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
Using numerical models of bow shocks to investigate the circumstellar medium of massive stars
许多大质量恒星以超音速穿过星际介质。结果，它们在恒星风的界面上形成弓形激波。我们使用数值流体动力学数值再现这样的弓形激波，创建模型，可以与观测结果进行比较。本文讨论了星际磁场和星际尘埃颗粒的存在这两种物理现象对大质量恒星弓形激波可观测形状的影响。我们发现，星际磁场，虽然太弱，以限制弓激波的一般形状，减少了不稳定性的大小，否则将被观察到的弓激波的红超巨星。星际尘埃颗粒由于其惯性可以深入穿透主序星O超巨星的弓形激波结构，从ISM穿越进入恒星风。因此，粉尘分布可能并不总是反映气体的形态。这是红外观测的一个重要考虑因素，因为红外观测主要是由尘埃发射决定的。我们的模型清楚地表明，大质量恒星的弓形激波是有用的诊断工具，可以用来研究恒星风以及星际介质的性质。
2014-07-07 astro-ph.SR
Discovery of a Shell of Neutral Atomic Hydrogen Surrounding the Carbon Star IRC+10216
我们使用了罗伯特C。Byrd Green Bank望远镜将对碳星IRC+10216的拱星包层（CSE）中的中性氢原子（HI）进行迄今为止最灵敏的搜索。我们的观测发现了一个低表面亮度的HI壳层，直径约为1300”（约0.8 pc），中心位于IRC+10216。HI壳的角范围与以前用GALEX卫星探测到的IRC+10216的远紫外线发射天体层相当，其运动学与被当地星际介质减速的星周物质一致。壳似乎完全包围恒星，但最高的HI柱密度是沿着壳的前缘测量的，靠近先前确定的弓形激波的位置。我们估计了与IRC+10216 CSE M_HI~ 3x 10 e-3 M_sun相关的原子氢的总质量。这只是CSE预期总质量的一小部分（<1%），并且与大部分恒星风以分子而不是原子形式起源相一致，正如有效温度T_eff<~2200 K的冷恒星所预期的那样。HI对IRC+10216周围2度x 2度区域的测绘也使我们能够表征该区域的视线星际发射，并揭示了IRC+10216西南部的漫射FUV发射与本地狮子座冷云之间的联系。
2015-02-06 astro-ph.SR
Herschel/HIFI observations of red supergiants and yellow hypergiants: I. Molecular inventory
红超巨星（RSG）和黄超巨星（YHG）被认为是AGB和早期后AGB阶段的高质量恒星。我们通过大质量恒星在中间和温暖气体层的包层性质，研究了大质量恒星在主序星后演化过程中的质量损失。这些区域是气体加速发生的地方，可以看到最近的质量损失事件。我们使用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器观测了两个RSG（NML Cyg和参宿四）和两个YHG（IRC+10420和AFGL 2343）恒星样本中CO，水及其同位素的亚毫米和FIR跃迁。我们提出了一个库存的检测线，并分析其光谱剖面所揭示的信息。在早期研究中提出的结果的基础上，我们在IRC+10420中模拟CO和13 CO排放，并将其与一组从mm到FIR的线进行比较。红超巨星比YHG有更强的高激发线，这表明它们拥有致密和热的内壳层，有助于这些转变。因此，这些高J线在RSG起源于加速层，尚未达到拱星终极速度，并具有较窄的配置文件比他们的平顶低J同行。YHG往往缺乏这种内部成分，这与从较长波长的研究中得出的分离的中空信封的图片一致。仅在两个来源（NML Cyg，IRC+10420）中检测到NH3，这两个来源也被观察到是所研究样品中最强的水线发射体。相比之下，OH在所有来源中均被检测到，并且似乎与水线强度无关。我们表明，IRC+10420模型仅来自毫米低J CO跃迁是能够再现高J转变时，在内壳层的温度简单地降低了约30%。
2012-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Astrosphere of the Asymptotic Giant Branch Star Irc+10216
我们已经发现了一个非常扩展的冲击结构（即，在GALEX卫星拍摄的紫外线图像中，这颗直径约为24弧分的恒星围绕着著名的碳星IRC+10216。我们的结论是，这种结构的结果从IRC+10216的分子风与星际介质（ISM）的相互作用，因为它通过后者移动。所有重要的结构特征预计从理论模型的这种相互作用被确定：终止冲击，astrossheath，astropause，bowshock，和astrotail（涡）。天体顶的范围为包络年龄（69，000年）和质量（1.4个太阳质量，质量损失率为2 x 10^（-5）太阳质量/年）提供了新的下限。从终止激波的间隔距离，我们发现IRC+10216正以大于91 km/s [1 cm^（-3）/n_（ISM）]^1/2的速度穿过本地ISM。
