The fluorine abundance in a Galactic Bulge AGB star measured from CRIRES spectra
我们目前的测量氟丰度在银河系膨胀渐近巨星分支（AGB）的明星。测量是使用高分辨率K波段光谱进行的，该光谱是由最近安装在ESO VLT的CRIRES光谱仪获得的，同时还使用了最先进的模型大气和合成光谱。这是第一次在银河系膨胀恒星中测量氟丰度，也是第三颗富氧AGB恒星中为数不多的此类测量之一。F丰度被发现接近太阳的值，按比例缩小到恒星的金属丰度，并与这里研究的膨胀巨星相当的盘巨星一致。测量是天体物理学的兴趣，也因为恒星的质量可以相当准确地估计（$1.4 \lesssim M/\mathrm{M}_{\sun} \lesssim 2.0$）。AGB核合成模型预测只有一个非常温和的富集F在这样的低质量AGB星。因此，我们认为，在研究的恒星中发现的氟丰度是代表恒星的出生云，氟必须在一个类似的水平，在凸起和磁盘。
2008-04-25 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
ISO Mid-Infrared Spectroscopy of Galactic Bulge AGB Stars
为了研究Bulge AGB星的性质，特别是它们的星周尘埃，我们分析了用ISOCAM CVF光谱仪在三个Bulge区域获得的中红外光谱。ISOCAM 5-16.5微米CVF光谱是作为ISOGAL内星系红外巡天的一部分获得的。对每种情况下的10微米灰尘特征的形状进行分类。使用辐射转移模型模拟各个源的光谱。在建模中使用了无定形硅酸盐和氧化铝粉尘的不同组合。光谱获得了29个来源，其中26个可能是凸出AGB星。我们的模型显示，恒星遭受的质量损失率在10^{-8} - 5 x 10^{-7} Msun / yr的范围内，这是在热脉冲AGB上经历的质量损失率的低端。光度范围在1，700至7，700 Lsun之间，与预期的最小值为1.5 - 2 Msun的AGB星群一致。在低质量损失率恒星中，尘埃成分主要是Al_2O_3颗粒，这与凝聚序列假设相一致。
2006-09-13 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
OH-selected AGB and post-AGB stellar objects II.Blue versus red evolution off the AGB
使用对象中发现的星系平面在1612 MHz的OH线的系统调查，我们详细讨论了两个“序列”后AGB的演变，红色和蓝色。我们认为，红色和蓝色组分开的初始质量在4 Msun，基于演化序列关闭颜色，光谱能量分布，外流速度和scaleheight。高质量（蓝色）的物体可能有较早的AGB终止。低质量（红色）物体经历非常突然的红化，其IRAS颜色为R21 \sim 1.2;这些源在AGB终止时必须经历非常相似的过程。过渡色对应于1.7Msun的平均初始质量。IRAS-MSX组合的颜色证明是一种非常敏感的工具，可以区分质量较低的早期后AGB物体与仍在AGB上的来源，也可以区分更进化的后AGB物体与恒星形成区域。高质量的蓝色物体可能是双极行星状星云的前身，而低质量的红色物体将演变为椭圆行星状星云。
2002-02-08 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
SiO Maser Survey of the Inner Bar of the Galactic Bulge
我们在43 GHz SiOJ =1- 0 v=1和2脉泽谱线上测量了银河系中心7 × 2度区域内的291个MSX/2 MASS红外天体，获得了163个探测天体的精确径向速度。调查区域是由于高源密度污染而导致IRAS目录不完整的区域。本MSX/2 MASS样品中的物体被选择为具有与先前基于颜色选择的IRAS源的SiO脉泽调查样品相似的红外特性。基于2 MASS星表的采样由于星际尘埃的严重遮蔽而导致对隆起前部天体的偏差;探测结果相当程度地偏向于V_{lsr} <0的一侧。l-v图揭示了两个显著的特征，这在以前的研究中是不存在的或脆弱的：一个特征表明线速度随经度增加，|l| <1.5度，这可能与内杆有关，另一个特征具有比正常x_1轨道族特征大得多的偏心速度。修正后的K星等（如果用作距离模数）倾向于显示这些物体沿着朝向银河系中心的视线的顺序沉积，这取决于它们的径向速度。在距离测量中出现的趋势与利用杆势中的周期轨道族的凸杆动力学模型是一致的。
2006-05-09 astro-ph
Mira variables in the Galactic bulge with OGLE-II data
我们已经从OGLE-II数据库中提取了1968个银河系隆起区的米拉变量。其中1960个与2 MASS源有关，1541个与MSX点源有关。它们的光度特性与大、小麦哲伦云中的Mira变星进行了比较。我们发现，具有星周物质的质量损失恒星会变红，使得吸收系数的颜色依赖性与星际物质的颜色依赖性相似。我们还讨论了凸起的结构。凸部米拉变星的表面数密度与COBE卫星获得的2.2微米表面亮度有很好的相关性。根据这个关系式，凸部的米拉变星总数估计约为60万颗。米拉变星的logP-K关系给出了它们的空间分布，这支持了众所周知的棒状凸起的不对称性。
2005-12-04 astro-ph
An SiO Maser Search off the Galactic Plane
我们在银道面外（|b| > 3度）的277个2 MASS/MSX/IRAS源中搜索了~ 43 GHz的SiO J=1- 0 v= 1和2脉泽谱线，共探测到119条（112条新谱线）。在新的探测中，有两个非常微弱的物体，MSX 12微米通量密度低于2 Jy。这些可能是与矮星系潮汐尾有关的富O AGB星。样本还包括中等亮度的MSX天体，位于中等高银河系纬度（3度< |b| <5度）和高纬度的IRAS间隙。一个签名的翘曲的内银河系磁盘被发现的磁盘子样本。这种翘曲在0<1 <45度和3< |b| <5度的区域中表现得相对强烈。我们还发现了一组不遵循银河系自转的恒星。这一特征出现在银河系盘的l~ 27度，并在银河系纬度上延伸超过15度，就像来自矮星系的潮汐碎片流。
2007-04-13 astro-ph
A systematic search for massive young stars in the Galaxy - the RMS survey
我们选择了红色的MSX源（RMS），具有大质量年轻恒星天体（MYSO）的颜色。我们的目标是生成一个大的，系统地选择的样本，以解决问题，如他们的光度函数，寿命，聚类和触发。其他天体，如UCHIIs、PN、PPN和AGB星也有类似的红外颜色，目前正在进行一项大型的地面跟踪观测方案，以确定并从红色MSX源的样本中消除这些颜色。其中包括无线电连续观测、运动距离、地基中红外成像、近红外成像和光谱学来区分。我们报告这些运动的3000名候选人的进展，初步迹象表明，相当大的一部分确实是大规模的YSO。
