A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: II. Dynamical constraints on magnetar progenitor masses from the eclipsing binary W13
韦斯特伦德1是一个年轻的大质量星系团，包含丰富的沃尔夫-拉叶星，热相和冷相过渡超巨星和磁星。我们使用的光谱和光度观测的食双线双星W13推导出动力学质量的两个组件，以确定限制的祖先质量的磁星CXEJ164710.2 -455216和人口的演化恒星Wd 1。W13的轨道周期为9.2709+/-0.0015天，是一颗近接触的行星。浅光度食排除了大于65度的倾角，导致发射线光学主星和超巨星光学主星的质量下限分别为21.4+/-2.6Msun和32.8+/-4.0Msun，上升到23.2 +3.3/-3.0Msun和35.4 +5.0/-4.6Msun，以获得我们最佳的倾角62 +3/-4度。与沃尔夫-拉叶双星演化理论模型的比较表明，发射线天体的初始质量超过35 Msun，最有可能的模型具有高度非保守的晚期Case-A/Case-B质量转移和超过40 Msun的初始质量。这证实了从其在Wd 1中的成员资格推断出的高磁星祖质量，并代表了对任何磁星祖质量的第一个动力学约束。Wd 1中的红超巨星必须具有与W13相似的祖先质量，因此是经历红超巨星阶段的最大质量恒星之一，这对人口模型提出了挑战，该模型表明在这个质量范围内的恒星结束了它们向红方向的演化，成为黄超巨星。[删节]
2010-08-17 astro-ph.SR
Investigating dusty Red Supergiant outflows in Westerlund 1 with 3D Hydrodynamic simulations
本研究通过三维流体动力学模拟，发现红超巨星风的烧蚀流可解释Westerlund 1中的星云发射，且与JWST观测吻合。
2025-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A serendipitous survey for variability amongst the massive stellar population of Westerlund 1
大质量恒星在很宽的时间尺度上表现出光谱和光度的变化。然而，驱动这种行为的物理机制仍然知之甚少。Westerlund 1提出了一个理想的实验室，用于研究这些过程中的一个丰富的，同时代的人口后主序星，我们提出了一个寻路研究，旨在利用自20世纪60年代以来积累的大量数据来表征其变异性。光谱的变化归因于风的非球面性和光球脉动之间存在的热和冷的恒星星族。由于数据的限制，我们无法确定OB超巨星风结构的物理起源，尽管沃尔夫雷耶特风中的不均匀性可能是由二元相互作用驱动的，相反，至少有一个冷超巨星中的脉动。光球脉动被发现的恒星的光谱类型从早在O 9 I到中期的F Ia+黄超巨星-可能依赖于OB星之间的光度类别。光谱可变的红超巨星（M2-5 Ia）也是潜在的双星，但需要进一步的观测来证实这一假设。确定这些脉动的幅度和周期性作为温度、光度和演化状态的函数，为确定驱动不稳定性的物理机制开辟了前景，这些不稳定性限制和定义了HR图上游的恒星演化，而Wd 1内高亮度的黄超巨星和红超巨星的存在强烈限制了主序后演化路径，这显然与当前理论预测的> 25 Msun恒星的太阳金属岩相矛盾。[删节]
2010-03-26 astro-ph.SR
Spectroscopic monitoring of the luminous blue variable Westerlund1-243 from 2002 to 2009
银河系星爆星团Westerlund 1中的大质量后主序星W243经历了一个光谱转变，从1981年没有发射特征的B2 Ia超巨星到2002/03年具有丰富发射线光谱的A型超巨星。我们使用VLT/UVES和VLT/FLAMES获得了2003/04（UVES）和2008/09（FLAMES）的六个时期的高分辨率光谱。这些光谱与其他VLT/FLAMES和NTT/EMMI光谱一起使用，以跟踪W243从2002年到2009年的演变。W243显示出一个复杂的，随时间变化的光谱，其中有氢，氦和莱曼泵浦金属的发射线，氮和铁的禁止线，以及大量来自中性和单离子化金属的吸收线。许多谱线是复杂的发射/吸收混合。LBV目前的温度约为8500 K（光谱类型为A3 Ia+），并显示出光球脉动和弱幕式质量损失的迹象。氮是高度过剩，与碳和氧耗尽，表面hoc处理的材料和相当大的以前的质量损失的指示，虽然目前的时间平均质量损失率低。当LBV在先前的质量损失事件中损失的物质被一个看不见的热伴星电离时，发射线光谱在大半径处形成。对近红外光谱的监测表明，这颗恒星自2003年初完成向冷态（接近汉弗莱斯-戴维森极限）的演化以来，并没有发生显著的变化。[删节]
2009-10-05 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
Don't believe the hype(r): The Yellow Supergiants of Westerlund 1
本文通过分析 Westerlund 1 星团中六名黄特超巨星候选者的光谱，发现它们实为普通黄超巨星，这表明该星团年龄较老，并推测三重系统演化导致了异常高的黄超巨星比例。
2023-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Radio Census of the Massive Stellar Cluster Westerlund 1
大质量恒星和它们的恒星风对于许多反馈过程都很重要。在恒星风中损失的质量可以帮助确定恒星的终点是NS还是BH。然而，质量损失对大质量恒星后主序星演化阶段的影响还没有很好的理解。Westerlund 1是一个理想的天体物理实验室，可以在其中非常详细地研究大质量恒星及其在大量不同进化阶段的风。目的：我们的目标是研究Westerlund 1的无线电发射，以测量来自大质量恒星群体的无线电通量，并在可能的情况下确定质量损失率和光谱指数。研究方法：2015年和2016年，澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在5.5和9 GHz使用多种配置进行了观测，最大基线范围从750米到6公里。结果如下：从完全连接的数据集中，在射电中检测到30颗恒星，其中10颗是WR（主要是晚型WN星），5颗YHG，4颗RSG，1颗LBV星，sgB[e]星W9和几颗O和B超巨星。在射电中发现了5颗WR星和5颗OB超巨星的新的源探测。这些发现为3个新的OB超巨星双星候选者提供了证据，这些证据是从光谱指数极限推断出来的。结论：光谱指数和指数极限确定了Westerlund 1中的大质量恒星。对于发现具有部分光学厚发射的簇成员，计算质量损失率。在热辐射恒星风和稳定质量损失率的近似下，估计了8个WR的聚集比。在整个星系团中都探测到了弥散的无线电辐射。探测到无线电发射的节点，没有已知的恒星对应物，表明这个星团内介质的高度聚集结构，可能是由…
