Red supergiant star studies with CO5BOLD and Optim3D
我们描述了最近的工作集中在更好地了解红超巨星使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟CO5BOLD。现在有少量的模拟，跨度长达七年的恒星时间，在不同的数值分辨率。我们的讨论集中在干涉和光谱观测。我们指出了一些问题，特别是线的深度和线宽，没有很好地再现模拟。最近引入的辐射场的非灰色处理极大地改善了与观测的匹配，但没有解决所有困难。我们还回顾了新恢复的有效温标的争议，并认为这将只能使用三维RHD模型解决。
2013-05-29 astro-ph.SR
Interferometric imaging diagnostics of X Hya's circumstellar environment
光学干涉测量是研究AGB星近区环境的有力工具。利用几毫角秒的空间分辨率，甚至可以直接对角度大的物体表面成像。这是特别感兴趣的米拉星和红超巨星的尘埃风是从或非常接近光球的脉动和对流之间的相互作用。基于两个历元的米拉星X Hya的干涉观测，我们提出了如何变化的角度大小与波长的挑战脉动模型，以及如何重建图像可以揭示对象的形状和它的不对称结构的演变。
2015-03-04 astro-ph.SR
GCIRS 7, a pulsating M1 supergiant at the Galactic centre. Physical properties and age
银河系中央秒差距内的恒星星族主要由古老的（几个Gyr）恒星族组成，但年轻的大质量恒星主导光度函数。我们已经研究了这些恒星中最明亮的GCIRS 7，以限制银河系中心最近恒星形成事件的年龄，并将其作为银河系中心重力仪观测的干涉参考，这将在不久的将来装备甚大望远镜干涉仪。我们提出的第一个H波段干涉观测GCIRS 7，获得了使用的PIONIER访问仪器的VLTI使用四个8.2米单位望远镜。此外，我们提出了未发表的K波段VLTI/AMBER数据，建立JHKL光变曲线的基础上跨越40年的数据，并测量了恒星的有效温度使用SINFONI光谱。GCIRS 7在H波段的分辨率很低（2013年：均匀盘直径=1.076+/-0.093 mas，R=960+/-92 Rsun at 8.33+/-0.35kpc）。我们检测到一个显着的拱星的贡献在K波段。这颗恒星及其周围的环境在亮度和大小上都是可变的。光球H波段的变化有两个周期：P0~470+/-10天（振幅~ 0.64等）和长次周期LSP~2700-2850天（~ 1.1等）。从CO等效宽度测量，<Teff>=3600+/-195K。它的大小、周期、光度（<Mbol>=-8.44+/-0.22）和有效温度都符合M1超巨星的标准，其初始质量为22.5+/-2.5Msun，年龄为6.5- 1000万年（取决于自转）。这个年龄与最近中央秒差距恒星形成事件的大多数…
2014-06-20 astro-ph.SR
The close environment of high-mass X-ray binaries at high angular resolution I. VLTI/AMBER and VLTI/PIONIER near-infrared interferometric observations of Vela X-1
最近X射线观测的灵敏度和光谱分辨率的改进，使人们对高质量X射线双星附近的物质性质有了更好的了解。然而，它们在更大尺度上的环境的几何和物理特性目前只能通过模拟来预测。我们的目标是探索船帆座X-1的环境在几个恒星半径的超巨星使用空间分辨观测在近红外和研究其动力学演化沿9天的轨道周期的系统。我们分别在2010年和2012年使用VLTI的长基线干涉测量技术，使用K波段的AMBER仪器和H波段的PIONIER仪器观测了船帆座X-1。“先锋”号的观测跨越一个轨道周期，以监测系统几何形状的可能演变。我们从AMBER数据中解析出$8\pm3~R_\star$的结构，从PIONIER数据中解析出$2.0\,_{-1.2}^{+0.7}~R_\star$的结构。从闭合阶段我们发现船帆座X-1的环境是对称的。我们观察到的连续谱和谱线在K波段之间的可比测量，这意味着这两个发射来自同一个形成区域。从2012年对该系统的一段时间的监测中，我们发现信号是恒定的，轨道相位在误差条内。我们提出了三种情况下的两个测量之间的差异：要么在超巨星风中存在强烈的温度梯度，导致热成分比在K波段观察到的风的冷部分更紧凑，要么我们在2010年观察到一个扩散壳层，可能是由2012年溶解在星际介质中的脉冲星吸积率的关闭状态触发的，或者在H波段观察到的结构是恒星光球而不是超巨星风。
2013-11-16 astro-ph.SR
CHARA/MIRC interferometry of red supergiants: diameters, effective temperatures and surface features
我们利用CHARA阵列上的MIRC仪器获得了三颗银河系红超巨星的H波段干涉观测。目标包括AZ Cyg、字段RSG和Per OB1协会的两个成员RS Per和T Per。我们发现在所有情况下，偏离圆对称的证据，这可以与热点的存在建模。这是首次在$H$波段检测到这些特征。测量的平均直径和光谱能量分布相结合，以确定有效温度。这些结果进一步支持了Levesque等人（2005）最近导出的红超巨星更热的温度标度，该温度标度被用来调和经验确定的物理参数和恒星演化理论。我们看到斑点和星周尘埃的中红外辐射之间可能存在相关性，这表明质量损失和产生斑点的机制之间存在联系。
2009-02-17 astro-ph.SR
The convective surface of the red supergiant Antares. VLTI/PIONIER interferometry in the near infrared
上下文对流是解释红超巨星质量损失触发机制的候选者。由于光球层上的对流单体体积很小，人们对它们的特性知之甚少。目标。利用近红外干涉测量，我们打算解决光球的红超巨星，并带来新的限制，他们的建模。方法.我们使用4望远镜仪器VLTI/PIONIER观测了附近的红超巨星仙女座。我们收集了H波段1.8米望远镜三种可用配置的数据。结果我们获得了前所未有的角分辨率的磁盘上的恒星（6%的恒星角直径），限制了对流细胞的平均大小，带来了新的约束数值模拟。使用一个分析模型与亮点的分布，我们确定其对能见度信号的影响。结论我们确定，在Anglesia上的干涉信号与具有从45%到5%的角直径的各种尺寸的对流细胞兼容。我们还得出结论，对流单体可以强烈影响角直径和边缘变暗的测量。特别地，表观角直径变得取决于采样的位置角。
