汉弗莱斯-戴维森极限（HD）在赫罗图上经验性地定义了一个高光度（log L > 5.5）和低有效温度（T <20 kK）的区域，在这个区域几乎没有任何超巨星被观测到。试图通过近爱丁顿风或超爱丁顿风中产生的不稳定性来解释这一极限，基本上是不成功的。利用现代恒星演化，我们的目标是重新审视HD极限，调查增强混合对大质量恒星的影响。我们构建网格的恒星演化模型适用于小和大麦云云（SMC，LMC），以及为银河系，跨越各种初始旋转速率和对流过冲参数。明显增强的混合显然使恒星演化轨迹远离HD极限区域。为了量化恒星演化模拟中过度发光的恒星，我们生成了大质量恒星的合成星族，并与SMC和LMC中的冷星（T < 12.5kK）和亮星（log L > 4.7）目录进行了详细的比较。我们发现，调整混合参数可以使观测到的和模拟的红超巨星种群之间达成一致，但对于较热的超巨星，模拟总是高估了与观测相比非常明亮（log L > 5.4）的恒星数量。由于混合增强，发光超巨星的过剩减少，这可能暗示了混合在解释HD极限中的重要作用。然而，HD极限仍然无法解释更热的超巨星。
英文摘要：
The Humphreys-Davidson (HD) limit empirically defines a region of high luminosities (log L > 5.5) and low effective temperatures (T < 20kK) on the Hertzsprung-Russell Diagram in which hardly any supergiant stars are observed. Attempts to explain this limit through instabilities arising in near- or super-Eddington winds have been largely unsuccessful. Using modern stellar evolution we aim to re-examine the HD limit, investigating the impact of enhanced mixing on massive stars. We construct grids of stellar evolution models appropriate for the Small and Large Magellanic Clouds (SMC, LMC), as well as for the Galaxy, spanning various initial rotation rates and convective overshooting parameters. Significantly enhanced mixing apparently steers stellar evolution tracks away from the region of the HD limit. To quantify the excess of over-luminous stars in stellar evolution simulations we generate synthetic populations of massive stars, and make detailed comparisons with catalogues of cool (T < 12.5kK) and luminous (log L > 4.7) stars in the SMC and LMC. We find that adjustments to the mixing parameters can lead to agreement between the observed and simulated red supergiant populations, but for hotter supergiants the simulations always over-predict the number of very luminous (log L > 5.4) stars compared to observations. The excess of luminous supergiants decreases for enhanced mixing, possibly hinting at an important role mixing has in explaining the HD limit. Still, the HD limit remains unexplained for hotter supergiants.
A systematic study of super-Eddington layers in the envelopes of massive stars
接近爱丁顿光度被认为是在大质量恒星中观察到的几种效应的原因。在计算上，如果辐射携带的光度超过大质量恒星低密度包层中的本地爱丁顿光度，就会导致数值计算上的困难，抑制恒星模型的进一步计算。这个问题由于很少有大质量恒星被观测到超过汉弗莱斯-戴维森极限的事实而变得更加严重，汉弗莱斯-戴维森极限是赫兹-罗素图中的同一区域，在恒星模型中与爱丁顿光度有关的数值问题也发生在这个区域。一维的恒星演化程序必须使用实用的解决方案，通过这个计算困难的阶段来演化大质量恒星。在这项工作中，我们量化了这些解决方案对大质量恒星演化特性的影响。我们使用的恒星演化程序MESA与常用的大质量恒星模型的输入参数计算恒星的演化在10-110 M $_\odot$的初始质量范围内的太阳金属量的十分之一。我们发现，在恒星模型的初始质量大于或等于30 M $_\odot$的数值困难，导致这些模型的核心氦燃烧结束前失败。重新计算这些模型使用相同的物理输入，但三个不同的务实的解决方案来治疗的数值不稳定性，我们发现，由恒星实现的最大径向膨胀可以变化高达2000 R $_\odot$，而恒星的残余质量可以变化高达14 M $_\odot$之间的集合。这些差异可能对二元群体合成等研究产生影响。
Metal-poor single Wolf-Rayet stars: The interplay of optically thick winds and rotation
Universität Heidelberg（海德堡大学）；Università di Padova（帕多瓦大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INFN - Padova（意大利国家核物理研究院帕多瓦分部）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马天文台和天文馆）
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]
How long can LBVs sleep? A long-term photometric vaiability and spectral study of the Galactic candidate luminous blue variable MN112
亮蓝变星（Luminous Blue Variable，LBV）是一种大质量恒星，具有很强的光谱和光度变化。它们代表什么样的进化阶段以及究竟是什么驱动它们的不稳定性的问题仍然是开放的，因此，重要的是要了解没有显著持续活动的LBV是否存在，以及这种休眠的LBV可能"休眠"多久。在这篇文章中，我们调查的长期变化特性的LBV候选人MN 112，结合其光学和红外光谱数据，涵盖12年的光度数据，涵盖近一个世纪的现代时域天空调查和历史摄影底片。我们分析的光谱，通过模拟其大气层，并使用一个新的距离估计盖亚数据发布3（DR3），以确定MN112的位置内的银河系和在赫兹-罗素图得出的物理性质。与Gaia DR 2相比，距离估计增加了近两倍。由于MN 112在图的上部移动，根据我们的模拟，它位于初始质量$M_*=70 M_\odot$接近Humphreys-Davidson极限的恒星演化轨道上。由于没有任何显着的变化，我们得出结论，该恒星是一个休眠的LBV，已经不活跃了至少一个世纪。
The Stellar Winds Atlas I: Current uncertainties in mass-loss rates
Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie (ZAH), Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天体物理中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Galileo Galilei, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略伽利莱物理与天文系）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天文与天体物理系）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文台）；IAASARS, National Observatory of Athens（雅典国家天文台应用天体物理学研究所）；National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里阿斯大学）；Astronomický ústav, Akademie věd Ceské republiky（捷克科学院天文研究所）
The drastic impact of Eddington-limit induced mass ejections on massive star populations
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）；Argelander Institut für Astronomie（阿尔根德天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Sterrenkundig Observatorium, Universiteit Gent（根特大学天文台）；Leuven Gravity Institute, KU Leuven（鲁汶引力研究所）