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio emission from the massive stars in Westerlund 1
年轻的大质量星团Westerlund 1（Wd~1）中多样的大质量恒星星族为观测和约束大质量恒星演化过渡阶段的质量损失过程提供了理想的实验室。对Wd~1进行了一系列高灵敏度射电观测，发现了18颗星团成员，其中冷超巨星占主导地位，但也发现了较热的OB超巨星和WR星。这里的各种无线电特性的检测样品进行了简要说明。在大质量恒星演化的整个过渡阶段，被探测到的天体的质量损失率惊人地相似，大约为每年10^-5个太阳质量。这样的速率不足以在大质量恒星的一生中剥离富含氢的地幔，除非恒星经历一个增强的质量损失时期。射电亮星W 9就是这样一个天体的例子，它有两个质量损失时期的证据，每年的损失率约为10^-4太阳质量。
2010-11-02 astro-ph.SR
Fundamental Parameters of 4 Massive Eclipsing Binaries in Westerlund 1
韦斯特隆德1是本星系群中已知最大的年轻星团之一，年龄在3-5百万年之间。它包含一系列稀有的演化大质量恒星，如蓝、黄、红超巨星、沃尔夫-拉叶星、一颗明亮的蓝色变星和一颗磁星，以及4个大质量食双星系统（Wddeb、Wd 13、Wd 36、WR 77 o，参见Bonanos 2007）。食双星提供了一个难得的机会来约束大质量恒星的演化模型，到星团的距离，并进一步确定磁星祖先质量的动力学下限。Wddeb是一个独立的系统，它非常有趣，因为它可以确定星团中两颗最大质量的未演化恒星的质量。我们分析了所有4个食双星的光谱，在2007-2008年采取的6.5米麦哲伦望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台，智利，目前的基本参数（质量，半径）的组成恒星。
2010-09-23 astro-ph.SR
A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: VI. Properties of X-ray bright massive cluster members
尽管第一次探测到来自大质量恒星的X射线发生在四十年前，但发射机制对发射体的基本恒星和双星性质的物理依赖性仍然不确定。年轻的大质量星系团Westerlund 1为理解这一现象提供了一个理想的实验平台，在历史上的X射线观测中发现了50多个星系团成员。在获得这些数据后的十年中，对该星团进行了重要的新的多历元观测，从而对X射线亮星和暗星的性质进行了根本性的重新评估。Wd 1内共有45个X射线源现在有精确的光谱分类。这些观测确定了16个候选和确认的大质量双星;通过比较，22颗恒星具有X射线特性，这意味着来自风碰撞区的贡献。X射线辐射似乎局限于O 9-B0.5超巨星、沃尔夫-雷耶特和一小群高亮度的相互作用/后相互作用双星。尽管它们大量存在，但没有从早期的、进化较少的O型星或后来的、较冷的B超巨星/超巨星中看到辐射。我们假设O巨星没有X射线发射是由于它们的辐射热光度比较低，如果它们符合热星的正则L_X/L_bol关系的话。OB超巨星从X射线发射的转变发生在双稳态跃迁的位置;我们推测，低于这个极限，恒星风速不足以形成内部的X射线发射激波。我们的研究结果与最近的发现一致，即大质量双星并不均匀地比具有可比光度和光谱类型的单星更亮，尽管值得注意的是，Wd 1内最亮和最硬的恒星X射线源都是已确认的或候选的大质量相互作用/后相互作用双星。
2019-02-14 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
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
SiO Maser Line-width Diagnostics of AGB Stars and Red Supergiants: The RSG-adjacent Region in the FWZI--Luminosity Plane
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-sen University（中山大学粤港澳大湾区宇宙线科学中心）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿物理研究所）
该研究通过分析SiO脉的零强度全宽（FWZI）与光度，定义了FWZI-光度平面中邻近RSG的经验区域，筛选出10个待验证的高优先级天体，为区分AGB星与RSG提供了新的诊断依据。
2026-10-14 astro-ph.SR
Radio emission from the massive stars in the Galactic Super Star Cluster Westerlund 1
目前的质量损失率估计意味着主序星风不足以剥离富含氢的包层以产生沃尔夫-拉叶（WR）星。Westerlund 1（Wd 1）丰富的过渡星族为观测整个恒星演化过渡阶段的质量损失过程提供了理想的实验室。本文分析了Wd 1的深射电连续观测资料.我们检测到18个集群成员。样品的无线电特性是多种多样的，具有热、非热和复合热/非热源。在所有光谱类型中，质量损失率约为10^{-5}太阳质量/年，不足以在大质量恒星的一生中形成WR，并且恒星必须经历一段时间的增强质量损失。sgB[e]星W 9可能提供了一个例子，它的质量损失率比其他星团成员高一个数量级，并且是一个密度约为当前风的3倍的扩展星云。这个结构让人想起明亮的蓝色变星，其中一个有两个高时期的证据，可能是爆发性的质量损失。探测到三颗OB超巨星，意味着异常密集的风。它们也可能有复合光谱，表明二进制。空间分辨星云与星团中四个RSG中的三个和六个YHG中的三个有关，这是由于静止的质量损失而不是爆发。对于某些冷星风，电离源可能是伴星，尽管星团辐射密度足够高，可以提供必要的电离辐射。五个WR星检测复合光谱，解释为碰撞风双星产生。
