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
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
Facing the wind of the pre-FUor V1331 Cyg
金牛T星的质量外流被认为是低质量恒星在主序前收缩过程中去除角动量的有效机制。在恒星演化的前二阶段观测到最强的恒星风。V1331 Cyg被认为是处于前FUor阶段的TTS。我们分析了1998-2007年收集的V1331 Cyg的高分辨率光谱和2012年拍摄的20-d系列光谱。首次探测到这颗恒星的光球光谱，并推导出恒星参数：光谱型G7-K 0 IV，质量2.8 Msun，半径5 Rsun，vsini < 6 km/s。光球光谱具有高度的遮蔽性，但不同谱线的遮蔽程度不同，弱跃迁时遮蔽程度较低，强跃迁时遮蔽程度较高。Fe II 5018、Mg I 5183、K I 7699和其他一些金属谱线在径向速度约为-240 km/s时伴随着“壳层”吸收。我们表明，这些反射形成于喷流中的激波后气体中，即通过喷流可以看到恒星。H-alpha和H-beta的天鹅座P廓线表明终端风速约为500 km/s，其时间尺度从几天到几年不等。一个星风模型的发展来解释的观测。该模型是基于使用辐射转移程序TORUS计算氢谱线。观测到的H-α和H-β谱线轮廓及其变化可以很好地再现与恒星风模型，其中的质量损失率和准直（开角）的风是可变的。开度角的变化可能是由内盘风磁化的微小变化引起的。质量损失率的变化范围为（6-11）× 10 ^{-8} Msun/yr，吸积率为2.0 × 10 ^{-6} Msun/yr。
2014-06-19 astro-ph.SR
A Near-IR Spectroscopic Survey of FU Orionis Objects
我们对33个与FU~Orionis有不同程度相似性的天体进行了均匀近红外光谱测量。三个经典FUor FU Ori、V1057 Cyg和V1515 Cyg的共同光谱特征是：强CO吸收、弱金属吸收、强水带、低重力、强蓝移He I吸收和很少（如果有的话）发射线。基于这些标准，我们将33个对象分类为真正的FUor（观察到的喷发），FUor类对象（未观察到的喷发），或具有某些FUor类特征的特殊对象，并给出了14个真正的FUor，10个FUor类对象和9个特殊对象的光谱图谱。所有我们归类为FUor或FUor类的物体都具有非常相似的近红外光谱。我们使用这种光谱相似性来确定每个源的消光，并将消光与3微米冰带的深度相关联。所有真正的FUor今天仍然保持FUor的光谱，尽管爆发发生在80年前。大多数FUor和FUor类天体在Na+Ca与CO当量宽度图上占据了一个独特的空间，而奇特的天体往往主要在其他地方发现。由于大多数FUOR显示反射星云，我们也提出了一个图集的K波段图像的每个目标。我们发现，近红外光谱的FUOR和年轻的棕矮星可以是非常相似的，一个显着的特点是帕邢β吸收光谱的FUOR。虽然V1647 Ori，AR 6a和V346 Normae先前已被归类为候选FUOR，但我们将它们归类为具有某些类似FUOR性质的特殊对象，因为它们的光谱现在与真正的FUOR有显着差异。我们确认了两个新的FUor样物体…
2018-06-22 astro-ph.SR
The outburst and nature of two young eruptive stars in the North America/Pelican Nebula Complex
上下文2010年8月，位于北美/鹈鹕星云复合体的两个年轻恒星物体突然变亮。早期的观测表明，这些天体可能属于FUor或EXor类的年轻爆发恒星。FUOR和EXOR的爆发通常被解释为从拱星盘到原恒星的物质吸积增强。目标。为了确定这两个物体的真实性质，我们启动了一个光学和近红外监测计划，并利用档案观测和文献数据补充了我们的数据。方法.我们绘制并分析了爆发前和爆发的光谱能量分布（SED）、多滤光片光变曲线和颜色-颜色图。结果HBC 722在大约两个月内单调变亮，在最大亮度期间获得的SED表明出现了热的单温黑体。目前的衰落速度意味着这颗恒星将在大约一年后恢复平静，这对它是否被归类为真正的FUor提出了质疑。VSX J205126.1+440523的爆发较为平缓，但达到了前所未有的高幅度。在峰值之后的2.5个月，它的光变曲线显示出一个深的最小值，此时该物体接近其爆发前的光学亮度。进一步的监测表明，它仍然远远没有平静下来。结论.光变曲线的形状、测辐射热光度和吸积率表明，这些天体不属于经典的FUor群。虽然HBC 722表现出真正的FUor的所有光谱特性，但与经典FUor相比，它的光度和吸积率太低，时间尺度太快。VSX J205126.1+440523似乎是一个快速消光变化调制光变曲线的例子。
