A Diversity of Wave-driven Pre-supernova Outbursts
许多核心坍缩的超新星祖先显示出增强的前超新星（SN）质量损失和爆发的迹象，其中一些可能是由祖先恒星内的波能传输提供动力的。根据恒星的结构，由后期核燃烧驱动的对流激发波可以将大量能量从核心带到包层，在那里波能以热量的形式消散。我们研究波能量传输的过程中，单星SNe祖细胞与质量之间的$11-50 M_{\odot}$。利用MESA的恒星演化模拟，我们计算了恒星演化到核心坍缩时产生的波功率以及传输到恒星包层的波功率。这些模型通过结合更现实的波浪谱和非线性阻尼效应来改进先前的努力，与先前的工作相比，将我们的波浪加热估计减少了$\sim$ 1个数量级。我们发现，在氧/氖燃烧过程中激发的波通常在典型的（$M < 30 M_\odot$）SN祖细胞的核心崩溃前0.1-10年传输$10^{46-47}$ erg的能量。高质量的祖细胞通常可以在氧/氖燃烧过程中传递$\sim 10^{47-48}$ erg的能量，但这往往发生在较晚的时间，大约在核心坍塌前0.01-0.1年。在经历半简并氖点火的低质量SN祖星（$M \lesssim 12 M_\odot$）和表现出对流壳层合并的高质量祖星（$M \gtrsim 30 M_\odot$）中，SN前爆发可能最为明显。
2020-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Interacting supernovae and supernova impostors. LSQ13zm: an outburst heralds the death of a massive star
我们报告的光学瞬态LSQ13zm的光度和光谱观测。历史数据揭示了一次爆发事件（我们称之为“2013 a”）的存在，三周后发生了一次更明亮的爆发（“2013 b”），我们认为这是真正的超新星爆炸。该事件序列与SN2010mc和（2012年）SN2009ip观察到的事件序列非常相似。LSQ13 zm在2013 a（$M_R=-14.87\pm0.25\,\rm{mag}$）期间达到的绝对星等与超新星冒名顶替者相当，而2013 b事件（$M_R=-18.46\pm0.21\,\rm{mag}$）与相互作用的超新星一致。我们的光谱揭示了一个致密的和结构化的星周介质的存在，可能是通过许多前超新星质量损失事件产生的。此外，我们发现高速喷出物的证据，在超过20000 \kms的气体排出的一小部分。LSQ13zm的光谱显示出与已被充分研究的核心坍缩超新星的光谱非常相似。从现有的光度和光谱数据的分析，我们得出结论，我们第一次观察到的爆发序列的最后一个事件从一个大质量的恒星，可能是一个明亮的蓝色变量，这是一个短时间后爆炸的核心坍缩超新星。对档案图像的详细分析表明，宿主星系是一个恒星形成的蓝矮星致密星系。
2016-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars I: Red Supergiants
超新星（SNe）的早期观测表明，许多类型的SNe的祖先可能会发生增强的质量损失和前SN爆发。我们调查的作用，通过波驱动的剧烈对流在后期的核燃烧的其他典型的$15 \, M_\odot$红超巨星SNe的祖先的能量传输。使用MESA恒星演化模型，包括一维流体力学，我们发现，波进行$\sim \! 10^7 \, L_\odot$的权力从核心的信封在核心氖/氧燃烧在核心崩溃前的最后几年。波通过氢包层底部的激波和辐射扩散而衰减，氢包层加热得足够快，从而向上覆的包层发射压力波，该压力波在恒星表面附近变陡为弱激波，导致温和的恒星爆发，并在SN之前大约一年以低速喷射出少量（$\lesssim 1 \, M_\odot$）质量（$\lesssim \! 50 \, {\rm km}/{\rm s}$）。波加热膨胀的恒星信封，但并没有完全解开它，产生一个非流体静力学前SN信封密度结构不同于先前的预期。在我们的模型中，波加热不太可能导致发光型IIn SNe，但它可能有助于闪光电离SNe和II-P/II-L SNe中看到的一些多样性。
2017-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Hydrodynamics of Pre-supernova Outbursts in Convective Red Supergiant Envelopes
爆发的质量损失可能会产生一些大质量恒星在经历核心坍缩超新星（CCSNe）之前观察到的能量爆发。由此产生的稠密的星周介质（CSM）也可能导致随后的SNe被观测为IIn型事件。这些爆发的原因的主要假设是红超巨星（RSG）祖先的包络在崩溃前几个月到几年的能量沉积的反应。这种现象的早期理论研究仅限于1D，留下3D对流RSG结构未解决。使用FLASH的流体动力学能力，我们探索的3D结果，通过构建对流RSG信封模型和沉积能量小于信封结合能的时间尺度短于信封动力学时间深在其中。我们证实了1D预测的一个向外移动的声脉冲陡峭成一个冲击，解开信封的最外面的部分。然而，我们发现，最初的2-4公里/秒的对流运动种子的内在对流不稳定性与高熵物质在信封深处，使气体从信封深处逃逸，增加喷射质量的数量相比，最初的“静止”信封。3D模型揭示了丰富的密度结构，沿着不同的视线，柱密度变化了10倍。我们的工作突出了RSG信封的3D对流性质影响我们可靠地预测与深层能量沉积相关的喷出质量的爆发动力学，数量和空间分布的能力。
2022-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Giant outbursts of clumpy material preceding Type II supernova 2024qiw
University of Turku（图尔库大学）；Aalto University（阿尔托大学）；Aalto University Metsähovi Radio Observatory（阿尔托大学梅特霍维无线电天文台）；Aalto University Department of Electronics and Nanoengineering（阿尔托大学电子与纳米工程系）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA)（芬兰ESO天文学中心（FINCA））；Kyoto University（京都大学）；European University Cyprus（塞浦路斯欧洲大学）；University of Warwick（华威大学）
研究发现II型超新星2024qiw前的 massive 星经历巨大团块状物质爆发，揭示了超新星爆发前的剧烈质量损失机制，挑战了传统恒星演化理论。
2025-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopy of AT 2016blu's recurring supernova impostor outbursts
本研究分析AT 2016blu十年光谱，发现其由LBV主星的偏心双星近星点触发约113天准周期爆发，谱线特征与相位无关，揭示伴星与主星风相互作用，验证第21次爆发预测，为LBV爆发机制提供新线索。
