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
Similarities in the structure of the circumstellar environments of B[e] supergiants and yellow hypergiants
黄超巨星（YHG）和B[e]超巨星（B[e] SG）虽然处于不同的演化阶段，但具有许多共同的特征。这部分是由于这两种类型的物体都经历了强烈的，通常是不对称的质量损失，并且喷射的物质积累在壳，环或盘状结构中，从而引起温暖分子和尘埃的发射。我们进行了光学光谱调查的北银河系发射线的恒星，旨在确定示踪剂的结构和运动学的拱星环境。我们确定了两组线，[O I]和[Ca II]，它们起源于B[e] SG的盘。在V1302 Aql和V509 Cas中观察到相同的一组谱线，它们都是热的YHG。虽然已知V1302 Aql具有盘状结构，但V509 Cas中的运动学加宽的线表明围绕这颗恒星的开普勒盘或环类似于更热的B[e]SG。
2016-11-14 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Bouncing against the Yellow Void -- exploring the outbursts of $ρ$ Cas from visual observations
大质量恒星是罕见的，但对它们的直接环境和宿主星系至关重要。它们从诞生开始就通过强烈的恒星风失去质量，直到它们作为超新星壮观地结束生命。质量损失随着它们的发展而变化，在某些阶段，它变得偶发或显示爆发活动。其中一个阶段是黄超巨星，在这一阶段，它们由于脉动和大气不稳定性而经历爆发。这在光度学中被描述为它们视星等的减少。$ρ$仙后座（Cas）是一颗明亮而著名的变星，在上个世纪经历了四次大爆发，最近一次是在2013年发现的。我们从视觉和数字观测中推导出光变曲线，并表明经过一些处理和一个小的视觉校正（$\sim0.2$ mag），两条曲线匹配。这突出了视觉观测的重要性，因为我们可以获得准确性，并且因为它们以均匀的方法完全覆盖了历史活动（四次爆发中只有最后两次被数字观测很好地覆盖）。通过从视觉观测拟合爆发轮廓，我们得出每个爆发的持续时间。我们注意到持续时间呈下降趋势，爆发之间的间隔也缩短了。这种活性表明$ρ$ Cas可能正准备进入下一个进化阶段。
2022-03-24 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
Revisiting the evolved hypergiants in the Magellanic Clouds
在红超巨星（RSG）阶段幸存下来的大质量恒星将在极端中度过余生。它们不稳定的大气层促进了壳层的形成和阶段性的喷射，从而改变了恒星的外观和周围环境。在本研究中，我们修改了麦哲伦云中8颗超巨星的演化状态，其中4颗为早期A型，4颗为FG型，并补充了被称为黄超巨星（YHG）的爆发后RSG的短名单。我们通过FEROS的高分辨率光谱学来改进恒星的过时温度和光度。A型星被认为是在它们的早期，后主序星阶段，表现出向红演化的超巨星的分光光度特征。另一方面，FG型恒星通过增强的大气活动来表现自己，这种活动可以通过H $α$中的发射填充和低激发Ba II线的动力学调制来追踪。在这些恒星中，有尘埃的HD 269723被认为是最近离开了冷相。我们确定双峰排放的FEROS数据的HD269953出现从一个轨道盘托管同伴。该研究的亮点是HD 271182的增强质量损失，表现为光变曲线中的变暗事件，并使恒星“适度”类似于$ρ$ Cas。HD 271182的光度$\log(L/L_{\odot})= 5.6$可以作为大麦云星云中表现出后RSG演化的恒星光度的更新阈值。
2022-02-09 astro-ph.GA 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
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
Searching for Cool Dust in the Mid-to-Far Infrared: the Mass Loss Histories of The Hypergiants $μ$ Cep, VY CMa, IRC+10420, and $ρ$ Cas
我们呈现了四颗著名超巨星的中红外和远红外成像：红超巨星$μ$ Cep和VY CMa，以及暖超巨星IRC +10420和$ρ$ Cas。我们的11到37个$μ$ m SOFIA/FORCAST成像探头可以冷却在视觉和近红外成像研究中未检测到的尘埃。自适应光学（AO）8 - 12 $μ$ m成像$μ$ Cep和IRC +10420与MMT/MIRAC揭示了扩展的信封，这些恒星的强硅酸盐发射特征的可能来源。我们发现，在13,000年的历史中，$μ$ Cep的质量损失率下降了约5倍，从5 $\times$ 10 $^{-6}$下降到$\sim$ 1 $\times$ 10 $^{-6}$ $M_{\odot}$/年$^{-1}$。VY CMa的形态显示了一个较冷的尘埃成分，与在可见光和近红外中看到的高度不对称的反射星云相一致。VY CMa周围较远距离处缺乏冷尘埃表明其质量损失历史仅限于最近的$\sim$ 1200年，平均速率为6 $\times$ 10 $^{-4}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们发现IRC +10420的质量损失历史中有两个不同的时期，直到大约2000年前，其质量损失率高达2 $\times$ 10 $^{-3}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$，随后在最近的过去减少了一个数量级。我们将这种变化解释为它超越RSG阶段的演变的证据。我们对…
