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
Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud
由于它们的过渡性质，黄超巨星为进化建模提供了关键挑战。M31和SMC之前的研究表明，日内瓦演化模型在预测这些短命恒星的寿命方面做得很差。在这里，我们将这项研究扩展到LMC，同时也调查了星系的红超巨星含量。这项任务由于受到银河系前景恒星的污染而变得复杂，光靠颜色和星等标准是无法消除的。因此，我们使用自行和大麦哲伦星系的大系统径向速度（\sim 278 km/s）来分离出这些前景矮星。在观测了近2,000颗恒星后，我们确定了317颗可能的黄超巨星，6颗可能的黄超巨星和505颗可能的红超巨星。我们的黄超巨星样品的前景污染为\sim 80%，而红超巨星样品的前景污染仅为3%。通过将黄色超巨星放在H-R图上，并将它们与进化轨迹进行比较，我们发现新的日内瓦进化模型在预测这些短暂物体的位置和寿命方面做得很好。
2012-02-20 astro-ph.SR
Evolution of blue supergiants and αCygni variables; Puzzling CNO surface abundances
一颗大质量恒星可以直接从主序星演化而来，也可以从先前的红超巨星演化而来，进入蓝超巨星区。不同历史的蓝超巨星的比例取决于红超巨星阶段的内部混合和质量损失。我们研究了利用恒星脉动的诊断来区分具有不同演化历史的蓝超巨星的可能性。为此，我们研究了用Geneva恒星演化程序计算的初始质量为8 ~ 50 M $_\odot$，太阳金属丰度为$Z=0.014$的大质量恒星模型的脉动性质。我们发现，只有在以前的红超巨星模型中，蓝超巨星区域才激发出径向脉动。这将为我们诊断每个蓝超巨星的演化历史提供有用的手段。在给定的有效温度下，在红超巨星阶段之后的模型中激发的非径向脉动比在向红超巨星演化的模型中激发的非径向脉动多得多。讨论了蓝超巨星中径向和非径向脉动的性质。预测的周期与银河系和NGC 300中的一些天鹅座α变星观测到的周期范围进行了比较。我们发现，在大多数情况下，红超巨星阶段之后的蓝超巨星模型与观测到的周期范围大致一致。然而，我们留下了一个难题，即与天津四和参宿七相比，预测的表面N/C和N/O比值似乎过高。
2013-05-11 astro-ph.SR
A catalog of Galactic multiple systems with a red supergiant and a B star
由红超巨星和B星组成的双星系统是研究恒星演化的有用探针。我们已经搜索了文献，创建了一个包含108个此类星系的目录，在这里展示。
2020-01-31 astro-ph.SR
Evolution and the period-luminosity relation for red supergiants in the Magellanic Clouds
利用恒星演化计算和辐射流体力学方程组及湍流对流方程组的自洽解，研究了麦哲伦云红超巨星中径向脉动的激发。初始质量为6 M_odot <=M_zams<=28 M_odot，初始化学成分为X=0.7，0.004<=Z<=0.008的恒星在成为氦燃烧红超巨星时，其基模振荡周期为17 ~ 1200天。周期光度关系与质量损失率的关系为3倍，与金属丰度的关系为Δ M_bol=0.89 Δ log Z。与银河系红超巨星（Z=0.02）相比，麦哲伦云红超巨星的低金属丰度是导致它们在氦燃烧过程中具有更高的有效温度和更窄的演化恒星半径变化范围的原因。因此，在周期质量图上，麦哲伦云的红超巨星都位于δ log M = 0.09的宽度带内，因此，用已知的脉动周期来估算红超巨星质量的不确定度接近25%。
2013-02-02 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
The period-luminosity relation of red supergiants with Gaia DR2
我们使用盖亚数据发布2的数据和来自AAVSO和ASAS活动的长达70年的测光，重新审视了银河系红超巨星的K波段周期光度（PL）关系。此外，我们研究了206 LMC红超巨星使用50年的光度数据从数字化哈佛天文板收集。通过计算功率谱确定了周期，计算了样品的周期-光度关系，并与文献进行了比较。新获得的数据大大收紧了P-L关系。已确定的周期分为两组：一组的周期为300-1000天，对应于脉动，另一组的长次级周期在1000 - 8000天之间。在48个银河系天体中，我们发现25颗恒星的周期较短，23颗恒星的次级周期较长。在LMC样本中，我们分别识别出85颗和94颗具有较短和较长次级周期的红超巨星。银河系红超巨星的P-L关系与大麦云云和仙女座星系中的红超巨星是一致的。我们发现，已知的红巨星周期光度序列与本文所研究的红超巨星序列之间没有明显的连续性。
2019-06-12 astro-ph.SR