2009-12-21 astro-ph.SR
A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: VII. Cluster census
大质量恒星的形成、性质和演化仍然存在相当大的不确定性，影响着各种各样的场，如星系反馈和电磁波和引力波瞬变的祖先的性质。许多这样的恒星所在的星系团为解决这些问题提供了一个独特的实验室，在这项工作中，我们提供了一个全面的恒星普查Westerlund 1，以支持这些努力。通过I波段光谱学鉴定了69个新成员，得到了总共166颗恒星的星团人口，初始质量在25 Msun到50 Msun之间，还有更多的大质量恒星已经失去了超新星。恒星星族遵循一个平滑和连续的形态序列，从晚O巨星到OB超巨星。随后，进程分叉，其中一个分支产生中到晚B超巨星和冷超巨星/超巨星，另一个分支产生大质量的蓝离散星，然后是各种各样的H-耗尽的沃尔夫-雷耶特。大量的O-型恒星的广泛的帕邢系线被认为是一个属性，我们归因于二进制。双星的相互作用显然是产生超巨星的独特的丰富的队列，其中包括质量剥离的主星和再生的二次星/恒星合并。因此，未来对Wd 1和类似恒星聚集体的观测，为描述大质量恒星的单星和双星演化通道并确定它们的相对贡献提供了前景。这反过来将允许预测这些物体在核心坍缩点的物理性质;对于理解相对论残余物的形成有直接的意义，例如与Wd 1和其他年轻的大质量星系团有关的磁星。
2019-08-15 astro-ph.SR
Westerlund 1 under the light of Gaia EDR3: Distance, isolation, extent, and a hidden population
我们使用盖亚EDR 3数据，以及Westerlund 1周围区域的大样本发光恒星的光谱，来探索星团的范围。我们进行了非参数分析的自行和成员资格的确定。我们研究了几十颗距离Wd 1 < 1度的OB星和红超巨星的红化和自行。我们确定了一个人口的运动学成员的WD 1，主要包括已知的光谱成员。从它们的EDR 3松弛，我们得到了到星团的距离为$4.23^{+0.23}_{-0.21}$ kpc。由于盾牌座-十字臂附近的黑云，这个方向的消光在2.8千秒差距附近大幅增加，因此，我们几乎看不到与星团距离相当的任何恒星。然而，Wd 1的自行与其周围的恒星非常相似，但又不同。我们在前景中发现了第二个天体测量定义明确的人口（$d\approx2\:$ kpc），可能与可能的疏散星团BH 197有关。Wd 1是非常细长的，这种影响不是由东部和南部的非常严重的灭绝所驱动的。我们发现一个低密度的晕从星团中心延伸到10'，主要在西北象限。一些距离星团更远的OB星，特别是LBV MN 48，分享了它的自行，这表明Wd 1相对于Norma臂的场种群几乎没有或没有特殊的运动。然而，我们无法找到任何可能属于与星团相关的扩展种群的红超巨星，尽管我们在前景中观察到几十个这样的天体。我们发现了一个相当大的人口的发光OB成员掩盖了几个更大幅度的灭绝比大多数已知的成员。这些天体大多位于星团的中心区域，使OB超巨星的数量增加了约2…
2022-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA 3mm continuum census of Westerlund 1
大质量恒星在星团和星系演化中都扮演着重要的角色，它们失去质量的速度是它们自身演化以及它们与环境相互作用的关键驱动力，包括它们的SNe爆炸。年轻的大质量星系团为研究同时代的大质量恒星群提供了理想的机会。我们进行了3毫米连续观测与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列的银河星团Westerlund 1，研究组成的大质量恒星，并确定质量损失率的不同后主序星人口。我们在Westerlund 1中探测到了50颗恒星的辐射，包括视野内的所有21颗Wolf Rayets，8颗冷恒星和21颗OB超巨星。发射星云与一些冷超巨星有关，而出乎意料的是，一些热恒星也出现空间分辨。我们测量了大质量后主序星在每个演化阶段的独特人口的质量损失率，证实了恒星从OB超巨星过渡到WR状态的显着增加。展示的光谱类型的范围提供了一个关键的测试辐射驱动风理论和现实的双稳定性跳跃。与其他星团成员相比，相互作用双星Wd 1 -9的极端质量损失率证实了双星在大质量恒星演化中的关键作用。在一些OB和WR恒星周围存在致密星云是出乎意料的;通过类比冷的超巨星/超巨星，我们将其归因于通过与星团内介质/风的相互作用对恒星风的限制和塑造。鉴于核心坍缩的形态SNe取决于爆炸前星周环境的性质，如果这个假设是正确的，那么爆炸的性质不仅取决于起源，还取决于它所处的环境。
2018-04-12 astro-ph.SR
Magnetically aligned dust and SiO maser polarization in the envelope of the red supergiant VY CMa
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列波段5对红超巨星VY CMa的科学验证观测，研究了SiO热脉泽谱线和尘埃连续谱在~ 1.7mm波长的偏振。我们分析了线和圆偏振，推导出磁场强度和结构，假设线的偏振源于塞曼效应，而尘埃的偏振源于排列的尘埃颗粒。我们还讨论了其他影响，可能会引起所观察到的极化。我们检测到，第一次，显着的偏振（~3%）的拱星尘埃辐射在毫米波长。极化是均匀的，电矢量位置角为$\sim8^\circ$。对于J=4-3的28 SiOv =0，1，2和29 SiOv =0，1谱线，检测到不同水平的线偏振，其中29 SiOv =1脉泽的最强偏振分数约为30%。线性偏振矢量随速度旋转，与早期的观测结果一致。我们还发现显着（高达1%）的圆偏振在几条线，与以前的测量一致。我们的结论是，检测是强大的校准和定期仪器误差，虽然我们还不能完全排除非标准仪器的影响。从磁性排列的晶粒发射是最有可能的起源所观察到的连续极化。这意味着尘埃嵌入在大于13 mG的磁场中。脉泽线极化跟踪磁场结构。气体和尘埃中的磁场与近似的环向场结构一致，但只有更高的角分辨率观测才能揭示更详细的场结构。如果圆极化是由于塞曼分裂，它表明一个磁场强度~1-3高斯，与以前的微波激射观测一致。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Starburst Cluster Westerlund 1: The Initial Mass Function and Mass Segregation
