Circumstellar dust shells of hot post-AGB stars
用辐射转移程序（DUSTY）计算了15颗热后AGB星的星周尘埃壳层参数。结合恒星的光学、近红外和远红外（ISO、IRAS）数据，重建了它们的光谱能量分布（SED），并估算了尘埃温度、质量损失率、尘埃包层内边界角半径以及到这些恒星的距离。质量损失率（10 $^{-6}-10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）介于AGB尖端恒星和PN相位之间。我们还研究了其中7颗恒星的ISO光谱。在IRAS 14331 -6435（Hen 3 -1013）、IRAS 18062 +2410（SAO 85766）和IRAS 22023 +5249（LSIII +5224）中观察到了无定形和结晶硅酸盐特征，表明富氧的星周尘埃壳。在IRAS 17311 -4924（Hen 3 -1428）的ISO光谱中，在7.7 $μ$处存在未识别的红外（UIR）带，在11.5 $μ$处存在SiC发射，以及“26 $μ$“和“主30 $μ$“特征表明中心恒星可能富含碳。IRAS 17423 -1755（Hen 3 -1475）的ISO光谱在3.1 $μ$处显示出广泛的吸收特征，这是由于C $_{2}$ H $_{2}$和/或HCN，通常在富碳恒星的拱壳层中检测到。
2004-02-02 astro-ph
Circular Polarization of Circumstellar Water Masers: Magnetic Fields of AGB stars
本文对2颗Mira变星和4颗超巨星的环星水脉泽进行了圆偏振测量。LTE和非LTE方法都用于分析圆极化和总强度谱，并获得磁场强度。非LTE方法被发现能够最好地再现观测。利用这一点，我们可以找到从几百毫高斯到几高斯的磁场，这表明磁场与距离的关系是太阳型的r^（-2），这导致恒星表面的磁场高达几百高斯。未检测到小于1.5%的线性偏振。
2003-09-05 astro-ph
VLA Observations of HI in the Circumstellar Envelopes of AGB Stars
我们提出了一个VLA搜索的结果HI发射的拱星信封附近的五个AGB星：RS Cnc，IRC+10216，EP Aqr，R Cas，和R Aqr。我们已经检测到发射符合RS Cnc的位置和速度，这意味着发射来自其扩展的信封。对于R Cas，我们检测到微弱的发射，峰值在恒星系统速度和重叠的位置，其拱星尘埃壳，因此可能是有关的恒星。对于IRC+10216和EP Aqr，我们检测到多个弧分尺度的HI发射特征，其速度与拱星包络一致，但在空间上偏离恒星位置;在这些情况下，我们无法明确确定发射是否与恒星有关。在IRC+10216的情况下，我们无法确认在Le Bertre和Gerard先前报告的宇宙背景下吸收HI的检测。我们在1.4 GHz连续谱中探测到了第五个目标，R Aqr（一个共生双星）。
2006-12-18 astro-ph
Atomic hydrogen in AGB circumstellar environments. A case study: X Her
本文报道了利用南凯射电望远镜的位置转换技术在AGB星XHer周围距拱壳21厘米处探测到的HI线。在恒星位置，谱线有两个分量：（i）宽谱线（FWHM ~ 13 km/s），中心在-72.2km/s;（ii）窄谱线（FWHM ~ 4km/s），中心在-70.6km/s。我们的地图显示，与广泛的组成部分的来源是不对称的材料流向东北优先。该源延伸至~ 10弧分。（~ 0.4 pc）从那个方向的恒星。另一方面，仅在星形位置处检测到窄分量，并且窄分量指示材料从观察者流出。氢原子的总质量约为6.5 × 10^{-3}太阳质量，与60微米处的红外天文台数据估计值相差2倍。
2005-10-05 astro-ph
The circumstellar shell of the post-AGB star HD 56126: the 12C12C/12C13C isotope ratio and 12C16O column density
我们首次探测到了AGB后恒星HD 56126（IRAS 07134 +1005）光谱中的~（12）C ~（13）C（Phillips）系统1-0带和~（12）C ~（16）O第一泛音2-0带的星周吸收线。具有较高永久偶极矩的分子的转动温度较低。导出的相对柱密度比为12 C12 C/12 C13 C =36 ± 13，12 C16 O/（12 C12 C +12 C13 C）=606 ± 230，12 C16 O/（12 C14 N +13 C14 N）=475 ± 175。12 C12 C的同位素交换反应太慢而不能显著改变12 C12 C/12 C13 C比率，并且12 C12 C与12 C13 C比率是碳同位素比率的一半的良好量度：12 C/13 C =2 X 12 C12 C/12 C13 C =72+-26。将van Dishoeck和Black（1982）的12 C12 C激发模型与12 C12 C的相对布居分布拟合，得到n σ/ I = 3.3 +- 1.0 X 1 e-14。在r= 1 e16 cm时，这转化为n=1.7e7cm-3和dM/dt=2.5e-4 Msol/年。
1998-04-22 astro-ph
SiO in C-rich circumstellar envelopes of AGB stars: effects of non-LTE chemistry and grain adsorption
利用对碳星样品的新的SiO多跃迁毫米线观测，包括APEX望远镜的J=8-7观测，来探测非平衡化学的作用和碳星星周包层中颗粒的影响。一个详细的辐射转移建模，包括灰尘排放的影响，在激发分析，所观察到的SiO线发射。低能量和高能量谱线的组合在限制丰度分布方面很重要。据发现，在这些富C环境中的SiO的丰度分数可以比平衡恒星大气化学预测的高几个数量级。事实上，碳星的SiO丰度分布与M型（富O）AGB星非常相似。这种行为的一个可能的解释是冲击引起的化学反应，但尘埃颗粒的影响，无论是作为一个源耗尽以及生产的SiO，需要进一步研究。与M-型AGB星的观测结果一样，碳星的SiO丰度随质量损失率的增大而减小。这表明SiO是被吸积在星周包层的尘埃颗粒上的。
