Interacting supernovae from photoionization-confined shells around red supergiant stars
参宿四是附近的一颗红超巨星，它是一颗失控的恒星，拥有强大的恒星风，将弓形激波驱动到周围。这一观点受到了一个发现的挑战，这个发现是一个致密的、几乎静止的壳层，它距离恒星的距离是弓形激波的三倍，并且被某种外力减速。这两种物理上截然不同的结构不可能都是由风与星际介质的流体动力学相互作用形成的。在这里，我们报告说，参宿四的风是光电离的辐射从外部来源的模型可以解释静态壳，而不需要一个新的理解的弓激波。来自光电离风的压力在风的中性部分产生一个驻激波，并形成一个几乎静止的光电离限制壳。其他的红超巨星应该比参宿四有更大质量的壳层，因为光电离限制的壳层捕获了红超巨星阶段所有质量损失的35%，将这些气体限制在恒星附近，直到爆炸。在超新星爆炸后，巨大的壳层会极大地影响超新星的光变曲线，为许多具有星周相互作用特征的超新星提供了一个自然的解释。
2014-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cracking the Conundrum of F-Supergiant Coronae
钱德拉X射线和HST对三颗早期F超巨星的远紫外线（FUV）观测为之前的一个谜团提供了新的线索，这个谜团涉及到英仙座α星（HD 20902：F5 Ib）。暖超巨星是一个中等强度的硬日冕（T~ 10 MK）X射线源，但其“次日冕”Si IV 139 nm（T~ 80，000 K）辐射比具有类似高能性质的早G超巨星弱十倍。阿尔法每X射线的过量推测归因于一个接近的过度活跃的G矮星同伴，它可能已经逃脱了之前的注意，迷失在明亮的恒星的眩光中。然而，随后的专门多波长成像活动未能找到任何证据，解决了二次。高能量的Alpha Per二分法的起源于是转移到：（1）一个未解决的伴星;或（2）内在的日冕行为。探索第二种可能性，本计划发现早期F超巨星似乎确实属于一个独特的日冕类，其特征是X射线/FUV比值升高，尽管在其短暂的X射线“高态”中与造父变星有一些相似之处。“值得注意的是，早期F超巨星现在被认为与晚型矮星定义的X射线/FUV序列的低活动端对齐，这表明相对于G超巨星的不相交行为可能归因于F型上较薄的外部大气，就像在矮星中一样，但在这种情况下，可能是由于过于温暖的光球导致的“电离阀”效应减弱。
2018-02-07 astro-ph.SR
3D Simulations of Betelgeuse's Bow Shock
参宿四，猎户座中明亮、凉爽的红色超巨星，相对于当地的星际介质以超音速运动。恒星发出强大的恒星风，与这种介质碰撞，形成彗星状结构，弓形激波，指向运动方向。我们提出了第一个三维流体动力学模拟的形成和演变的参宿四的弓激波。这些模型包括现实的低温冷却，并涵盖了一系列合理的星际介质密度和恒星速度在0.3 - 1.9 cm-3和28 - 73 km/s之间。我们发现，由于模型中瑞利-泰勒或开尔文-亥姆霍兹不稳定性的优先增长，弓形激波的流动动力学和形态有很大不同。前者在恒星速度慢的模型中占主导地位，导致cluerical弓激波子结构，而后者在快速模型中产生更平滑，更分层的子结构。如果弓激波壳的质量很低，正如AKARI光度（~0.003兆太阳）所暗示的那样，那么参宿四的弓激波非常年轻，不太可能达到稳定状态。弓形激波壳的圆形特性与这一结论是一致的。因此，我们的研究结果表明参宿四只是最近才进入红超巨星阶段。
2012-03-21 astro-ph.SR
SN 2016X: A Type II-P Supernova with A Signature of Shock Breakout from Explosion of A Massive Red Supergiant
我们提出了广泛的紫外线（UV）和光学测光，以及密集的光谱II型高原（IIP）超新星SN 2016 X，在附近（$\sim$ 15 Mpc）的螺旋星系UGC 08041爆炸。观测时间跨度从爆炸后的2天到180天;特别是，雨燕紫外数据可能捕捉到了与SN 2016 X爆炸相关的冲击爆发的特征。在爆炸后的第一周内，它显示出非常强的紫外辐射，$\sim$对热光度的贡献为20 - 30%（而正常SNe IIP的$\lesssim$为15%）。此外，我们发现这颗超新星在$R$波段有一个异常长的上升时间，约为12.6 $\pm$ 0.5天（而典型的SNe IIP的上升时间为$\sim$ 7.0天）。光学光变曲线和光谱演化与快速衰减型IIP天体SN 2013 ej非常相似，只是SN 2016 X有一个相对较亮的尾部。根据早期阶段的$Swift$资料推断的光球温度演化，我们得出SN 2016 X的前身星半径约为930 $\pm$ 70 R $_{\odot}$。根据银河系红超巨星的质量$--$半径关系，这颗大尺寸恒星预计是一颗红超巨星，初始质量为$\gtrsim$ 19 - 20 M $_{\odot}$，它是SNe IIP发现的最大和质量最大的祖先之一。
2018-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using numerical models of bow shocks to investigate the circumstellar medium of massive stars
许多大质量恒星以超音速穿过星际介质。结果，它们在恒星风的界面上形成弓形激波。我们使用数值流体动力学数值再现这样的弓形激波，创建模型，可以与观测结果进行比较。本文讨论了星际磁场和星际尘埃颗粒的存在这两种物理现象对大质量恒星弓形激波可观测形状的影响。我们发现，星际磁场，虽然太弱，以限制弓激波的一般形状，减少了不稳定性的大小，否则将被观察到的弓激波的红超巨星。星际尘埃颗粒由于其惯性可以深入穿透主序星O超巨星的弓形激波结构，从ISM穿越进入恒星风。因此，粉尘分布可能并不总是反映气体的形态。这是红外观测的一个重要考虑因素，因为红外观测主要是由尘埃发射决定的。我们的模型清楚地表明，大质量恒星的弓形激波是有用的诊断工具，可以用来研究恒星风以及星际介质的性质。
2014-07-07 astro-ph.SR
A Shock Flash Breaking Out of a Dusty Red Supergiant
