An explanation for the curious mass loss history of massive stars: from OB stars, through Luminous Blue Variables to Wolf-Rayet stars
大质量恒星的恒星风在从O星到亮蓝变星到沃尔夫-拉叶变星的演化过程中，其质量损失率和终极速度有很大的变化。在这些阶段中，亮度保持大致不变。这些风属性的变化很大的辐射驱动风理论的背景下，我们认为四个不同的模型来解释。它们是由于半径，重力和表面成分的演变变化，以及从光学薄（连续）线驱动风到光学厚辐射驱动风的变化。
2002-10-17 astro-ph
The clumpiness of Luminous Blue Variable winds
我们提出了第一个系统的光谱偏振研究的发光蓝变量（LBVs），并发现，至少有一半的研究对象显示证据的内在偏振-显着的不均匀性在风的基础签名。此外，多历元的观测表明，极化的强度和位置角是可变的。这一证据表明，B[e]超巨星不是一个简单的轴对称风结构，而是一种由局部密度增强或“团块”组成的风。我们的分析模型表明，为了产生所观察到的变化，团块必须是大的，在光球层或以下产生的，并在几天的时间尺度喷射。LBV风聚集的更多细节将通过对模型的进一步分析和偏振监测活动来确定。
2005-10-17 astro-ph
P Cygni: An Extraordinary Luminous Blue Variable
天鹅座P是理解大质量恒星质量损失的原型。这颗教科书般的恒星首先因为17世纪的两次大爆发而闻名。在本世纪上半叶，它命名了一类以谱线为特征的恒星，这些谱线由几乎不位移的辐射和伴随着蓝色位移的吸收成分组成。这种天鹅座P型的特征性轮廓显示了恒星风的存在，但天鹅座P的风与其他热超巨星的风非常不同。天鹅座P是第一颗通过研究其光度历史而显示出恒星演化效应的恒星。它与所谓的发光蓝色变星有一些共同的特性。然而，天鹅座P是一个独特的天体。这篇评论涉及天鹅座P的光度特性，它的星周环境-包括红外和射电观测-以及它的光学和紫外光谱。较小的部分处理天鹅座P的风结构和演变。
1999-08-27 astro-ph
The Asymmetrical Wind of the Candidate Luminous Blue Variable MWC 314
本文介绍了对一颗候选的亮蓝变星MWC 314的长期分光偏振和分光监测结果。我们检测到H $α$的变化MWC 314的第一个证据，并发现在这种发射没有明显的周期性。总的R-波段偏振观察到之间的变化2.21%和3.00%，在一个位置角始终围绕$\sim0^{\circ}$，表明存在一个随时间变化的内在偏振分量，因此一个不对称的拱星信封。我们发现暗示性的证据表明，MWC 314的内在偏振表现出波长无关的幅度在0.09%和0.58%之间变化，在波长无关的位置角覆盖所有四个象限的斯托克斯Q-U平面。MWC 314风中密度团的电子散射被认为是造成这些变化的可能机制。
2006-05-23 astro-ph
What are the Luminous Compact Blue Galaxies?
明亮的致密蓝星系团（LCBG）在z~1处很常见，对总的恒星形成率密度有重要贡献。到z~0时，它们是十分罕见的。虽然我们知道LCBG演化迅速，但我们不知道是什么驱使它们演化，也不知道它们演化成什么类型的星系。我们提出了一个单盘HI当地LCBG进行调查，以解决这些问题的结果。我们的研究结果表明，LCBG的M（HI）和M（DYN）与低质量螺旋一致，但通常在不到2 Gyr的时间内耗尽其气体库。总的来说，LCBG的性质与它们演化成高质量矮椭圆星系或矮不规则星系或低质量晚型螺旋星系是一致的。
2007-12-07 astro-ph
The Birth-Cluster of the Galactic Luminous Blue Variable WRA751
为了寻找银河系亮蓝变星WRA 751的诞生星团，即与它在空间和物理上有联系的年轻大质量恒星团，我们对它所在的260平方角分区域进行了NTT/VLT UBV成像。我们已经确定了24颗早期型恒星的样本，其颜色是比B3更早的光谱类型的典型颜色。有趣的是，这些恒星聚集在距离WRA 751 1 1弧分的半径范围内，相当于成像区域的1%。这些恒星紧密分布在（B-V）= 1.67附近，这反过来定义了平均消光A（V）= 6.1等。样本中的5颗较亮（V > 16.2）和较蓝（Q < -0.9）的恒星随后被FORS 1观测到，并被归类为3颗晚O-星和2颗早B-星。没有比O 8更早的恒星表明星团的年龄超过400万年，尽管这可能是由于对主序上端的不完整采样。尽管如此，I类OB星的探测确实表明它的年龄为几百万年。在假设的距离为6千秒差距，我们估计的集群半径为3.4秒差距和2200太阳质量的总质量。我们的发现只是第二个已知的银河系亮蓝变星与它的诞生星团有关的例子。
2005-11-17 astro-ph
Luminous Blue Variables as the progenitors of supernovae with quasi-periodic radio modulations
超新星喷出物和星周物质之间的相互作用，产生于以前的质量损失事件，为我们提供了一种手段，以限制超新星的祖先。对一些超新星的射电观测表明，在较晚的时候，它们会偏离严格的幂律衰减。虽然已经提出了几种可能性来解释这些调制，没有一个单一的解释已被证明是完全令人满意的。在这里，我们认为，明亮的蓝色变星经历S-Doradus型的变化，产生了增强阶段的质量损失，这是印在爆炸的恒星的直接环境作为一系列的密度增强。质量损失的变化是由Fe的电离平衡的变化引起的，Fe是驱动风的主要离子。基于这一想法，我们发现，变异的重现时间尺度以及调制的幅度都与观测结果一致。因此，我们的方案为观察到的行为提供了一个自然的、单星的解释，事实上，这是理论上的预期。
2006-10-03 astro-ph
Pulsation-Initiated Mass Loss in Luminous Blue Variables: A Parameter Study
亮蓝变星（LBV）的特征是半周期性的增强质量损失或爆发。这些爆发的原因至今仍是一个谜。一种解释是，它们是由大气中的卡帕效应脉动引发的，这种脉动是由所谓的“铁球”（T ~ 200，000 K）附近温度下光度增加引起的，在那里铁的不透明度突然增加。由于对流开始时的滞后，这种光度可以建立，直到它超过爱丁顿极限局部，播种脉动，并可能从恒星驱动一些质量。我们提出了一些初步的结果，从一个参数的研究，重点是触发正常的S-Dor型（而不是极端的eta-Car型）爆发所需的条件。我们发现，随着Y的增加或Z的减少，脉动振幅减小，爆发般的行为，指示一个大的，突然增加的光球速度，变得像可能的。
2008-05-06 astro-ph
Are the hosts of Gamma-Ray Bursts sub-luminous and blue galaxies?
