¶ Hot OB supergiant
作者：慕海洋
主分类：pulsation
¶ 历史背景
OB超巨星是一种非常明亮的恒星，通常具有质量在16到30倍太阳质量之间。它们通常非常年轻，只有几百万年的寿命，因为它们的强烈辐射和质量损失会导致它们的寿命缩短。OB超巨星通常被认为是宇宙中最亮的天体之一，它们的温度高达30,000K以上，发出的光谱主要在紫外线和蓝光波段。OB超巨星对于我们研究星际物质和星系演化非常重要，因为它们的强烈辐射和质量损失对周围环境产生了重要影响。
大质量恒星的演化、质量流失、核合成和对银河系的影响。大质量恒星是银河系机械和辐射能量的主要来源，也是最稀有的恒星对象。它们是II型超新星、沃尔夫-拉叶星和亮蓝变星的祖先，具有强大的恒星风，并通过质量流失为银河系提供了重金属的重要丰度。[7]
¶ 物理图像
¶ 基本信息
OB超巨星位于HR图的高温高亮区域，具有高质量、高亮度、高温度和高速度等特点。它们的质量通常在16-30倍太阳质量之间，亮度可达10万倍太阳，温度可高达3-5万K，表面速度也非常快，可达几百公里每秒。此外，它们通常具有强烈的Hα发射和P Cygni型谱线，表明它们存在质量损失。OB超巨星的寿命相对较短，通常只有几百万年，但它们在银河系中占据着重要的地位，对银河系的演化和星际介质的物理学有着重要的影响
OB超巨星的光变曲线通常表现为高振幅的非周期性变化，伴随着Hα发射和P Cygni轮廓，表明存在质量损失。这些星体大多数都会经历脉动，并且这些脉动可能会促进质量损失。此外，OB超巨星的光变曲线也可能表现为多个脉动周期，这些周期通常在几天到几个月之间。
M33中的O型和B型超巨星的观测数据来自于Local Group Galaxies Survey (LGGS)目录，包括在U、B、V、R和I波段中的LGGS目录的光度数据，以及在J、H和K波段中的United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT)数据、Panoramic Survey Telescope和Rapid Response System (Pan-STARRS)数据、Galaxy Evolution Explorer (GALEX)数据、Swift/UVOT数据和XMM-SUSS数据。研究人员利用这些数据构建了每个追踪器的观测SED。[3]
意义：研究人员通过对M33中的O型和B型超巨星的观测数据进行分析，首次推导出了沿着不同视线的尘埃消光曲线，并发现M33中的尘埃消光曲线具有复杂的形状和分布，覆盖了宽泛的范围，表明星际环境的复杂性和星际尘埃的不均匀分布。[3]
¶ 脉动机制
离子化现象：O型和B型超巨星的离子化现象表现为高度离子化的气体，其中包括氧、氮和碳等元素的高离子化状态，如OVI和NV等。"The Corona Plus Cool Wind Model"是解释这些现象的一种有效理论对于O型和B型超巨星的异常强OVI和NV线以及B型超巨星的CIV和Si IV线可能是由于来自它们冷风基部的X射线的俄歇电离所致。本文总结了几项研究的结果，以确定冠层区域的大小和温度，并计算冠层对连续谱和线谱的影响。得出的模型可以通过HEAO-B的预测2 kev出射通量进行测试。该模型非常好地解释了超巨星的紫外线光谱中OVI和NV的持久性，分别为BO.5和B2，它预测了CIV应该在B5I及其以后的紫外线光谱中可观测到。该模型解释了O型和B型超巨星的高电离阶段，并需要较小的机械沉积速率。在该模型中，假定机械能仅在恒星风的基部附近沉积，并产生温度约为5 x 106 K的薄冠层区域。在冠层区域之外，风被假定具有约0.8 Teff的相对冷却温度。[4]
¶ 其它物理图像
