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
Chromospheres and Winds of Red Supergiants: An Empirical Look at Outer Atmospheric Structure
质量在4到25倍太阳质量之间的恒星在主序后的生命中有相当一部分是红超巨星（RSG），并在此期间通过恒星风失去物质。对于质量大于10个太阳质量的RSG，这种质量损失具有演化意义，并可能决定了赫罗图中RSG的质量上限。尽管经过几十年的观察，RSG质量损失的驱动机制仍然未知。这主要是因为可从地面获得的光谱几乎不提供有用的风诊断，并且所获得的信息在整个风量上被空间平均。然而，在过去的十年中，哈勃空间望远镜（HST）的许多有用的紫外线风诊断观测已经获得了高信噪比和光谱分辨率。特别是，食双星中的RSG可以提供恒星色球和风的空间分辨观测。我审查可能的RSG风加速机制，讨论了一些观测限制，并提出了一些经验模型的RSG色球和风。
2010-04-11 astro-ph.SR
The chemistry of dust formation in red supergiants
大质量恒星在其演化的后期阶段作为红超巨星经历质量损失。由此产生的风表现出不同程度的动力学和化学复杂性，并产生分子和尘埃颗粒。这篇综述总结了我们对红超巨星风的分子和尘埃成分的认识，包括VY CMa和参宿四。我们讨论了尘埃的合成作为一个非平衡过程中的恒星风，并提出了目前的知识，在富氧尘埃，如硅酸盐和金属氧化物的形成所涉及的化学。
2013-03-12 astro-ph.SR
Clumped stellar winds in supergiant high-mass X-ray binaries: X-ray variability and photoionization
大质量星风的聚集是一个被多条证据证实的既定范例，并得到星风理论的支持。本文的目的是弥合单星非均匀星风的详细模型和超巨星高质量X射线双星（HMXB）施主星风的唯象描述之间的差距。我们使用的结果，从时间依赖的流体动力学模型的不稳定性的线驱动的风的大质量超巨星导出的时间依赖的吸积率到一个紧凑的对象中的邦迪-霍伊尔-Lyttleton近似。风中强烈的密度和速度波动导致合成X射线光变曲线的强烈变化。该模型预测了一个大规模的X射线变异，高达八个数量级，在相对较短的时间尺度。在观测到的HMXB中明显缺乏这种强变率的证据表明，吸积过程的细节可以减少由于恒星风速和密度跳跃引起的变率。我们还利用二维随机风模型研究了X射线在团簇星风中的吸收，发现在不同的轨道相位上，X射线的吸收有很大的变化。此外，我们还讨论了风团簇中的光电离现象，并指出风团簇对电离度有一定的影响。导出了光电离参数的修正因子。结果表明，光电离参数减少了一个因素Xi相比，具有相同的质量损失率的平滑风模型，其中Xi是风的不均匀性参数。我们的结论是，风聚集也必须考虑到比较观测和模型光谱的光电离恒星风。
2012-01-09 astro-ph.SR
Theoretical wind clumping predictions of OB supergiants from line-driven instability simulations across the bi-stability jump
双稳跃变过程中的质量损失行为是大质量恒星模型中的一个关键不确定性。虽然理论上预测质量损失会增加，但迄今为止尚未得到观测证实。然而，已知大质量恒星的辐射驱动风会表现出由线消影不稳定性（LDI）触发的clusified结构。风聚集影响从密度平方依赖谱诊断推断的经验质量损失率。如果O型和B型超巨星在双稳定性跃迁中的聚团性质有显著差异，这可能有助于减轻理论和观测之间的差异。我们调查的cluerous结构的发作如何在O超巨星（OSG）和B超巨星（BSG）的风的双稳定性跳跃的分析和数值工具。我们推导出一个缩放关系的线性增长率的LDI为一个单一的光学粗线，并将其应用在这两个政权。我们运行一维时间相关的线驱动的不稳定性模拟研究的非线性演变的LDI在cluaustralian OSG和BSG风。线性摄动分析表明，线性增长率与恒星有效温度和终端风速密切相关。这意味着BSG风（较冷，较慢）的增长率明显低于OSG风。非线性模拟证实了这一点，显示出OSG和BSG风结构形成的显着差异，后者的特点是明显较弱的聚集因子和较低的速度分散。这表明，较低的校正因子，由于成团时，应采用推导经验的质量损失率的BSG的冷侧的双稳定性跳跃。此外，非线性模拟提供了一个理论背景，解释一般缺乏观察到的内在X射线发射（单）B星风。
2019-10-23 astro-ph.SR
The impact of winds on the spectral appearance of Red Supergiants
红超巨星演化阶段的质量损失率可能会强烈影响恒星的外观。虽然已经有许多研究讨论了RSG如何出现在中红外和远红外（IR）中作为其质量损失率的函数，但迄今为止还没有在光学和近红外波长下进行这样的研究。在初步研究中，我们构建了RSG的模型大气，其中包括风，并使用这些模型来计算从光学到中红外的合成光谱。包含风有两个重要的影响。首先，较高的质量损失率导致TiO波段的吸收较强，导致恒星出现较晚的光谱类型，尽管其有效温度保持不变。这解释了光谱类型，演化阶段和中红外过量之间的关系，以及来自光学和红外的温度之间的不匹配。其次，风模仿了许多观察到的“MOLsphere”的特征，可能为推断存在于附近RSG周围的扩展分子带提供了解释。第三，我们表明，风的波动可以解释光谱变化的参宿四在其最近变暗，而不需要灰尘。
2021-09-13 astro-ph.SR
High spatial resolution monitoring of the activity of BA supergiant winds