本文介绍了十个伽马射线暴（GRB）宿主星系的K波段成像观测。我们比较了它们的观测和绝对K星等以及它们的R-K颜色与在各种光学、近红外、中红外和亚毫米深探测中探测到的其他远源。我们发现，伽玛暴的宿主星系，其中大部分位于0.5<z<1.5，表现出非常蓝色的颜色，相当于那些在高红移的暗蓝色恒星形成源。它们在K波段是次发光的，表明恒星的质量含量很低。我们没有发现任何GRB主机窝藏R-和K-波段的特性类似于那些特征的发光红外/亚毫米源和极端红色的星爆。如果GRB被认为是恒星形成活动的无偏见的探测器，那么GRB宿主样本中缺乏发光和/或变红的物体可能表明GRB光学余辉的检测可能偏向于未被遮蔽的星系。此外，它还支持了这样一种观点，即大部分光学暗伽马射线暴发生在恒星形成的尘埃覆盖区域内。另一方面，我们的结果也可能简单地反映了伽玛暴宿主星系的内在性质经历了第一幕非常大质量的恒星形成，其特征是一个相当弱的潜在恒星星族。最后，我们计算的绝对B星等为整个样本的伽玛暴宿主星系已知的红移和检测的光学波长。我们发现，后者出现统计上甚至比亚发光的蓝色光源，主要是在高红移的B波段光发射的贡献更少的发光。这表明，伽玛暴的形成可能有利于在特定的系统具有非常低的光度，因此，低金属。（节录）
2003-01-09 astro-ph
Stellar Populations Found in the Central kpc of Four Luminous Compact Blue Galaxies at Intermediate Redshift
我们研究了四个亮致密蓝星系（LCBG）中心区域的恒星形成历史。LCBG是蓝色（B-V<0.6）致密（MU_B<21.5等角秒^-2）星系，绝对星等M_B大于-17.5。此处分析的LCBG位于0.436<z<0.525。它们是这一星群中最亮的（M_B < -20.5）、最蓝的（B-V < 0.4）和最高的表面亮度（MU_B < 19.0 mag arcsec^-2）。所用的观测数据是用HST/STIS摄谱仪、HST/WF/PC-2照相机和HST/NICMOS第一台照相机获得的。我们发现了多个恒星星族的证据。其中之一被确定为电离人口，另一个对应于潜在的恒星生成。推断出的星族的估计质量与动力学质量是一致的，动力学质量通常为2--10 × 10^9 M_sun。我们的模型还表明，恒星形成的第一幕LCBG经历了5和7 Gyr前发生。我们比较了LCBG中发现的恒星星族与明亮的本地HII星系、附近的球状系统和蓝色致密矮星系中存在的恒星星族。事实证明，LCBG的潜在恒星星族与当地的HII星系相似，但更蓝。如果没有进一步的恒星形成事件发生，LCBG的被动颜色演化也可能将它们转化为局部球状星系。我们的研究结果有助于对通常在中等红移的LCBG种群的进化情景施加限制。
2007-09-28 astro-ph
Luminous Compact Blue Galaxies in Intermediate Redshift Galaxy Clusters: A Significant But Extreme Butcher-Oemler Population
我们在两个星系团：MS 0451.6 -0305（z=0.54）和Cl 1604 +4304（z=0.9）中发现了一个发光致密蓝星系团（LCBG）。LCBG是通过WIYN望远镜和哈勃太空望远镜拍摄的宽波段和窄波段图像的光度特征和光度红移来识别的。我们分析了它们的表面密度和聚类特性，发现它们在这两个星系团中分别占Butcher-Oemler星系的42%和53%，并且它们的空间分布最好由壳模型表征。在星团中，M_B<-18.5的LCBG的投影空间密度相对于场的增强比BO总体增强3-10倍，但比红色总体低2倍，但在没有LCBG的核心区域除外。假设有些衰落，自然的后代将是小的，低光度的星系，优先在今天的星系团中发现，如dEs。
2005-11-17 astro-ph
The Population of Faint Optically-Selected AGN at z~3
本文讨论了在对1000个z~3的Lyman break星系（LBG）的光谱测量中发现的29个活动星系核（16个窄线和13个宽线）。达到R_{AB} =25.5的视星等，样本包括宽线活动星系核约100倍，比大多数调查，迄今涵盖类似的红移，和第一个统计样本的紫外/光学选择窄线活动星系核在高红移。在我们的调查中，有明确证据表明活动星系核活动的天体比例约为3%。这些天体中的相当一部分，甚至可能是大多数，即使在现有最深的X射线调查中也不会被发现。我们认为，这些活动星系核是由等价的LBG主办的。宽线活动星系核的紫外光光度的样品是兼容的爱丁顿有限吸积到黑洞，满足本地确定的M_{BH}与M_{bulge}关系给出的恒星质量的LBG的估计。活动星系核的集群特性与它们由类似于LBG的对象托管是兼容的。如果活动活动星系核阶段发生在活跃恒星形成阶段的某个时间，那么LBG中活动星系核阶段的隐含寿命约为10^7年。
2002-05-09 astro-ph
Stellar Masses of Luminous Compact Blue Galaxies at Redshifts z=0.4-1.2
我们提出了恒星质量测量的样本36发光紧凑型蓝色星系（LCBG）在红移z = 0.4-1.2周围的哈勃深场北侧翼领域。该技术是基于拟合的两个组件的星系人口模型多宽带测光。最佳拟合模型被发现在很大程度上是独立的国际货币基金组织和金属丰度的恒星星族的假设值，但灭绝的数量和灭绝法采用的敏感。平均而言，最佳拟合模型对应于E（B-V）=0.5的LMC消光定律。然而，恒星质量的估计与最终模型的选择是非常独立的。使用Salpeter IMF，得出该样本的恒星质量中值为5 x 10^9 Mo，即，比之前的维里质量估计值小~2倍。尽管有2-3倍的不确定性，我们的结果加强了先前的说法，即中等红移的L* CBG平均比今天典型的L* 星系小10倍。
2003-02-12 astro-ph
The Nature of Nearby Counterparts to Intermediate Redshift Luminous Compact Blue Galaxies I. Optical/H I Properties and Dynamical Masses
我们提出了单碟H I光谱获得的绿岸望远镜，随着从斯隆数字巡天的光学光度学特性，附近的20个（D < 70 Mpc）发光紧凑蓝星系（LCBG）。这些~L*，蓝色，高表面亮度，恒星爆发的星系被选择用于定义LCBG在较高的红移相同的标准。我们发现这些星系都是富含气体的，M（HI）在5*10^8到8*10^9 M_sun之间，M（HI）/L_B在0.2到2 M_sun/L_sun之间，与星系的各种形态类型相一致。我们发现，动力学质量（在R_25内测量）的范围很宽，从3*10^9到1*10^11 M_sun。然而，至少有一半的动态质光比小于附近所有哈勃类型的星系，如中等红移的LCBG。通过比较线宽和有效半径与当地的星系人口，我们发现，LCBG是一致的麦哲伦（低光度）螺旋的动力学质量特性，更大的质量不规则和矮椭圆，如NGC 205。
2004-07-20 astro-ph
