Magnetic-Driven Winds from Post-AGB Stars: Solutions for High Speed Winds and Extreme Collimation
本文探讨的影响后AGB风驱动的磁压力从恒星表面。在这个假设下，风可以达到很高的速度，并导致高度准直的原行星状星云的形成。该模型较好地再现了具有周期性特征和恒速的双极多节射流。计算了几个终极速度从几十$\kms$到$10^3$ $\kms$的风模型，得到了线性动量在$10^{36}-10^{40} \gcms$范围内，动能在$10^{42}-10^{47} $ erg范围内的外流。这些结果与最近对原行星状星云的观测结果一致，这些观测结果指出，如果辐射压被认为是这些外流的唯一驱动力，则会出现严重的能量和动量赤字。我们的模型加强了这样一个概念，即后AGB恒星的大质量损失率，以及从晚期AGB到行星状星云阶段的短过渡时间，可以直接与在这个过渡阶段产生强磁场有关。
2004-09-24 astro-ph
Modification of AGB wind in a binary system
我们探讨了AGB星风不对称的一个可能的原因--双星伴星的存在。我们已经开发了一种简单的方法来估计在这种情况下的流出的固有的非球形。在Roche模型的假设下，计算了恒星的局部参数（T_eff，g），并应用了局部质量损失率公式。作为一个副产品之间的关系，恒星半径的比值洛希瓣半径和整体风增强。
2000-02-25 astro-ph
Winds of M- and S-type AGB stars: an unorthodox suggestion for the driving mechanism
目前的知识表明，尘埃驱动的风的情况下，提供了一个现实的框架，了解从富C AGB星的质量损失。然而，对于M型天体，最近的详细模型表明，硅酸盐颗粒上的辐射压力不足以驱动观测到的风，这与以前的预期相反。在本文中，我们提出了一种替代机制的质量损失的M型AGB星，涉及形成的碳和硅酸盐颗粒由于非平衡效应，我们研究了这种情况下的可行性。我们的动态大气和风的AGB星通过解决耦合系统的频率依赖的辐射流体动力学和时间依赖的尘埃形成，使用参数化的描述在气相中的非平衡效应。这种方法使我们能够评估在何种情况下可以用少量的碳尘驱动风，并同时在这些流出物中形成硅酸盐颗粒。由此产生的风模型的属性，如质量损失率和外流速度，是很好的M-型AGB星的观测范围内。此外，根据我们的研究结果，大量的硅酸盐颗粒不太可能在与尘埃形成完全无关的力驱动的风中凝结，因为高层大气和风加速区域的条件对颗粒生长有很强的限制。所提出的方案提供了一个自然的解释所观察到的相似性风的M型和C型AGB星，并意味着一个平稳的过渡，恒星的碳丰度增加，从太阳的组成，富C AGB星，可能解决长期存在的问题的驱动机制的恒星与C/O接近1。
2007-02-16 astro-ph
The Formation of Crystalline Dust in AGB Winds from Binary Induced Spiral Shocks
当恒星沿着渐近巨星分支演化时，强烈的风从外层被驱赶出来。这些风形成了一个壳，最终可能成为行星状星云。许多行星状星云是高度不对称的，暗示着双星伴星的存在。一些后渐近巨枝天体被结晶尘埃的鸟居所包围，但没有普遍接受的机制将风中的无定形颗粒退火为晶体。在这封信中，我们证明了双星伴星对风的塑造很可能导致双星轨道平面内结晶尘埃的形成。
2007-09-14 astro-ph
On the Transition from AGB Stars to Planetaries: The Spherical Case
我们讨论的基本物理模型和相关的过程负责创建和塑造出一个凉爽的AGB风信封行星状星云。我们表明，沿AGB上部的流体动力学处理，很自然地导致更现实的初始配置的行星密度斜率比r^{-2}。考虑到光电离和风的相互作用，在一个现实的方式，后AGB风信封的流体动力学导致密度结构和速度场非常相似的球形或椭圆形行星状星云的观测。
1999-12-16 astro-ph
Origin of quasi-periodic shells in dust forming AGB winds
我们结合时间依赖的流体动力学与双流体模型驱动的尘埃AGB风。我们的计算包括自洽的气体化学，晶粒的形成和生长，以及一个新的实施颗粒和气体之间的粘性动量转移。这使我们能够进行计算，其中没有关于动量耦合的完整性的假设。我们推导出新的表达式来处理时间相关和非平衡漂移的水力代码。以IRC +10216的定态计算为初始模型，在考虑尘埃漂移的情况下，时间相关积分导致准周期质量损失。这种变化的时间尺度大约是几百年，这与解释IRC +10216和其他AGB和post-AGB恒星的壳层结构所需的时间尺度相对应，这是自发现以来的一个谜。在没有尘埃和气体之间漂移的比较模型中，没有观察到这种周期性。
