Post-Red Supergiants
黄超巨星位于大质量红超巨星和沃尔夫-拉叶星之间的一个阶段。这篇评论讨论了当前关于大质量恒星演化的问题，集中在过渡后红超巨星阶段。很少有黄超巨星被发现，更少有直接证据表明它们是从红超巨星分支演化而来的。事实上，只有两个这样罕见的物体有明确的证据表明经历了先前的质量损失阶段，IRC +10420和HD 179821。我们将回顾它们的性质，并介绍最近的结果，采用近红外干涉，积分场光谱和偏振。最后讨论了它们的实时演化。
2008-01-15 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
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 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
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
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
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
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
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
Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant
大质量恒星在其核心的核燃料供应耗尽时会经历一次暴力死亡，导致灾难性的“核心坍塌”超新星。这样的事件通常在恒星爆炸后至少几天才被发现。银河演化探索者太空望远镜对超新星SNLS-04 D2 dc的观测显示，在超新星冲击波到达恒星表面之前，有一个辐射前兆，并显示了恒星在爆炸开始时的初始膨胀。紫外光变曲线的理论模型证实了这颗恒星的前身是一颗红超巨星，正如对这类超新星的预期。这些观测提供了一种方法来探测核心坍缩超新星的物理学及其祖先恒星的内部结构
2008-07-11 astro-ph
The molecular envelope around the red supergiant VY CMa
利用亚毫米波阵列（SMA）对红超巨星VY CMa的分子包层进行了毫米波干涉观测。高角分辨率（<2“）使我们能够导出在1.3 mm连续谱、12 CO（2-1）、13 CO（2-1）和SO（6，5 - 5，4）线发射中观察到的包络结构。星周包层被分解为三个部分：一个密集的，紧凑的和尘埃的中心组件，嵌入在一个更扩散和扩展的包层加上高速组件。我们建立了一个简单的模型，包括一个球对称的缓慢膨胀的包络和双极流出与一个大的开放角（~ 120 °）。靠近视线（i = 15 °）观察。我们的模型可以解释SMA数据和以前的单碟CO多线观测的主要特征。从我们的建模推断出沿双极方向的增强质量损失的插曲。SMA数据提供了一个更好的理解在光学/红外高分辨率观测中看到的复杂形态。
2006-11-17 astro-ph
Discovery of an Extraordinarily Massive Cluster of Red Supergiants
我们报告发现了一个非常巨大的年轻星团在银河系中，有一个推断的总初始集群质量相当于银河系中最大的年轻集群。利用{ \it IRMOS}、{ \it 2 MASS}和{ \it Spitzer}的观测，我们得出结论，在这个星团中有14颗红超巨星，而在以前被认为是银河系中这类恒星最丰富的星团中只有5颗。我们从近红外光谱中推断出只有红超巨星才能适合的深CO带头吸收的光谱类型。我们确定了一个差距$Δ$ { \it K} $_s$ $\sim$ 4等之间的恒星和大部分的其他恒星在该地区，只能适合的模型，如果在集群中最明亮的恒星是红超巨星。通过将OH脉泽与其中一颗恒星的包层相关联，我们估计了该星团到该星团的距离为5.8~ \kpc。我们还发现了一颗G6~I型的“黄色”超巨星。假设一个Salpeter IMF，我们推断当星系团年龄为7-12~ \Myr时，星系团的初始质量为20，000 - 40，000 ~ \Msun。继续这些假设，我们发现80%的初始质量和99%的恒星数量仍然存在。我们将该星团与一个X射线源（由{ \it ASCA}和{ \it Einstein}探测到）、一个最近发现的非常高能量的$γ$射线源（由{ \it INTEGRAL}和{ \it HESS}探测到）以及几个非热射电源联系起来，发现这些天体可能与星团中最近的超新星有关。特别是，我们声称该星团至少产生了一个最近的超新星遗…
2006-02-07 astro-ph
Red Supergiants in the Disk of M81: Tracing the Spatial Distribution of Star Formation 25 Million Years in the Past
