An Interacting O+O Supergiant Close Binary System: Cygnus OB2-5 (V729 Cyg)
利用65个夜晚的新观测资料和早期发表的资料，对可能是沃尔夫-拉叶系统前身的大质量相互作用密近双星系统V729 Cyg（OIa+O/WN 9）进行了研究。同时分析了视向速度和五色光变曲线。组件的估计物理参数为$M_1 = 36\pm 3 M_{\odot}$、$M_2 = 10 \pm 1 M_{\odot}$、$R_1 = 27\pm 1 R_{\odot}$、$R_2 = 15 \pm 0.6 R_{\odot}$、$\log{(L_1/L_{\odot})} = 5.59\pm 0.06$和$\log{(L_2/L_{\odot})} = 4.65\pm 0.07$。我们只给出了正式的1 $σ$散射，但我们相信，在光度的系统误差，如文中讨论的不确定的起源，可能会大得多。通过使用我们新获得的参数，天鹅座OB 2星协的距离被估计为$967\pm 48$ pc。
2014-02-14 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
Medium resolution spectroscopy of the supergiant O3If* Cyg OB2 No7
本文通过数值模拟研究了利用中等分辨率光谱确定热星大气参数的可行性。我们选择天鹅座OB 2 No 7星作为实验对象，用俄土RTT 150望远镜获得了它的光谱（λ/Δλ=2500）。CMFGEN代码被用来构建Cyg OB 2 No 7的大气模型。我们首次探测到这颗恒星光谱中的NIV λλ7103.2-7129.2谱线，并利用它们来确定风的物理参数。使用H $α$测线测量的质量损失率超过使用风中形成的测线测量的损失率。这表明风是不均匀的，显然是由于旋转。
2012-12-17 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Study of the Supergiant with an Infrared Excess V1027 Cygni
我们给出了1991年至2015年期间半规则脉动变星V1027~Cyg的$UBV$和$JHKLM$测光结果，V1027~Cyg是一颗红外超巨星。我们对$UBV$亮度变化的周期性的搜索导致了在不同时间间隔内从$P=212^{d}$到$P=320^{d}$的几个周期。根据我们的红外测光法，我们发现了周期$P=237^{d}$。V1027~Cyg在最大光照下的变化幅度、光变曲线形状和幅度在周期之间变化显著。揭示了$B-V$和$U-B$颜色与亮度的模糊相关性。在0.36（$U$）-5.0（$M$）$μ$ m范围内，V1027~Cyg的光谱能量分布对应于脉动周期不同相位的G8 I ~ K3 I光谱类型。V1027 Cyg在$λ$ 4400- 9200 nm范围内的低分辨率光谱是在1995- 2015年期间的16个夜晚拍摄的。在1995年和2011年的光度最低点，恒星的光谱显示出分子TiO带，其强度对应于光谱类型M0-M1，而光度数据指向一个相当早期的光谱类型。我们假设TiO带形成于扩展恒星大气的上层。我们测量了V1027~Cyg的最强吸收线，特别是红外Ca~II三重线的等效宽度。钙三重态（Ca T）和$W_λ(\mathrm{Ca~T})=20.3\pm1.8$的X射线作为超巨星的光度指示器，将V1027 Cyg置于最亮的G-K超巨星区域。天鹅座V1027被红外源IRAS~20004+2955…
2016-09-29 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XV. The B-type supergiant system V1765 Cygni
本文利用TESS四个扇区数据建立V1765 Cyg食双星的首个确定性光变曲线模型，结合分光轨道推得两子星质量与半径，并验证其与约700万年演化模型一致。
2023-11-01 astro-ph.SR
Elemental abundances of the supergiant stars σ Cygnus and η Leonis