2006-04-10 astro-ph
Circumstellar molecular line absorption and emission in the optical spectra of post-AGB stars
我们提出了一个后AGB星显示分子线吸收和发射的光谱。两个天体显示CH+，一个在发射，一个在吸收，十颗恒星显示C2和CN在吸收。C2线的多普勒速度和旋转温度表明，线的形成区域是AGB残留。对有CO毫米波数据的后AGB星的分析表明，C2膨胀速度与CO膨胀速度在同一数量级。对HD 56126进行了详细的研究，我们发现质量损失率Mdot=2.8e-4 Msol/yr，fC2=2.4e-8和fCN=1.3e-8。来自C2的质量损失是显着大于Mdot=1.2e-5 Msol/yr来自CO。我们发现，所有的对象与21亩功能的排放显示C2和CN吸收，但不是所有的对象与C2和CN检测显示21亩功能。
1995-10-19 astro-ph
Circumstellar C2, CN, and CH+ in the optical spectra of post-AGB stars
我们提出了一个样本的16个post-AGB恒星和IRC +10216的光学高分辨率光谱。在AGB后的恒星中，有10颗有C2菲利普斯、天鹅和CN红系统的吸收，1颗有CH+发射，1颗有CH+吸收，4颗没有任何分子。我们发现典型的Trot=43-399，155-202和18-50 K，log N = 14.90-15.57，14.35和15.03-16.47 cm-2分别为C2，CH+和CN，0.6<N（CN）/N（C2）<11.2。我们没有检测到同位素线，这使得12 C/13 C>20的同位素比的下限。C2和CN吸收的存在与冷尘（T尘<300 K）相关，而CH+的存在与热尘（T尘> 300 K）相关。所有具有未识别的21 μ m发射特征的物体都表现出C2和CN吸收，但并非所有具有C2和CN检测的物体都表现出21 μ m特征。导出的膨胀速度范围为5 ~ 44 km/s，与CO毫米线发射的结果一致。这明确地证明了这些谱线是拱星起源的，并且是在AGB喷出物（在前一个AGB阶段中喷出的拱星壳）中形成的。此外，C2分子柱密度和膨胀速度之间似乎存在关系，这是由于尘埃中碳丰度较高导致AGB风加速更有效。使用简单的假设的分子线和分子丰度的位置，质量损失率已来自分子吸收线，并从CO发射线和红外过量获得的那些可比。
1996-10-09 astro-ph
The abundance of SiS in circumstellar envelopes around AGB stars
新的硅多过渡（亚）毫米线观测的AGB星的样本具有不同的光球C/O比和质量损失率。低能量线和高能量线的组合在约束SiS分子的星周分布方面是重要的。一个详细的辐射转移模拟所观察到的硅线发射，包括热尘埃颗粒的影响，在激发分析。我们发现，在这些环境中的恒星周围的分数丰度的硅有很强的依赖于光球的C/O比从化学模型的预期。碳星（C/O>1）的平均丰度分数为3.1E-6，比M型AGB星（C/O<1）的平均丰度分数2.7E-7高出一个数量级。这些数字是在合理的协议与光球LTE化学模型。硅似乎表现出类似的SiO在拱星包层的外部的光解。与以前的结果相比，相关的分子SiO，有没有很强的相关性的分数丰度与密度的CSE，如果冻结到尘埃颗粒是重要的情况下。然而，可能的时间变化的线发射在较低的J过渡和灵敏度的线发射丰度梯度的内部部分的CSE可能掩盖与风的密度的相关性。有迹象表明，SiS的丰度分数可能会显着更高的接近恒星，至少在M型AGB星的情况下，将需要非平衡化学过程。
2007-07-06 astro-ph
The circumstellar shell of the post-AGB star HD 56126: the $^{12}$CN/$^{13}$CN isotope ratio and fractionation
我们在AGB后恒星HD~56126的光谱中探测到了$^{12}$ CN和$^{13}$ CN紫红色系统的拱星吸收线。由合成谱分析，我们导出了一个多普勒展宽参数：$b=0.51\pm0.04$ km~s $^{-1}$，$^{12}$ CN/ $^{13}$ CN $=38\pm2$，以及$^{12}$ CN/ $^{14}$ CN和$^{12}$ C $^{14}$ N/ $^{12}$ C $^{15}$ N上的$2000$下限。本文计算了HD~56126星周壳层的一个简单化学模型，该模型考虑了CN和C-$^{+}$之间的气相离子-分子反应。由此我们推断，该反应导致CN的同位素分馏。考虑到同位素交换反应和观测到的$^{12}$ CN/ $^{13}$ CN，我们发现$^{12}$ C/ $^{13}$ C $\sim 67$（代表$T_{\rm kin}=25$ K）。我们的分析表明，$^{12}$ CN比$^{13}$ CN具有稍高的转动温度：分别为$T_{\rm rot}=11.5\pm0.6$和$8.0\pm0.6$ K。我们确定这种差异的激发温度，其中$N''$依赖的同位素交换反应的可能原因。
1997-11-15 astro-ph
The dynamical evolution of the circumstellar gas around low-and intermediate-mass stars I: the AGB
我们研究了中低质量恒星（1 ~ 5 Msun）与其星际介质（ISM）的动力学相互作用。在这第一篇论文中，我们研究的结构所产生的恒星风在渐近巨分支（AGB）阶段，使用数值代码和风的历史预测的恒星演化。外部ISM的影响也被考虑在内。我们发现，与热脉冲相关的风的变化导致形成的瞬态壳层的平均寿命为20,000年，因此不保持记录在气体的密度或速度结构。在AGB结束时幸存的壳层的形成通过两个主要过程发生：由两个连续增强的质量损失形成的壳层之间的冲击，或者通过与ISM相互作用区域中的恒星喷射的物质的连续积累。我们的模型表明，由于ISM物质被风吹走，星周包层的质量明显增加（1 Msun恒星模型高达70%）。我们还指出了ISM对外壳减速和压缩的重要性。根据我们的模拟，大区域（高达2.5 pc）的中性气体周围的AGB星的分子信封预计。这些大的气体区域是由AGB演化过程中恒星经历的质量损失形成的。
