The Chemical Composition of Carbon-Rich, Very Metal-Poor Stars: A New Class of Mildly Carbon-Rich Objects Without Excess of Neutron-Capture Elements
我们报告的化学成分分析的五个富碳，非常贫金属恒星的高分辨率光谱的基础上。其中一颗恒星CS22948-027，表现出非常大的碳、氮和中子捕获元素的过剩，正如希尔等人先前的研究所发现的那样。这一结果可以解释为质量转移的后果，从一个双同伴，以前通过渐进的巨大分支阶段的发展。相比之下，我们研究的其他四颗恒星没有表现出过多的钡（[Ba/Fe]<0），而其中三颗恒星的碳和/或氮（[C+N]+1）略有增加。我们无法确定剩余恒星（CS30312-100）的准确碳和氮丰度。这些恒星与诺里斯等人先前讨论过的富含碳，中子捕获元素贫乏的恒星CS22957-027非常相似，尽管这个物体中的碳过剩量明显更大（[C/Fe]=+2.2）。我们的研究结果意味着，这些富含碳的天体与“正常”的中子捕获元素丰度是非常缺乏金属的恒星中并不罕见。Fujimoto等人最近提出的一种可能的解释是，在低金属量、低质量（M~< 1M_sun）恒星中，AGB底部附近的氦壳层闪光是导致这一现象的原因之一。本文报道的中等碳增强（[C/Fe]+1）与著名的r-过程增强恒星CS22892-052中报道的那些相似。我们讨论了相同的过程可能是负责这种相似性的可能性，以及一个完全独立的现象是负责在CS22892-052中的大r-过程增强的含义。
2001-11-15 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
Water Ice, Silicate and PAH Emission Features in the ISO Spectrum of the Carbon-rich Planetary Nebula CPD-56 8032
本文介绍了晚期WC型行星状星云核心CPD-56 8032及其富碳星云的ISO SWS和LWS光谱。非常广泛的覆盖范围（2.4-197微米）使我们能够识别来自富氧和富碳的星周物质的清晰和同时存在的发射特征。去除平滑的连续谱突出了3-14微米区域的多环芳烃（以下简称PAH）的明亮发射谱带特征，18微米的结晶硅酸盐谱带，以及43和62微米的结晶水冰谱带。我们讨论了可能的演化状态和历史，这个不寻常的对象（a）最近的过渡，从O-丰富的C-丰富的流出后，氦壳闪光;或（b）富碳星云流出遇到O-丰富的彗星云。
1999-01-11 astro-ph
Modeling lithium rich carbon stars in the Large Magellanic Cloud: an independent distance indicator ?
我们提出的第一个定量结果解释存在于大麦云云的一些渐近巨星分支星，共享富锂碳星的属性。需要对随时间变化的混合、过冲和核燃烧进行自洽的描述。我们为这种特殊的恒星确定了一个狭窄的质量和光度范围。将这些模型与大麦云星云中少数富锂C星的光度进行比较，为大麦哲伦星云提供了一个独立的距离指示器
1999-11-03 astro-ph
Carbon-rich, extremely metal-poor Population II stars
很大一部分贫金属恒星具有出乎意料的高碳丰度。我回顾了他们的发现，描述了他们的组成的高分辨率光谱研究的结果，并考虑可能的起源。现在很清楚，至少需要两种，可能是三种不同的解释来解释它们的一般特征。
2002-11-27 astro-ph
Molecular opacities for low-mass metal-poor AGB stars undergoing the Third Dredge Up