光谱特点：对于具有高β值的恒星，风可以在连续辐射中产生强烈的影响，即使在光学波长下也是如此。尤其是对于具有高β值的恒星，比较成块和未成块风的连续辐射，可以发现它们在近红外波长下的流量差异最大，高达30％。因此，光学和近红外连续波段是区分OB超巨星风成块和未成块的理想工具。风速度分布参数β是描述恒星风加速度的一种参数。在公式中，β越大，表示风的加速度越慢，风密度在靠近恒星表面的区域会增强。这些区域的密度峰值会对光学深度和风的辐射产生影响，因此风在光学波长下会变得至少部分地光学厚。这会导致风辐射增强，同时吸收了恒星辐射。因此，β值越大，风在近红外区域会产生更多的辐射，同时即使在光学波长下也会对总辐射产生贡献。风的聚集会使得光谱的吸收系数增加，因为光谱的吸收系数与密度平方成正比。这意味着，聚集的风会比未聚集的风更容易产生光学厚度，从而影响光谱的辐射和吸收。同时，聚集的风会产生比未聚集的风更少的辐射，这在近红外波长尤为明显。因此，通过对近红外波长的观测，可以区分聚集和未聚集的OB超巨星风。对于OB超巨星的风，高β值和聚结的影响会导致风的连续谱发射出现差异，特别是在近红外波段。通过近红外波段的连续谱观测，可以很好地区分OB超巨星的聚结风和非聚结风。[6]
¶ 典型天体
¶ 天体基本信息
- 天狼星A，是最亮的恒星之一，光谱类别为A1V
- 天鹅座η，是银河系中最大的恒星之一，光谱类别为B5Ia。
- 天琴座γ，是一个双星系统，主星是一个蓝超巨星，光谱类别为B0.5Ia。
¶ 光变曲线
OB超巨星的光变曲线通常表现为高振幅的非周期性变化，伴随着Hα发射和P Cygni轮廓，表明存在质量损失。这些星体大多数都会经历脉动，并且这些脉动可能会促进质量损失。此外，OB超巨星的光变曲线也可能表现为多个脉动周期，这些周期通常在几天到几个月之间。例如4U 1538-52是一个高质量X射线双星系统，包含一个中子星和一个质量很大的超巨星。中子星从超巨星的风中吸积物质。该系统有一个约为3.73天的轨道周期，以及一个约为14.91天的超轨道周期，后者是通过使用Neil Gehrels Swift Observatory Burst Alert Telescope（BAT）观测得到的。此外，该系统的中子星自转周期约为526秒，并且存在长期自转速率变化。光学光度测量显示系统的超巨星受到潮汐变形的影响，存在椭圆形变化，但周期性变化之外也存在循环间的变化.[5]
4U 1538-52的光变曲线，其中superorbital phase为14.913天
¶ 重要文献
[1]: Pulisating Stars
[2]:Cousins A. W. J., Warren P. R., 1963, Mon. Notes Astron. Soc. South. Africa, 22, 65(https://arxiv.org/)
¶ 参考文献
[3]:Wang, Y., Gao, J., Ren, Y., Chen, B., 2022. Dust Extinction Law in Nearby Star-resolved Galaxies. II. M33 Traced by Supergiants. ApJS 260, 41. https://doi.org/10.3847/1538-4365/ac63c1
[4]:Cassinelli, J.P., 1979. The corona plus cool wind model for of stars and OB supergiants. Symp. - Int. Astron. Union 83, 201–213. https://doi.org/10.1017/S0074180900013486
[5]:Corbet, R.H.D., Coley, J.B., Krimm, H.A., Pottschmidt, K., Roche, P., 2020. Superorbital Modulation in the High-mass X-Ray Binary 4U 1538–52 and Possible Modulation in IGR J16393–4643. ApJ 906, 13. https://doi.org/10.3847/1538-4357/abc477
[6]:Kraus, M., Kubat, J., Krticka, J., 2007. Wind emission of OB supergiants and the influence of clumping.
[7]:Stars, Massive,Steven N. Shore