2010-01-27 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
The inner wind of IRC+10216 revisited: New exotic chemistry and diagnostic for dust condensation in carbon stars
目标。我们模拟了碳星IRC+10216的内风化学，并考虑了恒星脉动引起的周期性激波对气体的影响，以遵循激波气体层中的非平衡化学。我们考虑一个非常完整的化学家族，包括碳氢化合物和芳香族化合物，卤素和含磷物种。导出的丰度进行比较，从大型调查和赫歇尔的最新观测数据。结果冲击诱导的IRC+10216的尘埃形成区的非平衡化学碰撞破坏的CO在冲击后的气体触发形成的O-轴承物种（H2O，SiO）。大多数模拟丰度与IRC+10216上Herschel数据的最新值非常吻合。氢化物形成了一个家庭的丰富的物种，被驱逐到中间包层。特别地，HF将所有原子氟捕获在尘埃形成区中。卤素也很丰富，它们的化学性质与恒星的C/O比无关。因此，HCl和其他含Cl的物种也应该存在于富O AGB或超巨星的内风中。我们确定了一个特定的区域范围从2.5 R* 到4 R*，多环芳烃的形成和增长。根据芳烃质量估算的碳尘-气体质量比范围为1.2 x 10^（-3）至5.8 x 10^{-3}，与现有观测值吻合良好。芳族化合物形成区域位于热层的外部，其中SiC 2作为碳化硅粉尘合成的副产物产生。最后，我们预测一些分子线将显示通量随脉动相位和时间的变化（例如，H2O），而其他物种则不会（例如，CO）。这些变化仅仅反映了在尘埃形成区的冲击气体中在脉动周期内破坏和重整分子的非平衡化学。
2012-05-17 astro-ph.SR
3D Smoothed Particle Hydrodynamics Models of Betelgeuse's Bow Shock
参宿四，猎户座中的明亮的红色超巨星（RSG），是一颗逃逸恒星。它在星际介质中的超音速运动导致了弓形激波的形成，弓形激波是指向运动方向的彗星状结构。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。我们表明，弓形激波形态基本上取决于瑞利-泰勒与开尔文-亥姆霍兹不稳定性的增长时间尺度。我们讨论了我们的模型在最近的赫歇尔，GALEX和VLA的观测。如果弓形激波壳层的质量很低（~几× 0.001 Msun），就像AKARI和Herschel的观测所暗示的那样，那么参宿四的弓形激波非常年轻，不太可能达到稳定状态。圆形光滑弓形激波壳与这一结论是一致的。我们进一步讨论了我们的研究结果的影响，特别是，参宿四可能只是最近才进入RSG阶段的可能性。
2013-03-18 astro-ph.SR
A double detached shell around a post-Red Supergiant:IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula
我们进行了中红外成像调查的演变恒星，以研究这些物体周围的星周信封的尘埃分布，并更好地了解负责这些信封的形成质量损失机制。在这次调查中，我们首次解决了IRAS 17163-3907（以下简称IRAS 17163）的星周环境，这是中红外天空中最明亮的物体之一，但令人惊讶的是没有得到很好的研究。我们的目标是确定IRAS 17163的演化状态，并研究其星周环境，以了解其质量损失历史。我们在VLT上使用VISIR获得了IRAS 17163在中红外的衍射极限图像。该物体的光谱使我们能够确定其光谱类型，并通过弥漫的星际带的存在来估计其距离。我们发现IRAS 17163是一颗后红超巨星，可能属于罕见的黄超巨星，并且与研究得很好的IRC +10420非常相似。IRAS 17163的中红外图像是这个明亮的中红外源的第一张直接图像。这些图像清楚地显示了在中央恒星周围存在一个双重尘埃分离壳，这是由于连续的物质喷射，时间尺度为400年，总的星周质量大于4 M $_{\odot}$。这表明在恒星演化的这一阶段中发生了非静态的质量损失。
2011-09-27 astro-ph.SR
Models of the circumstellar medium of evolving, massive runaway stars moving through the Galactic plane