2017-09-14 astro-ph.SR
Long Term Evolution of Surface Features on the Red Supergiant AZ Cyg
我们介绍了在高角分辨率天文学中心（CHARA）阵列的六望远镜上用密歇根州的红-红组合器（MIRC）对红超巨星（RSG）AZ Cyg进行的H波段干涉观测。观测时间跨度为5年（2011-2016年），提供了对RSG表面特征短期和长期演变的深入了解。使用光谱的AZ Cyg与SpeX获得的美国宇航局的红望远镜设施（IRTF）和合成光谱计算球形MARCS，球形PHOENIX，和SAtlas模型的大气，我们得出$T_{\text{eff}}$之间的$3972 K$和$4000 K$和$\log~g$之间的$-0.50$和$0.00$，取决于所使用的恒星模型。使用拟合的平方可见度和盖亚松弛，我们测量其平均半径$R=911^{+57}_{-50}~R_{\odot}$。使用我们的独立于模型的成像代码SQUEEZE和OITOOLS.jl重建的恒星表面显示了一个复杂的表面，具有小的明亮特征，这些特征似乎在不到一年的时间尺度上变化，而更大的特征持续超过一年。这些图像的1D功率谱表明$0.52-0.69~R_{\star}$的特征尺寸是较大的、长寿命的特征。这接近于从恒星表面的三维RHD模型导出的$0.51-0.53~R_{\star}$的值。我们的结论是，这颗星的干涉成像与三维RHD模型的预测是一致的，但短期成像需要更严格地测试RSG对流的预测。
2021-06-29 astro-ph.SR
CHARA/MIRC observations of two M supergiants in Perseus OB1: temperature, Bayesian modeling, and compressed sensing imaging
在CHARA天文台上用MIRC仪器在H波段观测到了Per OB 1星协的两颗红超巨星RS Per和T Per。这些数据清楚地表明了圆对称的偏离。我们在这里提出了专门开发的新技术来分析这种情况下，基于国家的最先进的统计框架。恒星表面首先建模为基于SATLAS模型的边缘变暗的光盘，适合MIRC干涉数据和公开可用的分光光度数据。然后使用贝叶斯模型选择来确定点的最可能数量。还确定了有效表面温度，进一步支持了最近导出的红超巨星较热温标。恒星表面重建我们的模型无关的成像程序SQUEEZE，利用其新的正则化基于压缩感知理论。我们发现模型选择的结果和重建之间非常吻合。我们的研究结果提供了证据的近红外斑点的存在，约3-5%的恒星流量。
2014-06-11 astro-ph.SR
Stellar atmospheres, atmospheric extension and fundamental parameters: weighing stars using the stellar mass index
理解恒星的最大挑战之一是测量它们的质量。测量恒星质量的最好方法包括双星相互作用、星震学和恒星演化模型，但这些方法对红巨星和超巨星并不理想。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来推断恒星质量的演化红巨星和超巨星使用干涉和分光光度观测相结合的球形模型恒星大气测量我们所谓的恒星质量指数，定义为恒星半径和质量之间的比率。该方法是基于角直径的不同测量值之间的相关性，用作大气扩展的代理，和基本的恒星参数。对于一个给定的恒星，分光光度法测量罗斯兰角直径，而干涉测量通常探测更大的边缘变暗的角直径。这两个角直径的比率与恒星大气的相对延伸成正比，而恒星大气的相对延伸与恒星的有效温度、半径和质量密切相关。我们表明，这些相关性很强，可以导致恒星质量的精确测量。
2016-08-08 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres III. Validation of the method on VLTI/AMBER observations of the Mira star S Ori
AGB星大气层的结构和动力学知识对于更好地理解质量损失至关重要。层析成像方法依赖于光谱掩模的设计，该掩模包含在恒星大气中给定光学深度范围内形成的谱线，是实现这一目的的理想技术。它被应用于高分辨率光谱干涉VLTI/琥珀色观测的Mira型AGB星S猎户座。首先，在对层析掩模有贡献的波长处提取干涉仪的vibrium，并将其拟合到从均匀盘模型计算出的波长处。这允许测量由相应掩模探测的大气层的几何范围。然后，我们将观测到的大气扩展与现有的一维脉动CODEX模型和三维辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟测量的大气扩展进行比较。我们发现，虽然S Ori中层析掩模探测的平均光学深度减小，（使用$<\log τ_0> = -0.45$、$-1.45$、和$-2.45$从最内层到中心层和最外层），这些层的角直径增加，从10.59 $\pm$ 0.09 mas至11.84 $\pm$ 0.17 mas，高达14.08 $\pm$ 0.15 mas。类似的行为时，观察到的层析成像方法被应用到1D和3D的动力学模型。因此，这项研究得出，第一次，光学和几何深度尺度之间的定量关系时，适用于Mira星S Ori，或1D和3D动力学模型。在Mira型恒星的背景下，光学和几何深度之间的联系的知识开辟了一条道路，以获得冲击波传播速度，这不能直接观察到这些恒星。
2020-09-08 astro-ph.SR
The Yellow and Red Supergiants of M33