目前有两个光学干涉测量复合器，可以提供优于10000的光谱分辨率，AMBER/VLTI工作在H-K波段，VEGA/CHARA，最近委托，在可见光。这些仪器非常适合研究我们附近最明亮的AB超巨星的风活动，如H $α$或Br Gamma。我们在此介绍对参宿七（B8 Ia）和天津四（A2 Ia）进行的首次此类观测。参宿七在2006-2007年和2009-2010年的两次活动中受到了AMBER的监测，VEGA在2009年进行了观测;而天津四则在2008-2009年由VEGA进行了监测。精确测量了Halpha和BrGamma谱线形成区的延伸，并与两颗星的CMFGEN模型进行了比较。此外，在不同的能见度和相位中观察到明显的活动迹象。这些先驱的观测仍然是有限的，但显示的路径，更好地理解的空间结构和时间演化的局部喷射使用光学干涉。
2010-10-29 astro-ph.SR
Using Shell Models to Investigate Clumping in the Wind of the O7Iaf+ Supergiant AzV83
炽热的大质量恒星表现出强烈的恒星风，丰富了周围的星际介质，影响了恒星的演化。然而，风是不均匀的（聚集），很难在辐射转移代码中建模。为了产生更真实的光谱，许多代码使用体积填充因子方法来合并聚集的效果。虽然这种方法很方便，但它过于简单。我们介绍了另一种方法，将结块假设风是由密集的球壳。使用这种方法中的辐射转移代码CMFGEN，我们产生的合成光谱AzV 83，O7 Iaf+超巨星位于小麦哲伦云。AzV83的光谱具有丰富的光球和风特征，使其成为研究恒星风物理特征的理想候选者。合成光谱进行比较，恒星的观测光谱，以更好地表征成团风的光谱特征的影响，并更好地了解体积填充因子的方法的局限性。使用球壳的方法产生的风参数与使用体积填充因子方法获得的风参数相似，尽管需要稍高的质量损失率来拟合H $α$。正如预期的那样，在模型中与壳层的interclump介质允许高电离共振转换的N V和O VI被安装使用$L_{\rm X-ray}/L_{\rm Bol} \approx 10^{-7}$，这是典型的O型星观察，这是一个因素的10倍，低于所需的体积填充因子的方法。
2021-03-12 astro-ph.SR
Dust Production Factories in the Early Universe: Formation of Carbon Grains in Red-supergiant Winds of Very Massive Population III Stars
研究了一颗零龄主序星质量为500 M太阳的超大质量第三星族恒星在红超巨星（RSG）阶段星风中尘埃的形成。我们发现，在一个富含碳的风与恒定的速度，碳颗粒可以形成一个对数正态分布，所有的碳可用于尘埃形成最终凝结成尘埃的质量损失率（（0.1-3）× 10 ^{-3} M_sun yr^{-1}）和风速（1-100 km s^{-1}）的范围。我们还发现，由新形成的尘埃驱动的风的加速抑制了晶粒的生长，但仍然允许超过一半的气相碳最终被锁定在尘埃颗粒中。这些结果表明，在500颗太阳质量的第III星族恒星的RSG阶段，最多可以形成1.7太阳质量的碳颗粒。如果星族III恒星的初始质量函数是头重脚轻的，那么如此高的尘埃产量可以使非常大质量的原始恒星成为宇宙早期的重要尘埃来源。我们还简要讨论了一个新的形成方案的富碳超贫金属恒星考虑非常大质量的第三星族恒星的反馈。
2014-04-22 astro-ph.SR
New mass-loss rates of B supergiants from global wind models
大质量恒星在其演化过程中会损失相当大一部分质量。然而，相应的质量损失率相当不确定。为了改善这一点，我们计算了银河系B超巨星的全球线驱动风模型。我们的模型预测径向风结构直接从基本的恒星参数。流的流体动力学结构是一致的确定从光球在近流体静力平衡超音速膨胀风。辐射力是从共动坐标系下的辐射转移方程的解导出的。我们提供了一个简单的公式，预测作为恒星光度和有效温度的函数的理论质量损失率。B超巨星的质量损失率随着温度的降低而略有下降，直到大约22.5 kK，Fe IV到Fe III的复合区域开始出现。在约5kK宽的该区域中，质量损失率逐渐增加约6倍。质量损失率的增加与终极速度逐渐减小约2倍有关。我们比较了预测的风参数与观测。虽然观测到的风的终极速度是合理地再现的模型，质量损失率的情况是不太清楚。从未校正成团的观测中得出的质量损失率分别比我们对所研究样品的冷侧和热侧的预测高3到9倍。这些观察结果可以与假设温度依赖性聚集因子的理论相一致。另一方面，质量损失率的估计，是不敏感的结块同意我们的预测好得多。我们的预测是由一个约10倍低于目前使用的值在演化模型呼吁重新考虑风的作用在恒星演化。
2021-02-01 astro-ph.SR
The effect of winds in red supergiants: modeling for interferometry
红超巨星（RSG）是在核心坍缩超新星之前演化的大质量恒星。理解这些冷恒星的演化阶段是理解我们宇宙的宇宙物质循环的关键，因为它们用新形成的元素丰富了宇宙。然而，触发其大气层质量损失的物理过程仍然没有完全理解，仍然是恒星天体物理学的关键问题之一。我们使用一种新的方法来研究这些冷恒星的扩展大气，探索一个简单的辐射平衡模型和半经验模型，占色球温度结构的恒星风的影响。然后，我们可以计算强度，通量和vibrations匹配的观测不同仪器在甚大望远镜干涉仪（VLTI）。具体来说，当比较与大气结构的HD 95687的基础上公布的VLTI/AMBER数据，我们发现，我们的模型可以准确地匹配这些观测在K波段，显示出巨大的潜力，这种方法来重现扩展大气的RSG。
2022-10-10 astro-ph.SR
Measuring the stellar wind parameters in IGR J17544-2619 and Vela X-1 constrains the accretion physics in Supergiant Fast X-ray Transient and classical Supergiant X-ray Binaries
