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
A Census of Massive Stars Across the Hertzsprung-Russell Diagram of Nearby Galaxies: What We Know and What We Don't
当我们观察附近的星系时，我们看到的是前景恒星和真正的河外恒星的混合体。我将描述我们需要做什么来获得关于H-R图上大质量恒星种群的有意义的统计数据。这样的普查为检验大质量恒星演化理论提供了一种非常有力的手段。
2009-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
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
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
Evolution of long-lived globular cluster stars III. Effect of the initial helium spread on the position of stars in a synthetic Hertzsprung-Russell diagram
上下文球状星团中有许多长寿的低质量恒星，它们的起源仍然是一个悬而未决的问题。已经提出了几种方案来解释相关的光度和光谱特性。例如，他们对第二星群恒星的最大氦丰度的预测不同，这些恒星在出生时可以继承第一星群不同类型恒星对星团内部的污染。目的。我们提出了富氦恒星在现今球状星团中的分布，正如在快速旋转大质量恒星情景（FRMS）的原始框架中所预期的那样。我们关注NGC 6752。(to（续）
2016-06-13 astro-ph.GA 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
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
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
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
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
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
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
Towards precise stellar ages: combining isochrone fitting with empirical gyrochronology
我们提出了一种新的年龄测定技术，结合陀螺年代学与等时线拟合推断年龄的FGKM主序星和次巨星场。旋光年代学和等时线拟合都能为赫罗图中某些区域的恒星提供相对精确的年龄：旋光年代学最适合于冷的主序星，而等时线拟合则能为主序星转折点附近的恒星提供精确的年龄。结合起来，这两种年龄测定技术可以为更广泛的恒星质量和演化阶段提供精确和准确的年龄，而不是单独使用的方法。我们证明了恒星在Hertzsprung- Russell图或色星等图上的位置可以与其自转周期相结合，同时通过等时线拟合和陀螺年代学来推断精确的年龄。我们发现，将旋转周期与5%的不确定性到恒星演化模型提高年龄精度的FGK恒星的主要序列，并可以，平均而言，提供年龄估计高达三倍更精确的等时线拟合。此外，我们提供了一个新的gyrochronology关系，校准的Praesepe集群和太阳，其中包括一个方差模型来捕捉旋转行为的恒星的旋转周期不延长与时间的平方根，和部分的赫兹斯普朗-罗素图的gyrochronology尚未校准。这份出版物附带了一个开源Python包stardate，用于从旋转周期，光谱参数和/或视星等和星等推断主序星和次巨星FGKM星的年龄。
2019-08-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ages and Age Spreads in Young Stellar Clusters
我审查进展了解恒星和团簇形成的时间尺度和年轻恒星的绝对年龄。我特别关注的领域中，弗朗切斯科Palla作出了非常重要的贡献-解释的赫茨伯格-罗素图的年轻的集群和光球锂的作用作为一个年龄诊断。
2017-09-06 astro-ph.SR
A Propos Crossing the Hertzsprung Gap
中等质量和大质量恒星在完成氢核燃烧后，其演化速度大大加快。由于这种加速的演化，在这段时间内观察到恒星的概率很小。在合适的恒星聚集体中，特别是在适当年龄的星团中，快速演化阶段会导致一个人口稀少的区域，在色星等图及其衍生图中被称为赫兹斯普林隙。加速的解释通常诉诸恒星的开尔文-亥姆霍兹时间尺度和Schönberg-Schirrasekhar不稳定性。本文用反例对这一观点提出了挑战，并认为一个适当定义的核时间尺度足以解释快速进化。热不稳定性，即使它是在恒星通过赫兹弹簧间隙演化时产生的，也不是触发这种现象的必要条件。
2022-09-23 astro-ph.SR
Yellow supergiants as supernova progenitors: an indication of strong mass loss for red supergiants?