LWS spectroscopy of the luminous Blue Compact Galaxy Haro 11
利用ISO长波光谱仪（LWS）在低分辨率模式下获得了明亮的蓝色致密星系Haro 11（ESO 350-IG 38）的远红外光谱。这个贫金属矮星合并是一个极热的IRAS源，具有很高的[CII] 158 um/CO（1-0）通量比。我们讨论了尘埃和线冷却之间的平衡，在光离解区域（PDR），特别是[CII]线的作用，并推导出PDR气体的基本性质。虽然其他星暴星系的样本显示[CII]/FIR通量比与IRAS f60/f100比之间存在相关性，但Haro 11明显偏离了这种关系，在[CII]中比平均值更亮。我们认为，这种关系是由增加的光学深度与红外天文台的温度增加，但低金属丰度和极端的星爆属性的哈罗11允许介质薄，尽管其高f60/f100的比率，解释[CII]过剩。这就为使用[CII]线在高红移下探测大规模恒星形成合并的可能性留下了更乐观的看法。
2000-05-08 astro-ph
The Type IIn Supernova 2002kg: The Outburst of a Luminous Blue Variable Star in NGC 2403
我们发现，超新星（SN）2002公斤在NGC 2403，最初被归类为II型窄（IIn），具有不同于正常SNe的光度和光谱特性。相反，它的行为更典型的是高质量恒星，它们在生命的尽头经历了短暂的发光蓝变星（LBV）阶段。事实上，这颗恒星在爆发时最像LBV S剑鱼座。SN 2002 kg的前身是一颗不规则的亮蓝色变星37（V37），在1968年被Tammann & Sandage编入星表。利用高质量的地基多波段图像，我们可以将V37的初始质量限制为M_ini>~40 M_sun。我们发现，虽然光谱表明氮增强，可能揭示了CNO处理的V37在喷出物中的产品，恒星缺乏大量的LBV星云。SN 2002 kg/V37的爆发并不像NGC 2403中的SN 1954 J/V12那样具有巨大的能量。然而，SN 2002kg/V37是越来越多的“SN冒名顶替者”之一，在超新星演化的前SN阶段表现出广泛的爆发能量学。
2006-03-01 astro-ph
A Three-Decade Outburst of the LMC Luminous Blue Variable R127 Draws to a Close
在大麦云星云中的典型的蓝色发光变星R127已经被发现处于中间的、特殊的早期B状态，并且在可见光中明显变暗，这标志着它从1978年到1980年开始的主要爆发中最终衰落。这种转变在2008年1月被发现，但档案数据显示，它开始于2005年初和2007年初之间。事实上，从1986年到1998年，最大的奇特A型光谱已经开始发生重大变化，与可见光的急剧下降相吻合。我们展示了光谱和光之间的详细对应关系，其中下降模仿上升。此外，这些趋势不是单调的，而是以多个尖峰和低谷为特征，这可能对未知的爆发机制提供约束。现在应该恢复对R127的密集的光度和光谱监测，以跟踪可能回到静止的Ofpe/WN 9状态的下降，以便充分记录这一独特观测机会的剩余部分。
2008-07-09 astro-ph
The Nature of Nearby Counterparts to Intermediate Redshift Luminous Compact Blue Galaxies II. CO Observations
本文报道了在20个局域（D < 70 Mpc）发光致密蓝星系（LCBG）中CO的三个最低转动跃迁的单碟光束匹配测量结果。这些~L*，蓝色，高表面亮度，恒星爆发的星系被选择用于定义LCBG在较高的红移相同的标准。我们的探测率是70%，那些Lblue<7 e9 Lsun的星系没有被探测到。我们发现H2质量的本地LCBG范围从6.6e6到2.7e9 Msun，假设银河系CO到H2的转换因子。将这些结果与我们早期对同一样品的HI调查相结合，我们发现分子与原子气体质量的比率很低，通常为5- 10%。使用一个大的速度梯度模型，我们发现，在本地LCBG的整个ISM的平均气体条件是类似的，在我们的银河系中的恒星形成区域的中心，和其他星系的核区域。根据IRAS通量，恒星的形成速率是每年几个太阳质量，单位动力学质量比正常螺旋高得多。如果这个速率保持不变，分子氢耗尽的时间尺度很短，为10-200百万年。
2005-02-03 astro-ph
Luminous Blue Variable Stars In The Two Extremely Metal-Deficient Blue Compact Dwarf Galaxies DDO 68 and PHL 293B
我们目前的光度和光谱观测的两个发光的蓝变星（LBV）在两个极端的金属缺乏的蓝色紧凑矮（BCD）星系，DDO 68与12+logO/H = 7.15和PHL 293 B与12+logO/H = 7.72。这两个BCD是已经探测到LBV星的金属丰度最低的星系，允许研究极低金属丰度区域的LBV现象，并揭示了从原始气体中诞生的第一代大质量恒星的演化。我们发现DDO 68中LBV星的强烈爆发发生在2007年2月至2008年1月之间的某个时候。我们比较了低金属丰度LBV和高金属丰度LBV的宽谱线发射特性。我们发现，在DDO 68中的LBV星，在H和He I发射线中都可以看到具有天鹅座P轮廓的宽发射。另一方面，对于PHL 293 B中的LBV星，天鹅座P型的轮廓只在H线中被检测到。对于两个LBV，没有检测到重元素发射线，如Fe II。这两个星系中LBV星的H α光度与NGC 2363（Mrk 71）中的LBV星相当，后者具有更高的金属丰度12+logO/H = 7.89。另一方面，两个低金属丰度LBV中恒星风的终极速度都很高，约为800 km/s，比高金属丰度LBV中恒星风的终极速度高4倍。这表明，低金属丰度的恒星风与高金属丰度的恒星风是由不同的机制驱动的。
2008-09-18 astro-ph
Predictions of variable mass loss for Luminous Blue Variables
我们提出了辐射驱动的风模型的发光蓝变星（LBV），并预测其质量损失率。我们研究的影响，较低的质量和修改的丰度相比，正常的OB超巨星，我们发现，主要的差异，质量损失是由于较低的质量的LBV。此外，我们发现，氦丰度的增加改变了少量的质量损失性质（高达约0.2德克斯的对数Mdot），而CNO处理是相对不重要的质量损失率。我们的质量损失的预测和观察之间的比较进行了四个相对较好的研究LBV。比较表明：（i）LBV的风是由谱线上的辐射压力驱动的，（ii）LBV在其剑鱼座S型变化周期期间的可变质量损失行为是由线驱动效率的变化解释的，特别是由于Fe IV/III和Fe III/II的复合/电离，最后，（iii）LBV的风可以用来推导它们的质量，如AG汽车的例子所示，我们推导出其现今质量为35 Msun。
2002-07-08 astro-ph
Luminous Compact Blue Galaxies up to z~1 in the HST Ultra Deep Field: I. Small galaxies, or blue centers of massive disks?
