低光度爆发年轻星 HBC 722 的多波段研究

HBC 722 (V2493 Cyg) 是一颗自 2010 年起处于爆发状态的年轻爆发星。它是一颗 FU Orionis 型天体，具有非典型低爆发光度。由于在爆发前阶段已被充分表征，HBC 722 是少数几个能让我们了解与爆发相关的物理变化和过程的 FUors 之一。我们在地面监测了该源的 BVRIJHKs 波段，并利用 Spitzer Space Telescope 从空间监测了 3.6 和 4.5 $\mu$m 波段。我们通过在多个历元拟合一系列稳态吸积盘模型，分析了光变曲线和光谱能量分布。我们还基于新的光学和红外光谱分析了该源的光谱性质。我们还在毫米波段对 HBC 722 及其周围环境进行了成图。从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。随后是一个长期过程，此时增亮主要归因于吸积率和发射区域的逐渐增加。我们的新观测表明，该源目前处于稳定的平台期。我们发现在峰值附近连续谱更蓝，且 H$\alpha$ 轮廓在 2012 年至 2013 年间发生了显著变化。该源在毫米连续谱中未被探测到，但我们发现了一个以 HBC 722 为中心、直径为 1700 au、质量为 0.3 M$_{\odot}$ 的扁平分子气体结构。虽然第一个亮度峰值可以解释为内盘堆积物质向恒星的快速降落，但根据 Bell & Lin (1994) 的理论，随后的单调通量上升表明热分量的向外膨胀。我们对 HBC 722 的研究表明，即使具有极低质量盘的年轻恒星天体，在晚 Class II 阶段也能发生与吸积相关的爆发。