Mid-infrared interferometry on spectral lines: III. Ammonia and Silane around IRC+10216 and VY CMa
利用卧底。利用Berkeley红外空间干涉仪，首次对氨（NH_3）和硅烷（SiH_4）的中红外分子吸收特性进行了高光谱分辨率（R ~ 100000）的干涉观测。在球对称和均匀外流的假设下，这些新的数据允许研究碳星IRC+10216和红超巨星VY CMa周围的分子分层。对于IRC+10216，氨和硅烷都被发现在尘埃流出物中形成，明显超出尘埃形成和气体加速区。具体地，发现氨在硅烷之前在衰减气体湍流的区域（>~ 20 R_star）中形成，而硅烷在远离恒星的相对平稳的气流的区域（>~ 80 R_star）中产生。粉尘形成后不久，气相SiS在晶粒上的耗尽可能会在晶粒表面上引发硅烷生成反应。对于VY CMa，干涉和光谱观测的组合表明，NH_3是在高气体湍流区（~ 40 R_星）的气体加速相的终止附近形成的。
2000-07-27 astro-ph
Diffraction-limited Speckle-Masking Interferometry of the Red Supergiant VY CMa
我们提出的第一个衍射极限图像的质量损失包络的红超巨星VY CMa。用双谱散斑干涉法从3.6 m望远镜散斑数据重建了二维光学和近红外图像。在波长约0.8 \mum（RG 780滤光片）、1.28 \mum和2.17 \mum处，实现了46 mas、73 mas和124 mas的衍射极限分辨率。所有的图像都清楚地表明VY CMa的拱星包层是非球形的。RG 780、1.28 \mum和2.17 mum FWHM高斯拟合直径分别为67 mas * 83 mas、80 mas * 116 mas和138 mas * 205 mas，或100 AU * 125 AU、120 AU * 174 AU和207 AU * 308 AU（距离为1500 pc）。我们讨论了几种解释的不对称形态。结合最近关于红超巨星角动量演化及其脉动性质的研究结果，我们认为VY CMa是IRC +10420的直接祖先，IRC +10420是一颗后红超巨星，在转变为沃尔夫-拉叶星的过程中。
1998-11-18 astro-ph
The rapidly evolving hypergiant IRC+10420: High-resolution bispectrum speckle-interferometry and dust-shell modelling
超巨星IRC+10420是研究恒星演化的一个独特天体，因为它是唯一一个被认为是从红超巨星阶段快速过渡到沃尔夫-拉叶阶段的天体。仅在20年内，其有效温度就提高了1000- 2000 K。本文首次报道了IRC+10420的散斑观测结果，分辨率为73 mas。用双谱散斑干涉法从6米望远镜散斑数据中重建了衍射极限为2.11微米的像。可见度函数表明，尘埃壳层对总通量的贡献为40%，未分辨中心物体的贡献为60%。进行了辐射转移计算，以模拟光谱能量分布和可见度函数。发现晶粒尺寸a符合标准分布函数n（a）~a（-3.5），其中0.005微米< a < 0.45微米。所观察到的尘埃壳的属性不能由单壳模型拟合，但似乎需要多个组件。在一定距离处，我们考虑了对假设的1/r^x密度分布的增强。最好的模式，SED和能见度被发现的尘埃壳的尘埃温度为1000 K，其内半径为69 R星。在308 R星的距离处，密度增加了40倍，并且其密度指数从x=2变为x=1.7。壳层的强度分布呈环状，其直径等于热壳层的内径（69 mas）。中心恒星的直径为1质量。双组分模型可以解释为大约60到90年前（d= 5 kpc）增强的质量损失阶段的终止。
1999-06-29 astro-ph
IRC-10443: a multi-periodic SRa variable and the nature of long secondary periods in AGB stars
