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
Late-Type Red Supergiants: Too Cool for the Magellanic Clouds?
我们已经在大麦云云（LMC）中发现了7颗红超巨星（RSG），在小麦哲伦云（SMC）中发现了4颗RSG，所有这些RSG的光谱类型都比它们的母星系中观察到的平均类型晚得多。使用中等分辨率的光学分光光度计和MARCS恒星大气模型，我们确定了它们的物理性质，并将它们放在H-R图上与当前恒星演化轨迹的预测进行比较。这些恒星的径向速度表明它们可能都是星云的成员，而不是前景矮星或晕巨星。它们在H-R图中的位置也向我们表明，这些恒星的温度比当前演化轨迹所允许的要低，出现在Hayashi极限的右边，在这个区域中，恒星不再处于流体动力学平衡状态。这些恒星的V星等表现出相当大的变化，其中三颗恒星的有效温度（和光谱类型）也在月的时间尺度上发生变化。其中一颗恒星，[M2002] SMC 055188，被捕获在M4.5 I状态，与HV 11423最近的极端状态一样晚：比SMC中的任何其他超巨星都要晚得多，而且温度更低。此外，我们发现了由于星周尘埃和恒星光度变化而导致的可变消光的证据，这也与我们最近对HV 11423的发现一致-当这些恒星更热时，它们也更脏，更亮。我们认为，这些恒星具有不寻常的性质，因为它们处于不稳定的（和短暂的）演化阶段。
2007-05-23 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
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
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
Isolated, Massive Supergiants near the Galactic Center
我们已经开展了一个试点项目，以评估使用无线电，红外线和X射线发射来识别距离银河系中心1到25 pc之间的年轻大质量恒星的可行性。我们首先比较了从甚大阵列、钱德拉X射线天文台和2 MASS编制的目录。我们发现了两颗巨大的年轻恒星：先前发现的恒星与射电HII区域H2有关，以及一颗新发现的恒星，我们称之为CXOGC J174516.1-290315。这两颗恒星的红外光谱都显示出非常强的Br-γ和He I线，类似于从主序星演化出来的大质量超巨星，但还没有达到沃尔夫-拉叶相。我们估计每颗恒星的热光度都大于10^6 L_sun。在X射线中发现这两个源是令人惊讶的，因为处于相似演化状态的恒星并不是均匀明亮的X射线源。因此，我们认为这两颗恒星都在双星系统中，其中包含OB星，其风与发光的超巨星碰撞，或者是从超巨星的风中吸积的紧凑物体。我们还确定了从氮型沃尔夫-拉叶星的X射线发射，并将上限的X射线光度的三个更先进的，大质量的恒星，以前已确定1和25 pc之间的Sgr A*。最后，我们简要讨论了未来寻找年轻恒星的影响，将对我们了解银河系中心附近恒星形成的最近历史。（节略）
2005-09-21 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
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
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
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
Young Circumstellar Disks Near Evolved Massive Stars and Supernovae
越来越多的证据表明，具有拱星盘的低质量恒星可以在大质量恒星附近诞生，在某些情况下，在十分之一pc的范围内。如果盘的寿命比大质量恒星的寿命长，它们就会暴露在大质量恒星演化后期和超新星的辐射场和气体流中。来自超新星的快速流动可能会从盘上剥离一些质量，但通常不会导致盘的完全破裂。在来自红超巨星的慢风中，风物质有可能被引力吸积到星周盘上。在红超巨星的超新星爆炸中，激波爆发时的辐射通量可以加热和破坏附近的盘，导致瞬态的窄线辐射。如果太阳星云诞生于一颗大质量恒星的约0.2pc处，并最终成为红超巨星，那么它将面临严重的后果。来自风的吸积可以为盘提供大量的26 Al。最终超新星的高辐射亮度可能导致尘埃颗粒的熔化和球粒的形成。超新星喷出物的通过可以在盘中驱动冲击波，加热它。