Westerlund 1是银河系中最重要的星暴星团，因为它含有大量的恒星。我们进行了BVIc和JK测光研究初始质量函数（IMF）。通过比较观测到的颜色与光谱型-本征色关系，我们得到了<E（B-V）>=4.19+/-0.23和<E（J-Ks）>=1.70+/-0.21的平均星际红化。由于该星团的消光较强，基于光学光度学的零龄主序拟合方法不适用于距离测定，而近红外光度学给出了该星团的可靠距离--经验关系式为3.8kpc。利用最近的理论恒星演化模型和自转，该星团的年龄估计为5.0+/-1.0 Myr。我们导出了质量部分的IMF，得到了一个相当小的斜率，即Γ = -0.8 +/- 0.1。IMF的积分给出了星团的总质量超过5.0 x 10^4太阳质量。IMF显示出明显的径向变化，表明存在质量偏析。我们还讨论了Westerlund 1可能的恒星形成历史，从红超巨星和相对低光度的黄超巨星的存在。
2012-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
New OB star candidates in the Carina Arm around Westerlund 2 from VPHAS+
O型和早期B型恒星处于银河系生态的顶点，但在银河系中，可能只有少数恒星被发现。我们提出了一个试点研究的结果，以选择和parametrise OB恒星候选人在南银河平面，下降到一个极限的大小$g=20$。一个2平方度的领域捕捉船底座臂周围的年轻大质量星团，韦斯特伦德2，检查。确认OB星在这个集群被用来验证我们的识别方法，根据选择从$(u-g, g-r)$图的区域。我们的马尔可夫链蒙特卡罗拟合方法结合VPHAS+ $u, g, r, i$与公布的$J, H, K$测光，以获得后验概率分布的恒星参数$\log(\rm T_{\rm eff})$和距离模量，以及红化参数$A_0$和$R_V$。恒星参数足以确认OB状态，而红化参数的确定精度为$σ(A_0)\sim0.09$和$σ(R_V)\sim0.08$。有489个对象适合作为新的OB候选对象，早于$\sim$ B2。这个总数包括74颗可能的大质量O型星，5颗可能的蓝超巨星和32颗红次矮星。这使该区域先前已知和候选OB星的数量增加了近10倍。大多数新物体的距离可能在3到6千秒差距之间。我们已经证实了以前的研究结果，在这些较长的距离，这些视线需要与$3.5<R_V<4$的非标准红化的法律。
2015-04-16 astro-ph.SR
Distance and age of the massive stellar cluster Westerlund 1. II. The eclipsing binary W36
Westerlund 1（Wd 1）是银河系中研究大质量恒星形成最相关的星团之一，尽管它仍然知之甚少。在这里，我们使用光度和光谱数据来模拟食双星W36，表明它的光谱类型是O6.5 III + O9.5 IV，比以前想象的更热，更亮。它的距离$d_{\rm W36}$ $=$ 4.03 $\pm$ 0.25千秒差距同意，在误差范围内，与三个最近的Gaia-EDR 3为基础的距离报告在论文I，Beasor & Davies，和Negueruela的小组。然而，他们遵循不同的方法来固定红色源的零点，例如Wd 1中的零点，并选择最佳方法，我们使用了W36的精确建模。我们的视差的加权平均距离（论文I）和二元距离的结果是$d_{\rm wd1}$ = 4.05 $\pm$ 0.20 kpc，前所未有的精度为5%。我们采用基于超太阳丰度的日内瓦编码的等时线，推断W36 B的年龄为6.4 $\pm$ 0.7百万年。这个天体似乎是以OB巨星和超巨星为代表的多产恒星形成爆发的一部分，该爆发发生在距今710万年$\pm$，这与最近发表的PMS等时线的年龄为720万年相吻合。其他的BA型发光演化恒星和黄超巨星的年龄范围在800万到1100万年之间。论文I中讨论的四颗红超巨星代表了星团中最古老的人口，年龄为10.7 $\pm$ 1百万年。Wd 1中恒星形成的多次事件让人想起了R136/30 Dor LMC星…
2022-10-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometrically registered maps of H2O and SiO masers toward VX Sagittarii
超巨星人马座VX是H2O和SiO脉泽的强发射源。然而，以往的VLBI观测都是单独进行的，这使得在空间上连续追踪物质的向外转移变得困难。在这里，我们提出的天体测量注册，同时映射到VX人马座的22.2 GHz的H2O和43.1/42.8/86.2/129.3 GHz的SiO脉泽。在尘埃形成层上方探测到的H2O脉泽具有不对称分布。多次跃迁的SiO脉泽呈近似圆环状，表明在几个恒星半径范围内存在球对称风。这些结果为小分子气体团簇转化为不均匀尘埃层后，气流的不对称性增强提供了有力的证据。与43.1/42.8/86.2GHzSiO脉泽相比，129.3GHzSiO脉泽产生于最外层。129.3 GHz微波激射器的环尺寸在光学最大值附近最大化，表明辐射泵浦占主导地位。
2018-07-12 astro-ph.SR
Distance and age of the massive stellar cluster Westerlund 1. I. Parallax method using Gaia-EDR3
