WS1: one more new Galactic bona fide luminous blue variable
在这封信中，我们报告了光谱和光度监测的结果，候选人发光蓝变星（LBV）WS1，这是在2011年发现的，通过检测中红外圆壳和后续的光谱中心恒星。我们的监测显示，在过去的三年里，WS1在B，V和I波段的亮度超过1等，而它的光谱在同一时期发生了巨大的变化，表明这颗恒星变得更冷。WS1的光变曲线表明，这颗恒星的亮度在2013年12月达到最大值，然后开始下降。这些发现明确地证明了WS1的LBV性质，并为银河系真正的LBV类别增加了一个成员，使其数量达到16个（提供了这些物体的最新普查）。
2015-02-25 astro-ph.SR
Discovery of a new Galactic bona fide luminous blue variable with Spitzer
我们报告发现一个圆形的中红外线壳周围的发射线恒星Wray 16-137使用斯皮策太空望远镜的档案数据。使用南非大型望远镜对雷16-137进行的后续光谱学研究显示，它有着丰富的发射光谱，这是像天鹅座P这样的经典亮蓝变星的典型特征。随后的光谱和光度观测显示，在过去的三年里，Wray 16-137的光谱和亮度发生了巨大的变化，这意味着Wray 16-137目前正在经历一次类似S Dor的爆发。也就是说，我们发现该恒星在V和I_c波段增亮了\approx 1等，而其光谱则由Fe ii线占主导地位。总之，我们的观测结果明确表明，Wray 16-137是银河系真正的LBV家族的新成员。
2014-08-26 astro-ph.SR
Luminous and Variable Stars in M31 and M33. II. Luminous Blue Variables, Candidate LBVs, Fe II Emission Line Stars, and Other Supergiants
越来越多的非终端喷发被发现在众多的调查光学瞬变。人们对这些巨大的火山喷发、它们的祖先和它们的进化状态知之甚少。现在需要对可能的祖先类进行更好的普查，包括最明亮的演化恒星，明亮的蓝色变星（LBV），以及温暖和凉爽的超巨星，以获得超大质量恒星最后的前SN阶段的完整图像。我们已经开始了对几个邻近的已分辨星系中演化的和不稳定的发光恒星种群的调查。本文综述了M31和M33的光谱特征、光谱能量分布、星周喷出物和质量损失的证据，其中82颗亮星和变星有温暖的星周尘埃，包括几颗Fe II发射线星，但M31和M33中已证实的LBV没有。与光谱上类似的B型超巨星和Of/WN星相比，已确认的LBV即使在高温、静止或视觉最小状态下也具有相对较低的风速。Fe II发射线星的性质及其与LBV态的关系仍然不确定，但有些与暖超巨星和sgB[e]星有共同的性质。几个单独的明星进行了详细讨论。我们确定了三个可能的候选LBV和三个额外的后红超巨星候选人。我们认为M33-013406.63（B301，B416）不是LBV/S Dor变星，而是一颗非常明亮的晚O型超巨星，也是M33中最明亮的星或星对之一。
2014-07-08 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
The molecular gas around the luminous blue variable star G24.73+0.69
目的：我们研究了明亮的蓝色变星G24.73+0.69的分子环境，以探讨这颗大质量恒星周围两个红外壳层的起源，并确定其对周围星际介质的影响。方法：利用银河系环巡天中提取的13 CO J=1-0辐射，分析分子气体的分布。我们使用2 MASS和GLIMPSE的近红外和中红外数据来识别该领域的年轻恒星。结果：我们发现了在G24.73+0.69附近的外红外层的分子对应物。CO壳层可能主要在主序星相期间被恒星的恒星风吹走。我们还发现了对应于内红外层的分子气体，尽管它的起源仍然不确定。我们在分子物质上发现了七个年轻的恒星物体，它们的诞生可能是由明亮的蓝色变星的恒星风引发的。我们认为G24.73+0.69和附近超新星遗迹G24.7+0.6的前身都是由同一个诞生云形成的，代表了迄今为止未被发现的其他大质量恒星集群中最进化的成员。
2012-01-05 astro-ph.SR
On the Social Traits of Luminous Blue Variables
在最近的一篇论文中，史密斯和托姆森（2015）指出，银河系和麦哲伦云中的亮蓝变星（LBV）是孤立的;它们在空间上与年轻的O型恒星没有关联。他们提出了一个新颖的解释，将推翻LBV的标准观点。在本文中，我们测试他们的假设，在M31和M33以及LMC和SMC的LBV。在M31和M33中，LBV与明亮的年轻恒星和超巨星相关联，这与它们的光度和在HR图上的位置相适应。此外，在史密斯和汤姆斯顿的假设中，大部分的LBV应该是逃逸恒星，但恒星的速度与它们在各自星系中的位置一致。在麦哲伦星云中，这些作者的样本是混合人口。我们重新评估了他们的分析，删除了七颗与LBV没有明确关系的恒星。当我们将质量较大的经典LBV和亮度较低的LBV分开时，经典LBV的分布类似于晚期O型星，而亮度较低的LBV的分布类似于红超巨星。没有一个被确认的LBV具有高速度或候选逃逸星。这些结果支持了人们对LBV的公认描述，即演化的大质量恒星已经脱落了很多质量，现在已经接近爱丁顿极限。
2016-04-21 astro-ph.SR
The bi-stability jump as the origin for multiple P-Cygni absorption components in Luminous Blue Variables
亮蓝变星（LBV）在其强的H α谱线中经常表现出双槽吸收，这一点至今还不清楚。有趣的是，在相互作用的超新星SN 2005 gj中也发现了这一特征，因为这个原因，它被认为有一个LBV的祖先。我们的目的是了解LBV的双槽吸收特征，并调查这种现象是否与风变率有关。为此，我们进行时间相关的辐射转移建模使用CMFGEN。我们发现，突然变化的风-终极速度-预期从双稳定性跳跃-需要解释的双槽吸收配置文件在LBV。这加强了讨论LBV和SNe之间的联系的方案，利用由双稳定跳跃产生的祖先的风变率。我们还讨论了为什么存在的双槽P-Cygni组件可能成为一个有效的工具来检测河外LBV和如何分析其质量损失的历史上，只有一个单一的时代的光谱观测的基础上。
2011-06-15 astro-ph.SR
Strange mode instability for micro-variations in Luminous Blue Variables
如果一颗大质量恒星在红超巨星阶段失去了大量的质量，它会回到HR图中的蓝色区域，并在核心-He燃烧阶段的一部分时间里成为一颗光度质量比（L/M）远大于10^4（太阳单位）的蓝超巨星;持续时间取决于内部混合的程度和金属量。然后，各种恒星脉动被激发增强κ机制和奇怪的模式不稳定性。假设这些脉动是天鹅座α变星（包括亮蓝变星（LBV;或S Dor变星））的准周期性光和径向速度变化的原因（至少是部分原因），我们就可以预测这些变星的质量和表面成分，并将它们与观测到的结果进行比较，以约束演化模型。我们讨论了初始质量为40 M_（\odot），太阳金属丰度Z=0.014的演化模型中激发的径向脉动，并将它们与两个银河系LBV HR Car和HD 160529中的微观变化进行了比较。我们发现，这些恒星应该已经失去了一半以上的初始质量和它们的表面CNO丰度应显着修改，从原来的显示部分H燃烧产物。
