We report the first detection of the magnetic field in a star of FS CMa type, a subgroup of objects characterized by the B[e] phenomenon. The split of magnetically sensitive lines in IRAS 17449+2320 determines the magnetic field modulus of 6.2+/-0.2 kG. Spectral lines and their variability reveal the presence of a B-type spectrum and a hot continuum source in the visible. The hot source confirms GALEX UV photometry. Because there is a lack of spectral lines for the hot source in the visible, the spectral fitting gives only the lower temperature limit of the hot source, which is 50 000 K, and the upper limit for the B-type star of 11 100 K. The V/R ratio of the H alpha line shows quasiperiodic behavior on timescale of 800 days. We detected a strong red-shifted absorption in the wings of Balmer and OI lines in some of the spectra. The absorption lines of helium and other metals show no, or very small, variations, indicating unusually stable photospheric regions for FS CMa stars. We detected two events of material infall, which were revealed to be discrete absorption components of resonance lines.
The discovery of the strong magnetic field together with the Gaia measurements of the proper motion show that the most probable nature of this star is that of a post-merger object created after the leaving the binary of the birth cluster. Another possible scenario is a magnetic Ap star around Terminal-Age Main Sequence (TAMS). On the other hand, the strong magnetic field defies the hypothesis that IRAS 17449+2320 is an extreme classical Be star. Thus, IRAS 17449+2320 provides a pretext for exploring a new explanation of the nature of FS CMa stars or, at least, a group of stars with very similar spectral properties.
The 2008-2009 outburst of the young binary system Z CMa unraveled by interferometry with high spectral resolution
Z CMa是一个年轻的双星系统，由一个Herbig主星和一个FU Ori伴星组成。这两个组成部分似乎都被活跃的吸积盘所包围，赫比格B 0还伴随着一个喷流。2008年11月，K.格兰金发现Z CMa爆发的幅度比过去25年中记录的任何光度变化都要大。为了研究爆发发生的最内部区域并了解其起源，我们于2009年12月在中等和高光谱分辨率模式下用ABER/VLTI观测了跨越Brγ发射线的两个二元分量。我们的观测结果表明，赫比格Be，负责增加的亮度，也产生了强大的Brγ发射，他们允许我们从不同的来源，通过定位在每个速度通过线的发射解开。考虑一个模型的开普勒磁盘单独未能再现不对称的光谱天体测量，这表明一个流出的主要贡献。
A discontinuity in the luminosity-mass relation and fluctuations in the evolutionary tracks of low-mass and low-metallicity stars at the Gaia M-dwarf gap
盖亚M-矮星间隙是最近在色星等图中发现的一个特征，显示在主序低端缺乏低质量和低金属丰度的恒星。我们的目标是在低金属丰度进行理论恒星建模，使用一个精细的质量步骤和精细的时间步长，特别是寻找从部分到完全对流的过渡模型，因为对流接吻不稳定，发生在这个过渡被认为是差距的原因。用MESA方法模拟了金属丰度为Z = 0.01、Z = 0.001和Z = 0.0001的恒星演化模型，质量步长为0.00025 M $_{\odot}$，时间步长为50，000年。小的时间步长产生的模型在Hertzsprung-Russell（HR）图中的进化轨迹中经历循环。有效温度和光度的波动对应于对流包层底部与对流核心顶部合并的重复事件，将$^3$ He从核心输送到表面。除了从部分对流到完全对流的切换事件外，还发现了几个产生低振幅波动的近合并事件，低金属丰度模型经历对流接吻不稳定性的时间更长，波动振幅比金属丰度更高的模型更高。模型中使用的小质量步长揭示了所有三种金属丰度下光度-质量关系的不连续性。
