Unveiling the structure and kinematics of B[e] stars' disks from FEROS and CRIRES spectra
我们正在调查的拱星材料的样品B[e]星使用高光谱分辨率的数据，在光学和近红外区域与ESO/FEROS和ESO/CRIRES摄谱仪，分别。B[e]星被致密的盘状物所包围，这些盘状物的来源仍然未知。虽然[O I]和[Ca II]的光学发射线反映了靠近恒星的盘条件（几个恒星半径），但近红外数据，特别是CO带发射，反映了远离恒星的盘分子部分的特征（几个AU）。基于我们的高分辨率光谱数据，我们试图推导出密度和温度结构的磁盘，以及他们的运动学。这将使我们能够更好地了解它们的结构，形成历史和演变。在这里，我们介绍我们的初步结果。
2012-12-19 astro-ph.SR
The Pristine survey II: a sample of bright stars observed with FEROS
极贫金属（EMP）恒星是在宇宙的第一个Gyr中形成的古老物体。它们是罕见的，为了选择它们，最成功的策略是建立在大型和低分辨率光谱调查的基础上。窄波段和宽波段测光的结合为选择贫金属恒星提供了一种强大而廉价的选择。正在进行的原始调查正在采用这一战略，使用CFHT MegaCam宽视场成像仪和一个中心位于395.2 nm的窄带滤光片在CaII-H和-K线上进行测光。在本文中，我们介绍了在MPG/ESO 2.2米望远镜上使用FEROS对巡天星等范围亮端（g<=15）的26颗恒星样本进行光谱跟踪的结果。从我们对样品的化学研究中，我们得出结论，这个星等范围太亮，不能使用SDSS gri带，因为它通常是饱和的。相反，原始测光可以有效地与APASS gri测光相结合，以提供可靠的金属丰度估计。
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic diagnostics for circumstellar disks of B[e] supergiants
B[e]超巨星（B[e] SG）是发射线天体，可能是大质量恒星后主序星演化的短暂阶段。它们强烈的红外过量辐射表明有大量温暖的星周尘埃，长期以来，人们一直认为这些恒星拥有一种非球面风，由经典的极地线驱动风和密集的、缓慢的赤道风组成，被称为外流盘。这些圆盘的一般性质与这种情况是一致的，尽管目前的理论在再现观测到的量方面有相当大的困难。因此，需要更复杂的观测约束。这些来自于结合光学和红外光谱的研究，该研究提供了令人惊讶的结果，即B[e] SG的拱星材料集中在稳定的开普勒轨道上旋转恒星的多个环中。这种情况需要对形成机制提出新的想法，其中脉动可能起着重要作用。
2016-10-17 astro-ph.SR
A Five-year Spectroscopic and Photometric Campaign on the Prototypical alpha Cygni Variable and A-type Supergiant Star Deneb
天津四通常被认为是典型的A型超巨星，是银河系中视觉上最明亮的恒星之一。A型超巨星是潜在的河外距离指示器，但在这种技术被认为可靠之前，这些恒星的变化需要更好地表征。我们分析了在1997年至2001年的五年跨度中获得的天津四的339个高分辨率阶梯光谱，以及在同一时间范围内获得的370个Stromgren光度测量。我们的光谱分析包括动态光谱的H-α轮廓，H-α等效宽度，和径向速度从Si II 6347，6371测量。时间序列分析表明，没有明显的周期性行为，通过多个观测季节进行，虽然我们发现了一个可疑的40天的时间在两个，非连续的观测季节。光度和径向速度数据集之间的一些相关性，并建议径向脉动在两个时代。没有相关性之间的变化的H-α配置文件和径向速度或光度。Lucy（1976）发现天津四是一颗长周期单线光谱双星的证据，但我们的数据集没有证据表明双星伴星会导致径向速度变化。
2010-09-29 astro-ph.SR
The AMBRE Project: Line-broadening and stellar rotation of ESO/FEROS archived spectra
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Université Jospeh KI-ZERBO（约瑟夫·基泽尔博大学）
AMBRE项目利用ESO/FEROS光谱确定FGKM型恒星的线宽参数，以研究恒星自转，结果揭示了恒星自转特性及高自转恒星的分布。
2025-10-27 astro-ph.SR
Luminous and Variable Stars in M31 and M33. IV. Luminous Blue Variables, Candidate LBVs, and the B[e] Supergiants; How to Tell Them Apart
在这一系列的论文中，我们介绍了对附近螺旋星系M31和M33中的亮星和变星的光谱观测结果。在本文中，我们提出了132个额外的发光恒星，变星和发射线对象的光谱。大多数恒星都有发射线光谱，包括LBV和候选LBV，Fe II发射线星和B[e]超巨星，以及温暖的超巨星。这些天体中有许多在光谱上是相似的，并且经常相互混淆。通过这个包含各种类型发射线星的大型光谱数据集，我们研究了它们的相似性和差异性，并提出了以下标准，可以用于帮助在未来的工作中区分这些恒星：1。B[e]超巨星的光谱中有[O I]和[Fe II]的发射线。大多数光谱证实的sgB[e]星在它们的SED中也有温暖的星周尘埃。2.确认的LBV在其光谱中没有[O I]发射线。一些LBV具有[Fe II]发射线，但不是全部。他们的SEDS显示了近红外的自由-自由发射，但没有证据表明温暖的尘埃。它们最重要和最具决定性的特征是S Dor型变异性。3.温暖的超巨星在光谱上既类似于爆发或密集风状态的LBV，也类似于B[e]超巨星。但是，它们很脏。有些恒星的光谱中有[Fe II]和[O I]的发射，就像sgB[e]星一样，但它们可以通过A型和F型超巨星的吸收线光谱特征来区分。相比之下，B[e]超巨星的光谱有很强的连续谱，几乎没有明显的吸收线。
2016-11-23 astro-ph.SR
Spectroscopic study of the O-type runaway supergiant HD 195592
本文的范围是对北半球O型超巨星HD 195592进行详细的光谱研究。我们使用大量高质量的光谱样本，以研究其多样性，并探测线轮廓的变化。我们的分析揭示了He { \sc i} $λ$ 6678线的轮廓中的清晰的光谱二进制签名，指向可能的O + B系统。我们报告的低振幅径向速度的变化，在每一个强吸收线的蓝色光谱的HD 195592。这些变化分别由5.063天和20天左右的两个时间尺度决定。前者是一个很好的选择，后者是一个很差的选择。我们还报告了一个非常显着的H $β$线的线轮廓的变化，与时间尺度强烈相关的径向速度。我们的研究结果提供了重要的证据，HD 195592是一个二元系统，其周期可能是约5天的变化时间尺度。第二个时间尺度可能是另一颗恒星在更宽的轨道上运动的信号，只要它的质量足够低，尽管仍然缺乏第三颗恒星存在的直接证据。或者，第二个时间尺度可能是一个固有的变化的主要恒星风的签名，可能与恒星旋转。