我们分析了HST/ACS超深场（UDF）中z ~ 0.2-1.3的26个发光致密蓝星系（LCBG），以确定这些星系是否是真正的小星系，或者是现有或正在形成的大型盘星系中的明亮中心星暴。即使对于z~1的致密天体，UDF图像的表面亮度轮廓也比静止坐标系26.5 B mag/arcsec ^[2]要暗。大多数LCBG显示出一个更小，更亮的组成部分，可能是恒星形成，以及一个扩展的，大致指数的组成部分，颜色表明恒星年龄>~ 1亿年到几个Gyr。扩展分量的尺度长度大多>~ 2kpc，比邻近的大盘星系（如银河系）小1.5-2倍。较大的、表面亮度很低的星盘可以排除在外，直到静止坐标系表面亮度很低（>~ 26 B mag/arcsec ^[2]）。然而，其中1或2个LCBG是大型的盘状星系，由于明亮的中央核（可能是正在形成的凸起）而符合LCBG的选择标准。这些结果表明，在被动演化和盘生长不明显的情况下，局域宇宙中大于90%的高z LCBG是小星系，它们将演化成小盘星系和低质量球状或不规则星系。这些数据并没有揭示出在小的、类似HII星系的LCBG周围形成盘的迹象，也没有表明具有盘状形态的较大LCBG存在简单的由内而外的生长情况。在遥远的LCBG不规则的蓝色发射是相对延长，这表明星云的发射线从恒星形成的区域采样的LCBG的速度场的主要部分。
2006-02-28 astro-ph
Luminous Blue Variables & Mass Loss near the Eddington Limit
在它们的演化过程中，大质量恒星失去了它们初始质量的很大一部分，通过稳定的风和在它们的发光蓝变星（LBV）阶段相对短暂的爆发。这次演讲回顾了这种质量损失的动力驱动，对比稳定风的线驱动，当恒星超过爱丁顿极限时，连续驱动在LBV事件中爆发的潜在作用。一个关键的主题是强调自遮蔽对线驱动质量损失率的固有限制，而连续驱动原则上可以将质量驱动到“光子疲劳”极限，在这种极限下，提升风的能量等于恒星的光度。我们回顾了如何“孔隙度”的高度聚集的大气可以调节连续驱动的质量损失，但也讨论了最近的时间依赖性的模拟基础质量通量，超过疲劳极限可能导致流动停滞和一个复杂的，随时间变化的组合流入和流出区域。因此，一般的结果是，孔隙介导的连续驱动超爱丁顿阶段可以解释大，近tiring-limit质量损失推断LBV巨型喷发。
2008-01-16 astro-ph
Discovery of a nearby twin of SN1987A's nebula around the luminous blue variable HD168625: Was Sk--69 202 an LBV?
斯皮策拍摄的候选亮蓝变星（LBV）HD 168625的图像揭示了一个比其先前已知的赤道尘埃环大几倍的双极星云的存在。HD 168625的外层星云的完整范围约为80弧秒或0.85秒差距，其中一个叶有一个明确的极环。该星云是围绕SN 1987 A的三环系统的近孪生星云。由于这些极环，以及恒星/祖星的光度，HD 168625是SN 1987 A的孪生兄弟，比NGC 3603中的B超巨星谢尔25更近。HD 168625的星云很可能是在一次巨大的LBV喷发中被喷射出来的，而不是在红超巨星阶段，因此它与SN 1987 A周围的星云的相似性可能为SN 1987 A的环的形成提供了新的可能性。也就是说，假设Sk-69 202遭受了LBV般的爆发，将通过提供一种不太可能的双星合并方案来避免其双极星云的单星模型的完全投降。这也暗示了LBV可能是某些II型超新星的前身，而HD 168625的星云是一个很好的爆炸前环境的例子。
2006-11-16 astro-ph
The Neutral ISM in Nearby Luminous Compact Blue Galaxies
我们用GBT和JCMT观测了20个附近的发光致密蓝星系（LCBG），它们位于HI和CO（J=2-1）。这些~L^型星系是蓝色的、表面亮度高、恒星爆发、金属丰度高的星系，其下有较老的恒星星族。它们在z~1处很常见，但在本地宇宙中很少见。有人提出，中等红移的LCBG可能是本地矮椭圆星系或低光度螺旋星系的祖先，或者它们可能是从中心向外形成的更大质量的盘，成为L^星星系。为了区分各种可能的演化情景，我们测量了附近LCBG样本的动态质量和气体耗尽时间尺度。我们发现局域LCBG的动力学质量范围很广，从4 × 10^9到1 × 10^11 M_solar（在R_25内测量）。局部LCBG中的分子气体在3000万至2亿年内消耗得相当快。分子加原子气体在3000万至100亿年内耗尽;然而，约80%的局部LCBG在不到50亿年内耗尽其气体。由于LCBG在动力学质量和气体耗尽时间尺度上都是不均匀的，它们不太可能演化成一个均匀的星系类。
2003-10-30 astro-ph
Discovery of an Extended Dust Emission around IRAS 18576+0341 (AFGL 2298) at 10.3 and 18.0 microns: a New Luminous Blue Variable Candidate?
