Another cluster of red supergiants close to RSGC1
最近的研究揭示了银河系中靠近长棒尖端的一个区域中的巨大星团。这些星团被严重遮蔽，其特征是红超巨星的数量。我们分析了一个以前没有报道过的明亮的红色恒星的浓度~16'远离集群RSGC 1。我们利用近红外光度法来确定候选的红超巨星，然后利用样品的K带光谱来确定它们的性质。我们发现了一个由八颗红超巨星和五颗其他候选者组成的紧凑星团，其中一颗被光谱证实为红超巨星。这些天体一定形成了一个疏散星团，我们将其命名为阿利坎特8号。在2 MASS或UKIDSS近红外测光中，由于红化程度高和强场污染，不能清楚地看到团簇序列。从对红超巨星的分析中，我们推断出一次$A_{K_{\rm S}}=1.9$灭绝，年龄接近2000万年。虽然这个星团比以前已知的三个星团要小，但它的性质仍然表明质量超过10 000 $M_{\sun}$。它的发现证实了一个假设，即该地区的恒星形成发生在大约1000万年到2000万年前的大规模。
2010-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Yellow Supergiants and Post-Red Supergiant Evolution in the Large Magellanic Cloud
本文在大麦哲伦云中证认了九颗具有星周尘埃的高光度黄超巨星（含五颗FYPS），约占10^5太阳光度以上YSG的三分之一，提出这类具有表面脉动和星周尘埃的YSG是红超巨星后演化的候选体。
2023-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clusters rich in red supergiants
在过去的几年里，已经发现了几个包含大量红超巨星的星系团。这些星团是银河系中已知的最大质量的年轻星团之一，恒星质量达到几个$10^4\:$ M $_\odot$。他们第一次为我们提供了给定年龄的红超巨星的大型均匀样品。这些庞大的种群使它们成为了解红超巨星进化状况的强大实验室，尽管它们的视线范围内存在严重的灭绝现象。虽然一些星团，如epsilon RSGC1，是如此模糊，他们的成员只能在近红外观察到，其中一些是很容易接近，允许一个很好的集群和恒星性质的表征。到目前为止，从这些星团中收集到的信息有力地支持了晚M型超巨星代表一个单独的类别的想法，其特征是非常严重的质量损失。它还表明，银河系中红超巨星的光谱类型分布非常强烈地朝向M1，同时表明光谱类型与演化阶段之间的相关性。
2018-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spectroscopic Hunt for Post-Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud I: Preliminary Results
本研究利用MIKE高分辨率光谱观测大麦哲伦云中40颗黄超巨星，通过ATLAS9模型拟合确定其基本参数，首次测量20太阳质量以上恒星的光谱光度，发现异常表面重力及双星和质损证据，展示了光谱学在揭示冷超巨星演化状态中的关键作用。
2024-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Catalogue of Galactic Red Supergiants for direct detection of episodic mass-loss events
INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学物理与天文学系）；Dipartimento di Fisica e Chimica, Università degli Studi di Palermo（巴勒莫大学物理与化学系）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
GalRSG目录包含227个银河系红超巨星，旨在通过长期多波段高观测频率监测，探测超新星前的变异性及明亮爆发驱动的质量损失事件。
2026-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO and H2O Maser Observations of Red Supergiants in Star Clusters Embedded in the Galactic Disk
本文给出了Stephenson的2号星团和Mercer等（2005）的4号、8号和13号星团中红超巨星的SiO和H $_2$ O脉泽谱线的射电观测结果，Stephenson的2号星团和西南附近的星团中包含了15颗以上的红超巨星。我们在Stephenson的2号脉泽中心探测到一个，在西南聚集的SiO脉泽谱线中探测到三个，在H_2O脉泽谱线中也探测到这四个中的三个。这4个天体的平均径向速度为96 km/s^{-1}，运动学距离为5.5 kpc，位于Scutum-Crux旋臂的底部附近。此外，在CO J=1- 0线上对这些星团的映射观测显示，与原型红超巨星星团相比，斯蒂芬森的2号星团周围仍然存在相当数量的分子气体。122号。这表明气体排出的时间尺度在单个星系团中差异很大。