2025-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wave-driven outbursts and variability of low-mass supernova progenitors
在相当数量的核心坍缩超新星中，早期的相互作用表明可能由祖星爆发产生的致密星周介质（CSM）。波驱动的质量损失是产生这些特征的可能机制，先前的工作表明这种机制对于低质量（$ \sim \! 11 \, M_\odot$）SN祖细胞是最有效的。使用一维流体动力学模拟与MESA，我们研究了这种波加热的质量$M_{\rm ZAMS} = 10-13\, M_{\odot}$ SN祖细胞的影响。这个范围包括经历半简并、中心氖燃烧和更简并、偏离中心氖点火的恒星。我们发现，中央Ne点火在$M_{\rm ZAMS} = 11\, M_{\odot}$产生一个强烈的波加热，传输$\sim10^{47}$尔格的能量在核心崩溃前$10$年，而其他群众经历较小的波加热水平。在我们的任何模型中，波浪加热都不会在流体动力学上驱动质量损失，并且不太可能自行产生非常大的CSM。然而，波加热可以导致大的径向膨胀（超过一个数量级），光球冷却，亮度增亮高达$\sim 10^6\, L_{\odot}$在氢缺乏的剥离恒星模型。一些Ib/c型的祖细胞在生命的最后几年可以彻底改变它们的外观，视觉波段的亮度增加了近3个马格西。此外，与近距离伴星的相互作用可能会导致强烈的质量损失，这对Ibn型和其他相互作用驱动的SNe有影响。
2022-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Pre-Supernova Outbursts in Red Supergiants: Asphericity and Mass Loss
本研究通过二维流体动力学模拟，改进一维模型，研究红超巨星波热沉积引发的前超新星质量抛射，发现低加热率下包层近似同尺度膨胀，高加热率产生激波，非球对称性小，质量损失有限。
2020-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bright Supernova Precursors by Outbursts from Massive Stars with Compact Object Companions
提出双星系统中致密天体吸积增能爆发机制，解释超新星前兆的高光度与能量矛盾，模型与观测及盖亚、引力波探测预期相符。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020pvb: a Type IIn-P supernova with a precursor outburst
SN 2020pvb是一颗具有前身爆发的IIn-P型超新星，其前身星爆发发生在爆炸前约0.5年，光变曲线峰值亮度为-17.95等，前身星光度受限，排除了大质量单星前身星。
2024-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling the circumstellar medium in RS Ophiuchi and its link to Type Ia supernovae
最近对在一些Ia型超新星中检测到的窄的、可变的吸收线的解释表明，它们的祖先被致密的星周物质包围。在共生的复发新星系统RS Oph中检测到类似的变化，该系统每20年经历一次热核爆发，使其成为研究这些线起源的理想候选者。为此，我们提出了多个质量转移新星周期在RS Oph的模拟。我们发现，静态传质产生了密集的，赤道流出，即，向双星轨道平面集中，在白矮星周围形成吸积盘。球状新星爆发与这些非球状星周结构的相互作用产生了双极外流，类似于2006年HST爆发的图像。为了产生与观测一致的电离结构，红巨星的质量损失率必须达到$5 \times 10^{-7}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$。模拟还产生了极吸积流，这可能解释了静态H α线和硬X射线的宽翼。通过比较模拟的吸收线剖面观测2006年爆发，我们能够确定哪些组件出现在风中，哪些是由于新星。我们探讨可能的行为的吸收线轮廓，因为他们可能会出现超新星发生在一个系统，如RS Oph。我们的模型显示出与SN 2006 X等超新星的相似性，但需要高质量损失率（$\dot{M} \sim 10^{-6}$到$10^{-5}\,\mathrm{M_\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$）来解释SN 2006 X的变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wave-driven stellar expansion and binary interaction in pre-supernova outbursts
我们认为，能量泄漏的主要结果进行波从核心的信封前坍缩的大质量恒星是信封膨胀，而不是主要的质量喷射。我们表明，传播波的半径小于由波驱动的对流成为超音速的半径，驱动半径的包络线中的压力增加。额外的波压力和波能量耗散导致包络线膨胀。使用数值代码MESA，我们表明，包络扩展吸收波携带的大部分能量。一个可能的结论是，爆炸前爆发（PEO）的结果从扩展包层的双星伴星吸积质量和释放大量的能量。吸积的伴星可能以双极形态排出质量，例如，喷射流和赤道环
2014-09-17 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
Recurring outbursts of the supernova impostor AT 2016blu in NGC 4559
本文首次对超新星冒名者AT 2016blu进行光度分析，发现其以约113天周期反复爆发，并提出该现象源于含LBV的偏心双星系统近星点相互作用，且可能预示未来灾难性爆发。
2023-09-20 astro-ph.SR
Searching for precursor activity of Type IIn Supernovae
通过分析27颗近邻 SNe IIn 的多年存档图像，研究发现29%存在爆炸前明亮爆发，并指出真实发生率因观测偏差而更高。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Unprecedented 2012 Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a True Supernova
