Empirical Mass-Loss Rates across the Upper Hertzsprung-Russell-Diagram
我提供了一个概述的经验质量损失率的热和冷发光恒星。在这次演讲中包括恒星物种是发光OB星，沃尔夫-拉叶星，渐近巨星分支星，和红超巨星。我讨论了恒星性质的质量损失的标度，特别强调化学丰度的影响。观测误差和系统不确定性仍然很大，并随恒星类型而变化。这些不确定性是建立可靠的恒星演化模型的主要障碍。
2009-03-03 astro-ph.SR
Mapping the core of the Tarantula Nebula with VLT-MUSE II. The spectroscopic Hertzsprung-Russell diagram of OB stars in NGC 2070
本文对大麦云云狼蛛星云NGC 2070中央30 x 30 pc的VLT MUSE观测资料中提取的333颗OB型星进行了光谱分析，其中大部分是首次分析。光谱赫罗图（英语：Hertzsprung-Russell diagram，sHRD）显示主序中有281颗恒星。我们在主层序中发现了两组，估计年龄为2.1 $\pm$ 0.8和6.2 $\pm$ 2百万年。一个由52颗恒星组成的小组显然超出了主序星相，我们认为这是由于发射型天体和/或影响分析的显著星云污染。在以前的研究中，恒星质量来自sHRD系统大于从传统的HRD获得的，与最大质量的恒星的差异是最大的。此外，我们没有发现任何趋势之间的估计预计旋转速度和演变的sHRD。投影的旋转速度分布呈现出快速旋转的尾部，类似于30条剑鱼的更广泛的种群中的发现。我们使用已发表的光谱类型来校准HeI $λ$ 4921/HeII $λ$ 5411的等效宽度比，作为早期型主序星的分类诊断时，经典的蓝色可见光区没有观察到。我们的模式大气分析表明，由此产生的校准是很好的相关性与有效温度。
2021-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spectroscopic Hertzsprung-Russell diagram of Galactic massive stars
恒星在赫兹-罗素图中的分布描述了它们的演化历史，并直接评估了它们的性质。然而，在这张图中放置恒星需要知道它们的距离和星际距离，而这些对于银河系恒星来说往往知之甚少。光谱赫兹-罗素图（sHRD）讲述了类似的进化故事，但与距离和灭绝测量无关。基于光谱导出的近600颗恒星的有效温度和重力，我们第一次推导出银河系大质量恒星在sHRD中的观测分布。虽然数据中的偏见和统计限制阻止了详细的定量结论，但我们看到了几个明确的定性趋势。通过比较观测的sHRD与不同的国家的最先进的恒星演化预测，我们得出结论，对流核心过冲可能是质量依赖的，在高质量（$\geq 15\,M_\odot$），比以前认为的更强。此外，我们发现证据的经验上限的sHRD与$T_{\rm{eff}}$之间的恒星10000和32000 K，一个惊人的大量的对象低于这条线。这种过密度可能是由于膨胀了爱丁顿极限附近的大质量主序星。
2014-10-13 astro-ph.SR
The spectroscopic Hertzsprung-Russell diagram of hot massive stars in the SMC
我们提出了一个全面的恒星大气分析的329 O-和B-型恒星在小麦哲伦星云（SMC）的RIOTS 4调查。使用光谱导出的有效温度（Teff）和表面引力，我们发现，经典的Be星出现错位的光谱赫兹-罗素图（sHRD）中的低Teff和高光度。与我们的样本中最明亮的恒星一起，这些物体的恒星质量来自sHRD系统大于从传统的HRD获得的。这表明，众所周知的光谱质量差异问题可能与两组恒星的外层几乎没有引力束缚的事实有关。我们样本中的非发射线恒星主要出现在主序星上，这使得对SMC中的终龄主序星（TAMS）的首次估计与SMC金属丰度的预测TAMS在12至40 $\,$ M $_{\odot}$之间相匹配。我们进一步发现，在ZAMS附近，$\sim 25\,$ M $_{\odot}$以上的恒星数量不足，这让人想起了银河系和大麦哲伦星系早期的发现。
2018-10-10 astro-ph.SR
The Sonified Hertzsprung-Russell Diagram
提出将恒星时间序列转化为声音的新方法，通过编码物理特征保留天体物理差异，并构建结合视听组件的交互式赫罗图，以探索主序内外不同类型恒星。
2023-12-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
Episodic excursions of low-mass protostars on the Hertzsprung-Russell diagram
继我们最近致力于吸积对低质量恒星前主序星演化的影响的工作之后，我们对H-R图中低质量原恒星由典型的FU Orionis型天体（FUors）的强质量吸积爆发触发的情节性漂移进行了详细的分析。这些漂移揭示了恒星总光度和/或原恒星有效温度的急剧增加，并且可以持续数百到数千年，这取决于爆发强度和原恒星的特征。在漂移过程中，低质量的原恒星在吸积的静止阶段占据了与年轻的中等质量原恒星相同的H-R图。此外，低质量原恒星在这些区域所花费的时间平均比中等质量恒星在静止状态所花费的时间长几倍。在远足，低质量的原恒星通过接近的位置，最已知的FUOR在H-R图，但由于固有的模糊性的模型恒星演化轨迹是不可靠的，在确定的FUOR属性。我们发现，在爆发状态的光球光度可能占主导地位的吸积光度已经在爆发后的几年后，这意味着从热光度推断的已知FUOR的质量吸积率可能会被系统高估，特别是在衰落阶段。
2018-12-28 astro-ph.SR
On the episodic excursions of massive protostars in the Hertzsprung-Russell diagram
大质量原恒星在星周气体和尘埃的快速吸积作用下成长和演化，并以高速率下落（$\ge 10^{-4}$ - $10^{-3}\, \rm M_{\odot}\, \rm yr^{-1}$）。这种质量下降已被证明，无论是数字和观测，是穿插的密集气体团块的吸积通过拱星盘迁移到原恒星表面，造成突然吸积和发光的爆发。利用数值引力辐射流体动力学和恒星演化计算，我们证明，除了已知的大质量原恒星的膨胀，可变情节吸积进一步影响他们的大质量年轻恒星天体（MYSO）的演化轨迹。对于每一个吸积驱动的耀斑，他们经历了快速的漂移到更明亮，但更冷的赫兹斯普朗-罗素图的区域。在这些漂移期间，可能会发生到前主序星演化的结束，大质量原恒星的光球层可以偶尔释放出能量更低的光子，而MYSO偷偷地采用了与演化的大质量（超巨星）恒星相同的光谱类型。这些演化循环中的每一个都使年轻的高质量恒星靠近禁止的Hayashi区域，并且可能使它们周围的H II区域偶尔变暗，然后才恢复其静止的，爆发前的表面特性。我们解释这样的冷，间歇性的主序恒星演化的游览和浸渍的HII地区的变化作为一个破碎的拱星吸积盘周围的MYSO的存在的签名。我们推测，这种机制可能会同样影响年轻的恒星在中等质量的制度。
