Episodic Gaseous Outflows and Mass Loss from Red Supergiants
红超巨星VY CMa和更典型的红超巨星参宿四在它们的光学和红外成像、光谱和光变曲线中提供了清晰的观测证据，证明了离散的、定向的气体外流。在非常明亮的VY CMa中，红外亮结和团块的质量损失估计不仅主导了其测量的总质量损失，而且解释了它。在较低光度的参宿四中，其星周凝聚的类似质量估计表明，它们对测量的质量损失率有显着贡献。我们提出了新的测量这两颗恒星，并讨论了其他红超巨星的气体喷射的额外证据。气体外流是最明亮的RSG的主要质量损失机制，也是更典型的红超巨星如参宿四的重要贡献者。我们的结论是，气体外流，磁场和表面活动，相当于日冕物质抛射，是一个主要的贡献者，从红超巨星的质量损失和丢失的组件在讨论其质量损失机制。
2022-01-19 astro-ph.SR
Analysis of photometric and spectroscopic variability of red supergiant Betelgeuse
参宿四是一颗脉动的红超巨星，其亮度是半周期性变化的，并在2020年2月达到历史最低值，即大调光。本研究的目的是根据现有的档案数据来描述参宿四的变化，并研究光变的可能原因。许多光谱，从紫外和光学区域，进行了评估光谱分析。谱主要用于确定大气不同层的径向速度及其长期演变。此外，还在不同的过滤器中分析光度数据，以构建光变曲线并确定变化周期。光谱和光度的变化进行了比较，并与大调光的背景下。两个最主要的光度周期是$ P_{1} = 2190 \pm 270 \: \rm d $和$ P_{2} = 417 \pm 17 \: \rm d $，而主要的光学径向速度周期是$ P_{1, v_{\rm r}} = 2510 \pm 440 \: \rm d $和$ P_{2, v_{\rm r}} = 415 \pm 11 \: \rm d $。同时，由紫外光谱确定的径向速度也具有明显的变化性，与光球速度的变化性不同，其变化周期较长。我们把这些速度归因于外流风底部的速度。我们还报告了最大的恒星风速在大调光，伴随着以前报道的最低亮度和最大的光球径向速度。在变暗之后，参宿四的变率模式发生了根本性的变化，现在取而代之的是一个较短的$ \sim 200 \: \rm d $周期。
2022-11-08 astro-ph.SR
Properties of the CO and H$_2$O MOLsphere of the red supergiant Betelgeuse from VLTI/AMBER observations
上下文参宿四是最近的红超巨星（RSG）;因此，它非常适合研究其大气层中导致星际介质化学富集的复杂过程。目的。我们打算研究围绕恒星的紧密分子层（也称为MOL层）的形状和组成。这项分析是一个更广泛的计划的一部分，该计划旨在了解参宿四的拱星包络的动力学。方法. 2011年1月和2月，利用甚大望远镜干涉仪（VLTI）的天文多波束组合仪（AMBER）在H和K波段观测了参宿四。使用中等光谱分辨率的仪器（R $\sim$ 1500），我们能够研究一氧化碳带头和水蒸气带。我们使用了两种不同的方法来分析我们的数据：一个模型适合于连续谱线和吸收谱线，然后适合于辐射流体动力学（RHD）模拟。结果利用连续谱数据，我们导出了均匀盘直径$41.01 \pm 0.41$ ~mas，幂律型边缘暗化盘直径$42.28 \pm 0.43$ ~mas和边缘暗化指数$0.155 \pm 0.009$。在吸收线内，使用单层模型，我们得到了MOL球的参数。使用RHD模拟，我们揭示了对流模式的vitrium。结论.我们导出了K波段连续谱中参宿四角直径的一个新值。我们在吸收线中的观察被一个在1.2恒星半径处的分子层很好地再现，该分子层包含CO和H $_2$ O。在RHD模拟中，较高空间频率下的vibrations与对流模式相匹配。
2014-10-02 astro-ph.SR
Left Ringing: Betelgeuse Illuminates the Connection Between Convective outbursts, Mode switching, and Mass Ejection in Red Supergiants
本文利用流体动力学模拟揭示了红超巨星 Betelgeuse “大变暗”背后的机制：异常高温对流羽流上升引发表面物质抛射并打破脉动相位相干性，导致脉动周期从 400 天基模切换至 200 天第一泛音，预测其将在 5-10 年内恢复基模。
2023-05-16 astro-ph.SR
The past and future evolution of a star like Betelgeuse
我们讨论了一个典型的大质量恒星的物理和演化通过一个类似的参宿四的演化阶段。在简要介绍参宿四的各种观测参数后，我们讨论了前主序星相（PMS）、主序星相（MS）、HR图第一次穿越时间的物理机制、红超巨星相（RSG）、后红超巨星相以及质量在9 ~ 25 M $_\odot$之间的太阳金属丰度恒星的最终命运。我们研究的影响，不同的初始旋转和各种处方的质量损失率在红超巨星阶段。我们证明，无论初始旋转速率如何（在0和0.7 $\times\upsilon_{\rm crit}$之间选择，$\upsilon_{\rm crit}$是表面赤道速度，产生正好平衡重力的离心加速度）和RSG阶段的质量损失率（在标准值和25倍该值之间变化），15 M $_\odot$恒星总是以RSG结束其生命，并以II-P或II-L型超新星爆炸。
2013-03-06 astro-ph.SR
The convection of close red supergiant stars observed with near-infrared interferometry
我们的研究小组利用近红外干涉测量法获得了最近的两颗红超巨星参宿四（$α$ Ori）和仙女座（$α$ Sco）的光球观测结果。我们用VLTI/PIONIER仪器监测参宿四的光球层已经三年了。在Ancaster上，我们获得了前所未有的可见性函数采样。这些数据使我们能够探测大质量演化恒星的对流光球。