经典超巨星X射线双星（SGXB）和超巨星快X射线瞬变星（SFXT）是两种类型的高质量X射线双星（HMXB），它们具有相似的施主，但同时在X射线中表现出非常不同的行为。风力发电的HMXB之所以如此二分法，其原因仍有争议。在已经提出的几种解释中，其中一些引用了施主恒星的特定恒星风特性。只有专门的经验分析捐助者的恒星风可以提供所需的信息来完成这些理论的充分测试。然而，这种分析很少。为了缩小这一差距，我们对两个重要系统中的光学伴星进行了比较分析：IGR J17544-2619（SFXT）和Vela X-1（SGXB）。我们详细分析了每颗恒星的光谱，并推导出它们的恒星和风性质。我们比较了风参数，这给了我们一个很好的机会来识别SFXT和SGXB中施主风之间的关键差异。我们发现，从分析得到的恒星参数一般符合两个施主的光谱类型：O 9 I（IGR J17544-2619）和B0.5Iae（船帆座X-1）。这两颗星的恒星风的一个重要区别是它们的终速在IGR J 17544 -2619中为v_inf= 1500 km/s，在Vela~X-1中为v_inf= 700 km/s，这对这两颗星的X射线光度有重要影响。它们的风速和脉冲星自旋的特定组合有利于Vela X-1的吸积机制具有持续的高光度，而它有利于IGR~J17544-2619的抑制吸积机制。我们的研究表明，风的相对速度是至关重要的，在确定类HMX…
2016-03-04 astro-ph.HE 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
K2 photometry and HERMES spectroscopy of the blue supergiant rho Leo: rotational wind modulation and low-frequency waves
本文用晕测光法计算了B1Iab超巨星rho Leo（HD 91316）80 d长的不间断高节奏K2光变曲线。该光变曲线揭示了$f_{\rmrot}=0.0373$ d $^{-1}$及其谐波的主频。该主频率对应于26.8d的旋转周期，并且受到幅度和相位调制。K2测光还揭示了多周期低频变异性（$<1.5 $ d $^{-1}$），并与1800天期间组装的低节奏高分辨率光谱完全一致。光谱揭示旋转调制的动态非球面风的振幅约为20公里秒$^{-1}$的H $α$线，以及光球速度变化的几公里秒$^{-1}$在0.2至0.6 d $^{-1}$的范围内的频率在Si III 4567线。考虑到大的宏观湍流需要解释的谱线加宽的恒星，我们解释检测到的光球速度，由于超惯性低度大尺度重力波占主导地位的切向振幅和讨论为什么$ρ$狮子座是一个很好的目标，研究如何观察到的光球变化传播到风中。
2018-02-13 astro-ph.SR
Critical Metallicity of Cool Supergiant Formation. I. Effects on Stellar Mass Loss and Feedback
本文系统地研究了大质量恒星金属丰度与质量损失的关系。我们进行一维恒星演化模拟，并建立一个网格的$\sim$ 2000模型的初始质量范围在11和60 $M_{\odot}$和绝对金属丰度$Z$在0.00001和0.02之间。稳态风，包括热主序星风和冷超巨星风，是我们模型中大质量恒星质量损失的主要驱动力。我们计算了每种模型在恒星寿命内的总质量损失。我们的研究结果揭示了在$Z \sim 10^{-3}$处存在一个临界金属丰度$Z_{\rm{c}}$，在那里质量损失呈现出戏剧性的跳跃。如果是$Z>Z_{\rm{c}}$，大质量恒星倾向于演化成冷的超巨星，并且一股强大的冷风是可操作的。相比之下，如果是$Z<Z_{\rm{c}}$，大质量恒星通常保持蓝超巨星的状态，其中冷风不会被激活，质量损失通常很弱。此外，我们计算了一个$10^5$ $M_{\odot}$星团中的风反馈与Salpeter初始质量函数。风释放的动能在$Z_{\rm{c}}$没有表现出任何显著的转变，因为冷的超巨星风的风速很低，对动能的贡献很小。临界金属丰度的影响为早期宇宙中贫金属恒星的命运提供了启示。
2022-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
TEXES Observations of M Supergiants: Dynamics and Thermodynamics of Wind Acceleration
我们在IRTF上用TEXES探测到了M超巨星样品的[Fe II] 17.94 μ m和24.52 μ m发射。这些低不透明度的发射谱线在R = 50000时被分辨出来，并为恒星风加速区的动力学和热力学提供了新的诊断。[Fe II]线，从第一个激发项，是敏感的温暖的等离子体的能量沉积到扩展的大气中，形成色球和风外流。这些诊断补充了以前的KAO和ISO的意见，这是敏感的冷却器和更广泛的拱星信封。在[Fe II]禁戒线中观察到的湍流速度Vturb约为12~13 km/s，这是我们样品的一个共同性质，并且小于在α Ori中观察到的较热色球层C II] 2325埃线的湍流速度，其中Vturb约为17~19 km/s。这是第一次，我们已经动态地解决了由Lim等人（1998年）通过多波长无线电干涉测量法发现的猎户座阿尔法星中占主导地位的冷大气成分的运动。令人惊讶的是，相对于M超巨星，发射质心是相当高斯的，并且处于静止状态。这些限制与模型计算的红外线发射线通量的猎户座α意味着温暖的材料具有较低的流出速度，位于靠近恒星。我们还检测到窄[Fe I] 24.04 μ m的发射，证实了Fe II是主要的电离状态在阿尔法奥利的扩展大气。
2009-06-25 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
Medium resolution spectroscopy of the supergiant O3If* Cyg OB2 No7
本文通过数值模拟研究了利用中等分辨率光谱确定热星大气参数的可行性。我们选择天鹅座OB 2 No 7星作为实验对象，用俄土RTT 150望远镜获得了它的光谱（λ/Δλ=2500）。CMFGEN代码被用来构建Cyg OB 2 No 7的大气模型。我们首次探测到这颗恒星光谱中的NIV λλ7103.2-7129.2谱线，并利用它们来确定风的物理参数。使用H $α$测线测量的质量损失率超过使用风中形成的测线测量的损失率。这表明风是不均匀的，显然是由于旋转。
2012-12-17 astro-ph.SR
