The Red Supergiant Problem: As Seen from the Local Group's Red Supergiant Populations
针对II型超新星预成像中高光度红超巨星（RSG）前身星缺失的红超巨星问题，本研究结合银河系及本星系群其他星系的RSG种群，量化相关假设的不确定性，发现M3或更晚光谱型RSG可复现观测陡度，且因误差过大未证实高光度前身星缺失。
2024-12-05 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
Blue supergiants as a progenitor of intermediate-luminosity red transients
本研究探究蓝超巨星的其他爆发情景，通过模拟不同参数下的爆发光变曲线，发现其爆发可产生两类超新星，解释了相关观测与预期占比的差异，拓展了对蓝超巨星爆发多样性的认知。
2024-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
On The Red Supergiant Problem
我们研究的问题，估计对应于观察到的红超巨星（RSG）的IIP型超新星的祖先的质量范围。使用旨在重现观测特性的蒙特卡罗模拟，我们发现Davies & Beasor（2018）的方法显著高估了最大质量，对于Mh/Msun = 18的输入群体，上限为Mh/Msun = 20.5 +/-2.6。我们首选的贝叶斯方法做得更好，对于相同的输入人群，Mh/Msun = 18.6 +/-2.1，但也倾向于高估Mh。对于实际的祖先样本和Salpeter初始质量函数，我们发现Mh/Msun = 19.01 - 2.04 + 4.04，用于Smartt等人（2009）和Davies & Beasor（2018）使用的Eldridge等人（2004）质量-光度关系，以及Mh/Msun = 21.28_-2.28 + 4.52用于Sukhbold等人（2018）质量-光度关系。基于蒙特卡罗模拟，我们估计这些被高估了3.3 +/-0.8Mh。红超巨星的问题依然存在。
2020-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The `Red Supergiant Problem': the upper luminosity boundary of type-II supernova progenitors
通过比较红超巨星（RSG）超新星祖先的性质与现场RSG的性质，已经声称不存在光度$L$高于$\log(L/L_\odot) > 5.2$的祖先。这与$\log(L/L_\odot) = 5.5$上RSG的经验光度上限相矛盾，这一结果被称为“红超巨星问题”。这被解释为黑洞形成的质量阈值上限的证据。本文比较了麦哲伦云中RSG SN祖星的观测光度和RSG $L$分布。我们的研究结果表明，在目前的样品中没有明亮的SN II-P/L祖细胞，至少可以部分地解释由陡峭的$L$ -分布和小样本量，和红超巨星问题的统计意义是1-2 $σ$之间。其次，我们模拟的II-P/L祖细胞的亮度分布作为一个简单的幂律的上限和下限的截止，并找到一个亮度上限为$\log(L_{\rm hi}/L_\odot) = 5.20^{+0.17}_{-0.11}$（68\%的信心），虽然这增加到$\sim$ 5.3，如果一个固定的幂律斜率是从理论上的论点预期。结果再次指出了RSG问题在$\sim 2 σ$中的重要性。在所有祖先都是单星演化的结果的假设下，这对应于$M_{\rm hi} = 19.2{\rm M_\odot}$、$\pm1.3 {\rm M_\odot (systematic)}$、$^{+4.5}_{-2.3} {\rm M_\odot}$（随机）的父分布的质量上限（68\%置信限）。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for a luminosity-class dichotomy in the supergiant donors of persistent high-mass X-ray binaries and supergiant fast X-ray transients
INAF-IASF Milano, Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica（意大利国家天体物理研究所米兰空间天体物理学与宇宙物理学研究所）；INAF-OAS, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所太空天体物理学与空间科学观测站）
该研究通过构建可靠样本发现，呈现极端暂现X射线辐射的SFXTs仅含Ib/Iab光度级的O/B型超巨星，而经典HMXBs多含Ia型供体，证实恒星光度等级二分或可解释两类HMXBs的X射线行为差异。
2026-09-02 astro-ph.HE 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
The luminosities of cool supergiants in the Magellanic Clouds, and the Humphreys-Davidson limit revisited
冷超巨星的经验光度上限$L_{\rm max}$，通常被称为汉弗莱斯-戴维森极限，被认为编码了大质量恒星的一般质量损失行为的信息。此外，它描绘了单颗恒星将结束其生命的边界，剥离了它们的富氢包层，这反过来又是单颗恒星通道中II型到Ibc型超新星相对速率的关键因素。本文通过对大麦哲伦云和小麦哲伦云中冷超巨星光度分布的研究，重新讨论了$L_{\rm max}$问题。我们收集了每个星系中高度完整的$\log L/L_{\odot}$ =5.0以上的冷SG样本，并使用现代多波长测量数据确定了它们从光学到中红外的光谱能量分布。我们表明，在这两种情况下，$L_{\rm max}$似乎低于以前引用的，是在该地区的$\log L/L_{\odot}$ =5.5。没有证据表明$L_{\rm max}$在SMC中比在LMC中更高，如果金属依赖风是恒星包层剥离的主导因素，那么这将是预期的。我们还表明，$L_{\rm max}$与单个富氮沃尔夫-拉叶星的最低光度一致，表明在临界质量以上的恒星演化序列的变化。从人口合成分析，我们表明，日内瓦进化模型大大高估了SMC中的冷SG的数量。我们还认为，在较低的金属丰度环境中，较早的平均光谱类型的冷SG的趋势代表了一个真正的转变到更热的温度。最后，我们使用我们新的热光度测量提供冷超巨星更新的热校正。
2018-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining red supergiant mass-loss prescriptions through supernova radio properties