2015-12-08 astro-ph.SR
SN Hunt 248: a super-Eddington outburst from a massive cool hypergiant
我们提出了SN Hunt 248的光度和光谱观测，这是NGC 5806中的一个新的超新星（SN）冒名顶替者，于2014年5月开始了多阶段爆发。2014 a初发现的增亮显示出M~-12的绝对星等和冷致密流出的光谱特征，包括Fe II、H I、Na I的P-Cygni线和金属的强线覆盖。源迅速上升，并在两周后达到M~-15等附近的峰值。在这个明亮的“2014 b”阶段，光谱变得由巴耳末辐射和更强的蓝色连续光谱主导，类似于SN冒名顶替者SN 1997 bs。哈勃太空望远镜在1997年至2005年期间拍摄的档案图像显示了一颗发光的（4 e5 Lsun）可变前体恒星。它在赫罗图上的位置与一个质量很大（M_init~30 Msun）的冷超巨星相一致，它有着非常密集的风，爱丁顿比刚好低于1。然而，在最近的2014年a增亮开始时，该物体变成了超级爱丁顿。在2014 b阶段，光度的提升可能是由于星周相互作用。SN Hunt 248提供了第一个冷超巨星经历巨大爆发的案例，让人想起亮蓝变星（LBV）的爆发。这支持了一个假设，即一些冷的超巨星，如Rho Cas，可能是伪装在由其极密的风产生的伪光球下的LBV。此外，SN Hunt 248还证明，这些恒星的爆发在峰值亮度上可以与像Eta Car这样的大质量系统的巨大爆发相媲美。
2014-12-15 astro-ph.SR
Don't believe the hype(r): The Yellow Supergiants of Westerlund 1
本文通过分析 Westerlund 1 星团中六名黄特超巨星候选者的光谱，发现它们实为普通黄超巨星，这表明该星团年龄较老，并推测三重系统演化导致了异常高的黄超巨星比例。
2023-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hedorah, the first yellow supergiant Kaiju star candidate at $z=3.7$ revealed by JWST behind AS1063
Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)（坎塔布里亚物理研究所）；School of Physics and Astronomy, University of Minnesota（明尼苏达大学物理与天文学院）；STAR Institute（STAR研究所）；Université Claude Bernard Lyon 1（里昂第一大学）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学物理与天文学系）
Hedorah是首个在z≈3的黄色超巨星Kaiju星候选者，通过AS1063后被揭示，揭示了在更高红移处存在黄色超巨星的可能性。
2026-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Great Dimming of the hypergiant star RW Cephei: CHARA Array images and spectral analysis
本文利用 CHARA Array 干涉仪首次获得特超巨星 RW Cephei 的分辨图像和近红外光谱，揭示其深度变暗由表面物质抛射形成的尘埃云部分遮挡光球层所致，并测得恒星半径为 900-1760 倍太阳半径。
2023-07-10 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
Simulations of massive star atmospheres and winds during giant eruptive and quiescent luminous blue variable phases
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）
本文通过时间依赖的辐射-水动力学模拟研究了大质量恒星的大气和风特性，揭示了蓝变量星和黄巨星在不同阶段的特征参数。
2026-03-23 astro-ph.SR
On the nature of candidate luminous blue variables in M33
亮蓝变星（LBV）被认为在大质量恒星演化中扮演着重要的角色，同时也是一些已知的最明亮的超新星的祖先。在本文中，我们提供了一个多波长的研究人口（候选人）LBV内确定M33。新的光谱提供了一个超过4年的观测基线，相对于已公布的数据，这是非常适合识别LBV爆发。M33的多历元光学和中红外测量进一步限制了样品的可变性，并允许搜索尘埃拱星喷出物。光谱和光度变化在样品中似乎很常见，但在许多情况下，需要进一步观察才能确定其物理来源。尽管如此，我们报告了一个新的爆发M33 Var C，而WNLh恒星B517在1993年至2010年之间过渡到一个较冷的B超巨星阶段证实了LBV分类。证明的概念定量分析提供了罗马诺的明星，其结果是一致的发现，它的热光度变化在其LBV的游览。B超巨星[HS 80] 110 A和冷超巨星B324这两颗恒星的温度和光度的组合似乎违反了经验的Humphreys-Davidson极限。中红外观测表明，一些候选者似乎与热的星周尘埃有关，尽管没有像船底座η这样极端的物体被发现。组合的多波长数据集表明，研究的LBV的人口被证明B[e]现象的恒星污染。其中，与热尘相关的一组光学暗淡、低光度恒星特别令人感兴趣，因为它们看起来与SN 2008 S和2008 NGC 300瞬变的可能祖先相似，尽管遭受较少的内在消光。[删节]
2012-02-20 astro-ph.SR