Tomography of the red supergiant star μ Cep
本文应用层析成像方法研究了红超巨星μ Cep和三维辐射流体动力学模拟快照中的恒星大气层深度速度场，以约束大气层运动并将其与光度变化联系起来。
2018-09-20 astro-ph.SR
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
Mass loss of red supergiants: a key ingredient for the final evolution of massive stars
从观测或理论的观点来看，红超巨星阶段的质量损失率受到的限制非常少。然而，它们可以非常高，并使大质量恒星在这一阶段失去大量质量，大大影响恒星的最终演化：它最终会成为红超巨星吗？它会通过移除富含氢的外壳而向蓝色进化吗？在本文中，我们简要总结了这种质量损失和相关的不确定性的影响，特别是对蓝超巨星的人口。
2015-08-19 astro-ph.SR
Betelgeuse and the red supergiants
参宿四是天空中最壮丽的恒星之一，也是最近的红超巨星之一。天文学家于2012年秋天聚集在巴黎，以确定我们对它的结构，行为，过去和未来的演化所知，以及如何将其置于红超巨星类的一般背景下。在这里，我反思了讨论，并提出了一个综合的证据。我相信，在这四天里，我们已经解开了一些谜团。
2013-04-02 astro-ph.SR
Analytic, dust-independent mass-loss rates for red supergiant winds initiated by turbulent pressure
上下文红超巨星被观测到经历剧烈的质量损失。然而，到目前为止，还没有理论模型成功地解释了这些物体的风的起源。这极大地限制了我们对红超巨星演化和II-P型和II-L型超新星祖先性质的理解。目标。我们研究了剧烈的大气湍流可能在启动和确定红超巨星的质量损失率中发挥的作用。方法.我们分析和数值求解方程的质量和动量守恒，我们后来耦合到一个大气温度结构，以获得理论上动机的质量损失率。然后，我们比较这些国家的最先进的经验质量损失率标度公式，以及观测推断的红超巨星的质量损失率。结果我们发现，由于红超巨星的特征湍流速度推断的压力是足够的，以解释这些对象的质量损失率在没有通常采用的不透明度从星周尘埃。受这一初步成功的激励，我们提供了第一个理论和全面分析的红超巨星质量损失率处方。最后，我们强调了一些有趣的可能的影响，这些利率为未来的研究恒星演化，特别是在缺乏直接依赖于金属丰度。
2021-01-08 astro-ph.SR
The Red Supergiant Problem: As Seen from the Local Group's Red Supergiant Populations
针对II型超新星预成像中高光度红超巨星（RSG）前身星缺失的红超巨星问题，本研究结合银河系及本星系群其他星系的RSG种群，量化相关假设的不确定性，发现M3或更晚光谱型RSG可复现观测陡度，且因误差过大未证实高光度前身星缺失。
2024-12-05 astro-ph.SR
High spectral resolution spectroscopy of the SiO fundamental lines in red giants and red supergiants with VLT/VISIR
我们提出了高光谱分辨率（R = 30000）光谱观测的SiO基线近8.1微米的16个明亮的红巨星和红超巨星使用VLT/VISIR。我们的样本包括七个正常的K-M巨星，三个米拉星，三个光学明亮的红色超巨星，两个尘埃红色超巨星，以及银河系中心附近的神秘物体GCIRS 3。除了GCIRS 3外，我们在所有的程序星中都检测到了SiO基本线。正常K巨星和M巨星以及光学明亮的红超巨星中的SiO线不显示P-Cyg轮廓或蓝移，这意味着在SiO线形成区域没有系统的流出。另一方面，我们在尘埃红超巨星VY CMa和VX Sgr（后者是一个新的检测）的SiO线中检测到P-Cyg轮廓，这表明流出速度分别为27和17 km/s。我们推导出基本的恒星参数（有效温度，表面重力，光度和质量）的正常K-M巨星和光学明亮的红超巨星在我们的样本和比较观测到的VISIR光谱与合成光谱预测从MARCS光球模型。在温度高于~3400 K的程序星中观测到的大部分SiO谱线都被MARCS模型合理地再现了，这使我们能够估算硅的丰度以及28 Si/29 Si和28 Si/30 Si的比值。然而，我们检测到可能的吸收过剩，在一些SiO线。此外，即使考虑尘埃的排放，较冷的红巨星和红超巨星中的SiO线也不能用MARCS模型来解释。这种不一致可能是致密的、扩展的分子外层大气的一个特征。
2013-10-29 astro-ph.SR
The Properties of Fast Yellow Pulsating Supergiants: FYPS Point the Way to Missing Red Supergiants
