The physics and chemistry of circumstellar envelopes of S-stars on the AGB
S星被认为是恒星从富氧的M型星演化为碳星的一个短暂过渡阶段，通过氦壳层燃烧产生的碳被挖掘出来。作为可能的过渡天体，S星可能有助于更深入地了解恒星上升到AGB时的化学演化，并揭示更多的质量损失机制。我们已经启动了一个大型调查的40个S-星观察线发射常见的分子，如CO，SiO，HCN，CS和SiS。详细的辐射转移模型的多跃迁CO无线电线观测到的样品的40 S-星的质量损失率分布是一致的M-型AGB星和碳星。还介绍了星周SiO排放建模的初步结果。
2007-06-18 astro-ph
Mass-loss properties of S-stars on the AGB
我们已经使用了一个详细的非LTE辐射转移代码模型新的APEX CO（J=3-2）的数据，和现有的CO无线电线数据，在40个AGB S-星的样本。导出的质量损失率分布的中值为2 E-7 Msun/yr，类似于M星和碳星的类似样本所获得的值。可能是因为缺乏高质量损失率（>= 1 E-5 Msun/yr）的S星。包层气体膨胀速度的分布与M星相似，中值为7.5 km/s，而碳星一般具有较高的气体膨胀速度。质量损失率与气体膨胀速度相关，与M星和碳星的结果一致。
2006-05-26 astro-ph
High velocity water maser emission from the Post-AGB star OH 009.1-0.4
作为HOPS（H $_2$ O南银道面巡天）的一部分，利用Mopra射电望远镜对H $_2$ O脉泽朝向AGB后恒星和喷泉源OH 009.1- 0.4进行了观测。结合使用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）的后续观测，我们确认了H $_2$ O脉泽辐射的速度范围接近400 km/s（-109 ~+289 km/s）。这个速度分布似乎是我们银河系中已知脉泽源中最大的。ATCA的高分辨率观测表明，脉泽发射局限于一个区域$0\farcs3 \times 0\farcs3$，并显示出弱的证据分离的红，蓝移脉泽斑点。我们无法确定喷泉是沿着视线投射的，还是倾斜的，但无论哪种方式，OH 009.1- 0.4都是一个有趣的来源，值得后续观察。
2008-12-10 astro-ph
On the reliability of mass-loss-rate estimates for AGB stars
在最近的文献中，有一些怀疑的可靠性CO多过渡线观测作为AGB星的质量损失率估计。10个中等到高质量损失率AGB星的质量损失率推导出使用一个详细的非LTE，非本地辐射转移代码的基础上的蒙特卡罗方法来模拟CO无线电线强度。星周包络被假定为球对称的，并形成恒定的质量损失率。自洽地求解了能量平衡，并考虑了尘埃对辐射场和热平衡的影响。一个独立的估计质量损失率也从尘埃辐射转移建模与气体和尘埃粒子的动力学模型相结合。我们发现，CO无线电线的强度和形状被成功地再现了我们的大多数对象假设一个恒定的质量损失率。此外，CO线强度仅弱依赖于所采用的微湍流速度，在最近的文献中的要求相反。本工作中用于推导质量损失率的两种方法对于中等质量损失率到高质量损失率的物体在~3的系数内是一致的，这表明这是目前质量损失率估计的不确定性的下限。我们在化学上发现了一种试探性的趋势。从尘埃/动力学模型的质量损失率系统高于从CO模型的碳星，反之亦然的M型恒星。这可能是由于所采用的CO/H_2丰度比的差异，但我们警告说，样品是小的，系统误差不能排除。
2008-06-03 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
Radio continuum properties of young planetary nebulae
我们选择了一个小样本的后AGB恒星过渡到行星状星云，并提出了新的甚大阵多频高角分辨率射电观测。多频数据被用来创建和模拟目标的无线电连续谱，证明这些恒星从非常年轻的行星状星云开始演化。在光学薄范围内，斜率与预期的光谱指数（-0.1）兼容。两个目标（IRAS 18062+2410和17423-1755）似乎即使在高频下也很厚，正如文献中在少数其他后AGB恒星中观察到的那样，而第三个目标（IRAS 20462+3416）显示可能来自冷尘埃。在IRAS 18062+2410中，我们有三次观测，时间跨度为四年，我们检测到它的通量密度增加，与CRL 618中观察到的相似。高角分辨率成像显示可能是由于拱星环面造成的双极结构，尽管有不同的假设（即，也可以解释这些观察结果。对这些来源的进一步观测和监测将使我们能够测试目前行星状星云的演化模型。
2008-07-24 astro-ph
Reaction Rate Uncertainties: NeNa and MgAl in AGB Stars