伴随的C，N和s-过程元素的过剩通常归因于复杂的相互作用的核合成，混合和质量损失发生在渐近巨星分支星。在低金属丰度下，C和/或N的增强可能比原始铁含量大1000倍，并显着影响恒星结构及其演化。由于这个原因，解释我们银河系和矮球状星系中的富碳贫金属恒星的数据已经存在，而且还在不断增加，这就需要可靠的低金属丰度和极低金属丰度的AGB恒星模型。在本文中，我们解决的问题，计算和使用适当的不透明度系数，其中考虑到C增强所造成的第三次疏浚。一个可能的N增强，造成的冷底过程或由热脉冲和随后的巨大的第三次疏浚产生的对流区的质子的吞没，也被认为是。基于最新的恒星模型，我们说明了这些恒星的物理和化学性质的预期使用这些不透明度引起的变化。
2007-06-14 astro-ph
Carbon molecules in the inner wind of the oxygen-rich Mira IK Tauri
利用描述恒星光球层附近周期性激波气体的物理化学模型，研究了富氧Mira变星IK Tau（NML Tau）内风的气相非平衡化学.我们预测在大量的几个碳物种的形成在内部信封，特别是CO $_2$，这已被发现与ISO的光谱中的几个富氧半定期和Mira星。理论丰度也与毫米和亚毫米观测值非常一致，指出氧星中的一些碳物种确实是从内层的冲击化学中形成的，并作为“父母”物种在信封中旅行。
1998-11-17 astro-ph
Water Vapor in Carbon-rich AGB Stars from the Vaporization of Icy Orbiting Bodies
我们认为，水蒸气的存在下，在拱流出的富碳AGB星是潜在的太阳系外彗星系统的一个独特的签名。详细的模型显示，在距离恒星适当的距离处，水冰可以很好地存活到富碳的AGB阶段;水蒸气丰度高达10^-6可能是由一系列绕轨道运行的冰体蒸发而成，这些冰体的总质量可能与太阳系柯伊伯带中最初存在的质量相当。特别是，最近报道的次毫米波天文卫星在IRC+10216的拱星流出物中探测到水蒸气，可以解释为如果在距离该富碳恒星约300 AU的距离处存在约10个地球质量的冰。赫歇尔空间天文台（HSO，以前称为FIRST）的未来观测将促进对水的敏感的多跃迁观测，产生可以确定IRC+10216中水蒸气径向分布的线比。HSO更高的灵敏度也将允许在更大的富碳AGB恒星样本中进行水蒸气搜索。
2001-07-12 astro-ph
Chemical Composition of the Carbon-rich, Extremely Metal-Poor Star CS 29498--043: A New Class of Extremely Metal-Poor Stars with Excesses of Magnesium and Silicon
我们分析了一个高分辨率，高信噪比光谱的富碳，极贫金属的恒星CS29498-043，获得了斯巴鲁望远镜高色散光谱仪。我们发现它的铁丰度极低（[Fe/H] = -3.7），使它成为少数已知的[Fe/H] <-3.5的恒星之一，而Mg和Si的丰度（[Mg/Fe] =+1.8，[Si/Fe] = +1.1）与没有碳过剩的类似金属丰度的恒星相比显着过剩。此外，还发现了N和Al的过度丰度，这些特征与富碳、极贫金属的恒星CS22949-037相似。虽然样本很小，但我们对CS29498-043的发现表明存在一类极度贫金属的恒星，它们含有大量过量的C、N、Mg和Si。
2002-08-01 astro-ph
Analysis of the carbon-rich very metal-poor dwarf G77-61
我们提出了一个分析的碳矮星G77-61，一个已知的二进制，基于高分辨率凯克光谱。G77-61的金属丰度非常低，但并不像之前报道的那样极端。这颗恒星的碳含量非常高，光谱显示出$^{13}$ C和$^{12}$ C同位素的CH、CN和C $_2$带非常强。原子线稀疏，经常混合，但我们能够推导出Na，Mg，Ca，Cr，Mn和Fe的丰度。它的[Fe/H]为-4.03 $\pm$ 0.1，使其成为已知金属丰度最低的恒星之一，其[C/Fe]=+2.6和[N/Fe]=+2.6非常高，是C和N最丰富的贫金属恒星之一。碳同位素比值为$^{12}$ C/ $^{13}C=5\pm$ 1。没有过量的s-或r-过程元素是可检测的，但可以设置在这些过量的上限不是很有约束力。