2015-12-10 astro-ph.SR
The close circumstellar environment of Betelgeuse - III. SPHERE/ZIMPOL visible polarimetry of the inner envelope and photosphere
大质量红超巨星的出射物质被加速到超过逃逸速度的物理机制尚不清楚。由于其星周包层的透明性，附近的红超巨星参宿四提供了探测典型红超巨星包层最内层的机会，直到光球层，即风的加速预计会发生的地方。我们利用SPHERE/ZIMPOL自适应光学成像偏振计对参宿四的可见光球层和闭合包线进行了分辨。我们检测到一个不对称的气体信封内的半径为2至3倍的近红外光球半径的恒星（R*），和一个显着的H α发射主要包含在3 R*。从偏振信号，我们还确定了一个不对称和不完整的尘埃壳位于一个类似的半径的尘埃散射的签名。如此接近恒星的尘埃的存在可能会通过颗粒上的辐射压力对风加速产生重大影响。3R * 半径是热气体和尘埃包层之间的主要界面。探测到的不对称性加强了先前的迹象，即参宿四的质量损失可能与其大气中强烈的对流运动有关。
2015-11-13 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
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: II. simulations of convection on Betelgeuse match interferometric observations
上下文红超巨星参宿四是一颗不规则变星。对流可能在理解这种变化方面发挥重要作用。干涉观测可以用复杂的恒星对流模拟来解释。目标。我们比较的可见度曲线和闭合相位从我们的三维模拟的RSG对流CO5BOLD的参宿四的各种干涉观测从光学H波段，以表征和测量对流模式在这颗星。方法.我们使用3D辐射流体动力学（RHD）模拟计算强度图在不同的过滤器，因此，我们推导出干涉观测使用后处理辐射转移代码OPTIM3D。合成的能见度曲线和关闭阶段进行了比较，观察。结果我们提供了一个强大的检测在光学和H波段上的参宿四表面上的颗粒图案的基础上观察到的可见性点和关闭阶段的优秀拟合。此外，我们确定，参宿四表面在H波段覆盖的小到中等规模（5 - 15质量）对流相关的表面结构和一个大的（30质量）对流细胞。在这个光谱区域，H2O分子是主要的吸收体，并对小结构和可见度曲线的第一个零点（即视恒星半径）的位置有贡献。
2010-03-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
The curious case of Betelgeuse
参宿四是最近的红超巨星，是我们天空中最亮的恒星之一，从统计学上讲，它应该是“典型的”。然而，至少可以说，它表现出许多看起来“奇怪”的特征。例如，它有一个高的自行。它旋转得很快。它几乎没有灰尘。它出乎意料地黯淡了。这些和其他现象中是否有任何一种是非典型的，综合起来是否使参宿四成为非典型的？知道这一点很重要，因为我们需要知道参宿四是否可能是一般红超巨星的原型，或者是红超巨星的某些子类，因为我们可以如此详细地研究它。了解这一点也很重要，因为它可能是理解其他明显非典型情况的一个环节，如超新星1987 A，甚至可能是索恩-迪亚特科夫天体这样的异国情调。研究这个问题本身有助于我们理解我们如何在理解我们所生活的宇宙中处理罕见和巧合。
2021-12-11 astro-ph.SR physics.hist-ph
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
ALMA and VLA reveal the lukewarm chromospheres of the nearby red supergiants Antares and Betelgeuse
首先，我们提出了空间分辨ALMA和VLA连续观测的早期M红超巨星仙女座搜索在无线电波长的色球的存在。我们解决了自由的自由发射的大气在11个独特的波长之间的0.7毫米（ALMA波段8）和10厘米（VLA S波段）。投影的角直径被发现不断增加，随着波长的增加，从低的50.7质量在0.7毫米到431质量在10厘米的直径，这对应于光球角直径的1.35和11.6倍，分别。所有四次ALMA测量都表明，大气的形状是拉长的，在相似的位置角上有15%的平坦度。大气的盘平均气体温度最初从1.35 $R_{\star}$处的2700 K的值上升（即，0.35光球层上方的$R_{\star}$），在$\sim$ 2.5 $R_{\star}$时达到3800 K的峰值，之后逐渐降低到11.6 $R_{\star}$时的1650 K。气体温度在1.35 $R_{\star}$和$\sim$ 2.5 $R_{\star}$之间的上升是红超巨星光球层以上色球温度上升的证据。我们检测到一个明确的变化，在整个采样波长范围内的光谱指数，与0.7毫米和1.4厘米之间的通量密度${S_ν} \propto ν^{1.42}$，我们与色球为主的发射，而4.3厘米和10厘米之间的通量密度${S_ν} \propto ν^{0.8}$，我们与风为主的发射。然后，我们对另一颗早M红超巨星参宿四的远紫外辐射场进行了非局域热平衡模拟，…
2020-06-14 astro-ph.SR
The Great Dimming of Betelgeuse: a Surface Mass Ejection (SME) and its Consequences
