IRAS 18357-0604 - an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?
黄色超巨星代表了大质量恒星在从红超巨星阶段过渡到红超巨星阶段时所经历的短暂进化阶段。因此，它们的性质为恒星演化理论提供了一个关键的测试。银河系黄色超巨星IRC +10420是理解这一阶段的基石系统，因为它是已知最强的后RSG候选者，已经证明了在赫兹-罗素图上的实时演化，并且受到广泛的质量损失。在这里，我们报告了IRC +10420- IRAS 18357-0604的双胞胎的发现。光学和近红外光谱学被用来研究IRAS 18357-0604的物理性质，而红外光度学则探测其星周环境的性质。IRAS 18357-0604和IRC +10420之间明显的光谱相似性表明温度和风的几何形状相当，而测光数据显示类似的尘埃环境，尽管历史上的质量损失似乎在IRC +10420中更严重。系统速度意味着这个距离与盾牌座臂底部的红超巨星主导的复合体相一致;由此产生的光度测定与物理关联相一致，但表明它的初始质量比IRC +10420的低（<20 Msun vs ~ 40 Msun）。对超新星前身的物理性质的演化预测来自于~18- 20 Msun恒星--或经历了增强的质量损失的~12- 15 Msun恒星作为红超巨星--与IRAS 18357-0604的预测相比是有利的，而IRAS 18357-0604似乎与SN 2011 dh的前身相似;因此，它可能提供了一个重要的洞察的性质，显然是H-贫化的黄色超巨星祖先的…
2013-11-15 astro-ph.SR
Instabilities in the Yellow Hypergiant domain
本文研究了黄特超巨星包层模型在微小径向扰动下的稳定性，发现当光度质量比超过约10^4太阳单位时存在剧烈奇异模式不稳定性，证明非绝热分析对预测此类爆发至关重要。
2024-03-21 astro-ph.SR
Similarities in the structure of the circumstellar environments of B[e] supergiants and yellow hypergiants
黄超巨星（YHG）和B[e]超巨星（B[e] SG）虽然处于不同的演化阶段，但具有许多共同的特征。这部分是由于这两种类型的物体都经历了强烈的，通常是不对称的质量损失，并且喷射的物质积累在壳，环或盘状结构中，从而引起温暖分子和尘埃的发射。我们进行了光学光谱调查的北银河系发射线的恒星，旨在确定示踪剂的结构和运动学的拱星环境。我们确定了两组线，[O I]和[Ca II]，它们起源于B[e] SG的盘。在V1302 Aql和V509 Cas中观察到相同的一组谱线，它们都是热的YHG。虽然已知V1302 Aql具有盘状结构，但V509 Cas中的运动学加宽的线表明围绕这颗恒星的开普勒盘或环类似于更热的B[e]SG。
2016-11-14 astro-ph.SR
Extended atmosphere of the yellow hypergiant V509 Cas in 1996-2018
利用1996-2018年在R $\ge$ 60 000的6米望远镜上对黄超巨星V509 Cas进行的光谱监测数据，详细研究了它在扩展大气各层的运动学状态。没有发现伴星存在的迹象。在金属离子的允许和禁止发射上测量的径向速度的一致性，以及它们严格的时间稳定性，使我们选择恒星的系统速度Vsys= $-63$ km/s。在星周介质中形成的禁戒[NII]发射的位置是严格稳定的，并且相对于金属离子发射系统地移动了$-6$ km/s。在1996年的观测之后，得出了[NII]发射半宽度和强度（谱线变得更窄和更强）变化的结论，这些参数在随后的22年观测中没有变化。从短波Fe Ⅱ（42）吸收分量测得的速度位于Vr= $-$（84 $÷$ 87）km/s的窄区间内，这表明大气上层膨胀的稳定性。超巨星的整体大气层是稳定的，不包括靠近光球的层。由强金属离子吸收核的位置确定的Vr= $-$（52 $÷$ 71）km/s范围内的速度变率，可能是形成这种类型谱线的深大气层中脉动的表现。
2019-01-24 astro-ph.SR
An early detection of blue luminescence by neutral PAHs in the direction of the yellow hypergiant HR 5171A?
