Stellar winds from massive stars - What are the REAL mass-loss rates?
我们讨论最近的证据表明，目前接受的质量损失率可能需要向下修订，作为以前被忽视的风的“结块”的后果。最后总结了有关成团因子径向分层的新结果。我们研究了聚集对磷电离平衡的影响，这在从FUV PV共振线的分析中推导出聚集因子的约束时具有重要意义。
2006-07-13 astro-ph
Using polarization to study the winds of massive stars
近年来，风聚集的话题一直是许多活动的主题，因为它可能对推导出的质量损失率产生影响。在这里，我们提出了另一种方法调查风聚集，偏振。我们目前的模拟产生的cloudful风的极化，并认为，观察可能只是再现统计偏差从球对称时，流出只是稍微分散。在这里，极化与$\dot{M}$成比例，这与LBV，WR和O超巨星的观测结果一致。最后，我们在$\sim 2-3$的内2 $R_{\star}$中发现了成团因子，并对热星的成团分层进行了推测。
2006-09-13 astro-ph
Spectroscopy of SMC Wolf-Rayet Stars Suggests that Wind-Clumping does not Depend on Ambient Metallicity
热的、大质量的、发光的恒星的质量损失率被认为是塑造这类恒星演化轨迹和影响星系尺度上的星际介质的决定性参数。这种风中无所不在的小尺度结构（团块）可能会使质量损失率的经验估计值降低3倍以上。到目前为止，还没有直接的观测证据表明，在环境金属丰度较低的环境中，风聚集可能会保持在同一水平，在那里，风驱动的不透明度降低。本文报道了小麦哲伦星云中三颗Wolf-Rayet星族I星的时间分辨光谱研究结果，其中环境金属丰度约为1/5 Z_Sun。我们探测到在星风加速部分中有许多向外移动的小尺度发射峰。这些运动特征的一般性质，如速度色散、发射率和平均加速度，密切匹配的小规模的不均匀性在银河系沃尔夫-拉叶星风的相应特征。
2007-01-18 astro-ph
The effects of clumping on wind line variability
我们回顾了凝聚对共振双峰轮廓的影响。通过允许的双重振子强度的比率是一个自由参数，我们证明了双重配置文件包含更多的信息比通常使用。在团块风（或多孔风）中，这个比值可以介于单位和f值的比值之间，并且可以作为速度和时间的函数而变化，这取决于在给定时刻以特定速度移动的物质所覆盖的恒星盘的比例。利用这些见解，我们提出了一个样本的B超巨星，zeta Pup和一个恒星的终极速度是足够低，使其Si IV 1400的双重独立的组件的时间序列的SEI建模的结果。这些结果在Oskinova等人（2007）模型的框架内进行了解释，并演示了如何使用双重线来提取有关风结构的信息。
2007-08-07 astro-ph
Structure and clumping in the fast wind of NGC6543
对FUSE卫星的远紫外光谱进行了分析，以独特地探测富氢行星状星云NGC 6543（HD 164963）中央恒星快风的空间结构和聚集。非饱和PV 1118、1128共振线P天鹅座廓线的时间序列数据提供了外流中可变风条件的非常灵敏的诊断。我们报告发现的幕式和经常性的光深度增强的PV吸收槽，与0.17天的调制时间尺度的一些证据。SEI线合成模型用于推导物理特性，包括单个“事件”的光学深度演变。这些特征的特性基本上与大质量OB星紫外线谱线中常见的“离散吸收成分"相同。我们还采用了统一的大气模型代码CMFGEN探索光谱特征的结块，特别是报告的PV线的清晰的灵敏度的团块体积填充因子。这里提出的结果有影响的PN中心星的质量损失率的向下修正。我们的结论是，时间结构中看到的PV线的NGC 6543可能有一个物理起源，这是类似于在大质量的，发光的恒星，并可能与近表面的恒星脉动和/或磁场引起的扰动。
2007-08-17 astro-ph
Optically Thick Clumps - Not the Solution to the Wolf-Rayet Wind Momentum Problem?
本文重新讨论了热星风动量问题η= mdot*vinfty/（L/c）>> 1，并指出传统的观点，即可以用风的聚集和光子的多次散射相结合的方法来解决这个问题，对于光学厚的团簇是不自洽的。聚束确实减少了质量损失率mdot，从而减少了产生特定射电发射量度\varepsilon所需的动量供应，而多重散射增加了特定恒星光度L的动量供应。然而，在厚团块的情况下，当组合时，这两种效应相反而不是一致地起作用，因为团块减少了多次散射。因此，可输送的动量与所需的动量之比对于平稳风是最大的，而动量问题仍然存在于厚团块的情况下。在薄团块的情况下，团块在降低η方面的所有益处在于对于给定的\varepsilon降低\mdot，使得需要极小的填充因子f = 10 e-4。它还表明，聚集影响的推断\mdot从无线电\varepsilon不仅通过改变每单位质量的排放量，但也通过改变无线电光学深度单位半径R_{rad}，因此观察到的风量，在无线电波长。
2004-06-30 astro-ph
Wind clumping and the wind-wind collision zone in the Wolf-Rayet binary gamma Velorum
我们给出了对沃夫射线双星系统附近的一个γ ^2 Velorum（WR 11，WC 8 + O 7. 5 III，P = 78. 53 d）在X射线高态和低态下的XMM-牛顿观测结果。在高状态下，从热碰撞等离子体的发射占主导地位，从约1至8千电子伏。在低状态下，1至4 keV之间的光子被吸收。热等离子体被确定与主沃尔夫-拉叶星和次级O巨星的风之间的激波区。在Wolf-Rayet风中，低态的吸收被解释为光电吸收。这种吸收使我们能够测量吸收柱密度，并推导出WC 8星的质量损失率为8 × 10 ^{-6} M_sun/yr。这个质量损失率，结合以前的沃尔夫-拉叶风模型，提供了一个聚集WR风的证据。要求聚集因子为16。低于1 keV（12 Ang）的X射线光谱显示没有吸收，并且在两种状态下基本相似。有一个相当明显的分离，即从一个等离子体热超过5 MK的发射被大量吸收在低状态，而较冷的等离子体不是。这种冷等离子体必须来自比热材料更广泛的区域。X射线发射材料中的氖丰度是太阳值的2.5倍。在两个阶段都意外地检测到CV（25.3 Ang）和CVI（31.6 Ang）辐射复合连续体，表明在二元系统中存在一个位于远处的冷（~ 40，000 K）复合区域。