Driving asymmetric red supergiants winds with binary interactions
本研究通过三维模拟发现，偏心轨道伴星在近星点掠射红超巨星表面可触发非对称尘埃驱动风，导致显著质量损失并影响双星演化。
2024-05-27 astro-ph.SR
Properties of Galactic early-type O-supergiants: A combined FUV-UV and optical analysis
我们的目标是限制早期和中期光谱型超巨星（从O 4到O7.5）的性质和演化状态。这些恒星是O型星中质量损失率最高的，并且表现出明显的风廓线。使用非LTE风码CMFGEN，我们同时分析了FUV-UV和光学光谱范围，以确定光球特性和风参数。我们推导出有效温度，光度，表面重力，表面丰度，质量损失率，风终极速度，和聚集填充因子。超巨星在年龄和质量方面定义了一个非常清晰的演化序列，从更年轻，更大质量的恒星到初始质量较低的老恒星。O 4超巨星聚集在300万年等时线附近，质量超过60 Msun，而O 5到O7.5恒星的质量在50 - 40 Msun之间，年龄为4 +/- 0.3百万年。表面的化学成分是典型的演化O超巨星（富氮，碳和氧贫乏）。虽然观测到的碳和氮质量分数的范围与从测量的恒星质量的演化模型中预期的范围是一致的，但N/C比作为年龄的函数与样本中四颗最早的（O 4光谱型）恒星的理论预测不一致。我们质疑旋转混合的效率作为这些恒星年龄的函数，并建议可能需要另一种机制来解释所观察到的丰度模式。质量损失率与丛生模型的范围内的理论质量损失率的三个因素。与小规模聚集相关的相应体积填充因子为0.05 +/- 0.02。除了三颗恒星，其中两颗是快速旋转的恒星外，所有恒星的成团都是从光球层附近开始的。
2012-05-14 astro-ph.SR
X-ray irradiation of the stellar wind in HMXBs with B supergiants: Implications for ULXs
风馈的高质量X射线双星是由致密恒星上的辐射驱动风吸积提供动力的。吸积产生的X射线改变了风的电离状态。因为较高的电离状态驱动风的效率较低，所以X射线电离可以制动风的加速。这导致风终极速度和质量通量在朝向X射线源的方向上减小。研究了B超巨星的X射线电离对星风的影响。我们确定的二元参数的X射线照射显着影响的恒星风。这可以在绘制光学深度参数与X射线光度的关系图中进行研究。对于低光学深度或高X射线亮度，X射线电离导致指向X射线源的风的中断。具有B超巨星成分的高质量X射线双星的观测参数出现在风扰动区之外。X射线反馈确定所得到的X射线亮度。对于低X射线光度，电离很弱，风不会被X射线干扰，并且以很大的速度流动，因此吸积率相对较低。另一方面，对于高X射线亮度，X射线电离破坏流动，制动加速，风速低，吸积率变高。这些效应决定了单个双星的X射线光度。考虑到X射线反馈，估计的X射线光度与观测值合理地一致。我们研究了小尺度风的不均匀性的影响，表明它们通过增加复合和质量损失来削弱X射线电离的影响。这种效应在双稳态跃变的区域中特别重要。我们证明了具有$L_x<10^{40}$ erg/s的超亮X射线双星可能是由大质量黑洞上的B超巨星风吸积提供动力的。
2022-02-11 astro-ph.HE 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
IGR J17544-2619 in depth with Suzaku: direct evidence for clumpy winds in a supergiant fast X-ray transient
我们提出的第一个直接证据，致密团块的物质在伴风中的超巨星快速X射线瞬变（SFXT）的二进制。这被看作是一个短暂的增强吸收期间的一个明亮的，快速的耀斑，区分这些系统。研究对象是IGR J17544-2619，与日本朱雀卫星共积累了236 k的数据。这一时期的活动跨越了近10000光度的动态范围，并详细介绍了SFXT的行为。
2009-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Line-driven Radiative Winds in B-Supergiants: Bridging the Gap between Fast and Slow m-CAK Solutions
Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科Santa玛丽亚技术大学）；Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）；Universidad Mayor（麦ajor大学）
研究通过1D时序水动力模拟，探讨B型超巨星中线驱动辐射风在不同参数空间内的稳定性，发现连续解填补了传统静止解的空白区域，揭示了风速剖面的结构复杂性及质量损失率的渐变特性。
2026-03-13 astro-ph.SR
Detection of the Red Supergiant Wind from the Progenitor of Cassiopeia A
仙后座A（Cassiopeia A）是研究得最好的年轻银河系超新星遗迹之一。虽然提供了一个难得的机会来详细研究IIb型超新星的残骸，但关于其祖先的性质，质量损失历史及其前SN演化的问题仍然存在。在这里，我们提出了一个光学调查的星周环境的Cas A周围，发现cluerous和conventary的H α发射星云集中在10-15秒差距（10-15角分）的北部和东部。首先由闵可夫斯基作为一个微弱的H II区域报道，这些星云相对于周围的扩散发射表现出不同的形态和光谱特性。与邻近的H II区域相比，这些星云显示出相对于H α更强的[N II] 6548，6583 A和[S II] 6716，6731 A辐射。我们发现，Cas A的最高速度的喷出物结与一些最近的发射星云相互作用，从而提供了强有力的证据，这些星云位于相同的距离作为残余。我们解释这些周围的星云是祖先的红超巨星风的残留物，这些红超巨星风聚集在位于Cas A北部的一个巨大的扩展H II区的南部边缘。我们的发现与Cas A的前身经历了相当大的质量损失的观点一致，首先是来自快速的主序星风，然后是来自较慢的cluerated超巨星风，最后是来自短暂的高速风，就像来自黄色超巨星的风一样。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic fields of cool giant and supergiant stars: models versus observations