本研究旨在使用ATLAS 9分析晚期B型超巨星$σ$ Cyg和早期A型超巨星$η$ Leo的元素丰度（Kurucz，1995; Sbordone et al.，2004），假设局部热力学平衡（LTE）。本研究所用的光谱是从自治领天体物理观测站获得的，具有高分辨率和信噪比。$σ$ Cyg的有效温度和表面重力由Al I/II，Mg I/II，Fe I/II，Fe II/III的电离平衡确定，并通过拟合H $_γ$和H $_β$分布的翼部，为$\textit{T}$ $_{eff}$ = 10388 K和log $\textit{g}$ = 1.80。使用$\textit{T}$ $_{eff}$ = 9600 K和log $\textit{g}$ = 2.00测定$η$ Leo}的元素丰度，如Przybilla等人（2006）所报道。在$η$ Leo的大气中，C I/II、N I/II、Mg I/II、Ca I/II、Cr I/II和Fe I/II/III的电离平衡也得到满足。$σ$ Cyg和$η$ Leo的径向速度分别为-7.25 $\pm$ 7.57 km s $^{-1}$和10.40 $\pm$ 13.37 km s $^{-1}$。从合成光谱导出的预计旋转速度\textit{vsini}为27和2公里秒$^{-1}$的两颗恒星，分别。宏观湍流速度（$ζ$）为24 $\pm$ …
2015-12-14 astro-ph.SR
The eclipsing, double-lined, Of supergiant binary Cyg OB2-B17
大质量、食、双线、分光双星并不常见，但对于理解大质量恒星的演化是必要的，因为它们是确定恒星质量的唯一直接方法。它们也是X射线双星和伽马射线暴等高能现象的前身。我们提出了一个候选的双星系统天鹅座OB 2-B17的光度和光谱分析，以表明它确实是一个大规模的演化的双星。我们利用V波段和白光测光获得的光变曲线和周期的系统，并在不同的分辨率光谱计算初步的轨道参数和光谱类的组件。我们的研究结果表明，B17是一个周期为4.0217+/-0.0004天的食、双线分光双星，有两个大质量的演化组成部分，初步分类为O 7和O 9超巨星。视向速度和光变曲线与一个包含相似光度的大质量双星相一致，反过来也与星协的初步光谱类型和年龄相一致。
2010-02-03 astro-ph.SR
Intensity interferometry of P Cygni in the H$α$ emission line: towards distance calibration of LBV supergiant stars
我们目前的强度干涉测量的发光的蓝色变量P Cyg在其H $α$发射光进行1\，m级望远镜。我们比较测得的可见度点合成干涉测量数据的基础上CMFGEN物理建模的高分辨率光谱的P Cyg记录几乎同时与我们的干涉测量数据。通过调节天鹅座P的恒星参数和H的$α$线直径，我们估计天鹅座P的距离为$1.56\pm0.25$~kpc，这与最近公布的Gaia DR2星表中的$1.36\pm0.24$~kpc在$1σ$中是一致的。这两个值都明显小于文献中通常采用的规范值$1.80\pm0.10$~kpc。我们用来校准P Cyg距离的方法可以适用于我们星系和邻近星系中非常大质量和明亮的恒星，并且可以改善所谓的风动量光度关系，该关系可能适用于校准本地宇宙中的宇宙学蜡烛。
2020-03-02 astro-ph.IM 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
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
e-MERLIN 21cm constraints on the mass-loss rates of OB stars in Cyg OB2
我们目前的电子-MERLIN 21厘米（L波段）的观测单个发光OB星的天鹅座OB 2协会，从COBRaS遗产计划。无线电观测可能提供最直接的，最少的模型依赖，确定质量损失率，并可用于帮助解决目前的质量损失率差异通过聚集和结构化的热星风。我们在这里报告，O3至O 6超巨星和巨星的21厘米流量密度小于~ 70微焦耳。这些通量可以转换为“平滑”风质量损失上限，对于O3超巨星为~ 4.4 - 4.8 x 10^（-6）M_sol/yr，对于B 0到B1超巨星为< 2.9 x 10^（-6）M_sol/yr。讨论了超巨星（和LBV候选者）Cyg OB 2 #12的首次分辨21 cm探测;对于相隔14天的多次观测，我们探测到其通量密度增加了约69%。我们对天鹅座OB 2中演化OB星质量损失率上限的限制支持了这样一个模型，即靠近恒星表面的内风区域（Halpha形成的地方）比我们的射电观测所采样的非常扩展的几何区域更聚集。
