Quantitative studies of the Far-UV, UV and optical spectra of late O and early B-type supergiants in the Magellanic Clouds
利用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT-UVES光谱对麦哲伦星云中的8颗晚O型和早B型超巨星进行了定量研究。温度、质量损失率和CNO丰度是使用Hillier & Miller（1998）的非LTE、球形、线覆盖模式大气代码获得的。我们支持最近的结果，OB型超巨星的温度较低的恒星风和覆盖的结果，这相当于~2000 K在B 0 Ia。在一般情况下，H $α$得出的质量损失率与紫外和远紫外光谱是一致的，虽然从考虑的SIV $λλ$ 1063-1073双峰，聚集风优于均匀的模型。AV 235（B 0 Iaw）是一个值得注意的例外，它具有异常强的H $α$轮廓，与其他Balmer线和UV风诊断不一致。我们还推导出我们的样品的CNO丰度，揭示了大量的氮富集，碳和氧耗尽。我们的研究结果得到了银河系超巨星HD 2905（BC0.7 Ia）的近太阳CNO丰度的比较支持。这支持了以前的建议，即“正常”的OB型超巨星表现出的大气成分表明粒子CNO处理。
2004-04-12 astro-ph
Two Ring Nebulae around Blue Supergiants in the Large Magellanic Cloud
环星云经常出现在大质量恒星周围，例如沃尔夫-拉叶星、OB星和Of星以及亮蓝变星（LBV）。本文报道了大麦云星云中围绕蓝超巨星的两个环状星云。恒星Sk-69 279被分类为O 9 f，被一个直径为4.5 pc的封闭壳层包围。我们的中阶梯观测表明，膨胀速度为14 km/s，[N II] 6583 A/H α比值很高。这条线的比例表明，氮丰度增强与从LBV喷出物中看到的一致。因此，Sk-69 279周围的环状星云是一个拱星泡。恒星Sk-69 271是一颗B2超巨星，被一个类似半壳的H α弧所包围。中阶梯观测显示一个巨大的膨胀壳，弧是接近表面的一部分。膨胀速度约为24 km/s，[N II] 6583 A/H α与背景辐射相比并不高多少。缺乏氮丰度异常表明，膨胀壳层是一个星际气泡，动力学年龄为2 - 10^5年。
1997-04-30 astro-ph
The Evolution of Massive Stars. I. Red Supergiants in the Magellanic Clouds
我们调查的红超巨星（RSG）的SMC和LMC的内容使用多目标光谱的红色恒星的样本先前确定的{ \it BVR} CCD测光。我们获得了高精度（$<1$公里秒$^{-1}$）的径向速度为118颗红色的恒星看到对SMC和167颗红色的恒星看到对LMC，确认其中大部分（89%和95%，分别）作为红超巨星（RSG）。还确定了大多数这些RSG的光谱类型。我们发现，光谱类型的分布偏向于早期类型在较低的金属丰度：平均（中位数）的光谱类型是K5-7 I的SMC，M1 I的LMC，和M2 I的银河系。我们认为，在麦哲伦云的RSG是100度（LMC）和300度（SMC）比银河系的RSG相同的光谱类型冷却。我们比较RSG的分布在H-R图的各种恒星演化模型，我们发现，没有一个模型产生的RSG的冷却和发光的实际观察。然而，在我们所有的H-R图中，都有一个随着光度增加而降低的有效温度的优雅序列;解释这一点将是对未来恒星演化模型的重要考验。
2003-09-09 astro-ph
A UBVR CCD Survey of the Magellanic Clouds
我们提出测光和UBVR调查的大，小麦哲伦云的初步解释。我们确定了蓝超巨星和红超巨星的相对数量的改进值。我们还比较了红超巨星（RSG）和沃尔夫-拉叶星的相对数量，证明了与金属丰度的强烈，紧密的相关性，并重新调查了在现场发现的大质量恒星的初始质量函数斜率。
2001-10-24 astro-ph
FUSE Observations of the Stellar Winds of Two O7 Supergiants in the Magellanic Clouds
比较了大麦哲伦星云O 7 Ib（f）星Sk-67 111和小麦哲伦星云O 7 Iaf+星Sk 80的远紫外光谱特征。最显著的区别是Sk 80具有显著更低的终极速度、更弱的O VI吸收和更强的S IV发射。我们已经使用线覆盖，流体动力学，非LTE大气模型来探索这些差异的起源。远紫外光谱需要系统较低的恒星温度比以前的测定O 7超巨星来自平面平行，流体静力学模型的光球线轮廓。在这些温度下，SK -67 111中的O VI主要是由于风中的冲击。
2000-05-02 astro-ph
Structure of Supergiant Shells in the Large Magellanic Cloud
在大麦云（LMC）中，根据H-α图像已经识别出9个超巨星壳层（SGS），根据HI 21-cm线观测报告了23个SGS，但这些集合并不总是识别出相同的结构。我们已经研究了物理结构的光学识别的SGS使用HI通道图和P-V图分析气体运动学。有很好的证据表明，九个光学鉴定的SGS中有七个是真正的贝壳。在这七个H-α SGS中，四个是HI SGS的电离内壁，而三个是更大和更复杂的HI结构的电离部分。所有的H-α SGS都被确定为这样，因为它们沿着外围或在中心具有OB协会，年轻的OB协会更经常沿着外围发现。大约1200万年后，如果没有新的OB协会已经形成，SGS将停止在可见光波长可识别。因此，电离源的存在和位置是仅在HI中看到的壳和在H-α中也看到的壳之间的主要区别。根据我们的分析，单靠H-alpha观测无法明确识别SGS，特别是在遥远的星系中。
2007-10-27 astro-ph
The Coolest Stars in the Clouds: Unusual Red Supergiants in the Magellanic Clouds
