The First Stellar Abundance Measurements in the Galactic Center: the M Supergiant IRS 7
首次测量了银河系中心一颗恒星的光球丰度。利用高分辨率近红外阶梯光谱对银河系中心M2超巨星IRS 7进行了详细的丰度分析。IRS 7的铁丰度接近太阳，[Fe/H] = -0.02 +/- 0.13，与我们从附近的M超巨星α猎户座和VV Cep获得的铁丰度几乎相同。通过对CO的第一和第二泛音谱线的分析，得出有效温度为3600 +/- 230 K，微湍流速度为3.0 +/- 0.3 km/s，碳丰度log ε（C）= 7.78 +/- 0.13，或[C/H] =-0.77。此外，我们发现O中的0.74 +/- 0.32 dex的高消耗和N中的0.92 +/- 0.18 dex的增强。这些丰度与hoc循环产物的挖掘是一致的，但需要超过红超巨星标准模型预测的深度混合。根据我们测量的太阳铁丰度IRS 7，我们讨论了其他指标的金属在银河系中心，低分辨率近红外光谱的晚型巨星和超巨星的解释，包括需要谨慎使用这样的光谱作为金属丰度的措施，和大质量的年轻恒星在银河系中心的演变。我们建议的可能性，快速恒星旋转是常见的条件下形成的恒星在银河系中心，和额外的内部混合引起的高旋转速率，而不是在高金属丰度的演变，是许多不寻常的性质的热发射线恒星在银河系中心的解释。
1999-09-02 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
An Analysis of STIS HST UV Spectra of M33 early B Supergiants
我们目前的终极速度的M33 B超巨星，从STIS HST光谱作为我们的计划的一部分，调查风动量-亮度关系（WLR）的本地集团。终极速度是从它们的UV光谱中的NV、CIV和SiIV共振线导出的。与银河系B超巨星的IUE光谱比较，我们发现了我们的三个对象的低金属丰度的证据。除了B-133外，我们发现终极速度与银河系恒星的%%值是一致的。为此，除了B-133外，终极速度与银河系恒星的相应值一致。对于这颗恒星，我们发现一个非常大的vterm和一个红色的SiIV分量比蓝色的更深，这可能是双星的一个迹象。终端风速和湍流风速之间的平均比值为0.25，远高于银河系恒星的数值。
2002-03-20 astro-ph
Discovery of hot supergiant stars near the Galactic center
我们报告了在银河系中心寻找沃尔夫-拉叶星和O（WR/O）星和高质量X射线双星（HMXB）的活动的新结果。我们通过将2 MASS目录与射电拱门区域的X射线点源的深钱德拉目录进行交叉相关来搜索候选者。在K波段光谱的跟踪下，我们发现了两颗与CXOGC J174555.3-285126和CXOGC J174617.0-285131对应的大质量恒星，我们将它们分别归类为子类型WN 6 b的宽线WR星和O Ia超巨星。它们的X射线性质与银河系和大麦云星云中已知的碰撞风双星最为一致，尽管也有可能是一个低速吸积到致密天体上的情况。O Ia星位于五重星系团的4.4 pc投影上，其径向速度与五重星系团一致，表明这颗恒星可能是从五重星系团中逃逸出来的。我们还提出了一个B2 Ia超巨星的发现，我们确定为一个候选的大质量恒星使用8微米斯皮策地图的银河系中心附近的一个地区的已知的大质量X射线发射恒星CXOGC J174516.1-290315。我们讨论的背景下，在银河系中心的演变星团这些恒星的起源。
2007-03-15 astro-ph
The Araucaria Project: the Local Group Galaxy WLM--Distance and metallicity from quantitative spectroscopy of blue Supergiants
通过对A超巨星和B超巨星低分辨光谱的定量分析，确定了它们与本星系群WLM的距离模数为24.99 +/- 0.10等（995 +/- 46千秒差距）。分析产生恒星的有效温度和重力，通过通量加权重力-亮度关系（FGLR）提供距离。我们的距离比基于造父变星和RGB尖端的最新结果大0.07等。这种差异在这些光度调查中引用的典型不确定性的1-sigma重叠范围内。此外，非LTE光谱合成的丰富的金属线光谱（主要是铁，铬和钛）的A超巨星进行，这使得恒星金属丰度的测定。发现相对于太阳金属丰度的平均金属丰度为-0.87 +/- 0.06 dex。
2008-05-22 astro-ph
Fundamental parameters of Galactic luminous OB stars VI. Temperatures, masses and WLR of Cyg OB2 supergiants
我们用更新的FASTWIND（SANTolaya-Rey，Puls，Herrero，1997，A&A 323，348）分析了银河OB星协Cyg OB 2中的6颗OB超巨星和1颗巨星，光谱类型从O3到B1，其中包括对金属线阻塞和覆盖的近似处理。这种大的覆盖范围内的光谱类型，使我们能够推导出一个新的温度尺度为银河系O超巨星，这是低于一个通过使用纯H-He模型，无论是平面平行和流体静力学或球形的质量损失。因此，较低的温度是线路覆盖和大质量损失率的综合效应。在某些情况下，新导出的有效温度降低高达8000 K。早期恒星的变化更大，质量损失率更大。因此，光度也被修改，这导致出现的电离光子的数量减少，并减少了质量差异。虽然光谱质量和演化质量之间仍然存在显著差异，但我们没有发现这些差异的任何明显的系统模式。我们推导出质量损失率和相应的风动量-光度关系的分析恒星。虽然与Puls等人（1996，A&A 305，171）以前对银河系恒星的结果一致，但由于与恒星距离相关的误差减少，我们的关系更好地定义，并指出极端的恒星（Of+，Of*）和具有更温和形态的恒星之间可能存在分离。然而，这一发现只是初步的，因为统计数据仍然很少。