2001-03-21 astro-ph
Disk Formation by AGB Winds in Dipole Magnetic Fields
我们提出了一个简单的，强大的机制，一个孤立的恒星可以产生一个赤道盘。该机制要求恒星表面具有简单的偶极磁场和各向同性的风加速机制。风与磁场耦合，将磁场拉伸，直到磁力线变成径向，并在磁赤道上下方向相反，就像太阳风中发生的那样。恒星附近的风等离子体和磁场之间的相互作用产生了稳定的外流，其中磁力将等离子体引向赤道，构成了一个圆盘。在AGB星低速（10 km/s）外流（10^{-5} M_sun/yr）的背景下，MHD模拟表明，当偶极场强度只有几个高斯时，在恒星表面将产生致密的赤道盘。由这个模型形成的圆盘在动力学上对行星状星云的形成非常重要。
2000-08-08 astro-ph
H alpha emission line profiles of selected post-AGB stars
本文给出了7颗post-AGB星的H α发射谱。通常，它们具有P-Cygni型轮廓，具有非常强的发射分量和相对窄的吸收分量。这些线是在AGB后的快速风中形成的，在大多数情况下，其速度约为100 km/s。因此，辐射源靠近中心恒星，而吸收发生在快风本身或快风扫过慢风的区域。发射轮廓具有非常宽的翼。目前还不清楚是什么原因导致这些翅膀。
1999-12-16 astro-ph
Mass Loss Evolution and the Formation of Detached Shells around TP-AGB Stars
AGB星周围所谓的“分离壳”的起源尚未完全了解，但有两种常见的假设认为，这些壳是通过不同的风相相互作用或与He壳闪光相关的喷发质量损失形成的。我们提出了一个模型的形成分离壳周围的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）恒星，详细的建模的质量损失和恒星演化的基础上，导致喷发的质量损失和风的相互作用相结合。本文的目的首先是将恒星演化与风和质量损失演化联系起来，并证明其与观测的一致性，同时也表明TP-AGB星周围的薄脱壳是如何形成的。以前试图将质量损失演变与分离壳的形成联系起来的尝试是基于质量损失的近似处方，并且没有像我们在这里所做的那样包括风形成的详细建模。（节略）
2007-05-15 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
Three-component modeling of C-rich AGB star winds I. Method and first results
新形成的尘埃颗粒的辐射加速和尘埃向气体的动量转移对AGB星的驱动风起着重要的作用。因此，详细描述气体和尘埃的相互作用是建立这种风的真实模型的先决条件。在本文中，我们提出的方法和第一个结果的三个组成部分的时间依赖模型的尘埃驱动的AGB星风。利用该模型，我们计划研究气尘相互作用对质量损失和风形成的作用和影响。风模型包括单独的守恒定律的气体，尘埃和辐射场的三个组成部分，并从现有的模型，假设气体和尘埃之间的位置耦合。作为一个新的功能，我们引入了一个单独的运动方程的灰尘成分，以完全分离的灰尘相的气相。用相互作用项来处理相间的质量、能量和动量的传递。我们还进行了详细的研究的物理形式和影响的动量传递项（拖曳力）和三个近似it. In目前的研究中，我们感兴趣的主要是在新的处理的尘埃速度在风中的尘埃引起的不稳定性的效果。由于我们想研究尘埃速度的附加自由度对模型的影响，我们计算了有和没有单独的尘埃运动方程的风。计算了几组恒星参数的风模型。我们发现，有一个更高的阈值，在碳/氧丰度比风的形式在新的模型。新模型的风，包括漂移，不同于以前的固定风，具有最低质量损失率的风不再形成。
2002-11-13 astro-ph
Shaping Planetary Nebulae by Jets
我们进行二维轴对称流体动力学模拟研究准直快风（CFW;宽射流）与球形AGB风的相互作用。该规范包括辐射冷却。我们发现行星状星云的形状对AGB风的精确质量损失历史和CFW的张角敏感。获得了一些典型的PN形态，但许多其他观察到的形态似乎需要比我们在目前的模拟中假设的更多的成分，例如，赤道AGB风、PN相电离风和快风。由喷流形成的热双极气泡是X射线源。