一些关于超新星（SN）发现的报告被证明不是真正的核心坍塌爆炸。SN 2009 ip就是其中一例，它被认为是一个亮蓝变星（LBV）喷发。这个来源有一个巨大的热祖星在爆炸前的数据中被确定，它记录了爆发前可变性的证据，随后在2010年发现了第二次爆发。同一个源在2012年再次变亮，早期光谱显示出与以前相同的窄线轮廓，这表明另一次LBV样的喷发。我们提出了SN 2009 ip的新光度学和光谱学，表明它已经转变为真正的SN。这些数据中最引人注目的发现是，与以前的报告不同，光谱显示出具有正常II型超新星（SNe II）特征的非常宽的P-Cygni轮廓的巴耳末线，除了SNe IIn和LBV中看到的窄发射线。发射分量的半高宽为8000 km/s，而天鹅座P-Cygni吸收分量的蓝色翅膀延伸到-13，000 km/s。这些速度是典型的SNe II，但从来没有与发射线从一个非终端LBV样喷发。起初，绝对星等峰值似乎比正常SNe的亮度要暗。然而，在短暂的衰落之后，该源在几天内迅速再次变亮至M_R=-17.5等。宽谱线大部分消失，光谱开始类似于SNe IIn早期的光学厚相。两周后，源在-18等附近稳定下来，之后随着源的褪色，光谱中再次出现宽的发射线。我们的结论是，2012年SN 2009 ip的爆发是一个真正的核心坍缩SN IIn的结果，发生在祖星处于LBV样的爆发阶段，SN最初是暗淡的，然后由于与星周物…
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The quiescent progenitors of four Type II-P/L supernovae
我们目前的大双筒望远镜的差异成像数据的最后几年的四个II型P/L超新星的祖先。对于所有四个，我们没有发现显着的证据，随机或稳定的变化，在U，B，V，或R-波段。我们的限制将变异性限制在不超过祖细胞预期R波段亮度的大约5-10%。这些极限与麦哲伦星云中红超巨星观测到的变化相当。基于这四个事件，在90%置信度下，II型P/L祖源在氧气点火后具有扩展爆发的概率<37%。我们的观察不能排除短暂的爆发，其中的祖先返回到其静态流量的10%以内的时间尺度上的几个月，没有尘埃的形成。
2018-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Impostors and other Gap Transients
除了超新星，很少有天体物理过程可以释放接近10^51尔格的能量。现在，越来越多的恒星爆发被认为具有与微弱超新星相匹配的能量释放。这些瞬变可以由各种机制触发，它们的识别有时是一个棘手的问题。
2019-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A multi-wavelength study of SXP 1062, the long period X-ray pulsar associated with a supernova remnant
SXP 1062是一颗位于小麦哲伦星云的Be X射线双星。它拥有一颗长周期X射线脉冲星，可能与超新星遗迹MCSNR J 0127 -7332有关。在这项工作中，我们提出了SXP 1062在不同的光度制度的多波长视图。我们考虑在光学（OGLE调查）和X射线（SWIFT望远镜）监测活动。在这些活动期间，观测到X射线和光学爆发的紧密重合。我们解释这是典型的I型爆发，经常检测到的X射线双星在近星通道的中子星。为了深入研究不同的X射线光度制度，在源静止期间，我们用XMM-牛顿观测，而钱德拉观测则在X射线爆发之后。几乎与钱德拉的X射线观测同时，RSS/SALT望远镜获得了SXP 1062的光学光谱。我们的多波长运动的基础上，我们提出了一个简单的情况下，被观察到的磁盘上的Be星，而中子星的轨道是倾斜的光盘。根据准球形沉降吸积模型，我们对SXP 1062脉冲星磁场的估计目前不需要一个非常强的磁场。
2017-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass retention efficiencies of He accretion onto carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在研究宇宙学和星系化学演化中起着至关重要的作用。它们被认为是碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，当它们的质量达到双星系统中的克拉塞卡质量极限时。以前的研究表明He novae可能是SNe Ia的祖先候选者。然而，氦新星爆发期间的质量保持效率仍然是不确定的。在这篇文章中，我们的目的是研究质量保留效率的He新星爆发，并调查是否可以通过He新星爆发产生Ia超新星。利用恒星演化程序Modules for Experiments in Stellar Astrophysics，模拟了一系列初始WD质量为0.7 ~ 1.35 Msun，吸积速率不同的多周期He层闪光。得到了不同初始WD质量下He新星爆发的质量保持效率，可用于双星总体合成研究。在我们的模拟中，He新星爆发可以增加WD的质量到Ekrasekar质量极限，并且可以在WD的中心触发爆炸性碳燃烧;这表明He新星爆发可以产生Ia超新星。同时，本工作中的质量保留效率低于以前的研究，这导致通过WD + He星通道的SNe Ia出生率较低。此外，我们还得到了爆炸碳燃烧瞬间的元素丰度分布，可以作为Ia超新星爆炸模型研究的初始输入参数。
2017-08-25 astro-ph.SR
CI Camelopardalis: The first sgB[e]-High Mass X-ray Binary Twenty Years on, a Supernova Imposter in our own Galaxy?
银河系超巨星B[e]星鹿豹座CI（CI Cam）是在X射线爆发期间发现的第一颗sgB[e]星。这颗恒星在X射线状态下在数小时内变亮到$\sim$ 2 Crab，然后在不到2周的时间内衰减到静止水平，这清楚地表明了双星。自CI Cam爆发以来，许多sgB[e]星被确认为单颗恒星的X射线过亮（即$L_X > 10^{-7}~L_{bol}$）。这个小群体最近扩大到包括两个超亮X射线源（ULX），Holmberg II X-1和NGC 300 ULX-1/超新星冒名顶替者SN 2010 da。我们重新CI凸轮调查其行为在几个时间尺度上，并进一步阐明了系统中的紧凑对象的性质，其X射线爆发在1998年和二进制系统参数。我们分析了档案XMM-牛顿EPIC-pn光谱和光变曲线以及来自Swift和NuSTAR的新数据。我们还提供了高分辨率的MERCATOR/HERMES光谱，包括NuSTAR观测后1.02天拍摄的光谱。尽管处于静止状态，CI Cam在总积分通量和光谱形状方面都在几天的时间尺度上具有高度的X射线可变性。我们解释这些变化，调用存在的吸积紧凑的同伴沉浸在一个密集的，高度结构化的，非球面的拱星信封。吸积通量和星周消光的差异代表了这种环境的变化，由恒星的可变质量损失引发，或者由于其轨道运动而导致的吸积体的局部条件。我们在X射线光变曲线中没有发现脉动的证据。CI Cam与SN 2010 da在…
2018-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015bh: NGC 2770's 4th supernova or a luminous blue variable on its way to a Wolf-Rayet star?