近年来，我们对冷巨星和超巨星的磁场的认识有了很大的进展。例如，利用光学干涉测量法在活动巨星的表面上直接拍摄到了星点，在许多缓慢旋转的巨星甚至超巨星上都探测到了磁场。在这里，我回顾了目前已知的冷巨星和超巨星的磁性，并讨论了这些领域的起源和理论上对它们的了解。
2017-12-14 astro-ph.SR
Evidence for a luminosity-class dichotomy in the supergiant donors of persistent high-mass X-ray binaries and supergiant fast X-ray transients
INAF-IASF Milano, Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica（意大利国家天体物理研究所米兰空间天体物理学与宇宙物理学研究所）；INAF-OAS, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所太空天体物理学与空间科学观测站）
该研究通过构建可靠样本发现，呈现极端暂现X射线辐射的SFXTs仅含Ib/Iab光度级的O/B型超巨星，而经典HMXBs多含Ia型供体，证实恒星光度等级二分或可解释两类HMXBs的X射线行为差异。
2026-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of winds on atmospheric layers of red supergiants I. Modelling for interferometric observations
红超巨星（RSG）是在核心坍缩超新星之前演化的大质量恒星。触发大气层质量损失的物理过程仍然没有完全了解。基于$α$ Ori的观测资料，最近发展了一种新的半经验方法，在RSG的静力模式大气中加入风。我们使用这种方法添加风的MARCS模型大气计算合成观测值，比较空间分辨干涉观测模型。我们提出了一个案例研究模型发表的数据HD 95687和V602汽车获得VLTI/琥珀。我们使用辐射转移程序Turbospectrum计算了不同质量损失率下的模型强度、光谱和辐射度。对模型进行卷积以匹配VLTI仪器的不同光谱分辨率，研究对应于重力和MATISSE数据的$K$、$L$和$M$波段的$1.8-5\,\mathrm{μm}$波长范围。我们比较了模型的光谱和vibrations与公布的VLTI/AMBER数据。合成的vibrium再现观察到的下降，在CO，SiO和水层中没有显示在vibrium的基础上单独的MARCS模型。对于案例研究，我们发现，加入风的MARCS简单的辐射平衡显着改善协议的vitrium和光谱。我们的研究结果再现了观测到的扩展到几个恒星半径的大气。本文显示了我们的模型来描述扩展大气中的RSG的潜力：它可以重现的光谱和vibrium的形状更好的精度比以前的模型在CO和水线。该方法可以扩展到其他波段的光谱和干涉数据。我们提供的温度和密度分层，首次成功地再现所观察到的RSG大气的干涉特性。
2022-10-26 astro-ph.SR
Chandra X-ray spectroscopy of the very early O supergiant HD 93129A: constraints on wind shocks and the mass-loss rate
我们目前的分析解决X射线发射线的轮廓和宽带X射线光谱的O2如果 * 星HD 93129 A，测量与钱德拉HETGS。这颗恒星是银河系中最早和最大质量的恒星之一，并提供了一个非常密集和强大的风中嵌入风冲击场景的测试。一个主要的新结果是，密集风的连续吸收是观测到的X射线光谱的硬度的主要原因，而碰撞风冲击的固有硬发射贡献不到10%的X射线通量。我们发现的结果与数值模拟的线驱动不稳定性的预测一致，包括线加宽表示的发病半径的X射线发射的十分之几Rstar。类氦的禁止线与组合线的比率与这个起始半径是一致的，并且与在距离恒星最近的视觉伴星约100 AU的风碰撞界面中形成的不一致。宽带X射线谱与仅kT = 0.6 keV的主要发射温度以及显著的风吸收相匹配。宽带风吸收和谱线提供了风质量损失率的两个独立测量值：Mdot = 5.2_{-1.5}^{+1.8} \times 10^{-6} Msun/yr和Mdot = 6.8_{-2.2}^{+2.8} \times 10^{-6} Msun/yr。这是大质量恒星中X射线线轮廓形状和宽带X射线光谱能量分布的第一个一致的模型，与假设平滑风的标准H-α质量损失率相比，它减少了3到4倍。
2011-04-25 astro-ph.SR
Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution
IIP型超新星的前身有一个明显的上限，它们的初始质量约为20个太阳质量，这表明最大质量的红超巨星在最终爆炸之前会演化到更温暖的温度。但是很少有后红超巨星被发现。我们已经在M31和M33中发现了一小群发光的恒星，它们是后红超巨星演化的候选者。这些恒星具有A-F型超巨星吸收线光谱和强的氢发射。它们的光谱也区分由钙II三重态和[钙II]双峰在低密度环星环境中形成的排放。它们都有显着的近红外和中红外过量辐射，由于自由-自由发射和热辐射的尘埃。我们估计了它们脱落的质量，并讨论了它们的风参数和质量损失率，其范围从10^-6到10^-4太阳质量/年的几倍。在HR图上，这些恒星会在最大亮度时与LBV的区域重叠，然而温暖的超巨星不是LBV。它们的非球形风在光学上并不厚，也没有表现出任何显著的变化。然而，我们认为，温暖的超巨星可能是“不太明亮”的LBV，如R71，甚至SN 1987 A的祖先。
2013-05-26 astro-ph.SR