明亮的超巨星参宿四（猎户座阿尔法，HD 39801）在2020年1月27日$-$ 2月13日经历了历史性的光学变暗。许多成像和光谱观测整个电磁波谱之前，期间和之后，这一调光事件。参宿四的这些观测揭示了一个实质性的表面质量喷射（SME）发生并通过超巨星的扩展大气向外移动。2019年1月至3月发生了一次光球冲击，在接下来的11个月里穿过恒星的扩展大气层，导致大气中产生尘埃。由于大量的物质外流，恒星光球层的温度降低，色球层的密度降低。喷射的质量可能代表了恒星每年总质量损失率的一个重要部分，这表明偶发的质量损失事件可以贡献与恒星风相当的数量。在SME之后，参宿四留下了一个较冷的平均光球，一个不寻常的短光度振荡，速度偏移减少，以及在大昏暗之后两年多的光学和径向速度中的$\sim$ 400天脉动消失。
2022-08-02 astro-ph.SR
Imaging the dynamical atmosphere of the red supergiant Betelgeuse in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
我们提出了第一个1-D孔径合成成像的红超巨星参宿四在个别CO的第一泛音线VLTI/琥珀。重建的1-D投影图像显示，该恒星出现不同的蓝翼，线中心，和红翼的个别CO线。蓝翼和线中心的一维投影图像显示出明显的、不对称的延伸分量，高达~1.3个恒星半径，而红翼中的一维投影图像则没有显示出这样的分量。观测到的谱线中的一维投影图像可以用一个模型来合理解释，在这个模型中，在一个大于恒星尺寸一半的区域内，CO气体以0--5 km/s的速度向外轻微移动，而在其余区域内，气体以20--30 km/s的速度快速下落。2008年和2009年的CO线AMBER数据之间的比较表明，在光球和外大气中的CO线形成区域的动态显着的时间变化。与线数据相反，连续体中的重建的1-D投影图像仅显示出与均匀盘或边缘变暗盘的轻微偏差。我们推导出均匀盘的直径为42.05 +/- 0.05质量，幂律型边缘变暗盘的直径为42.49 +/- 0.06质量，边缘变暗参数为（9.7 +/- 0.5）× 10^{-2}。后一种角直径导致连续体形成层的有效温度为3690 +/-54 K。这些直径证实了参宿四的近红外尺寸在过去的18年里几乎是恒定的，与最近报道的中红外尺寸明显减少形成鲜明对比。在2008年和2009年采取的连续数据显示没有或只有边际的时间变化，远小于目前的三维对流模拟预测的最大变化。
2011-04-05 astro-ph.SR
The inhomogeneous sub-millimeter atmosphere of Betelgeuse
负责加热早期M光谱型超巨星的扩展大气的机制知之甚少。这些机制在驱动这些恒星的大质量损失率方面所起的后续作用也是如此。在这里，我们提出了ALMA长（即，$\sim$ 16 km）基线338 GHz（0.89 mm）连续观测M2光谱型超巨星参宿四扩展大气中的自由-自由发射。14 mas的空间分辨率精确地分辨了大气层，揭示了$\sim$ 1.3 R $_{\star}$的平均温度为2760 K，低于光球有效温度（$T_{\textrm{eff}} = 3690$ K）和$\sim$ $2 $ R $_{\star}$的温度。这是红超巨星大气中存在平均温度反转的明确证据。发射显然不是球对称的，在图像和图像中都检测到两个明显的偏离均匀的圆盘。最突出的不对称性位于椎间盘的东北象限，空间分辨显示其高度伸长，轴比为2.4，占据椎间盘投影面积的$\sim$ $5\%$。它的温度比在1.3 R $_{\star}$时测得的平均温度高出约1000 K。另一个主要的不对称性位于盘边缘上，几乎在盘中心的正东方，并占据了盘投影面积的$\sim$ $3\%$。这两种辐射的不对称性都是参宿四大气中局部加热的明显证据。我们认为，所检测到的局部加热与大尺度光球对流产生的磁活动有关。
2017-06-19 astro-ph.SR
Convective cells in Betelgeuse: imaging through spectropolarimetry
我们评估的能力，以图像的光球的红超巨星，特别是参宿四，通过原子谱线中观察到的线性偏振建模。我们的目标还在于分析随时间推移而产生的图像，以测量这些恒星中对流结构的大小和动态。瑞利散射使连续谱偏振，而谱线使其去偏振，这种去偏振被看作是平行于星盘径向的线偏振信号。在盘上积分，它将导致零信号，除非存在亮度不对称/不均匀性。这是我们成像技术背后的基本概念。几个测试和比较证明，我们的技术可靠地检索显着的亮度结构在光球的参宿四，应该是相关的其他红超巨星。我们证明，这些结构是对流细胞，具有超过60%的恒星半径的特征尺寸。我们还推导出特征的上升流和下降流的速度，22和10公里/秒分别。我们发现弱磁场集中在颗粒之间的下行通道。我们要及时跟踪这些对流结构。变化发生在一周的时间尺度上，但单个结构可以在四年的观察中被跟踪。
2018-11-26 astro-ph.SR
Comment on the feasibility of carbon burning in Betelgeuse: a response to "The evolutionary stage of Betelgeuse inferred from its pulsation periods," arXiv:2306.00287
本研究回应Saio等人2023年的预印本，指出其基于径向脉动假设提出的参宿四已处于碳燃烧阶段的结论与角直径测量结果矛盾，并讨论大变暗的成因及不同研究的建模框架差异。
2023-06-09 astro-ph.SR
Is Betelgeuse Really Rotating? Synthetic ALMA Observations of Large-scale Convection in 3D Simulations of Red Supergiants
针对Betelgeuse异常旋转速率问题，提出大尺度对流运动可模拟旋转假象，通过3D CO5BOLD模拟与ALMA合成观测证明其高概率被误判为快速旋转，指出需进一步观测以确证。
2024-02-17 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.flu-dyn
The magnetic field of Betelgeuse: a local dynamo from giant convection cells?
