The surface abundances of Red Supergiants at core-collapse
在II-P型超新星（SN）的最初几周到几个月内，光谱形成区域位于爆炸恒星的富氢包层内。在超新星爆发后的几天内，当光球层很热时，拍摄的光谱显示出电离的碳，氮和氧，以及氢和氦的特征。因此，对这个非常早期阶段的定量分析可能会限制恒星包层在核心坍缩点的化学丰度。使用现有的和新的演化计算的红超巨星（RSG），我们表明，终端表面[C/N]比的预测与祖星的初始质量。具体来说，一颗初始质量超过20 M $_{\odot}$的恒星在RSG阶段爆炸时，应该有一个明确的低[C/N]丰度信号。此外，我们表明，模型的预测是相对不敏感的不确定性对流混合的治疗。虽然有一个依赖于初始旋转，这可以处理在概率意义上的卷积模型预测与观测到的恒星自转速率分布。使用数值实验，我们提出了一种策略，使用非常早的时间光谱，以确定上限的祖先质量分布的II-P型SNe。
2018-11-09 astro-ph.SR
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes: NLTE Effects in J-band Iron and Titanium Lines
详细计算了红超巨星的NLTE，研究了NLTE对J波段铁和钛原子谱线形成的影响。红超巨星在J波段有着巨大的亮度，是探测宇宙丰度的理想探测器。最近的LTE研究发现，精确到0.15 dex的金属丰度可以从距离为10 Mpc的星系中的单个红超巨星的中等分辨率光谱中确定。本研究中获得的非LTE结果支持这些发现。铁的非LTE丰度校正在3400 - 4200 K有效温度范围内小于0.05 dex，在4400 K有效温度范围内小于0.1 dex。对于钛，非LTE丰度校正在-0.4 dex和+0.2 dex之间平滑变化，作为有效温度的函数。对于这两种元素，修正也取决于恒星引力和金属丰度。讨论了非LTE修正背后的物理原因以及对河外J波段丰度研究的影响。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.SR
Analysis of the non-LTE lithium abundance for a large sample of F-, G-, and K-giants and supergiants
本文提出了一种五维插值方法和相应的计算机程序，用于用已发表的计算结果确定由Li I 6707.8测线导出的锂丰度对数ε（Li）的非LTE校正{Δ\}NLTE。由以下五个参数确定{Δ\}NLTE值：{Δ\}NLTE有效温度Teff、重力重力加速度log g、金属丰度指数[Fe/H]、微湍流速度Vt和LTE Li丰度log ε（Li）。用该程序计算了Lebre等人的列表中91颗亮巨星的{Δ NLTE}和非LTE Li丰度值，结合55颗恒星的数据，得到了146颗FGK巨星和超巨星的log ε（Li）的非LTE值。我们确认，在大多数这些恒星的光谱，这是唯一可能的估计为他们的上限锂丰度。对于质量M<6 Msun的恒星，log ε（Li）的分布很大。这些结果与恒星模型计算的比较证实了锂丰度对初始旋转速度V0的独特敏感性。我们讨论了锂丰度log ε（Li）= 1.4 +- 0.3的巨星和超巨星，它们可能具有自转速度V0=0 km/s，并且已经经历了深对流混合。考察了锂丰度log ε（Li）>2和接近初始值log ε（Li）= 3.2 ± 0.1的富锂巨星。结果表明，V0 = 0 - 50 km/s的富锂巨星的比例与现有的演化模型一致。这类恒星的其他恒星，以及所有的“超级富锂”巨星，标准理论是站不住脚的，可以通过调用恒星中最近锂合成的假设或另一种假设来解释，根据这种假设，一颗巨大的行星被恒星吞没。
2017-10-13 astro-ph.SR
Oxygen abundance and the N/C vs N/O relation for AFG supergiants and bright giants
对51颗银河系A-、F-和G-型超巨星和亮巨星的氧丰度进行了非LTE分析（LTE是局部热力学平衡）。与碳和氮相反，氧在其丰度测井曲线E（O）中没有显示出任何显著的系统异常。在4500 ~ 8500 K的Teff区间和1.2 ~ 2.9 dex的log g区间内，在log E（O）测定误差范围内，与初始氧丰度没有显著差异。这一结果与自转恒星模型的理论预测相吻合。利用我们新的氧数据和我们早期对来自同一样本的恒星的N和C丰度的非LTE测定，我们构建了17颗恒星的[N/C]与[N/O]关系。这种关系被认为是恒星演化的敏感指标。发现[N/C]与[N/O]之间存在明显的相关性;观察到的[N/C]从0增加到1.6 dex伴随着[N/O]从0增加到0.9 dex。当比较观察到的[N/C]与[N/O]的关系与理论的，我们表明，这种关系反映了强烈的依赖性的演化变化的CNO丰度的初始旋转速度的恒星。假设这些恒星的初始自转速度满足V0<150 km/s，我们发现它们大多是后FDU天体。重要的是，大约80%的恒星（即质量为4-19 M_sun的恒星）的初始速度V0是典型的。证实了在恒星演化过程中C+N+O总丰度的恒定性。AFG超巨星和亮巨星的平均值log E（C+N+O）=8.97+/-0.08似乎非常接近初始值8.92（太阳）或8.94（未演化的B型MS星）。
2019-08-07 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
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XXV. Surface nitrogen abundances of O-type giants and supergiants
从理论上讲，大质量恒星中旋转引起的化学混合具有深远的演化后果，影响形态阶段，寿命，核合成和超新星特征的顺序。使用72个可能是单一的O型巨星超巨星的VLT火焰狼蛛调查（VFTS）的背景下观察到的样本，我们的目标是调查旋转混合演化的核心氢燃烧恒星最初更大的质量比$15\,M_\odot$通过分析它们的表面氮丰度。使用恒星和风的属性来自以前的VFTS研究，我们限制了氮的丰度拟合相对较强的线，这是敏感的丰度变化的等效宽度。考虑到数据的质量，我们在38个案例中限制了氮丰度;对于34颗恒星，只能得出上限，其中包括几乎所有以$v_\mathrm{e}\sin i >200\,\mathrm{km s^{-1}}$旋转的恒星。我们分析了氮丰度作为预测旋转速率$v_\mathrm{e}\sin i$的函数，并将其与旋转混合的预测相结合。快速旋转恒星的氮丰度上限与理论预期并没有明显的冲突。然而，我们发现了一组N增强的缓慢旋转的恒星，这与单星旋转混合的预测不一致。在O型恒星（旋转校正）重力小于$\log\,g_c = 3.75$这组构成30 $-$ 40%的人口。我们发现了氮和氦丰度之间的相关性，这与预期一致，这表明，无论将N带到表面的机制是什么，它都显示了Hoc处理的材料。