至少有5%的大质量恒星在星际介质中以超音速运动，预计会产生恒星风弓形激波。我们探讨如何质量损失和空间速度的大规模失控的恒星影响其弓激波的形态。我们运行二维轴对称流体动力学模拟的这些恒星在银河系平面的拱星介质的演变从主序列的红超巨星阶段。我们发现热传导是控制热星周围弓激波形状、大小和结构的重要过程，它们具有主要由禁戒线产生的光学光度，例如[OIII]。热星周围弓形激波的Ha辐射来源于它们的接触间断附近。冷恒星周围弓形激波的H $α$发射来自它们的前向激波，并且对于我们模拟的弓形激波来说太微弱而无法观察到。光学薄辐射的发射主要来自于受冲击的ISM材料。所有弓形激波模型在红外波段都更亮，即红外波段是搜索弓形激波最合适的波段。我们的研究表明，红外辐射来自附近的接触不连续的热星的弓激波和来自内部区域的冲击风周围的冷星的弓激波。我们预测，在银河平面，最明亮的，即最容易检测到的弓形激波是由高质量的恒星以小的空间速度移动。
2014-08-12 astro-ph.SR
A Runaway Red Supergiant in M31
OB星中有很大比例是离家出走的，所以我们应该期待它们进化出的后代中也有类似比例的人是离家出走的。然而，识别这样的恒星也面临着一系列挑战，因为这些更古老、更进化的恒星将从它们的诞生地漂到更远的地方，因此它们的速度可能并不明显。一些银河系的红超巨星（RSG）被描述为可能的失控，基于弓形激波的存在，包括参宿四。在这里，我们宣布在M31中发现了一个失控的RSG，这是基于与M31运动学的$^{-1}$ 300 km s的差异。这颗恒星距离盘面约21'（4.6 kpc），但这个距离与它的速度和可能的年龄（$\sim$ 10 Myr）一致。恒星J004330.06+405258.4是一颗M2 I，$M_V=-5.7$，$\log L/L_\odot$ =4.76，有效温度为3700 K，推断质量为12-15 $M_\odot$。这颗恒星可能是超高速恒星的高质量类似物，因为它特有的空间速度可能是400-450 km/s $^{-1}$，与从M31盘逃逸的速度相当。
2015-10-08 astro-ph.SR
Numerical models for the circumstellar medium around Betelgeuse
附近的红超巨星参宿四（RSG）在距离其表面至少0.5秒差距的范围内有一个复杂的星周介质，这是由它在过去0.1百万年内的质量损失历史、它的环境以及它在星际介质（ISM）中的运动所决定的。原则上，它的质量损失历史可以通过比较流体动力学模型与观测来约束。观测和数值模拟表明参宿四有一个非常年轻的弓形激波，因此这颗恒星可能只是最近才成为RSG。为了验证这种可能性，我们计算了一个恒星演化模型，该模型针对的是一颗具有与参宿四一致性质的恒星。我们将由此产生的不断演变的恒星风纳入2D流体动力学模拟，以模拟失控的蓝超巨星（BSG）在其生命即将结束时向RSG过渡。坍缩的BSG风泡产生了一个弓形激波形状的内壳，至少表面上类似于参宿四的弓形激波，并且具有类似的质量。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。我们调查是否这个外壳可以解释酒吧功能位于（至少在投影）就在前面的参宿四的弓激波。
2013-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
PION: Simulating bow shocks and circumstellar nebulae
膨胀的星云是由恒星的质量损失产生的，特别是在演化的后期。这些星云的多维模拟需要恒星附近的高分辨率，并允许分辨率随着与恒星的距离而降低，理想情况下具有自适应时间步长。我们报告的实施和测试的静态网格细化的辐射磁流体动力学代码PION，并记录其性能的二维和三维计算。弓冲击产生的热，磁化，缓慢旋转的恒星，因为它通过磁化ISM移动在3D模拟，突出与2D计算相比的差异。依赖于磁场的，随时间变化的磁化风的建模和模拟的蓝超巨星周围的环形星云从文献进行比较。从沃尔夫-拉叶星到慢风从以前的红超巨星阶段的演化的快风的膨胀的3D模拟，与文献和解析理论的结果进行了比较。最后，用三维MHD模拟了双星系统的风-风碰撞，并与以前的二维计算结果进行了比较。提供了一个python库，用于读取和绘制模拟快照，还演示了使用环面生成合成红外发射图。结果表明，国家的最先进的三维MHD模拟的风驱动星云可以使用PION合理的计算资源。源代码和用户文档在BSD 3许可证下向社区提供。
2021-03-12 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 enigmatic nature of the circumstellar envelope and bow shock surrounding Betelgeuse as revealed by Herschel. I. Evidence of clumps, multiple arcs, and a linear bar-like structure