2016-07-29 astro-ph.SR
Long Term Evolution of Surface Features on the Red Supergiant AZ Cyg
我们介绍了在高角分辨率天文学中心（CHARA）阵列的六望远镜上用密歇根州的红-红组合器（MIRC）对红超巨星（RSG）AZ Cyg进行的H波段干涉观测。观测时间跨度为5年（2011-2016年），提供了对RSG表面特征短期和长期演变的深入了解。使用光谱的AZ Cyg与SpeX获得的美国宇航局的红望远镜设施（IRTF）和合成光谱计算球形MARCS，球形PHOENIX，和SAtlas模型的大气，我们得出$T_{\text{eff}}$之间的$3972 K$和$4000 K$和$\log~g$之间的$-0.50$和$0.00$，取决于所使用的恒星模型。使用拟合的平方可见度和盖亚松弛，我们测量其平均半径$R=911^{+57}_{-50}~R_{\odot}$。使用我们的独立于模型的成像代码SQUEEZE和OITOOLS.jl重建的恒星表面显示了一个复杂的表面，具有小的明亮特征，这些特征似乎在不到一年的时间尺度上变化，而更大的特征持续超过一年。这些图像的1D功率谱表明$0.52-0.69~R_{\star}$的特征尺寸是较大的、长寿命的特征。这接近于从恒星表面的三维RHD模型导出的$0.51-0.53~R_{\star}$的值。我们的结论是，这颗星的干涉成像与三维RHD模型的预测是一致的，但短期成像需要更严格地测试RSG对流的预测。
2021-06-29 astro-ph.SR
Supernova remnants of red supergiants: from barrels to Cygnus loops
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟与辐射转移计算，揭示了失控红超巨星的超新星遗迹从桶状到天鹅座圈状的演化规律，为后续CTA观测数据解读提供了参考。
2024-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Red supergiant stars in binary systems II. Confirmation of B-type companions of red supergiants in the Small Magellanic Cloud using Hubble ultra-violet spectroscopy
本研究利用哈勃紫外光谱证实了小麦哲伦云中16颗红超巨星的B型主序伴星，确定了其恒星参数，并发现部分伴星嵌入红超巨星风中，且年龄存在矛盾，可能涉及双星质量转移。
2024-12-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigation of CygOB2 #11 (O5 Ifc) by modeling its atmosphere
我们继续使用中等分辨率的光谱研究属于协会天鹅座OB 2的O-超巨星。在本文中，我们提出的模拟结果的恒星大气的天鹅座OB 2 #11。这个天体属于光谱类Ofc，这是最近推出的，但数量很少。Ofc类恒星的光谱是正常的，CIII λλ 4647，4650，4652的发射线的强度与Of定义线NIII λλ 4634，4640，4642相当。我们结合新的光谱数据获得的1.5米俄罗斯-土耳其望远镜与光谱从MAST和CASU档案和确定的物理参数的风和化学成分的恒星大气使用CMFGEN代码。估计的氮丰度低于正常O超巨星（即没有额外光谱指数“n”或“c”的O 4 -6超巨星）的大气中的氮丰度，碳丰度是太阳能。我们还发现硅过量。我们提出了一个说明性的比较，我们的建模结果与目前的日内瓦旋转大质量恒星的演化模型。在赫罗图上的位置对应的恒星质量约为50 M \sun，年龄约为450万年。此外，我们在俄罗斯6米望远镜上进行了高角分辨率（约0.02“）观测，旨在寻找该恒星的较弱伴星，但没有发现任何伴星。
2014-03-11 astro-ph.SR
High resolution observations of Cen A: Yellow and red supergiants in a region of jet-induced star formation?