在生命的最后阶段，超大质量恒星通常会表现出不可预测的爆发，可以模仿超新星，所谓的“SN冒名顶替者”，但这种区别并不总是直截了当的。在这里，我们介绍了NGC 2770中一个亮蓝变星（LBV）在20多年的爆发中的观测结果，该变星在2015年经历了一次可能的终端爆炸，称为SN 2015 bh。该可能的SN或“主要事件”之前，在最大值前40天出现了$\sim$峰值前兆。主事件的总能量释放为$\sim$ 1.8 $\times$ 10 $^{49}$ erg，可通过$<$ 0.5 M $_\odot$壳陷入致密CSM来模拟。所有的发射线显示一个单一的狭窄的P-Cygni配置文件在LBV阶段和双P-Cygni配置文件后的最大值，这表明该第二个组件与可能的SN的关联。自1994年以来，这颗恒星比典型的S-Dor爆发时更红。SN 2015 bh位于NGC 2770的旋臂内，邻近许多小型恒星形成区，金属丰度为$\sim$ 0.5太阳，恒星星族年龄为700 - 1000万年。SN 2015 bh与SN 2009 ip有许多相似之处，它们与其他例子一起可能形成一类新的天体，这些天体在“超级喷发”或最终的核心坍塌之前几十年就爆发了。如果恒星在这一事件中幸存下来，它无疑会发生变化，我们认为这些“僵尸星”可能会在短短几年的时间内从LBV演变为Wolf Rayet星。这些类型的大质量恒星的最终命运只能在可能的S…
2016-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type IIn Supernova 2010bt: The Explosion of a Star in Outburst
众所周知，大质量恒星（M > 8 M_sun）的演化直到恒星核心坍缩，在大多数情况下导致超新星（SN）爆炸。它们的不均匀性主要与爆炸时母星的不同配置以及它们的直接环境有关。我们提出了SN 2010 bt的光度学和光谱学，它被归类为一个IIn型SN，从发现后不久获得的光谱，并广泛观察了大约两个月。在由于接近太阳而出现季节性中断后，SN低于探测阈值，表明光度迅速下降。我们可以通过比较哈勃太空望远镜拍摄的主星系爆炸前的图像和SN最大亮度后的图像来识别可能的祖先，即一颗非常明亮的恒星（log L/L_sun ~ 7）。这样的光度并不适用于静止的恒星，而是适用于处于活跃阶段的大质量恒星。这一候选祖先后来通过2015年（发现后约5年）拍摄的图像得到证实，其中在SN位置没有检测到亮点源。鉴于这些结果和SN的行为，我们得出结论，SN 2010 bt可能是一个IIn型SN，它的前身是一颗大质量恒星，在最终爆炸前不久经历了一次爆发，导致SN前身周围的星周环境致密，富含H。
2018-05-06 astro-ph.SR
Discovery of a Short-Period and Unusually Helium-Deficient Dwarf Nova KSP-OT-201701a by the KMTNet Supernova Program
我们介绍了韩国微透镜望远镜网络超新星计划首次发现的短周期和异常缺氦的矮新星KSP-OT-201701 a。源显示三个超级爆发，每一个导致的前兆爆发，和几个正常的爆发在英属维尔京群岛的跨度约2.6年的超级周期和正常周期长度分别约360和76天。超级爆发结束时的光谱观察揭示了强双峰HI发射线和弱HeI发射线的存在。HeIλ5876和Hα谱线测得的氦氢强度比在静止期为0.10 { \pm } 0.01，在爆发期为0.26 { \pm } 0.04，与长周期矮新星的强度比相似，但明显低于氦激变变星（He CV）的强度比。它的轨道周期为51.91 { \pm } 2.50分钟，这是基于时间序列光谱学估计的，比超级驼峰周期56.52 { \pm } 0.19分钟要短一点，正如偏心盘和次要恒星之间的引力相互作用所预期的那样。利用超峰周期超过0.089 { \pm } 0.053，测得其质量比为0.37^{+0.32}-0.21}。KSP-OT-201701 a的短轨道周期（低于周期极小值）、不寻常的氦缺乏和大的质量比表明它是一个从长周期矮新星演化为氦CV的过渡天体，其中有一颗演化的次级恒星。
2022-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015U: A Rapidly Evolving and Luminous Type Ibn Supernova
超新星（SN）2015 U（也称为PSN J 07285387 +3349106）于2015年2月11日在NGC 2388中发现。这是一个快速发展和发光的事件，它显示出有效的无氢光谱，主要是相对狭窄的氦P-Cygni光谱特征，并被归类为SN Ibn。在本文中，我们提出了SN 2015 U的光度，光谱和分光偏振观测，包括凯克/DEIMOS光谱（分辨率$\approx$ 5000），它完全解决了光学发射和吸收功能。我们发现SN 2015 U最好通过扩展和致密的星周物质（CSM）的冲击爆发模型来理解，可能是由前身的质量损失历史造成的，在核心坍塌的$\sim$ 1-2年内发生了极端的爆发（但我们在NGC 2388的档案图像中没有检测到任何爆发）。我们认为，SN 2015 U的高亮度不是通过$^{56}$ Ni衰变，而是通过沉积到喷出物/CSM冲击界面的动能。虽然我们的分析受到强烈的宿主星系尘埃遮蔽（可能具有多个成分）的阻碍，但我们的数据集使SN 2015 U成为研究最好的Ibn型超新星之一，并为理解其他快速衰落的瞬变提供了桥梁，无论是明亮的还是相对暗淡的。
2016-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 astro-ph.SR
X-Ray Luminous Supernovae: Threats to Terrestrial Biospheres
本文综合Chandra等X射线观测，评估与稠密星周介质相互作用的超新星持久X射线辐射，发现IIn型等事件可在约50 pc内造成致命电离剂量并收紧银河系宜居带。
2023-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating Hydrogen-poor Interaction-Powered Supernovae with CHIPS
本文介绍了更新后的开源代码 CHIPS，用于模拟由大质量星周介质相互作用产生的贫氢超新星，成功再现了 Type Ibn 和 Icn SNe 的光曲线特性，并探讨了喷发性质量损失的物理机制。