2011-01-17 astro-ph.SR
Testing the Binary Trigger Hypothesis in FUors
我们目前的观测三个FU Orionis对象（以下简称FUOR）与非冗余孔径掩模干涉（NRM）在1.59微米和2.12微米，探测二进制同伴的规模上的原行星盘，饲料的吸积爆发。我们没有发现天鹅座V1515或HBC 722的任何伴星，但我们确实分辨出了天鹅座V1057的一个近距离伴星，它处于衍射极限（rho = 58.3 +/- 1.4质量或30 +/- 5天文单位），目前比爆发恒星（δ（K '）= 3.34 +/- 0.10等）暗得多。考虑到爆发恒星的流量过剩，我们估计伴星的质量（M ~ 0.25 Msun）与FUor本身的质量相似或略低，因此它类似于典型的金牛座T双星系统。我们的观测只达到δ（K '）~ 4等的对比度极限，因此我们只对那些接近或超过爆发前FUO光度的伴星敏感。FUor爆发可能与近距离双星伴星的存在有关，这仍然是合理的。然而，我们认为，从系统几何形状和质量储存考虑，这些爆发并不直接关系到轨道周期（即，发生在近星点通过），而是必须只偶尔发生。
2016-05-11 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
The ALMA early science view of FUor/EXor objects - V: continuum disc masses and sizes
低质量恒星在被称为FUor和EXor爆发的增强吸积的短暂爆发期间建立了其总质量的重要部分。FUor天体的特征是在一年内突然变亮约5个星等，并在数十年内保持明亮。EXor天体在较短的时间尺度上有较低的振幅爆发。在这里，我们讨论了一个1.3毫米ALMA小型调查的8个爆发源（三个FUor，四个EXor，和边界对象V1647猎户座）在猎户座分子云。虽然本系列的前几篇论文讨论了在三个FUor对象和V1647 Ori中观察到的显着分子流出，但在这里，我们专注于连续数据以及FUor和EXor群体之间的差异和相似性。我们发现FUor盘的质量（~80-600 M_JUP）明显大于EXor天体（~0.5-40 M_JUP）。我们还报告说，EXor来源缺乏在FUor人口中看到的突出外流。尽管我们的样本很小，但圆盘质量和外流活动的巨大差异表明这两种类型的物体代表了不同的进化阶段。与金牛T星相比，FUor源似乎相当紧凑（Rc < 20-40 au），并且对于给定的盘质量具有较小的特征半径。V1118猎户座，我们样本中唯一已知的近距离双星系统，被证明在每个恒星组件周围都有一个圆盘。HBC 494周围的圆盘是不对称的，暗示着外部圆盘中的结构或第二个圆盘的存在。
2017-11-23 astro-ph.SR
Light curves of the latest FUor: Indication of a close binary
自2009年11月以来，我们在多个观测站和多个波长监测了最近的FUor 2 MASS J 06593158 -0405277（V960 Mon）。2014年9月左右，$r$爆发近2.9等后，亮度逐渐减弱，直到2015年4月，$U$的亮度逐渐减弱近1等，$z$的亮度逐渐减弱0.5等。此后，直到2015年6月，$λ>5000 Å$的亮度一直保持不变，而最短波长（$U, B$）则表明亮度有了新的上升，类似于FU或V2493 Cyg（HBC 722）的亮度。我们在2014年12月至2015年4月期间的近红外（NIR）监测显示，爆发幅度较小（$\sim$ 2等），爆发后亮度下降较小（0.2 $-$ 0.3等）。光学和近红外色星等图表明，亮度下降是由于消光增加。爆发后的光变曲线受到振荡的中性色图案的调制，周期约为17天，振幅从2014年10月的$\sim$ 0.08等下降到2015年5月的$\sim$ 0.04等。振荡模式的性质使我们建议存在一个偏心轨道的密近双星。
2015-10-22 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