2004-04-05 astro-ph
Luminous AGB stars in nearby galaxies. A study using Virtual Observatory tools
目标。这项研究的重点是<-6.0 mag AGB stars with J-Ks>来自2 MASS数据的LMC、SMC、M31和M33中非常明亮的Mbol 1.5等和H-Ks>0.4等。方法：数据取自2 MASS全天空点源目录档案。我们使用虚拟天文台工具，并在分析的各个阶段利用其功能。结果众所周知，具有我们选择的颜色的恒星主要对应于碳星。虽然这里检测到的最明亮的AGB包含大量的碳星，但它们不包括在现有的光学领域数据目录中，因为它们被灰尘覆盖而不可见。通过比较MSX和2 MASS的近红外和中红外数据，发现10%的AGB星是以前从未探测到的明亮碳星，另外50%是OH/IR富氧星，而剩下的40%没有交叉匹配。结论.这里编制的最明亮的AGB恒星目录是对现有数据的重要补充。在大麦哲伦星系中，这些明亮的AGB星位于中心位置，而它们则集中在M31的活跃恒星形成环中。在SMC和M33中，虽然它们往往位于中心位置，但它们的数量不足以得出明确的结论。它们的光度函数对于我们研究的四个星系是相似的。
2005-10-13 astro-ph
The Brightest Stars in M32: Comparing Predictions from Spectra with the Resolved Stellar Content
本文利用1 - 4 μ m波段的宽波段和窄波段图像研究了本星系群M32中最亮的AGB星的性质。M32中心附近最亮的AGB星具有与银盘中明亮AGB星相似的峰值M_L'亮度和K-L'色，而单位可见光和近红外表面亮度的明亮AGB星密度在投影主轴距离为1 kpc处是恒定的。明亮的AGB星的J-K色分布在银河系的大部分地区与单一的AGB星群一致，其中大多数是长周期变星，具有共同的金属丰度和年龄。因此，这些数据不支持在M32中发现年龄梯度的光谱研究。M32的AGB含量与潮汐搅拌相一致。比较了M32和M31核球的恒星含量。虽然这两个星系中AGB星的K波段亮度峰值在十分之几等之内，但M32的单位积分亮度包含的AGB星比M31的外部凸起更多。
2006-10-20 astro-ph
Fluorine Abundances in the Milky Way Bulge
氟（19 F）丰度是从巴德窗中的6颗凸出红巨星样品中得出的。这些巨星的金属丰度是10倍，这是第一个定义19 F在凸起金属丰度的行为的研究。膨胀结果显示F/O随着氧的增加而增加。这一趋势与盘中发现的金属丰度相当的情况重叠，最富氧的凸起目标延伸了盘的趋势。盘中F/O的增加来自于渐近巨星分支（AGB）恒星和富金属沃尔夫-拉叶（WR）恒星通过恒星风的19 F合成。在这项研究中，最富氟的球巨星缺乏s-过程增强，这表明WR星比AGB星对球巨星中19 F的产生有更大的贡献。如果将氟的这一结果与先前发表的富含金属的球型恒星中O/Mg丰度比的总体下降相结合，则表明WR风在塑造球型恒星的化学演化中发挥了作用。本研究中的一颗恒星表现出非常低的F/O值，同时具有很大的O-丰度;这种化学混合物可以理解，如果这颗恒星是由贫金属的核心坍缩超新星富集的气体形成的，并且可能表明凸起的化学演化是不均匀的。
2008-04-08 astro-ph
Are the Bulge C-stars in the Sagittarius dwarf Galaxy ?
Azzopardi等人（1991）关于膨胀碳星的部分谜团已经解开，如果它们与人马座矮星系有关的话。在这种情况下，碳星并不像以前认为的那样富含金属，但它们的金属丰度与LMC相当，年龄在0.1到1 Gyr之间。相当一部分碳星的光度仍然比LMC的下限Mbol~-3.5要暗。类似的趋势也存在于其他矮椭球体中的碳星中，但它们没有达到像SMC中发现的Mbol~-1.4那样微弱的极限。目前，TP-AGB演化模型不能通过单星演化情景解释Mbol>-3.5的碳星的起源，即使它们在进入TP-AGB阶段后立即形成。通过二元演化进行的质量传递被认为是解释这些低光度碳星起源的一种可能方案。
1997-09-14 astro-ph
Discovery of multiple shells around V838 Monocerotis
我们报告了在喷发的变星V838 Mon周围发现的多个壳层。在IRAS和MSX图像中可以看到两个尘埃壳层，它们本身位于CO壳层中。我们重新审视了光回波，这是由最里面的尘埃壳散射产生的，推断V838 Mon的距离大于5.5 kpc。喷射出的壳层的动力学时间尺度，在银河系中的位置和推断的光度与V838 Mon是一颗低质量的AGB恒星，经历了2002年的爆发可能使该恒星进入后AGB阶段的热脉冲是一致的。然而，这种情况与（年轻且大质量的）B3 V伴星的存在不一致。
2004-07-07 astro-ph
The Stellar Content of M31's Bulge
本文利用9套相邻的HST-NICMOS相机1和2视场分析了M31中存在的恒星星族，它们的银河系中心距离从2'到20'不等。这些红外观测提供了迄今为止M31的一些最高空间分辨率的测量结果;我们的数据对M31凸起中恒星的最大光度进行了严格的限制。红巨星分支的尖端在Mbol ~-3.8处清晰可见，渐近巨星分支（AGB）的尖端延伸到Mbol ~-5。这个AGB峰值亮度比以前声称的要暗得多;通过直接比较和模拟，我们表明以前的测量受到图像混合的影响。我们确实观察到场与场之间的光度函数变化，但模拟表明，这些差异可以通过在较高的表面亮度场中混合来产生。我们的结论是，红巨星分支的隆起的M31是没有可测量的不同，从银河系的隆起。我们还发现了异常多的亮蓝色恒星（7.3颗/弧分^[2]），它们似乎是银河系的前景恒星。
2003-01-31 astro-ph
Photometry and low resolution spectroscopy of hot post-AGB candidates
我们已经获得了约翰逊U，B，V和Escherins R，I测光和低分辨率光谱的一个小样本的热后AGB的候选人。结合2 MASS的JHK数据、MSX星表的红外数据和IRAS通量，我们研究了这些恒星的光谱能量分布（SED）。用DUSTY程序计算了尘埃温度、到恒星的距离、质量损失率、尘埃包层内边界的角半径和从AGB尖端开始的动力学年龄。这些候选者也通过窄带H-α滤波器成像，以寻找中心恒星周围的星云。我们的H-α图像显示了低激发PN IRAS 17395-0841的双极形态，角度范围为2.8弧秒。IRAS 17423-1755在H-α中的双极叶的角范围为3.5角秒（东南叶）和2.2角秒（西北叶）。尘埃包层特征、低分辨率光谱和IRAS颜色表明IRAS 18313-1738与原行星状星云（PPN）HD 51585相似。IRAS 17423-1755，IRAS 18313-1738和IRAS 19127+1717的SED显示了一个温暖的尘埃成分（除了冷尘埃），这可能是由于最近和正在进行的质量损失。