快黄脉动超巨星（Fast yellow pulsing supergiants，FYPS）是最近发现的一类演化的大质量脉动巨星。作为候选的后红超巨星天体，以及少数几类脉动演化的大质量恒星之一，这些天体具有令人难以置信的潜力，可以改变我们对大质量恒星结构和演化的理解。在这里，我们研究的样本126冷超巨星麦哲伦云观测凌日系外行星调查卫星（\tess ~），以确定脉动的恒星的光变曲线。通过质量切割和滤除杂质，我们在Hertzprung-Russel（HR）图上分析了脉动星的分布，发现FYPS位于$\log L/L_\odot \gtrsim 5.0$之上。这个光度边界对应于初始质量为$\sim$ 18-20 $M_\odot$的恒星，与超新星（SNe）II-P的最大质量红超巨星祖先以及SNe IIb祖先的观测性质一致。这个阈值与FYPS是后RSG星的观点一致。最后，我们描述的FYPS脉动的行为作为其在HR图中的位置的函数。我们发现低频脉动在较高的有效温度下，较高的频率脉动在较低的温度下，与过渡的两个行为之间的中间温度。FYPS的观测性质使其成为未来理论研究的热门对象。
2022-11-16 astro-ph.SR
The mass-loss rates of red supergiants at low metallicity: Detection of rotational CO emission from two red supergiants in the Large Magellanic Cloud
利用赫歇尔空间天文台的PACS和SPIRE光谱仪，我们获得了大麦云（LMC）中两颗红超巨星（RSG）的光谱。从IRAS 05280-6910中检测到多条旋转CO发射线（J=6-5至15-14）和15条H2O线，从WOH G64中检测到一条CO线。这是第一次在LMC的演化恒星中检测到CO旋转线。它们的CO谱线强度与银河系的RSG、VY CMa一样强。通过对CO谱线和光谱能量分布的建模，估算出IRAS 05280-6910的质量损失率为每年3 × 10 ^-4兆太阳。该模型假设了一个气体-尘埃比和一个CO-H2丰度比是从由LMC金属丰度（[Fe/H]~-0.3）标度的银河值估计的，即，在模型的不确定性范围内，银河系和LMC金属丰度的CO-尘埃比是恒定的。确定CO谱线强度和质量损失率的关键因素是恒星的光度。
2016-08-05 astro-ph.SR
Vigorous atmospheric motion in the red supergiant star Antares
红超巨星代表了质量超过9个太阳质量的恒星演化的晚期阶段，在此阶段，它们发展出复杂的、多成分的大气。利用干涉成像技术在红超巨星的大气层中探测到了亮点。在红超巨星的光球层之上，分子外层大气延伸到大约两个恒星半径。此外，红超巨星的热色球层（5，000至8，000开尔文）和冷气体（小于3，500开尔文）在大约三个恒星半径处共存。这种复杂大气的动力学已经通过紫外光谱和光学光谱进行了探测。然而，最直接的方法是测量恒星图像上每个位置的气体速度，就像观测太阳一样。在这里，我们报告的速度场映射的表面和大气附近的红超巨星仙女座。从我们的近红外光谱干涉成像获得的二维速度场图显示了几个巨大的气体团在大气中以大约每秒-20至+20公里的速度剧烈上升和下降运动，延伸到大约1.7个恒星半径。对流本身不能解释观测到的湍流运动和大气扩展，这表明一个未知的过程正在扩展的大气中运行。
2017-08-21 astro-ph.SR
Red supergiants and stellar evolution
本文综述了红超巨星在恒星星族中的重要作用，以及它们对理论恒星演化提出的一些挑战和问题。我们提出了如何金属丰度和旋转修改的方式恒星去红色部分的赫兹斯普林-罗素图或回来，以及如何RSG可能会保持他们的主序星演化的痕迹。我们比较了理论人口比例与观测。
2013-03-07 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
PACS and SPIRE Spectroscopy of the Red Supergiant VY CMa
红超巨星VY CMa的光度大于10^5 Lsun，质量损失率约为2.10-4 Msun/yr，确实是一个壮观的天体。由于其极端的进化状态，它随时都可能爆炸成为超新星。研究它的拱星物质，超新星爆炸将运行，提供了有趣的限制超新星爆炸和丰富的化学发生在这样复杂的拱星信封。我们已经在Herschel的PACS和SPIRE仪器提供的全波长范围内获得了VYCMa的光谱，即55至672微米。观测显示了900多条谱线的光谱指纹，其中一半以上属于水。我们总共鉴定了13种不同的分子和它们的一些同位素体。第一次分析表明，水是丰富的存在，与邻-对位比低至1.3：1，化学非平衡过程确定的丰度分数在内部信封。
2010-05-17 astro-ph.SR
Yellow supergiants as supernova progenitors: an indication of strong mass loss for red supergiants?
