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
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
The evolutionary status of the bright high-latitude supergiant HD190390
HD 190390（HR 7671）是一颗高银纬的F-型超巨星，尽管它的平均视星等为m（v）=6.39，但它的演化状态仍不十分清楚，但大多数论文都假定它是后AGB分类。新的观测材料已获得四个不同的仪器，并在这里介绍。基于高分辨率、高信噪比NTT+EMMI光谱的广泛丰度分析证实了该物体的金属缺乏（[Fe/H]=-1.6），以及高锂含量（log（Li）=1.9）。基于日内瓦测光七年的变化分析显示，跳动周期为+/-3000天。然而，目前尚不清楚这种跳动是由稳定的三重态引起的，还是主频率发生微小变化的结果。希巴谷卫星和墨卡托望远镜获得的最新数据不仅证实了主周期，而且还支持了第二个11天周期的存在，这也是在日内瓦测光中发现的。一个结论性的进化状态，这个对象是没有给出，但替代UU她（即后AGB）的状态，一个W Vir分类进行了讨论。
2004-11-17 astro-ph
Crossing the `Yellow Void' -- Spatially Resolved Spectroscopy of the Post- Red Supergiant IRC+10420 and Its Circumstellar Ejecta
IRC +10420是在HR图中定义光度上限的极端超巨星之一。在后RSG演化过程中，这些大质量恒星进入一个温度范围（6000-9000 K），动力学不稳定性增加，质量损失高，不透明度增加，这是一个半禁区，de Jager和他的合作者称之为“黄色空洞”。我们报道了IRC +10420及其反射星云的HST/STIS空间分辨光谱，并获得了一些令人惊讶的结果。反射光谱的长缝光谱学使我们能够从不同的方向有效地观察恒星。双峰值的Halpha排放曲线的测量显示出一个均匀的流出气体在一个接近球形的分布，与以前的模型与赤道盘或双极流出。根据通常引用的该天体的温度和质量损失率估计，风在某些甚至所有波长上都是光学厚度的。因此，观测到的表观光谱类型和推断温度的变化是风的变化，并不一定意味着恒星半径和内部结构在如此短的时间尺度上演变。为了解释恒星附近的物质同时流出和流入的证据，我们提出了一个“雨”模型，在这个模型中，气体在密集风之外的不透明度较低的区域中凝结。随着它的风明显变暖，最近出现的强烈发射，以及质量损失率的下降，IRC +10420可能即将摆脱其不透明的风，穿过“黄色空洞”，并成为一颗更热的恒星。
2002-05-15 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
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
Chemical composition of evolved stars of high galactic latitude
为了寻找演化恒星，我们对高银纬超巨星样本进行了丰度分析。我们发现HD 27381的大气参数和丰度模式与后AGB恒星HD 107369非常相似。HD 10285和HD 25291是中度贫金属的，显示了混合的影响，将NeNa循环的产物带到了表面。高银纬B超巨星HD 137569显示了在后AGB恒星中常见的难熔元素的选择性耗尽。我们发现高速B型星HD 172324的Fe族元素丰度中等偏低，但CNO丰度与盘B超巨星非常相似。观测到的径向速度的变化，瞬态出现的氢线轮廓和在7774的O I线加倍的排放组件支持该恒星是一个脉动变星或双星的可能性。
2005-09-02 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
The peculiar post-AGB supergiant IRAS 04296+3429: optical spectroscopy and its spectral energy distribution
红外源IRAS 04296+3429（光学对应物-G 0 Ia星，V=14.2）的光谱是用中阶梯光谱仪PFES在6米望远镜的主焦点处获得的。在红外光谱仪04296+3429的光谱中发现了C2分子的Swan系统的（0，0）和（0，1）发射带。与海尔-波普彗星光谱的比较使我们提出，在这两种情况下，相同的机制（共振荧光）是负责在C2分子带的发射。在IRAS 04296+3429的光谱中发现了几个强吸收特征，其位置与已知的弥漫星际带相一致。IRAS 04296+3429的红外光谱显示出著名的21 μ m特征，但该天体尚未被KAO观测到。然而，像IRAS 05113+1347，IRAS 05341+0852和IRAS 22223+4327一样，我们对其光谱能量分布的详细建模表明，该源也应该显示30 um波段。事实上，ISO发现了IRAS 04296+3429在30 um附近的一个广泛的、相对较强的特征。源IRAS 04296+3429的表面化学成分是缺乏金属的（铁族元素Ti、V、Cr和Fe的丰度相对于太阳值的平均值为[M/H]=-0.9，并且在演化过程中发生了相当大的变化：碳、氮和s过程元素相对于金属丰度过剩。IRAS 04296+3429的物理和化学参数的总和证实了富碳星光谱中21 μ m处的特征与过量的s过程元素之间的关系。