Westerlund 1（Wd 1）是银河系中最大的年轻星团之一。虽然与恒星的形成和演化有关，但它的基本参数还没有得到很好的约束。我们的目标是得到一个准确的距离，并提供集群年龄的限制。我们使用盖亚早期数据发布3（Gaia-EDR 3）中可用的光度和天体测量信息来推断其距离为4.06 $^{+0.36}_{-0.34}$ kpc。在论文II中报告的食双星系统W36的模型，导致距离为4.03 $\pm$ 0.25 kpc，与盖亚-EDR 3的距离一致，因此，验证了适合红色物体的视差零点校正方法。基于这两种方法的加权平均距离得到d $_{\rm wd1}$ =4.05 $\pm$ 0.20 kpc（$m-M$ =13.04 $^{+0.11}_{-0.12}$ mag），其具有前所未有的5%的精度。利用双星星族和光谱合成（BPASS）模型对具有太阳丰度的红超巨星进行研究，我们得到了10.7 $\pm$ 100万年的年龄，这与Beasor & Davies基于MIST演化模型的最新工作（10.4 $^{+1.3}_{-1.2}$）非常吻合。在论文II中，W36 B的年龄被报告为640 $\pm$ 0.5百万年，支持了最近的说法，即Wd 1内的恒星形成过程时间跨度为几个百万年，而不是一个单一的星爆事件。
2022-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simultaneous VLBA polarimetric observations of the v={1,2} J=1-0 and v=1, J=2-1 SiO maser emission toward VY CMa: maser morphology and pumping
本文给出了超巨星VY CMa偏振分量能级v=1 J=1-0、v=2 J=1-0和v=1 J=2-1 SiO脉泽辐射的毫角秒尺度比较。这些观测在两个时期内使用λ= 7 mm和λ= 3 mm的VLBA。我们的目标是使用的相对特性和空间分布的过渡在个别解决脉泽组件提供观测限制SiO脉泽激发和泵浦模型。我们发现，许多v=1 J=1-0和v=2 J=1-0的功能重叠在第二个观察时期，在可比的灵敏度。v=2 J=1-0发射主要位于几个v=1 J=1-0区域内，并且在东北包络中具有高度的形态相似性，支持局部碰撞泵浦。我们发现v=1 J=1-0和J=2-1特征之间的空间重叠比以前报道的要高得多。然而，重叠的v=1 J=2-1发射通常比流体动力学模型预测的要弱，这可能是由于低密度碰撞泵浦。整体脉泽形态包含几个大规模的功能，是持续多年，并可能与内在的物理环星条件。我们的数据不能区分竞争的近拱星体动力学模型，但本地化的不均匀的质量损失提供了证据。
2013-09-09 astro-ph.SR
The Age of Westerlund 1 Revisited
星团Westerlund~1（Wd 1）是一个拥有大量后主序星（MS）大质量恒星的星团。这些恒星的同时存在只能用恒星模型来解释，如果星团的年龄在400万年到500万年之间，有几项发表的研究独立地声称年龄在这个范围内。在这个年龄，恒星模型预测冷超巨星（CSG）的光度应该是$\log(L/L_\odot) \approx 5.5$，接近经验光度极限。在这里，我们使用SOFIA的档案数据和新的光度学来测试预测，以估计CSG的热光度。我们发现，无论使用哪种恒星演化模型，这些恒星的平均亮度为0.4 dex，太暗了，不可能有5 Myr的年龄，相反，这表明$10.4^{+1.3}_{-1.2}$ Myr的年龄要大得多。我们认为，无论是系统的不确定性的消光定律，恒星的变化，可以解释这种差异。在回顾文献中Wd 1的各种独立年龄估计时，我们首先指出，那些基于恒星多样性的估计是不可靠的。其次，我们重新分析Wd 1的前MS恒星采用Damineli消光定律，发现年龄为$7.2^{+1.1}_{-2.3}$百万年，比以前的研究，但这是容易受到系统误差，可能会推动年龄接近1000万年。然而，在CSG年龄和从食双星W13推断的年龄之间仍然存在着明显的矛盾。我们的结论是，恒星演化模型不能解释Wd 1下的单年龄范式。相反，我们认为Wd 1区域的恒星形成于几百万年的时间。
2021-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The circumstellar environment and evolutionary state of the supergiant B[e] star Wd1-9
超巨星（sg）B[e]星Wd 1 -9在同时代的星爆星团Westerlund 1内的位置允许其放置在一个详细的后主序星演化方案中，因此我们利用了一个全面的多波长数据集来确定其物理性质和与其他sg B [e]星的关系以及Wd 1的演化恒星星族。发现Wd 1 -9表现出丰富的光发射线光谱，这是sgB[e]星的特征，而根据中红外数据确定的尘埃质量、成分和盘几何形状与其他众所周知的例子（例如R126）相似。极端的历史和正在进行的质量损失是从射电观测中推断出来的，而Wd 1 -9的X射线特性意味着系统内存在高温等离子体，并且可以直接与Wd 1内一些已确认的短周期碰撞风双星相比较。对Wd 1 -9观测性质最完整的解释是，它是一个大质量的相互作用双星，目前正在经历或最近退出快速罗氏瓣溢出，支持双星介导sgB[e]星（子集）形成的假设。Wd 1 -9的质量损失率与这样的断言一致，而Wd 1中存在可行的祖先和后代系统，并且先前已经发现了sgB[e]双星的其他例子。sgB[e]星的稀有性-只有两个例子是从大约68个年轻的大质量星系团和包含大约600颗后主序星的星协中确定的-考虑到大质量双星演化的这一阶段所预期的速度（约10^4年），这是可以解释的。
2013-11-19 astro-ph.SR
The population of M-type supergiants in the starburst cluster Stephenson 2
疏散星团斯蒂芬森2包含银河系中已知最大的红超巨星集合，目前是银河系中已知的第二大质量的年轻星团。我们获得了Stephenson~2及其周围30多颗红超巨星的Ca Ⅱ三重态附近的多历元中分辨光谱。我们发现一个明确的分离之间的大多数RSG光谱类型M0-M2和最明亮的成员在近红外光谱，其中有非常晚的光谱类型，并显示出强有力的证据，大量的质量损失。光谱类型的分布类似于其他星团中的RSG，如NGC 7419，或星协，如Per OB 1。集群数据强烈支持的想法，重质量损失和脉泽发射优先与晚M光谱类型，这表明它们代表了一个进化阶段。
2013-03-07 astro-ph.SR
ALMA observations of the supergiant B[e] star Wd1-9