2009-05-25 astro-ph.SR
A Spectroscopic Hunt for Post-Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud I: Preliminary Results
本研究利用MIKE高分辨率光谱观测大麦哲伦云中40颗黄超巨星，通过ATLAS9模型拟合确定其基本参数，首次测量20太阳质量以上恒星的光谱光度，发现异常表面重力及双星和质损证据，展示了光谱学在揭示冷超巨星演化状态中的关键作用。
2024-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The LAMOST Spectroscopic Survey of Supergiants in M31 and M33
基于LAMOST光谱巡天，通过视向速度和Gaia数据识别出M31的199个和M33的84个超巨星成员，提供了覆盖全光学波段的最大超巨星样本，有助于研究不同环境下的恒星形成与演化。
2024-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic study of the variability of three northern Of+ supergiants
从早期的Of星到WN型天体的转变还知之甚少。具有发射线（OIf+）的O型超巨星被认为介于这两类之间。本文的范围是调查的光谱变化的三个超巨星。我们为我们的目标构建了前所未有的光谱时间序列（总共约200个光谱），基本上是在蓝色领域，涵盖了从几个小时到几年的时间尺度。进行时间方差谱（TVS）和傅立叶分析，以表征其光谱变异性。我们报道了在He II λ4686和Hβ谱线中的一个相关的显著谱线轮廓变化，这两条谱线很可能与强恒星风有关。研究的三颗恒星（HD 14947、HD 15570和HD 16691）的变化模式相似，主要差异更多是定量而非定性。然而，报告的时间尺度有些不同，最引人注目的变异模式是HD16691报告的。我们没有发现任何明确的证据，双星，我们主要集中在一个单一的恒星场景的基础上的解释。我们表明，在这项研究中调查的三颗恒星的行为呈现出很强的相似性，指向一个假定的共同的情况下，即使有一些差异应该注意。我们首选的解释方案是，大尺度共转结构调制的轮廓线，在强烈的恒星风。
2009-09-03 astro-ph.SR
The eclipsing, double-lined, Of supergiant binary Cyg OB2-B17
大质量、食、双线、分光双星并不常见，但对于理解大质量恒星的演化是必要的，因为它们是确定恒星质量的唯一直接方法。它们也是X射线双星和伽马射线暴等高能现象的前身。我们提出了一个候选的双星系统天鹅座OB 2-B17的光度和光谱分析，以表明它确实是一个大规模的演化的双星。我们利用V波段和白光测光获得的光变曲线和周期的系统，并在不同的分辨率光谱计算初步的轨道参数和光谱类的组件。我们的研究结果表明，B17是一个周期为4.0217+/-0.0004天的食、双线分光双星，有两个大质量的演化组成部分，初步分类为O 7和O 9超巨星。视向速度和光变曲线与一个包含相似光度的大质量双星相一致，反过来也与星协的初步光谱类型和年龄相一致。
2010-02-03 astro-ph.SR
Quantitative Spectroscopic J-band Study of Red Supergiants in Perseus OB-1
我们演示了如何红超巨星（RSG）的恒星的金属丰度可以从定量光谱测量到约3000的分辨率在J波段。我们已经获得了高分辨率的光谱样本的RSG人口的h和chi英仙座，在太阳附近的双集群。我们表明，仔细应用MARCS模型大气返回Z与太阳金属丰度一致的测量。使用两个合成光谱网格-一个在纯LTE中，一个用NLTE计算最重要的诊断线-我们测量Z = +0.04 +/- 0.10（LTE）和Z = -0.04 +/- 0.08（NLTE）的样本中的11个RSG的集群。我们降低我们的观测光谱分辨率，并发现这些值保持一致的分辨率小于3000的R。利用测量的有效温度，我们比较我们的结果与恒星演化理论，并找到很好的协议。我们构建了一个合成的集群光谱，并发现分析这一复合光谱与单星RSG模型返回一个准确的金属丰度。我们的结论是，RSG的理想目标，在近红外测量恒星形成星系的金属量为7-10 Mpc和高达10倍远，通过观察未解决的超级星团的综合光。
2014-04-23 astro-ph.SR
Physical properties of the first spectroscopically confirmed red supergiant stars in the Sculptor Group galaxy NGC 55
利用K波段多目标摄谱仪对玉夫座星系NGC 55中的18颗红超巨星进行了观测。径向速度的计算和显示出良好的协议与以前的估计，确认超巨星的性质的目标，并提供第一光谱确认的RSG在NGC 55。利用最先进的恒星模型大气层，利用$J$ -波段分析技术对14个目标的恒星参数进行了估算。估计的金属丰度证实了NGC 55的低金属丰度性质，与以前的研究结果一致。这项研究提供了NGC 55金属丰度梯度的独立估计，与最近发表的使用热大质量恒星的结果非常一致。此外，我们计算我们的目标的光度，并比较其分布的有效温度和光度的其他RSG，在不同的环境中，使用相同的技术估计。
2017-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic variability of the blue supergiant rho Leo
Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；Centro Multidisciplinario de Física, Vicerrectoría de Investigación, Universidad Mayor（主教授大学跨学科物理中心与科研副校长办公室）；Instituto de Estadística, Universidad de Valparaiso（瓦尔帕莱索大学统计研究所）；Graduate School of Science, Art and Technology, Khazar University（哈扎尔大学科学技术研究生院）；Departamento de Física, Universidade Federal de São Paulo（圣保罗联邦大学物理系）；Instituto de Astrofísica La Plata, CCT La Plata, CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，拉普拉塔综合技术中心，阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；Division of Physics of stellar atmospheres and magnetism, Shamakhy Astrophysical Observatory（沙马基天文台恒星大气与磁物理学部）