2000-06-01 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 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
Brightness constraint for cooling models of young neutron stars
我们从致密天体质量分布的估计值的最大填充区间出发，研究了具有三种代表性质量的中子星冷却曲线的系统性。冷却模拟的框架内的核介质冷却（NMC）的情况下使用不同的组合可能的核子-核子配对间隙。没有考虑地壳中可能的加热或增强冷却机制。我们定义了一个约束条件的最高可能的温度为一个给定的年龄的年轻中子星，并表明，这限制了自由建模的配对间隙和地壳属性。
2006-06-21 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
Massive stars as important contributors to two micron light
2微米的近红外线对星系中炽热的年轻恒星和尘埃的存在相对不敏感，最近人们有兴趣将其用作螺旋星系的质量示踪剂。我提出的证据表明，年轻，凉爽的超巨星，其存在是由强CO吸收在2.36微米的带通，占主导地位的2微米的光从活跃的恒星形成区域的星系NGC 1309。相比之下，银河系的静止区域没有年轻超巨星的证据。因此，2微米的光来自不同地方的不同恒星星族，2微米表面亮度的巨大变化并不意味着星系质量分布的相应大特征。
1995-03-20 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
A critical test of empirical mass loss formulae applied to individual giants and supergiants
为了检验施罗德和坎茨在2005年给出的新的、改进的赖默斯型质量损失关系（ApJL 630，L73），我们来看看研究得最好的星系巨星和超巨星--特别是那些具有空间分辨的星周壳和风的星系巨星和超巨星，它们可以直接获得，也可以通过伴星作为探测光源获得。与众所周知的物理参数一起，选定的恒星提供了最强大和最关键的观测场所，用于评估非分子或尘埃驱动的冷风的参数化质量损失关系的有效性。在这项研究中，我们逐星比较了我们以前发表的关系与原始的Reimers关系（1975），Lamers关系（1981）以及de Jager和他的小组（1988，1990）的两个关系。输入的数据，特别是恒星质量，已被限制使用详细的恒星演化模型。我们发现只有Schroder & Cuntz的关系在误差范围内与所有巨星和超巨星的质量损失率一致。
2007-02-06 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
A new paradigm for the X-ray emission of O stars from XMM-Newton observations of the O9.7 supergiant zeta Orionis
XMM-牛顿观测O超巨星猎户座zeta星（O9.7 Ib）扩展了其高分辨率光谱的知识，超出了33.7埃的CVI线，并提出了一个新的框架来解释单热星的X射线光谱。所有的谱线都是宽的，不对称的，具有相似的速度剖面。X射线可能起源于风的终极速度状态，在由磁场控制的无碰撞冲击中，而不是在加速区的冷却冲击中。在冲击后弛豫过程中，离子和电子之间的能量交换非常缓慢，以至于在热气体被大多数冷气体淬灭之前不会发生电子加热。观察到的等离子体是不平衡的，电子韧致辐射连续是弱的。质子可能产生电荷交换、电离和激发。完全热化的激波后速度确保了高的横截面，并解释了所观察到的线宽，对于非热粒子加速可能需要一定的容差。一般来说，单星和双星的X射线光谱的形式主要取决于激波后电子加热的量：双星系统中的磁约束X射线等离子体可以进一步向更高的电子平衡温度演化，而在单星中则不会发生这种情况。快速移动离子之间库仑能量交换的长平均自由程也可能抑制线驱动不稳定性的发展。