超新星的射电性质强烈地依赖于其星周环境，是研究超新星前身星质量损失的重要探针。最近，在无线电的核心坍缩超新星观测已经组装和核心坍缩超新星在8.4 GHz的上升时间和峰值光度分布的估计。本文利用射电II型超新星的上升时间和峰值光度分布，对红超巨星的质量损失公式进行了约束。我们采用de Jager和van Loon的质量损失率，计算了红超巨星的上升时间和峰值亮度分布，并与观测结果进行了比较。我们发现，德雅格质量损失率解释了广泛传播的无线电上升时间和峰值亮度分布的II型超新星，而范隆质量损失率预测一个相对狭窄的范围内的上升时间和峰值亮度。我们的结论是，红超巨星的质量损失处方应该有很强的依赖于光度的德耶格质量损失率再现广泛传播的分布的上升时间和峰值亮度在无线电中观察到的II型超新星。
2021-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Combined spectroscopy and intensity interferometry to determine the distances of the blue supergiants P Cygni and Rigel
本文报道了两颗恒星H $α$谱线内的空间强度干涉测量结果：亮蓝变星超巨星\PCygni \和晚B型超巨星参宿七。实验装置进行了升级，以允许同时测量两个偏振通道，而不是在我们以前的设置，和零基线关联函数对天空，以验证独立的估计从恒星光谱和仪器的光谱吞吐量。结合同步光谱测量和基于用代码CMFGEN计算的辐射转移模型，我们能够拟合我们测量的可见度曲线来提取恒星距离。我们对\PCygni \（1.61 $\pm$ 0.18 kpc）和参宿七（0.26 $\pm$ 0.02 kpc）的距离测定分别与盖亚和依巴谷任务的天体测量提供的值非常一致。参宿七的这个结果是通过采用恒星光度$L_{\star}$ = 123000 $L_{\odot}$得到的，在文献中报道这与依巴谷到参宿七的距离一致。然而，由于缺乏共识的参宿七的光度，我们也探讨了如何在我们的模型中采用恒星光度影响我们的距离测定参宿七。总之，我们支持，在一个独立的方式，到参宿七的距离提供的依巴谷任务，当采取光度123000 $L_{\odot}$在面值。这项研究是第一个成功的一步，扩展应用的风动量光度关系方法的距离校准从LBV超巨星到一个更正常的晚型B超巨星。
2022-06-23 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Red Supergiants in M31: The Humphreys-Davidson limit at high metallicity
本文通过测量M31并与LMC和SMC比较红超巨星光度函数，发现HD极限及光度分布无金属丰度依赖性，证明主序阶段线驱动风非其成因。
2021-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
MUSE crowded field 3D spectroscopy in NGC 300 II. Quantitative spectroscopy of BA-type supergiants
本文根据欧洲南方天文台甚大望远镜（ESO，VLT）上的多单元光谱探测器（MUSE）的观测结果，对邻近旋涡星系NGC 300的内旋臂区的BA型超巨星和亮巨星进行了定量光谱分析。将通量加权重光关系（FGLR）方法推广到低光度恒星。用PampelMUSE在数据立方体上进行点扩散函数拟合3D光谱。16颗具有最高信噪比（$S/N s$）的恒星根据它们的光谱类型和光度类别使用银河模板进行分类。他们进行了分析，使用混合非局部热力学平衡（非LTE）模型光谱，以适应最强的观察到的氢，氦，和金属线的中分辨率光谱。辅以光度数据，这有助于基本的恒星参数和星际红化尚未确定。有效温度，表面重力，红化$E(B-V)$，测热星等和光度，以及半径和质量的样本恒星。大多数天体遵循FGLR，从NGC 300中更明亮的BA型超巨星建立。在这些较低的光度，这是符合人口合成模型的预测通量加权的重力-光度平面中的散射的增加。
2022-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants
我们报告中，以远红外成像和光度从7至37微米的SOFIA/FORCAST和2微米的自适应光学成像与LBTI/LMIRCam的大样本的红超巨星（RSG）在四个银河系的集群; RSGC 1，RSGC 2 =斯蒂芬森2，RSGC 3，和NGC 7419。这些星团中的红超巨星涵盖了它们的亮度和初始质量的预期范围，从大约9到超过25个太阳质量。这个星群包括了非常晚型的RSG，例如可能接近RSG阶段末期的MY Cep、高质量损失脉泽源、黄超巨星和后RSG候选者。许多恒星和几乎所有最明亮的恒星都具有光谱能量分布（SED），在最长波长处具有扩展的红外过量辐射。为了最好地模拟它们的SED，我们使用具有可变径向密度分布函数的DUSTY来估计它们的质量损失率。我们对42颗RSG的质量损失率-光度关系基本上遵循经典的德雅格曲线，但在光度低于10^5太阳光度时，我们发现大量的红超巨星的质量损失率低于德雅格关系。当光度高于10^5太阳光度时，会有一个快速的转变，向更高的质量损失率过渡，接近并与德雅格曲线重叠。我们建议不要使用线性关系或单一曲线，经验质量损失率-亮度关系可以用宽带更好地表示。有趣的是，在约10^5 Lsun时向更高质量损失率的转变大约对应于18 - 20 Msun的初始质量，这接近RSG变为II型SNe的上限。
2020-08-03 astro-ph.GA 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
The flux-weighted gravity-luminosity relationship of blue supergiant stars as a constraint for stellar evolution
蓝超巨星（BSG）的通量加权重力-光度关系（FGLR）将它们的绝对星等与光谱测定的通量加权重力log g = Tef ^[4]联系起来。BSG是宇宙中可见光下最亮的恒星，FGLR的应用已成为确定河外距离的有力工具。在观测上，FGLR是一个紧密的关系，只有小的散射。因此，它是理想的被用作恒星演化模型的约束。本工作的目的是研究恒星演化是否能再现观测到的FGLR，并发展一个改进的FGLR作为河外距离指示器的基础。我们使用不同的网格恒星模型的初始质量之间的9和40 Msun，金属丰度之间的Z = 0.002和0.014，有和没有旋转，计算与各种质量损失率在红超巨星阶段。对于这些模型中的每一个，我们讨论的细节后主要序列的演变和构建理论FGLR人口合成模型，然后我们观察到的FGLR进行比较。一般来说，恒星演化模型FGLR与观测结果相当吻合。然而，模型之间存在差异，特别是在通量加权的重力-光度平面的形状和宽度（散射）方面。与模型，其中包括旋转的影响，并假设绝大多数，如果不是所有的观察到的BSG发展的红超巨星阶段，只有少数正在从这个阶段发展回来，得到最好的协议。金属丰度对FGLR的形状和散射的影响很小。(...)
