IRAS 18357-0604 - an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?
黄色超巨星代表了大质量恒星在从红超巨星阶段过渡到红超巨星阶段时所经历的短暂进化阶段。因此，它们的性质为恒星演化理论提供了一个关键的测试。银河系黄色超巨星IRC +10420是理解这一阶段的基石系统，因为它是已知最强的后RSG候选者，已经证明了在赫兹-罗素图上的实时演化，并且受到广泛的质量损失。在这里，我们报告了IRC +10420- IRAS 18357-0604的双胞胎的发现。光学和近红外光谱学被用来研究IRAS 18357-0604的物理性质，而红外光度学则探测其星周环境的性质。IRAS 18357-0604和IRC +10420之间明显的光谱相似性表明温度和风的几何形状相当，而测光数据显示类似的尘埃环境，尽管历史上的质量损失似乎在IRC +10420中更严重。系统速度意味着这个距离与盾牌座臂底部的红超巨星主导的复合体相一致;由此产生的光度测定与物理关联相一致，但表明它的初始质量比IRC +10420的低（<20 Msun vs ~ 40 Msun）。对超新星前身的物理性质的演化预测来自于~18- 20 Msun恒星--或经历了增强的质量损失的~12- 15 Msun恒星作为红超巨星--与IRAS 18357-0604的预测相比是有利的，而IRAS 18357-0604似乎与SN 2011 dh的前身相似;因此，它可能提供了一个重要的洞察的性质，显然是H-贫化的黄色超巨星祖先的…
2013-11-15 astro-ph.SR
Instabilities in the Yellow Hypergiant domain
本文研究了黄特超巨星包层模型在微小径向扰动下的稳定性，发现当光度质量比超过约10^4太阳单位时存在剧烈奇异模式不稳定性，证明非绝热分析对预测此类爆发至关重要。
2024-03-21 astro-ph.SR
Pulsational instability of yellow hypergiants
研究了星族I（X=0.7，Y=0.02）大质量恒星在氦核后主序星引力收缩期间对径向振荡的不稳定性。初始恒星质量在65 M_ \odot ~ 90 M_ \odot之间。在自激恒星振荡的流体动力学计算中，我们假设脉动恒星包层中的能量传递是由于辐射热传导和对流。对流换热是在含时湍流对流理论的框架下处理的。在恒星核氢耗尽后外层的演化膨胀过程中，当Mzams= 65 M_（\odot）和Mzams= 90 M_（\odot）的有效温度分别为Teff > 6700 K和Teff > 7200 K时，恒星对径向振荡是不稳定的。脉动不稳定性是由于氦电离区中的κ机制，并且在较低的有效温度下，由于对流显著增加，振荡衰减。在这一演化阶段，径向脉动周期的上限不超过200天。当Mzams= 65 M_ \odot和Mzams= 90 M_ \odot的有效温度分别为Teff > 7300 K和Teff > 7600 K时，超巨星的径向振荡在外层演化收缩过程中恢复。初始的径向振荡是由于第一泛音的不稳定性，在较高的有效温度下（Mzams= 65 M_ \odot时Teff > 7700 K，Mzams= 90 M_ \odot时Teff > 8200 K）发生向基模脉动的转变。演化中的蓝黄超巨星径向振荡周期的上限不超过130天。因此，黄超巨星在其演化阶段的主要部分是稳定的，不受径向恒星脉动的影响。
2011-02-18 astro-ph.SR
Similarities in the structure of the circumstellar environments of B[e] supergiants and yellow hypergiants
黄超巨星（YHG）和B[e]超巨星（B[e] SG）虽然处于不同的演化阶段，但具有许多共同的特征。这部分是由于这两种类型的物体都经历了强烈的，通常是不对称的质量损失，并且喷射的物质积累在壳，环或盘状结构中，从而引起温暖分子和尘埃的发射。我们进行了光学光谱调查的北银河系发射线的恒星，旨在确定示踪剂的结构和运动学的拱星环境。我们确定了两组线，[O I]和[Ca II]，它们起源于B[e] SG的盘。在V1302 Aql和V509 Cas中观察到相同的一组谱线，它们都是热的YHG。虽然已知V1302 Aql具有盘状结构，但V509 Cas中的运动学加宽的线表明围绕这颗恒星的开普勒盘或环类似于更热的B[e]SG。
2016-11-14 astro-ph.SR
Extended atmosphere of the yellow hypergiant V509 Cas in 1996-2018
利用1996-2018年在R $\ge$ 60 000的6米望远镜上对黄超巨星V509 Cas进行的光谱监测数据，详细研究了它在扩展大气各层的运动学状态。没有发现伴星存在的迹象。在金属离子的允许和禁止发射上测量的径向速度的一致性，以及它们严格的时间稳定性，使我们选择恒星的系统速度Vsys= $-63$ km/s。在星周介质中形成的禁戒[NII]发射的位置是严格稳定的，并且相对于金属离子发射系统地移动了$-6$ km/s。在1996年的观测之后，得出了[NII]发射半宽度和强度（谱线变得更窄和更强）变化的结论，这些参数在随后的22年观测中没有变化。从短波Fe Ⅱ（42）吸收分量测得的速度位于Vr= $-$（84 $÷$ 87）km/s的窄区间内，这表明大气上层膨胀的稳定性。超巨星的整体大气层是稳定的，不包括靠近光球的层。由强金属离子吸收核的位置确定的Vr= $-$（52 $÷$ 71）km/s范围内的速度变率，可能是形成这种类型谱线的深大气层中脉动的表现。
2019-01-24 astro-ph.SR
An early detection of blue luminescence by neutral PAHs in the direction of the yellow hypergiant HR 5171A?