2002-02-01 astro-ph
Circumstellar water vapour in M-type AGB stars: Constraints from H2O(1_10 - 1_01) lines obtained with Odin
目的：利用Odin卫星获得了三颗M型AGB星的光谱分辨星周H2O（1_10 - 1_01）谱线。这提供了额外的强约束的属性拱星H2O和拱星信封。方法：采用ISO和Odin卫星H2O谱线数据作为辐射转移模型的约束条件。特别考虑到光谱分辨的奥丁线的轮廓，和第一激发振动态的伸缩模式（nu 1 =1和nu 3 =1）上导出的丰度的激发的效果进行了估计。一个非本地的，辐射转移代码的基础上的ALI形式主义。结果：H2O丰度估计值与以前的估计值一致。Odin数据集的纳入对H2O包络的大小有更强的约束。的H2O（1_10 - 1_01）线配置文件需要显着减少的膨胀速度相比，终端气体膨胀速度确定在模型中的CO无线电线发射，表明H2O发射线探测风仍在加速的区域。包括nu 3 =1状态显着降低了低质量损失率物体的估计丰度。这表明了详细建模的重要性，特别是在3至6微米范围内的红外光谱的细节，以估计准确的拱星H2O丰度。结论：光谱分辨的星周水发射线是研究渐近巨星支星周包层内区物理和化学的重要探针。在即将到来的赫歇尔/HIFI任务的光谱范围内的H2O发射线的预测表明，这些意见将是非常重要的，在这方面。
2008-12-07 astro-ph
HI and CO in the circumstellar environment of the oxygen-rich AGB star RX Lep
AGB恒星周围的星周壳是在很长一段时间内形成的，可能达到几百万年。因此，它们可以扩展到大尺寸（~1 pc，可能更多），并且需要不同的互补示踪剂来描述它们的全局性质。在目前的工作中，我们结合了21厘米HI和CO旋转线数据上获得的富氧半经常性的变量，RX Lep，描述其拱星环境的全球性。用SEST探测到了RX Lep的CO（2-1）转动谱线。谱线轮廓呈抛物线状，意味着膨胀速度约为4.2 km/s，质量损失率约为1.7 × 10^-7 Msun/yr（d = 137 pc）。南凯射电望远镜在恒星位置和几个偏移位置探测到了21厘米的HI线。线性壳的大小相对较小，约为0.1 pc，但我们检测到向南延伸至约0.5 pc的踪迹。线轮廓近似高斯与FWHM ~3.8公里/秒和解释与模型开发的分离壳周围的富碳AGB星Y CVn。通过假设持续时间约为4 × 10 ^4年的恒定外流（Mloss = 1.65 × 10^-7 Msun/yr），我们可以很好地再现HI谱，而外流已被外部介质减慢。HI源的空间偏移与自行向北的方向一致，这支持了源通过ISM的运动所产生的踪迹的存在，正如已经建议的Mira，RS Cnc和HI中检测到的其他源。在SiO（3 mm）和OH（18 cm）中也观察到该源，但未检测到。AGB星周围的拱星壳的外部部分的属性应占主导地位的恒星外流和外部物质之间的相互作用的富氧，以及富碳，源，和2…
2008-09-18 astro-ph
Envelope density pattern around wide binary AGB stars: a dynamical model
目的是建立一个简单的宽双星系统中AGB星周围流出的拱星包层的动力学模型，以探索柱密度图案的几何特征的参数依赖性。将宽双星系统中的AGB星看作是一个三维活塞模型，通过AGB星的轨道运动可以在星周包层中诱导出三维准球形密度结构。柱密度模式仅取决于两个参数：轨道偏心率e和终端流出速度与平均轨道速度之比γ。当垂直于轨道平面观察时，可以看到螺旋形，破碎的螺旋形和不完整的同心壳图案，而当沿着轨道平面观察时，将形成交替的同心半壳，蛋壳和半壳半间隙图案。非零偏心率会导致不对称，而较大的伽玛会产生较弱的图案，并有助于产生不对称。当e > 0.4时，螺旋图案可能被破坏。螺旋中心与轨道中心之间的距离始终小于螺距的12%。人们应该有更多的机会（~ 80%）看到螺旋状图案比看到同心壳（~ 20%）在拱星信封的宽二元AGB星。
2007-03-26 astro-ph
VLBI astrometry of circumstellar OH masers; proper motions and parallaxes of four AGB stars
用美国国家天文台甚长基线天线阵（VLBA）在2.5年的时间里观测了4颗AGB星周围8个历元的OH脉泽主线。使用相位参考技术，每颗恒星的最紧凑的脉泽点的位置进行了监测相对于两个河外参考源。对于U Her和W Hya，我们观察到最蓝移的脉泽斑，而对于R Cas和S CrB，我们只检测到紧凑的红移脉泽斑。我们设法确定了一个准确的自行和视差的U Her，R Cas和S CrB，而额外的运动的紧凑的蓝移脉泽的W Hya被证明可能与恒星脉动。运动和无线电位置与依巴谷卫星确定的恒星轨迹和绝对光学位置进行了比较。对于U Her和W Hya，最蓝移的脉泽与放大的恒星图像一致。新的距离与几个公布的P-L关系，并在这方面的VLBI距离似乎是一个改进的依巴谷距离。
2003-05-21 astro-ph
The chemical composition of the circumstellar envelopes around yellow hypergiant stars
黄色超巨星（YHG）是非常明亮和巨大的天体，其一般性质知之甚少。只有两颗这样的恒星显示出巨大的星周包层，IRC+10420和AFGL 2343。我们的目标是研究这两个源周围的拱星信封的化学，通过与著名的AGB星和原行星状星云。我们还估计了所观察到的分子物种的丰度。我们已经进行了单碟观察不同的转变为12个分子物种。我们比较了AFGL 2343和IRC+10420与富O和富C的AGB星和原行星状星云的分子跃迁强度和估计丰度的比值。YHG AFGL 2343和IRC+10420都被发现具有类似于富氧AGB星的富氧化学，尽管AFGL 2343的大多数分子的发射与13CO线相比相对较弱。当我们比较根据距离校正的谱线强度和YHG中分别非常强和非常宽的谱线宽度时，与其他演化源出现了明显的差异。IRC+10420的丰度与AGB星一致，但AFGL 2343的丰度一般都很低，除了13CO。AFGL 2343中这种明显低的分子丰度可能是由于这些分子仅存在于质量相对较低的壳的内部区域。
