IRAS 18357-0604 - an analogue of the galactic yellow hypergiant IRC +10420?
黄色超巨星代表了大质量恒星在从红超巨星阶段过渡到红超巨星阶段时所经历的短暂进化阶段。因此，它们的性质为恒星演化理论提供了一个关键的测试。银河系黄色超巨星IRC +10420是理解这一阶段的基石系统，因为它是已知最强的后RSG候选者，已经证明了在赫兹-罗素图上的实时演化，并且受到广泛的质量损失。在这里，我们报告了IRC +10420- IRAS 18357-0604的双胞胎的发现。光学和近红外光谱学被用来研究IRAS 18357-0604的物理性质，而红外光度学则探测其星周环境的性质。IRAS 18357-0604和IRC +10420之间明显的光谱相似性表明温度和风的几何形状相当，而测光数据显示类似的尘埃环境，尽管历史上的质量损失似乎在IRC +10420中更严重。系统速度意味着这个距离与盾牌座臂底部的红超巨星主导的复合体相一致;由此产生的光度测定与物理关联相一致，但表明它的初始质量比IRC +10420的低（<20 Msun vs ~ 40 Msun）。对超新星前身的物理性质的演化预测来自于~18- 20 Msun恒星--或经历了增强的质量损失的~12- 15 Msun恒星作为红超巨星--与IRAS 18357-0604的预测相比是有利的，而IRAS 18357-0604似乎与SN 2011 dh的前身相似;因此，它可能提供了一个重要的洞察的性质，显然是H-贫化的黄色超巨星祖先的…
2013-11-15 astro-ph.SR
Instabilities in the Yellow Hypergiant domain
本文研究了黄特超巨星包层模型在微小径向扰动下的稳定性，发现当光度质量比超过约10^4太阳单位时存在剧烈奇异模式不稳定性，证明非绝热分析对预测此类爆发至关重要。
2024-03-21 astro-ph.SR
Pulsational instability of yellow hypergiants
研究了星族I（X=0.7，Y=0.02）大质量恒星在氦核后主序星引力收缩期间对径向振荡的不稳定性。初始恒星质量在65 M_ \odot ~ 90 M_ \odot之间。在自激恒星振荡的流体动力学计算中，我们假设脉动恒星包层中的能量传递是由于辐射热传导和对流。对流换热是在含时湍流对流理论的框架下处理的。在恒星核氢耗尽后外层的演化膨胀过程中，当Mzams= 65 M_（\odot）和Mzams= 90 M_（\odot）的有效温度分别为Teff > 6700 K和Teff > 7200 K时，恒星对径向振荡是不稳定的。脉动不稳定性是由于氦电离区中的κ机制，并且在较低的有效温度下，由于对流显著增加，振荡衰减。在这一演化阶段，径向脉动周期的上限不超过200天。当Mzams= 65 M_ \odot和Mzams= 90 M_ \odot的有效温度分别为Teff > 7300 K和Teff > 7600 K时，超巨星的径向振荡在外层演化收缩过程中恢复。初始的径向振荡是由于第一泛音的不稳定性，在较高的有效温度下（Mzams= 65 M_ \odot时Teff > 7700 K，Mzams= 90 M_ \odot时Teff > 8200 K）发生向基模脉动的转变。演化中的蓝黄超巨星径向振荡周期的上限不超过130天。因此，黄超巨星在其演化阶段的主要部分是稳定的，不受径向恒星脉动的影响。
2011-02-18 astro-ph.SR
Extended atmosphere of the yellow hypergiant V509 Cas in 1996-2018
利用1996-2018年在R $\ge$ 60 000的6米望远镜上对黄超巨星V509 Cas进行的光谱监测数据，详细研究了它在扩展大气各层的运动学状态。没有发现伴星存在的迹象。在金属离子的允许和禁止发射上测量的径向速度的一致性，以及它们严格的时间稳定性，使我们选择恒星的系统速度Vsys= $-63$ km/s。在星周介质中形成的禁戒[NII]发射的位置是严格稳定的，并且相对于金属离子发射系统地移动了$-6$ km/s。在1996年的观测之后，得出了[NII]发射半宽度和强度（谱线变得更窄和更强）变化的结论，这些参数在随后的22年观测中没有变化。从短波Fe Ⅱ（42）吸收分量测得的速度位于Vr= $-$（84 $÷$ 87）km/s的窄区间内，这表明大气上层膨胀的稳定性。超巨星的整体大气层是稳定的，不包括靠近光球的层。由强金属离子吸收核的位置确定的Vr= $-$（52 $÷$ 71）km/s范围内的速度变率，可能是形成这种类型谱线的深大气层中脉动的表现。
2019-01-24 astro-ph.SR
An early detection of blue luminescence by neutral PAHs in the direction of the yellow hypergiant HR 5171A?