我们重新研究了几十年前对黄超巨星HR 5171 A进行的测光（VBLUW，UBV，uvby）。在该研究中，无法对L波段（VBLUW系统，lambda_eff=3838 A）的神秘亮度过度给出适当的解释。在本文中，我们认为，这可能是由蓝色发光（BL），中性多环芳烃分子（PAHs）的发射特征，在2004年发现的。事实上，BL的最高发射峰位于L带。我们的目标是调查其他可能的原因，并得出排放通量。我们使用了基于大气模型、光谱能量分布以及不同的消光比和消光定律的双色图，这取决于假设的BL源的位置：在背景上的Gum 48 d中或在HR 5171 A的包络中。假的L-过剩源，如热伴星、附近的恒星或一些仪器效应，都可以排除。此外，来自热色球层的发射特征是不可信的。1971年、1973年和1977年的数据集记录的L过剩通量在1.4到21之间变化（单位均为10^（-10）W·m^（-2）·μ ^（-1）），这取决于源的位置。优选接近该范围的低侧的通量。1979年出现了紫外线（uvby系统）的小亮度过剩，但它与BL的联系值得怀疑。对于L通量，我们认为最低值更现实。不确定性为20- 30%。与其他黄超巨星类似，HR 5171 A也显示出强烈的亮度爆发，特别是在1970年代。中性多环芳烃释放出的BL是由于大气不稳定性释放出储存的H-电离能。
2015-09-24 astro-ph.SR
Yellow hypergiant V509 Cas -- stable in the 'yellow void'
本研究通过多源测光与七年光谱监测分析黄特超巨星V509 Cas的演化状态，发现其虽可能处于“黄空”不稳定区但亮度、温度波动趋稳，且视向速度变化符合星周盘假说。
2024-06-12 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
Optical/near-infrared observations of the Fried Egg Nebula: Multiple shell ejections on a 100 yr timescale from a massive yellow hypergiant
上下文大质量恒星在其演化的最后阶段的命运高度依赖于其质量损失率/几何形状，因此了解靠近恒星及其周围的星周物质的几何形状是至关重要的。目标。我们的目标是研究质量损失事件的性质（即几何形状，速率）。在这种情况下，黄色超巨星是很好的目标。方法.我们分析了大量的光学/近红外数据，在光谱和光度（X-射手/VLT），分光偏振（ISIS/WHT），和干涉引力琥珀/VLTI）模式，对黄色超巨星IRAS 17163-3907。我们提出了第一个模型独立的重建图像的IRAS 17163-3907在这些波长在毫角秒尺度。最后，采用修正的Gaia距离（DR 2），应用二维辐射转移模型，对已发表的VISIR影像在8.59 μm、11.85 μm和12.81 μm波段的去红测光和径向轮廓进行了拟合。结果2 μm附近的干涉观测值表明，Brγ辐射比Na i辐射和连续辐射具有更大的扩展性和不对称性。除了两个已知的外壳周围的IRAS 17163-3907，我们报告存在的第三个热内壳的最大动力学年龄只有30年。结论.与Brγ相比，解释Na i发射在离恒星更近的距离上的存在是各种研究中的一个挑战。我们认为，伪光球的存在是不需要的，但它是一个光学深度效应。观察到的三个不同的质量损失事件的特点是不同的质量损失率，并可以告知质量损失机制的理论，这是一个仍在争论中的话题。我们讨论这些背景下的光球脉动和风双稳机制。
2020-02-06 astro-ph.SR
The Hot, Continuum-compact State of the Yellow Hypergiant V509 Cassiopeiae: CHARA Diameters, CO-band Angular-extension Constraints, and Companion Limits
The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）；University of Tartu（塔尔图大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）
本研究利用CHARA阵列观测，测得黄特超巨星仙后座V509的高温致密态，未发现显著CO波段延展及近红外亮伴星，其角直径17-21年无显著长期变化，未排除紫外光谱提出的B1 V型伴星。
2026-09-01 astro-ph.SR
Pulsations, eruptions, and evolution of four yellow hypergiants
我们的目标是探索四个黄超巨星（YHG），HR 8752，HR 5171 A，$ρ$ Cas和HD 179821的可变光度和恒星性质，以及它们数百天的脉动和多年的长期变化（LTV）。我们解决了多色和视觉光度数据集，寻找背叛爆发或增强质量损失事件的光度指示，主要使用已公布的温度校准计算恒星属性，并研究了LTV的性质及其对准周期和恒星属性的影响。$BV$光度测定显示大气中有一个高度不透明的层。当温度升高时，质量损失也增加，因此，高不透明层的密度也增加。因此，$B$和$V$中的吸收增加。$B$中的吸收，大概是1到几个0 \fm 1的数量级，总是高于$V$。这种差异使$(B-V)$颜色指数变红，但吸收规律未知。YHG的这种性质是不可预测的，这解释了为什么光谱温度总是高于光度温度。我们建议短的距离$ρ$ Cas和HR 5171 A比公认的。因此，有必要通过多环芳烃（PAH）分子来减少HR 5171 A的蓝色发光，HR 5171 A将不再是簇Gum 48 d的成员。HR 5171A只受一个光源的影响，而不是文献中所说的两个光源。当红色进化环（RL）将恒星移动到HR图上的红色时，YHG的爆发事件更喜欢相对凉爽的环境。爆发后，一个蓝色循环演变（BL）被触发，持续一至几十年。HR 5171A在1960年至1974年期间的变红事件很可能是由于红环演化，而1975年爆发后的变红可能是由于壳喷射。
2019-10-06 astro-ph.SR
CHARA Near-Infrared Imaging of the Yellow Hypergiant Star $ρ$ Cassiopeiae: Convection Cells and Circumstellar Envelope
本文利用CHARA阵列近红外干涉观测黄特超巨星仙后座ρ星，通过图像重建发现其表面存在巨型对流元并探测到延展星周包层，为理解大质量恒星质量抛射机制提供了新证据。
2024-08-07 astro-ph.SR
The XMM-Newton view of the yellow hypergiant IRC +10420 and its surroundings