参宿四是一颗M型超巨星，拥有复杂而延伸的大气层，其表面也有斑点和巨大的颗粒。一个可能的磁场可能会导致质量损失和外层大气的加热。我们观察参宿四，直接研究和推断其磁场的性质。我们使用新一代偏振光谱仪NARVAL和最小平方反卷积（LSD）方法来检测参宿四光球吸收线内的圆偏振。我们在参宿四的谱线中明确地探测到一个微弱的斯托克斯V信号，并在一个月内的6个不同时期测量了相关的表面平均纵向磁场B1。探测到的纵向场约为一高斯，并且在我们观测的时间尺度上明显增加。这项工作提出了第一次直接检测的磁场的参宿四。这个磁场可能与巨大的对流单体有关，这些对流单体可以使“局部发电机”成为可能。
2010-05-26 astro-ph.SR
The Magnetised Bellows of Betelgeuse
我们提出了一个磁化的混合风模型Betelegeuse（$α- $猎户座）的计算。该模型是我们以前推导的理论的直接应用，结合了典型的韦伯-戴维斯（WD）恒星风和AGB恒星\citep的尘埃颗粒[见][]{Thirumalai 2010}。由此产生的混合图像提供了一种机制，用于解决从光球层提升恒星物质的问题\citep [例如] [] {Harper 2009，Guandalini 2006，Jura 1984}并进入拱星包层。它还预测风速与目前的估计一致。我们的方法表明，磁场在超巨星，如参宿四\citep [见][]{Auriere 2010}，可能会发挥至关重要的作用，在确定的性质，恒星外流，因此，开辟了一个新的途径调查领域的混合恒星风。
2012-02-06 astro-ph.SR
e-MERLIN resolves Betelgeuse at wavelength 5 cm
对流、脉动和磁场都被认为是红超巨星的光学光球层向星风发射区输送质量和能量的机制。我们用e-MERLIN在5.5- 6.0GHz的频率上以0.06-0.18角秒的分辨率对红超巨星参宿四进行了成像，灵敏度为~ 0.01mJy/束。大部分射电辐射都来自一个椭圆（0.235x0.218）弧秒^[2]（约为光学半径的5倍）内，通量密度为1.62 mJy，平均亮温约为1250 K。这个射电光球包含两个热点，0.53和0.79 mJy/束，相隔90毫角秒，亮度温度为5400+/-600 K和3800+/-500 K。1992年、1995年和1996年，灵敏度较低的“老”MERLIN探测到了类似的热点，其距光球的距离是任何其他区域的两倍多，许多热点的温度超过了3600 K的光球温度。这样的亮度温度高到足以从色球等离子体的口袋中发出。其他可能性包括局部激波加热，热物质的对流疏浚或异常冷，低密度区域，透明到最热的层在~40毫弧秒半径。我们还检测到一个弧0.2- 0.3弧秒的SW，亮度温度~150 K，在一个类似的方向上看到的扩展在更小和更大的尺度在红外线和CO在毫米波长。这些初步结果将随后进行进一步的e-MERLIN，VLA和ALMA观测，以帮助解决红超巨星质量从1到10 R* 的问题。
2013-03-12 astro-ph.SR
Betelgeuse: Detection of the Expanding Wake of the Companion Star
Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
本研究通过光谱分析发现，参宿四可能存在一个轨道周期约2000天的伴星，其轨道位于2.3个恒星半径处，导致色球层喷流和吸收特征的变化，推测其引发的扩展尾迹。
2026-01-01 astro-ph.SR physics.space-ph
The partial asteroidal occultation of Betelgeuse on Jan 2, 2012
小行星（147857）2005 UW381将于2012年1月2日经过超巨星参宿四。该事件在有限的地理区域内可见，最长持续时间为3.6秒，震级下降仅为0.01等。测量这种现象的机会对于处理太阳系外行星凌日可能是有趣的。
2011-12-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
Standing on the shoulders of giants: New mass and distance estimates for Betelgeuse through combined evolutionary, asteroseismic, and hydrodynamical simulations with MESA
我们通过综合新的观测数据和三种不同的建模技术，对附近的红超巨星参宿四进行了严格的检查。我们的观测结果包括在参宿四最近前所未有的变暗事件之前，用天基SMEI仪器收集的新的、经过处理的光度测量结果的发布。我们在光度数据中检测到第一径向泛音，并报告周期为$185\pm13.5$ d。我们的理论预测包括多时间尺度的演化，振荡和流体动力学模拟与恒星天体物理学（MESA）软件套件的实验模块进行自洽的结果。我们的建模工作的重要成果包括对恒星半径的精确预测：$764^{+116}_{-62} R_{\odot}$。与其他限制相一致，这使我们能够推导出一个新的，独立的距离估计$168^ {+27}_{-15}$ PC和视差的$π=5.95^{+0.58}_{-0.85}$ MAS，在良好的协议与依巴谷，但不那么与最近的无线电测量。从扰动流体静力学和不断发展的流体动力学模拟的地震结果约束的周期和驱动机制，以新的方式参宿四的主导周期。我们的分析得出的结论是，参宿四的$\approx 400$日周期是由$κ$机制驱动的基本模式脉动的结果。基于网格的流体动力学建模揭示了振荡包络的行为是质量相关的，并且同样表明非线性脉动激励时间可以用作质量约束。我们的研究结果将$α$ Ori明确地定位在红超巨星分支底部附近的核心氦燃烧阶段。我们报告了目前的$16.5$质量-- $19 ~M_{\odot}$ -略低于典型文献…
2020-10-13 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
The variability of Betelgeuse explained by surface convection
针对参宿四短周期变异性起源的争议，研究利用10年光谱偏振数据，通过Lomb-Scargle周期图分析发现其线偏振信号与测光变异性存在相似周期，证实该变异性由表面对流而非径向脉动引起。
2024-10-11 astro-ph.SR
