Centrifugally Driven Mass Loss and Outbursts of Massive Stars
旋转和质量损失是大质量恒星至关重要的相互关联的性质，强烈影响它们的演化和最终命运。大质量恒星在接近其分裂极限时旋转，离心地释放质量，产生具有拱星盘的Be星，并可能驱动爆发。利用MESA恒星演化程序，研究了角动量有效输运对大质量恒星主序星和主序星后自转演化的影响。在快速旋转体中，从收缩的核心到膨胀的包层的角动量可以使表面层旋转超过分裂率，特别是对于靠近（或超过）主序末端和低金属量环境的恒星。我们还表明，离心不稳定性可能会出现在快速旋转的大质量恒星，潜在地触发S剑鱼座爆发观察到明亮的蓝色变星。先前来自双星伴星的质量吸积增加了离心质量损失的可能性和强度。我们讨论了大质量恒星演化，Be星和明亮的蓝色变量的影响。
2020-04-15 astro-ph.SR
Luminous Red Nova 2015 in the Galaxy M101
我们提出的红新星PSN J14021678+5426205的研究结果的基础上进行的观测与俄罗斯6米望远镜（BTA）以及其他望远镜的SAO RAS和SAI MSU。为了调查新星的祖先，我们使用了数字天空调查的数据和互联网上的业余照片。在1993年4月至2014年7月期间，母星的亮度在V波段逐渐增加了2.2等。在2014年11月中旬第一次爆发的高峰期，这颗恒星的绝对视星等达到了-12.75等，但后来在2015年2月，在一次绝对视星等为-11.65等的重复爆发中被发现。在光谱中观察到H α发射线和表面温度逐渐降低的冷超巨星的连续谱。这种过程是红新星的典型特征，尽管所研究的物体显示了极端的参数：最大光度、最长爆发持续时间、最小爆发幅度、光变曲线的不寻常形状。这一事件被解释为一个巨大的OB星系统的组成部分合并伴随着一个共同的信封的形成，然后膨胀，这个信封的能量损失最小。
2016-11-15 astro-ph.SR
A very luminous, highly extinguished, very fast nova - V1721 Aquilae
快新星主要位于银河系平面内，慢新星则位于其凸起处。由于沿视线的高度星际消光，许多靠近飞机的新星都被错过了，只有最亮的才能看到。一颗非常靠近银河平面的新星是V1721天鹰座，在2008年9月22日的爆发中被发现。爆发后2.69天获得的光谱显示了非常高的膨胀速度（FWHM ~6450 km/s）。本文利用现有的爆发前后测光和爆发后谱学资料，认为该天体是一个非常快、明亮、高度熄灭的新星系统，平均抛射速度约为3400 km/s。2 MASS的爆发前近红外颜色表明，在静止时，该天体类似于许多静止的CNe，似乎有一个主序/次巨星次级，而不是巨星。根据新星的下降速度及其发射线轮廓，我们假设新星喷出物的轴比为~1.4，其倾角是这样的，中央双星吸积盘是面对观察者。吸积盘的蓝色贡献系统的近红外静止的颜色可能是显着的。新星喷出物的简单模型已被构造使用的形态建模代码XS 5，结果支持上述假设。由于低信噪比和高消光，该天体的光谱分类一直很困难，这消除了光谱内任何He/N或Fe II发射的所有证据。我们建议V1721 Aql的性质有两种可能性：它是一个U Sco型RN，有一个次巨星次级，或者，不太可能，它是一个高能量的明亮和快速的经典新星，有一个主序星次级。未来监测对象可能的RN事件可能是值得的，因为将档案搜索以前的爆发。
2011-04-15 astro-ph.SR
Periodic Accretion Instabilities in the Protostar L1634 IRS 7
小分子云Lynds 1634包含至少三个外流源。我们发现其中之一，IRS 7，是可变的，周期为37.14 +/- 0.04天，振幅约为2等，在Ks波段。光变曲线由变化很小或没有变化的静止相和快速爆发相组成。在爆发阶段，快速的亮度变化产生的光回波传播到周围的分子云，允许测量到IRS 7的距离为404 pc +/- 35 pc。在爆发阶段，我们只观察到H-K颜色的轻微变化. IRS 7的K带光谱显示CO带头发射，但其等效宽度不随光变曲线的相位而显著变化。H_21 -0 S（1）线发射不随连续通量的变化而变化.我们还使用成像数据对源自IRS 7和FIR源IRAS 05173-0555的外流进行自行研究，并确认这些确实是不同的外流。
2015-10-01 astro-ph.SR
Optical nebular emission following the most luminous outburst of Aquila X-1
天鹰座X-1是一颗典型的中子星低质量X射线双星，也是研究最多的X射线瞬变星之一。我们介绍了在2016年爆发期间用Gran Telescopio Canarias（10.4 m）获得的光谱，这是最近最亮的，它显示了硬和软吸积状态的标准演化。我们的数据集包括事件最亮阶段的密集覆盖，以及向静止的衰减。我们通过研究主要发射线的轮廓和演变来寻找光学风，并没有发现无可争议的风特征，如P-Cyg轮廓。尽管如此，我们对在爆发结束时检测到的特别强烈和广泛的Halpha发射线的详细分析，与光学薄喷出物以~800 km/s或扩展的圆盘大气产生的星云相的存在是一致的。我们讨论了这些可能性，以及在其他黑洞和中子星系统中观察到的现象学的相似之处。我们的研究表明，光学星云相位可能是一个相对常见的观测功能在后期阶段的低质量X射线双星爆发，使探测存在的外流在低到中等轨道倾角。
2021-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion outbursts in massive star formation
利用巴登-符腾堡州的HPC资源，我们首次模拟了一颗年轻大质量恒星通过吸积来自其封闭环境的物质而产生的发光爆发。我们发现，年轻的大质量恒星周围的形状像一个星团盘，其碎片一旦落到原恒星上就会引发爆发，并得出结论，在高质量恒星形成区域观察到的类似的强烈发光事件可能是这种盘存在的标志。
2017-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Rotation on Triggering S Doradus Instabilities in Luminous Blue Variables
本研究探讨旋转对触发高光度蓝变星（LBV）中S Dor变的不稳定性的影响，通过数值模拟证实旋转加剧LBV赤道与两极的不稳定性，预测致密赤道盘及高速双极外流，与观测一致。
2025-02-13 astro-ph.SR
Broad-band Spectroscopy of the Ongoing Large Eruption of the Luminous Blue Variable R71
