Instabilities and pulsations in models of the B-type supergiant $κ$ Cassiopeiae (HD 2905)
对于B-型超巨星$κ$ Cassiopeiae（HD 2905），光度和光谱都观测到了周期在几小时到几天之间的变化。Simón-D 'ıaz等人（2018）最近对这颗恒星的研究揭示了2.7天的主周期变化。为了理解这种变化，我们提出了一个线性非绝热稳定性分析相对于径向扰动模型的$κ$仙后座。与基本模式和第一泛音的不稳定性与27 M $_{\odot}$和44 M $_{\odot}$之间的群众模型确定。对于选定的模型，不稳定性之后的非线性政权的数值模拟。结果发现，有限振幅脉动的周期在3 ~ 1.8天之间，质量为34.5 M的$_{\odot}$模型的脉动周期为2.7天，与观测结果一致。在非线性状态下，不稳定性可能导致包络的大幅膨胀。
2020-11-16 astro-ph.SR
Pulsations in B-type supergiants with masses $M<20M_\odot$ before and after core helium ignition
给出了质量为13-18 $M_\odot$的模型的演化轨迹和脉动分析。我们要解决两个重要问题。第一个涉及天体物理学中最未解决的问题之一，即，堆芯氦点火后蓝环的存在，即所谓的“回圈或不回圈”问题。我们发现，从红巨星阶段的外对流区向内超冲是蓝圈发展的先决条件。我们的第二个问题是关于模型在核心氦燃烧阶段的脉动不稳定性。我们提出的第一次，蓝色环路上的模型可以有不稳定的模式驱动的$κ$机制在$Z-$凸块。相反，在壳层氢燃烧阶段的主序后模型，脉动不稳定性的蓝环模型主要取决于有效温度和金属丰度是次要的。最后，我们试图解释蓝超巨星HD 163899的振荡光谱，这是SPBsg类中唯一的成员，并得到一些线索，对恒星的演化状态。
2014-12-08 astro-ph.SR
Properties of self-excited pulsations in 3D simulations of AGB stars and red supergiants
本研究利用CO5BOLD三维辐射流体动力学“盒中恒星”模拟，分析AGB星和红超巨星的自激脉动周期及其与恒星参数的关系，并提出质量估算公式。
2024-07-04 astro-ph.SR
Pulsational instability in B-type supergiant stars
我们提出的不稳定性分析的后主序星大质量恒星模型对径向和非径向脉动的结果。我们确认，p-和g-模式可以激发的$κ$ -机制作用于金属不透明凸块。然而，作为对先前的权利要求，我们发现，一个中间对流区（ICZ）有关的氢燃烧壳是没有必要的激发g模式。这些模式可以在Brunt-Väisälä频率的最小值处反射，该频率位于辐射氦核周围的化学成分梯度区域的顶部。这个极小值与实际温度梯度从对流区的绝热值到其上的辐射值的变化有关，因此，在这个演化阶段脉动的存在并不证明对流区的存在，而只是某些反射层的存在。最后，我们表明，没有规则的模式，可以预期在蓝超巨星振荡光谱，但有一个前景的模式度，$\ell$，从多色测光识别。
2013-04-18 astro-ph.SR
Is macroturbulent broadening in OB Supergiants related to pulsations?
O型和B型超巨星的光谱被认为会受到一种重要的额外谱线增宽（通常称为宏观湍流）的影响，这种增宽会增加恒星的自转。最近对高分辨率光谱的分析表明，将这种谱线展宽解释为大尺度湍流运动的结果将意味着高度超音速的速度场，使得这种情况非常不可能。恒星振荡被认为是一种可能的替代解释。我们首先介绍了一个旨在研究O和B超巨星中的$macroturbulent$增宽及其与光谱变率现象和恒星振荡的可能联系的观测项目的令人鼓舞的结果：a）所有研究的B超巨星都显示出谱线轮廓的变化，通过< v >谱线的一阶（）和三阶速度（< v^3 >）矩来量化; b）谱线和< v^3 >变率的峰-峰幅度与额外增宽的大小之间存在很强的相关性< v >。
2010-04-20 astro-ph.SR
Pulsations of red supergiant pair-instability supernova progenitors leading to extreme mass loss
最近的恒星演化模型一致地表明，非常大质量的无金属恒星在爆炸前不久会演化成红超巨星。我们认为，这些恒星的信封，这将形成对不稳定的超新星，变得脉动不稳定，这将导致极端的质量损失率，尽管微小的金属含量的信封。我们研究了这种模型的脉动特性，并推导出脉动引起的质量损失率，其中考虑了质量损失对脉动自洽的阻尼效应。我们发现，脉动可能会导致质量损失率约1 e-4 - 1 e-2 Msun/年前不久的爆炸，这可能会创建一个致密的星周介质。我们的研究结果表明，非常大质量的恒星与致密的星周介质可能源于一个更广泛的初始质量范围比脉动对不稳定超新星。当大量富含氢的外壳消失，恒星变得更加紧凑并停止脉动时，极端的质量损失就会停止。因此，这些恒星的氦核不会受到影响，它们作为对不稳定超新星的命运也不会改变。无金属对不稳定性超新星周围的致密星周介质的存在可以使它们更亮更蓝，并且它们可能比以前预期的更容易在高红移下被探测到。我们认为，在对不稳定的超新星祖先的质量损失增强可以自然地解释一些观测性质的超亮超新星：充满活力的爆炸的恒星内的氢丰富的致密的星周介质与小56镍生产和缺乏一个富氢的信封在对不稳定的超新星候选人与大56镍生产。