我们研究了在中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星中，由于热底燃烧（HBB）的操作，NeNa和MgAl链的质子捕获反应速率的不确定性对核合成的影响。六溴代二苯核合成与钠、放射性Al 26和重镁同位素的产生有关，可能是球状星团中观测到的O、Na、Mg和Al丰度异常的原因。我们用基于完整恒星演化模型的分析代码对HBB进行建模，因此我们可以快速覆盖大的参数空间。反应速率首先单独变化，然后一起变化。这产生了连锁效应，其中一个反应速率的增加影响反应链下游的同位素的产生。我们发现Ne22，Na23和Al26的产率是最容易受到当前核反应速率的不确定性。
2006-07-24 astro-ph
H2O Maser Observations of Candidate Post-AGB Stars and Discovery of Three High-velocity Water Sources
本文报道了85颗后渐近巨星分支（post-AGB）候选星的22 GHz H_2O脉泽观测结果。这些候选星是根据它们的OH 1612 MHz脉泽和远红外特性选出的。所有辐射源都是用Tidbinbilla 70米射电望远镜观测的，共探测到21次。86 GHz的SiO Mopra观测的一个子集的样品。在这21个H_2O脉泽观测中，有15个来自大质量AGB星，其中大多数具有典型的、规则的H_2O脉泽轮廓。相反，几乎所有的探测到的更演化的恒星表现出高速H_2O脉泽发射。在所看到的五个源中，v223（W 43 A，IRAS 18450-0148）是一个众所周知的“喷泉”源，属于一小群具有高度准直、高速H_2O脉泽发射的后AGB恒星。我们样本中的第二个源，v270（IRAS 18596+0315），也被认为具有高速发射。我们报告了从另外三个源d46（IRAS 15445-5449）、d 62（IRAS 15544-5332）和b292（IRAS 18043-2116）发现的类似发射。源d46是一颗演化后的AGB星，具有极不寻常的脉泽特性。d 62的H_2O脉泽发射可能与一颗大质量恒星有关。源b292是一颗年轻的后AGB恒星，极有可能是一个喷泉源，其脉泽的速度范围为210 km/s^{-1}。
2007-02-03 astro-ph
A method for determining radio continuum spectra, and its application to large surveys
本文介绍了一种新的工具，用于从CDS的VIZIER数据库中的射电目录中提取交叉标识和射电连续谱。该代码可以处理不同频率和不同分辨率的无线电勘测。它已被应用于22个调查目录在11个不同的频率，共350万个来源，这导致了超过70万个独立的无线电交叉识别和~67000独立的无线电频谱与两个以上的频率点。已经进行了验证的代码使用独立的无线电互相关的文献。测定的光谱指数的平均误差为± 0.3。该代码产生可变格式的输出，可以很容易地适应用户的目的。
2004-10-22 astro-ph
On the methods of determining the radio emission geometry in pulsar magnetospheres
本文对Gangadhara & Gupta（2001）提出的确定脉冲星磁层射电辐射几何的相对论相移方法进行了改进。我们的修改提供了一种确定无线电发射高度的方法，该方法不依赖于观察几何形状，也不需要偏振测量。我们建议应用该方法的平均无线电脉冲轮廓的外边缘，以确定与脉冲的边缘相关的磁场线，从而测试的几何方法的基础上测量的脉冲宽度在最低的强度水平。我们证明了Blaskiewicz等人（1991）提出的另一种相对论方法提供了与脉冲轮廓外边缘相关的发射高度的上限。将这些极限与用几何方法确定的高度进行比较，可以用来探测脉冲星磁层中磁场旋转畸变和折射效应的重要性。我们提供了一个全面的讨论相对论方法中使用的假设。
2004-02-21 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
VLTI observations of AGB stars
我们报告了最近的观测AGB星获得的VLT干涉仪（VLTI）。我们说明在一般的干涉测量研究恒星大气和拱星信封的潜力，并特别展示了协调的多波长方法，包括近/中红外以及无线电干涉测量的优势。我们报告的非Mira和Mira变星巨星的大气结构的研究。我们已经使用VLTI观测的近红外和中红外恒星的大小和同时VLBA观测的SiO脉泽发射。到目前为止，该项目包括对Mira星S Ori和RR Aql以及超巨星AH Sco的研究。我们的第一个时代的S Ori测量的结果最近已经出版，主要结果在这里进行审查。发现S Ori脉泽环的平均距离约为2个恒星半径，这一结果实际上是没有通常的不确定性的内在比较观测的变星广泛分离的时间和恒星相位。我们讨论了我们最近的S Ori，RR Aql和AH Sco观测的状态，并对我们的项目的继续提出了展望。
2005-05-12 astro-ph