2015-05-04 astro-ph.SR
A bias-corrected luminosity function for red supergiant supernova progenitor stars
本文通过引入极限星等计算偏差校正后的红超巨星超新星前身星光度函数，发现高光度前身星比例显著低于先前结果，与M型超巨星一致，表明不存在失败的SNe。
2024-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar age determination in the Mass-Luminosity Plane
恒星的年龄在历史上一直依赖于模型标准化网格的等时线拟合。虽然这些恒星模型对大质量恒星的观测样本提供了关键的限制，但它们继承了许多系统的不确定性，主要是在整个网格中应用的内部混合机制，从根本上破坏了等时线方法。在这项工作中，我们利用Higgins & Vink的M-L平面作为确定恒星年龄的方法，混合校正模型应用校准的核心超调α_ov和旋转速率来拟合观测数据。我们提供了多个试验台来展示我们的新方法，同时也提供了与常用等时线方法的比较，突出了主要的系统误差。我们再现了单个O型恒星的演化，并分析了VLT火焰狼蛛调查中O型和B型超巨星的更广泛样本，提供了估计alpha_ov，Omega/Omega_crit以及最终恒星年龄的专用模型。M-L平面突出了O超巨星样本光谱质量的巨大差异。此外，M-L平面还表明B超巨星样品的演化质量是不适当的。最后，我们利用分离的食双星，VFTS 642和VFTS 500，并提出他们的年龄导致其精确的动力学质量，提供了一个机会，以限制其内部混合。对于近TAMS系统，VFTS 500，我们发现，这两个组件需要大量的核心超调（α_ov ~ 0.5），这意味着扩展的主序列宽度。因此，我们推断绝大多数B超巨星仍然在其核心燃烧氢。
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Properties of 5,000 Cool LMC Supergiants with Gaia XP Spectra: A Detailed Portrait of the Upper HR Diagram Hints at Missing Supernova Progenitors
基于 Gaia 数据训练机器学习模型预测 5000 颗 LMC 冷超巨星的温度与光度，发现黄超巨星与红超巨星光度函数的平坦化与变陡现象，为红超巨星问题提供了新见解。
2023-10-24 astro-ph.SR
The red supergiant population in the Perseus arm
我们在英仙座臂的一部分提出了一个新的冷超巨星目录，其中大部分以前没有被确定。为了生成它，我们使用了一组定义明确的光度标准来选择大量的候选者（637），这些候选者后来使用长缝摄谱仪在红外钙三重态光谱范围内以中等分辨率观察到。为了区分红超巨星和发光红巨星，我们采用了一种统计方法，这种方法是在以前的工作中发展起来的，在本文中得到了改进。我们提出了一种方法来分配的概率是一个红超巨星到一个给定的光谱，并使用人口的属性来产生干净的样本，没有污染的低光度恒星。我们比较我们的识别与分类使用经典的标准，并讨论各自的效率和污染的识别方法。我们证实，我们的方法是有效的，在寻找超巨星的最好的经典方法，但远低于污染的红巨星比任何其他方法。结果是一个包含197颗冷超巨星的目录，其中191颗没有出现在以前的红超巨星列表中。这是银河系中最大的冷超巨星的连贯目录。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Red Supergiant Content of the Local Group
在这里，我们总结了最近的工作，在识别和表征红超巨星（RSG）的星系的本星系群。
2017-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spectroscopic Hunt for Post-Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud I: Preliminary Results
本研究利用MIKE高分辨率光谱观测大麦哲伦云中40颗黄超巨星，通过ATLAS9模型拟合确定其基本参数，首次测量20太阳质量以上恒星的光谱光度，发现异常表面重力及双星和质损证据，展示了光谱学在揭示冷超巨星演化状态中的关键作用。
2024-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Establishing a mass-loss rate relation for red supergiants in the Large Magellanic Cloud
本研究利用大麦哲伦云中2,219个RSG样本，通过DUSTY代码建立了一个以光度和有效温度为函数的质量损失率关系，发现了光度增强的转折点，并解释了以往文献结果差异的原因。
2024-03-22 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
Capturing the lowest luminosity state of the Supergiant Fast X-ray Transient XTE J1739-302
我们在这里报告的钱德拉，XMM-牛顿和NuSTAR的超巨星快速X射线瞬变XTEJ 1739 -302的最新观测的分析结果。源在低X射线光度状态下捕获，从几个$10^{31}$到$10^{34}$ erg/s（0.5-10 keV）。特别是，在2022年10月进行的XMM-牛顿观测期间捕获了非常低的X射线光度，在几个$10^{31}$ erg/s（0.5-10 keV），这在XTEJ 1739 -302之前从未观察到。XMM-牛顿光谱可以很好地拟合吸收，陡峭的幂律模型（光子指数为3.5）或碰撞电离扩散气体的温度为0.7千电子伏，很可能产生的冲击在超巨星施主风。这些观测涵盖了不同的轨道相位，但都与轨道积分光变曲线预期的低光度水平相一致。吸收柱密度在$10^{22}-10^{23}$ cm $^{-2}$范围内变化。在XTEJ 1739 -302中，利用不同时（但在相似的轨道相位）的Chandra和NuSTAR数据，首次研究了$10^{34}$ erg/s（0.5-30 keV）的宽带X射线谱，显示出光子指数约为2.2的幂律谱形和$\sim$ $10^{23}$ cm $^{-2}$的吸收柱密度。值得注意的是，由于XMM-牛顿观测，X射线变化的幅度已经增加到五个数量级，使XTEJ 1739 -302成为最极端的SFXT之一。