2016-09-01 astro-ph.SR
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%。
2013-02-02 astro-ph.SR
GIANO-TNG spectroscopy of red supergiants in the young star cluster RSGC3
位于银河系内盘的盾座复合体有许多由红超巨星主导的年轻星团，这些星团被尘埃消光严重遮蔽，只能在红外波长下观察到。这些星团是最近的恒星形成和化学富集的历史在银河系内部的重要示踪剂。在技术调试期间，作为国家伽利略望远镜GIANO摄谱仪的第一次科学验证，我们获得了年轻盾牌星系团RSGC 3中五颗红超巨星的高分辨率（R= 50，000）近红外光谱。利用GIANO在一次曝光中的完整YJHK光谱覆盖范围，我们能够测量适合确定化学丰度的几十条原子和分子谱线。通过光谱合成和谱线等效宽度测量，获得了Fe和Fe峰元素Ni、Cr、Cu，α（O、Mg、Si、Ca、Ti），其它轻元素C、N、F、Na、Al、Sc和一些s过程元素Y、Sr的丰度。我们发现了大多数元素的平均半太阳铁丰度和太阳尺度的[X/Fe]丰度模式，与薄盘化学相一致。我们发现耗尽[C/Fe]和增强[N/Fe]，符合标准的CN燃烧，和低12 C/13 C丰度比（9和11之间），这需要额外的混合过程中的恒星内部的后主序星演化。我们还发现当地的标准休息V（LSR）=106公里/秒和日心V（HEL）=90公里/秒的径向速度与分散的2.3公里/秒。RSGC 3的径向速度、丰度和丰度模式与先前在盾板复合体的另外两个年轻星团RSGC 1和RSGC 2中测得的非常相似，这表明盾板复合体中存在共同的运动学和化学。
2015-10-23 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
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes: KMOS Observations in NGC 6822
我们目前的近红外光谱的红超巨星（RSG）在NGC 6822，获得了新的VLT-KMOS仪器。通过与J波段的模型光谱的比较，我们确定了11个RSG的金属丰度，发现平均值[Z] = -0.52 $\pm$ 0.21，这与以前对年轻恒星和HII区的丰度研究吻合得很好。我们还发现了一个低显着的丰度梯度内的中央1千秒差距的迹象。我们比较我们的结果与那些来自老恒星星族和调查的差异，使用一个简单的化学演化模型。通过比较确定的物理性质的RSG在NGC 6822与那些使用相同的技术在银河系和麦哲伦云，我们发现，似乎没有显着的温度变化的RSG相对于金属丰度，在最近的演化模型相反。
2015-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmospheric parameters and rotational velocities for a sample of Galactic B-type supergiants
分析了57颗银河系B型超巨星的高分辨光谱，确定了它们的自转速度和宏观湍流速度。此外，他们的大气参数（有效温度，表面重力和微湍流速度）和表面氮丰度已估计使用非LTE网格模型大气。预测的旋转速度已经与恒星演化模型的预测进行了比较，并在一般情况下，良好的协议被发现。然而，对于少数目标，他们的观测到的旋转速度显着大于预测，虽然他们的氮丰度是一致的，其余的样品。我们的结论是，二进制可能发挥了作用，在产生大的旋转速度。氮丰度和目前预计的旋转速度之间没有相关性。然而，相关性被发现与我们的超巨星样本的主要序列前体的推断投影旋转速度。这种相关性再次与包含旋转混合的单星演化模型的预测一致。的宏观湍流和微观湍流速度场的起源进行了讨论，我们的研究结果支持以前的理论研究，前者的子光球对流和后者的非径向重力模式振荡。此外，我们还试图在我们最快速旋转的目标中识别差异旋转。
2010-01-19 astro-ph.SR
Deep secrets of intermediate-mass giants and supergiants: Models with rotation seem to overestimate mixing effects on the surface abundances of C, N, and Na
最近的观测结果表明，表面Na丰度的增加与2至3 Msun之间的红巨星的恒星质量相关。这一趋势支持演化混合过程作为在一些红巨星中观察到的钠过量的解释。在这个相同的质量范围内，表面铝丰度被证明是恒定的。我们的主要目的是扩大调查的Na和Al表面丰度的巨星超过3 Msun。我们试图准确地确定Na丰度是否会随着恒星质量的增加而增加，或者是否会达到一个平台。此外，我们研究了混合是否会影响表面丰度的铝在巨人更大规模超过3 Msun。我们获得了10个疏散星团场中20颗巨星的新的高分辨率光谱;其中17颗恒星被发现是9个星团的成员。巨星的质量在2.5 Msun到5.6 Msun之间。C、N和O的丰度用光谱合成法测定。对Na和Al的丰度进行了非局部热力学平衡效应（非LTE）校正。此外，为了扩大我们的样本的质量范围，我们从文献中收集了高质量的C，N，O和Na丰度的32个银河造父变星的准确质量在3 Msun和14 Msun之间的范围。表面的C，N，O，Na和Al的丰度进行了比较，预测的恒星演化模型，包括和不包括旋转引起的混合。样品中大多数巨星和造父变星的表面丰度可以用没有旋转的模型来解释。对于大于~ 2.5 Msun的巨星，Na丰度达到约[Na/Fe] ~ 0.20-0.25 dex的平台水平（在非LTE中）。我们的研究结果支持以前的工作，发现旋转模型高估了中等质量恒星的混合效应。[删节]
2018-05-09 astro-ph.SR
Tepid Supergiants: Chemical Signatures of Stellar Evolution & The Extent of Blue Loops
大质量恒星可以在主序后演化的几个阶段发展成不温不火的超巨星，在核心氦燃烧之前，在蓝环上，或接近最后的超新星爆炸。我们讨论了观测约束模型的大质量恒星演化的银河系超巨星样本的分析，并把它们的宇宙丰度标准的背景下，最近提出的研究，他们的OB型祖先（Z=0.014的恒星在太阳附近）。He和CNO的高精度丰度分析，不确定性低至~10- 20%，追踪核处理物质到恒星表面的传输效率，无论是通过旋转混合还是在第一次挖掘期间。混合效率比当前旋转恒星演化模型预测的高2倍，这意味着在演化模型中需要考虑其他效应，例如环流和磁场的相互作用。蓝环被认为比当前一代的恒星演化模型预测的更高质量和更高的Teff。