我们获得了IRC-10443在两年中分布的85个不同夜晚的BVIc光度，以及低分辨率绝对光度和高分辨率中阶梯光谱。我们的数据表明，IRC-10443是一个SRa变星，以前从未对其进行过任何详细的研究，其特征是Delta（B）=1.27，Delta（V）=1.14和Delta（I）=0.70等振幅，平均值<B>=13.75，<V>=11.33和<Ic>=6.18等。同时存在两个强周期：主波为85.5（+/-0.2）天，次波为620（+/-15）天，两者都是正弦曲线形状，半振幅分别为Delta（V）=0.41和0.20 mag。IRC-10443是一颗M7 III型恒星，平均日心视向速度为-28 km/s，红化E（B-V）=0.87，其中三分之一来自星周。同样的0.5千秒差距的距离是从应用适当的周期光度关系到主周期和副周期。长的二次周期导致的正弦变化的颜色的0.13等半振幅的V-IC，IRC-10443是最蓝的最大和最红的最小值，并与相关的变化，在有效温度和半径的85 K和6%，分别。这种颜色的行为支持AGB星中仍然神秘的长次级周期的脉动性质。
2008-10-08 astro-ph
VLBI Observations of Water Masers in the Circumstellar Envelope of IRC+60169
利用日本VLBI观测网对AGB星IRC+60169周围的水脉泽进行了四个历元的观测。脉泽特征的分布仅限于厚壳层区域，在半径为25质量和120质量时，该区域的内、外膨胀速度分别为7 km/s和14 km/s。红移特征的分布呈现环状结构，其直径为30质量，对应于微波激射器壳层的内径。这意味着恒星周围的致密气体掩盖了红移的辐射。虽然脉泽特征的位置-径向速度图与球壳模型一致，但相对自行并不表明壳的膨胀运动。发现了水脉泽斑的一个显著性质，即可能存在着水脉泽斑的排列模式的周期性变化。
2002-08-21 astro-ph
76 mas speckle-masking interferometry of IRC+10216 with the SAO 6m telescope: Evidence for a clumpy shell structure
我们给出了碳星IRC+10216的第一张K '波段图像，分辨率为76 mas。利用散斑掩蔽双谱方法，从6米望远镜散斑数据中重建了衍射极限像。图片显示IRC+10216的灰尘外壳非常clusive。在中心恒星半径210质量范围内的五个单独的云首次被解析。一致的理论模型的基础上，我们认为，这些结构产生的拱星尘埃形成。壳层结构的碎裂很可能是不均匀质量损失过程的直接证据，这可以用大尺度表面对流胞（Schwarzschild 1975）作为红巨星的常见现象来解释。
1998-05-04 astro-ph
Multi-wavelength analysis of 18um-selected galaxies in the AKARI/IRC monitor field towards the North Ecliptic Pole
我们提出了一个初步的分析AKARI 18微米选定的星系使用所有9个光度波段在2- 24微米可用的在红外相机（IRC），以证明新的能力AKARI宇宙学调查。我们在AKARI/IRC监测场中的北极（NEP）50.2弧分^[2]的区域内探测到了72个18微米的源。从该样本中，通过单色切割（N2-N3>0.1）选择了25个可能红移z>~ 0.5的星系，以便使用地基BVRi 'z'JK数据进行详细的SED分析。利用覆盖紫外-亚毫米波段的星暴的SED辐射转移模型，我们从18 μ m选定星系的光学-MIR SED中获得光度红移。从最佳拟合的SED模型，我们表明，IRC全波段测光是能够跟踪在PAH 6.2um发射功能的蓝色侧的流量急剧上升。这表明IRC全波段测光对限制红外星系的红移是有用的，特别是对于4000 A破裂不太突出的尘埃星系。此外，我们还发现，在观测到的星系在z~1的SED中，PAH 7.7和11.2um发射特征之间的通量骤降是可识别的。通过利用PAH和硅酸盐吸收特征所导致的这种颜色异常，可以从AKARI朝向NEP的大型宇宙学巡天（即NEP-Deep和NEP-Wide巡天）中构造z~1处的ULIRG（“硅酸盐断裂”星系）的独特样本。这项试点研究表明，在NEP深，宽调查，如系统的差异，在SED之间的高，低z ULIRGs，和一个大的变化PAH带间强度比在星系高红移的可能性检测到许多有趣的星…