2018-12-27 astro-ph.SR
Planetary Engulfment in the Hertzsprung--Russell Diagram
行星伴随着大多数类似太阳的恒星。许多恒星的轨道足够接近，以至于当它们的宿主恒星上升到巨大的分支时，它们将被吞没。这封信比较了被吞没的行星的轨道衰变产生的能量和恒星的固有光度。轨道衰减功率是由周围的包层对被吞没的伴星的拖曳产生的。当恒星沿着巨分支上升时，它们的包层密度下降，通过轨道衰变注入的能量也下降，其比例大约为$L_{\rm decay} \propto R_*^{-9/2}$。然而，它们的亮度沿着巨分支增加。这些相反的比例表示交叉，其中$L_{\rm decay}= L_*$。我们考虑在赫兹-罗素（H-R）图中沿等时线吞噬行星。我们发现，对于木星行星伴星，这种穿越的条件发生在$L_*\approx 10^2$ ~ $L_\odot$（或$a\approx 0.1$ ~au）附近。距离较近的巨行星，如热的类星体，会被消耗，形成$L_{\rm decay}\gg L_*$;而距离较远的行星，如热的类星体，$a\approx 0.5$ ~au，则会被$L_{\rm decay} \ll L_*$轻微扰动。我们的结果绘制出了H-R图中巨分支的参数空间，在那里与行星伴星的相互作用导致了宿主星的显著能量扰动。
2018-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Journey across the Hertzsprung-Russell diagram with 3D hydrodynamical simulations of cool stars
在这份手稿中，我总结了我在过去10年中所做的工作。我的研究项目围绕天体物理学的各个领域进行阐述，作为统一的主题，3D建模和恒星大气的观测。特别是，我的研究领域涵盖了所有晚型恒星，从主序星到高级阶段（红巨星和超巨星）。我的工作是基于对不同类型恒星的图像、合成光谱、热光度、行星凌日以及它们的大气建模的定量分析。其中包括使用和开发3D模拟，这对于解释用配备空间和地面望远镜的新仪器获得的数据是必要的。干涉测量学和光谱学在我的研究中占有特殊的地位。我的研究主题涉及跨学科方面，通过解决与大气物理学有关的问题，与3D流体动力学模型。由此获得的预测被用来推动一个庞大的运动干涉，天体测量，光度，光谱和成像观测。最后，3D模拟也直接用于推动VLTI新一代仪器的开发，以及未来非常大的天文台，并直接与欧空局盖亚和PLATO任务相关联。
2018-12-21 astro-ph.SR
Hertzsprung-Russell diagram and mass distribution of barium stars
有了第谷-盖亚天体测量解提供的视差图，就有可能以前所未有的精确度绘制钡星和相关恒星的赫兹斯普朗-罗素图。HRD的直接结果是，次巨星CH星与钡矮星占据相同的区域，与它们的命名所暗示的相反。通过比较钡星在HRD中的位置和STAREVOL演化轨迹，只要已知其金属丰度，就有可能估算出它们的质量。我们使用平均金属丰度[Fe/H]=-0.25，并推导出钡巨星的质量分布。分布在2.5 Msun附近达到峰值，在高达4.5 Msun的更高质量处出现尾部。这个峰值也可以在正常K巨星和M巨星的质量分布中看到，用于比较，并且与位于红团中的恒星有关。当我们比较这些质量分布时，我们看到了低质量（1 - 2 Msun）钡巨星的不足。这可能是因为低质量恒星在红巨星分支的尖端达到了大半径，这可能导致了早期的双星相互作用。然而，在钡巨星中，高质量的尾部主要是钡指数小于1的恒星，这是基于对钡谱线的目视检查;也就是说，这些恒星的钡线强度非常适中。我们相信这些恒星不是真正的钡巨星，而是明亮的巨星或超巨星，因为正光度效应，钡线被加强。此外，与先前的说法相反，我们没有看到弱钡巨星和强钡巨星的质量分布之间的差异。
2019-05-13 astro-ph.SR
Stellar X-ray activity across the Hertzsprung-Russell diagram. I. Catalogs
恒星的磁场活动提供了大量关于磁场发电机和日冕加热过程的信息。本文根据$Chandra$和$Gaia$ DR 2的数据，给出了一个约6000颗恒星的X射线活动目录。我们还将3000多颗恒星分类为年轻恒星、矮星或巨星。利用具有有效恒星参数和分类的恒星，研究了X射线光度（$L_X$）和X射线辐射热光度比（$R_X$）的分布，$L_X$、$R_X$与硬度比的正相关关系，以及X射线的长期变化。该星表可用于研究一些重要的科学主题，包括活动-旋转关系，不同活动指标之间的比较，以及感兴趣对象的活动（例如，A型恒星和巨星）。作为一个例子，我们利用星表研究了活跃度与自转的关系，发现年轻天体、矮星和巨星在$R_X$与Rossby数的关系中落在一个序列上，而巨星不遵循对矮星有效的$R_X$与$P_{\rm rot}^{-2}R^{-4}$的关系。
2020-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
On Stellar Evolution In A Neutrino Hertzsprung-Russell Diagram
本文利用 MESA 模型构建中微子赫罗图，追踪太阳金属丰度恒星演化，并指出氦闪与热脉冲的中微子信号可用于恒星中微子天文学。
2020-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Micro-turbulence across the Hertzsprung-Russell diagram. Observational constrains for stars in the MW
本研究构建覆盖1800余颗银河系O–K型恒星的均质参数数据库，证明光球微湍流为真实物理现象，并揭示其对流与脉动起源及对大气建模的意义。
2025-08-05 astro-ph.SR
Can we predict the global magnetic topology of a pre-main sequence star from its position in the Hertzsprung-Russell diagram?