发光蓝变星（LBV）R71目前正在经历一次喷发，这次喷发在光度和光谱上与上世纪70年代的上一次爆发不同。通过分析这次爆发的光谱演化，并将R71的当前外观与其以前的爆发和静止状态进行比较，可以获得关于LBV爆发物理学的有价值的信息。在这里，我们提出了正在进行的监测计划与VLT/X-shooter的第一个光谱，并将其与档案VLT/UVES和MPG/ESO-2.2m/FEROS光谱从2002-2011年进行比较。讨论的数据包括2002年和2005年的喷发前光谱，2007年的静态和喷发状态之间的过渡阶段的光谱，以及2011-2012年的喷发光谱。2011-2012年的光谱主要由强中性和单离子化金属吸收线组成，可能形成于一个大的“伪光球”。“我们发现R71的表观温度非常低，只有~6650 K;这颗恒星类似于晚期F超巨星。R71的可见光曲线在2012年达到最大值，mV约为8.7等。考虑到R71消光的不确定性，这对应于-9.8等至-10.3等的热光度。R71的2011-2012光谱没有显示H I和Fe II P Cyg轮廓，在20世纪70年代的最后一次爆发中出现，通常在LBV爆发期间观察到。R71的视星等的上升和它的伪光球层在当前爆发期间的低视温度对这颗恒星来说是前所未有的。R71最有可能增加了它的热光度0.4-1.3等相比，其静态。它的伪光球层温度非常低，意味着质量损失率非常高，比静止状态高出…
2013-03-06 astro-ph.SR
Unveiling the Nature of SN 2011fh: a Young and Massive Star Gives Rise to a Luminous SN 2009ip-like Event
近年来，许多IIn型超新星被发现与奇特的SN 2009 ip有着惊人的相似之处，其真实性质仍在争论中。在这里，我们提出了10年的观测SN 2011 fh，一个相互作用的瞬态光谱和光度的相似性SN 2009 ip。SN 2011 fh有一个M $_r \sim -16$等的增亮事件，随后在2011年8月又有一个更亮的M $_r \sim -18$等的发光爆发。SN 2011 fh的光谱在其整个演化过程中以窄到中等的巴耳末发射线为主，天鹅座P的轮廓表明在$\sim 6400 \ \textrm{km s}^{-1}$处有快速移动的物质。2016年10月的HST/WFC 3观测显示了一个M $_{F814W} \approx -13.3$等的明亮源，表明我们正在看到喷出物与星周物质的持续相互作用，或者该恒星可能在2011年发光爆发五年后经历爆发阶段。使用超新星SN 2011 fh周围星团的HST测光，我们估计了其前身星的年龄为$\sim 4.5$ Myr，这意味着使用单星演化模型，恒星质量为$\sim 60$ M $_\odot$，或者考虑双星系统，质量范围为$35 - 80 \ \textrm{M}_\odot$。我们还表明，SN 2011 fh的祖先超过了经典的爱丁顿极限的一个大的因素，在2011年的发光爆发前的几个月，这表明强大的超级爱丁顿风作为一个可能的机制，所观察到的质量损失。…
2022-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spin-down accretion regime of Galactic ultra-luminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
首次详细研究银河系超亮X射线脉冲星Swift J0243.6+6124静止态的自转减慢吸积，发现其复杂的自转频率与光度关系及脉冲轮廓变化，证明中子星在低自转减慢态仍进行吸积并可能处于螺旋桨状态。
2023-04-21 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
SN Hunt 248: a super-Eddington outburst from a massive cool hypergiant
我们提出了SN Hunt 248的光度和光谱观测，这是NGC 5806中的一个新的超新星（SN）冒名顶替者，于2014年5月开始了多阶段爆发。2014 a初发现的增亮显示出M~-12的绝对星等和冷致密流出的光谱特征，包括Fe II、H I、Na I的P-Cygni线和金属的强线覆盖。源迅速上升，并在两周后达到M~-15等附近的峰值。在这个明亮的“2014 b”阶段，光谱变得由巴耳末辐射和更强的蓝色连续光谱主导，类似于SN冒名顶替者SN 1997 bs。哈勃太空望远镜在1997年至2005年期间拍摄的档案图像显示了一颗发光的（4 e5 Lsun）可变前体恒星。它在赫罗图上的位置与一个质量很大（M_init~30 Msun）的冷超巨星相一致，它有着非常密集的风，爱丁顿比刚好低于1。然而，在最近的2014年a增亮开始时，该物体变成了超级爱丁顿。在2014 b阶段，光度的提升可能是由于星周相互作用。SN Hunt 248提供了第一个冷超巨星经历巨大爆发的案例，让人想起亮蓝变星（LBV）的爆发。这支持了一个假设，即一些冷的超巨星，如Rho Cas，可能是伪装在由其极密的风产生的伪光球下的LBV。此外，SN Hunt 248还证明，这些恒星的爆发在峰值亮度上可以与像Eta Car这样的大质量系统的巨大爆发相媲美。
2014-12-15 astro-ph.SR
AT 2016blu: Accretion-Powered Outbursts in a Luminous Blue Variable and Compact Object Binary
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图德天文台）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；NITheCS National Institute for Theoretical and Computational Sciences, South Africa（南非国家理论与计算科学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
研究发现NGC 4559星系的伪超新星AT 2016blu的27次准周期爆发由LBV与致密天体双星的吸积驱动，为首个此类大质量X射线双星案例
2026-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common Envelope ejection for a Luminous Red Nova in M101