我们报告了从\iras 18576+0341（AFGL 2298）中检测到的扩展中红外发射。该物体显示了一个尘埃拱壳，直径为$\age 7\arcsec$，$\um$为10.3和18.0。尘埃星云显示出两个同心拉长的发射峰，对称地位于第三个峰的两侧，第三个峰似乎是系统的中心恒星。观测到的中红外形态表明，星周尘埃壳具有赤道增强的物质分布，这是经历质量损失的恒星物体的常见特征。辐射转移模型的计算表明，中心恒星是一颗极亮（$\lstar = 10^{6.4} \lsun$）恒星，距离约为10 kpc：这个物体最好被描述为一个新的发光蓝变星候选者。拱星尘埃壳层似乎是由${\dot M} \ge 6.8 \times 10^{-6} \msun$ yr $^{-1}$和${\dot M}_{\rm pole}/{\dot M}_{\rm eq} \sim 0.5$的赤道增强质量损失过程产生的。
2000-10-04 astro-ph
The Double-Lined Spectrum of LBV 1806-20
尽管在理论和观测上取得了很大的进展，但恒星的质量并没有确切的上限。我们对形成中的大质量恒星产生的巨大辐射压力与下落物质的不透明性之间的相互作用的理解受到理论不确定性的影响，许多关于“最大质量恒星”的观测声明都未能通过奇点测试。LBV 1806-20是一个特别明亮的天体，L~10^6 Lsun，有些人声称它的质量非常高（M_initial>200 Msun），部分原因是它与手枪星相似。我们提出了LBV 1806-20的高分辨率近红外光谱，表明它可能是一个二元系统，其组件的速度分离约70公里。如果是正确的，那么这个系统不是已知的最大质量的恒星，但它是一个大质量的双星系统。我们认为，一个二进制，或合并，系统是更符合附近的恒星在LBV 1806-20集群的年龄。此外，我们发现V_LSR=36 kms的速度与11.8 kpc的距离，10^6.3 Lsun的光度和~130 Msun的系统质量相一致。
2004-06-14 astro-ph
Metal-poor Field Blue Stragglers: More Evidence for Mass Transfer
我们报告的径向速度研究的五个候选人金属贫场蓝离散，都是已知的缺乏锂。这五颗恒星中有四颗是单线光谱联星，周期在302到840天之间，轨道偏心率低，与Preston & Sneden（2000）和Carney et al.（2001）在其他蓝离散星候选者中发现的类似行为一致。锂丰度的有限数据表明，所有蓝离散候选者都有耗尽的锂丰度。我们的研究结果表明，较高的值的v（rot）sin i的双星比可比的温度恒速星。轨道周期太长，潮汐效应现在变得很重要，这意味着当轨道间隔和周期较小时，质量转移期间的自旋上升是增强旋转的原因。
2004-12-05 astro-ph
Spectroscopy of the candidate luminous blue variable at the center of the ring nebula G79.29+0.46
我们报告了射电源G79.29+0.46的中心恒星的光学和近红外光谱，G79.29+0.46是一个候选的发光蓝变星。光谱包含许多窄的（FWHM < 100 km/s）发射线，其中低位氢线最强，类似于其他LBVc和B[e]超巨星的光谱。一些突出的红外线是无法识别的。终端风速由H α确定为110 km/s。H α的强度意味着存在非常密集的风。从H α和[N II]的延伸发射被检测到，但似乎与天鹅座X区域，而不是无线电源。中心恒星的光谱中既有弥漫的星际带又有星际吸收线，这表明在消光过程中既有弥漫的成分也有分子云成分，这意味着该恒星的最小距离为1 kpc，最小光度为10^5 L（太阳）。新的光谱及其分析表明，低激发，密集，缓慢扩展的风，并支持LBVc分类。
2000-08-18 astro-ph
The Progenitor Masses of Wolf-Rayet Stars and Luminous Blue Variables Determined from Cluster Turn-offs. II. Results from 12 Galactic Clusters and OB Associations
在这里，我们研究了12个银河系星团和OB协会包含沃尔夫-拉叶星（W-Rs）和/或明亮的蓝色变星（LBV），以评估这些演化的大质量恒星的祖星质量。我们发现，在银河系中，早期型WN星演化的恒星质量低至20 Mo。一些早期类型的WN星被发现在星团中具有非常高的关闭质量，支持我们早期的结果，“WNE”类的W-Rs是一个共同的阶段，在恒星的演化具有广泛的质量。相比之下，晚型WN（特别是WN 7类）和LBV只在具有最高关闭质量的星团中发现，这表明只有最大质量的恒星才能演化成这些物体。对原型LBV Eta Car的环境的研究表明，这颗恒星与Tr 14/16星协的其他恒星是同时代的，这表明它的LBV性质是进化的正常结果，与它是双星的可能性几乎没有关系。
2000-10-31 astro-ph
The Fate of Luminous Compact Blue Galaxies: An Environmental Approach
亮致密蓝星系（LCBG）是一种异质星系，在星系演化的中间阶段占主导地位。这些来源占了0.3<z<1之间恒星形成的大部分，但它们现在的对应物的身份是一个悬而未决的问题。环境对它们进化的依赖可能提供了答案。我们已经进行了第一次普查的LCBG中红移集群使用宽和窄波段图像从WIYN长期变率研究。几个关键的星团位于南部天空。南部非洲大望远镜（SALT）的主焦点成像摄谱仪（PFIS）的视场与我们的WIYN数据相匹配，将使我们能够确定星团LCBG的几个基本特征，包括（1）低色散多目标光谱（MOS）的恒星形成率（SFR）和金属丰度;（2）高色散MOS测量的线宽的动力学质量;（3）通过Fabry-Perot成像或MOS测量LCBG相对于其它发射线星系的速度色散。我们试探性地将这些遥远的星系与它们的本地，进化的同行，并讨论如何PFIS观测将使我们能够使LCBG在集群和字段之间的物理区别。
2004-01-22 astro-ph
AG Carinae: a Luminous Blue Variable with a high rotational velocity