Resolving the Binary Components of the Outbursting Protostar HBC 494 with ALMA
本研究利用ALMA高分辨率观测将爆发原恒星HBC 494解析为双星系统，发现主星更亮更大且无环双星盘，并报告了分子谱线观测揭示的外流与包络结构。
2023-06-27 astro-ph.EP 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
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
X-ray emission from an FU Ori star in early outburst: HBC 722
目的：我们对HBC 722（V2493 Cyg）新爆发的FU Ori-type爆发进行了首次X射线观测，目的是描述其早期爆发期间的X射线行为和近恒星环境。研究方法：我们使用XMM-牛顿和钱德拉X射线天文台的数据来测量X射线源的温度和光度，以及沿视线朝向源的气柱密度。结果：我们报道了HBC 722的Chandra X射线检测，其X射线亮度为LX ~ 4 E30 erg s-1。气柱密度超过了光学消光和标准气尘比的预期值。我们的结论是，无尘气体质量存在于恒星周围，如强风从内部磁盘发射，或大量的吸积柱。两年前，XMM-牛顿在最初的光学峰值之后进行了一次试探性的探测，发现了一个只有微弱吸收的微弱X射线源。
2014-10-02 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
PV Cep and V350 Cep: stars on the way between FUors AND EXors
基于2015-2020年期间的新观测和已发表的数据，对异常喷发变量PV Cep和V350 Cep进行了研究。结果表明，PV Cep经历了一次有规律的爆发，随后亮度下降，从2011年持续到2019年，并且仍然处于深度最小值。这次爆发伴随着一些谱线的强度和剖面的重大变化，包括Ha、[SII]和[OI]。禁戒线通常具有负的径向速度，可以分为四个分量，具有可变的速度和相对强度。V350 Cep基本上在整个时间内处于最大亮度水平，其光谱几乎没有改变。现有的数据表明，V350 Cep光谱中Ha线的明显的P Cyg轮廓出现在亮度上升的几年后，即1986年。目前状态下恒星的光度估计分别为20 L（太阳）和3.3 L（太阳）。这两颗恒星可能代表了介于FUor和EXor类之间的中间天体。
2021-06-30 astro-ph.SR
V2492 Cygni: Optical BVRI variability during the period 2010-2017
介绍了2010年8月至2017年12月期间收集的年轻恒星天体V2492 Cyg的BVRI光度观测结果。这颗恒星位于鹈鹕星云的区域，它是在2010年被发现的，因为它在R波段的亮度显著增加了5等以上。根据变异性的第一个假设，V2492 Cyg是FUor候选者。在随后的观测中，据报道这颗恒星显示出EXor和UXor型变星的固有特征。光学数据表明，在整个观测期间，该恒星表现出多次大幅度的亮度增加和下降。在2017年初，我们记录到V2492 Cyg的光学亮度显着增加，严重超过了2010年后记录的最大亮度。
2018-01-16 astro-ph.SR
Towards a better classification of unclear eruptive variables: the cases of V2492 Cyg, V350 Cep, and ASASSN-15qi
爆发变星是显示出偶发性亮度变化的年轻恒星：EXOR/FUOR的变化通常与增强的吸积爆发有关，这些爆发以月/年（EXOR）和几十年/世纪（FUOR）的间歇性节奏发生。可以归因于沿着他们视线的可变灭绝的变化被归类为UXor。我们的目的是调查的长期光度行为的三个来源归类为爆发变量。我们目前的数据从档案板的Asiago天文台相对于目标所在的领域。为了完整起见，我们还分析了相同地区的哈佛板块，这些板块覆盖了更长的历史时期，尽管灵敏度较低，但我们只能提供上限。总共调查了273个Asiago板块，为这三颗恒星提供了200多个星等，涵盖了1958年至1991年之间约34年的时间。我们将我们的数据与最近收集的文献数据进行了比较。我们对V2492 Cyg的平板分析提供了历史上限，这些上限似乎与过去十年监测的活动水平不一致。因此，最近观察到的吸积现象可能与爆发事件有关，而不是重复的遮蔽。虽然纯粹的灭绝似乎不是造成ASASSN-15 qi波动的唯一机制，但它可以相当合理地解释最近V350 Cep的变化。