2003-03-14 astro-ph
Interstellar extinction towards the inner Galactic Bulge
本文利用DENIS在J（1.2微米）和KS（2.15微米）波段的观测资料，结合计算的RGB和AGB位相等时线，绘制了银河系内隆起的消光图。该方法的不确定性主要受凸起本身的光学深度的限制。与已知的灭绝领域的比较显示出非常好的一致性。我们提出了一个灭绝地图的内部银河隆起（约。20平方（摄氏度）
1999-08-31 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
Late-type Stars in the Inner Galaxy
渐近巨星分支（AGB）星是银河系结构的良好示踪剂。它们在红外线中很明亮，因此即使在银河系最模糊的区域也能被探测到。从它们的拱星包层发出的脉泽辐射可以在整个银河系中被探测到，并以几公里/秒的精度揭示了恒星的视线速度。我们对AGB星的SiO脉泽调查能够检测到255个新的脉泽源，从而使已知的朝向银河系内部的恒星视线速度的数量增加了一倍。SiO脉泽星的光速图清楚地揭示了一个恒星星系核盘，并表明它们与棒成分有关。利用DENIS、2 MASS、ISOGAL、MSX和IRAS测光，我们可以研究脉泽星的性质，导出它们的光度和质量损失率，并确定它们是主要的变星。在从周围场的总体颜色推导消光修正时，我们也能够将近红外消光定律限制在银河系内部。
2004-07-27 astro-ph
The Galactic Distribution of Asymptotic Giant Branch Stars
研究了由IRAS颜色和变率指数选出的约10，000颗AGB星的银河系分布。到每颗恒星的距离是通过假设一个狭窄的光度函数和模型导出的热辐射校正来估计的。AGB星的特征光度L_AGB是根据最高数密度必须与银河系核球重合的条件确定的。假设球核距离为8 kpc，我们确定L_AGB ~ 3, 500 Lo，这与利用HIPPARCOS数据得到的附近AGB星的值非常一致。我们发现，有不同的IRAS颜色的AGB星的银河系分布没有统计上的显着差异，这意味着一个普遍的密度分布。这种分布的直接测定表明，它在径向R和垂直z方向上是可分离的。在银道面附近，AGB星的数密度可用指数函数很好地描述，其垂直尺度高度为300 pc。在径向上，AGB星的数密度在R ~ 5 kpc范围内是常数，然后以1.6kpc的标度长度呈指数下降.这种下降延伸到至少12 kpc，其中样品变得太小。整体标准化意味着银河系中大约有20万颗AGB恒星。我们估计[25]-[12]的AGB星的颜色分布的无偏体积有限的样本。通过使用颜色和质量损失率Mdot之间的模型相关变换，我们约束了Mdot的时间依赖性。结果表明，当10^-6 Mo/yr < Mdot < 10^-5 Mo/yr时，质量损失率随时间呈指数增长。我们只发现了少量的证据表明，质量损失率随着恒星质量的增加而增加。
2002-02-21 astro-ph
An occultation event in a triple post-AGB star
我们研究后AGB中心星的（双极）银河系隆起行星状星云M2 -29。我们获得了该物体的额外HST成像和SAAO光谱。这颗恒星表现出明显的，长期的掩星，随后恢复。该事件持续了近3年，第二次最低9年后。M2 -29的光度行为类似于NGC 2346中的尘埃掩星事件，并被模拟为一个环双星盘的掩星，其中双星周期为18年。衰退期间的调制显示了另一个伴星的证据，周期为23天。
2008-10-23 astro-ph
Oxygen, Sodium, Magnesium and Aluminium as tracers of the Galactic Bulge Formation
本文研究了星系核球中红巨星中轻的偶数（α-元素）和奇数原子序数元素的特殊行为，既包括核球的化学演化，也包括这些演化恒星中可能的深混合机制。利用VLT上的UVES测量了13颗红团簇星和40颗红巨星支星中O、Na、Mg和Al四种轻元素的丰度，测量范围为b=-3 ° ~-12°。我们表明，由此产生的丰度模式指向化学富集为主的大质量恒星在所有金属丰度。O、Mg和Al相对于铁的比值在[Fe/H] $>-0.5$的两个银盘（薄的和厚的）上都是过剩的。因此，我们推断出银河系隆起的形成时间尺度比薄盘和厚盘都要短。用Mg代替Fe作为金属丰度的代表，我们进一步表明：（1）球星[O/Mg]比遵循并延伸到更高金属丰度的星系盘中[O/Mg]的下降趋势。(ii)[Na/Mg]比值随[Mg/H]的增加，在薄盘、厚盘和隆起处有三个不同的增加顺序。凸出的趋势是很好的代表预测的金属依赖于产量的大质量恒星，而银盘有太高的Na/Mg比在低金属丰度，指向一个额外的来源，钠从AGB星。(iii)与Na相反，球型星和盘型星之间的[Al/Mg]比似乎没有系统性差异，大质量星的理论产额与观测到的比值一致，没有留下AGB对Al贡献的空间。
2006-10-12 astro-ph
Photometric Variability Among the Brightest Asymptotic Giant Branch Stars Near the Center of M32
利用双子座北星ALTAIR+NIRI获得的0.1角秒角分辨率的深K'像，研究了M32中心区域最亮的渐近巨星支（AGB）恒星的光度变化。通过与Davidge等（2000，ApJ，545，L89）讨论的K波段亮度数据的比较，我们得出结论：（1）M32中心附近至少60%的明亮AGB星是光度变化的，（2）光度变化的幅度与银河核球中的长周期变星相似。我们没有找到证据，人口的大振幅变量，如在银河系隆起的IRAS检测。这里讨论的技术可能会被证明是有用的进行初步侦察的光度变化之间的AGB恒星的球状体中的室女星系团和超越，所需的长曝光时间可能会限制观测到只有几个时代。
2004-04-23 astro-ph
Infrared Photometry and Evolution of Mass-Losing AGB Stars I. Carbon Stars Revisited
作为银河系渐近巨星分支（AGB）星在红外（IR）波长的再分析的一部分，我们讨论了一个样本（357）的碳星的质量损失率，近红外测光和距离估计存在。对于252个源，我们收集了MSX（6C）和ISO-SWS目录中的中红外通量。大多数恒星的光谱能量分布可达21微米，有些（1/3）可达45微米。这种宽的波长覆盖范围使我们能够获得可靠的辐射热量值。我们的样本的性质进行了讨论，重点是约70颗恒星的天体测量距离。我们发现，中红外通量是至关重要的估计星等的恒星与尘埃信封。我们构建HR图，并表明，光度同意相当不错的模型预测的基础上的史瓦西准则，相反，在文献中广泛争论。C星的亮度问题似乎不存在。从米拉和半正则C-变量的相对数量，我们认为，这些类之间的开关是不太可能连接到热脉冲。这两个种群的相关性随着进化而变化，Miras在最后阶段占主导地位。我们还分析了质量损失率，这增加了亮度，但与传播，可能是由于依赖于一些参数（如不同的恒星质量和不同的机制驱动恒星风）。相反，质量损失率很好地监测红外颜色，特别是如果扩展到20微米及以上，其中AGB信封表现得像黑体。根据这些颜色讨论了各类C星的演化状况。