2002-10-21 astro-ph
Quantitative studies of the Far-UV, UV and optical spectra of late O and early B-type supergiants in the Magellanic Clouds
利用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT-UVES光谱对麦哲伦星云中的8颗晚O型和早B型超巨星进行了定量研究。温度、质量损失率和CNO丰度是使用Hillier & Miller（1998）的非LTE、球形、线覆盖模式大气代码获得的。我们支持最近的结果，OB型超巨星的温度较低的恒星风和覆盖的结果，这相当于~2000 K在B 0 Ia。在一般情况下，H $α$得出的质量损失率与紫外和远紫外光谱是一致的，虽然从考虑的SIV $λλ$ 1063-1073双峰，聚集风优于均匀的模型。AV 235（B 0 Iaw）是一个值得注意的例外，它具有异常强的H $α$轮廓，与其他Balmer线和UV风诊断不一致。我们还推导出我们的样品的CNO丰度，揭示了大量的氮富集，碳和氧耗尽。我们的研究结果得到了银河系超巨星HD 2905（BC0.7 Ia）的近太阳CNO丰度的比较支持。这支持了以前的建议，即“正常”的OB型超巨星表现出的大气成分表明粒子CNO处理。
2004-04-12 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
STIS UV spectroscopy of early B supergiants in M31
我们分析STIS光谱在1150-1700埃的波长范围内获得的六个早期B超巨星在邻近的星系M31。由于它们可能的高丰度（接近太阳），这些恒星最初被选择与银河系的对应恒星直接可比，并且代表了我们目前B型超巨星样本中急需的补充，我们努力研究风动量-亮度关系对光谱类型和金属丰度的依赖性。作为确定风动量的第一步，我们用标准方法拟合N V、Si IV和C IV的共振线的P-Cygni剖面，并推导出所有STIS目标的终极速度。从这些线，我们也得到离子恒星风柱密度。我们的结果与以前在银河系超巨星中获得的结果进行了比较，并证实了早先关于M31中“正常”风线强度和终极速度的说法。对于一半的样本，我们发现证据的增强最大湍流速度相比，银河系同行。
2002-07-16 astro-ph
Galactic Twins of the Ring Nebula Around SN1987A and a Possible LBV-like Phase for Sk-69 202
一些核心坍缩的超新星显示出与致密的星周物质相互作用的明显迹象，这些物质通常看起来是非球形的。围绕着超新星前身的星周星云提供了线索，说明了在超新星爆发前的演化中，这种不对称性的起源。在这里，我讨论了围绕SN 1987 A的环状星云的形成和银河系B超巨星周围类似环状星云的一些影响的悬而未决的问题。几条线索暗示，SN 1987 A的星云可能是在类似LBV的事件中被喷射出来的，而不是通过从红超巨星到蓝超巨星转变过程中的相互作用风。
2007-05-21 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
Near-infrared identification of the counterpart to X1908+075: a new OB-supergiant X-ray binary
我们报道了X 1908 +075的近红外（IR）鉴别，X 1908 +075是一个高吸收的银河系X射线源，最近被怀疑属于罕见的OB超巨星-中子星双星系统。我们的JHKs波段成像显示，在X射线误差盒内存在一个近红外源，与一个位于d=7 kpc、A（V）=16等消光的早期型恒星一致，后者的值与从X射线光谱模型中得出的氢柱密度非常一致。我们的后续行动，近红外光谱观测证实了这一候选人的性质，并导致晚O型超巨星分类，从而支持一个新的银河系OB-超巨星X射线二进制的识别。
2004-10-07 astro-ph
New Nitrogen and Carbon in AF-supergiants
银河系和SMC中的AF超巨星使我们能够通过它们的CNO丰度来检查演化模型的预测。在这些程序中，我们重新计算NLTE氮丰度在22个银河系和9 SMC A-超巨星使用改进的原子数据和模型大气，以比较新的演化模型。新的丰度高于先前公布的值，并表明这些恒星中的大多数都经历了与CN循环气体的大量混合。虽然与质量没有明确的关系，但与金属丰度有明显的关系，因为SMC星（包括B星）有更大的氮富集。我们认为，旋转混合表明从整个超巨星范围内的主序列，与更多的实质性旋转混合的SMC星。此外，SMC AF超巨星似乎在之前的红巨星阶段经历了第一次疏浚，银河系AF超巨星可能也是如此。所有的丰度都与M. Asplund（本次会议）。
2002-12-11 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
Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A: Hints that LBVs may be supernova progenitors
我讨论了围绕SN 1987 A的环状星云的形成和银河系B超巨星周围类似环状星云的一些影响的悬而未决的问题。SN 1987 A的双极星云在从红超巨星到蓝超巨星的转变中通过相互作用的风形成，有明显的障碍。相反，一些线索暗示，星云可能是在类似LBV的事件中被喷射出来的。除了先前已知的Sher 25外，还有两个新发现的银河系类似物SN 1987 A的环状星云。在蓝超巨星周围的这三个银河系类似物中，两个（Sher 25和SBW 1）的化学丰度表明它们没有经历过红超巨星阶段，剩下的环状双极星云围绕着一个明亮的蓝色变星（HD 168625）。虽然SK-69 202的初始质量为20 Msun，低于大多数LBV的质量，但也不远了，而且LBV现象的低光度端并没有很好的定义。此外，HD 168625的光度显示其初始质量只有25 Msun，SBW 1的初始质量与20 Msun一致，而在SMC中有一颗初始质量为20 Msun的B[e]星在20世纪90年代经历了一次LBV爆发。这些相似之处可能为我们研究Sk-69 202的前SN演化及其星云的形成机制提供了重要线索。
2007-05-21 astro-ph
The vicinity of the galactic supergiant B[e] star CPD -57 2874 from near- and mid-IR long baseline spectro-interferometry with the VLTI (AMBER and MIDI)
我们提出了第一次光谱干涉观测的拱星包络（CSE）的B[e]超巨星（CPD-57 2874），进行了与甚大望远镜干涉仪（VLTI）使用光束组合器仪器AMBER（近红外干涉仪与三个8.3米单位望远镜或UT）和UBER（中红外干涉仪与两个UT）。我们对CSE的观测符合半高宽直径随波长线性变化的椭圆高斯模型。测量的典型直径为$2.2\micron$处的$\simeq1.8\times3.4$ mas或$\simeq4.5\times8.5$ AU（采用2.5 kpc的距离），以及$12\micron$处的$\simeq12\times15$ mas或$\simeq30\times38$ AU。我们发现，一个球形的灰尘模型再现的SED，但它低估了dupivitrium，这表明，一个密集的赤道盘是需要考虑到紧凑的尘埃发射区观察。此外，推导出的主轴位置角在中红外（$\simeq144\degr$）同意与以前的偏振数据，暗示热尘埃发射起源于盘状结构。我们的结果支持B[e]超巨星的非球形CSE范式。
2005-10-26 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
Properties of galactic B[e] supergiants. IV. Hen3-298 and Hen3-303
本文介绍了Hen 3 -298和Hen 3 -303发射线恒星的光学、近红外光谱和近红外光度观测结果。在这两个物体中都发现了H-α线的强发射。在Hen 3 -298的光谱中存在Fe II和[O I]发射线，表明它是一颗B[e]星。在Hen 3 -298的红外光谱中发现的双峰CO谱线轮廓，以及光学谱线轮廓表明该恒星被旋转的星周盘所包围。这两个物体也显示出红外线过量，类似于B[e]星。吸收线和发射线的径向速度以及较高的红化水平表明，这些天体位于诺玛旋臂中，距离为3-4.5千秒差距。我们估计Hen 3 -298的光度为log（L/Lsun）~ 5.1，光谱类型不早于B3。Hen 3 -303似乎是一个亮度较低的B型天体（log（L/L_sun）~ 4.3），位于同一旋臂。
2005-03-07 astro-ph
The chemical abundances in the Galactic Centre from the atmospheres of Red Supergiants
银河系中心（GC）最近经历了高度的恒星形成活动，这可以从目前居住在那里的大量大质量恒星中得到证明。GC中化学元素的相对丰度可以提供对这种活动起源的见解。本文给出了两颗红超巨星（IRS~7和VR~5-7）的高分辨率$H$带光谱，结合光谱合成，我们得到了Fe和C以及其它$α$ -元素Ca、Si、Mg、Ti和O的丰度。结果表明，VR~5-7的碳亏损与RSG演化模型的预测相一致，而IRS~7大气中碳和氧的严重亏损则可能是由于快速的初始旋转和/或质量损失增强而导致的深层混合。结果表明，每颗恒星的{ \it电流}表面Fe/H含量都略高于太阳。然而，与演化模型的比较表明，{ \it初始}的Fe/H比可能更接近太阳系，并且由于恒星表面的H耗尽而变得更高。总体而言，我们发现$α$ /铁的比率为这两颗恒星是一致的薄银河系盘。这些结果与GC的其他化学研究一致，因为目前可以确定丰度的精度。我们认为，GC的丰度是一致的，在这种情况下，最近的恒星形成活动的GC是由材料从内部磁盘，或从风的恒星在内部膨胀的酒吧-没有必要调用头重脚轻的恒星初始质量函数来解释异常丰度比。
2008-11-19 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
A Supergiants
A型超巨星是邻近星系中单个恒星定量光谱学的主要目标，因为它们的内在亮度。概述了其分析所需的非LTE技术。应用程序集中在放置观测的大质量恒星及其宿主星系的详细丰度分析的演化模型的约束。总结了本星系群中A型超巨星的高分辨率研究结果和远超出本星系群的超巨星的中分辨率多天体光谱学研究结果。
