Dynamical masses across the Hertzsprung-Russell diagram
本文利用 Gaia 宽双星轨道运动，结合统计推断和神经网络，测量了赫罗图上从主序星到巨星和白矮星的动力学质量，为恒星演化模型和致密天体出现率提供了独立约束。
2023-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spectroscopic Hertzsprung-Russell diagram of Galactic massive stars
恒星在赫兹-罗素图中的分布描述了它们的演化历史，并直接评估了它们的性质。然而，在这张图中放置恒星需要知道它们的距离和星际距离，而这些对于银河系恒星来说往往知之甚少。光谱赫兹-罗素图（sHRD）讲述了类似的进化故事，但与距离和灭绝测量无关。基于光谱导出的近600颗恒星的有效温度和重力，我们第一次推导出银河系大质量恒星在sHRD中的观测分布。虽然数据中的偏见和统计限制阻止了详细的定量结论，但我们看到了几个明确的定性趋势。通过比较观测的sHRD与不同的国家的最先进的恒星演化预测，我们得出结论，对流核心过冲可能是质量依赖的，在高质量（$\geq 15\,M_\odot$），比以前认为的更强。此外，我们发现证据的经验上限的sHRD与$T_{\rm{eff}}$之间的恒星10000和32000 K，一个惊人的大量的对象低于这条线。这种过密度可能是由于膨胀了爱丁顿极限附近的大质量主序星。
2014-10-13 astro-ph.SR
The spectroscopic Hertzsprung-Russell diagram of hot massive stars in the SMC
我们提出了一个全面的恒星大气分析的329 O-和B-型恒星在小麦哲伦星云（SMC）的RIOTS 4调查。使用光谱导出的有效温度（Teff）和表面引力，我们发现，经典的Be星出现错位的光谱赫兹-罗素图（sHRD）中的低Teff和高光度。与我们的样本中最明亮的恒星一起，这些物体的恒星质量来自sHRD系统大于从传统的HRD获得的。这表明，众所周知的光谱质量差异问题可能与两组恒星的外层几乎没有引力束缚的事实有关。我们样本中的非发射线恒星主要出现在主序星上，这使得对SMC中的终龄主序星（TAMS）的首次估计与SMC金属丰度的预测TAMS在12至40 $\,$ M $_{\odot}$之间相匹配。我们进一步发现，在ZAMS附近，$\sim 25\,$ M $_{\odot}$以上的恒星数量不足，这让人想起了银河系和大麦哲伦星系早期的发现。
2018-10-10 astro-ph.SR
Mapping the core of the Tarantula Nebula with VLT-MUSE II. The spectroscopic Hertzsprung-Russell diagram of OB stars in NGC 2070
本文对大麦云云狼蛛星云NGC 2070中央30 x 30 pc的VLT MUSE观测资料中提取的333颗OB型星进行了光谱分析，其中大部分是首次分析。光谱赫罗图（英语：Hertzsprung-Russell diagram，sHRD）显示主序中有281颗恒星。我们在主层序中发现了两组，估计年龄为2.1 $\pm$ 0.8和6.2 $\pm$ 2百万年。一个由52颗恒星组成的小组显然超出了主序星相，我们认为这是由于发射型天体和/或影响分析的显著星云污染。在以前的研究中，恒星质量来自sHRD系统大于从传统的HRD获得的，与最大质量的恒星的差异是最大的。此外，我们没有发现任何趋势之间的估计预计旋转速度和演变的sHRD。投影的旋转速度分布呈现出快速旋转的尾部，类似于30条剑鱼的更广泛的种群中的发现。我们使用已发表的光谱类型来校准HeI $λ$ 4921/HeII $λ$ 5411的等效宽度比，作为早期型主序星的分类诊断时，经典的蓝色可见光区没有观察到。我们的模式大气分析表明，由此产生的校准是很好的相关性与有效温度。
2021-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Sonified Hertzsprung-Russell Diagram
提出将恒星时间序列转化为声音的新方法，通过编码物理特征保留天体物理差异，并构建结合视听组件的交互式赫罗图，以探索主序内外不同类型恒星。
2023-12-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
Planetary Engulfment in the Hertzsprung--Russell Diagram
行星伴随着大多数类似太阳的恒星。许多恒星的轨道足够接近，以至于当它们的宿主恒星上升到巨大的分支时，它们将被吞没。这封信比较了被吞没的行星的轨道衰变产生的能量和恒星的固有光度。轨道衰减功率是由周围的包层对被吞没的伴星的拖曳产生的。当恒星沿着巨分支上升时，它们的包层密度下降，通过轨道衰变注入的能量也下降，其比例大约为$L_{\rm decay} \propto R_*^{-9/2}$。然而，它们的亮度沿着巨分支增加。这些相反的比例表示交叉，其中$L_{\rm decay}= L_*$。我们考虑在赫兹-罗素（H-R）图中沿等时线吞噬行星。我们发现，对于木星行星伴星，这种穿越的条件发生在$L_*\approx 10^2$ ~ $L_\odot$（或$a\approx 0.1$ ~au）附近。距离较近的巨行星，如热的类星体，会被消耗，形成$L_{\rm decay}\gg L_*$;而距离较远的行星，如热的类星体，$a\approx 0.5$ ~au，则会被$L_{\rm decay} \ll L_*$轻微扰动。我们的结果绘制出了H-R图中巨分支的参数空间，在那里与行星伴星的相互作用导致了宿主星的显著能量扰动。