2023-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Period-Luminosity Relation of Red Supergiant Stars in the Small Magellanic Cloud
利用ASAS和CANOO近8-10年的观测资料，分析了SMC中RSG的光变特征。将识别出的126个RSG分为5类：测光差的20个，无可靠周期的55个，半规则变化的6个，具有长次周期和可分辨短周期的15个，只有长次周期的30个。对于半规则变星和具有可分辨短周期的LSP变星，分析了Ks波段的周期-光度（P-L）关系，并与银河系、LMC和M33的P-L关系进行了比较。结果表明，除银河系外，其他星系的RSG都服从相似的P-L关系。此外，还导出了2 MASS JHK、Spitzer/IRAC和Spitzer/MIPS 24 μm红外波段的P-L关系，具有较高的可靠性。最佳P-L关系出现在Spitzer/IRAC [3.6]和[4.5]波段。通过与P-L关系的理论计算比较，提出SMC中RSG的脉动模式为第一泛频径向模式。
2012-05-07 astro-ph.SR
The effects of red supergiant mass loss on supernova ejecta and the circumburst medium
大质量恒星成为红超巨星时，在这短暂的演化阶段会失去大量的质量。然后，它们要么爆炸为富氢超新星（SN II型），要么继续演化为更热的超巨星（爆炸前）。红超巨星缓慢的尘埃喷出物将被炽热的星风和/或SN喷出物所淹没。我将提出这种相互作用的条件的估计，并讨论一些影响。
2009-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Intermediate Luminosity Optical Transient SN 2010da: The Progenitor, Eruption and Aftermath of a Peculiar Supergiant High-mass X-ray Binary
本文介绍了NGC 300（d=1.86 Mpc）中SN 2010 da的光谱学、紫外-红外成像和X射线观测结果，相对于2010年爆发时间，其时间跨度为-6至+6年。根据SN 2010 da的光变曲线和多历元的SEDs，我们认为SN 2010 da的前身星是一颗约10-12 Msol的黄超巨星，可能正在向蓝圈相过渡。在爆发期间，SN 2010 da的峰值绝对星等为M<-10.4等，比其他超新星和伪装者暗。我们检测到多组分的氢Balmer，Paschen，和钙II的发射线在我们的高分辨率光谱，这表明一个尘土飞扬的和复杂的拱星环境。自2010年爆发以来，这颗恒星的亮度增加了约5倍，并且在光学上保持高度可变。此外，我们在Swift和Chandra的观测档案中发现SN 2010 da是一个超亮的X射线源（L~ 6 × 10 ^{39} erg/s）。我们还将He II 4686埃和日冕Fe发射线以及~10^{37} erg/s的稳定X射线光度归因于致密伴星的存在。
2016-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolution of Red Supergiant mass-loss rates
初始质量大于8 M $_\odot$的大质量恒星的命运很大程度上取决于其生命末期的质量损失率（\mdot）。红超巨星（RSG）是II-P型核心坍缩超新星（SN）的直接祖先，但在此阶段任何质量损失的规模和影响都存在不确定性。在这里，我们使用近红外和中红外测光和辐射转移代码DUSTY来确定两个星系团（NGC 7419和$χ$ Per）中RSG的光度和\mdot \值，其中RSG都具有相似的初始质量（$M_{\rm initial}$ $\sim$ 16 M $_\odot$），使我们能够研究\mdot \如何沿着演化序列随时间变化。我们发现光度和\mdot之间有一个清晰的紧密的相关性，这表明在对场星的研究中看到的散射是由相似光度的恒星具有不同的初始质量引起的。根据我们的结果，我们估计了一颗16 M的$_\odot$恒星在RSG阶段会损失多少质量，找到一颗这样质量的恒星总共会损失0.61 $^{+0.92}_{-0.31}$ M $_\odot$。这远低于目前用于进化模型的\mdot \处方的预期。
2017-12-05 astro-ph.SR
The red supergiant progenitor luminosity problem
本文利用M31红超巨星检验单波段测光假设，发现传统方法系统性低估前身星光度约2倍且低估不确定性，修正后最亮红超巨星不再被排除，并缓解了前身星质量下限问题。
2024-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
A third cluster of red supergiants in the vicinity of the massive cluster RSGC3