ZDI的研究表明金牛座T星的磁场比简单的偶极子要复杂得多，并且在不同的源之间会有明显的变化。我们收集和总结的磁场拓扑结构信息获得的日期和目前的赫兹-罗素（HR）图的恒星样本。有趣的是，一个给定的前主序星（PMS）的大尺度场拓扑结构强烈依赖于恒星的内部结构，其多极磁场的偶极分量的强度迅速衰减的辐射核心的发展。利用观测数据作为基础，我们认为PMS星的全球磁场的一般特征可以从它在HR图中的位置来确定。移动从更热，更明亮的冷却器和不太明亮的恒星在PMS的HR图，我们提出了四个不同的磁拓扑制度的证据。具有大辐射核的恒星，根据经验估计是那些核质量超过恒星质量的40%的恒星，拥有高度复杂和主要非轴对称的磁场，而那些具有较小辐射核的恒星拥有轴对称场，其场模式比偶极子占主导地位的模式更高阶（通常但不总是八极）。完全对流的恒星，恒星以上~0.5 MSun似乎主机占主导地位的轴对称领域与强（千高斯）偶极组件。基于PMS星和具有相似内部结构的主序星M矮星的磁性质之间的相似性，我们推测，低质量恒星（<~0.5 MSun，年龄为几百万年）的磁发电机过程，它们将被发现拥有各种各样的磁场拓扑结构。如果HR图上的磁拓扑趋势得到证实，它们可能提供一种约束PMS恒星演化模型的新方法。
2012-06-22 astro-ph.SR
Carbon and Oxygen abundances across the Hertzsprung gap
我们推导出大气参数和光谱丰度的C和O的一个大样本的恒星位于赫兹斯普林差距的赫兹斯普林罗素图，以检测化学特性，并得到一个全面的概述人口的恒星在这种进化状态。我们用麦克唐纳天文台2.7 m的Harlan J. Smith望远镜观测和分析了188颗质量范围在2 - 5 Msun的恒星的高分辨率光谱（R = 60000），其中包括28颗以前被确认为Am/Ap星的恒星。我们发现，大多数恒星的赫兹斯普林间隙中的C和O的丰度是根据本地低质量的矮星，但检测到预期的特性的Am/Ap星的丰度。Teff < 6500 K的恒星的C和O丰度略低于较热的天体，但C/O比在分析的温度范围内是恒定的。在第一次挖掘之前，没有发现恒星的大气层均匀化之前，恒星的C和O丰度在穿过赫兹斯普林隙的演化过程中因混合而发生变化的迹象。
2014-07-08 astro-ph.SR
Magneto-Convection and Lithium Age Estimates of the βPictoris Moving Group
虽然由Li耗减法确定的年轻恒星群的平均年龄与由Hertzsprung - Russell图等时线确定的平均年龄往往一致，但两种方法确定的单个恒星的年龄在统计上往往存在显著差异。我们发现，由于存在磁场对流抑制的影响，包括导致一致的年龄为个别恒星。我们通过将我们的结果应用于β Picture移动群来说明年龄一致性是如何产生的。我们发现，虽然磁抑制对流导致年龄增加的赫兹-罗素图等时线的所有恒星，李年龄减少完全对流M星和增加的恒星辐射核心。我们对4000万年前的β Picture移动群的一致年龄测定比以前的测定大了大约2倍。
2010-06-07 astro-ph.SR
The exclusion of a significant range of ages in a massive star cluster
恒星一生中的大部分时间都在赫兹-罗素图的主序上。扩展的主序星关闭区-包含在耗尽核心中所有氢后离开主序星的恒星-在大规模的（超过太阳质量的几万倍），（大约10亿到30亿年）星团通常被解释为星团内部年龄超过3亿年的证据，尽管年轻的星团被认为在$10^7$年量级的时间尺度上快速排出气体后会迅速失去任何剩余的恒星形成燃料。在这里，我们报告说，在20亿岁的星团NGC 1651，其特征是一个质量的$\sim 1.7 \times 10^5$太阳质量的主要序列以外的恒星，可以解释只有一个单一的年龄恒星星族，即使该集团已明显扩大主序星关闭区。对于主序星长时间的关闭，最合理的解释是存在快速旋转的恒星群体，尽管与这种恒星群体混合物相关的恒星寿命延长的次级效应还知之甚少。从先前获得的数据的初步分析，我们发现，类似的形态是显而易见的，在赫茨普龙-罗素图中至少有五个额外的中间年龄星团，这表明，一个扩展的主序关闭并不一定意味着存在一个显着的cinternal年龄分散。
2014-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
An explanation for the gap in the Gaia HRD for M dwarfs
我们表明，最近发现的狭窄的差距，在盖亚赫兹-罗素图MG =10附近可以解释标准的恒星演化模型和结果的光度函数下降与混合的3 He在合并的信封和核心对流区，发生在一个狭窄的质量范围。
2018-07-11 astro-ph.SR
Distribution of Cataclysmic Variables in our Galaxy and Their Position in the HR Diagram in the Gaia Era
本研究利用Bailer-Jones等人（2021）的距离数据测定激变变星的距离，得到其在日心银道坐标系的空间分布，并讨论其在盖亚颜色构建的赫罗图中的位置。
2025-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages and Age Spreads in Young Stellar Clusters
我审查进展了解恒星和团簇形成的时间尺度和年轻恒星的绝对年龄。我特别关注的领域中，弗朗切斯科Palla作出了非常重要的贡献-解释的赫茨伯格-罗素图的年轻的集群和光球锂的作用作为一个年龄诊断。