The Great Dimming of Betelgeuse seen by the Himawari-8 meteorological satellite
参宿四是研究最多的红超巨星之一，在2019年底至2020年初期间，光学亮度下降了约1.2等，达到了历史最低值，称为“大变暗”。“由于迄今为止的巨大观测努力，仍然存在两种可以解释调光的假设：有效温度的降低和新产生的星周尘埃引起的灭绝的增强。然而，由于缺乏多波长监测观测，特别是在可以检测到星周尘埃发射的中红外波段，使我们无法仔细研究这些假设。在这里，我们利用Himawari-8地球同步气象卫星拍摄的图像，在2017-2021年期间在0.45-13.5微米波长范围内对参宿四进行了4.5年，16波段的测光。通过研究光学和近红外线曲线，我们发现，有效温度的降低和尘埃消光的增加可能对大变暗的贡献几乎相同。此外，利用中红外线曲线，我们发现增强的星周消光实际上有助于调光。因此，参宿四的变暗事件为我们提供了一个机会来研究红超巨星质量损失的机制，这会影响大质量恒星作为超新星的命运。
2022-05-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
The many faces of Betelgeuse
红超巨星参宿四的表面和内部大气的动力学是许多高角分辨率和光谱研究的主题。在这里，我们提出了三个望远镜的干涉数据在11.15微米波长的伯克利红外空间干涉仪（ISI），探测恒星表面连续。我们发现在2006年至2009年期间，恒星的大小、有效温度和不对称程度都有显著的变化。这些结果可能表明，在恒星光球层附近有一个不断演化的光学厚物质壳层。
2010-12-02 astro-ph.IM 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
Spectroscopic analysis of cool giants and supergiants
冷红巨星和超巨星是宇宙中最复杂和最迷人的恒星之一。它们明亮而巨大，因此可以在很远的距离观察到，这使我们能够研究其宿主星系的性质，例如动力学和化学丰度。这个回顾讲座解决有关红巨星和超巨星的观测和建模光谱的各种问题。
2014-03-12 astro-ph.SR
Evolution of the magnetic field of Betelgeuse from 2009 - 2017
参宿四是一颗M-型超巨星，在它的线轮廓中呈现出圆偏振（斯托克斯V）信号，用表面磁场来解释。微弱的圆偏振信号已经被监测了7.5年，以跟踪其在不同时间尺度上的演变，并最终确定其物理起源。在过去的几年里，也定期获得了线性偏振测量。我们使用ESPaDOnS和Narval分光偏振仪获得高信噪比（S/N）的光谱，这是通过最小二乘解卷积（LSD）方法处理。为了确保非常弱的圆偏振的真实性，特别注意限制仪器效应。此外，对斯托克斯V信号进行了几次测试，以确定其恒星和塞曼起源。我们确认的圆极化的磁性性质，指向一个表面磁场的顺序为1G。斯托克斯V剖面在不同的时间尺度上呈现出变化，最突出的一个是接近长次级周期（LSP;参宿四约2000 d），通常在红色演化恒星中调用。这个长周期对于所有其他斯托克斯参数也是主要的。圆极化是暂时模拟的磁场浓度模仿斑点，特别是显示，与每个“点”的速度也遵循长时间尺度，这个信号几乎总是略有红移。从耦合变化的线性和圆偏振签名的振幅，速度和时间尺度，我们赞成巨型对流单体的偏振签名和所有的斯托克斯参数的变化的起源作为主引擎。这加强了对大对流单体是LSP起源的假设的支持。
2018-04-05 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
Searching for Cool Dust: II. Infrared Imaging of the OH/IR Supergiants, NML Cyg, VX Sgr, S Per and the Normal Red Supergiants RS Per and T Per
本文报道了三颗著名的OH/IR红超巨星（NML Cyg，VX Sgr，S Per）和两颗正常红超巨星（RS Per，T Per）的MMT/MIRAC（9-11 μm），SOFIA/FORCAST（11-37 μm）和Herschel/PACS（70和160 μm）红外成像和测光结果。我们使用辐射转移程序DUSTY模拟了观测到的光谱能量分布。来自SOFIA/FORCAST成像的方位角平均剖面，以及来自DUSTY的尘埃质量分布剖面，限制了这些超巨星的质量损失历史。对于我们观测到的所有超巨星，DUSTY模型表明，恒定的质量损失率不会产生足够的尘埃来解释恒星SED中观测到的红外辐射。将我们的结果与Shenoy等人（2016）（论文I）相结合，我们发现一些红超巨星的混合结果显示了可变和高质量损失事件的证据，而其他人在过去的几千年中有恒定的质量损失。
2018-04-04 astro-ph.SR
Physical Properties of 5,000 Cool LMC Supergiants with Gaia XP Spectra: A Detailed Portrait of the Upper HR Diagram Hints at Missing Supernova Progenitors
基于 Gaia 数据训练机器学习模型预测 5000 颗 LMC 冷超巨星的温度与光度，发现黄超巨星与红超巨星光度函数的平坦化与变陡现象，为红超巨星问题提供了新见解。
2023-10-24 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres II. Signature of convection in the atmosphere of the red supergiant star $μ$ Cep
红超巨星是冷质量恒星，是宇宙中最大和最明亮的恒星。它们的特点是不规则或半规则的光度变化，其物理原理尚不清楚。本文利用层析方法导出了红超巨星$μ$ Cep的速度场，并将其与光度变化联系起来。层析成像方法允许恢复的视线速度分布在恒星盘和不同的光学深度切片。该方法被应用到一系列的高分辨率光谱的$μ$ Cep，这些结果进行了比较，从3D辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟的红超巨星。在速度场的波动与光度和光谱的变化进行比较，后者是来自TiO带强度和服务（至少部分）代理的有效温度的变化。层析成像方法揭示了速度和光谱/光度变化之间的相移。这种相移导致温度-速度平面中的滞后回线，其时间尺度为几百天，类似于光度计。在$μ$ Cep中测量的滞后回线时间尺度与干扰对流模式的声波的时间尺度之间的相似性表明，这种波在触发滞后回线中起重要作用。