2009-06-19 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XIX. B-type Supergiants - Atmospheric parameters and nitrogen abundances to investigate the role of binarity and the width of the main sequence
利用TLUSTY非LTE模式的大气计算方法，对34颗单颗和18颗双星B型超巨星（BSG）的大气参数和氮（N）丰度进行了计算。对于二元样品，考虑了来自看不见的次级的通量贡献的影响。我们提出了第一个系统的研究，发病率的二元性的BSG的样本在理论上的终端年龄的主要序列（TAMS）。为了说明BSG的有效温度分布，可能需要将TAMS扩展到较低的温度。这是一致的质量差异，预计的旋转速度（vsini）和N丰度的分布，提供恒星冷却器比这个温度后RSG对象。对于狼蛛和以前的火焰调查中的BSG，大多数都有小的vsini。大约10%的人有更大的vsini（> 100 km/s），但令人惊讶的是，这些人表现出很少或没有N增强。所有较冷的BSG都具有<70km/s的低vsini和高N丰度估计，这意味着双稳定制动或蓝环上的演化可能是重要的。缺乏很酷的二进制文件，可能反映了样本量小。单星演化模型，其中包括旋转，可以解释在单一和二进制的样本中的N增强。单个和二元样品中N丰度的详细分布可能不同，可能反映了它们进化历史的差异。第一次比较研究的单一和二进制BSG显示，主序列可能比以前假设的更广泛，延伸到Teff = 20000 K。已查明在单一和二元大气参数和丰度方面存在一些微小差异，这可能意味着某些样本的演变不符合标准。这个样本作为一个整体有几个方面的影响，我们的理解BSG的演变。论文摘要全文
2015-01-12 astro-ph.SR
HD 179821 (V1427 Aql, IRAS 19114+0002) -- A Massive Post-Red Supergiant Star?
我们计算了HD 179821的元素丰度，它具有不寻常的组成（如[Na/Fe]=1.0 $\pm$ 0.2 dex）和特殊的光谱特征。它的金属丰度为[Fe/H]=0.4 dex，是迄今为止分析过的最富金属的恒星之一。利用McDonald天文台和特殊天文台的高分辨率高质量（S/N $\approx$ 120- 420）光学阶梯光栅光谱对这颗亮星进行了丰度分析。这些数据包括21个历元的5年观测。标准的1D { \sc LTE}分析提供了所有时期的大气参数的全新测定：\Teff = 7350 $\pm$ 200 \kelvin，\logg = +0.6 $\pm$ 0.3，微湍流速度$ξ=$ 6.6 $\pm$ 1.6 km s $^{\rm -1}$和[Fe/H] = 0.4 $\pm$ 0.2，碳丰度[C/Fe]= $-$ 0.19 $\pm$ 0.30。我们发现氧丰度[O/Fe]= $-$ 0.25 $\pm$ 0.28，在N中增加了0.9 dex。由强、弱的Fe { \sc i}和Fe {\sc ii}线确定了超声速宏观湍流速度为22.0 $\pm$ 2.0 km s $^{\rm -1}$。获得了22种元素的元素丰度。HD 179821未富集S-过程产物。Eu相对于预期的[X/Fe] $\approx$ 0.0过量。注意到其光谱的一些特性（例如光谱线形状的可变性）。这包括H $α…
2016-07-01 astro-ph.SR
Carbon abundance and the N/C ratio in atmospheres of A-, F- and G-type supergiants and bright giants
基于我们先前对36颗银河系A型、F型和G型超巨星和亮巨星（光度I类和II类）基本参数的精确测定，我们对其大气中的碳丰度进行了非LTE分析。结果表明，非LTE对CI线C丰度的修正是负的，并随有效温度Teff的增加而增加，对波长为9060-9660 nm的红外CI线的修正尤为显著.碳丰度不足是所研究恒星的一般性质，这一点得到了证实;大多数研究的恒星的碳丰度[C/Fe]在-0.1到-0.5 dex之间，最小值为-0.7 dex。当比较我们以前发现的相同恒星的N过剩和C不足时，我们得到了一个明显的N与C的反相关，这可以从理论的预测中预料到，我们发现[N/C]的比值主要在0.3到1.7 dex的范围内。这两个增强的[N/C]值和C和N异常本身是一个明显的证据，存在于恒星表面的混合物质从恒星内部;因此，大多数的程序星通过深混合期间的主序（MS）和/或第一个疏浚（FD）阶段。与包括旋转诱导混合的理论预测的比较表明，这些恒星要么是初始旋转速度V0 = 200-300 km/s的MS后天体，要么是V0 = 0-300 km/s的FD后天体。观察到的N与C的反相关性反映了C和N异常对V0值的依赖性：平均而言，V0越高，异常越大。结果表明，在恒星的大气中没有可检测到的锂，这是伴随着观察到的N过剩和C不足，是相当可以解释的。
2014-11-11 astro-ph.SR
Red Supergiants as Cosmic Abundance Probes: The Magellanic Clouds
红超巨星（RSG）是温度低（~ 4000 K）、亮度高（L - 10^5 Lsun）的恒星，是恒星形成星系中最明亮的近红外（NIR）源。这使得它们成为探测宿主星系性质的强大探测器，例如运动学和化学丰度。我们发展了一种技术，可以从大约1μm的窄光谱窗口中提取RSG的金属丰度，只有中等分辨率的数据。因此，该方法非常有效，可以研究距离很远的恒星，因此具有巨大的河外丰度工作潜力。在这里，我们提出了一个丰富的研究的大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）使用的样本，在每个9-10 RSG。我们发现两个星系的平均丰度[Z]LMC = -0.37 +/- 0.14和[Z]SMC = -0.53 +/- 0.16（相对于太阳金属丰度Zsun=0.012）。这些值与其他对这些星系中年轻恒星的研究一致，尽管我们对SMC的结果可能看起来很高，但它与最近对低于太阳0.5-0.8dex的热恒星的研究一致。我们的最佳拟合温度与光学-红外光谱能量分布的拟合温度总体上是一致的，考虑到所研究的窄光谱范围，这是显着的。结合我们最近对银河系星系团Per OB 1中RSG的研究，这些结果表明，这种技术在一系列金属丰度上表现良好，为即将进行的本星系群以外更遥远星系的研究铺平了道路。