2007-09-06 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
A Model for the Formation of Large Circumbinary Disks Around Post AGB Stars
我们认为，在一些后渐近巨星分支（post-AGB）双星周围观察到的半径约为1000 AU的大型绕双星旋转盘是由缓慢的AGB风物质形成的，这些物质被宽喷流推回星云中心。我们进行2D轴对称的数值模拟快速和广泛的射流与以前弹出的慢AGB风相互作用。在每个系统中，有两个相对发射的射流，但我们使用问题的对称性，只模拟一个射流。在喷流的一侧形成了一个大的循环流（涡流），它与冲击喷流物质的热压力一起加速冷的慢风气体从~1000-10000 AU的距离返回中心。我们发现，我们使用的参数，高达0.001钼回流到中心。我们推测，盘材料的轨道角动量的结果从非轴对称结构的喷流发射的轨道伴侣。这个猜想将不得不用3D数字代码进行测试。
2007-09-02 astro-ph
The effect of grain drift on the structure of (Post-) AGB winds
我们已经开发了一个实现的动量传递力的数值两流体流体动力学。气体和颗粒之间的这种摩擦耦合形式与两种组分之间的微观相互作用是一致的。耦合力引起晶粒相对于气体的漂移速度。我们将此机制应用于流出（后）AGB对象。我们的数值流体动力学代码计算自我一致的这些流出的动态，以及成核和晶粒的生长和气体的平衡化学。晶粒成核和生长是强烈依赖于气体-晶粒碰撞速率的过程。因此，漂移速度成为重要变量。晶粒化学和漂移之间的紧密联系使系统对几乎任何参数的微小变化都变得极其敏感。这可能是偏离（球形）对称性和结构的原因。
1999-09-29 astro-ph
A Phenomenological Model for the Extended Zone Above AGB Stars
我建议在渐近巨星分支（AGB）的表面上方存在一个扩展区，以及经历高质量损失率的类似恒星。除了逃逸的风之外，在这个区域中还有未达到逃逸速度的气体团。这些致密气体团缓慢上升，然后回落。风和束缚气体同时存在，距离约为100 AU。我把这个地区称为“隔离区”。在这个唯象的研究中，我发现在风区中束缚物质的密度下降为~r^{-5/2}，并不比风的密度快多少。提出行星状星云模型的主要动机是允许宽的双星伴星通过吸积来自行星状星云带的质量来影响后代行星状星云（PN）的形态。在伴星周围形成一个吸积盘方面，来自日冕带的吸积比来自风的吸积更有效。然后，同伴可能会吹出两股射流，这将塑造后代PN。
2008-02-14 astro-ph
The interaction of planetary nebulae and their AGB progenitors with the interstellar medium
行星状星云与星际介质的相互作用是理解行星状星云演化和形成的不可忽视的因素。在努力了解的范围内观察到的形状外信封的PNe，我们已经运行了一套全面的三维流体动力学模拟，从开始的渐近巨分支（AGB）超风阶段，直到结束后-AGB/PN阶段。使用了一个“三重风”模型，包括一个缓慢的AGB风，快速后AGB风和第三次风反映了通过ISM的线性运动。广泛的恒星速度，质量损失率和ISM密度被认为是。我们发现ISM相互作用强烈影响外部PN结构，与占主导地位的成形发生在AGB阶段。模拟预测了PN-ISM相互作用的四个阶段，其中PN最初不受影响（1），然后在运动方向上边缘变亮（2），然后随着恒星远离几何中心而扭曲（3），最后扭曲到物体不再被识别为PN，并且可能不会被归类为PN（4）。预计PN周围的秒差距大小的壳是常见的。古代PN的结构和亮度在很大程度上是由ISM相互作用决定的，这是由第二阶段的再增亮引起的;这种效应可能会解决目前银河系PN丰度的差异。大多数PNE将具有尾部结构。球状星团中所有已知的行星状星云都存在强相互作用的证据。
2007-09-18 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
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
Does the momentum flux generated by gravitational contraction drive AGB mass-loss?