2018-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Episodic excursions of low-mass protostars on the Hertzsprung-Russell diagram
继我们最近致力于吸积对低质量恒星前主序星演化的影响的工作之后，我们对H-R图中低质量原恒星由典型的FU Orionis型天体（FUors）的强质量吸积爆发触发的情节性漂移进行了详细的分析。这些漂移揭示了恒星总光度和/或原恒星有效温度的急剧增加，并且可以持续数百到数千年，这取决于爆发强度和原恒星的特征。在漂移过程中，低质量的原恒星在吸积的静止阶段占据了与年轻的中等质量原恒星相同的H-R图。此外，低质量原恒星在这些区域所花费的时间平均比中等质量恒星在静止状态所花费的时间长几倍。在远足，低质量的原恒星通过接近的位置，最已知的FUOR在H-R图，但由于固有的模糊性的模型恒星演化轨迹是不可靠的，在确定的FUOR属性。我们发现，在爆发状态的光球光度可能占主导地位的吸积光度已经在爆发后的几年后，这意味着从热光度推断的已知FUOR的质量吸积率可能会被系统高估，特别是在衰落阶段。
2018-12-28 astro-ph.SR
On the episodic excursions of massive protostars in the Hertzsprung-Russell diagram
大质量原恒星在星周气体和尘埃的快速吸积作用下成长和演化，并以高速率下落（$\ge 10^{-4}$ - $10^{-3}\, \rm M_{\odot}\, \rm yr^{-1}$）。这种质量下降已被证明，无论是数字和观测，是穿插的密集气体团块的吸积通过拱星盘迁移到原恒星表面，造成突然吸积和发光的爆发。利用数值引力辐射流体动力学和恒星演化计算，我们证明，除了已知的大质量原恒星的膨胀，可变情节吸积进一步影响他们的大质量年轻恒星天体（MYSO）的演化轨迹。对于每一个吸积驱动的耀斑，他们经历了快速的漂移到更明亮，但更冷的赫兹斯普朗-罗素图的区域。在这些漂移期间，可能会发生到前主序星演化的结束，大质量原恒星的光球层可以偶尔释放出能量更低的光子，而MYSO偷偷地采用了与演化的大质量（超巨星）恒星相同的光谱类型。这些演化循环中的每一个都使年轻的高质量恒星靠近禁止的Hayashi区域，并且可能使它们周围的H II区域偶尔变暗，然后才恢复其静止的，爆发前的表面特性。我们解释这样的冷，间歇性的主序恒星演化的游览和浸渍的HII地区的变化作为一个破碎的拱星吸积盘周围的MYSO的存在的签名。我们推测，这种机制可能会同样影响年轻的恒星在中等质量的制度。
2018-12-27 astro-ph.SR
Stellar X-ray activity across the Hertzsprung-Russell diagram. I. Catalogs
恒星的磁场活动提供了大量关于磁场发电机和日冕加热过程的信息。本文根据$Chandra$和$Gaia$ DR 2的数据，给出了一个约6000颗恒星的X射线活动目录。我们还将3000多颗恒星分类为年轻恒星、矮星或巨星。利用具有有效恒星参数和分类的恒星，研究了X射线光度（$L_X$）和X射线辐射热光度比（$R_X$）的分布，$L_X$、$R_X$与硬度比的正相关关系，以及X射线的长期变化。该星表可用于研究一些重要的科学主题，包括活动-旋转关系，不同活动指标之间的比较，以及感兴趣对象的活动（例如，A型恒星和巨星）。作为一个例子，我们利用星表研究了活跃度与自转的关系，发现年轻天体、矮星和巨星在$R_X$与Rossby数的关系中落在一个序列上，而巨星不遵循对矮星有效的$R_X$与$P_{\rm rot}^{-2}R^{-4}$的关系。
2020-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Journey across the Hertzsprung-Russell diagram with 3D hydrodynamical simulations of cool stars
在这份手稿中，我总结了我在过去10年中所做的工作。我的研究项目围绕天体物理学的各个领域进行阐述，作为统一的主题，3D建模和恒星大气的观测。特别是，我的研究领域涵盖了所有晚型恒星，从主序星到高级阶段（红巨星和超巨星）。我的工作是基于对不同类型恒星的图像、合成光谱、热光度、行星凌日以及它们的大气建模的定量分析。其中包括使用和开发3D模拟，这对于解释用配备空间和地面望远镜的新仪器获得的数据是必要的。干涉测量学和光谱学在我的研究中占有特殊的地位。我的研究主题涉及跨学科方面，通过解决与大气物理学有关的问题，与3D流体动力学模型。由此获得的预测被用来推动一个庞大的运动干涉，天体测量，光度，光谱和成像观测。最后，3D模拟也直接用于推动VLTI新一代仪器的开发，以及未来非常大的天文台，并直接与欧空局盖亚和PLATO任务相关联。
2018-12-21 astro-ph.SR
On Stellar Evolution In A Neutrino Hertzsprung-Russell Diagram