我们重新研究了几十年前对黄超巨星HR 5171 A进行的测光（VBLUW，UBV，uvby）。在该研究中，无法对L波段（VBLUW系统，lambda_eff=3838 A）的神秘亮度过度给出适当的解释。在本文中，我们认为，这可能是由蓝色发光（BL），中性多环芳烃分子（PAHs）的发射特征，在2004年发现的。事实上，BL的最高发射峰位于L带。我们的目标是调查其他可能的原因，并得出排放通量。我们使用了基于大气模型、光谱能量分布以及不同的消光比和消光定律的双色图，这取决于假设的BL源的位置：在背景上的Gum 48 d中或在HR 5171 A的包络中。假的L-过剩源，如热伴星、附近的恒星或一些仪器效应，都可以排除。此外，来自热色球层的发射特征是不可信的。1971年、1973年和1977年的数据集记录的L过剩通量在1.4到21之间变化（单位均为10^（-10）W·m^（-2）·μ ^（-1）），这取决于源的位置。优选接近该范围的低侧的通量。1979年出现了紫外线（uvby系统）的小亮度过剩，但它与BL的联系值得怀疑。对于L通量，我们认为最低值更现实。不确定性为20- 30%。与其他黄超巨星类似，HR 5171 A也显示出强烈的亮度爆发，特别是在1970年代。中性多环芳烃释放出的BL是由于大气不稳定性释放出储存的H-电离能。
2015-09-24 astro-ph.SR
Yellow hypergiant V509 Cas -- stable in the 'yellow void'
本研究通过多源测光与七年光谱监测分析黄特超巨星V509 Cas的演化状态，发现其虽可能处于“黄空”不稳定区但亮度、温度波动趋稳，且视向速度变化符合星周盘假说。
2024-06-12 astro-ph.SR
Red Supergiants, Yellow Hypergiants, and Post-RSG Evolution
大质量恒星是如何结束生命的，在恒星演化领域仍然是一个悬而未决的问题。虽然大多数大于9 M太阳的恒星将成为红超巨星（RSG），但这些大质量恒星的终态会受到其质量损失历史的严重影响。星周风活动增强的时期可以将恒星从HR图的RSG分支中驱逐出去。这一阶段，被称为后RSG演化，很可能与高质量损失事件或爆发有关，如在发光蓝变星和其他大质量恒星中所看到的。本文重点介绍了最近的一些观测和建模研究，这些研究试图描述这类独特的恒星，即后RSG，并将它们与HR图上的其他大质量天体联系起来，如LBV，黄超巨星和尘埃RSG。
2020-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2013-05-26 astro-ph.SR
The Yellow and Red Supergiants of M33
黄超巨星和红超巨星是演化的大质量恒星，它们在HR图上的数量和位置可以为大质量恒星演化模型提供严格的测试。先前的研究发现，观测到的黄超巨星的相对数量与质量的函数之间存在很大的差异，而红超巨星在HR图上的预测和观测位置之间的分歧最近才得到解决。在这里，我们通过检查M33的黄和红超巨星种群来扩展这些研究。不幸的是，识别这些恒星是困难的，因为颜色-星等图的这一部分被前景矮星严重污染。我们通过径向速度和双色表面重力判别式的组合来识别红超巨星，在用我们新选择的红超巨星重新表征M33的旋转曲线之后，我们通过径向速度和OI $λ$ 7774三重态的强度的组合来识别黄超巨星。我们总共检查了~1300个光谱，并确定了121个黄超巨星（一个在光度上无偏的log（L/L \odot）~ 4.8的样本）和189个红超巨星。在将这些天体放在HR图上之后，我们发现最新一代的日内瓦演化轨迹与我们观测到的红超巨星和黄超巨星的位置、观测到的黄超巨星相对数量与质量以及观测到的红超巨星质量上限非常一致。因此，这些模型代表了对前几代的巨大改进。
2012-03-01 astro-ph.SR
Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud
由于它们的过渡性质，黄超巨星为进化建模提供了关键挑战。M31和SMC之前的研究表明，日内瓦演化模型在预测这些短命恒星的寿命方面做得很差。在这里，我们将这项研究扩展到LMC，同时也调查了星系的红超巨星含量。这项任务由于受到银河系前景恒星的污染而变得复杂，光靠颜色和星等标准是无法消除的。因此，我们使用自行和大麦哲伦星系的大系统径向速度（\sim 278 km/s）来分离出这些前景矮星。在观测了近2,000颗恒星后，我们确定了317颗可能的黄超巨星，6颗可能的黄超巨星和505颗可能的红超巨星。我们的黄超巨星样品的前景污染为\sim 80%，而红超巨星样品的前景污染仅为3%。通过将黄色超巨星放在H-R图上，并将它们与进化轨迹进行比较，我们发现新的日内瓦进化模型在预测这些短暂物体的位置和寿命方面做得很好。
2012-02-20 astro-ph.SR
Optical/near-infrared observations of the Fried Egg Nebula: Multiple shell ejections on a 100 yr timescale from a massive yellow hypergiant
上下文大质量恒星在其演化的最后阶段的命运高度依赖于其质量损失率/几何形状，因此了解靠近恒星及其周围的星周物质的几何形状是至关重要的。目标。我们的目标是研究质量损失事件的性质（即几何形状，速率）。在这种情况下，黄色超巨星是很好的目标。方法.我们分析了大量的光学/近红外数据，在光谱和光度（X-射手/VLT），分光偏振（ISIS/WHT），和干涉引力琥珀/VLTI）模式，对黄色超巨星IRAS 17163-3907。我们提出了第一个模型独立的重建图像的IRAS 17163-3907在这些波长在毫角秒尺度。最后，采用修正的Gaia距离（DR 2），应用二维辐射转移模型，对已发表的VISIR影像在8.59 μm、11.85 μm和12.81 μm波段的去红测光和径向轮廓进行了拟合。结果2 μm附近的干涉观测值表明，Brγ辐射比Na i辐射和连续辐射具有更大的扩展性和不对称性。除了两个已知的外壳周围的IRAS 17163-3907，我们报告存在的第三个热内壳的最大动力学年龄只有30年。结论.与Brγ相比，解释Na i发射在离恒星更近的距离上的存在是各种研究中的一个挑战。我们认为，伪光球的存在是不需要的，但它是一个光学深度效应。观察到的三个不同的质量损失事件的特点是不同的质量损失率，并可以告知质量损失机制的理论，这是一个仍在争论中的话题。我们讨论这些背景下的光球脉动和风双稳机制。
2020-02-06 astro-ph.SR
Yellow Supergiants in the Small Magellanic Cloud (SMC): Putting Current Evolutionary Theory to the Test
附近星系的黄超巨星含量为大质量恒星演化理论提供了一个关键的测试。虽然这些恒星是星系中最亮的，但它们很难识别，因为大量的前景银河系恒星具有相似的颜色和亮度。我们之前对M31内的黄超巨星进行了普查，发现演化轨迹预测黄超巨星的持续时间比我们观察到的要长一个数量级。在这里，我们将注意力转向SMC，那里的金属丰度比M31低10倍，这很重要，因为金属丰度强烈影响大质量恒星的演化。SMC的大径向速度（~160 km/s）使我们能够从前景恒星中分离出成员。对约500颗候选恒星的观测得到了176颗接近确定的SMC超巨星，16颗可能的SMC超巨星，以及306颗前景恒星，并提供了黄超巨星的相对数量，低至12 Mo。在176颗接近确定的SMC超巨星中，贝桑松银河系模型预测的运动学表明前景污染> 4%。将SMC超巨星放在H-R图上，并将我们的结果与日内瓦演化轨迹进行比较，我们发现与M31研究的结果相似：虽然H-R图上恒星的位置与演化轨迹的位置很好地匹配，但模型对黄超巨星寿命的预测高出了10倍。因此，不了解主序列的质量损失率不可能是模型的主要问题。