2015-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Deep Mixing in IRS 7, a Cool Massive Supergiant Member of the Galactic Nuclear Star Cluster
银河系的中心包含了年龄和金属量范围的恒星星族，最近的恒星形成爆发产生了年轻的大质量恒星。本文根据25 M $_{\odot}$模型大气的球形模拟和辐射转移，通过LTE分析，给出了核星团（NSC）中最明亮的恒星成员IRS 7中$^{19}$ F、$^{12}$ C、$^{13}$ C、$^{14}$ N、$^{16}$ O、$^{17}$ O和Fe的化学丰度。我们发现IRS 7中的$^{12}$ C（~-0.8 dex）和$^{16}$ O（~-0.4 dex）都被严重耗尽，同时表现出极度增强的$^{14}$ N丰度（~+1.1 dex），这是hoc循环物质向恒星表面深度混合的同位素特征。$^{19}$ F的丰度相对于核星团的基线氟也严重亏损了~1 dex，这提供了证据表明氟和碳一起限制了这个非常明亮的超巨星的深度混合的性质。还导出了次要同位素$^{13}$ C和$^{17}$ O的丰度，其比值为$^{12}$ C/ $^{13}$ C~5.3和$^{16}$ O/ $^{17}$ O~525。导出的丰度IRS 7，结合以前的丰度结果在NSC的大质量恒星，旋转和非旋转模型的大质量恒星进行比较，发现IRS 7丰度整体遵循恒星模型预测的行为。IRS 7中的贫氟丰度首次说明了使用$^{19}$ F丰度作为发光红巨星混合探针的潜力。
2022-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
TYC 3159-6-1: a runaway blue supergiant
我们报告的光谱学的结果，在天鹅座X区域，TYC 3159-6-1，通过检测其好奇的拱星星云在斯皮策空间望远镜的档案数据揭示的候选人演变的大质量恒星。我们将TYC 3159-6-1归类为O9.5-O9.7 Ib恒星，并利用恒星大气程序FASTWIND计算了它的基本参数。TYC 3159-6-1光球层中的He和CNO丰度与太阳丰度一致，表明该恒星最近才脱离主序星。TYC 3159-6-1的自行和视向速度测量表明它是一颗逃逸星。我们认为Dolidze 7是它的母星系团。我们讨论了TYC 3159-6-1周围星云的起源，并认为它可能是在几个连续的事件中产生的，这些事件是由恒星在临界Ω极限附近旋转引起的质量损失率（爆发）增强。
2013-10-25 astro-ph.SR
Accurate luminosities from the oxygen 7771-4 A triplet and the fundamental parameters of F-G supergiants
氧7771-4 A三重态是A-G超巨星光度的良好指标。然而，它的强度还取决于其他大气参数。在这项研究中，我们提出了光度校准，其中，第一次，有效温度，微湍流速度，表面重力和丰度的影响已经解开。这些校准是根据60颗黄超巨星的高色散光谱数据集得出的，这些黄超巨星具有高度可靠的光度和准确的大气参数。这使得基于三重态的绝对星等的不确定性降低到0.26等。校准适用于光谱类型F0-K 0和光度类别I-II，覆盖绝对星等Mv从-1.0到-10等。
2012-04-18 astro-ph.SR
Nitrogen Enrichment in Atmospheres of A- and F- Type Supergiants
使用30个银河系A和F超巨星的新的精确基本参数，即它们的有效温度Teff和表面重力log g，我们对其大气中的氮丰度进行了非LTE分析。结果表明，N丰度的非LTE校正随Teff的增加而增加。氮过剩作为这类恒星的一般特征得到了证实。大多数恒星的氮过剩[N/Fe]在0.2和0.9 dex之间，恒星的氮过剩[N/Fe]分布的最大位置在0.4和0.7 dex之间。的N过剩进行了讨论，在光的预测B型主序星（MS）与旋转诱导的混合，并为他们的下一个演化阶段，即A-和F-型超巨星，经历了第一次疏浚。超巨星的MS祖先中旋转引起的混合可能是氮过剩的一个重要原因。当将我们的结果与理论对混合恒星的预测进行比较时，我们发现大部分超巨星（30个中的28个）显示了可以预期的N富集（i）对于初始旋转速度v0 = 200-400 km s-1的恒星，在MS阶段之后，（ii）或者对于v0 = 50-400 km s-1的恒星，在第一次疏浚之后。后一种可能性是首选的，因为在第一次挖掘之后，红蓝环上的恒星寿命更长。两颗没有明显N富集的超巨星，即HR 825和HR 7876，可能是后MS天体，其初始旋转速度相对较低，约为100 km s-1。v0的建议范围与从观测到的B型MS星（A和F超巨星的祖先）的投影旋转速度推断的结果大致一致。
2010-08-31 astro-ph.SR
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。
2013-03-12 astro-ph.SR
High Resolution Optical Spectroscopy of the F Supergiant Proto-Planetary Nebula V887 Her=IRAS 18095+2704
对后AGB恒星和原行星状星云IRAS 18095+2704（V887 Her）的丰度进行了分析。该分析基于麦克唐纳天文台和特殊天体物理天文台的高分辨率光谱。使用经典的Kurucz模式大气和线分析程序MOOG进行的标准分析提供了大气参数：Teff = 6500 K，log g =+0.5，微湍流速度Vt = 4.7 km/s，[Fe/H] =-0.9。这些参数的提取是基于激发的FeI线，中性和Mg，Ca，Ti，Cr和Fe的离子之间的电离平衡，以及氢Paschen线的翅膀。获得了22种元素的元素丰度和另外4种元素的上限。这些结果表明，恒星的大气层没有经历过大量的C-和S-过程富集热脉冲。相对于类似金属丰度的未演化恒星和演化较少的正常恒星的成分判断的异常包括Al，Y和Zr相对于Fe的约0.5 dex的缺陷。从组成来看，这颗恒星类似于金牛座RV变星，受到尘埃气体分离的轻微影响，降低了最高冷凝温度元素的丰度。这种分离可能发生在恒星风中。有迹象表明，标准的1D LTE分析并不完全适用于IRAS 18095+2704。其中包括超音速宏观湍流速度为23公里/秒，H-α的排放和预测的配置文件，以适应H-β和H-γ的观测配置文件的失败。
2010-08-02 astro-ph.SR
Blue supergiants as tests for stellar physics