On the stability of bow shocks generated by red supergiants: the case of IRC-10414
在这封信中，我们探讨了这样一个假设，即一些红超巨星（RSG）周围的弓形激波的平滑外观可能是由外部辐射源电离它们的风引起的。我们对IRC-10414产生的弓形激波进行了数值模拟，结果表明风的电离导致其加速因子为2，这减少了恒星风速和空间速度之间的差异，并使弓形激波的接触不连续性在恒星空间速度和质量损失率的范围内保持稳定。我们的最佳拟合模型再现了观测到的弓形激波的整体形状和表面亮度，并表明IRC-10414的空间速度和质量损失率分别为$\approx$ 50 ${\rm km} \, {\rm s}^{-1}$和$\approx$ $10^{-6}$ $M_\odot \, {\rm yr}^{-1}$，局部ISM的数密度为$\approx$ 3 ${\rm cm}^{-3}$。这也表明，弓形激波辐射主要来自于激波恒星风。这自然解释了来自弓形激波光谱学的线发射材料中氮丰度的增强。我们发现光电离弓形激波的光学谱线发射比中性激波亮$\approx$ 15 $-$ 50倍，由此我们得出IRC-10414弓形激波是光电离的结论。
2013-12-05 astro-ph.SR
On the origin of supergiant fast X-ray transients
一小部分高质量X射线双星是超巨星快速X射线瞬变。这些系统的平均X射线亮度较低，但在短耀斑期间，它们的X射线亮度会上升几个数量级。主导这种X射线行为的物理模型表明，捐赠者OB超巨星的风是磁化的。与此模型一致，在甚大望远镜上使用FORS 2仪器对SFXT IGR J11215-5952进行的第一次分光偏振观测表明存在kG纵向磁场。基于这些结果，超巨星快速X射线瞬变和其他高质量X射线双星之间的关键区别可能是超巨星的恒星风的性质以及风与中子星磁层相互作用的物理性质。
2018-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optically-thick Structure in Early B Type Supergiant Stellar Winds at Low Metallicities
本文利用哈勃望远镜ULLYSES计划的紫外光谱，证明可从单历元光谱识别低金属丰度下早期B型超巨星星风结构，发现结构 prevalence 与金属丰度正相关，但与有效温度和终端速度无关，为约束大质量恒星质量损失率提供了新手段。
2024-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type IIP supernova light curves affected by the acceleration of red supergiant winds
我们介绍了第一个合成的光变曲线模型设置的IIP型超新星爆炸在拱星介质中的红超巨星风的加速度被考虑在内。由于风的加速使得祖星附近的风速较低，因此红超巨星超新星祖星附近的密度可能高于使用恒定的终端风速推断的密度。因此，即使前身星的质量损失率相对较低，它也可以在恒星附近有一个致密的星周介质，这对IIP型超新星的早期光变曲线有很大的影响。我们提供了IIP型超新星在这样的加速风中爆炸的辐射热和光变曲线，这些加速风来自三个祖先的组合，12 - 16 Msun;五个β，1-5;七个质量损失率，1 e-5 - 1 e-2 Msun/年;和四个爆炸能量，0.5e51 - 2 e51 erg。所有的光变曲线模型都可以在https://goo.gl/o5phYb上找到。当星周密度足够高时，我们的模型没有显示出经典的激波爆发作为与致密和光学厚的星周介质相互作用的结果。相反，它们显示了延迟的“风爆发”，大大影响了IIP型超新星的早期光变曲线。我们发现，质量损失率的祖先需要1 e-3 - 1 e-2 Msun/年，以解释典型的上升时间为5 - 10天的IIP型超新星假设一个密集的拱星半径为1 e-15厘米。
2018-03-09 astro-ph.HE 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
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
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
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
Cold gas in hot star clusters: the wind from the red supergiant W26 in Westerlund 1
韦斯特隆德1号中的大质量红超巨星（RSG）W26是越来越多的RSG之一，这些RSG被证明具有从外到内的电离风。这种稠密的风物质的命运对于大质量星团中第二代恒星形成的模型非常重要。Mackey等人（2014年）表明，外部光电离可以阻止RSG的风并在致密的静态壳层中积累质量。我们使用一维R-HD模拟的外部光电离风预测的Halpha和[NII]发射所产生的光电离风有和没有一个致密的外壳。我们分析光谱的Halpha和[NII]排放在W26周围的环境中，并将它们与预测的合成排放进行比较。减速成致密壳层的慢风的模拟显示出强烈的边缘增亮线发射，线径向速度与风速无关。较快的风速（>22 km/s）不会形成致密的壳层，边缘增亮较少，线径向速度是风速的良好示踪剂。当只考虑线通量时，[NII]和Halpha线的亮度作为与W26距离的函数与观测结果相当吻合。然而，径向速度并不一致：观测到的最亮的辐射相对于恒星的径向速度蓝移了约25 km/s，而球对称风在零径向速度时具有最亮的辐射。我们的研究结果表明，W26周围的明亮星云必须是不对称的;我们认为它是由来自附近超巨星W 9风的外部冲压压力限制的。我们得到了星云内氮丰度的下限为太阳的2.35倍。线比强烈地支持光电离而不是冲击电离，因此即使观测到的星云是压力限制的，仍然应该有一个电离前沿和一个光电离限制的壳层靠近恒星。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem
我们研究了红超巨星问题：质量在16 - 30 M_sun之间的IIP型超新星祖先的明显缺乏。虽然已经观测到质量在这个范围内的红超巨星，但在爆炸前的图像中没有一颗被确定为祖先。我们表明，由于没有考虑到红超巨星风中产生的尘埃所导致的额外灭绝，我们可能低估了最大质量红超巨星在生命结束时的光度。我们估计的初始质量的所有类型IIP祖细胞的观察存在，并分析由此产生的人口。我们发现，IIP型原始恒星的最大质量可能是21^{+2}_{-1} M_sun。这与单星演化模型预测的极限更接近。
2011-12-15 astro-ph.SR
Fast & slow winds from supergiants and Luminous Blue Variables
我们预测定量的质量损失率和终端风速的早期型超巨星和发光蓝变星（LBV）使用动态版本的蒙特卡罗辐射转移方法。首先，在21000 K左右的正确有效温度下，用Monte Carlo方法证实了在谱型B1附近观测到的终端风速下降。这种风速的下降比从较冷恒星逃逸速度的下降中预期的要陡得多。这些结果可能与一些大质量X射线双星推断的慢风特别相关。其次，质量损失双稳定性跳跃的强度被发现是显着大于先前假设的。这不仅可以使双稳态制动在大质量恒星演化中更有效，而且旋转诱导的双稳态机制现在可能能够在B[e]超巨星周围产生正确密度的流出盘，尽管仍然需要多维建模，包括盘速度结构。对于LBV，我们发现双稳态跳跃在较高的金属丰度变得更大，但也许令人惊讶的是，在较低的爱丁顿参数也更大。这可能会对LBV在不同金属丰度和宇宙时代的大质量恒星演化中的作用产生影响。最后，我们预测的低风速可能是重要的解释超新星IIb/IIn型祖先，其中直接LBV SN链接首次引入的流出速度慢。
2018-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital parameters of supergiant fast X-ray transients
超巨星快速X射线瞬变星（SFXT）是一类新的具有短X射线耀斑的高质量X射线双星。SFXT短耀斑的物理机制仍有待讨论。这种短耀斑的起源被认为是星风中的致密团块在中子星（NS）上的吸积过程。为了研究cluerous风场景的适用性，我们专注于吸积模式，取决于轨道参数。我们的目标是对SFXT的轨道参数施加限制。在一个简单的团簇风解析模型下，研究了吸积柱的尺寸克服团簇尺寸的条件。在$P_{\rm{orb}} - e$图中，SFXT的允许参数区域被限制在相对较窄的窗口中。具有大偏心率（$e \ga 0.4$）和中等轨道周期（$P_{\rm{orb}} \sim 10$ d）的双星系统倾向于显示SFXT的特征性周期性X射线爆发。我们证实，系统的长轨道周期超过100天，不能产生明亮的X射线耀斑在简单的cloudspeaker风的情况下。
2010-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Surface magnetism of cool giant and supergiant stars
近距离双星系统中的晚型巨星上存在恒星黑子，由于潮汐锁定而呈现出快速旋转，已经知道了五十多年。几十年的光度监测使研究这些恒星的长期磁活动成为可能，揭示了复杂的活动周期。在过去的二十年里，观测和分析技术的发展也使我们能够研究这些活动巨星上详细的星点和磁场配置。近年来，在缓慢旋转的巨星和超巨星上也发现了磁场。在本文中，我回顾了已知的冷巨星和超巨星的表面磁性。
2013-10-14 astro-ph.SR
Upper Mass-Loss Limits and Clumping in the Intermediate and Outer Wind Regions of OB stars
我们探测OB星在中间和外部风区域（r>~2 R*）的径向聚集分层，以获得质量损失率的上限，并与当前的质量损失实现进行比较。再加上档案多波长数据，我们的新的远红外连续观测样本的25个OB星（包括13个B超巨星）独特的约束聚集性能的中间风区。我们通过恒星风fclmin（r）和相应的最大质量损失率Mdotmax推导出最小径向分层的聚集因子，将聚集因子归一化到最外层风区域（clfar=1）。当r>~2 R* 时，几乎整个样品的团聚度随半径的增大而减小或保持不变。相对于外围区域，中间区域的光度类别和光谱类型有一定的依赖性：O超巨星（OSG）比B超巨星（BSG）的聚集因子大2倍。大约1/3的OB超巨星的最大聚集发生在风底附近（r<~2 R*），然后单调减少。这与更常见的情况形成对比，在这种情况下，最低聚结朝向最大值增加，并且需要通过理论模型来解决。此外，BSG的估计Mdotmax至少比理论值低一个数量级，而对于OSG，我们的结果和预测在误差范围内一致。假设流体动力学模型中的clfar=4-9的值意味着在第一个双稳态跃变以下，OSG的质量损失率降低2-3倍，BSG的质量损失率降低6-200倍，这是恒星演化模型中的质量损失率。这意味着大幅度减少的质量损失率适用于BSG的演化模型，独立于这些风的实际聚集特性，并彻底重新调查BSG质量损失率及其对恒星演化的影响。
2021-08-26 astro-ph.SR
Uncommon SN 2020jfo: Ordinary explosion of 8 Msun red supergiant with dense wind
本文提出 IIP 型超新星 SN 2020jfo 的流体动力学模型，揭示其由约 8 Msun 红超巨星爆发产生，虽具异常短光变平台与最高星风密度，但整体表现与普通超新星相似。
2023-11-22 astro-ph.HE 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
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
Low-frequency spectra of neutron star + OB supergiant binaries: Does wind density drive persistent and flaring modes of accretion?