2004-04-30 astro-ph
Clumping effects on non-thermal particle spectra in massive star systems
观测证据表明，大质量恒星的恒星风是聚集在一起的。许多大质量恒星系统被称为非热粒子产生场所，正如它们在无线电波段的同步辐射所表明的那样。因此，它们也被认为是非热高能光子产生高达伽马射线能量的候选地点。目前的工作认为，预计在碰撞风系统的发射相对论粒子谱风结块的影响，建立了从热风粒子池通过扩散粒子加速，并考虑逆康普顿和同步加速器的损失。与均匀风相比，团簇风在团簇进入风碰撞区时，会引起发射粒子谱的通量变化。结果发现，与这种变化相关的光谱特征移动时间从低到高的能量带与任何两个光谱带之间的时间偏移依赖于团块大小，填充因子，和粒子能量的增益和损失的能量依赖性。
2007-10-18 astro-ph
The Wind Momentum-Luminosity relationship: blue supergiants in the spiral galaxy NGC 300
我们对NGC 300中的六颗A型超巨星进行了风分析。导出的风的动量-光度关系与银河系和M31蓝超巨星和理论模型进行了比较。
2002-07-12 astro-ph
Physical Parameters and Wind Properties of Galactic Early B Supergiants
我们目前的光学研究的物理和风属性，加上CNO化学丰度，25 O9.5-B3银河系超巨星。我们采用非LTE，线覆盖，扩展模型大气，这提供了一个适度的向下修订，在早期B超巨星的有效温标高达1-2kK相对于以前的非覆盖的结果。所谓的B1处的“双稳态跳跃”（Teff ~ 21 kK）是一个更渐进的趋势（散射较大）从24 kK以上的B_0 - 0.5超巨星的v_inf/v_esc ~ 3.4到20 kK < Teff <24 kK的B_0 - 7 -1超巨星的v_inf/v_esc ~ 2.5，20 kK以下B 1.5 -3超巨星的v_inf/v_esc ~ 1.9。这在一定程度上，解释了打破观察到的紫外光谱特性之间的B0.5和B0.7亚型讨论的沃尔伯恩等人。我们比较推导（均匀）风密度与最近的结果麦哲伦云B超巨星和一般确认理论预期更强的风之间的银河系超巨星。然而，风比目前辐射驱动风理论的预测要弱得多，特别是在中B亚型，如果风已经聚集在H-α线形成区域，这个问题就会加剧。总的来说，CNO元素丰度揭示了银河系B超巨星表面的强烈加工物质，平均N/C和N/O丰度分别比太阳值高10倍和5倍，HD 2905（BC0.7 Ia）表示我们样品中加工程度最低，HD 152236（B1.5 Ia+）最高。
2005-09-15 astro-ph
Advances in mass-loss predictions
我们提出的Monte Carlo质量损失预测的大质量恒星涵盖了广泛的恒星参数的结果。我们严格测试我们的预测对一系列观察到的质量损失率-在最近的讨论风聚集。我们还提出了一个模型来计算集群引起的偏振变化的热恒星，我们比较这与观测的发光蓝变星，偏振变化大于O和沃尔夫-拉叶星。明亮的蓝色变星是研究风聚集和风的几何形状以及风的强度计算的理想试验平台，我们认为它们可能是直接的超新星祖先。
2007-08-15 astro-ph
Supergiant Fast X-ray Transients and Other Wind Accretors
超巨星快X射线瞬变与持久的超巨星X射线双星有着明显的联系。任何令人信服的解释，他们的行为必须始终考虑到所有类型的X射线来源的风吸积。在这里，我们提出了一个共同的框架，风吸积源，cloudspeaker风模型的背景下，允许一个连贯的解释，他们不同的行为作为一个直接后果不同的轨道几何形状。
2008-01-25 astro-ph
Ionization structure in the winds of B[e] supergiants: I. Ionization equilibrium calculations in a H plus He wind
研究了B[e]超巨星的非球对称风。一个经验密度分布的选择，占密度浓度和比率来自观测，我们的模型风被假定为只包含氢和氦。我们首先计算了H和He的近似电离半径，并将结果与从更精确的电离平衡方程计算的电离分数进行了比较。我们发现，只要风的密度很低，即在极向，具有r^-2密度分布的风就能达到恒定的电离分数。然而，对于高密度的赤道区域，我们发现，风成为中性的热和大质量的B[e]超巨星形成盘状的中性区域的恒星表面上方。在这样的盘中，分子和尘埃甚至可以在非常靠近炽热的中心恒星的地方形成。
2003-04-11 astro-ph
The Wind Momentum - Luminosity Relationship of Galactic A- and B- Supergiants
利用NLTE统一模型大气分析了太阳附近的四颗A Ia -超巨星（光谱类型A0至A3）和十四颗B Ia和Ib -超巨星（光谱类型B 0至B3）的巴耳末线，以确定它们的星风性质，特别是它们的风动量。正如以前的工作O-星级（普尔斯等人）。发现恒星风动量与光度（WLR）之间存在紧密的关系，但WLR随光谱类型的变化而变化。O-超巨星的风动量最强，然后从早期的B（B 0和B1）到中期的B（B1.5到B3）谱型降低，并在A-超巨星再次变得更强。WLR的斜率对于A-和中B-超巨星来说似乎比O-超巨星更陡。光谱类型依赖性被解释为电离作用改变了恒星通量最大值附近吸收光子动量的谱线的有效数和谱线强度分布函数。这种解释需要通过辐射驱动风的理论计算来证实。在凯克望远镜上用HIRES观测到的M31中的A超巨星，其风动量与它们的银河系对应物一致。WLR作为一个新的，独立的河外距离指标的潜力进行了讨论。得出的结论是，有10至20个对象，测光与HST和中等分辨率光谱与8米望远镜从地面距离模数可以获得约0.1米的精度到室女座和天炉座星系团。