Toward a Comprehensive Grid of Cepheid Models with MESA. III. Evolutionary and Pulsation Relations for Models with Core and Envelope Overshooting
Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（法国蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）
Re-visiting the Canis Major star-forming region with Gaia data release 3 data
Universidade Cidade de São Paulo（圣保罗城市大学）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；Universidad Nacional de Educación a Distancia (UNED)（西班牙国立远程教育大学）；Université de Bordeaux（波尔多大学）；Institut universitaire de France (IUF)（法国高等教育研究院）
The evolutionary nature of RV Tauri stars in the SMC and LMC
根据它们的恒星参数和由于星周尘埃而存在的中红外过量，金牛座RV星被归类为后AGB星。然而，我们最近的研究揭示了金牛座RV恒星之间的不同SED，这表明它们可能也占据了其他进化通道。本文的目的是提出不同的SED RV金牛星的特点，并调查其演化性质作为其SED的功能。我们在SMC和LMC中对金牛座RV星进行了系统的研究，因为它们的距离和光度是已知的。他们的SED分为三类：灰尘（盘型），非灰尘（非IR）和不确定。周期光度颜色（PLC）的关系进行了校准。PLC的光度与使用SED发现的光度进行了补充，恒星被放置在HR图上。本研究的四个主要结果是：1）金牛座RV星具有明显的IR过剩，具有盘型SED，这表明尘埃被捕获在稳定的盘中。鉴于星系中圆盘型SED和双星之间的紧密联系，我们假设它们也是双星。这些涵盖了一系列的光度，我们认为，更明亮的是后AGB星，而较低的光度可能是后红巨星分支（后RGB）星。2)其中两个天体的平均亮度变化周期分别为916天和850天，这是由轨道运动期间的可变消光造成的。3)没有尘埃的金牛座RV星和具有不确定SED的天体的演化使得星周尘埃已经分散。如果它们是单星，它们是低初始质量的后AGB天体（$<$ 1.25 M $_\odot$），而如果它们是双星，样本中的低光度部分可能是后RGB恒星。4)我们发现带有尘埃的金牛座RV恒星平均比样本的其余部分更明亮。
The Evolutionary Status of Protostellar Clumps Hosting Class II Methanol Masers
甲醇多波束巡天（MMB）提供了银河系大质量年轻恒星天体（MYSO）的最完整样本，这些天体拥有6.7GHz的II类甲醇脉泽。我们使用赫歇尔红外银道巡天（Hi-GAL）探测到的尘埃辐射来评估这些脉泽源的演化状态。关联731（73%）的MMB源在四个Hi-GAL波长的紧凑型发射，我们得到的团块属性和定义的要求的MYSO主机6.7GHz脉泽。银河系中心近端的远红外线（FIR）质量和光度中值分别为630 M $_{\odot}$和2500 L $_{\odot}$，而更远的远红外线则为3200 M $_{\odot}$和10000 L $_{\odot}$。在$\sim$ 4.2 L $_{\odot}/$ M $_{\odot}$下，两者的中位亮度质量比相似。我们确定了一个明显的最低70 $μ$米的光度需要维持一个给定的光度甲醇脉泽（与$L_{70} \propto L_{6.7}^{0.6}$）。脉泽宿主团块比原恒星MYSO的一般银河系种群具有更高的质量和更高的FIR光度。利用主成分分析，我们发现896个原恒星团满足托管甲醇脉泽的要求，但缺乏在MMB的检测。发现一个70 $μ$米的流量密度不足，在这些对象中，我们赞成的情况下，这些对象的年龄超过了发光6.7GHz脉泽可以持续发展。最后，隔离协会与二级脉泽物种确定人口内的6.7GHz源的进化差异。
Stripped-Envelope Stars in Different Metallicity Environments I. Evolutionary Phases, Classification and Populations
通过双星相互作用或双星风剥离氢包层的大质量恒星，如果它们有光学厚的风，则可以被观测为沃尔夫-拉叶星，或者被观测为同向风剥离包层星。我们近似他们的演化通过演化模型的单氦星，并计算详细的模型网格在初始质量范围1.5至70 M $_{\odot}$的金属丰度在0.01和0.04之间，从核心氦点火，直到核心崩溃。在它们的一生中，一些恒星模型暴露了氦燃烧的灰烬。我们建议，具有富氮信封的模型是候选WN星，而具有富碳表面的模型是候选WC星在核心氦燃烧，WO星之后。我们测量我们的模型的总寿命和它们的进化阶段的持续时间的金属依赖性。我们提出了一个风光学厚度的解析估计来区分Wolf-Rayet型星和同向风带状包络星的模型，并发现WN、WC和WO型星存在的光度范围是金属丰度的强函数。我们发现，在我们的网格中产生的所有富碳模型都具有光学厚风，并且与观测到的人口的光度分布相匹配。我们建立了星族模型，预测了同向风带状包络星和沃尔夫-拉叶星的数量，并得到了它们在不同金属丰度下的数量比。我们发现，随着金属丰度的增加，平行风带状包络星的数量减少，沃尔夫-拉叶星的数量增加。在高金属丰度时，WC和WO型恒星变得更常见。我们将我们的人口模型应用到附近的星系，发现人口更敏感的过渡光度之间的沃尔夫-拉叶星和同向风氦星比金属丰度依赖的质量损失率。
Evolutionary status of selected post-AGB stars based on Gaia DR3 data
利用Gaia DR 3数据，给出了24颗post-AGB星的演化状态。所有24颗恒星的视差精度都优于3 X sigma，RUWE值小于1.4。基于盖亚DR 3距离，绝对光度被导出。其中14颗恒星的光度证实了它们的后AGB演化阶段。然而，V1027天鹅座，这是以前被归类为后AGB星，被发现有更高的光度，因此它可能是一个演化的，大质量的，脉动的半规则变星的G7 Ia型。其中9颗恒星的光度低于1000 L（太阳），表明有些是后RGB恒星，有些是后HB恒星。这篇论文是在四个多月前完成的，但发表时间推迟了。