在可能过渡到沃尔夫-拉叶阶段的大质量恒星中，IRC +10420可能是最神秘的恒星之一。它属于黄超巨星的范畴，其特征是相当高的质量损失事件。尽管IRC +10420受益于多个波长域的许多观测，但它从未成为X射线天文台的目标。我们在这里报告的第一个专门观察IRC +10420的X射线，使用XMM-牛顿卫星。即使目标没有被探测到，我们也推导出了X射线通量的上限，其数量级为1- 3 10^-14 erg cm^-2 s^-1（在0.3 keV到10.0 keV之间），并且我们在可能适用于这类天体的发射模型的框架内讨论了IRC +10420的情况。使用XMM-牛顿上的光学/紫外监测器，我们给出了IRC +10420在紫外域（1800和2250 A之间，以及2050和2450 A之间）的通量密度的第一个上限。最后，我们还报告了在这一领域的10个X射线和7个紫外点源的检测，我们简要地讨论了它们的性质和潜在的对应物在较长的波长。
2014-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tracing a decade of activity towards a yellow hypergiant. The spectral and spatial morphology of IRC+10420 at au scales
大质量恒星在其演化的最后阶段的命运高度依赖于其质量损失历史和几何形状，黄色超巨星是研究这些演化阶段的关键对象。我们介绍了著名的黄色超巨星IRC +10420和1994-2019年之间拍摄的蓝色光谱的近红外干涉观测。我们的$μ$ m重力/VLTI观测获得了$\sim$ 5个恒星半径的空间分辨率，并探测了K波段的热辐射，通过Na i双辐射和Br $γ$辐射追踪气体。所观察到的配置空间分辨的2.2 $μ$ m连续谱以及Br $γ$和Na i发射线。我们的几何模型表明存在一个紧凑的中性区（Na我），这是略大于连续，但在一个扩展的溴$γ$发射区域。我们的Br $γ$排放的几何模型证实了风的沙漏几何。为了解释这种特殊的几何形状，我们研究了在7-800 au间距处的伴星的存在，并在我们观测的对比度极限（3.7等，3 $σ$）处没有发现任何特征。我们报告的喷出物的演变超过7年的时间跨度，这使我们能够限制在$<$ 10 $^\circ$的沙漏几何形状的开口角。最后，我们给出了自1994年以来IRC +10420的第一个蓝色光谱。多历元数据表明，该天体的光谱类型以及温度在其间的几年中基本保持不变。这证实了早先的结论，即在1994年之前的不到二十年内，温度上升了2000 K，温度上升已经停止。这表明这颗黄色超巨星已经“撞上”了HR图中的白墙，阻止了它向蓝方向演化，并且在不久的将来可能会经历一次重大的质量…
2022-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the nature of the Fried Egg nebula: CO mm-line and optical spectroscopy of IRAS 17163-3907
利用CO毫米线和光谱学研究了煎蛋星云IRAS 17163-3907的性质，该星云最近被认为是黄超巨星类的稀有成员之一。CO J=2-1和J=3-2的辐射来自恒星20”以内的区域，显然与星周物质有关。CO线显示出多分量的不对称剖面，并在东西方向上解决了一个意想不到的速度梯度，表明双极外流。这与在红外线中观察到的尘埃包层的明显对称性形成对比。IRAS 17163-3907的光谱在5100 - 9000 nm之间，与原型黄超巨星IRC+10420的光谱进行了比较，发现非常相似。这些结果建立在先前的证据上，即IRAS 17163-3907是一颗黄超巨星。
2015-01-14 astro-ph.SR
Monitoring luminous yellow massive stars in M33: new yellow hypergiant candidates
大质量恒星在红超巨星（RSG）阶段幸存下来的演化仍然没有探索，因为这样的物体很罕见。黄超巨星（YHG）似乎是位于汉弗莱斯-戴维森光度上限附近的后RSG类的温暖对应物，其特征是大气不稳定性和高质量损失率。我们的目标是增加M33中YHG的数量，从而有助于更好地理解大质量恒星的超新星前演化。从中红外标准中选择的五个灰尘encushed YSGs的光学光谱获得的目标是检测广泛的大气的证据。我们还分析了M33中21个最明亮的YSG的BVI测光，以确定光谱类型的变化。为了探索星周尘埃的性质，我们对21个YSG的多波段测光进行了SED拟合。我们发现在我们的样本中有三个发光的YSG是YHG候选者，因为它们被热尘埃包围，并被笼罩在扩展的冷尘埃信封中。我们的恒星2的光谱显示发射一个以上的H $α$组件，以及钙II的排放，这意味着一个扩展的大气结构。此外，对这颗恒星的长期监测显示，它的可见光曲线变暗，幅度大于0.5等，导致温度明显下降超过500 K。我们认为观测到的变化类似于银河系YHG $ρ$ Cas的变化。五个不太明亮的YSG建议后RSG候选人显示热或/和冷尘埃排放的证据。我们证明，中红外光度法，结合光谱学和时间序列光度法，提供了一个强大的方法来识别候选YHG。未来在本星系群中发现YHG对于研究中等质量大质量恒星的晚期演化具有重要意义。
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the mass loss history of the yellow hypergiant IRC+10420
我们已经使用亚毫米阵列来成像IRC+10420周围的分子包膜。我们的观测揭示了恒星周围有一个巨大而密集的膨胀包层。分子包层显示出西南方向的$^{12}$ CO J=2--1发射明显不对称。在$^{13}$ CO J=2- 1和SO J $_{\rm K}$ =6 $_5$ -5 $_4$的发射中发现包封的伸长甚至更明显。在这些线中可以看到跨速度通道的小的位置速度梯度，这表明在IRC+10420的包络中存在弱的双极流出。在高分辨率的$^{12}$ CO J=2- 1映象中，我们发现包层有两个组成部分：（1）位于半径约1”-2”之间的内壳层（壳层I）;（2）位于半径3”-6”之间的外壳层（壳层II）。这些壳代表IRC+10420中之前的两次质量损失事件。我们试图以自洽的方式推导出信封内的物理条件，通过模拟尘埃的性质，和加热和冷却的分子气体。我们估计的质量损失率$\sim$ 9 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$为壳I和7 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$为壳II。与其他富氧包层相比，IRC+10420中的气体温度异常高。气体温度的升高主要是由于中心恒星的大光度导致的较高的加热速率。我们还推导出同位素比$^{12}$ C/ $^{13}$ C = 6。
2009-03-22 astro-ph.SR
Resolving the asymmetric inner wind region of the yellow hypergiant IRC+10420 with VLTI/AMBER in low and high spectral resolution mode