1999-10-25 astro-ph
On the importance of the wind emission to the optical continuum of OB supergiants
以自由-自由和自由束缚形式的热风辐射，已知会出现在高温和大质量恒星的红外线和射电连续谱中。对于具有中等质量损失率和β= 0.8的风速分布的OB超巨星，1.0，预期风对光学连续谱没有影响，即λ< 1微米。然而，过去几年对OB超巨星的恒星和风参数的研究表明，对于许多物体来说，β远高于1.0，最高可达3.5。我们研究了风速分布β> 1的OB超巨星的自由-自由和自由束缚辐射对出射辐射的影响，特别是在可见光波段。对于球对称的情况下，等温风在当地的热平衡（LTE），我们计算的自由-自由和自由约束的过程和新兴的风和总的连续谱。我们对光学风连续谱的产生区域进行了局部化，并着重讨论了β> 1的β型风速分布对光学风连续谱形成的影响。发现光学风连续谱产生于约2 R * 的区域，这正是β对密度分布影响最大的风区。我们发现，当β> 1时，一个典型的OB超巨星的连续谱确实会被热风辐射污染，即使是在可见光波段。光学风辐射的强烈增加主要由自由束缚过程产生。
2008-01-28 astro-ph
Disk winds of B[e] supergiants
B[e]类超巨星的特征是由两个组成部分的恒星风组成，一个是在极地地区的正常热星风，另一个是在赤道地区的缓慢而密集的盘状风。盘风的属性进行了讨论，使用卫星紫外光谱的恒星看到的边缘上，即通过赤道盘。这些观测结果表明，盘状风的速度非常慢，为50-90 km/s，比光谱类型的预期速度慢10倍左右。光发射谱线提供了进一步研究盘风的手段。这是讨论的禁止线在磁盘中形成的线轮廓。
1998-12-02 astro-ph
Outflowing disk formation in B[e] supergiants due to rotation and bi--stability in radiation driven winds
重新研究了快速自转和双稳性对B[e]超巨星赤道和极向密度差的影响。基于一个新的慢解不同的高旋转辐射驱动风（Curé 2004）和事实，双稳定性允许线力参数（$α$，$k$，和$δ$）的变化，赤道密度约$10^2$ - $10^4$倍高于极地。这些值与观测值在质量上一致。
2005-03-16 astro-ph
Mass loss from hot massive stars
质量损失是大质量恒星演化的一个关键过程，必须定量地理解，才能成功地应用于更广泛的天体物理学。在这篇综述中，我们讨论了辐射驱动的质量损失的各个方面，从理论和观测方面。我们专注于从OB星的风，与一些游览的发光蓝变星，沃尔夫-拉叶星，A-超巨星和中央恒星的行星状星云。在简要介绍了线驱动风的一维定常标准模型后，讨论了考虑旋转和磁场的推广。所谓的双稳态跳跃的相关性进行了概述。我们总结了从观测资料中推断风特性的诊断方法，并将结果与理论预测进行了比较，其特点是质量损失-金属丰度依赖性。随后，我们集中在两个紧迫的问题，挑战我们目前的理解辐射驱动的风：弱风和风丛。我们讨论了测量质量损失率从弱风和近红外光谱的潜力的问题。风聚集有严重的影响，观测诊断的解释，推导出的质量损失率可以高估的因素2至10，如果聚集被忽略，我们描述了正在进行的尝试，以允许更统一的结果。我们指出，独立的论点，从恒星演化赞成适度减少目前的质量损失率。我们还考虑了更大尺度的风结构，解释在同向旋转相互作用的区域，并完成这篇评论与讨论的X射线线发射的大质量恒星的最新进展，突出到多远的分析，这样的X射线线发射可以提供进一步的线索，关于风聚集的充分描述。（摘要摘要）
2008-11-04 astro-ph
Outflowing disk winds in B[e] Supergiants
本文研究了快速自转和双稳性对B[e]超巨星赤道和极向密度差的影响。根据不同高旋转辐射驱动风的一个新的慢解和双稳定性允许线力参数（$α$、$k$和$δ$）变化的事实，赤道密度大约是极地密度的$10^2$ - $10^3$倍。这些值与观测值在质量上一致。这种计算还允许获得盘的孔径角。
2005-10-24 astro-ph
Low mass loss rates in O-type stars: Spectral signatures of dense clumps in the wind of two Galactic O4 stars
利用FUSE和IUE的数据，我们分析了银河系中两颗O 4星的远紫外光谱：O 4 If+超巨星HD 190429 A和O 4V（（f））矮星HD 96715。我们进行了定量分析的基础上的两个NLTE模式的大气和风的代码，TLUSTY和CMFGEN。我们导出了这两颗恒星的星风参数和表面成分。HD 190429 A的表面具有典型的演化O超巨星（富N，C和O-穷人）的组成，而HD 96715表现出表面N增强类似于SMC O矮星中发现的富集，并归因于旋转诱导的混合。我们发现，均匀风模型不能匹配观测到的轮廓O V1371，并需要非常低的磷丰度，以适应P V1118-1128共振线。然而，我们能够匹配的O V和P V线使用聚集风模型。我们发现，NIV 1718也是敏感的风丛生。对于这两颗恒星，我们已经计算出了聚集风模型，这些模型与来自不同物种的所有这些线条都很好地匹配，并且与Halalpha数据保持一致。因此，这些拟合提供了一个连贯的，因此更强有力的证据，风聚集在O型星比以前的索赔。我们发现这两颗恒星的风是高度聚集的，表现为非常小的体积填充因子，即HD 190429 A的f=0.04，HD 96715的f=0.02。与我们对SMC恒星的分析一致，聚集开始于风的深处，就在音速点上方。我们分析的最重要的结果是，O型星的质量损失率需要大幅向下修正，修正系数为3或更多。在确定O型星的风特性时，考虑风聚集…
2005-04-25 astro-ph
Properties of Galactic B supergiants