2014-11-12 astro-ph.SR
Interplay between pulsations and mass loss in the blue supergiant 55 Cygnus = HD 198478
已知蓝超巨星显示光度和光谱的变化，这被认为与恒星脉动有关。大质量恒星中的脉动活动强烈地依赖于恒星的演化阶段，并被认为与质量损失事件，宏观湍流线加宽的外观，以及风中团块的形成有关。为了研究脉动和质量损失之间可能的相互作用，我们对超巨星55 Cyg进行了为期五年的观测活动，以寻找恒星风中的光球活动和周期性质量损失变化。我们用非局域热平衡大气程序FASTWIND模拟了H、He I、Si II和Si III谱线，并导出了光球和风参数。此外，我们寻找的变化的强度和径向速度的光球线，并进行了矩分析的线轮廓，以获得频率和振幅的变化。H α线的强度和形状都随时间变化，显示了各种类型的轮廓：天鹅座P，纯发射，几乎完全不存在，以及双峰或多峰。这颗恒星经历了不同的质量损失率，在不同的时间尺度上变化了1.7-2倍。我们还观察到Si II的电离率的变化，并确定在He I吸收线的多周期振荡，周期范围从几个小时到22.5天。我们解释的光球线的变化，在p-，g-和奇怪的模式振荡。我们认为，这些脉动可以导致增强质量损失的阶段。此外，它们可能会误导恒星自转的测定。我们将这颗恒星归类为后红超巨星，属于天鹅座α变星。
2015-07-07 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
Pulsational instability of supergiant protostars: Do they grow supermassive by accretion?
超大质量恒星; M>10^5 Msun）及其残余黑洞是在z>7的早期宇宙中观测到的超大质量黑洞（SMBH）的有希望的祖先。据推测，SMSs的形成是通过非常快速的质量吸积到原恒星上，速度超过0.01 Msun/yr。根据最近的研究，这种快速吸积的原恒星演变成“超巨星原恒星”，即由膨胀的外壳和收缩的核心组成的原恒星，类似于巨星。然而，就像大质量恒星和巨星一样，这两种恒星都是不稳定的，超巨星原恒星也可能是不稳定的，从而产生强烈的脉动驱动的外流。如果是这样的话，通过吸积的恒星生长将受到质量损失的阻碍。本文用线性微扰分析方法研究了质量范围M<10^3 Msun的超巨星原恒星的脉动稳定性。我们发现，M>600 Msun，吸积率Mdot>1.0 Msun/yr的超巨星原恒星由于kappa机制而不稳定。脉动是在包层中的He^+电离层中激发的。即使在保守的假设下，所有的脉动能量都转化为外流的动能，质量损失率也约为10^-3 Msun/yr，比吸积率低两个数量级以上。因此，我们得出结论，超巨星原恒星应该稳定增长，通过快速吸积至少在我们研究的质量范围。只要在后期保持快速吸积，原恒星将成为SMS，最终为高z SMBH产生种子。
2013-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Periodic mass loss episodes due to an oscillation mode with variable amplitude in the hot supergiant HD50064
我们的目的是解释亮蓝变星HD\，50064的光度和光谱变化（$V=8.21$）.收集了CoRoT空间光度测量和后续高分辨率光谱测量，时基分别为137 d和169 d，使用标准时间序列分析和光变曲线建模方法以及谱线诊断法进行分析和解释。揭示了一个37 μ d的周期，其经历了因子为1.6的突然振幅变化。脉动周期在光谱学中得到确认，这另外揭示了金属线径向速度值根据谱线和历元的不同而相差$\sim 30\,$ km\，s $^{-1}$。根据Si线的等效宽度估算出\teff $\sim$ 13，500 K，\logg $\sim$ 1.5.巴耳末线揭示了该恒星在时间尺度上经历了类似于光度和光谱变化的质量损失变化，平均值为$\log\dot{\rm M}\simeq-5$（以M $_\odot$ \，yr $^{-1}$为单位）。我们暂时将37\，d周期解释为奇异模式振荡。
2010-04-01 astro-ph.SR
Low-amplitude rotational modulation rather than pulsations in the CoRoT B-type supergiant HD 46769
{We目的是探测和解释明亮的CoRoT B型超巨星目标HD\，46769（$V=5.79$）的光度和光谱变化。我们还试图探测目标中的磁场。} {We通过使用标准傅立叶分析和相位色散最小化方法，分析去趋势后的23天过采样CoRoT光曲线以及光谱跟踪数据。我们确定的基本参数的恒星，以及它的丰度从最突出的谱线。我们对分光偏振数据进行了蒙特卡罗分析，以获得极磁场的上限，从而消除了偶极场。{In利用CoRoT资料，我们探测到一个振幅为87 ppm的主周期为4.84d，以及它的一些次多次波。考虑到相位折叠光变曲线的形状和双星运动的缺乏，我们解释了旋转调制方面的主要变化，旋转周期为9.69\，d。旋转调制信号的减法不揭示任何脉动的迹象。我们的研究结果是一致的依巴谷光变曲线的变化。光谱导致72 $\pm 2$ \，km\，s $^{-1}$的投影旋转速度，并且不揭示周期性变化，也不需要调用宏观湍流谱线加宽。在我们的数据中没有检测到磁场的特征。可以排除在极点处比$\sim 500$ \，G强的场，除非可能的未检测到的场比偶极更复杂。} {The这种演化的B型超巨星缺乏脉动和宏观湍流，这被置于不稳定性计算和演化的B型恒星观测到的变化的背景下。