研究rho Leo的光度和光谱变异性，通过分析长期观测数据确定其物理性质，发现其变异性与恒星自转和径向脉动有关。
2025-12-30 astro-ph.SR
The AMBRE Project: Stellar parameterisation of the ESO:FEROS archived spectra
AMBRE项目是欧洲南方天文台（ESO）和蓝色海岸天文台（OCA）之间的合作项目，旨在确定四台ESO摄谱仪存档光谱的恒星大气参数。AMBRE项目第一阶段完成了对FEROS存档光谱的恒星参数（有效温度、表面重力、全球金属丰度、α元素与铁的比率和径向速度）的分析。从收到的完整ESO：FEROS存档数据集，共确定了21551个科学光谱，涵盖了2005年至2010年。这些光谱对应约6285颗恒星。恒星参数的确定是使用恒星参数化算法MATISSE（光谱合成的矩阵反演）进行的，该算法是在OCA开发的，用于分析银河系考古学中的大规模光谱研究。已经构建了一个分析管道，它集成了光谱缩减和径向速度校正程序与MATISSE，以自动确定恒星参数的FEROS光谱。恒星大气参数（Teff，log g，[M/H]和[alpha/Fe]）被确定为6508（30.2%）的FEROS存档光谱（~3087颗恒星）。确定了11963个（56%）存档光谱的径向速度。2370（11%）个光谱无法在管道内分析。在管道中分析了12673个光谱（58.8%），但根据自动化过程中确定的质量标准和误差分析，丢弃了它们的参数。这些被拒绝的光谱中的大多数被发现具有广泛的光谱特征，表明它们可能是热的和/或快速旋转的恒星，这些恒星不在FGKM恒星的参考合成光谱网格中。
2012-04-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Analysis of photometric and spectroscopic variability of red supergiant Betelgeuse
参宿四是一颗脉动的红超巨星，其亮度是半周期性变化的，并在2020年2月达到历史最低值，即大调光。本研究的目的是根据现有的档案数据来描述参宿四的变化，并研究光变的可能原因。许多光谱，从紫外和光学区域，进行了评估光谱分析。谱主要用于确定大气不同层的径向速度及其长期演变。此外，还在不同的过滤器中分析光度数据，以构建光变曲线并确定变化周期。光谱和光度的变化进行了比较，并与大调光的背景下。两个最主要的光度周期是$ P_{1} = 2190 \pm 270 \: \rm d $和$ P_{2} = 417 \pm 17 \: \rm d $，而主要的光学径向速度周期是$ P_{1, v_{\rm r}} = 2510 \pm 440 \: \rm d $和$ P_{2, v_{\rm r}} = 415 \pm 11 \: \rm d $。同时，由紫外光谱确定的径向速度也具有明显的变化性，与光球速度的变化性不同，其变化周期较长。我们把这些速度归因于外流风底部的速度。我们还报告了最大的恒星风速在大调光，伴随着以前报道的最低亮度和最大的光球径向速度。在变暗之后，参宿四的变率模式发生了根本性的变化，现在取而代之的是一个较短的$ \sim 200 \: \rm d $周期。
2022-11-08 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
New spectroscopic and polarimetric observations of the A0 supergiant HD92207
我们最近使用FORS 2在光谱偏振模式下对明亮的早期A型超巨星HD 92207中存在的磁场进行了搜索，发现存在几百高斯量级的纵向磁场。然而，由于探测到的短期光谱变化可能影响到左右偏振光谱中谱线轮廓的位置，该物体的磁性仍有待明确确认。我们提出了新的磁场测量HD 92207在2013年和2014年的三个不同的时期使用FORS 2在光谱偏振模式。在<B_z>2014年1月获得的观测结果中，使用整个频谱，_all=104+-34 G，实现了平均纵向磁场的3 σ检测。在这个时期，谱线的位置似乎稳定。我们对相反圆偏振光（即具有相反旋转方向的光）中记录的谱线形状的分析表明，在某一方向上偏振的光中的谱线轮廓出现轻微分裂。在圆偏振光中引起这种行为的机制目前尚不清楚。为了解决短期变化的问题，我们使用HARPS偏振光谱在8- 10分钟的时间尺度上和使用CORALIE光谱仪获得的时间序列在3- 4分钟的时间尺度上搜索谱线轮廓的变化。在研究的时期内，在这些时间尺度上没有检测到显著的变化。
2015-02-01 astro-ph.SR
Studying the photometric and spectroscopic variability of the magnetic hot supergiant $ζ$ Orionis Aa
大质量恒星在星系的化学和动力学演化中起着重要的作用。然而，它们的大部分变化，特别是在它们演化的超巨星阶段，仍然知之甚少。为了更详细地了解演化的大质量恒星的变化，我们对O9.2 Ib超巨星$ζ$ Ori Aa进行了研究，它是目前唯一被证实拥有磁场的超巨星。在两次观测活动中，我们获得了$ζ$ Ori Aa的双色天基亮目标探测器测光（BRITE），以及同时进行的地基高分辨率光学CHIRON光谱学。我们进行了详细的频率分析，以检测和表征恒星的周期性变化。我们检测到两个显着的，独立的频率，他们的高次谐波，和组合频率：恒星旋转周期$P_{\mathrm{rot}} = 6.82\pm0.18$ d，最有可能与稳定的磁极的存在，并与周期的变化$10.0\pm0.3$ d归因于拱星环境，也检测到H $α$和几个He I线，但没有在纯粹的光球线。我们确认的变化与$P_{\mathrm{rot}}$ /4，可能引起的表面不均匀性，是可能的光球驱动程序的离散吸收组件。数据中没有发现恒星脉动。两次BRITE观测活动的星周活动水平明显不同。我们证明，$ζ$猎户座Aa是一个高度变星的周期和非周期变化，以及情节事件。我们确定的旋转周期与文献中的光谱偏振值吻合得很好。BRITE观测到的活动水平的变化可以解释为什么在所有时期都没有清楚地检测到磁测量的旋转调制。
2017-04-03 astro-ph.SR
Wind structure in late-B supergiants
扩展光谱数据集的几个晚B星的光度类Ia揭示了存在类似的特点，在他们的H α配置文件，这可能被解释为偏离球对称，平滑风近似的迹象。由非径向脉动或弱的、大尺度的偶极磁场引起的表面结构可能是在这些恒星的包层中产生风结构的原因。
2009-07-07 astro-ph.SR