2010-06-29 astro-ph.SR
The Hot, Continuum-compact State of the Yellow Hypergiant V509 Cassiopeiae: CHARA Diameters, CO-band Angular-extension Constraints, and Companion Limits
The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）；University of Tartu（塔尔图大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）
本研究利用CHARA阵列观测，测得黄特超巨星仙后座V509的高温致密态，未发现显著CO波段延展及近红外亮伴星，其角直径17-21年无显著长期变化，未排除紫外光谱提出的B1 V型伴星。
2026-09-01 astro-ph.SR
Pulsations, eruptions, and evolution of four yellow hypergiants
我们的目标是探索四个黄超巨星（YHG），HR 8752，HR 5171 A，$ρ$ Cas和HD 179821的可变光度和恒星性质，以及它们数百天的脉动和多年的长期变化（LTV）。我们解决了多色和视觉光度数据集，寻找背叛爆发或增强质量损失事件的光度指示，主要使用已公布的温度校准计算恒星属性，并研究了LTV的性质及其对准周期和恒星属性的影响。$BV$光度测定显示大气中有一个高度不透明的层。当温度升高时，质量损失也增加，因此，高不透明层的密度也增加。因此，$B$和$V$中的吸收增加。$B$中的吸收，大概是1到几个0 \fm 1的数量级，总是高于$V$。这种差异使$(B-V)$颜色指数变红，但吸收规律未知。YHG的这种性质是不可预测的，这解释了为什么光谱温度总是高于光度温度。我们建议短的距离$ρ$ Cas和HR 5171 A比公认的。因此，有必要通过多环芳烃（PAH）分子来减少HR 5171 A的蓝色发光，HR 5171 A将不再是簇Gum 48 d的成员。HR 5171A只受一个光源的影响，而不是文献中所说的两个光源。当红色进化环（RL）将恒星移动到HR图上的红色时，YHG的爆发事件更喜欢相对凉爽的环境。爆发后，一个蓝色循环演变（BL）被触发，持续一至几十年。HR 5171A在1960年至1974年期间的变红事件很可能是由于红环演化，而1975年爆发后的变红可能是由于壳喷射。
2019-10-06 astro-ph.SR
CHARA Near-Infrared Imaging of the Yellow Hypergiant Star $ρ$ Cassiopeiae: Convection Cells and Circumstellar Envelope
本文利用CHARA阵列近红外干涉观测黄特超巨星仙后座ρ星，通过图像重建发现其表面存在巨型对流元并探测到延展星周包层，为理解大质量恒星质量抛射机制提供了新证据。
2024-08-07 astro-ph.SR
The XMM-Newton view of the yellow hypergiant IRC +10420 and its surroundings
在可能过渡到沃尔夫-拉叶阶段的大质量恒星中，IRC +10420可能是最神秘的恒星之一。它属于黄超巨星的范畴，其特征是相当高的质量损失事件。尽管IRC +10420受益于多个波长域的许多观测，但它从未成为X射线天文台的目标。我们在这里报告的第一个专门观察IRC +10420的X射线，使用XMM-牛顿卫星。即使目标没有被探测到，我们也推导出了X射线通量的上限，其数量级为1- 3 10^-14 erg cm^-2 s^-1（在0.3 keV到10.0 keV之间），并且我们在可能适用于这类天体的发射模型的框架内讨论了IRC +10420的情况。使用XMM-牛顿上的光学/紫外监测器，我们给出了IRC +10420在紫外域（1800和2250 A之间，以及2050和2450 A之间）的通量密度的第一个上限。最后，我们还报告了在这一领域的10个X射线和7个紫外点源的检测，我们简要地讨论了它们的性质和潜在的对应物在较长的波长。
2014-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tracing a decade of activity towards a yellow hypergiant. The spectral and spatial morphology of IRC+10420 at au scales
大质量恒星在其演化的最后阶段的命运高度依赖于其质量损失历史和几何形状，黄色超巨星是研究这些演化阶段的关键对象。我们介绍了著名的黄色超巨星IRC +10420和1994-2019年之间拍摄的蓝色光谱的近红外干涉观测。我们的$μ$ m重力/VLTI观测获得了$\sim$ 5个恒星半径的空间分辨率，并探测了K波段的热辐射，通过Na i双辐射和Br $γ$辐射追踪气体。所观察到的配置空间分辨的2.2 $μ$ m连续谱以及Br $γ$和Na i发射线。我们的几何模型表明存在一个紧凑的中性区（Na我），这是略大于连续，但在一个扩展的溴$γ$发射区域。我们的Br $γ$排放的几何模型证实了风的沙漏几何。为了解释这种特殊的几何形状，我们研究了在7-800 au间距处的伴星的存在，并在我们观测的对比度极限（3.7等，3 $σ$）处没有发现任何特征。我们报告的喷出物的演变超过7年的时间跨度，这使我们能够限制在$<$ 10 $^\circ$的沙漏几何形状的开口角。最后，我们给出了自1994年以来IRC +10420的第一个蓝色光谱。多历元数据表明，该天体的光谱类型以及温度在其间的几年中基本保持不变。这证实了早先的结论，即在1994年之前的不到二十年内，温度上升了2000 K，温度上升已经停止。这表明这颗黄色超巨星已经“撞上”了HR图中的白墙，阻止了它向蓝方向演化，并且在不久的将来可能会经历一次重大的质量…
2022-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the nature of the Fried Egg nebula: CO mm-line and optical spectroscopy of IRAS 17163-3907
利用CO毫米线和光谱学研究了煎蛋星云IRAS 17163-3907的性质，该星云最近被认为是黄超巨星类的稀有成员之一。CO J=2-1和J=3-2的辐射来自恒星20”以内的区域，显然与星周物质有关。CO线显示出多分量的不对称剖面，并在东西方向上解决了一个意想不到的速度梯度，表明双极外流。这与在红外线中观察到的尘埃包层的明显对称性形成对比。IRAS 17163-3907的光谱在5100 - 9000 nm之间，与原型黄超巨星IRC+10420的光谱进行了比较，发现非常相似。这些结果建立在先前的证据上，即IRAS 17163-3907是一颗黄超巨星。
2015-01-14 astro-ph.SR
Amplitude Variations in Pulsating Yellow Supergiants