我们获得了IRC +10420的近红外长基线干涉测量与欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪（VLTI）的AMBER仪器在低和高光谱分辨率（HR）模式探测光球和最里面的拱星环境的快速演变的黄色超巨星。在HR观测中，在所有三个基线上，Vibrance都显示出横跨Brackett伽马（BrG）线的明显下降，我们发现BrG线的红移部分的微分相位高达-25度，并且靠近线中心的非零闭合相位。校准的vibrations进行了修正，为琥珀的有限的视野，以适当地考虑IRC +10420的扩展尘埃壳的通量贡献。我们推导出IRC +10420在H和K波段连续发射区的半高宽高斯尺寸分别为1.05 ± 0.07和0.98 ± 0.10质量，BrG发射区可以用直径为4.18 ± 0.19/-0.09质量的几何环模型拟合，约为恒星尺寸的4倍。几何模型还提供了一些证据，表明BrG线发射区域向36度的位置角延伸，与外反射星云的对称轴对齐。利用CMFGEN和2-D Busche & Hillier程序对HR观测数据进行了辐射转移模拟分析。我们的球形CMFGEN模型很难再现观察到的线形、蓝移和延伸，明确表明IRC +10420流出是不对称的。我们的2-D辐射转移模型表明，蓝移的BrG发射和形状的可见度横跨发射线可以解释与一个不对称的双极外流的高密度对比度从极点到赤道（8 - 16），红移的光是大大减少。
2009-09-25 astro-ph.SR
A lambda 3mm and 1mm line survey toward the yellow hypergiant IRC +10420
我们对最大质量的演化恒星的星周喷出物的化学性质的了解特别少。我们的目标是研究原型黄色超巨星IRC +10420的化学特征。为此，我们在1和3 mm的大气窗口获得了全线调查。我们从22种分子中鉴定了106条分子发射谱线。检测到的分子中约有一半是含氮物质，特别是HCN、HNC、CN、NO、NS、PN和N2 H+。我们使用旋转图来推导检测到的不同分子种类的密度和旋转温度。我们引入了一种迭代方法，使我们能够考虑到中等线不透明度。我们发现IRC +10420与富氧演化星相比，具有高丰度的含氮分子。这一结果支持了富含N的化学物质的存在，这是大质量恒星所期望的。我们的分析还表明，在过去的3800年中，12 C/13 C比值从\gtrsim 7下降到\sim 3.7，这可能与观测到的氮富集直接相关。此外，我们发现，SiO的发射呈现出显着的强度降低高J线相比，较旧的观测。辐射转移模型表明，这种变化可以解释为在尘埃的红外（IR）通量的减少。这种下降的原因可能是尘埃壳层的膨胀或恒星脉动导致的恒星温度降低。
2016-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple shell ejections on a 100 yr timescale from a massive yellow hypergiant
这篇文章集中在一个罕见的后红超巨星的例子，IRAS 17163-3907，煎蛋星云的中心恒星。特别是，我们详细讨论了我们最近发表的一些结果。内部的拱星环境的这一演变的大质量恒星探测在毫角秒分辨率VLTI的重力仪器在K波段（2 $μ$米），而更大的，角秒，规模的探测由VISIR衍射限制图像约10 $μ$米，补充了一个完整的光谱能量分布。光谱干涉数据覆盖重要的诊断线（溴$γ$，钠我），我们能够在空间上限制。无论是存在和大小的Na我双重发射一直是传统上具有挑战性的解释对其他对象的这一类。在这项研究中，我们表明，一个两区模型在本地热平衡可以重现所观察到的大小和强度的K波段中观察到的发射线，而不需要一个伪光球。此外，我们还发现了第三个热内壳存在的证据，并证明该恒星在过去的一个世纪中至少经历了三次质量损失事件。为了解释所观察到的非稳态质量损失的性质，我们探索了脉冲驱动和线驱动的质量损失，并引入双稳态跳跃作为一种可能的潜在机制来解释向黄超巨星的质量损失。
2022-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Molecular Environments of B[e] Supergiants and Yellow Hypergiants
本研究通过K波段光谱分析B[e]超巨星和黄特超巨星的分子环境，发现部分恒星存在旋转分子环或双极外流，并推测HD 179821近期爆发，揭示了这些恒星晚期演化的物理条件。
2023-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Painting a Family Portrait of the Yellow Super- and Hypergiants in the Milky Way I. Constraining the Distances and Luminosities
Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过识别可能的星团和关联成员，改进黄超巨星和黄超巨星的距离估计，结合新距离估算光度，揭示其在赫罗图中的位置。
2026-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Compact Array observations of the Fried Egg nebula: Evidence for large-scale asymmetric mass-loss from the yellow hypergiant IRAS 17163-3907
黄色超巨星是罕见的，代表了大质量恒星的快速演化阶段。这一进化阶段的特征是非常强烈的质量损失，对此的理解仍然非常有限。在这里，我们报告ALMA紧凑阵列观测到一个50 $"$ -马赛克朝向煎蛋星云，周围的几个银河系黄色超巨星IRAS 17163-3907之一。发射从$^{12}$ CO J=2-1线，H30 $α$复合线，和连续成像的分辨率为$\sim$ 8 $"$，揭示了恒星周围的分子环境的形态。连续辐射是无法分辨的，在恒星的位置达到峰值。射电复合线H30 $α$显示出在恒星上的未分辨辐射，具有近似高斯的光谱，中心速度为21 $\pm$ 3 km/s，宽度为57 $\pm$ 6 km/s。相比之下，CO2 -1的排放是复杂的，在视线范围内，除了星际气体的污染外，它还分解成几种成分。朝向恒星的CO光谱是一个广阔的平台，中心系统速度为+18 km/s，膨胀速度为100 $\pm$ 10 km/s。假设各向同性和恒定的质量损失，我们估计质量损失率为8 $\pm$ 1.5 $\times10^{-5}$ ~M $_\odot$ yr $^{-1}$。在距离恒星25 $"$的半径处，我们检测到与{ \it Herschel}先前拍摄的尘埃环相关的CO排放。然而，这个环的运动学与膨胀壳层并不一致，而是显示出$v_{sys} \pm$ 20 km/s的速度梯度。此外，我们还发现了一个令人困惑的明亮…
2016-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dramatic transition of the extreme Red Supergiant WOH G64 to a Yellow Hypergiant
National Observatory of Athens（雅典国家天文台）；Department of Physics, National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里安大学物理系）；Institute of Astrophysics, FORTH（希腊研究所天体物理研究所）