大质量恒星的质量损失在它们的演化中起着关键作用，尽管精确的机制-辐射驱动风，脉冲喷射和/或二元相互作用-仍然不确定。在本文中，我们提出的ALMA线和连续观测的超巨星B[e]星Wd 1 -9，一个巨大的后主序星对象位于星爆集群韦斯特隆德1。我们发现它是天空中最亮的恒星点源之一，波长为毫米，发射（偶然发现）在H41 α无线电复合线。我们将这些特性归因于低速（约100 km/s）电离风，其极端质量损失率为6.4x10^-5（d/5 kpc）^1.5 Msol/yr。在它的外部是一个扩展的非球面喷射星云，这表明它在之前的阶段有显著的质量损失。综合分析，Wd 1 -9的毫米波性质与高亮度恒星源MWC 349 A的毫米波性质具有显著的相似性，我们认为它们是远离主序星演化的相互作用双星，并经历着快速的Case-A质量转移。因此，它们-以及更广泛的超巨星B[e]星-可能提供一个独特的窗口，以了解一个过程的物理学，该过程塑造了在双星系统中发现的约70%的大质量恒星的生命周期。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields in Evolved Stars: Imaging the Polarized Emission of High-Frequency SiO Masers
本文介绍了超巨星VX Sgr和半规则变星W Hya周围的高频SiO脉泽的亚毫米波射电望远镜阵观测结果。VXSgr的J=5-4，v= 1.28SiO和v= 0.29SiO脉泽是高度线偏振的，偏振度为5- 60%。假设连续谱的发射峰在恒星位置，脉泽在恒星的60质量范围内被发现，相当于1.57千秒差距的100天文单位。线性极化矢量是一致的大规模磁场，与位置和倾角类似的偶极子磁场推断在H2O和OH脉泽地区在更大的距离从恒星。因此，我们第一次表明，磁场结构的拱星信封可以保持稳定，从几个恒星半径到~1400 AU。这为支持演化恒星周围存在大尺度和动态重要的磁场提供了进一步的证据。由于缺乏视差角的覆盖，W Hya周围脉泽的线偏振无法确定。对于这两颗恒星，我们观察到28 SiO和29 SiO同位素，发现它们有明显不同的分布，而且它们似乎相互避开。此外，从SO 5_5-4_4线的发射成像的两个源。在W Hya周围，我们发现红移和蓝移SO发射之间存在明显的偏移。这表明W Hya可能是一个缓慢的双极外流或旋转盘状结构的宿主。
2011-01-10 astro-ph.SR
ALMA sub-mm maser and dust distribution of VY Canis Majoris
冷的、进化的恒星有丰富的、丰富的风。这些风的结构和它们加速的方式并不为人所知。我们需要通过研究从脉动恒星表面到大约10个恒星半径的动态来提高我们的理解，在那里尘埃上的辐射压力是完全有效的。一些红超巨星有高度不对称的星云，暗示着额外的力。我们检索了ALMA科学验证数据，提供了VY CMa的亚毫米线和连续发射的图像。这使我们能够以毫角秒的精度定位水脉泽，并解决尘埃连续。658-，321-和325-GHz脉泽位于不规则的，厚壳在不断增加的距离，从中心的膨胀。这是第一次被确认为恒星的位置，与一个紧凑的峰值偏移的最明亮的连续发射的西北部。脉泽壳层（和尘埃形成区）重叠，但在十-金尺度上相互避免。它们的分布与激发模型大致一致，但条件和运动学似乎因风碰撞、聚集和不对称而变得复杂。
2014-11-05 astro-ph.SR
IRC-10414: a bow-shock-producing red supergiant star
大多数失控的OB星，就像大多数居住在母星团中的大质量恒星一样，在其一生中都会经历红超巨星（RSG）阶段。尽管如此，尽管有数十颗大质量逃逸星被发现与弓形激波有关，但迄今为止只有两颗RSG弓形激波产生恒星，参宿四和μCep。在本文中，我们报告了利用超级宇宙H-α巡天在晚期M型恒星IRC-10414周围发现的一个弧形星云。我们用南部非洲大望远镜（SALT）对IRC-10414进行的光谱跟踪表明，它是一颗M7超巨星，这支持了之前基于其脉泽发射观测的关于这颗恒星RSG性质的说法。这是加强了我们的新的无线电和（亚）毫米波长的分子线观测与阿塔卡马探路者实验（APEX）12米望远镜和Effelsberg 100米射电望远镜，分别。星云的SALT光谱表明，它的辐射是激波激发的结果。这一发现，连同星云的弧形形状和IRC-10414的空间速度估计（\approx 70 \pm 20 km/s），意味着星云的弓形激波解释。因此，IRC-10414代表了产生弓形激波的RSG的第三种情况，以及在光学波长处可见弓形激波的第一种情况。我们讨论了IRC-10414和参宿四周围的弓形激波的平滑外观，并提出RSG产生的弓形激波稳定的必要条件之一是恒星风的电离。提出并讨论了IRC-10414风的可能电离源。
2013-10-10 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
Submillimetre water masers at 437, 439, 471, and 474 GHz towards evolved stars. APEX observations and radiative transfer modelling
在这里，我们的目标是将437，439，471和474 GHz的亚毫米水脉泽对准演化恒星的样本。我们使用阿塔卡马探路者实验（APEX）观察亚毫米水的过渡和CO（4-3）线对11个演变的恒星。样本包括半正则和Mira变星，以及一颗红超巨星。我们对水脉泽进行了辐射转移模拟。我们还使用CO观测来确定恒星的质量损失率。在11颗演化恒星的样本中，有7颗在437、439、471和474 GHz处显示出一个或多个脉泽。因此，我们发现这些脉泽是常见的演化恒星拱星信封。在恒星速度附近探测到脉泽谱线的事实表明，它们很可能起源于我们目标的内部星周包层。我们尝试性地将脉泽的存在与目标恒星的变异程度联系起来，也就是说，脉泽更有可能出现在米拉变星中，而不是半规则变星中。我们认为，这表明强冲击的重要性，创造必要的条件，脉泽。通常，437 GHz线是这里所研究的脉泽线中观察到的最强脉泽线。我们不能在我们的辐射转移模型中重现上述发现。在一般情况下，我们发现脉泽发射是非常敏感的尘埃温度在这里研究的线。为了产生强的脉泽辐射，尘埃温度必须明显低于气体动力学温度。除了运行网格的模型，以确定最佳的物理条件，强脉泽在这些线，我们进行了平滑的风建模，我们不能重现所观察到的线条形状。这也表明脉泽必须主要来自内包层。