2007-06-12 astro-ph
Cool bottom processes on the thermally-pulsing AGB and the isotopic composition of circumstellar dust grains
本文研究了冷底处理（CBP）对一颗初始质量为1.5M太阳的恒星在TP-AGB演化阶段对流包层中几种同位素比值的影响。我们使用一个参数模型，通过引入对流包络和底层辐射区之间的质量流来处理额外的混合。该模型的参数是循环物料的质量循环速率（Mdot）和循环物料所经历的最高温度（T_P）。流动物质中的核反应的影响是使用从完整的恒星演化计算中选择的一组辐射区结构来计算的。获得了流动物质的成分，并确定了包络线的变化。当log T_P > 7.65时，CBP产生了丰富的^26 Al。CNO元素中^26 Al/^27 Al比值主要取决于T_P，而CNO元素中的同位素比值主要取决于循环速率。CBP模型之间的对应关系示出的参数化扩散形式主义内的恒星演化模型和那些使用的质量流形式主义在这里。的同位素比值进行了比较，与拱星尘埃颗粒的数据。我们发现，在C/O < 1的条件下形成的氧化物晶粒中观察到的^{18}O/^{16} O、^{17}O/^{16}O和^26 Al/^27 Al的比值是合理的。然而，碳化物颗粒（C/O > 1）中的^15 N/^14 N、^12 C/^13 C和^26 Al/^27 Al需要许多^14 N/^15 N至少比太阳低4倍的恒星源。^12 C/^13 C < 10的稀有颗粒不能由任何红巨星或AGB源产生。
2002-11-13 astro-ph
UV(IUE) spectra of hot post-AGB candidates
分析了15个热的后AGB候选者的低分辨率UV（IUE）光谱。10颗恒星的紫外（IUE）光谱表明，由于星周尘埃，热恒星部分被遮蔽。这10颗恒星的变红连续统被用来模拟和估计星周灭绝。在IRAS 13266 -5551的情况下，发现在$λ^{-1}$中星周消光定律是线性的（CPD-55 5588），IRAS 14331 -6435（Hen3-1013），IRAS 16206 -5956（SAO 243756），IRAS 17074 -1845（Hen3-1347），IRAS 17311 -4924（Hen3-1428）、IRAS 18023 -3409（LSS 4634）、IRAS 18062 +2410（SAO 85766）、IRAS 18371 -3159（LSE 63）、IRAS 22023 +5249（LSIII +5224）和IRAS 22495 +5134（LSIII +5142）。在IRAS 17203 -1534、IRAS 17460 -3114（SAO 209306）和IRAS 18379 -1707（LSS 5112）的情况下，似乎没有明显的星周灭绝。IRAS 12584 -4837（Hen 3 -847）的UV（IUE）光谱显示了几条发射线，包括HeII的发射线。它可能是一颗大质量的年轻OB超巨星，也可能是一颗处于后AGB演化阶段的低质量恒星。IRAS 16206 …
2004-02-03 astro-ph
Circumstellar water vapour in M-type AGB stars: Radiative transfer models, abundances and predictions for HIFI
目的：通过详细的辐射转移分析，我们确定了6颗M-型渐近巨星支星包层中的星周水丰度。该模型还用于预测H2O谱线发射即将到来的赫歇尔/HIFI任务。研究方法：我们使用红外空间天文台长波长光谱仪光谱来约束ortho-H2O的星周分数丰度分布，使用非本地的热平衡，和非本地的，辐射转移代码的基础上的加速lambda迭代形式主义。通过基于Monte-Carlo方法的CO谱线发射辐射转移模拟，确定了样本星的质量损失率和动力学温度结构。星周尘埃颗粒的密度和温度分布是通过光谱能量分布模型使用公开可用的代码Dusty确定的。结果如下：除WX Psc外，其它测得的正H_2O相对于H_2的丰度介于1 e ~（-4）~ 1.5e ~（-3）之间，它的正H_2O丰度估计值较低，仅为2 e ~（-6），可能表明H_2O吸附在尘埃颗粒上或最近的质量损失率调制。估计丰度的不确定性最多只有几个因素。结论：在大多数来源中发现的高水丰度表明，要么“正常”化学过程在产生H2O方面非常有效，要么非局部热平衡大气化学、谷物表面反应或H_2O的释放（例如，从像柯伊伯带物体这样的冰体）发挥作用。我们提供的预测ortho-H2O线的Herschel/HIFI的光谱窗口。
2010-04-14 astro-ph
Methods for determining AGB mass loss rates based on radio data
在无线电制度的质量损失率的AGB星最好探测分子（和原子）线发射所产生的CSE形成的恒星风。星周辐射的物理和化学过程之间发生复杂的相互作用的数值模拟是一个挑战。推导出的质量损失率在很大程度上取决于拱星模型中的假设，如果有足够的观测数据，其中一些假设可以受到约束。因此，一个可靠的质量损失率的测定，为个别恒星需要，除了详细的辐射转移分析，良好的观测约束的形式，多线观测和径向亮度分布。在用来估计银河系AGB星质量损失率的方法中，基于CO谱线发射的辐射转移模型的方法是最常用的，也可能是最准确的。通常情况下，CO多过渡观测可以限制质量损失率优于50%，在所采用的拱星模型。与补充方法比较，例如根据尘埃辐射转移模型和动力学模型进行的估计，在三个因素之内是一致的。
2007-05-18 astro-ph
`Thermal' SiO radio line emission towards M-type AGB stars: a probe of circumstellar dust formation and dynamics