WOH G64从红超巨星转变为黄超巨星，揭示了二元系统对恒星演化的影响。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dense molecular clumps in the envelope of the yellow hypergiant IRC+10420
超巨星IRC+10420的星周包层在SiO J=2-1和CO J = 1-0和CO J = 2-1的范围内都被追踪到，与巨星和超巨星的中心凝聚（热）SiO-但扩展的CO-发射包层形成鲜明对比。在这里，我们提出了一个观察的拱星信封在SiO J=1-0，当结合以前的观察{ \sioii }，提供更严格的限制的SiO发射气体的密度比迄今为止可能的。SiO中的发射峰在$\sim$ 2 \arcsec 1的半径处，而SiO J=2-1中的发射峰在$\sim$ 1 \arcsec的较小半径处，从而产生它们的环状外观。SiO J=1-0和SiO J=2-1之间的亮度温度比从最内侧可测量半径处的远高于1的值减小到$\sim$ 2 \arcsec半径处的约1，超过该值，该比保持近似恒定。将信封分为三个区域，在模型中的CO J = 1-0和CO J = 2-1排放，我们表明，SiO-排放气体的密度是可比的CO-排放气体在内部区域，但至少一个数量级高的比较，在中间和外部区域。因此，SiO-emitting气体来源于致密的团块，可能与散射光中看到的尘埃团块有关，周围是更弥散的CO-emitting interclumps气体。我们认为，SiO分子从尘埃颗粒中释放出来，由于密集的SiO发射团块和扩散的CO发射团块间气体之间的冲击相互作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu
我们提出了第一个定量光谱建模的早期超新星与其祖先风相互作用。使用辐射转移程序CMFGEN，我们研究了最近报道的IIb型SN 2013 cu爆炸后15.5 h的光谱。这是第一次，我们能够直接测量SN祖先的化学丰度，并发现相对富含H的风，H和He丰度（按质量计）分别为X=0.46 +- 0.2和Y=0.52 +- 0.2。相对于太阳值，风在N中增强，在C中耗尽（质量分数为8.2e-3和1 e-5）。我们得到，一个稠密的风/星周介质，质量损失率Mdot= 3e-3 Msun/yr和风速vwind=100 km/s，围绕在前SN阶段的恒星。这些值低于以前的分析估计，虽然我们发现Mdot/vinf与以前的工作一致。我们还计算了CMFGEN模型，以约束祖光谱类型，并发现高Mdot和低vwind意味着恒星有一个有效的温度约8000 K之前立即SN爆炸。我们的模型表明，它的前身要么是一颗不稳定的发光蓝变星，要么是一颗正在经历爆发阶段的黄色超巨星，并排除了WR星的可能性。我们将爆炸后15.5 h的光谱归类为XWN 5（h），并主张使用前缀“X”（eXplosion），以避免爆炸后非恒星光谱与大质量恒星光谱之间的混淆。我们发现，由于SN事件前后电离结构的巨大差异，祖先光谱类型与爆炸后早期光谱类型有显着不同。结果表明：LBV/YHG -> XWN 5（h）-> SN IIb.未来的早期紫外光谱将提供额外…
2014-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Amplitude Variations in Pulsating Yellow Supergiants
最近发现，脉动红巨星和超巨星的振幅在20-30个脉动周期的时间尺度上变化很大。在这里，我们分析了29脉动黄超巨星（5 RVa，4 RVb，9 SRd，7长周期造父变星，4黄超巨星）的振幅变化，使用视觉观测从AAVSO国际数据库，傅立叶和小波分析使用AAVSO的VSTAR软件包。我们发现，这些恒星的振幅变化高达10倍或更多（但更典型的是3-5倍），平均时间尺度（L）为33 +/- 4脉动周期（P）。这五个子类型中的每一个都表现出相同的行为，这与脉动红巨星非常相似，其L/P的中位数为31。对于RVb星，振幅变化周期的长度与长次级周期相同，在各自的不确定性范围内。
2014-05-29 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
Instability of the kinematic state in the atmosphere of the hypergiant Rho Cas outside outburst
在2007-2011年获得的黄色超巨星Rho Cas在宽波长区域的光谱分辨率约为60000的观测，使详细研究其光谱的功能，并带来了光以前未知的扩展大气的恒星的特性。由于光球附近大气层的低振幅脉动，从金属对称散射测量的径向速度在系统速度Vsys=-47 km/s附近以约+/-7 km/s的振幅变化。在某些时候，在恒星的深层大气层中发现了速度梯度。第一次探测到恒星大气中的轻微速度分层，表现为从中性金属和离子的吸收线测量的速度差异为3-4 km/s。BaII，SrII，TiII和其他较低水平的低激发电位的强谱线的分裂衍射的长波长分量被附近的发射谱线扭曲。这表明，短波长成分，其位置对应于狭窄的速度范围Vr（蓝色）从约-60至-70公里/秒，是在拱星包层中形成的，一个成分的D~NaI的双重和发射成分的Fe Ⅱ 6369.46和6432.68离子也形成。
2013-12-25 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
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
Bouncing against the Yellow Void -- exploring the outbursts of $ρ$ Cas from visual observations
大质量恒星是罕见的，但对它们的直接环境和宿主星系至关重要。它们从诞生开始就通过强烈的恒星风失去质量，直到它们作为超新星壮观地结束生命。质量损失随着它们的发展而变化，在某些阶段，它变得偶发或显示爆发活动。其中一个阶段是黄超巨星，在这一阶段，它们由于脉动和大气不稳定性而经历爆发。这在光度学中被描述为它们视星等的减少。$ρ$仙后座（Cas）是一颗明亮而著名的变星，在上个世纪经历了四次大爆发，最近一次是在2013年发现的。我们从视觉和数字观测中推导出光变曲线，并表明经过一些处理和一个小的视觉校正（$\sim0.2$ mag），两条曲线匹配。这突出了视觉观测的重要性，因为我们可以获得准确性，并且因为它们以均匀的方法完全覆盖了历史活动（四次爆发中只有最后两次被数字观测很好地覆盖）。通过从视觉观测拟合爆发轮廓，我们得出每个爆发的持续时间。我们注意到持续时间呈下降趋势，爆发之间的间隔也缩短了。这种活性表明$ρ$ Cas可能正准备进入下一个进化阶段。
2022-03-24 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
Revisiting the evolved hypergiants in the Magellanic Clouds