我们报告了在最后一个热相（2001-2003）期间，在亮蓝变星（LBV）AG船底座中探测到由于Si IV 4088-4116 A引起的宽吸收。我们的NLTE光谱分析，与辐射转移代码CMFGEN，揭示了光球性质的这些线预测，但是，更窄，更深的吸收剖面比观察到的。使用最近开发的代码来计算二维几何结构中的合成光谱，考虑到旋转的影响，我们可以在2001年4月将广泛的反射与190 +/- 30 km/s的高预计旋转速度相匹配。对2002年3月和2003年1月恒星冷却时获得的光谱进行分析，得出的预测旋转速度分别为110 +/- 10 km/s和85 +/- 10 km/s。正如角动量守恒所预期的那样，导出的旋转速度与R^-1成正比。我们讨论了这种高旋转对AG Car谱分析的影响，以及对风的终极速度的影响。我们的研究结果表明，直接的光谱证据，第一次，一个LBV可能会旋转在一个显着的分数，其分裂速度。因此，AG汽车（可能还有其他LBV）确实接近伽马-欧米茄极限，正如LBV的理论研究所预测的那样。
2005-12-14 astro-ph
The Broad-lined Type Ic SN 2003jd
本文介绍了对宽线Ic型SN 2003jd的全球协调观测活动的结果。总共有74个光度数据点和26个光谱是使用11个不同的望远镜收集的。SN 2003jd是迄今为止观测到的最明亮的SN Ic之一。与其他Ic型超新星（SNe Ic）的比较证实，SN 2003 jd代表了宽线事件之间的中间情况（2002ap，2006aj），和高能量的SNe（1997 ef，1998 bw，2003 dh，2003 lw），喷射质量为M_{ej} = 3.0 +/-1 Mo，动能为E_{k}（tot）= 7_{-2}^{+3} 10 ^{51} erg。SN 2003jd在整体光度上与SN 1998bw相似，但在光变曲线形状和光谱演化上更接近SNe 2006aj和2002ap。与其它SNe Ic的比较表明，通过引入时间展宽因子，可以使SNe Ic的V波段光变曲线部分均匀化。最后，由于SN 2003jd与SN 2006aj/XRF 060218事件的相似性，我们讨论了SN 2003jd与GRB的可能联系。
2007-10-26 astro-ph
Long-term spectroscopic monitoring of the Luminous Blue Variable HD160529
我们对银河系亮蓝变星HD 160529进行了光谱监测，并获得了涵盖1991年至2002年的广泛的高分辨率数据集。在此期间，该恒星从一个扩展的光度最小阶段发展到一个新的视觉最大阶段。在几个观测季节中，我们几乎每天都有光谱覆盖长达四个月。我们的光谱通常以高光谱分辨率（约20，000或更高）覆盖大部分可见光谱范围。这使我们能够调查许多线路和从几天到几年的许多时间尺度上的变化。我们发现光球HeI线和恒星的亮度之间的相关性，无论是在一个时间尺度上的几个月和几年的时间尺度。短期变化较小，不遵循长期趋势，强烈表明不同的物理机制。金属线还显示强度的短期和长期变化以及径向速度的长期趋势。大多数谱线轮廓的变化可以归因于谱线强度的变化。很少观察到谱线轮廓中的突变特征。我们发现HD 160529的质量损失率几乎与温度无关，即与视觉亮度无关。
2002-12-20 astro-ph
Mass loss from Luminous Blue Variables and Quasi-Periodic Modulations of Radio Supernovae
大质量恒星、超新星（SNe）和长持续时间的伽马射线暴（GRB）对它们的环境有着巨大的影响。尽管它们的重要性，一个全面的知识，哪些大质量的恒星产生的SN/GRB是迄今为止缺乏。我们提出了一个简短的概述，我们的知识的质量损失的赫兹-罗素图（HRD），包括演化阶段的OB主序列，不稳定的发光蓝变量（LBV）阶段，和沃尔夫-拉叶（WR）阶段。尽管WR大气中"自富集"产生的金属超过初始-宿主星系-金属丰度几个数量级，但在亚太阳金属丰度（1/10 - 1/100太阳）的WR恒星中，发现质量损失率对初始金属丰度的依赖性特别强。这为伽马射线暴的星载模型提供了一个显着的推动力，因为它可能提出了一个可行的机制，以防止在低金属丰度时恒星风损失角动量，而强大的银河WR风可能会抑制在太阳金属丰度时发生的伽马射线暴。此外，我们还讨论了最近报道的SNe 2001ig和2003bg的射电光变曲线中的准正弦调制。我们表明，这些调制的正弦行为和复发时间尺度与预测的质量损失行为的LBVs是一致的，我们建议LBVs可能是一些核心崩溃SNe的祖先。
2007-04-20 astro-ph
The Nature of Nearby Counterparts to Intermediate-Redshift Luminous Compact Blue Galaxies. III. Interferometric Observations of Neutral Atomic and Molecular Gas
我们提出了一个VLA和OVRO-MMA后续行动的结果，我们的单盘调查的中性原子和分子气体在附近的发光紧凑蓝星系（LCBGs）的样本。这些明亮、蓝色、高表面亮度、星爆的星系是使用类似于在较高红移下定义LCBG的标准选择的。调查进行了研究的性质和演变的可能性LCBGs，使用动态质量和气体耗尽的时间尺度作为约束。在这里，我们提出了近解决的VLA H I地图的四个LCBG，以及从文献中的第五LCBG的结果。此外，我们提出了OVRO-MMA地图的CO（J=1-0）在这些LCBG的两个。我们已经使用的解决H I地图分离的H I发射从目标星系和它们的同伴，以提高我们的气体和动力学质量估计的准确性。对于这个子样本的LCBG，我们发现，用单碟望远镜和干涉仪测量的动力学质量是一致的。然而，我们发现，我们高估了一个显着的金额，可能高达75%，在两个星系的质量H I相比，单盘的估计。这两个星系的同伴在几弧分钟内，我们发现，我们的单盘和干涉测量的H I质量是在合理的协议与更遥远的同伴星系。H I速度场表明，所有五个星系都明显地旋转但扭曲，可能是由于最近的相互作用。我们的测量的气体和动力学质量的LCBGs指向演化成低质量的星系，如矮椭圆星系，不规则星系和低质量的螺旋，与LCBGs在较高的红移研究一致。
2007-08-20 astro-ph
Chemical composition and origin of nebulae around Luminous Blue Variables