观测到的超新星事件越来越多，这使得在存档图像中更频繁地发现祖星成为可能。在少数情况下，祖先恒星是黄超巨星。这些恒星在赫罗图中的估计位置与经典单星模型的理论轨道不相容。根据几位作者的说法，红超巨星阶段的质量损失率可能被低估了。我们研究了这些质量损失率的增加对12至15 M \odot恒星在其核生命结束时的位置的影响，以调和理论轨道与观察到的黄超巨星祖先。我们使用Geneva恒星演化程序对12 ~ 15 M \odot旋转恒星模型进行了计算。为了说明在RSG阶段的质量损失率的不确定性，我们增加了质量损失率的恒星（3和10倍之间的标准）在该阶段和比较恒星的演化经历这样高的质量损失率与模型计算的标准质量损失处方。我们表明，在赫兹-罗素图的模型的最终位置取决于他们在红超巨星阶段经历的质量损失。随着质量损失率的增加，我们发现一些模型在与观察到的几个超新星祖先的位置相一致的位置结束了它们的核生命。我们的结论是，增加的质量损失率（其中的物理机制仍需要澄清）允许单星模型，以再现同时估计的位置在HRD的YSG SN祖，以及SN类型。
2011-12-12 astro-ph.SR
Detection of the linearly polarised spectrum of the red supergiant star alpha Ori
在太阳临边，线偏振是由于临边暗化引起的辐射场的各向异性。它是最大的，当它被视为平行于肢体和它消失时，它是在球对称的太阳圆盘积分。因此，对于遥远的恒星，目前球对称，线性偏振的签名是非常难以观察。然而，在原型红超巨星猎户座阿尔法星（参宿四）中已经报道了强烈的线性偏振特征。我们建议用一个分析模型来解释它们。
2017-02-08 astro-ph.SR
Red Supergiants -- The Other Side of the H-R Diagram
本文作为红超巨星专题卷的引言，概述其观测性质，并回顾质量损失、星周环境与演化状态等关键问题的历史与现状。
2025-07-21 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
Pulsation and Mass Loss Across the HR Diagram: From OB stars to Cepheids to Red Supergiants
脉动和质量损失是恒星中常见的现象，是理解恒星演化和结构的重要组成部分，特别是对于大质量恒星。越来越多的证据表明，脉动也可以驱动和增强大质量恒星的质量损失，脉动驱动的质量损失对恒星演化很重要。在这篇综述中，我将讨论在理解大质量主序星、经典造父变星和红超巨星中脉动驱动的质量损失方面的最新进展，并提出一些挑战。
2013-09-25 astro-ph.SR
Magnetic braking of stellar cores in red giants and supergiants
长期稳定的磁结构似乎存在于不同的演化阶段，从主序星到白矮星和中子星。这些磁场的大规模有序性质（通常近似偶极）以及根据通量守恒方案进行的缩放有利于化石磁场模型（Duez等人，2010年）。本文对红巨星和超巨星的星核与外层之间的磁耦合作了初步估计。建立了对流包络和水平湍流旋转辐射区场耦合截断半径的解析表达式。考虑了角动量内部交换的时间尺度。根据最近的模型网格进行了数值估计。核心与红巨星和超巨星的扩展对流包层的直接磁耦合似乎不太可能。然而，我们发现，中间辐射区是完全耦合到核心在氦燃烧和以后的阶段。这种耦合能够使红巨星和超巨星的核心产生强烈的自旋下降，也导致相对缓慢旋转的恒星残骸，如白矮星和双星。一些角动量也转移到红巨星和超巨星的外对流信封在氦燃烧阶段和以后。
2014-08-06 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
Science with an ngVLA: Stellar Activity on Red Giant and Supergiant Stars: Mass Loss and the Evolution of the Stellar Dynamo
在这一章中，我们将研究ngVLA的作用，以进一步了解红巨星和超巨星上对流或对流驱动的恒星活动的不同表现。高空间分辨率和高灵敏度的结合将使ngVLA能够显着提高我们对冷演化恒星扩展大气中耗散能量的过程的理解，并驱动无处不在的恒星外流。高空间分辨率将使我们能够对附近红超巨星的表面进行成像，并测量红巨星的大气范围。多频率观测将允许对最大角直径恒星进行热连续断层扫描，为测试理论模型提供关键的经验数据。ngVLA和ALMA的互补频率和相似的空间分辨率将是一个强大的协同作用。
2018-10-22 astro-ph.SR
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes. III. NLTE effects in J-band Magnesium lines
本文采用非LTE方法计算了红超巨星大气中的Mg I，研究了非LTE方法对近红外J波段Mg I谱线形成的重要性。最近的工作使用中分辨率光谱学的原子线在J-波段的个别红超巨星表明，该技术是一个非常有前途的工具，调查的化学成分的年轻恒星星族在恒星形成的星系。在以前的工作中，非LTE的影响进行了研究，铁，钛和硅，发现大量的影响，导致显着更强的镁I吸收线。对于定量光谱分析，非LTE效应导致镁丰度显著小于LTE中的镁丰度，对于3400 K和4400 K之间的有效温度，非LTE丰度校正在-0.4 dex和-0.1 dex之间平滑变化。我们讨论了非LTE效应的物理原因和后果的河外J-波段丰度研究使用个别红超巨星在年轻的大质量星系团双h和chi英仙座。
2015-02-26 astro-ph.SR
Amplitude Variations in Pulsating Red Supergiants