2023-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A New WZ Sagittae-type Dwarf Nova KSP-OT-202104a Near the Period Minimum from the KMTNet Supernova Program
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；Korea University of Science and Technology (UST)（韩国科学技术院）；Chungnam National University（忠南国立大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Las Cumbres Observatory（拉斯孔布雷斯天文台）
KMTNet超新星计划发现了一颗新的WZ天琴座型矮星列KSP-OT-202104a，其光变幅度达8个视星等，持续约28.5天，属于D型矮星列，估计超脉动周期为71.7分钟，可能处于周期极小值以下并向AM Canum Venaticorum型星演化。
2026-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Classical and Recurrent Nova Outbursts
在过去的40年里，多频观测加上理论建模的进步，使人们对新星现象有了更全面的了解。在这里，我简要回顾了经典新星和复发新星的知识现状，包括它们的中心系统;它们爆发的原因和后果;子类型，以及与Ia型超新星的可能关系。特别注意的是经常性新星RS蛇夫座，因为它显示了丰富的现象与其2006年爆发。最后，总结了一些开放的问题和未来工作的途径。
2011-11-21 astro-ph.SR
The Carnegie Supernova Project II. Observations of the intermediate luminosity red transient SNhunt120
我们提出了两个间隙瞬态的多波长观测，其次是卡内基超新星项目-II，并补充了一些不同的程序获得的数据。在这里，在两篇论文的第一篇中，我们专注于中间亮度红色瞬变（ILRT）指定SNhunt 120，而在同伴论文中，我们研究了发光的红色新星AT 2014 ej。我们的SNhunt 120的数据集包括一个早期的光学发现，估计在爆发后3天内，随后的光学和近红外宽带后续延伸超过$\sim$ 2个月的时间，两个视觉和两个近红外波长光谱，斯皮策太空望远镜观测从早期（$+$ 28天）到晚期（$+$ 1155天）阶段。SNhunt 120类似于其他ILRT，如NGC 300-2008-OT和SN 2008 S，并且像其他ILRT一样，SNhunt 120在早期和晚期都表现出普遍的中红外发射。从SNhunt 120和其他ILRT的电子捕获超新星模拟的比较，我们发现，目前的模型低估了爆炸动能，从而产生合成光变曲线，高估了光度。最后，检查前爆发哈勃太空望远镜图像产生没有祖检测。
2020-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The fate of the failed supernova candidate M31-2014-DS1
Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（天体物理中心 | 哈佛与史密森尼学会）；Michigan State University（密歇根州立大学）
研究通过JWST等观测发现M31-2014-DS1可能为失败超新星或恒星合并的候选体，其尘埃遮蔽导致难以确定物理性质。
2026-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light curve analysis of ordinary type IIP supernovae based on neutrino-driven explosion simulations in three dimensions
II型坪超新星（SNe IIP）是起源于大质量恒星的核心坍缩SNe中数量最多的子类。在中微子驱动爆炸机制的框架下，我们研究了红超巨星祖先模型的SN爆发性质，并将相应的光变曲线与普通IIP型SN 1999 em的观测结果进行了比较。三维（3D）模拟（参数触发）中微子驱动的爆炸进行（显式，有限体积，欧拉，多流体流体动力学）代码PROMETHEUS，使用前超新星模型的15 Msun星作为初始数据。在接近同系膨胀，流体动力学和组成变量的3D模型映射到一个球对称的配置，并继续与（隐式，拉格朗日辐射流体动力学）代码CRAB的模拟，以遵循爆破波的演变过程中SN爆发。我们的3D中微子驱动爆炸模型的爆炸能量约为0.5 × 10^51尔格，产生的Ni-56与通过拟合SN 1999 em的放射性动力光变曲线尾部推导出的数量大致一致。所考虑的前超新星模型，三维爆炸模拟和光变曲线计算可以解释SN 1999 em的基本观测特征，除了那些与外恒星层的前超新星结构有关的特征。我们的三维模拟表明，富镍物质在速度空间中的分布是不对称的，具有较强的偶极子分量，这与SN 1999 em的观测结果一致。普通SNe IIP中从平台到放射性尾的单调光度下降是He/H组分界面强烈湍流混合的表现。
2017-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae 2016bdu and 2005gl, and their link with SN 2009ip-like transients: another piece of the puzzle
超新星（SN）2016bdu是一个不寻常的瞬变，类似于SN 2009ip。SN 2009ip类事件的特征是一个长时间的不稳定变化阶段，以两次相隔几周的发光爆发结束。第二次爆发比第一次明显更明亮（约3等）。SN 2016bdu的第一次爆发（事件A）的绝对星等达到M（r）~-15.3等，而第二次爆发（事件B）发生在一个多月后，绝对星等达到M（r）~-18等。我们将这些探测解释为不稳定变化阶段的特征，类似于SN 2009 ip在2008年至2012年中期期间所经历的变化，并且类似于NGC 3432中亮蓝色变量SN 2000 ch的当前观察到的变化。光谱监测SN 2016bdu在第二个高峰期间最初显示SN IIn的典型特征。事件B极大值后一个月，光谱发展出宽巴耳末线，具有天鹅座P剖面和宽金属特征。在这些后期阶段，光谱类似于典型的II型SN。这个类SN 2009ip群的所有成员都与SN 2005gl的I型非常相似。对于这个天体，超新星爆发的说法得到了母星消失的支持。与SN 2005gl的相似性表明，这个家族的所有成员最终都可能以真正的SNe爆炸，尽管在它们的星云光谱中仍然没有明确的核合成元素。