2018-01-30 astro-ph.SR
Diagnosing FUor-like Sources: The Parameter Space of Viscously Heated Disks in the Optical and Near-IR
FU Ori型天体（FUors）是年轻恒星上数十年的吸积爆发，其强度足以粘性加热盘，使盘超过中心恒星。我们构建模型FUor对象通过计算从稳态粘性吸积盘，被动加热的尘埃盘，磁层吸积柱，和恒星光球的排放组件。我们探索的吸积率和恒星质量的参数空间，调查的光学和近红外光谱能量分布和光谱线的影响。通过拟合三个确认的FUor天体FU Ori，V883 Ori和HBC 722的多波长光度学，然后将预测的光谱与观察到的光学和红外光谱进行比较，验证了模型。粘性盘和恒星光球之间的亮度比$η$为识别粘性吸积盘提供了重要的指导，$η=1$（“过渡线”）和$η=5$（“充分优势线”）标志着诊断的转折点，在这里用近红外进行评估。这些转折点指示了FU或特征的强CO吸收、弱金属吸收、$H$带中的三角形光谱连续形状以及色星等图中的位置的出现和完全发展。较低的恒星质量$M_*$和较高的吸积率$\dot{M}$导致较大的$η$ ;对于$M_*=0.3~{\rm M_\odot}$，$η=1$对应于$\dot{M}=2\times10^{-7}~{\rm M_\odot}/$ yr，$η=5$对应于$\dot{M}=6\times10^{-7}~{\rm M_\odot}/$ yr。充分优势线也与预期的吸积速率一致，吸积物质直接到达恒星。我们讨论了灭绝诊断模型的影响，FUOR增亮的时间尺度，在初始的原恒星生长的粘性盘，和…
2022-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hubble imaging of V1331 Cygni: Proper motion study of its circumstellar structures
年轻的恒星V1331 Cyg之所以受到关注，是因为它被一个光学的弧形反射星云所包围。V1331 Cyg通常被认为是过去经历过FU-Ori（FUOR）爆发的对象的候选者。这反过来又可能导致随时间变化的尘埃弧的外观，可以通过多历元成像揭示。特别是，然后可以尝试对尘埃弧进行径向颜色分析，以检查径向粒度分布是否被先前的FUOR风修改。我们在2009年使用哈勃太空望远镜（HST）获得了V1331 Cyg的第二个历元图像。通过与2000年的档案HST数据进行比较，我们研究了星周星云的时间演化。在使用模型点扩散函数进行点扩散函数减法之后，我们使用定制的例程来执行自行分析。星云的膨胀首先是通过对两个历元的径向亮度剖面进行去卷积和相关得到的。来自其他设施TLS，UKIDSS，SPITZER和HERSCHEL的其他数据也被纳入，以提高我们对恒星环境，视角，双极流出长度和FUOR现象的理解。派生的径向颜色配置文件并不表明尘埃颗粒大小的空间分离。赫歇尔160微米的图像显示了当时可能存在于外弧中的尘埃的热辐射。通过观察V1331 Cyg几乎在极点上，双极流出的长度远远超过了先前的估计。外弧扩张的时间尺度与CO环的注入时间一致，这支持了几千年前发生爆发的假设。外弧的方位角颜色变化可能是由于散射角的变化，由尘埃配置的倾斜或螺旋几何形状施加。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term optical photometric monitoring of the FUor star V900 Mon
我们目前的结果，光度监测V900 Mon，一个新发现的和仍在研究中的对象从FU Orionis类型。FUor现象很少被观测到，但它对恒星演化是必不可少的。由于我们只知道大约20颗这种类型的恒星，因此对每一个新天体的研究对我们的知识都非常重要。我们的数据是在2011年9月至2021年4月期间使用BVRI Johnson-Brachins滤光片组在光谱区域获得的。为了跟踪该天体的光度历史，我们在米库尔斯基太空望远镜档案馆的可用底片上测量了它的恒星星等。收集到的档案数据表明，V900 Mon的亮度上升开始于1989年1月之后，爆发持续至今。在2009年11月，当爆发被记录时，这颗恒星已经达到了接近目前的亮度水平。我们的观测表明，在2011-2017年期间，恒星的星等在每个通带内逐渐增加。观测到的爆发幅度约为4等（R）。在过去的三年里，亮度的增加已经停止，甚至有轻微的下降。已知的FUor天体的光变曲线的比较表明，它们是非常多样的，很少重复。然而，到目前为止，我们的光度数据显示V900 Mon的光变曲线与V1515 Cyg和V733 Cep有点相似。
