Thresholds for the Dust Driven Mass Loss from C-rich AGB Stars
众所周知，由于尘埃驱动的风，AGB恒星的质量损失不可能任意低。我们使用详细的频率依赖的辐射流体力学模型，包括尘埃的形成，从富碳AGB星的质量损失。我们提出了一个研究的阈值的质量损失率作为恒星参数的函数的基础上的一个子集的一个更大的网格这样的模型，并比较这些结果与以前的观测和理论工作。此外，我们还展示了脉动机制和尘埃形成对恒星风产生的影响，以及它如何影响这些阈值，并简要讨论了恒星演化的后果。
2007-06-13 astro-ph
Why are massive O-rich AGB stars in our Galaxy not S-stars?
我们提出的主要结果来自一个大样本的银河系富O AGB星进行化学分析，使用高分辨率光谱（R~ 40，000 - 50，000）的目的是研究它们的锂丰度和/或可能的s-过程元素富集。我们的化学分析表明，有些恒星锂过剩，而另一些则不是。观测到的锂过剩被解释为大质量银河系富氧AGB恒星中所谓的“热底燃烧”（HBB）过程的激活的明确标志，正如模型所预测的那样。然而，这些恒星并没有表现出与热脉冲后的第三个挖掘阶段相关的锆增强（作为s过程元素富集的代表）。我们的研究结果表明，在我们的银河系中更大的O-丰富的AGB星的行为不同的麦哲伦云，这是锂和S-过程丰富（S型星）。这种意想不到的结果的原因进行了讨论。我们的结论是，金属丰度可能是主要负责观察到的差异，并建议它可能发挥更重要的作用比一般认为在AGB星的化学演化。
2005-09-02 astro-ph
How to search for AGB stars in the near-IR post-starburst spectra
进化光谱合成模型的基础上明确包括可变AGB星的光谱，我们选择近红外功能，确定强O-丰富或C-丰富的AGB贡献的近红外光后星爆人口。AGB温标和寿命仍然是不确定性的主要来源。我们讨论的应用程序，并建议大规模的后星爆集群作为观测测试的主要目标。
1999-03-09 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
AGB Connection and Ultraviolet Luminosity Excess in Elliptical Galaxies
依靠红外表面亮度波动跟踪AGB的性质在室女座和天炉座星系团的椭圆星系的样本，我们评估令人费解的起源的“紫外线上翘”现象，最近追溯到一个热的水平分支恒星组件的存在。我们发现紫外线的上升实际上标志着椭圆星系中恒星星族的c-m图发生了深刻的变化，涉及到热恒星成分和红巨星演化。
2008-06-16 astro-ph
The very lithium rich post-AGB SB2 binary HD172481
处于演化阶段的双线分光双星预计是非常罕见的，因为它们必须由同样明亮的物体组成，因此几乎是同样演化的物体，这需要非常相似的初始质量。在这篇文章中，我们讨论了这样一个罕见的双演化SB 2系统：HD 172481。这个二进制文件包括一个F类型的post-AGB对象和一个M类型的AGB伴随对象。光谱显示出令人惊讶的强LiI 670.8nm线，等效宽度为54 mA，产生log（Li）=3.6的锂丰度。对这种巨大的锂含量的几种解释进行了探索。
2000-10-25 astro-ph
The formation of lithium lines in the atmospheres of super Li-rich AGB stars
讨论了富C巨星大气中锂线的形成。LTE和NLTE近似被用来模拟超富锂AGB星光谱中的锂线。本文用20能级原子模型求解了平行平面模型大气中中性Li的统计平衡方程组。JOLA和线的分子吸收模型被用来计算合成光谱，以及在束缚束缚和束缚自由跃迁的锂线的频率的不透明度。在LTE和NLTE中计算了四种锂离子的生长谱和合成谱，它们分别是：$λ4603$，$λ6104$，$λ6708$和$λ8126$ Li-I线。NLTE效应对Teff和C/O比的敏感性进行了讨论。我们发现NLTE效应主要影响共振线偶极子（$λ6708$），而对富碳巨大气内部区域形成的锂次级谱线的影响很弱。因此，推荐使用这些线来测定AGB星的Li。然而，在任何情况下，我们都不能正确地解释在AGB星的锂线的形成，直到球度，速度分层，尘埃，色球和其他相关的现象，这实际上是存在于AGB星的大气，被认为是。我们的研究结果被用来获得锂丰度在三个超级富锂C星考虑NLTE效应。最后，重新考虑了这类恒星进入星际介质的净Li产额。
1999-04-30 astro-ph
Low-mass lithium-rich AGB stars in the Galactic bulge: evidence for Cool Bottom Processing?