我们提出了M101 OT 2015 -1（PSN J14021678+5426205）的光学，近红外和中红外观测结果，这是风车星系（M101）中的一个明亮的红色瞬变，总共跨越了16年。光变曲线显示出两个明显的峰值，绝对星等分别为$M_r\leq-12.4$和$M_r \simeq-12$，分别出现在2014年11月11日和2015年2月17日。在第二个极大值期间的光谱能量分布表明，$\approx$ 3700 K的冷爆发温度和低膨胀速度（$\approx-$ 300 \kms）的H I，Ca II，Ba II和KI线。从爆发前15到8年的档案数据中，我们发现了一个与光学发现的瞬变一致的单一来源，我们认为它是祖先;它的性质与$L$ ~ $\sim$ ~8.7~ $\times\ 10^4$ \Lsun，$T_{\rm{eff}}\approx$ 7000~K和估计质量为$\rm{M1}= 18\pm 1$ \Msun的F型黄超巨星一致。这颗恒星可能刚刚完成了核心的H燃烧阶段，开始膨胀，现在正在穿越赫兹普龙间隙。基于所观察到的属性的组合，我们认为，祖是一个二元系统，与更先进的系统充满了洛希瓣。与双星演化模型的比较表明，爆发是一种极其罕见的现象，可能与共同包层的喷射有关。双星系统的初始质量填补了V838 Mon（5 $-$ 10 \Msun）和NGC~4490-OT~（30~ \Msun…
2016-10-28 astro-ph.SR
Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars
亮蓝变星表现出的行为范围从几十天时间尺度上的光变曲线“微变”，到伴随着每年高达10 e-03太阳质量的质量损失的“爆发”，几十年的时间间隔，到“巨大的爆发”，如在船底座伊塔看到的喷射一个或多个太阳质量，并在几个世纪的时间尺度上重复出现。在这里，我们回顾了洛斯阿拉莫斯小组自1993年以来的工作，研究脉动和大质量恒星的不稳定性，使用线性脉动模型和非线性流体动力学模型。该模型预测可能与微变化相关的脉动变化。使用非线性脉动流体动力学代码与时间相关的对流处理，我们表明，在某些情况下，爱丁顿限制超过定期在恒星的信封的脉动驱动区域，加速外层，也许启动质量损失或LBV爆发。我们讨论如何脉动和质量损失可能是负责的位置的汉弗莱斯-戴维森极限的H-R图。然而，“大爆发”必须涉及恒星核心更深的区域，才能导致如此大量的物质喷出。我们回顾并提出了一些可能的解释，包括重力模式的混合，长期不稳定性，SASI机制，或为II型超新星提出的不稳定性。我们概述了未来的工作，并需要恒星建模能力来调查这些可能性。
2014-02-02 astro-ph.SR
Multi-Epoch BVRI Photometry of Luminous Stars in M31 and M33
我们目前的前四年的BVRI测光从一个正在进行的调查，每年监测光度的行为，在M31和M33的演变发光的恒星。测量了199颗恒星在多个时期的光度，包括9颗经典的亮蓝变星（LBV），22颗LBV候选者，10颗后RGB A/F型超巨星和18颗B[e]超巨星。在所有历元的亮度测量V和至少一个其他波段的精度为0.04 - 0.10级下降到19.0 - 19.5的极限星等。在我们的调查中，有33颗恒星表现出显著的变异性，其中包括至少两颗在剑鱼座S型爆发中捕获的经典LBV。测光目录的超链接版本位于：http://go.uis.edu/m31m33photcat/。
2017-07-05 astro-ph.SR
Luminous Blue Variable eruptions and related transients: Diversity of progenitors and outburst properties
我们提出了新的光变曲线和光谱的一些河外的光学瞬变或“SN冒名顶替者”有关的巨型爆发的LBV，我们提供了一个比较讨论的LBV样的巨型爆发已知的日期。新的数据包括SNe 1999 bw、2000 ch、2001 ac、2002 bu、2006 bv和2010 dn的光度和光谱。SN 2010 dn类似于SN 2008 S和NGC 300-OT，而SN 2002 bu显示了从早期的正常LBV到晚期的这些较冷瞬变的孪生子的光谱演化。SN 2008 S、NGC 300-OT和SN 2010 dn似乎是更广泛的爆发现象的特例，其中祖先恒星被尘埃笼罩。检查完整的样本，SN冒名顶替者的时间范围从一天到几十年不等，可能遭受多次爆发。亮度分布的上端与最不明亮的SNe重叠。光度分布的低端很难定义，各种喷发之间的区别也不完全清楚。我们讨论了有关风或冲击的观测线索作为相关的质量损失机制，我们评估可能的想法的物理机制。虽然这些喷发的例子足以说明它们的多样性，但它们的统计分布将大大受益于即将进行的瞬态调查。根据喷发的分布，我们认为SN 1961 V不是这类冒名顶替者的成员，而是一个真正的核心崩溃SNIIn之前的一个巨大的LBV喷发。（节略）
2010-10-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Red Nova-like Variable in M31 - A Blue Candidate in Quiescence
M31-RV是一颗异常明亮（~10^6 Lsun）的爆发变星，在它消失时显示出非常冷的温度（大约1000开尔文）。M31-RV（以及其他几颗非常红的新星，也就是发光的爆发型红色变星）的光度特性导致了这类新天体的几种模型。最详细的模型之一是“合并爆发”：假设的近距离双星合并。这些新星的光度预计将与最明亮的经典新星相当或超过经典新星，但比经典新星更冷、更红，随着年龄的增长，它们会慢慢变得更热、更蓝。这一预测提出了两个严格的和明确的测试合并爆裂假说。首先，在这样一次爆发的地点，应该总是有一个冷的红色残留物，而不是一个热的蓝色残留物。其次，合并暴事件膨胀的包层应该是缓慢收缩的，因此它必须显示出缓慢上升的有效温度。我们在爆发后10年拍摄的WFPC 2档案图像中，在M31-RV的0.4弧秒（天体测量位置的1.5 sigma）内找到了一个发光的紫外线明亮物体：它类似于一颗古老的新星。爆发20年后，该天体仍然太热，不可能是合并爆发。它的行为仍然与理论上爆发在低质量白矮星上的新星模型一致。未来的哈勃紫外和可见光图像可以确定M31-RV类似物（在M85和M99中）是否也表现得像旧的新星。
2010-09-15 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
Bouncing against the Yellow Void -- exploring the outbursts of $ρ$ Cas from visual observations