大质量恒星演化仍然知之甚少，需要通过观测测试来区分恒星演化代码中物理现象的不同实现。通过将蓝超巨星的观测性质（如脉动、化学成分和在赫兹-罗素图中的位置）与恒星演化模型进行比较，我们的目标是确定哪种对流判据（史瓦西或勒杜）最能解释观测结果。我们计算国家的最先进的恒星演化模型与史瓦西或勒杜对流标准。模型适用于太阳或大麦云云金属丰度处的$14$至$35\,M_\odot$。对于每个模型，我们计算脉动特性，以了解径向模式何时被激发。然后，我们将我们的结果与蓝超巨星在赫兹-罗素图中的位置，它们的表面化学成分和它们的变化进行比较。我们在大麦云云金属丰度上的结果表明，在再现蓝超巨星的观测性质时，勒杜判据比史瓦西判据稍有优势，即使在这种金属丰度下不能排除史瓦西判据。我们检查，改变太阳金属丰度的过冲参数不会改善这种情况。我们还检查，我们的模型能够再现银河系蓝超巨星的位置在通量加权重力-光度关系。我们确认，总体而言，与勒杜准则计算的模型在匹配观测略好。我们的研究结果也支持了银河系大多数$α$ Cyg变星都是第2族的蓝超巨星的观点，也就是说，这些恒星已经经历了之前的红超巨星阶段，在那里它们已经失去了大量的质量。
2021-04-13 astro-ph.SR
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG. GIANO-B spectroscopy of red supergiants in Alicante 7 and Alicante 10
位于银河系内盘的盾座复合体拥有许多年轻的星团和红超巨星，它们被尘埃消光严重遮蔽。这些恒星是银河系内部最近恒星形成和化学富集历史的重要示踪物。在TNG的SPA大型计划中，我们获得了RSGC 3星团附近的阿利坎特7和阿利坎特10协会的11颗红超巨星的GIANO-B高分辨率（R= 50，000）YJHK光谱。利用GIANO在一次曝光中的完整YJHK光谱覆盖范围，我们能够测量数百条适用于化学丰度测定的原子和分子谱线。我们还测量了一个突出的弥漫星际波段在λ =1317.8 nm（真空）。这提供了一个独立的红化估计。阿利坎特7号和阿利坎特10号中分别有7颗和3颗红超巨星的径向速度、盖亚自行和灭绝都与它们是星协成员相一致。一颗朝向阿利坎特10的恒星具有运动学和低消光，这与成员资格不一致。通过光谱合成和谱线等效宽度测量，得到了铁峰、CNO、α、其它轻元素和一些中子俘获元素的化学丰度。我们发现，大多数元素的平均略低于太阳的铁丰度和太阳尺度的[X/Fe]丰度模式，与薄盘化学相一致。我们发现了[C/Fe]的耗尽，[N/Fe]的增强，以及相对较低的12 C/13 C <15，这与CN循环材料以及它们的大气中可能存在的一些额外混合一致。
2019-08-21 astro-ph.GA 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
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG -- The chemical content of the red supergiant population in the Perseus complex
上下文银河系外盘的英仙座复合体拥有许多年轻恒星的星团和协会。盖亚正在提供它们的运动学结构和进化特性的详细描述。目的。在TNG的SPA大型计划中，我们获得了英仙座复合体中年轻红超巨星的HARPS-N和GIANO-B高分辨率光学和近红外光谱，以获得准确的径向速度，恒星参数和详细的化学丰度。方法.我们使用光谱合成来最好地拟合所观察到的27个RSG的光谱中的数百条原子和分子线。我们获得了恒星温度，重力，微观和宏观湍流速度和25种不同元素的化学丰度的准确估计。我们还测量了$^{12}$ C/ $^{13}$ C丰度比。结果我们结合光学和近红外化学研究提供了均匀的半太阳铁与一个小的色散，约太阳尺度的丰度比的铁峰，α和其他轻元素和小的增强钠，钾和中子捕获元素，与薄盘化学跟踪的老恒星星族在一个类似的银河系中心距离约10千秒差距。我们推断N的增强，耗尽的C和$^{12}$ C/ $^{13}$ C同位素丰度比，与混合过程中的恒星内部在RSG的演变。
2021-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The $^{13}$Carbon footprint of B[e] supergiants
我们报告的第一次检测到的$^{13}$ C增强的两个B[e]超巨星在大麦云云。恒星演化模型预测$^{13}$ C的表面丰度在大质量恒星的主序星和主序星后演化期间会大幅增加。然而，直接识别B[e]超巨星表面的化学处理物质受到其密集的盘状风的阻碍，隐藏了恒星。最近的理论计算预测，通过B[e]超巨星的拱星盘中产生的$^{13}$ CO中的分子发射，增强的$^{13}$ C的可探测性。为了测试这种潜在的方法，并明确地确定一个后主序B[e]SG的$^{13}$ CO排放，我们已经获得了高质量的$K$波段光谱的两个已知的B[e]超巨星在大麦云，使用甚大望远镜的光谱仪在近红外积分场观测（VLT/SINFONI）。这两颗恒星都清楚地显示出$^{13}$ CO带的发射，其强度意味着$^{13}$ C的强烈增强，与理论预测一致。这是有史以来第一次直接确认B[e]超巨星的演化性质，从而为首次识别银河系B[e]超巨星铺平了道路。
2010-07-08 astro-ph.SR
Chemical abundance patterns in the inner Galaxy: the Scutum Red Supergiant Clusters
盾牌座红超巨星（RSG）星团位于银河棒的末端，这使它们成为银河系长期演化的绝佳探测器;而星团本身则是研究恒星演化理论预测的理想试验台。为此，我们提出了一个RSG的表面丰度的研究，使用高分辨率H波段光谱和光谱合成分析相结合。我们提供元素C、O、Si、Mg、Ti和Fe的丰度测量。我们发现，研究的恒星的表面丰度是一致的CNO燃烧和深，旋转增强混合。星团的平均a/Fe比是太阳能的，与薄盘人口一致。然而，我们发现显着亚太阳Fe/H比为每个集群，这一结果强烈矛盾的简单外推的银河系金属丰度梯度较低的银河系中心的距离。我们认为，一个简单的一维参数化的银河系的丰度模式是不够的，在低银心距离，大的方位角变化可能存在。事实上，我们表明，O，Si和Mg的丰度是一致的独立测量对象在银河系中的类似位置。在结合我们的研究结果与文献中的其他数据，我们提出的证据大规模（~kpc）方位角变化的丰度在银河系中心的距离为3- 5 kpc。虽然我们不能排除这种观察到的行为是由于不同的测量技术之间的系统偏移，我们发现类似的行为在棒旋星系NGC 4736的研究中使用均匀的方法的证据。我们认为，这些方位角丰度的变化可能是由于激烈的，但斑片状的恒星形成驱动的潜在的中央酒吧。