2007-05-10 astro-ph
Multi-wavelength diffraction-limited imaging of the evolved carbon star IRC +10216, II
给出了IRC +10216在近红外h、k和l波段不同带通下的高角分辨率图像。该地图具有最高的角分辨率尚未恢复，并重建干涉测量在凯克1望远镜在1997年12月和1998年4月，形成了一个子集的7历元监测计划提出了较早的[文件1]。系统的观测波长的变化，发现和讨论的背景下，目前的几何模型的拱星信封。利用这些新的高分辨率、多波长数据和同期测光，我们还重新审视了星云明亮致密的核心（组分“A”）标志着中心碳星位置的假设。我们发现，直接测量的核心属性（角大小，通量密度，色温）是一致的红碳星光球（视线τ =5.3）。
2005-03-09 astro-ph
New peculiar CO data of the shell around IRC +10 216
1996年6月用IRAM 30米望远镜拍摄的著名碳星IRC+10216的CO（1-0）在源光谱显示，在其下面的剖面红翼处有-18.3 ~-14.3 km/s的过量发射。1997年1月证实了过量发射，但在1997年4月和1998年6月的IRAM光谱中没有。这样的瞬变特征以前在这颗恒星或任何其他AGB恒星中都没有见过。1997年4月，我们绘制了110”的拱星壳。J = 1-0和J = 2-1光谱都显示"尖峰“或分量，其强度随包络中的位置而变化。这些分量之一对应于上述速度间隔。一个直接的结论是，拱星壳并不是球对称的，这与基于较低光谱分辨率数据所认为的相反。我们可能看到的是一个复杂几何结构的辐射。无论是盘状结构还是双风结构似乎都无法解释这些观测结果。红色过量发射的源上瞬态行为可以合理地用单个大的（约5 × 10^{13} cm）斑点来解释，该斑点由于内部运动而膨胀。
1998-09-25 astro-ph
AKARI IRC survey of the Large Magellanic Cloud: Outline of the survey and initial results
我们使用AKARI上的红外照相机观测了大麦云云的10度^2的区域。使用配备在IRC中的五个成像滤光器（3、7、11、15和24微米）和色散棱镜（2 - 5微米，$λ/ Δλ$ $\sim$ 20）进行观察。本文描述了我们的调查项目的大纲，并提出了一些初步的结果，使用成像数据，检测超过5.9x10^5近红外和6.4x10^4中红外点源。我们调查的10个$σ$的检测限分别为16.5、14.0、12.3、10.8和9.2，在3、7、11、15和24微米的织女星星等上。11和15微米的数据，这是唯一的AKARI IRC，使我们能够构建颜色星等图，是有用的，以确定恒星与拱星尘埃。我们在色星等图中发现了一个新的序列，这是由于红巨星的光度比第一红巨星分支的尖端更暗。我们认为，这一序列很可能是有关的氧化铝在11.5微米的广泛的发射功能。11和15微米的数据还表明，富氧和富碳红巨星的（[11] - [15]）微米颜色在它们的演化过程中曾经变成蓝色，然后再次变成红色，这可能是由于硅酸盐或碳化硅发射特征在10或11.3微米与15微米通量的通量比变化。
2008-08-22 astro-ph
Atmospheric dynamics and the mass loss process in red supergiant stars
红超巨星代表了大质量恒星演化的一个关键阶段。最近的辐射流体动力学模拟表明，它们的大气层可能是大尺度对流运动的位置。由于超巨星对流预计会产生超音速运动和冲击，我们寻求这些大气运动的约束条件和它们与质量损失率的可能关系。我们提出了高分辨率，可见光谱的红超巨星（光谱类型MI）的样本，并分析它们与层析技术。我们观察到陡峭的速度梯度，表征向上和向下的超音速运动，这是时间变量的时间尺度上的几百天。这些对流运动将产生湍流压力，这将大大降低有效重力。我们认为，这种减少，结合分子线上的辐射压力，开始在红超巨星的质量损失。