基于非LTE线覆盖模型大气，包括朝向NGC 3603星系团的Sher 25，给出了银河系B超巨星的物理和风性质。我们比较了Halpha导出的风密度与最近的结果SMC B超巨星和一般确认理论预期的更强的风之间的银河系超巨星。中B超巨星风比目前的辐射驱动风理论预测的要弱得多，如果风已经聚集在H α线形成区域，这个问题就会加剧。我们发现Lamers等人提出的B1（Teff ~ 21 kK）处的所谓“双稳跳跃”是一种更为平缓的下降趋势。CNO元素丰度，包括谢尔25，揭示了部分处理的材料在其表面。在一般情况下，这些是在很好的协议与演化的蓝超巨星向红旋转混合帐户的预测。包括HD 152236（zeta ^1 Sco）在内的少数几个例子显示出强烈的加工物质，这是更典型的亮蓝变星。我们推导出的Sher~25的光球[N/O]比与其喷出物星云的一致，尽管如果星云起源于红超巨星阶段，则预计会有更高程度的CNO加工，正如SN 1987 A的B超巨星祖先Sk-69 202喷出的环状星云所怀疑的那样。Sher 25的推断年龄约为500万年，而NGC 3603的电离星团HD 97950的年龄约为200万年。Sher 25可能是一个前景天体，也可能是近距离双星演化导致它在H-R图中的位置异常。
2006-06-29 astro-ph
On the nature of the bi-stability jump in the winds of early-type supergiants
我们研究了观测到的B1型超巨星风的终极速度双稳性跳跃的起源。为此，我们计算了这些恒星的风模型和质量损失率的网格。该模型表明，质量损失率“跳跃”的五倍左右的光谱类型B1。迄今为止，辐射驱动风理论还没有对观测到的双稳跃提供理论解释。模型表明，亚音速部分的风是由线加速度由于铁为主。元素C、N和O在风的超音速部分是重要的线驱动器。我们表明，质量损失率“跳跃”由于铁III线加速度的增加低于音速点。最后，我们讨论了双稳跃变对亮蓝变星典型变星质量损失的可能作用。
1999-08-18 astro-ph
Bright OB stars in the Galaxy IV. Stellar and wind parameters of early to late B supergiants
我们应用NLTE大气代码FASTWIND进行光谱研究的一个小样本的银河系B超巨星从B 0到B 9。通过所得到的数据，并结合其他研究的额外数据集，我们调查OB-超巨星的性质，并将我们的研究结果与理论预测进行比较。结果我们发现，由于线覆盖和风覆盖的综合影响，银河系B超巨星的温度标度需要向下修正10%到20%，后一个值适合于更强的风。与最近的结果相一致，我们的样本还表明，在双稳区域，风终极速度逐渐减少，该区域的极限位于比预测的温度更低的温度。引入一个与风强度无关的量Q'，我们还表明，这个量是一个很好的定义，单调递增的函数Teff在这个区域之外。在内部和从热到冷，质量损失率的变化系数（在0.4和2.5之间）比预测的系数5小（远）。所有这些都表明，在双稳定性区域内，风终极速度的减小并没有象经常争论的那样，被质量损失率的增加过度补偿（假设该区域两侧的风聚集特性没有实质性的不同）。
2007-11-29 astro-ph
IR Mergers and IR QSOs with Galactic Winds. II. NGC 5514, two Extra-nuclear Starburts/LINERs with a Supergiant Bubble in the Rupture Phase
本文研究了红外并合器NGC 5514的形态、运动学和电离结构。这项研究主要是基于积分二维光谱获得的4.2米威廉赫歇尔望远镜（La Palma，西班牙）和数据CASLEO（阿根廷）。明确的证据，两个额外的核恒星爆发与年轻的流出和LINER活动的报告。其中一个外流产生了一个超巨气泡，在那里的发射线和运动学图显示4个扩展喷射。这些结果表明，气泡处于破裂阶段。
2004-09-05 astro-ph
On the magnetic structure and wind parameter profiles of Alfven wave driven winds in late-type supergiant stars
在巨星和超巨星演化阶段的冷恒星呈现低速和高密度风，这是观测到的高质量损失率的原因。虽然呈现高光度，尘埃粒子上的辐射压力不足以解释风加速过程。在这个尚未解决的问题的可能解决方案中，阿尔芬波可能是最有趣的，因为它们在将能量和动量传递给风方面效率很高。通常情况下，阿尔芬波驱动风的模型会导致高速风，如果他们没有高度阻尼。在这项工作中，我们确定自洽的磁场的几何形状和解决的动量，能量和质量守恒方程，证明即使是低阻尼阿尔芬波通量是能够再现低速风。我们发现，磁通管膨胀与超径向因子S>30恒星表面附近，大于以前的半经验模型中使用的。快速膨胀导致波通量的强烈空间稀释。我们得到了一个典型的16 M太阳超巨星的风参数剖面。风在一个狭窄的区域内加速，与磁场线的高发散区域一致，高达100 km/s。对于温度，我们得到了一个轻微的下降近表面的低阻尼波，因为波加热机制是有效的比辐射损失。峰值温度出现在1.5r_0处，达到6000 K。向外膨胀的风主要由于绝热膨胀而冷却。
2006-02-14 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
Probing Clumpy Stellar Winds in SFXTs
通过对SFXTs硬X射线变率的研究，可以得到对大质量恒星风聚集的定量约束。在这些系统中，很大一部分硬X射线是以耀斑的形式发射的，典型的持续时间为3千秒，频率为7天，亮度为$10^{36}$尔格/秒。这种耀斑很可能是由在$\sim10$ R $_*$轨道上运行的致密物体与风团（$10^{22-23}$ g）相互作用而发射的。团块和团块间培养基之间的密度比为$10^{2-4}$。团簇和团簇间介质的参数与宏观团簇情景和线驱动不稳定性模拟吻合良好。
2008-03-12 astro-ph
Hidden bipolarity in red supergiant winds
