Short time scale spectral variability in the A0 supergiant HD92207 and the importance of line profile variations for the interpretation of FORS2 spectropolarimetric observations
我们最近使用FORS 2在光谱偏振模式下对明亮的早期A型超巨星HD 92207中存在磁场的搜索表明存在几百高斯量级的纵向磁场。假设一个非变星的理想情况下，这一发现最近在一项工作中受到质疑，该工作试图证明非光子噪声在FORS 2观测中的重要性。然而，HD92207的非变异性假设不能成立，因为在FORS 2光谱中检测到不同谱线在几分钟或甚至几分之一分钟的时间尺度上的实质性轮廓变化。蓝超巨星被认为是II型超新星的祖先，其短期光谱变化的存在以前没有系统研究过，这对于目前理论上理解其物理学至关重要。给定检测到的短期可变性，如果不对这种可变性对磁场的测量的影响进行适当的建模，就不能回答存在磁场的问题。由于短期周期性不适合目前已知的非径向脉动超巨星，它的确认是非常重要的恒星演化的模型。
2014-03-10 astro-ph.SR
Characterisation of red supergiants in the Gaia spectral range
红外钙三重态及其附近的光谱区域已被用于晚型恒星的光谱和光度分类，但所使用的冷超巨星（CSG）样本非常有限（在大小，金属丰度范围和光谱类型方面）。盖亚径向速度摄谱仪（RVS）的光谱范围覆盖了这一地区的大部分，但没有达到这一地区的主要TiO带，其深度定义了M序列。我们研究了钙三重态周围的光谱特征的行为，并制定了有效的标准来识别和分类CSGs，将其效率与以前提出的其他方法进行比较。我们测量的主要光谱特征在一个大的样本（近600）的CSG从三个不同的星系，我们分析他们的行为，通过主成分分析。利用主成分，我们开发了一种自动化的方法来区分CSG和其他明亮的晚型星，并对它们进行分类。所提出的方法在我们的测试样本中识别出高比例的超巨星（SG），这些超巨星覆盖了广泛的金属丰度范围（来自SMC，LMC和银河系的SG），光谱类型从G0到晚M。此外，它能够分离样品中的大多数非SG，仅将其中非常小的一部分鉴定为SG。通过与已有方法的比较表明，该方法具有更高的效率和更少的干扰项。还开发了一种自动分配光谱类型的SG的方法。我们将这项研究应用于盖亚RVS分辨率和光谱范围的光谱，具有类似的成功率。该方法开发的识别和分类CSG在大样本，高效率和低污染，即使在宽的金属丰度和光谱类型范围的条件。
2016-09-13 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
The impact of winds on the spectral appearance of Red Supergiants
红超巨星演化阶段的质量损失率可能会强烈影响恒星的外观。虽然已经有许多研究讨论了RSG如何出现在中红外和远红外（IR）中作为其质量损失率的函数，但迄今为止还没有在光学和近红外波长下进行这样的研究。在初步研究中，我们构建了RSG的模型大气，其中包括风，并使用这些模型来计算从光学到中红外的合成光谱。包含风有两个重要的影响。首先，较高的质量损失率导致TiO波段的吸收较强，导致恒星出现较晚的光谱类型，尽管其有效温度保持不变。这解释了光谱类型，演化阶段和中红外过量之间的关系，以及来自光学和红外的温度之间的不匹配。其次，风模仿了许多观察到的“MOLsphere”的特征，可能为推断存在于附近RSG周围的扩展分子带提供了解释。第三，我们表明，风的波动可以解释光谱变化的参宿四在其最近变暗，而不需要灰尘。
2021-09-13 astro-ph.SR
Spectral variability of the peculiar A-type supergiant 3Pup
利用1997-2008年拍摄的奇特超巨星3 Pup的光谱，分析了其大气的光谱特征和速度场。强FeII线和其他铁族离子线的轮廓具有特定的形状：翅膀因发射而升高，而核心因凹陷而变尖。后一特征随着线强度的增加和波长的增加而变得更加明显。线轮廓是可变的：吸收不对称性的大小和符号以及蓝-红发射强度比从一个光谱到另一个光谱变化。对于FeII（42）的吸收特征的禁戒发射和尖锐壳核以及铁族离子的其他强线，时间Vr变化是最小的。上述测线的平均速度可作为系统速度：Vsys=28.5+/-0.5km/s。最弱的光球反射和光球MgII、SiII反射表现出明确的日间速度变化，可达7 km/s。定量光谱分类产生的光谱类型为A2.7+/-0.3 Ib。H δ和H γ的等效宽度和轮廓，以及OI 7774 A三重态的等效宽度，产生的绝对星等估计为Mv=-5.5+/-0.3mag，意味着日心距离为0.7kpc。
2010-05-18 astro-ph.SR
Abundance analysis of the supergiant stars HD 80057 and HD 80404 based on their UVES Spectra
本研究提供了早期A型超巨星HD 80057和晚期A型超巨星HD 80404的元素丰度。UVES Paranal天文台项目公布的高分辨率和高信噪比光谱（Bagnulo等人，2003）进行分析以使用ATLAS 9计算其元素丰度（Kurucz，1993，2005; Sbordone等人，2004年）。在我们的分析中，我们假设局部热力学平衡。本研究中使用的HD 80057的大气参数来自Firnstein & Przybilla（2012），而HD 80404的大气参数来自光谱能量分布、Cr I/II和Fe I/II的电离平衡，与巴耳末线和帕邢线翼的拟合为Teff = 7700 +/- 150 K和log g=1.60 +/- 0.15（cgs）。HD 80057和HD 80404的微湍流速度分别为4.3 +/- 0.1和2.2 +/- 0.7 km s^-1。旋转速度分别为15 +/-1和7 +/-2 km s^-1，宏观湍流速度分别为24 +/-2和2+/-1 km s^-1。给出了HD 80057和HD 80404的20种元素的27种离子和25种元素的39种离子的丰度。丰度接近太阳值，除了一些元素（Na，Sc，Ti，V，Ba和Sr）。我们发现HD 80057和HD 80404的金属度[M/H]分别为-0.15 +/- 0.24和-0.02 +/- 0.20 dex。讨论了这些恒星的演化…
2015-12-11 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
Spectral type, temperature and evolutionary stage in cool supergiants