引力收缩总是产生一个径向的动量流。一个特别简单的例子发生在AGB星的电子简并核心，它在来自壳层氢燃烧的氦灰的加入下稳定收缩。由此产生的动量通量在这里被量化。由于AGB星的核心缺乏有效的动量抵消机制，它们可以通过将多余的动量通量输出到恒星包层来保持平衡，恒星包层将大部分动量通量以低速风的形式处理掉。引力收缩很容易解释太阳风中的动量通量，以及将质量提升到每个AGB恒星尘埃形成区所需的通量，在那里辐射压力继续作为低速风喷射。这一机制解释了AGB质量损失率对核心质量的依赖性;它对具有角动量和/或强磁场的天体的推广提出了一种新颖的解释，解释了为什么大多数行星状星云和原行星状星云表现出轴对称性。准静态收缩本质上偏向于产生最大可能的动量通量。因此，它的形式主义很容易适应于提供一个上限的动量通量需要维持质量损失时，这开始于一个半连续的，而不是脉冲过程。
1997-07-23 astro-ph
The Dying Wind Around HD 56126, A Post-AGB Carbon Star
我们用凯克一号望远镜在中红外波段解析了HD 56126（IRAS 07134+1005）的尘埃辐射，HD 56126是一颗具有分离尘埃壳的后渐近巨星分支碳星。图像的总体形态可以用大约1500年前开始消亡的强风来解释。如果这颗恒星在失去大量质量时的有效温度接近2600 K，那么在过去的1500年里，dT/dt的平均值为+2.2 K/yr。在恒星有效温度随时间变化的情况下，如果质量损失率按照最近的尘埃驱动风模型中提出的T^（-8.26）变化，则可以近似再现11.7微米的图像。由于质量损失率似乎是非常敏感的恒星的有效温度，我们推测，所观察到的尘埃壳的球对称性的偏差可以解释由旋转和/或磁场引起的质量损失恒星的表面温度的似是而非的变化。
2000-10-02 astro-ph
Headwind: Modelling Mass Loss of AGB Stars, Against All Odds
复杂的相互作用的大气冲击波和复杂的，可变的辐射场与非平衡尘埃的形成提出了一个相当大的挑战，自洽的大气和风的AGB星的建模。然而，很明显，预测质量损失率和合成光谱的现实模型对于我们理解恒星演化的这一重要阶段至关重要。虽然一些问题仍然悬而未决，但近年来已取得重大进展。特别是，自洽模型的大气和风的C-明星已经达到了一个复杂的水平，可以直接定量比较与观测。然而，在C/O < 1的恒星的情况下，最近的工作指出了尘埃驱动风场景的严重问题。这篇文章分析了这种情况下的基本成分与分析估计，侧重于灰尘的形成，非灰色的影响，富碳和富O环境之间的差异，以及详细的动态风模型的状态和目前的趋势在这一领域进行了讨论。
2007-02-16 astro-ph
Spitzer/IRAC Observations of AGB stars
我们在这里提出的第一个观测银河系AGB星的红阵列相机（IRAC）板载斯皮策太空望远镜。我们的样本由48颗不同化学特征、质量损失率和变率等级的AGB星组成。对于每一颗恒星，我们都测量了IRAC的光度和颜色。初步结果表明，IRAC的颜色是敏感的光谱特征相关的分子和灰尘在AGB风。周期与IRAC波段中恒星的亮度只有松散的相关性。然而，我们发现，一个紧密的周期颜色关系的来源分类为半正规变量。这可能被解释为在这类源的风中缺乏温暖的尘埃，而不是在所有IRAC波段中显示出更高红外过量的Mira变量。
2008-02-15 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
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
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
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
The stellar origin of 7Li - Do AGB stars contribute a substantial fraction of the local Galactic lithium abundance?
我们采用最新的7 Li产量渐近巨星分支恒星，以研究的时间演化的7 Li在太阳附近的背景下，我们的银河系的化学演化的两个下落模型的修订版本。我们考虑了几个锂恒星的来源，除了渐近巨星的分支，如II型超新星，新星，低质量的巨人，以及银河系宇宙射线和低质量的X射线双星。我们的结论是，渐近巨星分支星不能被认为是重要的7 Li生产者相信到目前为止，低质量的巨人和新星的贡献是必要的再现陡峭上升的7 Li丰度盘星以及陨石7 Li丰度。低质量X射线双星中锂的产生几乎不影响太阳附近7 Li的时间演化。
2001-05-28 astro-ph
Late AGB Magnetic Cycles: MHD Solutions for the HST PN Rings