本文报道了对M101星系中II型超新星SN 2023ixf爆炸后约1.4小时开始的即时多波段观测，发现早期光变曲线异常暗红，归因于红超巨星周围的光学厚尘埃壳层，并推断激波突破及尘埃分布非球对称。
2024-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The X-ray spectrum of delta Orionis observed by LETGS aboard Chandra
我们分析的高分辨率X射线光谱的超巨星O型星三角洲猎户座（O9.5 II）与线比的He类离子和热等离子体模型，我们检查其可变性。超巨星δ猎户座是用X射线探测器HRC-S和光栅LETG在5-175埃波长范围内观测到的。我们研究了类氦离子与紫外辐射场的结合，以确定局部等离子体温度，并建立X射线发射离子到恒星表面的距离。我们通过高斯分布，折叠通过响应矩阵，以获得波长，线通量，半高宽（HWHM）和线位移来表征等离子体的装置测量个别线。我们认为多温度模型在碰撞电离平衡（CIE），以确定温度，排放措施，和丰度。对扩展到N VI和C V的类氦三重态的分析表明，电离分层与最热的等离子体在几个恒星半径3R*（Mg XI）和最冷的更远，远远超出加速区，高达49 R *（N VI）和75 R *（C V）。所观察到的温度覆盖从约0.1至0.7 keV的范围，即，1-8 MK.在LETGS覆盖的0.07 - 3 keV范围内，X射线光度L约为1.5 × 10 ~（-6）e +32 erg/s。已确定的速度宽度约为1040公里/秒。
2013-01-09 astro-ph.SR
A Deep Chandra X-ray Spectrum of the Accreting Young Star TW Hydrae
利用钱德拉高能透射光栅对长蛇座TW吸积中的年轻恒星进行了489 ks的X射线谱分析。该谱提供了电子温度T_e、电子密度N_e、氢柱密度N_H、相对元素丰度和速度等丰富的诊断信息，并揭示了其来源于恒星大气的三个不同区域：恒星日冕、吸积激波和一个非常大的扩展体积的热激波后等离子体。光谱中Mg XII、Si XIII和Si XIV发射线的存在需要在~10 MK下的日冕结构。较低温度的管线（例如，来自O VIII、Ne IX和Mg XI），似乎更符合吸积激波的发射。类氦氖IX谱线比诊断表明，在激波中T_e = 2.50 ± 0.25 MK，N_e = 3.0 ± 0.2 × 10^（12）cm^（-3）。这些值与标准的磁吸积模型吻合得很好。然而，钱德拉观测显着偏离当前模型预测的冲击后等离子体。这种气体预计会辐射冷却，当它流入越来越稠密的恒星大气时产生O VII。令人惊讶的是，O VII表明N_e = 5.7 ^（+4.4}_（-1.2）x 10^（11）cm^（-3），比吸积激波本身的N_e低5倍，比模型预测的低约7倍。我们估计，产生O VII的激波后区域的体积大约是激波本身的300倍，发射质量是激波本身的30倍。显然，受冲击的等离子体将周围的恒星大气加热到软X射线发射温度，并将这种材料提供给附近的大型磁性结构--可能是封闭的磁环或开放的磁场，导致质量外流。（节录）
2010-01-05 astro-ph.SR
Helium-like X-ray line complexes show that the hottest plasma on the O supergiant zeta Puppis is in its wind
我们提出了一个分析的钱德拉光栅光谱的关键氦线复合物把限制的位置相对于光球的最热的（$T \gtrsim{6 \times 10^6}$ K）等离子体在风的O超巨星zeta Pup和探索的变化，在18年之间的两组观测这颗星。我们适合两个模型-一个经验和一个基于风震-S XV，硅十三，镁XI线复合物，并表明，在风的起源流，以上$r \approx 1.5$ R $_{\ast}$，是强烈的青睐以上的光球（$r \lesssim 1.3$ R $_{\ast}$），特别是在最近，非常长的曝光数据集的起源小于0.3 R $_{\ast}$。有一个温和的增加线和连续通量，线宽，风吸收的签名，和热等离子体的距离光球在18年以来的第一次钱德拉光栅观测zeta Pup。这两种模式的建模包括双电子复合卫星发射线混合的氦类复合物的影响-这是第一次在分析O型恒星中的氦类线比率。
2022-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandra Evidence for Extended X-ray Structure in RY Tau
我们报告的结果，一个敏感的钱德拉ACIS-S观测的经典金牛座T星RY头。先前的研究表明，它驱动了一个壮观的双极喷流，其蓝移成分沿着P.A.大约295度，距离恒星1.5 - 31角秒。复杂的X射线发射被揭示，包括一个非常软的不变光谱成分（其中一些可能起源于冲击），一个超热的耀斑成分（T >= 100 MK），和恒星附近的微弱扩展结构。该结构在去卷积图像中可见，并向西北方向延伸至1.7角秒的距离，与光学喷流的内部重叠。图像分析表明，大部分的延伸是真实的，但在中央弧秒内可能存在一些由PSF引起的结构污染。根据光学测量的喷流速度和激波速度估算，对激波加热喷流的预测温度太低，无法解释扩展的X射线结构。要么是喷流中的高速物质逃过了光学检测，要么是除了冲击加热之外还涉及其他机制。在RY Tau西北方向的小偏移处可能产生更高温度等离子体的替代机制包括喷流中的磁加热，高速喷射的热等离子体团，或从依巴谷变星推断存在的推定近伴星发射的X射线。
2011-06-14 astro-ph.SR
Toward connecting core-collapse supernova theory with observations: I. Shock revival in a 15 Msun blue supergiant progenitor with SN 1987A energetics