2021-05-31 astro-ph.SR
V2494 Cyg: A unique FU Ori type object in the Cygnus OB7 complex
本文对L1003暗云中的天鹅座变星V2494进行了光度和光谱研究。这颗恒星的亮度，以前被称为HH 381 IRS，在R上增加了2.5等（可能是在20世纪80年代），从那时起几乎保持不变。自从亮度增加以来，V2494 Cyg照亮了一个双极彗星星云。恒星光谱具有FU Ori型的几个典型特征，加上它具有非常强的H α和具有高速分量的禁止发射线。这些发射线起源于恒星附近的HH喷流。喷流的运动学年龄与它在导致亮度增加的爆发时形成的一致。V2494 Cyg也产生相当长的外流;它是第一个已知的FUor，既有观测到的爆发，又有秒差距大小的HH流。该星云由V2494 Cyg照亮，具有与哈勃望远镜的可变星云（R Monocerotis/NGC 2261）相似的形态和光谱特征。
2013-04-18 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
An Analysis of the Environments of FU Orionis Objects with Herschel
我们介绍了六个FU猎户座型物体和候选者的Herschel-HIFI，SPIRE和PACS 50-670 μm成像和光谱学（FU Orionis，V1735 Cyg，V1515 Cyg，V1057 Cyg，V1331 Cyg和HBC 722），爆发日期从1936年到2010年不等，来自“FOOSH”（FU Orionis Objects Surveyed with Herschel）计划，以及Spitzer-IRS和加州理工学院亚毫米波天文台的辅助结果。在它们的系统性质（Lbol，Tbol，线发射）中，我们发现FUors处于各种进化状态。此外，一些FUOR具有I类和II类源的特征：温暖的连续性与II类源一致，但旋转线发射是I类的典型特征，远高于类似质量/光度的II类源。结合几种分类技术，我们发现一个进化序列与以前的中红外指标一致。我们检测到[O I]在每个源的光度与0/I类原恒星一致，远远大于II类磁盘。我们检测到的13 CO（J_up为5至8）周围的两个源（V1735天鹅座和HBC 722）的过渡，但它们归因于附近的原恒星。在剩下的来源中，有三个（FU Ori，V1515 Cyg和V1331 Cyg）只显示了低的CO，但有一个（V1057 Cyg）显示了高达J = 23 - 22的CO和H2O和OH发射的证据，其强度是原恒星的典型强度，而不是金牛T星。“冷”CO组分的转动温度范围为…
2013-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
New powerful outburst of the unusual young star V1318 Cyg S (LkHα 225)
年轻的双星V1318 Cyg与HAeBe星BD+40 o 4124周围的一个小的孤立恒星形成区有关，具有非常不寻常的光度和光谱行为。我们目前的光度和光谱观测结果的光学范围内。我们从2015年9月开始对天鹅座V1318进行了BVRI CCD测光观测。到2017年7月在同一时期，我们获得了中等和低分辨率的光谱。观测是用2.6米望远镜进行的。我们分析了天鹅座V1318的历史光变曲线，证明了天鹅座V1318 S在20世纪70年代相当明亮（V $\approx$ 14等）后开始降低亮度，并在1990年变得几乎不可见。在20世纪90年代后半期重新出现后，这颗恒星开始变得非常缓慢地明亮。在2006年至2010年期间，V1318 Cyg S开始变亮得更快，并在2015年在可见光中变得更亮超过5个星等。从那时起，V1318 Cyg S一直保持在这个最大值。它的光谱几乎没有变化，由发射和吸收线的混合物组成，这使得它的光谱类型估计为早期的Ae，有明显的物质外流证据。我们推导出它目前的A（V）$\approx$ 7.2和L = 750 L（太阳），从而确认V1318 Cyg S应该属于Herbig Ae星，使它与BD+40 o 4124和V1686 Cyg一起成为该群中第三颗明亮的年轻恒星。我们很有可能在极附近观测到天鹅座V1318 S，并且其密集而缓慢（$\approx$ 100 km/s）的外流的倾角…