上下文恒星风与星际介质（ISM）之间的相互作用可以产生复杂的弓形激波。赫歇尔空间天文台上的光度计非常适合研究这些弓形激波的形态。目标。我们的目标是研究最近的红超巨星参宿四的星周环境和风-ISM相互作用。方法.通过扫描参宿四周围的区域获得70、100和160微米的Herschel PACS图像和250、350和500微米的SPIRE图像。这些数据得到了紫外GALEX数据、近红外WISE数据和射电21厘米GALFA-HI数据的补充。从观测数据中推导出弓形激波结构的观测特性，并与流体动力学模拟结果进行了比较。结果参宿四周围环境的红外赫歇尔图像非常壮观，显示了距离中心目标6-7弧分的多个弧的出现和9弧分的线性酒吧的存在。值得注意的是，没有大规模的不稳定性被认为是在外部弧和线性酒吧。外弧中的尘埃温度在40和140 K之间变化，线性条具有与弧相同的色温。内部的包层显示出明显的非均匀云团结构（超过15弧秒），可能与外层大气的巨型对流单体有关。材料的非均匀分布甚至持续到与ISM碰撞。半径为2弧分的内部团块亮度的强烈变化表明，大约32000年前，平均气体和尘埃密度发生了剧烈变化。使用流体动力学模拟，我们试图解释观测到的形态的弓形激波围绕参宿四。结论：[略]
2012-12-19 astro-ph.SR
Simulating observable structures due to a perturbed interstellar medium in front of astrospheric bow shocks in 3D MHD
上下文虽然许多观测到的弓形激波的形状可以通过简单的天体层模型再现，但最近已经使用了更复杂的方法来解释不同的可观测结构。目的。通过在失控的蓝超巨星$λ$仙王座的天体层弓形激波前面放置均匀的星际介质的扰动，模型天体层的可观测结构被显著改变，提供了对扰动弓形激波图像起源的洞察。方法.对静止天体球的三维单流体磁流体动力学模型进行了各种类型的扰动和模拟，直到再次达到静止状态。作为例子，简单的扰动可用的MHD参数（数密度，体积速度，温度，和磁场），以及一个更复杂的扰动选择。合成观测是由模型数据的视线积分产生的，产生H $α$，$70\,μ$ m尘埃排放和受扰天体层演化的韧致辐射图。结果由此产生的激波结构和观测图像根据注入扰动的类型和视角的不同而有很大的不同，形成弓形激波结构的弧形突起或分叉，以及从弓形激波分离的环，弧和不规则结构。
2021-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Episodic mass loss in the very luminous red supergiant [W60] B90 in the Large Magellanic Cloud
本研究通过多波段观测发现LMC中极亮红超巨星[W60] B90存在弓形激波和周期性变暗事件，表明其处于不稳定演化阶段，经历阶段性质量损失，是参宿四的更大质量类似体。
2025-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel PACS and SPIRE imaging of CW Leo
Herschel PACS和SPIRE图像是在著名的碳星CW Leo（IRC +10 216）周围30'x30'的区域内获得的。在一个直径约为22'的不完全弧中发现了一个扩展结构，它与Sahai和Chronopoulos在紫外GALEX图像上定义的由于与星际介质相互作用而产生的终止激波共空间。在与ISM发生相互作用的区域中，在70、160、250、350和550 μ m波段中导出通量，并且这可以与温度为25 ± 3 K的修改的黑体拟合。利用已发表的恒星自行和径向速度，我们推导出日心空间运动为25.1 km/s。利用PACS和SPIRE数据以及弓形激波结构的解析公式，我们推断弓形激波的反投影射距为R 0 =（8.0+-0.3 x10 ^17 cm）。我们还导出了恒星相对于ISM的相对速度为（106.6 ± 8.7）/sqrt（n_ISM）km/s，其中n_ISM是本地ISM的数密度。
2010-05-11 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
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
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