最近的研究表明，大质量的模糊星团RSGC 3周围的区域可能有几个红超巨星。在本文中，我们分析了RSGC 3以南20'的一个光度选择的红超巨星候选者，以证实另一个这样的星团的存在。使用大约2.27微米的中分辨率红外光谱，我们推导出了选定候选物的光谱类型和视线方向的速度，证实了它们的性质和可能的关联。我们发现了一个由八颗红超巨星和四颗其他候选者组成的紧凑星团，它们都是光谱证实的红超巨星。这些天体中的大多数必然形成一个疏散星团，我们将其命名为阿利坎特10。由于高红化和强场污染，在2 MASS或GPS-UKIDSS中不能清楚地看到聚类序列。从观测源出发，我们得到E（J-Ks）=2.6，d~6 kpc。虽然这个星团比RSGC 3小，但它的初始质量超过10000个太阳质量，似乎是RSGC 3复合体的一部分。随着新成员的加入，这个协会已经有35颗光谱证实的红超巨星，证实了它是银河系中最近恒星形成最活跃的地点之一。
2012-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Another cluster of red supergiants close to RSGC1
最近的研究揭示了银河系中靠近长棒尖端的一个区域中的巨大星团。这些星团被严重遮蔽，其特征是红超巨星的数量。我们分析了一个以前没有报道过的明亮的红色恒星的浓度~16'远离集群RSGC 1。我们利用近红外光度法来确定候选的红超巨星，然后利用样品的K带光谱来确定它们的性质。我们发现了一个由八颗红超巨星和五颗其他候选者组成的紧凑星团，其中一颗被光谱证实为红超巨星。这些天体一定形成了一个疏散星团，我们将其命名为阿利坎特8号。在2 MASS或UKIDSS近红外测光中，由于红化程度高和强场污染，不能清楚地看到团簇序列。从对红超巨星的分析中，我们推断出一次$A_{K_{\rm S}}=1.9$灭绝，年龄接近2000万年。虽然这个星团比以前已知的三个星团要小，但它的性质仍然表明质量超过10 000 $M_{\sun}$。它的发现证实了一个假设，即该地区的恒星形成发生在大约1000万年到2000万年前的大规模。
2010-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clusters rich in red supergiants
在过去的几年里，已经发现了几个包含大量红超巨星的星系团。这些星团是银河系中已知的最大质量的年轻星团之一，恒星质量达到几个$10^4\:$ M $_\odot$。他们第一次为我们提供了给定年龄的红超巨星的大型均匀样品。这些庞大的种群使它们成为了解红超巨星进化状况的强大实验室，尽管它们的视线范围内存在严重的灭绝现象。虽然一些星团，如epsilon RSGC1，是如此模糊，他们的成员只能在近红外观察到，其中一些是很容易接近，允许一个很好的集群和恒星性质的表征。到目前为止，从这些星团中收集到的信息有力地支持了晚M型超巨星代表一个单独的类别的想法，其特征是非常严重的质量损失。它还表明，银河系中红超巨星的光谱类型分布非常强烈地朝向M1，同时表明光谱类型与演化阶段之间的相关性。
2018-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirmation of the star J004229.87+410551.8 in M31 as a B[e] supergiant
我们研究了仙女座星系中的亮蓝变星候选者J004229.87+410551.8。早些时候，这颗恒星显示出光谱异常：虽然探测到了热的发射光谱，但它有很强的Ca II H和K吸收线。后来，这颗恒星被认为是一颗热超巨星或B[e]超巨星。为了明确恒星分类，我们使用SAO RAS的6 m望远镜、阿帕奇角天文台的3.5 m ARC望远镜和高加索山天文台的2.5 m望远镜对该物体及其周围环境进行了光谱和光度分析。斯滕伯格天文研究所。恒星的光谱有FeII、[FeII]、[OI]和巴耳末发射线。它的光谱能量分布在近红外范围内由于热的星周尘埃而显示出过剩。所显示的特征和恒星光度（$\log (L/L_{\odot}) = 4.6\pm 0.2$）的高估计值使我们能够最终将该天体归类为B[e]超巨星。
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Supergiant Stars in the Large Magellanic Cloud: I. The Period-Luminosity Relation
从以前的样本的红超巨星（RSG）的各个团体，191个对象组装组成一个大样本的RSG候选人在LMC。对于其中的189个，通过它们在与2 MASS JHKs波段和斯皮策/IRAC和斯皮策/MIPS波段相关的几个近红外和中红外波段的亮度和颜色指数来验证它们作为RSG的身份。利用ASAS和CANOO近8-10年的目视测光观测资料，分别采用PDM和Period 04方法，分析了光变的周期和幅度。根据光变的性质，这些物体分为五类：（1）20个天体光度饱和或位于拥挤的星场中，光度结果很差;（2）35个天体光度变化太复杂，没有任何确定的周期;（3）23个天体光度变化不规则;（4）16个天体光度变化半规则;（5）95个具有长次级周期（LSP）的天体，其中31个具有可分辨的短周期，51个具有小于3000天的长周期，可以以合理的精度确定。对于半正则变星和具有可分辨短周期的LSP变星，分析了可见光、近红外和中红外波段的周期-光度关系。研究发现，在2 MASS JHKs波段和Spitzer/IRAC波段等红外波段，P-L关系较紧，尤其是Spitzer/IRAC [3.6]和[4.5]波段;而在V波段，P-L关系相对较稀疏，这可能是由于星际消光不均匀造成的。并将所得结果与前人的RSG和LMC红巨星的P-L关系进行了比较。
2010-11-23 astro-ph.SR
A New Catalogue of Galactic Red Supergiants for direct detection of episodic mass-loss events
INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学物理与天文学系）；Dipartimento di Fisica e Chimica, Università degli Studi di Palermo（巴勒莫大学物理与化学系）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