The survival of 205Pb in intermediate-mass AGB stars
现已灭绝的205 Pb是一种纯s过程放射性核素（t_{1/2} = 1.5x10^7 y），可能具有重要的宇宙化学意义。作为对Yokoi等人（1985）进行的205 Pb-205 Tl对的核物理和天体物理方面的详细理论研究以及Arnould等人（1997）最近对Wolf-Rayet星中205 Pb产生的计算的必要补充，本文第一次详细讨论了这种放射性核素在热脉冲AGB星中的生存问题。由于能够产生或破坏205 Pb的弱相互作用过程的速率对温度和密度的高敏感性，使得该问题变得困难。考虑到这种敏感性，必须求助于详细的恒星模型。借助一些简化的假设，特别是关于第三种疏浚特征的假设，其中一些假设本文将205 Pb的浓度（如深度）作为自由参数，预测了三颗中等质量恒星在12个脉冲后的脉冲-脉冲间周期结束时的表面205 Pb污染（M= 3M_sun，Z =0.02; M= 6M_sun，Z =0.02; M= 3M_sun，Z =0.001）。得出的结论是，一个显着的205铅表面富集的机会可能会增加与M对于一个给定的Z，或增加与Z减少对于一个给定的M。更具体地说，至少在所考虑的脉冲之后，在Z=0.02的3M_sun恒星中的富集似乎是相当不可能的，而在其他两颗所考虑的恒星中似乎更有可能。此外，还推测（3M_su，Z =0.02）星可能在比本文所考虑的脉冲更晚的脉冲之后经历205 Pb的富集。
1997-11-04 astro-ph
Determining neutrino absorption spectra at Ultra-High Energies
超高能中微子流量测量的一个非常有效的方法是通过探测月壤中粒子簇射发射的无线电波。在现代射电望远镜可以测量的100-200 MHz频带中的无线电波达到最高接受度。在这项工作中，我们调查的灵敏度，这种检测方法的结构在UHE中微子光谱所造成的低能量遗迹反中微子背景通过Z-玻色子共振吸收。吸收峰的位置对中微子质量和源的红移敏感。新一代的低频数字射电望远镜将为测量这些无线电脉冲提供出色的探测能力，因此我们在这里的审议非常及时。
2008-04-16 astro-ph
Radio interferometric observations of candidate water-maser-emitting planetary nebulae
我们提出了甚大阵（VLA）的观测H2O和OH脉泽，以及无线电连续辐射在1.3和18厘米向三个源以前编目为行星状星云（PNe），其中H2O脉泽的单碟探测已报告：IRAS 17443-2949，IRAS 17580-3111，和IRAS 18061-2505。我们的目标是明确地确认它们作为发射水脉泽的PNE的性质，这是一类以前只知道两个真正成员的物体。我们探测到并绘制了这三个源的H2O脉泽发射图，而在IRAS 17443-2949和IRAS 17580-3111以及观测场中的另外两个天体IRAS 17442-2942（性质未知）和IRAS 17579-3121（也被编目为可能的PN）中探测到OH脉泽发射。我们发现射电连续辐射只与IRAS 18061-2505有关。我们的结果证实IRAS 18061-2505是第三个已知的与H2O脉泽发射有关的PN。三个已知的水脉泽发射PNe有明确的双极形态，这表明，在这些对象中的水脉泽发射是有关的非球形的质量损失情节。我们推测，这些双极PNE将有“喷泉”渐近巨星分支（AGB）和后AGB星作为它们的前身。对于根据单碟观测而被归类为OH PNe的其他天体（既有OH脉泽又有射电连续辐射的天体，可能是非常年轻的PNe），要提出警告，因为OH脉泽和连续辐射的干涉测量数据对于正确识别这一类的成员是必要的。
2008-03-11 astro-ph
Spitzer/IRS spectroscopy of high mass precursors to planetary nebulae
我们提出了斯皮策/IRS观测的一个小样本的严重模糊的IRAS源显示的红外和OH脉泽发射特性的OH/IR星的渐近巨星分支（AGB），但也无线电连续发射典型的电离行星状星云（PNE），所谓的OHPNE。我们的观测结果表明，它们的中红外光谱主要由同时存在的强而宽的无定形硅酸盐吸收功能连同结晶硅酸盐功能，起源于它们的富O拱壳。在观测到的五个源中，其中三个在红外波长处明显是不变的，证实了它们在AGB之后的状态，而剩下的两个仍然显示出强烈的光度波动，可能仍然没有离开AGB。样本中的一个不可变源IRAS 17393 - 2727在12.8微米处显示出强烈的[Ne II]星云发射，表明其中心区域的电离已经开始。这表明从AGB到PN阶段的快速演变。我们建议，这些严重模糊的OHPNe代表人口的高质量前体PNE在我们的银河系。
2007-07-29 astro-ph
Mass loss and yield uncertainty in low-mass asymptotic giant branch stars