对M型AGB星的大样本进行了星周SiO“热”射电谱线发射的广泛辐射转移分析。样本中含有18个Lb型不规则体（IRV）、7个Sra型半规则体和34个SRb型半规则体（SRV）以及12个Miras。新的观测材料，其中包含的数据在几个SiO转动线的基态振动状态，提出了IRV/SRVs。检出率约为60%。通过辐射转移模型确定了SiO丰度。IRV/SRV样品的丰度分布的中值为8 E-6。高质量损失速率Miras具有双峰丰度分布，低丰度组（平均4 E-7）和高丰度组（平均7 E-6）。推导出的SiO丰度在所有情况下都远低于恒星大气化学预期的丰度，平均为10倍。此外，有一个减少的趋势，随着质量损失率增加的SiO丰度。这是解释在耗尽的SiO分子形成的硅酸盐颗粒在拱星信封，与效率增加的质量损失率。SiO和CO的射电线剖面形状不同。在一般情况下，占主导地位的一氧化硅剖面比CO剖面窄，但他们有低强度的翅膀，覆盖了整个速度范围的CO剖面。这被解释为（如已经完成的，也由其他人），由于在该地区的气体加速的影响，产生了显着的一氧化硅线发射的一部分。最后，从SiO谱线性质的角度讨论了一些具有特殊CO谱线分布的源。
2003-09-02 astro-ph
Chemical Evolution of the Circumstellar Envelopes of Carbon-rich Post-AGB objects
我们用30米IRAM望远镜、CSO望远镜和ISO卫星进行了观测（红外空间天文台）在不同演化阶段的富碳恒星物体方向上的毫米、亚毫米和远红外波长的CO旋转线：CRL 2688（非常年轻的原行星状星云）、CRL 618（原行星状星云）和NGC 7027（年轻的行星状星云）。本文讨论了CO和其它分子长波辐射的几种变化与天体演化程度的关系。在以CRL 2688为代表的早期阶段，长波辐射以CO线为主。在中间阶段，CRL 618，存在非常快的外流，与来自中央恒星的强紫外线场一起，解离CO。释放的原子氧通过其原子线被看到，并允许形成新的含O物质，如水和OH。相对于HCN，HNC的丰度由于在光解离区域（PDR）中发生的化学过程而增强。在此阶段，CO线和[OI]线是主要的冷却剂，而[CII]的冷却效果正在上升。在行星状星云阶段，NGC 7027，大部分旧的CO AGB物质已经被重新加工。然后，光谱由原子线和离子线主导。CH+等新物种出现。水可能已经在俄亥俄州进行了再处理。
2002-06-11 astro-ph
A 1.2 mm MAMBO survey of Post-AGB stars
我们对24颗后AGB恒星的样本进行了毫米测量，目的是寻找星周物质的发射，以研究封套外部的物理特性。观测是使用30米IRAM望远镜上的37通道Max-Planck毫米波测辐射热计阵列进行的。对检测到的源的连续发射被用来量化的排放粉尘的质量。我们结合我们的观察与文献中的数据来构建源的光谱能量分布（SED）。当观测数据覆盖足够宽的光谱范围时，通过与用辐射转移程序计算的光谱进行比较，得到了星周包层的一些性质。在我们的样本中的24个对象中，我们检测到毫米连续发射朝向11个源。在接近3 $σ$的通量水平上检测到另外两个源。导出的拱星尘埃质量范围在0.4和$24 \times 10^{-4}$ M $_{\odot}$之间，但这些结果受到源距离不确定性的影响。从SED拟合得到的参数与这些物体的特征值一致。正如从阿塔卡马大型毫米波阵列第一个光通道中推断出的通量密度所证实的那样，这些源将是未来利用ALMA设施进行高分辨率测绘的良好目标。
2006-10-13 astro-ph
Radio Observations of Masers in Post-AGB Stars
我们目前的观测86后渐近巨分支（后AGB）的OH脉泽过渡的恒星，采取与帕克斯望远镜2002年9月和2003年8月之间。后AGB恒星是行星状星云的前身，行星状星云有着各种各样的形态，目前还没有很好的解释。通过研究后AGB星的星周包层，我们希望通过它们产生的脉泽来揭示行星状星云形态的起源。
2003-10-02 astro-ph
Water Vapor in Carbon-rich AGB Stars from the Vaporization of Icy Orbiting Bodies
我们认为，水蒸气的存在下，在拱流出的富碳AGB星是潜在的太阳系外彗星系统的一个独特的签名。详细的模型显示，在距离恒星适当的距离处，水冰可以很好地存活到富碳的AGB阶段;水蒸气丰度高达10^-6可能是由一系列绕轨道运行的冰体蒸发而成，这些冰体的总质量可能与太阳系柯伊伯带中最初存在的质量相当。特别是，最近报道的次毫米波天文卫星在IRC+10216的拱星流出物中探测到水蒸气，可以解释为如果在距离该富碳恒星约300 AU的距离处存在约10个地球质量的冰。赫歇尔空间天文台（HSO，以前称为FIRST）的未来观测将促进对水的敏感的多跃迁观测，产生可以确定IRC+10216中水蒸气径向分布的线比。HSO更高的灵敏度也将允许在更大的富碳AGB恒星样本中进行水蒸气搜索。
2001-07-12 astro-ph
The circumstellar envelope of the C-rich post-AGB star HD 56126
我们提出了一个详细的研究后渐近巨型分支“21微米对象”HD 56126的拱星包络。我们建立了一个详细的尘埃辐射转移模型的拱星信封，以获得尘埃的成分和质量，以及质量损失的历史。为了模拟粉尘的排放，我们使用无定形碳、氢化无定形碳、硫化镁和碳化钛。我们给出了氢化非晶碳光学性质随H/C含量变化的详细参数。中红外成像和光谱学最好由围绕中心恒星的半径为1.2至2.6弧秒的单个尘埃壳复制。这一壳层起源于一个短时期内的质量损失率超过10^（-4）M_sun/yr。我们发现，“21”微米特征的强度为TiC识别带来了问题。Ti的低丰度要求在紫外和可见波长范围内具有非常高的吸收截面，以解释该特征的强度。也应该考虑其他纳米晶体金属碳化物。我们发现，氢化的无定形碳在与局部辐射场的辐射平衡中没有达到足够高的温度来解释相对于11-17微米烃特征的3.3-3.4和6-9微米烃特征的强度。我们建议，这些碳氢化合物功能的载体是不是在辐射平衡，但被短暂加热到高温。我们发现，需要2%的尘埃质量来解释“30”微米特征的强度，这与测量的Mg和S的大气丰度非常吻合。这进一步加强了"30“微米特征的MgS识别。
2003-02-21 astro-ph
Defining the instability strip of pulsating post-AGB binary stars from ASAS and NSVS photometry