红超巨星（英语：Red supergiants）是中等质量恒星（10-25太阳质量）演化过程中的氦燃烧阶段。这些恒星的演化，特别是在低金属丰度时，仍然知之甚少。麦哲伦星云中最新类型的RSG比目前的演化轨迹所允许的温度要低，占据了Hayashi极限右侧的区域，那里的恒星不再处于流体动力学平衡状态。我们在这个地区发现了四个云RSG，它们显示出非常相似的不寻常行为。它们的V星等和有效温度（以及光谱类型）都有相当大的变化。其中的两颗恒星HV 11423和[M2002] SMC 055188被观测到处于M4.5 I状态，比SMC中的任何其他超巨星都要晚得多。这些恒星在几个月的时间尺度上经历着戏剧性的物理变化-当它们处于最温暖的时候，它们也更明亮，更明亮，并且表现出更多的灭绝。这种可变的消光是星周尘埃效应的特征，可能与这些恒星在较冷状态下的零星尘埃生产有关。我们认为，这些不寻常的属性是一个不稳定的（和短暂的）进化阶段，以前没有与RSG的指示，并考虑这样的行为可能对我们的理解的最新阶段的大质量恒星演化的低金属环境的影响。
2007-08-21 astro-ph
Evidence for Tidal Effects in the Stellar Dynamics of the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个综合分析的大麦云云的运动学通过其HI气体，碳星，红超巨星。在修正了最近精确测量LMC空间运动的视线速度后，我们发现每个运动示踪剂都清楚地定义了一条形状相似但幅度不同的平坦旋转曲线：碳星为61 km/s，HI为80 km/s，红超巨星为107 km/s。以前发现的潮汐HI特征被认为是拥有许多碳星，潮汐扰动星占总样本的7-15%。这一发现意味着我们不能仅仅依靠碳星样本来构建LMC引力势的可靠模型。我们还发现了具有特殊运动学的红超巨星，但它们与潮汐特征的关系尚不清楚，可能与超巨星HI壳层SGS 4相互作用。此外，虽然红超巨星的局部速度色散很小，约为8 km/s，但它们对碳星自转解的速度色散为17 km/s，等于碳星本身的速度色散。因此，我们似乎正在目睹大麦哲伦星系恒星盘的潮汐加热。
2007-01-17 astro-ph
The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity
我们利用MARCS恒星大气，采用中分辨率光学分光光度计（4000- 9000 A）和宽波段颜色（V-R，V-K），推导了LMC中36颗红超巨星（RSG）和SMC中39颗RSG的物理性质。从去红的V-R颜色得到的结果与从分光光度法得到的结果非常一致，但去红的V-K颜色给出的温度比SMC数据高3-4%，LMC和银河系显示出较小但相似的效果。我们的结论是，这种差异是由于1D模型的局限性。我们新推导出的有效温度和热光度使麦哲伦云RSG与恒星演化模型，包括旋转的影响很好的协议。一个典型的M2~I在SMC中比它的银河系对应物冷大约150 K，在LMC中比它的银河系对应物冷大约50 K。这是由于SMC和LMC中较低的化学丰度所预期的，尽管它不足以解释SMC，LMC和银河系之间的平均RSG光谱类型的变化。相反，这主要是由于Hayashi极限随金属丰度的变化，正如Elias等人（1985）首次提出的那样。最后，我们的研究证实，麦哲伦星云中的许多RSG比OB星显着更红，这与我们最近对银河系恒星的发现一致，即星周尘埃可能会导致几个数量级的额外视觉消光。
2006-03-22 astro-ph
Revised Stellar Temperatures for Magellanic Cloud O Supergiants from FUSE and VLT-UVES Spectroscopy
我们用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT UVES对四颗LMC和SMC O 4 - 9.7极超巨星进行了定量分析。扩展的，非LTE模式的大气，允许一致的治疗线覆盖被用来分析风和光球光谱功能同时进行。用H α来约束dM/dt，HeI-II光球谱线揭示了T_eff的系统性（5-7.5kK）和显著性（15-20%）低于以前从未覆盖的、平面平行的、非LTE光球研究中得出的值。我们对这些修订有信心，因为推导出的T_eff通常在整个912- 7000 Ang观察到的光谱范围内产生一致的拟合。特别是，我们能够解决以前的紫外光T_eff的差异。“Of”分类标准与（强）氮富集（通过NIII 4097）和（弱）碳消耗（通过CIII 4647-51）直接相关，为恒星表面未加工和CNO加工材料的混合提供了证据。氧丰度更难以限制，除了通过O9.7超巨星的OII线，它也被发现有些耗尽。风聚集的影响也进行了研究，其中PV 1118-28可能提供了一个有用的诊断O星风。修订后的恒星性质影响现有的校准（一）莱曼连续光子-一个因素的两个低的O 4超巨星;和（二）动能释放到ISM的O超巨星。我们的结果也有重要的校准的风动量光度关系的OB星。
2002-06-15 astro-ph
Spatially resolved dusty torus toward the red supergiant WOH G64 in the Large Magellanic Cloud
利用甚大望远镜干涉仪（VLTI）的射电望远镜对大麦云（LMC）中的红超巨星WOH G64进行了N波段光谱干涉观测。WOH G64在H-R图上的位置与现有的恒星演化理论严重不符。WOH G64周围的尘埃包层已经在空间上得到了分辨，基线约为60米-这是第一次对河外星系中单个恒星源进行空间分辨的观测。观察到的N带能级在8~10微米范围内略有减小，向10微米方向逐渐增大，反映了10微米硅酸盐的自吸收特征。在四个位置角度相差约60度但基线长度大致相同（约60米）的情况下测量的vibrium没有显示出明显的差异，这表明该物体似乎接近中心对称。观测到的N波段的光度和光谱能量分布可以通过一个光学和几何上都很厚的硅酸盐环模型在接近极点的位置进行重现，中心恒星的光度被推导为2.8 x 10^5 Lsun，比之前基于球面模型的估计值低了2倍。从我们最近的观测和二维模型中获得的较低的光度使WOH G64在H-R图上的位置与25 Msun恒星的理论演化轨迹更加一致。我们还确定了在2.7和6微米的红外空间天文台和斯皮策太空望远镜获得的光谱中的H2O吸收功能。2.7微米的特征起源于光球层和/或扩展的分子层，而6微米的特征很可能起源于拱星。