观测到的超新星事件越来越多，这使得在存档图像中更频繁地发现祖星成为可能。在少数情况下，祖先恒星是黄超巨星。这些恒星在赫罗图中的估计位置与经典单星模型的理论轨道不相容。根据几位作者的说法，红超巨星阶段的质量损失率可能被低估了。我们研究了这些质量损失率的增加对12至15 M \odot恒星在其核生命结束时的位置的影响，以调和理论轨道与观察到的黄超巨星祖先。我们使用Geneva恒星演化程序对12 ~ 15 M \odot旋转恒星模型进行了计算。为了说明在RSG阶段的质量损失率的不确定性，我们增加了质量损失率的恒星（3和10倍之间的标准）在该阶段和比较恒星的演化经历这样高的质量损失率与模型计算的标准质量损失处方。我们表明，在赫兹-罗素图的模型的最终位置取决于他们在红超巨星阶段经历的质量损失。随着质量损失率的增加，我们发现一些模型在与观察到的几个超新星祖先的位置相一致的位置结束了它们的核生命。我们的结论是，增加的质量损失率（其中的物理机制仍需要澄清）允许单星模型，以再现同时估计的位置在HRD的YSG SN祖，以及SN类型。
2011-12-12 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
Pulsations as a mass-loss trigger in evolved hot stars
在后主序星演化期间，大质量恒星会经历几个短暂的阶段，在这些阶段中，它们会以聚集风和不明来源的物质抛射事件的形式经历更大的质量损失。在赫兹-罗素图中蓝色发光部分的恒星可以脉动，这一发现表明恒星脉动可能会影响或触发增强的质量损失和爆发。我们提出了最近的结果，两个对象在不同的阶段：一个B[e]星在主序列的末端和B型超巨星。
2013-09-19 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
A rapidly evolving high-amplitude $δ$ Scuti star crossing the Hertzsprung Gap
在这项工作中，我们报告了发现的快速演变的高振幅$δ$ Scuti星KIC 6382916（J19480292+4146558），这是跨越赫兹斯普林间隙。通过对档案资料的分析，发现了三种独立的脉动模式，其振幅和频率在4年内变化明显。前两个振型的线性周期变化率比标准演化理论构造的最佳地震模型大约3-4倍，而第三个振型的线性周期变化率比前两个振型大约8倍。更有趣的是，几乎所有第三模式的组合在频域中具有远离它们的频率峰值$0.0815\ \mathrm{c\ d}^{-1}$。提出了一个框架来解释显着大的频率和振幅变化率的第三模式，在其中我们采用了一种新的脉动模式（共振集成模式）之间的共振产生的径向p模式和非径向混合模式。此外，基于振幅和相位的相互作用图，对三种独立脉动模式及其谐波/组合之间的相互作用进行了全局分析，为今后的星震学研究提供了有用的工具。
2022-10-26 astro-ph.SR
Helium burning in moderate-mass stars
本文综述了中低质量恒星在核心氦燃烧开始时和燃烧过程中的演化。特别强调的是放在结构上的差异，这可能允许确定一个恒星的性质和演化阶段，尽管它是在一个地区的赫兹-罗素图对象从两个质量范围可能会填充的事实。对氦核边界和外部的温度和密度分布敏感的地震诊断可能是最有前途的工具。
2011-08-24 astro-ph.SR
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
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'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
Chemical abundances for A-and F-type supergiant stars
本文利用高分辨率（$R$ \，$\sim$\，42，000）光谱，计算了一组A-F型超巨星HD\，45674，HD\，180028，HD\，194951和HD\，224893的恒星参数和元素丰度。我们给出了HD 1，45674和HD 1，224893丰度分析的第一个结果。我们再次确认了Luck（2014）之前分别研究的HD 1，180028和HD 1，194951的丰度。α-元素表示天体属于薄盘族。从它们的丰度及其在Hertzsprung-Russell图上的位置可以看出，HD 1，45675、HD 1，194951和HD 1，224893处于后1DUP阶段，它们在红蓝环区运动。HD~180028则表现出典型的种群I的丰度，但其进化地位尚不能令人满意地确定。
2016-09-07 astro-ph.SR
On the Blue Loops of Intermediate-Mass Stars
我们考虑赫罗图中的蓝色环，当中等质量恒星开始核心氦燃烧时，就会出现这种情况。人们早就知道，在燃烧的壳层上方过量的氦，是核心氢燃烧时对流核心收缩的结果，会使这些恒星比其他情况下更红、更大。燃烧的炮弹向外运动，消除了多余的热量，并触发了循环。迄今为止，还没有人试图证明为什么过量的氦会产生这种效应。我们认为，局部的不透明度，这是减少过剩的氦气，壳燃料供应，这也是减少，和当地的平均分子量，这是增加的效果。我们证明，平均分子量是决定性的红化因素。不透明度的影响要小得多，减少燃料供应实际上有利于蓝向运动。