大质量恒星是罕见的，但对它们的直接环境和宿主星系至关重要。它们从诞生开始就通过强烈的恒星风失去质量，直到它们作为超新星壮观地结束生命。质量损失随着它们的发展而变化，在某些阶段，它变得偶发或显示爆发活动。其中一个阶段是黄超巨星，在这一阶段，它们由于脉动和大气不稳定性而经历爆发。这在光度学中被描述为它们视星等的减少。$ρ$仙后座（Cas）是一颗明亮而著名的变星，在上个世纪经历了四次大爆发，最近一次是在2013年发现的。我们从视觉和数字观测中推导出光变曲线，并表明经过一些处理和一个小的视觉校正（$\sim0.2$ mag），两条曲线匹配。这突出了视觉观测的重要性，因为我们可以获得准确性，并且因为它们以均匀的方法完全覆盖了历史活动（四次爆发中只有最后两次被数字观测很好地覆盖）。通过从视觉观测拟合爆发轮廓，我们得出每个爆发的持续时间。我们注意到持续时间呈下降趋势，爆发之间的间隔也缩短了。这种活性表明$ρ$ Cas可能正准备进入下一个进化阶段。
2022-03-24 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
On the nature of candidate luminous blue variables in M33
亮蓝变星（LBV）被认为在大质量恒星演化中扮演着重要的角色，同时也是一些已知的最明亮的超新星的祖先。在本文中，我们提供了一个多波长的研究人口（候选人）LBV内确定M33。新的光谱提供了一个超过4年的观测基线，相对于已公布的数据，这是非常适合识别LBV爆发。M33的多历元光学和中红外测量进一步限制了样品的可变性，并允许搜索尘埃拱星喷出物。光谱和光度变化在样品中似乎很常见，但在许多情况下，需要进一步观察才能确定其物理来源。尽管如此，我们报告了一个新的爆发M33 Var C，而WNLh恒星B517在1993年至2010年之间过渡到一个较冷的B超巨星阶段证实了LBV分类。证明的概念定量分析提供了罗马诺的明星，其结果是一致的发现，它的热光度变化在其LBV的游览。B超巨星[HS 80] 110 A和冷超巨星B324这两颗恒星的温度和光度的组合似乎违反了经验的Humphreys-Davidson极限。中红外观测表明，一些候选者似乎与热的星周尘埃有关，尽管没有像船底座η这样极端的物体被发现。组合的多波长数据集表明，研究的LBV的人口被证明B[e]现象的恒星污染。其中，与热尘相关的一组光学暗淡、低光度恒星特别令人感兴趣，因为它们看起来与SN 2008 S和2008 NGC 300瞬变的可能祖先相似，尽管遭受较少的内在消光。[删节]
2012-02-20 astro-ph.SR
Optical and near-infrared spectroscopy of the black hole transient 4U 1543-47 during its 2021 ultra-luminous state
本研究通过VLT/X-shooter观测了2021年黑洞暂现源4U 1543-47在超亮态的光学与近红外光谱，发现其特征谱线并揭示了低电离冷流出的存在。
2023-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The fate of the progenitors of luminous red novae: Infrared detection of LRNe years after the outburst
INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利天体物理研究所布雷拉天文台）
研究通过红外观测揭示亮红新星爆发后尘埃形成及残余物特性，发现其在中红外持续明亮并演化为红超巨星特征。
2025-12-02 astro-ph.GA 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
Discovery of a new Galactic bona fide luminous blue variable with Spitzer
我们报告发现一个圆形的中红外线壳周围的发射线恒星Wray 16-137使用斯皮策太空望远镜的档案数据。使用南非大型望远镜对雷16-137进行的后续光谱学研究显示，它有着丰富的发射光谱，这是像天鹅座P这样的经典亮蓝变星的典型特征。随后的光谱和光度观测显示，在过去的三年里，Wray 16-137的光谱和亮度发生了巨大的变化，这意味着Wray 16-137目前正在经历一次类似S Dor的爆发。也就是说，我们发现该恒星在V和I_c波段增亮了\approx 1等，而其光谱则由Fe ii线占主导地位。总之，我们的观测结果明确表明，Wray 16-137是银河系真正的LBV家族的新成员。
2014-08-26 astro-ph.SR
Continuous `stunted' outbursts detected from the Cataclysmic Variable KIC 9202990 using Kepler data
根据早期的开普勒数据，Ostensen等人（2010年）发现KIC 9202990显示了4小时和两周的光度周期。他们认为4小时的周期是轨道周期的标志;较长的周期可能是由于吸积盘的进动，KIC 9202990是一个激变变星，它的吸积盘总是处于明亮的状态（一个类似新星的系统）。使用KIC 9202990上的完整开普勒数据集，其中包括1421 d（Quarter 2- 17），并包括来自整个Quarter 5和16的1 min节奏数据，我们发现4 hr周期是稳定的，因此是双星轨道周期的特征。相反，10- 12 d周期不稳定，振幅在20- 50%之间。这种较长的周期调制类似于那些显示“发育不良”爆发的类新星系统。我们讨论的问题，旋进盘模型在解释所观察到的特征，并指出为什么我们赞成发育不良的爆发模型。虽然这种发育不良的事件被认为是与标准的磁盘不稳定性机制，其起源还没有得到很好的理解。KIC 9202990显示了连续发育不全爆发系统的最低振幅和最短周期，使其成为更好地了解发育不全爆发和一般吸积不稳定性的理想目标。
2015-10-26 astro-ph.SR
A Long-term photometric variability and spectroscopic study of luminous blue variable AF And in M31
我们提出的光度和光谱分析的哈勃Sandage变量AF和M31。这些数据是在1998-2002年期间根据Nainital Microlensing Survey获得的，并进行了后续观察，直到2011年。在此期间，天文学家在大约5000天的时间里获得了169个夜晚的R-I波段的光度观测。AF And在1999年1月中旬出现了一次突出的爆发，随后在接下来的3年中亮度逐渐下降约1.5等，下降率约为0.0015等/天，导致2001年底进入平静期。在低伏了9年之后，AF And在2010年末再次经历了一次二次爆发阶段，振幅为0.44等，持续了一年，然后又回到了平静阶段。AF和的光谱观测显示出突出的巴耳末和He I发射线以及相对较弱的Fe II和[Fe II]发射。其光谱中不对称的发射线轮廓意味着通过光球层中的恒星风的质量损失率约为每年2.2 × 10 ^{-4}太阳质量。使用SED拟合，我们发现在视觉最小值期间光球温度为33，000 +/-3000 K。利用弱的天鹅座P型HeI发射线廓线，测得AF And的风终极速度约为280-300 km/s。