2010-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of Red Supergiants to supernova in the LMC cluster NGC 2100
红超巨星（RSG）的质量损失率决定了它们向超新星的演化，并决定了由此产生的爆炸的外观。为了研究质量损失率如何随演化而变化，我们测量了大麦云云中年轻大质量星系团NGC 2100中19颗红超巨星的质量损失率（\mdot）和质量损失率。通过瞄准同时代星团中的恒星，我们可以在保持质量和金属丰度变量不变的情况下研究质量损失率的演化。质量损失率通过将DUSTY模型拟合到WISE和Spitzer/IRAC的中红外光度测定法来确定。我们发现红超巨星中的\mdot \随着恒星的演化而增加，并且被广泛用于恒星演化计算的de Jager的\mdot \公式很好地描述.我们发现由温暖的尘埃引起的灭绝是可以忽略不计的，这意味着内部风的温暖的星周物质不能解释与其他星团恒星相比在RSG中发现的更高水平的灭绝。我们讨论了这项工作的超新星祖先和恒星演化理论的影响。我们认为，在RSG阶段大幅增加\mdot \几乎没有理由，因为最近已经提出，以解释缺乏高质量的IIP型超新星祖先。我们还认为，在红变的增加接近年底的RSG阶段，观察到的两个最进化的星团恒星，可能提供一个解决方案的红超巨星问题。
2016-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
On The Red Supergiant Problem
我们研究的问题，估计对应于观察到的红超巨星（RSG）的IIP型超新星的祖先的质量范围。使用旨在重现观测特性的蒙特卡罗模拟，我们发现Davies & Beasor（2018）的方法显著高估了最大质量，对于Mh/Msun = 18的输入群体，上限为Mh/Msun = 20.5 +/-2.6。我们首选的贝叶斯方法做得更好，对于相同的输入人群，Mh/Msun = 18.6 +/-2.1，但也倾向于高估Mh。对于实际的祖先样本和Salpeter初始质量函数，我们发现Mh/Msun = 19.01 - 2.04 + 4.04，用于Smartt等人（2009）和Davies & Beasor（2018）使用的Eldridge等人（2004）质量-光度关系，以及Mh/Msun = 21.28_-2.28 + 4.52用于Sukhbold等人（2018）质量-光度关系。基于蒙特卡罗模拟，我们估计这些被高估了3.3 +/-0.8Mh。红超巨星的问题依然存在。
2020-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared spectroscopy of candidate red supergiant stars in clusters
尽管有大量的候选星团，但距离太阳几千秒差距以上的银河系年轻星团的清晰识别是罕见的。我们的目标是提高候选集群的选择丰富的大质量恒星的光度银河系数据，从光学到中红外波长的多波长分析。我们对5个候选星团进行了光度和光谱分析，这些星团在GLIMPSE和2 MASS图像中被选为高密度的亮星（Ks < 7等）。共获得48个红外光谱。测光和光谱学的结合产生了6颗新的红超巨星，质量从10 Msun到15 Msun。其中两颗红超巨星位于银河系坐标（l，b）=（16.7deg，-0.63deg），距离约3.9 kpc;另外四颗红超巨星是星系团的成员，位于银河系坐标（l，b）=（49.3deg，+0.72deg），距离约7.0 kpc。对探测到的高密度最亮恒星的光谱分析和沿其视线的星际消光研究是区分低消光区域和实际星团的基础。对包含红超巨星的年轻星团的普查是不完整的;在现有的全天近红外巡天中，它们可以被识别为明亮恒星的超密度，其红外色星等图的特征是空白。
2014-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
<3D> NLTE line formation in the atmospheres of red supergiants
红超巨星在J波段具有巨大的亮度，是宇宙化学成分的理想探测器。因此，至关重要的是要有现实的模型，辐射转移在其大气中，这将允许确定丰度精确到0.15德克斯，精度达到未来的望远镜设施在星系的距离为几十兆秒差距。在这里，我们研究了非局部热力学平衡（NLTE）的铁，钛，硅线，这主导的J带谱的红超巨星的形成的影响。结果表明，NLTE的辐射转移模型，使准确的推导金属丰度和有效温度在J波段。我们还讨论了RSG光谱合成在不同的光谱窗口，包括严重TiO覆盖的光学区域，和大气结构的后果。然后，我们触及的挑战，NLTE集成与新一代的三维流体动力学RSG模型，并提出了第一次计算NLTE光谱的平均3D模型的参宿四。
2013-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution observations of Cen A: Yellow and red supergiants in a region of jet-induced star formation?