我们使用分析的重元素丰度（C，N，O，S）在拱星星云周围的发光蓝变星推断的演化阶段，在该物质已被喷射。(1)我们讨论了不同的影响，可能已经改变了星云的气体成分，因为它被抛出（2）我们计算了预期的丰度变化，在恒星表面由于信封对流的红超巨星阶段。如果观测到的LBV星云是在RSG阶段喷出的，那么LBV星云的丰度需要比演化模型中假设的少得多的质量损失。(3)我们计算的表面组成的变化，在主序列阶段的旋转引起的混合。如果星云是在MS相结束时喷出的，那么LBV星云的丰度与混合时间在5 x 10^6到1 x 10^7年之间是一致的。ON星的存在支持了这种情况。(4)星云中的He/H比预测值明显小于目前观测到的中心恒星的光球值。结合各种参数，我们表明，LBV星云在蓝色SG阶段喷出，恒星没有经过RSG阶段。化学增强是由于旋转引起的混合，喷射可能是由近临界旋转触发。在喷射过程中，出流是光学厚的，这导致了大的有效半径和低的有效温度。这也解释了观察到的LBV粉尘的性质。
2001-03-28 astro-ph
Shapley-Ames Galaxies in the Blue and Infrared
Shapley-Ames星表中包含1276个B5.24Jy的星系< 12.5 is compared with the Sanders et al. all sky sample of the 629 galaxies with 60 m flux density >。在红外可见的Shapley-Ames星系的分数被发现从0.006 E或E/S 0星系增加到0.384 Sc星系。在红外线中侦测到的沙普利-艾姆斯星系子集的蓝色光度中值比所有沙普利-艾姆斯星系的蓝色光度中值暗约0.8等。这种差异主要是由于晚型星系（包含尘埃和热星）在蓝光下的亮度比早型星系低。在哈勃序列的各个阶段内，在红外线检测到的星系的蓝光中的光度分布与未检测到的星系之间没有显着差异。然而，我们的数据显示了一个令人困惑的例外（显着的99.9%）SBc星系。由于尚不清楚的原因，在红外线中可见的Shapley-Ames SBc星系在蓝光中比在红外线中无法检测到的SBc星系更明亮。数据的另一个特点是Shapley-Ames Sc星系（99.6%置信度）比SBc型天体更明亮。
2004-05-19 astro-ph
Studies of the association of faint blue and luminous galaxies using the Hitchhiker parallel camera
在B星等>~ 24时，有一个众所周知的星系过剩（与标准模型相比），这可能是由于中等红移（<~ 0.4）的亚L * 星系的（进化）人口。一个很难直接通过计数或甚至红移测量来验证的假设是，暗蓝色星系实际上可能是亚银河系天体，注定要在今天合并形成现在的巨型星系。如果是这样的话，我们可能会在~ L* 星系（红移=~ 0.2 ~ 0.4）附近发现微弱的蓝色星系，它们可以与之合并（已知蓝色星系之间的聚集性很弱，限制了小碎片多次合并的可能性）。在本文中，我们寻找这样的集群周围的暗蓝色星系较大的系统，使用候选人从深多色CCD图像使用搭便车平行相机光度选择的证据。根据视星等（B = 20.5 ~ 22.0等）选择了一个红移z = 0.2 ~ 0.4的候选L $^\ast$星系样本。和早期螺旋的典型颜色。在13个候选L* 星系周围，测定了152个23.5 < B < 25.0，（B-R）c < 1.2的蓝星系的分布。没有证据表明蓝星系会优先聚集在L* 候选星系周围;在60弧秒内观测到的L* 候选星系的密度为-0.02 +/-0.76。我们还寻找了其他光度选择的样本（如淡蓝色和淡红色物体）之间的聚类。在所有情况下都发现了新的结果，这对中等红移的矮星通过与更大的物体合并而被移除的情况施加了重大限制。
1996-06-21 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
Colors of Luminous Bulges in Cluster MS1054-03 and Field Galaxies at Redshifts z ~ 0.83
使用HST图像，我们分离的鼓状（pbulge）和盘状（pdisk）的组件的71个星系在丰富的星系团MS 1054 -03和21个在外地。我们的关键发现是，发光pbulges是非常红色的restframe U-B ~ 0.45，而预测的颜色是蓝色的0.20马格。此外，这些非常红色的颜色似乎是独立的环境，pbulge光度，pdisk颜色，和pbulge分数。这些结果挑战了任何等级星系形成的模型，这些模型预测遥远的（z ~ 0.8）光场和星系团凸起的颜色会有所不同。我们的发现也不同意其他说法，即30%至50%的明亮的凸起和椭圆在z ~ 1是非常蓝的（U-B < 0）。
2005-10-27 astro-ph
Giant Outbursts of Luminous Blue Variables and the Formation of the Homunculus Nebula Around eta Carinae
当这些大质量恒星接近它们的爱丁顿极限时，观测到的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发可能会发生。当这种情况发生时，它们必须达到离心力和辐射加速度在赤道处抵消重力的点。我们称之为欧米茄极限。当恒星接近Ω极限时，会发生强烈的非球形质量损失。这表明一种情况，即一个缓慢和非常密集的风，强烈限制在赤道平面，其次是一个快速和几乎球形的风。我们计算从这种相互作用的风形成的星云的演化的二维流体动力学模型，使用的参数与上个世纪的船底座η星的爆发一致。这次爆发产生了侏儒星云，一个高度结构化的星周星云的沙漏状内部。假设恒星在爆发期间非常接近欧米茄极限，我们的模型产生的气体分布在大小尺度上都与侏儒非常相似。这支持了一般的猜想，即当它们接近爱丁顿极限时，在LBV中发生巨大的爆发。我们的模型约束的平均质量损失率，因为爆发的值小于现今的质量损失率，并建议eta车正在接近另一个爆发。我们的模型意味着巨大的LBV爆发的发生取决于初始恒星自转速率，并且初始角动量对于超大质量恒星的演化与它们的初始质量或金属丰度一样重要。
1999-05-04 astro-ph
Asphericity and clumpiness in the winds of Luminous Blue Variables