GalRSG目录包含227个银河系红超巨星，旨在通过长期多波段高观测频率监测，探测超新星前的变异性及明亮爆发驱动的质量损失事件。
2026-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem
我们研究了红超巨星问题：质量在16 - 30 M_sun之间的IIP型超新星祖先的明显缺乏。虽然已经观测到质量在这个范围内的红超巨星，但在爆炸前的图像中没有一颗被确定为祖先。我们表明，由于没有考虑到红超巨星风中产生的尘埃所导致的额外灭绝，我们可能低估了最大质量红超巨星在生命结束时的光度。我们估计的初始质量的所有类型IIP祖细胞的观察存在，并分析由此产生的人口。我们发现，IIP型原始恒星的最大质量可能是21^{+2}_{-1} M_sun。这与单星演化模型预测的极限更接近。
2011-12-15 astro-ph.SR
A new mass-loss rate prescription for red supergiants
演化模型已经显示出强质量损失率（$\dot{M}$）对大质量恒星命运的实质性影响。理论上对红超巨星（RSG）的质量损失了解甚少，因此恒星模型依赖于纯经验的\mdot -光度关系来计算演化。经验公式通常与光度和有效温度成比例，但$\dot{M}$也应该取决于当前的质量和恒星的表面引力，从而在赫兹-罗素图上的同一位置产生不止一个可能的$\dot{M}$。人们可以通过测量存在于簇中的RSG的$\dot{M}$来解决这种简并性，其中年龄和初始质量（$M_{\rm init}$）是已知的。在本文中，我们推导出$\dot{M}$值和亮度的两个星系团，NGC 2004年和RSGC 1的RSG。使用新衍生的$M_{\rm init}$测量，我们将结果与具有一定年龄范围的聚类的结果相结合，并推导出$M_{\rm init}$依赖的$\dot{M}$处方。当将这种新处方与目前在进化模型中实施的质量损失治疗方法进行比较时，我们发现模型大大高估了总质量损失，高达20倍。重要的是，最大的RSG经历了最大的质量损失率的向下修正，大大改变了风质量损失对其演变的影响。我们的研究结果表明，对于大多数初始质量的RSG祖细胞，静态质量损失期间的RSG阶段是没有有效地去除显着的一部分的H-信封之前，核心崩溃，我们讨论了这对恒星演化和观测的SNe和SN祖细胞的影响。
2020-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), sigma Oph, BM Sco, and HD 206859
我们增加了四个温暖的晚型超巨星，我们以前的光谱干涉研究的红巨星和超巨星。V766 Cen（=HR 5171 A）被发现是一个高光度log（L/L_sun）=5.8+-0.4的源，Teff 4290+-760 K，半径1490+-540 Rsun，位于Hayashi和Eddington极限附近;这个源与40 Msun的演化轨迹一致，没有旋转，目前质量27-36 Msun。它表现出碘化钠的发射所产生的半径为1.5 Rphot和一个约0.1 Rphot的光心位移的壳。V766 Cen显示出强烈的扩展分子（CO）层和尘埃拱星背景成分。这表明在风开始时，大约有1.5 Rphot的光学厚度的伪光球。V766 Cen是一颗接近林极限的红超巨星，而不是之前讨论过的已经向更温暖的Teff方向演化的黄超巨星。发现sigma Oph、BM Sco和HD 206859的光度较低，约为log（L/Lsun）=3.4-3.5，Teff为3900-5300 K，相当于5-9 Msun轨道。它们并不像我们的样本中的高光度红超巨星那样显示出扩展的分子层。BM Sco显示了一个异常强大的贡献，由一个过分辨率的星周尘埃成分。这些恒星更可能是高质量的红巨星，而不是红超巨星。这在HR图中留下了一个未采样的轨迹，对应于光度log（L/Lsun）~3.8-4.8或质量10-13 Msun，可能对应于恒星在RSG阶段爆发为II-…
2016-10-06 astro-ph.SR
The Identification of Extreme Asymptotic Giant Branch Stars and Red Supergiants in M33 by 24 μm Variability
我们首次探测到本星系群M33中24个源的24 μm光变。这些结果是基于MIPS的4个时期的观测，这些观测不规则地间隔超过750天。我们发现，这些源仅限于星系的Holmberg半径，这增加了它们成为M33成员的机会。我们已经构建了光谱能量分布（SED）范围从光学的亚毫米调查这些对象的性质。我们发现其中23个天体很可能是严重自遮蔽的演化恒星;而剩下的来源是巨大的HII区域，NGC 604。我们认为，所观察到的变化是内在的变化的中央恒星再加工通过其拱星尘埃壳。进行了辐射转移建模，以确定其可能的化学成分，光度和粉尘产生率（DPR）。作为一个样本，我们的模型已经确定了平均光度为（3.8 $\pm$ 0.9）x 10 $^4$ L $_\odot$和总DPR为（2.3 $\pm$ 0.1）x 10 $^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。大多数的来源，考虑到高的DPR和短波长的遮蔽，可能是“极端”AGB（XAGB）恒星。其中五颗的光度超过了经典的AGB极限（M $_{\rm bol}$ <-7.1，L > 54，000 L $_\odot$），因此它们可能被归类为红超巨星（RSG）。几乎所有的来源都被归类为富氧。正如在大麦哲伦星云中所看到的，M33中相当一部分尘埃是由少数XAGB和RSG恒星产生的。
2014-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO and H2O Maser Observations of Red Supergiants in Star Clusters Embedded in the Galactic Disk