我们提出了近红外（NIR），自适应光学（AO）斯巴鲁和归档的HST成像数据的一个区域附近的北中叶（NML）的半人马座A（岑A）喷流，在距离$\sim15$千秒差距东北（NE）从中心的NGC 5128。近红外图像的低通滤波揭示了强的--高于背景平均值的$>3σ$--信号在等效HST场中最亮恒星的预期位置处。近红外背景噪声的统计分析表明，概率观察$>3σ$信号在同一位置，在三个独立的测量，由于随机背景波动单独是可以忽略不计的（$\leq10^{-7}\%$），因此，这个信号应该反映了最亮的HST星的近红外对应物的检测。对这颗恒星的广泛光度分析产生了$V-I$，可见光-近红外和近红外颜色，预计来自一颗估计年龄为$\sim10^{+4}_{-3}$ Myr的黄色超巨星（YSG）。此外，第二和第三明亮的HST恒星可能也是Cen A中的超巨星，估计年龄分别为$\sim16^{+6}_{-3}$ Myr和$\sim25^{+15}_{-9}$ Myr。这三颗超巨星的年龄与先前在附近发现的年轻大质量恒星的年龄非常一致，这些恒星被认为是在喷流-HI云相互作用的后期形成的，喷流-HI云相互作用似乎驱动了该区域过去$\sim100$ Myr的恒星形成（SF）。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Physical properties of the first spectroscopically confirmed red supergiant stars in the Sculptor Group galaxy NGC 55
利用K波段多目标摄谱仪对玉夫座星系NGC 55中的18颗红超巨星进行了观测。径向速度的计算和显示出良好的协议与以前的估计，确认超巨星的性质的目标，并提供第一光谱确认的RSG在NGC 55。利用最先进的恒星模型大气层，利用$J$ -波段分析技术对14个目标的恒星参数进行了估算。估计的金属丰度证实了NGC 55的低金属丰度性质，与以前的研究结果一致。这项研究提供了NGC 55金属丰度梯度的独立估计，与最近发表的使用热大质量恒星的结果非常一致。此外，我们计算我们的目标的光度，并比较其分布的有效温度和光度的其他RSG，在不同的环境中，使用相同的技术估计。
2017-02-22 astro-ph.GA 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
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
Red supergiant stars in binary systems II. Confirmation of B-type companions of red supergiants in the Small Magellanic Cloud using Hubble ultra-violet spectroscopy
本研究利用哈勃紫外光谱证实了小麦哲伦云中16颗红超巨星的B型主序伴星，确定了其恒星参数，并发现部分伴星嵌入红超巨星风中，且年龄存在矛盾，可能涉及双星质量转移。
2024-12-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spectroscopic Hunt for Post-Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud II: Turbulent Line Broadening in the Spectra of LMC Yellow Supergiants
本研究通过高分辨率光谱分析大麦哲伦云32颗黄超巨星的谱线湍流致宽特征，识别出两类湍流速度比不同的星群，发现宏湍流速度与光球运动探测指标相关，且一维演化模型对流速度与微湍流速度吻合但低于宏湍流速度，为约束大质量恒星演化提供观测依据。
2025-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type IIP Supernova Progenitors III: Blue to Red Supergiant Ratio in Low Metallicity Models with Convective Overshoot
恒星聚集体的赫罗图（HRD）中的恒星分布代表了其演化的恒星星族的快照。一些超巨星在演化的后期可能会将HRD从蓝色转变为红色，然后再转变为蓝色，如SN 1987 A的祖先。其他的可能会在“蓝环”中经过HRD的一个特定部分超过两次，并在爆炸前成为红超巨星。由于蓝环中的恒星在那里度过了相当长的一段时间，这些阶段可能会改变HRD中模型超巨星的相对数量。它们的寿命反过来取决于恒星的初始质量，如何模拟其内部的对流，以及在其演化过程中发生了多少质量损失。观测到的蓝红超巨星和黄红超巨星的数量比灵敏地检验了恒星演化理论。我们将这些超巨星的模型数量比与大麦云云的观测数据进行了比较，因为它的金属丰度与SN 2013 ej的环境非常相似。我们成功地模拟这些考虑到中度（指数）对流过冲。我们探讨其对最终半径和质量的恒星核心崩溃之前。半径随过冲而显著不同。这些控制前超新星结构的因素可能会影响爆炸后的光学/IR光变曲线和光谱发展。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Extragalactic Multi-Band Exploration of Red Supergiants (EMBERS): Pipeline, Source Classification, and Bolometric Properties of 101,219 Red Supergiants from James Webb Space Telescope Imaging