New Luminous ON Spectra from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey
两个新的ON超巨星光谱（使已知的总数达到7个）和一个新的ONn巨星（该类现在共有8个）;它们是由银河系O星光谱巡天发现的。这些罕见的物体代表了混合的hoc循环材料的演化，晚O星的表面，在第一类不确定的机制，但可能是旋转的第二个极端。这两颗超巨星处于该类的热边缘，这是来自定义N III和C III吸收混合物的行为的选择效应，与前者的排放趋势（Of效应）有关。Bisiacchi等人首次提出的一个额外的N/C标准进行了讨论，作为一种手段，以减轻这种影响，它是相关的两个新的对象。整个ON超巨星类进行了讨论，他们显示了迷人的多样性的细节无疑与其扩展的大气和风的复杂性，是敏感的物理参数的微小差异，以及在某些情况下的二元效应。偶然地，我们发现了一个鲜为人知的超巨星的光谱的显着变化与正常的N，C光谱选择作为比较的异常对象。与超巨星相反，ONn的光谱除了谱线展宽的程度外，都是彼此的虚（氮）碳拷贝，这强调了它们可能的独特起源，因此可以进行明确的天体物理解释。
2016-03-15 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Study of the Supergiant with an Infrared Excess V1027 Cygni
我们给出了1991年至2015年期间半规则脉动变星V1027~Cyg的$UBV$和$JHKLM$测光结果，V1027~Cyg是一颗红外超巨星。我们对$UBV$亮度变化的周期性的搜索导致了在不同时间间隔内从$P=212^{d}$到$P=320^{d}$的几个周期。根据我们的红外测光法，我们发现了周期$P=237^{d}$。V1027~Cyg在最大光照下的变化幅度、光变曲线形状和幅度在周期之间变化显著。揭示了$B-V$和$U-B$颜色与亮度的模糊相关性。在0.36（$U$）-5.0（$M$）$μ$ m范围内，V1027~Cyg的光谱能量分布对应于脉动周期不同相位的G8 I ~ K3 I光谱类型。V1027 Cyg在$λ$ 4400- 9200 nm范围内的低分辨率光谱是在1995- 2015年期间的16个夜晚拍摄的。在1995年和2011年的光度最低点，恒星的光谱显示出分子TiO带，其强度对应于光谱类型M0-M1，而光度数据指向一个相当早期的光谱类型。我们假设TiO带形成于扩展恒星大气的上层。我们测量了V1027~Cyg的最强吸收线，特别是红外Ca~II三重线的等效宽度。钙三重态（Ca T）和$W_λ(\mathrm{Ca~T})=20.3\pm1.8$的X射线作为超巨星的光度指示器，将V1027 Cyg置于最亮的G-K超巨星区域。天鹅座V1027被红外源IRAS~20004+2955…
2016-09-29 astro-ph.SR
Revisiting the evolved hypergiants in the Magellanic Clouds
在红超巨星（RSG）阶段幸存下来的大质量恒星将在极端中度过余生。它们不稳定的大气层促进了壳层的形成和阶段性的喷射，从而改变了恒星的外观和周围环境。在本研究中，我们修改了麦哲伦云中8颗超巨星的演化状态，其中4颗为早期A型，4颗为FG型，并补充了被称为黄超巨星（YHG）的爆发后RSG的短名单。我们通过FEROS的高分辨率光谱学来改进恒星的过时温度和光度。A型星被认为是在它们的早期，后主序星阶段，表现出向红演化的超巨星的分光光度特征。另一方面，FG型恒星通过增强的大气活动来表现自己，这种活动可以通过H $α$中的发射填充和低激发Ba II线的动力学调制来追踪。在这些恒星中，有尘埃的HD 269723被认为是最近离开了冷相。我们确定双峰排放的FEROS数据的HD269953出现从一个轨道盘托管同伴。该研究的亮点是HD 271182的增强质量损失，表现为光变曲线中的变暗事件，并使恒星“适度”类似于$ρ$ Cas。HD 271182的光度$\log(L/L_{\odot})= 5.6$可以作为大麦云星云中表现出后RSG演化的恒星光度的更新阈值。
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The IACOB project: CVIII. Hunting for spectroscopic binaries in the O and B supergiant domain.The threat of pulsational variability
本研究利用IACOB项目的高分辨率光谱，估算银河系OB超巨星的分光双星比例，设定径向速度阈值以区分脉动变星与双星，发现该比例较O型矮星显著下降，强调内禀变异性表征的重要性。
2024-05-18 astro-ph.SR
Multi epoch spectroscopic variability of the B supergiant HD75149
Universidad de Antofagasta（安托法加斯塔大学）；Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）；Universidad Católica del Maule（马乌莱天主教大学）；Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学）；CONICET-UNLP（阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；Universidad Mayor（麦斯特大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
通过分析2004-2025年间B超巨星HD75149的光谱数据，研究其短期光谱变异的物理起源，发现Hα线变化与质量损失率波动相关，而金属线变化较小，符合脉动振荡。
2026-05-27 astro-ph.SR
The magnetic field of zeta Orionis A
猎户座Zeta A是一颗热恒星，据称拥有微弱的磁场，但迄今为止还没有获得明确的磁场探测。此外，它最近被证明是一个由一颗O9.5I超巨星和一颗B1 IV恒星组成的双星系统。我们的目标是验证的磁场的存在下，在zeta猎户座A，确定它属于哪两个二元组件（或是否两颗恒星都是磁性的），并表征field.Very高的信号噪声光谱偏振数据与Narval在伯纳德Lyot望远镜（TBL）在法国获得。还使用了存档的HEROS、FEROS和UVES光谱数据。数据首先被分解以分离两个分量。然后我们用最小二乘反卷积（LSD）技术对它们进行分析，以提取磁信息。我们确认猎户座A星具有磁性。我们发现超巨星分量zeta Ori Aa是磁分量：观察到塞曼签名，并清楚地检测到旋转调制的纵向磁场的周期为6.829 d。这是目前已知的唯一一颗O型超巨星。利用Stokes V剖面的斜偶极场模型，我们证明了极场强度为~ 140 G。因为磁场很弱，而星风很强，猎户座ζ没有离心支撑的磁层。它可能拥有一个动态的磁层。它的伴星zeta Ori Ab没有显示出任何磁性特征，未检测到的磁场上限为$\sim$ 300 G。