本文给出了Stephenson的2号星团和Mercer等（2005）的4号、8号和13号星团中红超巨星的SiO和H $_2$ O脉泽谱线的射电观测结果，Stephenson的2号星团和西南附近的星团中包含了15颗以上的红超巨星。我们在Stephenson的2号脉泽中心探测到一个，在西南聚集的SiO脉泽谱线中探测到三个，在H_2O脉泽谱线中也探测到这四个中的三个。这4个天体的平均径向速度为96 km/s^{-1}，运动学距离为5.5 kpc，位于Scutum-Crux旋臂的底部附近。此外，在CO J=1- 0线上对这些星团的映射观测显示，与原型红超巨星星团相比，斯蒂芬森的2号星团周围仍然存在相当数量的分子气体。122号。这表明气体排出的时间尺度在单个星系团中差异很大。
2010-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A constant upper luminosity limit of cool supergiant stars down to the extremely low metallicity of I Zw 18
Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿根兰德天文学研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学和技术研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Department of Astronomy, The Oskar Klein Centre, Stockholm University（斯德哥尔摩大学奥斯卡·克莱因中心天文学系）；Department of Physics & Engineering Physics, Morgan State University（摩根州立大学物理与工程物理系）；Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心（西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所））
研究发现低温超巨星的上限光度在极低金属licity下保持恒定，提出Z无关的晚期质量损失机制对早期宇宙黑洞质量和氮富集有影响。
2026-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of Red Supergiants to supernova in the LMC cluster NGC 2100
红超巨星（RSG）的质量损失率决定了它们向超新星的演化，并决定了由此产生的爆炸的外观。为了研究质量损失率如何随演化而变化，我们测量了大麦云云中年轻大质量星系团NGC 2100中19颗红超巨星的质量损失率（\mdot）和质量损失率。通过瞄准同时代星团中的恒星，我们可以在保持质量和金属丰度变量不变的情况下研究质量损失率的演化。质量损失率通过将DUSTY模型拟合到WISE和Spitzer/IRAC的中红外光度测定法来确定。我们发现红超巨星中的\mdot \随着恒星的演化而增加，并且被广泛用于恒星演化计算的de Jager的\mdot \公式很好地描述.我们发现由温暖的尘埃引起的灭绝是可以忽略不计的，这意味着内部风的温暖的星周物质不能解释与其他星团恒星相比在RSG中发现的更高水平的灭绝。我们讨论了这项工作的超新星祖先和恒星演化理论的影响。我们认为，在RSG阶段大幅增加\mdot \几乎没有理由，因为最近已经提出，以解释缺乏高质量的IIP型超新星祖先。我们还认为，在红变的增加接近年底的RSG阶段，观察到的两个最进化的星团恒星，可能提供一个解决方案的红超巨星问题。
2016-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral atlas of two peculiar supergiants: MWC314 and IRC+10420
本文介绍了用CCD阶梯光栅摄谱仪（R=15000）在南非天文台6米望远镜主焦点上拍摄的高光度天体MWC 314和IRC+10420的光谱图集。在4790至7520 Å之间的间隔内，识别出大约320种恒星、星周和星际性质的发射和吸收特征。给出了它们的相对强度和径向速度，并讨论了它们剖面的区别。
2016-02-15 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
The Initial Masses of the Red Supergiant Progenitors to Type-II Supernovae
有越来越多的附近SNe的祖先恒星被发现在档案爆炸前成像。从这些图像中可以测量爆炸前几年的祖星亮度，并最终估计其初始质量。先前的研究表明，II-P和II-L超新星（SNe）有红超巨星（RSG）的祖先，这些祖先的初始质量范围似乎仅限于$<$ 17 M $_\odot$。这与演化模型预测的25- 30 M $_\odot$的截止值形成对比，这一结果被称为“红超巨星问题”。在这里，我们调查一个特定的来源，系统误差目前在转换爆炸前测光到一个初始质量，即用于转换成一个单波段通量的热辐射光度的热辐射校正（BC）。我们表明，使用星团，RSG演变到后来的光谱类型，因为它们接近SN，这反过来又导致BC变得更大。不考虑这一点会导致系统性地低估恒星的光度，从而低估其初始质量。使用我们的经验动机的BC，我们重新评估的II-P和II-L SNe，其祖细胞在爆炸前成像检测。将初始质量函数拟合到这些更新的质量导致$M_{\rm hi}$的质量上限截断值增加= $19.0^{+2.5}_{-1.3}$ M $_\odot$，95%置信上限为$<$ 27 M $_\odot$。考虑到有限的样本量效应和质量-光度关系中的系统不确定性，将截止值提高到$M_{\rm hi}$ = 25 M $_\odot$（$<$ 33 M $_\odot$，95%置信度）。因此，我们的结论是，目前没有强有力的证据“失踪”的高质量祖核心崩…
2017-10-16 astro-ph.SR
Episodic Gaseous Outflows and Mass Loss from Red Supergiants