Northwestern University（西北大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）
基于JWST NIRCam成像，对20 Mpc内15个星系的约10万颗红超巨星进行最大规模种群研究，开发新流程与聚类方法，发现环境塑造演化及一批极端红超巨星。
2026-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a red supergiant donor star in SN2010da/NGC 300 ULX-1
SN 2010 da/NGC 300 ULX-1于2010年5月首次被发现为超新星冒名顶替者，最近被发现是一个脉动超亮X射线源。在这封信中，我们介绍了2018年10月获得的该源的VLT/X-shooter光谱，覆盖波长范围为350-2300 nm。$J$ -和$H$ -波段清楚地显示了一颗红超巨星施主星的存在，它与具有$T_{\rm eff} = 3650 - 3900$ K和$\log(L_{\rm bol}/L_{\odot}) = 4.25\pm0.10$的MARCS恒星大气最匹配，这产生了恒星半径$R = 310 \pm 70 R_{\odot}$。为了拟合完整的光谱，需要两个额外的分量：一个蓝色的过量，可以用热黑体拟合，（T $\gtrsim 20,000$ K）或幂律（光谱指数$α\approx 4$），很可能是由于X射线发射再处理的外吸积盘或施主星;和红色过剩，这是很好地拟合了一个黑体的温度为$\sim 1100$ K，并可能是由于在SN 2010 da附近的温暖的尘埃。在这个系统中存在一颗红超巨星意味着轨道周期至少为0.8-2.1年，假设洛希瓣溢出。由于施主天体与致密天体的质量比很大，红超巨星径向速度的轨道调制可能无法检测到。然而，中子星的径向速度幅度足够大（高达40-60 km s $^{-1}$），可能在未来被测量，除非系统被认为是在一个非常不利的倾斜。
2019-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG. GIANO-B spectroscopy of red supergiants in Alicante 7 and Alicante 10
位于银河系内盘的盾座复合体拥有许多年轻的星团和红超巨星，它们被尘埃消光严重遮蔽。这些恒星是银河系内部最近恒星形成和化学富集历史的重要示踪物。在TNG的SPA大型计划中，我们获得了RSGC 3星团附近的阿利坎特7和阿利坎特10协会的11颗红超巨星的GIANO-B高分辨率（R= 50，000）YJHK光谱。利用GIANO在一次曝光中的完整YJHK光谱覆盖范围，我们能够测量数百条适用于化学丰度测定的原子和分子谱线。我们还测量了一个突出的弥漫星际波段在λ =1317.8 nm（真空）。这提供了一个独立的红化估计。阿利坎特7号和阿利坎特10号中分别有7颗和3颗红超巨星的径向速度、盖亚自行和灭绝都与它们是星协成员相一致。一颗朝向阿利坎特10的恒星具有运动学和低消光，这与成员资格不一致。通过光谱合成和谱线等效宽度测量，得到了铁峰、CNO、α、其它轻元素和一些中子俘获元素的化学丰度。我们发现，大多数元素的平均略低于太阳的铁丰度和太阳尺度的[X/Fe]丰度模式，与薄盘化学相一致。我们发现了[C/Fe]的耗尽，[N/Fe]的增强，以及相对较低的12 C/13 C <15，这与CN循环材料以及它们的大气中可能存在的一些额外混合一致。
2019-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes: KMOS Observations in NGC 6822
我们目前的近红外光谱的红超巨星（RSG）在NGC 6822，获得了新的VLT-KMOS仪器。通过与J波段的模型光谱的比较，我们确定了11个RSG的金属丰度，发现平均值[Z] = -0.52 $\pm$ 0.21，这与以前对年轻恒星和HII区的丰度研究吻合得很好。我们还发现了一个低显着的丰度梯度内的中央1千秒差距的迹象。我们比较我们的结果与那些来自老恒星星族和调查的差异，使用一个简单的化学演化模型。通过比较确定的物理性质的RSG在NGC 6822与那些使用相同的技术在银河系和麦哲伦云，我们发现，似乎没有显着的温度变化的RSG相对于金属丰度，在最近的演化模型相反。
2015-01-29 astro-ph.GA 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
The temperatures of red supergiants in low metallicity environments