我们已经使用了长期的AAVSO视觉观测和傅立叶和小波分析，以确定周期和研究44个红超巨星的长期振幅变化。其中，12颗星的数据过于稀疏和/或振幅较低和/或在傅立叶光谱中没有明显的峰值; 6颗星的周期很长（2500-4000天），没有明显的振幅变化。其他26颗恒星有一个或两个周期，或者是“短”（数百天），或者是“长”（数千天），其振幅变化高达8倍，但更典型的是2-4倍。振幅变化的中位时间尺度为18个周期。我们将短周期解释为脉动，而长周期则类似于在脉动红巨星中发现的“长次级周期”。
2013-10-23 astro-ph.SR
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes: II. NLTE Effects in J-band Silicon Lines
单个红超巨星的中分辨率J波段光谱是研究恒星形成星系中年轻恒星星族化学组成的一个很有前途的工具。作为最近铁和钛工作的延续，详细的非LTE计算研究了NLTE对红超巨星J带谱中硅线形成的影响。发现实质性的影响，导致显着更强的中性硅在非LTE的吸收线。因此，在非LTE中确定的硅丰度显著小于LTE中，其中对于3400 K至4400 K之间的有效温度，非LTE丰度校正在-0.4dex至-0.1dex之间平滑变化。在低金属含量时，影响最大。讨论了非LTE效应背后的物理原因以及对河外J波段丰度研究的影响。
2012-12-11 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
Betelgeuse, the Prototypical Red Supergiant
本文综述了红超巨星参宿四近6年的观测与理论研究，重点分析2019-2020年大变暗及后续物质抛射，并探讨其2100天周期性可能暗示存在伴星。
2025-07-21 astro-ph.SR
The impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants
大质量恒星的后主序星演化对恒星模型的许多参数非常敏感。关键参数是混合过程、金属丰度、质量损失率和近伴星的影响。我们研究了红超巨星的寿命，在赫兹-罗素图（HRD）的轨道，在这个图中的位置的前超新星的祖先，以及当时的恒星的结构变化的各种质量损失率在红超巨星阶段（RSG），并为两个不同的初始旋转速度。RSG的表面丰度对旋转的敏感度远高于该阶段的质量损失率。RSG质量损失率的变化对RSG的寿命有很大的影响，因此对RSG的光度函数有很大的影响。在太阳金属丰度下，增强的质量损失率模型确实对蓝、黄和红超巨星的种群产生了显著的变化。当扩展的蓝环或蓝向漂移是由增强的质量损失产生时，模型预测大多数蓝（黄）超巨星是后RSG天体。据预测，这些后RSG恒星在第一次穿越HR间隙时，表面旋转速度比类似的蓝超巨星小得多。演化终点在HRD中的位置取决于氢包层的质量。更准确地说，在超新星爆发前阶段，当富氢包层的质量超过初始质量的5%时，该恒星是红超巨星，而当富氢包层的质量小于总质量的1%时，该恒星是蓝超巨星。对于中间情况，获得中间颜色/有效温度。核心坍缩超新星的黄色祖先可以用增强的质量损失率模型来解释，而红色祖先更适合用标准的质量损失率模型来解释。
2014-10-31 astro-ph.SR
The Mass-Loss Return from Evolved Stars to the Large Magellanic Cloud IV: Construction and Validation of a Grid of Models for Oxygen-Rich AGB Stars, Red Supergiants, and Extreme AGB Stars
为了测量大麦云星云（LMC）中富氧尘埃演化恒星的质量损失，我们利用2Dust建立了一个恒星周围球对称尘埃壳层的网格模型，该模型具有恒定的质量损失率.这些模型将构成“红超巨星和渐近巨星分支星模型S网格”（GRAMS）的富氧模型部分。该模型网格研究了4个参数：恒星有效温度从2100 K到4700 K;光度从10^3 L太阳到10^6 L太阳;尘埃壳内径从3 R恒星到7 R恒星到11 R恒星和15 R恒星;光学厚度从10^-4到26 R恒星到10.0微米。从最初的约1200个2Dust模型网格，我们通过缩放创建了一个更大的约69，000个模型网格，以覆盖数据所需的光度范围。这些模型在网站上向公众提供。从SAGE和SAGE-Spec LMC样品以及少量OH/IR星样品中观测到的富氧渐近巨星支（AGB）和红超巨星（RSG）候选星的色-星等图和色-色图的匹配情况一般都很好。SAGE的极端AGB恒星候选者更符合富碳（富C）而不是富O尘埃成分。我们的模型网格建议下限的中红外颜色的尘埃最多的AGB星的化学可能是O-丰富。最后，GRAMS模型拟合其他研究拟合的源的SED提供了对我们的网格的额外验证，并预测了未来更广泛的努力。
2014-07-29 astro-ph.SR
Nonlinear pulsations of red supergiants
利用辐射流体力学方程和湍流对流方程的解，研究了星族I（X=0.7，Z=0.02）红超巨星径向振荡的激发。质量为8M_odot <= M <= 20M_odot、有效温度T_eff <4000 K的核心氦燃烧星在基模中对径向脉动是不稳定的。振荡周期在45 - 1180天之间。脉动不稳定性是由于氢和氦电离区的卡帕机制。质量M < 15M_odot的恒星的径向脉动是严格周期性的，其光振幅Δ M_bol <= 0.5ma，脉动振幅随质量的增加而增大，当M > 15M_odot时，外层的最大膨胀速度高达逃逸速度的1/3。与初始平衡相比，由于非线性振荡，外质量区的平均半径增加<= 30%。本文提出了一种估算已知径向振动周期的脉动红超巨星质量的近似方法（不确定度为1.5倍）。给出了脉动常数Q随质量半径比变化的近似表达式。利用周期平均密度关系计算了7颗银河系红超巨星的质量。
2011-12-11 astro-ph.SR
How the mass-loss rates of red-supergiants determine the fate of massive stars ?
