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。
2021-01-08 astro-ph.SR
First images of Antares photosphere from spectropolarimetry
本研究通过分析 Antares 原子谱线的线偏振信号，发现其与 Betelgeuse 机制相似，均源于连续谱去偏振与亮度不均匀性，据此首次生成了其光球层图像，并揭示对流胞可存在数月且最大占恒星半径 30%。
2025-07-11 astro-ph.SR
Colour evolution of Betelgeuse and Antares over two millennia, derived from historical records, as a new constraint on mass and age
在核心氢燃烧之后，大质量恒星在几千年内通过膨胀、变亮和冷却从蓝白矮星演化为红超巨星。我们讨论了一个以前被忽视的约束质量，年龄和演化状态的参宿四和北斗星，即他们所观察到的颜色演变的历史时期：我们把所有236颗恒星足够明亮，他们的颜色被肉眼（V $\le$ 3.3等）的颜色星等图（CMD），并专注于那些在赫兹普龙间隙。我们用历史批判的方法研究了望远镜前的恒星颜色记录，以找到在过去一千年中颜色明显演变的恒星。我们的主要结果是，参宿四被记录的颜色与今天的颜色（红色，B $-$ V= $1.78 \pm 0.05$ mag）明显不同（非红色）。Hyginus（罗马）和司马迁（中国）在两千年前分别独立地报告说，它看起来像土星（B $-$ V= $1.09 \pm 0.16$等）的颜色和“黄色”（可量化为B $-$ V= $0.95 \pm 0.35$等），（加起来，与今天的$σ$相差5.1 $σ$）。参宿四的颜色变化是对单星理论演化模型（或合并模型）的一个新的严格约束。它最有可能位于红巨星分支底部之后不到一千年的地方，在此之前，预计会发生快速的颜色演变。MIST的演化轨迹与其颜色演化及其在CMD上的位置一致，表明在$\sim$ 1400万年时存在大量的$\sim$ 14M $_{\odot}$。在过去的3000年里，南极洲（大致）不变的颜色也限制了它的质量和年龄。据报道，Wezen历史上是白色…
2022-07-25 astro-ph.SR
Hot and cool: Characterising the companions of red supergiant stars in binary systems
本文汇编并分析了红超巨星双星系统中热伴星的轨道周期和质量比分布，发现9个系统周期为3至75年、心宿二为约2000年的离群值，并利用哈勃望远镜紫外光谱巡天揭示了小麦哲伦云中88个热伴星在0.3<q<1范围内的平坦质量比分布。
2024-11-21 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: I. interpretation of interferometric observations
上下文有人认为红超巨星（RSG）中的对流会产生大尺度的颗粒，导致可观察到的表面不均匀性。这种对流也非常强烈，被怀疑是RSG质量损失的原因之一。因此，必须详细地理解它。虽然有证据表明RSG光球中存在不对称性，但对颗粒化的详细研究还很缺乏。干涉观测为解决这个问题提供了一个令人兴奋的可能性，但它们仍然经常使用平滑对称的边缘变暗强度分布或非常简单的斑点特设模型来解释。目标。我们探索的颗粒化的影响，能见度曲线和关闭阶段使用辐射转移代码OPTIM3D。我们同时评估如何在RSG与CO5BOLD对流的三维模拟可以测试对这些观测。方法.我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟对流计算强度图在不同的波长和时间，从中我们得到干涉可见度振幅和相位。我们研究了它们随时间、位置角和波长的行为，并将它们与RSG alpha Ori结果的观测结果进行了比较。我们提供了平均边缘暗化系数的RSG。我们详细介绍了RSG颗粒（对比度，大小）的检测和表征的前景。我们证明，我们的RHD模拟提供了一个很好的适合现有的干涉观测的阿尔法奥利，相反，肢体变暗的磁盘。这证实了参宿四表面存在大型对流单体。
2009-07-10 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. III. Spectro-photocentric variability, photometric variability, and consequences on Gaia measurements
上下文研究表明，红超巨星中的对流会产生大颗粒，导致表面不均匀性以及光球层中的冲击波。由此产生的光心运动（从数月到数年不等的时间尺度）可能会对盖亚的视差测定产生不利影响。目标。我们探讨的影响颗粒的光心和光度的变化。我们量化这些影响，以便更好地描述可能改变视差的错误。方法.我们使用三维辐射流体动力学模拟对流与CO 5 BOLD和后处理辐射转移代码OPTIM 3D计算强度图和光谱在盖亚G波段[325-1030 nm]。结果我们提供天体测量和测光预测从3D模拟的RSG，用于评估退化的演化恒星的天体测量参数的盖亚。我们从RHD模拟表明，像参宿四的超巨星表现出光心噪声的标准偏差的顺序为0.1 AU。明亮的巨星和超巨星的盖亚弛豫将被光心噪声改变的数量从几十分之一到几千分之一不等。对于最亮的超巨星来说，由于这种光心噪声的存在，天体测量拟合的退化将在大约5 kpc的范围内是明显的。此外，超巨星的视差也会受到几个视差的误差的影响。我们表明，光心噪声，如预测的3D模拟，占相当大的一部分，影响依巴谷测量参宿四和北斗星的补充“宇宙噪声”。