2013-05-21 astro-ph.SR
Spectroscopy and Interferometry of Luminous Blue Variables
我们报告的初步结果，为期三年的监测活动的银河系和麦哲伦LBV与中等和高分辨率光谱。我们已经收集了20颗恒星的500多个中等分辨率光谱，其中包括H $α$和He I 5876和6678 Angsons的风敏感跃迁。我们总结了我们15年的高分辨率H $α$光谱的原型明亮的蓝色变量，天鹅座P的详细研究。我们报告发现的离散的吸收组件在天鹅座P的H $α$配置文件，我们讨论了它们的关系，在风中的结构。这些结果相比，我们最近的高分辨率干涉成像的$H$带发射区周围的恒星。我们讨论了最近的观测$η$车，突出其不寻常的恢复从以前的近星点通过。我们对HDE 326823的研究结果表明，该恒星有一个短周期的双星轨道，Roche Lobe溢出到一个看不见的大质量伴星上。
2011-09-30 astro-ph.SR
Stochastic Variability of Luminous Blue Variables
利用美国变星观测者协会的档案和我们自己的数据，我们分析了几个研究得很好的发光蓝变星（LBV）的长期变化，旨在对这些对象的随机变化的一般图片。所有选定物体的功率密度谱一般可用一个被高频观测噪声污染的单一幂律来描述。对于像AG Car这样的强变耀斑天体，幂律分量的斜率接近p=2（其中PDS ~ f^{-p}，f是频率），而对于P Cyg，其亮度变化幅度<~ 1等，并由缓慢的低幅度变化主导，则明显较小（p~1.3）。斜率在频域中保持约两个数量级，尽管峰值和曲率存在于f ~ 10^{-2}处。10^{-3}天^{-1}。我们表明，伪光球方法的变化可以解释幂律形状的变化谱在较高的频率。然而，观测到的光谱实际上是“红色”而不是“棕色”：通量变化相关长达数十年，这比伪光球的特征更新时间尺度要长得多。我们建议，几个随机噪声成分产生的LBV星的功率谱。
2011-03-17 astro-ph.SR
Confirmation of the Luminous Blue Variable status of MWC 930
我们介绍了发射线恒星MWC 930（V446 Sct）在2006- 2013年长期光学增亮期间的光谱和光度观测。根据我们早期的数据，我们认为该天体具有在亮蓝变星（LBV）中发现的特征，例如高光度（~3 10^5 Lsun），低风速终极速度（~ 140 km/s），以及显示出强烈亮度变化的趋势（20年内~1等）。在过去的7年里，它一直表现出连续的光学和近红外增亮，伴随着发射线光谱外观的变化和恒星光球的冷却。我们提出了对象的$V$ -波段光变曲线，分析光谱变化，并比较观察到的属性与其他公认的银河系LBV，如AG车和HR车。总的来说，我们得出结论，MWC 930是一个真正的银河LBV，目前正处于S Dor周期的中间。
2014-04-04 astro-ph.SR
Triggering Eruptive Mass Ejection in Luminous Blue Variables
我们研究的主要爆发的发光蓝变星（LBVs）的质量损失过程中失控，如1837年至1856年的大爆发的船底座伊塔。我们用球形的恒星演化数字代码跟踪大质量恒星的演化。在恒星耗尽了核心中的大部分氢并形成了一个大的包层之后，我们以每年1 Mo的速度从外层包层中移除质量，持续20年。我们发现，在以高速率移除少量质量后，恒星收缩并释放出巨大的引力能。我们认为，这种能量可以维持高质量损失率。触发这种失控的质量损失过程可能是一个密切的恒星伴侣或内部结构变化。我们发现，一个强大的磁场区可以建立在辐射区以上的对流核心的演化大质量恒星。当这种磁能被释放时，它可能会引发质量的快速移动，从而引发火山爆发。也就是说，LBV大爆发可能是由磁活动周期触发的。预测是，经历大爆发的LBV恒星应该有一个亲密的伴星和/或在爆发期间或之后有强烈的磁活动特征。
2009-02-03 astro-ph.SR
Five years of BRITE-Constellation photometry of the luminous blue variable P Cygni: properties of the stochastic low-frequency variability
亮蓝变星（Luminous Blue Variable，LBV）是一种大质量恒星，可能是O星和无氢经典沃尔夫-拉叶星之间的过渡阶段。一个多世纪以来，这些恒星的变化一直是专业和业余天文学家的研究领域。在本文中，我们提出了五年的精密测光的经典LBV P天鹅座采取的BRITE星座纳米卫星。我们用傅立叶分析来分析这些数据，以寻找可以阐明这些恒星变化的驱动因素的周期性。这些数据显示了在所有六个日历年的观测过程中的一些长时间尺度的变化，但是重现单个光变曲线所需的频率从一年到下一年并不一致。这些结果可能表明天鹅座P不存在周期性现象，这意味着变化在很大程度上是随机的。我们解释的数据所造成的内部重力波类似于在其他大质量恒星，天鹅座P表现出更大的振幅和较低的特征频率比主序星或蓝超巨星以前研究。这些结果表明LBV可能是蓝超巨星的外推，蓝超巨星以前曾被证明是随机低频光度变化背景下主序星的延伸。
2021-10-26 astro-ph.SR
Luminous Blue Variables
明亮的蓝变星是大质量的演化恒星，在这里我们介绍这类杰出的天体。描述了大质量恒星的具体特征、演化状态以及它们与其他阶段和类型的联系。我们目前对LBV的了解是有限的，因为与其他恒星类别和相位相比，只有少数“真正的”LBV是已知的。这是由于缺乏一个独特的，快速的和始终可靠的识别计划的LBV。从字面上看，获得LBV的真正分类需要时间。此外，LBV阶段的持续时间很短，这使得捕捉和识别LBV恒星变得更加困难。我们在这里总结了到目前为止所知道的，给出了一个概述的LBV人口和LBV宿主星系的列表。LBV显然是（超大）质量恒星生命中的一个重要阶段，但尚未完全了解，特别是由于在LBV阶段期间大量且随时间变化的质量损失。我们想再次强调如何清楚地识别LBV的问题，并且LBV的类型不止一种：巨型爆发LBV或$η$汽车类似物和S Dor周期LBV。
2020-09-07 astro-ph.SR
MN48: a new Galactic bona fide luminous blue variable revealed by Spitzer and SALT
在本文中，我们报告的光谱和光度观测的结果，通过检测的中红外圆壳周围的斯皮策太空望远镜揭示了候选的演化大质量恒星MN 48。在2011- 2015年期间，使用南部非洲大望远镜（SALT）对MN 48进行的后续光谱学研究显示，这颗恒星的光谱发生了显着变化，这是典型的亮蓝变星（LBV）。测光监测进一步支持了MN 48的LBV状态，测光监测显示，在2009- 2011年，这颗恒星在V和I_c波段分别增亮了约0.9和1等，然后在接下来的四年中褪色了约1.1和1.6等，最近显然又开始增亮。MN 48的光谱和亮度的变化使它成为银河系中第18颗已知的真正的LBV，并使与星周星云有关的LBV的百分比增加到70%以上。我们讨论了MN 48的可能诞生地，并认为这颗恒星可能是从嵌入HII区IRAS 16455的一个假定的星团中弹射出来的。4531或年轻的大质量星团韦斯特伦德1。