背景：轻元素锂的恒星生产仍然是一个有争议的问题。目的：我们报告的检测低质量，富锂渐近巨分支（AGB）位于银河系核球的恒星。研究方法：在银河系核球区的低质量、富氧AGB星中，寻找了一个均匀的、精心挑选的样品，以获得Li的吸收线。使用光谱合成技术，我们确定从高分辨率UVES/VLT光谱的锂丰度在四个27个样本星，和上限的其余恒星。结果如下：在我们的样本中有两颗恒星具有太阳Li丰度或更高;这些恒星似乎是一种新奇事物，因为它们没有显示出任何s元素的增强。另外两颗恒星的锂丰度略低于太阳;这些恒星在光谱中确实显示出s元素的增强。不同的情况下，导致增加锂表面丰度AGB星进行了讨论。结论：在所提出的各种不同的浓缩方案中，冷底处理（CBP）是最有可能用于此处确定的富锂天体的方案。热底燃烧（HBB）的自我富集似乎是不可能的，因为所有富锂恒星都低于HBB的质量极限。此外，由于缺乏相关的额外效应，因此将低质量的伴星摄入恒星的包层是不太可能的。质量转移从一个前大质量的双伴星是一种可能的情况，如果伴星产生很少的s过程元素。一个简单的理论估计，由于CBP的锂丰度，并与观测值进行比较。
2007-07-10 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
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
Lithium and zirconium abundances in massive Galactic O-rich AGB stars
锂和锆的丰度（后者作为代表的s-过程富集）确定了大规模的银河系富O AGB星的样品，其中高分辨率的光学光谱已获得（R= 40，000 - 50，000）。这是通过计算合成光谱的基础上，经典的流体静力学模型的气氛，冷星使用广泛的线列表。在热底燃烧（HBB）和核合成模型的框架内讨论了所获得的结果。完整的样本进行了研究，注意到各种观测特性，如IRAS双色图中恒星的位置（[12]-[25] vs [25]-[60]），银河系分布，膨胀速度（来自OH脉泽发射）和变化周期（如果可用）。我们的结论是，相当一部分的源观察到的实际上是大质量的AGB星（M > 3-4太阳质量）经历HBB，推断从强Li过丰度found.A比较我们的结果与类似的研究进行了麦哲伦云（MC）在过去的显示，在对比MC AGB星，我们的银河系样品没有显示出任何迹象的S-过程元素富集。观察到的差异被解释为金属丰度效应的结果。最后，我们讨论了在恒星演化的框架内获得的结果，通过比较我们的结果与文献中的银河系后AGB星和PNE的数据。
2006-09-05 astro-ph
Infrared Photometry and Evolution of Mass-Losing AGB Stars. II. Luminosity and Colors of MS and S Stars
AGB阶段标志着低质量和中等质量恒星演化的结束。我们对它们喷射包膜的机制的理解以及我们对它们对Galerkin化学演化的贡献的评估受到对其亮度和质量损失率的缺乏了解的阻碍，我们计划根据红外辐射通量建立一些判据，以便对各种类型的AGB星的光度进行更定量的测定。本文着重讨论了O-AGB星的红外辐射通量。富S元素和富S元素的MS，S星，并包括一小部分SC星的样本，我们在一个本征和非本征长周期变星样本的基础上重新分析了MS，S，SC星的绝对辐射热星等和颜色，导出了辐射热改正作为近红外和中红外颜色的函数，以一组可以在大波长范围内详细重建SED的恒星为参考，测定了它们的绝对HR图，并比较了它们的光度和颜色。型巨星与富C AGB型巨星。根据现有的富氧Miras的周期-光度关系，我们也验证了光度的估计。S星的辐射光度与富C AGB星的辐射光度几乎没有区别。它们的星周包层更薄，不透明性更小。尽管有最后一个特性，红外波长仍然占主导地位。最蓝的恒星在H或K波段有最大的发射。根据富氧Miras的周期-光度关系和星等-对于相同变量的颜色关系，我们展示了如何推断出迄今未知视差的源的近似距离。我们认为，大多数的源有一个相当小的质量（<2Msun），挖掘可能是不够有效，让C/O比超过1。
2008-06-27 astro-ph
Understanding the Chemical Complexity in Circumstellar Envelopes of C-rich AGB Stars: the Case of IRC +10216
富碳AGB星的拱星包层显示出复杂的化学结构，典型的天体IRC +10216就是一个例子，迄今为止已经探测到大约60种不同的分子。这些物质中的大多数是CnH、CnH2、CNN、HCnN类型的碳链。我们目前的新物种（CH 2CHCN，CH 2CN，H2CS，CH 3CCH和C3O）的检测实现了感谢与IRAM 30米望远镜加上一些ARO 12米观测的全3毫米窗口的系统观测。所有这些已知存在于星际介质中的物质都是首次在AGB恒星周围的拱星包层中被探测到的。这五种分子最有可能形成于膨胀的外层，而不是恒星的光球层。一个纯气相化学模型的拱星信封是合理的成功解释导出的丰度，并另外允许阐明的化学形成路线，并预测检测到的物种的空间分布。
2007-03-28 astro-ph
The Nature of the Lithium Rich Giants. Mixing episodes on the RGB and early-AGB
我们提出了一个批判性的分析，所谓的锂丰富的RGB星的性质。对于大多数的恒星，我们使用依巴谷天体来确定质量和演化状态，通过比较它们在赫兹-罗素图上的位置与理论演化轨迹。在我们能够精确确定HR图上位置的20颗富锂巨星中，有8颗应该重新归类为Li-normal。对于其余的恒星，高丰度的锂必须是这种脆弱元素的新合成的结果。我们确定了两个不同的情节发生在先进的演化阶段，取决于质量的恒星的锂生产。我们认为，富锂恒星的形成主要是作为一个更深的混合过程，产生有害的低碳同位素比的前体。低质量的RGB恒星，后来经历了氦闪光，在光度函数中被称为凸起的阶段产生Li。在中等质量恒星中，富锂阶段发生在早期AGB。汇编的数据提供了额外的混合和一些见解的过程中提出的文献中的时间尺度上的限制。然而，我们的研究结果并没有提出任何具体的触发机制。由于富锂阶段非常短，因此这些事件导致的ISM中Li含量的富集可以忽略不计。
2000-05-12 astro-ph