近年来，冷超巨星（CSG）的温度标度一直存在争议，并且光谱类型（SpTs）不主要取决于温度的可能性已经提高。我们探索不同的观测参数之间的关系，并从中获得准确的恒星内禀参数的能力，通过分析迄今为止最大的光谱样本的CSG从SMC和LMC。我们探讨不同的观测参数之间可能存在的相关性，也利用近红外和中红外的颜色和文献光度变化。直接比较原子线（Fe I，Ti I和Ca II）在所观察到的光谱和合成大气模型的行为提供了令人信服的证据，有效温度是主要的基本变量驱动的SPT序列在CSG。然而，SpT和光度之间有明显的相关性，后期的SpT往往对应于质量损失更大的更明亮的恒星。SMC中的CSG群体的特征在于较高程度的光谱可变性，早期光谱类型（以K1型为中心）和低质量损失率（至少通过灰尘敏感的中红外颜色测量）。在LMC的人口显示较少的光谱变化和后来的光谱类型。光谱类型的分布不是单峰型。相反，最亮的CSG与亮度较低的天体有着显著不同的分布，主要是M亚型（以M2为中心），并且后期类型的质量损失率增加。总之，在SMC和LMC中观察到的CSG属性不能正确地描述标准的进化模型。光谱类型和辐射热光度之间非常强的相关性，得到了来自银河系的所有数据的支持，目前的演化轨迹根本无法复制。
2016-05-10 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres. I. Validation of the method
冷巨星和超巨星大气的特征是由对流和脉动过程产生的复杂速度场，这一点尚未完全了解。速度场影响谱线的形成，因此包含恒星大气动力学的信息。层析成像的方法允许恢复的速度场的分量的分布投影在视线上在不同的光学深度在恒星大气中。对谱线凹陷的贡献函数的计算旨在正确地识别谱线的形成深度，以便构造探测在不同光学深度处形成的谱线的数字掩模。层析成像方法应用于一维模型大气和现实的三维辐射流体动力学模拟与CO5BOLD进行，以比较它们的谱线形成深度和速度场。在1D模型大气中，每条谱线形成于有限的光学深度范围内。另一方面，在3D模拟中，主要由于温度和密度的不均匀性，线形成深度在大气中分散。对比三维合成谱与三维模拟速度的CCF剖面表明，层析成像方法正确地恢复了大气视线上速度分量的分布。
2017-12-01 astro-ph.SR
Making sense of the spectral line profiles of Betelgeuse and other Red SuperGiants
本文通过解析辐射转移模型，提出红超巨星谱线强度与偏振轮廓宽度差异源于速度梯度大小变化，并解释了参宿四与RW Cep的观测差异，支持单次散射近似。
2025-03-24 astro-ph.SR
Quantitative spectroscopy of B-type supergiants
上下文B型超巨星是研究各种天体物理学课题的通用工具，从恒星大气层到恒星和星系演化，再到宇宙距离尺度。目标。混合非LTE的方法-线覆盖模型大气计算的假设下，当地的热力学平衡（LTE）结合线形成计算，占LTE的偏差-进行了测试的定量分析的B-型超巨星与质量$M<30 M_{\odot}$，表征一个样本的14个银河系物体。方法.流体静力学平面平行大气结构和合成谱计算与Kurucz的Mesquas 12代码连同非LTE线形成代码细节/表面进行比较，从完整的非LTE计算结果与Tlusty，和湍流压力的影响模型进行了研究。高分辨率光谱分析大气参数，使用斯塔克加宽氢线和多金属电离平衡，并为元素丰度。通过考虑恒星演化轨迹和Gaia EDR 3的弛豫时间，导出了基本的恒星参数.星际红向目标恒星是通过匹配模型的光谱能量分布，以观察到的。结果我们的混合非LTE的方法被证明是相当于流体静力学充分的非LTE模型的更深的光球层的B型超巨星考虑。湍流压力可能与大于10 km s $^{-1}$的微湍流速度相关。通过同时使多个指标一致，所有导出的参数都实现了高精度和准确度。化学物种（He，C，N，O，Ne，Mg，Al，Si，S，Ar，Fe）的丰度是以0.05至0.10 dex的不确定性推导出来的。得到的N/C与N/O的比值与Geneva恒星演化模型的预测一致。
2023-01-09 astro-ph.SR
A high-resolution K-band spectral atlas of massive stars
Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（吉米尼天文台/美国国家光学红外天文研究实验室）
本文提供高分辨率K波段恒星光谱图谱，包含81颗恒星，涵盖O2到O9的光谱和光度子类，以及O2-B1的超巨星子类，并公开了校正后的光谱数据。
2026-04-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Properties of Galactic early-type O-supergiants: A combined FUV-UV and optical analysis
我们的目标是限制早期和中期光谱型超巨星（从O 4到O7.5）的性质和演化状态。这些恒星是O型星中质量损失率最高的，并且表现出明显的风廓线。使用非LTE风码CMFGEN，我们同时分析了FUV-UV和光学光谱范围，以确定光球特性和风参数。我们推导出有效温度，光度，表面重力，表面丰度，质量损失率，风终极速度，和聚集填充因子。超巨星在年龄和质量方面定义了一个非常清晰的演化序列，从更年轻，更大质量的恒星到初始质量较低的老恒星。O 4超巨星聚集在300万年等时线附近，质量超过60 Msun，而O 5到O7.5恒星的质量在50 - 40 Msun之间，年龄为4 +/- 0.3百万年。表面的化学成分是典型的演化O超巨星（富氮，碳和氧贫乏）。虽然观测到的碳和氮质量分数的范围与从测量的恒星质量的演化模型中预期的范围是一致的，但N/C比作为年龄的函数与样本中四颗最早的（O 4光谱型）恒星的理论预测不一致。我们质疑旋转混合的效率作为这些恒星年龄的函数，并建议可能需要另一种机制来解释所观察到的丰度模式。质量损失率与丛生模型的范围内的理论质量损失率的三个因素。与小规模聚集相关的相应体积填充因子为0.05 +/- 0.02。除了三颗恒星，其中两颗是快速旋转的恒星外，所有恒星的成团都是从光球层附近开始的。
2012-05-14 astro-ph.SR
Spectroscopic study of the variability of three northern Of+ supergiants
从早期的Of星到WN型天体的转变还知之甚少。具有发射线（OIf+）的O型超巨星被认为介于这两类之间。本文的范围是调查的光谱变化的三个超巨星。我们为我们的目标构建了前所未有的光谱时间序列（总共约200个光谱），基本上是在蓝色领域，涵盖了从几个小时到几年的时间尺度。进行时间方差谱（TVS）和傅立叶分析，以表征其光谱变异性。我们报道了在He II λ4686和Hβ谱线中的一个相关的显著谱线轮廓变化，这两条谱线很可能与强恒星风有关。研究的三颗恒星（HD 14947、HD 15570和HD 16691）的变化模式相似，主要差异更多是定量而非定性。然而，报告的时间尺度有些不同，最引人注目的变异模式是HD16691报告的。我们没有发现任何明确的证据，双星，我们主要集中在一个单一的恒星场景的基础上的解释。我们表明，在这项研究中调查的三颗恒星的行为呈现出很强的相似性，指向一个假定的共同的情况下，即使有一些差异应该注意。我们首选的解释方案是，大尺度共转结构调制的轮廓线，在强烈的恒星风。
2009-09-03 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
Mid-infrared observations of O-type stars: spectral morphology