本研究通过毫米波和射电观测发现，中子星SFXTs与SgXBs的低频谱由OB超巨星恒星风自由-自由发射主导，且SFXTs更暗源于风密度较低，并揭示了恒星风的长期变化。
2025-10-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double bow shocks around young, runaway red supergiants: application to Betelgeuse
大质量恒星中有相当一部分以超音速方式穿过星际介质（ISM），这要么是由于双星系统的破坏，要么是由于它们的母星团的抛射。它们的风与ISM的相互作用产生了弓形激波。在演化的后期，这些恒星可能会在赫兹-罗素图上经历从红色到蓝色的快速转变，反之亦然，伴随着恒星风和弓形激波的快速变化。最近对附近逃逸的红超巨星参宿四（RSG）产生的弓形激波的3D模拟，在恒定风的假设下，表明弓形激波非常年轻（<30000年），因此参宿四可能只是最近才成为RSG。为了检验这种可能性，我们计算了单颗恒星的恒星演化模型，这些模型与观测到的参宿四在RSG阶段的性质相匹配。由此产生的恒星风的演变被纳入2D流体动力学模拟，其中我们模拟一个失控的蓝超巨星（BSG），因为它经历了过渡到RSG接近其生命的结束。我们发现，崩溃的BSG风气泡诱导弓激波形状的内壳周围的RSG风，类似于参宿四的弓激波，并具有类似的质量。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。我们认为，这个外壳可以解释位于（至少在投影）就在参宿四的弓形激波前面的酒吧功能。
2012-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physics of mass loss in massive stars
我们审查潜在的质量损失机制在大质量恒星的各个演化阶段，从众所周知的线驱动风的O型星和BA-超巨星的少被理解的风从红超巨星。我们讨论光学厚风沃尔夫-拉叶星和超大质量恒星，和孔隙度缓和，连续驱动的质量损失的恒星正式超过爱丁顿极限，这可能解释了巨大的爆发从发光蓝变星的假设。最后，我们对线驱动风中的快速旋转、磁场和小尺度不均匀性的影响进行了简要的回顾。
2014-09-11 astro-ph.SR
X-ray diagnostics of massive star winds
几乎所有类型的具有辐射驱动的恒星风的大质量恒星都是X射线源，可以通过目前运行的强大X射线望远镜观察到。在这篇综述中，我简要地介绍了我们从X射线观测中获得的恒星风的最新进展。晚于O 9 V亚型的OB矮星的风可能主要处于热相，X射线观测为它们的研究提供了最好的窗口。OB超巨星的X射线特性很大程度上取决于其聚集星风中的辐射转移效应。最近提出的通过拟合X射线发射线的形状来直接测量O星质量损失率的方法被考虑，但其有效性不能被证实。为了从X射线光谱学中获得关于恒星风参数的可靠的定量信息，需要通过恒星大气模型进行多波长分析。独立团体目前正在进行这种分析，结果令人鼓舞。对OB超巨星的光学、紫外和X射线光谱的联合分析得出了一致的质量损失率。根据所采用的结块参数，经验得出的质量损失率与标准配方预测的质量损失率相当（在几个因素之内）（Vink等人，2001年）。所有经过充分研究的O型星都显示出可变的X射线发射，这可能与它们风中的共转相互作用区有关。在恒星演化的最后阶段，单个的红超巨星和明亮的蓝色变星不会发出可观测到的X射线。另一方面，几乎所有类型的沃尔夫-拉叶（WR）星都是X射线源。X射线光谱学允许WR风丰度和不透明度的灵敏探测。
2016-07-08 astro-ph.SR
A FEROS spectroscopic study of the extreme O supergiant He 3-759
我们利用新的高分辨率FEROS数据对极端O型超巨星He 3-759进行了研究，发现它是HD 151804（O 8 Iaf）的近光谱孪生子。我们用多种方法研究了He 3-759的消光，发现它的A_V约为4.7等，如果我们假设He 3-759与HD 151804具有相同的K波段绝对星等，我们发现它位于人马座-船底座旋臂中，距离约为6.5kpc。我们推导出He 3-759的物理和风的性质，揭示出对于终极速度估计为1000 km/s的聚集风，T* = 30.5 kK，log L/L（太阳）= 5.9，dM/dt = 10^-5.17 M（太阳）/年。He 3-759的大气层是富氦的（XHe = 49%）和富氮的（XN = 0.3%）。对HD 151804和HD 152408（WN 9 ha）的重新分析显示了类似的参数，除了WN 9 ha恒星具有更强的风和减少的表面氢含量。HD 151804和HD 152408位于天蝎座OB 1星协内，初始质量约为60 M（太阳），年龄约为270万年，与NGC 6231星团成员使用标准日内瓦等时线一致。改进的协议与观测到的表面丰度获得类似的初始质量与最近的日内瓦集团预测，更高的年龄~3.75百万年。没有一个年轻的大质量星团与He 3-759有关。
2009-07-15 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
Resolving the clumpy circumstellar environment of the B[e] supergiant LHA 120-S 35
B[e]超巨星（SG）是大质量的后主序星，被复杂的星周（CS）环境所包围。这项工作的目的是研究B[e] SG LHA 120-S 35的CS盘的结构和运动学。我们使用不同年份获得的高分辨率光谱来模拟禁戒发射线，并确定其线形成区域的运动学性质，假设开普勒旋转。我们还使用低分辨率近红外（IR）光谱来探索分子发射的可变性。LHA 120-S 35在光学和红外区域都显示出光谱可变性。的P-天鹅座线配置文件的H I，以及那些Fe II和O I，建议存在一个强大的双极聚集风。我们区分密度增强的P-Cygni吸收组件的第一巴耳末线，这表明在速度和强度的变化。P-Cygni轮廓发射分量是双峰的，表明存在旋转CS盘。我们还观察到的允许和禁止功能的Fe II和O I线轮廓的变化。在IR中，我们检测到H I发射线的强度以及CO带头的发射的变化。此外，我们发现，每个[Ca II]和[O I]发射线的配置文件包含从空间上不同的（完整或部分）环的贡献。在全球范围内，我们发现了分离的多环结构的证据，揭示了沿光盘的密度变化。我们认为LHA 120-S 35已经通过了红超巨星（RSG）阶段，并在赫罗图中向蓝方向演化。复杂CS结构的形成可能是RSG后风与先前从RSG喷出的物质的风-风相互作用的结果。然而，不能排除存在一个二进制的伴侣。最后，我们发现LHA 120-S 35属于一个年轻的星团.
2017-12-28 astro-ph.SR