2017-09-06 astro-ph.SR
Theory and Diagnostics of Hot Star Mass Loss
大质量恒星有强烈的恒星风，通过上赫兹-罗素图引导它们的演化，并确定黑洞质量函数。第二，风的强度决定了电离通量的大气结构。第三，风直接影响恒星的包层结构，这对单星和双星的演化都是决定性的，影响了对引力波事件的预测。当前热星研究的主要发现包括：* 传统的线驱动风理论正在通过蒙特卡罗和同动坐标系计算进行更新，揭示了质量损失率dM/dt在M，L，Eddington Gamma，Teff和化学成分Z方面的丰富多变量行为。对于后者，dM/dt被证明依赖于铁（Fe）的不透明度，使沃尔夫-拉叶布居，和引力波事件依赖于宿主星系Z。* 在平滑的质量损失行为之上，在赫兹-罗素图中有几个过渡，涉及围绕Fe复合温度的双稳定性跳跃，导致准静止的偶发性，而不一定是爆发性的，亮蓝变星和前SN质量损失。* 此外，还有一些问题。在100太阳质量时，高伽马质量损失跃迁意味着富含氢的超大质量恒星的质量损失率比通常认为的要高。在质谱的另一端，低质量的剥离氦星不再以沃尔夫-拉叶星的形式出现，而是以光学薄星的形式出现。这些剥离的恒星，除了非常巨大的恒星，是两个新发现的电离辐射源，可能在本地恒星形成以及高红移中发挥关键作用。
2022-06-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
KIC 3868420: A high-amplitude $δ$ Scuti-$γ$ Dor hybrid star crossing the Hertzsprung gap
Xi’an Jiaotong University（西安交通大学）；Université de Toulouse, CNRS, CNES, UPS（图卢兹大学）；University of Sydney（悉尼大学）；Aarhus University（奥胡斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
通过Kepler数据研究KIC 3868420，发现其高振幅混合脉动特性，揭示了快速演化恒星中高振幅脉动与混合p/g模式共存的可能性。
2026-04-14 astro-ph.SR
The nature of B supergiants: clues from a steep drop in rotation rates at 22000 K. The possibility of Bi-stability braking
B超巨星在赫罗图（HRD）中的位置是大质量恒星演化中一个长期存在的问题。在这里，我们提出可以利用它们的旋转特性来揭示它们的本质，并且我们强调了在22000 K的有效温度下大质量恒星旋转速率的急剧下降。我们讨论了两种可能的解释：一方面，这一特征可能是由于主层序的结束，这可能潜在地限制了岩心过冲参数。另一方面，该特征可能是在预测的双稳跃变位置处增强的质量损失的结果。我们把这种效应称为“双稳定性破坏”，并讨论了它对大质量恒星演化的潜在影响。
2010-03-09 astro-ph.GA 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
The Formation and Early Evolution of Low-mass Stars and Brown Dwarfs
在过去十年中，大量年轻的低质量恒星和褐矮星的发现使得人们有可能在以前未探索的质量区域中研究恒星的形成和早期演化。在这篇综述中，我们首先描述了附近的协会，疏散星团，恒星形成区的低质量成员的调查和用于表征它们的恒星性质的方法。然后，我们使用这些人口的观察，以测试在低质量的恒星形成和演化的理论。为了与形成模型进行比较，我们考虑了低质量恒星和褐矮星的初始质量函数、恒星多重性、星周盘、原恒星特征以及出生时的运动学和空间分布。为了测试演化模型，我们专注于测量的动态质量和经验的赫茨伯格-罗素图的年轻棕矮星和行星的同伴。
2012-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia's revolution in stellar variability
由于欧空局的盖亚任务，恒星变率研究现在达到了一个全新的水平，它使我们能够在赫兹-罗素图中定位许多变星，并确定各种不稳定带/带。此外，这项任务还使我们能够探测、识别和分类数百万颗新的变星，这要归功于它非常独特的、几乎同时进行的多历元观测，使用了不同的仪器（光度计、分光光度计、径向速度光谱仪）。概述了在文献中可以找到的主要数据产品的盖亚财团。这涉及到各种各样的变星星表，这些星表来自盖亚时间序列，也涉及到观测的赫兹-罗素图中变星的位置和运动。此外，我们还提供了一个从DR 2公布的数据中得出的几千个可变白矮星候选者的列表，其中可能有数百个新的脉动白矮星。在一个非常不同的主题上，我们还展示了盖亚如何让我们揭示银河系及其周围的3D结构，这要归功于天琴座RR型恒星。
2019-12-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Blue straggler stars
蓝离散星是比同年龄恒星更亮更热的主序星，其起源机制尚存争议；本文综述其性质、理论形成机制及观测验证，强调持续研究的重要性。
2025-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can we predict the magnetic properties of PMS stars from their H-R diagram location?