本文利用 MESA 模型构建中微子赫罗图，追踪太阳金属丰度恒星演化，并指出氦闪与热脉冲的中微子信号可用于恒星中微子天文学。
2020-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hertzsprung-Russell diagram and mass distribution of barium stars
有了第谷-盖亚天体测量解提供的视差图，就有可能以前所未有的精确度绘制钡星和相关恒星的赫兹斯普朗-罗素图。HRD的直接结果是，次巨星CH星与钡矮星占据相同的区域，与它们的命名所暗示的相反。通过比较钡星在HRD中的位置和STAREVOL演化轨迹，只要已知其金属丰度，就有可能估算出它们的质量。我们使用平均金属丰度[Fe/H]=-0.25，并推导出钡巨星的质量分布。分布在2.5 Msun附近达到峰值，在高达4.5 Msun的更高质量处出现尾部。这个峰值也可以在正常K巨星和M巨星的质量分布中看到，用于比较，并且与位于红团中的恒星有关。当我们比较这些质量分布时，我们看到了低质量（1 - 2 Msun）钡巨星的不足。这可能是因为低质量恒星在红巨星分支的尖端达到了大半径，这可能导致了早期的双星相互作用。然而，在钡巨星中，高质量的尾部主要是钡指数小于1的恒星，这是基于对钡谱线的目视检查;也就是说，这些恒星的钡线强度非常适中。我们相信这些恒星不是真正的钡巨星，而是明亮的巨星或超巨星，因为正光度效应，钡线被加强。此外，与先前的说法相反，我们没有看到弱钡巨星和强钡巨星的质量分布之间的差异。
2019-05-13 astro-ph.SR
Micro-turbulence across the Hertzsprung-Russell diagram. Observational constrains for stars in the MW
本研究构建覆盖1800余颗银河系O–K型恒星的均质参数数据库，证明光球微湍流为真实物理现象，并揭示其对流与脉动起源及对大气建模的意义。
2025-08-05 astro-ph.SR
Can we predict the global magnetic topology of a pre-main sequence star from its position in the Hertzsprung-Russell diagram?
ZDI的研究表明金牛座T星的磁场比简单的偶极子要复杂得多，并且在不同的源之间会有明显的变化。我们收集和总结的磁场拓扑结构信息获得的日期和目前的赫兹-罗素（HR）图的恒星样本。有趣的是，一个给定的前主序星（PMS）的大尺度场拓扑结构强烈依赖于恒星的内部结构，其多极磁场的偶极分量的强度迅速衰减的辐射核心的发展。利用观测数据作为基础，我们认为PMS星的全球磁场的一般特征可以从它在HR图中的位置来确定。移动从更热，更明亮的冷却器和不太明亮的恒星在PMS的HR图，我们提出了四个不同的磁拓扑制度的证据。具有大辐射核的恒星，根据经验估计是那些核质量超过恒星质量的40%的恒星，拥有高度复杂和主要非轴对称的磁场，而那些具有较小辐射核的恒星拥有轴对称场，其场模式比偶极子占主导地位的模式更高阶（通常但不总是八极）。完全对流的恒星，恒星以上~0.5 MSun似乎主机占主导地位的轴对称领域与强（千高斯）偶极组件。基于PMS星和具有相似内部结构的主序星M矮星的磁性质之间的相似性，我们推测，低质量恒星（<~0.5 MSun，年龄为几百万年）的磁发电机过程，它们将被发现拥有各种各样的磁场拓扑结构。如果HR图上的磁拓扑趋势得到证实，它们可能提供一种约束PMS恒星演化模型的新方法。
2012-06-22 astro-ph.SR
Carbon and Oxygen abundances across the Hertzsprung gap
我们推导出大气参数和光谱丰度的C和O的一个大样本的恒星位于赫兹斯普林差距的赫兹斯普林罗素图，以检测化学特性，并得到一个全面的概述人口的恒星在这种进化状态。我们用麦克唐纳天文台2.7 m的Harlan J. Smith望远镜观测和分析了188颗质量范围在2 - 5 Msun的恒星的高分辨率光谱（R = 60000），其中包括28颗以前被确认为Am/Ap星的恒星。我们发现，大多数恒星的赫兹斯普林间隙中的C和O的丰度是根据本地低质量的矮星，但检测到预期的特性的Am/Ap星的丰度。Teff < 6500 K的恒星的C和O丰度略低于较热的天体，但C/O比在分析的温度范围内是恒定的。在第一次挖掘之前，没有发现恒星的大气层均匀化之前，恒星的C和O丰度在穿过赫兹斯普林隙的演化过程中因混合而发生变化的迹象。
2014-07-08 astro-ph.SR
Magneto-Convection and Lithium Age Estimates of the βPictoris Moving Group
虽然由Li耗减法确定的年轻恒星群的平均年龄与由Hertzsprung - Russell图等时线确定的平均年龄往往一致，但两种方法确定的单个恒星的年龄在统计上往往存在显著差异。我们发现，由于存在磁场对流抑制的影响，包括导致一致的年龄为个别恒星。我们通过将我们的结果应用于β Picture移动群来说明年龄一致性是如何产生的。我们发现，虽然磁抑制对流导致年龄增加的赫兹-罗素图等时线的所有恒星，李年龄减少完全对流M星和增加的恒星辐射核心。我们对4000万年前的β Picture移动群的一致年龄测定比以前的测定大了大约2倍。
2010-06-07 astro-ph.SR
An explanation for the gap in the Gaia HRD for M dwarfs