2004-09-07 astro-ph
B-type supergiants in the SMC: Rotational velocities and implications for evolutionary models
本文分析了24颗SMC和银河系B型超巨星的高分辨光谱，估计了宏观湍流和旋转对金属线展宽的贡献。两种不同的方法被认为是，即良好的拟合观测和理论线的轮廓之间的比较，并确定零的傅立叶变换中的观测到的配置文件。这两种方法的优点和局限性进行了简要的讨论，后者的技术被采用估计投影旋转速度（\vsini），但前者被用来估计宏观湍流速度。只有一颗SMC超巨星SK 191显示出明显的旋转增宽（\vsini $\simeq$ 90 \kms）。对于其余的目标，投影旋转速度的分布是相似的，在我们的银河系和SMC样本与较大的值被发现在较早的光谱类型。有边缘的证据表明，SMC的预计旋转速度高于银河系目标，但任何差异都只有5-10 \kms的数量级，而进化模型预测的差异，在这个有效的温度范围内，通常为20至70 \kms。组合样品与投影旋转速度随有效温度的线性变化一致，这意味着在28 000 K的有效温度下70 \kms（近似B 0光谱类型）的超巨星旋转速度降低到12 000 K的32 \kms（B8光谱类型）。对于所有目标，宏观湍流加宽似乎与高斯分布一致（尽管不能忽略其他分布），其中$\frac{1}{e}$半宽从B8处的约20 \kms变化到B 0光谱类型处的60 \kms。
2006-02-14 astro-ph
Extragalactic Stellar Astronomy with Blue Supergiants
目前这一代的大型望远镜有助于光谱的蓝超巨星星系的距离超出本星系群。NLTE光谱合成技术的最新发展允许精确测定恒星参数和化学丰度。对不同星系环境中蓝超巨星的定量分析可以提供以下方面的严格观测约束：I）大质量恒星在广泛金属丰度范围内的演化，II）不同星系类型的化学演化，使用恒星作为丰度梯度的示踪剂，III）河外距离尺度。总结了该领域的现状。
2007-03-14 astro-ph
Quantitative Spectroscopy of 24 A supergiants in the Sculptor galaxy NGC 300: Flux weighted gravity luminosity relationship, metallicity and metallicity gradient
本文对距离为1.9Mpc的玉夫座星系群旋涡星系NGC 300中的24颗A超巨星进行了定量光谱分析。本文介绍了一种分析低分辨率（~ 5AE）光谱的新方法，该方法能得到精确到0.2dex的金属丰度，包括由Teff（5%）和log g（0.2dex）误差引起的不确定性。首次研究了本星系群以外星系中基于钛、铁等元素的恒星金属丰度梯度。太阳金属丰度在中心测量，在外围测量为0.3太阳，对数梯度为-0.08 dex/kpc。平均红化值为E（B-V）~0.12等，但在0.07 ~ 0.24等范围内变化很大。我们还测定了恒星的半径、光度和质量，并讨论了其演化状况。最后，研究了观测到的绝对测热星等M_{bol}和通量加权重力g_{F} = g/Tef ^[4]之间的关系。在高温下，巴耳末线的强度仅取决于通量加权重力，这允许以0.05至0.1 dex的精度精确地直接测定log g_{F}。我们发现M_{bol}和log g_{F}之间有着紧密的联系，这与恒星演化理论是一致的。结合这些新的结果与以前的工作，本集团星系，我们得到一个新的通量加权重力光度关系（FGLR），这是非常好的定义，似乎是一个很好的替代工具，以确定星系的距离。
2008-03-26 astro-ph
Stellar Iron Abundances at the Galactic Center
我们目前的测量[Fe/H]的6个M超巨星和3个巨星在0.5 pc的银河系中心（GC）和一个M超巨星在30 pc的GC。结果是基于高分辨率（λ/Δ λ = 40，000）的K波段光谱，由NASA红外望远镜设施的CSHELL拍摄。我们通过详细的丰度分析确定了铁的丰度，用光谱合成程序MOOG进行。GC星的平均[Fe/H]被确定为接近太阳，[Fe/H] = +0.12 $\pm$ 0.22。我们的分析是一个微分分析，因为我们已经观察到，并应用相同的分析技术，以11个冷，发光的恒星在太阳附近与类似的温度和光度的GC星。太阳邻域比较星的平均[Fe/H]值[Fe/H] = +0.03 $\pm$ 0.16，与GC星的[Fe/H]值相似。GC [Fe/H]分布的宽度比Baade窗的[Fe/H]分布的宽度窄，但与太阳附近巨星和超巨星的[Fe/H]分布的宽度一致。
2000-02-02 astro-ph
Spectroscopy of blue supergiants in NGC 300
我们获得了玉夫座星系群螺旋星系NGC 300中大约70个蓝超巨星候选者在4，000 - 5，000 A光谱范围内的VLT低分辨率（~5 A）多天体光谱。我们提出了一个详细的光谱目录，包括识别，震级，颜色和光谱类型。我们采用合成光谱来确定样品的两个A0超巨星的金属丰度。与预期一致的是，靠近银河系中心的恒星被发现比银河系中心距离更大的物体更富含金属。利用巴耳末Hbeta谱线轮廓，我们估计了样本中最亮的A2超巨星之一的质量损失率。我们确定了恒星的风动量，并将其与Kudritzki等人（1999）的A型超巨星的经验风动量-光度关系（WLR）预期值进行了比较。获得了良好的一致性。