我们提出了中红外观测的样本16 O型星。这些数据是由美国航天局斯皮策太空望远镜使用IRS仪器以中等分辨率（R $\sim$ 600）获得的，覆盖范围为$\sim 10-37$微米。我们的样本包括早、中、晚O型超巨星和矮星。我们首次以定量的方式探索了它们的中红外光谱形态。我们使用NLTE扩展大气模型来帮助线识别，分析轮廓贡献和线形成区域。O型超巨星具有丰富的发射谱线。最强烈的特征来自氢-- $6α$、7 $α$和$8α$ --根据光谱类型，它们对HeI或HeII谱线的贡献不可忽略。早期O型超巨星的光谱是HI和HeII线的合成，没有HeI线。另一方面，晚O超巨星呈现出主要由HI和HeI线组成的特征。所有的发射线都是在恒星风中形成的。我们发现O型矮星具有无特征的中红外光谱。我们样本中的两颗恒星表现出非常相似的中红外特征，尽管它们具有非常不同的光谱分类。因此，仅根据中红外光谱来推断光谱类别或估计物理参数的O型星的分析可能容易出现重大错误。因此，我们的研究结果可能会告知光谱观测的大质量恒星位于严重模糊的地区，并帮助建立一个初步的框架观测大质量恒星使用中红外仪器的詹姆斯韦伯太空望远镜。
2017-05-11 astro-ph.SR
Elemental abundances of the supergiant stars σ Cygnus and η Leonis
本研究旨在使用ATLAS 9分析晚期B型超巨星$σ$ Cyg和早期A型超巨星$η$ Leo的元素丰度（Kurucz，1995; Sbordone et al.，2004），假设局部热力学平衡（LTE）。本研究所用的光谱是从自治领天体物理观测站获得的，具有高分辨率和信噪比。$σ$ Cyg的有效温度和表面重力由Al I/II，Mg I/II，Fe I/II，Fe II/III的电离平衡确定，并通过拟合H $_γ$和H $_β$分布的翼部，为$\textit{T}$ $_{eff}$ = 10388 K和log $\textit{g}$ = 1.80。使用$\textit{T}$ $_{eff}$ = 9600 K和log $\textit{g}$ = 2.00测定$η$ Leo}的元素丰度，如Przybilla等人（2006）所报道。在$η$ Leo的大气中，C I/II、N I/II、Mg I/II、Ca I/II、Cr I/II和Fe I/II/III的电离平衡也得到满足。$σ$ Cyg和$η$ Leo的径向速度分别为-7.25 $\pm$ 7.57 km s $^{-1}$和10.40 $\pm$ 13.37 km s $^{-1}$。从合成光谱导出的预计旋转速度\textit{vsini}为27和2公里秒$^{-1}$的两颗恒星，分别。宏观湍流速度（$ζ$）为24 $\pm$ …
2015-12-14 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Study of the Supergiant with an Infrared Excess V1027 Cygni
我们给出了1991年至2015年期间半规则脉动变星V1027~Cyg的$UBV$和$JHKLM$测光结果，V1027~Cyg是一颗红外超巨星。我们对$UBV$亮度变化的周期性的搜索导致了在不同时间间隔内从$P=212^{d}$到$P=320^{d}$的几个周期。根据我们的红外测光法，我们发现了周期$P=237^{d}$。V1027~Cyg在最大光照下的变化幅度、光变曲线形状和幅度在周期之间变化显著。揭示了$B-V$和$U-B$颜色与亮度的模糊相关性。在0.36（$U$）-5.0（$M$）$μ$ m范围内，V1027~Cyg的光谱能量分布对应于脉动周期不同相位的G8 I ~ K3 I光谱类型。V1027 Cyg在$λ$ 4400- 9200 nm范围内的低分辨率光谱是在1995- 2015年期间的16个夜晚拍摄的。在1995年和2011年的光度最低点，恒星的光谱显示出分子TiO带，其强度对应于光谱类型M0-M1，而光度数据指向一个相当早期的光谱类型。我们假设TiO带形成于扩展恒星大气的上层。我们测量了V1027~Cyg的最强吸收线，特别是红外Ca~II三重线的等效宽度。钙三重态（Ca T）和$W_λ(\mathrm{Ca~T})=20.3\pm1.8$的X射线作为超巨星的光度指示器，将V1027 Cyg置于最亮的G-K超巨星区域。天鹅座V1027被红外源IRAS~20004+2955…
2016-09-29 astro-ph.SR
New spectroscopic and polarimetric observations of the A0 supergiant HD92207
我们最近使用FORS 2在光谱偏振模式下对明亮的早期A型超巨星HD 92207中存在的磁场进行了搜索，发现存在几百高斯量级的纵向磁场。然而，由于探测到的短期光谱变化可能影响到左右偏振光谱中谱线轮廓的位置，该物体的磁性仍有待明确确认。我们提出了新的磁场测量HD 92207在2013年和2014年的三个不同的时期使用FORS 2在光谱偏振模式。在<B_z>2014年1月获得的观测结果中，使用整个频谱，_all=104+-34 G，实现了平均纵向磁场的3 σ检测。在这个时期，谱线的位置似乎稳定。我们对相反圆偏振光（即具有相反旋转方向的光）中记录的谱线形状的分析表明，在某一方向上偏振的光中的谱线轮廓出现轻微分裂。在圆偏振光中引起这种行为的机制目前尚不清楚。为了解决短期变化的问题，我们使用HARPS偏振光谱在8- 10分钟的时间尺度上和使用CORALIE光谱仪获得的时间序列在3- 4分钟的时间尺度上搜索谱线轮廓的变化。在研究的时期内，在这些时间尺度上没有检测到显著的变化。
2015-02-01 astro-ph.SR
FTS atlas of the Sun's spectrally resolved center-to-limb variation
太阳的光谱随着中心到边缘的距离而变化。这种变化是由太阳大气层的温度-密度结构决定的。为了探索光谱分辨的中心到边缘的变化（CLV），我们利用两个光谱图集记录的傅里叶变换光谱仪（FTS）在麦克马思皮尔斯设施在基特峰。其中一个光谱图是在1978年至1979年作为第二太阳光谱的第一次调查的一部分记录的，而另一个是用于盘中心的参考NSO/Kitt Peak FTS地图集。两个图谱都代表了完全分辨的光谱，没有任何光谱杂散光。然后，我们构建了一个图谱的边缘/盘中心比的两个光谱之间的波长范围4084-9950 nm。这个比率谱表示CLV相对于连续谱的振幅，其结构与强度谱本身一样丰富，但是线轮廓在形状和振幅上都有很大不同。这就好像我们正在处理一个新的，不熟悉的太阳光谱，明显不同于强度光谱（我们在这里用缩写SS 1表示）和第二太阳光谱的线性偏振（我们使用缩写SS 2）。类似地，我们将新的比率谱称为SS 3。虽然SS 3和SS 2之间几乎没有任何相似之处，但是我们能够识别出在弱到中强谱线的情况下可以将SS 1转换为SS 3的非线性映射，所述中强谱线主要在LTE中形成（直接耦合到局部温度-密度结构）。这种非线性映射成功地建模的两个自由参数，发现近似线性变化的整个波长范围内覆盖。这些参数和各种SS 3谱线轮廓提供了一个新的，丰富的模型大气观测约束。
2014-10-30 astro-ph.SR
B[e]-star CI Cam: a high-resolution spectrum atlas in the range of 395$÷$780 nm
