The Cosmic Density of Massive Black Holes from Galaxy Velocity Dispersions
超大质量黑洞被认为是类星体的遗迹，因此它们的数量和质量与类星体的光度函数及其随红移的演化有关。本文利用黑洞质量与球核速度色散之间的关系（M_bullet - sigma关系）对超大质量黑洞的质量密度和质量谱作了改进的估计。M_bullet -σ关系中的不确定性对质量密度的影响很小.我们发现质量密度为（4.8 +/- 1.6）h^2 × 10^5 M_sun Mpc^-3。在已发表的密度估计中，一些差异来自于使用不同的哈勃常数值。
2002-10-25 astro-ph
Relations between Massive Black Holes in AGN and their Host Galaxies
在许多邻近星系中心发现的大质量黑洞与主核球的光度呈线性相关，黑洞质量约为核球质量的0.1%。黑洞质量（Mbh）和主球中恒星速度色散之间存在更强的关系。我们发现，大规模的BH的活动星系核（混响映射测量）和他们的凸起光度（通过使用凸起/磁盘分解测量）遵循相同的关系，普通（不活跃）星系，与例外的窄线活动星系核，显然有显着较低的BH/凸起比。窄线活动星系核似乎也是杰出的兆赫兹速度色散关系：少数塞弗特星系与测量速度色散似乎表明，窄线塞弗特1星系有一个较小的BH质量/速度色散比比静止的星系和宽线塞弗特。用Faber-Jackson关系从球核光度估计速度色散，使样本增加一倍以上，并支持这些结果。
2003-05-01 astro-ph
Cosmological Origin of the Stellar Velocity Dispersions in Massive Early-Type Galaxies
我们证明，在两个主要假设下，早期型星系中恒星视线速度色散的观测上限（sigma<400 km/s）可能在LCDM宇宙学模型中有一个简单的动力学起源。第一个是，现在大部分的恒星都在一个巨大的椭圆形的发光部分，形成在红移z>6。随后，恒星的动态行为就像暗物质的一个额外组成部分。第二个假设是，新形成的暗物质晕的质量分布特征忘记了初始条件的细节，如恒星的“无碰撞物质”，它被添加到前几代晕的致密部分。我们还假设恒星速度色散在z<6时不会发生太大的变化，因为大质量的主晕主要是通过远离星系恒星核心的大半径物质的增加而增长的。这些假设导致预测的椭圆星系的数量密度作为恒星速度色散的函数，这是有希望的协议与斯隆数字巡天数据。
2003-01-27 astro-ph
Zero-metallicity stars II. Evolution of very massive objects with mass loss
我们提出的零金属丰度非常大的物体，初始质量在120 Msun- 1000 Msun的范围内，覆盖其静态演化中心碳点火的演化模型。为了探索恒星风引起的质量损失的可能性，本文利用最近发展起来的辐射压（Kudritzki 2002）和恒星自转（Maeder & Meynet 2000）驱动的质量损失率公式进行了计算，完成了Marigo等（2001）关于原始恒星恒质量演化的分析。我们的结果表明，辐射压力（假设最小金属丰度Z = 10^{-4} Zsun）不是质量损失的有效驱动力，除了M >= 750 Msun的超大质量恒星。另一方面，一旦接近（Omega-Gamma）极限，恒星自转可能在触发强大的恒星风方面发挥关键作用。然而，这种剧烈质量损失的临界条件可以维持很短的时间，因为由于质量喷射导致的角动量损失很快导致恒星的旋转。作为副产品，目前的工作，风的化学产额从大质量零金属丰度恒星。氦和金属的富集，以及由此产生的Delta（Y）/Delta（Z）比进行了简要讨论。
2002-12-03 astro-ph
Mass loss and evolution of hot massive stars
我们讨论了质量损失的作用，最大质量的恒星的演化，突出的作用，预测的双稳定性跳跃，可能是相关的旋转速度的演变过程中或之后的主要序列。这一机制也被提出来解释从亮蓝变星（LBV）的风中看到的质量损失变化。这些可能与最近在一些过渡超新星（SNe）中看到的准正弦调制有关，也与最近在SN 2005 gj的H α线中发现的双穿透吸收剖面有关。最后，我们讨论了金属丰度的作用，通过Z-依赖的字符，他们的风，在初始和最终（沃尔夫-拉叶）阶段的演变，长伽马射线暴（GRB）的祖星的角动量演化的影响。
2008-09-27 astro-ph
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
Single massive stars at the critical rotational velocity: possible links with Be and B[e] stars
使用单星模型，包括有和没有磁场的shellular旋转的影响，我们表明，在太阳的金属量与初始质量低于约20-25 M $_\odot$和初始旋转以上$\sim 350$ km s $^{-1}$可能达到临界速度在其主序星阶段。这是由于纬向环流有效地向外输送角动量的结果。这可能是解释Be星的一个方案。在主序星阶段之后，这个质量范围内的单颗恒星在红超巨星阶段\citep{HL98}之后处于蓝环时可以再次达到临界极限。这可能是B[e]星形成的一种情况，然而正如Langer和Heger（1998）所讨论的，这种情况将预测一个短的B[e]阶段（只有大约10 $^4$年），相应地有少量的质量损失。
2005-11-09 astro-ph
Stellar winds from massive stars - What are the REAL mass-loss rates?
