All known Type Ia supernovae models fail to reproduce the observed bolometric luminosity-width correlation
本研究针对Ia型超新星爆炸机制争议，提出用爆炸后30天热光度与峰值光度比作为宽度指标，发现所有已知Ia型超新星模型均无法复现观测到的热光度-宽度相关性，为模型改进提供了观测约束。
2025-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extremely high velocity gas from the massive YSOs in IRAS 17233-3606
来自高质量年轻恒星物体的分子外流为研究恒星形成过程提供了一个很好的方法，并调查它们是否是低质量对应物的放大版本。我们选择了附近的大质量恒星形成区IRAS 17233-3606，以研究沿分子流出（S）从这个来源的运动学和物理。我们用亚毫米波阵列在（2-1）跃迁和APEX望远镜在高激发（6-5）线上观测了CO中的IRAS 17233-3606，CO是与分子流出有关的气体的典型示踪剂。其他的红外H2观测是用UKIRT望远镜进行的。使用LVG方法分析CO数据。我们的数据解决了以前检测到的分子外流在至少三个不同的组成部分，其中一个具有高准直因子~4，并以极高的速度发射（|v- v_{LSR}|>120 km s^{-1}）。的运动外流参数的估计是典型的大规模的YSO，并与测得的辐射光度的来源。这些流动的运动学年龄在10^2-10^3年之间，因此表明这些年轻天体还没有到达主层序。
2009-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Annual Parallax Distance to the K-type star system IRAS 22480+6002 measured with VERA
本文介绍了利用射电天体测量VLBI探测（VERA）对IRAS 22480+6002（IRC+60370，以下简称I22480）水脉泽的VLBI天体测量观测。I22480的恒星类型作为恒星脉泽源看起来很不寻常，自20世纪70年代以来一直存在争议。我们成功地测定了一组水脉泽斑的年视差，π =0.400+/-0.025mas，对应于到I 22480的距离D=2.50 /+0.17/-0.15kpc。这表明I22480的热光度估计值应修正为35000 L_sun，更倾向于K型超巨星，而不是先前提出的RV Tau型变星。虽然光谱类型是不寻常的恒星脉泽源，水脉泽功能的内部运动表明，水脉泽与这颗恒星的拱星包络。考虑到可能的恒星运动与脉泽特征运动的关系，我们导出了I22480的长期自行，（mu_alpha，mu_delta）=（-2.58+/-0.33，-1.91+/-0.17）[mas yr^-1]。I22480在银河系中的运动在银河方位角方向上与根据银河系到I22480的距离和假设的银河系自转曲线平坦估计的圆周运动有约-30 km/s的偏差。这种奇特的运动仍然与位于英仙座螺旋臂中的水脉泽源中通常看到的运动相当。考虑到这种奇特的运动以及与银河系中平面（z ~60 pc）的接近性，I22480可能是银河系薄盘的一员。
2012-09-04 astro-ph.SR
Variability of Hot Post-AGB Star IRAS 19336-0400 in the Early Phase of its Planetary Nebula Ionization
我们提出了一个热的候选人原行星状星云-早期B型超巨星的光谱发射线- IRAS 19336-0400的光电和光谱观测。光和颜色曲线显示快速的不规则亮度变化，最大幅度dV=0.30 mag，dB=0.35 mag，dU=0.40 mag和颜色-亮度相关性。IRAS 19336-0400的变率特征与其他热的原行星状星云相似。根据λ 4000-7500 A范围内的低分辨光谱，我们导出了气体星云中H_α，H_β，H_γ，[SII]，[NII]等发射线的绝对强度，其物理条件为：n_e=10^4 cm^{-3}，T_e=7000 \pm 1000 K。发射谱线H_α、H_β等效宽度变化很大，并与光的变化有关。用紫外光度法和分光光度法估算了色余：E（B-V）=0.50-0.54。联合光度和光谱数据分析使我们能够假设恒星的变化是由恒星风的变化。
2011-11-10 astro-ph.SR
Variability of Hot Supergiant IRAS 19336-0400 in the Early Phase of its Planetary Nebula Ionization