2019-10-10 astro-ph.SR
The excess of cool supergiants from contemporary stellar evolution models defies the metallicity-independent Humphreys-Davidson limit
汉弗莱斯-戴维森极限（HD）在赫罗图上经验性地定义了一个高光度（log L > 5.5）和低有效温度（T <20 kK）的区域，在这个区域几乎没有任何超巨星被观测到。试图通过近爱丁顿风或超爱丁顿风中产生的不稳定性来解释这一极限，基本上是不成功的。利用现代恒星演化，我们的目标是重新审视HD极限，调查增强混合对大质量恒星的影响。我们构建网格的恒星演化模型适用于小和大麦云云（SMC，LMC），以及为银河系，跨越各种初始旋转速率和对流过冲参数。明显增强的混合显然使恒星演化轨迹远离HD极限区域。为了量化恒星演化模拟中过度发光的恒星，我们生成了大质量恒星的合成星族，并与SMC和LMC中的冷星（T < 12.5kK）和亮星（log L > 4.7）目录进行了详细的比较。我们发现，调整混合参数可以使观测到的和模拟的红超巨星种群之间达成一致，但对于较热的超巨星，模拟总是高估了与观测相比非常明亮（log L > 5.4）的恒星数量。由于混合增强，发光超巨星的过剩减少，这可能暗示了混合在解释HD极限中的重要作用。然而，HD极限仍然无法解释更热的超巨星。
2021-02-05 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: I. interpretation of interferometric observations
上下文有人认为红超巨星（RSG）中的对流会产生大尺度的颗粒，导致可观察到的表面不均匀性。这种对流也非常强烈，被怀疑是RSG质量损失的原因之一。因此，必须详细地理解它。虽然有证据表明RSG光球中存在不对称性，但对颗粒化的详细研究还很缺乏。干涉观测为解决这个问题提供了一个令人兴奋的可能性，但它们仍然经常使用平滑对称的边缘变暗强度分布或非常简单的斑点特设模型来解释。目标。我们探索的颗粒化的影响，能见度曲线和关闭阶段使用辐射转移代码OPTIM3D。我们同时评估如何在RSG与CO5BOLD对流的三维模拟可以测试对这些观测。方法.我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟对流计算强度图在不同的波长和时间，从中我们得到干涉可见度振幅和相位。我们研究了它们随时间、位置角和波长的行为，并将它们与RSG alpha Ori结果的观测结果进行了比较。我们提供了平均边缘暗化系数的RSG。我们详细介绍了RSG颗粒（对比度，大小）的检测和表征的前景。我们证明，我们的RHD模拟提供了一个很好的适合现有的干涉观测的阿尔法奥利，相反，肢体变暗的磁盘。这证实了参宿四表面存在大型对流单体。
2009-07-10 astro-ph.SR
An atlas of cool supergiants from the Magellanic Clouds and typical interlopers. A guide for the classification of luminous red stars
我们提出了一个图集，包括1500多个光谱的晚型恒星（光谱类型从G到M）同时观察到的光学和钙三重态光谱范围。这些光谱是作为在麦哲伦星云中寻找冷超巨星的调查的一部分而获得的，并且是在四个时期内拍摄的。我们提供了每个光谱的光谱和光度分类（71%是超巨星，13%是巨星或发光巨星，4%是碳星或S星，剩下的12%是亮度较低的前景星）。我们还提供了一个详细的指南，光谱分类的发光晚型恒星，结果所做的广泛的分类工作的图集。虽然本指南是基于经典标准，我们已经把它们放在一起，并重新阐述了现代CCD光谱，因为这些标准分散在许多不同的作品中，主要用于摄影底片光谱。其结果是一个系统的，久经考验的过程中识别和分类发光晚型恒星，说明与CCD光谱的标准恒星和我们自己的目录的分类。
2018-07-19 astro-ph.SR
Short Term Variability of Evolved Massive Stars with TESS II: A New Class of Cool, Pulsating Supergiants
大质量恒星短暂地通过黄超巨星（YSG）阶段，因为它们在HR图上向红方向演化，并膨胀成红超巨星（RSG）。质量较大的恒星在经历了显著的RSG质量损失后再次经历YSG阶段，并向蓝方向演化。这些后RSG天体为我们提供了一个诱人的一瞥，让我们了解哪些恒星以RSG的形式结束生命，以及为什么。后RSG天体的一个迹象可能是脉动的不稳定性，这取决于恒星的内部结构。在这里，我们报告的发现五个YSG的脉动周期快于1天，发现在76个冷超巨星的样本中发现的\tess在两分钟的节奏。这些脉动的YSG集中在HR图区域，以前没有与脉动相关;我们得出结论，这是一个真正的新一类脉动恒星，快速黄色脉动超巨星（FYPS）。对于每个FYPS，我们通过迭代预白化提取频率，并进行时频分析。一个FYPS有一个提取的频率被分成三个三重峰，并且该峰的振幅在与三重峰的频率间隔相同的时间尺度上被调制;旋转和二进制效应都不可能是罪魁祸首。我们讨论了FYPS的进化状态，并得出结论，他们是候选人后RSG。我们样本中的所有恒星也显示出与热OB星相同的随机低频变率（SLFV），并归因于内部重力波。最后，我们在我们的样本中发现了四个$α$天鹅座变星，其中三个是新发现的。
2020-08-26 astro-ph.SR
A new survey of cool supergiants in the Magellanic Clouds
在这项研究中，我们进行了一个试点计划，旨在红超巨星人口的麦哲伦云。我们打算将目前已知的样本扩展到这些恒星亮度分布的未探索低端，建立一个更具代表性的数据集，以将它们的行为外推到其他银河系和银河系外的环境中。我们只使用近红外测光来选择候选者，并使用中等分辨率的多目标光谱学，我们进行光谱分类并推导出它们的视线速度，确认候选者的性质及其对云的成员资格。大约有200个新的RSG被发现，暗示着一个尚未被观察到的大种群。使用近红外和中红外测光，我们研究这些恒星的亮度分布，质量损失的开始和大气中尘埃的影响。在此基础上，研究了新的先验分类准则，并结合中红外和近红外测光，以提高类似计划的观测效率。