我们讨论最近的证据表明，目前接受的质量损失率可能需要向下修订，作为以前被忽视的风的“结块”的后果。最后总结了有关成团因子径向分层的新结果。我们研究了聚集对磷电离平衡的影响，这在从FUV PV共振线的分析中推导出聚集因子的约束时具有重要意义。
2006-07-13 astro-ph
The Impact of the Massive Young Star GL 2591 on its Circumstellar Material: Temperature, Density and Velocity Structure
研究了明亮的年轻恒星天体GL~2591周围气体和尘埃的温度、密度和运动学，尺度小至100 AU，用4.7微米吸收光谱探测，大至60，000 AU，用单碟亚毫米光谱探测。这两个尺度由干涉测量86-226 GHz图像连接，尺寸为60，000 AU，分辨率为2000 AU，连续谱线和分子谱线。这些数据被用来约束包层的物理结构，并研究年轻恒星对其周围环境的影响。
1999-05-05 astro-ph
Eruptive Mass Loss in Very Massive Stars and Population III Stars
我讨论了短时间爆发的质量损失非常巨大的恒星的演化中所扮演的角色。像19世纪的船底座伊塔事件这样的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发几乎可以瞬间消除大量的质量，使它们在恒星演化中具有重要意义。它们可能比线驱动风从恒星上带走更多的质量，特别是如果恒星风高度聚集，以至于之前对O星质量损失率的估计需要向下修正。当在其他星系中被视为“超新星冒名顶替者”时，这些LBV爆发通常持续不到十年，并且它们可以消除10 Msun的数量级，如LBV周围的大质量星云所示。这种极端的质量损失率不能由谱线上的辐射压力驱动，因为谱线在事件期间将完全饱和。相反，这些爆发必须要么是连续驱动的超级爱丁顿风，要么是完全的流体动力爆炸，这两种爆炸对金属丰度都不敏感。因此，这种质量损失的爆发模式也可能在早期宇宙中大质量贫金属恒星的演化和最终命运中发挥关键作用。如果它们发生在这些第三星族恒星中，这样的爆发也会深刻地影响早期超新星和超超新星残余物的化学产额和类型，这些超新星和超超新星被认为是长伽马射线暴的起源。
2006-07-24 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: atmospheric parameters and rotational velocity distributions for B-type stars in the Magellanic Clouds
我们提供了大气参数和旋转速度的大样本（~400）的O-和早期B型恒星，分析均匀和一致的方式，用于约束理论模型。旋转速度与演化轨迹的比较表明，核心氢燃烧的结束比目前预测的要晚。我们还表明，在现场观察到的大量发光的蓝超巨星不太可能直接从主序星大质量O型恒星演化而来，因为它们的低旋转速度或在H-R图上的位置都没有预测到。我们认为蓝圈或质量转移双星系统可能会填充蓝超巨星制度。通过将麦哲伦云恒星的旋转速度分布与类似的银河样本进行比较，我们发现（在3西格玛置信水平下）SMC中的大质量恒星（大于8兆太阳）比太阳附近的恒星旋转得更快。然而，银河系和大麦哲伦星系的自转速度分布之间似乎没有显着差异。我们发现，在SMC和LMC中的vsini分布可以用内禀旋转速度分布来模拟，内禀旋转速度分布在175 km/s（SMC）和100 km/s（LMC）处是高斯峰。我们发现，在SMC的NGC 346中，10- 25 Msun的主序星似乎比它们的更高质量的同行更快地旋转。最近，Yoon等人（2006年）通过模拟快速旋转的大质量恒星祖先来确定伽马射线暴的发生率。我们测得的10- 25 Msun恒星的旋转速度分布在略高于他们假设的速度时达到峰值，这支持了GRB可能来自初始质量低至14 Msun的低金属丰度快速旋转体的想法。（节略）。
2007-11-14 astro-ph
The Velocity Dispersion of MS1054-03: A Massive Galaxy Cluster at High Redshift