2015-09-09 astro-ph.SR
Panchromatic imaging and spectroscopic observations of the mass ejections of RY Scuti
我们描述了最近的全色成像和光谱研究的超巨星，质量转移，双星RY盾牌座，这是在一个简短的过渡阶段，成为一个沃尔夫-拉叶星和剥离信封超新星。
2015-08-28 astro-ph.SR
Surface abundances of OC supergiants
一些O型和B型星显示出异常强或弱的碳和/或氮线。这些天体被归类为OBN或OBC星。最近的研究表明，氮的富集和碳的消耗是ON类存在的最有可能的解释。我们调查OC星（都是超巨星），以检查表面丰度负责观察到的异常线强度。我们使用大气模型对三颗OC超巨星进行了光谱分析。第四颗星是我们以前研究过的。因此，我们的样本包括银河系中迄今为止已知的所有OC星。我们确定恒星参数和He，C，N和O表面丰度。我们表明，所有的恒星有有效的温度和表面重力完全符合形态正常的O超巨星。然而，OC星显示很少，如果有的话，氮富集和碳表面丰度与初始组成一致。因此，OC超巨星几乎没有化学演化，不像形态上正常的O超巨星。
2016-03-07 astro-ph.SR
Functional relationships for $T_{\rm {eff}}$ and log~$g$ in F-G supergiants from $uvbyβ$ photometry
从光电$uvbyβ$数据和最近精确的合成和光谱值的$T_{\rm eff}$和log~ $g$的50 F-G超巨星，我们已经计算的功能关系，导致这些类型的恒星的有效温度和重力的初步估计。结果表明，虽然$T_{\rm eff}$关系计算使用的数据对年轻的大质量超巨星，他们也是有效的演化恒星类似的温度后AGB和RV头星。重力也可以从$Δ[c_1]$指数预测，不确定度约为0.26 dex。尽管观察到$M_V$和$Δ[c_1]$之间存在明显且显着的趋势，但没有发现可以预测$M_V$准确值的校准。
2010-07-05 astro-ph.SR
A Spectroscopic Hunt for Post-Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud II: Turbulent Line Broadening in the Spectra of LMC Yellow Supergiants
本研究通过高分辨率光谱分析大麦哲伦云32颗黄超巨星的谱线湍流致宽特征，识别出两类湍流速度比不同的星群，发现宏湍流速度与光球运动探测指标相关，且一维演化模型对流速度与微湍流速度吻合但低于宏湍流速度，为约束大质量恒星演化提供观测依据。
2025-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of New, Dust-Poor B[e] Supergiants in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了在小麦哲伦星云（SMC）中发现的三颗新的B[e]超巨星（sgB[e]星）。这三颗恒星（R15、R38和R48）都是在我们对SMC进行的逃逸和孤立O型星光谱巡天（RIOTS 4）过程中识别出来的。这些恒星的光谱与先前已知的B[e]星非常相似，呈现出许多低电离的禁止和允许发射线，如[Fe II]和Fe II。此外，我们的恒星的光度log（L/L_sun）> 4，表明它们是超巨星。然而，我们发现较低的红外过量和较弱的禁止发射线比以前确定的B[e]超巨星。因此，我们的恒星看起来要么比其他sgB[e]星的拱星盘中的物质更少，要么拱星盘中的物质具有更低的尘埃含量。我们认为，这些可能构成一个新的子类的尘埃贫sgB[e]星。
2012-09-14 astro-ph.SR
Periodic mass loss episodes due to an oscillation mode with variable amplitude in the hot supergiant HD50064
我们的目的是解释亮蓝变星HD\，50064的光度和光谱变化（$V=8.21$）.收集了CoRoT空间光度测量和后续高分辨率光谱测量，时基分别为137 d和169 d，使用标准时间序列分析和光变曲线建模方法以及谱线诊断法进行分析和解释。揭示了一个37 μ d的周期，其经历了因子为1.6的突然振幅变化。脉动周期在光谱学中得到确认，这另外揭示了金属线径向速度值根据谱线和历元的不同而相差$\sim 30\,$ km\，s $^{-1}$。根据Si线的等效宽度估算出\teff $\sim$ 13，500 K，\logg $\sim$ 1.5.巴耳末线揭示了该恒星在时间尺度上经历了类似于光度和光谱变化的质量损失变化，平均值为$\log\dot{\rm M}\simeq-5$（以M $_\odot$ \，yr $^{-1}$为单位）。我们暂时将37\，d周期解释为奇异模式振荡。
2010-04-01 astro-ph.SR
A Census of B[e] Supergiants
恒星演化理论对于大质量恒星是最不确定的。为了可靠地预测大质量恒星的演化及其最终命运，需要对物理参数及其在演化过程中和不同环境中的变化进行严格的约束。大质量恒星的演化经历了各种短暂的过渡阶段，在此期间，它们可能会以密集风或突然爆发的形式经历大量的质量损失。B[e]超巨星就是这样一组巨大的过渡天体。它们的特征是致密的，尘埃盘，但起源不明。在银河系中，B[e]超巨星的识别和分类通常受到它们不确定的距离和光度的阻碍，以及低光度候选者与大质量前主序星的混淆。河外天体经常被误认为是静止的或候选的亮蓝变星，B[e]超巨星与它们有许多共同的光谱特征。在这篇综述中，提供了适当的标准，基于该标准，B[e]超巨星可以明确地与其他高光度主序后星和主序前星进行分类和分离。使用这些标准，在不同的星系中的B[e]超巨星样本进行严格检查，以实现当前人口的可靠普查。
2019-09-26 astro-ph.SR
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
Low-frequency photospheric and wind variability in the early-B supergiant HD 2905