我们研究了一个15 Msun蓝超巨星超新星前身的坍缩核心从核心反弹到1.5秒后的演化。我们提出了一个样本的流体动力学模型参数化，以匹配SN 1987A的爆炸能量。我们发现空间模型的维度是一个重要的影响因素，在爆炸过程中。与二维模拟相比，我们的三维模型需要更低的中微子光度来产生同等能量的爆炸。我们估计，我们的模型中的对流引擎在三维中比在二维中效率高4%。我们认为，在三维模拟中发现的对流引擎的更高效率可能是由于对流羽流的更大的表面积与体积比，这有助于分配中微子沉积的能量。我们没有发现证据的常设吸积激波不稳定性，也没有湍流是一个关键因素，在我们的模型中提供动力的爆炸。相反，在冲击后区域的能量传输的分析揭示了穿透对流的特点。一旦分辨率不足以捕捉大尺度对流的形态，爆炸能量就会急剧下降。这表明，维度的作用是次要的，以正确解释爆炸的基本物理。我们还分析了嵌入流中的粒子示踪剂提供的信息，发现未结合的材料在二维模型中具有相对较长的停留时间，而在三维中，爆炸能量的很大一部分由停留时间相对较短的粒子携带。
2014-01-13 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.data-an
Explosion of red-supergiant stars: influence of the atmospheric structure on shock breakout and the early-time supernova radiation
对II型超新星（SNe）2013 cu和2013 fs的早期观测揭示了喷出物与恒星表面附近物质的相互作用。与SN 2010 jl型不同，它与密集风的相互作用持续了约1年，相互作用在2- 3天后减弱，这表明它有一个密集而紧凑的星周包层。在这里，我们使用多群辐射流体力学和非局域热平衡辐射转移来探索嵌入在各种致密包层中的红超巨星（RSG）爆炸的性质。我们考虑的情况下，一个扩展的静态大气或稳态风，采用一系列的质量损失率。冲击爆发的信号，SN辐射高达10天，和喷出物的动力学强烈的影响，这附近的环境的属性。这就影响了早期观测对Rstar的约束。2013 fs和2013 cu的2-3d窄谱线的存在需要~0.01Msun的材料茧到5- 10 R星。谱线从电子散射发展到多普勒展宽，其发射峰的蓝移越来越大。最近的研究提出，在RSG寿命的最后几个月/年，质量损失率从0.001到1 Msun/yr的超级风阶段，尽管没有观测限制，这种外部物质是稳态流出。或者，观测结果可以解释为RSG恒星在其复杂的大气层内爆炸。事实上，空间分辨的观测显示，RSG星有扩展的大气层，存在向下流动和向上流动到几个Rstar，即使在标准的RSG中，如参宿四。在恒星和风之间的中间区域的质量负载可以容纳解释2013 fs观测所需的0.01 Msun。因此，在核心坍缩之前出现一个令人困惑的超级风阶段可能是多余的。
2017-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observed epochal variations in X-ray lines from the O Supergiant $ζ$ Puppis do not require substantial changes in the wind mass flux
通过变边界条件谱线模型拟合船尾座ζ的钱德拉X射线光谱，发现两个观测时期之间星风质量通量保持恒定，观测到的谱线变化源于激波形成位置向较大半径移动，而非整体星风增强。
2024-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Chandra Observation of the Eclipsing Wolf-Rayet Binary CQ Cep
短周期（1.64 d）近接触食WN 6 + O 9双星系统CQ Cep提供了一个理想的实验室，用于在近距离处测试X射线碰撞风激波理论的预测，其中风在碰撞前可能还没有达到终端速度。我们目前的结果的钱德拉X射线观测CQ Cep跨度~1天，在此期间，同时钱德拉光学光变曲线被收购。我们的主要目标是将观察到的X射线特性与碰撞风冲击理论进行比较，该理论预测最热的冲击等离子体（T > 20 MK）将在恒星之间的中心线上或附近形成。X射线光谱与WR 134等WN 6单星非常相似，谱线显示了温度T ~ 4 - 40 MK范围内的等离子体。当O星经过沃尔夫-拉叶星的前面时，我们看到了一个深光食，我们确定了轨道周期P = 1.6412400 d。有些令人惊讶的是，没有检测到显着的X射线变化。这意味着最热的X射线等离子体并不局限于恒星之间的区域，这与碰撞风的图像不一致，并表明其他X射线产生机制可能在起作用。将需要考虑辐射冷却和轨道运动等效应的流体动力学模拟，以确定新的钱德拉结果是否可以与碰撞风图像相一致。
2014-11-14 astro-ph.SR
Capturing the lowest luminosity state of the Supergiant Fast X-ray Transient XTE J1739-302
我们在这里报告的钱德拉，XMM-牛顿和NuSTAR的超巨星快速X射线瞬变XTEJ 1739 -302的最新观测的分析结果。源在低X射线光度状态下捕获，从几个$10^{31}$到$10^{34}$ erg/s（0.5-10 keV）。特别是，在2022年10月进行的XMM-牛顿观测期间捕获了非常低的X射线光度，在几个$10^{31}$ erg/s（0.5-10 keV），这在XTEJ 1739 -302之前从未观察到。XMM-牛顿光谱可以很好地拟合吸收，陡峭的幂律模型（光子指数为3.5）或碰撞电离扩散气体的温度为0.7千电子伏，很可能产生的冲击在超巨星施主风。这些观测涵盖了不同的轨道相位，但都与轨道积分光变曲线预期的低光度水平相一致。吸收柱密度在$10^{22}-10^{23}$ cm $^{-2}$范围内变化。在XTEJ 1739 -302中，利用不同时（但在相似的轨道相位）的Chandra和NuSTAR数据，首次研究了$10^{34}$ erg/s（0.5-30 keV）的宽带X射线谱，显示出光子指数约为2.2的幂律谱形和$\sim$ $10^{23}$ cm $^{-2}$的吸收柱密度。值得注意的是，由于XMM-牛顿观测，X射线变化的幅度已经增加到五个数量级，使XTEJ 1739 -302成为最极端的SFXT之一。
2023-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandra observation of Cepheus A: The diffuse emission of HH 168 resolved