我们表明，最近发现的狭窄的差距，在盖亚赫兹-罗素图MG =10附近可以解释标准的恒星演化模型和结果的光度函数下降与混合的3 He在合并的信封和核心对流区，发生在一个狭窄的质量范围。
2018-07-11 astro-ph.SR
The exclusion of a significant range of ages in a massive star cluster
恒星一生中的大部分时间都在赫兹-罗素图的主序上。扩展的主序星关闭区-包含在耗尽核心中所有氢后离开主序星的恒星-在大规模的（超过太阳质量的几万倍），（大约10亿到30亿年）星团通常被解释为星团内部年龄超过3亿年的证据，尽管年轻的星团被认为在$10^7$年量级的时间尺度上快速排出气体后会迅速失去任何剩余的恒星形成燃料。在这里，我们报告说，在20亿岁的星团NGC 1651，其特征是一个质量的$\sim 1.7 \times 10^5$太阳质量的主要序列以外的恒星，可以解释只有一个单一的年龄恒星星族，即使该集团已明显扩大主序星关闭区。对于主序星长时间的关闭，最合理的解释是存在快速旋转的恒星群体，尽管与这种恒星群体混合物相关的恒星寿命延长的次级效应还知之甚少。从先前获得的数据的初步分析，我们发现，类似的形态是显而易见的，在赫茨普龙-罗素图中至少有五个额外的中间年龄星团，这表明，一个扩展的主序关闭并不一定意味着存在一个显着的cinternal年龄分散。
2014-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distribution of Cataclysmic Variables in our Galaxy and Their Position in the HR Diagram in the Gaia Era
本研究利用Bailer-Jones等人（2021）的距离数据测定激变变星的距离，得到其在日心银道坐标系的空间分布，并讨论其在盖亚颜色构建的赫罗图中的位置。
2025-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theory and Diagnostics of Hot Star Mass Loss
大质量恒星有强烈的恒星风，通过上赫兹-罗素图引导它们的演化，并确定黑洞质量函数。第二，风的强度决定了电离通量的大气结构。第三，风直接影响恒星的包层结构，这对单星和双星的演化都是决定性的，影响了对引力波事件的预测。当前热星研究的主要发现包括：* 传统的线驱动风理论正在通过蒙特卡罗和同动坐标系计算进行更新，揭示了质量损失率dM/dt在M，L，Eddington Gamma，Teff和化学成分Z方面的丰富多变量行为。对于后者，dM/dt被证明依赖于铁（Fe）的不透明度，使沃尔夫-拉叶布居，和引力波事件依赖于宿主星系Z。* 在平滑的质量损失行为之上，在赫兹-罗素图中有几个过渡，涉及围绕Fe复合温度的双稳定性跳跃，导致准静止的偶发性，而不一定是爆发性的，亮蓝变星和前SN质量损失。* 此外，还有一些问题。在100太阳质量时，高伽马质量损失跃迁意味着富含氢的超大质量恒星的质量损失率比通常认为的要高。在质谱的另一端，低质量的剥离氦星不再以沃尔夫-拉叶星的形式出现，而是以光学薄星的形式出现。这些剥离的恒星，除了非常巨大的恒星，是两个新发现的电离辐射源，可能在本地恒星形成以及高红移中发挥关键作用。
2022-06-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gaia's revolution in stellar variability
由于欧空局的盖亚任务，恒星变率研究现在达到了一个全新的水平，它使我们能够在赫兹-罗素图中定位许多变星，并确定各种不稳定带/带。此外，这项任务还使我们能够探测、识别和分类数百万颗新的变星，这要归功于它非常独特的、几乎同时进行的多历元观测，使用了不同的仪器（光度计、分光光度计、径向速度光谱仪）。概述了在文献中可以找到的主要数据产品的盖亚财团。这涉及到各种各样的变星星表，这些星表来自盖亚时间序列，也涉及到观测的赫兹-罗素图中变星的位置和运动。此外，我们还提供了一个从DR 2公布的数据中得出的几千个可变白矮星候选者的列表，其中可能有数百个新的脉动白矮星。在一个非常不同的主题上，我们还展示了盖亚如何让我们揭示银河系及其周围的3D结构，这要归功于天琴座RR型恒星。
2019-12-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Photometric detection of internal gravity waves in upper main-sequence stars. II. Combined TESS photometry and high-resolution spectroscopy
上下文大质量恒星被预测激发内部重力波（IGW）的湍流核心对流和湍流压力波动在其近地表层。这些IGW在传输恒星内部的角动量和化学物质方面非常有效，但它们在很大程度上不受观测约束。目标。我们的目标是在赫兹-罗素图中的大量O型和早期B型恒星上对IGWs进行光度检测，并解释大质量恒星光球中随机变化的无处不在的检测。方法.我们结合了高精度的时间序列测光从美国宇航局过境系外行星调查卫星与高分辨率地面光谱的70颗恒星的光谱类型O和B探测IGWs的光度特征和参数之间的关系，如光谱质量，光度和宏观湍流。结果一个恒星的位置之间的关系被发现在光谱赫兹-罗素图和随机光度变化的大质量恒星的光变曲线的振幅和频率。此外，随机变率的性质与大质量恒星的谱线中的宏观湍流速度展宽具有统计相关性。结论.常见的合奏形态的随机低频变化检测空间测光和宏观湍流的关系是强有力的证据IGWs在大质量的恒星，因为这些类型的波是独特的，在提供主导的切向速度场所需的解释所观察到的光谱。