2006-12-18 astro-ph
Radio and X-Ray Emission as Probes of Type IIP Supernovae and Red Supergiant Mass Loss
IIP型超新星被认为来自初始质量约为8-25个太阳质量的恒星，它们以红超巨星的形式结束生命。预期的恒星终点可以从演化计算中找到，在这一点上相应的质量损失属性可以从银河系恒星的典型值估计。观测到的超新星的质量损失密度可以通过观测超新星与周围风相互作用产生的热X射线和射电同步辐射来估算。IIP型超新星预计在典型的观测时间内会有能量守恒的相互作用。由于IIP型超新星有一段长时间的高光度，康普顿冷却会影响射电发射电子，在光学薄的区域产生相对平坦的射电光变曲线。或者，高效率的磁场产生导致无线电发射电子的同步加速器冷却。X射线和射电光度对祖星的质量损失和初始质量都很敏感，尽管射电辐射的开启可能是星周密度的最佳估计。质量损失密度和密度随恒星质量的变化与从最近超新星的直接观测中推断出的祖星的预期是一致的。目前的观测结果与质量是唯一的参数是一致的;在贫金属区域的超新星观测可能会显示质量损失如何取决于金属丰度。
2005-09-15 astro-ph
Radio observations of the massive stellar cluster Westerlund 1
Westerlund 1的高动态范围无线电观测，发现在年轻的大质量星团，在银河系中的任何年轻的大质量星系团已知的最丰富的人口的无线电发射恒星共21颗恒星。我们将讨论一些更值得注意的天体，包括高度射电发光的超巨星B[e]星W 9，估计其质量损失率约为10^{-3}太阳质量/年，与船底座η星相当，以及几乎所有冷的红超巨星和黄超巨星的热辐射的不寻常探测。X射线观测的有力证据表明，每一颗有射电辐射的WR星都可能是碰撞风双星
2007-05-07 astro-ph
Really Cool Stars and the Star Formation History at the Galactic Center
本文给出了银河系中央~ 5 pc（直径）的79颗渐近巨星分支和冷超巨星的星等有限样本的R=550 ~ 1200的近红外H和K谱。我们使用一组类似的光谱与已知的Teff和Mbol，这是在相同的范围内的银河系中心（GC）的样本，以获得Teff和Mbol的GC样本的太阳邻居恒星。然后，我们构建的Hertzsprung-罗素（HRD）图的GC样品。使用自动化的极大似然例程，我们得出一个粗略的恒星形成历史的GC。我们发现：（1）大约75%的恒星形成年龄大于5 Gyr;（2）恒星形成率（SFR）随时间变化，最近1亿年的恒星形成率大约是平均SFR的4倍;（3）我们的模型只能与恒星总质量的动力学极限相匹配，而这一极限是通过将IMF限制在0.7 M $_\odot$以上而形成的。这可能是质量分离的信号，也可能是GC中独特的恒星形成条件导致的大质量恒星形成的偏差：（4）蓝超巨星占观测到的总样本的12%，红超巨星与蓝超巨星的比例约为1.5;（5）在所有年龄段中，[Fe/H] = 0.0的等时线模型比在最老年龄段中[Fe/H]较低的模型更适合我们的HRD中的恒星，这与Ramirez et al.（2000）的发现一致，即年龄在1000万年到1Gyr之间的恒星具有太阳能[Fe/H]。
2003-07-15 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
Young Cool Stars Divided on the Issue of Rotation
我们提出的结果相结合的新的恒星自转周期和广泛的信息成员在年轻的疏散星团M35和M34。观测结果表明，这两个星系团的晚型成员分为两个不同的群体，每个群体的旋转对质量（颜色）的依赖性不同。我们讨论了这些新的结果的背景下，现有的旋转数据的冷恒星在较老的集群，重点是旋转的质量和年龄的依赖。我们简要地提到了作为“天文钟”（陀螺年代学）的自转测试，以及我们计划利用开普勒太空任务将恒星自转周期的观测推到毕宿星团和太阳年龄之外。