2017-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2008fv: the third type Ia supernova in NGC 3147
Ia型超新星在一个星系中的多次爆发为研究这些天体的同质性提供了一个独特的机会。NGC 3147是第二个拥有三个Ia超新星的已知星系，另一个是NGC 1316。本文介绍了超新星Ia 2008fv的CCD UBVRI测光，并将该天体的光和色曲线与早先在NGC 3147：1972H和1997bq中发现的超新星Ia的光和色曲线进行了比较。SNe 1997bq和2008fv的光度特性几乎相同，而SN 1972H的光变曲线下降较快。
2010-03-12 astro-ph.SR
The possible detection of a binary companion to a Type Ibn supernova progenitor
我们提出了晚时间的观察网站的类型Ibn超新星（SN）2006 jc获得与哈勃太空望远镜先进的相机进行调查。在SN位置恢复了微弱的蓝色源，亮度为$m_{F435W}=26.76\pm0.20$、$m_{F555W}=26.60\pm0.23$和$m_{F625W} = 26.32\pm0.19$ mags，尽管在同期窄带$\mathrm{Hα}$图像中没有检测到。晚时间源的光谱能量分布与类恒星光谱（$\log T_{eff} > 3.7$和$\log L / L_{\odot} > 4$）很好地拟合，只有很小程度的红化，与SN~ 2006 jc在早期的估计一致。SN~ 2006 jc爆炸后没有进一步爆发，表明前兆爆发起源于其前身。根据源的微弱性排除了源是致密主星团的可能性，但也讨论了晚期源可能是起源于前SN尘埃壳层或球体（半径$1\mathrm{pc}$内）的未分辨光回波的可能性。不管这个晚时间源的性质如何，这些观测结果都排除了SN~ 2006 jc的前身有一颗明亮的蓝色变星。
2016-09-25 astro-ph.SR
First detection and characterization of symbiotic stars in M31
共生双星被认为是Ia型超新星的祖先。银河系共生双星的普查是如此不完整，以至于我们无法可靠地估计这些恒星的总人口，并用它来检查这个数字是否与螺旋星系中观察到的Ia型超新星比率一致。因此，我们开始对与我们银河系最近的对应物（即M31）进行调查，在那里可以实现对共生恒星的相对完整的普查。我们报告了M31中35颗共生双星的首次探测和光谱特征，并将这些恒星与银河系中的共生恒星进行了比较。这些新发现的M31共生双星与银河系的共生体非常相似，尽管我们显然只对M31中最明亮的共生体进行了采样（在这个可行性研究中）。我们还在M31中发现了一颗共生星（M31SyS J004233.17+412720.7），它是所有共生体中电离水平最高的。M31共生星M31SyS J004322.50+413940.9的一次光学爆发可能是一次类似新星的爆发，这是在银河系和麦哲伦云之外探测到的第一次共生爆发。
2014-07-22 astro-ph.SR
Multiple giant eruptions and X-ray emission in the recoiling AGN/LBV candidate SDSS1133
我们提出了一个全面的分析，20年的多色测光光变曲线，多历元光谱，和X射线数据的非核可变对象SDSS 1133在Mrk 177在$z=0.0079$。紫外光变曲线显示，SDSS 1133在2001年、2014年、2019年和2021年经历了四次爆发。非爆发状态下的持续紫外光光度为$\sim 10^{41}$ erg/s，具有小尺度的通量变化，爆发期间的峰值光度可达$\sim 10^{42}$ erg/s。光谱表现出持久的广泛的氢巴耳末P-Cygni公司的吸收最小值在$\sim -2,000$公里/秒，表明存在快速移动的喷出物。{ \it Chandra}在2019年爆发后以$L_{X} = 4 \times 10^{38}$ erg/s的$0.3-10$ keV光度检测到微弱的X射线发射。这些证据表明，SDSS 1133是一个极端明亮的蓝变星（LBV），经历了多次巨大的爆发，与不同的壳层和/或星周介质（CSM）的相互作用，并不赞成反冲活动星系核（AGN）在文献中提出的方案。我们认为，脉动对不稳定性可能提供了一个可行的解释，在SDSS 1133的多个高能爆发。如果SDSS 1133目前的活动是超新星爆发的前兆，我们可能能够在未来的观测中观察到一些额外的巨大爆发，然后是终端超新星爆发或坍缩成大质量黑洞。
2022-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
V1047 Cen: The first Z And-type outburst observed in the classical nova binary
本研究证实经典新星V1047 Cen 2019年的异常爆发为仅在共生双星中观测到的Z And型，通过光谱能量分布拟合验证参数匹配，揭示该类爆发也可发生在短周期激变变星中，对理解Ia型超新星起源有重要意义。
2025-03-19 astro-ph.SR
A new and unusual LBV-like outburst from a Wolf-Rayet star in the outskirts of M33
MCA-1B（也被称为MCA 003）是一颗位于M33西郊的亮热星，在20年前被分类为光谱型Ofpe/WN 9，并被确认为候选亮蓝变星（LBV）。Palomar Transient Factory的数据显示，这颗恒星在2010年变亮，其光曲线与M31中经典的LBV恒星AFAn相似。其他的Ofpe/WN 9恒星已经爆发为LBV，但MCA-1B是不寻常的，因为它仍然很热。它在整个喷发过程中表现出WN型光谱，而LBV通常会变得更冷。MCA-1B的热光度增加了近四倍，半径也增加了一倍，但温度保持在29 kK左右。当它逐渐消失时，它转向更热的温度，表现出WN 7/WN 8型光谱，并使其风速增加一倍。MCA-1B让人想起一些超新星冒名顶替者，它的位置类似于SN 2009 ip的孤立环境。它与HD 5980（在SMC中）和GR 290（也在M33中）最相似。而这两个LBV表现出B型光谱喷发，MCA-1B是第一个明确的情况下，沃尔夫-拉叶（WR）光谱持续在所有时间。MCA-1B、HD 5980和GR 290共同构成了一类WN型LBV，与S剑鱼座LBV不同。它们在低金属丰度的LBV背景下是最有趣的，可能是双星中的后LBV/WR转变，并且可能是~Ibn型超新星的祖先。
