红超巨星的质量损失：大质量恒星最终演化的关键因素

麦哲伦云中红超巨星的演化和周期光度关系

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%。

作为红超巨星超新星祖先问题解决方案的星周尘埃

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。

Gaia红超巨星的周期-光度关系DR2

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。

红超巨星μ Cep的体层摄影

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。

红超巨星的幕式气体流出和质量损失

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。

参宿四和红超巨星

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。

由湍流压力引起的红超巨星风的分析的与尘埃无关的质量损失率

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。

红超巨星问题：从本星系群的红超巨星种群视角观察

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。

用VLT/VISIR研究红巨星和红超巨星中SiO基本谱线的高光谱分辨率

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。

红超巨星尘埃形成的化学

The chemistry of dust formation in red supergiants

大质量恒星在其演化的后期阶段作为红超巨星经历质量损失。由此产生的风表现出不同程度的动力学和化学复杂性，并产生分子和尘埃颗粒。这篇综述总结了我们对红超巨星风的分子和尘埃成分的认识，包括VY CMa和参宿四。我们讨论了尘埃的合成作为一个非平衡过程中的恒星风，并提出了目前的知识，在富氧尘埃，如硅酸盐和金属氧化物的形成所涉及的化学。

快黄脉动超巨星的性质：FYPS为寻找红超巨星指明了方向

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。

低金属丰度时红超巨星的质量损失率：大麦云云中两颗红超巨星旋转CO发射的探测

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。

红超巨星仙女座中的剧烈大气运动

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。

红超巨星与恒星演化

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。

冷巨星和超巨星大气层II的断层摄影。红超巨星$μ$ Cep大气中对流的特征

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。

作为超新星祖先的黄超巨星：红超巨星强烈质量损失的迹象？

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。

红超巨星猎户座阿尔法星线偏振光谱的探测

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。

红超巨星——赫罗图的另一侧

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。

近红外干涉测量观测到的近距离红超巨星对流

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。

红巨星和超巨星星核的磁制动

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。

冷巨星和超巨星的光谱分析

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。

科学与ngVLA：红巨星和超巨星上的恒星活动：质量损失和恒星发电机的演化

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。

红色超巨星是宇宙的天体探测器。III。J带镁谱线的NLTE效应

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。

脉动红超巨星的振幅变化

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”。

作为宇宙天体探测器的红超巨星：II。J波段硅线中的NLTE效应

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。

M31和M33中的发光和变星。I.暖超巨星与后红超巨星演化

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。

参宿四：红超巨星的原型

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。

质量损失对红超巨星演化和前超新星性质的影响

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。

M 31中第一颗B[e]超巨星的发现

Discovery of the first B[e] supergiants in M 31

B[e]超巨星（B[e] SG）是大质量恒星后主序星演化的过渡天体。到目前为止，在银河系和麦哲伦星云中已知的B[e] SG数量很少，这表明这个演化阶段很短。然而，在这个阶段发生的强烈的非球面质量损失，这导致了环或盘状结构的形成，以及与SN 1987 A可能的祖先的相似性，强调了B[e] SG对星际介质动力学以及恒星和银河系化学演化的重要性。天体的数量及其在不同金属丰度下的质量损失行为是恒星和星系演化计算准确预测的基本要素。然而，B[e] SG并不容易识别，因为它们在静止（热）阶段与亮蓝变星（LBV）有许多共同的特征。我们提出了中等分辨率的近红外K波段光谱的四颗恒星在M 31，这已被分配一个热LBV（候选人）的地位。应用最近开发的诊断，以区分B[e]SGs从热LBV，我们分类为真正的LBV的对象，其中之一，目前在爆发。此外，我们还根据光谱中检测到的强CO带发射和这类恒星典型的红外色，将2MASS J00441709+4119273和2MASS J00452257+4150346这两颗恒星确定为M 31中的第一批B[e] SG。