我们提出了近红外（NIR），自适应光学（AO）斯巴鲁和归档的HST成像数据的一个区域附近的北中叶（NML）的半人马座A（岑A）喷流，在距离$\sim15$千秒差距东北（NE）从中心的NGC 5128。近红外图像的低通滤波揭示了强的--高于背景平均值的$>3σ$--信号在等效HST场中最亮恒星的预期位置处。近红外背景噪声的统计分析表明，概率观察$>3σ$信号在同一位置，在三个独立的测量，由于随机背景波动单独是可以忽略不计的（$\leq10^{-7}\%$），因此，这个信号应该反映了最亮的HST星的近红外对应物的检测。对这颗恒星的广泛光度分析产生了$V-I$，可见光-近红外和近红外颜色，预计来自一颗估计年龄为$\sim10^{+4}_{-3}$ Myr的黄色超巨星（YSG）。此外，第二和第三明亮的HST恒星可能也是Cen A中的超巨星，估计年龄分别为$\sim16^{+6}_{-3}$ Myr和$\sim25^{+15}_{-9}$ Myr。这三颗超巨星的年龄与先前在附近发现的年轻大质量恒星的年龄非常一致，这些恒星被认为是在喷流-HI云相互作用的后期形成的，喷流-HI云相互作用似乎驱动了该区域过去$\sim100$ Myr的恒星形成（SF）。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Deneb and the alpha Cygni Variables
本研究利用SMEI的8.6年测光数据细化了Deneb的脉动恢复特征，对比多颗天鹅座α型变星的观测数据，总结相关演化与脉动模型，指出该类变星可能非均质类群，并提出后续研究计划。
2024-10-31 astro-ph.SR
High spectral resolution spectroscopy of the SiO fundamental lines in red giants and red supergiants with VLT/VISIR
我们提出了高光谱分辨率（R = 30000）光谱观测的SiO基线近8.1微米的16个明亮的红巨星和红超巨星使用VLT/VISIR。我们的样本包括七个正常的K-M巨星，三个米拉星，三个光学明亮的红色超巨星，两个尘埃红色超巨星，以及银河系中心附近的神秘物体GCIRS 3。除了GCIRS 3外，我们在所有的程序星中都检测到了SiO基本线。正常K巨星和M巨星以及光学明亮的红超巨星中的SiO线不显示P-Cyg轮廓或蓝移，这意味着在SiO线形成区域没有系统的流出。另一方面，我们在尘埃红超巨星VY CMa和VX Sgr（后者是一个新的检测）的SiO线中检测到P-Cyg轮廓，这表明流出速度分别为27和17 km/s。我们推导出基本的恒星参数（有效温度，表面重力，光度和质量）的正常K-M巨星和光学明亮的红超巨星在我们的样本和比较观测到的VISIR光谱与合成光谱预测从MARCS光球模型。在温度高于~3400 K的程序星中观测到的大部分SiO谱线都被MARCS模型合理地再现了，这使我们能够估算硅的丰度以及28 Si/29 Si和28 Si/30 Si的比值。然而，我们检测到可能的吸收过剩，在一些SiO线。此外，即使考虑尘埃的排放，较冷的红巨星和红超巨星中的SiO线也不能用MARCS模型来解释。这种不一致可能是致密的、扩展的分子外层大气的一个特征。
2013-10-29 astro-ph.SR
High-resolution optical spectroscopy of the post-AGB supergiant V340 Ser (=IRAS 17279$-$1119)
在超巨星V340 Ser（=IRAS 17279 $-$ 1119）的光谱中发现了扩展大气中风变率和速度分层的一些证据，这些光谱是由6米BTA望远镜以R $\ge$ 60000的光谱分辨率拍摄的。H $α$线有一个P Cyg剖面，其吸收分量（V=+34 km/s）形成于靠近星周环境的膨胀大气的上层。根据300-550个对称金属粒子的位置，计算了四个日期的平均速度，其精度优于$\pm0.1$ km/s：Vr=59.30、60.09、58.46和55.78 km/s。许多低激发金属线具有反P Cyg轮廓。它们的发射分量的平均位置Vr=46.3 $\pm$ 0.4 km/s，与由对称散射推断的速度有系统的差异，表明在超巨星扩展大气中存在速度梯度。NaI D线的多分量剖面包含星际分量Vr=-11.2 km/s、星周分量Vr=+10 km/s和在大气上层形成的分量Vr=+34.0 km/s。在光谱中确定的20-30个弥散星际带（DIBs）的平均速度Vr（DIBs）=-11.6 $\pm0.2$ km/s，与星际NaI和KI分量的速度一致。氧三重态的等效宽度W（7774）=1.25 A对应于恒星Mv $\approx-4.6^m$的绝对星等，考虑到总的（星际+星周）消光，导致到恒星d $\approx$的距离为2.3 kpc。