2005-09-24 astro-ph
Near-IR spectra of ISOGAL sources in the Inner Galactic Bulge
在这项工作中，我们提出了近红外光谱（HK波段）的107个源的样品中红外过量在7和15 $\rm μ$米在ISOGAL调查期间检测到。利用Schultheis等人（1999）的DENIS星际消光图，我们推导出了光度，发现$\rm M_{bol}$与~ $\rm ^{12}CO$和$\rm M_{bol} vs. H_{2}O$图是识别超巨星、AGB星、巨星和年轻恒星天体的有力工具。我们的大部分样本是AGB星（约80%），同时我们发现了4个好的超巨星候选者，9个年轻的恒星对象和12个RGB候选者。我们使用了Jeong等人（2002）基于最近对AGB星尘埃形成的理论模型的最新$\rm K_{0}-[15]$关系来确定质量损失率。然而，质量损失率的不确定性相当大。超巨星的质量损失率与太阳附近的质量损失率相当，而长周期变星的质量损失范围从$\rm -5 < log \dot{\it{M}} < -7$。红巨星候选者位于质量损失率范围的低端，介于$\rm -6.5 < log \dot{\it{M}} < -9$之间。我们使用2.3 $\rm μm$处CO带头的等效宽度、NaI双峰和CaI三重峰，使用Ram 'ırez等人（\cite{Ramirez2000}）的关系式来估计金属丰度。ISOGAL天体的金属丰度分布显示，平均[Fe/H] $\sim$为-0.25 dex，$\rm \pm 0.…
2003-03-27 astro-ph
Young Stars in the Camelopardalis Dust and Molecular Clouds. II. Infrared Objects
利用从2 MASS、IRAS和MSX数据库中提取的红外测光数据，从银河系Camelopardalis段的约200万颗恒星中选择了142个疑似年轻恒星天体（YSO），这些恒星位于银河系经度132-158度，纬度pm 12度。根据CO云的径向速度，这些天体归属于距离太阳150- 300 pc、900 pc和2.2kpc的三个分子和尘埃云层。这些天体聚集成尘埃和分子云，并表现出极大的红变（A_V高达25等），这可能是由前景云和拱星包层或圆盘中的尘埃造成的。在J-H vs. H-K图中，这些天体位于金牛座T变星的本征线上方，大致沿着黑体线。在已确定的天体中，存在一些已知的YSO，包括经过充分研究的大质量天体GL 490。700 nm和100 mum之间的光谱能量分布表明，这些物体可能是I，II和III类的YSO。然而，我们不排除一小部分的对象，特别是那些没有红外天文望远镜和MSX测光，可能是无法识别的严重变红的OB-星，晚型AGB星，甚至星系的可能性。
2008-03-17 astro-ph
Recent star formation in the inner Galactic Bulge seen by ISOGAL. I - Classification of bright mid-IR sources in a test field
内容：银河系中心区域的恒星星族知之甚少，因为这个方向的视消光很高，而且源密度很大。目的：利用最近的红外巡天研究该区域的尘埃星体。方法：作为ISOGAL测量的一部分，我们分析了在7和15微米处观察到的以（l，b）=（-0.27，-0.06）为中心的20 × 20弧分^2视场的内容。这些ISO观测结果在灵敏度和空间分辨率方面比IRAS观测结果好一个数量级以上。这些来源与其他目录交叉关联，以识别各种类型的对象。然后，我们得出的标准，以区分年轻的对象后主序星。结果：我们发现，大约50个年轻的恒星物体和超紧凑的HII区域的样本出现，出人口的演化AGB恒星。我们证明了ISOGAL星表中出现的源的颜色和空间范围，可能在21微米处补充MSX测光，可以用来确定在15微米（或[15] < 4.5等）处亮度超过300 mJy的ISOGAL源是年轻天体还是晚期演化恒星。
2006-03-21 astro-ph
AGB variables in Baade's windows
在这项工作中，一个发光的M-型巨星在Baade的窗口朝向内银河系隆起的样品进行了研究，在近红外。在7和15微米的ISOGAL调查提供了关于这些恒星的质量损失率的信息，它们的变化特征已从CANOO数据库中提取出来。大多数已知的是半正则变量（SRVs）。在这里，我们讨论他们的IJHK区域的颜色取决于周期和存在或不存在的质量损失，主要采用的结果从DENIS和2 MASS调查。为了将它们的颜色与太阳邻居星进行比较，已经为Lancon和Wood（2000）的分光光度图集中的物体合成了DENIS，2 MASS和ESO光度系统上的光度颜色。此外，它们还被用来预测当使用不同的测光系统观察具有强分子带的恒星时，颜色指数的差异。SRVs被发现居住在J-K，K色星等图的上端，就在Miras之下。高质量损失率与高光度有关。半规则变星的近红外颜色一般随周期增加，并且对于有显著质量损失的恒星来说是最红的。Mira变星的平均颜色，其周期开始于膨胀区的200天左右，比在此期间的半正规星要蓝，特别是在J-H，这要归功于与大振幅的深层水汽带的关联。
2001-07-19 astro-ph
From ISO to Spitzer: a new view of the AGB-PN transition phase
我们提出了一个新的分类方案之间的过渡阶段演化的渐近巨星分支（AGB）的行星状星云（PN）阶段的基础上获得的结果与ISO-SWS。随着斯皮策更好的灵敏度和更高的空间分辨率，这种分析现在可以扩展到位于银河隆起，麦哲伦云和本星系群其他星系中的大量源，提供了一个很好的机会，研究所提出的计划的有效性，在环境中没有距离尺度偏差，阻碍了观测与国际标准化组织对银河系源位于不确定的的距离.新的观测结果将被用来测试目前的演化模型，这些模型预测，作为祖星质量和金属丰度的函数，处理过的物质会被挖掘到低质量和中等质量恒星的表面。
2005-05-24 astro-ph
Stellar sources in the ISOGAL intermediate bulge fields