黄超巨星和红超巨星是演化的大质量恒星，它们在HR图上的数量和位置可以为大质量恒星演化模型提供严格的测试。先前的研究发现，观测到的黄超巨星的相对数量与质量的函数之间存在很大的差异，而红超巨星在HR图上的预测和观测位置之间的分歧最近才得到解决。在这里，我们通过检查M33的黄和红超巨星种群来扩展这些研究。不幸的是，识别这些恒星是困难的，因为颜色-星等图的这一部分被前景矮星严重污染。我们通过径向速度和双色表面重力判别式的组合来识别红超巨星，在用我们新选择的红超巨星重新表征M33的旋转曲线之后，我们通过径向速度和OI $λ$ 7774三重态的强度的组合来识别黄超巨星。我们总共检查了~1300个光谱，并确定了121个黄超巨星（一个在光度上无偏的log（L/L \odot）~ 4.8的样本）和189个红超巨星。在将这些天体放在HR图上之后，我们发现最新一代的日内瓦演化轨迹与我们观测到的红超巨星和黄超巨星的位置、观测到的黄超巨星相对数量与质量以及观测到的红超巨星质量上限非常一致。因此，这些模型代表了对前几代的巨大改进。
2012-03-01 astro-ph.SR
The case for optical interferometric polarimetry
在过去的10年里，长基线光学干涉测量（LBOI）已经从增加的灵敏度、空间分辨率和光谱分辨率中受益匪浅，例如，测量单颗恒星的直径和不对称性，成像/拟合多颗恒星的轨道，模拟Be星盘，模拟AGN核。同样，偏振测量也产生了极好的天体物理结果，例如，描述红巨星/超巨星的大气层和壳层，模拟AGB星的包层，研究Be星的形态，以及监测活动星系核的短期和长期行为。仪器的下一个合乎逻辑的发展步骤是将LBOI与偏振测量相结合，称为光学干涉偏振测量（OIP）。换句话说，空间相干性的测量与正交偏振状态之间的相干性的测量同时执行。
2008-11-19 astro-ph astro-ph.SR
Searching for Cool Dust: II. Infrared Imaging of the OH/IR Supergiants, NML Cyg, VX Sgr, S Per and the Normal Red Supergiants RS Per and T Per
本文报道了三颗著名的OH/IR红超巨星（NML Cyg，VX Sgr，S Per）和两颗正常红超巨星（RS Per，T Per）的MMT/MIRAC（9-11 μm），SOFIA/FORCAST（11-37 μm）和Herschel/PACS（70和160 μm）红外成像和测光结果。我们使用辐射转移程序DUSTY模拟了观测到的光谱能量分布。来自SOFIA/FORCAST成像的方位角平均剖面，以及来自DUSTY的尘埃质量分布剖面，限制了这些超巨星的质量损失历史。对于我们观测到的所有超巨星，DUSTY模型表明，恒定的质量损失率不会产生足够的尘埃来解释恒星SED中观测到的红外辐射。将我们的结果与Shenoy等人（2016）（论文I）相结合，我们发现一些红超巨星的混合结果显示了可变和高质量损失事件的证据，而其他人在过去的几千年中有恒定的质量损失。
2018-04-04 astro-ph.SR
Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud
由于它们的过渡性质，黄超巨星为进化建模提供了关键挑战。M31和SMC之前的研究表明，日内瓦演化模型在预测这些短命恒星的寿命方面做得很差。在这里，我们将这项研究扩展到LMC，同时也调查了星系的红超巨星含量。这项任务由于受到银河系前景恒星的污染而变得复杂，光靠颜色和星等标准是无法消除的。因此，我们使用自行和大麦哲伦星系的大系统径向速度（\sim 278 km/s）来分离出这些前景矮星。在观测了近2,000颗恒星后，我们确定了317颗可能的黄超巨星，6颗可能的黄超巨星和505颗可能的红超巨星。我们的黄超巨星样品的前景污染为\sim 80%，而红超巨星样品的前景污染仅为3%。通过将黄色超巨星放在H-R图上，并将它们与进化轨迹进行比较，我们发现新的日内瓦进化模型在预测这些短暂物体的位置和寿命方面做得很好。
2012-02-20 astro-ph.SR
Evolution of blue supergiants and αCygni variables; Puzzling CNO surface abundances
一颗大质量恒星可以直接从主序星演化而来，也可以从先前的红超巨星演化而来，进入蓝超巨星区。不同历史的蓝超巨星的比例取决于红超巨星阶段的内部混合和质量损失。我们研究了利用恒星脉动的诊断来区分具有不同演化历史的蓝超巨星的可能性。为此，我们研究了用Geneva恒星演化程序计算的初始质量为8 ~ 50 M $_\odot$，太阳金属丰度为$Z=0.014$的大质量恒星模型的脉动性质。我们发现，只有在以前的红超巨星模型中，蓝超巨星区域才激发出径向脉动。这将为我们诊断每个蓝超巨星的演化历史提供有用的手段。在给定的有效温度下，在红超巨星阶段之后的模型中激发的非径向脉动比在向红超巨星演化的模型中激发的非径向脉动多得多。讨论了蓝超巨星中径向和非径向脉动的性质。预测的周期与银河系和NGC 300中的一些天鹅座α变星观测到的周期范围进行了比较。我们发现，在大多数情况下，红超巨星阶段之后的蓝超巨星模型与观测到的周期范围大致一致。然而，我们留下了一个难题，即与天津四和参宿七相比，预测的表面N/C和N/O比值似乎过高。
2013-05-11 astro-ph.SR
A catalog of Galactic multiple systems with a red supergiant and a B star
由红超巨星和B星组成的双星系统是研究恒星演化的有用探针。我们已经搜索了文献，创建了一个包含108个此类星系的目录，在这里展示。
2020-01-31 astro-ph.SR
Evolution and the period-luminosity relation for red supergiants in the Magellanic Clouds
利用恒星演化计算和辐射流体力学方程组及湍流对流方程组的自洽解，研究了麦哲伦云红超巨星中径向脉动的激发。初始质量为6 M_odot <=M_zams<=28 M_odot，初始化学成分为X=0.7，0.004<=Z<=0.008的恒星在成为氦燃烧红超巨星时，其基模振荡周期为17 ~ 1200天。周期光度关系与质量损失率的关系为3倍，与金属丰度的关系为Δ M_bol=0.89 Δ log Z。与银河系红超巨星（Z=0.02）相比，麦哲伦云红超巨星的低金属丰度是导致它们在氦燃烧过程中具有更高的有效温度和更窄的演化恒星半径变化范围的原因。因此，在周期质量图上，麦哲伦云的红超巨星都位于δ log M = 0.09的宽度带内，因此，用已知的脉动周期来估算红超巨星质量的不确定度接近25%。