尽管空间星震学在过去十年中取得了重要进展，但到目前为止，对质量在$\sim$ 15 M $_{\odot}$以上的恒星演化的早期阶段的探索还很模糊。我们的目标是利用长期的、地基的、高分辨率的光谱学来探测、分析和解释早期B型超巨星HD\，2905的变化。我们总共收集了1141个高分辨率光谱，覆盖了大约2900天。我们用$Hipparcos$光变曲线补充了这些观测结果，该光变曲线包括在$\sim$ 1200天的时间跨度内获得的160个数据点。我们调查光谱的变化多达12个诊断线，通过使用零和第一时刻的线轮廓。我们进行光谱和光度数据集的频率分析。HD 1，2905是一个光谱变量，在光球线的零和一阶矩的峰-峰振幅分别高达15\%和30 \kms。谱线变化的幅度与光球层谱线形成的深度和风场有关。所有调查的线路目前复杂的时间行为指示多周期的变化与几天到几个星期的时间尺度。依巴谷光变曲线的斯卡格尔周期图和纯光球谱线的一阶矩揭示了在\it 0.37 d $^{-1}$处的低频振幅过剩和明显的主频。在光谱学中，在0.1 - 0.4 d $^{-1}$范围内存在几个附加频率。这些可能与热驱动重力模式、对流驱动重力波或地表下对流运动有关。在0.1 d $^{-1}$以下检测到其他频率。在H $α$的特殊情况下，它们是由非球对称恒星风的旋转调制产生的。
2017-12-07 astro-ph.SR
MUSE 3D spectroscopy of BA-type supergiants in NGC 300
本文利用MUSE光谱数据和混合LTE+非LTE方法改进了NGC 300中BA型超巨星的分析，扩展了FGLR距离测定法，并展示了IFS在河外恒星研究中的潜力。
2022-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The puzzling high velocity G5 supergiant star HD 179821 : new insight from Gaia DR2 data
HD 179821是一颗G5 Ia型恒星。根据IRAS的颜色和光谱能量分布，它被归类为后AGB星。但一些研究将其归类为大质量（30至19 Msun）的后红超巨星，正在演变为II型超新星。它的质量和进化状态仍然是一个激烈争论的问题，即使在几次详细的光谱研究之后，因为距离未知。我们使用第二次盖亚数据发布的HD 179821的视差，推导出它的距离为2959 +/- 409 pc，绝对星等MV = -5.7 +/- 0.3。利用本文测定的绝对星等，我们证明HD 179821与AGB后的轨道在H-R图上非常吻合。我们的结果清楚地证实HD 179821是一颗质量在0.8 Msun范围内的后AGB恒星。它不是30 M太阳的红超巨星。这颗后AGB恒星的前身质量可能在4 Msun的范围内，但可能会更大一些。
2019-01-25 astro-ph.SR
Characterization of the variability of the blue supergiant HD 14134
Czech Academy of Sciences（捷克科学院）；Charles University（查理大学）；A. Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）
本研究以蓝超巨星HD 14134为对象，结合5个月的光谱数据与TESS测光数据，分析其脉动信号与风变异性，发现~19.2天的g模式及其谐波，确认该星为演化向红超巨星的主序后天体，质疑其天鹅α型变星分类，强调长期多波段监测的必要性。
2026-08-06 astro-ph.SR
The ESO UVES/FEROS Large Programs of TESS OB pulsators. II. On the physical origin of macroturbulence
本研究通过分析银河系和LMC中594颗O/B型恒星的宏观湍流速度，结合MESA模型，发现高初始质量恒星（>30太阳质量）的宏观湍流源于铁不透明度峰对流区，低质量恒星（<12太阳质量）可能由核心-包层界面波驱动，中间质量区域两种机制共存。
2024-10-23 astro-ph.SR
Further Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: Rapidly Rotating Late ON Giants
利用银河系O星光谱巡天的新数据，我们确认并扩展了晚O、富氮（N）、快速旋转（n）巨星的ONn类别。特别是，我们已经发现了两个“克隆”（HD 102415和HD 117490）的一个最快速旋转的O型恒星（HD 191423，“豪沃思星”）。我们将这些天体在理论HR图中的位置与那些缓慢旋转的ON矮星和超巨星进行了比较。迄今已知的所有ON巨星都是快速旋转的，而没有ON矮星或超巨星是;但所有ON恒星都是它们各自光谱类型/光度类别/旋转子类别的一小部分。ONn巨星在中间进化阶段显示出大量的加工材料和高旋转，可能提供有关这些性质发展的重要信息。它们可能保持了较高的初始旋转速度，或者是由于TAMS核心收缩而旋转起来的;但另一种可能性也更大，它们可能是二元质量转移的产物。至少他们中的一些也是失控的明星。
2011-09-02 astro-ph.SR
The ARAUCARIA project: Grid-Based Quantitative Spectroscopic Study of Massive Blue Stars in NGC55
对不同金属丰度的大质量蓝色恒星的大样本的物理性质和化学丰度进行定量研究是了解这些物体的性质和演化的有力工具。对银河系以外的它们进行分析是具有挑战性的，尽管如此，这是可行的，也是研究它们在不同环境中行为的最佳方法。以客观的方式完成这项任务需要实施自动分析技术，这些技术可以系统地进行分析，同时最大限度地减少任何可能的偏差。作为ARAUCARIA项目的一部分，我们在距离1.94 Mpc的星系NGC 55中对12个B型超巨星样本进行了首次定量光谱分析。通过应用在这项工作中开发的方法，我们得到他们的恒星参数，化学丰度，并提供了一个表征其宿主星系的金属丰度。根据恒星大气/谱线形成程序FASTWIND的特点，我们设计并建立了一个用于分析大质量蓝超巨星的网格模型。随着这个新的网格，我们实现了频谱分析算法。这两种工具都是专门开发的，用于以快速和客观的方式对B型超巨星的低光谱分辨率进行完全一致的定量光谱分析。我们提出了我们的FASTWIND模型网格的主要特点，并进行了一些测试，以调查我们的方法的可靠性。之后，将自动工具应用于NGC 55中的12颗B型超巨星样本，导出恒星参数和丰度。这些结果表明，我们的恒星是向红超巨星阶段演化的年轻种群的一部分。衍生的化学成分暗示了一个类似于大麦云云的平均金属丰度，没有迹象表明整个星系的空间趋势。
2012-03-22 astro-ph.CO astro-ph.SR
Multiwavelength study of the fast rotating supergiant high-mass X-ray binary IGR J16465-4507
自发射以来，X射线和伽马射线观测卫星INTEGRAL已经发现了一类新的高质量X射线双星（HMXB），它们显示出快速耀斑和超巨星伴星。多波长背景下的光学和红外（OIR）观测对于了解这些新发现的天体的性质和演化至关重要。这项多波长研究（从紫外到红外）的目的是确定IGR J16465-4507的性质，确认它的HMXB性质，以及它拥有一颗超巨星。我们分析了在ESO设施进行的所有OIR，光度和光谱观测。使用光谱数据，我们将伴星的光谱类型限制在B0.5和B1 Ib之间，解决了关于这个来源的真实性质的争论。我们测量了一个高的旋转速度v = 320 +/- 8公里/秒的拟合吸收和发射线的恒星光谱模型。然后，我们从光度观测中建立了光谱能量分布，以评估在每个能量范围内辐射的不同成分的来源。最后，我们表明，在IGR J 16465 -4507中准确地确定了早期B超巨星的光谱类型后，我们坚定地支持将其分类为中间超巨星快X射线瞬变（SFXT）。