2015-02-15 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
The coronal evolution of pre-main-sequence stars
前主序星（PMS）的X射线辐射主要来自日冕。我们在这里证明，恒星Henyey轨道上的赫兹-罗素图有较低的$\log(L_X/L_\ast)$，平均而言，比恒星Hayashi轨道。这种效应是由$L_X$的衰变驱动的，一旦恒星形成辐射核心。$L_X$在中等质量PMS星（主序星A型的前身）中，相对于低质量的PMS星，其衰变速度更快。由于几乎所有的主序星都没有可探测到的X射线辐射，我们可能已经观察到它们的日冕在PMS演化过程中的损失。虽然辐射核心的大小或质量与$L_X$之间没有直接的联系，但恒星在部分对流的内部度过的时间越长，它们的X射线发射就越弱。这篇会议论文是Gregory、Adams和Davies（2016）的概要。
2016-08-18 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
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
Complex Analysis of the Stellar Binary V446\,Cep; A New Massive Eclipsing Binary in Cepheus\,OB2 Association
本文报道了早型双线食双星V446、Cep的新光谱观测结果。分析了$Hipparcos$获得的径向速度和光度数据，以导出各组成部分的天体物理参数。V446\，Cep组分的质量和半径确定为M $_p$ =17.94 $\pm$ 1.16 M $_{\odot}$和R $_p$ =8.33 $\pm$ 0.29 R $_{\odot}$，M $_s$ =2.64 $\pm$ 0.30 M $_{\odot}$和R $_s$ =2.13 $\pm$ 0.10 R $_{\odot}$。我们的分析表明V446、Cep是一个独立的大陵型系统。根据Hertzsprung-Russell理论图上各组分的位置，我们估计V446，Cep的年龄约为1000万年，忽略组分间的质量损失和质量交换的影响.利用UBVJHK星等和星际吸收，我们估计到系统V446\，Cep的平均距离为1100 $\pm$ 62\，pc。
2014-06-02 astro-ph.SR
Binary interactions as a possible scenario for the formation of multiple stellar populations in globular clusters
观测发现，球状星团中存在多个恒星星族，在Hertzsprung-Russell（HR）图中呈现出丰富的丰度变化和多个序列。我们提出了一个在GC中形成多个恒星星族的方案。在这种情况下，初始GC是单代星团，我们的模型预测，在GC中观测到的丰度异常星是合并星和由双星相互作用产生的吸积星，它们在形成时是快速旋转的恒星，并且比同一演化阶段的正常恒星质量更大。我们发现，由于它们自身的演化，这些快速旋转的恒星与处于相同演化阶段的正常恒星相比，具有不同的表面丰度、有效温度和光度。双星星族可以再现多个恒星星族的两个重要观测证据，即Na-O关系和HR图中的多重序列。这表明双星相互作用可能是GC中多个恒星星族形成的一种可能的情况。
2014-05-26 astro-ph.SR
AE Ursae Majoris -- a $δ$ Scuti Star in the Hertzsprung Gap
我们分析了$δ$ Scuti星AE Uma上收集的光度数据和光谱数据。通过分析从2009年到2012年的40个夜间光曲线，从频率内容中分别确认基频和第一泛音频率为$f_{0} = 11.62560$\，c\，d $^{-1}$和$f_{1} = 15.03124$ \，c\，d $^{-1}$。此外，另外37个频率被识别为谐波或基波和第一泛音频率的线性组合，其中25个是新检测到的。基模的周期变化率被确定为$(1/P_{0})(dP_{0}/dt) = 5.4(\pm 1.9) \times 10^{-9}$ \，yr $^{-1}$，如根据84个新确定的最大光的时间与从文献中导出的时间相结合的$O-C$图所揭示的。光谱数据表明，AE Uma是一颗星族I $δ$ Scuti星。利用这些物理性质，我们基于恒星演化程序MESA对该目标进行了理论探索，认为脉动周期的变化是由长期演化效应引起的。最后用$1.805 \pm 0.055\ M_{\odot}$的质量、$1.647 \pm 0.032 \times 10^{11}$的半径、$1.381 \pm 0.048~(\log L/L_{\odot})$的光度和$1.055 \pm 0.095 \times 10^{9}$的年龄来约束AE UMa。AE Uma可能是（Pop. I）$δ$ Scuti星，位于其演化轨道第二次关闭离开主序星之后…
2017-01-18 astro-ph.SR
Chromospheres and Winds of Red Supergiants: An Empirical Look at Outer Atmospheric Structure