许多对晚型M星的观测显示出巨大的近球形星周包层，然而行星状星云和超新星遗迹经常是轴对称的。我们提出了VLBI和MERLIN观测的脉泽周围的红超巨星S Per显示不同程度的轴对称性和动态显着的磁场。在这里或大多数类似的物体中没有旋转的证据。我们研究了磁场的可能来源。
2005-01-03 astro-ph
Integral-Field Spectroscopy of the Post Red Supergiant IRC +10420: evidence for an axi-symmetric wind
我们提出了NAOMI/OASIS自适应光学辅助积分场光谱的过渡大质量超巨星IRC +10420，一个极端的质量损失的恒星显然是在从红超巨星向沃尔夫-拉叶阶段演变的过程中。为了研究这颗恒星现今的质量损失几何，我们研究了当被周围的星云反射时，来自内部风的线发射的外观。我们发现，与以前的工作相反，有风轴对称的强有力的证据，基于H $α$和Fe { \sc ii} $λ$ 6516的等效宽度和速度的变化。我们将这种行为归因于从不同角度观察时复杂的线条轮廓的外观。我们还推测，Ti { \sc ii}发射起源于外层星云的一个区域类似于$η$船底座的锶丝，基于线发射的形态。最后，我们认为，IRC +10420的轴对称风，结合其持续的蓝向演化，是恒星正在向B[e]超巨星阶段演化的证据。
2007-08-16 astro-ph
Multiple ring nebulae around blue supergiants
在大质量恒星的生命过程中，风与风的相互作用可以导致星周星云的形成，这在自然界中是可以预测和观测到的。我们提出了通用的模型计算来预测蓝超巨星这样的星云的属性。从包含自转的恒星演化计算中，我们得到了恒星风性质和恒星辐射场的时间依赖关系。这些都被用来作为输入流体计算的拱星介质在整个恒星的生命。在这里，我们提出了一个快速旋转的12个太阳质量的单星的结果。这颗恒星在其主序后演化期间经历了一个蓝色环，在开始时，它的收缩使它旋转到接近临界旋转。由于各向异性的质量损失，蓝超巨星风将前面的慢风扫到沙漏结构中。它与先前形成的球形红超巨星风壳碰撞，形成了一个由两个极冠和一个中央内环组成的短寿命发光星云。随着时间的推移，极冠逐渐演变成中纬度环，逐渐向赤道平面移动，而中央环正在消失。这些结构让人联想到蓝超巨星谢尔25和SN 1987 A的前身周围的星云。沙漏与球壳碰撞的简单模型恢复了蓝超巨星周围发现的大多数有趣的星云几何形状，并表明它们形成了一个进化序列。我们的研究结果表明，二进制是不需要获得它们。
2008-07-19 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
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
STIS UV spectroscopy of early B supergiants in M31
我们分析STIS光谱在1150-1700埃的波长范围内获得的六个早期B超巨星在邻近的星系M31。由于它们可能的高丰度（接近太阳），这些恒星最初被选择与银河系的对应恒星直接可比，并且代表了我们目前B型超巨星样本中急需的补充，我们努力研究风动量-亮度关系对光谱类型和金属丰度的依赖性。作为确定风动量的第一步，我们用标准方法拟合N V、Si IV和C IV的共振线的P-Cygni剖面，并推导出所有STIS目标的终极速度。从这些线，我们也得到离子恒星风柱密度。我们的结果与以前在银河系超巨星中获得的结果进行了比较，并证实了早先关于M31中“正常”风线强度和终极速度的说法。对于一半的样本，我们发现证据的增强最大湍流速度相比，银河系同行。
2002-07-16 astro-ph
The superimposed photospheric and stellar wind variability of the O-type supergiant alpha Cam
（摘要）我们提供了经验约束的不同的物理组件，可以采取行动，以产生主要或部分风形成的发光OB星的光学线的时间变化，从而可能影响可靠的基本参数的确定，包括质量损失率通过聚集风。利用时间序列光谱学从历元传播超过$\sim$ 4年，O9.5超巨星$α$凸轮的案例研究。我们证明He I 5876（2 $^3$ P $^0$ -3 $^3$ D）线是这颗恒星光球和风变的重要诊断线。$α$凸轮的光学线轮廓的影响（一）深层次的波动接近，或在光球，（二）大气速度梯度，和（三）大尺度恒星风结构。这项研究提供了新的经验的观点，在大质量发光恒星的恒星风签名的精确线合成建模。使用一个纯的Halalpha线合成代码，我们解释了在$\sim$ 5.1 $\times$ 10 $^{-6}$到6.5 $\times$ 10 $^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$范围内，$α$ Cam的朝红和峰值发射的最大变化。然而，该模型通常无法再现的形态的蓝（可能吸收）地区的配置文件。
2006-06-29 astro-ph
The ionization structure of early-B supergiant winds
我们提出了经验确定的电离条件的106个发光的B 0到B5恒星的风IUE观察。对UV风线进行建模，以提取N V、C IV、Si IV、Si III、Al III和C II的质量损失率（Mdot）乘以电离分数（Mdot q_i（w），其中w = v/v_infty）的乘积。我们描述了Mdot q_i（w）及其比值的一般行为，表明风电离随离星距离的增加而增加，与最近O星风的研究结果相反。使用经验质量损失率（从H α观测）和模型处方，我们得到平均q_i（w）值集成的风，<q_i>。这些<q_i>都是相当小的，从来没有超过15%的铝III或2%的硅IV。这是令人惊讶的，因为<q_i>这些离子在观察到的光谱范围内明显达到峰值。我们的结论是，低的<q_i>出现，因为<Mdot q_i>被低估的风模型，假设流出是平滑的，而事实上，高度结构化。
2004-12-13 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
Understanding B-type Supergiants in the Low Metallicity Environment of the SMC