2016-04-13 astro-ph.SR
New Luminous Blue Variables in the Andromeda galaxy
我们对M31中的五颗亮蓝变星（LBV）候选星和两颗已知的LBV星（AE And和Var A-1）进行了光谱分析。我们获得了这些恒星的同历元近红外光谱和光学光谱。近红外光谱是在阿帕奇角天文台的3.5米望远镜上用Triplespec摄谱仪拍摄的，光谱是在6米BTA望远镜（SAO RAS）上用SCORPIO缩焦器拍摄的。候选人在其光谱中表现出典型的LBV特征：宽而强的氢线，HeI，FeII和[FeII]线。所有的候选人都有光度变化。我们发展了一种新的方法来估计LBV参数的基础上的固有性质的LBV改变其光谱类型在恒定的辐射光度。我们比较了两种或两种以上不同状态的变星的光谱能量分布，并利用这种方法估算了恒星的温度、红化、半径和光度。两颗候选星（J004526.62+415006.3和J004051.59+403303.0）必须被归类为新的LBV星。另外两个候选者显然是B[e]超巨星。另一颗恒星（J004350.50+414611.4）的性质尚不清楚。它没有表现出明显的LBV样变异性，仍然是LBV候选者。
2014-12-17 astro-ph.SR
Luminous Blue Variables and superluminous supernovae from binary mergers
有证据表明，一些核心坍缩超新星（CCSNe）的直接祖先星是亮蓝变星（LBV），可能包括一些“超亮超新星”（SLSNe）。我们研究模型中，大质量的恒星获得质量后不久，核心氢燃烧结束。这些主要是用来表示在B型早期质量转移的短暂接触阶段后的合并，但也可能表示在赫兹弹簧间隙或在主序星阶段因其他原因而非常晚获得质量的恒星。吸积后的恒星在核心燃烧氦的阶段是蓝超巨星（BSG），许多例子与核心坍缩时的LBV一致。其他的例子是爆炸时的黄超巨星。我们还研究了这种吸积后的恒星是否可能在核心坍缩后成功爆炸。后吸积模型的最终核心性质大致类似于合并前主星具有相同初始质量的单颗恒星。更令人惊讶的是，当早期的情况B吸积确实影响最终的核心性质时，这种影响似乎可能有利于成功的SN爆炸，即，使其核心的性质更接近于低质量的单星。然而，这些核心的详细结构有时会显示出与我们计算过的任何单星模型的质的差异。适当的二元合并率可能与SNe与直接LBV祖细胞的比率相匹配;对于适度乐观的假设，我们估计祖细胞出生率约为CCSN率的1%。
2014-10-09 astro-ph.SR
The H-alpha Variations of the Luminous Blue Variable P Cygni: Discrete Absorption Components and the Short S Doradus Phase
天鹅座P是亮蓝变星（或剑鱼座S变星）的原型，其光度和发射线的变化以年为单位（称为“短剑鱼座S相位”变化）。在这里，我们提出了新的高分辨率H-α光谱的P Cyg，我们结合早期的光谱和并发V-波段光度记录的排放和连续通量的变化超过24年的时间跨度。我们发现，发射和连续通量在1.6年及更长的时间尺度上一致变化，但在较短的时间尺度上不同。的H-α轮廓形状也不同的光度时标，我们描述了所观察到的发射峰和吸收谷属性的共同变化。我们认为，情节的光度和排放增亮是由增加的排放区域的大小，风的质量损失率和外流速度的变化有关。我们发现了向蓝加速的证据，离散吸收成分（DAC）在H-α分布的吸收槽中，这些特征比在其他线中观察到的加速慢，持续时间长。DAC的强度也出现不同的光度时标，我们建议的DAC相关的风结构的传播是密切相关的整体风质量损失率和速度的变化。
2011-01-25 astro-ph.SR
Discovery of a new bona fide luminous blue variable in Norma
本文报道了斯皮策太空望远镜对大质量演化恒星MN 44的光谱观测结果。2009年5月至6月拍摄的第一个光谱显示了巴尔末线的发射以及铁的许多发射线，这是典型的蓝色发光变星（LBV）接近视觉最大值。2015年5月至9月进行的新观测发现光谱发生了显着变化，表明恒星变得更热。我们发现，这些变化伴随着显着的亮度变化MN 44。特别是，在过去六年中，I_c波段亮度下降了\approx 1.6等，在2015年6月达到最低值后开始增加。利用档案资料，我们还发现I_c带亮度在观测前的\approx 30年增加了\approx 3等。因此，MN 44代表了银河系第十七个已知的真正的LBV。我们在恒星的西北方向探测到一个富含氮的结，这可能代表了一个星际云与星周壳的相互作用。我们讨论了MN 44与INTEGRAL瞬变硬X射线源IGR J16327-4940之间的可能联系，这意味着MN 44可能是碰撞风双星或高质量X射线双星。
2015-10-01 astro-ph.SR
Two bi-stability jumps in theoretical wind models for massive stars and the implications for Luminous Blue Variable supernovae
亮蓝变星被认为是IIb型和IIn型超新星的直接祖先，在爆炸前有更大的质量损失。然而，这种质量损失的机制尚不清楚。在这里，我们调查的定性行为的理论恒星风质量损失的Teff的函数在两个双稳定跳跃蓝超巨星制度，也接近爱丁顿极限，相关的LBV。为了研究在辐射加速中起作用的物理成分，我们用CMFGEN非LTE模型大气代码在30000和8800 K之间的有效温度范围内计算了蓝超巨星风模型。虽然我们的目的不是为BA超巨星提供新的质量损失率，但我们研究并证实了Vink，de Koter和Lamers（1999）预测的质量损失率的两个双稳定性跳跃的存在。然而，他们被发现发生在稍低的Teff（20000和9000 K，分别）比以前发现的，这意味着恒星可能会朝着较低的Teff之前，强烈的质量损失是由双稳定性跳跃引起的。当第二个双稳态跳跃和接近爱丁顿极限的综合影响占，我们发现一个戏剧性的增加，质量损失率高达30倍。进一步的调查，这两个双稳定性跳跃，预计将导致更好地了解经验建模和理论质量损失率之间的差异在文献中报道，并提供关键的投入，为正常的AB超巨星和LBV的演变，以及随后的超新星II型爆炸。
2016-02-18 astro-ph.SR
The Effect of Rotation on Triggering S Doradus Instabilities in Luminous Blue Variables
本研究探讨旋转对触发高光度蓝变星（LBV）中S Dor变的不稳定性的影响，通过数值模拟证实旋转加剧LBV赤道与两极的不稳定性，预测致密赤道盘及高速双极外流，与观测一致。
2025-02-13 astro-ph.SR
On the Gaia DR2 distances for Galactic Luminous Blue Variables