2020-06-08 astro-ph.SR
The nature of B supergiants: clues from a steep drop in rotation rates at 22000 K. The possibility of Bi-stability braking
B超巨星在赫罗图（HRD）中的位置是大质量恒星演化中一个长期存在的问题。在这里，我们提出可以利用它们的旋转特性来揭示它们的本质，并且我们强调了在22000 K的有效温度下大质量恒星旋转速率的急剧下降。我们讨论了两种可能的解释：一方面，这一特征可能是由于主层序的结束，这可能潜在地限制了岩心过冲参数。另一方面，该特征可能是在预测的双稳跃变位置处增强的质量损失的结果。我们把这种效应称为“双稳定性破坏”，并讨论了它对大质量恒星演化的潜在影响。
2010-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of strange-mode instability with time-dependent convection in hot massive stars
本文首次对含时对流的大质量热恒星奇异模进行了非绝热分析。虽然对流光度在热的大质量恒星的信封是不占主导地位的恒星在经典的造父变星不稳定带的红边附近的赫兹-罗素（H-R）图，我们已经发现，奇异模不稳定性可以通过对流的处理。然而，在Humphreys-Davidson（H-D）极限附近和之上的不稳定性的存在与处理无关。这意味着奇异模不稳定性可能是导致在H-D极限以上没有观测到恒星的原因，而不管对流理论的不确定性。
2013-11-12 astro-ph.SR
Can we predict the magnetic properties of PMS stars from their H-R diagram location?
分光偏振观测结合层析成像技术显示，所有主序前（PMS）恒星都有多极磁场，范围从强的、具有~>千高斯偶极分量的全球轴对称磁场到复杂的、具有弱偶极分量（<~0.1 kG）的非轴对称磁场。许多主机占主导地位的八极大规模的领域。我们认为PMS星的大尺度磁特性与它在Hertzsprung-Russell图中的位置有关。这篇会议论文是Gregory et al.（2012）的概要，更新了PMS星磁映射研究的最新结果。
2013-09-29 astro-ph.SR
How the mass-loss rates of red-supergiants determine the fate of massive stars ?
质量损失率是决定大质量恒星演化的最相关参数之一。特别是，恒星在红超巨星（RSG）阶段的质量损失率是最不受观测或理论限制的。在本文中，我们展示了RSG阶段的质量损失如何影响恒星的后期演化，以及它导致的超新星的最终类型。我们还讨论了一些可能性，以区分蓝色的恒星，经历了RSG阶段和那些仍然在蓝色部分的赫兹-罗素图。
2013-03-07 astro-ph.SR
Convection and convective overshooting in stars more massive than 10 $M_\odot$
在本文中，四套演化模型计算的混合长度参数$α_{\rm p}$和超调参数$δ_{\rm ov}$的不同值。研究了大质量恒星中对流核和对流包层的性质。我们得到三个结论：首先，较大的$α_{\rm p}$导致增强对流混合，去除化学梯度，并增加对流传热效率。其次，核心势$ϕ_{\rm c} = M_{\rm c} / R_{\rm c}$充分描述了恒星的演化，无论它是一个红色或蓝色的超巨星在中央氦点火。第三，氢燃烧壳层上方氢分布的不连续性严重影响了Hertzsprung-Russell图中蓝环的出现。
2015-05-12 astro-ph.SR
Star Formation & Stellar Evolution: Future Surveys & Instrumentation
下一代多目标光谱仪（MOS）将提供对银河系，麦哲伦云和附近矮星的全面调查。这些将为我们提供大量的样本，跨越赫兹-罗素图的全部范围，这是探索其宿主系统的化学，历史和动力学所需的。在未来，极大望远镜（ELT）将具有足够的灵敏度和角分辨率，将恒星光谱学扩展到本星系群之外，从而开辟了对广泛的星系类型和环境中星系化学演化的研究。在这篇文章中，我简要地回顾了恒星星族的当前和未来研究，并介绍了欧洲ELT的MOSAIC仪器计划。
2015-06-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Dark Branches of Immortal Stars at the Galactic Center
本文提出银河系中心恒星受暗物质湮灭影响会在赫罗图上形成温度更低但亮度相似的暗主序，该现象赋予恒星不朽性并有望成为探测暗物质的新途径。
2025-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Are There Age Spreads in Star Forming Regions?