2019-04-20 astro-ph.SR
Near-Infrared High-Resolution Imaging Polarimetry of FU Ori-Type Objects: Towards A Unified Scheme for Low-Mass Protostellar Evolution
我们提出了近红外成像偏振测量的五个经典FU Ori-type对象（FU Ori，V1057 Cyg，V1515 Cyg，V1735 Cyg，Z CMa）与$\sim$ 0 \farcs 1分辨率使用HiCIAO+ AO 188在斯巴鲁望远镜观察。我们观察到与其中四个周围的星周尘埃相关的散射光（即，除了V1515 Cyg之外的所有）。它们的偏振强度分布呈现出臂、尾或流、尖峰和碎片分布等多种形态，其中许多在我们以前的论文中报道过。这些反射星云的形态与许多其他正常的年轻恒星天体（I-II类天体）有很大的不同。这些结构归因于引力不稳定盘，团块抛射的痕迹，风或喷流吹来的尘埃，以及恒星伴星。我们可以一致地解释我们的结果的情况下，他们的吸积爆发（FU或爆发）是由引力破碎磁盘触发，并与假设，许多低质量的年轻恒星物体经历这样的爆发。
2018-08-22 astro-ph.SR
The 2014-2017 outburst of the young star ASASSN-13db: A time-resolved picture of a very low-mass star between EXors and FUors
ASASSN-13 db是一颗拥有原行星盘的M5型恒星，是已知经历吸积爆发的最低质量恒星。自2013年被发现以来，它经历了两次爆发，其中第二次爆发始于2014年11月，持续到2017年2月。我们使用高，低分辨率光谱和时间分辨测光从ASAS-SN调查，LCOGT和灯塔天文台研究吸积流的光变曲线和动力学和物理性质。2014年至2017年的爆发持续了近800天。光变曲线中的4.15 d周期可能对应于具有热点的恒星的旋转调制。光谱显示多个发射线与可变的逆P-Cygni公司和一个高度可变的蓝移吸收以下的连续。金属发射线的线比（Fe I/Fe II，Ti I/Ti II）表明吸积流中的温度为$\sim$ 5800-6000 K。从光度学和光谱学上看，2014-2017年的事件显示出EXor和FUor之间的中间行为。吸积率（M=1-3 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_\odot$ /yr）比静止期的吸积率高出约2个数量级，与2013年观测到的吸积率没有显著差异。光谱中的吸收特征表明，该系统是在一个高角度，并驱动一个强大的，非轴对称风，可能与磁重联。ASASSN-13 db的性质表明，在非常低质量的系统中，需要比太阳型恒星更低的温度来模拟吸积。最后，在爆发期间的旋转调制表明，吸积相关的结构解决后，爆发开始，可以是相对稳定和长期的。我们的工作还展示了时间分辨光度学和光谱学在探索变星和…
2017-08-15 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
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
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
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
A mm and near-IR study of YSOs: from outbursting protostars to satellites
本博士论文通过ALMA毫米波和VLT/SPHERE近红外观测，研究爆发型原恒星HBC 494和褐矮星伴星η Tel B两个双星系统，揭示其盘结构、轨道特征及卫星探测极限，深化对恒星形成与演化的理解。
2024-07-18 astro-ph.EP 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
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