在红超巨星（RSG）阶段幸存下来的大质量恒星将在极端中度过余生。它们不稳定的大气层促进了壳层的形成和阶段性的喷射，从而改变了恒星的外观和周围环境。在本研究中，我们修改了麦哲伦云中8颗超巨星的演化状态，其中4颗为早期A型，4颗为FG型，并补充了被称为黄超巨星（YHG）的爆发后RSG的短名单。我们通过FEROS的高分辨率光谱学来改进恒星的过时温度和光度。A型星被认为是在它们的早期，后主序星阶段，表现出向红演化的超巨星的分光光度特征。另一方面，FG型恒星通过增强的大气活动来表现自己，这种活动可以通过H $α$中的发射填充和低激发Ba II线的动力学调制来追踪。在这些恒星中，有尘埃的HD 269723被认为是最近离开了冷相。我们确定双峰排放的FEROS数据的HD269953出现从一个轨道盘托管同伴。该研究的亮点是HD 271182的增强质量损失，表现为光变曲线中的变暗事件，并使恒星“适度”类似于$ρ$ Cas。HD 271182的光度$\log(L/L_{\odot})= 5.6$可以作为大麦云星云中表现出后RSG演化的恒星光度的更新阈值。
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multicolor photometry and spectroscopy of the yellow supergiant with dust envelope HD 179821=V1427 Aquilae
我们介绍了半规则变星V1427 Aql=HD 179821的UBVJHKLM测光（2009-2017）和低分辨率光谱（2016-2017）的结果，V1427 Aql=HD 179821是一颗具有气尘包络的黄色超巨星。这颗恒星显示出低振幅（ΔV<0.2等）的半周期亮度变化叠加在长期趋势上。光变曲线的形状和时间尺度随着周期的变化而变化。有脉动的温度变化特征，也观察到没有显着颜色变化的亮度振荡。2009-2011年间隔的UBV数据通过两个周期分量的叠加得到很好的再现，其中P=170 d和P=141 d（或P=217 d -P=141 d的一年别名）。2011年后，变化变得不那么规律，时间尺度增加并超过250天。2009-2016年，V、J、K的年平均亮度单调增加，而U和B的年平均亮度减少。年平均U-B，B-V和J-K颜色增加，恒星变得更红。恒星光球层随光度增加而冷却和膨胀，可以解释亮度和颜色的长期变化趋势。根据我们的光度数据，我们假设光球温度在2008-2016年期间下降了约400 K，半径增加了约24%，光度增加了约19%。2016-2017年获得的λ4000-9000 nm波长范围内的低分辨率光谱表明，与1994-2008年间隔相比，V1427 Aql的光谱发生了显着变化，即BaII和近红外CaII三重态吸收变得更强，而OI λ7771- 4三重态共混物已经减弱，这表明在形成缺陷的区…
2018-04-19 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
To the problem of spectral mimicry of supergiants
光谱拟态现象指的是超巨星和后AGB超巨星--不同质量的恒星在其演化的不同阶段有着相似的光谱，并且还具有某些其他特征（不稳定和扩展的大气层，膨胀的气体-尘埃包层，高红外过量）。因此，并不总是能够根据光学范围内的单个光谱观测来区分后AGB恒星和超巨星。光谱模拟的例子介绍了在长期监测高光度恒星的过程中，使用特殊天体物理观测台6米望远镜获得的均匀、高质量的光谱材料。它表明，明确地解决单个恒星的拟态问题，需要确定一整套参数：光度，风参数，光谱能量分布，光谱特征，在大气和星周介质中的速度场，随时间的参数的行为，和大气中的化学元素的丰度。
2017-11-30 astro-ph.SR
Spatial and spectral constraints on resolved mass-loss of the massive Post-RSG star IRAS 17163-3907 and its Fried Egg Nebula
Joint ALMA Observatory（ALMA联合天文台）；ESO（欧洲南方天文台）；Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（吉米尼天文台/美国国家光学红外天文实验室）；IAASARS, National Observatory of Athens（雅典国家天文台天体物理学、天文学与空间应用研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；School of Physics & Astronomy, University of Leeds（利兹大学物理与天文学院）；Department of Space, Earth, and Environment, Chalmers University of Technology, Onsala Space Observatory（查尔姆斯理工大学地球空间环境学院翁萨拉太空天文台）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics（乔德雷尔银行天体物理学中心）
研究IRAS 17163-3907在超大质量恒星晚期演化中的质量损失历史、几何结构和物理条件，结合高分辨率光谱与干涉测量数据，揭示其不规则风和尘埃壳层特征。
2026-03-12 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
Hedorah, the first yellow supergiant Kaiju star candidate at $z=3.7$ revealed by JWST behind AS1063
Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)（坎塔布里亚物理研究所）；School of Physics and Astronomy, University of Minnesota（明尼苏达大学物理与天文学院）；STAR Institute（STAR研究所）；Université Claude Bernard Lyon 1（里昂第一大学）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学物理与天文学系）
Hedorah是首个在z≈3的黄色超巨星Kaiju星候选者，通过AS1063后被揭示，揭示了在更高红移处存在黄色超巨星的可能性。
2026-09-14 astro-ph.CO 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
Neutral and ionized gas around the post-Red Supergiant IRC+10420 at au size scales