在一个给定的有效温度下的光度分布在年轻恒星形成区的赫罗图中随处可见，并且经常被解释为恒星形成的长期（>= 1000万年）。我审查的证据表明，所观察到的光度传播是真实的，而不是由天体物理散射源。然后，我解决光度传播是否必然意味着大的年龄传播，通过比较HR图年龄与独立的时钟，如恒星自转速率，拱星材料和锂耗尽的存在。我认为，虽然有可能是一个真正的光度分散，几乎没有证据支持年龄的差距大于几百万年。这个矛盾可以通过在第一类主序前阶段的短暂快速吸积来解决。
2011-02-23 astro-ph.SR
Blue straggler stars
蓝离散星是比同年龄恒星更亮更热的主序星，其起源机制尚存争议；本文综述其性质、理论形成机制及观测验证，强调持续研究的重要性。
2025-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic WC stars: Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence
[摘要] [.]目的：我们的目标是建立银河系WC星的恒星参数和质量损失率。这些数据提供的经验基础的研究（i）WC星的作用，在大质量恒星的演化，（ii）风驱动机制，和（iii）的反馈WC星作为输入模型的化学和动力学演化的星系。方法：我们分析了几乎完整的样本的未被遮挡的银河系WC星，使用光谱以及紫外光谱时可用。观测结果与理论光谱拟合，使用波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）模型大气代码。已为WC亚型WC 4-WC 8的范围建立了大网格的线消隐模型，并为WC 9参数域建立了较小的网格。WO星和WN/WC凌日类型也使用特殊的模型进行了分析。结果如下：恒星和大气参数推导出超过50 GalacticWC和两个WO恒星，几乎涵盖了整个GalacticWC人口只要恒星是单一的，在视觉上的无遮挡。在赫罗图中，WC星位于氢和氦零龄主序之间，光度L在10^4.9到10^5.6 Lsun之间。质量损失率与L^0.8的关系非常紧密。我们样本中的两颗WO星非常热（\approx 200 kK），不符合WC方案。结论：通过将赫兹斯普朗-拉塞尔图中的经验WC位置与进化模型进行比较，并根据最近的超新星统计数据，我们得出结论，WC星是从20太阳质量到45兆太阳质量之间的初始质量进化而来的。与先前的假设相反，WC星似乎一般不是从最大质量的恒星演化而来。只有WO星可能起源于最初质量超过45 Msun的祖先。
2012-03-01 astro-ph.SR
Gaia Data Release 2: Observational Hertzsprung-Russell diagrams
我们强调了盖亚DR 2在研究赫兹-罗素图（HRD）的许多精细结构方面的力量。盖亚让我们可以呈现许多不同的HRD，特别是根据恒星星族的选择。在这里，我们并不打算在恒星类型或恒星演化方面达到完整性。相反，我们选择了几个说明性的例子。我们描述了一些可以在Gaia DR 2中进行的选择，以突出Gaia HRD的主要结构。我们选择两个领域和集群（开放和球状）的恒星，与以前的分类和恒星的演化轨迹进行比较的意见，我们提出的盖亚HRD与年龄，金属丰度，和运动学的变化。也分析了恒星演化的后期阶段，如热亚矮星、后AGB恒星、行星状星云和白矮星，以及低质量的褐矮星。盖亚HRD在精确度和对银河系各个恒星星族和恒星演化阶段的覆盖率方面都是前所未有的。许多精细结构的HRD。在HRD中首次清晰地将白矮星序列分裂为氢和氦白矮星。运动学和HRD之间的关系很好地说明。两个不同的人口在一个经典的运动学选择的晕明确确定在HRD。成员和平均参数的一个选定的列表疏散星团提供。它们允许绘制非常详细的星团序列，突出精细结构，并提供非常精确的经验等时线，这将导致对恒星物理学的更多了解。盖亚DR 2展示了结合精确的天体测量和光度测量的潜力，用于恒星演化和恒星星族研究的大样本，并为基于HRD的研究开辟了一个全新的领域。
2018-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dyson spheres on H-R diagram
University of Arkansas（阿肯色大学）
研究迪森球围绕白矮星和红M矮星的辐射特征，揭示其在赫茨斯普朗-罗素图上的观测签名及技术特征搜索的约束条件。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial conditions of isolated star formation - X. A suggested evolutionary diagram for prestellar cores
我们提出了星前核的半径-质量图的演化路径，这是类似于恒星的赫兹-罗素图上的演化路径。利用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）对蛇夫座恒星形成复合体L1688的观测，分析了星前核HCO+（J=4 \rightarrow 3）谱线剖面。我们发现，观察到的58个核心，14个显示的迹象，在一个蓝色的不对称的双峰线轮廓的形式下降。这14个核心都位于牛仔裤质量线以外的地区的半径质量图。此外，另外10个核心显示出初步的下降迹象，在他们的谱线轮廓形状，出现在或刚刚超过金斯质量线。因此，我们提出了星前核在这张图上演化的方式。我们假设，一个核心是形成在低质量，低半径区域的情节。然后它准静态地吸积，质量和半径都增加。当它越过引力不稳定性的极限时，它开始坍缩，半径向图中可以看到原恒星核心的区域减小。