Carbon Rich Extremely Metal Poor Stars: Signatures of Population-III AGB stars in Binary Systems
我们使用剑桥恒星演化程序STARS来模拟零金属丰度中等质量恒星的演化和核合成。我们调查的双重性对这些系统的核合成输出和潜在的丰度的secondaries的效果。零金属丰度星表面经二次疏浚后富集CNO元素。在双星相互作用过程中，如洛希瓣溢出或风吸积，金属可以从这些恒星中释放出来，并富集CNO同位素。我们研究了已知的两颗最贫金属的恒星HE 0107-5240和HE 1327-2326的形成。HE 0107-5240所观测到的碳和氮的丰度可以通过第二次挖掘后从七颗太阳恒星的伴星增强风中吸积物质来重现，尽管氧和钠的产生不足。我们推测，HE 1327-2326，这是更丰富的氮和锶，可能同样形成的风吸积在稍后的AGB阶段后，第三次疏浚。
2007-03-27 astro-ph
The connection between mass loss and nucleosynthesis
本文在渐近巨分支上讨论了质量损失与核合成之间的关系。由于热脉冲和其他可能的混合过程，核合成的产物可以被带到AGB星的表面，随着恒星变得更加明亮，更冷，并且不稳定，对抗其稀薄地幔的脉动。因此，当疏浚也是如此时，质量损失是最极端的。由于高质量损失率截断了AGB的演化，决定了AGB核合成产物在星际空间的富集。恒星大气成分的变化也会影响质量损失的过程，最明显的是尘埃颗粒的形成-这在驱动AGB恒星的风中起着重要作用。
2008-01-03 astro-ph
Nucleosynthesis of s-elements in zero-metal AGB stars
与先前的预期相反，最近的零金属丰度恒星的演化模型表明，在AGB阶段开始时的混合情节的发展允许低质量和中等质量的恒星经历热脉冲。如果这些恒星，像他们的金属丰富的同行，也经历了部分混合质子从富H包层到富C层的时间，第三次疏浚，广泛的中子俘获核合成导致生产的s-过程核铅和铋。基于恒星AGB模型的核合成计算假设在第三次疏浚时对流包络线以下的参数化H-丰度分布。尽管不存在Fe族元素，但13 C（alpha，n）16 O反应产生的大中子通量导致从C-Ne同位素上的中子捕获开始有效地产生s过程元素。提供部分混合的质子发生，它表明，人口III AGB星应富集在S-过程elementand整体在铅和铋。
2001-09-06 astro-ph
Fluorine in extremely hot post-AGB stars
我们在极热（Teff= 85，000 - 150，000 K）的后AGB星的远紫外光谱中发现了高度电离的氟（Fv和Fvi）谱线。我们的样本包括行星状星云中富含氢的中心恒星以及缺乏氢的PG 1159恒星。我们进行了非LTE计算并发现了强的F过量（高达10**-4质量，即，250倍太阳能），而F在富氢恒星中基本上是太阳能。由于PG 1159恒星被认为在其表面上表现出先前AGB阶段的壳层间物质，它们的化学分析可以直接洞察AGB阶段的核合成过程。PG 1159星中的高F丰度证实了巨星中的丰度测定的结论，即F是在AGB星中合成的，并且中间壳层中的F丰度一定很高。
2004-12-10 astro-ph
Photospheric composition of the carbon-rich 21 micron post-AGB stars IRAS 22223+4327 and IRAS 04296+3429
我们提出了一个详细的化学分析的基础上的高分辨率，高信噪比的光学光谱的两个后AGB对象IRAS 22223+4327和IRAS 04296+3429。两者在其IR-光谱中均显示未鉴定的$21 μm$特征。光谱指示器提供了IRAS 2223+4327的$T_{eff}$ =6500 K、$log g=1.0$和$ξ_t = 5.5 km/s$以及IRAS 04296+3429的$T_{eff}$ =7000 K、$log g=1.0$和$ξ_t = 4.0 km/s$的精确大气参数。发现两种光球都是金属缺乏的，[Fe/H]分别为-0.4和-0.7。C和N是过剩的。IRAS 2223+4327和IRAS 04296+3429的所有测得的s过程元素的平均丰度分别为[s/Fe]=+1.0和+1.4。s过程元素的分布可以最好地描述为由于中子照射量的分布，具有低平均中子照射量$τ_{0} = 0.2 mbarn^{-1}$。21个$μ$ m恒星形成一个有趣的子组中的总后AGB样本的恒星，不仅为他们的红外特性，而且在更广泛的背景下，恒星（化学）演化理论。与其他后AGB恒星相比，它们表明，在AGB演化过程中，第三次疏浚是有效的。平均中子照射量低于其金属丰度的预期值。
1998-01-14 astro-ph
The origin of the lead-rich stars in Galactic halo: investigation of the model parameters for the s-process
在星系晕的低金属量极端的几颗恒星显示出大的[Pb/hs]分布。从理论上讲，一颗具有固定金属丰度和初始质量的AGB星应该具有s-过程模式。对于第三次挖掘和s-过程模型，几个重要的属性主要取决于AGB星的核心质量。Zijlstra（2004年）报告说，由于质量损失效率低，初始-最终-质量关系在金属丰度低时变陡。这可能会影响AGB星的模型参数，例如重叠因子和中子辐照时间，特别是在低金属丰度。计算结果表明，在低金属丰度时，重叠因子和中子辐照时间确实很小，特别是对于3.0Msun的AGB星。因此，当改变低质量AGB星的初始质量时，在低金属丰度中发现的[Pb/hs]的分散可以自然地解释。
2006-03-02 astro-ph
Magnetic fields in planetary nebulae and post-AGB nebulae
磁场是行星状星云的一个重要成分，但在很大程度上是未知的。它们已经在富氧的AGB和后AGB恒星中被发现，并可能在星云的形成中发挥作用。在这里，我们提出了四个双极行星状星云和post-AGB恒星，包括两个富氧和两个富碳星云的SCUBA亚毫米偏振观测，以确定尘埃对齐的磁场的几何形状。四个源中的三个（NGC 7027、NGC 6537和NGC 6302）呈现出沿其赤道环面或圆盘定向的定义明确的环形磁场。NGC 6302也可以显示沿着双极流出的场线。CRL 2688显示了一个复杂的磁场结构，其中一部分磁场与环面对齐，而另一部分近似与极地外流对齐。它的磁结构也呈现出明显的不对称性。NGC 7027显示西南角有一个混乱的区域，那里的水肺显示出外流的迹象。研究结果表明，磁场方向和星云结构之间存在明显的相关性。