2008-03-26 astro-ph
The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, But Not As Cool As We Thought
我们使用中等分辨率的光学分光光度计和新的MARCS恒星大气模型，以确定74银河系红超巨星的有效温度。从这些，我们发现了一个新的有效的温标，是显着温暖比文献中的。我们表明，这个温度尺度，以及新推导的热辐射修正，我们的红超巨星和恒星演化轨道之间的协议更好。该协议为我们的新温标提供了独立验证。有效温度和热光度的组合使我们能够计算恒星半径;最冷和最明亮的恒星的半径大约为1500太阳半径（7 AU），与当前进化理论预测的最大恒星半径非常一致。我们发现，类似的结果得到的有效温度和测辐射热光度只使用去红的V-K颜色，提供了一个强有力的演示的自洽的MARCS模型。
2005-04-15 astro-ph
Discovery of a New Dusty B[e] Star in the Small Magellanic Cloud
我们提出了新的光学光谱和档案斯皮策IRAC光度观测的B型恒星在SMC集群NGC 346，NGC 346：KWBBe 200。我们检测到大量的Fe II，[O I]和[Fe II]线，以及在其光谱中的强P-Cygni轮廓H I发射线。这颗恒星的近红外颜色和光学到红外SED清楚地表明存在红外过量，与气体和温暖的T ~800 K星周尘埃的存在一致。基于对恒星光度的粗略估计和观测到的光谱线轮廓形态，我们发现该恒星很可能是一颗B型超巨星。我们认为NGC 346：KWBBe 200是一颗新发现的B[e]超巨星，是SMC中发现的第五颗这样的天体。
2007-08-07 astro-ph
On the Dynamic Stability of Cool Supergiant Atmospheres
我们发展了一种新的形式来计算恒星和大气稳定性理论中的热力学系数γ 1。我们将基于热电离和气体与辐射温度平衡假设的第一绝热指数的经典推导推广到一个包含辐射光电离的表达式，该表达式考虑了超巨星扩展大气中重要的非LTE条件。冷超巨星大气的Kurucz网格的应用表明，模型与T_rad =~ T_eff在6500 K和7500 K之间变得最不稳定的动力学扰动，根据Ledoux的稳定性积分<Gamma1>。这是由于伽马1<Gamma1>在整个恒星大气中获得非常低的值，低于4/3，这导致在这些有效温度附近有非常高的气体压缩比。基于详细的NLTE计算，我们讨论了脉动的大质量黄超巨星，如超巨星rho Cas（Ia+），它存在于造父变星不稳定带的延伸，在爱丁顿光度极限附近的大气不稳定性。
2001-06-28 astro-ph
Molecules and dust production in the Magellanic Clouds
我们目前的ESO/VLT光谱在2.9-4.1微米范围内的大样本的红外恒星在小麦哲伦星云（SMC），主要是碳星，大质量的富氧渐近巨星分支（AGB）的明星，和红超巨星。在AGB后天体MSX SMC 29的光谱中检测到多环芳烃（PAHs）的强烈发射。在SMC中首次在至少一个年轻恒星物体IRAS 01042-7215中检测到水冰。在演化恒星中检测到的分子带的强度和形状与大麦云云（LMC）中恒星的类似数据进行了比较。在SMC和LMC中，碳星对乙炔的吸收同样强烈，但LMC星在红外颜色和分子带的面纱中显示出更强的尘埃辐射。这表明，在碳星的分子大气中形成尘埃的过程中存在一个关键环节，它与初始金属丰度成比例。基于二次元素如钛或硅的成核种子提供了一个合理的解释。在富氧恒星中，成核种子和分子凝聚物都依赖于次要元素（特别是钛、硅和/或铝）。脉动尘埃AGB星和超巨星在大麦哲伦星系的数据被用来表明，脉动可能是驱动质量损失的关键因素，只要尘埃的形式，而不是恒星的光度。最后，我们认为，减少尘埃生产，从而减缓风的金属贫AGB星和红超巨星更有可能导致化学不均匀性和小尺度结构的星际介质。（节略）
2008-06-22 astro-ph
Boron in the Small Magellanic Cloud: A Novel Test of Light Element Production
利用哈勃空间望远镜对两颗小麦哲伦云B型星进行了2066 A处B Ⅲ共振线的STIS观测。虽然在这两颗恒星中都没有探测到硼，但硼丰度的上限是12+log（B/H）le 1.6，AV 304和NGC 346-637都是如此。上限是一致的硼和氧之间的关系，以前报告的银河系盘星。SMC的上限进行了讨论，该星系的恒星形成的历史，目前的氧丰度，其目前的宇宙射线通量。紫外光谱也被用来确定SMC恒星中的铁族丰度。对于AV 304，[Fe/H]=-0.6 pm 0.2，根据绝对和微分分析（相对于银河系B型恒星HD 36591）。这与SMC中A-F超巨星的结果一致。NGC 346-637的铁丰度较低，[Fe/H]=-1.0 pm 0.3，但这与另一个年轻的SMC星系团NGC 330的超巨星铁丰度很好地一致。我们认为NGC 346-637可能是一个未被识别的双星，这使得它的光谱分析变得复杂。
2002-04-02 astro-ph
Large Scale Diffuse X-ray Emission from the Large Magellanic Cloud
用ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）拍摄的大麦云（LMC）的X射线镶嵌图显示了广泛的弥散X射线发射，表明与这个不规则星系相关的热气体>= 10^6 K，尺度从约10 pc到>= 1000 pc。我们选择了大尺度（d >= 600 pc）弥散X射线辐射的区域，如超巨星壳层、大麦哲伦星系支区和大麦哲伦星系棒区，并研究了与它们相关的热气体的物理条件。我们发现，这些天体的等离子体温度范围为kT ~0.15 - 0.60 keV，导出的电子密度范围为n_e ~0.005 - 0.03 cm^-3。此外，我们已经检查了从LMC的扩散X射线发射的分数，并将其与总X射线发射进行比较。我们发现，离散源，如X射线双星和超新星遗迹（SNRs）的X射线发射的约41%和约21%，分别从LMC。相比之下，来自场和超巨星壳的弥散X射线辐射分别占总X射线辐射的约30%和约6%。