2015-03-31 astro-ph.SR
Cool Stars in the Hertzsprung-Russell Diagram
作为焦点会议“恒星巨兽：整个本地宇宙的红超巨星”的开幕式回顾，我在这里简要介绍红超巨星，为后续贡献奠定基础。我强调最近在这一领域开展的一些活动，并指出取得进展的领域、需要取得进展的领域以及如何取得进展。
2015-11-20 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres. I. Validation of the method
冷巨星和超巨星大气的特征是由对流和脉动过程产生的复杂速度场，这一点尚未完全了解。速度场影响谱线的形成，因此包含恒星大气动力学的信息。层析成像的方法允许恢复的速度场的分量的分布投影在视线上在不同的光学深度在恒星大气中。对谱线凹陷的贡献函数的计算旨在正确地识别谱线的形成深度，以便构造探测在不同光学深度处形成的谱线的数字掩模。层析成像方法应用于一维模型大气和现实的三维辐射流体动力学模拟与CO5BOLD进行，以比较它们的谱线形成深度和速度场。在1D模型大气中，每条谱线形成于有限的光学深度范围内。另一方面，在3D模拟中，主要由于温度和密度的不均匀性，线形成深度在大气中分散。对比三维合成谱与三维模拟速度的CCF剖面表明，层析成像方法正确地恢复了大气视线上速度分量的分布。
2017-12-01 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
Hot and cool: Characterising the companions of red supergiant stars in binary systems
本文汇编并分析了红超巨星双星系统中热伴星的轨道周期和质量比分布，发现9个系统周期为3至75年、心宿二为约2000年的离群值，并利用哈勃望远镜紫外光谱巡天揭示了小麦哲伦云中88个热伴星在0.3<q<1范围内的平坦质量比分布。
2024-11-21 astro-ph.SR
Spectral type, temperature and evolutionary stage in cool supergiants
近年来，冷超巨星（CSG）的温度标度一直存在争议，并且光谱类型（SpTs）不主要取决于温度的可能性已经提高。我们探索不同的观测参数之间的关系，并从中获得准确的恒星内禀参数的能力，通过分析迄今为止最大的光谱样本的CSG从SMC和LMC。我们探讨不同的观测参数之间可能存在的相关性，也利用近红外和中红外的颜色和文献光度变化。直接比较原子线（Fe I，Ti I和Ca II）在所观察到的光谱和合成大气模型的行为提供了令人信服的证据，有效温度是主要的基本变量驱动的SPT序列在CSG。然而，SpT和光度之间有明显的相关性，后期的SpT往往对应于质量损失更大的更明亮的恒星。SMC中的CSG群体的特征在于较高程度的光谱可变性，早期光谱类型（以K1型为中心）和低质量损失率（至少通过灰尘敏感的中红外颜色测量）。在LMC的人口显示较少的光谱变化和后来的光谱类型。光谱类型的分布不是单峰型。相反，最亮的CSG与亮度较低的天体有着显著不同的分布，主要是M亚型（以M2为中心），并且后期类型的质量损失率增加。总之，在SMC和LMC中观察到的CSG属性不能正确地描述标准的进化模型。光谱类型和辐射热光度之间非常强的相关性，得到了来自银河系的所有数据的支持，目前的演化轨迹根本无法复制。
2016-05-10 astro-ph.SR
The luminosities of cool supergiants in the Magellanic Clouds, and the Humphreys-Davidson limit revisited
冷超巨星的经验光度上限$L_{\rm max}$，通常被称为汉弗莱斯-戴维森极限，被认为编码了大质量恒星的一般质量损失行为的信息。此外，它描绘了单颗恒星将结束其生命的边界，剥离了它们的富氢包层，这反过来又是单颗恒星通道中II型到Ibc型超新星相对速率的关键因素。本文通过对大麦哲伦云和小麦哲伦云中冷超巨星光度分布的研究，重新讨论了$L_{\rm max}$问题。我们收集了每个星系中高度完整的$\log L/L_{\odot}$ =5.0以上的冷SG样本，并使用现代多波长测量数据确定了它们从光学到中红外的光谱能量分布。我们表明，在这两种情况下，$L_{\rm max}$似乎低于以前引用的，是在该地区的$\log L/L_{\odot}$ =5.5。没有证据表明$L_{\rm max}$在SMC中比在LMC中更高，如果金属依赖风是恒星包层剥离的主导因素，那么这将是预期的。我们还表明，$L_{\rm max}$与单个富氮沃尔夫-拉叶星的最低光度一致，表明在临界质量以上的恒星演化序列的变化。从人口合成分析，我们表明，日内瓦进化模型大大高估了SMC中的冷SG的数量。我们还认为，在较低的金属丰度环境中，较早的平均光谱类型的冷SG的趋势代表了一个真正的转变到更热的温度。最后，我们使用我们新的热光度测量提供冷超巨星更新的热校正。
2018-04-17 astro-ph.GA 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
The red supergiant population in the Perseus arm
我们在英仙座臂的一部分提出了一个新的冷超巨星目录，其中大部分以前没有被确定。为了生成它，我们使用了一组定义明确的光度标准来选择大量的候选者（637），这些候选者后来使用长缝摄谱仪在红外钙三重态光谱范围内以中等分辨率观察到。为了区分红超巨星和发光红巨星，我们采用了一种统计方法，这种方法是在以前的工作中发展起来的，在本文中得到了改进。我们提出了一种方法来分配的概率是一个红超巨星到一个给定的光谱，并使用人口的属性来产生干净的样本，没有污染的低光度恒星。我们比较我们的识别与分类使用经典的标准，并讨论各自的效率和污染的识别方法。我们证实，我们的方法是有效的，在寻找超巨星的最好的经典方法，但远低于污染的红巨星比任何其他方法。结果是一个包含197颗冷超巨星的目录，其中191颗没有出现在以前的红超巨星列表中。这是银河系中最大的冷超巨星的连贯目录。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetric Ejecta of Cool Supergiants and Hypergiants in the Massive Cluster Westerlund 1