2009-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium detection in red supergiant stars of the Perseus complex
我们提出了第一个系统的研究锂丰度的化学均匀的样品中的27个红超巨星（RSG）在年轻的英仙座复杂。对于这些恒星，已经通过高分辨率光学和近红外光谱学获得了准确的恒星参数和铁和铁峰、CNO、α、光和中子捕获元素的详细化学丰度。观测到的RSG的金属丰度为太阳的一半，年龄为10-30百万年，辐射热光度在10 $^4$-10 $^5$ L $_{\odot}$范围内，可能的质量祖先在9-14 M $_{\odot}$范围内。我们在27个观测到的K和M型RSG中的8个中检测到光学Li I双峰，发现相对较低的A（Li）$<$ 1.0 dex丰度，而对于其余19个RSG，A（Li）$<$ -0.2 dex的上限已经被设定。较温暖、较不明亮（即可能质量较低）以及较少混合（即[C/N]和$^{12}$ C/ $^{13}$ C消耗较低）的RSG与Li检测显示出较高的Li丰度。为了解释在$\sim$ 30\%的观测到的RSG中检测到Li，我们推测，一些随机性和Li在对流大气中没有完全被破坏的情况和/或在主序后演化过程中发生的二次生产，应该在起作用。
2022-06-02 astro-ph.GA 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
The potential of Red Supergiants as extra-galactic abundance probes at low spectral resolution
红超巨星（RSG）是宇宙中最明亮的恒星之一，使它们成为探测其宿主星系性质的理想候选者。然而，目前的定量光谱技术需要R> 17，000的光谱分辨率，使得在大于1 Mpc的距离上观测RSG是不可行的。在这里，我们探讨的潜力，定量光谱技术在低得多的分辨率，R ~2-3000。我们采取档案J-波段光谱的一个样本的RSG在太阳附近。在该光谱区，FeI、MgI、SiI和TiI的金属谱线较强，而OH、H_2O、CN和CO的分子吸收较弱。我们将这些数据与MARCS项目现有模型大气网格产生的合成光谱进行比较，目的是获得化学丰度。我们发现，所有研究的恒星可以明确地拟合的模型，和模型参数的log g，有效温度Teff，微湍流和全球金属含量可能会得出。我们发现这些恒星的丰度都非常接近太阳，并且具有低色散，平均值为[logZ]=0.13+/-0.14。当使用Levesque等人的温标时，模型拟合的Teff值比早期光谱类型的恒星文献值低约150 K，尽管这种温度差异对导出的丰度几乎没有系统影响，因为金属线的等效宽度（EW）在整个RSG温度范围内大致恒定。相反，元素丰度是诊断线EW的主导因素。我们的研究结果表明，RSG的化学丰度测量是可能的，在低到中等分辨率，这意味着这种技术是一个可行的红外线为基础的替代测量丰度的趋势在外部星系。[删节]
2010-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
GIANO-TNG spectroscopy of red supergiants in the young star cluster RSGC2
银河系的内盘有许多由红超巨星主导的年轻星团，这些星团被尘埃消光严重遮蔽，只能在红外波长下观察到。这些星团是最近的恒星形成和化学富集的历史在银河系内部的重要示踪剂。在技术调试期间，作为国家伽利略望远镜GIANO摄谱仪的第一次科学验证，我们获得了年轻盾牌星系团RSGC 2中三颗红超巨星的高分辨率（R~ 50，000）近红外光谱。利用GIANO在一次曝光中的完整YJHK光谱覆盖范围，我们能够识别出数十条适合化学丰度测定的原子和分子谱线。通过光谱合成和谱线等效宽度测量，获得了Fe和V、Cr、Ni等铁峰元素的丰度，α（O、Mg、Si、Ca、Ti）和C、N、Na、Al、K、Sc等轻元素的丰度，以及Y、Sr等s过程元素的丰度。我们发现铁丰度在太阳和太阳尺度的[X/Fe]丰度模式的一半和三分之一之间，铁峰，α和大多数轻元素，与薄盘化学相一致。我们发现了[C/Fe]的耗尽和[N/Fe]的增强，与CN燃烧一致，以及低的12 C/13 C丰度比（在9和11之间），需要在恒星内部的额外混合过程中的后主序星演化。最后，我们发现了轻微的[Sr/Fe]增强和轻微的[Y/Fe]耗尽（因子<=2），相对于太阳。
2013-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
MAGIS (Measuring Abundances of red super Giants with Infrared Spectroscopy) project I. Establishment of an abundance analysis procedure for red supergiants and its evaluation with nearby stars
本研究建立了一套规避以往系统误差的红超巨星丰度分析新流程，利用WINERED光谱仪观测10颗近邻红超巨星验证其精度，证实该流程可有效评估红超巨星间的化学丰度相对差异。
2025-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supergiants transiting towards white dwarf
远演化恒星的观测表现在渐近巨星分支和他们最近的后代被简要地考虑。本文还简要地总结了在6米望远镜上用长期高分辨光谱测定它们化学成分的主要结果。本文发现并讨论了一种新的光谱特性：某些具有富碳和s-过程重金属包层和大气层的post-AGB星的光谱中最强吸收的分裂或不对称。
2016-11-21 astro-ph.SR
Discovery of sulfur oxides in the ejecta of a B[e] supergiant
INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所（西班牙高等科学研究理事会））；ISDEFE（空间系统与地球观测技术研究所）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心（西班牙高等科学研究理事会-国家航空航天技术研究所））；Joint ALMA Observatory（ALMA联合 observatory）
利用ALMA观测，发现B[e]超巨星HD~87643周围存在富含化学物质的分子气体，首次在早型演化大质量恒星中检测到SO和SO₂等含硫分子，揭示其化学特征及特殊分馏机制。
2026-07-02 astro-ph.SR
Optical spectroscopy of the blue supergiant Sk-69 279 and its circumstellar shell with SALT