我们研究银河系明亮的蓝色变量（LBV）在盖亚DR 2的距离。样本包括11个LBV和14个LBV候选者。对于大约一半的样本，DR 2距离与通常采用的文献值相似，或者DR 2值具有较大的不确定性。对于其他的，可靠的DR 2距离与文献中的值有很大的不同，在大多数情况下，盖亚DR 2距离更小。两个关键的结果是，剑鱼座S不稳定带可能不像以前认为的那样明确定义，并且在相对低的光度下存在着一群LBV。LBV似乎占据了从蓝色边缘的主序列末端到红色边缘的8000 K的宽范围，亮度的扩展达到低至log（L/Lsun）=4.5。较低光度的星群对应的有效单星初始质量为10-25 Msun，包括被认为是已确认的LBV的天体。我们讨论了LBV的含义，包括（1）它们在双星演化中的不稳定性和起源，（2）与一些超新星（SN）冒名顶替者的联系，如SN 2008 S类天体，以及（3）LBV可能是SNe的祖先，在很宽的初始质量范围内具有致密的星周物质。虽然盖亚DR 2的一些LBV距离有很大的不确定性，但这代表了文献中最直接和一致的银河系LBV距离估计。
2019-07-08 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
The canonical Luminous Blue Variable AG Car and its neighbor Hen 3-519 are much closer than previously assumed
亮蓝变星（Luminous Blue Variable，LBV）的强烈质量损失被认为在恒星演化中扮演着关键角色，但它们在演化序列中的位置仍然存在争议。理解它们独特的不稳定性的关键是它们的高观测光度，这通常取决于不确定的距离。在这里，我们报告的直接距离和空间运动的四个典型的银河系LBV-AG~Car，HR~Car，HD~168607，和（候选人）Hen~3-519-从盖亚的第一次数据发布。虽然HR~Car和HD~168607的距离在相当大的不确定性范围内与以前的文献估计一致，但Hen~3-519和AG~Car的距离都在$\sim$ 2~kpc，比以前假定的6--8~kpc要近得多。结果，Hen~3-519在HR图上远离LBV的轨迹，使其成为一个亮度低得多的天体。对于AG~Car，被认为是经典LBV的一个典型例子，它的较低光度也会使它离开S~Dor不稳定带。较低的光度使AG~Car和Hen~3-519都经历了先前的红超巨星阶段，降低了对它们壳层星云质量的估计，并意味着需要双星演化来解释它们的特殊性。这些结果也可能影响我们对LBV作为潜在超新星祖先及其孤立环境的理解。改进的距离将在盖亚第二次数据发布中提供，其中将包括更多的LBV。AG~Car和Hen~3-519暗示，这些新信息可能会改变我们对LBV的传统看法。
2017-01-27 astro-ph.SR
The Herschel view of the nebula around the luminous blue variable star AG Carinae
对明亮的蓝变星AG Car周围的星云进行了远红外赫歇尔PACS成像和光谱观测，并在Halalpha +[NII]滤光片中获得了光学成像。在红外线下，星云看起来像一个星云环壳，延伸到1.2 pc，内半径为0.4 pc。它与阿尔法星云重合，但延伸得更远。星云的尘埃模型进行，并表明存在大颗粒。尘埃质量估计约为0.2 Msun。星云的红外光谱由尘埃连续体上的禁发射线组成。除了电离的气体，这些线还表明在围绕电离区域的光离解区域中存在中性气体。丰度比表明经过加工的物质富集。从中央恒星喷射出的星云总质量约为15 Msun，假设尘埃与气体的比例是LBV的典型比例。在现有的演化模型的帮助下，丰度和质量损失率被用来限制中心恒星的演化路径和星云被喷射的时代。这表明，在一个冷的LBV阶段，一颗恒星的约55 Msun几乎没有旋转。
2015-04-13 astro-ph.SR
Study of instabilities and outbursts in luminous blue variables AF And $\&$ R 127
本文对亮蓝变星 AF And 和 R 127 在宁静与爆发阶段进行线性稳定性分析，发现多个不稳定模式及频繁的模式相互作用，并指出这些不稳定性可能与观测到的不规则变异性和表面喷发有关。
2023-07-06 astro-ph.SR
Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars
亮蓝变星表现出的行为范围从几十天时间尺度上的光变曲线“微变”，到伴随着每年高达10 e-03太阳质量的质量损失的“爆发”，几十年的时间间隔，到“巨大的爆发”，如在船底座伊塔看到的喷射一个或多个太阳质量，并在几个世纪的时间尺度上重复出现。在这里，我们回顾了洛斯阿拉莫斯小组自1993年以来的工作，研究脉动和大质量恒星的不稳定性，使用线性脉动模型和非线性流体动力学模型。该模型预测可能与微变化相关的脉动变化。使用非线性脉动流体动力学代码与时间相关的对流处理，我们表明，在某些情况下，爱丁顿限制超过定期在恒星的信封的脉动驱动区域，加速外层，也许启动质量损失或LBV爆发。我们讨论如何脉动和质量损失可能是负责的位置的汉弗莱斯-戴维森极限的H-R图。然而，“大爆发”必须涉及恒星核心更深的区域，才能导致如此大量的物质喷出。我们回顾并提出了一些可能的解释，包括重力模式的混合，长期不稳定性，SASI机制，或为II型超新星提出的不稳定性。我们概述了未来的工作，并需要恒星建模能力来调查这些可能性。
2014-02-02 astro-ph.SR
New Galactic Candidate Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet Stars
我们已经进行了近红外光谱调查的恒星与紧凑的中红外外壳最近发现的MIPSGAL（24微米）和GLIMPSE（8微米）斯皮策调查，其形态是典型的大规模演化的恒星产生的拱星壳。通过与已知的亮蓝变星（LBV）和沃尔夫-拉叶星（WR）的光谱相似性，大量的候选LBV（cLBV）和少量的新WR星正在被发现。这大大增加了银河系cLBV的数量，并证实了星云是大多数（如果不是全部）这类天体所固有的。关键词-恒星：发射线，Be，恒星：质量损失，恒星：风，外流，恒星：Wolf-Rayet
2011-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Common Powering Mechanism of Intermediate Luminosity Optical Transients and Luminous Blue Variables
我们研究了最近的中等亮度光学瞬变（CRTs）和发光蓝变星（LBV）的主要爆发，并加强了为两者提供动力的类似机制的主张。这个过程是双星系统中引力能量的一个短时间释放。在某些恒星合并事件中，其中一颗恒星没有在瞬态事件中幸存下来，例如，V838 Mon和V1309 Sco。在一些瞬态事件中，发生快速和短暂的质量转移过程，并且两颗恒星在瞬态事件中幸存下来，例如，船底座伊塔星的大爆发我们研究新的CRTs，并根据新的观测和模型重新分析已知的CRTs。我们通过使用能量-时间图（ETD）来分析这些火山喷发，得出我们的结论，在ETD中，我们绘制了火山喷发的总能量与其喷发时间尺度。ETD中的光学瞬变条纹（OTS）为大爆发和大爆发的LBV。条纹的上边界可以用我们提出的模型来解释，其中主序星（或稍微偏离主序星）以非常高的速率（<~ 1 M_ \odot yr^{-1}）从伴星吸积。我们确定了一个LBV，NGC 3432 OT，有两个爆发;一个具有弱的总能量，另一个具有大的总能量。它桥接了OTS中的LBV和LBT的区域。我们进一步研究了M85 OT 2006，并表明它不可能是一颗新星，甚至不是一颗极端的新星。我们建立了一个模型，在这个模型中，超新星可以在几年的时间尺度内变得光学薄，膨胀的包层坍缩成恒星周围的吸积盘。这样的一个ABT将在几年后向蓝方向进化。