2020-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO maser polarization and magnetic field in evolved cool stars
本研究利用IRAM-30 m望远镜的XPOL偏振计观测6颗演化冷恒星的SiO脉泽偏振，测得其2-5倍恒星半径区磁场为几到几十高斯，排除整体极向磁场，还发现米拉变星磁场的两月尺度变化或与脉动相关。
2024-05-21 astro-ph.SR
Simultaneous VLBA polarimetric observations of the v=$\{$1,2$\}$ J=1-0 and v=1, J=2-1 SiO maser emission toward VY CMa II: component-level polarization analysis
本文给出了用VLBA在$λ=7$和$λ=3$ mm观测到的超巨星VY CMa在毫角秒尺度上偏振态v= 1 J =1 - 0，v=2 J=1-0和v=1 J=2-1的SiO脉泽发射的分量级比较。目前的文件的目标是使用测量的偏振特性的单个co-spatial组件检测跨多个过渡，提供几个竞争的理论的偏振脉泽发射的运输的约束。这种方法可以最大限度地减少空间混合的显着影响。我们提出了几个诊断测试，旨在区分脉泽偏振的竞争理论模型的关键功能。然而，重合特征的数量受到灵敏度的限制，特别是在86 GHz的v=1 J=2-1跃迁中，需要更深入的观测。初步结论的基础上，目前的数据提供了一些支持：i）自旋独立的解决方案，线偏振; ii）的影响，几何形状的分数线偏振与强度的分布;和，iii）$π/2$旋转线偏振位置角所产生的跨范弗莱克角（$\sin^2θ=2/3$）之间的脉泽视线和磁场的过渡。有几个列举的非塞曼解释圆偏振的证据较弱。不幸的是，由于重合分量不足，标准塞曼理论预测的J=1-0和J=2-1之间的圆偏振中的预期2：1比率无法最终测试。
2016-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simultaneous 183 GHz H2O Maser and SiO Observations Towards Evolved Stars Using APEX SEPIA Band 5
我们调查使用183 GHz的H2O脉泽的物理条件和质量损失过程中的拱星信封的演化恒星的表征。利用APEX SEPIA波段5观测了2颗红超巨星和3颗渐近巨星分支星的183 GHz H2O谱线。同时，我们观察到的线在28 SiO v0，1，2和3，并为29 SiO v0和1。我们检测到的183 GHz的H2O线对所有的恒星的峰值通量密度大于100焦耳，包括一个新的检测VY CMa。对所有5个目标，水线的迹象是由于微波激射器的发射，并具有较高的峰值通量密度比SiO线。SiO线似乎起源于热和脉泽过程。与模拟和模型的比较表明，183 GHz脉泽发射可能会延伸到更大的半径比SiO脉泽发射和类似或更大的半径比水脉泽在22，321和325 GHz的拱星信封。我们推测，一个突出的蓝移功能在W Hya 183 GHz的频谱放大恒星的连续性，并位于一个类似的距离从恒星作为主线OH脉泽发射。从比较的个别偏振，我们发现，SiO脉泽线性偏振分数的几个功能超过了标准脉泽假设下允许的最大分数，需要强各向异性泵浦的脉泽过渡和强饱和脉泽发射。然而，H2O脉泽的低偏振分数符合非饱和脉泽的预期。183 GHz H2O脉泽可以提供演化恒星质量损失过程的强有力探测。使用ALMA波段5对这条谱线进行更高角分辨率的观测，将能够详细研究星周包络中的发射位置，还可以提供关于磁场强度和结构的信息。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Physical Properties of the Red Supergiant WOH G64: The Largest Star Known?
WOH G 64是大麦云星云（LMC）中一颗不寻常的红超巨星（RSG），它有许多与其他大麦哲伦星云RSG不同的特性，包括厚厚的星周尘埃环、异常的晚期光谱类型、脉泽活动和星云发射线。它的物理性质也是极端的，包括已知恒星中最大的半径和比大麦哲伦星系中其他RSG低得多的有效温度，这两者都与恒星演化理论不符。我们将WOH G64的中分辨率光学分光光度法与MARCS恒星大气模型进行了拟合，确定了有效温度为3400 +/- 25 K。我们从恒星的宽带V-K色得到了类似的结果.利用这个有效温度，并考虑到来自非对称星周尘埃包层的通量贡献，我们计算出WOH G64的log（L/L_sun）= 5.45 +/- 0.05，与Ohnaka及其合作者基于恒星尘埃环辐射转移模型报告的光度非常相似。我们确定的半径R/R_sun = 1540，使WOH G64的大小和它在H-R图上的位置与已知的最大的银河系RSG相一致，尽管它仍然是LMC的极端。此外，我们使用Ca II三重态吸收特征确定该恒星的径向速度为294 +/- 2 km/s;这与大麦哲伦星系盘中旋转气体的径向速度相同，这证实了它在大麦哲伦星系中的成员资格，并排除了它是一个不寻常的星系晕巨星。最后，我们描述了这颗恒星不同寻常的星云发射光谱;气体富含氮气，并受到冲击加热，其径向速度比恒星本身的径向速度大50 km/s。
2009-03-12 astro-ph.SR
Periodic 6.7 GHz $\mathrm{CH_3OH}$ maser emission in G353.273+0.641: First candidate for a pulsating high-mass protostar
Graduate School of Sciences and Technology for Innovation, Yamaguchi University（山口大学理工学创新研究科）；The Research Institute for Time Studies, Yamaguchi University（山口大学时间学研究研究所）；Center for Astronomy, Ibaraki University（茨城大学天文学中心）
G353.273+0.641的6.7 GHz CH3OH微波发射表现出309天周期性变化，暗示原恒星脉动或双星吸积机制。