最近发现，脉动红巨星和超巨星的振幅在20-30个脉动周期的时间尺度上变化很大。在这里，我们分析了29脉动黄超巨星（5 RVa，4 RVb，9 SRd，7长周期造父变星，4黄超巨星）的振幅变化，使用视觉观测从AAVSO国际数据库，傅立叶和小波分析使用AAVSO的VSTAR软件包。我们发现，这些恒星的振幅变化高达10倍或更多（但更典型的是3-5倍），平均时间尺度（L）为33 +/- 4脉动周期（P）。这五个子类型中的每一个都表现出相同的行为，这与脉动红巨星非常相似，其L/P的中位数为31。对于RVb星，振幅变化周期的长度与长次级周期相同，在各自的不确定性范围内。
2014-05-29 astro-ph.SR
Monitoring luminous yellow massive stars in M33: new yellow hypergiant candidates
大质量恒星在红超巨星（RSG）阶段幸存下来的演化仍然没有探索，因为这样的物体很罕见。黄超巨星（YHG）似乎是位于汉弗莱斯-戴维森光度上限附近的后RSG类的温暖对应物，其特征是大气不稳定性和高质量损失率。我们的目标是增加M33中YHG的数量，从而有助于更好地理解大质量恒星的超新星前演化。从中红外标准中选择的五个灰尘encushed YSGs的光学光谱获得的目标是检测广泛的大气的证据。我们还分析了M33中21个最明亮的YSG的BVI测光，以确定光谱类型的变化。为了探索星周尘埃的性质，我们对21个YSG的多波段测光进行了SED拟合。我们发现在我们的样本中有三个发光的YSG是YHG候选者，因为它们被热尘埃包围，并被笼罩在扩展的冷尘埃信封中。我们的恒星2的光谱显示发射一个以上的H $α$组件，以及钙II的排放，这意味着一个扩展的大气结构。此外，对这颗恒星的长期监测显示，它的可见光曲线变暗，幅度大于0.5等，导致温度明显下降超过500 K。我们认为观测到的变化类似于银河系YHG $ρ$ Cas的变化。五个不太明亮的YSG建议后RSG候选人显示热或/和冷尘埃排放的证据。我们证明，中红外光度法，结合光谱学和时间序列光度法，提供了一个强大的方法来识别候选YHG。未来在本星系群中发现YHG对于研究中等质量大质量恒星的晚期演化具有重要意义。
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the mass loss history of the yellow hypergiant IRC+10420
我们已经使用亚毫米阵列来成像IRC+10420周围的分子包膜。我们的观测揭示了恒星周围有一个巨大而密集的膨胀包层。分子包层显示出西南方向的$^{12}$ CO J=2--1发射明显不对称。在$^{13}$ CO J=2- 1和SO J $_{\rm K}$ =6 $_5$ -5 $_4$的发射中发现包封的伸长甚至更明显。在这些线中可以看到跨速度通道的小的位置速度梯度，这表明在IRC+10420的包络中存在弱的双极流出。在高分辨率的$^{12}$ CO J=2- 1映象中，我们发现包层有两个组成部分：（1）位于半径约1”-2”之间的内壳层（壳层I）;（2）位于半径3”-6”之间的外壳层（壳层II）。这些壳代表IRC+10420中之前的两次质量损失事件。我们试图以自洽的方式推导出信封内的物理条件，通过模拟尘埃的性质，和加热和冷却的分子气体。我们估计的质量损失率$\sim$ 9 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$为壳I和7 10 $^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$为壳II。与其他富氧包层相比，IRC+10420中的气体温度异常高。气体温度的升高主要是由于中心恒星的大光度导致的较高的加热速率。我们还推导出同位素比$^{12}$ C/ $^{13}$ C = 6。
2009-03-22 astro-ph.SR
The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase
我们启动了对不稳定黄超巨星（YHG）直径的长期光学干涉测量监测，目的是检测其半径的长期演变和与大质量损失事件相关的短期形成。我们用AMBER/VLTI观察了HR 5171 A。我们还研究了跨越60多年的可见光和近红外的档案测光数据，以及稀疏的光谱数据。HR 5171 A具有复杂的外观。我们的AMBER数据揭示了一颗令人惊讶的大恒星，YHG R*=1315+/-260Rsun\（~6.1AU），距离为3.6+/-0.5kpc。该源被一个扩展的星云包围，这些数据也显示了该系统亮度分布的不对称性，我们将其归因于位于主星前面的新发现的伴星。伴星的特征也在视觉测光中被发现，它的轨道周期为Porb=1304+/-6d。用NIGHTFALL程序模拟光变曲线提供了明确的证据，证明该系统是一个接触或可能过接触的食双星。推测该系统目前的总质量为39^{+40}_{-22}太阳质量，质量比q>10。HR 5171 A的低质量伴星非常接近嵌入其密集风中的主星。缺乏对初级线圈倾角和vsini的严格约束，这使我们无法精确确定其对质量损失现象的影响，但系统可能正在经历风罗切瓣溢出。根据转移到恒星包层的角动量的大小，HR 5171 A可能会成为一颗快速旋转的B[e]/亮蓝变星（LBV）/沃尔夫-拉叶星。无论如何，HR 5171 A强调了双星对于解释不稳定的YHG和大质量恒星演化的可能重要性。
2014-01-14 astro-ph.SR
Resolving the asymmetric inner wind region of the yellow hypergiant IRC+10420 with VLTI/AMBER in low and high spectral resolution mode
我们获得了IRC +10420的近红外长基线干涉测量与欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪（VLTI）的AMBER仪器在低和高光谱分辨率（HR）模式探测光球和最里面的拱星环境的快速演变的黄色超巨星。在HR观测中，在所有三个基线上，Vibrance都显示出横跨Brackett伽马（BrG）线的明显下降，我们发现BrG线的红移部分的微分相位高达-25度，并且靠近线中心的非零闭合相位。校准的vibrations进行了修正，为琥珀的有限的视野，以适当地考虑IRC +10420的扩展尘埃壳的通量贡献。我们推导出IRC +10420在H和K波段连续发射区的半高宽高斯尺寸分别为1.05 ± 0.07和0.98 ± 0.10质量，BrG发射区可以用直径为4.18 ± 0.19/-0.09质量的几何环模型拟合，约为恒星尺寸的4倍。几何模型还提供了一些证据，表明BrG线发射区域向36度的位置角延伸，与外反射星云的对称轴对齐。利用CMFGEN和2-D Busche & Hillier程序对HR观测数据进行了辐射转移模拟分析。我们的球形CMFGEN模型很难再现观察到的线形、蓝移和延伸，明确表明IRC +10420流出是不对称的。我们的2-D辐射转移模型表明，蓝移的BrG发射和形状的可见度横跨发射线可以解释与一个不对称的双极外流的高密度对比度从极点到赤道（8 - 16），红移的光是大大减少。
2009-09-25 astro-ph.SR
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