我们分析了30个已知的和候选的二元后AGB星测量脉动和轨道周期的公共领域的时间序列测光观测。我们首次在文献中推导出17颗恒星的周期。除了确定五个新的RV金牛型脉动变量（三个与RVb现象，即长期变化的平均亮度），我们发现多周期（或可能不规则）后AGB星的两个边缘的不稳定带。峰-峰光变曲线振幅的温度依赖性清楚地表明了激发的变化，因为后AGB恒星通过条带演化。一个特殊的II型造父变星ST Pup，其周期从18.5天增加到19.2天，这与过去已知的周期波动一致。在红矩形星云的中心恒星HD 44179中，我们看到了与10-15年前测量的非常相似的不对称光变曲线，这表明了一个非常稳定的星周环境。与此相反，HD 213985显示出连贯但高度不重复的亮度调制，表明星周云的变化与轨道周期的时间尺度相似。
2006-12-08 astro-ph
The Relative Spatial Distribution of SiO Masers in AGB Stars at 43 and 86 GHz
我们提出的第一个VLBI图像的SiO脉泽的拱星信封的S型恒星获得的新开发的能力的甚长基线阵列（VLBA）在86 GHz的。我们将这些数据与在43 GHz下同时获得的数据相结合。这些观测提供了关于最内层拱星壳层的结构和动力学的信息，大量恒星物质从这里开始返回星际介质。尽管这些是初步的结果，但我们报道了$v$ =1 J=1- 0和J=2- 1的脉泽发射呈现出非常不同的发射分布，在大多数情况下是不一致的。
2002-06-19 astro-ph
The 21 micron and 30 micron circumstellar dust features in evolved C-rich objects
21微米和30微米波段是在演化中的低质量和中等质量富碳恒星（即渐近巨星分支（AGB）恒星、原行星状星云（PPN）和行星状星云（PN））中探测到的最强尘埃辐射特征。虽然21微米的特征是罕见的，只存在于短暂的PPN阶段，30微米的特征是更常见的，在整个恒星演化的后期阶段，从AGB到PPN和PN阶段，以及在低金属丰度星系：大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。这些特征的携带者仍然不明。12个21微米来源中有11个也发射30微米波段，这表明它们的载体可能有某种联系。
2008-12-10 astro-ph
Atomic Carbon in the Envelopes of Carbon-Rich Post-AGB Stars
在三颗富碳演化恒星的包层中发现了碳原子：HD 44179（=AFGL 915，“红矩形”）; HD 56126;以及暂时的碳星V Hya。这使得已经探测到CI的演化恒星包络的数量达到了7个。在其他几颗恒星中也发现了上限，包括R CrB。在几颗富氧的后渐近巨星分支（AGB）恒星（例如OH 231.8 +4.2）中没有检测到CI，尽管在它们的富碳类似物中检测到了CI。数据中有两个明显的趋势。首先，拱星信封与可检测的CI是压倒性的富碳，这表明大部分的CI是由CO以外的分子的解离产生的。第二，更发达的信封远离AGB，更高的CI/CO比。富氧的超巨星猎户座阿尔法星仍然是唯一一颗拥有可探测到的CI风的富氧恒星。这些数据表明，冷拱星包层的CI/CO比的演化序列。当恒星位于AGB上时，这个比例很小（几个百分比），CI位于外壳中，由光解产生。当恒星远离AGB演化时，这个比值增加到约0.5，因为在AGB演化结束时出现的快风引起的冲击会使CO和其他含碳分子解离。最后，当中心恒星变得足够热而使CO光解离时，该比率变为>> 1。
1999-12-23 astro-ph
A shock-excited OH maser in a post-AGB envelope ?
我们用澳大利亚望远镜紧凑阵观测了一个OH 1612-MHz脉泽天体的样品，它发生了所有四个OH基态跃迁。一个可能的后AGB对象被发现在1612-MHz，1665-MHz和1720-MHz的过渡发射。我们讨论的证据表明，这个对象可能是一个早期的后AGB对象和这样的拱星信封窝藏一个1720 MHz脉泽的可能性。我们认为，在一个非常短的时间内，就在恒星已经离开了热脉冲阶段的AGB和风速开始增加，后AGB对象可能会显示\sath发射。寻找这种发射的最佳目标是那些在1612 MHz和1665 MHz处激射的，但不是在1667 MHz处激射的，也不是在22 GHz H2O跃迁中激射的。
2000-11-06 astro-ph
Ubiquitous H-alpha polarized line profiles: absorptive spectropolarimetric effects and temporal variability in Post-AGB, Herbig Ae/Be and other stellar types
我们在这里表明，吸收H-α偏振线轮廓以前看到许多赫比格Ae/Be（HAeBe）的明星是一个几乎无处不在的功能，其他类型的嵌入式或遮蔽的恒星。这种特征性的1%线性偏振变化跨越了H-α线的吸收部分，在后AGB恒星以及RV-Tau，Delta-Scuti和其他类型的恒星中都可以看到。这些恒星中的每一个都显示出被星际氢气遮蔽的证据，并且偏振效应是在吸收分量中，与光学泵浦模型一致。我们提出了ESPaDOnS光谱偏振观测9后AGB和RV-Tau类型，除了许多多时代的HiVIS观测这些目标。我们发现在8/9颗恒星的H-α线上有显着的偏振变化，偏振幅度为0.5%至3%以上（5/6 Post-AGB和3/3 RV-Tau）。在所有这些，但其中之一，偏振变化是由线轮廓的吸收分量占主导地位。没有证据表明显示恒星脉动的暗星的子类（后AGB星的RV-Tau和赫比格Ae/Be星的Delta-Scuti）与主类有显着的分光偏振差异。从HiVIS和ESPaDOnS的数据中可以明显看出，这里介绍的几颗恒星：89 Her，AC Her，SS Lep，MWC 120，AB Aurigae和HD 144668。的形态和时间的变化是可比的赫比格Ae/Be和Be型恒星现有的大样本。由于后AGB恒星的星周气体是非常不同的Be星，我们讨论这些意见的背景下，他们不同的环境。
2008-12-14 astro-ph
Mid Infrared Photometry of Mass-Losing AGB Stars