2016-05-16 astro-ph.HE 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
Near-infrared spectroscopy of candidate red supergiant stars in clusters
尽管有大量的候选星团，但距离太阳几千秒差距以上的银河系年轻星团的清晰识别是罕见的。我们的目标是提高候选集群的选择丰富的大质量恒星的光度银河系数据，从光学到中红外波长的多波长分析。我们对5个候选星团进行了光度和光谱分析，这些星团在GLIMPSE和2 MASS图像中被选为高密度的亮星（Ks < 7等）。共获得48个红外光谱。测光和光谱学的结合产生了6颗新的红超巨星，质量从10 Msun到15 Msun。其中两颗红超巨星位于银河系坐标（l，b）=（16.7deg，-0.63deg），距离约3.9 kpc;另外四颗红超巨星是星系团的成员，位于银河系坐标（l，b）=（49.3deg，+0.72deg），距离约7.0 kpc。对探测到的高密度最亮恒星的光谱分析和沿其视线的星际消光研究是区分低消光区域和实际星团的基础。对包含红超巨星的年轻星团的普查是不完整的;在现有的全天近红外巡天中，它们可以被识别为明亮恒星的超密度，其红外色星等图的特征是空白。
2014-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary Red Supergiants: A New Method for Detecting B-type Companions
除了少数已知和研究过的系统外，红超巨星（RSG）的双星群体仍然相对缺乏特征。着名的系统，如VV Cep，31 Cyg和zeta Aur包含RSG + B星双星，在这里，我们将探讨B星是否是我们从进化的角度期待的主要类型的伴侣。使用日内瓦的进化模型，我们发现，这确实是这样的。然而，很少有这样的系统是已知的，我们使用模型光谱，以确定如何容易这样的二进制将是观测检测。我们发现，它应该是相当困难的，以隐藏一个B-型伴星在光谱的光学/蓝色部分给出了合理的信噪比。接下来，我们检查麦哲伦云RSG的光谱和新获得的银河系RSG的光谱，寻找新的系统，并完善我们关于光谱中可能隐藏的恒星类型的结论。最后，我们开发了一套光度标准，可以帮助选择可能的双星在未来没有大型定期或光谱调查的开销。
2018-09-26 astro-ph.SR
Radiative Transfer Modeling of the Winds & Circumstellar Environments of Hot And Cool Massive Stars
本文介绍了利用先进的辐射转移（RT）计算方法对典型热、冷大质量恒星的星风和星周环境进行模拟研究的工作。本研究的目的是揭示在上H-R图中亮星的各种质量损失机制的详细物理。最近的3-D RT计算，结合流体动力学模拟，表明OB超巨星的辐射驱动风是结构化的，由于旋转亮点引起的大规模密度和速度场。根据HD 64760（B Ib）中匹配DAC计算的质量损失率与平滑风模型的质量损失率相比没有明显变化。另一方面，中间的黄超巨星（如Rho Cas，F-G Ia 0）在爆发期间表现出显著的质量损失率增加的光谱特征。对黄色演化空洞附近超巨星的长期光谱监测显示，它们的质量损失率和风结构主要由光球爆发和大幅脉动控制，这些脉动通过传播冲击波向星周环境传递机械动量。然而，在大质量红超巨星中，缺乏来自光球对流带的机械波传播的明确证据。最近的空间分辨HST-STIS观测内参宿四的（M Iab）非常扩展的色球和尘埃信封显示温暖的色球气体远远超出尘埃凝结半径的RT模型的证据。这些长期光谱观测的模型表明，色球脉动不是球对称的。STIS观测指出了机械波传播对加热和维持红超巨星扩展风中色球条件的重要性。
2009-06-02 astro-ph.SR
Resolving the kinematics of the disks around Galactic B[e] supergiants
B[e]超巨星是发光的大质量恒星。在这个阶段的质量损失创造了一个复杂的环星环境，原子，分子和尘埃区域通常在环或盘状结构中发现。为了更好地理解这些环形成背后的机制，必须详细了解它们的结构和动力学。为了解决这个问题，我们获得了8个选定的银河系B[e]超巨星的高分辨率光学和近红外光谱，其中CO发射已被检测到。假设盘的开普勒旋转，我们将从近红外CO带获得的运动学与通过拟合光学中的禁戒发射[OI] $λ$ 5577，[OI] $λλ$ 6300，6363和[CaII] $λλ$ 7291，7323线获得的运动学相结合，以探测盘的结构。我们发现，发射起源于所有B[e]超巨星周围的多个环结构，其中每一个都显示出独特的环组合，无论物体是否是双星系统的一部分。已确认的双星显示其光谱线强度和配置文件的变化，以及光度变化，而周围的单星环结构是稳定的。
2018-09-04 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XV. The B-type supergiant system V1765 Cygni
本文利用TESS四个扇区数据建立V1765 Cyg食双星的首个确定性光变曲线模型，结合分光轨道推得两子星质量与半径，并验证其与约700万年演化模型一致。
2023-11-01 astro-ph.SR
Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds
我们试图建立额外的观测签名的OB星风的聚集的影响。聚集的作用对战略风形成的谱线的测试，以引导模型的发展，聚集的风，从而提高质量损失测定的可靠性为massive stars.The SiIV 1400共振线的B 0至B5超巨星的双线使用经验线合成模型进行了分析。重点是从SiIV偶极子的红色和蓝色分量的径向光学厚度（τ_（rad）（w））的比率的测量解码风聚集的信息。我们特别利用的事实，即两个偶极子组件是去耦的，并形成独立的风终极速度相对较低的目标。谱线合成分析表明，蓝色和红色SiIV组分的τ_（rad）（w）的平均比值很少接近规范值~ 2（根据原子常数预期），而是分布在~1和2之间的值范围内。这些结果被解释的光球，部分被光学厚结构在流出的气体。在这项研究中建立的光谱签名证明了广泛存在的风聚集在B超巨星。非饱和偶极子剖面中的附加信息提供了一种量化风的孔隙度的方法。
2010-07-16 astro-ph.SR
The supergiant B[e] star LHA 115-S 18 - binary and/or luminous blue variable?