2011-01-24 astro-ph.SR
Luminous Blue Variable candidates in M31
我们研究了仙女座星系中的五个亮蓝变星（LBV）候选者和银河系中的一个（MN112）。我们获得了相同时期的近红外（NIR）和光学光谱的3.5米望远镜在阿帕奇点天文台和6米望远镜的SAO RAS。候选者在其光谱中显示出典型的LBV特征：宽而强的氢线，HeI，FeII和[FeII]线。我们估计的温度，红化，半径和光度的恒星使用它们的光谱能量分布。候选者的热光度与仙女座星系中已知的LBV恒星相似。一个候选者，J004341.84+411112.0，表现出光度可变性（V波段约0.27 mag），这使我们能够将其归类为LBV。恒星J004415.04+420156.2显示出B[e]超巨星的典型特征。恒星J004411.36+413257.2被分类为FeII星。我们确认J004621.08+421308.2和J004507.65+413740.8是暖超巨星。我们首次获得了银河系LBV候选者MN 112的近红外光谱。我们使用MN112的光学和近红外光谱与M31中的类似恒星进行比较，并注意到J004341.84+411112.0的光谱和温度相同。这使我们能够确认MN 112是一个LBV，这应该在更长的时间跨度观测中显示其亮度变化。
2020-08-27 astro-ph.SR
On the spatial distribution of luminous blue variables in the M33 galaxy
Special Astrophysical Observatory（特别天文台）；Space Research Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院空间研究所）；Department of Informatics, University of Zürich（苏黎世大学信息学系）
研究M33星系中光致蓝变量及其候选者与OB星团的空间分布，发现其分布与高质量恒星和沃尔夫-Rayet星相似，但部分对象表现出隔离特征，暗示其性质可能与传统LBV不同。
2026-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective
我们讨论，在单星的情况下，红超巨星（RSG），发光蓝变星（LBV）和沃尔夫-拉叶星（WR）的祖先的性质。这三种不同的星族对应着主序OB星的演化阶段。轴向旋转和质量损失对大质量恒星的演化有很大的影响，特别是对这些不同阶段的持续时间。在MS阶段，适度的旋转和质量损失有利于向RSG阶段的演变。相反，在MS阶段的快速旋转和强烈的质量损失阻止了恒星成为RSG，并允许恒星直接从OB阶段进入WR阶段。在RSG阶段的质量损失可能会使恒星演化回到HR图的蓝色部分。我们认为，这样的演变可能比目前占恒星模型更常见。这可能是缺乏IIP SNe型的原因，RSG祖细胞的初始质量在18和30 M $_\odot$之间。LBV确实是O星和WR星之间或WNL星和WNE星之间的一个可能的过渡相。主序星阶段的快速自转和/或强烈的质量损失阻止了LBV星的形成。LBV恒星所显示的非常强烈的喷射的驱动机制仍然未知。（节略）
2011-01-31 astro-ph.SR
SOFIA/FORCAST Observations of the Luminous Blue Variable Candidates MN 90 and HD 168625
我们目前的SOFIA/FORCAST成像的拱星尘埃壳周围的亮蓝变星（LBV）的候选人MN 90和HD 168625量化的尘埃的矿物丰度和约束这些对象的演化状态。我们在37.1微米的MN 90图像显示了一个边缘明亮的球形尘埃壳。MN 90的光谱能量分布的最小二乘拟合产生59 \pm 10 K的尘埃温度，在42.7微米的发射峰值。使用双尘埃辐射转移代码，我们估计MN 90的质量损失率为（7.3 \pm 0.4）x10^-7 M_sun/yr x（v_exp/50 km/s），从而产生一个尘埃质量为（3.2 \pm 0.1）x10^-2 M_sun的尘埃壳层。我们在7.7 - 37.1微米之间的HD 168625图像补充了先前获得的双极星云的中红外图像。HD 168625的SOFIA/FORCAST成像显示了赤道环面边缘增亮峰的证据。我们估计的尘埃温度为170 \pm 40 K的赤道尘埃周围HD 168625，在18.3微米的发射峰值。我们对HD 168625的双尘埃模型估计，质量损失的速率为（3.2 \pm 0.2）× 10 ^-7 M_sun/年，从而形成一个尘埃质量为（2.5 \pm 0.1）× 10 ^-3 M_sun的尘埃环/壳。
2018-07-23 astro-ph.SR
Wray 15-906: a candidate luminous blue variable discovered with WISE, Herschel and SALT
我们介绍了银河系候选亮蓝变星Wray 15-906的研究结果，通过宽视场红外巡天探测器和赫歇尔空间天文台探测其红外拱星壳（直径\approx 2 pc）揭示。利用恒星大气程序CMFGEN和盖亚视差，我们发现Wray 15-906是一颗相对低光度的恒星，log（L/Lsun）\approx 5.4，恒星温度25 \pm 2 kK，质量损失率\approx 3 \times 10^{-5} Msun/yr，风速280 \pm 50 km/s，表面氦丰度为65 \pm 2%（质量）。在单星演化的框架下，得到的结果表明，Wray 15-906是一颗初始质量为\approx 26 \pm 2 Msun的后红超巨星，在爆发为超新星之前，它可能在短时间内转变为WN 11 h星。我们用南部非洲大望远镜（SALT）进行的光谱监测显示，在过去的8年里，Wray 15-906的光谱没有发生重大变化，而这颗恒星在1999- 2019年的V波段光变曲线显示，周期性变化，周期为\approx 1700 d，振幅为\approx 0.1 mag.我们估计壳的质量为2.9 \pm 0.5 Msun假设气体与粉尘的质量比为200。这种炮弹的存在表明Wray 15-906在最近的过去遭受了大量的质量损失。我们发现疏散星团C1128-631可能是Wray 15-906的诞生地，前提是这颗恒星是双星演化的再生产物（蓝离散…
2020-08-28 astro-ph.SR
Multiple Major Outbursts from a Restless Luminous Blue Variable in NGC 3432
我们提出了一个不寻常的发光蓝变量（LBV）在NGC 3432，包括2008年10月，2009年4月和2009年11月的三个主要爆发新的光度和光谱观测。在此之前，这颗恒星也在2000年经历了一次爆发（称为SN 2000 ch）。在爆发期间，这颗恒星的绝对星等在-12.1到-12.8之间。它的光谱在爆发阶段和爆发后不久显示出具有P-Cygni轮廓的H，He I和Fe II线，而在平静期只有中等宽度的纯发射线（包括He II 4686 A）。爆发后不久的快速演变的光变曲线，准调制的光变曲线，峰值幅度和整体光谱特性与一个非常活跃的LBV的可变性的多个事件是一致的。然而，谱线的宽度表明异常高的风速（1500-2800公里/秒），类似于沃尔夫-拉叶星的观测结果。虽然调制光变曲线是典型的LBV在S-Dor可变阶段，发光的最大值和高频率的爆发是意想不到的S-Dor变量。这种极端的变异性可能与LBV巨大喷发期间的重复射血发作有关。或者，它可能是在核心坍缩前不久或由于与大质量双星伴星的相互作用而导致的高度不稳定的迹象。在这种情况下，NGC 3432中的变星与小麦哲伦星云中著名的恒星系统HD 5980有一些相似之处，其中包括一个爆发的LBV和一颗早期的沃尔夫-拉叶星。