2013-09-01 astro-ph.SR
Characterization of the variability of the blue supergiant HD 14134
Czech Academy of Sciences（捷克科学院）；Charles University（查理大学）；A. Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）
本研究以蓝超巨星HD 14134为对象，结合5个月的光谱数据与TESS测光数据，分析其脉动信号与风变异性，发现~19.2天的g模式及其谐波，确认该星为演化向红超巨星的主序后天体，质疑其天鹅α型变星分类，强调长期多波段监测的必要性。
2026-08-06 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
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
A Massive Star's Dying Breaths: Pulsating Red Supergiants and Their Resulting Type IIP Supernovae
大质量恒星经历基本模式和第一泛频径向脉动，周期为100-1000天，成为红超巨星（RSG）。在大振幅下，这些脉动大大改变了这些$M>9M_\odot$恒星最终核心坍缩产生的传出冲击波所遇到的外壳密度结构。使用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们模拟了RSG包络中的基模和第一泛音脉动的影响，以及使用MESA+STELLA产生的IIP型超新星（SNe）。我们发现，在基模脉动的情况下，SN坪观测值，如在第50天的光度，$L_{50}$，时间积分的冲击能量$ET$，和坪持续时间$t_{\rm p}$是一致的考虑非脉动恒星爆炸的径向标度。也就是说，脉动的大部分效应与爆炸时不同大小的恒星的预期行为一致。然而，在泛音脉动的情况下，拉格朗日位移不是单调的。因此，在这种情况下，在不同的时间过于明亮或微弱的SN发射反映了近SN光球的发射区的密度不足或密度过高的结构。
2020-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Short Term Variability of Evolved Massive Stars with TESS II: A New Class of Cool, Pulsating Supergiants
大质量恒星短暂地通过黄超巨星（YSG）阶段，因为它们在HR图上向红方向演化，并膨胀成红超巨星（RSG）。质量较大的恒星在经历了显著的RSG质量损失后再次经历YSG阶段，并向蓝方向演化。这些后RSG天体为我们提供了一个诱人的一瞥，让我们了解哪些恒星以RSG的形式结束生命，以及为什么。后RSG天体的一个迹象可能是脉动的不稳定性，这取决于恒星的内部结构。在这里，我们报告的发现五个YSG的脉动周期快于1天，发现在76个冷超巨星的样本中发现的\tess在两分钟的节奏。这些脉动的YSG集中在HR图区域，以前没有与脉动相关;我们得出结论，这是一个真正的新一类脉动恒星，快速黄色脉动超巨星（FYPS）。对于每个FYPS，我们通过迭代预白化提取频率，并进行时频分析。一个FYPS有一个提取的频率被分成三个三重峰，并且该峰的振幅在与三重峰的频率间隔相同的时间尺度上被调制;旋转和二进制效应都不可能是罪魁祸首。我们讨论了FYPS的进化状态，并得出结论，他们是候选人后RSG。我们样本中的所有恒星也显示出与热OB星相同的随机低频变率（SLFV），并归因于内部重力波。最后，我们在我们的样本中发现了四个$α$天鹅座变星，其中三个是新发现的。
2020-08-26 astro-ph.SR
Radial pulsation runaway in massive red supergiants in late evolutionary stage and implications to hydrogen-rich supernovae
本研究使用Mesa模拟大质量红超巨星演化，发现高质量模型晚期发生强烈径向脉动导致包层抛射，并确定了脉动驱动质量抛射的光度-质量比条件，解释了IIP型超新星前身星的观测限制。
2025-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of massive stars with pulsation-driven superwinds during the RSG phase