我们对“中间”星系核球（$|$ $l$ $|$ $<$ 2 $^\circ$，$|$ $b$ $|$ $\sim$ 1 $^\circ$ -4 $^\circ$）中的ISOGAL源进行了研究，由ISOCAM在7和15 $μm$观测。结合DENIS巡天的近红外（I，J，K $_{\rm s}$）数据，并辅以2 MASS数据，讨论了ISOGAL源的性质、光度、星际消光和质量损失率。在15颗$μm$探测到的1464个源中，有很大一部分是在RGB尖端以上的AGB星，其中一些显示出（[7]-[15]）$_{\rm 0}$和（K $_{\rm s}$ -[15]）$_{\rm 0}$的颜色过剩，这是质量损失的特征。后者，特别是（K $_{\rm s}$ -[15]）$_{\rm 0}$，提供了质量损失率的估计值，并显示其分布范围为10 $^{-8}$至10 $^{-5}$ M $_{\rm \odot}$ /年。
2003-03-06 astro-ph
Molecules and dust production in the Magellanic Clouds
我们目前的ESO/VLT光谱在2.9-4.1微米范围内的大样本的红外恒星在小麦哲伦星云（SMC），主要是碳星，大质量的富氧渐近巨星分支（AGB）的明星，和红超巨星。在AGB后天体MSX SMC 29的光谱中检测到多环芳烃（PAHs）的强烈发射。在SMC中首次在至少一个年轻恒星物体IRAS 01042-7215中检测到水冰。在演化恒星中检测到的分子带的强度和形状与大麦云云（LMC）中恒星的类似数据进行了比较。在SMC和LMC中，碳星对乙炔的吸收同样强烈，但LMC星在红外颜色和分子带的面纱中显示出更强的尘埃辐射。这表明，在碳星的分子大气中形成尘埃的过程中存在一个关键环节，它与初始金属丰度成比例。基于二次元素如钛或硅的成核种子提供了一个合理的解释。在富氧恒星中，成核种子和分子凝聚物都依赖于次要元素（特别是钛、硅和/或铝）。脉动尘埃AGB星和超巨星在大麦哲伦星系的数据被用来表明，脉动可能是驱动质量损失的关键因素，只要尘埃的形式，而不是恒星的光度。最后，我们认为，减少尘埃生产，从而减缓风的金属贫AGB星和红超巨星更有可能导致化学不均匀性和小尺度结构的星际介质。（节略）
2008-06-22 astro-ph
Mid-infrared photometry of carbon stars and perspectives for surveys in the Magellanic Clouds from Dome-C
对MSX空间红外卫星数据的初步分析似乎证实，[8.8]-[12.5]微米的颜色指数与我们银河系碳星的质量损失率有很好的相关性。将这一中红外观测标准扩展到麦哲伦云，使用小型望远镜，能够从南极高原的Dome-C进行连续观测，对于追踪当地AGB的数量和演变至关重要。
2003-11-07 astro-ph
Long Period Variables in NGC 5128: II. Near-IR properties
长周期变星在NGC 5128的明亮红巨星分支星中无处不在。大多数情况下，它们被发现比第一个上升巨星分支的尖端更亮，星等范围从K=19到K=21.5。它们的周期在155到1000天之间，K波段振幅在0.1到2等之间，是半规则变星和米拉变星的特征。我们比较的颜色，周期和振幅，这些变量与那些发现在老恒星星族像银河系球状星团和银河系凸起，以及与中年麦哲伦云长周期变量。红巨星分支（RGB）顶端以上的恒星总数在外晕区（场1）有2176颗恒星，在内晕区（场2）有6072颗恒星。通过对银河系球区、M31球区和NGC 5128晕区光度函数的比较，发现银河系球区存在着明亮的AGB星过剩，扩展到M_K ~-8.65。这些源中的绝大多数属于NGC 5128中的渐近巨星分支（AGB）种群。减去前景的银河系恒星和可能的混合，至少26%和70%的AGB恒星分别在领域1和2中是可变的。NGC 5128 LPV的平均周期为395天，平均振幅为0.77磁。短周期的Miras在2号视场中比在1号视场中多得多，表明两个视场之间的恒星星族存在差异。NGC 5128中大部分LPV的周期和振幅分布以及近红外颜色与银河系隆起变量相似。然而，约10%的低变星的周期超过500天，因此可能更大质量，因此更年轻，祖星。一些碳星候选者是根据它们的红色J-H和H-K颜色来识别的。
2003-09-12 astro-ph
The Upper Asymptotic Giant Branch of the Elliptical Galaxy Maffei 1, and Comparisons with M32 and NGC 5128
用北双子座望远镜和加拿大-法国-夏威夷望远镜上的自适应光学系统获得的深近红外图像被用来研究附近椭圆星系Maffei 1的明亮恒星内容和中心区域。在上渐近巨星分支（AGB）上演化的恒星在距离星系中心3弧分的区域内分辨。在（K，H-K）色星等图上亮巨星的轨迹与像巴德窗那样的恒星群一致，红化了E（H-K）= 0.28 +/- 0.05等，这对应于A_V = 4.5 +/- 0.8等，并且与之前根据马菲1的综合性质计算的视线消光的估计一致。AGB尖端出现在K = 20.0处，对应于M_K = -8.7，因此，马菲1的AGB尖端亮度与M32、NGC 5128、M31的凸起和Milky-Way相当。马菲1、M32和NGC 5128中明亮AGB星的近红外光度函数（LF）也非常一致，无论是在整体形状还是红外亮星相对于在可见光和红光波长占主导地位的较暗恒星的相对密度方面。我们的结论是，马菲1，NGC 5128，M32和M31的隆起中最亮的AGB星是一个古老的，富含金属的星群，而不是一个中间年龄的星群。它还表明马菲1包含一个独特的红色核，这可能是低水平核活动和/或独特的中央恒星星族的光学特征。最后，在马菲1中央700 x 700秒差距的区域，没有比球状星团LF的峰值更亮的球状星团。
2002-07-04 astro-ph
The ISOGAL field FC--01863+00035: Mid-IR interstellar extinction and stellar populations
在7 $μ$ m和15{ \rm $μ$ m}处通过ISOCAM成像进行ISOGAL测量期间，观察到以$l$ =--18.63 \degr为中心的0.35 \degr $\times$ 0.29 \degr场，$b$ =0.35 \degr。探测到648个物体，并测量了它们的亮度。通过结合近红外J和K $_{\rm S}$波段的DENIS数据，可以通过${\rm A_{K_{\rm S}}-A_7= 0.35 (A_J-A_{K_{\rm S}})}$推导出7{ \rm $μ$ m}处的消光系数，从van de Hulst-Glass（Glass 1999）的近红外消光值中得出A $_{7}$ /A $_{\it V}$ $\sim$ 0.03。沿着视线方向的消光结构可以从被识别为RGB或早期AGB星的ISOGAL源的J--K $_{\rm S}$或K $_{\rm S}$ --[7]的值中确定。A $_{\it V}$的分布范围从0到$\sim$ 45，它反映了旋臂中消光的浓度。根据它们在色星等图中的位置和与IRAS和MSX源的一些交叉识别，与Baade窗口中的低消光场的情况进行比较，讨论了物体的性质。大多数天体要么是中等质量损失率的AGB星，要么是明亮的RGB星。其中一些可能是具有高质量损失率的AGB星。此外，还有一些年轻的恒星天体（YSO）。