A lambda 3mm and 1mm line survey toward the yellow hypergiant IRC +10420
我们对最大质量的演化恒星的星周喷出物的化学性质的了解特别少。我们的目标是研究原型黄色超巨星IRC +10420的化学特征。为此，我们在1和3 mm的大气窗口获得了全线调查。我们从22种分子中鉴定了106条分子发射谱线。检测到的分子中约有一半是含氮物质，特别是HCN、HNC、CN、NO、NS、PN和N2 H+。我们使用旋转图来推导检测到的不同分子种类的密度和旋转温度。我们引入了一种迭代方法，使我们能够考虑到中等线不透明度。我们发现IRC +10420与富氧演化星相比，具有高丰度的含氮分子。这一结果支持了富含N的化学物质的存在，这是大质量恒星所期望的。我们的分析还表明，在过去的3800年中，12 C/13 C比值从\gtrsim 7下降到\sim 3.7，这可能与观测到的氮富集直接相关。此外，我们发现，SiO的发射呈现出显着的强度降低高J线相比，较旧的观测。辐射转移模型表明，这种变化可以解释为在尘埃的红外（IR）通量的减少。这种下降的原因可能是尘埃壳层的膨胀或恒星脉动导致的恒星温度降低。
2016-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple shell ejections on a 100 yr timescale from a massive yellow hypergiant
这篇文章集中在一个罕见的后红超巨星的例子，IRAS 17163-3907，煎蛋星云的中心恒星。特别是，我们详细讨论了我们最近发表的一些结果。内部的拱星环境的这一演变的大质量恒星探测在毫角秒分辨率VLTI的重力仪器在K波段（2 $μ$米），而更大的，角秒，规模的探测由VISIR衍射限制图像约10 $μ$米，补充了一个完整的光谱能量分布。光谱干涉数据覆盖重要的诊断线（溴$γ$，钠我），我们能够在空间上限制。无论是存在和大小的Na我双重发射一直是传统上具有挑战性的解释对其他对象的这一类。在这项研究中，我们表明，一个两区模型在本地热平衡可以重现所观察到的大小和强度的K波段中观察到的发射线，而不需要一个伪光球。此外，我们还发现了第三个热内壳存在的证据，并证明该恒星在过去的一个世纪中至少经历了三次质量损失事件。为了解释所观察到的非稳态质量损失的性质，我们探索了脉冲驱动和线驱动的质量损失，并引入双稳态跳跃作为一种可能的潜在机制来解释向黄超巨星的质量损失。
2022-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2022-11-16 astro-ph.SR
Yellow Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31)
附近星系中的黄超巨星成分可以为恒星演化理论提供一个关键的测试，在热的大质量恒星和冷的红超巨星之间架起一座桥梁。但是，颜色-星等图的这个区域由前景污染主导，需要以某种方式确定成员。幸运的是，M31的大的负系统速度，加上它的高旋转速率，提供了将污染的前景矮星与真正的黄超巨星分离的方法。使用MMT，我们获得了大约2900颗恒星的光谱，这些恒星是根据颜色和星等范围选择的黄超巨星。通过将这些速度与M31的自转曲线进行比较，我们从前景矮星的海洋中确定了54颗确定的黄超巨星和66颗可能的黄超巨星。我们发现黄超巨星在H-R图中的位置与最新的日内瓦演化轨道（包括自转）所预测的位置非常一致。然而，作为质量函数的黄超巨星的相对数量与模型预测的相差超过10倍，在这个意义上，预测的高质量黄超巨星比实际观察到的要多。将质量超过20 Mo的黄超巨星的总数与未演化的O型星的估计数量相比较，表明黄超巨星阶段的持续时间约为3000年。这与12 Mo和15 Mo演化轨迹的预测一致，但与更高质量的模型预测的20，000 - 80，000年的时间尺度不一致。
2009-07-31 astro-ph.CO astro-ph.SR
Dense Molecular Environments of B[e] Supergiants and Yellow Hypergiants
本研究通过K波段光谱分析B[e]超巨星和黄特超巨星的分子环境，发现部分恒星存在旋转分子环或双极外流，并推测HD 179821近期爆发，揭示了这些恒星晚期演化的物理条件。
2023-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetric Ejecta of Cool Supergiants and Hypergiants in the Massive Cluster Westerlund 1
我们报告了澳大利亚望远镜紧凑阵列对大质量星团Westerlund 1进行的新的5.5 GHz射电观测，发现了星团内10颗黄超巨星（YHG）和红超巨星（RSG）中的9颗。九个源中有八个是空间分辨的。与YHG Wd 1 -4a、-12a和-265相关的星云显示出彗星的形态-这是第一次在这样的恒星中观察到这种现象。这种结构在RSG Wd 1 -20和Wd-26的喷出物中也有反映;在每种情况下，彗星的尾巴都远离星团核心。RSG Wd 1 -237周围的星云发射比这些系统更不准直，但在面对星团的半球中再次显得更加突出。作为一个整体考虑，星云的形态提供了令人信服的证据，通过与韦斯特伦德1相关的物理媒介，如星团风。
2018-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Painting a Family Portrait of the Yellow Super- and Hypergiants in the Milky Way I. Constraining the Distances and Luminosities
Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过识别可能的星团和关联成员，改进黄超巨星和黄超巨星的距离估计，结合新距离估算光度，揭示其在赫罗图中的位置。
2026-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Compact Array observations of the Fried Egg nebula: Evidence for large-scale asymmetric mass-loss from the yellow hypergiant IRAS 17163-3907
黄色超巨星是罕见的，代表了大质量恒星的快速演化阶段。这一进化阶段的特征是非常强烈的质量损失，对此的理解仍然非常有限。在这里，我们报告ALMA紧凑阵列观测到一个50 $"$ -马赛克朝向煎蛋星云，周围的几个银河系黄色超巨星IRAS 17163-3907之一。发射从$^{12}$ CO J=2-1线，H30 $α$复合线，和连续成像的分辨率为$\sim$ 8 $"$，揭示了恒星周围的分子环境的形态。连续辐射是无法分辨的，在恒星的位置达到峰值。射电复合线H30 $α$显示出在恒星上的未分辨辐射，具有近似高斯的光谱，中心速度为21 $\pm$ 3 km/s，宽度为57 $\pm$ 6 km/s。相比之下，CO2 -1的排放是复杂的，在视线范围内，除了星际气体的污染外，它还分解成几种成分。朝向恒星的CO光谱是一个广阔的平台，中心系统速度为+18 km/s，膨胀速度为100 $\pm$ 10 km/s。假设各向同性和恒定的质量损失，我们估计质量损失率为8 $\pm$ 1.5 $\times10^{-5}$ ~M $_\odot$ yr $^{-1}$。在距离恒星25 $"$的半径处，我们检测到与{ \it Herschel}先前拍摄的尘埃环相关的CO排放。然而，这个环的运动学与膨胀壳层并不一致，而是显示出$v_{sys} \pm$ 20 km/s的速度梯度。此外，我们还发现了一个令人困惑的明亮…