2011-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive stars in the Tarantula Nebula: A Rosetta Stone for Extragalactic Supergiant HII Regions
本文主要从大质量恒星组成的角度对大麦云星云中的蜘蛛星云（剑鱼座30）的性质进行了评述。狼蛛的接近性和它通过射电观测获得X射线的能力使它可以作为河外超巨星HII区域中的罗塞塔石碑，因为人们可以考虑它的综合特征和单个大质量恒星的个体属性。最近的调查，其高质量的恒星内容，特别是VLT火焰狼蛛调查（VFTS），连同VLT/MUSE观测的中心电离区NGC 2070和HST/STIS光谱的年轻致密星团R136，提供了一个接近完整的Hertzsprung-Russell图的区域，和累积电离输出。几个高质量的双星突出显示，其中一些已被确定从最近的X射线调查。并与银河系中的巨HII区（NGC 3372）和小麦哲伦云（NGC 346）的恒星含量以及豌豆星系和高z星系中的恒星形成结作了简要的比较。最后对贫金属星系中大质量恒星的研究前景进行了展望。
2019-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A systematic aging method I: HII regions D118 and D119 in NGC 300
准确确定H12区及其所在恒星的年龄既重要又具有挑战性。历史上最流行的方法是等时线拟合到赫兹-罗素图或色幅图。在这里，我们介绍了一种不同的方法来确定年龄使用BPASS和hoki。我们推断出NGC 300的D118和D119区域的最可能年龄为log（年龄/年）=6.86 $^{0.05}_{0.06}$，并通过与BPASS模型的比较，我们还推断出恒星的质量和数量计数。我们比较了双星模型和单星模型的表现，发现后者无法预测我们样本的20%（$\pm$ 10%）。我们还讨论了如何从等时线拟合得到的结果会有所不同。我们的结论是，年龄可能被低估了~0.2德克斯和等时线方法的局限性，并不完全是由于缺乏双星。我们建议，这里提出的方法是更可靠和更广泛的适用，因为它可以用于较小的样本。除了这项研究，我们还发布了新的hoki功能，以方便实现这种方法。
2020-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolutionary tracks of young massive star clusters
恒星大多数是由几十到几万个成员组成的群体。30年来，理论模型提供了一个基本的概念，这些星团是如何形成和发展的：它们起源于坍缩分子云的气体和尘埃。从气体到恒星的转换是不完全的，剩余的气体被排出，导致星系团膨胀，恒星变得不受束缚。在观测上，这一过程的直接确认已被证明是难以捉摸的，这是由于形成团簇的性质的多样性。在这里，我们考虑到，真正的集群质量和大小被掩盖，最初的表面密度的背景，后来仍然存在的未绑定的恒星。基于最近的观测发现，在一个给定的恒星形成区域的恒星形成效率取决于当地的气体密度，我们使用的分析方法结合\mbox{N-body simulations, to reveal}演化轨迹的年轻大质量集群覆盖的第一个10万年。就像赫兹-罗素图是恒星演化的度量一样，这些轨道为星团提供了等价的信息。像恒星一样，大质量星团的形成和发展速度比它们的低质量同行更快，这解释了为什么很少发现大质量星团的祖先。
2014-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of close binary evolution on the main-sequence morphology of young star clusters
星团是星系的基本组成部分。它们由年龄和化学成分几乎相同的恒星组成，使我们能够将它们用作计时器和测量恒星演化的试验台。最近已经清楚的是，大质量恒星优先在近距离双星中形成，其中质量转移将彻底改变恒星的演化。预计这将在赫罗图中的星团恒星分布中留下重要的印记。我们的结果，基于超过50，000个详细的双星演化计算的密集模型网格，确实显示了几个不同的，同时代的主序星（MS）组件，最值得注意的是扩展的MS关闭区域，以及一组近临界旋转恒星，分布在经典MS的红色一侧的大光度范围内。并推导出描述这些特征的解析表达式。我们发现定量协议的基础上，最近的光度和光谱观测结果。我们的结论是，虽然其他因素也可能在发挥作用，二进制的演变有重大影响的MS形态的年轻星团。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification of young nearby runaway stars based on Gaia data and the lithium test
年轻的逃逸恒星适合于寻找它们的起源地和可能的相关天体，例如中子星。Tetzlaff，Neuhäuser & Hohle（2011）从依巴谷选择了年轻的（$\le 50$ Myr）逃逸恒星候选者，他们根据赫罗图和演化模型中的位置估计了它们的年龄。在这里，我们不仅通过使用新的盖亚DR 2数据，而且通过测量锂，这是一个年轻的指标，更精确地重新确定或限制他们的年轻年龄。我们对308颗恒星的光谱进行了研究，以寻找锂-7同位素在6708 $\unicode{xC5}$的强共振双峰。这些光谱是在2015年2月至2018年6月期间在耶拿大学天文台使用Échelle光谱仪FLECHAS拍摄的，并在2011年4月至2017年6月期间在Fred L.惠普尔天文台。我们发现了208颗恒星在光谱中有显著的锂存在，其中5颗可能年龄更小，约为5000万年。其中三个目标甚至比GJ 182更近，GJ 182是已知距离最近的逃逸恒星，约为24 pc。这些恒星是年轻的逃逸恒星，适合进一步研究它们的起源，无论是动力学还是超新星喷射。