2005-01-25 astro-ph
Lithium in LMC carbon stars
在大麦云星云的674颗碳星样本中，发现了19颗在大气中富含锂的碳星。其中六颗富锂碳星属于J型，即具有较强的13 C同位素特征。大麦哲伦星系中碳星的锂富集现象比银河系中少得多，J型碳星的锂富集现象比N型碳星的锂富集现象多5倍。富锂碳星的辐射热星等介于-3.3和-5.7之间。现有的锂富集模型通过热的底部燃烧过程无法解释所有观察到的性质的富锂恒星研究。
2003-04-16 astro-ph
Removal of the calcium underabundance in cool metal rich Galactic disk dwarfs
Feltzing & Gustafsson（1998，A&AS，129，237）推导出了冷金属富集盘矮星明显的Ca丰度不足。这被认为是一种NLTE效应，遵循Drake的预测（1991，MNRAS，251，369）。使用MARCS大气和不透明度的新NLTE计算（Thorén，P.，2000，A&A，in preparation）表明与LTE的偏差非常小，不能解释丰度不足。结果表明，丰度不足主要是由于错误计算的原子线加宽参数（范德华展宽）。部分的丰度不足也是由于决定不改变光度测定恒星参数，以满足Fe I激发平衡。
2000-05-19 astro-ph
Recovery of the old nova V840 Ophiuchi: A carbon rich system
本文介绍了老新星V840 Oph的光谱学和多色光度学。我们根据它在色图中的位置重新发现了新星。它是一个非常蓝色的物体，带有额外的红色成分。我们提出了这个候选人的第一个光谱，并确认其新星的字符。此外，V8401.Oph已被发现为在λ = 580/1 nm处显示CIV发射的极少数激变变量之一。从碳谱线的分析来看，V840 Oph很可能包含一颗富碳的二级恒星。到目前为止，只有像新星一样的QU Car被认为有这样的伴侣。我们还发现光谱证据表明，V840 Oph有一个热的，密集的吸积盘或流，可能是一个磁系统。
2003-09-17 astro-ph
Spectroscopic Analysis of Two Carbon Rich Post-AGB Stars
富碳pAGB恒星IRAS 05113+1347和IRAS 22272+5424的化学成分是使用标准LTE模型大气技术从高分辨率光谱中确定的。恒星是C、N和$s$ -过程富集的，这表明在AGB星中第三次疏浚的有效操作，第一次疏浚增加了N丰度。锂以需要Li制造的丰度存在。有了这一对，现在可以对富含11个C的pAGB进行丰度分析。一个共同的历史表明，特别是，$s$ -丰度，特别是相对丰度的轻到重的$s$ -过程元素，遵循最近的预测，第三次疏浚在AGB星。
2001-09-05 astro-ph
Carbon and Strontium Abundances of Metal-Poor Stars
我们目前的碳和锶丰度的100个贫金属恒星测量R $\sim $ 7000光谱获得的Echellette摄谱仪和成像仪在凯克天文台。利用G带区域的光谱合成，我们导出了从[Fe/H] $=-1.3$到[Fe/H] $=-3.8$的恒星的碳丰度。形式误差为$\sim 0.2$ dex（单位：[C/Fe]）。这些恒星中的锶丰度是用4215 ° C共振线的光谱合成测量的。使用这两个丰富的测量随着钡丰度从我们以前的研究，这些恒星，我们表明，它是可能的，以确定中子捕获丰富的恒星与我们的光谱。与其他研究一样，我们发现[Fe/H] $ = -2$下面的[C/Fe]有很大的分散。在具有[Fe/H] $<-2$的恒星中，有9颗$\pm$ 4%的恒星可归类为富碳贫金属星。Sr和Ba丰度表明，三个富碳恒星是中子捕获丰富，而两个有正常的Ba和Sr。这部分碳增强的恒星与其他研究，包括这种金属丰度范围是一致的。
2007-06-20 astro-ph
Molecular Line Observations of a Carbon-Chain-Rich Core L492