2008-11-09 astro-ph
Young core collapse supernova remnants and their supernovae
大质量超新星可以根据其质量损失量和恒星半径分为四类：大部分H包层完整的红超巨星（SN IIP），有一些H但大部分丢失的恒星（IIL，IIb），所有H丢失的恒星（Ib，Ic）和有大质量H包层的蓝超巨星（类SN 1987 A）。超新星爆发后的各个方面预计会以不同的方式发展，这取决于超新星的类别：超新星中的混合，中央致密物体的回落，任何脉冲星风星云的膨胀，与星周物质的相互作用，以及激波爆发辐射的光电离。观测到的年轻超新星遗迹的性质使它们中的许多可以被归入超新星类别之一;除了SN 1987 A类型之外，所有类别都有代表。在具有中央脉冲星的遗迹中，脉冲星的性质似乎与超新星类别无关。没有证据表明超新星类别形成了一个质量序列，就像在一颗恒星的演化场景中所预期的那样。年轻的脉冲星风星云膨胀成超新星喷出物的模型表明，脉冲星的初始周期为10-100毫秒，粒子能量和磁能近似均分。获得了脉冲星星云的年龄，包括3C 58的年龄为2400 pm 500 yr，这与SN 1181的起源不一致。没有证据表明质量回落在中子星的性质中起作用。
2004-10-11 astro-ph
Cooling Flow Star Formation and the Apparent Stellar Ages of Elliptical Galaxies
观测限制和理论论证表明，在明亮的椭圆星系中，冷却的星际气体在半光半径范围内形成年轻的恒星星族。年轻的星族有一个底部较重，但光学发光的IMF，延伸到1 - 2 M_sun。当这个年轻星族的颜色和光谱特征与下面的老恒星星族的颜色和光谱特征相结合时，表观年龄明显减小，类似于在许多椭圆星系中观察到的相对年轻的表观年龄。星系合并并不需要补充年轻恒星。连续恒星形成对L_B和L_x/L_B的敏感性可能是椭圆星系表观年龄分布的原因。恒星的形成伴随着恒星H_β等效宽度的增大、光学发射线的增强、热X射线发射的增强和热气体视温度的降低。年轻的恒星应该会导致M/L随星系半径而变化，扰动老恒星占据的基本平面。
1999-10-25 astro-ph
Cooling of young stars growing by disk accretion
在最初的形成阶段，年轻的恒星必须通过在坍缩的原恒星云中心形成的拱星盘的吸积来获得相当大一部分质量。在这段时间内，通过盘的质量吸积速率可以达到10^{-6}-10 ^{-5} M_Sun/yr，导致恒星表面附近大量的能量释放。我们研究了恒星表面的热内盘产生的辐射对吸积完全对流的低质量恒星的性质的影响，也看看年轻的褐矮星和巨行星等物体。在高吸积率下，辐射使赤道区域的表面温度升高到没有吸积时恒星的光球温度T_0以上。恒星表面的高纬度（极地）部分，在那里盘辐射很弱，保持它们的温度在T_0的水平。在强辐射区域，一个几乎等温的外部辐射区形成在完全对流的内部之上，导致来自恒星收缩的局部内部冷却通量的抑制（类似的抑制发生在辐射的“热对流星”）。这个辐射区的性质可能决定了平流进入恒星对流内部的热能的数量。与非吸积的情况相比，在整个恒星表面积分的总内禀光度减少了，在某些系统中（年轻的棕矮星，类星体盘中的恒星，形成巨行星），可能导致恒星收缩的延迟。恒星和棕矮星受到其盘的辐射，倾向于主要通过其冷的极地区域损失能量，而年轻的巨行星通过盘吸积，整个表面都冷却。
2007-07-24 astro-ph
Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star mu Cep by interferometry in the K band
超巨星和Mira星的红外干涉测量最近被重新解释为揭示了深层分子层的存在。光球被一个简单的分子层或信封包围的经验模型已经导致了以前不一致的数据的一致解释。恒星光球被发现比以前理解的要小，分子层比流体静力平衡预测的要高得多，密度也大得多。然而，分析是基于空间观测与中波段光学过滤器，混合了不同的空间结构的活力。本文报道了空间干涉测量与窄光谱带，隔离近连续和强分子的功能，获得超巨星μ Cep。测量结果证实了K波段表观直径的强烈变化。一个层模型表明，一个角直径为14.11 +/-0.60质量的恒星光球被一个直径为18.56 +/-0.26质量的分子层所包围，其光学厚度从2.15微米的几乎为零到2.39微米的> 1不等。虽然μ Cep和α Ori具有相似的光谱类型，但干涉测量表明它们的辐射特性不同。与以前的宽带测量的比较表明窄谱带的重要性。分子层或包层似乎是冷超巨星的共同特征。