2007-01-03 astro-ph
High resolution optical spectroscopy of IRAS 09425-6040 (=GLMP 260)
我们提出了高分辨率的光学光谱观测的IRAS 09425-6040，一个奇特的，非常红色的，富C AGB星显示突出的O-丰富的尘埃特征，在其ISO红外光谱归因于结晶硅酸盐。我们的分析表明IRAS 09425-6040确实是一颗富C星，它的12 C/13 C = 15+-6，但锂含量稍高（log（Li/H）+ 12 ~ 0.7）。我们还发现了一些证据，表明它可能富含s元素。结合我们的研究结果和文献中的其他观测数据，我们得出结论，该恒星可能是一颗中等质量的TP-AGB星（M > 3 M_sun），接近AGB演化的终点，可能只是最近才经历了化学性质的根本变化，变成了一颗富碳的AGB星。
2006-03-10 astro-ph
Mixing and nucleosynthesis in rotating TP-AGB stars
我们提出了第一个中等质量恒星的演化模型，其热脉冲，其中包括旋转对恒星结构的影响，以及旋转引起的化学物质和角动量的混合。我们发现一个显着的角动量传输从核心的富氢信封，并获得一个白矮星的旋转速度相当于目前的观测上限为50公里/秒。大的角动量梯度在底部的对流信封和尖端的脉冲驱动的对流壳层显示产生显着的化学混合之间的质子丰富的和12 C丰富的层在所谓的第三次疏浚。这导致随后产生13 C，随后在热脉冲之间通过辐射层中的13 C（α，n）产生中子。虽然不确定性的旋转混合过程的效率仍然存在，我们得出结论，旋转是能够产生一个13 C-丰富的层所需的发生在TP-AGB星的S-过程。
1999-05-11 astro-ph
The Case for Asymmetric Dust Around a C-Rich AGB star
JHKL的观测质量损失碳米拉变量IRAS 15194-5115（II Lup）延长约18年的介绍和讨论。脉动周期为575天，在这段时间内基本保持不变。这颗恒星在这段时间内经历了一个广泛的昏暗最小值。这是复杂的，并且像类似对象中的这样的最小值，例如R For，不适合简单长期周期性的模型预测。结合Lopez等人的高分辨率观测，结果表明，遮蔽度的变化是由于在视线范围内形成了有限范围的尘埃云。这是一个RCB类型的模型。J和H处的有效红化规律与R的相似。
2003-08-24 astro-ph
Too little radiation pressure on dust in the winds of oxygen-rich AGB stars
本文提出了一种新的富氧AGB星尘埃驱动风动力学模型，其中包括用稀疏不透明度分布技术进行的频率依赖的Monte Carlo辐射转移，以及对由Mg_2SiO_4、SiO_2、Al_2O_3、TiO_2和固体Fe组成的非均匀尘埃颗粒的成核、生长和蒸发进行的时间依赖的处理。辐射转移的频率依赖性处理表明，气体是冷的接近恒星（700-900 K在1.5-2 R*），这有利于成核过程。尘埃的温度是强烈的材料依赖性，与差异高达1000 K的不同纯材料，这对尘埃的形成顺序有重要影响。在动力学模型中形成了两个尘埃层：接近恒星（r > 1.5 R*）的几乎纯玻璃状的Al 2 O 3和更不透明的贫铁镁铁硅酸盐。固体铁或富铁硅酸盐是唯一能有效吸收近红外恒星光的凝聚物，因此，它们在风驱动机制中起着至关重要的作用，并起到恒温器的作用。只有少量的铁可以结合到晶粒中，因为否则晶粒会变得太热。因此，模型显示几乎没有质量损失，也没有尘埃壳。
2006-09-14 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
A study of the s-process in the carbon-rich post-AGB stars IRAS06530-0213 and IRAS08143-4406 on the basis of VLT-UVES spectra
为了扩大s过程富集后AGB星的仍然有限的样本，分析了红外源IRAS 06530 -0213和IRAS 08143 -4406的光学对应物的高分辨率、高信噪比VLT+UVES光谱。目标是中度金属缺乏，[Fe/H]分别为-0.5和-0.4，富碳，最重要的是，严重的s-过程增强，[ls/Fe]分别为1.8和1.5。特别是IRAS 06530 -0213的光谱主要由s-过程物质的跃迁所控制，因此类似于IRAS 05341 +0852的光谱，IRAS 05341 +0852是迄今为止已知的s-过程最丰富的天体。这两个物体在化学上与Van Winckel和Reyniers（2000）中讨论的21微米物体非常相似。与这些物体的结果进行均匀比较表明，21微米物体的第三次疏浚效率与中子核合成效率之间的关系得到进一步加强。另一方面，与最新AGB模型预测的详细比较表明，观察到的核合成效率的扩散肯定是内在的，并证明了具有可比质量和金属丰度的恒星需要不同的C-13口袋来解释它们的丰度。
2003-12-19 astro-ph
Dust Enshrouded AGB Variables in the LMC
利用ISO和地基红外测光相结合的方法，讨论了大麦哲伦星云中被遮蔽AGB星的光度和周期。这些恒星的辐射热光度接近于富氧的米拉变星的周期光度关系的外推，富氧和富碳的恒星都接近于同样的关系。多年来，人们已经知道，在麦哲伦星云中存在着大量的大振幅变星，它们的光度比周期光度关系所预测的要高得多。其中许多可以证明是经历热底部燃烧。据推测，所有的大振幅AGB星的光度显着高于所指示的周期光度关系正在经历热的底部燃烧。
1999-11-23 astro-ph
Three-component modeling of C-rich AGB star winds III. Micro-physics of drift-dependent dust formation