本文介绍了对高红移、大质量、X射线发光的星系团MS 1054 - 03的动力学研究结果。我们通过在现有的12个星团成员的基础上增加20个星团成员来显著增加已确认的星团成员的数量;使用已确认的成员，我们估计了MS 1054 - 03的红移、速度色散和质量。我们发现z=0.8329 +/- 0.0017，sigma = 1170 +/- 150 km/s，中心质量约为1.9 +/- 0.5 x 10^{15} h^{-1} M_{odot}（在R=1 h^{-1} Mpc; H_0 = 100 h km s^{-1} Mpc^{-1}，q_0=0.5范围内）。MS 1054 - 03是少数几个已知的高红移（z>0.5）星系团之一，也有X射线和弱透镜观测（Donahue et al. 1998; Luppino & Kaiser 1997）;我们发现我们的动态质量与两项研究的质量估计一致。MS 1054 - 03被确认为z~0.8的大质量星系团，这与一个开放的（Omega_M~0.3）或平坦的、以λ为主的（Omega_M+ Omega_{Lambda} =1）宇宙相一致。此外，我们比较了MS 1054 - 03的速度色散和X射线温度的低和中等红移的星系团的样本，以测试在sigma - T_x关系的演化，我们没有发现在这种关系的演化到z~0.8的证据。
1999-02-25 astro-ph
The impact of reduced mass loss rates on the evolution of massive stars
质量损失是大质量恒星生命的一个非常重要的方面。在简要回顾了它的重要性，我们讨论了最近提出的向下修订的质量损失率由于聚集（难以形成沃尔夫-拉叶星和生产的临界旋转恒星）的影响。尽管允许小的减少，但是不赞成大约10的大的减少因子。然后，我们讨论了在非常低的金属丰度，由于恒星达到解体的速度，特别是由于通过旋转和对流混合的恒星表面的金属富集显着的质量损失的可能性。这种显著的质量损失可能有助于第一颗超大质量恒星避免配对产生超新星的命运，这种化学特征在极贫金属的恒星中没有观察到。极低金属丰度风的化学成分与迄今已知的最贫金属恒星HE 1327 -2326非常相似，并为该恒星中金属的起源提供了有趣的解释。我们还讨论了长期和软伽马射线暴和对创建超新星的背景下的质量损失的重要性。最后，我们想强调的是，在HR图较冷的部分（亮蓝变星和黄、红超巨星阶段）的质量损失比热的部分更不确定。在这些领域还需要做更多的工作，以更好地约束最大质量恒星的演化。
2007-09-04 astro-ph
Massive star feedback - from the first stars to the present
质量损失的数量对于大质量恒星的生死、化学元素和动量进入星际和星系间介质以及发射的电离辐射具有根本的重要性。我回顾热大质量恒星的质量损失预测作为OB星，发光蓝变星，沃尔夫-拉叶星的金属含量的函数。虽然发现预测的质量损失率随着金属含量的减少而急剧下降（Mdot ~ Z^{0.7-0.85}），但我强调了两个经常被忽视的物理学：（i）接近爱丁顿极限的大质量恒星的质量损失预测，以及（ii）用碳等主要元素丰富自己的大气的恒星。这两种效应都可能显著提高第一批恒星的质量损失率-与宇宙的再电离有关，以及在第一批超新星爆炸之前星系际介质的潜在预富集。
2005-11-01 astro-ph
Mass loss from late-type WN stars and its Z-dependence: very massive stars approaching the Eddington limit