2001-04-11 astro-ph
VLT spectroscopy of blue supergiants in IC 1613
我们提出了多对象光谱的年轻，大质量的恒星在本星系群IC 1613。我们提供了该星系中54颗OBA星的光谱分类和详细的光谱目录。大多数的光度选择的样品是由B-和A-型超巨星。剩下的恒星包括早期的O型矮星和这个星系中唯一已知的沃尔夫-拉叶星。在早期的B星中，我们偶然发现了6颗Be星，这是麦哲伦星云之外这类天体中最大的光谱确认样本。我们测量了9颗早B超巨星的化学丰度，发现平均氧丰度为12+log（O/H）=7.90 +/- 0.08。这个值是一致的，我们得到的两个HII地区，我们检测到的温度敏感的[OIII]4363极光线。
2007-07-19 astro-ph
The blue to red supergiant ratio in young clusters at various metallicities
我们提出了在不同金属丰度的年轻疏散星团中蓝红超巨星比（$B/R$）的新测定。为此，我们研究了银河系中45个星团和麦哲伦星云中4个星团的HR图。超巨星的识别是基于光谱测量（用光度计数来检查结果）。新的计数证实，当金属丰度增加时，$B/R$比率增加，符合以下标准化关系：$\frac{B/R}{(B/R)_{\odot}} \cong 0.05\cdot e^{3 \frac{Z}{Z_{\odot}}}$，其中$Z_{\odot}=0.02$和$(B/R)_{\odot}$是在$Z_{\odot}$时的$B/R$值，其取决于$B$和$R$的定义以及考虑的年龄间隔（例如，当$B$包括O、B和A超巨星时，光谱计数包括$\log age$在6.8和7.5之间的星团，$(B/R)_{\odot}\cong3$）。
2002-02-26 astro-ph
Chemical compositions of Four B-type Supergiants in the SMC Wing
本文用非LTE模式大气技术分析了SMC东南翼四颗B型超巨星的高分辨率UCLES/AAT谱，确定了它们的大气参数和化学成分。这项分析的主要目的是确定以前在麦哲伦云间区（ICR）发现的非常低的金属丰度（与银河值相比，$-$为1.1 dex）是否也存在于SMC机翼中。这四个目标的化学成分与其他SMC物体中发现的成分相似，似乎与先前为ICR推断的成分不相容。鉴于该联队与ICR的距离很近，这很难理解，并简要讨论了一些可能的解释。
2004-10-12 astro-ph
HV 11423: The Coolest Supergiant in the SMC
我们提请注意，SMC中最明亮的红超巨星之一最近将其光谱类型从K 0 -1 I（2004年12月）更改为M4 I（2005年12月），并返回到K 0 -1 I（2006年9月）。甚大望远镜的档案光谱显示，这颗恒星在2001年12月的温度更低（M4.5-M5 I）。相比之下，这颗恒星在1978年10月和1979年10月都被观测到是M0 I。M4-5 I光谱型是迄今为止发现的最新的SMC超巨星类型，它的温度远远超过了Hayashi极限，进入了H-R图中恒星不应该处于流体静力平衡的区域。这颗恒星在V轴上的变化接近2等，但在K轴上基本不变。我们对它的光谱能量分布的建模表明，在这段时间内，视觉消光发生了变化，但恒星的热光度基本保持不变。我们认为，该恒星目前正在经历一个强烈的不稳定时期，其有效温度在几个月的时间尺度上从4300 K变化到3300 K。它有一个最高的12微米通量的任何RSG在SMC，我们认为，在V的变化主要是由于有效温度的变化，其次，由于本地灭绝的变化，由于创造和消散的拱星尘埃。我们推测这颗恒星可能已经接近生命的尽头。
2007-01-26 astro-ph
Usage of Red supergiant spectral features as age indicators in starburst regions
我们调查的技术，可用于确定年龄的星爆地区人口超过其早期星云阶段。特别是，我们研究的强度的钙三重态（λ 8498，8542，8662 Ang）和CO指数（2.31-2.40微米波段）使用合成模型的星爆演变。对于恒星形成的瞬间爆发，这两种吸收特征在7-14百万年之间保持最强，对应于红超巨星人口。星暴的详细演化行为与金属丰度密切相关。低金属丰度星暴模型成功地再现了大麦云星系团Ca Ⅱ三重态等效宽度随年龄的分布。在红超巨星阶段的集群强烈支持恒星演化模型纳入质量损失率高于标准值。我们建议使用的图表，涉及钙三重态等效宽度，CO指数和星云重组线推断的历史，以及年龄的星暴地区。
1997-04-09 astro-ph
The outflowing disks of B[e] supergiants and unclassified B[e] stars
已知B[e]超巨星拥有流出的冷盘，但一些未分类的B[e]星也显示出存在中性盘的明显迹象。通过模拟小麦哲伦云B[e]超巨星Hen S 18和未分类的银河系B[e]星Hen 2-90的光谱中[OI]线的线光度，导出了它们的质量损失率、温度分布和盘张开角的约束条件.这些谱线被认为是在氢中性盘中形成的。我们发现Hen S 18和Hen 2-90的质量通量分别为3.4 × 10^-4 g s^-1 cm^-2和5.5 × 10^{-1} g s^{-1}cm^{-2}，导致的质量损失率分别为1.0 × 10^{-4} M_sun yr^{-1}和1.5 × 10^{-5} M_sun yr^{-1}。
2004-12-16 astro-ph
The cool supergiant population of the massive young star cluster RSGC1