我们调查的不确定性表面的丰度和产量的渐近巨星分支（AGB）星。我们应用三种不同的质量损失法的1.5太阳质量恒星的金属量Z=0.008开始的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段。有效的第三次挖掘发现，即使在非常低的包络质量，与其他进化代码与以前的模拟。我们发现，碳的产率是不确定的约15%，对于大多数其他轻元素的产率是不确定的，在20- 80%的水平。对于铁族元素，不确定性从丰度较高的物种的30%左右变化到丰度较低的放射性物种（如铁-60）的两倍以上。由于模型后期不同包层质量中疏浚物质的稀释，AGB后该质量和金属丰度的表面丰度更加不确定。我们的结果进行了比较，已知的行星状星云（PN）和后AGB丰度。我们发现，这些模型大多与观测结果一致，但我们无法重现某些同位素的观测结果。
2006-11-30 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
Reaction rate uncertainties and 26Al in AGB silicon carbide stardust
星尘是一种前太阳颗粒，每一种都是理想的未受污染的恒星样本。主流碳化硅（SiC）星尘形成于富碳渐近巨星分支（AGB）恒星的扩展包层中，并包含放射性核26 Al作为微量元素。本文的目的是详细分析核不确定性的影响，特别是高达四个数量级的大不确定性有关的26 Al_g+（p，γ）27 Si反应速率，在AGB星的生产26铝和比较模型预测的SiC星尘颗粒的实验室分析获得的数据。还简要讨论了恒星的不确定性。我们使用一个详细的核合成后处理程序来计算不同质量（M = 1.75，3和5 Msun）和金属丰度（Z = 0.02，0.012和0.008）的AGB星表面的26 Al/27 Al比值。对于26 Al_g（p，gamma）27 Si反应速率的下限和推荐值，预测的26 Al/27 Al比复制了在SiC晶粒中测量的26 Al/27 Al比范围的上限值。相反，对于26 Al_g（p，γ）27 Si反应速率的上限，预测的26 Al/27 Al比低约100倍，并且低于在SiC晶粒中观察到的范围。当考虑不同的质量和金属丰度的模型时，在恒星SiC晶粒中测量的26 Al/27 Al比率的一个数量级以上的扩展是不可复制的。我们提出了两种方案来解释在主流SiC中观察到的26 Al/27 Al比率的扩散，这取决于26 Al_g +p反应速率的选择。一个涉及不同的星尘形成时间，另一个涉及额外的混合过程。在未来的核实验中…
2007-12-21 astro-ph
Determining the Hubble Constant from Ryle Telescope observations
本文描述了利用赖尔望远镜（RT）对星系团的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的干涉观测和对星系团X射线辐射的观测来测量哈勃常数的算法。我们分析了在这种方法中的误差预算：以及无线电和X射线的随机误差，我们认为在集群气体的聚集和温度差的影响，的动力学SZ效应，在无线电波长的韧致辐射发射，背景射电源的引力透镜和主要的校准误差。利用Abell 1413星团的RT、ASCA和ROSAT观测资料，我们发现随机误差大于系统误差，并估计了H_0 = 57^{+23}_{-16} km/s/Mpc（1-sigma误差）。
2001-03-09 astro-ph
New optical and near-infrared Surface Brightness Fluctuations models. A primary distance indicator ranging from Globular Clusters to distant galaxies?
我们提出了新的理论模型，表面亮度波动（SBF）的光学和近红外波段的标准地基和哈勃空间望远镜过滤系统。采用简单的恒星布居模拟。模型覆盖的年龄和金属量范围分别从$t=5$到$15~Gyr$和从$Z=0.0001$到0.04。讨论了初始质量函数和恒星色温关系的变化对系统的影响。特别注意的是非常明亮的恒星的颜色星等图，并调查沿红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）的质量损失的影响。研究发现，$U$和$B$波段的SBF振幅对水平支和Post-AGB星群的形态有很强的诊断作用。我们指出，沿着RGB和AGB的质量损失过程的仔细治疗是确定可靠的SBF评估的基础。SBF的测量是用来给强大的约束AGB星的演化，这表明AGB星的质量损失活动应该是两倍以上的RGB星的效率。我们的模型能够再现银河系球状星团和星系的绝对SBF星等，以及它们的综合颜色。提供了$V$、$R$、$I$和$K$测光滤光片中绝对SBF星等的新刻度，这些星等看起来足够可靠，可以绕过其他距离指示器直接测量距离。SBF技术也被用来作为恒星人口示踪剂，以获得已知距离的星系的选定样本的年龄和金属丰度。最后，{ \it SBF颜色}与{ \it集成颜色}图提出了特别有用的删除众所周知的{ \it年龄金属丰度简并度}影响我们的知识的远程恒星系统。