红超巨星（RSG）的温度预计将取决于金属丰度（Z），以这种方式，低Z的RSG更温暖。本文通过分析低Z星系Wolf-Lundmark-Mellote（WLM）中的RSG，研究了Hayashi极限的Z依赖性，并与高Z星系小麦哲伦云（SMC）和大麦云（LMC）中的RSG进行了比较。我们确定的有效温度（$T_{\textrm{eff}}$）的每一个恒星的光谱能量分布拟合，由VLT+SHOOTER观测，与MARCS模型的大气。我们发现平均温度为$T_{\textrm{eff}_{\textrm{WLM}}}=4400\pm202$ K、$T_{\textrm{eff}_{\textrm{SMC}}}=4130\pm103$ K和$T_{\textrm{eff}_{\textrm{LMC}}}=4140\pm148$ K。从种群综合分析中，我们发现，虽然日内瓦进化模型在定性上再现了这一趋势，但这些模型中的RSG在系统上过于冷静。我们推测，我们的结果可以解释的不适用的标准太阳混合长度的RSG。
2021-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Red Supergiant Content of M31
我们研究了M31的红超巨星（RSG）种群，获得了255颗恒星的径向速度。这些数据证实了我们的光度选择的样本的成员，表明银河系前景星和河外RSG可以区分的基础上的B-V，V-R双色图。此外，我们使用这些光谱来测量有效温度和分配光谱类型，推导出192个RSG的物理特性。与太阳-金属丰度日内瓦演化轨迹的比较表明了惊人的一致性。M31中最明亮的RSG可能是从25-30 Mo的恒星演化而来的，而绝大多数RSG是从初始质量为20 Mo或更小的恒星演化而来的。在RSG的分布中有一个有趣的分支，其有效温度随着光度的增加而增加，其中一个序列由早期的K型超巨星组成，另一个是M型超巨星，随着亮度的增加而变晚（更冷）。这种分离只在演化轨迹中得到了部分反映，尽管这可能是由于太阳日内瓦模型和M31的金属丰度高于太阳的金属丰度之间的不匹配。随着亮度增加，中值光谱类型也增加;即，质量较高的RSG比光度较低的RSG在较冷的温度下花费更多的时间，这是本研究的新结果。最后，我们将讨论需要什么观测成功地建立一个光度函数，可用于限制的RSG的质量损失率，我们的日内瓦同事建议。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants
我们报告中，以远红外成像和光度从7至37微米的SOFIA/FORCAST和2微米的自适应光学成像与LBTI/LMIRCam的大样本的红超巨星（RSG）在四个银河系的集群; RSGC 1，RSGC 2 =斯蒂芬森2，RSGC 3，和NGC 7419。这些星团中的红超巨星涵盖了它们的亮度和初始质量的预期范围，从大约9到超过25个太阳质量。这个星群包括了非常晚型的RSG，例如可能接近RSG阶段末期的MY Cep、高质量损失脉泽源、黄超巨星和后RSG候选者。许多恒星和几乎所有最明亮的恒星都具有光谱能量分布（SED），在最长波长处具有扩展的红外过量辐射。为了最好地模拟它们的SED，我们使用具有可变径向密度分布函数的DUSTY来估计它们的质量损失率。我们对42颗RSG的质量损失率-光度关系基本上遵循经典的德雅格曲线，但在光度低于10^5太阳光度时，我们发现大量的红超巨星的质量损失率低于德雅格关系。当光度高于10^5太阳光度时，会有一个快速的转变，向更高的质量损失率过渡，接近并与德雅格曲线重叠。我们建议不要使用线性关系或单一曲线，经验质量损失率-亮度关系可以用宽带更好地表示。有趣的是，在约10^5 Lsun时向更高质量损失率的转变大约对应于18 - 20 Msun的初始质量，这接近RSG变为II型SNe的上限。
2020-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Supergiants as Cosmic Abundance Probes: The Sculptor Galaxy NGC 300
本文对玉夫座星系NGC 300中的27颗红超巨星进行了定量光谱研究。J-波段光谱获得使用KMOS的VLT和研究与国家的最先进的合成光谱，包括最强的诊断线的NLTE校正。我们报告的中心金属丰度为[Z]= -0.03 +/- 0.05，梯度为-0.083 +/- 0.014 [dex/kpc]，与以前对蓝超巨星和H II区极光线测量的研究一致。这一结果标志着J波段光谱方法首次应用于本星系群之外的单个红超巨星群，并揭示了这项技术的巨大潜力。
2015-05-05 astro-ph.GA
A Massive Yellow Supergiant in the Far Outer Disk of M31: Evidence for In Situ Massive Star Formation Beyond the Optical Radius
本研究在M31远外盘发现大质量黄超巨星J0048+4154，通过光谱分析确认其原位形成，挑战了恒星形成局限于内盘的传统观点，拓展了对星系外围恒星形成能力的认识。
2025-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Supergiants in the JWST Era. I: Near-IR Photometric Diagnostics
詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）上的近红外相机（NIRCam）将是研究红超巨星（RSG）的强大工具。这些恒星的高光度和红色峰值波长使它们成为JWST/NIRCam的理想目标。有了有效的光度诊断，在多个过滤器中对RSG群体进行成像将有可能确定这些恒星的物理特性，并且在JWST爆炸前成像可用的情况下，可以识别RSG超新星的祖先。本文使用银河系RSG的观测和模型光谱来模拟JWST/NIRCam近红外测光和颜色，量化和测试有效温度和测热星等的潜在诊断，并提出用于分离背景RSG和前景矮种群的测光技术。虽然结果是针对全套近红外滤波器的，但这项工作表明，（F070 W-F200 W）是JWST/NIRCam颜色指数对有效温度最敏感，F090 W是确定热星等的最佳波段，并且（F070 W-F090 W）与（F090 W-F200 W）的颜色-颜色图可用于分离前景矮星和背景RSG样本。这三个过滤器的组合被推荐为最好的光度观测套件，当研究RSG与JWST。