我们提出了一个热的候选人原行星状星云-早期B型超巨星的光谱发射线- IRAS 19336-0400的光电和光谱观测。光和颜色曲线显示出快速的不规则亮度变化，最大幅度Δ V=0.30 mag，Δ B=0.35 mag，Δ U=0.40 mag和颜色-亮度相关性。IRAS 19336-0400的变率特征与其他热的原行星状星云相似。根据λ 4000-7500 A范围内的低分辨光谱，我们导出了气体星云中H_α，H_β，H_γ，[SII]，[NII]等发射线的绝对强度，其物理条件为：n_e=10^4 cm^{-3}，T_e=7000 \pm 1000 K。发射谱线H_α、H_β等效宽度变化很大，并与光的变化有关。通过紫外线光度法和光谱法，估计颜色过量：E_{B-V} =0.50-0.54。联合光度和光谱数据分析使我们能够假设恒星的变化是由恒星风的变化。
2011-11-09 astro-ph.SR
Millimeter and submillimeter high angular resolution interferometric observations: dust in the heart of IRAS 18162-2048
GGD 27复合体包括HH 80-81- 80 N系统，这是迄今为止观察到的与高质量恒星形成区域相关的最强大的分子流出之一。这个外流是由与源IRAS 18162-2048相关的恒星提供动力的。在这里，我们报告的连续辐射的检测亚弧秒/弧秒的分辨率与亚毫米阵列在1.36毫米和456微米，分别。我们探测到了来自两个致密核心MM 1和MM 2的尘埃排放，它们相距约7”（投影距离约12000 AU）。MM 1在空间上与强大的热射电连续喷流相吻合，为非常扩展的分子外流提供动力，而MM 2与驱动最近在该地区发现的紧凑分子外流的原恒星有关。在1.36 mm处进行的高角分辨率观察表明，MM 1无法解析，而MM 2分裂为两个相距约1英寸的子分量。MM 1的质量约为4 Msun，大小小于300 AU。这与MM 1与一个围绕着高质量原恒星的大质量致密（n（H2）>10^9cm-3）的星周尘埃盘相关联是一致的，该尘埃盘还没有发展出致密的HII区。另一方面，MM 2的两个独立分量的质量各约为2 Msun。其中一个组成部分是一个致密的核心，内部有一个中等质量的年轻原恒星，另一个组成部分可能是一个前恒星核心。MM 1是1.36mm处的亮度源，而MM 2在456微米处占主导地位。这些是SMA观测中检测到的唯一（亚）毫米源。因此，似乎这两个来源可能对该地区的热光度有很大贡献。最后，我们认为，这两个来源的特点表明，MM…
2010-11-09 astro-ph.SR
Outflow and accretion detections in the young stellar object IRAS 04579+4703
本文介绍了年轻恒星IRAS 04579+4703在1.3mm连续谱线和12 CO（2-1）、13 CO（2-1）和C18 O（2-1）谱线上的亚毫米波阵列观测结果。1.3毫米的连续图像显示了一个质量为13兆太阳的扁平结构。12 CO（2-1）线图和位置-速度（PV）图，以及宽翼（12 CO（2-1）全宽=30 km/s）线，清楚地表明有一个外流运动，它起源于该区域嵌入的大质量YSO。蓝移和红移的瓣长分别为0.14和0.13 pc。外流的总气体质量、平均动力学时标和质量卷吸率分别为1.8 Msun、1.7 × 10 ^4 yr和1.1 × 10^（-4）Msun/yr。垂直于流出方向的连续源的扁平形态，以及从沿着连续源主轴的不同位置拍摄的C18 O（2-1）光谱中看到的速度梯度，表明在该区域存在吸积盘。
2012-03-17 astro-ph.SR
Interstellar Complex Organic Molecules and Molecular Outflows in NGC 1333 IRAS 4B and 4B' Observed Using NOEMA
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；The University of Western Ontario（韦仕敦大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
利用NOEMA对NGC 1333 IRAS 4B和4B'进行干涉观测，探测到10种星际复杂有机分子，揭示IRAS 4B为双原恒星系统，驱动南北喷流和西北-东南外流，而4B'仅驱动东西外流。
2026-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The eruptive young star IRAS 21204+4913
Sternberg Astronomical Institute, M.V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科罗蒙诺索夫国立大学斯特恩伯格天文研究所）
IRAS 21204+4913的剧烈爆发由原行星盘物质吸积率增加引起，伴随尘埃风和TiO分子带特征。
2026-03-10 astro-ph.SR