我们报告的分子丰度和分布在一个无星致密的核心L492。我们发现碳链分子的丰度，如CCS、C $_{3}$ S、HC $_{3}$ N、HC $_{5}$ N和HC $_{7}$ N，与化学上年轻的暗云核心（称为“碳链生产区”），如L1495 B、L1521 B、L1521 E和TMC-1相当。这是在金牛座地区以外发现的第一个含有极其丰富的碳链分子的暗云核心。此外，DNC/HNC和DCO $^{+}$ /HCO $^{+}$的氘分馏比也与产生碳链的区域的氘分馏比相当，显著低于演化的星前核如L1498和L1544中的氘分馏比。另一方面，NH $_{3}$和N $_{2}$ H $^{+}$的丰度系统地高于碳链-生产区域。我们的作图观察显示，L492星前核中CCS和C $^{34}$ S分子分布的中心空穴并不显著，表明分子的消耗因子并不是很高。此外，L492比碳链生成区更动态地演化，并且像L1498和L1544一样，原恒星已经开始坍缩。因此，L492的化学和动力学演化阶段很可能介于碳链生成区（L1495 B、L1521 B、L1521 E和TMC-1）和星前核（L1498和L1544）之间。
2006-04-04 astro-ph
SCP06F6: A carbon-rich extragalactic transient at redshift z~0.14?
我们发现，不寻常的瞬态SCP 06 F6的光谱是一致的，从一个凉爽的，光学厚和富碳的大气排放，如果瞬态位于红移z~0.14。瞬变的河外性质排除了新星，壳闪光和V838 Mon类事件作为观测到的增亮的原因。与SCP 06 F6的距离表明其最大星等为M_I ~- 18，属超新星区。虽然SCP 06 F6的光变曲线在亮度峰值附近的形态类似于缓慢演化的I型In超新星SN 1994 Y和SN 2006 gy，但它的光谱外观与以前观测到的所有超新星都不同。我们进一步报告了在瞬态下降阶段进行的机会XMM-牛顿观测目标中与SCP 06 F6同时发生的X射线源的检测。L_X ~-（5+-1）= 42 erg/s的X射线光度比迄今观测到的超新星高两个数量级。如果与超新星事件有关，SCP 06 F6可能会定义一个新的类别。另一种可能性较小的情况是富碳恒星的潮汐破裂。
2009-09-10 astro-ph
The Luminous and Carbon-Rich Supernova 2006gz: A Double Degenerate Merger?
SN 2006 gz的光谱和光变曲线显示出最强的未燃烧碳特征，也是Ia型事件中最慢的光变曲线之一（Δ m_15 = 0.69 +/- 0.04）。早期的Si II速度很低，这意味着它被未燃烧物质的外壳减慢了。我们对56 Ni的光度的最佳估计是M_V = -19.74和56 Ni产生~ 1.2M_sun。这表明有一个超级古拉塞卡人的祖先。双简并并与这些观测结果是一致的。
2007-09-11 astro-ph
The carbon-rich type Ic SN 2007gr: the photospheric phase
本文介绍了对附近的Ic型SN 2007gr进行光谱和光度监测的头两个月的情况。非常早的发现（爆炸后不到5天）和宿主星系相对较短的距离激发了广泛的观测活动。SN 2007 gr显示出平均峰值亮度，但异常狭窄的谱线和几乎平坦的光球速度剖面。在光谱中的突出的碳功能的检测显示，并建议在剥离信封超新星的碳丰度范围很广。SN 2007gr可能是CC SNe多样性的重要组成部分。
2007-12-12 astro-ph
The Carbon-Rich Gas in the Beta Pictoris Circumstellar Disk