质量在4到25倍太阳质量之间的恒星在主序后的生命中有相当一部分是红超巨星（RSG），并在此期间通过恒星风失去物质。对于质量大于10个太阳质量的RSG，这种质量损失具有演化意义，并可能决定了赫罗图中RSG的质量上限。尽管经过几十年的观察，RSG质量损失的驱动机制仍然未知。这主要是因为可从地面获得的光谱几乎不提供有用的风诊断，并且所获得的信息在整个风量上被空间平均。然而，在过去的十年中，哈勃空间望远镜（HST）的许多有用的紫外线风诊断观测已经获得了高信噪比和光谱分辨率。特别是，食双星中的RSG可以提供恒星色球和风的空间分辨观测。我审查可能的RSG风加速机制，讨论了一些观测限制，并提出了一些经验模型的RSG色球和风。
2010-04-11 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
Probing stellar evolution with S stars and Gaia
S-型星是一种晚型巨星，其s-过程元素的增强来自于渐近巨星分支（AGB）期间的核合成或来自于双星伴星的污染。前者称为内禀S星，后者称为外禀S星。内禀S星位于AGB上，并经历了第三次挖掘事件。S星的大气参数比M-型巨星的大气参数多（C/O比和s-过程丰度影响热结构和光谱合成），因此它们更难推导。这些大气参数也相互纠缠。尽管如此，S型恒星的高分辨率光谱数据与盖亚数据发布2（GDR 2）的大气层和MARCS模型的S型恒星大气层相结合，用于推导有效温度，表面重力和光度。这些参数不仅允许在Hertzsprung-Russell（HR）图中定位本征和非本征S星，而且还允许对S过程元素进行精确的丰度分析。
2018-10-17 astro-ph.SR
Fundamental parameters, integrated RGB mass loss and dust production in the Galactic globular cluster 47 Tucanae
本文研究了银河系球状星团47 Tuccino（NGC 104）中后主序星的基本参数和质量损失的时间演化。这是通过将光谱能量分布（SED）拟合到现有的光学和红外光度学和光谱学来实现的，以产生真正的Hertzsprung-Russell图。我们确认星团的距离为4611（+213，-200）pc，年龄为12 +/- 1 Gyr。水平分支模型似乎证实，在47 Tuc中发生的RGB质量损失并不比在更贫金属的欧米茄半人马座中发生的更多，尽管由于模型之间的不一致而出现了困难。使用我们的SEDs，我们确定了那些表现出红外过剩的恒星，只在最亮的巨星中发现过剩：尘埃质量损失开始于~ 1000 Lsun的光度，在2000 Lsun以上变得无处不在。尽管使用了同样的斯皮策档案图像，但最近关于低光度巨星周围产生尘埃的说法无法重现。
2011-01-05 astro-ph.SR
The Physical Properties of Red Supergiants
红超巨星（英语：Red supergiants，RSG）是中等质量恒星（10 - 25太阳质量）生命中的一个演化的氦燃烧阶段。这些恒星的物理性质标志着它们是大质量恒星演化的一个重要而极端的阶段，但确定这些性质已经是多年来的一场斗争。RSG的冷扩展大气使它们在赫兹-罗素图上处于极端位置，对恒星大气模型的传统假设提出了重大挑战。这些恒星的尘埃拱星环境可能会使它们的物理性质的确定变得复杂，银河系和邻近星系中不寻常的RSG呈现出一系列神秘的性质和行为，这些性质和行为会使恒星演化理论的预测变得紧张，有时甚至是蔑视。然而，近年来，我们对RSG的理解，包括应用于我们对这些恒星的观测和解释的模型和方法，已经发生了巨大的变化和增长。这篇评论回顾了一些最新的工作，已经取得了进展，我们对RSG的理解，并认为我们不断发展的这些凉爽的大质量恒星的图片所提出的许多新的问题。
2009-11-24 astro-ph.SR
New ultra-cool and brown dwarf candidates in Gaia DR2
上下文第二次盖亚数据发布（盖亚DR 2）包含13亿个源的高精度位置，松弛和自行。由此产生的赫兹-罗素图揭示了整个质量范围内的精细结构。目的。本文旨在研究盖亚DR 2在低质量端的含量，并表征超冷和棕矮星。方法.我们首先在盖亚DR 2中检索光谱确认的超冷和棕矮星样本。我们使用他们的轨迹在精确的赫兹-罗素图选择新的候选人，并调查他们的属性。结果在盖亚DR 2中回收的光谱确认的物体数量分别相当于预期的盖亚星等Gest $\leq$ 21.5和20.3的物体数量的62%和71%，显著填补了盖亚DR 1的空白。此外，盖亚DR 2包含约13000个$\geq$ M7和679个新的L候选者。初步的分类表明，有几百颗是年轻的或亚矮星候选者。它们的距离分布表明，太阳邻域普查仍然不完整。结论.盖亚DR 2提供了大量关于低质量天体的信息。它提供了一个均匀和精确的候选人值得进一步表征光谱观测目录。
2019-01-09 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
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
Evolutionary status of W Vir pulsating variables