Metallicity as a source of dispersion in the SNIa bolometric light curve luminosity-width relationship
人们认识到Ia型超新星（SNIa）祖先的金属丰度可能会使其在宇宙学应用中的应用产生偏差，这使得人们对它在SNIa光变曲线形成中的作用越来越感兴趣。我们探索了56 Ni的合成质量M（56 Ni）对前主序列模型的祖先金属丰度的敏感性，其中质量M0 = 2 - 7 Msun，金属丰度Z = 1 e-5 - 0.10。在慢炖阶段，对流混合和碳燃烧之间的相互作用最终增加了中子过剩，并导致较小的56 Ni产额，但基本上不会改变M（56 Ni）对Z的依赖性。WD的不确定属性，如中心密度，对M（56 Ni）的影响较小。我们的主要结果是：1）相当数量的56 Ni在不完全Si燃烧期间合成，这导致M（56 Ni）对Z的依赖性比通过假设56 Ni在完全燃烧到核统计平衡的材料中产生所获得的更强; 2）在一维延迟爆轰模拟中，燃烧转爆轰密度的成分依赖性给出了M（56 Ni）和Z，并预测了一个光度大于以前认为在低金属丰度（然而，祖金属丰度单独不能解释整个观测分散的SNIa光度），和3）的哈勃残差的斜率与金属丰度的一个足够大的数据集SNIa的精确测量可能会提供线索的物理学的爆燃到爆炸的转变在热核爆炸。
2010-02-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
High-resolution optical spectroscopy of the post-AGB supergiant V340 Ser (=IRAS 17279$-$1119)
在超巨星V340 Ser（=IRAS 17279 $-$ 1119）的光谱中发现了扩展大气中风变率和速度分层的一些证据，这些光谱是由6米BTA望远镜以R $\ge$ 60000的光谱分辨率拍摄的。H $α$线有一个P Cyg剖面，其吸收分量（V=+34 km/s）形成于靠近星周环境的膨胀大气的上层。根据300-550个对称金属粒子的位置，计算了四个日期的平均速度，其精度优于$\pm0.1$ km/s：Vr=59.30、60.09、58.46和55.78 km/s。许多低激发金属线具有反P Cyg轮廓。它们的发射分量的平均位置Vr=46.3 $\pm$ 0.4 km/s，与由对称散射推断的速度有系统的差异，表明在超巨星扩展大气中存在速度梯度。NaI D线的多分量剖面包含星际分量Vr=-11.2 km/s、星周分量Vr=+10 km/s和在大气上层形成的分量Vr=+34.0 km/s。在光谱中确定的20-30个弥散星际带（DIBs）的平均速度Vr（DIBs）=-11.6 $\pm0.2$ km/s，与星际NaI和KI分量的速度一致。氧三重态的等效宽度W（7774）=1.25 A对应于恒星Mv $\approx-4.6^m$的绝对星等，考虑到总的（星际+星周）消光，导致到恒星d $\approx$的距离为2.3 kpc。
2020-10-15 astro-ph.SR
Near-infrared integral field spectroscopy of Massive Young Stellar Objects
我们提出了中等分辨率（$R\approx5300$）$K$带积分场光谱的六个MYSO。目标是从RMS调查中选择的，我们在双子座北望远镜上使用了NIFS。数据显示了各种谱线特征，包括Br $γ$、CO、H $_2$和\mbox{He\,{\sc i}}。在所有具有$v_\mathrm{FWHM}\sim100$ - 200 km $^{-1}$的物体中，在发射中探测到Br $γ$线。V645 Cyg在-800 kms $^{-1}$和-300 kms $^{-1}$之间显示出高速P-Cygni剖面。我们使用Br $γ$线进行了三维分光天体测量，以诊断中央恒星附近的星周环境。我们以亚质量精度测量了速度分量的质心。质心使我们能够区分IRAS 18151- 1208和Br $γ$中S106的蓝移和红移成分。这几乎垂直于观察到的更大规模的外流。我们的结论是，鉴于线的宽度和光谱天体测量签名的方向，我们的结果跟踪在IRAS 18151- 1208和S106盘风。在IRAS 18151- 1208和AFGL 2136中检测到低$J$跃迁处的CO $ν=2-0$吸收线。分析了中性气体圆盘的速度结构。在IRAS 18151- 1208中，蓝移和红移分量的吸收中心在北东-西南方向上分离，几乎垂直于大尺度$H_2$喷流的吸收中心。IRAS 18151- 1208的中心质量为30 $M_{\sun}$，AF…
2013-09-24 astro-ph.SR
A search for non-thermal radio emission from jets of massive young stellar objects