我们提出了第一个系统的光谱偏振研究亮蓝变星（LBVs）在银河系和麦哲伦云，以调查他们的风的几何形状。我们发现，至少有一半的样品显示在整个强H $α$发射线的偏振变化，表明来自恒星的光是固有的偏振，因此，非球面已经存在于风的基础。对四个目标的多历元分光偏振测量揭示了其内在偏振的变化。其中三个，AG Car，HR Car和P Cyg，显示出随时间随机出现的偏振位置角（PA）。这种现象可以解释为强风的不均匀性，或风中的"团块"。只有一颗恒星，R 127，在恒定的PA下显示出变化，因此证明了轴对称和块状。然而，如果在低倾角和有限的时间采样下观察，这样的风会产生看似随机的偏振，就像在其他三颗恒星上观察到的那样。因此，需要对LBV进行时间分辨的光谱偏振监测，以确定LBV风是否通常是轴对称的。表现出内禀极化的LBV的高比例（$>$ 50%）将与较低的$\sim$ 20 - 25%进行比较，以便对其进化邻居，O超巨星和沃尔夫-拉叶星进行类似的研究。我们预计，这种较高的发病率是由于较低的有效重力的LBV，再加上他们的可变温度内的双稳态跳跃制度。这也与我们在具有强H $α$发射和最近（最近$\sim$ 10年）强变率的LBV中发现的风非球面性的较高发生率一致。
2005-05-17 astro-ph
Star formation and stellar populations in the Wolf-Rayet(?) luminous compact blue galaxy IRAS 08339+6517
IRAS 08339+6517是一个发出明亮红外线和Ly $α$的星暴星系，在56 kpc的投影距离处拥有一个矮伴星。最近在这两个星系之间发现了一个\ion{H}{i}潮汐尾，表明大约70%的中性气体已经从它们中喷射出来。我们给出了这两个星系的深宽带光学图像，窄带H $α$ CCD图像和光学中分辨率光谱。这些图像揭示了两个系统之间的相互作用特征和IRAS 08339+6517内部的强H $α$发射。星系电离气体的化学成分相当相似。对它们的运动学分析也表明了相互作用的特征，并揭示了一个可能是候选潮汐矮星系或早期合并的残余物的物体。我们的数据表明，\ion{H}{i}尾主要是由主星系剥离的物质形成的。我们发现微弱的光谱特征，可以归因于存在的沃尔夫-拉叶星在这个星爆星系和估计的年龄，最近的爆发约4 - 6百万年。一个更进化的基本恒星星族，最小年龄在1亿-2亿年之间，也被检测到，并符合指数强度分布。结合85%的年轻和15%的老年人口的模型可以解释的光谱能量分布和\ion{H}{i}巴耳末和\ion{He}{i}吸收线在我们的光谱。该星系的恒星形成率是通过几种校准方法得到的，其数值为$\sim$ 9.5 \Mo yr $^{-1}$。IRAS 08339+6517确实满足明亮的紧凑蓝色星系的标准，这是局部宇宙中罕见的天体，但在高红移时很常见，是详细研究星系演化和形成的非常有趣的目标。
2005-12-01 astro-ph
Galaxies in SDSS and DEEP2: a quiet life on the blue sequence?
在红移z=1和z=0.1之间的60亿年里，星系由于其恒星星族的老化，新恒星的形成以及与其他星系的合并而发生变化。在这里，我探索这些不同的影响的相对重要性，发现虽然合并可能是重要的红色星系序列，他们不太可能影响超过10%的蓝色星系序列。我比较了斯隆数字巡天在红移z=0.1时的星系数量和深河外进化探测器2在z=1时的星系数量。星系在z=1时更蓝：蓝色序列约为0.3等，红色序列约为0.1等，红移z=0.1（u-g）。我评估的颜色和光度的两个序列的功能，使用一些简单的恒星星族合成模型的变化。这些模型表明，红色序列的发光端褪色小于被动演化允许约0.2马格。由于缺乏明亮的蓝色祖先，“干”合并之间的红色星系，然后必须创建明亮的红色人口在z=0.1，如果恒星星族模型是正确的。蓝色序列的颜色和光度函数与红移z=1后恒星形成率降低约3倍相一致，而数密度没有变化到10%以内。这些结果限制了任何过程都可能落入红色序列的蓝色星系的数量，特别是表明，如果合并是灾难性事件，那么它们对蓝色星系来说一定是罕见的。
2005-12-05 astro-ph
Resurrecting the Red from the Dead: Optical Properties of BCGs in X-ray Luminous Clusters
本文测量了48个X射线发光星系团中最亮星系团的表面亮度和颜色分布。这些数据是作为加拿大集群比较项目（CCCP）的一部分获得的。我们的BCGs的Kormendy关系是陡峭的比当地的椭圆，这表明这些类型的系统的组装历史的差异。我们还发现，虽然大多数BCG显示单调的颜色梯度与金属丰度随半径的减少一致，但25%的BCG显示颜色剖面向中心（蓝核）变蓝。我们将这种变蓝趋势解释为最近恒星形成的证据。过量的蓝光导致在（g '-r'）中从0.5到1.0 mag的红色序列的典型偏移，从而影响可能基于颜色拒绝BCG的光学簇研究。所有的蓝核BCG都位于星团X射线发射峰值的~10 kpc范围内。此外，几乎所有最近形成恒星的BCGs都位于Lx-Tx关系上方的星团中。基于测光单独，这些研究结果表明，中央恒星的形成是一个普遍存在的功能，BCGs在动态松弛的冷核心集群。这意味着，虽然活动星系核和其他加热机制在回火冷却方面是有效的，但它们并不能完全补偿通过辐射损失的能量。
2008-07-08 astro-ph
The open cluster Pismis 11 and the very luminous blue supergiant HD 80077
非常明亮的蓝超巨星HD 80077被认为是年轻的疏散星团Pismis 11的成员，因此是超巨星。我们获得了一些推定成员的团簇场和低分辨率光谱的UBVRI测光。我们从光谱中推导出光谱类型，并确定在这个方向上的红化是标准的。然后，我们进行了仔细的光度分析，使我们能够确定个人的红化值，推导出用于主序列拟合的未红化参数。我们确定了43名可能的Pismis 11成员。我们研究了整个集群的灭绝的变化，并发现一些分散，在HD 80077的近邻有较高的值的趋势。我们估计这个星系团的距离为3.6千秒差距。如果HD 80077是成员，它的M_bol<-10.5，是银河系中三颗视觉上最亮的恒星之一。Pismis~11附近的几颗早型星与星团序列吻合得很好，很可能代表了在相同距离上的扩展星群。在Pismis 11以北大约18弧分的地方，我们发现了一个小的恒星聚集区，形成了一个清晰的序列。我们确定这组以前未编目的疏散星团，我们暂时称为阿利坎特5。与阿利坎特5的距离也是3.6 kpc，这表明这两个星团和邻近的早期型恒星形成了一个小的协联。根据它的自行，HD 80077不是一颗逃逸恒星，可能是星团的一员。如果是这样的话，它将是银河系中最亮的恒星之一。
2008-11-29 astro-ph