利用VLT上的UVES高分辨光学数据，对7颗SMC B型超巨星和1颗巨星进行了光谱分析。FASTWIND，一个非LTE的，球形的，线覆盖的模式大气代码被用来获得这些恒星的大气和风参数以及它们的绝对丰度。讨论了这些结果对恒星演化和线驱动风理论的意义。
2003-12-09 astro-ph
The Wind of the B[e] Supergiant Hen S22 Viewed through a Reflection Nebula in DEM L 106
窄波段的HST WFPC 2图像显示，在HII区域N30 B周围有一个弓形激波状的晕，朝向B[e]超巨星Hen S22，Hen S22位于大麦云中较大的DEM L 106星云内。N30 B的高色散光谱显示电离气体的H-α发射分量很窄;速度变化表明在HII区附近有-5到-10 km/s的气流，这是与Hen S22的恒星风相互作用的结果，也是弓激波形态的原因。N30 B的晕光谱显示出宽的H-α分布，其速度超过1000 km/s，与Hen S22相似，表明该晕是Hen S22的反射星云。N30 B晕的宽带形态也与反射星云的解释一致。我们使用尘埃散射特性和观测到的反射星云和母鸡S22的亮度来约束反射的几何形状。由于从不同角度观察S22的各向异性风，反射星云中的恒星H-α发射和吸收会发生变化。这个反射星云，加上Hen S22的盘的边缘方向，为研究B[e]超巨星的盘和极风提供了宝贵的机会。
2002-12-19 astro-ph
Chemical abundances and winds of massive stars in M31: a B-type supergiant and a WC star in OB10
我们提供了OB 10星协中两颗大质量恒星M31的高质量光谱数据：OB 10 -64（B 0 Ia）和OB 10-WR 1（WC 6）。这两颗恒星的中等分辨率光谱是使用威廉·赫谢尔望远镜上的ISIS摄谱仪获得的。这是补充HST-STIS紫外光谱和OB 10 -64的HSTKI HIRES数据。一个非LTE模式的大气和丰度分析OB 10 -64表明，这颗恒星有类似的光球CNO，Mg和Si的丰度太阳附近的大质量恒星。对这颗早期B型超巨星的风场分析显示其质量损失率为M_dot= 1.6 × 10 ^-6 M_solar/yr，v_infty=1650 km/s。相应的风动量与银河系早期B超巨星的风动量-光度关系符合得很好。用非LTE的线覆盖程序对OB 10 W-R1的观测数据进行了分析，采用填充因子为10%的聚集风，得到了近似的恒星参数：log L/L_solar ~ 5.7，T~75 kK，v_infty ~ 3000 km/s，M_dot ~ 10^-4.3 M_solar/yr。与银河系WC 6恒星HD 92809（WR 23）的定量比较显示，OB 10-WR 1比HD 92809的亮度高0.4 dex，尽管它的C/He比低得多（~0.1比0.3）。我们的研究代表了仙女座B型超巨星或WR星的第一个详细的化学模型大气分析，并显示了这些研究如何提供有关星系化学演化和大质量恒星在局部宇宙中…
2001-02-19 astro-ph
Quantitative spectral analysis of early B-type supergiants in the Sculptor galaxy NGC 300
利用非LTE线覆盖的统一模型大气，分析了玉夫座螺旋星系NGC 300中两颗早期B型超巨星的光谱，旨在确定它们的化学成分和基本恒星风参数。首次获得了一颗本星系群外B型超巨星的详细化学丰度图（He、C、N、O、Mg和Si）。导出的恒星性质与其他类似类型和金属丰度的本星系群B型超巨星的性质一致。其中一颗恒星的金属丰度接近太阳，而另一颗则更像是SMC B超巨星。在导出的风动量中可以检测到较低金属丰度的影响。
2003-01-10 astro-ph
Hydrogen neutral outflowing disks of B[e] supergiants
用外流盘方案模拟了LMC B[e]超巨星R126的[O I]线发射。我们发现，在磁盘中的氢必须被电离小于0.1%，这意味着磁盘材料主要是中性的。自由-自由辐射由极风计算，发现圆盘和极风之间的最小密度差为~10。
2007-02-14 astro-ph
Understanding B-type supergiants in the low metallicity environment of the SMC II
尽管在过去的十年中，在大质量恒星领域的努力重新抬头，但它们的演化路径，表面丰度的污染以及恒星风的行为仍然模糊不清。本文用统一的大气模式程序FASTWIND对10颗SMC B型超巨星的中分辨率光谱进行了分析。结合文1中分析的8个目标，本文提供了SMC中B型超巨星的风性质和化学成分的观测结果。本文强调和充实的影响恒星演化从文件1，目前的理论模型需要产生较大程度的表面氮增强在较低的旋转速度。此外，一个显着的理论和观察到的质量损失率之间的差异进行了讨论，这将有重要的影响，从恒星演化计算得到的旋转速度。在此基础上，给出了低金属丰度环境（Z = 0.004）下B型超巨星风-动量光度关系的初步标定。
2005-01-12 astro-ph
The radiation driven winds of rotating B[e] supergiants
我们已经制定了旋转恒星的扇形线驱动风的动量方程，包括：（a）恒星的扁率，（b）重力变暗（冯蔡佩尔效应），（c）角动量守恒，（d）由力倍增器参数指定的线驱动（k，α，δ），（e）对于连续谱和线驱动，具有重力暗化的扁圆星的有限盘校正因子。用数值方法求解了这些方程。我们计算了B[e]-超巨星风的质量通量和从极到赤道的风速分布。旋转降低了赤道地区的终极速度，但几乎不影响来自两极的风速;它增强了来自两极的质量通量，而来自赤道的质量通量几乎保持不变。这些影响随着旋转速率的增加而增加。我们还计算了模型的双稳定性跳跃约25 000 K，使用最近计算的蒙特卡洛技术的力乘数。在这种情况下，质量通量从极到赤道急剧增加，而终极速度从极到赤道急剧减小。这就产生了风ρ（赤道/极）的密度对比，其系数约为10，与恒星的自转速率无关。我们建议，所观察到的密度对比度的一个因素100的磁盘的B[e]星可以通过考虑风压缩由于轨道的气体以上的临界点朝向赤道平面。