由包层中氢的部分电离驱动的脉动通常被认为是红超巨星（RSG）的重要驱动风。特别是，一些作者提出，当光度与质量比变得足够大时，RSG中的脉动增长率可以足够高，从而引发异常强烈的风（或超级风）。利用初始质量为15 ~ 40 \Msun的流体静力学和流体动力学恒星演化模型，我们研究了1）脉动增长率如何依赖于超巨星的全局参数，以及2）如果脉动驱动的超风发生，对大质量恒星演化的后期阶段会产生什么样的后果.我们认为，这样一个超级风的历史将标志着一个失控的增加，然后突然减少，风的质量损失率。对大质量恒星后期演化的影响将是巨大的，即使初始质量比以前预测的要低得多，恒星也会失去很大一部分的H包层。这也许可以解释为什么没有观测到初始质量大于约17 \Msun的II-P型超新星祖先。我们还讨论了IIn型超新星的一个子集可能的影响。
2010-05-31 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
Wind structure in late-B supergiants
扩展光谱数据集的几个晚B星的光度类Ia揭示了存在类似的特点，在他们的H α配置文件，这可能被解释为偏离球对称，平滑风近似的迹象。由非径向脉动或弱的、大尺度的偶极磁场引起的表面结构可能是在这些恒星的包层中产生风结构的原因。
2009-07-07 astro-ph.SR
Low-frequency gravity waves in blue supergiants revealed by high-precision space photometry
几乎所有的大质量恒星都会以超新星的形式爆炸，形成黑洞或中子星。残余质量和化学产额对后续恒星形成和星系演化的影响强烈地依赖于祖星的内部物理，这是目前还没有很好地理解。恒星内部的理论不确定性随着恒星年龄的增加而增加，这对于蓝超巨星阶段尤其重要。恒星振荡是探测恒星内部的一种独特方法，但由于缺乏观测到的脉动模式，对蓝超巨星的推断受到阻碍。在这里，我们报告了使用K2和TESS太空任务探测蓝超巨星的各种变化。在这些恒星中发现脉动模式或低频重力波的整个频谱，使我们能够绘制出热大质量恒星走向生命尽头的演化图。未来的小行星地震模型将提供年龄、核心质量、内部混合、旋转和角动量传输方面的限制。发现蓝超巨星的变异性是朝着宇宙中最大质量恒星的理论演化模型的数据驱动的经验校准迈出的一步。
2019-05-06 astro-ph.SR
Detection of a 1.59 h period in the B supergiant star HD 202850
B型超巨星的光球线在剖面形状上表现出变化。此外，它们的宽度比纯粹由恒星自转所能解释的要宽得多。这种过度的加宽通常被称为宏观湍流。这两种效应都与恒星振荡有关，但B超巨星还没有被系统地搜索过恒星脉动引起的特别是短期变化的存在。我们已经开始了一项观测活动，以调查在银河系B超巨星样本的光球线的线轮廓变化。这些观测旨在提高我们对演化大质量恒星大气层中物理效应的理解。我们获得了银河系B超巨星HD 202850的四个时间序列的高质量光谱。在H α周围约500埃的光谱范围内，包含了Si II（6347埃，6371埃）和He I（6678埃）光球线。用矩量法分析了谱线轮廓。光球Si II和He I线的时间序列显示其轮廓形状的同时，周期性的变化。适当的分析表明，在所有三个线的1.59小时的时间。在19个月的观察跨度内，这一时期随着时间的推移而稳定。这个周期比恒星的自转周期短得多，可能是恒星振荡的结果。由于这颗恒星似乎落在目前已知的脉动不稳定域之外，因此所发现的振荡的性质仍然不清楚。
2012-05-24 astro-ph.SR
A- and B-type star pulsations in the Kepler and CoRoT era: theoretical considerations
在A型主序星中，$δ$ Sct和$γ$ Dor变星的脉动是在He II电离区驱动的，而H电离区和强磁场似乎在快速振荡的Ap（roAp）星中激发高阶p模中起作用.在$T\approx 2\times10^5$ K的Fe不透明凸点处，$κ$机制激发了B型变星、造父$β$和慢脉动B（SPB）星的脉动。此外，奇异模不稳定性似乎是激发明亮AB超巨星（$α$天鹅座变星）脉动的原因。我们讨论了A型和B型变星脉动的激发机制。
2013-09-27 astro-ph.SR
VLTI-GRAVITY measurements of cool evolved stars: II. Pulsation properties and mass-loss process of the Mira star R Car and the red supergiant VX Sgr
Masaryk University（马萨里克大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur (OCA), CNRS, Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；Charles University（查理大学）；Schmidt Sciences（施密特科学公司）
研究红超巨星和渐近巨星分支恒星质量损失过程，通过VLTI - GRAVITY对R Car和VX Sgr观测，获取角直径等数据，发现二者脉动特性及质量损失过程不同，为相关恒星研究提供新认知。
2026-07-28 astro-ph.SR
Amplitude Variations in Pulsating Red Supergiants