1999-04-12 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
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 velocity gradient in the pseudo-photosphere of the peculiar supergiant HD101584
本文介绍了一颗奇特超巨星（后AGB星）HD 101584的低分辨和高分辨紫外光谱的初步研究结果。通过与标准恒星的低分辨率光谱（1200- 3200昂）比较，该恒星被归类为A7 I，表明有效温度为8150 K，文献引用的光谱类型为F0 I。在高分辨光谱（2500- 3000埃）中，Fe Ⅱ吸收线的多普勒频移与线的光学深度有关。这表明一个不断扩大的加速风，c.q.伪光球利用HeI和NI光学谱线的现有数据，在光学深度上将该关系式扩展了10^5倍。这一关系表明该恒星的径向日心速度至少为54.5km/s。从H α线测得风速为96 km/s，即风的终极速度。
1995-10-23 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
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
Atmospheric Abundances in Post-AGB candidates of Intermediate Temperature
详细的大气丰度已经计算了一个样本的A-G超巨星红外通量和/或高银河系纬度。HD 172481和HD 158616显示了明显的迹象，表明它们是经历了第三次挖掘的后AGB恒星。HD 158616是富碳的，而HD 172481的丰度模式和它的大锂增强支持热底部燃烧的情况，解释了AGB恒星中缺乏富碳恒星。HD 172324很可能是一颗热的后AGB恒星，表现出强烈的碳缺乏。HD 725、HD 218753和HD 331319似乎也是红巨星和AGB之间的演化天体。HD 9167和HD 173638除了少数例外，都反映了太阳的丰度，没有红巨星演化的迹象。它们很可能是年轻的大质量盘状超巨星。对原行星状星云HDE 341617的进一步分析显示，氦谱线显示出速度分层的迹象。自1993年以来，发射谱线已大大减弱。包层相对于恒星以19 km/s的速度$^{-1}$膨胀。大气丰度，演化轨迹和等时线被用来估计样本中所有恒星的质量和年龄。
2001-03-16 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
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
The Slow Merger of Massive Stars
我们研究了两颗大质量恒星在一个共同的包层内的完全合并，以及合并产物--一个快速旋转的大质量超巨星--的后续演化。三种性质不同的合并类型已被确定和详细研究，合并后的演变一直遵循到超新星爆发前的阶段。“安静合并”的情况不会导致组成的重大变化，恒星仍然是一颗红超巨星。在“适度合并”的情况下，恒星可能成为蓝超巨星，并结束其蓝超巨星的演化，这取决于核心与总质量的比率（可能适合SN 1987 A的祖先）。在最有效的“爆炸性合并”的情况下，合并后的产品仍然是一个红巨星。在后两种情况下，包层中的He丰度急剧增加，但在"爆炸合并“情况下主要预期显著的s-加工。
2002-10-16 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
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
Most Detects G- and P-Modes in the B Supergiant HD 163899 (B2Ib/II)
{ \it Microvariability and Oscillations of Stars（MOST）}卫星对B超巨星HD 163899（B2 Ib/II）作为导航星进行了37天的观测，并探测到48个频率$\la$ 2.8 c d $^{-1}$，振幅为几毫等或更小，频率范围包括g-和p-模式脉动。一般认为在亮度较低的B超巨星中不会激发出g模，因为在核心中预期会有强烈的辐射阻尼。然而，我们的理论模型表明，这样的g-模式在大质量的后主序星中被激发，与这些观测结果一致。在$\log T_{\rm eff} \approx 4.41$的$20M_\odot$和$\log T_{\rm eff} \approx 4.36$的$15M_\odot$之间的模型中激发的非径向脉动与观测到的频率范围大致一致。不透明的铁凸块的激发是可能的，因为g模式可以部分地在与氢燃烧壳相关联的对流区被反射，这显著地降低了核心中的辐射阻尼。HD 163899的{ \it MOST}光变曲线表明，这种g模反射实际上发生了，并揭示了一种以前未被认识的可变类型，缓慢脉动的B超巨星（SPBsg）的存在，与$α$ Cyg变星不同。这样的g模式在星震学上有很大的潜力。
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