2026-02-03 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
A dearth of OH/IR stars in the Small Magellanic Cloud
我们提出了有针对性的观测结果和调查的1612-，1665-和1667-MHz拱星OH脉泽发射的渐近巨星分支（AGB）的恒星和红超巨星（RSG）在小麦哲伦云（SMC），使用帕克斯和澳大利亚望远镜紧凑阵列射电望远镜。在我们对明亮的长周期大振幅变星的观测中，没有发现明显的OH脉泽发射，这些变星的光谱和光度已被证实是M中晚期的光谱类型。这些观测比SMC中的任何OH脉泽探测深3 - 4倍。使用自举方法与LMC和银河OH/IR星样本和我们的SMC观测上限，我们已经计算出的可能性没有检测到脉泽发射的任何两个源被认为是顶级脉泽候选人小于0.05%，假设一个类似的抽运机制作为LMC和银河OH/IR源。我们已经进行了人口比较的麦哲伦云，并使用斯皮策IRAC和MIPS测光确认，我们已经观察到所有的高光度SMC源，预计将表现出脉泽发射。我们怀疑，在银河系和大麦哲伦星系的OH/IR星相比，金属丰度的减少可能会削减最大质量的冷星的演化结束时的尘埃风阶段。我们还怀疑，在拱星信封的变化超出了简单的缩放丰度和风速与金属丰度的条件。
2017-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
First VLBI Imaging of SiO $v=0$, $J=1 \rightarrow 0$ Masers in VY Canis Majoris
利用VERA望远镜首次对红超巨星VY CMa的SiO $v=0$和$v=3$态$J=1\rightarrow 0$脉泽进行VLBI探测，精确定位了致密且高亮度的$v=0$脉泽斑，揭示了其与星风强激波及剧烈质量抛射的关联。
2025-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecules and Chemistry in Red Supergiants
本文综述了红超巨星包层中分子和尘埃的形成条件、化学组成及复杂外流结构，重点介绍已探测到的超过29种分子及其丰度，并讨论同位素比率所揭示的内部混合过程。
2025-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Molecular Circumstellar Environments of Red Supergiants in Galactic Open Clusters
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Instituto de Física Fundamental, IFF-CSIC（西班牙科学理事会基础物理研究所）；University of Oslo（奥斯陆大学）
本研究利用ALMA对银河系疏散星团RSGC1和RSGC2中的28颗红超巨星进行分子谱线观测，测量其星周气体性质并估算质量损失率，发现CO发射区异常紧凑，表明星团环境中RSG的星周物质具有独特结构。
2026-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the nature of VX Sagitarii: Is it a TZO, a RSG or a high-mass AGB star?
目标。我们提出了一个光谱分析的基础上，结合AAVSO光变曲线数据的高分辨率观测的非常明亮的红色恒星VX Sgr。鉴于VX Sgr令人困惑的特点，我们探讨了三种情况下，它的性质：一个巨大的红超巨星（RSG）或超巨星（RHG），索恩Zytkow对象（TZO），和极端的渐近巨星分支（AGB）的明星。方法.采样一个以上的整个周期的光度变化，我们得出恒星大气参数使用国家的最先进的PHOENIX大气模型。我们将它们与光学和近红外光谱类型进行比较。我们报告的一些关键功能，由于中性元素原子物种，如Li I，Ca I和Rb I。结果我们提供了新的见解，其亮度，演化阶段以及脉动周期。基于所有的数据，有两个强有力的理由相信VX Sgr是某种极端的AGB星。首先，它在活跃阶段的类似Mira的行为。VX Sgr显示光的变化，其幅度比任何已知的RSG都大得多，并且明显大于所有的RHG。此外，它显示巴耳末线发射，并在这里显示的第一次，线加倍的金属光谱在最大的光，这两个特点典型的Miras。其次，与任何已知的RSG或RHG不同，VX Sgr显示强Rb I线。除了有时可以看到的光球线，它总是显示拱星组件的膨胀速度是兼容的包层中的OH脉泽，证明了一个连续的丰富的外层大气与s-过程元素，一个行为，只能解释为第三疏浚在热脉冲阶段。
2020-11-18 astro-ph.SR
28 SiO v=0 J=1-0 emission from evolved stars
对AGB星的28 SiO v=0 J=1-0线发射（7毫米波长）的观测表明，在某些情况下，由一个中心强度分量加上一个较宽的平台组成。在一些AGB星和大多数后AGB星云的CO谱线中观察到了非常相似的轮廓，在这些情况下，它们显然与明显的轴对称性和双极动力学的存在有关。利用西班牙Yebes天文台的40米射电望远镜对28颗演化恒星的28 SiOv =0 J=1-0辐射进行了系统观测。我们发现，复合核心加高原配置文件几乎总是存在于富O的Miras，OH/IR星，红超巨星。它们也存在于一个S型Mira（$χ$ Cyg）中，以及两个已知具有轴对称性的半正则变星（X Her和RS Cnc）中。在其他物体中，轮廓更简单，与其他分子线的轮廓相似。复合结构出现在物体中，其中SiO发射被认为是来自非常内部的星周层，在尘埃形成之前。中心的光谱特征被发现是系统地由一些狭窄的尖峰，除了X Her和RS Cnc，其中它显示出一个光滑的形状，这是非常相似的CO排放中观察到的。这些尖峰显示出显著的（并且大多是混沌的）时间变化，而在所有情况下，平滑分量在不确定性内保持恒定。谱线的形状可能是标准宽谱线和一组弱脉泽尖峰的叠加。或者，我们推测，在轴对称的物体中检测到的非常相似的配置文件可能是系统存在的一个显着的轴对称性在AGB恒星周围的非常内部的拱星壳，这种对称性的存在将是独立的可能的弱脉泽效应的中央尖峰。
2016-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