环绕在附近的年轻恒星Beta Picture周围的边缘盘是“碎片盘”的原型，它由星子碰撞和蒸发产生的尘埃和气体组成，类似于太阳系彗星和小行星。这些圆盘为研究类地行星的形成和早期演化提供了一个窗口。先前对β Pic的观测得出结论，盘状气体的元素丰度大致与太阳相同[1]，但这带来了一个问题，因为这些气体应该迅速被吹离恒星，这与开普勒旋转中稳定气体盘的观测相反[1，2]。在这里，我们报告的检测单，双离子化碳（CII，CIII）和中性原子氧（OI）气体在Beta Pic磁盘;这些丰富的挥发性物质的测量允许更完整的气体库存。相对于其他所有测量元素，碳是极其过剩的。这似乎解决了稳定气体盘的问题，因为碳的过量应该使气体盘保持开普勒旋转[3]。然而，新的问题出现了，因为过多的气体可能表明气体是由比预期的太阳系类似物更富含碳的物质产生的。
2006-04-20 astro-ph
Evolutionary calculations of carbon dredge-up in helium envelope white dwarfs
我们调查的演变冷却氦大气白矮星使用一个完整的进化代码，专门开发的元素扩散和重力沉降对白矮星冷却的影响。这项工作和以前的工作之间的主要区别是，我们使用了OPAL项目最近的不透明度数据。一般来说，由于这些不透明度高于十年前的不透明度，在给定的有效温度下，对流区比使用旧不透明度数据的模型更深。因此，在比Pelletier等人（1986）发现的更厚的氦层中，白矮星的氦大气中可观测到的碳的对流疏浚可能发生。我们发现，在类似的有效温度的不同DQ白矮星中观察到的C与He的比例的范围很好地解释了初始氦层质量的范围之间的$10^{-3}$和$10^{-2} M_{\odot}$，在恒星演化理论，假设一个典型的白矮星质量$0.6 M_{\odot}$。我们还预测，氧气将存在于DQ白矮星大气中的检测量，如果氦层的质量接近下限兼容的恒星演化理论。氧丰度的测定有可能提供有关岩心中氧分布的信息，从而提供有关重要的$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率的信息。
1998-03-10 astro-ph
Atmospheric dynamics in carbon-rich Miras. II. Models meet observations
起源于AGB恒星非常扩展的大气层的不同深度，在近红外线中可观察到的各种分子谱线显示出不同的行为，并可用于探测这些脉动红巨星外层的大气动力学。在Nowotny等人（2005年，论文I）中，提出了合成高分辨率光谱的时间序列，这些光谱是从典型的富碳Mira的动态模型大气中计算出来的。在这项工作中，线轮廓的形状，它们的变化在光周期和径向速度来自波长的变化进行了分析和比较，从观察到的FTS光谱的富C米拉S Cep和其他米拉。结果表明，模式的整体速度结构与观测结果定性一致。不同层采样的分子线径向速度表现出相似性，尽管在绝对值上存在一些差异。对于CO dv=3条谱线，测得的RV与实际气体速度之间的校正因子p=1.36。结果表明，动态模型大气能够再现米拉光谱，而不引入额外的“静态层”提出的几个作者。
2005-03-30 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
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
HE 0557-4840 - Ultra-Metal-Poor and Carbon-Rich
我们报告了超贫金属红巨星HE 0557-4840的发现和高分辨率，高信噪比，光谱分析，这是目前已知的第三大重元素缺乏星。其大气参数为T_eff = 4900 K，log g = 2.2，[Fe/H]=-4.75。这使得[Fe/H] < -4.0的恒星数量增加到了3颗，而HE 0557-4840的发现表明，星系晕的金属丰度分布函数在[Fe/H] =-4.0和[Fe/H] ~-5.3这两颗最贫金属的恒星之间并没有“差距”，其中有几颗恒星是已知的。HE 0557-4840富含碳- [C/Fe] = +1.6 -这是所有三个天体共有的属性，[Fe/H] <-4.0，这表明众所周知的碳相对于铁的增加随着[Fe/H]的降低而达到其逻辑结论-无处不在的碳丰富度-在最低丰度。我们还提出了另外18个元素的丰度（9个）和极限（9个）。对于具有良好的测量丰度或强大的上限的物种，HE 0557-4840是“正常”的比较，与大部分的恒星星族在[Fe/H] ~ -4.0 -与可能的例外的Co。我们讨论了这些结果的影响化学富集在最早的时候，在上下文中的单一（“混合和回落”）和两个组件的富集模型。虽然两者都没有提供明确的解决方案，但后者似乎更接近目标。需要进一步的数据来确定氧丰度并改善Co的丰度，从而更有力地限制该物体的起源。