2003-03-14 astro-ph
Determining the Fraction of Intrinsic CIV Absorption in Quasi-Stellar Object Absorption Line Systems
我们提出的研究结果的类星体吸收线系统（QSOALSs）的内在类星体属性使用更新的目录中的数据在文献中。我们已经搜索了文献6和20厘米射电通量密度，并研究了20厘米的地图，从第一VLA调查，以比较的吸收特性与射电光度，射电光谱指数和射电形态。这项工作特别侧重于CIV类星体的性质和它们在速度空间中的分布，根据类星体的内在属性。我们发现，相对速度超过5000 km/s的窄CIV吸收系统的分布不仅依赖于类星体的光学光度，而且依赖于类星体的射电光度、射电谱指数和射电形态。这些观测结果显然与这些系统完全是由于居间星系的假设不一致，而且似乎居间系统（从5000到75000 km/s）被类星体环境固有的系统污染的程度比预期的要大得多。我们强调需要真正均匀和公正的调查QSOALS确认这些结果从我们的非均匀数据集。
1999-02-11 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
ATCA observations of the very young Planetary Nebula SAO 244567
来自最年轻的行星状星云SAO 244567的射电辐射，已被澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）绘制成1384、2368、4800、8640、16832和18752 MHz的图像。这些观测构成了对这个非常有趣的物体的第一次详细的无线电研究，因为它们使我们能够获得源的整体无线电形态，并首次计算毫米范围内的无线电频谱。无线电发射与风状壳的自由-自由一致，这也是HST图像显示的大部分[OIII]来自的区域。射电星云和中心恒星的物理参数都被导出，所有这些都与SAO 244567是一个非常年轻的行星状星云，仍然嵌入在AGB阶段的尘埃残骸中。与文献中的数据相比，光学薄射电通量密度似乎有所减少。即使非常吸引人，无线电发射的变化，可能与中心物体的演变有关，需要进一步调查。
2007-10-05 astro-ph
The Cosmic Crystallinity Conundrum: Clues from IRAS 17495-2534
自发现以来，宇宙结晶硅酸盐对理解尘埃的形成和演化提出了几个挑战。IRAS 17495 $-$ 2534的中红外光谱，是一颗高度模糊的富氧渐近巨星分支（AGB）恒星，是迄今为止观测到的唯一一个显示出清晰的结晶硅酸盐吸收特征的光谱源。这提供了一个前所未有的机会来测试尘埃形成的竞争假设。观测到的光谱特征表明，无论是非晶态尘埃还是晶态尘埃，其主要成分都是镁橄榄石（Mg 2 SiO 4），而不是顽火辉石（MgSiO 3）或其他硅酸盐成分。我们证实，高质量损失率应产生更多的结晶材料，并显示为什么这应该是由镁橄榄石为主。Mg 2 SiO 4玻璃的存在表明另一个因素（可能是C/O）在确定天体矿物学中是关键的。结晶度，质量损失率和初始恒星质量之间的相关性表明，只有质量最大的AGB恒星贡献了大量的晶体物质的星际介质，解决了其低结晶度的难题。
2008-09-18 astro-ph
Stellar Evolutionary Effects on the Abundances of PAH and SN-Condensed Dust in Galaxies
附近星系的光谱和光度观测显示，其中红外芳香族功能的强度之间的相关性，归因于PAH分子，和它们的金属丰度，导致这些功能在低金属丰度星系的不足。在本文中，我们认为，所观察到的相关性代表了PAH丰度与星系年龄的趋势，反映了延迟注入碳尘埃到ISM的AGB星在最后AGB阶段的演变。AGB星是星系中多环芳烃和碳尘的主要来源，只有经过数亿年的主序星演化，它们的喷出物才能再循环回星际介质。相比之下，II型超新星爆炸的大质量恒星在形成后几乎立即注入金属和尘埃。我们首先确定了多环芳烃丰度的星系通过构建详细的模型，估计在多环芳烃自由HII地区的尘埃，和多环芳烃和尘埃的光解区域，红外辐射的星系的紫外线到无线电SED。所有模型组件：星系的恒星含量、HII区的性质、电离辐射场和非电离辐射场以及尘埃丰度都受到观测到的多波长光谱的限制。在确定PAH和尘埃的丰度在35个附近的星系使用我们的SED模型，我们使用的化学演化模型表明，延迟注入的碳尘埃AGB星提供了一个自然的解释的PAH含量的依赖性与金属丰度的星系。我们还表明，较大的尘埃粒子引起的远红外辐射遵循一个明显的演化趋势密切相关的大质量恒星注入到ISM的尘埃。
2007-11-01 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