我们已经使用了长期的AAVSO视觉观测和傅立叶和小波分析，以确定周期和研究44个红超巨星的长期振幅变化。其中，12颗星的数据过于稀疏和/或振幅较低和/或在傅立叶光谱中没有明显的峰值; 6颗星的周期很长（2500-4000天），没有明显的振幅变化。其他26颗恒星有一个或两个周期，或者是“短”（数百天），或者是“长”（数千天），其振幅变化高达8倍，但更典型的是2-4倍。振幅变化的中位时间尺度为18个周期。我们将短周期解释为脉动，而长周期则类似于在脉动红巨星中发现的“长次级周期”。
2013-10-23 astro-ph.SR
Red Supergiants -- The Other Side of the H-R Diagram
本文作为红超巨星专题卷的引言，概述其观测性质，并回顾质量损失、星周环境与演化状态等关键问题的历史与现状。
2025-07-21 astro-ph.SR
Explosions of pulsating red supergiants: a natural pathway for the diversity of Type II-P/L supernovae
本文通过自洽模拟15倍太阳质量红超巨星的脉动及其在不同相位下的超新星爆发，揭示κγ机制驱动的包层脉动可自然解释II-P与II-L型超新星光变曲线的多样性。
2025-08-20 astro-ph.HE 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
Pulsations as a mass-loss trigger in evolved hot stars
在后主序星演化期间，大质量恒星会经历几个短暂的阶段，在这些阶段中，它们会以聚集风和不明来源的物质抛射事件的形式经历更大的质量损失。在赫兹-罗素图中蓝色发光部分的恒星可以脉动，这一发现表明恒星脉动可能会影响或触发增强的质量损失和爆发。我们提出了最近的结果，两个对象在不同的阶段：一个B[e]星在主序列的末端和B型超巨星。
2013-09-19 astro-ph.SR
Chaotic dynamics in the pulsation of DF Cygni, as observed by Kepler
金牛座RV型变星的脉动可以由混沌动力学控制。然而，这种情况的观测证据通常很难获得。在这里，我们使用开普勒太空望远镜连续4年的观测来寻找RVb型脉动超巨星天鹅座DF的混沌迹象。我们使用全球流重建方法来估计驱动恒星脉动的动力学的定量特性。次要的、长期的光变化，即，在用经验模态分解方法分析时消除了RVb现象。我们的分析表明，DF Cyg的脉动可以被描述为一个混沌信号的李雅普诺夫维数为2.8。天鹅座DF星是第三颗RV Tau星，也是第一颗RV b型星，非线性分析表明低维混沌可以解释脉动的特殊性。
2018-09-11 astro-ph.SR
Stellar evolution through the Red Supergiant phase
本文综述了质量小于约30倍太阳质量的大质量恒星在主序后进入红超巨星阶段的理论认识，涵盖其对流主导结构、巨大半径、质量损失机制及其作为II型超新星前身天体的关键角色。
2025-07-21 astro-ph.SR
Photometry of two unusual A supergiant systems in the Small Magellanic Cloud
本文对SMC中的两颗变星OGLE004336.91-732637.7（SMC-SC 3）和OGLE004633.76-731204.3（SMC-SC 4）进行了多波长宽带测光和V、I时间分辨测光。光变曲线跨度12年，显示了长期周期（SMC-SC 3）和调制食（SMC-SC 4），讨论了宽轨道中等质量相互作用双星和相关的信封。SMC-SC 3的主周期为238.1天，波形复杂，表明受偏心轨道影响的椭球变率。这颗恒星还显示出一个不稳定的周期性，平均值为15.3天。我们认为这可能与非径向脉动有关。
2010-04-15 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
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
Spectroscopic diagnostics for circumstellar disks of B[e] supergiants
B[e]超巨星（B[e] SG）是发射线天体，可能是大质量恒星后主序星演化的短暂阶段。它们强烈的红外过量辐射表明有大量温暖的星周尘埃，长期以来，人们一直认为这些恒星拥有一种非球面风，由经典的极地线驱动风和密集的、缓慢的赤道风组成，被称为外流盘。这些圆盘的一般性质与这种情况是一致的，尽管目前的理论在再现观测到的量方面有相当大的困难。因此，需要更复杂的观测约束。这些来自于结合光学和红外光谱的研究，该研究提供了令人惊讶的结果，即B[e] SG的拱星材料集中在稳定的开普勒轨道上旋转恒星的多个环中。这种情况需要对形成机制提出新的想法，其中脉动可能起着重要作用。
2016-10-17 astro-ph.SR
The IACOB project: CVIII. Hunting for spectroscopic binaries in the O and B supergiant domain.The threat of pulsational variability
本研究利用IACOB项目的高分辨率光谱，估算银河系OB超巨星的分光双星比例，设定径向速度阈值以区分脉动变星与双星，发现该比例较O型矮星显著下降，强调内禀变异性表征的重要性。
2024-05-18 astro-ph.SR