大质量年轻恒星天体（MYSO）最近被证明可以驱动喷流，喷流的粒子可以与喷流或周围介质的磁场相互作用，发射非热辐射。我们报告了一个搜索的非热无线电发射的15个MYSO样本，以建立在对象中的发射的患病率。我们使用它们在L-，C-和Q-波段的光谱以及光谱指数图来确定它们的发射。我们发现，大约50%的来源显示出非热发射的证据，40%显示出清晰的非热叶，特别是较高的辐射热光度的来源。显示非热叶的源的共同或IRAS名称是：V645 Cyg，IRAS 22134+5834，NGC 7538 IRS 9，IRAS 23262+640，AFGL 402 d和AFGL 490。所有这些源的中心核心都是热的，相应的质量损失率在每年3 × 10 ^{-7}到7 × 10 ^{-6}太阳质量之间。由于在某些源中存在非热叶瓣，并且从某些光谱指数图中得到非热发射的证据，看来磁场在大质量原恒星的喷流中起着重要作用。还应注意的是，有些来源显示了二元性和可变性的证据。
2019-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel observations of the hydroxyl radical (OH) in young stellar objects
Herschel恒星形成区中的水（WISH）是Herschel的一个重点计划，研究原恒星演化过程中年轻恒星（YSO）中的水化学。羟基（OH）是化学网络中与H2O的形成和破坏最密切相关的反应物之一。高温化学通过OH + H2 H2O + H反应连接OH和H2O<->。从OH形成H2O是有效的高温制度中发现的冲击和原恒星信封的最里面的一部分。此外，在UV光子的存在下，可以从H2O的光解离产生OH。使用Herschel上的远红外外差仪器（HIFI）对HH 46和NGC 1333 IRAS 2A的OH 163.12微米三重态进行高分辨率光谱分析。低质量和中等质量的YSO HH 46，TMR 1，IRAS 15398-3359，DK Cha，NGC 7129 FIRS 2和NGC 1333 IRAS 2A用光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）在OH和两条[OI]线的四次跃迁中观察到。在79，84，119，和163微米的OH跃迁和[OI]发射在63和145微米的PACS检测到对I类低质量的YSO以及中等质量和I类Herbig Ae源。从0级YSO NGC 1333 IRAS 2A中没有检测到OH发射，尽管在吸收中检测到119微米。使用HIFI，未从HH 46中检测到163.12 μ m，仅从NGC 1333 IRAS 2A中初步检测到。HH 46的PACS和HIFI结果的组合限制了线宽（FW…
2010-07-13 astro-ph.SR
The outbursting protostar 2MASS~22352345+7517076 and its environment
我们研究了I类原恒星2 MASS 22352345+7517076，Onozato等人（2015）报告了IRAS，Akari和WISE调查之间的戏剧性增亮。2 MASS 22352345+7517076是一小群低质量年轻恒星天体的成员，与分子云Lynds 1251中的IRAS 22343+7501相关。IRAS、ISO、斯皮策、Akari、Herschel和WISE任务观测到了它爆发的不同阶段。通过档案和我们自己的近红外观测补充这些数据，并考虑到邻近来源对中红外通量的贡献，我们研究了爆发物体的性质和环境，以及1983年至2017年的光度变化。低态辐射热光度Lbol ~ 32 Lsun指示一颗1.6-1.8太阳质量的100000-200000年的原恒星。它的2微米亮度在1993年至1998年期间开始上升，在2009年至2011年达到峰值，并在2015年开始下降。光谱能量分布的变化表明，在爆发之前，近红外线有长达十年的缓慢增亮。实际的吸积爆发发生在2004年至2007年之间。我们用简单的吸积盘模型拟合了亮相的光谱能量分布。模拟结果表明，圆盘吸积速率从3.5 \times 10^{-7} Msun yr^{-1}增加到1.1 \times 10^{-4} Msun yr^{-1}。在爆发的10年间，中心恒星的质量增加了近10^{-3}个太阳，大约相当于木星的质量。2017年，我们在K波段…
2018-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRAS23385+6053: An embedded massive cluster in the making