2016-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dramatic transition of the extreme Red Supergiant WOH G64 to a Yellow Hypergiant
National Observatory of Athens（雅典国家天文台）；Department of Physics, National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里安大学物理系）；Institute of Astrophysics, FORTH（希腊研究所天体物理研究所）
WOH G64从红超巨星转变为黄超巨星，揭示了二元系统对恒星演化的影响。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Giants, Supergiants and Hypergiants
本文综述巨星、超巨星和特超巨星的观测与理论特征，强调它们在恒星演化、星系反馈及宇宙距离测量中的关键作用，并探讨其演化终点。
2025-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense molecular clumps in the envelope of the yellow hypergiant IRC+10420
超巨星IRC+10420的星周包层在SiO J=2-1和CO J = 1-0和CO J = 2-1的范围内都被追踪到，与巨星和超巨星的中心凝聚（热）SiO-但扩展的CO-发射包层形成鲜明对比。在这里，我们提出了一个观察的拱星信封在SiO J=1-0，当结合以前的观察{ \sioii }，提供更严格的限制的SiO发射气体的密度比迄今为止可能的。SiO中的发射峰在$\sim$ 2 \arcsec 1的半径处，而SiO J=2-1中的发射峰在$\sim$ 1 \arcsec的较小半径处，从而产生它们的环状外观。SiO J=1-0和SiO J=2-1之间的亮度温度比从最内侧可测量半径处的远高于1的值减小到$\sim$ 2 \arcsec半径处的约1，超过该值，该比保持近似恒定。将信封分为三个区域，在模型中的CO J = 1-0和CO J = 2-1排放，我们表明，SiO-排放气体的密度是可比的CO-排放气体在内部区域，但至少一个数量级高的比较，在中间和外部区域。因此，SiO-emitting气体来源于致密的团块，可能与散射光中看到的尘埃团块有关，周围是更弥散的CO-emitting interclumps气体。我们认为，SiO分子从尘埃颗粒中释放出来，由于密集的SiO发射团块和扩散的CO发射团块间气体之间的冲击相互作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu
我们提出了第一个定量光谱建模的早期超新星与其祖先风相互作用。使用辐射转移程序CMFGEN，我们研究了最近报道的IIb型SN 2013 cu爆炸后15.5 h的光谱。这是第一次，我们能够直接测量SN祖先的化学丰度，并发现相对富含H的风，H和He丰度（按质量计）分别为X=0.46 +- 0.2和Y=0.52 +- 0.2。相对于太阳值，风在N中增强，在C中耗尽（质量分数为8.2e-3和1 e-5）。我们得到，一个稠密的风/星周介质，质量损失率Mdot= 3e-3 Msun/yr和风速vwind=100 km/s，围绕在前SN阶段的恒星。这些值低于以前的分析估计，虽然我们发现Mdot/vinf与以前的工作一致。我们还计算了CMFGEN模型，以约束祖光谱类型，并发现高Mdot和低vwind意味着恒星有一个有效的温度约8000 K之前立即SN爆炸。我们的模型表明，它的前身要么是一颗不稳定的发光蓝变星，要么是一颗正在经历爆发阶段的黄色超巨星，并排除了WR星的可能性。我们将爆炸后15.5 h的光谱归类为XWN 5（h），并主张使用前缀“X”（eXplosion），以避免爆炸后非恒星光谱与大质量恒星光谱之间的混淆。我们发现，由于SN事件前后电离结构的巨大差异，祖先光谱类型与爆炸后早期光谱类型有显着不同。结果表明：LBV/YHG -> XWN 5（h）-> SN IIb.未来的早期紫外光谱将提供额外…
2014-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Yellow Supergiants and Post-Red Supergiant Evolution in the Large Magellanic Cloud
本文在大麦哲伦云中证认了九颗具有星周尘埃的高光度黄超巨星（含五颗FYPS），约占10^5太阳光度以上YSG的三分之一，提出这类具有表面脉动和星周尘埃的YSG是红超巨星后演化的候选体。
2023-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A Runaway Yellow Supergiant Star in the Small Magellanic Cloud
我们最近在小麦哲伦星云（SMC）中发现了一颗黄超巨星（YSG），其日心径向速度约为300 km/s，比SMC中恒星的预期速度大得多。这是有史以来发现的第一颗失控的YSG，也是在银河系以外的星系中发现的第二颗进化的失控恒星。我们将这颗恒星归类为G5-8I，并使用去红的宽带颜色和模型大气层来确定其有效温度为4700+/-250K，与其光谱类型的预期一致。这颗恒星的光度为L/Lo ~ 4.2+/-0.1，与日内瓦演化模型中的3000万年前的9 Mo恒星一致。这颗恒星目前位于SMC主体的外部，但如果恒星的横向奇特速度与其奇特径向速度相似，则在1000万年内，这颗恒星将在SMC的盘面上移动1.6度，并且很容易在SMC的恒星形成区域中诞生。基于它的大径向速度，我们认为它起源于一个双星系统，其中主星爆炸为超新星，从而将逃逸恒星抛入太空。这些恒星可能为星系中较重元素的扩散提供了一个重要的机制，因为大质量恒星中有很大一部分是逃逸的。在未来，我们希望研究更多的进化失控恒星，这些恒星是我们过去调查的一部分。
2018-03-07 astro-ph.SR
Herschel/HIFI observations of red supergiants and yellow hypergiants: I. Molecular inventory
红超巨星（RSG）和黄超巨星（YHG）被认为是AGB和早期后AGB阶段的高质量恒星。我们通过大质量恒星在中间和温暖气体层的包层性质，研究了大质量恒星在主序星后演化过程中的质量损失。这些区域是气体加速发生的地方，可以看到最近的质量损失事件。我们使用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器观测了两个RSG（NML Cyg和参宿四）和两个YHG（IRC+10420和AFGL 2343）恒星样本中CO，水及其同位素的亚毫米和FIR跃迁。我们提出了一个库存的检测线，并分析其光谱剖面所揭示的信息。在早期研究中提出的结果的基础上，我们在IRC+10420中模拟CO和13 CO排放，并将其与一组从mm到FIR的线进行比较。红超巨星比YHG有更强的高激发线，这表明它们拥有致密和热的内壳层，有助于这些转变。因此，这些高J线在RSG起源于加速层，尚未达到拱星终极速度，并具有较窄的配置文件比他们的平顶低J同行。YHG往往缺乏这种内部成分，这与从较长波长的研究中得出的分离的中空信封的图片一致。仅在两个来源（NML Cyg，IRC+10420）中检测到NH3，这两个来源也被观察到是所研究样品中最强的水线发射体。相比之下，OH在所有来源中均被检测到，并且似乎与水线强度无关。我们表明，IRC+10420模型仅来自毫米低J CO跃迁是能够再现高J转变时，在内壳层的温度简单地降低了约30%。