2007-05-02 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
The Missing Luminous Blue Variables and the Bistability Jump
我们讨论了H-R图上亮蓝变星分布的一个有趣的特征，并提出了与早期型超巨星风中的双稳态跳跃的联系。似乎有一个不足的静态LBV的S Dor不稳定带在光度之间的日志L/Lsun = 5.6和5.8。上边界也是温度相关的S Dor不稳定带与双稳态跃变在21,000 K附近相交的地方。由于增加的不透明度，早期型超巨星的风在双稳态跳跃的冷侧更慢，更密集，我们假设这可能会触发光学厚风，抑制静止的LBV居住在那里。我们进行数值模拟的辐射驱动的风的温度，质量和速度的法律在log L/Lsun=5.7的范围内，看看双稳态跳跃应该有什么影响。我们发现，相对较低的恒星质量的风密度的增加，在双稳态跳跃导致形成一个温和的强大的伪光球-足以使早期的B型恒星出现作为一个黄色的超巨星。因此，提出的机制将是最相关的LBV是后红超巨星。像IRC+10420和rho Cas这样的黄色超巨星占据了与“失踪”的LBV相同的光度范围，并且在恒定的光度下显示出明显的温度变化。如果这些黄色超巨星最终成为沃尔夫-拉叶星，我们推测它们可能跳过正常的LBV阶段，至少就它们在HR图上的视位置而言。
2004-07-09 astro-ph
Atmospheric dynamics of red supergiant stars and Interferometry
我们开发了一个3D纯LTE辐射转移程序，从用CO5 BOLD进行的红超巨星（RSG）辐射流体动力学（RHD）模拟中推导出RSG的观测值，重点是小尺度结构（Freytag et al. 2002）。我们表明，对流相关的表面结构与今天的干涉仪是可观察的。此外，RHD模拟是一个很大的改进参数模型的干涉观测的解释。
2008-02-11 astro-ph
Infrared Photometry of Red Supergiants in Young Clusters in the Magellanic Clouds
对年轻麦哲伦星云团NGC 330、NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100中的52颗晚型超巨星进行了宽带红外测光研究。不同的标准模型对红超巨星的预测温度相差300 K。看来，这些差异最有可能是由于混合长度参数，$α_{P}$，在恒星包层的最外层的校准。由于$α_{P}$具有明显的模型依赖性，我们未对模型之间的$α_{P}$进行定量比较。定性地，我们发现，$α_{P}$的标准模型内的恒星质量的增加而减少。我们没有发现$α_{P}$的金属依赖性的证据。
1999-05-05 astro-ph
Atmospheric dynamics of red supergiant stars and applications to Interferometry
我们已经编写了一个三维辐射转移代码，计算新兴的光谱和强度图。我们从辐射流体动力学（RHD）模拟的RSG星进行CO5BOLD（Freytag等。2002）观测值预计红超巨星（RSG），特别是干涉观测，强调小尺度结构。我们表明，对流相关的表面结构是可检测的H波段与今天的干涉仪和直径测量不应该太依赖于所采用的模型。模拟是一个很大的改进参数模型的干涉观测的解释。
2008-02-11 astro-ph
Discovery of H2O maser emission from the red supergiant IRAS04553-6825 in the Large Magellanic Cloud
报道了在大麦云星云中探测到红超巨星IRAS 04553 -6825的22 GHz H2O脉泽辐射。它是第一个已知的在银河系外的星周H2O脉泽发射源。测量到的通量密度与从银河系红超巨星天鹅座NML的尺度所预期的相当。峰值速度与SiO脉泽峰值速度一致。近红外光谱表明IRAS 04553 -6825具有典型的LMC金属丰度。我们认为，可能是由于金属丰度低，H2O的排放可能发生附近或尘埃形成半径内，而不是进一步出现的情况下，在NML天鹅座和银河OH/IR星。