我们重新研究了几十年前对黄超巨星HR 5171 A进行的测光（VBLUW，UBV，uvby）。在该研究中，无法对L波段（VBLUW系统，lambda_eff=3838 A）的神秘亮度过度给出适当的解释。在本文中，我们认为，这可能是由蓝色发光（BL），中性多环芳烃分子（PAHs）的发射特征，在2004年发现的。事实上，BL的最高发射峰位于L带。我们的目标是调查其他可能的原因，并得出排放通量。我们使用了基于大气模型、光谱能量分布以及不同的消光比和消光定律的双色图，这取决于假设的BL源的位置：在背景上的Gum 48 d中或在HR 5171 A的包络中。假的L-过剩源，如热伴星、附近的恒星或一些仪器效应，都可以排除。此外，来自热色球层的发射特征是不可信的。1971年、1973年和1977年的数据集记录的L过剩通量在1.4到21之间变化（单位均为10^（-10）W·m^（-2）·μ ^（-1）），这取决于源的位置。优选接近该范围的低侧的通量。1979年出现了紫外线（uvby系统）的小亮度过剩，但它与BL的联系值得怀疑。对于L通量，我们认为最低值更现实。不确定性为20- 30%。与其他黄超巨星类似，HR 5171 A也显示出强烈的亮度爆发，特别是在1970年代。中性多环芳烃释放出的BL是由于大气不稳定性释放出储存的H-电离能。
2015-09-24 astro-ph.SR
Yellow hypergiant V509 Cas -- stable in the 'yellow void'
本研究通过多源测光与七年光谱监测分析黄特超巨星V509 Cas的演化状态，发现其虽可能处于“黄空”不稳定区但亮度、温度波动趋稳，且视向速度变化符合星周盘假说。
2024-06-12 astro-ph.SR
Red Supergiants, Yellow Hypergiants, and Post-RSG Evolution
大质量恒星是如何结束生命的，在恒星演化领域仍然是一个悬而未决的问题。虽然大多数大于9 M太阳的恒星将成为红超巨星（RSG），但这些大质量恒星的终态会受到其质量损失历史的严重影响。星周风活动增强的时期可以将恒星从HR图的RSG分支中驱逐出去。这一阶段，被称为后RSG演化，很可能与高质量损失事件或爆发有关，如在发光蓝变星和其他大质量恒星中所看到的。本文重点介绍了最近的一些观测和建模研究，这些研究试图描述这类独特的恒星，即后RSG，并将它们与HR图上的其他大质量天体联系起来，如LBV，黄超巨星和尘埃RSG。
2020-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical/near-infrared observations of the Fried Egg Nebula: Multiple shell ejections on a 100 yr timescale from a massive yellow hypergiant
上下文大质量恒星在其演化的最后阶段的命运高度依赖于其质量损失率/几何形状，因此了解靠近恒星及其周围的星周物质的几何形状是至关重要的。目标。我们的目标是研究质量损失事件的性质（即几何形状，速率）。在这种情况下，黄色超巨星是很好的目标。方法.我们分析了大量的光学/近红外数据，在光谱和光度（X-射手/VLT），分光偏振（ISIS/WHT），和干涉引力琥珀/VLTI）模式，对黄色超巨星IRAS 17163-3907。我们提出了第一个模型独立的重建图像的IRAS 17163-3907在这些波长在毫角秒尺度。最后，采用修正的Gaia距离（DR 2），应用二维辐射转移模型，对已发表的VISIR影像在8.59 μm、11.85 μm和12.81 μm波段的去红测光和径向轮廓进行了拟合。结果2 μm附近的干涉观测值表明，Brγ辐射比Na i辐射和连续辐射具有更大的扩展性和不对称性。除了两个已知的外壳周围的IRAS 17163-3907，我们报告存在的第三个热内壳的最大动力学年龄只有30年。结论.与Brγ相比，解释Na i发射在离恒星更近的距离上的存在是各种研究中的一个挑战。我们认为，伪光球的存在是不需要的，但它是一个光学深度效应。观察到的三个不同的质量损失事件的特点是不同的质量损失率，并可以告知质量损失机制的理论，这是一个仍在争论中的话题。我们讨论这些背景下的光球脉动和风双稳机制。
2020-02-06 astro-ph.SR
The Hot, Continuum-compact State of the Yellow Hypergiant V509 Cassiopeiae: CHARA Diameters, CO-band Angular-extension Constraints, and Companion Limits
The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）；University of Tartu（塔尔图大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）