Dimming and pulsation shock of the coalesced star V838 Monocerotis
University of Minnesota（明尼苏达大学）；University of Tartu（塔尔图大学）；Nordic Optical Telescope（北欧光学望远镜）；Aarhus University（奥胡斯大学）；Leibniz-Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）
基于多波段测光和高分辨率光谱，研究V838 Mon在2026年深度变暗事件，发现由尘埃消光引起，并首次观测到并合后恒星的脉动激波。
2026-06-09 astro-ph.SR
IRAS 22272+5435 (V354 Lac): Multicolor Photometry of a Variable Carbon-rich post-AGB Star and a Dust Formation Episode
该研究通过30余年UBV及JHKLM多色测光，揭示了富碳后AGB星IRAS 22272+5435的双周期脉动及661天振荡，并首次分析长期红外测光，发现1996-2004年KLM波段增亮源于尘埃形成事件，探讨了其机制与观测特征。
2025-07-09 astro-ph.SR
ROAD and K2 photometry of V348 Sgr: probing the pulsation dust connection
V348 Sgr同时是一颗活跃的热北冕座R变星，一颗特殊的极端氦星，以及一颗行星状星云的缺氢中心星。解释RCB类型的变化一直很困难，因为恒星大部分时间都处于最低光下。我们提出了新的地面多色测光覆盖5个观测季节和80天的连续测光空间。后者表现为小振幅（< 0.01 mag.）热氦超巨星奇异模式脉动的典型时间尺度上最大光的变化。这些可能是频繁产生粉尘的触发因素;还必须考虑其他机制。多色测光探测从最小到最大光的消光事件的变红特性。后者与在较冷的RCB恒星中看到的碳质颗粒引起的灭绝事件相当。在最低光下的最小红化表明从星周尘埃散射到视线中的星光占了透射光的主导地位。
2019-06-05 astro-ph.SR
Comment on the feasibility of carbon burning in Betelgeuse: a response to "The evolutionary stage of Betelgeuse inferred from its pulsation periods," arXiv:2306.00287
本研究回应Saio等人2023年的预印本，指出其基于径向脉动假设提出的参宿四已处于碳燃烧阶段的结论与角直径测量结果矛盾，并讨论大变暗的成因及不同研究的建模框架差异。
2023-06-09 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
Pulsations powered by hydrogen shell burning in white dwarfs
由于在渐近巨星分支阶段没有第三次挖掘事件，由低金属丰度祖先演化而来的白矮星模型具有较厚的氢壳层，这使得氢壳层燃烧成为最重要的能量来源。我们调查的脉动稳定性的白矮星模型与厚信封，看看是否非径向$g$模式的脉动是由氢燃烧引发的，目的是把限制氢壳燃烧在冷白矮星和第三次疏浚在渐近巨星分支演化的祖星。利用全演化计算方法构造了低金属丰度的母星白矮星序列，并分析了它们在有效温度$T_{\rm eff} \sim 15\,000\,-\, 8\,000$ K范围内的脉动稳定性。我们证明了，对于从低金属丰度祖先演化而来的质量为$M_{\star} \lesssim 0.71\,\rm M_{\sun}$、有效温度为$8\,500 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 11\,600$ K的白矮星模型，（$Z= 0.0001$、$0.0005$和$0.001$）偶极子（$\ell= 1$）和四极杆（$\ell=2$）$g_1$模式主要由于氢燃烧壳层通过$\varepsilon$机制而被激发，除了由$κ-γ$或对流驱动机制驱动的其它$g$模式之外。然而，$\varepsilon$机制不足以驱动这些模式在白矮星从太阳金属丰度祖先演变。我们建议，应努力观察偶极$g_1$模式的白矮星与低金属丰度的环境，如球状星团和/或星系晕，放置在冷却的白矮星的氢壳燃烧和第三个疏浚情节在前面的渐近巨星分…
2016-06-14 astro-ph.SR
Pulsations and Long-Term Light Variability of Three Candidates to Protoplanetary Nebulae
我们提出了新的测光数据和分析的长期UBV光电观测的三个候选人的原行星对象-F-超巨星与IR-位于大银河系纬度，IRAS 18095+2704，IRAS 19386+0155，和IRAS 19500-1709。所有三颗恒星都揭示了准周期性的低振幅变化，这些变化是由观测到的亮度长期趋势的脉动引起的。对于IRAS 18095+2704=V887 Her，我们发现其脉动周期为109天，如果在年时间尺度上平均，则在恒定颜色下亮度的线性趋势。IRAS 19386+0155=V1648 Aql在2000-2008年的光变曲线可以近似为一个主周期为102天的波，该波被接近的频率调制，周期为98天，导致亮度振荡幅度可变。V1648 Aql还显示出同步变红，以及V波段亮度的持续上升。IRAS 19500-1709=V5112 Sgr经历了周期为39和47天的不规则脉动。V5112 Sgr的长期变化可能与该星的双星性质有关。