2010-06-02 astro-ph.SR
Modelling Luminous-Blue-Variable Isolation
观测结果显示，亮蓝变星（LBV）比大质量O型星分散得多，史密斯和汤玛士认为这些大的分离与LBV的单星演化模型不一致。相反，他们认为大距离与二元进化情景最一致。为了验证这些建议，我们模拟了年轻的星团和它们的被动溶解，我们发现，事实上，标准的单星演化模型大多与观测到的LBV环境不一致。如果LBV是单颗恒星，那么从它们的光度和质量推断出的寿命太短，与它们的极端孤立不一致。这意味着在光度到质量映射或质量到年龄映射中存在不一致。在本文中，我们探讨了二元解决方案，修改质量到年龄的映射，并与隔离的LBV是一致的。对于二元的情况下，我们的原油模型表明，LBV是年轻的恒星。它们要么是合并的结果，要么是大规模的收益者，当主恒星爆炸时得到了一个推力。在合并的情况下，如果主星的质量大约是19个太阳，那么双星就有足够的时间在远处游荡，合并并形成一颗再生的恒星。在质量增益和反冲的情况下，我们发现，LBV隔离是一致的，从0到~ 105 km/s的范围很广的反冲速度。在这两种情况下，二进制似乎在隔离LBV方面发挥了重要作用。
2017-09-26 astro-ph.SR
On Luminous Blue Variables as the Progenitors of Core-Collapse Supernovae, especially Type IIn Supernovae
亮蓝变星（LBV）是非常大质量、明亮、不稳定的恒星，经常爆发。在过去的几年里，这些恒星被认为是一些核心坍缩超新星（SNe）的直接祖先，特别是与恒星演化理论相冲突的I型In SNe。在本文中，我们调查了各种方案，其中LBV星已被建议为SNe的直接祖先。许多这些建议源于SNe似乎在高密度介质中膨胀的事实，这被解释为由具有高质量损失率的风引起的。另一些则是由于感知到SN特性与LBV特性之间的相似性而产生的。只有在SN 2005 gl的情况下，我们才发现LBV样祖细胞的有效可能性。其他场景遇到不同程度的困难。指出LBV是直接的核心坍缩SNe祖先的证据远不能令人信服。高质量损失率往往是通过假设风参数推导出来的，这与结果本身相矛盾。高密度并不一定意味着高的风质量损失率：风冲击扫过周围的介质可能会产生一个高密度的外壳，与低相关的风质量损失率。高密度也可能是由于风团，或由于在SN爆炸成为沃尔夫-拉叶星之前的LBV阶段。一些IIn型SNe似乎更多地表示SN生命中的一个阶段，而不是一类SNe，并且可能来自一种以上类型的祖先。持续几千年或更短时间的沃尔夫-拉叶相可能是II型Ins的更可能的祖先之一，并简要讨论了产生短寿命W-R相的通道。
2010-11-15 astro-ph.SR
On the nature of candidate luminous blue variables in M33
亮蓝变星（LBV）被认为在大质量恒星演化中扮演着重要的角色，同时也是一些已知的最明亮的超新星的祖先。在本文中，我们提供了一个多波长的研究人口（候选人）LBV内确定M33。新的光谱提供了一个超过4年的观测基线，相对于已公布的数据，这是非常适合识别LBV爆发。M33的多历元光学和中红外测量进一步限制了样品的可变性，并允许搜索尘埃拱星喷出物。光谱和光度变化在样品中似乎很常见，但在许多情况下，需要进一步观察才能确定其物理来源。尽管如此，我们报告了一个新的爆发M33 Var C，而WNLh恒星B517在1993年至2010年之间过渡到一个较冷的B超巨星阶段证实了LBV分类。证明的概念定量分析提供了罗马诺的明星，其结果是一致的发现，它的热光度变化在其LBV的游览。B超巨星[HS 80] 110 A和冷超巨星B324这两颗恒星的温度和光度的组合似乎违反了经验的Humphreys-Davidson极限。中红外观测表明，一些候选者似乎与热的星周尘埃有关，尽管没有像船底座η这样极端的物体被发现。组合的多波长数据集表明，研究的LBV的人口被证明B[e]现象的恒星污染。其中，与热尘相关的一组光学暗淡、低光度恒星特别令人感兴趣，因为它们看起来与SN 2008 S和2008 NGC 300瞬变的可能祖先相似，尽管遭受较少的内在消光。[删节]
2012-02-20 astro-ph.SR
Properties of M31. IV: Candidate Luminous Blue Variables from PAndromeda
我们使用来自本星系群巡天（Massey et al. 2007）的LBV候选样本，对M31中已知的亮蓝变星（LBV）的光学和红外光度特性进行了研究。我们发现，M31 LBV候选者显示光度变化范围从0.375到1.576星等的rP1在三年的时间跨度观察泛星1仙女座巡天（PAndromeda）。它们的近红外颜色也遵循银河系LBV的分布，如Oksala et al.（2013）所示。我们使用这些功能作为选择标准，以搜索未知的LBV候选M31。因此，我们设计了一种方法来搜索候选LBV使用光学颜色从本地组星系巡天和红外颜色从2微米全天巡天，以及光度变化观测到的PAndromeda。我们发现四个来源表现出已知的LBV的共同属性。这些源还表现出从GALEX看到的UV发射，GALEX是先前采用的搜索LBV候选者的方法之一。在紫外光下，LBV的位置与M31的旋臂很好地对齐，这表明它们是在年轻时进化的恒星，因为它们的质量很高。我们将这些候选者与最新的日内瓦进化轨迹进行比较，结果表明我们的新M31 LBV候选者是巨大的进化恒星，年龄为1000万年至1亿年。
2014-03-26 astro-ph.SR
Spitzer observations of a circumstellar nebula around the candidate Luminous Blue Variable MWC 930
MWC 930是一颗位于银道面上方约2°的恒星，其性质尚不清楚，迄今为止还没有详细的研究。虽然在过去提出了后渐近巨分支（AGB）分类，但对其光谱和光度学的研究指出了强可变性，因此该物体被重新分类为亮蓝变星（LBV）候选者。LBV通常会经历强烈的质量损失阶段，以喷发的形式在恒星周围产生喷射物外壳。我们的目标是在MWC 930中寻找这样一个拱星星云的存在，并研究它的性质。为此，我们利用了Spitzer活动中的天基红外数据，这些数据是用红外阵列相机（IRAC）和红外光谱仪（IRS）进行的，以及光学和红外（IR）调查的数据。在我们的斯皮策图像中，我们清楚地检测到MWC 930周围波长超过5 μ m的扩展壳。中红外光谱主要由中心恒星控制，主要显示[Fe II]的禁戒线，其基础连续性随波长降低至~15 μ m，然后反转其斜率，在60 μ m左右显示第二个峰值，这是过去爆发中形成的冷尘埃颗粒的证据。通过模拟SED，我们确定了两个中心组件，除了恒星和外壳。这些额外的辐射源被解释为靠近中心恒星的物质，可能是由于最近的喷射。未检测到含碳分子或颗粒的特征。