哈勃太空望远镜揭示了在一些行星状星云周围存在着多个规则间隔的微弱同心壳层。在这里，我们提出了2（1/2）D magnetohydrodinamic数值模拟的影响，类似太阳的磁周期，周期性的极性反转，在缓慢的风的AGB星。恒星风是以恒速的稳定质量损失来模拟的。这个简单的类太阳周期，没有质量损失的变化，能够再现所观察到的同心环的许多特性。这些外壳是由压力振荡形成的，压力振荡驱动磁化风的压缩。这些压力振荡是由于磁场强度的周期性变化。因此，壳层的周期性仅仅是磁周期的一半，因为每个壳层都是在极性反转期间磁压变为零时形成的。由于稳定的质量损失率，壳层的密度与$r^{-2}$成比例，它们的表面亮度有一个陡峭的下降，正如在NGC 6543的壳层中观察到的那样，这是这些HST环中记录最好的情况。通过改变磁场的强度可以产生球形度的偏差。对于足够强的磁场，在极轴上会形成一系列对称且等距的斑点，类似于在He 2-90中观察到的斑点。这些斑点是由扩展的AGB风内的磁准直产生的。
2001-06-26 astro-ph
FLIERs as stagnation knots from post-AGB winds with polar momentum deficiency
我们提出了一个替代模型的形成快速低电离发射区（FLIERS）的行星状星云，是能够占他们的许多伴随的特点，并规避问题的准直/形成机制在以前的研究中发现。在这个模型中，沿着对称轴流动的恒星风部分比在高纬度携带更少的机械动量，并暂时发展出凹形或倒置的激波几何形状。因此，受冲击的环境材料朝向对称轴线折射，而不是远离对称轴线折射，并且积聚在凹部中。相反，外流的恒星风也是如此，在反向激波中，恒星风被折射离开轴。它包围着弓形激波的滞止区，并限制着被困的环境气体。后者有时间冷却，然后被压缩成密集的“停滞结”或“停滞射流”。在变化的恒星风存在下，这些特征最终可能会超出膨胀的星云壳层，并表现为分离的FLIER。我们提出了有代表性的二维和三维流体动力学模拟的形成和早期演化的停滞结和喷流，并比较其动力学性质与行星状星云的FLIERS。主题词：流体动力学- ISM：喷流和外流- ISM：运动学和动力学-行星状星云：飞行器和停滞结
2001-04-03 astro-ph
2D Models for Dust-driven AGB Star Winds
提出了一种新的C星尘埃驱动风的轴对称（2D）模型，包括尘埃辐射压力的流体动力学、平衡化学和耦合灰色蒙特卡罗辐射转移的随时间变化的尘埃形成。考虑到最简单的情况下，没有恒星脉动（流体静力学内边界条件），这些模型揭示了一个更复杂的图片的尘埃形成和风的加速相比，早期出版的球对称（1D）模型。所谓的外部$κ$ -机制导致径向振荡，在较长的阶段之间有短阶段的活跃尘埃形成，而没有明显的尘埃形成，就像在1D模型中一样。然而，在2D几何中，振荡可能在恒星大气层上方的不同位置异相，导致形成尘埃弧或较小的帽，仅占总立体角的一小部分。这些尘埃结构在辐射压力的作用下向外加速，像蘑菇云一样径向和切向膨胀，而缺乏尘埃的物质则在其他地方落回恒星。以这种方式产生高度动态和湍流的粉尘形成区，这再次导致不均匀的粉尘产生。在远离恒星的地方，流动不稳定性（例如瑞利-泰勒）有时间将向外移动的弧和壳层破碎，产生许多小尺度的云状子结构。
2006-02-16 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
Radiation-driven winds of hot luminous stars. XV. Constraints on the mass-luminosity relation of central stars of planetary nebulae
本文提出了一个新的行星状星云中心恒星大气分析模型。这项研究是基于新一代的现实恒星模型大气的热恒星;国家的最先进的，流体动力学一致的，球对称的模型大气，已被证明可以正确地再现所观察到的大规模人口I O型恒星的紫外光谱。风的特征（终极速度，质量损失率）提供的信息允许导出每个中心恒星的物理大小，从中我们可以导出恒星的光度，质量和距离，而不必假设恒星的质量和光度之间的关系从恒星结构和AGB和后AGB演化的理论。我们的分析结果非常令人惊讶：我们发现与普遍接受的AGB后中心恒星质量和亮度之间的关系严重偏离。
2003-07-02 astro-ph
Bipolar outflow on the Asymptotic Giant Branch - the case of IRC+10011
AGB星IRC+10011（= CIT 3）的近红外成像显示，在球形尘埃风的中心~0.1弧秒内存在双极结构。我们发现，图像的不对称性源于~ 1 E-4 Msun的扫风材料在一个细长的茧，其膨胀是由双极射流驱动。我们进行了详细的二维辐射转移计算，茧被模拟为两个圆锥体，在~ 30度的开口角内延伸到~ 1，100 AU，嵌入在具有标准r^{-2}密度分布的风中。茧状膨胀开始于不到200年前，而拱星壳的总寿命约为5，500年。类似的双极膨胀，在不同的演化阶段，最近已经观察到在其他一些AGB星，最终在射流突破从封闭的球形风。双极外流是在AGB风演变的后期触发的，IRC+10011提供了迄今为止最早的例子。这些新的发展使我们能够确定从AGB到行星状星云演化过程中对称性破缺的第一个实例。