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of an outburst one year prior to the explosion of SN 2011ht
利用Pan-STARRS 1巡天的图像，我们在据称的IIn型超新星（SN）2011 ht爆炸前287天和170天确定了一个前兆爆发。在Pan-STARRS数据中，与SN 2011 ht一致的源仅在\zps \和\yps -波段中被探测到。M $_z\simeq$ -11.8的绝对星等表明这是一次母星的爆发。未经过滤的卡特琳娜实时瞬变观测图像也显示了主事件前至少258至138天的同步源。我们认为，爆发很可能是一个本质上的红色喷发，虽然我们不能最终排除一系列的不稳定的爆发，观察到只有在红色波段的机会。这仅仅是第四次在声称的SN之前检测到爆发，并使人们相信，可能有更多的相互作用的瞬变具有爆炸前爆发，而这是目前的调查所遗漏的。
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.SR
Discovery of a rapid, luminous nova in NGC 300 by the KMTNet Supernova Program
我们提出了韩国微透镜望远镜网络超新星计划（KSP）的一个快速演变的瞬态的发现。KSP是一种新的高节奏超新星调查，提供深（$\sim21.5$磁在$BVI$波段）几乎连续的宽视场监测，发现早期和/或快速的光学瞬变。KSP-OT-201509 a于2015年9月27日在KSP调试运行期间在附近星系NGC~300的方向上被发现，并在探测极限以上停留了$\sim$ 22天。我们使用$BVI$光变曲线来约束上升速率、$-3.7(7)$ mag day $^{-1}$（在$V$中）、衰变时间尺度、$t^{V}_{2}=1.7(6)$天和峰值绝对震级、$-9.65\leq M_{V}\leq -9.25$ mag。我们还发现了所有波段中短暂的最大前停止的证据。KSP-OT-201509 a的峰值光度和光变曲线演化使其与明亮、快速衰减的新星爆发相一致。我们讨论了限制的性质的祖细胞和它的环境，使用档案HST/ACS图像，并得出结论与广泛的讨论系统的性质。
2017-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Closer Look at the Fluctuations in Brightness of SN 2009ip During Its Late 2012 Eruption
超新星SN 2009 ip自2009年8月首次被发现以来已经重新变亮了几次。在2012年9月下旬的最后一次爆发中，它达到了m $_v$ $\sim$ 13.5（M $_v$比-18亮）的峰值亮度，导致一些人推测它经历了一次最终的核心坍缩超新星。相对高节奏的多波长测光后峰下降揭示颠簸的亮度很少观察到其他IIn型超新星。这些颠簸同步发生在所有的紫外和光学波段的振幅为0.1 - 0.4马格在10 - 30天的时间间隔。具有这些特征的紫外线和光学中的连续增亮和变暗现象，在2012年9月下旬SN 2009 ip爆发的模型中并不容易解释。我们还提出证据表明，后峰的亮度波动发生在定期的时间间隔，并提出更多的问题，他们的起源。
2014-08-16 astro-ph.SR
Infrared outbursts as potential tracers of common envelope events in high-mass X-ray binary formation
经典的大质量双星演化情景预测，过渡的共同包络（CE）阶段之前，以及成功的演化阶段时，一个双星组成的紧凑的对象和一个大质量的恒星，即高质量X射线双星（HMXB）。普通包络线的观测表现缺乏约束。我们推测，在某些情况下，它的喷射可能会被观察到作为一个瞬态事件在中红外（IR）波长。我们估计的CE喷射事件和HMXB每恒星形成单位率的预期数量，并比较这些理论估计与观测。我们编制了一份由斯皮策红外密集瞬变调查检测到的85个性质不确定的中红外瞬变的列表，并搜索它们与X射线、光学和紫外源的关联。我们的理论估计，我们发现，只有一个潜在的HMXB可能与IR瞬变，并初步提出，X射线源NGC 4490-X40可能是一个前兆的SPIRITS 16 az事件。在其他有趣的来源中，我们认为超新星遗迹候选者[BWL 2012] 063可能与SPIRITS 16 ajc有关。我们还发现，两个SPIRITS事件可能与新星，和七个有潜在的光学同行。我们的结论是，大规模的二进制演化的情况下，涉及CE事件不矛盾的红外瞬变和HMXB恒星形成星系目前可用的观测。
2018-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Search for Failed Supernovae with the Large Binocular Telescope: N6946-BH1, Still No Star
我们提出了新的大型双筒望远镜，哈勃太空望远镜和斯皮策太空望远镜的数据失败的超新星候选人N6946-BH 1。我们还报告了一个不成功的尝试，以检测候选人与钱德拉。这颗直径约为30万Lsun的红超巨星在2009年经历了一次爆发，此后在光学上消失了。在2008年5月至2019年10月的LBT数据中，源的R波段光度的任何增加的上限是2000 Lsun。HST和斯皮策的观测结果表明，该源在近红外和中红外继续衰减，在2015年10月至2017年9月期间衰减约2倍，在H波段（F160W）达到2900 Lsun。光谱能量分布的模型与幸存的恒星不一致，这些恒星被持续的风或在瞬态中形成的尘埃所掩盖。N6946-BH 1的消失仍然与失败的超新星一致。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SU UMa-type supercycle in the IW And-type dwarf nova BO Cet above the period gap