Nonlinear pulsations of red supergiants

Excitation of radial oscillations in population I (X=0.7, Z=0.02) red supergiants is investigated using the solution of the equations of radiation hydrodynamics and turbulent convection. The core helium burning stars with masses 8M_odot <= M <= 20M_odot end effective temperatures T_eff < 4000K are shown to be unstable against radial pulsations in the fundamental mode. The oscillation periods range between 45 and 1180 days. The pulsational instability is due to the kappa-mechanism in the hydrogen and helium ionization zones. Radial pulsations of stars with mass M < 15M_odot are strictly periodi…

红超巨星的质量损失率如何决定大质量恒星的命运？

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。

红超巨星和大质量AGB星族的观测性质

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。

红超巨星仙女座的对流表面。近红外VLTI/PIONIER干涉测量

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。

麦哲伦云中红超巨星的LTE有效温标

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。

用CO5BOLD和Optim3D研究红超巨星

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。

盖亚中一个未探测到的红超巨星对流

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。

Local Group的红超巨星含量

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。

红超巨星的CHARA/MIRC干涉测量：直径、有效温度和表面特征

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。

红超巨星阶段的恒星演化

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。

用不依赖于相互作用双星分数的红超巨星研究老化星团

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。

凤凰涅槃：目前，WOH G64仍是一颗红超巨星

A phoenix rises from the ashes: WOH G64 is still a red supergiant, for now

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

M31和M33中的发光和变星。III。黄、红超巨星和后红超巨星演化

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。

红超巨星质量损失对超新星喷出物和环暴介质的影响

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。

红超巨星CE Tau的对流光球。I. H波段干涉成像

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。

红超巨星的质量损失与质量损失率

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。

韦斯特伦德1中围绕红超巨星W26的电离星云

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。

英仙座臂中的红超巨星

The red supergiant population in the Perseus arm

我们在英仙座臂的一部分提出了一个新的冷超巨星目录，其中大部分以前没有被确定。为了生成它，我们使用了一组定义明确的光度标准来选择大量的候选者（637），这些候选者后来使用长缝摄谱仪在红外钙三重态光谱范围内以中等分辨率观察到。为了区分红超巨星和发光红巨星，我们采用了一种统计方法，这种方法是在以前的工作中发展起来的，在本文中得到了改进。我们提出了一种方法来分配的概率是一个红超巨星到一个给定的光谱，并使用人口的属性来产生干净的样本，没有污染的低光度恒星。我们比较我们的识别与分类使用经典的标准，并讨论各自的效率和污染的识别方法。我们证实，我们的方法是有效的，在寻找超巨星的最好的经典方法，但远低于污染的红巨星比任何其他方法。结果是一个包含197颗冷超巨星的目录，其中191颗没有出现在以前的红超巨星列表中。这是银河系中最大的冷超巨星的连贯目录。

富氧AGB星和红超巨星包层中的分子尘埃前体

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。

红超巨星到超新星的演化

The evolution of red supergiants to supernovae

由于红超巨星（RSG）被预测将以IIP型核心坍缩超新星（CCSN）的形式结束生命，因此需要充分了解它们在爆炸前的行为。质量损失率控制RSG向SN的演变，并对由此产生的爆炸的外观有很强的影响。为了研究质量损失率如何随恒星演化而变化，我们测量了一个同时代星团中19个RSG周围的星周物质。我们的研究表明，在RSG的整个生命周期中，质量损失率都会上升，更进化的恒星的质量损失率比早期的RSG高出40倍。有趣的是，我们还发现了在整个RSG生命周期中星周灭绝增加的证据，这意味着最进化的恒星受到的影响最严重。我们发现，如果NGC2100中最进化的RSG进入SN，这种额外的灭绝将导致祖先的初始质量被低估高达9 M $_\odot$。