1998-06-15 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
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
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
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
A red supergiant nebula at 25 micron: arcsecond scale mass-loss asymmetries of mu Cep
我们提供了红超巨星μ Cep的衍射极限（0.6”）24.5微米Subaru/COMICS图像。我们报告检测到一个拱星星云，这是没有发现在较短的波长。它在热红外线中延伸到至少6”的半径。在这些角度尺度上，星云大致是球形的，相反，它在更近的地方显示出明显的不对称形态。我们同时使用球形尘埃辐射转移模型模拟星云的方位角平均强度分布和观测到的光谱能量分布。这些模型表明，在过去的1000年里，质量损失过程是恒定的，质量损失率为10^（-7）Msun/年的几倍。这项工作支持了这样一种观点，即演化的大质量恒星和超新星壳层中的不对称性至少有一部分可能是由于红超巨星阶段的质量损失过程造成的。
2008-08-09 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
Smoke Signals From IRC +10216: 1. Milliarcsecond Proper Motions of the Dust
本文介绍了在近红外K波段对碳星IRC +10216进行的7历元干涉成像研究的结果。使用非和部分冗余孔径掩模技术的10米望远镜，使我们能够产生前所未有的细节的拱星尘埃信封的最里面的地区的图像。大约两倍的分辨率以前的工作，复杂的不对称结构的中心0.5弧秒（20恒星半径）内报告已被成像在恒星盘本身的大小尺度（约50质量）。在大约120度的位置角处的一个突出的暗带被认为是一个光学厚盘或尘埃环面，这可能有助于解释IRC +10216在20度位置角处的众所周知的双极性。超过一个脉动周期（638天）的观测揭示了星云的显着时间演化，包括明亮的结和团块的向外运动。将这些位移与致密明亮的核心（我们暂时认为它标志着恒星的位置）进行对比，我们就可以确定许多点的视角速度。自行的大小被发现与目前对恒星距离和径向速度的估计一致。较高的流出速度被发现的功能与核心分离。这与测量采样区域发生的加速度一致，但也提出了其他解释。虽然发现了一些形态上的变化，但没有一个被清楚地解释为在脉动周期内新尘埃的凝结。
2000-03-21 astro-ph
On determining the mass-loss rates of red giants and red supergiants based on infrared data
我回顾了现有的方法来确定质量损失率的红巨星和红超巨星的红外数据的基础上。最简单的方法是基于尘埃的吸收和发射模型，这些尘埃形成于这些冷恒星的密集外流中。我讨论的参数和假设的方法依赖，审查之间的关系的质量损失率和红外颜色或远红外通量密度，并提出了一个新的公式的质量损失率作为视觉消光的函数。我还简要地讨论了在红外波长的原子和分子跃迁的使用。
2006-12-14 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
Submillimeter vibrationally excited water emission from the peculiar red supergiant VY CMa