这项研究是“核心”项目的一部分，这是IRAM/NOEMA的一个大型方案，包括对20个选定的大质量恒星形成区的毫米连续谱和分子谱线发射的观测。我们专注于IRAS 23385 +6053，这被认为是CORE样本中进化最少的来源。观测在~1.4 mm处进行，采用NOEMA的三种配置和额外的单碟图，与干涉测量数据合并以恢复扩展发射。我们的相关器设置涵盖了一些著名的热核示踪剂和一些流出示踪剂的线。角分辨率（~0.45”$-$ 0.9”）和光谱分辨率（0.5 km/s）足以分辨IRAS 23385 +6053中的团块，并调查是否存在因旋转、下沉或膨胀而引起的大规模运动。我们发现，在亚弧秒分辨率下观察时，团块分裂成六个不同的核心。这些都是通过其1.4毫米的连续谱和分子线发射。我们制作的速度，线宽和旋转温度的地图，从甲醇和乙腈线，这使我们能够调查的核心，并揭示在最大的核心速度和温度梯度。我们还发现了两极外流的证据，可能是由低质量恒星提供动力的。我们提出了一个拱星自引力盘躺在最大质量的核心和供电的大规模外流以前已知的文献中的试探性检测。在我们的假设中，IRAS 23385 +6053（~ $3000~L_\odot$）的大部分亮度都是由驱动气流的恒星提供的。其他核心，虽然质量低于相应的维里质量，似乎是从分子环境中吸积物质，可能正在坍塌或处于坍塌的边缘。我们的结论是，我们正在观察一个恒星形成核心的样本…
2019-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense gas and the nature of the outflows
利用Haystack天文台的37 m射电望远镜观测了NH3分子的（J，K）=（1，1）和（J，K）=（2，2）反转跃迁。我们在27个观测区域检测到NH3排放，并绘制了其中25个区域的地图。此外，我们还在6个区域寻找了6{16}-5 23} H2O脉泽谱线，在其中两个区域HH 265和AFGL 5173探测到了H2O脉泽发射。我们估计NH3映射的区域的物理参数，并分析每个特定区域的高密度气体的分布及其与年轻恒星物体的存在的关系。从我们的数据的全球分析，我们发现，在一般的最高值的线宽获得的质量和动力学温度的最高值的区域。我们还发现了非热谱线宽度和辐射热光度的来源之间的相关性，以及核心的质量和辐射热光度之间的相关性。我们用更大的区域样本证实了Anglada等人（1997）的结论，即分子流出源的NH3谱线发射比光学流出源的NH3谱线发射更强，这表明了一种可能的演化方案，在这种方案中，与分子流出有关的年轻恒星物体逐渐失去其邻近的高密度气体，在此过程中削弱了NH3发射和分子流出，并且随着气体总量的减少使得光学射流更容易被检测。
2011-01-13 astro-ph.SR
ALMA Compact Array observations of the Fried Egg nebula: Evidence for large-scale asymmetric mass-loss from the yellow hypergiant IRAS 17163-3907
黄色超巨星是罕见的，代表了大质量恒星的快速演化阶段。这一进化阶段的特征是非常强烈的质量损失，对此的理解仍然非常有限。在这里，我们报告ALMA紧凑阵列观测到一个50 $"$ -马赛克朝向煎蛋星云，周围的几个银河系黄色超巨星IRAS 17163-3907之一。发射从$^{12}$ CO J=2-1线，H30 $α$复合线，和连续成像的分辨率为$\sim$ 8 $"$，揭示了恒星周围的分子环境的形态。连续辐射是无法分辨的，在恒星的位置达到峰值。射电复合线H30 $α$显示出在恒星上的未分辨辐射，具有近似高斯的光谱，中心速度为21 $\pm$ 3 km/s，宽度为57 $\pm$ 6 km/s。相比之下，CO2 -1的排放是复杂的，在视线范围内，除了星际气体的污染外，它还分解成几种成分。朝向恒星的CO光谱是一个广阔的平台，中心系统速度为+18 km/s，膨胀速度为100 $\pm$ 10 km/s。假设各向同性和恒定的质量损失，我们估计质量损失率为8 $\pm$ 1.5 $\times10^{-5}$ ~M $_\odot$ yr $^{-1}$。在距离恒星25 $"$的半径处，我们检测到与{ \it Herschel}先前拍摄的尘埃环相关的CO排放。然而，这个环的运动学与膨胀壳层并不一致，而是显示出$v_{sys} \pm$ 20 km/s的速度梯度。此外，我们还发现了一个令人困惑的明亮…
2016-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the Nested Structure of the Outflow from the Low Luminosity Protostar IRAS 16253-2429 using JWST and ALMA