2020-10-15 astro-ph.SR
Evolution of blue supergiants and αCygni variables; Puzzling CNO surface abundances
一颗大质量恒星可以直接从主序星演化而来，也可以从先前的红超巨星演化而来，进入蓝超巨星区。不同历史的蓝超巨星的比例取决于红超巨星阶段的内部混合和质量损失。我们研究了利用恒星脉动的诊断来区分具有不同演化历史的蓝超巨星的可能性。为此，我们研究了用Geneva恒星演化程序计算的初始质量为8 ~ 50 M $_\odot$，太阳金属丰度为$Z=0.014$的大质量恒星模型的脉动性质。我们发现，只有在以前的红超巨星模型中，蓝超巨星区域才激发出径向脉动。这将为我们诊断每个蓝超巨星的演化历史提供有用的手段。在给定的有效温度下，在红超巨星阶段之后的模型中激发的非径向脉动比在向红超巨星演化的模型中激发的非径向脉动多得多。讨论了蓝超巨星中径向和非径向脉动的性质。预测的周期与银河系和NGC 300中的一些天鹅座α变星观测到的周期范围进行了比较。我们发现，在大多数情况下，红超巨星阶段之后的蓝超巨星模型与观测到的周期范围大致一致。然而，我们留下了一个难题，即与天津四和参宿七相比，预测的表面N/C和N/O比值似乎过高。
2013-05-11 astro-ph.SR
Non-stoichiometric amorphous magnesium-iron silicates in circumstellar dust shells. Dust growth in outflows from supergiants
我们研究了一组9个观测良好的大质量超巨星的富氧恒星外流的尘埃生长光学薄的尘埃壳。从他们的拱星尘埃壳的红外发射模型进行比较，以获得的基本参数，这些恒星的扩展信封中管理的尘埃形成的红外光谱。从比较研究中获得的结果也进行了比较与硅酸盐尘埃凝聚模型的预测完全基于实验室数据和基本的恒星性质。在6和25 μ之间的波长范围内的红外发射可以再现相当不错的混合物的非化学计量的含铁硅酸盐，氧化铝，和金属铁尘埃粒子的所有九个对象。从三个对象，亩Cep，RW Cyg，和RS每，所观察到的光谱，可以复制一个固定的和（基本上）球对称的流出，使直接比较从理论尘埃生长模型的预测。大量的硅酸盐尘埃生长的开始的温度是920 K的顺序和相应的流出速度的顺序的声速为这些对象。冷凝温度表明，硅酸盐尘埃生长在硅酸盐尘埃壳内部形成的尘埃颗粒上，温度高得多。我们的研究结果表明，关于恒星外流中尘埃形成的两个主要问题：（i）种子核的形成;（ii）它们向宏观尘埃颗粒的生长，我们逐渐接近于对第二项的定量理解。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Masses of the components of the HDE 226868/Cyg X-1 binary system
最近对HDE 226868/Cyg X-1双星系统距离的测定（Reid等人，2011）和更精确地测定HDE 226868的有效温度（Caballero-Nieves等人，2009）允许更准确地估计两个组件的质量。使用最新的进化模型，我得到的质量范围为25至35 Msun之间的质量的超巨星和13至23 Msun之间的质量的黑洞。如果对距离和有效温度的不确定性进行更自由的估计，则可以将这两个质量的范围分别扩展到21至35 Msun和10至23 Msun。这些范围内最可能的值分别为27 Msun和16 Msun。得到的黑洞质量与Orosz等人（2011）提出的15 +- 1 Msun的值一致。然而，他们建议的19 +- 2 Msun的超巨星的质量值不应该被使用，因为这样的恒星违反了大质量核心氢燃烧恒星的质量-光度关系。这一考虑没有纳入Orosz等人的迭代过程。为了解决这一违规行为，我认为HDE 222268的氢含量可能会降低，作为质量转移和质量增益的诱导快速旋转的结果。我分析了这种情况的进化影响，发现虽然很重要，但它们并不能使上面列出的结论无效。如果由于旋转引起的混合，HDE 226868目前的氢含量约等于0.6（如一些观测数据所示），那么它目前的质量可能会略低：约为24 Msun而不是27 Msun。
2014-01-06 astro-ph.SR
The mass-loss rates of red supergiants and the de Jager prescription