2019-08-05 astro-ph.SR
A luminous stellar outburst during a long-lasting eruptive phase first, and then SN IIn 2018cnf
我们介绍了IIn型超新星（SN）2018 cnf（又名ASASSN-18 mr）的监测活动结果。它是在最大亮度前约10天被发现的（在V波段的MJD = 58293.4+-5.7，MV = -18.13+-0.15等）。多波段光变曲线显示出一个峰值后的下降，伴随着一些轻微的光度波动，然后在峰值后大约40天开始变平。早期的光谱是相对蓝色的，并显示出狭窄的巴耳末线与天鹅座P剖面。此外，还检测到Fe II、O I、He I和Ca II。光谱随时间的演变不大，与中间宽度的功能变得越来越突出，表明更强的相互作用的SN喷出物与星周介质。全景巡天望远镜和快速反应系统档案图像的检查（Pan-STARRS）的巡天发现SN位置有一个可变的源，2015年12月在Mr = -14.66+-0.17 mag.这可能是至少从2011年年中开始的大质量祖星的爆发阶段，这就产生了星周环境，在这种环境中，这颗恒星爆炸成了IIn型SN。SN 2018 cnf的整体性质与SN 2009 ip等瞬变现象非常相似。这种相似性使得SN 2018 cnf的前身可能是一颗巨大的超巨星，或许是一颗明亮的蓝色变星。
2019-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hen 3-860: New southern eclipsing symbiotic star observed in the outburst
Hen 3-860的增亮，以前被归类为H $α$发射体，在2016年底被ASAS-SN调查发现。我们已经获得了第一次光谱观测的瞬变和补充他们的测光数据从DASCH档案的天文板，ASAS和ASAS-SN调查。根据我们的分析结果，我们可以将该天体归类为一颗经典的红外共生星，它由一颗M2-3巨星和一颗热而明亮的组分（$T_{\rm h}$ $\sim$ $1-2 \times 10^5$ K和$L_{\rm h} \sim 10^3 \rm L_\odot$）组成，巨星的$T_{\rm g}$ $\sim$为3 550 K，半径为$R_{\rm g}\sim$ 60 - 75 R $_{\odot}$，光度为$L_{\rm g}\sim$ 540 - 760 L $_{\odot}$。在过去的120年里，该系统至少经历了四次爆发。除了爆发之外，它的光变曲线还揭示了热分量及其周围（相对较冷）壳层的食的存在，这些食在爆发期间发展，并将热分量的一部分辐射重新分配到巨星的光学中，将该物体归类为一组食共生星的代表。日食使我们能够揭示该系统的轨道周期为602天。
2021-11-29 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
A New Luminous blue variable in the outskirt of the Andromeda Galaxy
热的大质量亮蓝变星（LBV）是大质量恒星演化的重要阶段。在这里，我们报告在仙女座星系遥远的郊区发现了一个新的LBV - LAMOST J 0037 +4016。它位于M31的西南角（可能是一个微弱的旋臂），与中心的投影距离出乎意料的大，为$\sim$ 22 kpc。光学光变曲线表明，在$V$带有1.2等的变化，其爆发和平静阶段都持续了几年。观测到的光谱表明，A型超巨星在时代接近爆发阶段和热的B型超巨星与弱[Fe II]发射线的时代更暗淡的亮度。近红外色-色图进一步显示它遵循银河系和M31 LBV的分布，而不是B[e]超巨星。所有现有的数据都有力地表明LAMOST J 0037 +4016是一种LBV。通过光谱能量分布拟合，我们发现它有一个光度（$4.42 \pm 1.64$）$\times 10^5$ $L_{\odot}$和一个初始质量$\sim 30$ $M_{\odot}$，表明它属于低光度类LBV。
2019-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Panchromatic evolution of three luminous red novae: Forbidden hugs in pandemic times -- IV
我们提出了三个河外发光红新星（LRNe）的光度和光谱数据：AT 2018 bwo，AT 2021 afy，和AT 2021 blu。AT 2018 bwo在爆发后几周在NGC 45（6.8Mpc）中被发现。在监测期间，瞬变达到了10^40 erg/s的峰值亮度。由UGC 10043（49.2 Mpc）主持的AT 2021 afy显示出双峰光变曲线，两个峰值达到了相似的光度2.1（+-0.6 x10 ^41 erg/s）。对于UGC 5829中的AT 2021 blu，（8.6 Mpc），爆发前的阶段被几次光度测量很好地监测到，并且该物体在爆发前显示出缓慢的光度上升。AT 2021 blu的光变曲线以前所未有的节奏被采样，直到它消失在太阳后面，然后在后期被恢复。AT 2021 blu的光变曲线显示出双峰，早期最大亮度达到6.5x10^40 erg/s，是AT 2021 afy的一半。AT 2021 afy和AT 2021 blu的光谱显示了LRNe的预期演化：在第一个峰值期间，蓝色连续光谱由突出的巴耳末线主导，而在第二个，广泛的最大值期间，红色连续光谱与K型恒星的窄吸收金属线一致。AT 2018 bwo的光谱明显不同，具有由吸收中的宽分子特征主导的非常红色的连续光谱。由于这些光谱与LRNe在第二个峰之后的光谱非常相似，因此AT 2018 bwo可能是在非常晚期的进化阶段发现的。这可以…
2022-12-16 astro-ph.SR
RAVE spectroscopy of luminous blue variables in the Large Magellanic Cloud