质量损失率是决定大质量恒星演化的最相关参数之一。特别是，恒星在红超巨星（RSG）阶段的质量损失率是最不受观测或理论限制的。在本文中，我们展示了RSG阶段的质量损失如何影响恒星的后期演化，以及它导致的超新星的最终类型。我们还讨论了一些可能性，以区分蓝色的恒星，经历了RSG阶段和那些仍然在蓝色部分的赫兹-罗素图。
2013-03-07 astro-ph.SR
Observed properties of red supergiant and massive AGB star populations
这篇简短的综述描述了在附近星系中发现的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星（RSG）种群的一些观测性质，重点是它们的光度函数，质量损失率和尘埃产生。我这样做的背景下，他们的作用作为潜在的超新星（SN）的祖先，和SNe及其残余物的演变。本文最后展望了不久的将来，其中詹姆斯韦伯太空望远镜等新设施为我们理解宇宙中最冷的大质量恒星的演化和命运提供了一个步骤。
2017-06-06 astro-ph.SR
The convective surface of the red supergiant Antares. VLTI/PIONIER interferometry in the near infrared
上下文对流是解释红超巨星质量损失触发机制的候选者。由于光球层上的对流单体体积很小，人们对它们的特性知之甚少。目标。利用近红外干涉测量，我们打算解决光球的红超巨星，并带来新的限制，他们的建模。方法.我们使用4望远镜仪器VLTI/PIONIER观测了附近的红超巨星仙女座。我们收集了H波段1.8米望远镜三种可用配置的数据。结果我们获得了前所未有的角分辨率的磁盘上的恒星（6%的恒星角直径），限制了对流细胞的平均大小，带来了新的约束数值模拟。使用一个分析模型与亮点的分布，我们确定其对能见度信号的影响。结论我们确定，在Anglesia上的干涉信号与具有从45%到5%的角直径的各种尺寸的对流细胞兼容。我们还得出结论，对流单体可以强烈影响角直径和边缘变暗的测量。特别地，表观角直径变得取决于采样的位置角。
2017-09-14 astro-ph.SR
An LTE effective temperature scale for red supergiants in the Magellanic clouds
我们提出了一个属于麦哲伦云的冷超巨星（CSG）的自洽研究。我们使用LTE KURUCZ和MARCS大气模型计算了400多个单个目标的恒星大气参数，通过拟合精心选择的弱金属线。我们探讨了Teff尺度的存在及其在两个不同的金属丰度环境（每个麦哲伦云）的影响。已经进行了关键和深入的测试，以评估我们的恒星参数（即内部误差预算，NLTE系统学）的可靠性。此外，还进行了几次蒙特卡洛检验，以推断Teff尺度的意义。我们的发现指向一个独特的Teff尺度，似乎是独立的环境。
2018-02-09 astro-ph.SR
Red supergiant star studies with CO5BOLD and Optim3D
我们描述了最近的工作集中在更好地了解红超巨星使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟CO5BOLD。现在有少量的模拟，跨度长达七年的恒星时间，在不同的数值分辨率。我们的讨论集中在干涉和光谱观测。我们指出了一些问题，特别是线的深度和线宽，没有很好地再现模拟。最近引入的辐射场的非灰色处理极大地改善了与观测的匹配，但没有解决所有困难。我们还回顾了新恢复的有效温标的争议，并认为这将只能使用三维RHD模型解决。
2013-05-29 astro-ph.SR
A Non-Detection of Red Supergiant Convection in Gaia
红超巨星（RSG）的大尺度表面对流可以导致恒星的光心移动，这可能被盖亚测量并用作这些稀有但重要的恒星表面动力学的新探测器。与亮度变化不同，光心运动将提供对流单体物理尺度的信息。信号将是RSG在恒星半径的百分之几的水平上显示出过量的天体测量噪声。不幸的是，我们发现盖亚EDR3的过量天体测量噪声水平大约是一个数量级太大，无法检测到预测的运动，RSG具有过量的天体测量噪声，无法与其他类似大小和视差的恒星区分开来。典型的过量天体测量噪声随G星等（G<11等）的增加而逐渐降低，因此比较亮度相似的恒星是至关重要的。
2022-06-20 astro-ph.SR
CHARA/MIRC interferometry of red supergiants: diameters, effective temperatures and surface features