本研究利用CHARA阵列观测，测得黄特超巨星仙后座V509的高温致密态，未发现显著CO波段延展及近红外亮伴星，其角直径17-21年无显著长期变化，未排除紫外光谱提出的B1 V型伴星。
2026-09-01 astro-ph.SR
Pulsations, eruptions, and evolution of four yellow hypergiants
我们的目标是探索四个黄超巨星（YHG），HR 8752，HR 5171 A，$ρ$ Cas和HD 179821的可变光度和恒星性质，以及它们数百天的脉动和多年的长期变化（LTV）。我们解决了多色和视觉光度数据集，寻找背叛爆发或增强质量损失事件的光度指示，主要使用已公布的温度校准计算恒星属性，并研究了LTV的性质及其对准周期和恒星属性的影响。$BV$光度测定显示大气中有一个高度不透明的层。当温度升高时，质量损失也增加，因此，高不透明层的密度也增加。因此，$B$和$V$中的吸收增加。$B$中的吸收，大概是1到几个0 \fm 1的数量级，总是高于$V$。这种差异使$(B-V)$颜色指数变红，但吸收规律未知。YHG的这种性质是不可预测的，这解释了为什么光谱温度总是高于光度温度。我们建议短的距离$ρ$ Cas和HR 5171 A比公认的。因此，有必要通过多环芳烃（PAH）分子来减少HR 5171 A的蓝色发光，HR 5171 A将不再是簇Gum 48 d的成员。HR 5171A只受一个光源的影响，而不是文献中所说的两个光源。当红色进化环（RL）将恒星移动到HR图上的红色时，YHG的爆发事件更喜欢相对凉爽的环境。爆发后，一个蓝色循环演变（BL）被触发，持续一至几十年。HR 5171A在1960年至1974年期间的变红事件很可能是由于红环演化，而1975年爆发后的变红可能是由于壳喷射。
2019-10-06 astro-ph.SR
CHARA Near-Infrared Imaging of the Yellow Hypergiant Star $ρ$ Cassiopeiae: Convection Cells and Circumstellar Envelope
本文利用CHARA阵列近红外干涉观测黄特超巨星仙后座ρ星，通过图像重建发现其表面存在巨型对流元并探测到延展星周包层，为理解大质量恒星质量抛射机制提供了新证据。
2024-08-07 astro-ph.SR
The XMM-Newton view of the yellow hypergiant IRC +10420 and its surroundings
在可能过渡到沃尔夫-拉叶阶段的大质量恒星中，IRC +10420可能是最神秘的恒星之一。它属于黄超巨星的范畴，其特征是相当高的质量损失事件。尽管IRC +10420受益于多个波长域的许多观测，但它从未成为X射线天文台的目标。我们在这里报告的第一个专门观察IRC +10420的X射线，使用XMM-牛顿卫星。即使目标没有被探测到，我们也推导出了X射线通量的上限，其数量级为1- 3 10^-14 erg cm^-2 s^-1（在0.3 keV到10.0 keV之间），并且我们在可能适用于这类天体的发射模型的框架内讨论了IRC +10420的情况。使用XMM-牛顿上的光学/紫外监测器，我们给出了IRC +10420在紫外域（1800和2250 A之间，以及2050和2450 A之间）的通量密度的第一个上限。最后，我们还报告了在这一领域的10个X射线和7个紫外点源的检测，我们简要地讨论了它们的性质和潜在的对应物在较长的波长。
2014-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tracing a decade of activity towards a yellow hypergiant. The spectral and spatial morphology of IRC+10420 at au scales
大质量恒星在其演化的最后阶段的命运高度依赖于其质量损失历史和几何形状，黄色超巨星是研究这些演化阶段的关键对象。我们介绍了著名的黄色超巨星IRC +10420和1994-2019年之间拍摄的蓝色光谱的近红外干涉观测。我们的$μ$ m重力/VLTI观测获得了$\sim$ 5个恒星半径的空间分辨率，并探测了K波段的热辐射，通过Na i双辐射和Br $γ$辐射追踪气体。所观察到的配置空间分辨的2.2 $μ$ m连续谱以及Br $γ$和Na i发射线。我们的几何模型表明存在一个紧凑的中性区（Na我），这是略大于连续，但在一个扩展的溴$γ$发射区域。我们的Br $γ$排放的几何模型证实了风的沙漏几何。为了解释这种特殊的几何形状，我们研究了在7-800 au间距处的伴星的存在，并在我们观测的对比度极限（3.7等，3 $σ$）处没有发现任何特征。我们报告的喷出物的演变超过7年的时间跨度，这使我们能够限制在$<$ 10 $^\circ$的沙漏几何形状的开口角。最后，我们给出了自1994年以来IRC +10420的第一个蓝色光谱。多历元数据表明，该天体的光谱类型以及温度在其间的几年中基本保持不变。这证实了早先的结论，即在1994年之前的不到二十年内，温度上升了2000 K，温度上升已经停止。这表明这颗黄色超巨星已经“撞上”了HR图中的白墙，阻止了它向蓝方向演化，并且在不久的将来可能会经历一次重大的质量…