我们提出了新的高分辨率近红外光谱和OH脉泽观测调查的年轻大质量星系团RSGC1的冷发光恒星的人口。使用2.293 \micron CO波段头功能，我们进行了高精度的径向速度测量的16个候选的17个红超巨星（RSG）确定的Figer等人。我们表明，F16和F17是前景星，而我们确认，其余的确实是物理相关的RSG。我们确定，恒星F15，也与集群，是一个黄色超巨星基于它的光度和光谱相似的$ρ$ Cas。利用星团的径向速度，我们推导出了到星团的运动学距离，并重新审视了恒星的温度和光度。我们发现了比发现论文中更大的光度分布，这与星团年龄比以前认为的要大30%（12 $\pm$ 2Myr）和总初始质量为$(3\pm1) \times 10^{4}$ \msun相一致。OH脉泽与F13的空间重合，加上相似的径向速度，是两者相关的令人信服的证据。结合最近的SiO和H $_2$ O脉泽观测结果，我们发现具有脉泽发射的恒星是星团中最亮的。由此我们认为，脉泽活跃阶段与RSG阶段的结束，当光度质量比是在他们的最高。
2007-11-29 astro-ph
V838 Mon and the new class of stars erupting into cool supergiants (SECS)
V838 Mon经历了有记录以来最神秘的恒星爆发之一。光谱的最大值非常类似于一颗冷的AGB星，随着时间的推移，它会向更冷的温度演化，永远不会达到光学薄的条件或星云阶段。最新记录的光谱类型是M8-9。振幅在DeltaV=9等时达到峰值，爆发演化的特点是快速上升，四个月内有三个最大值，以及快速衰减（可能是由喷出物中的尘埃凝结驱动）。BaII，LiI和S-元素线突出的爆发光谱。强和宽（500公里/秒）的P-Cyg配置文件影响低电离物种，而巴耳末线出现适度的排放，只有在中央阶段的爆发。在该天体周围发现的一个扩展的光回波将其距离限制在790+/-30 pc，在静止时M_V=+4.45，在光学最大值时M_V=-4.35（取决于仍然不确定的E（B-V）=0.5红化）。可见的祖先类似于一颗亮度稍低的F0主序星，在过去的半个世纪里没有表现出可检测的变化。V838 Mon、M31-RedVar和V4332 Sgr似乎定义了一类新的天体：爆发成冷超巨星（SECS）的恒星。他们不发展光学薄或星云阶段，深P-Cyg配置文件谴责至少在早期爆发阶段的大质量损失。它们的可见祖先位于主序列附近，远离后AGB区域。在爆发后，残留物仍然非常类似于前体（相同的亮度，相同的光谱类型）。许多类似的天体可能被埋在研究不足的新星中，这些新星根据最大亮度的单一光谱被归类为Miras。
2002-07-03 astro-ph
Really Cool Stars at the Galactic Center
分析了19颗银河系中心晚型恒星的新的和现有的K波段光谱，以及盘和核球M巨星和超巨星的代表性光谱。强原子和分子特征的吸收强度已被测量。在相同的CO吸收强度下，银河系中心星在Na I（2.206 mic）和Ca I（2.264 mic）附近通常比代表性的盘M星表现出更强的吸收特征。根据银河系中心星、M超巨星和渐近巨星分支（AGB）星的K波段绝对星等和CO、H2O吸收强度，我们得出只有IRS 7是超巨星的结论。我们银河系中心样本中的另外两颗明亮恒星也可能是超巨星。我们观测到的银河系中心剩余的明亮、凉爽的恒星与中等质量/年龄的AGB恒星最为一致。我们确定四个银河系中心的恒星作为长周期变量的基础上，他们的K波段光谱特性和相关的光度变化。对GC恒星的初始质量和年龄的估计表明，在过去的7- 1亿年里，银河系中心发生了多个恒星形成时期。
1996-08-20 astro-ph
Evolutionary synthesis modeling of red supergiant features in the near-infrared
我们提出的演化合成模型适用于近红外光谱的年轻麦哲伦星系团和星暴星系的光谱中观察到的功能。本文研究了CO在2.29微米（2-0波段）和1.62微米（6-3波段）的第一和第二泛音以及（U-B）、（B-V）和（J-K）色的时间演化。我们发现，目前的红超巨星阶段的大质量恒星与亚太阳的化学成分的演化轨迹是不可靠的任何合成的时间演化的红外恒星特征。所选的红外特征对冷恒星大气参数的高灵敏度使我们能够对大质量恒星在其核心氦燃烧阶段的温度和在赫兹-罗素图红色部分所花费的时间分数进行限制。通过调整红超巨星的参数，我们得到了一组经验校准的分光光度模型，从而重现了所观察到的模板的属性。
1998-10-01 astro-ph
An empirical formula for the mass-loss rates of dust-enshrouded red supergiants and oxygen-rich Asymptotic Giant Branch stars
我们提出了一个经验确定的质量损失率作为恒星光度和有效温度的函数，富氧尘埃enshrouded渐近巨星分支星和红超巨星。为此，我们获得了一个样本的尘埃笼罩在大麦云，我们补充了光谱和红外光度数据从文献中的红巨星的光谱。其中两颗是热发射线星，其中一颗是确定的B[e]星。通过对光谱能量分布的建模来测量质量损失率。因此，我们得到质量损失率公式log Mdot = -5.65 + 1.05 log（L /10，000 Lsun）-6.3 log（Teff / 3500 K），适用于尘埃笼罩的红超巨星和富氧AGB星。尽管大麦哲伦星系的金属丰度很低，但AGB星和红超巨星都是在晚期光谱类型中发现的。与银河系AGB星和红超巨星的比较表明，我们的公式预测的质量损失率与尘埃笼罩的物体的60微米通量密度得出的质量损失率非常一致，但对于光学明亮的物体则不然。我们讨论了可能的影响，这对质量损失机制。
2005-04-18 astro-ph
Detection of a red supergiant progenitor star of a type II-plateau supernova