Search for gamma-ray line emission from the radioactive decay of 60Fe with SPI
INTEGRAL飞行任务的主要科学目标之一是寻找60 Fe放射性衰变产生的伽马射线谱线。铁60被认为主要产生于核心坍缩的超新星，但也有人提出其他地点，如碳爆燃超新星或中等质量的AGB星。我们目前的第一个结果，我们搜索的1173和1332 keV的γ射线线的60 Fe衰变的SPI数据的第一个任务年。到目前为止，我们只能报告通量上限，其水平由仪器背景处理中的系统不确定性决定。一旦我们更好地理解了背景的不确定性，SPI数据应该提供严格的限制在我们的银河系60 Fe核合成。
2004-04-01 astro-ph
The AGB superwind speed at low metallicity
我们提出的调查结果在1612 MHz的尘埃笼罩的AGB星和超巨星在LMC和SMC的OH脉泽发射，与Parkes射电望远镜，旨在推导出的速度的超风的双峰OH脉泽配置文件。在LMC的8个目标中，我们探测到了5个，其中3个是新的探测-在两个SMC目标中没有探测到脉泽发射。我们首次在极端红超巨星IRAS 04553-6825中探测到OH脉泽剖面的红移分量，证实了其风速被严重低估的怀疑。尽管IRAS 04407-7000的光谱有了很大的改进，它被认为是一个单峰的OH脉泽，但没有检测到互补峰。IRAS 05003-6712的新探测也是单峰的，但对于另外两个新探测，IRAS 04498-6842和IRAS 05558-7000，风速可以从它们的双峰脉泽廓线确定。已知的OH/IR星在大麦哲伦星云的完整样本进行了比较，在银河系中心的OH/IR星的样本。LMC源一般表现出明显的不对称之间的明亮的蓝移脉泽发射和较弱的红移发射，我们归因于更大的贡献放大的辐射直接来自恒星本身的LMC源都更明亮，少尘埃比他们的银河系中心的同行。我们确认OH脉泽强度是衡量尘埃（而不是气体）的质量损失率。在一个给定的光度或脉动周期，在大麦哲伦星系源的风速低于在银河系中心的来源，和观察到的趋势确认简单的辐射驱动风理论，如果尘埃与气体的比例近似成正比的金属丰度。
2004-10-05 astro-ph
A precessing jet model for the PN K 3-35: simulated radio-continuum emission
用自适应网格程序yguazu-a对射电连续谱图像中观测到的行星状星云（PN）K 3-35的双极形态进行了三维流体动力学模拟。我们发现，考虑到在致密的AGB拱星介质中演化的旋进喷流，由质量损失率\dot{M}_{csm} = 5 × 10 ^{-5} M_{\odot} /yr和终极速度v_{w} =10 km/s给出，可以再现观测到的PN形态。合成热无线电连续映射生成的数值结果为几个频率。将模拟得到的地图和总通量与观测结果进行比较，我们发现一个旋进密集喷流的模型，其中每个喷流以\dot{M}_j = 2.8 × 10 ^{-4} { M_{\odot} /yr（相当于密度为8 × 10 ^{4} {cm}^{-3}，速度为1500 km/s，岁差周期为100年，半孔径岁差角为20度，与观测结果吻合得很好。
2007-10-20 astro-ph
Rubidium-Rich Asymptotic Giant Branch Stars
关于AGB星中丰中子元素核合成的一个长期争论的问题是中子源的确定。我们报告了银河系中的中等质量（4到8个太阳质量）AGB恒星，它们富含铷，这是由于长寿命放射性同位素87 Rb的过量生产，正如40年前理论上预测的那样。这是一个直接的观测证据，证明22 Ne（alpha，n）25 Mg反应是这些恒星的主要中子源。这些恒星挑战了我们对中等质量恒星演化后期阶段的理解，并将促进早期太阳星云中高度可变的Rb/Sr环境。
2006-11-09 astro-ph
Mass loss rates of a sample of irregular and semiregular M-type AGB-variables
我们已经确定了69 M型不规则（IRV; 22个对象）和半规则（SRV; 47个对象）AGB变量使用辐射转移代码来模拟他们的拱星CO无线电线发射的样本的质量损失率和气体膨胀速度。我们相信这个样本是这种类型的质量损失恒星的代表。（分子氢）质量损失率分布的中位数为每年2.0E-7太阳质量。质量损失率超过5E-7太阳质量/年的M型IRV和SRVs肯定是非常罕见的，在这些质量损失的恒星中，质量损失率低于几个10 E-8太阳质量/年的源数量肯定很少。我们没有发现显着差异的IRV和SRVs在其质量损失特性。在SRVs中，质量损失率显示不依赖于周期。同样，质量损失率与恒星温度也没有相关性。气体膨胀速度分布的中值为7.0 km/s。质量损失率和气体膨胀速度相关性很好，结果与光学薄，灰尘驱动的风的理论预测一致。在一般情况下，该模型产生的线轮廓，可以接受地适合观察到的。我们比较了这个M-星样品的结果与以同样方式分析的类似C-星样品。两种样品的质量损失率特征非常相似。相反，气体膨胀速度分布明显不同。特别是，低速源的数量在M星样本中要高得多。我们没有发现明显的双峰CO线轮廓的例子，这是一个大的，分离的CO壳层的证据，在M星。大约10%的C星显示出这种现象。