Wolf-Rayet（WR）星的质量损失对于大质量恒星的最终命运和化学产额具有重要意义。它的Z-依赖关系的长期伽马射线暴（GRB）的形成和早期恒星世代的产量进行了讨论。然而，WR型星风的形成机制仍在争论中。我们提出了第一个完全自洽的大气/风模型晚型WN星。我们研究了导致它们强烈质量损失的机制，并研究了对恒星参数的依赖性，特别是对金属丰度Z的依赖性。我们确定WNL恒星非常巨大的恒星接近爱丁顿极限，可能仍处于中央H燃烧阶段。由于它们的高L/M比，这些恒星发展出光学厚度，辐射驱动的风。这些风显示出与OB星的薄风性质不同的性质。由此产生的质量损失很大程度上取决于Z，但也取决于爱丁顿因子和恒星温度。我们结合我们的结果在一个参数化的质量损失食谱WNL明星。根据我们目前的模型计算，接近爱丁顿极限的恒星倾向于形成强烈的WR型风，即使在非常低的Z。因此，我们的模型预测了低金属丰度恒星的有效质量损失机制。对于极贫金属的恒星，我们发现，与初级氮的自我富集可以驱动WR型质量损失。这些第一批WN星可能在早期ISM的新鲜产生的氮富集中发挥重要作用。
2008-03-06 astro-ph
Hyperfast pulsars as the remnants of massive stars ejected from young star clusters
最近对脉冲星PSR B 1508 +55的自行和视差测量表明其横向速度约为1100 km/s，超过了任何中子星的早期测量。PSR B1508+55的自旋下降特征是典型的非回收脉冲星，这意味着脉冲星的速度不可能来自大质量双星系统的第二次超新星分裂。PSR B 1508 +55的高速可以通过假设它在出生时受到撞击或假设中子星在超新星爆炸中形成后被加速来解释。超快中子星的起源可能是一颗高速大质量恒星在致密的年轻星团核心中经过强动力学的三体或四体碰撞而达到其特有的速度（类似于脉冲星的速度）的对称超新星爆炸的残余。为了验证这一假设，我们研究了三个动力学过程，包括：（i）两个硬质量双星，（ii）一个硬双星和一个中等质量黑洞，（iii）一个单一的恒星和一个硬双星中等质量黑洞之间的近距离接触。我们发现O型主序星不能以足够高的速度从年轻的大质量星团中被弹射出来，而低质量的主序星或大质量恒星的剥离氦核可以被加速到超高速，从而解释超快中子星的起源。我们对超高速双星起源的解释需要一个非常致密的恒星环境，其密度在10^6 - 10^7颗恒星pc^{-3}的量级。虽然如此高的密度可能存在于年轻的大质量星团的核心坍缩期间，但我们警告说，它们从未被观测到。
2008-02-25 astro-ph
Velocity distributions and annual-modulation signatures of weakly-interacting massive particles
DAMA合作的NaI探测器的事件率的年度调制被用来推断星系晕中粒子暗物质的存在。导出了WIMP质量和WIMP-核子截面的界。这些分析假设当地的暗物质速度分布是各向同性或有一些整体旋转。在这里，我们考虑可能的结构的影响，在WIMP速度分布上的年度调制振幅。我们表明，如果我们允许一个局部各向异性的速度色散张量，直接检测实验的解释可能会显着改变。我们还表明，在径向密度分布的不确定性所产生的速度分布的不确定性是不太重要的，如果速度色散被假定为各向同性的。
2000-06-16 astro-ph hep-ph
Angular Momentum Loss and Stellar spin-down in Magnetic Massive Stars
我们研究了具有线驱动恒星风和旋转排列的偶极磁场的磁热星的角动量损失和相关的旋转自旋下降。我们的分析是基于我们以前的2-D数值MHD模拟研究，研究风，场和旋转之间的相互作用，作为两个无量纲参数的函数，W（=Vrot/Vorb）和“风磁约束”，$η_\ast$定义如下。我们比较和对比的2-D，时变的角动量损失的热星风的偶极子模型与经典的1-D稳态分析的韦伯和戴维斯（WD），谁使用了一个理想化的电磁场模型的角动量损失的太阳风。尽管存在差异，我们发现，总的角动量损失的平均立体角和时间密切遵循一般WD缩放$\dot {J} \sim \dot {M} ΩR_A^2$。关键的区别在于，对于偶极场，阿尔芬半径$R_A$明显小于他们分析中使用的偶极场WD。这导致了一个较慢的恒星自旋下降的偶极场与典型的自旋下降时间的顺序为100万年的几个已知的磁性大质量恒星。
2008-12-15 astro-ph
Dynamics of Kicked and Accelerated Massive Black Holes in Galaxies