2004-05-09 astro-ph
Magnetic Flares on Asymptotic Giant Branch Stars
我们调查的渐近巨星分支（AGB）和类似的恒星表面上的磁耀斑的后果。与太阳风相比，在AGB星的风中，气体冷却时间比流出时间短得多。因此，我们预测，高能耀斑不会抑制，甚至可能会增加，尘埃形成AGB恒星周围。如果磁耀斑确实发生在这样的恒星周围，我们预计一些AGB星会表现出X射线辐射;事实上，包括AGB星在内的某些系统，如Mira，已经在X射线中被探测到。然而，在这些情况下，很难区分潜在的AGB星X射线发射和，例如，双星伴星附近的X射线辐射。对Mira系统的ROSAT存档X射线光谱的分析表明，其固有X射线光度为2 × 10 ^{29} erg/sec，温度为10^7 K。这些模拟结果表明，AGB星（Mira A）或其附近伴星（Mira B）的磁场活动是X射线的来源，但不排除X射线是由Mira B周围的吸积盘产生的可能性。
2003-04-06 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
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
A Revised Geometry for the Magnetic Wind of theta^1 Orionis C
θ ^1猎户座被认为是Bp变星的一个热的类似物，因为它的光学和紫外线以及X射线连续通量在磁/旋转周期内有规律地调制。一个扁平的磁层围绕着这些恒星共同旋转，产生一个周期性的调制的紫外线共振线的发射和吸收组件，以及光学H和He线。在本文中，我们详细研究这些调制，并指出，远蓝色和近红色的翅膀的C IV和N V共振线表现出与调制相关的，导致温和的流量升高，在中等红移的边缘相位（φ =0.5）。然而，这些谱线并没有表现出静止坐标系吸收的特征，而静止坐标系吸收是Bp星周围冷的静态盘的通常特征。我们认为，这种行为可以解释的存在两个几何上不同的风区分开的局部磁阿尔芬半径。在这一点之外出现的气流被辐射力向外推动，最终径向向外扩展到无穷远--这一物质在phi=0.5时产生了远蓝色的机翼反射。内部流遵循闭合环路，并在磁赤道与逆流碰撞。在那里，它们沿着它们原来的场线结合并落回恒星--这是同一阶段温和发射的原因。内部风分量快速循环回到恒星是缺乏静态盘特征的原因。
2004-12-07 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
Bipolar outflows in OH/IR stars
我们调查的发展过程中，早期后AGB的演变的双极外流。在高角分辨率下观测到10颗OH/IR星的样本，包括双极星云（OH 231.8 +4.2）、明亮的AGB后恒星（HD 101584）和反射星云（例如Roberts 22）。红外天文卫星的颜色-颜色图将样品分成不同类型的物体。其中一组可能包含（少数）极端双极行星状星云的祖先。两个天体的颜色和化学成分与具有晚期IR-[WC]恒星的行星状星云非常相似。其中一个天体是已确认的密近双星。提出了一个模型，由一个更快的后AGB风，与风是非球对称的外AGB风扫了起来。两个风的界面显示出速度和距离恒星之间的线性关系。OH数据证实了预测的线速度梯度，并揭示了环面状，均匀膨胀的组件。所有来源的详细讨论使用光学/HST图像在可用的地方。罗伯茨22的ISO数据揭示了一种化学二分法，结晶硅酸盐和多环芳烃特征都存在。IRAS 16342-3814显示了一个致密的环面; HST数据显示了四个点状源对称地位于星云周围，靠近致密环面的外缘。OH/IR双极星的寿命超过10^4年，比AGB后的正常时间尺度要长。这表明，磁盘是近静止的。我们认为，吸积从这样一个磁盘减缓后AGB的演变。这样的过程可以解释长寿命的双极星云几何形状和延迟恒星之间的联系。
2000-10-30 astro-ph
A wall of dust around a proto-Mira
我们发现了一个巨大的（19 $\arcmin$ $\times$ 16 $\arcmin$）尘埃环围绕着一颗明亮的（V = 10.60）红色恒星。在D = 700 pc时，防尘环的直径为4 pc，中心孔的直径约为1.5 pc。壳的一部分也被看作是吸收星云。这颗恒星被归类为M3 III AGB星。在AGB星中，它的分离壳是无与伦比的大小。AGB星周围的分离壳层通常被解释为热脉冲。然而，在这种情况下，壳的很大一部分可能由后掠ISM组成;分离的外观可以用风-ISM相互作用来解释。我们提出了一个模型，其中AGB风已被周围的ISM停止，并且后掠壳现在以声速膨胀。该模型预测，该环将在10^5年的几倍时间内消散，最终将在AGB恒星或其未来的行星状星云周围的ISM中留下一个大洞。
2002-03-20 astro-ph
Vortices in the wakes of AGB stars