2001-11-05 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
Differential O and Si Abundances in M33 Early B Supergiants
我们提出了非LTE分析的四个M33早期B超巨星和五个银河系的同行。这是第一次通过详细的非LTE技术分析麦哲伦云之外的B超巨星。恒星的温度，重力，微电子学和Si丰度推导出所有对象使用Si电离平衡和巴耳末线翼。然后还导出O丰度。在计算过程中所作的重要的近似，并分析其对结果的影响。结果发现，这些近似在任何微湍流的结果没有显着的影响。我们发现，需要一个严格的差异分析来检测丰度差异。因此，我们比较的结果，逐行在M33和银河系恒星的恒星参数尽可能相似。四颗M33恒星中有三颗与银河系中的对应恒星相比是贫氧的，只有一颗靠近M33中心的恒星（M33 1054）是中等富氧的。从这些微分分析中，我们发现，我们的数据是兼容的径向O在M33的梯度来自HII区的数据：我们得到-0.19+/-0.13或-0.20+/-0.07 dex/kpc，这取决于是否包括B133。我们的数据也与其他的可能性，如在内部区域的O丰度的急剧增加（在投影距离小于9弧分从M33的中心），其次是一个平坦的O丰度分布朝向M33的外部。Si显示了相同的模式，并且显示Si和O相关性良好，正如对α元素的预期，支持M33中O丰度梯度的高值，与银河系和其他附近的旋涡星系相比。
2000-09-08 astro-ph
Quantitative Spectroscopy of BA-type Supergiants
明亮的BA-SG允许从NLTE物理和大质量恒星的演化到星系和宇宙学的化学演化的主题得到解决。本文讨论了一种用于BA-SGs定量光谱的混合NLTE技术。彻底的测试和首次应用的光谱合成方法提出了四个明亮的银河系物体。恒星参数是从光谱指标中获得的。该方法的内部精度允许1 σ-不确定度以Teff计降低到<1-2%，以log g计降低到0.05- 0.10 dex。元素丰度被确定为超过20种化学物质，其中许多天体物理学在NLTE中最有趣。NLTE计算减少了随机误差，并消除了分析中的系统趋势。不适当的LTE分析往往会系统地低估铁族丰度，高估轻元素和α过程元素丰度，平均高达2-3倍。与通常的假设相反，即使对于最弱的线，也可以发现~0.3dex的显著NLTE丰度校正。NLTE丰度的不确定度一般为0.05-0.10dex（随机）和~0.10dex（系统σ误差）。近太阳的丰度推导出较重的元素，和模式的指示与核处理的物质混合的轻元素。这意味着Eta Leo是一个蓝环的场景，而其他三个物体似乎直接从主序星演化而来。在最雄心勃勃的计算中，要考虑到数万条谱线，从而可以准确再现从可见光到近红外的整个观测光谱。这一先决条件的定量解释中分辨率光谱打开了BA-SGs作为通用的工具，河外恒星天文学超越本集团。（节略）
2005-09-22 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
Three-micron spectra of AGB stars and supergiants in nearby galaxies
利用大、小麦哲伦星云（LMC和SMC）和人马座矮椭球星系中AGB星（富碳和富氧）和M型超巨星的红外L波段光谱，研究了恒星分子带与金属丰度的关系。富氧星的光谱包括SiO带，富碳AGB星的光谱包括乙炔（C2 H2）、CH和HCN带。乙炔的等效宽度被发现是高的，即使在低金属。高C2 H2丰度可以用低金属碳星的高碳氧比（C/O）来解释。相比之下，HCN的等效宽度较低：不到一半的河外碳星显示3.5微米的HCN带，只有少数LMC星显示高的HCN等效宽度。HCN丰度受氮和碳元素丰度的限制。合成氮的量取决于初始质量，高光度（即高初始质量）的恒星可能具有高HCN丰度。CH带在河外和银河系的碳星中都有发现。没有一颗富氧的大麦哲伦星系恒星显示出SiO带，除了一个可能的低质量光谱。SiO带的等效宽度的限制低于LMC金属丰度高达30埃的预期。几种可能的解释进行了讨论。观测结果表明，LMC和SMC碳星的质量损失率可能与银河系碳星一样高，因为有更多的碳原子可用，可以形成更多的碳质尘埃。另一方面，缺乏一氧化硅意味着在低金属丰度的富氧恒星中，尘埃较少，质量损失率较低。并讨论了对ISM粉尘富集的影响。
2005-01-13 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
Terminal velocities of luminous, early-type SMC stars
利用空间望远镜成像摄谱仪（STIS）的紫外光谱，从Si IV和C IV共振线确定了小麦哲伦云（SMC）中11颗O和B型巨星和超巨星的终极速度。利用戈达德高分辨率摄谱仪和国际紫外线探测器望远镜的观测数据，获得了另外5颗B型超巨星的终极速度。我们讨论了恒星终极速度的金属丰度依赖性，发现没有证据表明银河系和SMC金属丰度之间的显着缩放Teff <30，000 K，与辐射驱动的风理论的预测超巨星。SMC和银河系样本之间的$v_\infty / v_{esc}$比率的比较，虽然与上述陈述一致，但强调了银河系O星距离的不确定性是与理论进行详细比较的严重障碍。对于SMC样本，在给定的有效温度下，这个比率有相当大的分散性，这可能表明恒星质量的不确定性。
2004-03-12 astro-ph
Discovery of the first extra-galactic SiO maser
