值流体动力学模拟研究原行星盘与外部恒星飞掠交会，发现即使近星点达500 au以上也可经热不稳定性和磁旋转不稳定性级联过程延迟触发FU Orionis型光度爆发。
2024-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gaia 18dvy: a new FUor in the Cygnus OB3 association
我们目前的光学红外光度和光谱观测Gaia 18 dvy，位于天鹅座OB 3协会在1.88千秒差距的距离。该物体在2018-2019年的光变曲线显示出$\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
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 effect of luminosity outbursts on the protoplanetary disk dynamics
目的：本文研究了原行星盘对不同持续时间的光度爆发的响应，目的是确定爆发对盘中引力不稳定性的强度和持续性的影响。一个特别强调的是支付的空间分布的气体和长大的灰尘（从1毫米到几厘米）期间和之后的爆发。方法：采用FEOSAD程序对薄圆盘极限下的气体和尘埃动力学进行数值模拟。粉尘与气体的摩擦，包括反反应和粉尘生长也被考虑。爆发的各种持续时间（从100年至500年）开始按照热点燃磁旋转不稳定性。亮度曲线的常数和下降的震级爆发被用来代表两个典型的限制情况下FU Orionis型喷发。结果：爆发的短期效应是通过加热和膨胀圆盘来降低引力不稳定性的强度。持续时间与螺旋旋转周期相当的最长爆发可以在爆发结束时完全溶解气体盘中原始的双臂螺旋图案，而最短爆发仅削弱螺旋图案。成年尘埃对爆发的反应有些不同。初始分布由臂间深空泡的螺旋状分布转变为深空泡的环状分布。这种转变在持续时间最长的爆发中表现得最为明显。爆发的长期影响取决于爆发开始时的初始盘条件。在某些情况下，在爆发后的几千年内，强烈的磁盘碎片开始，这在没有爆发的模型中是不存在的（删节）。
2020-09-03 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
High Resolution Optical and NIR Spectra of HBC 722
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HBC 722，最近FU Orionis对象，在2010年经历了吸积爆发。我们用BOES，HET-HRS和IGRINS光谱仪在爆发的不同点上观察了HBC 722的光学/近红外光谱。我们发现原子线具有强烈的蓝移吸收功能或天鹅座P剖面，这两个证据的风驱动的吸积。有些线显示出宽的双峰吸收特征，这是盘旋转的证据。然而，风驱动和盘驱动的光谱特征在时间上是反相关的;当风特征消失时，盘特征变得强烈。这种反相关性可能表明，在前两年，内盘的重建被风压中断。双峰轮廓的半深半宽（HWHD）随波长减小，表明开普勒旋转;具有盘特征的光谱由旋转速度为70 km/s $^{-1}$的G5模板恒星光谱卷积拟合，而近红外盘特征由旋转速度为50 km/s $^{-1}$的K5模板恒星光谱卷积拟合。因此，光学和近红外光谱似乎分别在39和76 $\textit{R}_{\odot}$处跟踪圆盘。我们适合在磁盘上的幂律温度分布，找到一个指数为0.8，光学厚吸积盘模型。
2015-05-13 astro-ph.SR
HH 666: Different kinematics from Hα and [Fe II] emission provide a missing link between jets and outflows
HH 666是船底座星云中的一个外部辐照的原恒星流出物，我们提出了新的近红外[Fe II]光谱与麦哲伦天文台的FIRE摄谱仪获得。早期的Hα和近红外[Fe II]成像显示，两条发射线在流出物的内部~40”处追踪到实质上不同的形态。Hα追踪到一个围绕着平行的[Fe II]喷流的宽茧，喷流延伸到整个母尘柱。新的光谱表明，这种差异延伸到它们的运动学。近红外[Fe II]发射痕迹稳定，快速+/- 200公里/秒的速度从东部和西部的分支喷流。我们将此与先前发表的Hα谱进行比较，该谱揭示了射流驱动源附近的哈勃流速度结构。新的第二个时期的HST/ACS Hα图像显示Hα流出叶远离喷流轴的横向扩展。Hα自行也表明了大约1000年前质量损失率的突然增加，而整个内部喷流的稳定[Fe II]发射表明爆发正在进行中。一个吸积爆发持续约1000年是一个数量级的时间比预期的FU猎户座爆发，但仅代表HH 666流出的总年龄的一小部分。总而言之，现有的数据表明，[Fe II]跟踪高度准直的原恒星喷流，而Hα跟踪夹带和辐射流出。HH 666似乎是在H II区域看到的裸露喷流和从更静止区域的嵌入式原恒星看到的夹带分子流出之间缺失的环节。
2015-04-02 astro-ph.SR
Gravitational fragmentation and formation of giant protoplanets on tens-of-au orbits
研究了年轻原恒星盘中通过引力碎裂形成的致密气体团的迁移，以确定巨型行星形成的可能性。采用薄盘极限下的高分辨率流体力学数值模拟方法，计算了太阳质量恒星周围引力不稳定原恒星盘的形成和长期演化。我们发现，通过星盘碎片化在星盘外部区域（>100 AU）形成的气体团块经常受到其他团块或星盘结构（如旋臂）的扰动，并在几个10^3年到几个10^4年的时间尺度上向中心恒星迁移。迁移时间尺度是最慢的恒星运动时，在磁盘重力被认为是。当接近恒星时，团块首先获得质量（高达几十M_Jup），但随后通过潮汐扭矩迅速失去大部分扩散包络。团包层的一部分可以吸积在中心恒星上，引起FU-Ori型吸积和光度爆发。潮汐质量的损失有助于团块显着减缓甚至停止它们在距离原恒星几十个天文单位的距离内的向内迁移。由此产生的团块在质量和大小上都被严重截断，只保留了一个致密和热的核。在向内迁移的过程中，团簇内部的温度可能超过分子氢解离极限（2000 K），团簇的中心区域可能坍缩成一个巨大的气体原行星。我们认为，FU-Orionis型光度爆发可能是最终产品的磁盘碎片化和集群向内迁移，迎来了巨大的原行星的形成，如HR~8799系统的tens-of-au轨道。
2018-06-20 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
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