2000-05-15 astro-ph
Probing clumpy stellar winds with a neutron-star
INTEGRAL通过揭示吸收和快速瞬变（SFXT）系统，使银河系中已知的超巨型高质量X射线双星（sgHMXB）的数量增加了两倍。通过对SFXT硬X射线变率的研究，可以得到对大质量恒星风成团的定量约束。大部分的硬X射线是以耀斑的形式发射的，典型的持续时间为3千秒，频率为7天，亮度为1 E36尔格/秒。这种耀斑很可能是由一个以~ 10 R* 轨道运行的致密物体与风团（1 E（22-23）g）的相互作用发出的，风团代表了恒星质量损失率的很大一部分。丛与丛间培养基的密度比为1 E（2-4）。团簇和团簇间介质的参数，来自SFXT燃烧行为，与宏观团簇方案和线驱动的不稳定性模拟符合得很好。SFXT可能具有比经典sgHMXB更大的轨道半径。
2007-12-12 astro-ph
Wind signatures in the X-ray emission line profiles of the late O supergiant $ζ$ Orionis
X射线谱线轮廓分析已被证明是O星周围极热等离子体运动学和空间分布的最直接诊断。在本文中，我们应用几种分析技术的钱德拉HETGS光谱的晚O超巨星zeta猎户座（O9.7 Ib），包括一个简单的线轮廓模型的拟合。我们发现，有明显的证据蓝移和轮廓不对称，以及增宽的X射线发射线的zeta奥里。这些都是观测到的风激波X射线源的特征，猎户座ζ星的观测结果与早期O型星的观测结果非常相似，我们之前已经证明，它们与相同的风激波线轮廓模型非常吻合。猎户座ζ星的线轮廓形态上的更微妙的影响，与猎户座ζ星相比，与后来O超巨星中密度较低的风是一致的。在这两颗恒星中，解释轻度不对称的X射线线轮廓所需的风光学深度意味着有效不透明度降低了近一个数量级，这可能是由质量损失率降低和大规模聚集的某种组合以及其相关的基于孔隙度的辐射传输效应来解释的。在最近的重新分析的背景下，类氦线强度比在两个zeta猎户座和zeta Pup，并在最近的工作质疑公布的质量损失率在OB星，这些新的结果表明，X射线发射从zeta猎户座可以理解的框架内的标准的风冲击的情况下，热星。
2006-03-27 astro-ph
On the hydrogen neutral outflowing disks of B[e] supergiants
B[e]超巨星拥有几何厚度的尘埃盘。然而，已发现形成沙尘暴的风模型不足以再现观测到的沙尘排放。这个问题的出现是由于严格的假设，如经典的Be星，近红外过量发射起源于磁盘。因此，自由-自由和自由结合排放的建模导致盘质量损失率的上限，阻碍了盘中的灰尘冷凝。我们提出了一个修正的方案B[e]超巨星的非球形风：一个正常的B型线驱动的极风和外流盘形成风，是中性的氢，或非常接近恒星表面。我们集中在极上看到LMC B[e]超巨星R126和计算的光学[OI]发射线的线光度与流出盘的情况。此外，我们还计算了线驱动极风的自由-自由和自由束缚辐射，并模拟了光学和近红外光谱的能量分布。对于从恒星表面流出的氢中性盘，[OI]线光度达到了很好的拟合。因此，中性意味着氢离子化小于0.1%。因此，自由-自由和自由束缚发射不能（主要）从磁盘产生，不能限制磁盘的质量损失率。因此，氢中性流出盘的情况提供了一个理想的环境，有效的尘埃形成。在光学和近红外范围内的光谱能量分布可以很好地拟合恒星连续谱加上自由-自由和自由束缚的极线驱动的风的发射。我们的模型进一步提供了最小值为\dot{M}（磁盘）> 2.5 d-5 M_sun/yr和赤道和极地风之间的密度对比约10。
2006-11-24 astro-ph
Large-scale wind structures in OB supergiants: a search for rotationally modulated Hαvariability
我们提出了一个明亮的OB-超巨星（O7.5-B 9）的样本中的Hα线的长期监测活动的结果，旨在检测旋转调制的变化可能与大尺度风结构的存在。在2001-2002年的6个月中，共监测了22个天体，共36个夜晚。还获得了一些目标的协调宽波段光度观测。发现了Hα变化的明显证据，这些恒星显示出被风辐射污染的特征。大多数变化发生在每天的时间尺度上，尽管偶尔也会检测到每小时的变化。在HD 14134和HD 42087这两颗恒星中发现了Hα周期性变化的令人信服的证据（在其他恒星中也检测到了周期性信号，但需要独立的确认）。从观测到的重现时间尺度（在13-25天的范围内）和估计的恒星自转周期之间的相似性，建议旋转调制。我们提请注意HD 14134的非典型情况下，表现出明确的12.8-D的周期性在光度和光谱数据集。这使这个天体成为少数早期类型的恒星之一，在那里人们可以观察到扩展风结构和光球扰动之间的明确联系。进一步的建模可以测试的假设，方位角延伸的风流负责的光谱变化在我们的目标恒星的模式。
2004-03-05 astro-ph
Bright OB stars in the Galaxy.II. Wind variability in O supergiants as traced by H-alpha
我们研究了O型超巨星的大样本H-α谱线的变化。我们使用的时间方差谱（TVS）分析，开发的Fullerton等人1996年和修改我们考虑到风排放的影响。通过比较分析，我们把一些约束的变化作为恒星和风参数的函数的属性。我们的分析结果表明，样本中的所有恒星都显示出H-α中显着的lpv证据，主要由风中的过程主导。变化发生在零和0.3v_inf之间（即，低于~1.5 R_star），与类似研究的结果良好一致。观测和线剖面模拟之间的比较表明，对于中等风密度的恒星，H-α变化可以用简单的模型来解释，由均匀分布在风体积上的连贯或破碎的壳（斑点）组成，在最大密度对比度中具有约为两倍的内在散射。另一方面，对于风密度较低和较高的恒星，我们发现观测结果与我们的预测之间存在某些不一致，最重要的是关于TVS的平均振幅和对称性。这种不一致可以用相干的大尺度结构的存在来解释，这些结构部分地被限制在靠近恒星的体积中。用可变的质量损失率来解释，观测到的H α变化表明，对于风较强的恒星，相对于M_dot平均值的变化为4%，对于风较弱的恒星，相对于M_dot平均值的变化为16%。这些变化对相应的风动量的影响是相当微不足道的（<0.16 dex），增加了本地的散射，而不影响风动量光度关系。