在几种情况下，已经探测到了来自大质量恒星外流的X射线辐射。我们提出了一个钱德拉观察HH 168，并表明软X射线发射从HH 168内的等离子体的0.55千电子伏的扩散。X射线发射是在两个不同的尺度上观察到的：三个独立的，但扩展的区域嵌入在一个低X射线表面亮度的复合体中。与弓形激波相比，辐射的位移与流出方向相反.我们表明，没有显着的贡献，从年轻的恒星物体（YSO），并讨论了几个冲击的情况下，可以产生所观察到的签名。我们建立了HH 168的X射线发射是由内部冲击激发的，与简单模型相反，简单模型预计弓形冲击是最明亮的X射线。
2009-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of mixed morphology supernova remnants: Linking their properties to the evolution of a red supergiant progenitor star
本文通过恒星演化理论与二维流体动力学模拟，提出混合形态超新星遗迹可由红超巨星前身星塑造的星周介质与遗迹相互作用、经反射激波再加热中心抛射物而形成，无需额外物理机制。
2024-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
A modeling perspective on the diversity of red-supergiant stars exploding within circumstellar material
Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，CNRS-索邦大学）；Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院卡希尔天体物理学中心）
研究通过建模探讨红超巨星在星周物质中爆炸的多样性，分析了不同能量爆炸、星周物质密度和结构对光变曲线和光谱特征的影响，揭示了星周物质相互作用对紫外亮度和光学上升时间的影响。
2025-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Massive Star's Dying Breaths: Pulsating Red Supergiants and Their Resulting Type IIP Supernovae
大质量恒星经历基本模式和第一泛频径向脉动，周期为100-1000天，成为红超巨星（RSG）。在大振幅下，这些脉动大大改变了这些$M>9M_\odot$恒星最终核心坍缩产生的传出冲击波所遇到的外壳密度结构。使用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们模拟了RSG包络中的基模和第一泛音脉动的影响，以及使用MESA+STELLA产生的IIP型超新星（SNe）。我们发现，在基模脉动的情况下，SN坪观测值，如在第50天的光度，$L_{50}$，时间积分的冲击能量$ET$，和坪持续时间$t_{\rm p}$是一致的考虑非脉动恒星爆炸的径向标度。也就是说，脉动的大部分效应与爆炸时不同大小的恒星的预期行为一致。然而，在泛音脉动的情况下，拉格朗日位移不是单调的。因此，在这种情况下，在不同的时间过于明亮或微弱的SN发射反映了近SN光球的发射区的密度不足或密度过高的结构。
2020-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
EWOCS-IV: 1Ms ACIS Chandra observation of the supergiant B[e] star Wd1-9
本研究利用1.1 Ms钱德拉X射线观测揭示Wd1-9的14天轨道周期和硬热谱，判定其为近期经历Case B质量转移的WR+OB双星，填补演化空白。
2025-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Computing the dust distribution in the bowshock of a fast moving, evolved star
研究了快速运动的红超巨星湍流相互作用区的流体动力学行为。在这种风-星际介质碰撞中，形成了常见的弓形激波、接触间断和风终止激波形态，并伴随着局部不稳定性的发展。我们的模型包括对恒星风中尘埃颗粒的详细处理，并考虑到尘埃和气体之间的阻力。粉尘被视为按粒度分类的无压气体成分，我们使用十个有代表性的粒度箱。我们的模拟可以推断不同大小的尘埃颗粒如何分布在整个拱星介质中。我们发现，较小的尘埃颗粒（半径<0.045微米）往往强烈绑定到气体，因此密切遵循气体密度分布，由于风相关的接触不连续性本质上是流体动力学不稳定性，具有复杂的精细结构。较大的晶粒，阻力更大，有自己独特的灰尘分布，与气体形态的渐进偏差。具体来说，小尘埃颗粒完全停留在受冲击的风物质所约束的区域内。大颗粒能够离开冲击风层，并能穿透冲击甚至未冲击的星际介质。根据尘埃颗粒的数量如何随颗粒大小而变化，这应该会在红超巨星和其他演化恒星的弓形激波的红外观测中留下清晰的印记。
2011-05-12 astro-ph.SR
A Runaway Red Supergiant in M31
OB星中有很大比例是离家出走的，所以我们应该期待它们进化出的后代中也有类似比例的人是离家出走的。然而，识别这样的恒星也面临着一系列挑战，因为这些更古老、更进化的恒星将从它们的诞生地漂到更远的地方，因此它们的速度可能并不明显。一些银河系的红超巨星（RSG）被描述为可能的失控，基于弓形激波的存在，包括参宿四。在这里，我们宣布在M31中发现了一个失控的RSG，这是基于与M31运动学的$^{-1}$ 300 km s的差异。这颗恒星距离盘面约21'（4.6 kpc），但这个距离与它的速度和可能的年龄（$\sim$ 10 Myr）一致。恒星J004330.06+405258.4是一颗M2 I，$M_V=-5.7$，$\log L/L_\odot$ =4.76，有效温度为3700 K，推断质量为12-15 $M_\odot$。这颗恒星可能是超高速恒星的高质量类似物，因为它特有的空间速度可能是400-450 km/s $^{-1}$，与从M31盘逃逸的速度相当。