本文研究了盘星系中大质量黑洞的行为，这些黑洞受到合并的冲击性反冲或不对称喷流的持续加速。用GADGET-2模拟程序计算了气体、恒星、暗物质和大质量黑洞的运动。大质量黑洞以大约600 km/s以上的反冲速度或大约4*10^{-8} cm/s^2以上的加速度逃离星系，时间尺度为10 ^8年。对于较小的速度反冲或较小的加速度，黑洞围绕质心振荡，其频率随着反冲速度或加速度的增加而减小。黑洞的位移可能会引起可观察到的非轴对称的形态和动力学的恒星和气体盘的星系。在某些情况下，星系的动力学中心被认为是朝着BH加速度的方向移动，在星系与加速度相反的一侧，速度轮廓有一个特征性的"舌“形延伸。
2008-02-14 astro-ph
Massive star evolution: from the early to the present day Universe
质量损失和轴向旋转在塑造大质量恒星的演化中起着关键作用。它们影响着HR图中的轨道、寿命、表面丰度、辐射场的硬度、化学产额、超新星前状态、残骸的性质、星际介质中释放的机械能等.本文在回顾了质量损失和旋转的一些特点后，我们回顾了这两个过程在不同金属丰度下的影响。自转可能在低金属丰度时有最重要的影响，而质量损失和自转则深刻影响太阳和高于太阳金属丰度的大质量恒星的演化。
2008-06-25 astro-ph
Assessing the massive young Sun hypothesis to solve the warm young Earth puzzle
一个中等质量的早期太阳被提出来解决所谓的早期太阳暗淡悖论。我们计算的时间演化的太阳质量，这将需要由这个假设，使用一个简单的参数化的能量平衡模型地球的气候。我们的计算表明，太阳的质量损失率需要比现在高2-3个数量级，时间约为2 Gy。这样的质量损失历史是显着的差异（无论是在时间尺度和质量损失率的大小）与推断从天文观测的质量损失在年轻的太阳类似物。虽然天文数据具有启发性，但不能完全排除太阳有所需的质量损失历史的可能性;因此，我们还研究了假设的历史太阳质量损失对太阳系轨道动力学的影响，以期确定对假设的其他检验。行星和卫星轨道提供了一些测试，但这些都是弱或非唯一的。
2006-12-12 astro-ph
Evidence for Pre-SN Mass Loss in the Galactic SNR 3C 58
我们讨论了与超新星遗迹3C 58（Fesen et al. 2007）相关的光学发射的综合成像和光谱调查的结果，因为它们与前SN质量损失的主题有关。光谱测量的约450个发射结的径向速度显示了两种不同的光学结运动学种群：一个径向速度在700 - 1100 km/s范围内的高速组和一个径向膨胀速度低于约250 km/s的低速组。我们解释的高速节从SN爆炸喷出物和低速节作为冲击拱星材料可能导致前SN质量损失。两个种群的化学特征也显示出明显的差异。高速组包括大量的结，明显更高的[N II]/H-α比没有看到在较低的速度人口，这表明更大的氮富集在SN喷出物比CSM。这些结果进行了比较，前SN质量损失的蟹状星云的证据，也许SNR最相似的3C 58。这些SNRs可能包括两个案例研究的前SN质量损失相对较低的质量（约8 - 10太阳质量）的核心坍缩SN祖。
2007-04-20 astro-ph
Mass loss from hot massive stars
质量损失是大质量恒星演化的一个关键过程，必须定量地理解，才能成功地应用于更广泛的天体物理学。在这篇综述中，我们讨论了辐射驱动的质量损失的各个方面，从理论和观测方面。我们专注于从OB星的风，与一些游览的发光蓝变星，沃尔夫-拉叶星，A-超巨星和中央恒星的行星状星云。在简要介绍了线驱动风的一维定常标准模型后，讨论了考虑旋转和磁场的推广。所谓的双稳态跳跃的相关性进行了概述。我们总结了从观测资料中推断风特性的诊断方法，并将结果与理论预测进行了比较，其特点是质量损失-金属丰度依赖性。随后，我们集中在两个紧迫的问题，挑战我们目前的理解辐射驱动的风：弱风和风丛。我们讨论了测量质量损失率从弱风和近红外光谱的潜力的问题。风聚集有严重的影响，观测诊断的解释，推导出的质量损失率可以高估的因素2至10，如果聚集被忽略，我们描述了正在进行的尝试，以允许更统一的结果。我们指出，独立的论点，从恒星演化赞成适度减少目前的质量损失率。我们还考虑了更大尺度的风结构，解释在同向旋转相互作用的区域，并完成这篇评论与讨论的X射线线发射的大质量恒星的最新进展，突出到多远的分析，这样的X射线线发射可以提供进一步的线索，关于风聚集的充分描述。（摘要摘要）