2012-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Yellow Supergiant Progenitor of the Type II Supernova 2011dh in M51
我们目前的检测II型SN 2011 dh在档案爆炸前哈勃太空望远镜图像的祖先。利用Gemini NIRI+ALTAIR的爆炸后自适应光学成像，确定爆炸前图像中SN的位置在23 mas以内。它的前身天体与F8超巨星一致（log L/ L_{\odot} =4.92+/-0.20和T_{eff} =6000+/-280 K）。通过与恒星演化轨迹的比较，这对应于一颗恒星在核心C燃烧结束时的初始质量为M_{ZAMS} =13+/-3 M_{\odot}。基于以下原因，拒绝了祖先源是簇的可能性：1）源在空间上没有延伸; 2）不存在过量的Hα 1发射;以及3）与合成簇SED的拟合差。目前还不清楚是否有一个双星伴星对观测到的SED有贡献，尽管我们认为伴星的贡献并不显著，因为观测到的测光与一颗恒星SED有很好的对应关系。早期的光度和光谱观测显示，它的演化速度与过渡的IIb型SN 2008 ax相似，并表明其前身的大量氢包层在爆炸前被移除。
2011-06-13 astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamic Simulations of Low-Energy Explosions of Red and Yellow Supergiants
本文通过一维辐射流体动力学模拟研究红、黄超巨星低能量爆发的光变曲线，给出平台光度和持续时间的拟合公式，并验证 NGC 6946 和 M31 中失败超新星候选体与能量约 10^47–10^49 erg 的模型一致。
2025-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multicolor photometry and spectroscopy of the yellow supergiant with dust envelope HD 179821=V1427 Aquilae
我们介绍了半规则变星V1427 Aql=HD 179821的UBVJHKLM测光（2009-2017）和低分辨率光谱（2016-2017）的结果，V1427 Aql=HD 179821是一颗具有气尘包络的黄色超巨星。这颗恒星显示出低振幅（ΔV<0.2等）的半周期亮度变化叠加在长期趋势上。光变曲线的形状和时间尺度随着周期的变化而变化。有脉动的温度变化特征，也观察到没有显着颜色变化的亮度振荡。2009-2011年间隔的UBV数据通过两个周期分量的叠加得到很好的再现，其中P=170 d和P=141 d（或P=217 d -P=141 d的一年别名）。2011年后，变化变得不那么规律，时间尺度增加并超过250天。2009-2016年，V、J、K的年平均亮度单调增加，而U和B的年平均亮度减少。年平均U-B，B-V和J-K颜色增加，恒星变得更红。恒星光球层随光度增加而冷却和膨胀，可以解释亮度和颜色的长期变化趋势。根据我们的光度数据，我们假设光球温度在2008-2016年期间下降了约400 K，半径增加了约24%，光度增加了约19%。2016-2017年获得的λ4000-9000 nm波长范围内的低分辨率光谱表明，与1994-2008年间隔相比，V1427 Aql的光谱发生了显着变化，即BaII和近红外CaII三重态吸收变得更强，而OI λ7771- 4三重态共混物已经减弱，这表明在形成缺陷的区…
2018-04-19 astro-ph.SR
Hypergiant V1302 Aql in 2001-2014
基于2001-2014年获得的高分辨率光谱观测结果，我们提出了对超巨星V1302 Aql（IR源IRC+10420的光学对应物）的光谱特征和大气中的速度场以及星周包络的研究结果。我们测量了以下类型的线的径向速度：禁止和允许的纯发射，离子线的吸收和发射分量，纯吸收（例如，HeI，SiIII），以及NaI D线、KI和DIB的星际成分。纯散射以及禁止和允许的纯发射的日心径向速度接近系统径向速度，分别等于Vr=63.7 $\pm$ 0.3、65.2 $\pm$ 0.3和62.0 $\pm$ 0.4 km/s。具有反P Cyg轮廓的线的吸收分量的位置是稳定的，并且指示以$\sim$ 20 km/s的速度向恒星移动的团块的存在。DIB的平均径向速度为Vr（DIB）=4.6 $\pm$ 0.2 km/s。将2001-2014年观测到的吸收线与早期数据进行比较，没有发现明显的变化。我们的结论是，超巨星达到了一个阶段的减缓（或终止）的有效温度的增长，目前位于附近的高温边界的黄空在Hertszprung-Russell的星系。
2015-12-17 astro-ph.SR
Does the Period of a Pulsating Star Depend on its Amplitude?
现在已知有几类脉动恒星的振幅会发生缓慢的变化，包括脉动红巨星、超巨星和黄超巨星。我们使用了AAVSO国际数据库的视觉观测，以及对39颗红巨星、7颗红超巨星和3颗黄超巨星的小波分析，来检验振幅增加会导致周期增加的假设，因为脉动中的非线性效应。对于大多数恒星，由于数据的限制，小幅度或幅度变化，或其他过程，如随机周期到周期的周期波动，结果是复杂和/或不确定的。对于那些振幅变化很大，并且行为相当简单的十几颗恒星来说，振幅和周期之间有75-80%的正相关趋势。
2014-05-29 astro-ph.SR
Instability of the kinematic state in the atmosphere of the hypergiant Rho Cas outside outburst
在2007-2011年获得的黄色超巨星Rho Cas在宽波长区域的光谱分辨率约为60000的观测，使详细研究其光谱的功能，并带来了光以前未知的扩展大气的恒星的特性。由于光球附近大气层的低振幅脉动，从金属对称散射测量的径向速度在系统速度Vsys=-47 km/s附近以约+/-7 km/s的振幅变化。在某些时候，在恒星的深层大气层中发现了速度梯度。第一次探测到恒星大气中的轻微速度分层，表现为从中性金属和离子的吸收线测量的速度差异为3-4 km/s。BaII，SrII，TiII和其他较低水平的低激发电位的强谱线的分裂衍射的长波长分量被附近的发射谱线扭曲。这表明，短波长成分，其位置对应于狭窄的速度范围Vr（蓝色）从约-60至-70公里/秒，是在拱星包层中形成的，一个成分的D~NaI的双重和发射成分的Fe Ⅱ 6369.46和6432.68离子也形成。
2013-12-25 astro-ph.SR
On the Progenitor of the Type II-Plateau SN 2008cn in NGC 4603