背景：RAVE星系结构和演化光谱巡天在英国施密特望远镜上使用6dF多光纤定位器获得了8400-8800 Ang的光谱，分辨率为7500。到目前为止，已经观测到超过300，000颗9<I <12 and |b| >25 deg的南星。目标：本文介绍了第一个内在的检查恒星光谱的RAVE调查，旨在评估其诊断潜力的奇特的恒星，并在促进一般的理解亮蓝变星（LBV）。方法：我们使用了2005年至2008年期间在大麦云（LMC）中通过RAVE调查观察到的所有7个LBV的多历元光谱。结果：我们表明，RAVE光谱具有显着的诊断潜力时，适用于特殊的恒星，特别是，LBV。的径向速度的行为的发射和吸收线，爆发和静止状态之间的光谱变化的描述，并发现同意在更传统的波长收集的证据。研究了剑鱼座S的出流特征及其变率，并检测到多个分量。R127丰富发射线光谱的光电离模型显示了在1982-2000年爆发期间喷射出的大量分离电离壳的证据。在剑鱼座S中，即使有其他可能的解释，也可以观察到核处理物质的表面不均匀性，这些不均匀性是由于大量的质量损失而带到表面的。我们还探测到R71从静止态到爆发态的转变.最后，我们的R 84光谱提供了它的酷伴侣的最清晰的视图之一。
2009-07-01 astro-ph.GA 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
PTF 14jg: The Remarkable Outburst and Post-Burst Evolution of a Previously Anonymous Galactic Star
我们报告了爆发源PTF 14 jg，在2013年底爆发之前，它是一颗微弱的，未经研究的，几乎没有编目的恒星。PTF 14 jg爆发的突出特点是：（1）投影位置靠近W 4 HII区，径向速度与物理组合一致;（ii）在几个月的时间尺度上经历$\sim$ 6-7 mag光学（R-带）到中红外（L-带）增亮的光变曲线，其达到峰值然后衰减$\sim$ 3 mag，但在峰值后$\sim$ 8个月，$>$仍处于平静3.5等的稳定状态，持续到喷发后至少5年;（iii）强烈的外流特征，速度达到-530 km/s; ㈣低重力和宽（$\sim$ 100-150 km/s FWHM）光学吸收线光谱，其光谱类型随波长有系统地改变; ㈤锂; ㈥紫外线和红外线过量。我们初步确定的爆发表现出的年轻恒星FU Ori事件的特征。然而，爆发会异常热，在光学上有高激发（$\sim$ 11，000 - 15，000 K）的吸收光谱，在近红外线上没有CO的证据，除了表现出不寻常的光变曲线。因此，我们也考虑替代方案，包括各种形式的新星，核燃烧不稳定性，大规模的恒星事件，并合并-发现他们都不如热FU Ori星分类。该源最终可能被解释为一种新的类型的年轻恒星爆发，具有更大的振幅和更短的上升时间比大多数FU Ori-like事件。对光变曲线和光谱演化的持续监测将揭示其真实性质。
2019-01-30 astro-ph.SR
The Eruption of the Candidate Young Star ASASSN-15qi
年轻恒星上的爆发通常被解释为吸积爆发，是由星盘或星盘连接的不稳定性引起的。然而，一些原恒星爆发可能不适合这个框架。在本文中，我们分析了光学和近红外光谱和光度学，以表征可能的年轻恒星ASASSN-15 qi的2015年爆发。$V$谱带中的$\sim 3.5$磁变亮是突然的，未分辨的上升时间小于1天。爆发指数衰减1等6天，然后逐渐恢复到爆发前的水平后，200天。突出以$\sim10,000$ K气体的释放为主。能量的爆炸性释放加速了恒星向各个方向的物质，在一个壮观的凉爽的球形风中可以看到，最大速度为1000公里/秒。随着爆发的消退，风和热气体都消失了，源回到了它的静止的F星光谱。恒星附近的星云变亮延迟了10-20天。在高达$v=11$的振动能级的发射中检测到H $_2$的荧光激发，在通量增加中也具有可能的时间延迟。中红外光谱的能量分布并不表明存在温暖的尘埃排放，虽然光学光球吸收和CO泛音排放可能与气体盘。档案测光揭示了1976年的一次早期爆发。虽然我们推测了这次爆发的可能原因，但没有一个解释是令人信服的。
2016-08-15 astro-ph.SR
Viscous and centrifugal instabilities of massive stars
大质量恒星表现出各种各样的不稳定性，其中许多是知之甚少。我们探讨了大质量旋转恒星中离心力和角动量输运引起的不稳定性。首先，我们推导并数值求解了多变恒星模型中绝热径向模的线性化振荡方程。在差分旋转的存在下，我们表明，离心力和科里奥利力与粘性角动量输运相结合，可以激发恒星脉动模式，在低或高粘度条件下。在低粘度的限制，这是常见的在真正的明星，我们演示了如何计算模式的增长/阻尼率通过工作积分。最后，我们建立现实的旋转$30\,M_\odot$星模型，并表明，超稳定（增长）的径向模式预测存在的大部分恒星的生命，在没有非绝热效应。峰值增长率预计会发生，而明星是穿越赫兹-罗素差距，虽然非绝热阻尼可能占主导地位的粘性驱动，这取决于对流和/或磁转矩产生的有效粘度。粘性不稳定性可能是驱动大质量恒星脉动的一种新机制，并可能与亮蓝变星的不稳定性有关。
2022-03-22 astro-ph.SR
SN 2009ip after a decade: The luminous blue variable progenitor is now gone
我们提出了新的HST成像测光的IIn型超新星（SN）2009 IP的网站采取了近十年后爆炸。自2012年类似SN事件以来，光源持续稳定衰减。在F606 W滤光片中，SN 2009 ip位置的源现在比静止的前身暗1.2等，该滤光片也被用来探测SN 2009 ip位置的亮蓝变星（LBV）前身。它比2009- 2011年的前SN爆发要暗6- 7等。这明确排除了源在2012年事件后恢复到先前状态的预测。相反，后期衰落符合终端爆炸的预期。在所有的可见光波长过滤器中，光源以相似的速度衰减，没有明显的颜色变化，因此也排除了发光的尘埃遮蔽幸存者或过渡到更热的LBV后幸存者的假设。然而，在一个狭窄的F657 N过滤器中检测到的具有稳定颜色和强H $α$发射的晚时连续谱，完全可以预期在一个十年之久的核心塌陷SN中与星周物质的持续激波相互作用。有趣的是，自2015年以来，紫外线通量几乎保持不变，这支持了之前的假设，即F275 W光追踪了一个年轻星团中的主序星OB。我们预计，可见光波长连续体最终将趋于平稳，追踪这个星系团的光。在没有任何额外爆发的情况下，将2012年事件视为终端SN爆炸似乎是谨慎的，我们讨论了可能的情况。
2022-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring pulsational instabilities in the O-type supergiant HD 152249
National Institute of Technology, Rourkela（鲁尔基拉国家理工学院）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚玻陀观测科学研究院）
本文对O型超巨星HD 152249模型进行非绝热线性稳定性分析，发现奇异模不稳定性，非线性模拟显示其可导致包层膨胀和增强质量损失。