2013-02-02 astro-ph.SR
Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem
我们研究了红超巨星问题：质量在16 - 30 M_sun之间的IIP型超新星祖先的明显缺乏。虽然已经观测到质量在这个范围内的红超巨星，但在爆炸前的图像中没有一颗被确定为祖先。我们表明，由于没有考虑到红超巨星风中产生的尘埃所导致的额外灭绝，我们可能低估了最大质量红超巨星在生命结束时的光度。我们估计的初始质量的所有类型IIP祖细胞的观察存在，并分析由此产生的人口。我们发现，IIP型原始恒星的最大质量可能是21^{+2}_{-1} M_sun。这与单星演化模型预测的极限更接近。
2011-12-15 astro-ph.SR
The period-luminosity relation of red supergiants with Gaia DR2
我们使用盖亚数据发布2的数据和来自AAVSO和ASAS活动的长达70年的测光，重新审视了银河系红超巨星的K波段周期光度（PL）关系。此外，我们研究了206 LMC红超巨星使用50年的光度数据从数字化哈佛天文板收集。通过计算功率谱确定了周期，计算了样品的周期-光度关系，并与文献进行了比较。新获得的数据大大收紧了P-L关系。已确定的周期分为两组：一组的周期为300-1000天，对应于脉动，另一组的长次级周期在1000 - 8000天之间。在48个银河系天体中，我们发现25颗恒星的周期较短，23颗恒星的次级周期较长。在LMC样本中，我们分别识别出85颗和94颗具有较短和较长次级周期的红超巨星。银河系红超巨星的P-L关系与大麦云云和仙女座星系中的红超巨星是一致的。我们发现，已知的红巨星周期光度序列与本文所研究的红超巨星序列之间没有明显的连续性。
2019-06-12 astro-ph.SR
Tomography of the red supergiant star μ Cep
本文应用层析成像方法研究了红超巨星μ Cep和三维辐射流体动力学模拟快照中的恒星大气层深度速度场，以约束大气层运动并将其与光度变化联系起来。
2018-09-20 astro-ph.SR
Episodic Gaseous Outflows and Mass Loss from Red Supergiants
红超巨星VY CMa和更典型的红超巨星参宿四在它们的光学和红外成像、光谱和光变曲线中提供了清晰的观测证据，证明了离散的、定向的气体外流。在非常明亮的VY CMa中，红外亮结和团块的质量损失估计不仅主导了其测量的总质量损失，而且解释了它。在较低光度的参宿四中，其星周凝聚的类似质量估计表明，它们对测量的质量损失率有显着贡献。我们提出了新的测量这两颗恒星，并讨论了其他红超巨星的气体喷射的额外证据。气体外流是最明亮的RSG的主要质量损失机制，也是更典型的红超巨星如参宿四的重要贡献者。我们的结论是，气体外流，磁场和表面活动，相当于日冕物质抛射，是一个主要的贡献者，从红超巨星的质量损失和丢失的组件在讨论其质量损失机制。
2022-01-19 astro-ph.SR
VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), sigma Oph, BM Sco, and HD 206859
我们增加了四个温暖的晚型超巨星，我们以前的光谱干涉研究的红巨星和超巨星。V766 Cen（=HR 5171 A）被发现是一个高光度log（L/L_sun）=5.8+-0.4的源，Teff 4290+-760 K，半径1490+-540 Rsun，位于Hayashi和Eddington极限附近;这个源与40 Msun的演化轨迹一致，没有旋转，目前质量27-36 Msun。它表现出碘化钠的发射所产生的半径为1.5 Rphot和一个约0.1 Rphot的光心位移的壳。V766 Cen显示出强烈的扩展分子（CO）层和尘埃拱星背景成分。这表明在风开始时，大约有1.5 Rphot的光学厚度的伪光球。V766 Cen是一颗接近林极限的红超巨星，而不是之前讨论过的已经向更温暖的Teff方向演化的黄超巨星。发现sigma Oph、BM Sco和HD 206859的光度较低，约为log（L/Lsun）=3.4-3.5，Teff为3900-5300 K，相当于5-9 Msun轨道。它们并不像我们的样本中的高光度红超巨星那样显示出扩展的分子层。BM Sco显示了一个异常强大的贡献，由一个过分辨率的星周尘埃成分。这些恒星更可能是高质量的红巨星，而不是红超巨星。这在HR图中留下了一个未采样的轨迹，对应于光度log（L/Lsun）~3.8-4.8或质量10-13 Msun，可能对应于恒星在RSG阶段爆发为II-…
2016-10-06 astro-ph.SR
Mass loss of red supergiants: a key ingredient for the final evolution of massive stars
从观测或理论的观点来看，红超巨星阶段的质量损失率受到的限制非常少。然而，它们可以非常高，并使大质量恒星在这一阶段失去大量质量，大大影响恒星的最终演化：它最终会成为红超巨星吗？它会通过移除富含氢的外壳而向蓝色进化吗？在本文中，我们简要总结了这种质量损失和相关的不确定性的影响，特别是对蓝超巨星的人口。
2015-08-19 astro-ph.SR
Betelgeuse and the red supergiants
参宿四是天空中最壮丽的恒星之一，也是最近的红超巨星之一。天文学家于2012年秋天聚集在巴黎，以确定我们对它的结构，行为，过去和未来的演化所知，以及如何将其置于红超巨星类的一般背景下。在这里，我反思了讨论，并提出了一个综合的证据。我相信，在这四天里，我们已经解开了一些谜团。
2013-04-02 astro-ph.SR
Analytic, dust-independent mass-loss rates for red supergiant winds initiated by turbulent pressure