通过比较哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机2获得的爆炸前和爆炸后的图像，我们已经分离出一颗爆炸前的超巨星，其位置与高光度SN II-P 2008cn几乎相同。我们提供的证据表明，这颗超巨星很可能是SN的祖先，尽管这一鉴定并不完全明确，主要是由于到宿主星系（NGC 4603）的距离为33.3 Mpc。这颗候选的祖先恒星比一般预期的颜色更黄，如果它是一颗恒星，那么它就需要在“蓝环”进化阶段爆炸。尽管如此，我们估计这颗恒星的初始质量为Mini = 15 +/-2 Msun，这在SN II-P祖星的预期质量范围内。较黄的颜色也可能来自两颗或更多恒星的混合，例如一颗红色的超巨星被一颗更明亮的蓝色超巨星所隐藏;或者一个大质量的相互作用的双星系统。最后，如果黄超巨星不是祖先星，或者不是恒星混合星或包含祖先星的双星，那么我们将任何未被发现的祖先星限制为Mini <11 Msun的红超巨星，考虑到旋转恒星在模型端点光度处爆炸的物理更现实的场景。（简略）
2009-10-13 astro-ph.SR
Luminous and Variable Stars in M31 and M33. IV. Luminous Blue Variables, Candidate LBVs, and the B[e] Supergiants; How to Tell Them Apart
在这一系列的论文中，我们介绍了对附近螺旋星系M31和M33中的亮星和变星的光谱观测结果。在本文中，我们提出了132个额外的发光恒星，变星和发射线对象的光谱。大多数恒星都有发射线光谱，包括LBV和候选LBV，Fe II发射线星和B[e]超巨星，以及温暖的超巨星。这些天体中有许多在光谱上是相似的，并且经常相互混淆。通过这个包含各种类型发射线星的大型光谱数据集，我们研究了它们的相似性和差异性，并提出了以下标准，可以用于帮助在未来的工作中区分这些恒星：1。B[e]超巨星的光谱中有[O I]和[Fe II]的发射线。大多数光谱证实的sgB[e]星在它们的SED中也有温暖的星周尘埃。2.确认的LBV在其光谱中没有[O I]发射线。一些LBV具有[Fe II]发射线，但不是全部。他们的SEDS显示了近红外的自由-自由发射，但没有证据表明温暖的尘埃。它们最重要和最具决定性的特征是S Dor型变异性。3.温暖的超巨星在光谱上既类似于爆发或密集风状态的LBV，也类似于B[e]超巨星。但是，它们很脏。有些恒星的光谱中有[Fe II]和[O I]的发射，就像sgB[e]星一样，但它们可以通过A型和F型超巨星的吸收线光谱特征来区分。相比之下，B[e]超巨星的光谱有很强的连续谱，几乎没有明显的吸收线。
2016-11-23 astro-ph.SR
Changes of the optical spectrum of the hypergiant $ρ$ Cas due to a shell ejection in 2013
利用特殊天体物理观测台6米口径望远镜（光谱分辨率为R $\ge$ 60000）对黄色超巨星$ρ$ Cas进行光谱监测，发现了2013年物质抛射后其扩展大气运动状态的新特征。探测到H $α$谱线的轮廓发生了重大变化：该谱线在2014年的光谱中第一次有了加倍的核心，在2017年12月13日出现了逆天鹅座P的轮廓，并在2017年8月6日和2017年9月5日再次加倍，但其核心强烈地向更长的波长移动，表明物质的快速流入。2017年首次检测到将强低激发反射谱分为三个组分。H $α$谱线的演化与分裂峰之间没有相关性。振幅约为10 km/s的脉动状变化仅是对称的弱和中等强度吸收线的特征。在2013年获得的光谱的长波长部分可以识别铁族元素的壳发射，其强度下降，直到2017年完全消失。在CaII的H和K线的核心没有发射的情况下，在这些线的翅膀中可以看到壳金属的发射。
2018-08-01 astro-ph.SR
A serendipitous survey for variability amongst the massive stellar population of Westerlund 1
大质量恒星在很宽的时间尺度上表现出光谱和光度的变化。然而，驱动这种行为的物理机制仍然知之甚少。Westerlund 1提出了一个理想的实验室，用于研究这些过程中的一个丰富的，同时代的人口后主序星，我们提出了一个寻路研究，旨在利用自20世纪60年代以来积累的大量数据来表征其变异性。光谱的变化归因于风的非球面性和光球脉动之间存在的热和冷的恒星星族。由于数据的限制，我们无法确定OB超巨星风结构的物理起源，尽管沃尔夫雷耶特风中的不均匀性可能是由二元相互作用驱动的，相反，至少有一个冷超巨星中的脉动。光球脉动被发现的恒星的光谱类型从早在O 9 I到中期的F Ia+黄超巨星-可能依赖于OB星之间的光度类别。光谱可变的红超巨星（M2-5 Ia）也是潜在的双星，但需要进一步的观测来证实这一假设。确定这些脉动的幅度和周期性作为温度、光度和演化状态的函数，为确定驱动不稳定性的物理机制开辟了前景，这些不稳定性限制和定义了HR图上游的恒星演化，而Wd 1内高亮度的黄超巨星和红超巨星的存在强烈限制了主序后演化路径，这显然与当前理论预测的> 25 Msun恒星的太阳金属岩相矛盾。[删节]
2010-03-26 astro-ph.SR
Discovery of a dusty yellow supergiant progenitor for the Type IIb SN 2017gkk
本文在哈勃望远镜图像中发现IIb型超新星SN 2017gkk的黄色超巨星前身星，其质量不足以通过星风剥离包层，从而支持相互作用双星前身星通道。
2024-07-04 astro-ph.HE 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
The luminous red nova AT 2018bwo in NGC 45 and its binary yellow supergiant progenitor
发光红新星（LRNe）是与双星系统合并前不久的共同包层（CE）部分喷射有关的天体物理瞬变。在这里，我们提出了我们的光度和光谱后续活动的AT 2018 bwo（DLT 18x），在NGC 45中发现的LRN的结果，并使用二进制恒星演化模型研究其祖先系统。瞬变达到了$M_r=-10.97\pm0.11$的峰值幅度，并在其$t_p = 41\pm5$天的光学平台期间保持这种亮度。在这一阶段，它的光球温度相当稳定，约为3300 K，光度约为$10^{40}$ erg/s。AT 2018 bwo的光球层在早期看起来比其他类似的LRNe更大更冷，可能是由于合并前的质量损失事件延长。接近平台的末端，光学光谱显示出具有强分子吸收带的红色连续谱。在爆发后约1.5年，在中红外波段也检测到了冷却尘埃的再处理排放。斯皮策和哈勃太空望远镜在瞬变事件发生前10-14年的档案数据显示，这颗恒星的前身是$T_{prog}\sim 6500$ K、$R_{prog}\sim 100R_{\odot}$和$L_{prog}\sim 2\times10^4L_{\odot}$，光学上薄的温暖尘埃（1000 K）的质量上限是$M_d<10^{-6}M_{\odot}$。利用恒星双星演化模型，我们确定了与祖先参数空间一致的双星系统的性质。对于AT 2018 bwo，我们推断其原始质量为12-16 $M_{\odot}$，比…
2022-01-27 astro-ph.SR