红超巨星VY CMa和更典型的红超巨星参宿四在它们的光学和红外成像、光谱和光变曲线中提供了清晰的观测证据，证明了离散的、定向的气体外流。在非常明亮的VY CMa中，红外亮结和团块的质量损失估计不仅主导了其测量的总质量损失，而且解释了它。在较低光度的参宿四中，其星周凝聚的类似质量估计表明，它们对测量的质量损失率有显着贡献。我们提出了新的测量这两颗恒星，并讨论了其他红超巨星的气体喷射的额外证据。气体外流是最明亮的RSG的主要质量损失机制，也是更典型的红超巨星如参宿四的重要贡献者。我们的结论是，气体外流，磁场和表面活动，相当于日冕物质抛射，是一个主要的贡献者，从红超巨星的质量损失和丢失的组件在讨论其质量损失机制。
2022-01-19 astro-ph.SR
Near-infrared survey of High Mass X-ray Binary candidates
我们将I、J、H和K波段的红外光谱与JHK测光结合起来，对五个积分源的光谱类型、光度级和到红外对应物的距离进行了表征。对于SAX J18186-1703和IGR J18483-0311，我们提出了第一个中等分辨率光谱报告。我们发现，四个系统的港口早B型超巨星。它们都被严重遮蔽，E（B-V）介于3到5之间，意味着视觉上的距离约为9到15等。我们通过约束其光度类别来改进IGR J18027-2016和IGR J19140+0951的已发表分类。在第一种情况下，我们确认了超巨星的性质，并排除了III类。在第二种情况下，我们提出了一个稍高的光度类（Ia而不是Iab），并给出了一个改进的值的距离的基础上新的光学测光。IGR J18027-2016和IGR J19140+0951具有红外和X射线特征，是超巨星X射线双星，其X射线亮度约为Lx ~ [1-2] x 10^{36} erg/s，而SAX J1818.6-1703和IGR J18483-0311是超巨星快X射线瞬变，其亮度约为2和3 kpc，分别最后，XTE J1901+014成为一个令人困惑的来源：它的X射线行为强烈地让人联想到SFXTs，但它的超巨星性质被坚定地排除了。我们讨论了几种替代方案来解释其行为。
2009-11-02 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
Luminosity effect of O I 7771-5 triplet and atmospheric microturbulence in evolved A-, F-, and G-type stars
已知在7771-5 A处的中性氧三线态强度在演化的A到G星中显示出光度效应。然而，它在HR图上的一般行为还没有得到很好的理解，因为以前的各种工作（倾向于偏向超巨星）提出的关系的适用性限制仍然不清楚。此外，我们对大气微尺度湍流的性质的理解仍然不足，这被认为是发挥重要作用（以及非LTE线增强）的原因，这种影响。为了澄清这些问题，我们对75颗演化的A-、F-和G-型恒星的OI 7771 - 5谱线进行了广泛的非LTE光谱拟合分析（从次巨星到超巨星）包括快速旋转星，由此得出总等效宽度（W_77），并通过两种不同的（基于轮廓和丰度）方法确定每颗恒星的微湍流（xi）。虽然我们证实了W_77在整体意义上随着恒星的绝对星等（M_V）的增加而增加，但在低重力（log g <~ 2.5）和高重力（log g >~ 2.5）恒星之间发现了明显不同的趋势，在这个意义上，过去研究中提出的M_V与W_77的关系式只适用于前一个超巨星群。在用W_（77）作经验M_V计算时，建议仅限于-5 > M_V >-10的超巨星。对W_77起重要控制作用的微湍流，随着重力场的减小，微湍流大致呈增大趋势。然而，趋势不是单调的，而是复杂的（例如，隆起、停滞或不连续的大幅增加），这取决于恒星类型和演化阶段。
2017-12-13 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
Searching for Cool Dust: II. Infrared Imaging of the OH/IR Supergiants, NML Cyg, VX Sgr, S Per and the Normal Red Supergiants RS Per and T Per
本文报道了三颗著名的OH/IR红超巨星（NML Cyg，VX Sgr，S Per）和两颗正常红超巨星（RS Per，T Per）的MMT/MIRAC（9-11 μm），SOFIA/FORCAST（11-37 μm）和Herschel/PACS（70和160 μm）红外成像和测光结果。我们使用辐射转移程序DUSTY模拟了观测到的光谱能量分布。来自SOFIA/FORCAST成像的方位角平均剖面，以及来自DUSTY的尘埃质量分布剖面，限制了这些超巨星的质量损失历史。对于我们观测到的所有超巨星，DUSTY模型表明，恒定的质量损失率不会产生足够的尘埃来解释恒星SED中观测到的红外辐射。将我们的结果与Shenoy等人（2016）（论文I）相结合，我们发现一些红超巨星的混合结果显示了可变和高质量损失事件的证据，而其他人在过去的几千年中有恒定的质量损失。
2018-04-04 astro-ph.SR
Observed properties of red supergiant and massive AGB star populations
这篇简短的综述描述了在附近星系中发现的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星（RSG）种群的一些观测性质，重点是它们的光度函数，质量损失率和尘埃产生。我这样做的背景下，他们的作用作为潜在的超新星（SN）的祖先，和SNe及其残余物的演变。本文最后展望了不久的将来，其中詹姆斯韦伯太空望远镜等新设施为我们理解宇宙中最冷的大质量恒星的演化和命运提供了一个步骤。
2017-06-06 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
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