Resolving the circumstellar environment of the Galactic B[e] supergiant star MWC 137. II. Nebular kinematics and stellar variability
银河系B[e]超巨星MWC 137被一个大尺度的光学星云所包围。为了阐明星云的物理条件和运动学，我们分析了北欧光学望远镜ALFOSC长缝光谱中的光学禁戒发射线[NII] 6548，6583和[SII] 6716，6731。径向速度表现出复杂的行为，但一般来说，北部星云的特征主要是接近，而南部的主要是后退。电子密度在整个星云中显示出强烈的变化，其值从零到大约800 cm $^{-3}$。在MWC~137附近和强发射区密度较高，而在径向速度较高的区域密度显著降低。我们还观察了整个星云的两个[SII]线与扫描法布里-珀罗干涉仪连接到6米望远镜的特殊天体物理观测。这些数据揭示了在PA = 225-245和距离MWC 137 80”处的一个新的弓形特征。一张新的H $α$图像是用丹麦1.54米望远镜在拉西拉拍摄的。在18.1年内，星云形态没有扩张或变化。我们推导出MWC 137的质量为37（+9/-5）太阳质量，年龄为$4.7\pm0.8$ Myr。此外，我们检测到的时间序列测光与TESS卫星，这可能表明恒星脉动的周期为1.93天。另外，还可以看到低频变异。这些信号是由早期恒星内部的重力波引起的，还是由风和星周物质的变化引起的，目前还无法区分。
2021-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Material mixing in pulsar wind nebulae of massive runaway stars
本文通过2.5维MHD模拟研究大质量逃逸星不同前身星类型和运动速度下脉冲星风、超新星抛射物与恒星风在脉冲星风云中的混合效率，揭示恒星演化历史对遗迹内元素分布和辐射机制的关键控制作用。
2024-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-millimeter Detection of a Galactic Center Cool Star IRS 7 by ALMA
IRS 7是一颗M型红超巨星，位于人马座A $^\ast$以北的$5".5$。我们首次用ALMA探测到IRS 7在340 GHz的连续辐射。IRS 7的总通量密度为$S_ν=448\pm45 μ$ Jy。通量密度表明IRS 7的光球半径为$R=1170\pm60 ~R_\odot$，这与之前的VLTI测量结果大致一致。我们还通过ALMA在H30 $α$重组系中检测到具有北延伸的壳状特征。电子温度和电子密度分别估计为$\bar{T}^\ast_{\mathrm e}=4650\pm500$ K和$\bar{n}_{\mathrm e}=(6.1\pm0.6)\times10^4$ cm $^{-3}$。质量损失率估计为$\dot{m} \sim 1\times 10^{-4} M_\odot$ yr $^{-1}$，这与具有$M=20-25 M_\odot$的脉动红超巨星的典型质量损失率一致。电离气体的运动学将支持这样的假设，即IRS 7的质量损失所形成的壳状结构是在周围物质中向南超音速运动的。明亮的南半部结构和北延伸部分将分别是弓形激波和彗星状的尾部结构。
2020-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Contribution of Stellar Winds to Cosmic Ray Production
大质量恒星在从主序星到沃尔夫-拉叶星的整个演化阶段都吹着强大的恒星风。大质量恒星的恒星风在星际介质中沉积的机械能相当于一颗在其生命结束时爆炸的核心坍缩超新星的爆炸能量。在这项研究中，我们估计的动能沉积的大质量恒星在我们的银河系考虑的综合初始质量函数和模拟的恒星风光度。采用理论计算和已有的观测资料，估算了主序星、红超巨星和Wolf-Rayet阶段星风的质量损失率和终极速度。我们发现银河系中所有大质量恒星产生的总恒星风光度约为$L_w\approx 1.1\times 10^{41}$ erg/s，约为超新星爆发功率$L_{SN} \approx 4.8\times 10^{41}$ erg/s的1/4。如果我们假设风光度的$\sim 1-10$ %可以通过无碰撞的激波（如恒星泡和超级泡中的终止激波、双星中的碰撞风激波和大质量逃逸恒星的弓形激波）转化为银河系宇宙射线（GCR），那么恒星风可能会对GCR的产生做出重大贡献，尽管低于超新星遗迹的贡献。
2018-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