University of North Carolina, Greensboro（北卡罗来纳大学格林斯伯勒分校）；Fesenkov Astrophysical Institute（费森可夫天体物理研究所）
B[e]星CI Cam在395-780 nm波长范围内获得高分辨率光谱图集，揭示其复杂circumstellar环境中的光谱特征多样性，确认其超巨星状态。
2025-11-22 astro-ph.SR
Spectral atlases of the Sun from 3980 to 7100 Å at the center and at the limb
在这项工作中，我们使用UTS-IAP和RIAAM（大不里士大学Siderostat，望远镜和摄谱仪与巴黎天体物理研究所和马拉加天文学和天体物理研究所联合开发）拍摄的数据，展示了太阳盘中心和太阳两极附近的边缘光谱的数字和图形地图集。本文给出并讨论了太阳盘两个不同部分的高分辨率和高信噪比（SNR）CCD狭缝谱，即$μ$ ~=~1.0（太阳中心）和$μ$ ~=~ 0.3太阳边缘）。虽然有几个太阳盘中心的光谱图集，但这是第一个在这个光谱范围内制作的太阳边缘光谱图集。光谱分辨率约为\emph{R} ~ $\sim$ ~70 000（$Δλ$ ~ $\sim$ ~0.09 μ m），信噪比（SNR）为400 ~ $-$ 600。完整的地图集涵盖了3980到7100个太阳光谱区域，包含44页，每一页上有三个太阳光谱的部分光谱，使其紧凑。标准化的太阳盘中心和太阳边缘的差异光谱也包括在图集的图形中，以显示线轮廓的差异，包括远翼。地图集的图示中包括了对最重要的日线的识别。大地线在不同的光谱上产生一个明确的特征，这很容易注意到。在本文的最后，我们只提供了整个地图集的两个示例页面，而整个地图集的图形表示及其ASCII文件可以通过斯特拉斯堡CDS的FTP服务器通过匿名FTP访问cdsarc.u-strasbg.fr（130.79.128.5）或通过此链接\footnote{\url{http://cdsar…
2014-07-22 astro-ph.SR
The population of OB supergiants in the starburst cluster Westerlund 1
离开主序星后，大质量恒星经历了复杂的演化，至今仍知之甚少。星爆星团Westerlund~1拥有100颗OB星，为研究它们的演化轨迹提供了一个无与伦比的环境。我们使用VLT/FORS 2获得了~ 100个可能成员的5800- 9000 A范围内的中等分辨率光谱。我们制定了标准，他们的光谱分类，只使用光谱特征的范围内观察到的。我们讨论这些标准，在GAIA光谱区的早期型恒星的光谱分类有用，在附录中。使用这些标准，我们得到的光谱分类，可能准确到一个亚型，为57个对象，其中大部分没有以前的分类或通用分类。我们确定了50多个天体是OB超巨星。我们发现了近30颗明亮的早B超巨星和一些不太明亮的晚O超巨星。此外，我们还发现了一些具有非常高光度的中B超巨星，其中一些显示出大量质量损失的迹象。所有这些恒星形成了一个与理论进化轨迹相一致的序列。此外，两颗早期B超巨星也显示出大量质量损失的迹象，可能代表了沃尔夫-拉叶阶段之前的演化阶段。我们调查团簇的光谱类型和现有的测光性能。我们发现，尽管消光率变化很大，平均值A_v=10.8，但星系团的红化规律并没有严重偏离标准。虽然大质量恒星的演化轨迹存在很大的不确定性，但我们的数据支持Westerlund 1的年龄> 500万年，距离约5 kpc。观测到的光谱类型与恒星形成的单一爆发相一致（年龄范围不太可能超过100万年）。[删节]
2010-03-26 astro-ph.GA 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
Quantitative spectroscopy of Galactic BA-type supergiants. I. Atmospheric parameters
BA型超巨星显示出作为现代天文学多功能指标的巨大潜力。这里的重点是对35个银河系BA型超巨星样本的准确和精确的大气参数的测定。一些初步的应用包括重新校准光谱型、本征色、辐射热修正和有效温度之间的函数关系，以及探索无红化的Johnson Q和Strömgren [c_1]和β指数作为BA型超巨星有效温度和重力的光度指标。基于混合非LTE方法计算理论频谱的广泛网格。大气参数的光谱推导出线轮廓适合高分辨率和高S/N光谱在不同的观测站。多金属离子的电离平衡和斯塔克加宽的H和中性的He线构成了我们的主要指标的参数测定，辅以（分光）光度法。Teff，logg，氦丰度，微观湍流，宏观湍流和旋转速度的数据。确定了星际红化和对恒星的全消光与选择消光之比。我们的经验光谱型Teff尺度比参考关系更陡，恒星显着更蓝，热辐射修正与既定文献值显着不同。基于无红化Q指数的光度测量Teff对BA型超巨星的研究是有限的，因为与光谱测量的1- 2%的精度相比，它的误差通常为± 5% ± 3%（1 sigma统计，1 sigma系统）。另一方面，无红化[c_1]-指数和β为进一步分析提供了有用的起始值，Teff的不确定度为+-1%+-2.5%，log g的不确定度为+-0.04+-0.13dex。[删节]
2012-07-02 astro-ph.SR
High spectral resolution imaging of the dynamical atmosphere of the red supergiant Antares in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
我们使用VLTI/ABER在单个CO第一泛音线中呈现了红色超巨星心宿二（alpha Sco）的高光谱分辨率孔径合成成像。重建的图像显示，该恒星在蓝翼，线中心和红翼中的表现不同，并显示出不对称的延伸组件。恒星在CO谱线内的外观在一年内发生了剧烈的变化，这意味着大气中的速度场发生了显着的变化。我们的模拟表明，外层大气（MOL球）延伸到1.2- 1.4恒星半径，CO柱密度为（0.5- 1 × 10 ^{20} cm^{-2}），温度约为2000 K。虽然2009年的速度场的特点是20- 30公里/秒的强烈上升流运动，但在2010年，它变成了强烈的下降流。另一方面，连续体中的AMBER数据仅显示出与边缘变暗的盘的轻微偏差，并且仅显示出边缘的时间变化。我们推导出边缘变暗的盘直径为37.38+/-0.06 mas，幂律型边缘变暗参数为（8.7+/-1.6 x10 ^{-2}（2009）和37.31+/-0.09 mas和（1.5+/-0.2 x10 ^{-1}（2010）。我们还得到Teff = 3660+/-120 K和log L/Lsun = 4.88+/-0.23，这表明质量为15+/-5 Msun，年龄为11-15百万年。这个年龄与最近估计的上天蝎座OB协会的年龄一致。北斗星外层大气的性质与另一颗研究得很好的红超巨星参宿四相似。猎户座和参宿四的扩展外层大气的密度比目前的三维对流模拟预测…
2013-04-30 astro-ph.SR
CHIANTI - An atomic database for emission lines. X. Spectral atlas of a cold feature observed with Hinode/EIS
