We present an extensive analysis of the optical and ultraviolet (UV) properties of AT 2023clx, the closest optical/UV tidal disruption event (TDE) to date ($z=0.01107$), which occurred in the nucleus of the interacting low-ionization nuclear emission-line region (LINER) galaxy, NGC 3799. After correcting for the host reddening ($ h $ = 0.179 mag), we find its peak absolute $g$-band magnitude to be $-18.03 0.07$ mag, and its peak bolometric luminosity to be L_ pk $. AT 2023clx displays several distinctive features: first, it rose to peak within $10.4 days, making it the fastest rising TDE to date. Our SMBH mass estimate of $ M BH ---estimated using several standard methods--- rules out the possibility of an intermediate-mass BH as the reason for the fast rise. Dense spectral follow-up reveals a blue continuum that cools slowly and broad Balmer and He II lines as well as weak He I emission features that are typically seen in TDEs. The early, broad (width $ $) profile of Halpha matches theoretical expectations from an optically thick outflow. A flat Balmer decrement ($L_ H alpha $/$L_ H beta 1.58$) suggests that the lines are collisionally excited rather than being produced via photoionisation, in contrast to typical active galactic nuclei. A second distinctive feature, seen for the first time in TDE spectra, is a sharp, narrow emission peak at a rest wavelength of sim 6353 This feature is clearly visible up to 10\,d post-peak; we attribute it to clumpy material preceding the bulk outflow, which manifests as a high-velocity component of Halpha ($-9\,584 $). Its third distinctive feature is the rapid cooling during the first sim 20 days after peak, reflected as a break in the temperature evolution. Combining these findings, we propose a scenario for AT 2023clx involving the disruption of a very low-mass star ($ with an outflow launched in our line of sight and with disruption properties that led to efficient circularisation and prompt accretion disc formation, observed through a low-density photosphere.

We present photometric and spectroscopic observations of and two hydrogen-poor superluminous supernovae (SLSNe-I) at z = 0.4296 and z = 0.3103, respectively, which show an additional set of broad Mg II absorption lines, blueshifted by a few thousands kilometer second^-1 with respect to the host galaxy absorption system. Previous work interpreted this as due to resonance line scattering of the SLSN continuum by rapidly expanding circumstellar material (CSM) expelled shortly before the explosion. The peak rest-frame g-band magnitude of is -22.30 ± 0.04 mag and of is -21.97 ± 0.05 mag, placing them among the brightest SLSNe-I. We used high-quality spectra from ultraviolet to near-infrared wavelengths to model the Mg II line profiles and infer the properties of the CSM shells. We find that the CSM shell of resides at ∼ 1.3 cm, moving with a maximum velocity of $4275 km $, and the shell of is located at ∼ 0.8 cm, reaching up to $4400 km $. These shells were expelled ∼ 11 and ∼ 5 months before the explosions of and respectively, possibly as a result of luminous-blue-variable-like eruptions or pulsational pair instability (PPI) mass loss. We also analyzed optical photometric data and modeled the light curves, considering powering from the magnetar spin-down mechanism. The results support very energetic magnetars, approaching the mass-shedding limit, powering these SNe with ejecta masses of ∼ 7-9 M_⊙. The ejecta masses inferred from the magnetar modeling are not consistent with the PPI scenario pointing toward stars $> 50 M_⊙$ He-core; hence, alternative scenarios such as fallback accretion and CSM interaction are discussed. Modeling the spectral energy distribution of the host galaxy of reveals a host mass of 10^7.8 rm M_⊙, a star formation rate of $ rm M_⊙ yr^-1, and a metallicity of ∼ 0.2 rm Z_⊙.