SiO和H2O分子的振动激发发射探测了富氧红巨星和超巨星的最内层拱星包层。VY CMa是这些分子中已知最多产的恒星发射源。观测是为了寻找水分子最低振动激发态的转动谱线。APEX望远镜用于观测频率在300 GHz左右的H2O谱线。我们发现了两条振动激发的H_2O谱线，第三条没有发现，在其中一条谱线上，我们发现了弱脉泽作用的证据，类似于已知的（亚）毫米H_2O谱线。我们发现另一条谱线的强度与星周红外辐射场的热激发相一致。几个SiO线与H2O线一起被检测到。
2006-06-02 astro-ph
Study of the Extinction Law in M31 and Selection of Red Supergiants
本文用两种独立的方法和Cardelli，Clayton和Mathis（1989）的分析公式，求得M31的总消光比R_V=3.8 ± 0.4。这一结果不同于以前的测定，也不同于银河系的“标准”值3.1。从Magnier等人（1992）的星表中得到的蓝、红亮星的个别光度值与最近对M31中几个OB星协的估计值吻合得很好，因此关于螺旋盘光学不透明度的假设问题仍然没有解决。在M31中的113颗红超巨星候选者及其光度和光度的列表中，包含了60个在其他出版物中没有发现的新天体。它补充了另外290颗恒星，这些恒星是根据它们最近的邻居的结果进行去红化的。所有红超巨星候选者的光度函数和那些拥有超过20个太阳质量的祖先的百分比表明，M31中大质量恒星的演化与其他本星系群中的相似。
1999-11-15 astro-ph
Modelling the Near-IR Spectra of Red Supergiant-dominated Populations
我们报告的近红外光谱的年轻恒星星族，即人口中的红超巨星（RSG）占主导地位的建模的最新进展。首先，我们讨论了RSG的基本参数的确定，使用适合他们的近红外光谱与新的PHOENIX模型光谱; RSG特定的表面丰度占和微湍流参数的影响进行了探讨。新的人口合成预测，然后描述，作为一个例子，它表明，在M82的年轻星团的光谱可以很好地再现从0.5至2.4微米。我们对星系团年龄的不确定性提出警告。
2007-04-03 astro-ph
Stellar evolution with rotation VII: Low metallicity models and the blue to red supergiant ratio in the SMC
我们计算了网格模型和没有轴向旋转的影响，大质量恒星的范围为9至60 M $_{\odot}$和金属丰度$Z$ = 0.004适合的SMC。值得注意的是，角速度与分裂角速度的比值$Ω/Ω_{\mathrm{crit}}$在高质量恒星演化过程中强烈增长，与$Z$ = 0.020的情况相反。这是因为在低$Z$时，质量损失较小，演化过程中角动量的去除也较弱，并且有一个有效的角动量向外输送的纬向环流。因此，在低$Z$的恒星中有更大比例的恒星达到分裂速度，因此旋转可能是低$Z$的主要影响。旋转模型很好地解释了长期存在的问题，即在低$Z$星系中观察到大量的红超巨星，而目前的质量损失模型预测没有红超巨星。我们详细讨论的物理效应的旋转有利于redwards的演变在HR图。这些模型还预测了高质量恒星演化过程中氮的大量富集。在比太阳低的$Z$处，预测的相对N富集度更大，这与SMC中A型超巨星的观测结果非常一致。
2001-05-03 astro-ph
The Ratio of Blue to Red Supergiants in Sextans A from HST Imaging
我们研究了矮不规则星系六分仪A中蓝红超巨星的比例。这些超巨星是在先前发表的哈勃太空望远镜成像测量的恒星光度学中确定的。高分辨率成像和低尘埃环境提供了高光度精度，使得主序星和蓝色的氦燃烧超巨星被清楚地分开。这使我们能够在所谓的“蓝环”的红端和蓝端分离出氦燃烧阶段。B/R超巨星比提供了对这两个阶段的相对寿命的观测约束，这是对对流，质量损失和旋转参数的敏感测试。这些参数对造父变星的周期光度关系有直接的影响。以前的研究使用一个数字来代表这个比例。然而，由于B/R比是单一年龄恒星星族的质量的一个相当强的函数，因此近期恒星形成率的变化和光度截止值的选择都会显著影响结果。我们已经分析了这个比率作为年龄的函数，或者等价地，质量。这种方法消除了未知恒星形成历史的混淆，使B/R成为一种更可靠的诊断工具。我们比较的结果与一个模型的基础上恒星演化轨道的适当的金属丰度。观察到的比率的函数形式与模型非常匹配。然而，观察到的B/R比低于模型的两倍。这一结果表明，恒星自转是这些恒星演化的重要影响。