2018-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple components in the molecular outflow of the red supergiant NML Cyg
尽管它们对恒星和星系演化有很大的影响，但红超巨星流出物的性质还没有得到很好的表征。我们使用Onsala 20米望远镜对红色超巨星NML Cyg和黄色超巨星IRC +10420进行了3毫米和4毫米（68 - 116 GHz）的光谱调查。我们的NML天鹅座的观测结果与互补的档案数据相结合，使搜索的签名形态复杂的环星环境中，使用发射线从15个分子物种。恢复的参数意味着存在三个不同的，连贯的和持久的组件，包括蓝移和红移的组件，除了一个基本的外流中心在恒星系统速度。此外，为了用三维辐射转移模型再现CO排放，需要一个球形外流，其中有三个叠加的锥形外流，一个朝向观察者，一个远离观察者，一个在天空平面内。这些组分的密度比球形流出物的密度高一个数量级。因此，我们建议，NML天鹅座的拱星环境包括少量的高密度大规模相干外流嵌入在一个球形风。这将使质量损失的历史类似于VY CMa，而不同于mu Cep，其中流出物包含许多随机分布的较小团块。恒星性质，外流结构和内容之间可能存在的相关性对于理解大质量恒星的演化及其环境影响至关重要。
2021-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Luminosity Function of Red Supergiants in M31
红超巨星（RSG）的质量损失率不受直接测量的约束，但这些恒星随后的演化严重依赖于在RSG阶段损失了多少质量。2012年，日内瓦进化小组更新了RSG的质量损失处方，结果是20太阳质量的恒星在RSG阶段损失的质量比旧模型多10倍。因此，更高质量的RSG会通过第二个黄超巨星阶段而不是作为II-P型超新星爆炸，这与最近的观测结果一致（所谓的“RSG问题”）。尽管如此，在RSG阶段甚至更大的质量损失率不能通过直接测量其当前的粉尘产生率来排除，因为这种质量损失是偶发的。在这里，我们测试的模型推导出的光度函数RSG在附近的旋涡星系M31，这是敏感的总质量损失期间的RSG阶段。我们仔细分离RSG渐近巨星分支星的颜色星等图后，最近的方法利用杨和合作者在他们的小麦哲伦云的研究。将我们得到的光度函数与进化模型预测的光度函数进行比较，表明RSG质量损失的新处方在匹配观测结果方面做得很好，我们可以很容易地排除明显更大的值。
2019-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Sample of Red Supergiants in Twelve Low-Mass Galaxies of the Local Group
这项工作建立了12个低质量星系中最完整的红超巨星样本（WLM，IC 10，NGC 147，NGC 185，IC 1613，Leo A，Sextans B，Sextans A，NGC 6822，Pegasus Dwarf，SMC和LMC），这为研究RSG的性质以及星系的恒星形成率（SFR）和初始质量函数（IMF）奠定了坚实的基础。利用UKIRT/WFCAM和2 MASS测光以及Gaia/EDR 3的自行和视差测量，通过在近红外色色图（$(J-H)_0/(H-K)_0$）中的明显分支去除前景矮星，根据它们在特定星系成员星色星等图$(J-K)_{0}/K_{0}$中的位置识别出RSG。在10个矮星系中总共发现了2，190个RSG，另外在LMC和SMC中分别发现了4，823个和2，138个RSG。红巨星分支尖端在$(J-K)_{0}/K_{0}$图中的位置被确定为星系金属丰度和距离模数的指示器。
2021-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy: I. Targets in massive star clusters
目标。红超巨星（RSG）是所有恒星中最明亮的恒星之一，在外部星系中很容易被探测到，并且可以理想地作为银河系结构的运动示踪剂。一些RSG被环绕星周的封套所包围，这些封套可以通过尘埃和分子，特别是微波激射辐射探测到。这项研究包括一氧化硅（SiO）的微波激射发射的搜索向大量的RSG的大规模星团，其中许多是最近才被发现的成员。此外，我们的目标是与发生的微波激射行动的主机星的属性。方法.利用IRAM 30米望远镜，对88个RSG样品进行了SiO第一振动激发态J = 2 - 1转动跃迁脉泽辐射的探测。结果平均均方根噪声水平为0.25焦耳，我们检测到脉泽发射的15%的样品，对大多数的来源首次在这个过渡。发射的峰值为RSG提供了精确的径向速度。红外颜色的检测率的依赖性支持的SiO脉泽的辐射泵浦机制。
2012-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A massive association around the obscured open cluster RSGC3