2015-10-08 astro-ph.SR
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars I: Red Supergiants
超新星（SNe）的早期观测表明，许多类型的SNe的祖先可能会发生增强的质量损失和前SN爆发。我们调查的作用，通过波驱动的剧烈对流在后期的核燃烧的其他典型的$15 \, M_\odot$红超巨星SNe的祖先的能量传输。使用MESA恒星演化模型，包括一维流体力学，我们发现，波进行$\sim \! 10^7 \, L_\odot$的权力从核心的信封在核心氖/氧燃烧在核心崩溃前的最后几年。波通过氢包层底部的激波和辐射扩散而衰减，氢包层加热得足够快，从而向上覆的包层发射压力波，该压力波在恒星表面附近变陡为弱激波，导致温和的恒星爆发，并在SN之前大约一年以低速喷射出少量（$\lesssim 1 \, M_\odot$）质量（$\lesssim \! 50 \, {\rm km}/{\rm s}$）。波加热膨胀的恒星信封，但并没有完全解开它，产生一个非流体静力学前SN信封密度结构不同于先前的预期。在我们的模型中，波加热不太可能导致发光型IIn SNe，但它可能有助于闪光电离SNe和II-P/II-L SNe中看到的一些多样性。
2017-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandra grating spectroscopy of embedded wind shock X-ray emission from O stars shows low plasma temperatures and significant wind absorption
我们提出了一个统一的分析的六个例子嵌入风激波（EWS）O星X射线源在高分辨率的钱德拉光栅光谱仪观察。通过模拟热等离子体发射和连续吸收的软X射线的冷，部分电离的大部分风，我们推导出的冲击加热的等离子体的温度分布和风的质量损失率的每一个明星。我们发现每颗恒星的热风等离子体都有类似的温度分布，与幂律微分发射测量值$\frac{d\log EM}{d\log T}$一致，斜率略大于-2，直到温度只有$10^7$ K左右。风的质量损失率，这是来自宽带X射线吸收的频谱特征，是从其他诊断发现的一致。这项研究最值得注意的结论是，风吸收是一个非常重要的影响，特别是在较长的波长。例如，在$ζ$船尾座的风中产生的18到25埃单位的X射线中，有90%以上被吸收。O型星光谱亚型的X射线硬度的经验趋势主要是吸收效应。
2021-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing red-supergiant atmospheres and winds with early-time high-cadence high-resolution type II supernova spectra
本研究利用辐射流体动力学和辐射转移方法，结合早期高时间分辨率高空间分辨率II型超新星光谱，探测被不同星周物质包裹的红超巨星前身星大气与星风特性，揭示激波突破阶段辐射加速对窄线展宽的影响及观测策略。
2024-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
High dispersion spectroscopy of two A supergiant systems in the Small Magellanic Cloud with novel properties
我们介绍了SMC中两颗新的明亮蓝色变星OGLE 004336.91 -732637.7（SMC-SC 3）和周期性掩星OGLE 004633.76 -731204.3（SMC-SC 4）的光谱研究结果，Mennickent等人（2010）报道了它们的光度特性。光学和远紫外波段的高分辨率光谱表明，这两个天体实际上都是A + B型双星。SMC-SC 4的三个光谱显示径向速度变化，与Mennickent等人2010年发现的184.26天的光度周期一致。在这两个系统中的金属线的光谱显示组合的吸收和发射分量，这意味着它们是在一个扁平的信封形成。比较SMC-SC 4的径向速度变化和H α发射轮廓中V和R发射分量的分离表明，这个包层，可能还有SMC-SC 3周围的包层，是一个环双星盘，其特征轨道半径约为双星系统半径的三倍。SMC-SC 3和SMC-SC 4的光谱分别显示出HeI发射线和金属线中的离散蓝色吸收分量（BAC）。SMC-SC 3光谱中HeI线的高激发和SMC-SC 4光谱中FeII发射和吸收分量随轨道相位的复杂变化表明，在恒星的同向旋转双星盘复合体的各个静态区域与风之间发生了冲击。我们认为，BAC产生的风冲击从A星影响的circumbinary磁盘和流的前风流出从B星吸积到A星。我们称这些对象的一小群麦哲伦云风相互作用的A + B二进制的原型。
2010-05-07 astro-ph.SR
Reverse Shock Revisited in Cassiopeia A with Chandra
本研究利用钱德拉数据重新分析仙后座A中的反向激波，通过谱线通量比和质心能量确定其位置与速度，并验证了两种测量方法的一致性，揭示爆炸不对称性对遗迹结构的影响。
2024-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion form a clumpy massive-star wind in Supergiant X-ray binaries
超巨星X射线双星（SgXB）拥有一个紧凑的物体，通常是一颗中子星（NS），绕着一颗演化的O/B星运行。质量转移通过恒星施主的强烈线驱动风进行，其中一部分被NS的引力场捕获。SgXB的大量X射线发射是由随后的吸积过程导致的。它们还显示出X射线通量的峰-峰变化，变化系数为10到100，以及硬度比的变化，这可能是由于沿视线的吸收变化。我们使用最近的辐射流体动力学模拟的不均匀性（又名团块）在非平稳风的大质量热恒星，以评估其影响的时变吸积过程。为此，我们运行3D流体动力学模拟的风在附近的吸积器，以调查弓激波的形成，并遵循几个空间数量级的非均匀流，到NS磁层。特别是，我们表明，风团的内在质量吸积率的时间变异性的影响是严重回火的交叉的冲击，相比纯粹的弹道邦迪-霍伊尔-Lyttleton估计。我们还考虑了由于团块通过视线而引起的可变吸收，并估计了不同轨道分离的柱密度和质量吸积率的最终有效变化。最后，我们将我们的结果与Vela X-1的X射线通量和硬度比的最新分析进行了比较。