上下文红超巨星被观测到经历剧烈的质量损失。然而，到目前为止，还没有理论模型成功地解释了这些物体的风的起源。这极大地限制了我们对红超巨星演化和II-P型和II-L型超新星祖先性质的理解。目标。我们研究了剧烈的大气湍流可能在启动和确定红超巨星的质量损失率中发挥的作用。方法.我们分析和数值求解方程的质量和动量守恒，我们后来耦合到一个大气温度结构，以获得理论上动机的质量损失率。然后，我们比较这些国家的最先进的经验质量损失率标度公式，以及观测推断的红超巨星的质量损失率。结果我们发现，由于红超巨星的特征湍流速度推断的压力是足够的，以解释这些对象的质量损失率在没有通常采用的不透明度从星周尘埃。受这一初步成功的激励，我们提供了第一个理论和全面分析的红超巨星质量损失率处方。最后，我们强调了一些有趣的可能的影响，这些利率为未来的研究恒星演化，特别是在缺乏直接依赖于金属丰度。
2021-01-08 astro-ph.SR
The Red Supergiant Problem: As Seen from the Local Group's Red Supergiant Populations
针对II型超新星预成像中高光度红超巨星（RSG）前身星缺失的红超巨星问题，本研究结合银河系及本星系群其他星系的RSG种群，量化相关假设的不确定性，发现M3或更晚光谱型RSG可复现观测陡度，且因误差过大未证实高光度前身星缺失。
2024-12-05 astro-ph.SR
High spectral resolution spectroscopy of the SiO fundamental lines in red giants and red supergiants with VLT/VISIR
我们提出了高光谱分辨率（R = 30000）光谱观测的SiO基线近8.1微米的16个明亮的红巨星和红超巨星使用VLT/VISIR。我们的样本包括七个正常的K-M巨星，三个米拉星，三个光学明亮的红色超巨星，两个尘埃红色超巨星，以及银河系中心附近的神秘物体GCIRS 3。除了GCIRS 3外，我们在所有的程序星中都检测到了SiO基本线。正常K巨星和M巨星以及光学明亮的红超巨星中的SiO线不显示P-Cyg轮廓或蓝移，这意味着在SiO线形成区域没有系统的流出。另一方面，我们在尘埃红超巨星VY CMa和VX Sgr（后者是一个新的检测）的SiO线中检测到P-Cyg轮廓，这表明流出速度分别为27和17 km/s。我们推导出基本的恒星参数（有效温度，表面重力，光度和质量）的正常K-M巨星和光学明亮的红超巨星在我们的样本和比较观测到的VISIR光谱与合成光谱预测从MARCS光球模型。在温度高于~3400 K的程序星中观测到的大部分SiO谱线都被MARCS模型合理地再现了，这使我们能够估算硅的丰度以及28 Si/29 Si和28 Si/30 Si的比值。然而，我们检测到可能的吸收过剩，在一些SiO线。此外，即使考虑尘埃的排放，较冷的红巨星和红超巨星中的SiO线也不能用MARCS模型来解释。这种不一致可能是致密的、扩展的分子外层大气的一个特征。
2013-10-29 astro-ph.SR
The chemistry of dust formation in red supergiants
大质量恒星在其演化的后期阶段作为红超巨星经历质量损失。由此产生的风表现出不同程度的动力学和化学复杂性，并产生分子和尘埃颗粒。这篇综述总结了我们对红超巨星风的分子和尘埃成分的认识，包括VY CMa和参宿四。我们讨论了尘埃的合成作为一个非平衡过程中的恒星风，并提出了目前的知识，在富氧尘埃，如硅酸盐和金属氧化物的形成所涉及的化学。
2013-03-12 astro-ph.SR
The Properties of Fast Yellow Pulsating Supergiants: FYPS Point the Way to Missing Red Supergiants
快黄脉动超巨星（Fast yellow pulsing supergiants，FYPS）是最近发现的一类演化的大质量脉动巨星。作为候选的后红超巨星天体，以及少数几类脉动演化的大质量恒星之一，这些天体具有令人难以置信的潜力，可以改变我们对大质量恒星结构和演化的理解。在这里，我们研究的样本126冷超巨星麦哲伦云观测凌日系外行星调查卫星（\tess ~），以确定脉动的恒星的光变曲线。通过质量切割和滤除杂质，我们在Hertzprung-Russel（HR）图上分析了脉动星的分布，发现FYPS位于$\log L/L_\odot \gtrsim 5.0$之上。这个光度边界对应于初始质量为$\sim$ 18-20 $M_\odot$的恒星，与超新星（SNe）II-P的最大质量红超巨星祖先以及SNe IIb祖先的观测性质一致。这个阈值与FYPS是后RSG星的观点一致。最后，我们描述的FYPS脉动的行为作为其在HR图中的位置的函数。我们发现低频脉动在较高的有效温度下，较高的频率脉动在较低的温度下，与过渡的两个行为之间的中间温度。FYPS的观测性质使其成为未来理论研究的热门对象。
2022-11-16 astro-ph.SR
The mass-loss rates of red supergiants at low metallicity: Detection of rotational CO emission from two red supergiants in the Large Magellanic Cloud
利用赫歇尔空间天文台的PACS和SPIRE光谱仪，我们获得了大麦云（LMC）中两颗红超巨星（RSG）的光谱。从IRAS 05280-6910中检测到多条旋转CO发射线（J=6-5至15-14）和15条H2O线，从WOH G64中检测到一条CO线。这是第一次在LMC的演化恒星中检测到CO旋转线。它们的CO谱线强度与银河系的RSG、VY CMa一样强。通过对CO谱线和光谱能量分布的建模，估算出IRAS 05280-6910的质量损失率为每年3 × 10 ^-4兆太阳。该模型假设了一个气体-尘埃比和一个CO-H2丰度比是从由LMC金属丰度（[Fe/H]~-0.3）标度的银河值估计的，即，在模型的不确定性范围内，银河系和LMC金属丰度的CO-尘埃比是恒定的。确定CO谱线强度和质量损失率的关键因素是恒星的光度。
2016-08-05 astro-ph.SR
Red supergiants and stellar evolution