在AGB星风模型中，对非平衡尘埃形成过程的适当处理是至关重要的。在本文中，这个过程的微观物理处理的细节，重点是漂移（漂移模型）的影响。我们总结了尘埃形成过程的描述，并对以前的工作做了一些补充。详细的研究表明，在不同的漂移速度下，不同的生长物种控制着晶粒的生长速率。新的模型表明，漂移的净效应是显着增加灰尘的数量，似乎不影响平均风的属性，例如，质量损失率。在某些情况下，与相应的非漂移模型中的值相比，漂移模型中的灰尘多几倍。我们研究了风内部尘埃壳层的形成，发现漂移在将尘埃聚集到某些狭窄区域中起着积极的作用。鉴于这里给出的结果，在目前的假设下，是否可以忽略晶粒生长速率中的漂移是值得怀疑的。
2003-09-30 astro-ph
Obscured AGB stars in the Magellanic Clouds II. Near-infrared and mid-infrared counterparts
我们在麦哲伦星云中进行了一次红外搜索，寻找被遮蔽的AGB星。这次巡天发现了一些被遮蔽的AGB恒星，以及一些红外线过剩的超巨星。我们介绍了光源的测光并讨论了色图和热光度。大多数AGB星都是明亮的，通常接近$M_{\rm bol}=-7.1$的经典极限。为了确定恒星是否是富氧或富碳的，我们已经获得了窄带中红外测光与ESO TIMMI相机的几个来源。除一颗外，其他所有的都显示出硅酸盐的特征，因此具有富氧尘埃：其余来源的颜色与富氧或富碳的性质一致。提出了一种基于H $-$ K与K $-$ [12]颜色区分碳星和氧星的方法。我们讨论了几种计算质量损失率的方法：对于AGB星，质量损失率在每年大约5 × 10**-4和5 × 10**-6太阳质量之间变化，取决于假定的尘埃与气体的质量比。本文提出了一种从OH脉泽辐射计算质量损失率的新方法。我们没有发现证据的相关性的质量损失率与光度在这些被遮蔽的恒星。LMC和SMC恒星的质量损失率也没有任何明显的系统差异。大麦哲伦星系的膨胀速度似乎比银河系稍低。周期测定讨论了两个来源：周期是可比的较长周期的银河OH/IR星。所有有周期的亮星，其光度都比周期光度关系所预测的要高。
1995-10-13 astro-ph
Self - consistent treatment of dynamics and chemistry in the winds from carbon-rich AGB stars. I. Tests of the equilibrium and kinetic chemical codes
本文的主要目的是执行测试我们的（化学和动力学）代码，这将是在自洽的动力学和化学建模风从富C AGB星。我们使用化学平衡程序来测试不同的解离常数数据库。我们还使用动力学代码计算了气体的平衡含量，该代码包括Willacy & Cherchneff（1998）研究的中性-中性反应的化学网络。测试了使用天体化学2005年UMIST数据库（UDFA 05）更新的反应速率的影响。局部化学平衡计算表明，NIST数据库相当好地再现了Willacy & Cherchneff（1998）的平衡浓度，而Tsuji（1973）解离常数的一致性要差得多。最重要的发现是，用Willacy & Cherchneff（1998）的反应网络动力学程序得到的稳态解与化学平衡解是不同的。特别是，CN和C2，这是重要的不透明度来源是相对于热力学平衡不足，而含O分子（如SiO，H2O和OH）是过剩的。在通过来自UDFA 05数据库的数据更新反应速率之后，含O物质的一致性变得更好，但是含C物质的不一致性仍然存在。
2007-02-24 astro-ph
The impact of the 18F(a,p)21Ne reaction on fluorine production in AGB stars
最近的实验评估的18 F（a，p）21 Ne反应速率，考虑到其相关的不确定性，提出了显着的差异相比，理论的豪泽-Feshbach率。这是最明显的，在低温相关的氦壳燃烧的渐近巨星分支（AGB）的明星。对AGB核合成影响的研究表明，上限导致富碳AGB模型中19 F和21 Ne的产生增加，但推荐和下限与使用理论速率没有差异。对于金属丰度范围从太阳能到[Fe/H] ~-2.3的模型，情况就是如此。这项研究的结果是相关的观测的F和C-丰富的AGB星在银河系中，和Ne组成的主流碳化硅颗粒，这应该是形成在流出的冷，富碳巨星。我们讨论的机制，产生额外的F和总结我们的主要发现。
2008-12-11 astro-ph
Intense Mass Loss from C-rich AGB Stars at low Metallicity?
我们认为，脉动的能量注入可能是更重要的AGB星的质量损失率比金属丰度，和金属丰度的质量损失趋势并不像有时假设的那样简单。使用我们详细的辐射流体动力学模型，包括灰尘的形成，我们说明了脉动能量对风特性的影响。我们发现，质量损失率与脉动输入的动能成比例，只要尘埃饱和风不发生，所有其他恒星参数保持不变。这包括可凝聚碳的绝对丰度（不结合在CO中），这比在比较不同金属量的恒星时保持C/O比恒定更相关。当金属丰度降低时，恒星大气中的压力和温度梯度分别变得更陡和更平坦，而大气变得不透明的半径通常与更高的气体压力有关。这种影响可以通过调整可变内边界（活塞）的速度幅度来补偿，该速度幅度用于模拟脉动的影响，以获得具有可比动能输入的模型。因此，比较具有相似能量注入的模型比比较具有相似速度幅度的模型更相关。由于没有证据表明低金属丰度AGB星的脉动较弱，因此我们得出结论，低金属丰度C星不太可能比具有类似恒星参数的金属丰度更高的恒星具有更低的质量损失率，只要它们具有相当数量的可凝聚碳。
2008-04-23 astro-ph
Technetium and the third dredge up in AGB stars II. Bulge stars
我们寻找锝（Tc）在一个明亮的富氧渐近巨星分支（AGB）位于外星系核球的恒星样本。Tc是AGB星深层通过s过程合成的不稳定元素，因此它是最近s过程活动和第三次挖掘的可靠指标。我们的目标是测试理论预测的亮度极限的发病第三次疏浚。利用ESO VLT的UVES摄谱仪获得的高分辨率光谱，我们在我们的样本星的蓝色光谱区域寻找中性Tc的共振线。这些测量使我们能够改善程序的分类恒星的Tc含量，通过使用流量比。基于MARCS大气模式的合成光谱，并与观测光谱进行比较。测辐射热星等是根据物体的近红外光度学计算的。在27个长周期变星的样本中，发现4个变星的大气中确实含有Tc。富Tc星的光度与AGB演化模型预测的第三次疏浚时的最小光度一致。然而，AGB进化模型和一个单一的老人口组成的凸起不能达成一致。这可能意味着，正如许多作者所建议的那样，在隆起中存在一个更年轻的人口，其中包含这里确定的富Tc恒星。