我们提出了27 M-，S-和C-型渐近巨星分支（AGB）星的地基中红外成像。将这些数据与IRAS、ISO、MSX和2 MASS目录提供的数据库中的数据进行比较。我们的目标是建立红外颜色，有效温度$T_{eff}$，光度$L$和质量损失率$\dot M$之间的关系，以提高AGB模拟的有效性。测热（绝对）星等是通过距离汇编，并通过应用先前推导的测热校正获得的;还研究了变化，使用自IRAS纪元以来积累的数据。主要结果如下：i）C星的$L$和$\dot M$值符合我们以前建立的关系，Miras平均比SemiRegular更演化，质量损失更大。ii）在我们的样本中，发现S和M星存在适度的红外过度（与演化轨迹相比）：它们被证实起源于尘埃拱星环境。iii）较大的变红表征富C Miras和后AGB。在这种情况下，过量的一部分是由于AGB模型高估了C星的$T_{eff}$，这是缺乏合适的分子不透明度的结果。这对富C源的颜色有很大的影响，有时很难解开光球和拱星的贡献;更好的模型大气应该用于C星的恒星演化代码。iv）在中红外波长处的长期变化的存在似乎限于在8 - 20 $μ$ m区域具有最大发射的源，通常是Mira变量（我们样品的1/3）。在过去的二十年里，这里研究的大多数半规则星和后AGB星在中红外波段保持着非常稳定的状态。
2007-01-17 astro-ph
AGB and post-AGB stars
中等质量恒星（1-8个太阳质量）在氢和氦核心燃烧完成后沿着渐近巨星分支演化。在顶端，它们会在几万到几十万年的时间里失去大量的质量，并表现出各种形式的变化，例如周期为1到5年的大幅度变化。在富氧的星周包层中，可能存在强有力的OH、H_2O和SiO脉泽。部分AGB星族转化为碳星。在AGB演化的最后阶段，质量损失率接近10 e-5太阳质量/年，因此恒星在光学和部分近红外线中变得不可见。在离开AGB的质量损失过程中的一个基本的过渡发生改变从AGB上的球对称流出轴对称或点对称的几何形状。当质量损失率下降到~ 10 e-8太阳质量/年时，速度却在大幅增加。恒星现在正处于“后AGB”阶段。越来越多的证据表明，在AGB演化的最新阶段和后AGB阶段，演化的时间尺度非常短，在极端情况下，这相当于天文学家的工作寿命。
2005-08-12 astro-ph
Resolving the compact dusty discs around binary post-AGB stars using N-band interferometry
我们提出了第一个中红外长基线干涉观测的星周物质周围的二进制后AGB星。在科学演示时间期间，使用VLTI/VLBI仪器观测了两个物体，SX Cen和HD 52961。这两个对象是已知的二进制文件，提出了一个稳定的circumbinary光盘解释SED的特点。我们的N波段光谱证实了这一点，显示两个物体的结晶度分数都超过50%，这表明粉尘处理可以发生在稳定的环境中。令人惊讶的是，围绕SX Cen的尘埃在干涉测量观测中没有得到解决，尘埃发射直径的上限为11 mas（或在该物体的距离为18 AU）。这证实了它的星周环境非常紧凑的性质。HD 52961周围的尘埃排放来自一个非常小但可分辨的区域，估计在8微米处约为35质量，在13微米处约为55质量。这些结果证实了两颗恒星SED的圆盘解释。在HD 52961中，尘埃的化学成分并不均匀：结晶度明显集中在较热的内部区域。这是否是光盘形成过程的结果，还是由于在光盘中长时间储存期间的退火所致尚不清楚。
2006-01-09 astro-ph
Post-AGB Binaries
偶然发现的后AGB双星的SED的具体特征，使我们能够对演化物体进行非常广泛的多波长研究，根据非常具体的选择标准进行选择。这些标准被调整，以发现更多的恒星与拱星尘埃盘。观测研究包括径向速度监测、高光谱分辨率光学研究、红外光谱尘埃研究、亚毫米辐射热观测和VLTI高空间分辨率干涉测量实验。在这篇文章中，我们将回顾这个程序的初步结果，表明二进制率确实很高。我们认为，一个稳定的环双星盘的形成必须发挥主导作用的系统的演化。
2007-02-09 astro-ph
HD172481: a super lithium-rich metal-deficient post-AGB binary with a red AGB companion
本文介绍了对奇特超巨星HD 172481的研究。它的光谱类型（F2 Ia）、高银纬（b=-10.37）、星周尘埃、高径向速度和中等金属缺乏（[Fe/H]=-0.55）证实了该天体的后AGB特征。一个详细的化学分析显示轻微的，但真正的s-过程过剩，但没有检测到hoc增强。此外，光谱能量分布和光谱的红色部分中的TiO带揭示了红色发光伴星。当E（B-V）=0.44（L（F）/L（M）=1.8）时，热的F型分量和冷的M型伴星的光度比L（F）/L（M）被导出，表明伴星也是强烈演化的，并且很可能沿着AGB演化。无论是我们的测光数据集，也不是我们的径向速度监测显示的轨道变化的证据，这可能表明，周期太大，直接的双互动。最有趣的是，检测到了强锂共振线，产生了log（Li）=3.6的丰度。对这种大锂含量的几种解释进行了探讨。
2000-10-24 astro-ph
Near-infrared and Br_gamma observations of post-AGB stars
我们研究了在Van de Steene & Pottasch（1993）中未被确认为PNe的IRAS源的红外特性。我们在N波段观测到28个物体，其中20个被探测到，5个被分辨。我们获得了中等分辨率的Br_γ谱，并拍摄了这20个天体的高分辨率JHKL图像。我们严格评估了图像中IRAS对应物的识别。在16个确定的天体中，有7个天体在连续谱上显示出Br_gamma的吸收，另外6个天体在连续谱上显示出Br_gamma的发射。在另外三个天体中，没有观测到明显的Br_γ吸收或发射。与以前的研究相比，我们的发射线对象的检测率更高。在6 cm处，没有一个Br γ天体的探测限超过0.6 mJy/beam，而如果射电通量是光学薄的，并且B类复合是适用的，那么它们应该很容易被探测到。他们的SED是典型的后AGB恒星。我们还使用近红外和IRAS星等构建了各种颜色-颜色图。在近红外和远红外色-色图中，在发射、吸收或平坦光谱中显示Br_gamma的物体之间无法区分。近红外色-色图显示了一个非常大范围的灭绝的证据，其中部分是拱星起源。近红外线与远红外线的颜色-颜色图显示的趋势与预期的星周壳的演变是一致的。这颗后AGB恒星的样本显示出更大的颜色范围，并且通常比迄今为止已知的更接近银道面。