2017-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical models for the circumstellar medium around Betelgeuse
附近的红超巨星参宿四（RSG）在距离其表面至少0.5秒差距的范围内有一个复杂的星周介质，这是由它在过去0.1百万年内的质量损失历史、它的环境以及它在星际介质（ISM）中的运动所决定的。原则上，它的质量损失历史可以通过比较流体动力学模型与观测来约束。观测和数值模拟表明参宿四有一个非常年轻的弓形激波，因此这颗恒星可能只是最近才成为RSG。为了验证这种可能性，我们计算了一个恒星演化模型，该模型针对的是一颗具有与参宿四一致性质的恒星。我们将由此产生的不断演变的恒星风纳入2D流体动力学模拟，以模拟失控的蓝超巨星（BSG）在其生命即将结束时向RSG过渡。坍缩的BSG风泡产生了一个弓形激波形状的内壳，至少表面上类似于参宿四的弓形激波，并且具有类似的质量。围绕着它的是由现在已经不存在的BSG风与ISM相互作用产生的更大规模的后退弓形激波。我们调查是否这个外壳可以解释酒吧功能位于（至少在投影）就在前面的参宿四的弓激波。
2013-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical/infrared observations unveiling the formation, nature and evolution of High-Mass X-ray Binaries
在这篇评论中，我首先描述了三种大质量X射线双星（HMXB）的性质，通过吸积：（i）Be拱星盘，（ii）超巨星风，和（iii）罗氏瓣填充超巨星。然后，我报告发现了两个新的HMXB人口托管超巨星，最近揭示了丰富的新观测，来自高能量方面（INTEGRAL，雨燕，XMM，钱德拉卫星），并辅以多波长光学/红外观测（主要是ESO设施）。第一个群体是由被遮蔽的超巨星HMXB组成，第二个群体是超巨星快速X射线瞬变（SFXTs），表现出短暂而强烈的X射线耀斑。最后，我讨论了HMXB的形成和演化，限制吸积模型（如cluerous风，瞬态吸积盘，磁离心屏障），显示证据表明存在的进化联系，包括人口合成模型的比较，并最终建立一个一致的方案解释这些极端的天体来源的各种特征。因为它们可能是发光蓝变星（LBV）的祖先，也是中子星/黑洞双星合并的祖先，与短/硬伽马射线暴有关，所以这些HMXB种群的性质，形成和演化的知识是最重要的。
2014-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Boil-off of red supergiants: mass loss and type II-P supernovae
本研究提出红超巨星由冲击波维持稠密色球、并在尘埃形成半径处由辐射压驱动星风的质量损失模型，以解释观测到的质量损失率及 II-P 型超新星早期特征。
2024-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Ejection in Failed Supernovae: Variation with Stellar Progenitor
我们研究了在恒星核坍缩过程中，当停滞的激波不复活而形成一个黑洞时，物质的喷射。在质子中子星阶段的中微子发射导致核心的引力质量减少，导致向外的声音脉冲在穿过恒星时变陡成冲击波。我们探索这种质量喷射机制的性质在一系列的恒星祖先使用球对称的，时间依赖的流体动力学模拟参数化处理中微子质量损失，并遵循整个恒星的冲击传播。我们发现，所有类型的恒星祖先可以通过这种机制喷射质量。喷出的质量是恒星表面重力的递减函数，范围从红超巨星的几个$M_\odot$到蓝超巨星的$\sim 0.1M_\odot$和沃尔夫-拉叶星的$\sim 10^{-3} M_\odot $。我们发现，在表面的最终冲击能量是一个减少的核心紧凑性的函数，并在所有情况下是$\lesssim 10^{47}-10^{48}$ erg。在具有足够大的包封、高的核心致密性或两者的组合的祖细胞中，声脉冲不能使质量分离。成功的物质抛射伴随着显著的回退吸积，可持续数小时至数年。我们预测的冲击爆发和热坪发射产生的蓝超巨星和沃尔夫-拉叶祖否则失败的超新星的外壳喷射的属性。
2018-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Measuring mass-loss rates and constraining shock physics using X-ray line profiles of O stars from the Chandra archive
我们定量研究风的吸收签名的程度在X射线光栅光谱的所有非磁性，有效的单O星在钱德拉档案通过线轮廓拟合。在通常的假设下，球对称风与嵌入式冲击，我们证实了以前的说法，有些对象显示很少或根本没有风的吸收。然而，许多其他物体确实显示出不对称和蓝移的线轮廓，这表明了风的吸收。对于这些恒星，我们能够从线廓线的集合中得到风的质量损失率，并且发现其值比目前理论模型预测的值平均低3倍，如果假设聚集因子为fcl ~ 20，则与H-α相一致。相同的剖面拟合表明，X射线的起始半径通常在r ~ 1.5 R_star，以及X射线发射风分量的终极速度与体风一致。我们探讨的可能性，在他们的线配置文件中没有显示显着的风吸收签名的样本中的恒星至少有一些X射线发射所产生的碰撞风冲击与密切的二进制伴侣。一个明显的例外是猎户座zeta星，这是一颗弱风星，似乎只有非常低的质量损失率。我们还重新分析了正则O超巨星zeta Pup的结果，使用太阳-金属丰度风不透明度模型，发现Mdot = 1.8 \times 10^{-6} M_sun/yr，与最近的多波长测定一致。