2013-12-26 astro-ph.SR
The isolation of Luminous Blue Variables resembles aging B-type supergiants, not the most massive unevolved stars
亮蓝变星（LBVs）是从大质量O型星中分离出来的，它们是它们在单星演化中的祖先，这表明亮蓝变星是双星演化的产物。Aadland等人（A19）发现，LBV的分散度仅略高于LMC中光度测量选择的亮蓝色恒星（BBS）样本，这使他们认为LBV环境可能不排除单星起源。在两个比较中，LBV具有相同的中值分离，证实了O-星样本中的任何不完整性都不会制造LBV隔离。相反，相对差异的出现是因为测光BBS样本比已知的O型恒星分散得多。有证据表明，大BBS分离的出现是因为它追踪的质量较小（约20 Msun），老化的蓝超巨星。虽然A19使用的光度标准旨在只选择质量最大的未演化恒星，但可见光波长的颜色选择无法避免污染，因为O和早期B星的固有颜色几乎相同。光谱类型证实BBS样品中含有许多B超巨星。此外，观测到的BBS分离分布与光谱证实的早期B超巨星相匹配，而不是O型星，并且与预测的约1000万年人口相匹配，而不是300万至400万年人口。对恒星星族年龄的一个更广泛的含义是，明亮的蓝色恒星不是最年轻的大质量O型恒星的良好示踪剂。附近星系中明亮的蓝色恒星（以及遥远星系中无法分辨的蓝光）通常会追踪到类似SN 1987 A祖先的演化蓝超巨星。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new candidate Luminous Blue Variable
我们确定IRAS 16115-5044，这是以前被归类为原行星状星云（PPN），作为一个候选的亮蓝变星（LBV）。这颗恒星的光度很高（>10 $^{5.75}$ L_Sun），确保了超巨星的地位，温度类似于LBV，光度和光谱都是可变的，并且被温暖的尘埃所包围。它的近红外光谱显示了HI、He I、Fe II、Fe [II]、Mg II和Na I的几条谱线，其形状从纯吸收和天鹅座P型分布到全发射。这些特征经常在相对罕见的LBV类恒星中一起观察到，其中只有$\approx$ 20在银河系中是已知的。新分类的关键是，我们计算了一个新的距离和消光，产生的光度显着超过后AGB PPNe，其初始质量<8 M_Sun。假设单星演化，我们估计初始质量为$\approx$ 40 M太阳。
2020-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
MN112: a new Galactic candidate Luminous Blue Variable
我们报告发现一个新的银河系候选人亮蓝变星（cLBV）通过检测红外圆形星云和后续光谱的中心恒星。星云MN 112是{ \it Spitzer Space Telescope}存档数据中在$24 μ$ m处发现的数十个圆形星云之一，其形态与已知的（c）LBV和相关的演化大质量恒星相关的星云相似。具体来说，MN 112的核心晕形态与银河系cLBV GAL 079.29+00.46的星周星云有着惊人的相似之处，这表明这两个星云可能有着相似的起源，MN 112的中心恒星是一个LBV。中央恒星的光谱显示，它的光谱几乎与真正的LBV P Cygni相同，这也支持了该天体的LBV分类。为了进一步限制MN 112的性质，我们使用档案和新获得的测光数据，涵盖了45年的时间，寻找可能的高振幅（$\ga 1$等）光度变化的中央恒星的签名。我们发现，在此期间，恒星的B星等是恒定的（$\simeq$ 17.1 $\pm$ 0.3等），而在I波段，恒星在过去17年中增亮了$\simeq 0.4$等。虽然没有检测到大的光度变化导致我们使用的前缀“候选人”的分类MN 112，我们提醒说，长期的光度稳定性是不寻常的真正的LBV和天鹅座P的亮度保持相对稳定在过去的三个世纪。
2010-02-03 astro-ph.SR
The first X-ray survey of Galactic Luminous Blue Variables
目的：研究了大质量恒星在主序星相和沃尔夫-拉叶星相时的X射线发射。然而，过渡的发光蓝可变（LBV）相的X射线属性仍然未知。研究方法：使用专用但有限的XMM调查以及存档XMM和钱德拉观测，我们进行了第一次X射线调查的LBV：大约一半的已知LBV或候选LBV的研究。结果如下：除了众所周知的X射线源eta Car和Cyg OB 2 #12外，在本次调查中还检测到了另外四个LBV，尽管对其中两个与X射线源的关联仍存在一些疑问。对于其他LBV，推导出通量的上限，对于PCyg，低至$\log[L_{\rm X}/L_{\rm BOL}]-9.4$。讨论了X射线发射强度的变化，特别强调了二元性的潜在影响。
2011-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Luminous Blue Variable RMC127 as seen with ALMA and ATCA
本文介绍了亮蓝变星\rmc的ALMA和ATCA观测。射电图首次显示了星云的核心，并证明了星云是强烈不对称的Z型形状。在存档的\emph{HST} $\rm Hα$图像中也可以看到这种形态的提示，其总体上类似于无线电发射。外层星云的发射机制是光学上薄的，在射电中是自由的。在高频率下，点源发射的分量出现在恒星的位置，直到ALMA频率。该天体的上升通量密度分布（$S_ν\sim ν^{0.78\pm0.05}$）表明来自电离恒星风的热辐射，并表明偏离了与$n_{e}(r)\propto r^{-2}$的球对称。我们研究不同的方案来解释这种过剩的热辐射从风，并表明，这可能会出现从两极外流，支持其他作者的建议，即恒星风的\rmc是非球面的。我们拟合的数据与两个准直电离风模型，我们发现，质量损失率可以是一个因素的两个或两个以上小于球形的情况下。我们还拟合了红外空间望远镜获得的测光结果，并推断中红外到远红外辐射一定来自外层电离星云内的扩展冷（$\sim80\,\rm K$）尘埃。最后，我们讨论了两种可能的情况下的星云形态：典型的单星膨胀壳几何，和进动喷流模型假设存在的伴星。
2017-05-09 astro-ph.SR
Eta Carinae and the Luminous Blue Variables
我们评估了船底座伊塔星在亮蓝变星（LBV）中的位置，并表明LBV现象并不局限于像Eta Car这样的极亮天体，而是将亮度扩展到低至log（L/Lsun）= 5.4 -对应于初始质量约25 Msun，最终质量低至约10-15 Msun。我们提出了一个普查的S剑鱼的变化，并讨论基本的LBV属性，其质量损失行为，以及是否在最大的光，他们形成伪光球。我们认为，这些对象，表现出巨大的埃塔车型喷发最有可能与更常见的类型S剑鱼座的变化。替代大气模型以及亚光球模型的不稳定性，但LBV现象的真实性质仍然是难以捉摸的。最后，我们讨论了LBVs的演化状态-突出最近的迹象表明，一些LBVs可能是在一个直接的前超新星状态，在大质量恒星演化的标准范式相矛盾。
2011-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