BO Cet是一颗著名的激变变星，其轨道周期在周期间隔（0.139835 d）之上，同时具有Z Cam/IW And星和SU Uma星的特征。使用小行星地球撞击最后警报系统（ATLAS）强制测光和超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）天空巡逻数据，我发现BO Cet在2022年11月经历了一次超级爆发，经历了一系列短暂的，正常的爆发，振幅不断增加。这种爆发序列（超周期）是在许多SU Uma星中看到的，这一观察加强了这样一种建议，即在重复的正常爆发期间，盘中积累的质量和角动量甚至在不寻常的系统BO Cet中也会导致超级爆发。在超级大爆发之前的大爆发具有IW和型停顿的特征。这一现象加强了IW和恒星的终端爆发发生在盘半径达到一定限度时的建议。我认为这次爆发是一次失败的超级爆发，在此期间，盘达到了3：1共振的半径，但爆发在超级驼峰形成之前就消失了。在质量比处于3：1共振稳定性边界线上的BO Cet中，随着盘半径的增加，潮汐截断效应和3：1共振效应之间可能存在竞争，而后者在当前情况下获胜。这一发现可能表明，IW和型和SU UMa型现象的物理相关性比人们想象的更强。
2023-02-06 astro-ph.SR
Supernova Progenitors, Their Variability, and the Type IIP Supernova ASASSN-16fq in M66
我们在哈勃太空望远镜（HST）的存档数据中发现了附近IIP型超新星ASASSN-16 fq（SN 2016 cok）的爆炸前对应物。该源似乎是几颗恒星的混合物，这妨碍了获得准确的测光。然而，在对恒星温度和灭绝的合理假设下，几乎可以肯定的是，这颗恒星的初始质量M<17 Msun，并且很可能在8- 12 Msun之间。一旦ASASSN-16 fq褪色，观察将没有困难准确地确定祖先的属性。在8年的大双筒望远镜（LBT）的数据，没有显着的祖先的变化被检测到的RMS限制约0.03马格。6个附近的SN低水平的变化，SN 1987 A，SN 1993 J，SN 2008 cn，SN 2011 dh，SN 2013 ej和ASASSN-16 fq的限制，只有缓慢衰落的SN 2011 dh的祖先表现出明确的变化的证据。不包括SN 1987 A，这些源暗示的SN之前的过去十年中持续时间超过0.1年（FWHM）且亮度超过M_R<-8等的爆发次数的90%置信限约为N<3。我们持续的LBT监测计划将稳步改善对SN前祖先变异的限制，其幅度远低于SN调查所能达到的幅度。
2016-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric Investigation of Novae T Pyx, BT Mon and V574 Pup at Quiescence by using the 2.4 m Thai National Telescope
再发新星（Recurrent novae，RNe）是由热核失控提供动力的多次爆发的新星。爆发发生在白矮星的表面，伴随着晚型主序星或巨次级星将物质转移到白矮星主星上。它们类似于经典新星（CNe）爆发，但只有RNe有一个以上的记录爆发。RNe是Ia型超新星的前身系统之一，在宇宙学中被用作主要的距离指示器。因此，必须研究CNe和RNe的爆发类型，并最终确定最终可能成为Ia型SNe爆炸候选者的天体数量。采用了在突出幅度-速度等级图中RNe与CNe分开的建议。由于低振幅是由静态系统中存在的演化的次级和/或高传质速率引起的，因此RNe候选物应相应地具有低振幅。我们选择了3个初步目标，包括T Pyx，BT Mon和V574 Pup。它们的振幅并不低，但却是泰国国家望远镜（TNT）所能观测到的最低振幅。我们获得了他们的幅度在静止使用ULTRASPEC相机上的2.4米TNT。三个目标在光学和近红外色星等图上的位置表明，这三个目标都应该有主序星。这对于T Pyx来说是正确的，它的第二颗恒星已经被证实是主序星，但BT Mon和V574 Pup还没有被证实。
2018-12-28 astro-ph.SR
NGC 300 OT2008-1 As a Scaled-Down Version of the Eta Carinae Great Eruption
我们认为，中等亮度的光学瞬变NGC 300 OT 2008 -1是由一个极端的渐近巨星分支星的主序列伴侣的质量转移插曲。我们发现几个月的NGC 300 OT 2008 -1爆发，2002年3个月的B星V838 Mon神秘爆发，以及19世纪发生的大质量双星系统Eta Carinae长达20年的大爆发的光变曲线形状非常相似。它们相似的衰减特性暗示了一个共同的能量来源：一种通过吸积到主序星上而释放的引力能。这些事件在总能量与爆发持续时间图中占据了一个特定的条带。这条带位于新星和超新星之间。我们将最近的瞬态事件添加到该图中，并发现它们占据同一条带。这表明一些中等亮度的光学瞬变是由致密物体（不一定是主序星）上的吸积提供动力的。由于吸积过程的几何形状，预计这些瞬变会产生双极喷出物。
2009-12-08 astro-ph.SR
The 2008 Luminous Optical Transient in the Nearby Galaxy NGC 300
2008年初在NGC 300中出现了一个明亮的光学瞬变（OT），其最大亮度为M_V ~ -12到13，介于经典新星和超新星之间。我们提出了基于地面的光度和光谱监测和自适应光学成像的OT，以及前和后的爆发空间为基础的成像与HST和斯皮策。最大值的光谱显示了一个F型超巨星光球，有氢、Ca II和[Ca II]的叠加发射线，类似于低光度的I型超新星冒名顶替者（如SN 2008 S）和冷超巨星（如IRC +10420）的光谱。发射线具有复杂的双重结构，表明速度约为75 km/s的双极外流。喷发时释放的光能约为10^47尔格，大部分是在头两个月内释放的。通过注册新的HST图像与深档案帧，我们已经精确地定位OT网站，并没有发现可检测的光学祖亮比宽带V 28.5等。然而，档案斯皮策图像揭示了一个明亮的，不变的中红外预爆发源。我们的结论是，NGC 300 OT是一颗被大量尘埃笼罩的发光恒星，质量约为10-15 Msun，它经历了一次喷发，清除了周围的尘埃，并引发了两极风。其前身可能是一个OH/IR源，它已经开始在一个蓝色环上向更高的温度演化，但爆发的确切原因仍然不确定。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