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Department of Astronomy and Astrophysics Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究院天文学与天体物理学系）；Ritter Astrophysical Research Center, Department of Physics and Astronomy, University of Toledo（托莱多大学物理与天文学系里特天体物理研究中心）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Leiden Observatory, Universiteit Leiden（莱顿大学莱顿天文台）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；University of Rochester（罗切斯特大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capod
利用JWST和ALMA研究低光度原星IRAS 16253-2429的出流结构，揭示宽角分子出流及磁流体动力学风机制。
2026-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The study of unclassified B[e] stars and candidates in the Galaxy and Magellanic Clouds
我们研究了12颗未分类的B[e]星或候选星，其中8颗来自银河系，2颗来自大麦云云（LMC），2颗来自小麦哲伦云（SMC）。基于对高分辨率光谱（FEROS）和光度数据的分析，我们证实了除了一个（IRAS 07455-3143）之外，我们样本中所有物体都存在B[e]现象。我们推导了它们的有效温度、光谱类型、光度类、星际消光，并利用它们与盖亚DR 2的距离，得到了它们的热星等、光度和半径。对FEROS光谱中的禁线进行建模，揭示了这些物体的星周介质的运动学和几何学信息。此外，我们分析了四颗恒星的光变曲线，找到了它们的最可能周期。我们的样本的11颗恒星的演化阶段建议从他们在HR图上的位置，考虑到太阳，LMC和SMC金属丰度的恒星的演化轨迹。作为结果，我们确定了B和B[e]超巨星，B[e]星可能位于主序或接近其末端，后AGB和HAeB[e]候选者，以及A[e]星位于主序或前主序。然而，我们最显著的结果是第三个A[e]超巨星（ARDB 1，54，LMC中的第一个）和SMC中的“LBV冒名顶替者”（LHA 115-N82）的鉴定。
2019-06-10 astro-ph.SR
Evidence for sub-Chandrasekhar-mass progenitors of Type Ia supernovae at the faint end of the width-luminosity relation
低光度Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线演化速度更快，这表明它们可能是由质量低于克拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$）的白矮星（WD）的祖先爆炸造成的。在这里，我们提出了一维非LTE时间相关的辐射传输模拟的纯中心爆炸的碳氧WD与质量（$M_\rm{tot}$）之间的0.88 M $_{\odot}$和1.15 M $_{\odot}$，和一个$^{56}\rm{Ni}$产率之间的0.08 M $_{\odot}$和0.84 M $_{\odot}$。与$M_{\rm Ch}$模型相比，它们较低的喷出物密度导致早期光度更快地增加，并增强了$γ$射线逃逸分数超过最大光。因此，它们的热光变曲线显示较短的上升时间和较大的最大后下降率。此外，在给定的$^{56}\rm{Ni}$质量下，较高的$M(^{56}\rm{Ni})/M_\rm{tot}$比率增强了发光度较低的模型的光谱形成区域中的温度和电离水平，从而在最大光下产生更蓝的颜色，并且$B-V$颜色的最大后演化更快。对于在峰值时比$M_B\approx -18.5$等暗的次$M_{\rm Ch}$模型，较大的热辐射衰减和较快的颜色演变导致较大的$B$带最大后衰减率$ΔM_{15}(B)$。特别是，我们以前发表的所有$M_{\rm Ch}$模型（标准和脉动延迟爆轰）都局限于$ΔM_{15}(B) < 1.4$等，而$M_\rm{tot…
2017-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Atomic Absorption Line Diagnostics for the Physical Properties of Red Supergiants