2005-02-21 astro-ph
New Constraints on Neutron Star Cooling from Chandra Observations of 3C58
3C58是一颗年轻的类蟹状超新星遗迹。历史证据强烈表明，3C58与超新星SN 1181有关，这将使3C58比蟹状星云年轻。最近的钱德拉观测已经确定了年轻的65毫秒脉冲星J0205+6449在其中心，嵌入在一个紧凑的星云，我们在这里显示，似乎是由脉冲星风终止冲击限制。我们提出了新的钱德拉观测这个紧凑的星云和嵌入式脉冲星设置强大的上限热发射起源于中子星表面。这些极限远低于标准中子星冷却的预测，需要在中子星核心存在外来冷却过程。
2002-04-09 astro-ph
Water in Emission in the ISO Spectrum of the Early M Supergiant Star mu Cephei
我们报告了在红外空间天文台（ISO）上的短波长光谱仪（SWS）观测到的M2超巨星atar mu Cep（M2 Ia）的光谱中检测到水的发射，现在作为ISO档案发布。发射首先出现在6微米区域（nu 2基波），然后在40微米区域（纯旋转线），尽管相当强的尘埃发射。发射特征的强度比与光学薄气体发射的强度比相差甚远。相反，我们可以通过一个光学厚的水球来再现观测到的主要发射特征，水球的内径约为两个恒星半径（1300 Rsun），Tex = 1500 K，Ncol（H2O）= 3.0 E +20/cm 2。该模型还考虑了近红外（1.4、1.9和2.7微米）中的H2O吸收带。在发射水的检测提供了强有力的限制水的性质，在早期的M超巨星，特别是它的起源在外层大气中被证实对其他模型，如大对流单体模型。我们最终确认，早期M超巨星是由一个巨大的光学厚球温暖的水蒸气，这可能是被称为MOLsphere简单。因此，M型超巨星的外层大气应该具有复杂的分层和/或混合结构，至少有三个主要组成部分，包括温暖的MOL层（T约1.0E+3 K）、已知的热色球层（T约1.0E+4K）和冷膨胀的气尘包层（T约1.0E+2K）。
2000-08-03 astro-ph
Spectroscopy of Ultra-Cool Dwarfs
超冷矮星被定义为光谱类型为M7或更高的矮星（Kirkpatrick，Henry，& Irwin 1997），因此包括新的L和T光谱类型。国际天文学联合会在1999年的超冷矮星报告中描述了这些光谱类型的光学和红外光谱特征。本文综述了超冷矮星光谱分类的最新进展，将超冷矮星分为两类：老矮星（>1 Gyr）和它们的年轻祖先（位于最近的恒星形成区和疏散星团（1- 1亿年））。因为前者在附近，后者年轻，这两个群体相对聪明，适合于发现和详细研究。从技术上讲，年轻的超冷天体的光度等级更接近于次巨星而不是矮星;尽管如此，我还是把它们包括在这份关于超冷矮星的报告中。
2004-01-20 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
The stellar content of the super star clusters in NGC 1569
本文讨论了不规则星暴星系NGC 1569中心区四个年轻超级星团的HST FOS紫外光谱和NICMOS近红外测光。新的观测加上以前的HST WFPC 2测光和地基光谱学使我们能够分离和年龄确定这些大质量星团的热和冷恒星成分。我们分析了最亮的超级星团NGC 1569-A的两个分量A1和A2。这个星团以前受到关注是因为同时存在沃尔夫-拉叶星和红超巨星。FOS光谱提供了NGC 1569-A中O星存在的第一个证据，表明A1和/或A2中存在年轻（500万年前）的恒星成分。与其他高质量恒星形成区的比较表明，O-和沃尔夫-拉叶星在空间上是重合的。如果是这样的话，星团A2可能是非常年轻的O-和沃尔夫-拉叶星群的宿主，而稍微年长的红超巨星可能主要位于A1。NGC 1569-A1的质光比在五个光学和红外光度带进行了分析，并与进化合成模型进行了比较。没有发现异常初始质量函数的迹象，这与该星团是现今球状星团的前身的假设一致。将聚类A1和A2与聚类B和#30进行比较。后两个星团更老，完全由红超巨星控制。所有四个超级星团都提供了银河系中心区域总光学和近红外线的重要部分（20 - 25%）。NGC 1569中的超级星团的光度特性类似于麦哲伦星云中的人口稠密的星团。