在这项工作中，我们报告了一个冷，明亮的一部分，由Hinode/EIS观察到的活动区域。在过渡区温度下，发射的等离子体非常明亮，在10^5-10^6 K之间形成的离子线强度比正常值有所增强。该数据集构成了一个很好的实验室，过渡区离子的发射可以进行测试。我们首先确定所观察到的等离子体的热结构，然后我们使用它1）开发光谱图谱，2）通过比较预测的发射率与观察到的强度来评估CHIANTI原子数据的质量。我们确定了几条从未观察到的太阳光谱线，并找到了一个整体极好的协议Chianti预测的发射率和观测。
2009-07-20 astro-ph.SR
A high resolution, multi-epoch spectral atlas of peculiar stars including RAVE, GAIA and HERMES wavelength ranges
我们提供了一个Echelle+CCD、高S/N、高分辨率（R = 20\，000）的光谱图集，其中包括108个著名的天体，它们代表了最常见的奇特和变星类型。波长间隔从4600到9400埃，包括RAVE、Gaia和HERMES波长范围。为大多数观测到的恒星提供了多历元光谱。在1998年11月至2002年8月的56个观测夜中，共收集了425个特殊恒星的光谱。光谱以FITS格式和日心波长给出，精确减去天空背景和散射光。还提供了用于定制应用（大地测量分压器、分光光度计恒星、平场示踪）的辅助材料。该图集的目的是提供一个恒星特征光谱外观的同质数据库，这是一个用于分类目的和相互比较研究的有用工具。它还可以服务于为RAVE、Gaia、HERMES和其他大规模光谱调查设计的自动分类算法的规划和训练。作为本图集内容的一个例子，对XX Oph的光谱进行了详细讨论。
2010-09-28 astro-ph.SR
Variability of Hot Supergiant IRAS 19336-0400 in the Early Phase of its Planetary Nebula Ionization
我们提出了一个热的候选人原行星状星云-早期B型超巨星的光谱发射线- IRAS 19336-0400的光电和光谱观测。光和颜色曲线显示出快速的不规则亮度变化，最大幅度Δ V=0.30 mag，Δ B=0.35 mag，Δ U=0.40 mag和颜色-亮度相关性。IRAS 19336-0400的变率特征与其他热的原行星状星云相似。根据λ 4000-7500 A范围内的低分辨光谱，我们导出了气体星云中H_α，H_β，H_γ，[SII]，[NII]等发射线的绝对强度，其物理条件为：n_e=10^4 cm^{-3}，T_e=7000 \pm 1000 K。发射谱线H_α、H_β等效宽度变化很大，并与光的变化有关。通过紫外线光度法和光谱法，估计颜色过量：E_{B-V} =0.50-0.54。联合光度和光谱数据分析使我们能够假设恒星的变化是由恒星风的变化。
2011-11-09 astro-ph.SR
Multiwavelength study of the fast rotating supergiant high-mass X-ray binary IGR J16465-4507
自发射以来，X射线和伽马射线观测卫星INTEGRAL已经发现了一类新的高质量X射线双星（HMXB），它们显示出快速耀斑和超巨星伴星。多波长背景下的光学和红外（OIR）观测对于了解这些新发现的天体的性质和演化至关重要。这项多波长研究（从紫外到红外）的目的是确定IGR J16465-4507的性质，确认它的HMXB性质，以及它拥有一颗超巨星。我们分析了在ESO设施进行的所有OIR，光度和光谱观测。使用光谱数据，我们将伴星的光谱类型限制在B0.5和B1 Ib之间，解决了关于这个来源的真实性质的争论。我们测量了一个高的旋转速度v = 320 +/- 8公里/秒的拟合吸收和发射线的恒星光谱模型。然后，我们从光度观测中建立了光谱能量分布，以评估在每个能量范围内辐射的不同成分的来源。最后，我们表明，在IGR J 16465 -4507中准确地确定了早期B超巨星的光谱类型后，我们坚定地支持将其分类为中间超巨星快X射线瞬变（SFXT）。
2016-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The nature of the Cygnus extreme B-supergiant 2MASS J20395358+4222505
2 MASS J20395358+4222505是一颗被遮蔽的早期B超巨星，位于大质量OB星协天鹅座OB 2附近。尽管它有明亮的红外星等（K $_{s}$ =5.82），但由于其暗淡的光学星等（B=16.63，V=13.68），它在很大程度上被忽略了。在之前的一篇论文中，我们将它归类为一颗高度变红、可能极亮的早期B型超巨星。我们在使用MEGARA@GTC仪器进行调试观测期间获得了其U，B和R光谱带的光谱。其光谱类型B1 Ia显示出特别强的H $α$发射。这颗恒星似乎处于超巨星和超巨星之间的中间阶段，它可能会在不久的将来（天文学）加入这个群体。我们观察到的径向速度差异之间的个人意见，并确定恒星参数，获得T $_{eff}$ = 24000 K，logg $_{c}$ = 2.88 $\pm$ 0.15。对于B超巨星，发现的旋转速度很大，vsini= 110 $\pm$ 25 km s $^{-1}$。丰度模式与太阳能一致，具有温和的C丰度不足（基于单线）。假设J20395358+4222505位于Cyg OB 2的距离处，我们从红外测光法推导出半径，发现R= 41.2 $\pm$ 4.0 R $_{\odot}$，log（L/L $_{\odot}$）= 5.71 $\pm$ 0.04，光谱质量为46.5 $\pm$ 15.0 M $_{\odot}$。光谱类型的聚集质量损失率（聚集…
2022-02-23 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
Luminous and Variable Stars in M31 and M33. II. Luminous Blue Variables, Candidate LBVs, Fe II Emission Line Stars, and Other Supergiants
越来越多的非终端喷发被发现在众多的调查光学瞬变。人们对这些巨大的火山喷发、它们的祖先和它们的进化状态知之甚少。现在需要对可能的祖先类进行更好的普查，包括最明亮的演化恒星，明亮的蓝色变星（LBV），以及温暖和凉爽的超巨星，以获得超大质量恒星最后的前SN阶段的完整图像。我们已经开始了对几个邻近的已分辨星系中演化的和不稳定的发光恒星种群的调查。本文综述了M31和M33的光谱特征、光谱能量分布、星周喷出物和质量损失的证据，其中82颗亮星和变星有温暖的星周尘埃，包括几颗Fe II发射线星，但M31和M33中已证实的LBV没有。与光谱上类似的B型超巨星和Of/WN星相比，已确认的LBV即使在高温、静止或视觉最小状态下也具有相对较低的风速。Fe II发射线星的性质及其与LBV态的关系仍然不确定，但有些与暖超巨星和sgB[e]星有共同的性质。几个单独的明星进行了详细讨论。我们确定了三个可能的候选LBV和三个额外的后红超巨星候选人。我们认为M33-013406.63（B301，B416）不是LBV/S Dor变星，而是一颗非常明亮的晚O型超巨星，也是M33中最明亮的星或星对之一。