宇宙中的涡旋被假定在一系列的尺度上，包括恒星尺度。在流体动力学模拟渐近巨星分支（AGB）恒星的风穿过并扫过其周围的星际介质（ISM）时，我们发现在恒星尾流中存在10^-1 pc到10^1 pc尺度的涡旋。这些旋涡似乎是在AGB星上游形成的弓形激波头部不稳定的结果。不稳定性在下游剥离，并在弓形激波后面的AGB物质的尾部形成涡流，与周围的ISM混合。我们认为这样的结构在行星状星云Sh 2-188中可见。
2007-03-28 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
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
On the Connection between Mass Loss and Evolution of C-rich AGB stars
碳AGB星的质量损失性质目前还没有得到很好的限制。文献中有各种不同参数化的经验或理论公式，但它们之间的一致性很差。这些简单的质量损失公式仍然被用于许多恒星演化模型中，而没有考虑它们在各种情况下的适用性。我们在这里介绍一个正在进行的项目，旨在更好地描述质量损失，这可能会被用来改善恒星演化模型-特别是在TP-AGB阶段的演化。作为第一步，我们考虑了He壳闪光过程中的质量损失演化。利用从恒星演化轨迹中提取的恒星参数，采用包含尘埃形成的详细的频率依赖辐射流体动力学模型，计算了大气层和风加速区的时间演化。基于这些结果，我们还模拟了随后的长期动力学演化的拱星信封（CSE），包括形成一个分离的外壳。我们发现，现有的简单的质量损失处方意味着不同的质量损失的演变与我们的模型相比。该项目的第二步涉及质量损失对基本恒星参数的依赖性。目前，我们正在计算一个大型网格的风模型，为富C AGB星。初步结果表明，简单的参数化是很难获得在某些地区的参数空间考虑，由于强烈的非线性风机制。
2007-06-13 astro-ph
Turbulent Dynamo in Asymptotic Giant Branch Stars
利用湍流发电机的最新结果，我们表明，湍流发电机可以放大大规模的磁场在信封的渐近巨星分支（AGB）的明星。我们认为，AGB包络的缓慢旋转可以固定对称轴，导致轴对称磁场结构的形成。与太阳能型阿尔法-欧米茄发电机不同，旋转在放大磁场的环形分量方面只起很小的作用。大尺度的磁场足以在AGB星表面形成磁冷斑。这些斑点可以调节尘埃的形成，从而调节质量损失率，导致轴对称质量损失和椭圆行星状星云（PNe）的形成。尽管大尺度磁场在形成冷斑方面发挥了作用，但它太弱了，无法发挥动力学作用并直接影响来自AGB星的风。我们发现其他问题的模型中，磁场在塑造的AGB风中起着动态的作用，并认为他们不能解释非球形PNE的形成。
2001-06-18 astro-ph
Evolution of asymptotic giant branch stars I. Updated synthetic TP-AGB models and their basic calibration
我们提出了TP-AGB进化的新合成模型。它们是针对初始金属含量的7个值（Z从0.0001到0.03）和初始质量在0.5到5.0 Msun之间进行计算的，从而将Girardi等人（2000）的低质量和中等质量轨迹延伸到AGB后阶段的开始。计算是用一个综合程序进行的，它结合了许多最新的改进，其中包括：（1）使用详细的和修正的解析关系来描述静态光度、脉冲间隔、第三次疏浚、热底燃烧、脉冲周期光度变化等的演化; (2)利用可变的分子不透明度--即与变化的光球化学成分相一致的不透明度--来整合完整的包层模型，而不是标准的定标太阳不透明度的选择;（3）利用从富C和O的AGB星的脉动尘埃驱动风模型导出的质量损失率的形式;以及（4）在演化过程中，脉动模式在一次泛音和基频之间的转换，这对质量损失的历史有影响。由此可见，除了HR图上的时间演变外，新模型还以一致的方式预测了表面化学成分、脉动模式和周期以及质量损失率的变化。第三次疏浚过程的开始和效率进行校准，以重现基本的观测，如碳星光度功能的麦哲伦星云，和TP-AGB寿命（恒星计数）在麦哲伦星云星团。即将发表的论文将提出的理论等时线和化学产率来自这些轨道，并进行额外的测试与援助的一个完整的人口合成代码。
2007-03-07 astro-ph
Dust grain properties in atmospheres of AGB stars
我们提出了自洽的动力学模型的尘埃驱动的富碳AGB星的风。该模型是基于耦合系统的频率相关的辐射流体动力学和时间相关的粉尘形成。我们详细研究了模型的风特性如何受到作为参数进入的尘埃颗粒的微物理特性的影响。模型现在处于这样一个水平，即在选择作为模型输入的灰尘属性时，必须在数量上保持一致。在我们目前的复杂程度的尘埃参数的选择是显着的导出的外流速度，冷凝的程度和模型的估计质量损失率。在有质量损失和无质量损失模型之间的转换中，微物理参数的选择对于一组特定的恒星参数是否会引起尘埃驱动的质量损失是非常重要的.