红超巨星（RSG）的质量损失对于大质量恒星的演化很重要，但尚未得到充分解释。已经提出了几个经验公式，试图将质量损失率（Mdot）表示为基本恒星参数（质量，光度，有效温度）的函数。我们的目标是检验de Jager等人（1988）在某些恒星演化模型中使用的公式，在最近的质量损失测定中是否仍然有效。通过考虑40个银河系RSG呈现红外过剩和IRAS 60 μ通量大于2 Jy，并假设气体与尘埃质量比为200，发现de Jager速率在4倍内与基于60 μ信号的大多数Mdot估计一致。它也与仅有的8个银河系RSG中的6个一致，其中Mdot可以通过对星周气体的观测更直接地测量。两个不遵循de Jager规定（数量级）的对象是mu Cep和NML Cyg。我们还考虑了麦哲伦云的RSG。由于Groenewegen等人（2009）和Bonanos等人（2010）的工作，我们发现SMC的RSG具有与de Jager比率一致的Mdot，比例为（Z/Zsun）**（alpha），其中Z是金属丰度，alpha为0.7。LMC RSG的情况不太清楚。特别地，对于大于1.6E +05 Lsun的光度，人们发现许多RSG（除了WOH-G64）的Mdot显著小于de Jager速率，并且表明Mdot不再随着L增加。在通过对LMC RSG的进一步分析证实这种奇怪的情况之前，我们建议在恒星演化模型中保持de Jager公…
2010-10-26 astro-ph.SR
CHARA/MIRC interferometry of red supergiants: diameters, effective temperatures and surface features
我们利用CHARA阵列上的MIRC仪器获得了三颗银河系红超巨星的H波段干涉观测。目标包括AZ Cyg、字段RSG和Per OB1协会的两个成员RS Per和T Per。我们发现在所有情况下，偏离圆对称的证据，这可以与热点的存在建模。这是首次在$H$波段检测到这些特征。测量的平均直径和光谱能量分布相结合，以确定有效温度。这些结果进一步支持了Levesque等人（2005）最近导出的红超巨星更热的温度标度，该温度标度被用来调和经验确定的物理参数和恒星演化理论。我们看到斑点和星周尘埃的中红外辐射之间可能存在相关性，这表明质量损失和产生斑点的机制之间存在联系。
2009-02-17 astro-ph.SR
Binary Red Supergiants: A New Method for Detecting B-type Companions
除了少数已知和研究过的系统外，红超巨星（RSG）的双星群体仍然相对缺乏特征。着名的系统，如VV Cep，31 Cyg和zeta Aur包含RSG + B星双星，在这里，我们将探讨B星是否是我们从进化的角度期待的主要类型的伴侣。使用日内瓦的进化模型，我们发现，这确实是这样的。然而，很少有这样的系统是已知的，我们使用模型光谱，以确定如何容易这样的二进制将是观测检测。我们发现，它应该是相当困难的，以隐藏一个B-型伴星在光谱的光学/蓝色部分给出了合理的信噪比。接下来，我们检查麦哲伦云RSG的光谱和新获得的银河系RSG的光谱，寻找新的系统，并完善我们关于光谱中可能隐藏的恒星类型的结论。最后，我们开发了一套光度标准，可以帮助选择可能的双星在未来没有大型定期或光谱调查的开销。
2018-09-26 astro-ph.SR
Blue supergiants as tests for stellar physics
大质量恒星演化仍然知之甚少，需要通过观测测试来区分恒星演化代码中物理现象的不同实现。通过将蓝超巨星的观测性质（如脉动、化学成分和在赫兹-罗素图中的位置）与恒星演化模型进行比较，我们的目标是确定哪种对流判据（史瓦西或勒杜）最能解释观测结果。我们计算国家的最先进的恒星演化模型与史瓦西或勒杜对流标准。模型适用于太阳或大麦云云金属丰度处的$14$至$35\,M_\odot$。对于每个模型，我们计算脉动特性，以了解径向模式何时被激发。然后，我们将我们的结果与蓝超巨星在赫兹-罗素图中的位置，它们的表面化学成分和它们的变化进行比较。我们在大麦云云金属丰度上的结果表明，在再现蓝超巨星的观测性质时，勒杜判据比史瓦西判据稍有优势，即使在这种金属丰度下不能排除史瓦西判据。我们检查，改变太阳金属丰度的过冲参数不会改善这种情况。我们还检查，我们的模型能够再现银河系蓝超巨星的位置在通量加权重力-光度关系。我们确认，总体而言，与勒杜准则计算的模型在匹配观测略好。我们的研究结果也支持了银河系大多数$α$ Cyg变星都是第2族的蓝超巨星的观点，也就是说，这些恒星已经经历了之前的红超巨星阶段，在那里它们已经失去了大量的质量。