2010-12-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
The close circumstellar environment of Betelgeuse - III. SPHERE/ZIMPOL visible polarimetry of the inner envelope and photosphere
大质量红超巨星的出射物质被加速到超过逃逸速度的物理机制尚不清楚。由于其星周包层的透明性，附近的红超巨星参宿四提供了探测典型红超巨星包层最内层的机会，直到光球层，即风的加速预计会发生的地方。我们利用SPHERE/ZIMPOL自适应光学成像偏振计对参宿四的可见光球层和闭合包线进行了分辨。我们检测到一个不对称的气体信封内的半径为2至3倍的近红外光球半径的恒星（R*），和一个显着的H α发射主要包含在3 R*。从偏振信号，我们还确定了一个不对称和不完整的尘埃壳位于一个类似的半径的尘埃散射的签名。如此接近恒星的尘埃的存在可能会通过颗粒上的辐射压力对风加速产生重大影响。3R * 半径是热气体和尘埃包层之间的主要界面。探测到的不对称性加强了先前的迹象，即参宿四的质量损失可能与其大气中强烈的对流运动有关。
2015-11-13 astro-ph.SR
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars I: Red Supergiants
超新星（SNe）的早期观测表明，许多类型的SNe的祖先可能会发生增强的质量损失和前SN爆发。我们调查的作用，通过波驱动的剧烈对流在后期的核燃烧的其他典型的$15 \, M_\odot$红超巨星SNe的祖先的能量传输。使用MESA恒星演化模型，包括一维流体力学，我们发现，波进行$\sim \! 10^7 \, L_\odot$的权力从核心的信封在核心氖/氧燃烧在核心崩溃前的最后几年。波通过氢包层底部的激波和辐射扩散而衰减，氢包层加热得足够快，从而向上覆的包层发射压力波，该压力波在恒星表面附近变陡为弱激波，导致温和的恒星爆发，并在SN之前大约一年以低速喷射出少量（$\lesssim 1 \, M_\odot$）质量（$\lesssim \! 50 \, {\rm km}/{\rm s}$）。波加热膨胀的恒星信封，但并没有完全解开它，产生一个非流体静力学前SN信封密度结构不同于先前的预期。在我们的模型中，波加热不太可能导致发光型IIn SNe，但它可能有助于闪光电离SNe和II-P/II-L SNe中看到的一些多样性。
2017-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Left Ringing: Betelgeuse Illuminates the Connection Between Convective outbursts, Mode switching, and Mass Ejection in Red Supergiants
本文利用流体动力学模拟揭示了红超巨星 Betelgeuse “大变暗”背后的机制：异常高温对流羽流上升引发表面物质抛射并打破脉动相位相干性，导致脉动周期从 400 天基模切换至 200 天第一泛音，预测其将在 5-10 年内恢复基模。
2023-05-16 astro-ph.SR
VdBH 222: a starburst cluster in the inner Milky Way
有人认为致密的疏散星团VdBH 222是一个年轻的大质量遥远天体。我们开始使用一套全面的多波长观测来测量VdBH 222。我们获得了多波段光学（UBVR）和近红外（JHK）测光的集群领域，以及多目标和长缝光谱的大样本的恒星在该领域。我们应用了经典的光度分析，以及更复杂的方法，使用CHORIZOS代码，以确定红的集群。然后，我们绘制去红HR图，并通过等时线拟合确定聚类参数。我们已经确定了大量的发光超巨星，通过径向速度测量确认为星系团成员。我们发现了九颗红超巨星（加上一颗其他候选者）和两颗黄超巨星。我们还发现了大量的OB星。其中10颗足够亮，可以成为蓝超巨星。该星团位于7.5等消光后，Rv的优选值为2.9。等时线拟合允许一个狭窄的范围内的年龄在12和16马。星团的径向速度与6和10千秒差距的距离是相容的。较短的距离与年龄范围和银河系结构不一致。较长的距离意味着12 Ma的年龄和位置不远的位置，一些银河系模型放置的银河酒吧的远端。VdBH 222是一个年轻的大质量星团，质量可能大于20000 Msolar。它的大质量演化恒星的数量可以与大的星协相媲美，例如Per OB1。它位于银河系内部，大概接近银河系棒的末端，增加了银河系内部区域恒星形成活跃的证据。
2014-05-28 astro-ph.SR
The blue supergiant Sher 25 revisited in the Gaia era
本研究利用非LTE光谱合成与Gaia DR3数据重估Sher 25参数和NGC 3603距离，证明Sher 25并非该星团成员，且质量约27 M⊙，更接近SN 1987A前身星。