2003-02-20 astro-ph
A Spitzer IRS Spectral Atlas of Luminous 8 micron Sources in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个地图集斯皮策太空望远镜红外光谱仪（IRS）光谱的高度发光，紧凑的中红外光源在大麦云。根据红外颜色和8微米（MSX）通量选择了来源，这些通量表明高度演化的中到高质量恒星目前或最近的质量损失率很大。我们从中红外连续谱和光谱特征确定了星周包层的化学组成，并对恒星的光谱类型进行了分类。在60个源的样本中，我们发现了21颗红超巨星（RSG），16颗富C渐近巨星分支（AGB）星，11颗HII区，4颗可能富O AGB星，4颗银河系富O AGB星，2颗OH/IR星和2颗具有特殊红外光谱的B[e]超巨星。我们发现绝大多数AGB星（典型的红外光度~ 1.0E4L_sun）都有富C包层，而富O天体主要是L_IR ~ 1.0E5L_sun的亮RSG。我们确定恒星K波段通量密度的平均辐射热修正，发现对于碳星，辐射热修正依赖于红外颜色，而对于RSG，辐射热修正是独立的红外颜色。我们的研究结果表明，以前分类为PNe的基础上的红外颜色的对象实际上是紧凑的HII区域非常红的IRS光谱，包括强原子复合线和PAH发射功能。我们表明，在我们的样品中的IRS光谱类分离清楚地在红外颜色-颜色图，使用2 MASS数据和合成IRAC/MIPS通量来自IRS光谱的组合。在此基础上，我们建议诊断识别和分类，具有高置信度，红外发光的演化恒星和HII地区在附近的星系使用斯皮策和近红外测光。
2006-06-30 astro-ph
AGB Variables and the Mira Period-Luminosity Relation
本文重新分析了已发表的大麦云云大振幅渐近巨星分支变星的资料，建立了红外（K）周期光度关系的常数：Mk=rho[log P-2.38] + delta。发现富氧Miras的斜率为rho=-3.51+/-0.20，零点为delta=-7.15+/-0.06（如果LMC使用18.39+/-0.05的距离模量）。假设这个斜率是适用于银河系的Miras，我们讨论了这些恒星的零点使用修改后的依巴谷射电望远镜与公布的VLBI射电望远镜OH脉泽和Miras在球状星团。这导致富氧的银河系Miras的平均零点δ =-7.25+/-0.07。米拉星在银河隆起的零点与这个值没有明显的不同。富碳恒星也进行了讨论，并提供了与上述数字一致的结果，但具有更高的不确定性。在不确定性范围内，没有证据表明具有不同金属丰度的系统的周期-光度关系零点之间存在显着差异。
2008-01-29 astro-ph
Spectral classification and HR diagram for symbiotic stars in the galactic bulge
利用TiO $λλ6180, 7100 Å$和VO $λλ7865 Å$的吸收特征指数和目视比较，对银河系隆起方向观测到的45颗共生星进行了光谱类型分类。得到的有效温度与K数据一起使用，从文献中估计的巨组件的热光度，如果位于d = 8.5千秒差距。（$T_{eff}$，$L/L_{\odot}$）对与富金属中等质量恒星的演化轨迹一起绘制在HR图上。巨大的组成部分的质量似乎分散在间隔（$\sim 1.5 - \sim 4 M_{\odot}$）。D-型共生体的巨型组分似乎比S-型系统中的相应巨型组分更进化。然而，它们不太可能形成一个进化序列。结果还指出，共生现象的限制，热脉动阶段的AGB，加强加速质量损失的情况下，最新的进化阶段的中等质量的恒星。
1995-02-14 astro-ph
Red Giants in ISOGAL: Tracers of the Evolution of the Galaxy
DENIS/ISOGAL对银河系的近/中红外巡天首次探测了我们银河系最内部被遮蔽区域的恒星星族。年龄，金属丰度和消光校正的光度分别为这些恒星的等时线拟合的初步红外测光。几百个AGB星与厚厚的星周尘埃信封被确定。一个古老的富含金属的人口占主导地位的内星系凸出，但有迹象表明，存在一个年轻的人口。内部隆起有一个三轴的形状，跟踪深度对观测到的光度分布的影响。
2000-09-29 astro-ph
Distribution functions for evolved stars in the inner galactic Plane
我们提出了动态分布函数的演化恒星在银河系内的平面。我们使用一个轴对称的，两个组件的Stackel潜力，满足最近的限制银河系的潜力，其中包括一个稍微下降的本地旋转曲线。我们表明，这种潜力是足够的模型恒星运动学样本的径向范围从100秒差距到5千秒差距的银河系。两个积分模型，使最好的拟合的前三个预测的时刻提供了一个非常好的全球代表性的数据，但未能再现中心的分散，中心的表观scaleheight和圆柱旋转在中间的距离。所有这些特征都可以用一个三积分模型很好地拟合。我们讨论了各种属性的2 I和3 I模型和银河系结构的影响。一个稍微厚一点的盘分量需要解释老AGB星在平面上的分布;这个分量也更适合高纬度的运动学。我们发现，磁盘和隆起，跟踪AGB星，是非常相似的动态，很可能是一个相同的组件。然而，在Bulge的内部100个PC中有一个动态的独特组件。
2000-01-06 astro-ph
Age and Metallicity Distribution of the Galactic Bulge from Extensive Optical and Near-IR Stellar Photometry
我们提出了一个新的测定银河系核球恒星星族的金属丰度分布，年龄和光度函数。通过结合来自2 MASS调查的近红外数据，来自ESO NTT的SOFI成像仪和HST上的NICMOS相机，我们能够构建颜色-星等图（CMD）和光度函数（LF），从渐近巨星分支（AGB）和红巨星分支（RGB）尖端到$\sim 0.15 M_\odot$具有较大的统计数据和较小的光度误差。这是迄今为止获得的最广泛和最完整的LF星系核球。类似的近红外数据的磁盘控制领域被用来从前景盘星的核球CMD净化，从而设置更强的约束核球的年龄，我们发现是一样大的银河系球状星团，或$\gsim 10$陀螺。没有发现任何年轻恒星星族的踪迹。在与观测数据的比较中，我们构造了合成CMD来模拟测光误差、混合、微分红化、金属丰度色散和深度效应的影响。通过结合ESO/MPG 2.2米望远镜宽视场成像仪的近红外数据和光学数据，构造了一个磁盘净化的$(M_K,V-K)$ CMD，并通过与经验RGB模板的比较，用于推导凸起金属丰度分布。凸起的金属丰度被发现在太阳值附近的峰值，与太阳的急剧截止，并朝着较低的金属丰度，不明显低于[M/H] $\sim-1.5$延伸的尾巴。
2002-10-30 astro-ph
Are there carbon stars in the Bulge ?