2014-07-08 astro-ph.SR
Temperature, gravity and bolometric correction scales for non-supergiant OB stars
上下文精确和准确的有效温度和表面重力的测定是强制性的，以获得可靠的化学丰度和基本参数，如距离，质量，半径，光度的OB星。目标。利用NLTE中几个独立的光谱指示器最近高精度测定的大气参数来校准光度关系。方法.温度和30个校准品的重力进行了比较，变红独立的数量的约翰逊和Stroemgren光度系统。我们还研究了恒星样本的光谱和光度分类，并计算热辐射校正。结果提出了各种光度指数和光谱类型的温度和重力校准。有效温度可以确定的光度类III/IV和~800 K的光度类V的~400 K的精度。表面重力可以达到内部不确定度低至~0.08德克斯时，使用我们的校准约翰逊Q参数。从β指数导出的重力也达到了类似的精度，而使用Stroemgren指数c1和[u-b]时，两个大气参数的精度都较低。我们的不确定性小于文献中其他方法之间的典型差异，温度达到~2000 K，重力达到~0.25 dex，在极端情况下，分别达到~6000 K和~0.4 dex。还提出了一种子光谱类型的参数校准。我们提出了一个新的辐射热修正关系的温度根据我们的经验数据。结论.这里提出的光度校准是有用的工具，以快速的方式估计有效的温度和表面重力的非超巨星OB星。我们建议使用这些校准作为第一步，随后基于光谱学进行改进（删节）。
2012-12-05 astro-ph.SR
Spectroscopy of supergiants with infrared excess: results of 1998-2018
总结了我们第二阶段（1998-2018）的结果，主要是在6米BTA望远镜上进行的用银河系红外源识别的奇特超巨星的详细光谱学。该计划的主要方面是寻找经过AGB阶段和TDU的恒星化学成分的演变变化，以及分析其扩展的，通常不稳定的大气层和包络中运动过程的光谱表现。最有意义的结果是在7颗单颗后AGB星中探测到了s过程元素过剩，证实了这类星的演化理论。在其中三颗恒星中，我们首次发现了s过程重金属向星周包层的喷射。在两颗奇特的超巨星V2324 Cyg和V4334 Sgr的大气中发现了锂过量。大气层和包层运动学状态的研究结果将阐明AGB和后AGB阶段恒星产生并输送到星际介质的物质的平衡。
2019-05-28 astro-ph.SR
The Stellar Winds Atlas II: Black Hole Formation at Solar Metallicity
Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie (ZAH), Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Galileo Galilei, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文系）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天文与天体物理系）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）；Astronomický ústav, Akademie věd Ceské republiky（捷克科学院天文研究所）；Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Interdiszipliäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）；INFN, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；International Hellenic University（国际希腊大学）；IAASARS, National Observatory of Athens（雅典国立天文台应用天体物理系统分析与服务研究所）；National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波季斯特里安大学）
本研究通过1D MESA恒星演化模型构建“风图集”，系统研究14种风模型，发现太阳金属度下黑洞形成由冷超巨星坍缩或成为WR星的分叉控制，明确黑洞质量预测的关键瓶颈，为测试风模型提供基线。
2026-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The puzzling high velocity G5 supergiant star HD 179821 : new insight from Gaia DR2 data
HD 179821是一颗G5 Ia型恒星。根据IRAS的颜色和光谱能量分布，它被归类为后AGB星。但一些研究将其归类为大质量（30至19 Msun）的后红超巨星，正在演变为II型超新星。它的质量和进化状态仍然是一个激烈争论的问题，即使在几次详细的光谱研究之后，因为距离未知。我们使用第二次盖亚数据发布的HD 179821的视差，推导出它的距离为2959 +/- 409 pc，绝对星等MV = -5.7 +/- 0.3。利用本文测定的绝对星等，我们证明HD 179821与AGB后的轨道在H-R图上非常吻合。我们的结果清楚地证实HD 179821是一颗质量在0.8 Msun范围内的后AGB恒星。它不是30 M太阳的红超巨星。这颗后AGB恒星的前身质量可能在4 Msun的范围内，但可能会更大一些。
2019-01-25 astro-ph.SR
Investigating episodic mass loss in evolved massive stars IV. Comprehensive analysis of dusty red supergiants in NGC 6822, IC 10, and WLM
IAASARS, National Observatory of Athens（雅典国家天文台研究所）；National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯特里亚大学）；Institute of Astrophysics FORTH（FORTH天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Grantecan S. A.（格兰特坎有限公司）；Centro de Astrofísica de La Palma（拉帕尔马天体物理中心）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（CSIC-INTA天体生物学中心）
本研究通过对NGC 6822、IC 10和WLM中尘埃红色超巨星的光谱和光变曲线分析，发现四颗恒星存在偶发质量损失的证据。
2025-12-11 astro-ph.SR
The IAG spectral atlas of the spatially resolved Sun: Centre-to-limb observations