2006-10-17 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
Atmospheric Abundances in Post-AGB candidates of Intermediate Temperature
详细的大气丰度已经计算了一个样本的A-G超巨星红外通量和/或高银河系纬度。HD 172481和HD 158616显示了明显的迹象，表明它们是经历了第三次挖掘的后AGB恒星。HD 158616是富碳的，而HD 172481的丰度模式和它的大锂增强支持热底部燃烧的情况，解释了AGB恒星中缺乏富碳恒星。HD 172324很可能是一颗热的后AGB恒星，表现出强烈的碳缺乏。HD 725、HD 218753和HD 331319似乎也是红巨星和AGB之间的演化天体。HD 9167和HD 173638除了少数例外，都反映了太阳的丰度，没有红巨星演化的迹象。它们很可能是年轻的大质量盘状超巨星。对原行星状星云HDE 341617的进一步分析显示，氦谱线显示出速度分层的迹象。自1993年以来，发射谱线已大大减弱。包层相对于恒星以19 km/s的速度$^{-1}$膨胀。大气丰度，演化轨迹和等时线被用来估计样本中所有恒星的质量和年龄。
2001-03-16 astro-ph
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
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
The mid- and far-infrared colours of AGB and post-AGB stars
随着空间飞行任务的出现，如SPITZER和ASTRO-F，其近红外和中红外敏感探测器覆盖了合理的视场并具有良好的空间分辨率，将有可能探测到本星系群中的单个AGB星。这些特派团使用的过滤器是非标准的，各特派团的过滤器不同。在本文中，质量损失的AGB和post-AGB星的颜色计算的宽带滤波器的SPITZER和ASTRO-F任务，以及Bessell V，I和2 MASS J，H，K连接这些结果到现有的地面数据。这些模型是为富碳和富氧化学计算的，涵盖了不同的有效温度和尘埃成分。
2005-11-16 astro-ph
Lithium and mass loss in massive AGB stars in the Large Magellanic Clouds
这项工作的目的是使用完整的进化模型来推导对上渐近巨支（AGB）恒星质量损失率的观测约束。用来约束模型的观测是麦哲伦云中发光的富锂AGB的相对数量和同一样品的s过程增强。我们发现，我们可以把下限和上限的质量损失率在AGB阶段。在这项工作中获得的质量损失校准意味着，大规模的AGB不显着贡献的锂富集的星际介质。
2001-01-22 astro-ph
On the formation of hydrogen-deficient post-AGB stars
我们提出了一个低质量恒星从渐近巨星分支（AGB）通过其后AGB阶段的演化序列，在此期间，其表面化学成分的变化从富氢到强烈的氢缺乏的结果，一个非常晚的热脉冲，以下所谓的再次的情况。在此脉冲的内部结构和丰度的变化计算与数值方法，它允许物理上一致的计算恒星层热核和混合的时间尺度是可比的-发生的情况时，氦闪光驱动的对流区扩展到富氢的表面层在脉冲峰值。最终的表面质量分数为[He/C/O]=[0.38/0.36/0.22]，其中高氧丰度是由于在AGB演化期间采用的扩散过冲。这些模型是第一个实现一般协议的表面丰度模式中观察到的氢缺乏后AGB星-例如PG 1159星或WR型中心恒星的行星状星云-，确认了一个物理上一致的计算和支持对流超冲发生在热脉冲AGB星的再一次的情况。
1999-08-10 astro-ph
Three-micron spectra of AGB stars and supergiants in nearby galaxies
利用大、小麦哲伦星云（LMC和SMC）和人马座矮椭球星系中AGB星（富碳和富氧）和M型超巨星的红外L波段光谱，研究了恒星分子带与金属丰度的关系。富氧星的光谱包括SiO带，富碳AGB星的光谱包括乙炔（C2 H2）、CH和HCN带。乙炔的等效宽度被发现是高的，即使在低金属。高C2 H2丰度可以用低金属碳星的高碳氧比（C/O）来解释。相比之下，HCN的等效宽度较低：不到一半的河外碳星显示3.5微米的HCN带，只有少数LMC星显示高的HCN等效宽度。HCN丰度受氮和碳元素丰度的限制。合成氮的量取决于初始质量，高光度（即高初始质量）的恒星可能具有高HCN丰度。CH带在河外和银河系的碳星中都有发现。没有一颗富氧的大麦哲伦星系恒星显示出SiO带，除了一个可能的低质量光谱。SiO带的等效宽度的限制低于LMC金属丰度高达30埃的预期。几种可能的解释进行了讨论。观测结果表明，LMC和SMC碳星的质量损失率可能与银河系碳星一样高，因为有更多的碳原子可用，可以形成更多的碳质尘埃。另一方面，缺乏一氧化硅意味着在低金属丰度的富氧恒星中，尘埃较少，质量损失率较低。并讨论了对ISM粉尘富集的影响。
2005-01-13 astro-ph
Detection of `parent' molecules from the inner wind of AGB stars as tracers of non-equilibrium chemistry
渐近巨星分支（AGB）恒星的典型特征是强烈的尘埃驱动的分子外流。长期以来，人们认为AGB星的星周包层的分子结构主要由大气中的C/O比决定。然而，最近的观察分子，如HCN，SiO和SO揭示气相丰度高于预测的热力学平衡（TE）模型。紫外光子引发的外包层离解或内包层激波作用下的非平衡形成可能是异常丰度的来源。我们的目标是检测（i.）一组“母体”分子（CO、SiO、HCN、CS），根据Cherchneff（2006年）的非平衡研究预测，其形成丰度几乎恒定，与C/O比和渐近巨星分支（AGB）上的恒星演化阶段无关，以及（ii.）少数分子，如SiS和SO，对恒星富含O或C的性质敏感。用JCMT和APEX在毫米和亚毫米波段观测了四颗AGB星的几个关键分子的低激发和高激发转动跃迁：富氧的Mira WX Psc，S星W Aql，以及两颗碳星V Cyg和II Lup。进行临界密度分析，以确定高激发分子线的形成区域。我们在所有四个物体中检测到四个“母体”分子，这意味着，事实上，无论AGB的进化阶段如何，这些化学物质都是形成的。高激发线的SiS也检测到在三颗星与APEX，而SO只检测到富氧星WX Psc。这是第一个多分子观测证明，周期性冲击层以上的光球AGB星显示出一定的化学均匀性，无论光球的C/O比和阶段的恒星的演变。