2014-01-30 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Hydrodynamic instabilities in long-term three-dimensional simulations of neutrino-driven supernovae of 13 red supergiant progenitors
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
针对13个红超巨星progenitor开展长期三维超新星模拟，通过中微子加热参数化建模，揭示${}^{56}$Ni混合与氦核质量、氦壳层$ρr^3$的相关性，为超新星模型改进和progenitor结构推断提供依据。
2026-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Intermediate Luminosity Optical Transient SN 2010da: The Progenitor, Eruption and Aftermath of a Peculiar Supergiant High-mass X-ray Binary
本文介绍了NGC 300（d=1.86 Mpc）中SN 2010 da的光谱学、紫外-红外成像和X射线观测结果，相对于2010年爆发时间，其时间跨度为-6至+6年。根据SN 2010 da的光变曲线和多历元的SEDs，我们认为SN 2010 da的前身星是一颗约10-12 Msol的黄超巨星，可能正在向蓝圈相过渡。在爆发期间，SN 2010 da的峰值绝对星等为M<-10.4等，比其他超新星和伪装者暗。我们检测到多组分的氢Balmer，Paschen，和钙II的发射线在我们的高分辨率光谱，这表明一个尘土飞扬的和复杂的拱星环境。自2010年爆发以来，这颗恒星的亮度增加了约5倍，并且在光学上保持高度可变。此外，我们在Swift和Chandra的观测档案中发现SN 2010 da是一个超亮的X射线源（L~ 6 × 10 ^{39} erg/s）。我们还将He II 4686埃和日冕Fe发射线以及~10^{37} erg/s的稳定X射线光度归因于致密伴星的存在。
2016-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars
对原始恒星形成的数值研究表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大。恒星模型显示，初始质量为140-260 Msun的非旋转星族III恒星会以高能对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了新的二维模拟的原始对不稳定超新星与CASTRO代码。我们的模拟比以前的多维模型更早开始，在核心崩溃的开始，捕捉任何动力学不稳定性，可能是崩溃和爆炸燃烧的种子。这种不稳定性可以通过将热灰与燃料混合来提高爆炸产量，从而加速核燃烧，并通过在早期从恒星更深处挖掘重元素来影响超新星的光谱。我们的模型网格包括蓝超巨星和红超巨星，这些事件的前身质量范围都在预期之内。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的核心反弹后20 - 100秒。在SN激波离开氦核后，由燃烧驱动的不稳定性冻结。当冲击随后传播通过氢包层时，形成强烈的反向冲击，从而驱动Rayleigh-Taylor不稳定性的增长。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的振幅足以混合超新星喷出物。
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Episodic mass loss in the very luminous red supergiant [W60] B90 in the Large Magellanic Cloud
本研究通过多波段观测发现LMC中极亮红超巨星[W60] B90存在弓形激波和周期性变暗事件，表明其处于不稳定演化阶段，经历阶段性质量损失，是参宿四的更大质量类似体。
2025-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Transients by Black Hole Formation from Red Supergiants: Impact of Dense Circumstellar Matter
针对红超巨星前身的失败超新星辐射，研究通过一维辐射流体模拟与半解析建模，发现致密周星物质会延长其早期激波 breakout/冷却辐射的持续时间，提升这类暂现源被近未来大视场巡天探测的可能性。
2024-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
PION: Simulating bow shocks and circumstellar nebulae
膨胀的星云是由恒星的质量损失产生的，特别是在演化的后期。这些星云的多维模拟需要恒星附近的高分辨率，并允许分辨率随着与恒星的距离而降低，理想情况下具有自适应时间步长。我们报告的实施和测试的静态网格细化的辐射磁流体动力学代码PION，并记录其性能的二维和三维计算。弓冲击产生的热，磁化，缓慢旋转的恒星，因为它通过磁化ISM移动在3D模拟，突出与2D计算相比的差异。依赖于磁场的，随时间变化的磁化风的建模和模拟的蓝超巨星周围的环形星云从文献进行比较。从沃尔夫-拉叶星到慢风从以前的红超巨星阶段的演化的快风的膨胀的3D模拟，与文献和解析理论的结果进行了比较。最后，用三维MHD模拟了双星系统的风-风碰撞，并与以前的二维计算结果进行了比较。提供了一个python库，用于读取和绘制模拟快照，还演示了使用环面生成合成红外发射图。结果表明，国家的最先进的三维MHD模拟的风驱动星云可以使用PION合理的计算资源。源代码和用户文档在BSD 3许可证下向社区提供。
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. III. Spectro-photocentric variability, photometric variability, and consequences on Gaia measurements