本研究利用哥廷根天体物理与地球物理研究所的傅里叶变换光谱仪，获取了高分辨率宁静太阳光谱，构建了含14个日心位置的日面中心到边缘光谱图集，为太阳大气、对流研究及视向速度相关观测提供参考。
2023-03-14 astro-ph.SR
A Detailed Far-Ultraviolet Spectral Atlas of Main Sequence B Stars
我们制作了主序附近10颗锐边B 0-B 9星的详细光谱图集，覆盖了930 A-1225 A波长区域。我们收集的大部分光谱来自FUSE卫星的档案，但对于9颗恒星，1188 A以上的波长覆盖范围来自高分辨率IUE或中阶梯HST/STIS光谱。为了表示第十颗B0.2 V型恒星，我们使用了Tau Sco的哥白尼图集。我们在区域949 A至1225 A中对所有已公布振子强度为B 0、B2和B8的原子特征进行了广泛的谱线识别。这些地图集是作为补充数据产品提供的，因此称为详细地图集。我们找到的特征列表总共分别为2288、1612和2469行。我们能够识别92%，98%和98%的这些特征与已知的原子跃迁，在这些光谱中具有不同程度的确定性。其余的谱线没有公开的振子强度。光球线占94%，87%和91%，分别为我们所有的识别，其余的是由于星际（通常是分子H2）线。我们还讨论了这三个研究最多的光谱亚型的各种离子的分布线的数量。表中还给出了167个最少的混合线，可以用来作为可能的诊断的物理条件在B星的大气。
2010-01-17 astro-ph.SR
The lowest metallicity type II supernova from the highest mass red-supergiant progenitor
红超巨星已经被证实是大多数富氢II型超新星的祖先。然而，虽然这些恒星的质量大于25 M $_\odot$，但探测到大于18 M $_\odot$的祖先仍然难以捉摸。红超巨星也有望在所有金属丰度下形成，但从低金属丰度祖先爆发的发现很少。在这里，我们报告的II型超新星，SN 2015 bs的观测，我们推断的祖先金属丰度$\leq$ 0.1 Z $_\odot$通过比较光球相光谱模型，和零年龄主序列质量17- 25 M $_\odot$通过比较星云相光谱模型。SN 2015 bs显示出正常的“平台”光变曲线形态和典型的光谱特性，暗示着它是一颗红超巨星的前身。这是第一个这样的高质量祖先的“正常”II型超新星的例子，表明高质量红超巨星爆炸和低金属量祖先之间的联系。
2018-05-11 astro-ph.HE 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
The Stellar Winds Atlas I: Current uncertainties in mass-loss rates
Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie (ZAH), Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天体物理中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Galileo Galilei, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略伽利莱物理与天文系）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天文与天体物理系）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文台）；IAASARS, National Observatory of Athens（雅典国家天文台应用天体物理学研究所）；National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里阿斯大学）；Astronomický ústav, Akademie věd Ceské republiky（捷克科学院天文研究所）
本文分析了恒星风预设的物理假设差异，揭示了质量损失率预测中的不确定性，并指出需解决的关键物理问题以改进大质量恒星建模。
2026-08-18 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
Supernovae from blue supergiant progenitors: What a mess!
自从SN 1987 A被发现以来，II型超新星的数量不断增加，揭示了其光度和光谱特性的丰富多样性。在这项研究中，使用一个15 Msun的低金属量祖星，作为蓝超巨星（BSG）死亡，我们产生了一系列能量和56 Ni质量的爆炸。然后，我们进行了辐射转移模型与CMFGEN从爆炸后1天，直到300天。我们的模型产生的光变曲线在~ 100天内上升到光学最大值，具有相似的增亮速率，V带峰值绝对星等从-14到-16.5等。所有模型都遵循类似的颜色演化，在爆炸后的几天内进入重组阶段，并进一步变红，直到星云阶段。它们的光谱演化是类似的，主要是在线宽上不同。利用这个模型集，我们研究了II-pec SNe 1987 A，2000 cb，2006 V，2006 au，2009 E和2009 mw。他们的光度和光谱的多样性表明，没有原型的II-pec型SN。这些SNe比我们的模型组更快地变亮到最大值，可能除了SN 2009 mw。SN 1987 A的光谱演化与其他观测结果以及从20天到最大值的模型预测相冲突：Halpha变窄并减弱，而Ball线增强的速度比预测的要快，我们将其解释为聚集的特征。SN 2000 cb仅在20 d内上升到最大值，并显示弱的Ball线。它的光谱演化与高能喷出物很好地匹配，但光变曲线可能需要不对称性。在SN 2006 V中看到的持续的蓝色、窄线和弱的H α吸收与由56 Ni供电的BSG…
2018-12-18 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
An atlas of bright star spectra in the near infrared from Cassini-VIMS
我们提出了卡西尼恒星光谱图集（CAOSS），包括近红外低分辨率光谱的明亮恒星从卡西尼飞船的天基观测恢复。图集中的65个恒星目标主要是M、K和S巨星。然而，它也包含其他明亮的附近恒星的光谱，包括碳星和主序星从A到F。所呈现的光谱不受地球大气层造成的所有光谱污染，包括有害的大地分子波段，这些波段使部分近红外光谱超出了地面观测的范围。使用单个仪器，光谱光度数据集被恢复，其跨越从0.8到5.1微米的近红外，光谱分辨率范围从R=53.5到R=325。光谱已被校准到绝对通量单位后，仔细表征仪器的光谱效率。大多数恒星的光谱能量分布与文献值密切匹配。所有最后数据产品都已在网上提供。
2015-11-06 astro-ph.SR
Images of unclassified and supergiant B[e] stars disks with interferometry