UVIT/AstroSat Investigation of a low luminous Blue Straggler Star in NGC 362: Detection of extremely low mass white dwarf as companion
本研究利用多台望远镜观测数据，在银河系球状星团NGC 362中发现一颗低光度蓝离散星的伴星为极低质量白矮星，测定了两者的物理参数，并推测二者形成于低密度环境的Case A/B物质转移机制。
2023-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Luminous Fast Blue Optical Transients in the 2040s
Radboud University（拉德堡德大学）；ESA-ESTEC（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Warwick（华威大学）；University of Bath（巴斯大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）
本文探讨2040年代对明亮快速蓝色光学瞬变体的观测需求，旨在揭示其起源及对黑洞形成、核心引擎物理和星系相互作用的影响。
2025-12-16 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A New Luminous blue variable in the outskirt of the Andromeda Galaxy
热的大质量亮蓝变星（LBV）是大质量恒星演化的重要阶段。在这里，我们报告在仙女座星系遥远的郊区发现了一个新的LBV - LAMOST J 0037 +4016。它位于M31的西南角（可能是一个微弱的旋臂），与中心的投影距离出乎意料的大，为$\sim$ 22 kpc。光学光变曲线表明，在$V$带有1.2等的变化，其爆发和平静阶段都持续了几年。观测到的光谱表明，A型超巨星在时代接近爆发阶段和热的B型超巨星与弱[Fe II]发射线的时代更暗淡的亮度。近红外色-色图进一步显示它遵循银河系和M31 LBV的分布，而不是B[e]超巨星。所有现有的数据都有力地表明LAMOST J 0037 +4016是一种LBV。通过光谱能量分布拟合，我们发现它有一个光度（$4.42 \pm 1.64$）$\times 10^5$ $L_{\odot}$和一个初始质量$\sim 30$ $M_{\odot}$，表明它属于低光度类LBV。
2019-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovering new B[e] supergiants and candidate Luminous Blue Variables in nearby galaxies
ASSESS项目通过观测27个邻近星系中约1000个红外源，新发现6颗B[e]超巨星和2颗亮蓝变星，并揭示B[e]超巨星可存在于金属丰度低至0.14 Z⊙的环境，为理解大质量恒星间歇性质量损失提供新证据。
2023-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Tidal Disruptions by Newborn Neutron Stars or Black Holes: A Mechanism for Hydrogen-poor (Super)luminous Supernovae and Fast Blue Optical Transients
本文提出新生中子星或黑洞受natal kick撞击并潮汐瓦解双星伴星，通过超爱丁顿吸积风与超新星抛射物碰撞转化为辐射，从而解释贫氢（超）亮超新星与快速蓝色光学暂现源的机制。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Investigation into the Variability of Luminous Blue Variable Stars with TESS
该研究利用TESS前四年数据提取37颗LBV的光变曲线，通过傅里叶分析发现其变化特征与恒星参数无相关性，表明LBV的短期变化可能是超巨星α Cygni型变星的延伸，而非独特类别。
2024-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
SN 2009ip after a decade: The luminous blue variable progenitor is now gone
我们提出了新的HST成像测光的IIn型超新星（SN）2009 IP的网站采取了近十年后爆炸。自2012年类似SN事件以来，光源持续稳定衰减。在F606 W滤光片中，SN 2009 ip位置的源现在比静止的前身暗1.2等，该滤光片也被用来探测SN 2009 ip位置的亮蓝变星（LBV）前身。它比2009- 2011年的前SN爆发要暗6- 7等。这明确排除了源在2012年事件后恢复到先前状态的预测。相反，后期衰落符合终端爆炸的预期。在所有的可见光波长过滤器中，光源以相似的速度衰减，没有明显的颜色变化，因此也排除了发光的尘埃遮蔽幸存者或过渡到更热的LBV后幸存者的假设。然而，在一个狭窄的F657 N过滤器中检测到的具有稳定颜色和强H $α$发射的晚时连续谱，完全可以预期在一个十年之久的核心塌陷SN中与星周物质的持续激波相互作用。有趣的是，自2015年以来，紫外线通量几乎保持不变，这支持了之前的假设，即F275 W光追踪了一个年轻星团中的主序星OB。我们预计，可见光波长连续体最终将趋于平稳，追踪这个星系团的光。在没有任何额外爆发的情况下，将2012年事件视为终端SN爆炸似乎是谨慎的，我们讨论了可能的情况。
2022-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
How long can LBVs sleep? A long-term photometric vaiability and spectral study of the Galactic candidate luminous blue variable MN112
亮蓝变星（Luminous Blue Variable，LBV）是一种大质量恒星，具有很强的光谱和光度变化。它们代表什么样的进化阶段以及究竟是什么驱动它们的不稳定性的问题仍然是开放的，因此，重要的是要了解没有显著持续活动的LBV是否存在，以及这种休眠的LBV可能"休眠"多久。在这篇文章中，我们调查的长期变化特性的LBV候选人MN 112，结合其光学和红外光谱数据，涵盖12年的光度数据，涵盖近一个世纪的现代时域天空调查和历史摄影底片。我们分析的光谱，通过模拟其大气层，并使用一个新的距离估计盖亚数据发布3（DR3），以确定MN112的位置内的银河系和在赫兹-罗素图得出的物理性质。与Gaia DR 2相比，距离估计增加了近两倍。由于MN 112在图的上部移动，根据我们的模拟，它位于初始质量$M_*=70 M_\odot$接近Humphreys-Davidson极限的恒星演化轨道上。由于没有任何显着的变化，我们得出结论，该恒星是一个休眠的LBV，已经不活跃了至少一个世纪。
2022-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