2021-04-13 astro-ph.SR
New in the optical spectrum and kinematic state of the atmosphere of the variable V1027\,Cyg (= IRAS 20004+2955)
利用6米望远镜的NES阶梯光栅光谱仪进行的高分辨率光谱测量，研究了冷超巨星V1027 Cyg（红外源IRAS 20004+2955的光学对应物）的大气和包层中的光谱和速度场特征。首次在恒星光谱中探测到了金属及其离子（Si Ⅱ、Ni Ⅰ、Ti Ⅰ、Ti Ⅱ、Sc Ⅱ、Cr Ⅰ、Fe Ⅰ、Fe Ⅱ、Ba Ⅱ）强吸收核的分裂。这些谱线的宽剖面在核中包含一个稳定的弱发射，其位置可以被认为是系统速度Vsys=5.5 km/s。对称的低强度和中等强度脉动揭示了脉动引起的幅度为5-6 km/s的小径向速度变化。在恒星光谱中观察到由于线核畸变引起的H $α$轮廓的长波长移动。在红光谱区发现了大量的CN分子弱谱线和KI 7696的具有P Cyg谱线。对称金属散射线和CN线的径向速度的一致性表明CN谱是在恒星大气中形成的。我们还发现了许多弥散星际带（DIB），它们在光谱中的位置为Vr（DIB）= $-12.0$ km/s，对应于银河系本星系臂中星际介质的速度。
2016-11-02 astro-ph.SR
Four open questions in massive star evolution
我们讨论了大质量恒星演化的四个问题。第一个是关于缓慢旋转的、非进化的、富含氮的恒星的起源。我们认为，这些恒星可能起源于最初快速旋转的恒星，其表面已被制动下来。第二个问题是关于天鹅座α型变星的进化状态。根据它们的脉动性质，这些恒星应该是后红超巨星。然而，一些恒星至少呈现出表面丰度，表明它们应该是前红超巨星。如何调和这两个矛盾的要求？第三个是各种超新星类型，它们是初始质量在18到30 Msun之间的恒星演化的终点，即在其一生中经历红超巨星阶段的最大质量恒星。它们会产生IIP、IIL、IIn、IIb或Ib型超新星吗？还是它们在结束时不会产生任何SN事件？最后，我们将讨论为什么尚未发现如此少的Ibc型超新星祖先的原因？
2013-08-27 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
Stellar wind in state transitions of high-mass X-ray binaries
目的：我们已经开发了一个新的代码的三维时间相关的辐射流体动力学模拟的恒星风在相互作用的双星，以改善模型的吸积在高质量的X射线双星，并定量澄清这些对象的观测到的变化。我们使用该程序测试了各种参数对星周物质结构和性质的影响。研究方法：我们的代码考虑到风的加速度，由于罗氏有效势，科里奥利力，气体压力，（CAK-）辐射压力的线和连续的超巨星辐射场，调制其重力暗化和光电离所造成的X射线辐射从紧凑的同伴。利用天鹅座X-1的参数对模型的性质进行了检验。结果如下：二维和三维的数值模拟表明，科里奥利力大大影响的质量损失，从而吸积率到紧凑的同伴。致密伴星的引力场使恒星风集中，导致伴星后面形成一个弯曲的锥形气体尾部。在X射线谱态跃迁过程中，风物质的X射线光致电离的变化对风的结构有重要影响，并解释了天鹅座X-1在光学观测中的变化（H $α$发射）。
2014-12-12 astro-ph.SR
Identifying quiescent compact objects in massive Galactic single-lined spectroscopic binaries
目的。为了寻找这些罕见的物体，我们研究了32个银河系O型星，在文献中被报道为SB 1。在我们的样本中，我们包括天鹅座X-1，这是已知的主机吸积恒星质量BH，和HD 74194，一个超巨星快速X射线瞬态，以验证我们的方法。最终的目标是确定看不见的伴星的性质，以确定它们是MS星、剥离氦星、三重星还是致密天体，如中子星或恒星质量的BH。方法.在测量径向速度和推导出我们样本中所有系统的轨道解之后，我们进行了光谱解缠，以从复合光谱中提取出微弱的二级伴星的推定特征。我们推导了可见恒星的恒星参数，并利用双星质量函数估算了次级恒星的质量范围。在光度TESS光变曲线中观察到的变异性也被搜索，以确定是否存在推定的同伴，简并的。结果在32个系统中的17个报告为SB 1，我们提取次级签名，质量比为~0.15。对于17个新发现的双线光谱双星（SB 2），我们推导出的各个组件的物理特性，并讨论为什么他们没有被检测到这样的。在其余的系统中，我们确定了9个系统可能的NS或低质量MS同伴。对于天鹅座X-1和HD 130298，我们无法提取出伴星的任何特征，它们的伴星的最小质量估计约为7 Msun。我们的模拟表明，无论它们的性质如何：MS星，剥离氦星甚至是三重星，都应该可以从我们的数据集中检测到具有这种质量的秒级。虽然这是天鹅座X-1的预期，证实了我们的方法，但我们的模拟也强烈表明HD 130298可能是另一个拥有恒…