2022-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the nature of the Fried Egg nebula: CO mm-line and optical spectroscopy of IRAS 17163-3907
利用CO毫米线和光谱学研究了煎蛋星云IRAS 17163-3907的性质，该星云最近被认为是黄超巨星类的稀有成员之一。CO J=2-1和J=3-2的辐射来自恒星20”以内的区域，显然与星周物质有关。CO线显示出多分量的不对称剖面，并在东西方向上解决了一个意想不到的速度梯度，表明双极外流。这与在红外线中观察到的尘埃包层的明显对称性形成对比。IRAS 17163-3907的光谱在5100 - 9000 nm之间，与原型黄超巨星IRC+10420的光谱进行了比较，发现非常相似。这些结果建立在先前的证据上，即IRAS 17163-3907是一颗黄超巨星。
2015-01-14 astro-ph.SR
Monitoring luminous yellow massive stars in M33: new yellow hypergiant candidates
大质量恒星在红超巨星（RSG）阶段幸存下来的演化仍然没有探索，因为这样的物体很罕见。黄超巨星（YHG）似乎是位于汉弗莱斯-戴维森光度上限附近的后RSG类的温暖对应物，其特征是大气不稳定性和高质量损失率。我们的目标是增加M33中YHG的数量，从而有助于更好地理解大质量恒星的超新星前演化。从中红外标准中选择的五个灰尘encushed YSGs的光学光谱获得的目标是检测广泛的大气的证据。我们还分析了M33中21个最明亮的YSG的BVI测光，以确定光谱类型的变化。为了探索星周尘埃的性质，我们对21个YSG的多波段测光进行了SED拟合。我们发现在我们的样本中有三个发光的YSG是YHG候选者，因为它们被热尘埃包围，并被笼罩在扩展的冷尘埃信封中。我们的恒星2的光谱显示发射一个以上的H $α$组件，以及钙II的排放，这意味着一个扩展的大气结构。此外，对这颗恒星的长期监测显示，它的可见光曲线变暗，幅度大于0.5等，导致温度明显下降超过500 K。我们认为观测到的变化类似于银河系YHG $ρ$ Cas的变化。五个不太明亮的YSG建议后RSG候选人显示热或/和冷尘埃排放的证据。我们证明，中红外光度法，结合光谱学和时间序列光度法，提供了一个强大的方法来识别候选YHG。未来在本星系群中发现YHG对于研究中等质量大质量恒星的晚期演化具有重要意义。
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the mass loss history of the yellow hypergiant IRC+10420
我们已经使用亚毫米阵列来成像IRC+10420周围的分子包膜。我们的观测揭示了恒星周围有一个巨大而密集的膨胀包层。分子包层显示出西南方向的$^{12}$ CO J=2--1发射明显不对称。在$^{13}$ CO J=2- 1和SO J $_{\rm K}$ =6 $_5$ -5 $_4$的发射中发现包封的伸长甚至更明显。在这些线中可以看到跨速度通道的小的位置速度梯度，这表明在IRC+10420的包络中存在弱的双极流出。在高分辨率的$^{12}$ CO J=2- 1映象中，我们发现包层有两个组成部分：（1）位于半径约1”-2”之间的内壳层（壳层I）;（2）位于半径3”-6”之间的外壳层（壳层II）。这些壳代表IRC+10420中之前的两次质量损失事件。我们试图以自洽的方式推导出信封内的物理条件，通过模拟尘埃的性质，和加热和冷却的分子气体。我们估计的质量损失率$\sim$ 9 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$为壳I和7 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$为壳II。与其他富氧包层相比，IRC+10420中的气体温度异常高。气体温度的升高主要是由于中心恒星的大光度导致的较高的加热速率。我们还推导出同位素比$^{12}$ C/ $^{13}$ C = 6。
2009-03-22 astro-ph.SR