2001-05-11 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
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
Thermal Relaxation in Young Neutron Stars
中子星壳的内部性质可以通过观测热弛豫的时期来探测。超新星爆炸后，强大的中微子辐射迅速冷却恒星核心，而地壳保持高温。冷却波然后通过地壳传播，由于其有限的导热性。当冷却波到达表面（年龄10-100岁），有效温度急剧下降，从250 eV到30或100 eV，这取决于冷却模型。地壳弛豫时间对亚核密度物质的微观性质（知之甚少）很敏感，如热容、热导率和自由中子的超流性。我们计算冷却模型的新值的电子热导率在地壳内，基于一个现实的处理的形状的原子核。超流体效应可以将弛豫时间缩短4倍。理论冷却曲线与观测结果的比较，提供了一个潜在的强大的方法来研究的性质的中子超流体和极不寻常的原子核在地壳内部。
2000-12-14 astro-ph
From Young and Hot to Old and Cold: Comparing White Dwarf Cooling Theory to Main Sequence Stellar Evolution in Open Clusters
我探讨了目前的能力，白矮星冷却理论和恒星演化理论，以准确地确定恒星星族年龄比较使用这两种技术的疏散星团的年龄范围从0.1至4 Gyr。我发现白矮星和主序星演化年龄在整个年龄范围内，目前可供研究的协议。我还发现，直接比较主序关闭年龄的白矮星年龄是只有弱敏感的实际水平的错误，在集群的距离，金属丰度，和红化。白矮星和主序星年龄之间的额外详细比较有巨大的潜力来完善和校准这两个重要的时钟，我提出了新的模拟有前途的疏散星团目标。对这些白矮星研究最苛刻的要求是非常深（V > 25-28）的星团观测，这是最古老的白矮星的昏暗所必需的。
2005-02-14 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
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
A search for late-type supergiants in the inner regions of the Milky Way
我们提出了一个窄带红外成像调查的结果（12'宽）围绕银河赤道6度和21度的银经之间的目的是检测场星与强CO吸收，主要是晚型巨星和超巨星。我们的观察包括后续的低分辨率光谱（R = 980）的191个选定的候选人在H和K波段。这些天体中的大多数都具有与红巨星一致的光度和光谱特征，其中一些显示出广泛的，强烈的吸收翼，这是由于H和K波段之间的水蒸气吸收。在我们的样品中还发现了18个好的超巨星候选者，它们的特征是没有明显的水吸收，在H和K窗口有很强的CO带，HK_S测光表明它们有很高的内禀光度和高达A_V ~40等的消光比。另外9个候选者除了在太阳附近的一些M超巨星中也观察到弱的H_2O吸收外，具有相同的特征。当我们的恒星与晚型巨星和超巨星的本地样本，以及中等太阳下金属量的球状星团中的红巨星样本和凸起恒星样本进行比较时，注意到了有趣的差异。(...)我们建议，我们的银河系内部恒星的系统光谱差异是由于其较高的金属丰度，导致更深的混合在他们的地幔，导致较低的表面丰度的C和O和较高的CN丰度，这有助于在低分辨率的CaI和NaI功能的强度。我们的研究结果强调了使用本地恒星作为模板来研究复合冷恒星星族的局限性，例如星系中的中心星暴。
2004-09-21 astro-ph