我们在附近的螺旋星系M74中发现了一颗红超巨星，它以超新星2003 gd的形式爆炸。哈勃太空望远镜（HST）和双子座望远镜在超新星爆发前6至9个月拍摄到这个星系，随后的HST图像证实了超新星与一颗恒星的位置重合，这颗恒星是一颗8 + 4/-2太阳质量的红超巨星。这证实了恒星演化模型和超新星理论，它们预测II型高原超新星有冷的红超巨星作为它们的直接祖先恒星。
2004-01-13 astro-ph
A 2dF survey of the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个目录的新的光谱类型的热，发光的恒星在小麦哲伦星云。该目录包含4161个天体，使SMC恒星数量增加了一个数量级，并公布了光谱分类。目标主要是B型和A型星（分别有2862和853个天体），其中有1颗沃尔夫-拉叶星，139颗O型和306颗FG星，采样的主序星约为B型中段。选择和分类标准进行了说明，并讨论了特别感兴趣的对象，包括紫外线选定的目标，从紫外线成像望远镜（UIT）的实验，Be和B[e]星，“异常超巨星”，和复合光谱系统。我们研究了巴耳末线辐射的发生率，以及BA星的H-γ等效宽度和绝对星等之间的关系。
2004-06-18 astro-ph
The LMC's Top 250: Classification of the Most Luminous Compact 8 micron Sources in the Large Magellanic Cloud
为了确定大麦云（LMC）中最明亮的紧凑型中红外源的性质，我们将Buchanan等人（2006）2 MASS-MSX颜色分类系统的更新版本应用于250个LMC天体的中红外（8微米）通量限制样本，该系统基于斯皮策空间望远镜光谱学的结果，其中2 MASS和MSX测光可用。由此产生的2 MASS-MSX（“JHK 8”）基于颜色的分类，这些来源构成了LMC中最中红外发光的物体，通过各种独立的手段进行了必要的补充，交叉检查和校正，只有47个来源保持暂定分类，只有10个来源根本无法分类。样本主要由富碳的AGB星（~35%）、红超巨星（~18%）和致密的H II区（~30%）组成，另外还有少量富氧的AGB星（~4%）、尘埃、早期型发射线星（~3%）和银河系中前景的富氧AGB星（~3%）。在我们的LMC红外源样本中，明亮且尘埃笼罩的AGB星中富C和富O天体的比例非常大，这与碳星在低金属量环境中容易形成的假设一致。我们证明，非常明亮的富C和富O的AGB星和红超巨星，这里主要是根据他们的JHK 8颜色，也出现在斯皮策IRAC/MIPS色-色图作为不同的集群。因此，原则上，基于红外光谱的红外光度分类技术在这里适用于大麦哲伦星系可以适用于任何外部星系的最明亮的红外点源是可检测和可分辨的2 MASS和斯皮策。
2008-01-24 astro-ph
Water vapor on supergiants. The 12 micron TEXES spectra of mu Cephei
最近的几篇论文认为红巨星和超巨星周围有温暖的、半分离的分子层，这一概念被称为MOL球。光谱分析和干涉测量分析经常证实这一总体情况。在这里，我们提供了超巨星仙王座μ 12微米处水蒸气纯旋转线的高分辨率光谱数据。这颗恒星经常被用来测试超巨星周围分子层的概念。考虑到在恒星周围的局部热力学平衡（MOLsphere）中预测了等温的光学厚水汽层，我们预计12微米的线将处于发射状态，或者至少处于吸收状态，但会被恒星周围分子层的发射填满。然而，我们的数据显示相反的情况;我们发现了明确的吸收。因此，我们的数据并不容易适合建议的等温MOLsphere方案。因此，12微米的谱线对MOL球的概念和早期M超巨星光谱中的水的性质提出了新的、强有力的限制。我们还发现，吸收甚至比从一个标准的，球对称的模型光球没有任何周围的层计算更强。然而，代表冷外层的冷模型光球层能够再现这些线，但该模型没有考虑6微米处的水蒸气排放。因此，仙王座上的水蒸气似乎缺乏一个统一的模型。似乎确实有必要在这些超巨星的整个复杂性中模拟其底层光球。强烈的水汽谱线清楚地揭示了经典大气模型的不足之处。
2006-03-15 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: atmospheric parameters and rotational velocity distributions for B-type stars in the Magellanic Clouds
我们提供了大气参数和旋转速度的大样本（~400）的O-和早期B型恒星，分析均匀和一致的方式，用于约束理论模型。旋转速度与演化轨迹的比较表明，核心氢燃烧的结束比目前预测的要晚。我们还表明，在现场观察到的大量发光的蓝超巨星不太可能直接从主序星大质量O型恒星演化而来，因为它们的低旋转速度或在H-R图上的位置都没有预测到。我们认为蓝圈或质量转移双星系统可能会填充蓝超巨星制度。通过将麦哲伦云恒星的旋转速度分布与类似的银河样本进行比较，我们发现（在3西格玛置信水平下）SMC中的大质量恒星（大于8兆太阳）比太阳附近的恒星旋转得更快。然而，银河系和大麦哲伦星系的自转速度分布之间似乎没有显着差异。我们发现，在SMC和LMC中的vsini分布可以用内禀旋转速度分布来模拟，内禀旋转速度分布在175 km/s（SMC）和100 km/s（LMC）处是高斯峰。我们发现，在SMC的NGC 346中，10- 25 Msun的主序星似乎比它们的更高质量的同行更快地旋转。最近，Yoon等人（2006年）通过模拟快速旋转的大质量恒星祖先来确定伽马射线暴的发生率。我们测得的10- 25 Msun恒星的旋转速度分布在略高于他们假设的速度时达到峰值，这支持了GRB可能来自初始质量低至14 Msun的低金属丰度快速旋转体的想法。（节略）。
2007-11-14 astro-ph
The Araucaria Project. VLT spectra of blue supergiants in WLM: classification and first abundances