2002-03-18 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
VLT detection of a red supergiant progenitor of the type IIP supernova 2008bk
我们报告了在ESO甚大望远镜（VLT）的高质量光学和近红外爆炸前图像中，与附近的II-P型超新星（SN）2008 bk的位置相一致的源的识别。利用VLT上的NAOS CONICA自适应光学系统获得的爆炸后KS波段图像，在光学和近红外爆炸前图像中分别确定SN位置在± 70和± 40质量之内。在四个不同波段探测到的爆炸前源与SN 2008 bk完全一致，并且与由单个点源主导一致。我们使用STARS恒星演化模型确定了点源的性质，发现它的颜色和光度与SN 2008 bk的红超巨星祖先一致，初始质量为8.5 +- 1.0 Msun。
2008-10-08 astro-ph
The evolutionary status of Sher25 - implications for blue supergiants and the progenitor of SN1987A
位于大质量星系团NGC 3603中的蓝超巨星Sher 25被一个引人注目的发射线星云所包围。该星云包含一个赤道环和可能的两极外流，在形态、质量和运动学上与SN 1987 A周围可见的结构相似。有人认为这两个星云都是在Sher 25和SN 1987 A的前身处于之前的红超巨星阶段时被喷射出来的。我们提出了光学高分辨率光谱的Sher 25和模型光球和统一的恒星风分析，确定大气参数，质量损失率和光球丰度。我们比较CNO丰度的其他银河系B型超巨星，并发现Sher 25并没有出现极端或异常的光球氮和氦丰度。的C/N和N/O比相比，恒星演化计算预测的表面丰度和不兼容的恒星具有以前的红超巨星阶段。这个星云很可能是在恒星还是蓝超巨星时被喷射出来的。这些结果与恒星位于主序星上或主序星附近时发生的某种程度的旋转诱导混合相一致。我们的分析表明，这颗恒星有一个相对正常的恒星风和质量损失率，并舒适地处于风动量-光度关系中。根据银河系中大质量演化的早期型恒星的证据，我们认为没有任何物体显示出明确的证据表明以前有过红超巨星阶段，因此在HR图中经历了蓝环。[删节]
2002-06-19 astro-ph
The Reddening of Red Supergiants: When Smoke Gets In Your Eyes
推导红超巨星（RSG）的物理性质依赖于对尘埃变红的精确修正。我们使用我们最近的建模RSG的光谱来解决这个问题。我们发现：（1）以前的宽带研究低估了可见光消光的校正，因此，光度，如果来自V。（2）银河系OB协会和星团中的RSG的一个显着的比例显示出几个数量级的过度视觉消光相比，OB星在相同的区域;我们认为，这可能是由于周围的RSG星周尘埃。(3)在太阳附近，RSG贡献尘埃颗粒的速率为$3 \times 10^{-8} M_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$，与我们估计的晚型WC沃尔夫-拉叶星的速率$1 \times 10^{-7} M_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$相当。在太阳附近，这只占尘埃产生的百分之几（主要是低质量的AGB），但我们注意到，在低金属含量的恒星爆发中，RSG产生的尘埃可能会超过其他来源。
2005-08-11 astro-ph
Physical Properties of Red Supergiants