2026-09-09 astro-ph.SR
Pulsations as a Driver for LBV Variability
最壮观的变星是亮蓝变星（LBV），它可以显示三种类型的变化。对LBV进化阶段的了解很少，并且不知道可变性的驱动机制。最常见的变异类型，S Dor不稳定性，发生在数十年的时间尺度上。在S Dor爆发期间，恒星的视星等增加，而热星等保持近似不变。在这项工作中，我们调查脉动作为一个可能的触发S多尔型爆发。我们使用非线性流体动力学代码，包括随时间变化的对流处理的包络模型计算脉动。我们初始化的脉动流体动力学模型的基础上线性非绝热计算。计算了从20到85 M $_{\odot}$的完整网格模型的脉动特性，在本文中，我们专注于少数几个模型，显示长周期脉动或爆发的行为，光球径向速度达到70-80公里/秒。目前，我们的模型无法跟踪质量损失，因此一旦爆发事件开始，我们的模拟就终止了。我们的研究结果表明，脉动本身不能驱动足够的表面膨胀，以喷射外层。然而，这里讨论的爆发和长周期脉动会产生有效温度和光度的巨大变化，预计会产生辐射驱动的质量损失率的巨大变化。
2014-09-11 astro-ph.SR
Comparative Study of Two Luminous Red Novae I. Progenitor Modeling and Dust Formation
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究院）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
通过双星演化模型和红外观测，约束了AT2021biy和AT2021blu的前身星质量、抛射物质量及尘埃形成，发现仅少量气体凝结为尘埃。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability of Luminous Stars in the Large Magellanic Cloud Using 10 Years of ASAS Data
受最近探测到的大质量亮蓝变星LMC-R71爆发的启发，它达到了绝对星等M_V = -9.3等，我们利用Bonanos等人（2009）的最新星表作为输入，对大麦云云中1268颗大质量恒星的光学变率进行了系统的研究。ASAS全星表（Pojmanski 2002）提供了这些明亮恒星的10年光变曲线。结合这两个目录产生了599个匹配，我们进行了变异搜索。我们确定了117颗变星，其中38颗是以前不知道的，尽管它们的亮度和变化幅度很大。我们发现了13颗周期星，我们将其归类为食双星（EB），其中8颗是新发现的明亮的大质量食双星，由OB型恒星组成。剩下的104颗变星是半周期或非周期的，其中大部分（85颗）是红超巨星。在这一类新发现的变星中，大多数（26颗）也是红超巨星，只有3颗B星和4颗O星。
2010-07-30 astro-ph.SR
Properties of luminous red supergiant stars in the Magellanic Clouds
有证据表明，一些红超巨星（RSG）经历了短暂的极端质量损失阶段，产生了大量的尘埃。这些偶发的爆发阶段有助于剥离演化的大质量恒星的氢包层，极大地影响它们的演化。然而，到目前为止，事件性质量损失的观测数据是有限的。本文利用Baade望远镜对麦哲伦云中14个尘埃源的光谱样品进行了表面性质的研究。这些特性可用于未来的光谱能量分布拟合研究，以测量从目前的拱星尘埃通过爆发从恒星排出的质量损失率。我们应用MARCS模型从TiO的光学带获得有效温度（$T_{\rm eff}$）和消光（$A_V$）。我们使用$χ^2$程序来确定与所获得的光谱的最佳拟合模型。我们使用经验光度关系计算$T_{\rm eff}$，并将其与我们的模型$T_{\rm eff}$进行比较。我们在麦哲伦星云中发现了一颗新的黄超巨星，并通过光谱确认了八颗新的RSG和一颗亮巨星。此外，我们观察到一颗超巨星B[e]星，发现光谱类型与以前的分类相比发生了变化，证实了光谱类型在几十年内是可变的。对于RSG，我们得到了表面和整体性质，以及灭绝$A_V$。我们的方法已经找到了八个新的发光的RSG。尽管选择尘埃RSG，我们发现的值为$A_V$，并不像预期的那样高，因为这些演化恒星的拱灭绝。样本中最引人注目的天体LMC 3是一颗质量极大、亮度极高的演化大质量恒星，可能是大麦云中已知的最大、亮度最高的RSG之一（log（L $_*$ /L $_{\…
2022-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime
单个爆发的年轻恒星是研究幕式吸积物理学的重要实验室，也是研究这种现象在多大程度上可以解释原恒星光度分布的重要实验室。我们提供了V2775 Ori（HOPS 223）的新数据和档案数据，这是Caratti o Garatti等人（2011）发现的猎户座分子云L1641区域的原恒星，最近经历了光度的数量级增加。我们的源的近红外光谱具有强烈的蓝移He I 10830吸收，强烈的H2O和CO吸收，并且没有H I发射，所有这些都是典型的FU Orionis源。从IRTF，2 MASS，HST，斯皮策，WISE，Herschel和APEX的数据，从1到70微米的爆发前和从1到870微米的爆发后，我们估计爆发开始于2005年4月和2007年3月之间。我们还模拟了爆发前后的源光谱能量分布，发现它处于吸积其包层的后期阶段，在爆发期间，盘-星吸积速率从约2 × 10 ^-6 M_sun/yr增加到约10^-5 M_sun/yr。在类似猎户座FU的近红外光谱时期，爆发后的光度为28 L太阳，使V2775猎户座成为有记录以来最不明亮的猎户座FU爆发与原恒星信封。低光度爆发的存在支持了这样一种观点，即一系列的幕式吸积现象可以部分解释所观察到的原恒星光度的传播。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-dimensional dynamics of strongly twisted magnetar magnetospheres: Kinking flux tubes and global eruptions
本文通过三维磁层扭曲模拟揭示磁星通量管的扭结与全局爆发机制，解释不同能量X射线爆发并为快速射电暴供能模型提供坡印廷通量外流。
2023-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
The 2019 outburst of the 2005 classical nova V1047 Cen: a record breaking dwarf nova outburst or a new phenomenon?