本文报道了在大麦哲伦星系中探测到红超巨星IRAS 04553 - 6825的SiO J=2- 1v =1（86 GHz）脉泽辐射。因此，它成为银河系外第一个已知的SiO脉泽发射源。我们使用了位于拉西拉的欧洲南方天文台的瑞典ESO亚毫米望远镜。在良好的大气条件下，利用新型3 mm SIS接收机的优良性能，以及26小时的观测时间，使噪声水平降低到63 mJ/y rms。这使我们能够探测到0.28~Jy脉泽峰。对脉泽剖面的流量进行积分得到6.9~ $σ$的探测值。SiO脉泽峰位于已知双峰OH脉泽发射中心向红16 km~s $^{-1}$处。我们认为，SiO脉泽峰值速度与恒星速度一致，这是支持的H $α$，我们采取了四个月后的光谱。这意味着IRAS 04553 - 6825周围的拱星物质的外流速度为v $_{\rm exp} \sim 26$ ~km~s $^{-1}$，而不是仅根据OH数据推断的异常低的11~km~s $^{-1}$。SiO脉泽发射的峰值强度与银河系RSG中发现的范围并不矛盾，但总的积分光子通量低于这颗极端红色和明亮的超巨星的预期。
1996-01-10 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
Chemical abundances and winds of massive stars in M31: a B-type supergiant and a WC star in OB10
我们提供了OB 10星协中两颗大质量恒星M31的高质量光谱数据：OB 10 -64（B 0 Ia）和OB 10-WR 1（WC 6）。这两颗恒星的中等分辨率光谱是使用威廉·赫谢尔望远镜上的ISIS摄谱仪获得的。这是补充HST-STIS紫外光谱和OB 10 -64的HSTKI HIRES数据。一个非LTE模式的大气和丰度分析OB 10 -64表明，这颗恒星有类似的光球CNO，Mg和Si的丰度太阳附近的大质量恒星。对这颗早期B型超巨星的风场分析显示其质量损失率为M_dot= 1.6 × 10 ^-6 M_solar/yr，v_infty=1650 km/s。相应的风动量与银河系早期B超巨星的风动量-光度关系符合得很好。用非LTE的线覆盖程序对OB 10 W-R1的观测数据进行了分析，采用填充因子为10%的聚集风，得到了近似的恒星参数：log L/L_solar ~ 5.7，T~75 kK，v_infty ~ 3000 km/s，M_dot ~ 10^-4.3 M_solar/yr。与银河系WC 6恒星HD 92809（WR 23）的定量比较显示，OB 10-WR 1比HD 92809的亮度高0.4 dex，尽管它的C/He比低得多（~0.1比0.3）。我们的研究代表了仙女座B型超巨星或WR星的第一个详细的化学模型大气分析，并显示了这些研究如何提供有关星系化学演化和大质量恒星在局部宇宙中…
2001-02-19 astro-ph
CNO Abundances of BA-Type Supergiants
大质量的BA型超巨星是恒星形成活跃的星系中视觉上最明亮的恒星之一。因此，它们是研究恒星和星系化学演化的通用工具。此外，它们可以作为校准宇宙学距离尺度的距离指标。本文研究了质量在8 - 18M_sun之间的几颗银河系BA型超巨星中轻元素氦、碳、氮和氧的丰度分布。基于高分辨率和高S/N Echelle光谱获得的FOCES上的Calar Alto 2.2米望远镜，模式大气分析进行了最先进的非LTE光谱合成。恒星参数和化学丰度的测定具有很高的精度。这给恒星的演化状态提供了严格的观测约束。从主序演化到红超巨星阶段的天体和那些在蓝色环上的天体可以通过它们的混合特征（纯旋转与第一次挖掘）来区分。最敏感的核处理物质的示踪剂，N/C比，表明更高的混合效率比目前的旋转恒星的质量损失的演化模型预测。
2006-10-18 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
Deep GEMINI GMOS-IFU spectroscopy of BAL QSOs: I. Decoupling the BAL, QSO, starburst, NLR, supergiant bubbles and galactic wind in Mrk 231
在这项工作中，我们提出的第一个研究结果的BAL类星体（在低和高红移），非常深的双子座GMOS积分场光谱的基础上。特别是，最近的BAL IR类星体Mrk 231获得的结果。非常深的三维光谱和地图清楚地表明，BAL系统I和II是扩展的（达到1.4-1.6”= 1.2-1.3 kpc，从核），并在接近射电喷流PA的位置角明显拉长。这表明BAL系统I和II都与射电喷流有关，并支持某些BAL的双极喷流-风模型。对于Mrk 231的核区域，使用一种新的解耦3D光谱技术模拟了类星体和宿主星系成分。从这项研究中，发现了以下主要结果：（一）在纯的宿主星系光谱中，清楚地观察到极端的核星爆成分，主要是在蓝色波长处通量的非常强烈的增加;（二）在宿主星系的光谱中观察到BAL系统I;（三）在干净/纯的类星体发射光谱中，只检测到宽线。3D GMOS个别光谱（特别是在IR Ca II三重态）和地图证实了一个极端和年轻的核星暴（8 <年龄<1500万年）的存在，它主要是在一个环或环中检测到的，半径r = 0.3”= 200 pc，围绕着核心。利用GMOS三维谱图分析了四个膨胀核泡的物理性质。这些结果表明，核NLR的一个重要组成部分是由OF过程和相关的低速电离冲击。
2007-09-06 astro-ph
The ARAUCARIA Project: VLT-FORS spectroscopy of blue supergiants in NGC 3109 - Classifications, first abundances and kinematics