2009-11-02 astro-ph.SR
Strange mode instability for micro-variations in Luminous Blue Variables
如果一颗大质量恒星在红超巨星阶段失去了大量的质量，它会回到HR图中的蓝色区域，并在核心-He燃烧阶段的一部分时间里成为一颗光度质量比（L/M）远大于10^4（太阳单位）的蓝超巨星;持续时间取决于内部混合的程度和金属量。然后，各种恒星脉动被激发增强κ机制和奇怪的模式不稳定性。假设这些脉动是天鹅座α变星（包括亮蓝变星（LBV;或S Dor变星））的准周期性光和径向速度变化的原因（至少是部分原因），我们就可以预测这些变星的质量和表面成分，并将它们与观测到的结果进行比较，以约束演化模型。我们讨论了初始质量为40 M_（\odot），太阳金属丰度Z=0.014的演化模型中激发的径向脉动，并将它们与两个银河系LBV HR Car和HD 160529中的微观变化进行了比较。我们发现，这些恒星应该已经失去了一半以上的初始质量和它们的表面CNO丰度应显着修改，从原来的显示部分H燃烧产物。
2013-05-21 astro-ph.SR
A Five-year Spectroscopic and Photometric Campaign on the Prototypical alpha Cygni Variable and A-type Supergiant Star Deneb
天津四通常被认为是典型的A型超巨星，是银河系中视觉上最明亮的恒星之一。A型超巨星是潜在的河外距离指示器，但在这种技术被认为可靠之前，这些恒星的变化需要更好地表征。我们分析了在1997年至2001年的五年跨度中获得的天津四的339个高分辨率阶梯光谱，以及在同一时间范围内获得的370个Stromgren光度测量。我们的光谱分析包括动态光谱的H-α轮廓，H-α等效宽度，和径向速度从Si II 6347，6371测量。时间序列分析表明，没有明显的周期性行为，通过多个观测季节进行，虽然我们发现了一个可疑的40天的时间在两个，非连续的观测季节。光度和径向速度数据集之间的一些相关性，并建议径向脉动在两个时代。没有相关性之间的变化的H-α配置文件和径向速度或光度。Lucy（1976）发现天津四是一颗长周期单线光谱双星的证据，但我们的数据集没有证据表明双星伴星会导致径向速度变化。
2010-09-29 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
Asteroseismology of the Nearby SN-II Progenitor Rigel Part II. ε-Mechanism Triggering Gravity-Mode Pulsations?
发光B型和A型超巨星的核心是后来核心坍缩超新星的种子。因此，限制这类恒星的近核条件可以对超新星遗迹的大小，质量和化学成分进行更严格的限制。对这些大质量恒星的星震学是进行这种研究的一种可能方法。最近，Moravveji等人（2012年，下文为论文I）从6年径向速度监测或参宿七（βOri，B8 Ia）中提取了19个重要频率。他们确定的周期从1.22天到74.74天不等。基于我们的差分旋转恒星结构和演化模型，参宿七，在它目前的演化状态，正在经历核心的He燃烧和外壳的H燃烧。线性完全非绝热非径向稳定性分析的结果在非径向重力为主的混合模式的密集频谱的激发。径向基模（\ell =0）及其泛音都是稳定的。当氢燃烧壳甚至部分位于辐射区时，通过所谓的ε机制使g模不稳定的有利条件变得可行。只有那些在氢燃烧（辐射）区具有高相对振幅的g模才能在强辐射阻尼下幸存下来。从观测到的参宿七变星周期的整个范围来看（见论文I），根据我们的模型，只有周期在21 ~ 127天之间的模才能用ε机制理论上解释。短周期变化的起源（见论文I）仍然没有得到解释。由于参宿七与其他大质量BA超巨星相似，我们认为ε机制可能能够解释天鹅座α类脉动星的长周期变化。
2012-02-08 astro-ph.SR
Radiative Transfer Modeling of the Winds & Circumstellar Environments of Hot And Cool Massive Stars
本文介绍了利用先进的辐射转移（RT）计算方法对典型热、冷大质量恒星的星风和星周环境进行模拟研究的工作。本研究的目的是揭示在上H-R图中亮星的各种质量损失机制的详细物理。最近的3-D RT计算，结合流体动力学模拟，表明OB超巨星的辐射驱动风是结构化的，由于旋转亮点引起的大规模密度和速度场。根据HD 64760（B Ib）中匹配DAC计算的质量损失率与平滑风模型的质量损失率相比没有明显变化。另一方面，中间的黄超巨星（如Rho Cas，F-G Ia 0）在爆发期间表现出显著的质量损失率增加的光谱特征。对黄色演化空洞附近超巨星的长期光谱监测显示，它们的质量损失率和风结构主要由光球爆发和大幅脉动控制，这些脉动通过传播冲击波向星周环境传递机械动量。然而，在大质量红超巨星中，缺乏来自光球对流带的机械波传播的明确证据。最近的空间分辨HST-STIS观测内参宿四的（M Iab）非常扩展的色球和尘埃信封显示温暖的色球气体远远超出尘埃凝结半径的RT模型的证据。这些长期光谱观测的模型表明，色球脉动不是球对称的。STIS观测指出了机械波传播对加热和维持红超巨星扩展风中色球条件的重要性。