超巨星（sg）B[e]星支撑冷的致密尘埃盘/环的机制，以及它们与其他演化的大质量恒星（如明亮的蓝色变星）的物理关系尚不确定。为了研究这两个问题，我们分析了典型的sgB[e]星LHA 115-S 18的长期行为。我们采用OGLE II-IV光变曲线搜索（a-）周期性变化，并补充这些数据与新的和历史的光谱。与sgB[e]星的历史预期相反，S18在光度和光谱上都是高度可变的。在16年的观测中，光变曲线的特点是快速的非周期性“闪烁”。光谱中高激发发射线分量的变化意味着恒星温度的演变-正如对亮蓝变星的预期-尽管有些令人惊讶，光谱和光度变化似乎不相关。低激发金属物质的发射特性，冷拱环似乎在很大程度上不受这种行为。最后，结合强烈的，高度可变的HeII发射，X射线发射意味着存在一个看不见的双星伴星。S18为sgB[e]星（的一个子集）和明亮的蓝色变星的假定物理关联提供了观测支持。考虑到S18星周环境的性质，以及明亮的蓝色变星被认为是SN的祖先，我们很容易将其与SN 1987 A和不寻常的瞬变SN 2009 ip的祖先相提并论。此外，S18可能的双星性质加强了这样一种可能性，即S18的尘埃盘/环面是双星驱动的质量损失的结果;因此，这样的恒星可能提供了一个窗口，在大质量致密双星的质量转移的短暂阶段。
2013-05-02 astro-ph.SR
Observational constraints on the X-ray Bright supergiant B[e] stars LHA 115-S18 \& LHA 120-S 134
我们目前正在进行的一系列光谱观测的小麦哲伦星云恒星LHA 115-S 18（S18），这已经证明了极端的光球和光谱变化，在某些方面，是让人想起亮蓝变星（LBV）的初步结果。与我们之前发表的结果相反，在2012-2015年期间，S18保持在S18的“热”和“冷”极端之间的光谱状态。结合S18的同期OGLE-IV光度监测，这些数据将用于确定变异的特征时间尺度和搜索周期性，特别是二进制调制周期性。我们还介绍了LMC恒星LHA 120-S 134的初步研究结果。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind properties of variable B supergiants. Evidence of pulsations connected with mass-loss episodes
变星B超巨星（BSG）是一组异质的恒星，具有复杂的光度和光谱行为。它们表现出质量损失的变化，并经历不同类型的振荡模式，越来越多的证据表明，可变的恒星风和光球脉动密切相关。为了讨论演化的B型恒星的风的性质和变化，我们推导出新的恒星和风参数的样本19银河系BSG拟合理论线轮廓的H，He，和Si的观察到的，并与以前的测定进行比较。首次获得了三颗恒星的质量损失率。所有恒星都遵循已知的经验风动量-光度关系，BSG晚期表现出BSG中期的趋势。我们发现了一个经验关系，将质量损失变化的幅度与数十天的时间尺度上的光度/光谱变化相关联。我们发现，位于冷侧的双稳态跳跃的恒星显示出终端和逃逸速度比的减少，而其相应的质量损失率是类似于或低于发现的值为恒星的热侧。特别地，对于那些变星，终端速度和逃逸速度比的降低伴随着质量损失率的降低。我们的研究结果还表明，径向脉动模式的周期大于6天，可能是负责风的变化在中/晚型BSG。这些径向模式可能与奇怪的模式，这是已知的促进（增强）质量损失。另一方面，我们建议，风的行为的双稳定性跳跃的冷侧的恒星可以适合与预测的三角洲慢流体动力学解决方案的辐射驱动的风与高度可变的电离。
2019-02-04 astro-ph.SR
The Red Supergiant Binary Fraction of the Large Magellanic Cloud
未演化的大质量恒星的双星比例被认为是70-100%，但这些恒星的一个子集，红超巨星（RSG）的演化版本的双星比例几乎没有观测限制。在这里，我们确定了一个完整的样本RSG在大麦云（LMC）使用新的光谱观测和档案紫外，红外和宽带光学光度。我们发现4090个RSG的log L/Lo > 3.5，其中1820个的log L/Lo > 4，我们认为这是我们的完全性极限。此外，我们还通过光谱确认了LMC中38颗新的RSG+B星双星，使已知的双星总数达到55颗。然后，我们估计的二进制分数使用k-近邻算法，分类恒星作为一个单一的或二进制的基础上光度与光谱样本作为训练集。我们考虑到观测偏差，如视线恒星和日食中的双星，同时还计算了RSG与同伴的模型相关校正，我们的观测不是为了检测。根据我们的数据，我们发现具有O型或B型同伴的RSG的初始结果为13.5 + 7.56/-6.67%。使用二进制人口和光谱合成（BPASS）模型来校正未观测到的系统，这相当于总RSG二进制分数为19.5 + 7.6/-6.7%。这个数字是在广泛的协议与我们所期望的初始OB二元分布的70%，预测合并分数为20-30%和二元相互作用分数为40- 50%。
2020-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic study of massive blue and red supergiants in Per OB1
英仙座OB 1协会拥有银河系中最多的蓝超巨星和红超巨星（Sgs）。我们讨论了位于Per OB 1区域的大质量O型和蓝/红Sg星是否是同一种群的成员，并研究了它们的双星和失控状态。我们收集了88个合适的候选者的405个高分辨率光谱，距离协会中心约4.5度，并为所有这些人编制了Gaia DR 2天体测量。这是用来调查成员和识别失控的明星。通过获得高精度的径向速度（RV）估计，我们研究了样本和光谱双星（SB）的RV分布。大多数被调查的恒星属于一个物理上相连的人口位于d = 2.5 $\pm$ 0.4千秒差距。我们确定了79个确认或可能的成员，和5个成员候选人。在h和英仙座X星或整个样本中，没有发现重要的差异。相反，大多数O型星似乎是一个分化的人口在运动学性质的一部分。特别是，他们中离家出走者的比例（45%）大大高于更先进的目标（在所有情况下都低于5%）。一个类似的趋势也被发现为明确检测到的SB的百分比，这已经从15%下降到10%，当比较O星和B Sg样品，分别，和实际上消失在较冷的Sgs。在我们的工作样本中，除了4颗星之外，所有的星星都可以被认为是同一个（相互关联的）群体的一部分。然而，任何进一步的尝试，以描述这个样本的大质量恒星的演化背景下的经验性质必须考虑到一个重要的分数的O星是-或可能已经-的一部分，一个二元/多元系统。此外，其他一些进化程度更高的目标也可能受到二元进化的影响。
2020-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