2005-05-31 astro-ph
Are There Magnetars in High Mass X-ray Binaries? The Case of SuperGiant Fast X-Ray Transients
本文综述了一颗磁性中子星和一颗超巨星伴星的高质量X射线双星的风吸积理论。我们集中在不同类型的流入风的物质和中子星磁层之间的相互作用是相关的物质吸积到中子星表面在很大程度上被抑制时，这些包括通过离心和磁屏障的抑制。扩展早期的工作，我们计算出预期的亮度为每个政权，并得出从一个政权过渡到另一个可以发生的条件。我们发现，非常大的光度波动（在短至小时的时间尺度上约为10^4或更大）可以由不同区域的跃迁引起。超巨星快速X射线瞬变是最近在银河系中发现的一类高质量X射线双星，它所表现出的活动常常被解释为直接吸积到一颗浸没在极其稠密的恒星风中的中子星上。我们在这里表明，跨越磁和/或离心屏障的过渡可以解释这些来源的变化特性的结果，相对温和的恒星风的速度和/或密度的变化。根据这种解释，我们预计，超巨星快速X射线瞬变，显示非常大的光度摆动和主机的缓慢旋转中子星的特点是类磁星的领域，无论是磁或离心障碍适用。因此，超巨星快速X射线瞬变可能为探测和研究双星系统中的磁星提供新的机会。
2008-05-13 astro-ph
On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars
在初始质量函数的大部分时间里，恒星注定会变成明亮而凉爽的红巨星。然后，它们可能能够在被强烈的径向脉动提升的大气中产生尘埃，从而驱动风。以这种方式损失的质量可能是恒星质量的一个非常重要的部分，特别是在中等质量恒星的情况下，它高度富集。恒星诞生和反馈到环境之间的延迟从大质量恒星的几百万年到我们今天看到的最小质量红巨星的宇宙年龄不等。本文对红巨星风的金属丰度依赖性作一综述。我表明，最近的测量不仅证实了理论预期，但也告诫常见的误解，在低初始金属丰度反馈的影响。
2005-12-13 astro-ph
Constraints from ISO Data on the Velocity Law and Clumpiness of WR 136
利用红外空间天文台（ISO）SWS光谱仪的观测结果，对沃尔夫-拉叶（WR）星WR 136（HD 192163）（WN 6）的速度定律和风成团进行了约束。由于WR风中的自由-自由连续谱不透明度随红外波长的增加而稳定地增加，因此连续谱中的每一点都可以看作是在波长较长的情况下在一个半径较大的伪光球中形成的。利用这一思想，结合对几条\ion{He}{2}复合线的多普勒展宽宽度的分析，我们可以得到WR 136星风的速度规律和团块的信息。采用$β$ -律分布的出流速度定律，我们计算了连续的能量分布和线轮廓。有趣的是，连续数据被发现约束风有相当低的成簇值的IR形成区域。
2003-06-17 astro-ph
Statistical properties of a sample of periodically variable B-type supergiants - Evidence for opacity-driven gravity-mode oscillations
我们研究了从HIPPARCOS任务中选出的28颗周期变星和12颗覆盖整个B型光谱范围的比较星。我们的目标是测试它们的可变性是否与不透明度驱动的非径向振荡兼容。我们使用NLTE大气程序FASTWIND通过线廓拟合得到完整样本的大气和风参数。我们应用该方法选择的H，He和Si线的配置文件，测量与高分辨率CES光谱仪连接到ESO CAT望远镜在拉西拉，智利。从恒星在（log Teff，log g）图中的位置，我们认为我们的样本超巨星的变化确实是由于不透明机制产生的重力模式。我们发现比较星中有九颗也是周期性变星，并认为它们是新的天鹅座α变星。我们发现边缘的光度变化和风密度的幅度之间的相关性的证据。我们研究了整个B谱型超巨星范围内的风动量光度关系，发现B谱型超巨星（> B5）完全符合A谱型超巨星的风动量光度关系。此外，我们还提供了一种新的谱型--B超巨星的Teff定标。我们的研究结果意味着有可能通过重力模式的地震调谐探测光谱类型B的大质量恒星的内部结构模型。
2006-11-15 astro-ph
Wind structure of late B supergiants I. Multi-line analyses of near-surface and wind structure in HD 199 478 (B8 Iae)
我们提供了一个定量分析的时变现象的光球，近星，和流出地区的晚B超巨星（SG）HD 199478。分析主要基于1999年至2000年期间从保加利亚NAO，塔尔图和里特天文台获得的光学光谱数据集。HD 199478的时间行为具有三个关键的经验性质：（1）光球吸收线（包括C Ⅱ和He Ⅰ）的系统中心速度移动，其特征时间尺度约为20天;（ii）极强的可变H α发射，没有清晰的调制信号，2000年在H α中发生了一次（罕见的）高速吸收（HVA）事件，该事件持续了大约60天，显示出明显的物质流入和流出的特征。在这些性质上，HD 199478类似于其他一些具有特殊发射和H α HVA的晚B SG（HD 91619，HD 34085，HD 96919）。非LTE线合成建模进行使用FASTWIND为这些晚B SG约束和比较其基本参数的极端行为的上下文中的H α线。我们的分析表明，在较冷的温度边缘的B SGs，有对象的风属性，跟踪H α，是不一致的预测的平滑，球对称风近似。这种不一致性仍然没有完全理解，并可能突出了非球形，盘状几何形状的作用，这可能是由于磁驱动的气体赤道压缩。有序偶极磁场也可能导致恒星表面上方的受限等离子体，最终导致瞬态HVA事件。
2008-06-05 astro-ph
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