在银河系靠近盾牌-十字臂底部和长棒尖端的区域发现了四个红超巨星星团。星族合成模型表明，它们必须非常巨大，才能容纳如此多的超巨星。这些集群之一，RSGC 3的空间范围，尚未调查。我们利用2 MASS JHK测光来识别RSGC 3附近的候选遮蔽明亮的红色恒星。我们在卡拉尔阿尔托的3.5米望远镜上用TWIN摄谱仪观察了一个候选者的样本，获得了8000- 9000 A范围内的中等分辨率光谱。我们重新评估了一些文献中提出的分类标准，这个光谱范围，发现我们可以使用我们的光谱来获得光谱类型和光度类。我们测量了RSGC 3的五个成员的径向速度，发现速度与Stephenson 2成员的平均速度相似。在星团外观测到的候选者中，我们的光谱显示了8颗距离RSGC 3中心<18弧分的M型超巨星，分布在两个团块中。南部的星团很可能是另一个红超巨星星团，变红和年龄与RSGC 3相同。通过2 MASS测光，除了光谱观测到的五颗外，我们还确定了四颗可能的超巨星。北部的丛可能是一个小的集群具有类似的参数。对RSGC 3周围区域的光度分析表明，存在着大量（>30）具有相似颜色的红超巨星，这表明大质量星团RSGC 3被一个扩展的星协所包围，它的质量可能非常大（>10E5M_sun）。我们还表明，盾牌座复合体中的超巨星可以通过2 MASS测光和Z波段的中高分辨率光谱学的组合来表征。
2011-01-31 astro-ph.GA
The Discovery of a Massive Cluster of Red Supergiants with GLIMPSE
我们报告发现了一个以前未知的大质量星系星团，l=29.22，b=-0.20。在斯皮策GLIMPSE巡天的中红外图像中，根据后续的近红外光谱，该星团至少包含8颗晚型超巨星，另外还有3-6颗候选超巨星余烬，其红外光度与类似的距离和红化一致。团簇位于13-CO柱密度和8微米发射的局部最小值。我们将这一特征解释为进化中的大质量恒星的高能风所雕刻的洞。在分子图中看到的VLSR ~95 km/s处的13-CO空穴对应于6.1/8.7+/-1 kpc的近/远运动学距离。我们计算出的平均分光光度距离为7.0^+3.7_-2.4 kpc，与推断的运动学距离基本一致。这个位置使它接近银河酒吧的北端。对于平均消光星等A_V=12.6+/-0.5mag（A_K=1.5+/-0.1mag），星系团可能成员的色星等图与1800 - 2400万年的等时线拟合得很好。估计星团质量约为20，000 Msun。由于最大质量的原始星团恒星可能已经死亡，在这附近没有发现强烈的无线电辐射。因此，这个RSG星团是隐藏在许多尘埃遮蔽之后的青春期大质量星系团的代表。这个星团加入了两个类似的红超巨星星团，作为我们银河系酒吧末端与盾牌座旋臂底部相连的不稳定区域的居民，这表明那里最近发生了广泛的大质量恒星形成。
2009-03-13 astro-ph.GA
Red Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31)
红超巨星是中等质量恒星（10- 25 Mo）演化过程中的一个短暂阶段，因此它们在H-R图中的位置提供了恒星演化模型的严格测试。由于大质量恒星的演化受到恒星质量损失的强烈影响，并且质量损失率取决于金属丰度，因此研究不同金属丰度星系中这些恒星的物理性质是非常必要的。在这里，我们确定了一个样本的红超巨星在M31（最富金属的本星系群星系），并得出其物理性质，通过拟合MARCS大气模型，以中等分辨率的光学光谱，并从V-K测光。
2009-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analysis of Red-Supergiants in VdBH 222
最近的调查发现了新的年轻大质量星系团（YMC），在银河系内部拥有数十个红超巨星（RSG）。这些星团是研究银河系内部最近和最激烈的恒星形成事件的理想选择。然而，由于影响银河平面的高消光，它们需要通过红外（IR）光谱进行研究。RSG的红外光谱已被证明是获得化学丰度的有力工具。我们通过使用VLT/X-射手光谱分析YMC VdBH 222的RSG，首次给出了其[Fe $/$ H]测量值（$-$ 0.07 $\pm$ 0.02）。我们没有发现多个恒星星族（MSP）在这个YMC的证据，相反，在老的大规模集群中经常观察到的。
2020-07-13 astro-ph.GA
The `Red Supergiant Problem': the upper luminosity boundary of type-II supernova progenitors
通过比较红超巨星（RSG）超新星祖先的性质与现场RSG的性质，已经声称不存在光度$L$高于$\log(L/L_\odot) > 5.2$的祖先。这与$\log(L/L_\odot) = 5.5$上RSG的经验光度上限相矛盾，这一结果被称为“红超巨星问题”。这被解释为黑洞形成的质量阈值上限的证据。本文比较了麦哲伦云中RSG SN祖星的观测光度和RSG $L$分布。我们的研究结果表明，在目前的样品中没有明亮的SN II-P/L祖细胞，至少可以部分地解释由陡峭的$L$ -分布和小样本量，和红超巨星问题的统计意义是1-2 $σ$之间。其次，我们模拟的II-P/L祖细胞的亮度分布作为一个简单的幂律的上限和下限的截止，并找到一个亮度上限为$\log(L_{\rm hi}/L_\odot) = 5.20^{+0.17}_{-0.11}$（68\%的信心），虽然这增加到$\sim$ 5.3，如果一个固定的幂律斜率是从理论上的论点预期。