2008-01-07 astro-ph
Three-component modeling of C-rich AGB star winds. II. The effects of drift in long-period variables
我们提出了富碳脉动AGB星的三分量风模型。特别是，我们研究漂移的影响，在模型中的长周期变量，这意味着尘埃被允许移动相对于气体（漂移模型）。此外，我们调查的风结构的变异程度的重要性。风模型包含了气体、尘埃和辐射场这三种成分的各自的守恒定律。我们使用两种不同的表示的气体不透明度，导致在风中不同的气体密度的模型。我们在这里调查的影响是重要的了解风机制和质量损失的AGB星。因此，这项研究是朝着更可靠地解释观测结果迈出的必要一步。我们发现，漂移的影响一般是显着的。它们不能从没有漂移的计算模型中预测出来。此外，非漂移模型显示最低的质量损失率，外流速度，和最小的变化程度的冷凝不形成漂移模型风。除少数情况外，漂移模型中的风形成通常效率较低，因此质量损失低于相应的非漂移模型。漂移的影响通常在更真实的模型中更大，使用导致较低密度的气体不透明度的表示。这些模型的外流性质也是--对于我们所研究的所有情况--对恒星脉动的周期敏感。根据（最近的）拟合公式对质量损失率进行的检查显示出系统性的较低值，特别是在具有低密度的更现实的模型中。目前的拟合形式不适用于这里介绍的新模型。
2003-04-15 astro-ph
AGB stars in binaries and their progeny
目前公认的是，双星系统中的AGB星可能会用富含碳和s过程的物质污染它的伴星。在AGB星褪色成一颗不显眼的白矮星后，这颗被污染的伴星进入了具有化学特性的恒星动物园。本文从现有的光谱类（类Abell 35、后AGB双星、WIRRing、矮Ba和C、次巨星CH、Ba、CH、S、黄共生星）中识别出AGB双星的后代，并从离心率--周期图的性质讨论了它们的父子关系。
1998-10-28 astro-ph
IRAS 03313+6058: an AGB star with 30 micron emission
报道了利用ISO-SWS观测观测到的富碳渐近巨星分支（AGB）恒星IRAS 03313+6058的30 μ发射特征。光谱能量分布的建模表明，这种发射开始于约20微米，并可能延伸到观察的极限（45微米）。假设MgS为载体，MgS中的硫原子与总的氢原子的数量比n（S）/n（H）为3。10{-6}从模型拟合。与其他AGB和post-AGB天体的发射特征进行了比较。
1999-04-13 astro-ph
The LMC's Top 250: Classification of the Most Luminous Compact 8 micron Sources in the Large Magellanic Cloud
为了确定大麦云（LMC）中最明亮的紧凑型中红外源的性质，我们将Buchanan等人（2006）2 MASS-MSX颜色分类系统的更新版本应用于250个LMC天体的中红外（8微米）通量限制样本，该系统基于斯皮策空间望远镜光谱学的结果，其中2 MASS和MSX测光可用。由此产生的2 MASS-MSX（“JHK 8”）基于颜色的分类，这些来源构成了LMC中最中红外发光的物体，通过各种独立的手段进行了必要的补充，交叉检查和校正，只有47个来源保持暂定分类，只有10个来源根本无法分类。样本主要由富碳的AGB星（~35%）、红超巨星（~18%）和致密的H II区（~30%）组成，另外还有少量富氧的AGB星（~4%）、尘埃、早期型发射线星（~3%）和银河系中前景的富氧AGB星（~3%）。在我们的LMC红外源样本中，明亮且尘埃笼罩的AGB星中富C和富O天体的比例非常大，这与碳星在低金属量环境中容易形成的假设一致。我们证明，非常明亮的富C和富O的AGB星和红超巨星，这里主要是根据他们的JHK 8颜色，也出现在斯皮策IRAC/MIPS色-色图作为不同的集群。因此，原则上，基于红外光谱的红外光度分类技术在这里适用于大麦哲伦星系可以适用于任何外部星系的最明亮的红外点源是可检测和可分辨的2 MASS和斯皮策。
2008-01-24 astro-ph
Probing the inner wind of AGB stars: Interferometric observations of SiO millimetre line emission from the oxygen-rich stars R Dor and L2 Pup
介绍了澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对两颗富氧、低质量损失率AGB星R Dor和L2 Pup的SiO“热”毫米线发射的高角分辨率观测。在这两种情况下，发射是解决了与整体球对称。详细的辐射转移模拟的SiO线发射，观测和模型之间的比较进行了在可见度平面，最大限度地提高灵敏度。激发分析表明，SiO在风的内部的丰度高达4 E-5，接近恒星大气模型的预测值。超过~ 1 E15 cm的半径，SiO丰度显著降低，约为3E-6，直到在约3E 15 cm的半径处强烈降低。这与一氧化硅首先冻结在尘埃颗粒上，然后最终被星际紫外线辐射场光解的情况一致。在这些低膨胀速度源中，谱线的湍流加宽在谱线形成中起着重要作用。即使气体膨胀速度保持恒定，1.1-1.5 km/s范围内的微湍流速度宽度也能很好地再现所观察到的线形。这一点，再加上SiO和CO线在相同的气体膨胀速度（5-10%）下拟合得很好，表明包层加速发生在恒星光球层附近，在20-30个恒星半径范围内。
2004-04-13 astro-ph
The trigger of the AGB superwind: the importance of carbon
近年来，AGB超级风的驱动机制引起了争议。粉尘导致的质量损失的有效性受到质疑。斯皮策对本星系群中AGB星的观测显示了一个令人惊讶的结果，即在低金属丰度下，AGB星的质量损失发生在低光度下，可能比银河系中的低，但仅限于富碳星。银河系中的富氧恒星和低金属量星系中的富氧恒星只有在高光度时才有类似的质量损失率。为了解释这种二分法，我们提出，超级风有一个双重触发。超级风要么是在足够多的碳积累起来有效地形成碳质尘埃（我们认为发生在$X_{\rm CO} = \rm (C - O)/ O_\odot = 0.1$），要么是当光度达到足够的值时，硅酸盐尘埃驱动的风（$L = 10^4 Z^{-4/3} \rm L_\odot)$提出）。我们表明，这种双重触发符合目前的观测约束：光度在超风开始，和碳超风星在低金属丰度的优势。我们使用恒星演化模型来检查我们的解释的一致性，并提出了详细的预测的光度在不同的金属丰度和初始恒星质量的超风被触发。