The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase
我们启动了对不稳定黄超巨星（YHG）直径的长期光学干涉测量监测，目的是检测其半径的长期演变和与大质量损失事件相关的短期形成。我们用AMBER/VLTI观察了HR 5171 A。我们还研究了跨越60多年的可见光和近红外的档案测光数据，以及稀疏的光谱数据。HR 5171 A具有复杂的外观。我们的AMBER数据揭示了一颗令人惊讶的大恒星，YHG R*=1315+/-260Rsun\（~6.1AU），距离为3.6+/-0.5kpc。该源被一个扩展的星云包围，这些数据也显示了该系统亮度分布的不对称性，我们将其归因于位于主星前面的新发现的伴星。伴星的特征也在视觉测光中被发现，它的轨道周期为Porb=1304+/-6d。用NIGHTFALL程序模拟光变曲线提供了明确的证据，证明该系统是一个接触或可能过接触的食双星。推测该系统目前的总质量为39^{+40}_{-22}太阳质量，质量比q>10。HR 5171 A的低质量伴星非常接近嵌入其密集风中的主星。缺乏对初级线圈倾角和vsini的严格约束，这使我们无法精确确定其对质量损失现象的影响，但系统可能正在经历风罗切瓣溢出。根据转移到恒星包层的角动量的大小，HR 5171 A可能会成为一颗快速旋转的B[e]/亮蓝变星（LBV）/沃尔夫-拉叶星。无论如何，HR 5171 A强调了双星对于解释不稳定的YHG和大质量恒星演化的可能重要性。
2014-01-14 astro-ph.SR
Resolving the asymmetric inner wind region of the yellow hypergiant IRC+10420 with VLTI/AMBER in low and high spectral resolution mode
我们获得了IRC +10420的近红外长基线干涉测量与欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪（VLTI）的AMBER仪器在低和高光谱分辨率（HR）模式探测光球和最里面的拱星环境的快速演变的黄色超巨星。在HR观测中，在所有三个基线上，Vibrance都显示出横跨Brackett伽马（BrG）线的明显下降，我们发现BrG线的红移部分的微分相位高达-25度，并且靠近线中心的非零闭合相位。校准的vibrations进行了修正，为琥珀的有限的视野，以适当地考虑IRC +10420的扩展尘埃壳的通量贡献。我们推导出IRC +10420在H和K波段连续发射区的半高宽高斯尺寸分别为1.05 ± 0.07和0.98 ± 0.10质量，BrG发射区可以用直径为4.18 ± 0.19/-0.09质量的几何环模型拟合，约为恒星尺寸的4倍。几何模型还提供了一些证据，表明BrG线发射区域向36度的位置角延伸，与外反射星云的对称轴对齐。利用CMFGEN和2-D Busche & Hillier程序对HR观测数据进行了辐射转移模拟分析。我们的球形CMFGEN模型很难再现观察到的线形、蓝移和延伸，明确表明IRC +10420流出是不对称的。我们的2-D辐射转移模型表明，蓝移的BrG发射和形状的可见度横跨发射线可以解释与一个不对称的双极外流的高密度对比度从极点到赤道（8 - 16），红移的光是大大减少。
2009-09-25 astro-ph.SR
A lambda 3mm and 1mm line survey toward the yellow hypergiant IRC +10420
我们对最大质量的演化恒星的星周喷出物的化学性质的了解特别少。我们的目标是研究原型黄色超巨星IRC +10420的化学特征。为此，我们在1和3 mm的大气窗口获得了全线调查。我们从22种分子中鉴定了106条分子发射谱线。检测到的分子中约有一半是含氮物质，特别是HCN、HNC、CN、NO、NS、PN和N2 H+。我们使用旋转图来推导检测到的不同分子种类的密度和旋转温度。我们引入了一种迭代方法，使我们能够考虑到中等线不透明度。我们发现IRC +10420与富氧演化星相比，具有高丰度的含氮分子。这一结果支持了富含N的化学物质的存在，这是大质量恒星所期望的。我们的分析还表明，在过去的3800年中，12 C/13 C比值从\gtrsim 7下降到\sim 3.7，这可能与观测到的氮富集直接相关。此外，我们发现，SiO的发射呈现出显着的强度降低高J线相比，较旧的观测。辐射转移模型表明，这种变化可以解释为在尘埃的红外（IR）通量的减少。这种下降的原因可能是尘埃壳层的膨胀或恒星脉动导致的恒星温度降低。
2016-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple shell ejections on a 100 yr timescale from a massive yellow hypergiant