作为南洋杉计划的一部分，我们提出了本群矮不规则星系WLM中的第一个超巨星光谱目录。在给这些恒星分配光谱分类时，我们考虑到WLM相对于MK过程中使用的银河系标准的金属含量较低，通过使用为小麦哲伦星云中的B和A超巨星开发的分类标准。我们的光谱表显示，我们的19个天体的高信噪比光谱样本至少包含6颗早B（B 0-B5）超巨星和6颗晚B和早A（B8-A2）星，它们的光度等级在Ia和II之间，另外还有一颗O 7 ~V星和一颗O9.7 Ia星。其中几颗恒星的光谱质量足够高，可以用来确定恒星的参数和丰度。我们还获得了第二组低信噪比的光谱，主要是BA星，但他们的质量不允许进一步的分析。我们对三颗早B超巨星进行了定量分析。我们得出的平均氧丰度为12+log（O/H）=7.83 +/- 0.12。该值与从HII区域获得的测量值非常一致。因此，我们没有发现更多的证据之间的差异恒星和星云的氧丰度测量一个单一的A型超巨星Venn等人的B型和A型超巨星的分析产生兼容的结果，氮，硅和镁。我们表明，光度变化的蓝超巨星包括在我们的光谱样本是可以忽略不计的使用这些恒星作为距离指标。
2006-05-24 astro-ph
A Far-Ultraviolet Spectroscopic Survey of Luminous Cool Stars
8颗巨星和超巨星的FUSE紫外光谱显示，高温（3 × 10^5 K）大气层在发光的冷星中很常见，并且从阿尔法车（F0 II）延伸到冷巨星阿尔法头（K5 III）。这些光谱中的发射包括色球H-莱曼β，Fe II，C I和C III，O VI，Si III，Si IV的过渡区线。Fe XVIII和Fe XIX的发射线信号温度约为10^7 K，在最活跃的恒星Beta Cet和31 Com中发现了日冕物质。在我们的观测期间，在Beta Cet中检测到了短期通量变化，可能是耀斑。恒星表面的C III和O VI的排放通量是相关的，并迅速减少对较冷的恒星，让人想起衰变的磁加热的大气。C III（977 A）线的剖面表明，在T~ 80，000 K时，物质外流正在进行，风是温暖的。在较高温度（3 × 10^5K）下流出的指示由O VI不对称性和线宽本身揭示。在M超巨星猎户座阿尔法星中没有高温物质。Fe II的窄荧光线出现在许多巨星和超巨星的光谱中，显然是由H Lyman Alpha泵浦的，并在扩展的大气中形成。仪器的特点，影响冷星光谱进行了讨论。
2004-12-20 astro-ph
Ionization structure in the winds of B[e] supergiants II. Influence of rotation on the formation of equatorial hydrogen neutral zones
内容：众所周知，B[e]超巨星具有非球形风，并且已经假设在靠近恒星表面的氢中存在中性的盘。一个合适的机制，以产生非球形风似乎是快速旋转，并至少为三个B[e]超巨星在麦哲伦云的旋转速度在其临界速度的一个相当大的分数已经found. Aims：我们希望找到合适的重组距离在赤道平面的快速旋转的恒星，解释所观察到的大量的中性物质在附近的B[e]超巨星。方法：我们进行电离结构计算在赤道平面周围快速旋转的发光超巨星。赤道面的限制，使我们能够处理的电离平衡方程1维，而恒星辐射场的计算2维，考虑到纬度变化的恒星表面参数。所用的恒星参数与B[e]超巨星的已知参数相对应。计算中所作的假设都有一个共同点，即在赤道平面内任何位置的可用电离光子总数被高估，导致复合距离的上限。结果如下：我们发现，尽管快速旋转的恒星的赤道表面密度下降（忽略双稳态和/或风压缩的影响），氢和氦重组或接近恒星表面，质量损失率Mdot > 5d-5 M_sun/yr和旋转速度超过v（rot，eq）/v（crit）=0.8。
2006-06-06 astro-ph
A Spitzer IRS Spectral Atlas of Luminous 8 micron Sources in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个地图集斯皮策太空望远镜红外光谱仪（IRS）光谱的高度发光，紧凑的中红外光源在大麦云。根据红外颜色和8微米（MSX）通量选择了来源，这些通量表明高度演化的中到高质量恒星目前或最近的质量损失率很大。我们从中红外连续谱和光谱特征确定了星周包层的化学组成，并对恒星的光谱类型进行了分类。在60个源的样本中，我们发现了21颗红超巨星（RSG），16颗富C渐近巨星分支（AGB）星，11颗HII区，4颗可能富O AGB星，4颗银河系富O AGB星，2颗OH/IR星和2颗具有特殊红外光谱的B[e]超巨星。我们发现绝大多数AGB星（典型的红外光度~ 1.0E4L_sun）都有富C包层，而富O天体主要是L_IR ~ 1.0E5L_sun的亮RSG。我们确定恒星K波段通量密度的平均辐射热修正，发现对于碳星，辐射热修正依赖于红外颜色，而对于RSG，辐射热修正是独立的红外颜色。我们的研究结果表明，以前分类为PNe的基础上的红外颜色的对象实际上是紧凑的HII区域非常红的IRS光谱，包括强原子复合线和PAH发射功能。我们表明，在我们的样品中的IRS光谱类分离清楚地在红外颜色-颜色图，使用2 MASS数据和合成IRAC/MIPS通量来自IRS光谱的组合。在此基础上，我们建议诊断识别和分类，具有高置信度，红外发光的演化恒星和HII地区在附近的星系使用斯皮策和近红外测光。
2006-06-30 astro-ph
The stars near the centre of supergiant shell LMC4: Further constraints on triggering scenarios
巨大的超巨星壳层（SGS）LMC 4，仅次于巨大的HII区30剑鱼座，是大麦云（LMC）第二个最令人印象深刻的特征，一直是许多研究的主题，并被用来测试各种恒星形成机制的模型。本文提出了一种对该SGS中心的B、V测光方法。新的数据产生了1120万年的年龄和色过量E（B-V）= 0.10（3）mag.此外，几何中心附近的两个星团太老了，与LMC 4的形成无关：HS 343的年龄约为0.1Gyr，KMHK 1000的年龄约为0.3Gyr。这一点和现有的光度测量支持覆盖整个内部区域的年轻恒星星族几乎是同时代的。我们比较这些发现与预测的模型提出的创建机制的SGS。我们的结论是，大规模的触发，必要的解释的意见，来自流体动力学相互作用的星系晕与气体的前缘移动大麦哲伦星系。