2002-06-11 astro-ph
Radio and Infrared observations of Transition Objects
观测从准行星状星云（PN）过渡到年轻行星状星云（PN）的天体，当中央恒星辐射开始激发包层时，可以帮助我们了解星周喷出物的演化及其形成机制。在我们的项目中，我们选择了一个热的后AGB恒星作为过渡阶段的候选者。无线电观测已经导致在大约一半的目标中检测到来自电离壳层的自由-自由辐射，为我们提供了电离和非电离过渡物体的两个子样本。我们现在正在斯皮策太空望远镜上使用IRAC和IRS来确定是否存在扩展发射（IRAC）并研究我们的目标化学（IRS）。特别是，通过比较两个子样本的光谱，IRS的观测将使我们能够检查电离锋的存在如何影响星周包络。IRAC的测量，结合以前的文献中，将给我们的信息的范围和物理条件的尘埃成分。
2007-08-30 astro-ph
A search for very young Planetary Nebulae
尽管有许多努力，从渐近巨星分支（AGB）恒星到行星状星云（PN）的转变是恒星演化的一个知之甚少的阶段。因此，我们进行了干涉（VLA）无线电观测的样本热后AGB星，选择的基础上，他们的光学和红外特性。在观察到的16个来源中，有10个来源被发现。这表明我们的大多数目标都被电离已经开始的星云所包围。这明确地确定了所选来源的演化状态，并为我们提供了非常年轻的行星状星云（yPNe）的独特样本。与另一个yPNe样本的比较证实了我们的工作假设，即我们的目标确实非常年轻，可能只是在向PN过渡。发现过渡天体是非常重要的，因为它们可以为更好地理解恒星演化的这一重要阶段提供独特的线索。
2004-09-14 astro-ph
Modulations in the radio light curve of the Type IIb Supernova 2001ig: Evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?
我们描述了NGC 7424中SN 2001 ig的射电演化，来自澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）和甚大阵列（VLA）700天的多频监测。我们发现，从标准的“迷你壳”模型的无线电光变曲线在每个频率的偏差是一致的，在拱星介质（CSM）的密度调制，这似乎是复发的周期近150天。一种可能性是，这是由于AGB恒星祖先的热脉冲造成的质量损失增加。然而，更有可能的情况是，它的前身是一颗沃尔夫-拉叶星，它的恒星风与一颗巨大的热伴星在一个偏心的100天轨道上发生碰撞，导致CSM物质在所需的时间和空间尺度上定期积累。最近在沃尔夫-拉叶双星系统中观测到的“尘埃风车”为这个模型提供了可信度。由于这样的双星系统也被认为提供了使沃尔夫-拉叶星出现Ib/c型超新星事件而不是II型超新星事件的必要条件，SN 2001 ig的这些射电观测可能提供了将Ib/c型SNe与IIb型事件，甚至某些类型的伽马射线暴联系起来的关键。
2004-01-08 astro-ph
Determining the Magnetic Field Orientation of Coronal Mass Ejections from Faraday Rotation
描述了一种利用法拉第旋转测量日冕物质抛射（CME）磁场方向的方法。两个基本的FR轮廓，高斯形与一个单一的极性或“N”状与极性反转，产生的无线电源被一个移动的通量绳，取决于它的方向掩盖。这些曲线与太阳神的观测结果一致，为日冕物质抛射的磁绳几何提供了证据。许多背景射电源可以将FR中的CME映射到天空中。我们用一个简单的磁绳证明了磁绳到达地球前2-3天可以确定磁绳的磁场方向和螺旋度，这对空间天气预报是至关重要的。全球磁流体动力学（MHD）模拟的CME在背景日光层的基础上的FR计算表明，FR映射也可以解决CME的几何形状弯曲回太阳。我们讨论的方法使用的数据从Mileura宽场阵列（MWA）的实现。
2007-05-18 astro-ph
The carbon star IRAS 15194-5115: Circumstellar CO radio and FIR rotational lines