本文综述了红超巨星在恒星星族中的重要作用，以及它们对理论恒星演化提出的一些挑战和问题。我们提出了如何金属丰度和旋转修改的方式恒星去红色部分的赫兹斯普林-罗素图或回来，以及如何RSG可能会保持他们的主序星演化的痕迹。我们比较了理论人口比例与观测。
2013-03-07 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres II. Signature of convection in the atmosphere of the red supergiant star $μ$ Cep
红超巨星是冷质量恒星，是宇宙中最大和最明亮的恒星。它们的特点是不规则或半规则的光度变化，其物理原理尚不清楚。本文利用层析方法导出了红超巨星$μ$ Cep的速度场，并将其与光度变化联系起来。层析成像方法允许恢复的视线速度分布在恒星盘和不同的光学深度切片。该方法被应用到一系列的高分辨率光谱的$μ$ Cep，这些结果进行了比较，从3D辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟的红超巨星。在速度场的波动与光度和光谱的变化进行比较，后者是来自TiO带强度和服务（至少部分）代理的有效温度的变化。层析成像方法揭示了速度和光谱/光度变化之间的相移。这种相移导致温度-速度平面中的滞后回线，其时间尺度为几百天，类似于光度计。在$μ$ Cep中测量的滞后回线时间尺度与干扰对流模式的声波的时间尺度之间的相似性表明，这种波在触发滞后回线中起重要作用。
2019-10-10 astro-ph.SR
The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Sco, UY Sct and KW Sgr
本文介绍了红超巨星AH Sco、UY Sct和KW Sgr的大气结构和基本性质。我们用VLTI/AMBER仪器在近红外K波段对AH Sco、UY Sct和KW Sgr进行了光谱干涉观测，并将数据与一个新的流体静力学PHOENIX模型大气网格进行了比较。在我们的能见度数据中，我们观察到扩展大气中的水和CO分子层。对于一个统一的磁盘建模，我们观察到的尺寸增加在10%至25%的水频带和CO频带的20%-35%的近连续带通。PHOENIX大气模式预测光谱和连续可见度值，但不能再现分子层的大扩展。这表明，分子谱带的不透明度被包括在内，但与观测结果相比，模型大气过于紧凑。观察到的扩展层可能会因脉动或对流等过程而悬浮，这些过程不包括在流体静力大气模型中。将连续谱能见度值与PHOENIX模型进行比较，我们估计了罗瑟兰平均光球角直径。结合距离和分光光度，我们计算了半径和有效温度。在HR图中的目标位置被证实接近，并可能稍微偏右，最近的进化轨迹对应于大约20 Msun和40 Msun之间的质量的Hayashi极限
2013-06-11 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
Detection of the linearly polarised spectrum of the red supergiant star alpha Ori
在太阳临边，线偏振是由于临边暗化引起的辐射场的各向异性。它是最大的，当它被视为平行于肢体和它消失时，它是在球对称的太阳圆盘积分。因此，对于遥远的恒星，目前球对称，线性偏振的签名是非常难以观察。然而，在原型红超巨星猎户座阿尔法星（参宿四）中已经报道了强烈的线性偏振特征。我们建议用一个分析模型来解释它们。
2017-02-08 astro-ph.SR
Red Supergiants -- The Other Side of the H-R Diagram
本文作为红超巨星专题卷的引言，概述其观测性质，并回顾质量损失、星周环境与演化状态等关键问题的历史与现状。
2025-07-21 astro-ph.SR
The convection of close red supergiant stars observed with near-infrared interferometry
我们的研究小组利用近红外干涉测量法获得了最近的两颗红超巨星参宿四（$α$ Ori）和仙女座（$α$ Sco）的光球观测结果。我们用VLTI/PIONIER仪器监测参宿四的光球层已经三年了。在Ancaster上，我们获得了前所未有的可见性函数采样。这些数据使我们能够探测大质量演化恒星的对流光球。
2015-12-10 astro-ph.SR
Pulsation and Mass Loss Across the HR Diagram: From OB stars to Cepheids to Red Supergiants
脉动和质量损失是恒星中常见的现象，是理解恒星演化和结构的重要组成部分，特别是对于大质量恒星。越来越多的证据表明，脉动也可以驱动和增强大质量恒星的质量损失，脉动驱动的质量损失对恒星演化很重要。在这篇综述中，我将讨论在理解大质量主序星、经典造父变星和红超巨星中脉动驱动的质量损失方面的最新进展，并提出一些挑战。
2013-09-25 astro-ph.SR
Magnetic braking of stellar cores in red giants and supergiants
长期稳定的磁结构似乎存在于不同的演化阶段，从主序星到白矮星和中子星。这些磁场的大规模有序性质（通常近似偶极）以及根据通量守恒方案进行的缩放有利于化石磁场模型（Duez等人，2010年）。本文对红巨星和超巨星的星核与外层之间的磁耦合作了初步估计。建立了对流包络和水平湍流旋转辐射区场耦合截断半径的解析表达式。考虑了角动量内部交换的时间尺度。根据最近的模型网格进行了数值估计。核心与红巨星和超巨星的扩展对流包层的直接磁耦合似乎不太可能。然而，我们发现，中间辐射区是完全耦合到核心在氦燃烧和以后的阶段。这种耦合能够使红巨星和超巨星的核心产生强烈的自旋下降，也导致相对缓慢旋转的恒星残骸，如白矮星和双星。一些角动量也转移到红巨星和超巨星的外对流信封在氦燃烧阶段和以后。
2014-08-06 astro-ph.SR
Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry
我们研究了红超巨星VY CMa的大气结构和基本性质。我们获得了近红外光谱干涉观测VY CMa光谱分辨率为35和1500使用的AMBER仪器在VLTI。能见度数据表明，在扩展的大气中的水蒸气和CO的分子层的存在下，具有不对称的形态。与2.20-2.25 μ处的近连续带通相比，在2.0 μ附近的水带中的均匀盘直径增加了\sim 20%，并且在2.3-2.5 μ处的CO带中，其增加了高达\sim 50%。封闭阶段表示相对较小的偏离接近光球层的点对称性，和较强的偏差在扩展的H2O和CO层。利用高的空间和光谱分辨率，近连续带通可以从分子和尘埃层的污染中分离出来，并且基于PHOENIX大气模型估计Rosseland平均光球角直径为11.3 +/- 0.3 mas。加上最近对距离和分光光度的高精度估计，这一估计对应于1420 +/- 120 Rsun的半径和3490 +/- 90 K的有效温度。VY CMa表现出不对称的，可能cloudly，大气层的H2O和CO，这是不合作的空间，在一个更大的细长的尘埃信封。我们修改后的基本参数使VY CMa接近最近的演化轨道的Hayashi极限，初始质量为25 Msun，旋转或32 Msun，没有旋转，在HR图中向蓝方向演化之前不久。
2012-03-23 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of cool giants and supergiants
冷红巨星和超巨星是宇宙中最复杂和最迷人的恒星之一。它们明亮而巨大，因此可以在很远的距离观察到，这使我们能够研究其宿主星系的性质，例如动力学和化学丰度。这个回顾讲座解决有关红巨星和超巨星的观测和建模光谱的各种问题。
2014-03-12 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Stellar Activity on Red Giant and Supergiant Stars: Mass Loss and the Evolution of the Stellar Dynamo
在这一章中，我们将研究ngVLA的作用，以进一步了解红巨星和超巨星上对流或对流驱动的恒星活动的不同表现。高空间分辨率和高灵敏度的结合将使ngVLA能够显着提高我们对冷演化恒星扩展大气中耗散能量的过程的理解，并驱动无处不在的恒星外流。高空间分辨率将使我们能够对附近红超巨星的表面进行成像，并测量红巨星的大气范围。多频率观测将允许对最大角直径恒星进行热连续断层扫描，为测试理论模型提供关键的经验数据。ngVLA和ALMA的互补频率和相似的空间分辨率将是一个强大的协同作用。
2018-10-22 astro-ph.SR
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes. III. NLTE effects in J-band Magnesium lines
本文采用非LTE方法计算了红超巨星大气中的Mg I，研究了非LTE方法对近红外J波段Mg I谱线形成的重要性。最近的工作使用中分辨率光谱学的原子线在J-波段的个别红超巨星表明，该技术是一个非常有前途的工具，调查的化学成分的年轻恒星星族在恒星形成的星系。在以前的工作中，非LTE的影响进行了研究，铁，钛和硅，发现大量的影响，导致显着更强的镁I吸收线。对于定量光谱分析，非LTE效应导致镁丰度显著小于LTE中的镁丰度，对于3400 K和4400 K之间的有效温度，非LTE丰度校正在-0.4 dex和-0.1 dex之间平滑变化。我们讨论了非LTE效应的物理原因和后果的河外J-波段丰度研究使用个别红超巨星在年轻的大质量星系团双h和chi英仙座。
2015-02-26 astro-ph.SR
Amplitude Variations in Pulsating Red Supergiants
我们已经使用了长期的AAVSO视觉观测和傅立叶和小波分析，以确定周期和研究44个红超巨星的长期振幅变化。其中，12颗星的数据过于稀疏和/或振幅较低和/或在傅立叶光谱中没有明显的峰值; 6颗星的周期很长（2500-4000天），没有明显的振幅变化。其他26颗恒星有一个或两个周期，或者是“短”（数百天），或者是“长”（数千天），其振幅变化高达8倍，但更典型的是2-4倍。振幅变化的中位时间尺度为18个周期。我们将短周期解释为脉动，而长周期则类似于在脉动红巨星中发现的“长次级周期”。
2013-10-23 astro-ph.SR
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes: II. NLTE Effects in J-band Silicon Lines
单个红超巨星的中分辨率J波段光谱是研究恒星形成星系中年轻恒星星族化学组成的一个很有前途的工具。作为最近铁和钛工作的延续，详细的非LTE计算研究了NLTE对红超巨星J带谱中硅线形成的影响。发现实质性的影响，导致显着更强的中性硅在非LTE的吸收线。因此，在非LTE中确定的硅丰度显著小于LTE中，其中对于3400 K至4400 K之间的有效温度，非LTE丰度校正在-0.4dex至-0.1dex之间平滑变化。在低金属含量时，影响最大。讨论了非LTE效应背后的物理原因以及对河外J波段丰度研究的影响。
2012-12-11 astro-ph.SR
Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution
IIP型超新星的前身有一个明显的上限，它们的初始质量约为20个太阳质量，这表明最大质量的红超巨星在最终爆炸之前会演化到更温暖的温度。但是很少有后红超巨星被发现。我们已经在M31和M33中发现了一小群发光的恒星，它们是后红超巨星演化的候选者。这些恒星具有A-F型超巨星吸收线光谱和强的氢发射。它们的光谱也区分由钙II三重态和[钙II]双峰在低密度环星环境中形成的排放。它们都有显着的近红外和中红外过量辐射，由于自由-自由发射和热辐射的尘埃。我们估计了它们脱落的质量，并讨论了它们的风参数和质量损失率，其范围从10^-6到10^-4太阳质量/年的几倍。在HR图上，这些恒星会在最大亮度时与LBV的区域重叠，然而温暖的超巨星不是LBV。它们的非球形风在光学上并不厚，也没有表现出任何显著的变化。然而，我们认为，温暖的超巨星可能是“不太明亮”的LBV，如R71，甚至SN 1987 A的祖先。
2013-05-26 astro-ph.SR
Betelgeuse, the Prototypical Red Supergiant