这篇文章集中在一个罕见的后红超巨星的例子，IRAS 17163-3907，煎蛋星云的中心恒星。特别是，我们详细讨论了我们最近发表的一些结果。内部的拱星环境的这一演变的大质量恒星探测在毫角秒分辨率VLTI的重力仪器在K波段（2 $μ$米），而更大的，角秒，规模的探测由VISIR衍射限制图像约10 $μ$米，补充了一个完整的光谱能量分布。光谱干涉数据覆盖重要的诊断线（溴$γ$，钠我），我们能够在空间上限制。无论是存在和大小的Na我双重发射一直是传统上具有挑战性的解释对其他对象的这一类。在这项研究中，我们表明，一个两区模型在本地热平衡可以重现所观察到的大小和强度的K波段中观察到的发射线，而不需要一个伪光球。此外，我们还发现了第三个热内壳存在的证据，并证明该恒星在过去的一个世纪中至少经历了三次质量损失事件。为了解释所观察到的非稳态质量损失的性质，我们探索了脉冲驱动和线驱动的质量损失，并引入双稳态跳跃作为一种可能的潜在机制来解释向黄超巨星的质量损失。
2022-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Molecular Environments of B[e] Supergiants and Yellow Hypergiants
本研究通过K波段光谱分析B[e]超巨星和黄特超巨星的分子环境，发现部分恒星存在旋转分子环或双极外流，并推测HD 179821近期爆发，揭示了这些恒星晚期演化的物理条件。
2023-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Painting a Family Portrait of the Yellow Super- and Hypergiants in the Milky Way I. Constraining the Distances and Luminosities
Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过识别可能的星团和关联成员，改进黄超巨星和黄超巨星的距离估计，结合新距离估算光度，揭示其在赫罗图中的位置。
2026-02-02 astro-ph.GA 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
The dramatic transition of the extreme Red Supergiant WOH G64 to a Yellow Hypergiant
National Observatory of Athens（雅典国家天文台）；Department of Physics, National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里安大学物理系）；Institute of Astrophysics, FORTH（希腊研究所天体物理研究所）
WOH G64从红超巨星转变为黄超巨星，揭示了二元系统对恒星演化的影响。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dense molecular clumps in the envelope of the yellow hypergiant IRC+10420
超巨星IRC+10420的星周包层在SiO J=2-1和CO J = 1-0和CO J = 2-1的范围内都被追踪到，与巨星和超巨星的中心凝聚（热）SiO-但扩展的CO-发射包层形成鲜明对比。在这里，我们提出了一个观察的拱星信封在SiO J=1-0，当结合以前的观察{ \sioii }，提供更严格的限制的SiO发射气体的密度比迄今为止可能的。SiO中的发射峰在$\sim$ 2 \arcsec 1的半径处，而SiO J=2-1中的发射峰在$\sim$ 1 \arcsec的较小半径处，从而产生它们的环状外观。SiO J=1-0和SiO J=2-1之间的亮度温度比从最内侧可测量半径处的远高于1的值减小到$\sim$ 2 \arcsec半径处的约1，超过该值，该比保持近似恒定。将信封分为三个区域，在模型中的CO J = 1-0和CO J = 2-1排放，我们表明，SiO-排放气体的密度是可比的CO-排放气体在内部区域，但至少一个数量级高的比较，在中间和外部区域。因此，SiO-emitting气体来源于致密的团块，可能与散射光中看到的尘埃团块有关，周围是更弥散的CO-emitting interclumps气体。我们认为，SiO分子从尘埃颗粒中释放出来，由于密集的SiO发射团块和扩散的CO发射团块间气体之间的冲击相互作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu
我们提出了第一个定量光谱建模的早期超新星与其祖先风相互作用。使用辐射转移程序CMFGEN，我们研究了最近报道的IIb型SN 2013 cu爆炸后15.5 h的光谱。这是第一次，我们能够直接测量SN祖先的化学丰度，并发现相对富含H的风，H和He丰度（按质量计）分别为X=0.46 +- 0.2和Y=0.52 +- 0.2。相对于太阳值，风在N中增强，在C中耗尽（质量分数为8.2e-3和1 e-5）。我们得到，一个稠密的风/星周介质，质量损失率Mdot= 3e-3 Msun/yr和风速vwind=100 km/s，围绕在前SN阶段的恒星。这些值低于以前的分析估计，虽然我们发现Mdot/vinf与以前的工作一致。我们还计算了CMFGEN模型，以约束祖光谱类型，并发现高Mdot和低vwind意味着恒星有一个有效的温度约8000 K之前立即SN爆炸。我们的模型表明，它的前身要么是一颗不稳定的发光蓝变星，要么是一颗正在经历爆发阶段的黄色超巨星，并排除了WR星的可能性。我们将爆炸后15.5 h的光谱归类为XWN 5（h），并主张使用前缀“X”（eXplosion），以避免爆炸后非恒星光谱与大质量恒星光谱之间的混淆。我们发现，由于SN事件前后电离结构的巨大差异，祖先光谱类型与爆炸后早期光谱类型有显着不同。结果表明：LBV/YHG -> XWN 5（h）-> SN IIb.未来的早期紫外光谱将提供额外…
2014-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Herschel/HIFI observations of red supergiants and yellow hypergiants: I. Molecular inventory
红超巨星（RSG）和黄超巨星（YHG）被认为是AGB和早期后AGB阶段的高质量恒星。我们通过大质量恒星在中间和温暖气体层的包层性质，研究了大质量恒星在主序星后演化过程中的质量损失。这些区域是气体加速发生的地方，可以看到最近的质量损失事件。我们使用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器观测了两个RSG（NML Cyg和参宿四）和两个YHG（IRC+10420和AFGL 2343）恒星样本中CO，水及其同位素的亚毫米和FIR跃迁。我们提出了一个库存的检测线，并分析其光谱剖面所揭示的信息。在早期研究中提出的结果的基础上，我们在IRC+10420中模拟CO和13 CO排放，并将其与一组从mm到FIR的线进行比较。红超巨星比YHG有更强的高激发线，这表明它们拥有致密和热的内壳层，有助于这些转变。因此，这些高J线在RSG起源于加速层，尚未达到拱星终极速度，并具有较窄的配置文件比他们的平顶低J同行。YHG往往缺乏这种内部成分，这与从较长波长的研究中得出的分离的中空信封的图片一致。仅在两个来源（NML Cyg，IRC+10420）中检测到NH3，这两个来源也被观察到是所研究样品中最强的水线发射体。相比之下，OH在所有来源中均被检测到，并且似乎与水线强度无关。我们表明，IRC+10420模型仅来自毫米低J CO跃迁是能够再现高J转变时，在内壳层的温度简单地降低了约30%。
2012-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hypergiant V1302 Aql in 2001-2014
基于2001-2014年获得的高分辨率光谱观测结果，我们提出了对超巨星V1302 Aql（IR源IRC+10420的光学对应物）的光谱特征和大气中的速度场以及星周包络的研究结果。我们测量了以下类型的线的径向速度：禁止和允许的纯发射，离子线的吸收和发射分量，纯吸收（例如，HeI，SiIII），以及NaI D线、KI和DIB的星际成分。纯散射以及禁止和允许的纯发射的日心径向速度接近系统径向速度，分别等于Vr=63.7 $\pm$ 0.3、65.2 $\pm$ 0.3和62.0 $\pm$ 0.4 km/s。具有反P Cyg轮廓的线的吸收分量的位置是稳定的，并且指示以$\sim$ 20 km/s的速度向恒星移动的团块的存在。DIB的平均径向速度为Vr（DIB）=4.6 $\pm$ 0.2 km/s。将2001-2014年观测到的吸收线与早期数据进行比较，没有发现明显的变化。我们的结论是，超巨星达到了一个阶段的减缓（或终止）的有效温度的增长，目前位于附近的高温边界的黄空在Hertszprung-Russell的星系。
2015-12-17 astro-ph.SR
Instability of the kinematic state in the atmosphere of the hypergiant Rho Cas outside outburst