2000-08-01 astro-ph
An infrared study of galactic OH/IR stars. II. The `GLMP sample' of red oxygen-rich AGB stars
本文给出了从GLMP星表（Garc 'ıa-Lario 1992）中选出的94个IRAS源的DSS和2 MASS巡天的光学和近红外发现图，以及对其中大多数的精确天体测量（~0.2”）。选择的标准是非常红的IRAS颜色代表OH/IR星，具有光学厚的星周壳层，并且根据IRAS变化指数（VAR>50）存在变化。介绍、讨论了该“GLMP样本”中恒星的主要光度特性，并与Jiménez-Esteban等人（2005年a）研究的OH/IR恒星“Arecibo样本”的相应特性进行了比较。我们发现37%的样本（N=34）在2 MASS中没有对应物，这意味着它们的壳具有极高的光学深度。正如预期的那样，在2 MASS中识别的大多数源都是微弱的（K>~8），并且在近红外中具有非常红色的颜色。最亮的2 MASS对应天体（K= 5.3等）是IRAS 18299- 1705。它的蓝色H-K =1.3表明IRAS 8299- 1705是一颗后AGB星。一些GLMP源有微弱但相对蓝色的对应物。它们可能是被错误识别的场星，或者是最近经历了质量损失率下降的恒星。“GLMP样品”一般由富氧AGB星组成，这些星被其拱星壳高度遮蔽。它们与“阿雷西博样本”中最红的OH/IR星属于同一星群。
2005-09-27 astro-ph
High resolution spectroscopy of the hot post-AGB stars : IRAS13266-5551 (CPD-55 5588) and IRAS17311-4924 (Hen3-1428)
AGB后热星IRAS 13266 -5551的高分辨光谱（CPD-55 5588）和IRAS 17311 -4924（Hen 3 -1428）显示了CII、NII、OII、Al III、Si III和Fe III的吸收线和由HI、HeI、CII、NI、OI、Mg II、Al II、Si II、VI组成的富发射线光谱，MnI、FeIII、[FeII]和[CrII]。[NII]和[OI]谱线的存在和[OIII]谱线的缺失表明这些恒星周围有低激发星云。碘化钠吸收线的组成部分表明，除了低激发星云周围这两个热的后AGB星的中性拱星信封的存在。H-α线显示P-Cygni轮廓，表明AGB后质量损失正在进行中。从吸收线，我们推导出日心径向速度为65.31 +/- 0.34公里/秒和27.55 +/- 0.74公里/秒的IRAS 13266 -5551和IRAS 17311 -4924分别。IRAS 13266 -5551的高银纬和大径向速度表明它属于古老的星盘星群。初步估计的CNO丰度IRAS 13266 -5551。
2004-09-28 astro-ph
Multi-transition VLBA observations of circumstellar SiO masers
本文用VLBA同时观测了SiO的v=1和v=2振动激发态的J=1-0和J=2-1转动谱线（波长分别为7和3 mm）。我们在三颗AGB星IRC +10011、Chi Cyg和TX Cam的拱星包层中绘制了这四条脉泽谱线。我们研究了这些脉泽谱线之间的相对空间分布。特别是，对于两个v=1跃迁，我们发现J=1-0和J=2-1脉泽的光斑分布是不一样的，这对目前所有的SiO脉泽理论泵浦机制（它们预测在相同的振动激发态中脉泽谱线的分布非常相似）提出了挑战。
2004-01-29 astro-ph
A homogeneous study of the s-process in the 21mic carbon-rich post-AGB objects
本文在分析高分辨率光谱的基础上，对6个在红外光谱中显示出21 mic星周尘埃特征的post-AGB天体进行了均匀光球丰度研究。21 mic星的F-G光谱类型使得可以通过它们的原子谱线研究包括各种s过程元素在内的大范围元素。高的C/O比和大量过剩的s-过程元素证明了这些天体是场碳星的后代。我们详细讨论了这些21颗mic星的s过程丰度分布，并得出结论，第三次疏浚效率是密切相关的积分中子辐照强度。另一方面，中子辐照与金属丰度的预期反相关包含大的内在散射。最后，我们比较我们的结果与其他内在和外在的s-过程丰富的对象，并得出结论，后AGB星提供了非常有用的补充数据，以约束AGB核合成和疏浚过程的演化模型。
1999-10-06 astro-ph
Mid-infrared imaging of AGB star envelopes. II. Modelling of observed sources
AGB拱星包层的辐射转移模型被应用于先前用中红外成像相机TIRCAM观测到的AGB星样本（Busso等，1996：论文I）。我们提出了我们的模拟结果，旨在推导出的信封的物理参数，如光学深度和径向热结构，质量损失和灰尘气体的质量比。讨论了观测到的信封中的灰尘的化学成分。不同的尘埃不透明度，以适应中红外光谱的能力进行了评估。尘埃颗粒老化和退火的假设被认为是为了解释一个明显的不足availabe opacities来描述各种观测到的光谱，如以前所指出的其他作者。各种可能的起源的差异进行了讨论，连同其后果的尘埃颗粒的形成过程。
1996-07-25 astro-ph
Mid-infrared imaging and modelling of the dust shell around post-AGB star HD 187885 (IRAS 19500-1709)
我们目前的IRAS 19500-1709与中红外相机，OSCIR，安装在双子座北望远镜拍摄的10和20微米的图像。探测到一个扩展的星周包络，N波段图像显示了NE-SW方向的伸长。我们使用尘埃辐射传输代码来拟合从紫外到亚毫米波长的光谱能量分布，与一个分离的尘埃壳模型。使用由无定形碳、碳化硅和硫化镁组成的粉尘可以实现良好的拟合。我们得到估计的内部和外部半径，密度和质量的灰尘在壳。内半径在我们的OSCIR成像中没有分辨，给出了0.4弧秒的上限。有了这个限制，我们得出结论，IRAS 19500-1709必须至少4千秒差距，以使最低光度符合后AGB状态。
2004-11-11 astro-ph