结果再次指出了RSG问题在$\sim 2 σ$中的重要性。在所有祖先都是单星演化的结果的假设下，这对应于$M_{\rm hi} = 19.2{\rm M_\odot}$、$\pm1.3 {\rm M_\odot (systematic)}$、$^{+4.5}_{-2.3} {\rm M_\odot}$（随机）的父分布的质量上限（68\%置信限）。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Red Supergiants as cosmic abundance probes: the first direct metallicity determination of NGC 4038 in the Antennae
通过对近成对星系NGC~4038（D = 20 Mpc）中三个超星团的中分辨率KMOS/VLT光谱的定量分析，直接测定了该星系的恒星金属丰度。在我们的分析中采用的方法已经开发和优化，以测量精确的金属丰度从原子线的$J$ -带的单个红超巨星（RSG）或RSG占主导地位的星团。因此，我们的金属丰度测量不受偏见和不了解系统固有的强线HII方法，这是常规应用于大规模的数据集的星系。我们发现[Z]= +0.07 $\pm$ 0.03，并将我们的测量结果与HII强线校准进行比较。我们的丰度和文献数据表明，存在一个平坦的金属丰度梯度，这可以解释为富金属气体的再分配后的强相互作用。
2015-09-16 astro-ph.GA
The Main Sequence of three Red Supergiant Clusters
银河系中的大质量星团是研究大质量恒星性质和演化的理想实验平台。它们提供了具有统计学意义的统一年龄的大质量恒星样本。为了准确地确定这些恒星的内在物理性质，我们需要建立星团的距离，年龄和红化。实现这一目标的途径之一是识别和描述红超巨星富星系团的主要序列成员。在这里，我们利用UKIDSS银河平面调查的公开数据。我们表明，点扩散函数光度与标准的光度净化技术相结合，使我们能够确定最有可能的主序列成员在10- 20万年的老集群RSGC 1，2和3。我们确认了先前在RSGC 2中检测到的主序列，并在RSGC 1和RSGC 3中提供了第一个主序列检测。在每个星团中有超过100颗超过8 Msun的恒星。这些主序星集中在光谱证实的红超巨星。我们利用明亮的主序星的J-K颜色来确定星团的K波段消光。与两个较老的星团RSGC 2和RSGC 3相比，最年轻的星团RSGC 1的红化差异是其三倍。光谱跟踪的集群主序星应导致更精确的距离和年龄估计这些集群，以及在这些高质量的环境中的恒星质量函数的测定。
2013-08-29 astro-ph.GA
Red Supergiants as Cosmic Abundance Probes: massive star clusters in M83, and the mass-metallicity relation of nearby galaxies
本文对M83星盘中的7个超星团进行了丰度分析。这些星团的近红外光谱以红超巨星为主，而这类恒星在均匀金属丰度下J波段的光谱相似性意味着可以使用与单颗恒星相同的工具来分析来自星团的整合光。使用VLT/KMOS的数据，我们估计样品中每个簇的金属丰度。我们发现M83内部区域的丰度梯度是平坦的，中心金属丰度[Z] = 0.21 $\pm$ 0.11，相对于太阳值$Z_\odot$ =0.014，这与同一区域亮热星的分析结果非常一致。将这一最新研究与我们最近的其他工作结合起来，我们完全基于对RSG的分析，为附近星系构建了一个质量-金属丰度关系。我们发现极好的协议与其他恒星为基础的技术，蓝超巨星，以及与温度敏感（“极光”或“直接”）\hii区域的研究。在所有的HII区强线校准，那些经验校准直接方法研究（N2和O3 N2）提供最一致的结果。
2017-08-29 astro-ph.GA
Red supergiants around the obscured open cluster Stephenson 2
在银河系的一个小区域，靠近盾牌座臂的底部和长棒的顶端，发现了几个红超巨星星团。星族合成模型表明，它们必须非常巨大，才能容纳如此多的超巨星。其中，史蒂芬森2，拥有26个RSG的核心分组，是银河系中最大的星团的有力候选者。我们探讨了星系团的实际大小及其与超密度的可能联系。我们已经在DENIS，USNO-B1和2 MASS之间进行了交叉匹配，以识别Ste 2周围的候选遮蔽明亮的红色恒星，并在附近的控制区域中找到>600个候选者。其中超过400颗恒星的亮度足以让4米级的望远镜进行观测。我们用位于La Palma的WHT望远镜上的AF 2观测了一个约250颗恒星的子样本，获得了7500- 9000 A范围内的中分辨率光谱。我们推导出所有这些对象的光谱类型和光度类，并测量它们的径向速度。我们的目标是G和K超巨星，晚期（>=M4）M巨星，M型亮巨星（光度II类）和超巨星。我们发现~35个RSG的径向速度与Ste 2成员相似，分布在两个调查区域。此外，我们发现~40个径向速度与物理协会原则上不相容的RSG。我们的研究结果表明，恒星2不是一个孤立的星团，而是一个巨大结构的一部分，可能包含数百个RSG，径向速度与银河经度（距离约6 kpc）的终极速度一致。此外，我们还发现了沿着这条视线不同距离处的几个大质量恒星群的证据[简略]。
2012-08-16 astro-ph.GA