2022-07-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Implications of modern mass-loss rates for massive stars
University of Oregon（俄勒冈大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Monash University（莫纳什大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
本文使用COMPAS星族合成代码，探讨更新的大质量恒星风质量损失率对黑洞形成和致密双星合并率的影响，发现红超巨星质量损失率的不确定性可解释缺失红超巨星问题，且双黑洞合并率对此敏感。
2026-06-23 astro-ph.HE astro-ph.IM 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
High-resolution optical spectroscopy of V838 Monocerotis in 2009
V838 Mon于2002年初爆发。在爆发的过程中，该天体演化到低有效温度，并作为一个非常晚的M-型超巨星而衰退。在各种解释爆发性质的方案中，最有希望的是恒星合并事件。我们的目的是研究从2002年喷发开始下降的物体的结构和演化。2009年1 - 3月，我们利用UVES/VLT对V838 Mon进行了光谱观测。结果进行了分析，并与2005年10月与HIRES/Keck获得的类似观测结果进行了比较。2009年和2005年之间最显著的区别是完全没有B3 V成分和2009年的[Fe II]发射线。目前的光谱只显示了2002年火山爆发残留物的光谱。它类似于M6巨星，尽管V838 Mon的分子带比类似光谱类别的标准恒星光谱更深。几条在2005年显示出P-Cyg轮廓的原子线，现在主要是纯自旋。然而，这些线中的一些显示出窄的发射分量，正如我们所认为的，测量V838 Mon的径向速度。由此得到的日心速度为71 km/s，这与SiO脉泽观测得到的速度非常一致。原子谱线和分子谱带显示出非常复杂的运动学。在某些原子谱线和高激发态分子谱带中，我们观测到物质在目标大气中的下落。2005年已经观察到了下沉成分，但与2009年相比，下沉成分不太明显，出现的线路也较少。我们认为，在共振原子线和低激发分子带中看到的最负的径向速度分量形成于2002年喷发的喷出物中。B3 V伴星很可能被2002年V838 Mon喷出物的…
2011-07-12 astro-ph.SR
Red and dead: The progenitor of SN 2012aw in M95
核心坍缩超新星（SNe）是大质量恒星演化的壮观结局。在这封信中，我们确定了附近的核心塌陷SN 2012 aw在地面近红外和空间光学爆炸前成像的祖先。SN本身似乎是一个正常的II型高原事件，从早期SN光谱中H $β$ P-Cygni最小值的位置，达到10 $^{42}$ erg s $^{-1}$的热光度和$\sim$ 11，000 \kms \的光球速度。我们使用自适应光学图像显示，SN是符合在27 mas内与一个微弱的，红色的源在爆炸前的HST+ WFPC 2，VLT+ISAAC和NTT+SOFI图像。这个源的星等为$F555W$ =26.70 $\pm$ 0.06，$F814W$ =23.39 $\pm$ 0.02，$J$ =21.1 $\pm$ 0.2，$K$ =19.1 $\pm$ 0.4，当与恒星模型的网格比较时，它最符合红超巨星。有趣的是，祖先的光谱能量分布也暗示了$A_V>$ 1.2等的消光，而SN本身似乎没有明显的消光。我们将此解释为SN爆炸中尘埃破坏的证据。这颗候选的祖先星的光度介于5.0和5.6 log L/ \lsun之间，相当于ZAMS质量介于14和26 \msun \之间（取决于$A_V$），这将使它成为迄今为止发现的核心坍缩SN的最大祖先星之一。
2012-04-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