2008-11-04 astro-ph
Bright globular clusters in NGC 5128: the missing link between young massive clusters and evolved massive objects
为了研究巨椭圆星系中最亮的球状星团（GCs）是否与本星系群中亮度较低的GCs相似，我们研究了最近的gE星系NGC 5128中一个亮GCs样本的速度色散和结构参数相关.利用ESO VLT上的UVES阶梯光栅光谱仪和ESO NTT上的EMMI获得了NGC 5128中亮GC的高分辨率光谱。获得了所有目标的速度分散。结构参数取自现有文献，或使用ISHAPE软件从我们的VLT FORS 1图像中获得。利用速度色散和结构参数测量得到了22个团簇的质量和M/L_V比。在我们的样品中，团簇的质量范围为M_vir = 10^5 - 10^7 M_sun，平均M/L_V为3 +/-1。这三个含有X射线点源的GC是我们样本中第二，第三和第六大质量。最大的星团HCH 99 - 18也是最明亮和最大的星团。它的质量（M_vir = 1.4x10^7 M_sun）比本星系群中最大质量的星团大一个数量级，并且有很高的M/L_V比（4.7 +/-1.2）。我们简要地讨论了这个对象的可能形成的情况。NGC5128亮星系团的结构参数、速度色散、质量和M/L_V的相关性将大质量本星系团的性质扩展到dE星系核和超致密矮星的性质。对质量大于~2 × 10^6 M_sun的GC的质量-半径和质量-M/L_V关系的探测提供了"正常"的老球状星团、年轻的大质量星团和像UCD这样的演化天体之间缺失的联系。（节录）
2007-03-15 astro-ph
Gemini/GMOS search of massive binaries in the ionizing cluster of 30 Dor
如果双星在大质量恒星中很常见，它将对星系团年龄、IMF和动力学质量等基本性质的推导产生重要影响。利用双子座多目标摄谱仪（GMOS）的多路复用设备，我们能够调查电离星团剑鱼座30内是否存在双星。从七个时代的观测活动在南双子座，我们发现一个二元候选人率约为50%，这是一致的内在100%的大质量恒星之间的二元率。我们发现，单历元的速度色散的测定值约为30公里/秒。在对双星轨道运动的整体速度色散进行修正后，星团的真实速度色散为8.3 km/s。这个值意味着维里质量约为4.5E5 Msun或使用单历元值计算的质量的8%。二元修正维里质量的估计与光度测定的质量一致，因此表明NGC 2070是未来球状星团的坚定候选者。
2008-11-28 astro-ph
UV Spectroscopy of Metal-Poor Massive Stars in the Small Magellanic Cloud
哈勃太空望远镜提供了第一个明确的证据，证明小麦哲伦星云中缺乏金属的大质量恒星的风较弱，证实了质量损失率和风终极速度与金属丰度相关的理论预测。然而，对于低光度的O型恒星，导出的质量损失率比预测的要低几个数量级，并且目前还无法解释。
2007-07-16 astro-ph
Presupernova evolution and explosion of massive stars with mass loss
本文综述了太阳金属丰度在11-120 Msun范围内的大质量恒星的主要性质。详细讨论了质量损失对静压燃烧阶段以及最终爆炸的影响。结果表明，进入WNL、WNE和WC阶段的最小质量分别为30 Msun、35 Msun和40 Msun; SNII和SNIb/c爆炸的恒星之间的极限质量在30 ~ 35 Msun之间;爆炸后形成中子星和黑洞的恒星之间的极限质量在25-30 Msun之间。我们还讨论了在Salpeter IMF上积分的化学产额的性质，我们发现M>=35 Msun的恒星对C，N的产生贡献约60%，对Sc和s过程元素（直到Zr）的产生贡献约40%，而它们由于大的残余质量而不产生任何中间质量元素