2020-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar-like oscillations in massive main-sequence stars. I. Asteroseismic signatures of the driving and damping regions
受最近在大质量恒星V1449 Aql中检测到随机激发模式的启发（Belkacem等人，2009年b），已经知道是一个$β$仙王座，我们理论上研究的驱动湍流对流。通过使用一个完整的非绝热计算的阻尼率，再加上计算的能量注入率，我们提供了一个估计的模式的振幅所激发的对流区域引起的铁不透明凸块和对流核心。尽管在这样的对流区域的动力学特性的不确定性，我们证明，都能够有效地激发$p$模式以上的CoRoT观测阈值和太阳振幅。此外，我们强调每个对流区，我们希望这将有助于确定一个负责类太阳振荡提供的潜在的asteroseismic诊断，并给这个对流区的约束。即将进行的工作将致力于扩展调查的可能性太阳般的振荡整个赫兹-罗素图。
2009-11-04 astro-ph.SR
Combining observational techniques to constrain convection in evolved massive star models
最近的恒星演化计算表明，质量在20 - 30 Msun之间的大质量恒星在其生命的两个不同阶段位于赫罗图的蓝超巨星（BSG）区域：在主序之后（MS，第1组）和在红超巨星阶段之后的蓝向演化期间（第2组）。从观测到的变星BSG（天鹅座α变星）的一个子群的脉动性质，我们可以推断这些恒星属于第2组。然而，很难同时拟合观测到的这些恒星的表面丰度和重力，这就限制了大质量恒星中化学物质传输的物理过程。我们将在这里表明，表面丰度是非常敏感的物理对流，特别是中间对流壳的位置，出现在点火的氢壳燃烧后MS。我们的研究结果表明，使用勒杜标准来确定对流区域的恒星模型导致更好的拟合α Cyg变量的表面丰度比史瓦西之一。
2014-08-24 astro-ph.SR
Viscous and centrifugal instabilities of massive stars
大质量恒星表现出各种各样的不稳定性，其中许多是知之甚少。我们探讨了大质量旋转恒星中离心力和角动量输运引起的不稳定性。首先，我们推导并数值求解了多变恒星模型中绝热径向模的线性化振荡方程。在差分旋转的存在下，我们表明，离心力和科里奥利力与粘性角动量输运相结合，可以激发恒星脉动模式，在低或高粘度条件下。在低粘度的限制，这是常见的在真正的明星，我们演示了如何计算模式的增长/阻尼率通过工作积分。最后，我们建立现实的旋转$30\,M_\odot$星模型，并表明，超稳定（增长）的径向模式预测存在的大部分恒星的生命，在没有非绝热效应。峰值增长率预计会发生，而明星是穿越赫兹-罗素差距，虽然非绝热阻尼可能占主导地位的粘性驱动，这取决于对流和/或磁转矩产生的有效粘度。粘性不稳定性可能是驱动大质量恒星脉动的一种新机制，并可能与亮蓝变星的不稳定性有关。
2022-03-22 astro-ph.SR
Properties of massive stars in four clusters of the VVV survey
大质量恒星的演化只被部分理解。观测限制可以从研究位于年轻大质量星团中的大质量恒星中获得。ESO在Via Lactea（VVV）的VISTA变星公共调查发现了几个新的拥有大质量恒星的星团。我们对其中四个新星团中的大质量恒星进行了分析。我们的目标是提供对恒星演化的限制，并更好地理解不同类型的大质量恒星之间的关系。我们使用辐射转移程序CMFGEN分析了12颗恒星的K波段光谱，光谱类型从O和B到WN和WC。我们推导出所有目标的恒星参数以及其中一个子集的表面丰度。在赫罗图中，沃尔夫-拉叶星比O星更亮或更热。从log（C/N）-log（C/He）图定量地表明WN星比O星更演化，WC星比WN星更演化。沃尔夫-拉叶星的质量损失率是O型星的10倍，这与以前的研究结果一致。
2015-10-26 astro-ph.SR
Merger seismology: distinguishing massive merger products from genuine single stars using asteroseismology
针对并合产物与单星难以区分的问题，该研究通过星震学对比发现二者结构差异体现在渐近周期间距等特征上，证明可通过星震学区分两类恒星，为并合星震学领域提供了工具。
2024-06-20 astro-ph.SR
Radiation-Driven Wind Hydrodynamics of Massive Stars: A Review
本文综述了大质量恒星线驱动星风理论（m-CAK），详细分析了运动方程的拓扑结构，数值求解了三种星风解，并利用LambertW函数导出速度剖面解析近似，探讨了慢解的适用性。
2023-05-19 astro-ph.SR