2002-09-12 astro-ph
FUSE Observations of the Post-AGB Star ZNG 1 in the Globular Cluster M5 (NGC 5904)
我们用远紫外光谱探测器（FUSE）观测了球状星团M5中的热后AGB星ZNG 1。从得到的光谱，我们得到一个有效的温度T_eff ~ 45，000 K，旋转速度v_rot ~ 100 km/s，碳和氮的丰度约为太阳的10倍，风的终极速度接近1000 km/s，以及恒星周围物质壳膨胀的证据。碳和氮的增加表明AGB上的核处理材料被挖掘出来。高自转速度可能反映了先前与伴星的合并。
2002-09-17 astro-ph
The shaping of planetary nebula Sh 2-188 through interaction with the interstellar medium
Sh 2-188是行星状星云（PN）和星际介质（ISM）之间强相互作用的一个例子。它的结构被假定为通过ISM运动的结果。我们提出了新的H $α$图像从艾萨克牛顿望远镜光度H $α$调查的北银河系平面，揭示了新的结构。星云在天空中总共延伸了15弧分。我们已经开发了一个“三重风”流体动力学模型，包括最初的“慢”渐近巨星分支（AGB）风和后来的“快”恒星风加上第三风反映通过ISM的议案。在各种速度的中心恒星相对于ISM的模拟表明，需要125公里的高速度来重现所观察到的结构。我们发现大部分的结构已经在AGB阶段形成。环的闭合是由慢-快风的相互作用引起的。AGB上的大部分质量损失都被扫向下游，这为PNe中的质量丢失问题提供了一个可能的解释。我们报告了中心恒星在明亮边缘方向上的自行速度为30 mas/yr^-1，这意味着到星云的距离为850^{+500}-420} pc，与光谱距离一致。从光谱数据测量的膨胀速度与从模拟测量的速度一致。该模型表明，PN的大小已经在AGB阶段设置。
2005-12-01 astro-ph
Chemistry and clumpiness in planetary nebulae
研究了AGB星向行星状星云和行星状星云转变过程中慢风的化学组成。我们表明，有一个非常丰富的化学降解产物所产生的光处理，由逐渐硬化的辐射场的中心恒星。然而，如果风是平稳的，这些产品中的大多数是在PPN阶段光解离的。相比之下，如果风是块状的，可能是因为在AGB大气中的块状，那么许多这些降解产物生存到PN阶段。因此，化学可用于推断在AGB相中存在结块。我们确定潜在的分子示踪剂，我们注意到，在块状的情况下，大分子可能生存的运输从恒星大气到星际介质。我们比较了我们的模型结果与观测的三个对象在不同的演化阶段：CRL 618，NGC 7027和Havana星云（NGC 7293）。
2003-08-06 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
Reaction Rates Uncertainties and the Production of F19 in AGB Stars
我们提出了核合成计算和由此产生的19 F恒星产量为一个大的模型，具有不同的质量和金属丰度。我们发现，氟的生产取决于对流脉冲的温度，初级12 C的量混合到信封第三疏通和部分混合区的范围。然后，我们进行了详细的分析的反应速率参与生产的19 F和他们的不确定性的影响。我们发现，主要的不确定性与14 C（α，γ）18 O和19 F（α，p）22 Ne反应速率。对于这两个反应，我们提出了新的估计率和它们的不确定性。部分混合区的重要性降低时，使用我们的估计为14 C（α，γ）18 O率。考虑到与部分混合区有关的不确定性和与核反应有关的不确定性，在AGB星中观测到的19 F增强的最高值与模型不匹配。这是一个必须通过更好地理解部分混合区中的形成和核合成来修正的问题，也与减少14 C（α，γ）18 O反应速率的不确定性有关。同时，在AGB核合成的计算中应考虑对流包层底部冷底处理的可能影响。这个过程原则上可以通过降低恒星表面的C/O比来帮助匹配观测到的最高19 F丰度，同时保持19 F丰度不变。
2004-07-27 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