上下文研究表明，红超巨星中的对流会产生大颗粒，导致表面不均匀性以及光球层中的冲击波。由此产生的光心运动（从数月到数年不等的时间尺度）可能会对盖亚的视差测定产生不利影响。目标。我们探讨的影响颗粒的光心和光度的变化。我们量化这些影响，以便更好地描述可能改变视差的错误。方法.我们使用三维辐射流体动力学模拟对流与CO 5 BOLD和后处理辐射转移代码OPTIM 3D计算强度图和光谱在盖亚G波段[325-1030 nm]。结果我们提供天体测量和测光预测从3D模拟的RSG，用于评估退化的演化恒星的天体测量参数的盖亚。我们从RHD模拟表明，像参宿四的超巨星表现出光心噪声的标准偏差的顺序为0.1 AU。明亮的巨星和超巨星的盖亚弛豫将被光心噪声改变的数量从几十分之一到几千分之一不等。对于最亮的超巨星来说，由于这种光心噪声的存在，天体测量拟合的退化将在大约5 kpc的范围内是明显的。此外，超巨星的视差也会受到几个视差的误差的影响。我们表明，光心噪声，如预测的3D模拟，占相当大的一部分，影响依巴谷测量参宿四和北斗星的补充“宇宙噪声”。
2010-12-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Chandra Observations of Black-Widow Pulsars
我们描述了对双星毫秒双星PSR J 0023 +0923、J1810+1744、J2215+5135和J2256-1024的首次X射线观测。所有四个都是费米伽马射线源，三个是“黑寡妇”双星，其质量小于0.1太阳质量。数据是使用钱德拉X射线天文台拍摄的，覆盖了每颗脉冲星的完整双星轨道。两颗星，PSR J2215+5135和J2256-1024，在射电波段观测到日食时，显示出显著的轨道变化和X射线通量最小值。这一现象与黑寡妇双星的内激波辐射特征相一致。另外两个光谱源，PSR J 0023 +0923和J1810+1744，没有显示出显著的变异性，但比另外两个源更暗。光谱拟合产生幂律指数，范围从1.4到2.3和黑体温度在数百电子伏特。PSR J2215+5135的光谱显示了显著的硬X射线成分（41%的计数高于2 keV），这是存在双星内激波发射的额外证据。
2012-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and radio transients after the collapse of super-Chandrasekhar white dwarf merger remnants
双白矮星合并后的超拉塞卡残留物有时会坍缩成快速旋转的中子星（NS），伴随着几倍于$0.01M_{\odot}$的质量喷射。明亮的光学瞬态发射可以产生的喷出物，由于加热的放射性，特别是通过能量注入从NS。由于坍缩前的合并残留物类似于一颗恒星从渐近巨星分支阶段演化到行星状星云阶段，因此强烈的尘埃风被认为是在坍缩前大约几千年前驱动的，并以大半径包围残留物。因此，尘埃风对瞬态光辐射有一定的吸收和散射作用，从而抑制了瞬态光辐射的峰值，并在光变曲线上形成了一个散射平台。几年后，当喷出物最终赶上风物质时，它们之间的激波相互作用可以进一步引起数十天时间尺度上的可检测无线电瞬态发射。发现和观测这类尘埃影响的光学瞬变和激波驱动的射电瞬变，有助于探索超白矮星合并残留物的性质以及双白矮星系统的密度和型比，有助于评估它们的引力波贡献。
2019-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Physics of Flash (Supernova) Spectroscopy
我们研究了由超新星（SN）的新兴冲击波产生的硬辐射脉冲电离的星周介质（CSM）的闪光光谱。我们首先发现，对于半径为Rstar且冲击速度为vshock的恒星，Halpha发射的上升和下降时间限制了CSM的位置，峰值位于tpeak=Rstar sqrt（2/c vshock）。瞬态发射温度的下降自然地再现了具有不同电离能的谱线的演化。其次，对于红超巨星（RSG），激波爆发辐射加速CSM产生广泛的，早期的线翼独立的汤姆逊光学深度的CSM。最后，CSM复合率在二进制可以占主导地位的密集，凉爽，风碰撞界面，如沃尔夫-拉叶二进制，而不是个人的恒星风。结合这三个结果，正常的IIP型iPTF 13 dqy（SN 2013 fs）的闪光光谱观测结果自然可以用一个RSG来解释，该RSG具有正常的汤姆逊光学薄风，在一个双星中，分离度为~10^4 Rsun，而不需要任何SN前的爆发。类似地，IIb型iPTF 13 ast（SN 2013 cu）的宽线翼，其前身通常是双星中的黄超巨星，可能是由于CSM的辐射加速，而不是预先存在的沃尔夫-拉叶风。
2018-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind accretion onto compact objects
与致密天体吸积相关的X射线辐射显示出重要的光度和光谱时间变化。当吸积体围绕一颗超巨星运行时，它会捕获一小部分超音速辐射驱动风，这些风在其附近形成激波。这种引力束流的振幅和稳定性决定了质量吸积速率，总的来说，这就是那些超巨星X射线双星的X射线光度。这种低角动量流入形成盘状结构的能力容易成为众所周知的不稳定性的阶段仍然岌岌可危。使用国家的最先进的数值设置，我们的特点是结构的Bondi-Hoyle-Lyttleton流到一个紧凑的对象，从冲击附近的吸积器，通常是五个数量级较小。详细描述了质量吸积率和在吸积体周围形成的弓形激波（横向结构、张开角、稳定性、温度分布）随来流的马赫数的演化。这些模拟的高性能计算MPI-AMRVAC代码的基础上的鲁棒性的内部音速表面的拓扑结构的支持，与理论预期一致。我们发展了一个超巨星X射线双星质量转移的综合模型，它将风的发射与恒星参数、修正的Roche势中流线的轨道演化和吸积过程耦合起来。我们表明，永久流的形状是完全由质量比，填充因子，爱丁顿因子和α-力乘数。只要轨道周期等尺度已知，我们就可以追溯可观测量来评估质量吸积率、吸积机制（流或风主导）和流入的剪切。
2017-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.comp-ph