2006-11-04 astro-ph
Ionized gas kinematics and massive star formation in NGC 1530
我们目前的发射线映射的强棒星系NGC 1530获得的法布里-珀罗干涉法在Halalpha，在显着提高角分辨率相比，已发表的研究。工作的要点是详细研究气体速度场的非圆分量，这可能是由杆的强非轴对称引力势引起的。这些揭示了准椭圆运动的速度为100公里/秒的顺序与酒吧对齐。它还显示了这些流动如何摆动朝向和周围的核，因为它们交叉的环核共振，从占主导地位的“x1轨道”外的共振到“x2轨道”内it. Comparing横截面的剩余速度图，并通过酒吧与Halpha强度图表明系统的高非圆速度和大质量恒星形成的区域之间的偏移。为了进一步研究，我们制作了沿着和穿过酒吧的速度梯度图。这些图很好地说明了气体的剪切压缩，这是由尘埃带沿着垂直于棒的最大速度梯度轨迹的位置所揭示的。它们还清楚地显示了剪切是如何抑制大质量恒星形成的，而激波则是如何促进大质量恒星形成的。尽管气体剪切流对恒星形成的抑制作用早已被预测，但这是迄今为止最清晰的观测结果。这也是最清楚的证据表明，尘埃挑选出冲击引起的流入沿酒吧。这些观测结果应该是相当感兴趣的那些大质量恒星形成的一般模型。
2003-07-11 astro-ph
The WR population predicted by massive single star and by massive binary evolution
我们讨论了大质量单星和大质量密近双星群体数合成预测WR星之间的差异。我们发现，WC/WN数比作为金属丰度的函数显着取决于是否包括二进制文件。此外，在太阳附近观察到的WC（+OB）/WN（+OB）的数量比似乎表明，WR的质量损失率是另一个因素2相比，最近提出的聚集校正的形式主义。然后，我们证明，所观察到的低光度分布的单WN星可以解释在一个令人满意的方式由大规模的单星演化计算的红超巨星阶段计算使用恒星风质量损失率的形式主义，是基于最近的观测。
2007-03-30 astro-ph
Accretion-driven core collapse and the collisional formation of massive stars
我们认为，所需的条件，为集群核心收缩，绝热吸积气体从周围的集群，密度，恒星碰撞是一个可能的结果。我们表明，达到的最大密度，因此碰撞的可行性，取决于核心收缩（吸积驱动）和核心膨胀（松弛效应驱动）之间的竞争。碰撞的预期数量的比例为$N_{core}^{5/3} \tilde v^2$，其中$N_{core}$是星团核心中的恒星数量，$\tilde v$是母星团（天然气库）的自由降落速度。因此，虽然碰撞是非常不可能在一个相对较低的质量，低内部速度的系统，如猎户座星云团，他们成为相当重要的质量和速度尺度的特点球状星团。因此，在更大质量的星系团中，吸积引起的核心收缩引起的恒星碰撞仍然是一个可行的前景，并可能有助于在这些系统中产生中等质量的黑洞。
2008-05-08 astro-ph
A Massive Planet to the Young Disc Star HD 81040
我们报告发现了一个巨大的行星伴星围绕年轻的盘星HD 81040。基于HIRES和WEDDIE摄谱仪五年来的精确径向速度测量，我们导出了一个周期为$P =1001.0$天、偏心率为$e = 0.53$的分光轨道。$m_2\sin i = 6.86$ M $_\mathrm{Jup}$的伴星的最小质量将其置于太阳系外行星质量分布的高质量尾部。径向速度残差表现出明显大于仪器的典型内部测量精度的散射。基于对Ca II H和K线岩心的分析，这被解释为活动诱导的现象。然而，我们发现没有证据的径向速度变化的周期和幅度所造成的恒星表面活动。因此，HD 81040的轨道运动可以用一颗巨大的巨行星伴星来解释。
2005-11-23 astro-ph
Evolution of Massive Stars under New Mass-Loss Rates for RSG: Is the mystery of the missing blue gap solved ?