2008-07-23 astro-ph
Formation of the Neutron Donor C13 in AGB Stars by Overshoot and Rotation
观测清楚地表明，低质量AGB星可以提供s-过程的核合成位点。最近的恒星演化模型表明，在低质量AGB星的热脉冲之间，C13的辐射燃烧确实可能提供所需的中子。富含质子的外壳和富含碳的核心之间的一些混合可能导致C13的产生。然而，负责的物理机制尚未明确确定。我们提出了恒星模型计算与超调和旋转。过冲，具有时间依赖性和指数衰减的效率，导致质子和C12的部分混合物在第三次疏浚。根据质子和C12的深度依赖性比率，在富含N14的层下面形成小的C13口袋。过冲不允许在脉冲间相位期间的任何混合。旋转引入混合驱动的大角速度梯度，形成在AGB星的核心接口，特别是在热脉冲。这导致在脉冲之后的部分混合，如在过冲的情况下。然而，旋转继续混合C13-口袋的区域，其扩散系数为log D ~ 2. 3 [cm**2 / s]。这不仅扩展了C13-口袋，而且扩展了更大量的富含N14的层，并且最终导致两个层的混合。当那里的温度上升到大约9* 10 E7 K，中子产生开始时，N14丰度超过C13丰度5倍。10.我们分析了N14作为中子毒物的作用，定性地考虑中子通过N14（n，p）C14和C12（p，gamma）N13（beta+）C13的再循环。我们发现，只要X（N_（14））<< X（C_（12）），s过程在辐射条件下仍有可能发生。
2000-07-26 astro-ph
The influence of dust properties on the mass loss in pulsating AGB stars
我们目前正在研究与富碳AGB星相关的碳基尘埃类型，以更好地了解颗粒的光学和化学性质对恒星质量损失的影响。对流体力学、辐射转移和化学之间复杂的相互作用的研究必须以更好地了解有关尘埃种类的微观物理学为基础。
2001-11-14 astro-ph
Aluminum-, Calcium- And Titanium-Rich Oxide Stardust In Ordinary Chondrite Meteorites
我们报告的同位素数据，共96 presolar氧化物颗粒中发现的几个不平衡的普通球粒陨石残留物。已确定的颗粒类型包括Al 2 O3、MgAl 2 O 4、黑云母（CaAl 12 O 19）和氧化钛。这一工作极大地增加了太阳前钛铝尖晶石数据库，也是首次报道太阳前钛氧化物。这些颗粒的氧同位素组成跨越了先前观测到的范围，表明大多数颗粒起源于低质量（<2.5 MSun）的红巨星和渐近巨星分支（AGB）恒星。要解释许多颗粒的同位素组成，需要对母AGB星进行冷底处理。黑云母颗粒中的钾-41富集可归因于现已灭绝的41 Ca的原位衰变。推断的初始41 Ca/40 Ca的比例与模型预测的低质量AGB星信封，电离抑制41 Ca衰变。稳定的镁和钙同位素比值的大多数灰榴石颗粒主要反映了母星的初始成分，一般与预期的银河系化学演化一致，但需要一些局部星际化学不均匀性。非常高的17 O/16 O或25 Mg/24 Mg比率表明联星系统中某些颗粒的起源，其中来自进化伴星的质量转移改变了母星的组成。迄今为止神秘的富含18 O的第4族颗粒的超新星起源得到了两种颗粒的多元素同位素数据的有力支持。第4组的数据是一致的起源在一个单一的超新星，其中变量的材料从深16 O丰富的内部混合与一个独特的端元混合物的外层。钛氧化物颗粒主要形成于低质量AGB星。他们是更小，更罕见的比presolar Al 2 O3，反映了较低的丰度钛比…
2008-04-17 astro-ph
Highly He-Rich Matter Dredged Up by Extra Mixing through Stellar Encounters in Globular Clusters
半人马座ω星和NGC 2808的主序星分裂表明，在这些球状星团（GC）中产生了高度富集He的物质（以质量分数Y~0.4计），并使一些主序星的颜色变得更蓝。富氦物质的潜在产生地点通常被认为是经历第二次疏浚的大质量AGB星。然而，我们发现大质量AGB星最多提供Y~0.35的物质，而观测到的蓝移需要Y~0.4的物质存在。在这里，我们表明，额外的混合，这在红巨星阶段的恒星质量小于2Msun，可能是一种机制，提高他的内容在他们的信封Y~0.4。额外的混合被认为是由红巨星与其他恒星在像GC这样的碰撞系统中相遇引起的。在AGB阶段释放的Y~0.4物质有两种命运：（i）从GC中逃逸或（ii）通过碰撞被运动学冷恒星捕获。欧米茄Cen中的AGB喷出物，遵循后一种情况，可以提供足够的He引起观察到的蓝移。同时，这个方案产生了极端的水平分支，正如在ω Cen中观察到的那样，这是对更高的质量损失率的响应，这也是由恒星相遇引起的。
2007-10-28 astro-ph
Dust-driven Winds and Mass Loss of C-rich AGB Stars with subsolar Metallicities
我们调查的质量损失的高度发展，低和中等质量的恒星和恒星样品与太阳下的金属。本文给出了适用于LMC/SMC型恒星星族的定性和定量描述。为此，我们采用相同的方法，我们没有为太阳金属丰度的恒星和计算流体动力学风模型，包括尘埃形成与LMC和SMC丰度下考虑一个适应模型假设。特别是，我们改进了治疗的辐射转移问题，以适应较大的非本地的贡献发生较小的不透明度。对于每个风模型，我们确定一个平均质量损失率。由此产生的，近似的质量损失公式，然后适用于良好的测试和校准的恒星演化计算，以量化恒星的质量损失。LMC和SMC金属丰度的动力学模型导致与太阳金属丰度模型相同数量级的质量损失率，这在这种基本方法中与观测一致。然而，流体动力学性质如流出速度（对于固定的C/O丰度比）明显不同。虽然LMC和太阳金属丰度模型的临界光度相当一致，但SMC模型需要更高的光度才能产生尘埃驱动的风。
2008-05-23 astro-ph