分光偏振观测结合层析成像技术显示，所有主序前（PMS）恒星都有多极磁场，范围从强的、具有~>千高斯偶极分量的全球轴对称磁场到复杂的、具有弱偶极分量（<~0.1 kG）的非轴对称磁场。许多主机占主导地位的八极大规模的领域。我们认为PMS星的大尺度磁特性与它在Hertzsprung-Russell图中的位置有关。这篇会议论文是Gregory et al.（2012）的概要，更新了PMS星磁映射研究的最新结果。
2013-09-29 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
Gaia Data Release 2: Observational Hertzsprung-Russell diagrams
我们强调了盖亚DR 2在研究赫兹-罗素图（HRD）的许多精细结构方面的力量。盖亚让我们可以呈现许多不同的HRD，特别是根据恒星星族的选择。在这里，我们并不打算在恒星类型或恒星演化方面达到完整性。相反，我们选择了几个说明性的例子。我们描述了一些可以在Gaia DR 2中进行的选择，以突出Gaia HRD的主要结构。我们选择两个领域和集群（开放和球状）的恒星，与以前的分类和恒星的演化轨迹进行比较的意见，我们提出的盖亚HRD与年龄，金属丰度，和运动学的变化。也分析了恒星演化的后期阶段，如热亚矮星、后AGB恒星、行星状星云和白矮星，以及低质量的褐矮星。盖亚HRD在精确度和对银河系各个恒星星族和恒星演化阶段的覆盖率方面都是前所未有的。许多精细结构的HRD。在HRD中首次清晰地将白矮星序列分裂为氢和氦白矮星。运动学和HRD之间的关系很好地说明。两个不同的人口在一个经典的运动学选择的晕明确确定在HRD。成员和平均参数的一个选定的列表疏散星团提供。它们允许绘制非常详细的星团序列，突出精细结构，并提供非常精确的经验等时线，这将导致对恒星物理学的更多了解。盖亚DR 2展示了结合精确的天体测量和光度测量的潜力，用于恒星演化和恒星星族研究的大样本，并为基于HRD的研究开辟了一个全新的领域。
2018-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dyson spheres on H-R diagram
University of Arkansas（阿肯色大学）
研究迪森球围绕白矮星和红M矮星的辐射特征，揭示其在赫茨斯普朗-罗素图上的观测签名及技术特征搜索的约束条件。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of the two populations of blue stragglers in M30
我们分析了球状星团M30中蓝离散星的两个种群在Hertzsprung-Russell图中的位置。这两个群体的蓝色离散者都比集群的关闭更亮，但一个群体（蓝色的蓝离散星）沿着零年龄的主序星排列，而（红色的）星群亮度升高基于恒星演化和合并的模拟，我们认为，红色的人口，其中约40%的蓝色离散M30，在最后一个$\sim 10$ Gyr上，以每Gyr $\sim 2.8$蓝离散星的恒定速率形成。蓝色群体形成于爆发中，该爆发在$\sim 3.2$ Gyr之前以每个Gyr $^{-1}$的$30$蓝色离散者的峰值速率开始，e折叠时间尺度为$0.93$ Gyr。我们推测，爆发导致的核心崩溃的集群在约9.8 Gyr的年龄，而不断形成的人口是质量转移和合并通过二进制演化的结果。在这种情况下，集群中大约一半的二进制文件实际上会导致蓝色离散。
2018-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium burning in moderate-mass stars
本文综述了中低质量恒星在核心氦燃烧开始时和燃烧过程中的演化。特别强调的是放在结构上的差异，这可能允许确定一个恒星的性质和演化阶段，尽管它是在一个地区的赫兹-罗素图对象从两个质量范围可能会填充的事实。对氦核边界和外部的温度和密度分布敏感的地震诊断可能是最有前途的工具。
2011-08-24 astro-ph.SR
Are There Age Spreads in Star Forming Regions?