我们利用CHARA阵列上的MIRC仪器获得了三颗银河系红超巨星的H波段干涉观测。目标包括AZ Cyg、字段RSG和Per OB1协会的两个成员RS Per和T Per。我们发现在所有情况下，偏离圆对称的证据，这可以与热点的存在建模。这是首次在$H$波段检测到这些特征。测量的平均直径和光谱能量分布相结合，以确定有效温度。这些结果进一步支持了Levesque等人（2005）最近导出的红超巨星更热的温度标度，该温度标度被用来调和经验确定的物理参数和恒星演化理论。我们看到斑点和星周尘埃的中红外辐射之间可能存在相关性，这表明质量损失和产生斑点的机制之间存在联系。
2009-02-17 astro-ph.SR
Discovery of SiO band emission from Galactic B[e] supergiants
B[e]超巨星（B[e] SG）是在短暂的过渡阶段演化的大质量恒星。在这一阶段，这些物体喷射出大量的物质，这些物质积累在一个星周盘状结构中。排出的物质通常是致密和凉爽的，为分子和尘埃冷凝以及丰富的持续化学提供了摇篮。除了在开普勒轨道上围绕恒星旋转的尘埃和CO的排放外，人们对这些盘的化学成分知之甚少。由于大质量恒星在其整个生命周期中都保持着富氧的表面成分，因此可以预期会形成其他氧基分子。由于SiO是第二稳定的氧化合物，我们开始了一项观测活动，以寻找第一泛音SiO发射带。我们获得了高分辨率的近红外L-波段光谱的银河系B[e] SG的样品与报告CO带发射。我们清楚地检测到CPD-52 9243中的SiO第一泛音带的发射，以及HD 62623，HD 327083和CPD-57 2874中微弱发射的指示。从模型拟合，我们发现，在所有这些恒星的SiO带旋转加宽的速度低于观察到的CO带形成区域，这表明SiO形式在更大的距离从恒星。因此，寻找和分析这些带对于研究星周盘的结构和运动学是至关重要的，因为它们跟踪CO带形成区的互补区域。此外，由于SiO分子是硅酸盐尘埃的组成部分，他们的研究可能会在尘埃形成的早期阶段提供见解。
2015-01-28 astro-ph.SR
Stellar evolution through the Red Supergiant phase
本文综述了质量小于约30倍太阳质量的大质量恒星在主序后进入红超巨星阶段的理论认识，涵盖其对流主导结构、巨大半径、质量损失机制及其作为II型超新星前身天体的关键角色。
2025-07-21 astro-ph.SR
The Red Supergiant Content of the Local Group
在这里，我们总结了最近的工作，在识别和表征红超巨星（RSG）的星系的本星系群。
2017-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A phoenix rises from the ashes: WOH G64 is still a red supergiant, for now
Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝洛大学）；Keele University（基尔大学）
WOH G64的光谱分析表明其仍为红超巨星，但可能存在扩展大气层和不同成分，暗示其演化状态复杂
2026-01-05 astro-ph.SR
On aging star clusters using red supergiants independent of the fraction of interacting binary stars
我们使用的二进制人口和光谱合成（BPASS）模型来测试最近的建议，红超巨星可以提供一个准确的年龄估计的同时代的恒星星族，是不受相互作用的双星。年龄的估计可以用红超巨星的最小光度和星团中红超巨星的平均光度。我们测试这些方法对一些观察到的星团，发现我们的结果与以前的估计。重要的是，我们发现，从恒星星族模型得出的年龄之间的差异，有和没有一个现实的人口相互作用的双星最多只有几十万年。我们发现，红超巨星的平均光度是最好的方法来确定一个集群的年龄，因为它是基于整个红超巨星的人口，而不是只使用最不明亮的红超巨星。
2020-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Luminous and Variable Stars in M31 and M33. III. The Yellow and Red Supergiants and Post-Red Supergiant Evolution