核球碳星自发现以来一直是个谜，因为如果它们位于富含金属的核球（m-M= 14.5等）内，它们的亮度约为2.5等，太暗而不能被视为真正的AGB星。如果这些碳星与人马座矮星系（SDG; m-M= 17.0等）有关，那么部分谜团就可以解开。在这种情况下，它们不是古老的和富含金属的，而是年轻的，~0.1 Gyr，具有SMC样的金属丰度。sigma_RV=113+/-14 km/s的恒星径向速度色散似乎与核球成员一致。另一方面，当SDG穿过银河系中平面时，类似的速度色散可能是由诱导恒星形成事件引起的。这表明碳星是这种事件的示踪剂，因此它们位于与SDG相关的距离处。然而，大多数碳星不是SDG的成员，也不类似于SDG成员的C星。径向速度可用于确定SDG的可能成员。然而，它们并没有给出恒星距离的信息。特别是，如果恒星位于与SDG相当的距离。这意味着只有周期光度关系可以用来明确区分碳星是否位于类似于膨胀或SDG的距离。到目前为止，只有具有可靠周期的碳星在SDG相关的距离上被发现。
1998-09-03 astro-ph
Central stars of planetary nebulae in the Galactic bulge
用Keck/HIRES光学高分辨光谱仪获得了银河系隆起行星状星云（CSPN）5颗中心恒星的光学高分辨光谱，并由此导出了它们的参数。由于天体的距离是众所周知的，这种方法的优点是恒星的光度和质量原则上可以确定，而不依赖于这两个量之间的理论关系。通过交替结合我们的光谱研究的结果与进化轨迹，我们得到所谓的光谱距离，它可以与已知的（平均）距离的膨胀CSPN。这提供了可能性，以测试模型大气的有效性和目前的日期后AGB的演变。我们分析光学H/He配置文件的五个银河系凸出CSPN（加上一个比较对象）的轮廓拟合的基础上，最先进的非LTE建模工具，以约束其基本的大气参数（Teff，日志g，氦丰度和风强度）。质量和其他恒星半径相关的量从已知的距离和从进化轨迹，并从两种方法的结果进行了比较。本调查的主要结果是，推导出的光谱距离依赖于所应用的红化定律至关重要。“平均消光定律”导致距离为10.7 +- 1.2 kpc，这比银河系中心距离8 kpc大得多。然而，我们发现一个显着的内部协议的个人光谱距离我们的样本对象。由于不确定的红化校正，这里提出的分析还不能被视为我们的方法的一致性检查，和CSPN演化理论的严格测试成为可能，如果这个问题已经解决。
2007-03-19 astro-ph
ISOGAL-DENIS detection of red giants with weak mass loss in the Galactic Bulge
ISOGAL项目是一项调查星系内盘和星系核球的恒星星族、结构和最近恒星形成历史的项目。ISOGAL结合了15微米和7微米的ISOCAM观测和DENIS IJK数据，以确定源的性质和星际灭绝。本文报道了对银河系内球（l= 0度，b= 1.0度，面积=0.035平方米）中一个小区域的ISOGAL研究。度）作为银河系内部更大面积ISOGAL调查的原型。ISOGAL+DENIS的五个波长，加上在这个特定领域前面相对较低和恒定的消光，可以可靠地确定源的性质。这篇论文的主要科学结果是证明了最多的ISOGAL 15微米源是银河系凸起和中央圆盘中的红巨星，其光度略高于或接近RGB尖端，质量损失率较低。它们在星等-色图[15]/Ks-[15]和[15]/[7]-[15]中形成松散序列。相对于2微米和7微米，它们在15微米处的大量过剩是由于低速率的质量损失产生的星周尘埃。这些ISOGAL结果是在大质量损失阶段开始之前的早期阶段（“中间”AGB）粉尘排放的第一个系统证据和研究。因此，可以确定的是，在这一早期阶段，有效的粉尘形成已经与如此低的质量损失率相关联。
1999-06-30 astro-ph
Synthetic post-Asymptotic Giant Branch evolution: basic models and applications to disk populations
我们从理论的角度探索后渐近巨分支（后AGB）恒星的领域，通过构建过渡对象，原行星状星云，行星状星云核，和后行星状星云对象的合成人口。我们使用蒙特卡洛过程来过滤出相应的人口一组给定的假设。我们通过研究初始质量函数（IMF）、初始质量-终末质量关系（IMFMR）、跃迁时间（t_tr）、包层抛射结束时的包层质量（Me_r）、行星状星云寿命（t_PN）、中心恒星的氢燃烧和氦燃烧阶段对参数空间的影响来探索参数空间。根据HR图分布、Mv-t平面和质量直方图对结果进行了讨论。我们发现：（1）合成布居对假定的IMF和IMFMR的依赖性一般是温和的;（2）Me_r的不确定性对t_tr产生很高的不确定性，从而对由此产生的AGB后布居产生很高的不确定性;（3）合成模型对He-与H-燃烧的PNNi比率进行了检验。在本文中，磁盘后AGB人口。未来的应用将包括麦哲伦云PNe，以及膨胀和椭圆星系的人口。
2000-05-25 astro-ph
Detections of SiO Masers from the Large-Amplitude Variables in the Galactic Nuclear Disk
我们在43 GHz的SiOJ =1-0 v=1和2脉泽谱线上测量了银河系中心15'以内的已知大振幅变星，结果发现79个，未发现58个。58%的检测率与Bulge IRAS源调查中获得的检测率相当。SiO线也被检测到从其他四个源附近的程序对象。SiO的探测率随着周期的增加而急剧增加，特别是对于P>500 d的恒星，其探测率超过80%。我们发现，在一个给定的时期，SiO的检测率约为OH的两倍。这些事实表明，在核盘区域的大振幅变量是AGB星在其整体性质相似的内部和外部的隆起IRAS/SiO源。
2002-04-07 astro-ph
The Detection of Bright Asymptotic Giant Branch Stars in the Nearby Elliptical Galaxy Maffei 1
我们用加拿大-法国-夏威夷望远镜上的自适应光学系统研究了距离被严重遮蔽的椭圆星系Maffei 1中心6弧分的区域。我们的近衍射极限的H和K'图像显示相对于背景场的对象的过剩人口，我们得出结论，在马菲1的渐近巨分支尖端（AGB尖端）发生在K = 20 +/- 0.25。假设马菲1中AGB尖端的恒星与M31的凸起部分的恒星具有相同的内禀光度，那么如果A_V = 5.1，马菲1的实际距离模为28.2 +/- 0.3，相当于4.4（+0.6，-0.5）Mpc的距离。这与从红外线表面亮度波动估计的距离非常一致，并证实马菲1太远而不会显著影响本星系群的动力学。