在一个给定的有效温度下的光度分布在年轻恒星形成区的赫罗图中随处可见，并且经常被解释为恒星形成的长期（>= 1000万年）。我审查的证据表明，所观察到的光度传播是真实的，而不是由天体物理散射源。然后，我解决光度传播是否必然意味着大的年龄传播，通过比较HR图年龄与独立的时钟，如恒星自转速率，拱星材料和锂耗尽的存在。我认为，虽然有可能是一个真正的光度分散，几乎没有证据支持年龄的差距大于几百万年。这个矛盾可以通过在第一类主序前阶段的短暂快速吸积来解决。
2011-02-23 astro-ph.SR
The initial conditions of isolated star formation - X. A suggested evolutionary diagram for prestellar cores
我们提出了星前核的半径-质量图的演化路径，这是类似于恒星的赫兹-罗素图上的演化路径。利用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）对蛇夫座恒星形成复合体L1688的观测，分析了星前核HCO+（J=4 \rightarrow 3）谱线剖面。我们发现，观察到的58个核心，14个显示的迹象，在一个蓝色的不对称的双峰线轮廓的形式下降。这14个核心都位于牛仔裤质量线以外的地区的半径质量图。此外，另外10个核心显示出初步的下降迹象，在他们的谱线轮廓形状，出现在或刚刚超过金斯质量线。因此，我们提出了星前核在这张图上演化的方式。我们假设，一个核心是形成在低质量，低半径区域的情节。然后它准静态地吸积，质量和半径都增加。当它越过引力不稳定性的极限时，它开始坍缩，半径向图中可以看到原恒星核心的区域减小。
2011-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic membership of BL Her type variable stars
当天琴座RR型恒星在赫罗图上演化时，它们被认为是短周期II型造父变星，称为BL Her型（脉动周期从$1$到$3-8$天）。假设它们的质量在$0.5 - 0.6 {\rm M}_{\odot}$附近，并且它们是低金属量的天体，它们被认为属于银河系的晕。我们调查了7个银河系短周期II型造父变星（BL Her，SW Tau，V553 Cen，DQ And，BD Cas，V383 Cyg和KT Com），以建立它们的成员在银河系结构中使用的运动学方法。$Gaia$应能为我们提供更多的数据，以便对整个样本进行研究。
2016-04-23 astro-ph.SR
Star Formation & Stellar Evolution: Future Surveys & Instrumentation
下一代多目标光谱仪（MOS）将提供对银河系，麦哲伦云和附近矮星的全面调查。这些将为我们提供大量的样本，跨越赫兹-罗素图的全部范围，这是探索其宿主系统的化学，历史和动力学所需的。在未来，极大望远镜（ELT）将具有足够的灵敏度和角分辨率，将恒星光谱学扩展到本星系群之外，从而开辟了对广泛的星系类型和环境中星系化学演化的研究。在这篇文章中，我简要地回顾了恒星星族的当前和未来研究，并介绍了欧洲ELT的MOSAIC仪器计划。
2015-06-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars I. Grid of stellar models with helium enhancement at [Fe/H] = -1.75
球状星团（GCs）特殊化学性质的发现彻底颠覆了人们对GCs形成和早期演化的认识。因此，解释观测到的色星等图和GC恒星星族的性质需要使用用相关化学成分计算的恒星模型。我们提出了一个网格的224恒星演化的初始质量为0.3和1.0 Msun和初始氦质量分数为0.248和0.8之间的低质量恒星计算[Fe/H]=-1.75与恒星演化代码STAREVOL。该网格可供社区使用。我们探讨了假设的初始化学分布的恒星模型的主要属性的影响：在赫兹-罗素图（HRD）的演化路径，持续时间和主要的演化阶段的特点，和化学性质的白矮星残余物。我们还提供了初始恒星质量和氦含量的恒星，填充不同地区的HRD在年龄的10和13.4 Gyr，这是典型的银河系GC的范围。
2015-04-08 astro-ph.SR
A systematic aging method I: HII regions D118 and D119 in NGC 300
准确确定H12区及其所在恒星的年龄既重要又具有挑战性。历史上最流行的方法是等时线拟合到赫兹-罗素图或色幅图。在这里，我们介绍了一种不同的方法来确定年龄使用BPASS和hoki。我们推断出NGC 300的D118和D119区域的最可能年龄为log（年龄/年）=6.86 $^{0.05}_{0.06}$，并通过与BPASS模型的比较，我们还推断出恒星的质量和数量计数。我们比较了双星模型和单星模型的表现，发现后者无法预测我们样本的20%（$\pm$ 10%）。我们还讨论了如何从等时线拟合得到的结果会有所不同。我们的结论是，年龄可能被低估了~0.2德克斯和等时线方法的局限性，并不完全是由于缺乏双星。我们建议，这里提出的方法是更可靠和更广泛的适用，因为它可以用于较小的样本。除了这项研究，我们还发布了新的hoki功能，以方便实现这种方法。
2020-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances for A-and F-type supergiant stars
本文利用高分辨率（$R$ \，$\sim$\，42，000）光谱，计算了一组A-F型超巨星HD\，45674，HD\，180028，HD\，194951和HD\，224893的恒星参数和元素丰度。我们给出了HD 1，45674和HD 1，224893丰度分析的第一个结果。我们再次确认了Luck（2014）之前分别研究的HD 1，180028和HD 1，194951的丰度。α-元素表示天体属于薄盘族。从它们的丰度及其在Hertzsprung-Russell图上的位置可以看出，HD 1，45675、HD 1，194951和HD 1，224893处于后1DUP阶段，它们在红蓝环区运动。HD~180028则表现出典型的种群I的丰度，但其进化地位尚不能令人满意地确定。
2016-09-07 astro-ph.SR