本文报道了用南非大望远镜（SALT）对大麦云（LMC）中蓝超巨星Sk-69 279及其圆壳层的光谱学研究结果。我们将Sk-69 279归类为一颗O9.2 Iaf星，并利用恒星大气程序CMFGEN分析了它的光谱，得到它的温度为\approx 30 kK，光度log（L */Lsun）=5.54，质量损失率log（\dot{M} /（Msun/yr））=-5.26，风速为800 km/s。我们还发现，Sk-69 279拥有一个有效温度为\approx 24 kK的扩展大气，其表面氦和氮丰度分别增加了\approx 2和20- 30倍。这意味着Sk-69 279要么最初是一颗快速旋转（\ga 400 km/s）的恒星，只是最近才从主序星演化出来，要么它是近距离双星演化的产物。Sk-69 279周围壳层的长缝光谱显示，其氮丰度与恒星大气相同，这意味着壳层主要由恒星失去的CNO处理物质组成。我们的研究结果支持了以前的假设，即一些大质量恒星可以产生紧凑的拱星壳，并且可能在它们仍然在主序星上或最近才离开主序星时出现明亮的蓝色变星。
2017-11-02 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
Quantitative Spectroscopy of Blue Supergiant Stars in the Disk of M81: Metallicity, Metallicity Gradient and Distance
对巨螺旋星系M81盘中蓝超巨星的低分辨率Keck LRIS光谱进行定量光谱分析，确定恒星的有效温度、重力、金属丰度、光度、星际红化和利用通量加权重力-光度关系（FGLR）确定的新距离。大量的红化和消光被发现与E（B-V）的范围在0.13至0.38等，平均值为0.26等。个别红化校正后获得的距离模量为27.7+/-0.1等。结果进行了讨论，最近测量的TRGB和造父变星距离。金属丰度（以铁、钛、镁等元素为基础）在内盘（R<= 5 kpc）为超日性（~0.2 dex），在外盘（R>10 kpc）为轻微的次日性（~ -0.05 dex），金属丰度梯度为0.034 dex/kpc。与已公布的行星状星云的氧丰度和金属丰度的比较，确定通过适合的HST色星等图表明，在过去的5个Gyrs的晚期金属富集和平坦的丰度梯度。这可能是来自富含金属的卫星星系的气体注入的结果。结合这些M81的金属丰度与发表的蓝超巨星丰度的研究在本地组和雕塑家组的星系质量金属丰度的关系完全基于恒星光谱研究，并与最近的研究SDSS恒星形成星系。
2011-12-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
LMC Blue Supergiant Stars and the Calibration of the Flux-weighted Gravity--Luminosity Relationship
分析了大麦云云90颗蓝超巨星的有效温度、重力、金属丰度、红化、消光和消光规律等高质量光谱。根据Fe和Mg丰度，相对于太阳的平均金属丰度[Z] = -0.35 +/- 0.09 dex。红化分布峰值在E（B-V）= 0.08 mag，但也会遇到明显更大的值。发现消光红化比的分布范围从Rv = 2到6。结果被用来研究蓝超巨星的流量加权重力和绝对辐射热星等之间的关系。一个紧密的关系，FGLR的存在，被证实。然而，与以前的工作相比，观测结果表明，FGLR分为两个部分，具有不同的斜率。对于通量加权重力大于1.30 dex的斜率是类似的，在以前的工作中发现，但关系变得显着陡峭的通量加权重力较小的值。提出了一种新的用于河外距离测定的FGLR定标方法。
2017-06-13 astro-ph.SR
Solar System chemical abundances corrected for systematics
CI陨石与太阳光球层之间的相对化学丰度随凝结温度的变化呈现出明显的趋势。当把太阳光球的丰度与附近的太阳孪生体进行比较时，也可以看到凝结温度的趋势。我们使用这两种趋势来确定的元素丰度的流星和光球分馏的变化，并计算一组新的原始太阳系的丰度。
2014-06-02 astro-ph.SR
The puzzle of the CNO abundances of α Cygni variables resolved by the Ledoux criterion?
最近的恒星演化计算表明，蓝超巨星（BSG）可能来自两个不同的群体：第一组来自刚刚离开主序星（MS）并穿过赫兹-罗素图（HRD）朝向红超巨星（RSG）分支的大质量恒星，第二组来自在RSG阶段失去了大量质量的恒星，并且第二次穿过HRD朝向蓝色区域。由于亮度与质量的比率非常不同，只有第二组的恒星预计会在表面观察到激发的脉动。在以前的工作中，我们已经表明，我们的模型能够再现BSG的脉动特性。然而，这些模型未能再现从RSG阶段演化回来的恒星表面化学成分。在本文中，我们将展示如何使用勒杜标准，而不是史瓦西对流允许显着提高与所观察到的化学成分的协议，同时保持与脉动周期的协议。这对勒杜准则提供了一些支持。
2013-11-19 astro-ph.SR
Unveiling the evolutionary state of three B supergiant stars: PU Gem, $ε$ CMa and $η$ CMa
本研究结合星震学、光谱学和演化模型，分析三颗B超巨星（PU Gem、ε CMa、η CMa），发现其质量与光度符合演化模型，但表面CNO丰度与理论不符，表明需改进演化模型。
2023-08-24 astro-ph.IM 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
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。
2013-10-29 astro-ph.SR
Supergiants and their shells in young globular clusters
在银河系球状星团的一部分低质量恒星中观察到异常的表面丰度，这可能源于上一代大质量恒星喷出的热氢燃烧产物。我们提出并研究了一个方案，其中第二代污染的低质量恒星可以形成在一个年轻的球状星团内的冷超巨星周围的壳层。对低Z大质量恒星（M $_{\rm i}\sim$ 150 $-$ 600 M $_{\odot}$）的模拟表明，在年轻的球状星团中，核心燃烧氢的冷超巨星和热电离恒星源可能同时存在。在这些条件下，超巨星周围会形成光电离限制壳层。我们发现，壳层的引力不稳定的时间尺度是短于超巨星的寿命，和Bonnor-Ebert质量的过密区域是足够低，允许恒星形成。由于在这个壳层中形成的低质量恒星代是由超巨星失去的物质组成的，它的组成必然反映了超巨星风的组成。我们表明，风包含热氢燃烧的产品，因此，壳星有非常相似的丰度异常，在球状星团的第二代恒星中观察到的。考虑到第二代恒星形成所需的质量预算，我们提供了两种解决方案。需要一个头重脚轻的初始质量函数，其指数为$-$ 1.71。$-$ 2.07.或者，我们建议壳层星有一个截断的质量分布，并解决质量预算问题，可证明占第一代的一小部分。即使没有形成光电离限制壳层，在低Z下预测的冷超巨星也可能导致第二代诞生的星团星际介质的污染。