我们获得了NGC 3109中亮蓝超巨星的多目标光谱，NGC 3109是一个位于本星系群外围的星系，其质量约为1.3 Mpc。我们提出了一个详细的目录，包括发现图表，V和I等，光谱分类，和恒星径向速度。径向速度被认为是跟踪从HI气体的研究获得的旋转曲线。通过对八颗B型超巨星的定量分析，我们发现平均氧丰度为12 + log（O/H）= 7.76 +/-0.07（1-sigma系统不确定度），中位数为7.8。考虑到它的距离，我们强调NGC 3109是低金属量，暗物质占主导地位的矮星系的理想例子，可用于下一代地面超大望远镜（ELT）的观测。
2006-12-05 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
The Araucaria Project. VLT spectra of blue supergiants in WLM: classification and first abundances
作为南洋杉计划的一部分，我们提出了本群矮不规则星系WLM中的第一个超巨星光谱目录。在给这些恒星分配光谱分类时，我们考虑到WLM相对于MK过程中使用的银河系标准的金属含量较低，通过使用为小麦哲伦星云中的B和A超巨星开发的分类标准。我们的光谱表显示，我们的19个天体的高信噪比光谱样本至少包含6颗早B（B 0-B5）超巨星和6颗晚B和早A（B8-A2）星，它们的光度等级在Ia和II之间，另外还有一颗O 7 ~V星和一颗O9.7 Ia星。其中几颗恒星的光谱质量足够高，可以用来确定恒星的参数和丰度。我们还获得了第二组低信噪比的光谱，主要是BA星，但他们的质量不允许进一步的分析。我们对三颗早B超巨星进行了定量分析。我们得出的平均氧丰度为12+log（O/H）=7.83 +/- 0.12。该值与从HII区域获得的测量值非常一致。因此，我们没有发现更多的证据之间的差异恒星和星云的氧丰度测量一个单一的A型超巨星Venn等人的B型和A型超巨星的分析产生兼容的结果，氮，硅和镁。我们表明，光度变化的蓝超巨星包括在我们的光谱样本是可以忽略不计的使用这些恒星作为距离指标。
2006-05-24 astro-ph
The Evolutionary Stage of 5 Southern Galactic Unclassified B[e] Stars
具有B[e]现象的恒星的光谱主要由与这些物体周围的星周物质的物理条件有关的特征所支配，而不是恒星所固有的。正因为如此，他们形成了一个非常异质的群体。这一组包含具有不同进化阶段的对象。Lamers等人（1998年）提出了一个新的名称，有五个亚组，表明了进化阶段。它们是：超巨星，前主序星或Herbig Ae/Be，紧凑的行星状星云，共生和未分类。未分类组有许多对象需要更好的研究来解决它们的进化状态。禁止行可以是解决这个问题的有用工具。它们可以提供有关圆星介质的化学成分、电离和密度的信息，并可能提供这些天体演化阶段的信息。本文分析了智利拉西拉天文台1.52望远镜FEROS和B&C摄谱仪观测到的一些银河系天体的光谱，重点讨论了禁戒线。我们研究了5颗演化阶段不确定的B[e]星的光谱。我们发现其中一颗是前WN星，另外四颗是超巨星B[e]星。
2002-12-20 astro-ph
Discovery of a young massive stellar cluster near HESS J1813-178
我们提出了一个年轻的星团在银河系盘l= 12度的偶然发现。使用凯克/NIRSPEC，我们获得了星团中几颗恒星的高分辨率和低分辨率光谱，并确定了一颗红超巨星和两颗蓝超巨星。红超巨星的径向速度提供了4.7pm 0.4 kpc的运动学星团距离，这意味着恒星的光度与它们的光谱类型一致。加上距离星团中心2.4'的沃尔夫-拉叶星，红超巨星和蓝超巨星的存在表明星团的年龄为600 - 800万年，初始质量为2000 Msun。星团中的几颗恒星与X射线源重合，包括蓝超巨星和沃尔夫-拉叶星。这表明双星的比例很高，让人想起了巨大的年轻星团韦斯特隆德1。该星团与两颗超新星遗迹SNR G12.72-0.0和G12.82-0.02以及与TeV伽马射线源HESS J1813-178相关的高磁化脉冲星重合。光谱类型的混合表明，这些天体的祖先的初始质量为20 - 30 Msun。
2008-07-29 astro-ph
Iron abundances from optical Fe III absorption lines in B-type stellar spectra
被认为是在B型恒星的铁丰度诊断的光学Fe III吸收线的作用。到目前为止，紫外Fe线已被广泛用于B型星，虽然线混合会严重阻碍其诊断能力。本文用光谱研究了银河系B型主序星和光谱型为B0.5 ~ B7的超巨星的光谱。将观测到的超巨星的Fe III光谱与模型大气代码TLUSTY（平面平行，非LTE）预测的光谱进行比较，使用SYNSPEC（LTE）和CMFGEN（球形，非LTE）生成的光谱显示，非LTE效应似乎很小。此外，用FEROS观测到的主序星和超巨星的样本显示，LTE丰度估计与银河系环境和以前的光学研究一致。基于目前的研究，我们列出了一些Fe III跃迁，我们建议从早期B型恒星光谱估计铁丰度。
2007-10-17 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