我们详细研究了2019年激变变星V1047~Cen的爆发，该变星在2005年发生了一次经典新星爆发。这一奇特的爆发发生在经典新星事件之后的14年，持续了400多天，在光学上达到了大约6等的振幅。早期的光谱追踪揭示了可能是矮新星（吸积盘不稳定性）的爆发。然而，爆发的持续时间，高速度（$>$ 2000\，km\，s $^{-1}$）的光学线轮廓的功能，发光的光发射，并存在突出的持久的无线电发射一起提出了一个比矮新星爆发更奇异和充满活力的现象。爆发的幅度，辐射能量和光谱演化也不符合经典的新星爆发。V1047~Cen的2019年爆发与经典共生星的爆发有相似之处，但2005年之前的图像表明V1047~Cen可能拥有一个矮伴星，这意味着一个典型的激变变星系统。基于我们的多波长观测，我们认为爆发可能是由于增强的质量传递或盘的不稳定性而使盘变亮，可能导致白矮星上的核壳燃烧增强，而白矮星已经经历了某种程度的准稳定壳燃烧。这最终导致产生风和/或双极准直流出。V1047~Cen在2019年的爆发似乎是独一无二的，之前在典型的灾变变星系统中没有观察到类似的情况，这暗示了一种潜在的新天体物理现象。
2022-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hubble Space Telescope Imaging of Luminous Extragalactic Infrared Transients and Variables from the SPIRITS Survey
SPIRITS-斯皮策红色密集瞬变调查-从2014年到2019年，使用温暖的斯皮策望远镜在3.6和4.5微米处搜索近200个附近星系的发光红外（IR）瞬变和变量。在SPIRITS变量中，有一些红外明亮的物体在地面光学测量中无法检测到。我们将它们分为（1）瞬变，（2）周期性变量和（3）不规则变量。瞬变现象包括“SPRITE“（特别是红色的中等亮度瞬变事件），其最大亮度比超新星微弱，红色的红外颜色，以及广泛的爆发持续时间（几天到几年）。在这里，我们报告深光学和近红外成像与哈勃太空望远镜（HST）的21个SPIRITS变量。它们最初被认为是SPRITE瞬变，但随着更多数据的收集，许多最终被证明是周期性或不规则的变量。哈勃望远镜的图像显示，大多数这些冷而尘埃的变星都与晚型星系中的恒星形成区有关，这意味着它们起源于大质量恒星。两个SPRITE在爆发前的HST图像中缺乏光学祖细胞;然而，在J和H的爆发期间检测到一个，表明有效温度为~1050 K的尘埃物体。一颗微弱的SPRITE被证明是一颗尘埃弥漫的经典新星。大约一半的HST目标被证明是周期变星，脉动周期为670-2160天;它们可能是质量约为5-10 Msun的尘埃渐近巨星分支（AGB）恒星。其中一些足够温暖，可以在深度HST帧中检测到，但大多数都太冷了。在六颗不规则变星中，有两颗是红超巨星，在HST的影像中有光学对应物;有四颗因为太过遮蔽而…
2022-02-22 astro-ph.GA 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
Exploring stellar evolution with Luminous Red Novae and Interacting Gap Transients
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究院）
该研究综述相互作用间隙瞬变源的相关内容，指出其对恒星演化研究的重要性，并说明未来宽场时域巡天任务将推动该领域发展。
2026-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Diversity of Massive Star Outbursts I: Observations of SN 2009ip, UGC 2773 OT2009-1, and Their Progenitors
尽管SN 2009 ip和UGC 2773 OT 2009 -1都是亮蓝变星（LBV）的爆发，但它们的前身星、光谱、星周环境和可能产生爆发的物理机制都非常不同。根据喷发前的HST图像，我们确定SN 2009 ip和UGC 2773 OT 2009 -1的初始质量分别为>60和>25 M_sun。光谱学显示SN 2009 ip在峰值时有10，000 K的光球层，其光谱主要是窄的H巴耳末辐射，类似于经典的LBV巨爆发，也被称为“超新星冒名顶替者”。“UGC 2773 OT 2009 -1的光谱也有窄的H α发射，由吸收线森林主导，类似于F型超巨星。在SN 2009 ip的后期光谱中出现了蓝移吸收线，对应于速度为2000 - 7000公里/秒的喷出物-这是对LBV爆发的前所未有的观察，表明该事件是超音速爆炸的结果，而不是亚音速爆发。吸收线的速度在两个时期之间增加，这表明有两次快速连续的爆炸。与高速吸收线的出现同时发生的快速衰减和再增亮事件与双爆炸模型一致。UGC 2773 OT 2009 -1的光谱和光度学中存在近红外过量，这与~2100 K尘埃排放一致。我们比较了这两个事件的性质，并将它们放在其他已知的大质量恒星爆发的背景下，如eta Car，NGC 300 OT 2008 -1和SN 2008 S。这种定性分析表明，大质量恒星爆发有许多物理差异，这些差异可以表现为这两个有趣物体中的不…
2010-02-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
A Complete Census of Luminous Stellar Variability on Day to Decade Timescales
恒星光度变化为研究恒星内部结构和演化状态提供了新的途径。在这里，我们提出了一个普查的恒星变化在一天到十年的时间尺度上的颜色星等图的73,000颗恒星比$M_I$ =-5的漩涡星系（M51）。我们的第24周期HST程序在一年内的34个时期内采集了V和I波段图像，伪随机节奏使其对从几天到几个月的时间段具有敏感性。我们补充这些数据与档案V和I-波段HST数据在1995年和2005年获得的十年时间尺度上的变化提供灵敏度。至少有50%的亮度大于$M_I$ =-7的恒星在我们的第24周数据中显示出强有力的变化证据;在V-I>2的恒星中，变化率上升到~ 100%。十年时间尺度上的大振幅变化（>0.3等）仅限于红超巨星和非常明亮的蓝色恒星。这两个群体在月-年时间尺度上显示出相当平滑的变异性。造父变星不稳定带在我们的数据中清晰可见，尽管该区域内的变化率从未超过~ 10%。变星在色星等图上的位置与理论上的变星来源大致一致，包括不稳定带、红超巨星脉动不稳定性、长周期基模脉动和大质量恒星中辐射主导的包层。我们的数据可以用来严格限制这些不同的不稳定性及其寿命和增长率的精确发病。
2018-07-16 astro-ph.GA 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
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