2017-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of surface CNO abundances in massive stars
氮碳比（N/C）和氮氧比（N/O）是中等质量和大质量恒星内部对混合最敏感的量。我们进一步研究这些比率的理论性质，以及把最近的观测结果的背景下获得的大质量恒星在银河系和麦哲伦星云的VLT火焰调查。我们认为解析关系和恒星演化的数值模型以及我们自己的恒星大气模型，我们严格重新调查观察到的光谱。在理论方面，N/C与N/O的关系图显示出对初始恒星质量、自转速度和混合过程的性质的依赖性很小，直到N/O的相对富集度达到约4倍，因此该图构成了对观测结果的理想质量检验。火焰调查和理论值之间的比较显示出总体一致，尽管发表的结果的观测分散。CNO产物的某些混合的存在被清楚地证实，但是数据的准确性不足以允许测试旋转恒星的不同模型和日内瓦模型之间的显著差异。我们讨论了为什么部分观察数据点不应被考虑用于这种比较的原因（大部分是由于观察偏倚）。当不考虑这些观测数据点时，分散度降低。最后，N/C vs N/O图可能提供了一种强有力的方法来区分红超巨星阶段之前的蓝超巨星和之后的蓝超巨星。此外，相似低速的红超巨星可能会表现出不同的N富集度，这取决于它们在主序阶段的初始旋转。
2014-04-03 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
Impact of NLTE on determinations of atmospheric parameters and chemical abundances of very metal-poor stars
基于高分辨率的光谱观测的样本非常贫金属的恒星，我们研究如何以及恒星化学丰度可以推导出与现有的理论方法和计算工具。
2017-08-22 astro-ph.SR
Systematic investigation of chemical abundances derived using IR spectra obtained with GIANO
为了提高我们对银河系的形成和演化的认识，需要详细的银河系恒星的化学丰度。我们利用GIANO档案光谱选择银河系盘星的样本，以获得它们的化学清单，并比较我们从这些红外光谱中获得的丰度与从光学光谱中获得的化学图案。我们分析了用GIANO观测到的40颗恒星的高质量光谱。我们从测光和盖亚数据发布2（DR 2）视差导出恒星参数;化学丰度用代码MyGIsFOS导出。对于一个子样本的恒星，我们比较了化学图案来自GIANO光谱与来自光谱的丰度。我们推导出所有40颗恒星的P丰度，增加了已知磷丰度的银河系恒星的数量。我们可以得到14种元素的丰度，其中8种也是由光谱得到的。红外光谱和光学光谱的丰度比较结果很好。这些恒星的化学模式是一个预期的银河系盘星，并与文献中的结果一致。GIANO为天文学界提供了一种极其有用的仪器，能够产生高分辨率和宽红外波长范围的光谱。
2018-12-12 astro-ph.SR
Refined Chemical Abundances of Pi Dra and HR 7545 with ATLAS12
我们提出了更精细的元素（C，O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Sr，Y，Zr和Ba）的丰度确定使用计算密集的ATLAS 12大气模型的金属线恒星Pi Dra和HR 7545。我们比较了ATLAS 9模式大气和ATLAS 12模式大气的化学丰度。丰度在不确定性范围内彼此一致。因此，我们认为ATLAS 9可以用于缓慢旋转的化学奇特星，如Pi Dra和HR 7545的丰度分析。
2017-10-26 astro-ph.SR
Spectral lines in the CaII triplet region for RAVE DR6 chemical abundance pipeline
本研究报告的目的是在射电速度实验（RAVE）的框架内，为化学丰度分析提供一份可靠的中等分辨率~7500的钙三重态区干净谱线清单。这样的谱线列表为正在进行的大型光谱测量，如Gaia-RVS，4 MOST和WEAVE提供了普遍的兴趣。
2018-11-15 astro-ph.SR
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。
2012-04-19 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ magnetic Doppler imaging of Ap stars - III. Next generation chemical abundance mapping of Alpha 2 CVn
在以前的论文中，我们提出了一个更新的磁场地图的化学奇特的明星阿尔法2 CVn使用ESPaDOnS和Narval时间分辨高分辨率斯托克斯$IQUV$光谱。在本文中，我们专注于映射各种化学元素分布的表面上的α 2 CVn。利用新的磁场图和新的化学丰度分布，我们可以研究α 2 CVn表面化学丰度结构和磁场拓扑结构之间的相互作用。以前试图绘制α 2 CVn的化学丰度图依赖于较低分辨率的数据。利用我们的高分辨率（R= 65，000）数据集，我们提供了元素O，Si，Cl，Ti，Cr，Fe，Pr，Nd和Eu的9个化学丰度图。我们还从Stokes $IQUV$中的Fe和Cr线以及Stokes $IV$中的O和Cl线导出了一个更新的磁场图。这些新的地图推断，从线轮廓斯托克斯$IV$使用磁多普勒成像代码反演10。我们研究这些新的化学地图，并调查与磁拓扑结构的α 2 CVn的相关性。我们发现，元素之间的化学丰度分布不同，有两个不同的组的元素;一个积累接近的径向场的负的一部分，而另一组显示更高的丰度位于径向磁场的顺序为2千克的径向场分量的极性无关。我们比较我们的结果与以前的作品绘制了化学丰度结构的Ap星。除Cr和Fe外，我们没有发现我们重建的结果与其他映射结果之间有明显的趋势。我们也发现缺乏与理论预测的一致性。这表明我们对Ap星水平化学丰度结构的形成以及与磁场的联系的理论理解存在空白。
2014-07-29 astro-ph.SR