在天空中，星星是最奇特的物体之一。这种光谱类型的特征是允许和禁止的发射线，以及大量的红外线过量，并不代表一个同质的天体类别，而是在所有演化状态中看到的恒星体的混合。在这些恒星中，可以找到赫比格恒星、行星状星云中心恒星、相互作用双星、超大质量恒星，甚至是“未分类”的B[e]恒星：这些系统共享上述几种性质。干涉测量通过解析这些恒星系统的最内部区域，使我们能够揭示这些特殊B[e]星中这些特殊恒星的真实性质。
2010-11-15 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 Detailed Far-Ultraviolet Spectral Atlas of O-Type Stars
本文利用远紫外光谱探测器的档案数据，给出了一个O2-O9.5星的光谱图集，它覆盖了930- 1188埃的波长间隔。图集中的恒星来自三个星群：银河系主序星（III-V类）、超巨星和麦哲伦星云中的低金属丰度主序星。对于这些恒星中的每一个，我们都准备了FITS文件，包括合并光谱的巴黎，供用户通过太空望远镜的多任务档案访问。我们从第一个群体中选择了光谱类型为O 4、O 5、O 6、O 7、O 8和O9.5的光谱，并用它们编制了表格和图表，识别了949- 1188 A区域内所有可能的大气和ISM谱线。我们确定的这六个代表性光谱的谱线总数分别为821（500），992（663），1077（749），1178（847），1359（1001）和1798（1392）条谱线，其中括号中的数字是根据光谱合成模型在大气中形成的谱线总数。六个主序星O星模板光谱的唯一大气识别总数为1792，而这些光谱共有的大气谱线数量为300。识别谱线的数量向早期类型减少（有效温度增加），而“遗漏”特征（从我们的光谱合成中没有预测到的谱线）的百分比从我们最近发表的B星远紫外图谱中的B0.2型的8%下降到O型光谱的1- 3%。超预测线的百分比是相似的，尽管它们在B星光谱中要高得多。我们还讨论了各种元素电离态之间的线布居的统计。最后，作为对用户的帮助，我们列出了那些可以用来确定恒星温度和可能存在的化学异常的孤立线。
2012-08-16 astro-ph.SR
An Observational Evaluation of Magnetic Confinement in the Winds of BA Supergiants
磁风禁闭被认为是光谱类型为B和A的超巨星的复杂风结构的一种解释。对这一假设进行了观察性研究，使用高分辨率（λ/Δλ { \sim } 65，000）圆偏振六颗晚B型和早A型超巨星的（Stokes V）光谱（4 Lac，B9Iab; η Leo，A0Ib; HR 1040，A0Ib; α Cyg，A2Iae; ν Cep，A2 Iab），由加拿大-法国-夏威夷望远镜和伯纳德·李奥望远镜的ESPaDONS和Narval仪器获得。所有恒星的斯托克斯V光谱的最小二乘反卷积（LSD）分析没有产生磁场的证据，对于大多数恒星，最佳纵向场1σ误差线范围为{ \sim }0.5到{ \sim }4.5 G。使用贝叶斯推断的LSD配置文件的频谱合成分析产生的上限与95.4%的可信度的极强度的（未检测到的）表面偶极场的个别恒星从3到30 G。这些结果强烈表明，磁风禁闭由于有组织的偶极磁场是不是起源的风变率的BA超巨星。磁斑的上限也可能与磁风约束在大的斑点尺寸和填充因子的限制不一致，这取决于所采用的风参数。因此，如果磁斑是造成BA超巨星风变化的原因，它们可能只占据光球的一小部分。
2013-11-20 astro-ph.SR
Accurate Fundamental Parameters or A, F, and G-type Supergiants in the Solar Neighbourhood
测定了太阳附近63颗超巨星的有效温度Teff、表面重力log g、铁丰度log e（Fe）、微湍流参数Vt、质量M/Msun、年龄t和距离d。通过应用van Leeuwens（2007）对依巴谷群的再还原，可显著提高log g和所有依赖于log g的参数的测定准确度。对于距离d < 300 pc的超巨星，log g值的典型误差现在是+-0.06 dex，而对于距离d在300到700 pc之间的超巨星，log g值的典型误差现在是+-0.12 dex;这些恒星的Teff的平均误差是+-120 K。对于d > 700 pc的超巨星来说，引力是不确定的或无法测量的，所以它们的log g值的典型误差是0.2-0.3 dex。本文提出了一个新的亮度级为Ib-II的A5-G5星的Teff标度。对几颗恒星的光谱亚型和光度级进行了校正。结合Teff和log g与演化轨迹，恒星的质量和年龄被确定;大多数样本的质量在4 Msun和15 Msun之间，因此，它们的祖先是早期到中期的B型主序星。使用Fe II线，这是不敏感的偏离LTE，微湍流参数Vt和铁丰度log e（Fe）从高分辨率光谱确定。参数Vt与重力相关：Vt随log g的减小而增大。48颗距离d < 700秒差距的超巨星的平均铁丰度为log e（Fe）=7.48+-0.09，接近太阳值7.45+-0.05，因此本地超巨星和太阳具有相同的金属丰度…
2009-11-07 astro-ph.SR
High spatial resolution monitoring of the activity of BA supergiant winds
目前有两个光学干涉测量复合器，可以提供优于10000的光谱分辨率，AMBER/VLTI工作在H-K波段，VEGA/CHARA，最近委托，在可见光。这些仪器非常适合研究我们附近最明亮的AB超巨星的风活动，如H $α$或Br Gamma。我们在此介绍对参宿七（B8 Ia）和天津四（A2 Ia）进行的首次此类观测。参宿七在2006-2007年和2009-2010年的两次活动中受到了AMBER的监测，VEGA在2009年进行了观测;而天津四则在2008-2009年由VEGA进行了监测。精确测量了Halpha和BrGamma谱线形成区的延伸，并与两颗星的CMFGEN模型进行了比较。此外，在不同的能见度和相位中观察到明显的活动迹象。这些先驱的观测仍然是有限的，但显示的路径，更好地理解的空间结构和时间演化的局部喷射使用光学干涉。
2010-10-29 astro-ph.SR
Detection of a 1.59 h period in the B supergiant star HD 202850
B型超巨星的光球线在剖面形状上表现出变化。此外，它们的宽度比纯粹由恒星自转所能解释的要宽得多。这种过度的加宽通常被称为宏观湍流。这两种效应都与恒星振荡有关，但B超巨星还没有被系统地搜索过恒星脉动引起的特别是短期变化的存在。我们已经开始了一项观测活动，以调查在银河系B超巨星样本的光球线的线轮廓变化。这些观测旨在提高我们对演化大质量恒星大气层中物理效应的理解。我们获得了银河系B超巨星HD 202850的四个时间序列的高质量光谱。在H α周围约500埃的光谱范围内，包含了Si II（6347埃，6371埃）和He I（6678埃）光球线。用矩量法分析了谱线轮廓。光球Si II和He I线的时间序列显示其轮廓形状的同时，周期性的变化。适当的分析表明，在所有三个线的1.59小时的时间。在19个月的观察跨度内，这一时期随着时间的推移而稳定。这个周期比恒星的自转周期短得多，可能是恒星振荡的结果。由于这颗恒星似乎落在目前已知的脉动不稳定域之外，因此所发现的振荡的性质仍然不清楚。
2012-05-24 astro-ph.SR