IRC +10420是已知的少数几颗从红超巨星阶段快速过渡到沃尔夫-拉叶或亮蓝变星阶段的大质量恒星之一。该恒星有一个电离风和使用溴伽马氢复合发射，我们评估的空间尺度上的质量损失的顺序1 AU。我们提出了新的VLT干涉仪AMBER数据，结合文献中的所有其他AMBER数据。最终的数据集覆盖了180度的位置角范围和高达110米的基线。光谱分散的vibrations，微分相位和线通量联合分析和建模。我们还提出了琥珀/FINITO观测，覆盖了更大的波长范围，使我们能够观察到钠我在2.2微米的双重。这些数据由X-Shooter数据补充，提供更高的光谱分辨率视图。Brackett伽马线和Na I双重线都是空间分辨的。在校正了琥珀数据的事实，线没有光谱解决，我们发现，溴伽马跟踪一个环的直径为4.18毫角秒。我们考虑一个几何模型，其中Br γ发射出现从顶部和底部的沙漏形结构的环，几乎极上看。它提供了令人满意的适合大多数vibrium和微分阶段。事实上，我们检测到线发射中性金属如钠I电离区域内，一个非常不寻常的事件，表明存在一个密集的伪光球。电离风可以用极风再现，极风很可能具有沙漏的形状。解决Na I发射被发现发生在尺度上勉强大于连续。这一事实以及许多黄色超巨星表现出这种相对罕见的发射暗示了赫兹-罗素图中存在“黄色”甚至“白墙”，阻止它们明显地进化为蓝色。
2012-12-19 astro-ph.SR
A machine-learning photometric classifier for massive stars in nearby galaxies II. The catalog
IAASARS, National Observatory of Athens（雅典国家天文台）；Institute of Astrophysics, FORTH（FORTH天体物理研究所）；Department of Physics, National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波第斯特里亚斯大学物理系）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（西班牙国家研究委员会空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究院）；Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心（CSIC-INTA））；Alma-Sistemi Srl（Alma-Sistemi公司）；Physics Department, and Institute of Theoretical and Computational Physics（理论计算物理研究所）
本文提出了一种基于机器学习的光度分类方法，用于识别近邻星系中的大质量恒星，通过结合斯皮策望远镜和帕纳斯特尔斯1光学数据，对26个星系中的1147650个源进行分类，并提供了包含5273个源的最大的光谱确认的 extragalactic 大质量恒星和候选者目录。
2026-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar Material Around Evolved Massive Stars
我回顾了在不同类型的演化大质量恒星（即红超巨星、黄超巨星、亮蓝变星、B[e]超巨星和沃尔夫-拉叶星）周围看到的物质的多波长观测，集中在本地和遥远的例子中的质量、成分和动能的诊断。星周物质对恒星的演化状态、恒星演化中偶发性质量损失的作用以及双星和旋转在形成喷出物中的作用有着重要的意义。这种质量损失决定了通过剥离恒星外层而产生的超新星的类型，但是星周气体也可以深刻地影响超新星爆发前的环境。致密的星周物质实际上可以改变超新星的类型，当它被超新星照亮或被爆炸波加热时。因此，被遥远的超新星照亮的未解决的星周物质可以提供一种研究遥远环境中大质量恒星质量损失的方法。
2010-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
An environmental analysis of the Type Ib SN 2019yvr and the possible presence of an inflated binary companion
SN 2019 yvr是第二颗可能直接探测到其前身（系统）的Ib型超新星（SN）;然而，爆炸前来源的光谱能量分布（SED）似乎比预期的氦星前身更冷和更亮。利用哈勃太空望远镜（HST）图像和MUSE积分场单元（IFU）光谱，我们发现SN环境包含三个恒星形成事件;低喷出物质量表明SN祖先最有可能来自最古老的人口，对应于10.4 $^{+1.5}_{-1.3}$ $M_\odot$的初始质量。爆炸前的SED可以由两个组成部分重现，一个是热的和紧凑的SN祖星，另一个是冷的和膨胀的黄色超巨星（YHG）伴星。因此，SN 2019 yvr可能是第一个在爆炸前的图像上直接探测到其母星的双星伴星的Ib/c型SN。无论是低祖质量和YHG同伴表明显着的二元相互作用在其演化过程中。与SN 2014 C类似，SN 2019 yvr也呈现出从Ib型到IIn型的蜕变，显示出在>150天时与富氢星周物质（CSM）相互作用的特征;我们的结果支持增强的前SN质量损失是核心坍缩SN祖先低质量端贫氢恒星的重要过程。
2021-12-23 astro-ph.SR
Simulations of massive star atmospheres and winds during giant eruptive and quiescent luminous blue variable phases
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）
本文通过时间依赖的辐射-水动力学模拟研究了大质量恒星的大气和风特性，揭示了蓝变量星和黄巨星在不同阶段的特征参数。
2026-03-23 astro-ph.SR
Results of selected stellar spectroscopy programs at the 6-m telescope of SAO RAS performed with the NES echelle spectrograph
在过去的二十年中，6米望远镜的中阶梯光谱仪NES被用来对跨越各种初始质量的远演化恒星进行高分辨率光谱分析。这些研究涵盖了在先前和当前演化阶段具有高质量损失率的各种恒星。所有这些恒星都有扩展的大气层和由强烈的恒星风产生的结构化的星周包层。我们已经研究了爱丁顿极限附近的亮蓝变星;光谱中有B[e]现象的热超巨星，它们很可能是快速质量交换阶段之后不久的中等质量双星系统;一组黄超巨星，以及广泛的低质量后AGB超巨星样本。这些恒星类型的多样性，其共同特征是存在一个拱星信封，使光谱学的这样的对象是一个全面的任务。这些研究包括许多方面，其中不仅包括确定其大气化学成分的特殊性和了解超巨星在星际介质富集新合成元素方面的作用，而且还包括确定所考虑物体的演变状态，以及搜索和分析其扩展和不稳定大气和气尘包层中运动过程的光谱表现。我们光谱监测选定的对象，详细研究的不稳定性的运动状态的大气中考虑的恒星。本综述简要报告了1998- 2021年在计划框架内获得的最重要的观测结果。
2022-01-28 astro-ph.SR
Is the massive young cluster Westerlund I bound?