在2007-2011年获得的黄色超巨星Rho Cas在宽波长区域的光谱分辨率约为60000的观测，使详细研究其光谱的功能，并带来了光以前未知的扩展大气的恒星的特性。由于光球附近大气层的低振幅脉动，从金属对称散射测量的径向速度在系统速度Vsys=-47 km/s附近以约+/-7 km/s的振幅变化。在某些时候，在恒星的深层大气层中发现了速度梯度。第一次探测到恒星大气中的轻微速度分层，表现为从中性金属和离子的吸收线测量的速度差异为3-4 km/s。BaII，SrII，TiII和其他较低水平的低激发电位的强谱线的分裂衍射的长波长分量被附近的发射谱线扭曲。这表明，短波长成分，其位置对应于狭窄的速度范围Vr（蓝色）从约-60至-70公里/秒，是在拱星包层中形成的，一个成分的D~NaI的双重和发射成分的Fe Ⅱ 6369.46和6432.68离子也形成。
2013-12-25 astro-ph.SR
A serendipitous survey for variability amongst the massive stellar population of Westerlund 1
大质量恒星在很宽的时间尺度上表现出光谱和光度的变化。然而，驱动这种行为的物理机制仍然知之甚少。Westerlund 1提出了一个理想的实验室，用于研究这些过程中的一个丰富的，同时代的人口后主序星，我们提出了一个寻路研究，旨在利用自20世纪60年代以来积累的大量数据来表征其变异性。光谱的变化归因于风的非球面性和光球脉动之间存在的热和冷的恒星星族。由于数据的限制，我们无法确定OB超巨星风结构的物理起源，尽管沃尔夫雷耶特风中的不均匀性可能是由二元相互作用驱动的，相反，至少有一个冷超巨星中的脉动。光球脉动被发现的恒星的光谱类型从早在O 9 I到中期的F Ia+黄超巨星-可能依赖于OB星之间的光度类别。光谱可变的红超巨星（M2-5 Ia）也是潜在的双星，但需要进一步的观测来证实这一假设。确定这些脉动的幅度和周期性作为温度、光度和演化状态的函数，为确定驱动不稳定性的物理机制开辟了前景，这些不稳定性限制和定义了HR图上游的恒星演化，而Wd 1内高亮度的黄超巨星和红超巨星的存在强烈限制了主序后演化路径，这显然与当前理论预测的> 25 Msun恒星的太阳金属岩相矛盾。[删节]
2010-03-26 astro-ph.SR
Multicolor photometry and spectroscopy of the yellow supergiant with dust envelope HD 179821=V1427 Aquilae
我们介绍了半规则变星V1427 Aql=HD 179821的UBVJHKLM测光（2009-2017）和低分辨率光谱（2016-2017）的结果，V1427 Aql=HD 179821是一颗具有气尘包络的黄色超巨星。这颗恒星显示出低振幅（ΔV<0.2等）的半周期亮度变化叠加在长期趋势上。光变曲线的形状和时间尺度随着周期的变化而变化。有脉动的温度变化特征，也观察到没有显着颜色变化的亮度振荡。2009-2011年间隔的UBV数据通过两个周期分量的叠加得到很好的再现，其中P=170 d和P=141 d（或P=217 d -P=141 d的一年别名）。2011年后，变化变得不那么规律，时间尺度增加并超过250天。2009-2016年，V、J、K的年平均亮度单调增加，而U和B的年平均亮度减少。年平均U-B，B-V和J-K颜色增加，恒星变得更红。恒星光球层随光度增加而冷却和膨胀，可以解释亮度和颜色的长期变化趋势。根据我们的光度数据，我们假设光球温度在2008-2016年期间下降了约400 K，半径增加了约24%，光度增加了约19%。2016-2017年获得的λ4000-9000 nm波长范围内的低分辨率光谱表明，与1994-2008年间隔相比，V1427 Aql的光谱发生了显着变化，即BaII和近红外CaII三重态吸收变得更强，而OI λ7771- 4三重态共混物已经减弱，这表明在形成缺陷的区…
2018-04-19 astro-ph.SR
Simulations of massive star atmospheres and winds during giant eruptive and quiescent luminous blue variable phases
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）
本文通过时间依赖的辐射-水动力学模拟研究了大质量恒星的大气和风特性，揭示了蓝变量星和黄巨星在不同阶段的特征参数。
2026-03-23 astro-ph.SR
Very Massive Stars and Pair-Instability Supernovae: Mass-loss Framework for low Metallicity
针对甚大质量恒星在低金属丰度下的演化，本文提出基于光学厚星风的质量损失框架，发现质量损失失控使对不稳定超新星的金属丰度阈值比通常假设低一个数量级。
2023-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