The evolutionary tracks of young massive star clusters
恒星大多数是由几十到几万个成员组成的群体。30年来，理论模型提供了一个基本的概念，这些星团是如何形成和发展的：它们起源于坍缩分子云的气体和尘埃。从气体到恒星的转换是不完全的，剩余的气体被排出，导致星系团膨胀，恒星变得不受束缚。在观测上，这一过程的直接确认已被证明是难以捉摸的，这是由于形成团簇的性质的多样性。在这里，我们考虑到，真正的集群质量和大小被掩盖，最初的表面密度的背景，后来仍然存在的未绑定的恒星。基于最近的观测发现，在一个给定的恒星形成区域的恒星形成效率取决于当地的气体密度，我们使用的分析方法结合\mbox{N-body simulations, to reveal}演化轨迹的年轻大质量集群覆盖的第一个10万年。就像赫兹-罗素图是恒星演化的度量一样，这些轨道为星团提供了等价的信息。像恒星一样，大质量星团的形成和发展速度比它们的低质量同行更快，这解释了为什么很少发现大质量星团的祖先。
2014-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of close binary evolution on the main-sequence morphology of young star clusters
星团是星系的基本组成部分。它们由年龄和化学成分几乎相同的恒星组成，使我们能够将它们用作计时器和测量恒星演化的试验台。最近已经清楚的是，大质量恒星优先在近距离双星中形成，其中质量转移将彻底改变恒星的演化。预计这将在赫罗图中的星团恒星分布中留下重要的印记。我们的结果，基于超过50，000个详细的双星演化计算的密集模型网格，确实显示了几个不同的，同时代的主序星（MS）组件，最值得注意的是扩展的MS关闭区域，以及一组近临界旋转恒星，分布在经典MS的红色一侧的大光度范围内。并推导出描述这些特征的解析表达式。我们发现定量协议的基础上，最近的光度和光谱观测结果。我们的结论是，虽然其他因素也可能在发挥作用，二进制的演变有重大影响的MS形态的年轻星团。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark Branches of Immortal Stars at the Galactic Center
本文提出银河系中心恒星受暗物质湮灭影响会在赫罗图上形成温度更低但亮度相似的暗主序，该现象赋予恒星不朽性并有望成为探测暗物质的新途径。
2025-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
On the Blue Loops of Intermediate-Mass Stars
我们考虑赫罗图中的蓝色环，当中等质量恒星开始核心氦燃烧时，就会出现这种情况。人们早就知道，在燃烧的壳层上方过量的氦，是核心氢燃烧时对流核心收缩的结果，会使这些恒星比其他情况下更红、更大。燃烧的炮弹向外运动，消除了多余的热量，并触发了循环。迄今为止，还没有人试图证明为什么过量的氦会产生这种效应。我们认为，局部的不透明度，这是减少过剩的氦气，壳燃料供应，这也是减少，和当地的平均分子量，这是增加的效果。我们证明，平均分子量是决定性的红化因素。不透明度的影响要小得多，减少燃料供应实际上有利于蓝向运动。
2015-02-15 astro-ph.SR
The coronal evolution of pre-main-sequence stars
前主序星（PMS）的X射线辐射主要来自日冕。我们在这里证明，恒星Henyey轨道上的赫兹-罗素图有较低的$\log(L_X/L_\ast)$，平均而言，比恒星Hayashi轨道。这种效应是由$L_X$的衰变驱动的，一旦恒星形成辐射核心。$L_X$在中等质量PMS星（主序星A型的前身）中，相对于低质量的PMS星，其衰变速度更快。由于几乎所有的主序星都没有可探测到的X射线辐射，我们可能已经观察到它们的日冕在PMS演化过程中的损失。虽然辐射核心的大小或质量与$L_X$之间没有直接的联系，但恒星在部分对流的内部度过的时间越长，它们的X射线发射就越弱。这篇会议论文是Gregory、Adams和Davies（2016）的概要。
2016-08-18 astro-ph.SR
The evolution of magnetic fields from the main-sequence to very late stages
磁场已经在赫兹-罗素图上的大多数恒星中被探测到。如果存在，这些场有可能显著影响其宿主恒星的演化。此外，它们本身也受到恒星在其生命过程中发生的各种结构变化的影响。例如，由于通量守恒，在主序后阶段期间的显著的半径扩张可能导致表面磁场强度降低到磁场可能不再可检测的点。因此，将主序星观测到的磁场与极晚期恒星观测到的磁场甚至与后主序星观测到的磁场联系起来是一个挑战。在这篇评论中，我提出了我们所知道的，从观察，关于磁星在不同阶段的恒星演化。
2017-12-20 astro-ph.SR
Evolutionary states of red-giant stars from grid-based modelling
从它的表面性质很难确定红巨星是处于氦核燃烧阶段，还是只在惰性氦核周围的壳层中燃烧氢。处于这两个阶段的恒星可以有相似的有效温度、半径和光度，也就是说，它们可以在赫兹-罗素图中位于相同的位置。天文地震学-通过恒星的全球振荡研究其内部结构-可以提供必要的额外限制，以确定红巨星的演化状态。在这里，我们提出了一种方法，使用基于网格的建模的基础上，全球asteroseismic属性（$ν_{\rm max}$，最大振荡功率的频率;和$Δν$，频率间隔之间的模式相同的程度和连续的径向订单），以及有效的温度和金属丰度，以确定的演变阶段。该方法甚至适用于有限长度的时间序列数据，尽管有一小部分分类错误。
2017-05-16 astro-ph.SR
An 18.9-minute Blue Large-Amplitude Pulsator Crossing the 'Hertzsprung Gap' of Hot Subdwarfs