我们报告了澳大利亚望远镜紧凑阵列对大质量星团Westerlund 1进行的新的5.5 GHz射电观测，发现了星团内10颗黄超巨星（YHG）和红超巨星（RSG）中的9颗。九个源中有八个是空间分辨的。与YHG Wd 1 -4a、-12a和-265相关的星云显示出彗星的形态-这是第一次在这样的恒星中观察到这种现象。这种结构在RSG Wd 1 -20和Wd-26的喷出物中也有反映;在每种情况下，彗星的尾巴都远离星团核心。RSG Wd 1 -237周围的星云发射比这些系统更不准直，但在面对星团的半球中再次显得更加突出。作为一个整体考虑，星云的形态提供了令人信服的证据，通过与韦斯特伦德1相关的物理媒介，如星团风。
2018-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Critical Metallicity of Cool Supergiant Formation. II. Physical Origin
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Physics, National Taiwan University（國立臺灣大學物理學系）；Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理論研究所）
研究通过恒星模型揭示了临界金属量的物理成因，解释了高金属量恒星在核心氦燃烧期间快速膨胀形成红超巨星的机制。
2026-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiplicity among the cool supergiants in the Magellanic Clouds
描述大质量恒星的多样性对于理解它们的演化、观测到的核心坍缩超新星的多样性和引力波祖系统的形成具有根本的重要性。尽管如此，直到最近，大质量恒星演化的最后阶段之一-冷超巨星阶段-受到的关注相对较少。在这项研究中，我们的目标是探索在大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）的冷超巨星（CSG）之间的多重性。为了做到这一点，我们汇编了大量的档案径向速度（RV）测量超过1000个来自LMC和SMC的CSG，跨越了40多年的基线。通过统计校正每个恒星目录的RV测量到盖亚DR 2参考系，我们能够有效地比较这些不同的观测。我们确定了45个CSGRV的变化不能通过内在的变异性解释，因此被认为是二元系统。我们得到了一个最小的二进制分数的$15\pm4\%$的SMC和$14\pm5\%$的LMC。结合这些结果，我们确定了一个最小的二进制分数的$15\pm3\%$的CSG。这些结果与以前的结果吻合得很好，这些结果应用了校正来解释观测偏差。这些结果增加了强度的假设，CSGs的二进制部分是显着低于他们的主序列对应。展望未来，我们强调需要进行长基线多历元光谱测量，以覆盖CSG二元系统的完整参数空间。
2021-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring surface magnetic fields of red supergiant stars
RSG恒星是非常巨大的冷演化恒星。最近，在$α$猎户座的表面测量到一个弱磁场，这是迄今为止唯一一个直接探测到表面磁场的M型超巨星。通过扩展对晚型超巨星样本中表面磁场的搜索，我们希望确定在$α$ Ori上检测到的表面磁场是否是M型超巨星的共同特征。与分光偏振仪Narval在TBL我们进行了搜索表面磁场在一个样本的冷超巨星，我们分析了圆偏振光谱使用最小二乘反卷积技术。我们在目标CE Tau，$α^1$ Her和$μ$ Cep中检测到恒星起源的弱塞曼签名。对于后者的明星，我们还表明，从这个明星上检测到的强线性偏振信号的串扰必须考虑在内。对于CE Tau和$μ$ Cep，探测到的表面场的纵向分量处于高斯水平，例如在$α$ ~Ori中。我们测量了一个强于$α^1$ Her近一个数量级的纵向磁场，还报道了CE Tau和$α^1$ Her的纵向磁场的变化，其变化与典型的大气动力学时间尺度吻合得很好。我们还报道了在黄超巨星$ρ$ Cas的表面没有检测到磁场。我们样本中的两颗RSG星，CE Tau和$μ$ Cep，显示出与$α$ Ori非常相似的磁场。在后RSG恒星$ρ$ Cas上没有检测到磁场，这表明磁场在后来的进化阶段消失了，或者至少用目前的方法检测不到。我们对$α^1$ Her的分析支持将其重新分类为AGB星的建议。
2017-04-26 astro-ph.SR
An Exceptional Dimming Event for a Massive, Cool Supergiant in M51
我们提出了一个特殊的调光事件的发现在一个冷的超巨星在本地体积螺旋M51。这颗被称为M51-DS 1的恒星是哈勃太空望远镜（HST）寻找失败超新星（SNe）的一部分。这颗超巨星可能与一个非常年轻的恒星群（$\lesssim6$ Myr）有关，在1995年至2016年期间获得的许多HST图像中显示出明显的变化（振幅$ΔF814W\approx0.7$等），然后在2017年底至2019年中期的某个时候突然变暗。在2021年的后续数据中，这颗恒星重新变亮，排除了一颗失败的超新星。在它几乎消失之前，这颗恒星是明亮的红色（$M_{F814W}\lesssim-7.6$等，$F606W-F814W=1.9$ - $2.2$等）。对该恒星的光谱能量分布的模拟显示，它是一颗高度变红、非常明亮（$\log[L/L_{\odot}] = 5.4$ - $5.7$）的恒星，其质量为$T_{\mathrm{eff}}\approx3700$ - $4700$ K，表明它是一颗冷黄色或后红超巨星（RSG），初始质量为$\approx26$ - $40$ $M_{\odot}$。然而，局部的星际消光和星周消光是不确定的，而且可能更低：近红外颜色与RSG一致，这将是更冷的（$T_{\mathrm{eff}}\lesssim3700$ K）和稍微不那么明亮的（$\log[L/L_{\odot}] = 5.2$ - …
2022-04-20 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