2001-04-26 astro-ph
The Galactic Lithium Evolution Revisited
我们研究的时间演化的7 Li丰度的气体介质中的所有组件（晕，磁盘和凸起）的银河系。我们采用核合成处方恒星锂生产的基础上最近的观测结果和最新的理论考虑在一个完全一致的化学演化模型的框架。讨论了AGB星和SNeII的~ 7 Li产生，重新介绍了新星的贡献。为了深入了解恒星工厂，应考虑到复制的上包络线的观测A（Li）与[Fe/H]图的太阳附近，我们严格分析了Li数据从几个作者。从新星爆发的贡献似乎是根本的，以再现高7 Li丰度观察到的最富金属的矮星。最后，我们作出预测的7 Li内容，应该是预期在银河系的核球的最富金属的恒星。
1999-02-25 astro-ph
ISOGAL: A deep survey of the obscured inner Milky Way with ISO at 7 and 15 micron and with DENIS in the near-infrared
ISOGAL项目是对银河平面取样的特定区域进行红外线测量，以提供关于银河结构、恒星星族、恒星质量损失以及银河内盘和凸出部最近恒星形成历史的信息。ISOGAL将7微米和15微米的ISOCAM观测数据（最差分辨率为6“）与DENIS IJK数据相结合，以确定源的性质和星际灭绝。我们已经观测了大约16平方度，灵敏度接近10- 20 mJy，探测到约10^5个源，主要是AGB星、红巨星和年轻星。本文概述了ISOGAL调查和观测的主要特点，并简要讨论了数据处理和质量问题。简要介绍了ISOGAL的主要产品（完整描述见Schuller等人，2003，astro-ph/0304309）：即图像和ISOGAL-DENIS五波长点源目录。总结了已经取得或正在取得的主要科学成果。这些包括天体测量校准的7和15微米图像，确定可分辨源的结构;星际暗云的识别和性质;红外消光定律和源去红化的量化;红巨星的分析，（特别是）在中央隆起的AGB恒星星族，确定光度，星周尘埃和质量损失率的存在，和源分类，在某些情况下由ISO/CVF光谱补充;探测不同类型的年轻恒星天体，特别是在内部隆起，提供有关当前和最近恒星形成率的信息;识别具有中红外过量的前景源。这些结果是主题的约25篇论文发表或准备。
2003-04-23 astro-ph
Mass-Losing Semiregular Variable Stars in Baade's Windows
通过对最近两次大尺度巡天的结果进行互相关，确定了一个定义明确的半规则变星样本的一般性质。ISOGAL中红外光度测量和BSO光变曲线是为大约300颗恒星在Baade的低消光窗口对银河系的隆起。这些恒星主要是M光谱型晚期的巨星，沿着渐近巨星分支（AGB）演化。发现它们具有宽而连续的脉动周期分布，并服从近似的对数周期-辐射热星等关系或一组这样的关系。根据ISOGAL中红外测光和对星周硅酸盐尘埃作光学薄调整的恒星光谱模型，得到了每年1 e-8 ~ 5e-7M_sun范围内的近似质量损失率。质量损失率取决于光度和脉动周期。有些恒星的质量损失速度和短周期的米拉星一样快，但没有米拉星那样的振幅。70天或更长的时间是发生质量损失的必要条件，但不是充分条件。对于AGB星的质量损失范围内，我们观察到，质量损失率对温度和光度的函数依赖性被发现与最近的理论预测。如果我们把我们的质量损失率和大麦云云中极端质量损失的AGB星的样本结合起来，我们得到AGB星的质量损失率与光度成正比^{2.7}的一般结果，这对每年10^{-8}到10^{-4} M_sun的AGB星是有效的（节略）。
2001-01-07 astro-ph
Abundances in Planetary Nebulae An Autopsy of Low and Intermediate Mass Stars
在这项工作中，我报告的合成热脉冲渐近巨星分支模型（TP-AGB）的结果，并比较结果的丰度比在一个样本的行星状星云。我使用更新后的输入参数来计算质量损失、恒星光度和疏浚。我计算了质量在0.8太阳质量到8.0太阳质量之间的模型。我还计算了[Fe/H]在-2.5和0.3之间的模型。本文报道了第一、二、三次挖升和热底燃烧的影响，报道了M15行星状星云的模型，还报道了银河球和盘状星云样品的分析。
2004-03-12 astro-ph
ISOGAL survey of Baade's Windows
朝向银河系凸起内部的巴德低遮蔽窗口代表了理解等色星等图的理想场所。与太阳邻域的情况不同，它们的内容物与太阳的距离是一致的，只受膨胀的有限厚度的影响。在ISOGAL巡天中发现的天体是红巨星尖端或渐近巨星分支（AGB）上的晚型M巨星。ISOGAL色星等图显示质量损失大约从M4开始，并向更晚的类型增加。许多非Miras的质量损失率与短周期Miras相似。ISOGAL源的可见光对应物已经在CANOO引力透镜巡天的数据库中确定。这方面工作的第一份报告载于此处。发现几乎所有的ISOGAL源都是半正则变量（SRVs），其数量是Miras的数倍。它们的恒星光度随周期增加。基于对测光的简单解释，发现周期超过约天的太阳变星的质量损失率约为每年10^{-9}至10^{-7}太阳质量。
1999-12-14 astro-ph
Really Cool Stars at the Galactic Center
分析了19颗银河系中心晚型恒星的新的和现有的K波段光谱，以及盘和核球M巨星和超巨星的代表性光谱。强原子和分子特征的吸收强度已被测量。在相同的CO吸收强度下，银河系中心星在Na I（2.206 mic）和Ca I（2.264 mic）附近通常比代表性的盘M星表现出更强的吸收特征。根据银河系中心星、M超巨星和渐近巨星分支（AGB）星的K波段绝对星等和CO、H2O吸收强度，我们得出只有IRS 7是超巨星的结论。我们银河系中心样本中的另外两颗明亮恒星也可能是超巨星。我们观测到的银河系中心剩余的明亮、凉爽的恒星与中等质量/年龄的AGB恒星最为一致。我们确定四个银河系中心的恒星作为长周期变量的基础上，他们的K波段光谱特性和相关的光度变化。对GC恒星的初始质量和年龄的估计表明，在过去的7- 1亿年里，银河系中心发生了多个恒星形成时期。
1996-08-20 astro-ph