我们模拟了从红外亮碳星IRAS 15194-5115的拱星包层获得的12^CO和13^CO的射电和远红外旋转线。在12^CO和13^CO的基态振动中，分别有11条J = 1 - 0和21-20之间的转动线和9条J=1-0和22-21之间的转动线提供了观测约束。具有恒定质量损失率（1 × 10^-5 Msun/年）和12 ^CO/13^CO比值（5.5）的星周包层模型与我们观测到的远红外和射电数据一致，表明风特征在过去几千年中没有发生显著变化。因此，IRAS 15194-5115似乎是一颗高度演化的AGB星，但碳星的性质加上推断的低12 ^C/13^C比率使得这颗恒星的演化状态不确定。它可能是一颗12 ^C/13^C比率一直很低的J星，或者它可能是一颗5到8太阳质量的恒星，最近由于热的底部燃烧的淬灭而成为一颗碳星。尘埃的性质或尘埃的相对数量似乎与众所周知的碳星IRC+10 216的尘埃性质或尘埃的相对数量不同。
1999-03-23 astro-ph
Single Dish Calibration Techniques at Radio Wavelengths
校准望远镜数据是观测者面临的最重要的问题之一。在这一章中，我们描述了一些通常用于校准射电望远镜数据在厘米波长制度的方法。这包括在确定望远镜的温度和增益时经常使用的各种方法的讨论，以及可能遇到的一些更常见的困难。
2002-02-28 astro-ph
Determining the equation of state of dark energy from angular size of compact radio sources and X-ray gas mass fraction of galaxy clusters
利用Gurvits，Kellermann和Frey（1999）编制的高z毫角秒致密射电源角尺寸的最新测量结果和Allen等人发表的星系团X射线气体质量分数，对银河系的X射线气体质量分数进行了计算。（2002，2003），我们探讨了它们在暗能量状态方程omega_x = p_x/rho_x上的界限，它的存在被各种宇宙学观测所一致地暗示。我们放松了通常的约束omega_x >=-1，并发现将两个数据库组合会产生omega_x的一个非平凡下界。在宇宙平坦的假设下，在95.4%的置信水平下，我们得到了一个界-2.22 < omega_x < -0.62。95.4%的置信区间为-1 =< omega_x < -0.60 when the constraint omega_x >= -1。
2004-01-08 astro-ph gr-qc hep-ph
Nucleosynthesis and Gamma Ray-Line Astronomy
电磁波谱中能量最高的部分，承载着宇宙中原子核合成的最纯粹的线索。放射性物质在恒星环境中合成并被喷射到星际介质中，其衰变产生特定的伽马射线线。到目前为止收集到的观测结果显示，在整个银盘、年轻超新星遗迹（Cas A、船帆座）和附近的河外超新星（SN 1987 A、SN 1991 T和SN 1998 bu）中存在放射性活动的证据，这些放射性活动以特定的伽马射线线的形式出现，分别来自26 Al、44 Ti和56 Co的放射性衰变。讨论了放射性核的热核合成的各种天体物理学场所：AGB和沃尔夫-拉叶星、新星、Ia型和II型超新星。快速粒子的核激发也产生伽马射线线，这些射线线已经在太阳耀斑中被非常详细地观察到，更假设的是，从活跃的恒星形成区域，那里有大量的超新星和WR星。本文综述了这一非热过程及其核合成结果。由e+ + e-湮灭产生的511 keV谱线也提供了关于爆炸性核合成以及正电子湮灭的星际介质性质的重要信息。INTEGRAL是专门用于高分辨率核谱学的主要飞行任务，应能在这一领域取得重要进展。
1999-02-04 astro-ph
The Evolution of NGC 7027 at Radio Frequencies: A New Determination of the Distance and Core Mass
我们提出了一个为期25年的计划，以监测行星状星云NGC 7027的无线电通量的演变的结果。我们发现显着的频谱通量密度的演变。在1465 MHz处，星云的光学厚度较大，其通量密度以每年0.251+-0.015%的速度增加，这是由电离星云的膨胀造成的。在发射光很薄的频率下，光谱通量密度以每年-0.145+-0.005%的速度变化，这是由来自中央恒星的电离光子数量减少引起的。导出的距离为980 ± 100 pc。通过对观测到的变化拟合后AGB演化的内插模型，我们发现在25年的监测期内，恒星温度增加了3900 ± 900 K，恒星辐射光度降低了1.75 ± 0.38%.采用Bloecker恒星演化模型，我们得到一个与距离无关的恒星质量为0.655+-0.01太阳质量，或者当使用Vassiliadis & Wood模型时，可能会提供更好的拟合，大约高出0.04太阳质量。一个多云的光电离模型被用来同时拟合所有频率下的所有历元。射电通量密度预测值和观测值之间的差异显示出一些与时间无关的残差，通常为1%。一个可能的解释是在Baars等人的无线电通量尺度的不准确性。我们提出了一个调整的初级无线电通量校准器3C 286的通量密度尺度，基于多云模型的NGC 7027。我们还计算了精确的通量密度NGC 7027在VLA使用的所有标准连续带，以及一些新的30 GHz的实验。
2008-01-22 astro-ph