2009-06-02 astro-ph.SR
The evolutionary stage of Betelgeuse inferred from its pulsation periods
本文将参宿四的四个脉动周期识别为径向基频至三阶泛音，并通过线性非绝热脉动模型推断其正处于核心碳燃烧晚期，可能是下一颗银河系II型超新星。
2023-09-26 astro-ph.SR
The convective photosphere of the red supergiant CE Tau. I. VLTI/PIONIER H-band interferometric imaging
上下文红超巨星是大质量恒星演化的最新阶段之一。它们的光球对流可能在其质量损失的发射机制中发挥重要作用;然而，其特性和动力学仍然缺乏约束。目标。通过对不同历元红超巨星的近红外干涉观测，我们期望揭示其恒星表面亮对流特征的演化。方法.我们用VLTI/PIONIER仪器在H波段对M2 Iab-Ib红超巨星CETau进行了两个相隔一个月的观测。结果我们推导了恒星的角直径和基本恒星参数，并重建了两个可靠的H波段光球图像。对于我们的两个观察时期，重建图像的对流模式的对比度为$5 \pm 1 \%$和$6 \pm 1 \%$。结论.恒星光球在两个时期之间几乎没有变化。对流模式的对比度低于在30个随机选择的最佳匹配3D辐射流体动力学模拟的快照上获得的平均对比度变化：原始模拟图像为$23 \pm 1~\%$，降级到重建分辨率的地图为$16 \pm 1~\%$。我们提出两个假设来解释这一观察结果。CE Tau可能正在经历一个安静的对流活动事件，或者它可能是与模拟相比其更温暖的有效温度（因此其半径更小）的结果。
2018-02-16 astro-ph.SR
Stability boundaries for massive stars in the sHR diagram
大质量恒星径向脉动的稳定边界与光谱HR（sHR）图（Langer & Kudritzki 2014）中可变和不变蓝超巨星的位置进行了比较，其垂直轴是$4\log T_{\rm eff}-\log g \,(= \log L/M)$。观测数据表明，变量往往有较高的$L/M$比非变量与理论预测一致。然而，许多可变的蓝超巨星被发现具有低于理论稳定性边界的$L/M$值;即，表面重力似乎太高了，大约0.2-0.3德克斯。
2014-08-15 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
MOLsphere and pulsations of the Galactic Center's red supergiant GCIRS 7 from VLTI/GRAVITY
GCIRS 7是银河系中央秒差距中最亮的恒星，它在百万年前与数十颗大质量恒星一起形成了$6\pm2$，它们位于围绕中央黑洞旋转的圆盘中。有人认为GCIRS 7是一个脉动体，根据光度变化。我们提出了第一个中等分辨率（$R=500$），K波段光谱干涉观测GCIRS 7，使用重力仪器与四个辅助望远镜的欧洲南方天文台VLTI。我们使用两个时期（即2017年和2019年）寻找变化。我们发现GCIRS 7在K波段连续谱中以$θ^*_\text{UD}=1.55 \pm 0.03$ mas（$R^*_\text{UD}=1368 \pm 26$ $R_\odot$）的均匀圆盘光球直径进行适度分辨。窄带均匀盘直径增加超过2.3 $μ$米，与CO波段头在光谱中有明确的相关性。这种相关性通过2017年测量的直径为$θ_\text{L}=1.74\pm0.03$ mas的热（$T_\text{L}=2368\pm37$ K）几何薄分子壳进行适当建模。2019年，壳体直径增加（$θ_\text{L}=1.89\pm0.03$ mas），而其温度降低（$T_\text{L}=2140\pm42$ K）。与此相反，光球直径$θ^*_\text{UD}$和GCIRS 7（$A_{\mathrm{K}_\mathrm{S}}=3.18 \pm 0.16$）的光球消光在两个历元的不确定性范围内具有相同的值。在以前的…
2021-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres. I. Validation of the method
冷巨星和超巨星大气的特征是由对流和脉动过程产生的复杂速度场，这一点尚未完全了解。速度场影响谱线的形成，因此包含恒星大气动力学的信息。层析成像的方法允许恢复的速度场的分量的分布投影在视线上在不同的光学深度在恒星大气中。对谱线凹陷的贡献函数的计算旨在正确地识别谱线的形成深度，以便构造探测在不同光学深度处形成的谱线的数字掩模。层析成像方法应用于一维模型大气和现实的三维辐射流体动力学模拟与CO5BOLD进行，以比较它们的谱线形成深度和速度场。在1D模型大气中，每条谱线形成于有限的光学深度范围内。另一方面，在3D模拟中，主要由于温度和密度的不均匀性，线形成深度在大气中分散。对比三维合成谱与三维模拟速度的CCF剖面表明，层析成像方法正确地恢复了大气视线上速度分量的分布。
2017-12-01 astro-ph.SR