本文综述了红超巨星参宿四近6年的观测与理论研究，重点分析2019-2020年大变暗及后续物质抛射，并探讨其2100天周期性可能暗示存在伴星。
2025-07-21 astro-ph.SR
The impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants
大质量恒星的后主序星演化对恒星模型的许多参数非常敏感。关键参数是混合过程、金属丰度、质量损失率和近伴星的影响。我们研究了红超巨星的寿命，在赫兹-罗素图（HRD）的轨道，在这个图中的位置的前超新星的祖先，以及当时的恒星的结构变化的各种质量损失率在红超巨星阶段（RSG），并为两个不同的初始旋转速度。RSG的表面丰度对旋转的敏感度远高于该阶段的质量损失率。RSG质量损失率的变化对RSG的寿命有很大的影响，因此对RSG的光度函数有很大的影响。在太阳金属丰度下，增强的质量损失率模型确实对蓝、黄和红超巨星的种群产生了显著的变化。当扩展的蓝环或蓝向漂移是由增强的质量损失产生时，模型预测大多数蓝（黄）超巨星是后RSG天体。据预测，这些后RSG恒星在第一次穿越HR间隙时，表面旋转速度比类似的蓝超巨星小得多。演化终点在HRD中的位置取决于氢包层的质量。更准确地说，在超新星爆发前阶段，当富氢包层的质量超过初始质量的5%时，该恒星是红超巨星，而当富氢包层的质量小于总质量的1%时，该恒星是蓝超巨星。对于中间情况，获得中间颜色/有效温度。核心坍缩超新星的黄色祖先可以用增强的质量损失率模型来解释，而红色祖先更适合用标准的质量损失率模型来解释。
2014-10-31 astro-ph.SR
The close circumstellar environment of Betelgeuse. IV. VLTI/PIONIER interferometric monitoring of the photosphere
上下文冷的大质量演化恒星的质量损失机制知之甚少。参宿四的接近使它成为一个吸引人的目标，研究它的大气层，绘制它的信封形状，并遵循它的风的结构，从光球到星际介质。目标。参宿四的强烈对流运动与其质量损失之间存在联系。我们的目标是约束光球对流模式的空间结构和时间演变，并寻找这种联系的证据。方法.我们报告新的干涉观测在红外H波段使用VLTI/PIONIER仪器。我们在2012年1月至2014年11月期间监测了参宿四的光球层，以寻找可能引发外流的演变。结果我们在低空间频率的干涉观测与光球上存在的热点是兼容的，该热点具有一个恒星半径的特征宽度。它似乎是叠加在较小尺度的对流型。在更高的空间频率域中，我们观察到的观测和预测的三维流体动力学模拟之间的显着差异。结论.我们为红超巨星光球层中存在对流模式提供了新的证据。推测的热点可能是一个巨大对流单体的顶部，尽管仅凭这些干涉测量观测无法排除恒星的非对称延伸。所观察到的表面特征的属性显示出更强的对比度和不均匀性预测的三维辐射流体动力学模拟。我们建议，大的观察功能修改的对流模式在恒星表面的方式，模拟无法再现签名。
2016-03-30 astro-ph.SR
Nonlinear pulsations of red supergiants
利用辐射流体力学方程和湍流对流方程的解，研究了星族I（X=0.7，Z=0.02）红超巨星径向振荡的激发。质量为8M_odot <= M <= 20M_odot、有效温度T_eff <4000 K的核心氦燃烧星在基模中对径向脉动是不稳定的。振荡周期在45 - 1180天之间。脉动不稳定性是由于氢和氦电离区的卡帕机制。质量M < 15M_odot的恒星的径向脉动是严格周期性的，其光振幅Δ M_bol <= 0.5ma，脉动振幅随质量的增加而增大，当M > 15M_odot时，外层的最大膨胀速度高达逃逸速度的1/3。与初始平衡相比，由于非线性振荡，外质量区的平均半径增加<= 30%。本文提出了一种估算已知径向振动周期的脉动红超巨星质量的近似方法（不确定度为1.5倍）。给出了脉动常数Q随质量半径比变化的近似表达式。利用周期平均密度关系计算了7颗银河系红超巨星的质量。
2011-12-11 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
Observed properties of red supergiant and massive AGB star populations
这篇简短的综述描述了在附近星系中发现的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星（RSG）种群的一些观测性质，重点是它们的光度函数，质量损失率和尘埃产生。我这样做的背景下，他们的作用作为潜在的超新星（SN）的祖先，和SNe及其残余物的演变。本文最后展望了不久的将来，其中詹姆斯韦伯太空望远镜等新设施为我们理解宇宙中最冷的大质量恒星的演化和命运提供了一个步骤。
2017-06-06 astro-ph.SR
An LTE effective temperature scale for red supergiants in the Magellanic clouds
我们提出了一个属于麦哲伦云的冷超巨星（CSG）的自洽研究。我们使用LTE KURUCZ和MARCS大气模型计算了400多个单个目标的恒星大气参数，通过拟合精心选择的弱金属线。我们探讨了Teff尺度的存在及其在两个不同的金属丰度环境（每个麦哲伦云）的影响。已经进行了关键和深入的测试，以评估我们的恒星参数（即内部误差预算，NLTE系统学）的可靠性。此外，还进行了几次蒙特卡洛检验，以推断Teff尺度的意义。我们的发现指向一个独特的Teff尺度，似乎是独立的环境。
2018-02-09 astro-ph.SR
A Non-Detection of Red Supergiant Convection in Gaia
红超巨星（RSG）的大尺度表面对流可以导致恒星的光心移动，这可能被盖亚测量并用作这些稀有但重要的恒星表面动力学的新探测器。与亮度变化不同，光心运动将提供对流单体物理尺度的信息。信号将是RSG在恒星半径的百分之几的水平上显示出过量的天体测量噪声。不幸的是，我们发现盖亚EDR3的过量天体测量噪声水平大约是一个数量级太大，无法检测到预测的运动，RSG具有过量的天体测量噪声，无法与其他类似大小和视差的恒星区分开来。典型的过量天体测量噪声随G星等（G<11等）的增加而逐渐降低，因此比较亮度相似的恒星是至关重要的。
2022-06-20 astro-ph.SR