上下文Westerlund I是我们银河系中目前已知的最富有的年轻星团，使其成为最大的星团之一，即使在拥挤的中心，我们也可以分辨出单个恒星。这使得它成为一个理想的目标，以评估目前形成的大质量星团是否会保持约束或分散，并显着贡献的恒星场人口。目标。在这里，我们报告的径向速度分散的Westerlund我探讨集群目前是否处于维里平衡，如果它是在崩溃的过程中，或者如果它是扩大和分散到外地的测量。方法.我们获得了Westerlund I中22颗后主序星2 ~ 3个历元的MIKE/Magellan高分辨光谱，最大基线约为1年。这些光谱之间的径向速度变化已被测量通过互相关。结果我们计算的速度色散的交叉相关的五个黄色超巨星和一个明亮的蓝色变量，表现出很少的径向速度变化之间的时代，有许多共同的光谱特征。在考虑了小数量统计和未被发现的双星的影响后，我们估计Westerlund I中大质量恒星的速度色散为2.1（+3.3，-2.1）km s-1。对于几个不同的假设，可能的质量分离和伸长的集群，我们发现，Westerlund我是subvirial在90%的置信水平。结论.我们可以在97%的置信水平上排除集群是显著监督的，这表明Westerlund I目前是绑定的。这意味着韦斯特伦德一号已经存活了超过任何气体排出发生的时间点，预计将存活数十亿年。
2011-12-21 astro-ph.SR
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
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
Probing the ejecta of evolved massive stars in transition: A VLT/SINFONI K-band survey
处于过渡阶段的大质量演化恒星，如亮蓝变星（LBV），B[e]超巨星（B[e] SG）和黄超巨星（YHG），还没有得到很好的理解，但在确定准确的恒星和星系演化模型的关键步骤。这些恒星的拱星环境揭示了它们的质量损失历史，为它们的个体进化状态和不同阶段的物体之间的联系提供了线索。在这里，我们提出了一个调查的25个这样的演化大质量恒星（16 B[e] SG，6 LBV，2 YHG，和1个特殊的Oe星），在K波段观测的光谱仪在近红外线（SINFONI; R = 4500）的ESO VLT UT 4 8米望远镜。根据光谱形态，样本可以分为两类：一类包括所有的B[e] SG，特殊的Oe星和两个LBV，而另一类包括YHG和其余的LBV。LBV光谱外观的差异是由于一些物体处于静止阶段，而一些物体处于活动或爆发阶段。在我们的13个目标中发现了CO排放特征，首次检测到MWC 137，LHA 120-S 35和LHA 115-S 65。从模型拟合的CO波段头，发射区似乎是脱离恒星表面。每颗具有^12 CO特征的恒星也会发射出^13 CO，这表明其性质已经进化。根据^13 C的富集程度，我们得出结论，许多B[e] SG可能处于红超巨星前的演化阶段。似乎有一个较低的光度极限log L/L_solar = 5.0以下，CO是没有检测到的。在几个高光度的B[e] SG中缺乏CO特征，而在其他星系中则缺乏变化性，这…
2013-08-09 astro-ph.SR
Numerical simulations of the random angular momentum in convection II: delayed explosions of red supergiants following "failed'' supernovae
本文通过三维流体动力学模拟表明，失败超新星后红或黄超巨星对流氢包层落向黑洞时，随机角动量可引发延迟的近全包层抛射，并解释其亮红新星式观测特征。
2023-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles - II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae
我们的目标是（1）建立简单和通用的解析表达式来估计演化恒星的质量损失率，（2）从这些计算我们的银河系样本中的渐近巨星分支（AGB），红超巨星（RSG）和黄超巨星的质量损失率的估计。CO的转动激发谱线是研究星周包层的一种强有力的诊断方法。当对CSE的不同层进行采样时，对这些分子线的观测导致了动力学温度、膨胀速度和密度的详细分布。一个国家的最先进的，非本地热平衡，并共同移动的框架辐射转移代码，预测CO线强度在CSE的晚型恒星是用来推导恒星和分子线参数之间的关系，一方面，和质量损失率，另一方面。我们提出的解析表达式估计的质量损失率的演化恒星物体的CO分子的8个旋转跃迁，将它们应用到我们广泛的CO数据集，涵盖47颗恒星，并比较我们的结果与以前的研究。我们的表达式占线饱和和解决的信封，从而允许非常高的质量损失率的准确测定。我们认为，基于一个单一的旋转线的估计，CO（2 - 1）过渡提供了最可靠的质量损失率。计算出的AGB星的质量损失率范围从4 × 10 ^-8 Msun/yr到8 × 10 ^-5 Msun/yr。对于RSG，它们的值在2 × 10 ^-7 Msun/yr和3 × 10 ^-4 Msun/yr之间。CO转换的集合的估计允许在质量损失率中识别时间可变性。可能的质量损失率的变化被跟踪的7个样本星。我们发现AGB星的脉动周期和它们导出的质量损失率之间有着明确的关系，在大约100 °…
2010-08-05 astro-ph.SR
Multi-epoch VLTI-PIONIER imaging of the supergiant V766 Cen: Image of the close companion in front of the primary
恒星V766 Cen（=HR 5171 A）最初被归类为黄色超巨星，但最近发现更可能是27-36 Msun的红超巨星（RSG）。最近的观测表明，在接触或共同包络阶段有一个近距离的食伴。在这里，我们的目标是对V766 Cen进行成像观测，以确认近伴星的存在。我们在2014年，2016年和2017年的三个时期使用了近红外H波段孔径合成成像，在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上使用了PIONIER仪器。可见度数据表明，平均Rosseland角直径为4.1+/-0.8 mas，对应于半径为1575+/-400 Rsun。数据显示扩展壳层（MOLsphere）约为Rosseland直径的2.5倍，约占H带通量的30%。2014年的重建图像显示了光球盘内复杂的细长结构，对比度约为10%。第二个和第三个时期在质量和数量上显示出不同的结构，具有单一的非常明亮和狭窄的特征，以及20- 30%的高对比度。这个特征位于光球星盘的西南边缘。我们估计该特征的角大小为1.7+/-0.3质量，对应于半径为650+/-150朗日，与主恒星盘相比，半径比为0.42+0.35/-0.10}。我们将2016年和2017年的图像解释为在主星前面显示了近距离的伴星，或者说是一个朝向伴星的共同包络。在2014历元，近伴星在主星后面，不可见。相反，2014年的结构和对比度是典型的单个RSG，其中包含巨大的光球对流单体。伴星很可能是…
2017-09-27 astro-ph.SR