蓝色大振幅脉动星（blue large-amplitudeplasticators，BLAPs）是一类新的罕见的热脉动星，具有异常大的振幅和短的周期。到目前为止，在10亿多颗被观测的恒星中，只有24颗被确认为BLAP，其中包括一组脉动周期大于$\sim 20$ min的恒星（以下简称经典BLAP）和一组脉动周期小于$\sim 8$ min的恒星。本文报道了清华大学马化腾巡天望远镜（TMTS J035143.63+584504.2（TMTS-BENG-1））发现的一个奇特的BENG。这一新的BENTS具有18.9分钟的脉动周期，与具有低表面重力和扩展的富氦包层的BLAP相似，这表明它是一个在最短周期末端的低重力BENTS。特别是长期观测数据表明，这颗脉动星具有异常大的周期变化率，P_dot/P=2.2e-6/yr。如此显著的正值挑战了它来自氦核前白矮星和核氦燃烧亚矮星的起源，但与来自壳氦燃烧亚矮星的结果一致。特殊的脉动周期和不寻常的周期变化率表明，TMTS-BENG-1在稳定的壳层氦燃烧之前处于一个短暂的（约10^6年）壳层氦点火阶段;换句话说，TMTS-BENG-1正在经历一个热亚矮星的“赫兹弹簧间隙”。
2022-10-03 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The Effect of Photometric Errors on the Measured Width of the Main Sequence in Star Clusters
该研究聚焦测光误差对星团主序宽度测量的影响，通过统计分析与蒙特卡洛模拟证实，主序星等残差的高斯弥散标准差远大于单波段测光误差，修正了先验认知。
2025-06-17 astro-ph.SR
Binary interactions as a possible scenario for the formation of multiple stellar populations in globular clusters
观测发现，球状星团中存在多个恒星星族，在Hertzsprung-Russell（HR）图中呈现出丰富的丰度变化和多个序列。我们提出了一个在GC中形成多个恒星星族的方案。在这种情况下，初始GC是单代星团，我们的模型预测，在GC中观测到的丰度异常星是合并星和由双星相互作用产生的吸积星，它们在形成时是快速旋转的恒星，并且比同一演化阶段的正常恒星质量更大。我们发现，由于它们自身的演化，这些快速旋转的恒星与处于相同演化阶段的正常恒星相比，具有不同的表面丰度、有效温度和光度。双星星族可以再现多个恒星星族的两个重要观测证据，即Na-O关系和HR图中的多重序列。这表明双星相互作用可能是GC中多个恒星星族形成的一种可能的情况。
2014-05-26 astro-ph.SR
Photometric observations of NGC 281: Detection of 228 variable stars
我们利用法国奈尼塔天文台1米级ARIES望远镜进行的时间序列测光，在年轻的疏散星团NGC 281区域内确定了228个周期变星。这些确定的变量的集群成员的基础上确定的颜色星等，双色图和运动学数据。81颗变星被发现是星团NGC 281的成员。在81个变星中，分别有30个和51个可能是主序和前主序成员。根据主序星的变率周期、光变曲线形状和在Hertzsprung-Russell图中的位置，将主序星变星分为不同的变率类型。这些主序变量可能是$β$ Cep、$δ$ Scuti、慢搏动B型和新类变量。在51颗前主序星中，大部分是弱线金牛座T星。其余147个变量可能属于外地人口。野外种群的变异特征表明，这些变量可能是天琴座RR型变量、盾牌座$δ$型变量和双星型变量。
2021-04-05 astro-ph.SR
Probing the internal magnetism of stars using asymptotic magneto-asteroseismology
我们对恒星动力学的认识经历了一场革命，这要归功于空间星震学和地面高精度分光偏振测量同时收集的大量高质量光度观测。它们使我们能够在整个赫兹-罗素图中探测恒星的内部旋转和表面磁性。然而，仍需要开发新的方法来探测这些恒星中的深层磁场。我们的目标是提供地震诊断，使我们能够探测恒星的内部磁性。在这里，我们专注于渐近低频重力模式和高频声学模式。使用一阶微扰理论，我们推导出它们的频率磁分裂恒星参数的显式函数。在旋转的情况下，我们展示了如何渐近重力和声学模式可以让我们探测的磁场在腔中的不同组成部分，他们传播。这再次证明了在可能的情况下使用混合模式的巨大潜力。
2020-12-20 astro-ph.SR
Probing stellar evolution with S stars and Gaia
S-型星是一种晚型巨星，其s-过程元素的增强来自于渐近巨星分支（AGB）期间的核合成或来自于双星伴星的污染。前者称为内禀S星，后者称为外禀S星。内禀S星位于AGB上，并经历了第三次挖掘事件。S星的大气参数比M-型巨星的大气参数多（C/O比和s-过程丰度影响热结构和光谱合成），因此它们更难推导。这些大气参数也相互纠缠。尽管如此，S型恒星的高分辨率光谱数据与盖亚数据发布2（GDR 2）的大气层和MARCS模型的S型恒星大气层相结合，用于推导有效温度，表面重力和光度。这些参数不仅允许在Hertzsprung-Russell（HR）图中定位本征和非本征S星，而且还允许对S过程元素进行精确的丰度分析。
2018-10-17 astro-ph.SR
Fundamental parameters, integrated RGB mass loss and dust production in the Galactic globular cluster 47 Tucanae
本文研究了银河系球状星团47 Tuccino（NGC 104）中后主序星的基本参数和质量损失的时间演化。这是通过将光谱能量分布（SED）拟合到现有的光学和红外光度学和光谱学来实现的，以产生真正的Hertzsprung-Russell图。我们确认星团的距离为4611（+213，-200）pc，年龄为12 +/- 1 Gyr。水平分支模型似乎证实，在47 Tuc中发生的RGB质量损失并不比在更贫金属的欧米茄半人马座中发生的更多，尽管由于模型之间的不一致而出现了困难。使用我们的SEDs，我们确定了那些表现出红外过剩的恒星，只在最亮的巨星中发现过剩：尘埃质量损失开始于~ 1000 Lsun的光度，在2000 Lsun以上变得无处不在。尽管使用了同样的斯皮策档案图像，但最近关于低光度巨星周围产生尘埃的说法无法重现。
2011-01-05 astro-ph.SR