在本文中，我们提出了新的大质量恒星模型的基础上扩散混合理论的最新进展和一个新的经验公式的红超巨星的质量损失率。我们计算了两组初始化学组成为[Z=0.008，Y=0.25]和[Z=0.020，Y=0.28]的大质量恒星模型。根据de Jager等人（1988）的经验关系，还考虑了恒星风造成的质量损失。尽管新的混合处方，这些模型共享相同的问题，旧的模型在文献中的解释恒星的观测分布在整个HRD的关注。检查失败的可能原因，我们发现，所采用的红超巨星阶段的质量损失率低估了观测值的一个很大的因素。修改整个问题，首先我们采用Feast（1991）的最新公式，其次我们还考虑了尘埃与气体之比随恒星亮度变化的可能性。然后用新的质量损失率公式计算恒星模型。该模型现在拥有非常广泛的循环在HRD，并能够匹配的分布在整个HRD从最早到最新的光谱类型都在银河系，LMC和SMC的恒星。最后，由于表面的H-丰度是接近的限制，通过开始沃尔夫-拉叶阶段（WNL型），我们认为，一个新的通道是可能的低光度WNL星的形成，即由祖先的质量可以低至20 \msol，已经发展水平跨越HRD以下的蓝-红-蓝计划，并遭受大质量损失期间的红超巨星阶段。
1997-11-12 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
Mass loss and very low-metallicity stars
质量损失在太阳金属丰度下的大质量恒星演化中起着主导作用。在讨论了不同的质量损失机制和它们的金属丰度依赖性之后，我们提出了在很低的金属丰度下强烈质量损失的可能性。我们在Z= 1 e-8的模型显示，质量超过60个太阳质量的恒星在红超巨星阶段可能会失去其初始质量的很大一部分。这种质量损失是由于通过旋转和对流混合在CNO元素的表面富集。我们的85太阳质量模型结束了它的生命作为一个快速旋转WO型沃尔夫-拉叶星。因此，该模型预测的Ic型SNe和长，软伽玛暴在很低的金属丰度的存在。在红超巨星阶段或Omega-Gamma极限的这种强烈的质量损失可能会阻止最大质量的恒星以成对产生的超新星的形式结束。从核合成的观点来看，计算出的极低金属丰度模型也非常有趣。事实上，大质量恒星模型的恒星风可以重现迄今为止已知的最贫金属的富碳恒星HE 1327 -2326的CNO丰度。最后，利用化学演化模型，我们能够再现在正常的极端贫金属星中观察到的CNO元素的演化。
2007-09-12 astro-ph
Long Term Evolution of Massive Black Hole Binaries
在各种物理机制中研究了星系中心大质量黑洞双星的长期演化，目的是解决"最终秒差距问题“，即，黑洞双星如何缩小到分离状态，从而使发射重力波变得有效。一个双星系统通过引力弹弓将恒星抛出，并在宿主星系中雕刻出一个损失锥。双星的持续衰变需要重新填充损失锥。我们表明，标准的治疗损失锥再填充，来自碰撞松弛系统，如球状星团，可以大大低估了在星系核的再填充率。我们推导出非平衡损失锥动力学的表达式，并计算星系合并后的大质量黑洞双星衰变的时间尺度，获得显着高于迄今为止的衰变率。即使在没有两体弛豫的情况下，双星的衰变也会持续下去，这是因为在偏心轨道上返回到核中的恒星会被反复弹射。我们表明，这种回收的恒星导致一个渐进的，近似对数依赖的二进制结合能对时间的依赖。我们导出了黑洞双星布朗运动引起的损失锥再填充的表达式。我们还表明，数值N体实验是不适合探测这些机制在很长一段时间内，由于虚假的放松。
2003-08-25 astro-ph