2000-06-05 astro-ph
Discovery of hot supergiant stars near the Galactic center
我们报告了在银河系中心寻找沃尔夫-拉叶星和O（WR/O）星和高质量X射线双星（HMXB）的活动的新结果。我们通过将2 MASS目录与射电拱门区域的X射线点源的深钱德拉目录进行交叉相关来搜索候选者。在K波段光谱的跟踪下，我们发现了两颗与CXOGC J174555.3-285126和CXOGC J174617.0-285131对应的大质量恒星，我们将它们分别归类为子类型WN 6 b的宽线WR星和O Ia超巨星。它们的X射线性质与银河系和大麦云星云中已知的碰撞风双星最为一致，尽管也有可能是一个低速吸积到致密天体上的情况。O Ia星位于五重星系团的4.4 pc投影上，其径向速度与五重星系团一致，表明这颗恒星可能是从五重星系团中逃逸出来的。我们还提出了一个B2 Ia超巨星的发现，我们确定为一个候选的大质量恒星使用8微米斯皮策地图的银河系中心附近的一个地区的已知的大质量X射线发射恒星CXOGC J174516.1-290315。我们讨论的背景下，在银河系中心的演变星团这些恒星的起源。
2007-03-15 astro-ph
ISO observations of obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Large Magellanic Cloud
我们目前的ISO测光和光谱观测的样本57个明亮的渐近巨星分支恒星和红超巨星的大麦云云，选择的基础上的红外天文台的颜色指示高质量损失率。利用12、25和60 $μ$ m的PHOT-P和PHOT-C测光以及12 $μ$ m的CAM测光，结合准同步地基近红外测光，为我们样本中的所有恒星绘制了色-色图。给出了23颗恒星3 ~ 14 $μ$ m区的PHOT-S和CAM-CVF光谱。根据色-色图和光谱，我们确定了样品中49颗恒星周围尘埃的化学类型。许多恒星都有富含碳的尘埃。麦哲伦星云中最明亮的碳星也有一个（次要的）富氧成分。OH/IR星具有硅酸盐吸收和发射翼。这里提出的独特的数据集允许详细研究的热脉冲AGB星的代表性样本，以及确定的光度。
1999-04-26 astro-ph
ROSAT PSPC view of the hot interstellar medium of the Magellanic Clouds
利用ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）定点观测资料，研究了麦哲伦云（MC）的X射线散射辐射。为此目的，ROSAT高分辨率成像仪和PSPC源目录中的点源和类点源的贡献被删除，太阳活动高峰期也被排除在外。光谱分析得出ISM的热薄等离子体的特征温度为10^6 ~ 10^7 K，ISM覆盖了整个大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。在观测区域内，0.1 - 2.4 keV波段的总未吸收光度在大麦哲伦星云中为3.2 x 10^38 erg s^-1，在小麦哲伦星云中为1.1 x 10^37 erg s^-1，两者的不确定度分别为-40%和+100%。大麦哲伦星系的X射线光度与附近其他有明显恒星形成的星系相当。在LMC中，特别是在超巨星壳层（SGS）LMC 4周围以及覆盖SGS LMC 2和LMC 3的区域中发现了热区。SMC的最高温度来自银河系的西南部。弥漫的X射线辐射很可能是来自壳层和超壳层内部的热气体以及这些星系晕的辐射的叠加。
2002-06-19 astro-ph
The Origin of the Magellanic Stream and Its Leading Arm
我们探索麦哲伦流（MS）使用高斯分解的HI速度分布在莱顿-阿根廷-波恩（LAB）全天HI调查。这种分解暴露了MS由两个空间上不同的细丝组成（如Putman等人首先指出的）。和速度。利用细丝的速度相干性，我们可以追溯到它的起源，我们确定为大麦云（LMC）的东南HI超密度（SEHO），其中包括30剑鱼座。引导臂（LA）的部分也可以在速度和位置上追溯到SEHO。因此，至少有一半的尾流和大部分的LA起源于大麦哲伦星云，与之前的说法相反，MS和LA都起源于小麦哲伦星云（SMC）和/或麦哲伦桥。这两个MS细丝显示出强烈的周期性，起伏的空间和速度模式，我们推测是LMC旋转曲线的印记。如果是真的，那么流气体从麦哲伦云的漂移速率为~49 km/s，MS的年龄为~1.74 Gyr。Staveley-Smith等人的LMC高分辨率HI数据显示，从SEHO的超巨星壳层流出的气体似乎正在形成MS的LA和LMC细丝。
2008-02-04 astro-ph
Stellar winds from Massive Stars
我们回顾了各种技术，通过它的风性质的大质量恒星- O型星，AB超巨星，发光蓝变星（LBV），沃尔夫-拉叶星（WR）和冷超巨星-推导。风动量-光度关系（例如Kudritzki et al. 1999）提供了一种预测O型星和蓝超巨星质量损失率的方法，它优于以前的参数化方法。假设理论上的sqrt（Z）金属丰度依赖性，麦哲伦云O恒星的质量损失率通常在各种校准的两个因素内匹配。来自LBV的恒星风通常比同等的B超巨星密度更大，速度更慢，在巨大爆发期间具有异常的质量损失率Mdot=10^-3。10^-1 Mo/yr（Drissen et al. 2001）。最近银河系WR星的质量损失率表明，由于成团，相对于以前的校准值向下修正了2-4（例如Schmutz 1997），尽管金属丰度依赖性的证据仍然不确定（Crowther 2000）。从其他技术得到的发光（> 10^5 Lo）黄超巨星和红超巨星的质量损失性质仍然是高度矛盾的。最近银河系和大麦哲伦星云对RSG的观测结果显示，RSG的质量分散度很大，典型的质量损失率在10^-6之间。10^-4 Mo/年，少数病例显示10^-3 Mo/年。
2000-10-27 astro-ph