红超巨星$μ$ Cep中对流羽流的高度

The height of convective plumes in the red supergiant $μ$ Cep

目的。我们试图了解红超巨星中的对流以及引发冷演化恒星质量损失的机制。方法. $μ$ Cep光谱的原子线的线性分光偏振法揭示的信息远远超出了先前模型预期的波长范围。这被解释为扩张中的结构，在前半球可见，有时也在后半球可见。我们的模型的等离子体分布连同其相关的速度，通过反演算法，以适应所观察到的线性极化。结果我们发现，假设存在的等离子体超出肢体上升到足够高，可以看到上面可以解释所观察到的线性极化签名，以及它们的演变的时间。由此，我们能够推断出对流羽流的几何高度，并确定这种热等离子体上升到至少1.1 R*。结论. $μ$ Cep似乎处于活跃期，血浆浓度通常高于1.1 R*。我们将这个结果推广到所有处于类似演化阶段的红超巨星，在某些时期，红超巨星可以很容易地将等离子体发送到更高的高度，就像$μ$ Cep目前所做的那样。等离子体上升到这样的高度可以很容易地逃脱恒星引力。

NGC 6822和Wolf-Lundmark-Melotte星系中红超巨星的光谱类型

Spectral Types of Red Supergiants in NGC 6822 and the Wolf-Lundmark-Melotte Galaxy

本文对低金属量本星系群星系NGC 6822（Z = 0.4Zsun）和Wolf-Lundmark-Melotte（WLM; Z = 0.1Zsun）中的红超巨星进行了中等分辨率的光谱观测。通过结合这些观测与减少技术的multislit数据减少和通量校准，我们能够分析光谱数据的16个RSG在NGC 6822和分光光度数据的11个RSG在WLM。利用这些观测结果，我们确定这些大质量恒星的光谱类型，比较它们的银河系和麦哲伦云RSG，从而延长观测证据的丰度依赖性转移的RSG光谱类型较低的金属丰度。此外，我们还发现了两个光谱类型异常晚的RSG（WLM中的J000158.14-152332.2，光谱类型为M3 I，NGC 6822中的J194453.46-144552.6，光谱类型为M4.5 I）和第三个RSG（NGC 6822中的J194449.96-144333.5），其光谱类型从1997年的M2.5变为2008年的K5。这三颗恒星都可能是最近发现的一类极端RSG变量的成员。

ALMA对大质量年轻星团RSGC1中红超巨星CO转动谱线发射的探测——红超巨星新质量损失率公式的确定

ALMA detection of CO rotational line emission in red supergiant stars of the massive young star cluster RSGC1 -- Determination of a new mass-loss rate prescription for red supergiants

本研究利用ALMA观测RSGC1星团中红超巨星的CO(2-1)谱线，直接测定了气体质量损失率，提出了一种依赖于光度和初始质量的新质量损失率公式，并发现平静的质量损失不足以剥离单星的富氢包层。

双星红超巨星：探测B型伴星的新方法

Binary Red Supergiants: A New Method for Detecting B-type Companions

除了少数已知和研究过的系统外，红超巨星（RSG）的双星群体仍然相对缺乏特征。着名的系统，如VV Cep，31 Cyg和zeta Aur包含RSG + B星双星，在这里，我们将探讨B星是否是我们从进化的角度期待的主要类型的伴侣。使用日内瓦的进化模型，我们发现，这确实是这样的。然而，很少有这样的系统是已知的，我们使用模型光谱，以确定如何容易这样的二进制将是观测检测。我们发现，它应该是相当困难的，以隐藏一个B-型伴星在光谱的光学/蓝色部分给出了合理的信噪比。接下来，我们检查麦哲伦云RSG的光谱和新获得的银河系RSG的光谱，寻找新的系统，并完善我们关于光谱中可能隐藏的恒星类型的结论。最后，我们开发了一套光度标准，可以帮助选择可能的双星在未来没有大型定期或光谱调查的开销。

利用本地群数据校准红超巨星爆发性质量损失

Calibrating Eruptive Mass Loss in Red Supergiants with Local Group Data

研究通过本地群恒星群体数据校准红超巨星的爆发性质量损失模型，确定金属licity与爆发性质量损失强度的正相关关系，影响恒星演化及超新星相关现象。