最近的超新星和瞬变观测揭示了越来越多的非终端恒星爆发。虽然这些爆发的祖先包括最明亮的恒星，但对大质量恒星在其最演化状态下的超新星前机制知之甚少，因此激发了对可能的祖先的普查。通过对邻近星系中演化和不稳定的发光恒星群体的调查，我们选择了M31和M33中的黄超巨星和红超巨星候选者样本，对其光谱特征和光谱能量分布进行了回顾。由于中型和晚型超巨星在色星等图上的位置可能会受到前景矮星的严重污染，我们采用光谱分类和光学和近红外测量的多波段测光来确认成员资格。基于质量损失和星周尘埃在其SED中存在的光谱证据，我们发现黄超巨星中的$30-40\%$可能处于后红超巨星状态。与进化轨迹的比较表明，这些质量损失的后RSG的初始质量在$20-40\,M_{\odot}$之间。在M31和M33中观测到的红超巨星中，超过一半都在产生尘埃拱星喷出物。我们还在M31中发现了两颗新的暖超巨星，J004621.05+421308.06和J004051.59+403303.00，它们都可能处于后RSG状态。
2016-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The convective photosphere of the red supergiant CE Tau. I. VLTI/PIONIER H-band interferometric imaging
上下文红超巨星是大质量恒星演化的最新阶段之一。它们的光球对流可能在其质量损失的发射机制中发挥重要作用;然而，其特性和动力学仍然缺乏约束。目标。通过对不同历元红超巨星的近红外干涉观测，我们期望揭示其恒星表面亮对流特征的演化。方法.我们用VLTI/PIONIER仪器在H波段对M2 Iab-Ib红超巨星CETau进行了两个相隔一个月的观测。结果我们推导了恒星的角直径和基本恒星参数，并重建了两个可靠的H波段光球图像。对于我们的两个观察时期，重建图像的对流模式的对比度为$5 \pm 1 \%$和$6 \pm 1 \%$。结论.恒星光球在两个时期之间几乎没有变化。对流模式的对比度低于在30个随机选择的最佳匹配3D辐射流体动力学模拟的快照上获得的平均对比度变化：原始模拟图像为$23 \pm 1~\%$，降级到重建分辨率的地图为$16 \pm 1~\%$。我们提出两个假设来解释这一观察结果。CE Tau可能正在经历一个安静的对流活动事件，或者它可能是与模拟相比其更温暖的有效温度（因此其半径更小）的结果。
2018-02-16 astro-ph.SR
Red Supergiant Mass Loss and Mass-Loss Rates
本文综述红超巨星质量损失的成因与观测证据，指出其源于引力平衡机制，低质量端损失率不足而大质量端经历强尘埃质量损失，并展望未来探测方向。
2025-07-21 astro-ph.SR
The effects of red supergiant mass loss on supernova ejecta and the circumburst medium
大质量恒星成为红超巨星时，在这短暂的演化阶段会失去大量的质量。然后，它们要么爆炸为富氢超新星（SN II型），要么继续演化为更热的超巨星（爆炸前）。红超巨星缓慢的尘埃喷出物将被炽热的星风和/或SN喷出物所淹没。我将提出这种相互作用的条件的估计，并讨论一些影响。
2009-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ionized Nebula surrounding the Red Supergiant W26 in Westerlund 1
我们提供了大质量星团Westerlund 1中M2-5Ia红超巨星W26周围电离星云的Hα图像。该星云由一个直径约为0.1pc的拱星壳或环和一个距离恒星约0.2pc的三角形星云组成，在高分辨率的哈勃太空望远镜图像中显示出复杂的拱星结构。这两个区域的激发机制尚不清楚，因为RSG太冷而不能产生电离光子，我们考虑了各种可能性。该星云的存在、高恒星光度和光谱变化表明W26是一个高度进化的RSG，经历着极端的质量损失。作为唯一已知的围绕RSG的电离星云的例子，W26值得进一步关注，以提高我们对大质量恒星最后演化阶段的理解。
2013-09-16 astro-ph.SR
Molecular dust precursors in envelopes of oxygen-rich AGB stars and red supergiants
星周尘埃的凝聚开始于靠近恒星光球层的分子团簇的形成。这些星团被预测在较低温度下充当凝结核，并允许在远离恒星的地方有效地形成尘埃。最近对金属氧化物，如AlO、AlOH、TiO和TiO $_2$的观测，使人们得以对富氧恒星的凝聚过程进行首次观测研究，这些氧化物的发射可以用ALMA以高角分辨率进行追踪。我们现在处于可以直接观察到气相物质耗尽成尘埃的时代。我回顾了最近的观测，使我们能够确定参与形成的无机尘埃的AGB星和红超巨星的气体物种。我还讨论了我们在解释观测结果时所面临的挑战，特别是那些与非平衡气体激发和尘埃形成区恒星大气的高度复杂性有关的挑战。
2018-09-27 astro-ph.SR