红超巨星（RSG）是演化的大质量恒星，代表了大质量恒星群体中的极端，无论是在物理大小还是在低温下。有效温度（$T_{\rm eff}$）是在赫兹-罗素图上放置RSG所需的最关键的物理性质，这是由于恒星的低温和由此产生的大的热辐射修正。最近的几篇论文研究了冷超巨星光谱中原子谱线等效宽度在确定$T_{\rm eff}$和其他物理性质方面的潜在效用（dorda 2016 b，dorda 2016 a），并发现Ti I和Fe I光谱特征与早期冷超巨星中的$T_{\rm eff}$之间存在强相关性（G和早期K），但在M型恒星中的相关性很差，这是一种光谱亚型，占RSG的很大一部分。我们通过测量银河系、大麦云云和小麦哲伦云中晚期K型和M型RSG中Ti、Fe和Ca线的等效宽度扩展了这项工作，并将这些结果与MARCS恒星大气模型的预测进行了比较。我们的分析显示，在我们的观测中，$T_{\rm eff}$与Fe I和Ti I线之间的相关性较差（与恒星大气模型预测的强相关性不一致），但确实发现$T_{\rm eff}$与银河系RSG的Ca II三重态（CaT）特征之间存在统计学显着的相关性，这表明这可能是确定M型超巨星中的$T_{\rm eff}$的潜在诊断工具。我们还研究了这些光谱特征和其他物理性质的RSG（包括金属丰度，表面重力和热辐射星等）之间的相关性，并考虑驱动RSG原子线光谱演变的基本物理。
2019-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative Properties of Pair-instability Supernova Explosions
我们对起源于红超巨星（RSG）、蓝超巨星（BSG）和沃尔夫-拉叶（WR）恒星的无旋转祖先的成对不稳定超新星（PISNe）进行了非LTE时间相关的辐射传输模拟，这些恒星的质量范围为160- 230 Msun，10^-4 Zsun。虽然受到对流和恒星质量损失率的不确定性，我们的初始条件来自物理一致的模型，治疗从主序列的演变，对生产不稳定性的发病，和爆炸阶段。我们的输入模型具有大的56 Ni和喷出物质量，以及大的动能，我们定性地恢复了II型平台，II型特殊和Ib/c光曲线形态，尽管它们具有更大的峰值辐射热光度（~10^9至10^10 Lsun）和更长的持续时间（~ 200 d）。我们讨论了每个模型的光谱特性，在光球和星云阶段，包括巴耳末线在II-P和II-PEC在早期，占主导地位的线从中间质量元素（IMEs）附近的测辐射热最大值，和加强金属线覆盖之后。具有相似的氦核性质，所有模型都表现出相似的峰后光谱，这些光谱被FeII和FeI线强烈覆盖，以红色为特征，并且来自温度<4000 K的光球/喷出物。结合测辐射热峰值后的适度线宽，这些特性与已知的超发光SNe形成对比，表明PISNe尚未被发现。PISNe是红色的，在高红移时很难观测到，除非它们来自RSG爆炸，在这种情况下，它们可以用作金属丰度探针和距离指示器。
2012-10-23 astro-ph.CO astro-ph.SR
Discovery of a collimated jet from the low luminosity protostar IRAS 16253$-$2429 in a quiescent accretion phase with the JWST
本文利用JWST在低光度Class 0原恒星IRAS 16253-2429中发现高度准直的原子喷流，并通过激波模型和喷流模型估算其速度、密度及低质量损失率，证明极低质量原恒星在宁静吸积相也能驱动原子喷流。
2024-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interaction Between HII Region and AFGL333-Ridge: Implications to the Star Formation Scenario
利用45 m野边山射电望远镜在角分辨率为75”的条件下对NH3（1，1）、（2，2）和（3，3）进行了成图观测，研究了W 4膨胀泡附近AFGL 333区的恒星形成活动。NH3（1，1）图的形态显示了一个弓形结构，大小为2.0 x 0.6 pc，如在尘埃连续体中所见。在W 4气泡和致密NH3云之间的界面处，与IRAS 02245 +6115相关的致密HII区域G134.2+0.8被定位。有趣的是，就在G134.2+0.8的北部和南部，我们发现NH3排放显示出约2.8 km/s的大速度宽度，而其他位置为1.8 km/s。由于通过YSO（s）的活动注入机械能的可能性很低，我们认为大湍流气体运动的起源是致密HII区域与致密分子云外围之间相互作用的指示。我们还发现了与G134.2+0.8相关的CO发射的膨胀运动。AFGL 333-Ridge的整体结构可能是由W 4膨胀的气泡形成的。然而，在IRAS 02245 +6115以西，密集分子云中心周围观察到的小速度宽度表明，与紧凑的HII区域的相互作用是有限的。因此，AFGL 333-Ridge致密分子云核心中的YSO（主要为0/I类）最有可能以静止模式形成。正如以前所建议的大规模恒星形成的W3巨分子云，我们的研究结果表明，诱导和静止的恒星形成在这一地区明显共存。AFGL 333区域的恒星形成似乎没有明显的外部触发，但伴随着恒星反馈环境。
2016-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