近红外图像被用来研究附近螺旋星系M81盘中最亮的红色恒星。红超巨星（RSG）在色星等图（CMD）上形成了一个清晰的序列，其峰值在M_K = -11.5附近;在所有研究的区域都可以看到具有这个峰值亮度的RSG，这表明在大约1000万年前，M81盘的大部分区域都有恒星形成。每单位集成K波段光的RSG数量在磁盘中的不同位置进行比较。我们的结论是，M81在过去的1千万年到2千5百万年中的恒星形成活动（1）比现在分布在更大的星盘上，（2）并不局限于一个给定的径向间隔，而是以一种紧密遵循恒星质量分布的方式分布。恒星计数表明，M81在过去1000万年到2500万年之间的平均SFR为每年约0.1太阳质量，这与现在根据Halpha和FUV辐射估计的SFR没有太大差异。
2006-10-20 astro-ph
The spin-up of contracting red supergiants
我们报告的机制，这可能会导致一个旋转的单星离开Hayashi线，这是远远强于自旋预期从单纯的恒星收缩的表面。通过分析刚性旋转，对流恒星信封，我们定性地工作出的机制，通过这些信封可能会旋转向上或向下的质量损失通过其下或上边界，分别。我们发现，第一种情况描述的情况下，在撤退的对流信封，往往保留大部分的角动量，而变得不那么大规模，从而增加了特定的角动量在对流区，从而在层接近恒星表面。通过对一颗自转12 M太阳恒星的恒星演化计算，定量地探讨了该恒星的上旋机制，发现该恒星在离开红超巨星分支后上旋到临界自转.我们讨论了这种自旋对几种类型恒星周围的拱星物质的影响，即，后AGB星、B[e]星、前主序星，特别是超新星1987 A的前身。
1998-03-02 astro-ph
Near-IR Spectra of Red Supergiants and Giants. I- Models with Solar and with Mixing-Induced Surface Abundance Ratios
我们提供了一个红巨星和超巨星的PHOENIX光谱网格，延伸到光学和近红外波长。这是第一次，模型还提供了修改后的表面丰度的C，N和O，作为一个步骤，以占已知的变化发生由于对流疏浚（并加强在旋转的情况下）。其目的是（一）评估如何以及目前的模型重现观测光谱，（二）量化的光谱丰度变化的影响，以及（三）确定这些变化如何影响基本恒星参数的估计。观测到的巨星光谱可以很好地拟合在太阳金属丰度下降到约3400 K。改性的表面丰度是首选的光度II类只有少数情况下，可能表明混合超过标准的第一次疏浚。超巨星的近红外光谱有更大的变化，目前只有大约三分之一的观测结果得到了很好的拟合。改性表面丰度有助于再现强CN带，但不足以解决所有的困难。丰度变化对估计的Teff的影响取决于观测的波长范围，可以达到几百K。其余的差异的原因进行了讨论。
2007-04-17 astro-ph
Water Observed in Red Giant and Supergiant Stars - Manifestation of a Novel Picture of the Stellar Atmosphere or else Evidence against the Classical Model Stellar Photosphere
我们在从ISO数据档案中检索到的SWS光谱上，在从K5 III到M8 III的30多颗正常红巨星以及一些早期M超巨星中检测到H2O 6.3微米带。然而，这一结果表明，与目前的模型光球预测H2O只在最新的M（超）巨星严重不一致。此外，H2O也曾在近40年前由名为Stratoscope II的球载望远镜在早期M（超）巨星中发现。这一发现在当时是如此出乎意料，以至于没有得到正确的理解，被长期忽视。现在，我们反思40年来对这一重要发现的忽视，应该更认真地考虑ISO在如此多的红（超）巨星中重新发现水的意义。从早期M型超巨星μ Cep和晚期M型巨星的ISO观测结果来看，H2O应该存在于外层大气中，而不是在光球层中。我们认为H2O的吸收和发射应该起源于一个新的成分，我们将其称为分子球。由于红（超）巨星的大气层在红外线中有效地辐射，如果这些恒星的大气层的真实结构可以首先通过红外线观测（特别是从太空）来揭示，这并不奇怪。
2002-09-24 astro-ph
On the optical--infra-red continuum emission from equatorial discs of supergiant B[e] stars
讨论了两种超巨星B[e]星的星周盘模型：风双稳性产生的赤道风模型和开普勒粘滞盘模型。这两种模式都成功地提供了一个网站的尘埃形成，一旦他们已经充分冷却。然而，光学-红外连续计算，它被发现，这两个模型有显着的麻烦，占观察。特别是光学近红外辐射占，但尘埃排放被低估了至少一个数量级。模型的结构变化（温度随半径的变化，密度结构和尘埃不透明度）进行了研究，以评估如何（在）适当的标准模型是超巨星B[e]星盘。改变温度结构，并使简单的尘埃不透明度的变化，在光盘所产生的连续辐射的影响不大。通过改变圆盘的密度结构，这两个模型都可以解释连续体：赤道风模型需要一个非常平坦的密度分布，这是不可能用任何加速风来解释的，而粘性圆盘模型的密度结构需要随着半径下降的速度比预期的要小，尽管这可以通过考虑圆盘中的粘性过程来解释。人们认识到，这两种理论解释都有困难和未解决的问题。
2002-11-20 astro-ph