红超巨星（RSG）是中等质量恒星（<25 Mo）生命中的一个演化阶段。多年来，它们在H-R图中的位置与进化模型不一致。使用MARCS恒星大气模型，我们已经确定了新的有效温度和辐射光度的RSG在银河系，LMC和SMC，我们的工作已经导致了更好的协议与演化模型。我们还发现了由于星周尘埃而导致的显著视觉灭绝的证据。尽管在银河系中，RSG只向星际介质（ISM）贡献了一小部分（<1%）的尘埃，但在星暴星系或大回顾时间的星系中，我们预计RSG可能是主要的尘埃源。我们现在正在利用星系M31和WLM将这项工作扩展到更高和更低金属丰度的RSG。
2007-08-21 astro-ph
Aspherical Core-Collapse Supernovae in Red Supergiants Powered by Nonrelativistic Jets
我们通过模拟红超巨星前身中的双极喷流驱动爆炸来探索喷流驱动超新星的观测特征。我们提出了四个模型的结果，其中我们在一个恒定的$10^{51}$尔格在所有的射流模型，但不同的射流的具体特征，以探索影响的性质的喷流的超新星喷出物的结构。我们将爆炸演化为激波爆发，并将超新星包层的准同系膨胀演化为红超巨星风。相反方向的，富镍喷流给出了一个大规模的不对称性，可以解释非球形激发和谱线的子结构，如H $α$和He I 10830 Xe。具有大部分动能的喷流以热能穿透原始包层，并引起爆炸，这在最早的时期被观察到是不对称的，与II型超新星的分光偏振测量不一致。具有较高热能分数的射流导致爆炸，其在大半径处大致为球形，但在较小半径处显著拉长，在喷出物内部深处，与偏振观测一致。我们目前的冲击爆发光变曲线表明，强烈的非球面冲击爆发是不兼容的最近{ \it GALEX}观测的冲击爆发的红超巨星。与观测结果的比较表明，射流必须有效地沉积其动能整个喷出物，而在氢信封。热能占主导地位的喷流满足这一标准，并产生了许多第二类超新星的观测特征。
2008-12-19 astro-ph
Complete 2mm Spectral Line Survey (130-170 GHz) of Sgr B2N, Sgr B2OH, IRC +10 216, Orion (KL), Orion-S, W51M, and W3(IRS5)
我们报告了1993年至1995年间用NRAO 12米望远镜对下列源进行的一次完整的2毫米谱线巡天（130-170 GHz）：Sgr B2 N，Sgr B2 OH，IRC +10 216，Orion（KL），Orion-S，W51 M和W3（IRS 5）。直到最近，这个项目完全是B的工作。E.特纳他写了最初的建议，下面没有修改或更新，并做了所有的观察。B.E.特纳已经病重，无法继续分析这些数据。提案之后的说明提供了关于该项目的进一步信息，并为这些数据的用户提供了重要信息。数据分布使用谱线搜索引擎（SLiSE）开发的A。J. Remijan和M. J. Remijan。SLiSE是一种数据显示工具，将包含作为该2 mm调查的一部分采集的所有完全简化和校准的存档数据。SLiSE快速、易于使用，并包含显示从谱线搜索中获取的数据的必要功能。例如，SLiSE包含基于当前线目录以及重叠H和He重组线来重叠可能的分子鉴定的功能。它是一个基于Java的小程序，因此它是平台无关的，易于在线访问。唯一需要注意的是，SLiSE是使用Java 1.5构建的，因此可能需要更新用户的Java。我们要求这些数据的使用者提供B.E.特纳和这项工作的适当引用和信贷。
2008-02-15 astro-ph
The Physical Properties of Red Supergiants: Comparing Theory and Observations
红超巨星（RSG）是中等质量恒星（小于25个太阳质量）生命中的一个演化阶段。多年来，它们在H-R图中的位置与进化模型不一致。使用MARCS恒星大气，我们已经确定了新的有效温度和辐射光度的RSG在银河系，LMC和SMC，我们的工作已经导致更好的协议与进化模型。我们还发现了由于星周尘埃而导致的显著视觉灭绝的证据。虽然在银河系中，RSG只贡献了一小部分（小于1%）的尘埃到星际介质（ISM），在星暴星系或星系在大的回望时间，我们预计RSG可能是主要的尘埃源。我们现在正在利用星系M31和WLM将这项工作扩展到更高和更低金属丰度的RSG。
2008-01-11 astro-ph