2023-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spin rate of pre-collapse stellar cores: wave-driven angular momentum transport in massive stars
大质量恒星的核心旋转速率对核心坍缩超新星及其致密残余物的性质有重大影响。我们表明，内部重力波（IGW），通过信封对流激发在红超巨星阶段或在激烈的后期燃烧阶段，可以有显着的影响的旋转速率的前SN核心。在典型的（$10 \, M_\odot \lesssim M \lesssim 20 \, M_\odot$）超新星祖先中，IGW可能会大大降低核心的自旋，导致铁核心旋转周期$P_{\rm min,Fe} \gtrsim 30 \, {\rm s}$。超新星爆发期间的角动量（AM）守恒将需要$P_{\rm min,NS} \gtrsim 3 \, {\rm ms}$的最小NS旋转周期。在大多数情况下，磁转矩和IGW AM传输的组合效应可能导致实质上更长的旋转周期。然而，在壳燃烧阶段由IGW提供的AM的随机涌入不可避免地旋转了一个缓慢旋转的恒星核心，导致最大可能的核心旋转周期。我们估计了典型的核心坍缩超新星祖先的$P_{\rm max,Fe} \lesssim 5 \times 10^3 \, {\rm s}$的最大铁核旋转周期，以及新生中子星的$P_{\rm max, NS} \lesssim 500 \, {\rm ms}$的相应自旋周期。这与大多数射电双星的典型诞生自转周期相当。因此，在壳层O/Si燃烧期间通过IGW的随机自旋可能决定大多数中子星的初始旋转速率。对于一个给定的祖先，这…
2015-09-04 astro-ph.SR
Simulating the convection in red super-giant stars: wobbling jets in common envelope evolution
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
研究利用新构建的三维红超巨星模型计算共包层演化中吸积物质角动量随机分量，发现其波动幅度可能数倍于固定轴角动量，易形成间歇性吸积盘并发射摆动喷流，支持喷流在共包层演化中关键作用的观点。
2026-09-25 astro-ph.SR
V838 Monocerotis as seen by ALMA: a remnant of a binary merger in a triple system
V838 Mon于2002年爆发，迅速成为今天被称为（发光）红新星的新型恒星爆发的原型。红新星爆发被认为是由恒星合并引起的。V838 Mon的合并发生在一个包含两颗B型星的三重或更高的系统中。我们用ALMA以25质量的分辨率在连续尘埃发射和简单分子的旋转线中绘制了合并位点，包括CO，SiO，SO，SO $_2$，AlOH和H $_2$ S。我们使用辐射转移计算，以再现残留物的架构在ALMA观测的时代。首次确定了B型伴星相对于V838 Mon爆发分量的位置。这颗恒星残骸被一股clusional风所包围，其特征类似于红超巨星的风。合并产物也与一个拉长的结构，$17.6 \times 7.6$ mas，在连续发射中看到的，我们解释为一个磁盘看到一个中等倾角。连续谱图和分子发射图也显示了B型恒星（引力、辐射和风）与2002年喷出的物质流之间复杂的相互作用区域。残留物的分子质量约为0.1 M $_{\odot}$，尘埃质量为8.3 $\cdot$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$。原子零部件的质量保持不受约束。对于理解V838 Mon的合并来说，最有趣的区域仍然没有得到解决，但似乎被拉长了。为了进一步更详细地研究它，将需要更高的角分辨率。ALMA地图向我们展示了合并喷出物与遥远（250 AU）同伴之间相互作用的极端形式。这种相互作用类似于从Ancident AB系统中已知的相互…
2021-06-14 astro-ph.SR
Massive Stars in the W33 Giant Molecular Complex
富含HII区域的巨大分子云是研究大质量恒星和连续恒星形成的天然实验室。银河系恒星形成复合体W33位于l=~ 12.8 deg，距离2.4 kpc，大小约为10 pc，总质量为（~0.8 - ~8.0）× 10^5 Msun。W33的综合射电和红外光度--当与甲醇脉泽、原恒星物体W33 A和嵌入射电源W33内的原星团的直接探测相结合时--标志着该区域是一个活跃的恒星形成地点。为了评估长期的恒星形成历史，我们对大质量恒星进行了红外光谱搜索，首次发现了14颗早期型恒星，包括一颗WN 6星和四颗O 4 -7星。光谱类型的分布表明，这一星群形成于过去的约2-4百万年，而红超巨星的缺乏排除了6-30百万年的大规模恒星形成。这种活动似乎分布在整个区域，似乎没有产生致密的星团，这些星团是其他恒星形成复合体的特征，如船底座和G305。相反，我们预计W33最终将演变成一个松散的恒星聚集体，而天鹅座OB 2则是一个有用的，尽管更丰富，更大的比较器。根据最近的距离估计，尽管恒星星族非常相似，位于W33西北边缘的富星团Cl 1813-178似乎与W33没有物理联系。
2015-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