对初始组成为$Y_0=0.25$、$Z_0=10^{-3}$和初始质量为$M_0 = 0.82M_\odot$的星族II恒星从主序星到白矮星的恒星演化进行了计算。用Blocker质量损失速率公式（$0.01\leη_B\le 0.12$）中的参数的不同值计算了12个AGB和post-AGB进化序列。选定的模型的演化序列的质量$M=0.536M_\odot$，$0.530M_\odot$和$0.526M_\odot$的经验，由于最后的氦闪光的Hertzsprung-Russel图中的环被用作初始条件的流体动力学方程的解描述径向恒星振荡。径向基模脉动的不稳定区域从渐近巨星分支延伸到有效温度高达$T_\mathrm{eff}\approx 6\times 10^3$ K。流体动力学模型的脉动周期在15 ~ 50天之间，与W~Vir脉动星的周期一致。周期为$Π> 50$天的中间谱型基模振荡器模型位于半正则脉动变星区域的Hertzsprung-Russel图的上部。我们的结论是，W~Vir脉动变星是低质量的后AGB星，经历了最后的氦闪光。
2020-11-18 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
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
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
The Formation and Early Evolution of Low-mass Stars and Brown Dwarfs
在过去十年中，大量年轻的低质量恒星和褐矮星的发现使得人们有可能在以前未探索的质量区域中研究恒星的形成和早期演化。在这篇综述中，我们首先描述了附近的协会，疏散星团，恒星形成区的低质量成员的调查和用于表征它们的恒星性质的方法。然后，我们使用这些人口的观察，以测试在低质量的恒星形成和演化的理论。为了与形成模型进行比较，我们考虑了低质量恒星和褐矮星的初始质量函数、恒星多重性、星周盘、原恒星特征以及出生时的运动学和空间分布。为了测试演化模型，我们专注于测量的动态质量和经验的赫茨伯格-罗素图的年轻棕矮星和行星的同伴。
2012-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismology of the High-amplitude $δ$ Scuti Star EH Librae
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Department of Physics, Taiyuan Normal University（太原师范学院物理系）；Institute of Computational and Applied Physics, Taiyuan Normal University（太原师范学院计算与应用物理研究所）；School of Physics and Astronomy, China West Normal University（西华师范大学物理与天文学院）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（云南省超新星国际研究中心）；School of Physics, Nankai University（南开大学物理学院）
本文结合地基与空间观测对HADS星EH Lib进行精确星震学分析，通过MESA和GYRE建模匹配基频与周期变化率，确定其质量、光度和年龄，并将其归类为位于赫氏空隙的单模HADS星。
2026-10-22 astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation - III. Models from 0.8 to 120 Msun at a metallicity Z = 0.002
（缩短）我们提供了一个网格的单星模型覆盖的质量范围从0.8到120 Msun与初始金属量Z = 0.002旋转和不旋转。我们讨论的金属丰度的变化的影响，通过比较当前的轨道与模型计算完全相同的物理成分，但与金属丰度Z = 0.014（太阳）。我们发现，在赫罗图（HRD）上部的主序（MS）带的宽度，对于光度log（L/Lsun）> 5.5，是非常敏感的旋转混合。强混合显著地减小了MS宽度。我们确认，但在这里的第一次在整个质量范围内，表面富集在低金属丰度提供的比较是相当的初始质量，旋转和进化阶段。我们表明，由于金属丰度降低（所有其他因素保持不变）的增强因子增加时，初始质量降低。目前的模型预测的红超巨星（RSG）的最高光度的log（L/Lsun）在5.5左右，在Z = 0.002的小麦哲伦云中的RSG的观测上限一致。我们表明，模型使用剪切扩散系数校准再现MS B型星在Z = 0.014观察到的表面富集也可以再现较强的富集在低金属丰度观察。在本模型的框架下，我们讨论了MS阶段后的第一次穿越赫兹波间隙的时间尺度的因素。我们表明，任何有利于深本地化的H-燃烧壳（陡峭的梯度在边界处的H-燃烧对流核心，低CNO含量）和/或低不透明度的H-丰富的信封有利于一个蓝色的位置在HRD的整个或至少一个显着部分的核心氦燃烧阶段的过程。
2013-08-23 astro-ph.SR