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 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 ISOGAL sources in the Inner Galactic Bulge
在这项工作中，我们提出了近红外光谱（HK波段）的107个源的样品中红外过量在7和15 $\rm μ$米在ISOGAL调查期间检测到。利用Schultheis等人（1999）的DENIS星际消光图，我们推导出了光度，发现$\rm M_{bol}$与~ $\rm ^{12}CO$和$\rm M_{bol} vs. H_{2}O$图是识别超巨星、AGB星、巨星和年轻恒星天体的有力工具。我们的大部分样本是AGB星（约80%），同时我们发现了4个好的超巨星候选者，9个年轻的恒星对象和12个RGB候选者。我们使用了Jeong等人（2002）基于最近对AGB星尘埃形成的理论模型的最新$\rm K_{0}-[15]$关系来确定质量损失率。然而，质量损失率的不确定性相当大。超巨星的质量损失率与太阳附近的质量损失率相当，而长周期变星的质量损失范围从$\rm -5 < log \dot{\it{M}} < -7$。红巨星候选者位于质量损失率范围的低端，介于$\rm -6.5 < log \dot{\it{M}} < -9$之间。我们使用2.3 $\rm μm$处CO带头的等效宽度、NaI双峰和CaI三重峰，使用Ram 'ırez等人（\cite{Ramirez2000}）的关系式来估计金属丰度。ISOGAL天体的金属丰度分布显示，平均[Fe/H] $\sim$为-0.25 dex，$\rm \pm 0.…
2003-03-27 astro-ph
M87, Globular Clusters, and Galactic Winds: Issues in Giant Galaxy Formation
本文介绍了M87晕最内侧140“的球状星团的新VRI测光。利用这些结果讨论了与M87等超巨星椭圆星系中球状星团系统的形成和演化有关的几个问题。(1)当星团质量M < 10^5太阳质量时，我们发现球状星团的光度函数（GCLF）随银河系中心半径的变化并不显著，这表明动力学演化的主要影响可能只发生在较低质量的星团上。(2)在球状星团系统的核心半径（1 '）内，金属丰度分布是均匀的，但在更大的半径处，平均金属丰度稳定地下降，Z ~ r^-0.9。(3)对解释像M87这样的高比频星系存在的各种可能性进行了评价，并给出了这些星系中GCSs的标度律。涉及二次演化的解释（在合并过程中形成许多球状星团，星系际球状星团等）不太可能是高SN星系的主要解释。(4)我们认为，中央超巨星E星系可能是在一个异常动荡或高密度的环境中形成的，在这种环境中，早期强大的星系风驱逐了大部分原星系气体，从而人为地提高了特定的质量。
1998-01-22 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
Quantitative spectroscopy of Deneb
明亮的BA型超巨星的定量光谱学为现代天体物理学提供了很大的潜力。我们对这类恒星整体的定量研究的依赖程度取决于对基准天体的分析质量。我们将基本大气参数和基本恒星参数以及原型A-型超巨星天津四的化学丰度限制到前所未有的精度（Teff = 8525 +/- 75 K，log（g）= 1.10 +/- 0.05 dex，M_spec = 19 +/- 3 M_sun，L = 1.96 +/- 0.32 *10^5 L_sun，R = 203 +/- 17 R_sun，通过应用最近开发和测试的复杂的混合NLTE频谱合成技术，利用氯化萘处理的物质进行富集。这项研究是基于一个高分辨率和高S/N光谱获得的中阶梯摄谱仪FOCES的卡拉尔阿尔托2.2米望远镜。实际上，早期研究中报告的所有不一致都得到了解决。多金属电离平衡和大量的氢线的Balmer，Paschen，Brackett和Pfund系列的恒星参数测定同时进行匹配。利用线覆盖流体动力学非LTE模式，通过H_alpha线廓拟合得到星风特性。一个自洽的天津四的观点，从而获得，使我们能够讨论它的演化状态的详细比较最近一代的大质量恒星的演化模型。（节略）
2007-12-01 astro-ph
A description of sources detected by INTEGRAL during the first 4 years of observations
从文献中收集的参数，如位置，光电吸收（nH），自旋和轨道周期，距离或红移，到目前为止，所有~500源INTEGRAL-ISGRI检测。我们调查ISGRI检测到的新的和以前已知的源在高能物体的参数空间中的位置，并使用这些参数来测试理论预测预期的相关性。以具有OB超巨星和Be伴星的银河系大质量X射线双星为例，研究了局域吸收物质对周期调制的影响。我们研究的空间分布的不同类型的源在银河系中使用各种投影的银河平面，为了突出的恒星演化的签名和推测的起源的源组的分类仍然不确定。ISGRI探测到了类似数量的X射线双星和活动星系核（AGN）。前一组包含有超巨星伴星的HMXB类的新成员。由于这些额外的系统，我们能够表明，HMXB通常是隔离的内部nH与系统的轨道周期和相对于脉冲星的自旋周期的曲线图，根据同伴是一个Be或OB超巨星。我们还发现了一个试探性的，但预期的反相关nH和轨道周期之间，和一个可能的和意想不到的相关nH和自旋周期之间。虽然只有少数新的低质量X射线双星（LMXB）被发现，但有许多来源仍然未分类，它们似乎遵循典型的银河系来源（特别是LMXB）的空间分布，而不是河外来源。
2007-03-06 astro-ph