2007-07-19 astro-ph
An Abundance Analysis of the New Carbon-Rich Proto-Planetary Nebula IRAS 06530$-$0213
在本文中，我们提出了一个研究的原行星状星云（PPN）IRAS 06530 $-$ 0213的基础上低，高分辨率光谱。低分辨率光谱显示该恒星是一颗F5超巨星，分子结构为C $_{2}$和C $_{3}$，s-过程线增强。根据高分辨率光谱，确定了下列大气参数：$T_{\rm eff}$ = 6900 K，log $g$ = 1.0和$ξ_{\rm t}$ = 4.5。抽象分析表明IRAS 06530 $-$ 0213是贫金属的（[Fe/H]= $-$ 0.9），并且在碳（[C/Fe]=1.3）、氮（[N/Fe]=1.0）和s-过程元素（[s-process/Fe]=1.9）中过量，表明AGB核合成和深对流混合。通过对IRAS 06530 $-$ 0213光谱中的拱星C $_{2}$和CN分子带的分析，确定了后AGB星的包线膨胀速度V $_{\rm exp}$ =~14 $\pm1$ km s $^{-1}$，这是后AGB星的一个典型值。双峰谱能量分布也是PPN的典型特征。光球层和拱星包层的性质都表明IRAS 06530 $-$ 0213无疑是一个低质量、富碳的PPN。为了进行比较，还分析了著名的PPN HD 56126（IRAS 07134+1005）的新的高分辨率光谱，并与以前的结果进行了比较。
2003-03-11 astro-ph
A spectral line survey in the 2 mm and 1.3 mm windows toward the carbon rich envelope of IRC +10216
我们提出了我们的谱线调查的结果，在2毫米和1.3毫米的窗口，对富碳信封IRC +10216。共检测到377条谱线，其中360条谱线归属于57种已知分子（包括29种稀有同位素异构体和2种环状异构体）。只有17条弱线仍未确定。在IRC +10216中首次检测到同位素13 CCH和HN 13 C的旋转线。这颗恒星中甲醛线的检测也得到了证实。报道了三种13C取代的HC3N同位素异构体之间可能存在的丰度差异。C和O的同位素比值被证实是非太阳能的，而S和Si的同位素比值则接近太阳能。柱密度已估计为15种分子。修正的光谱参数已计算为NaCN，Na13CN，KCN和SiC2。从目前的观察跃迁频率被用来改善Si 13 CC，29 SiC2和30 SiC2的光谱参数。
2008-04-14 astro-ph
Temporal variations of the outer atmosphere and the dust shell of the carbon-rich Mira variable V Oph probed with VLTI/MIDI
我们提出了第一个多历元的N波段光谱干涉观测的富碳米拉变量V Oph使用的ESO的甚大望远镜干涉仪。我们在0.18、0.49和0.65三个不同的相位进行了连续观测，使用三种不同的基线配置（UT 2-UT 4、UT 1-UT 4和UT 2-UT 3），预计基线长度为42-124 m。在所有历元获得的均匀盘直径的波长依赖性的特征在于在8和10微米之间的大致恒定的区域，具有以~9.5微米为中心的轻微下降和向10微米的逐渐增加。这些N波段的角尺寸明显大于V Oph的估计光球尺寸。在不同时期观察到的角大小显示，该物体在相位0.49（最小光）时看起来更小，均匀盘直径约为5-12质量，而不是在相位0.18（约12-20质量）和0.65（约9-15质量）。我们解释这些结果与模型组成的光学厚C2 H2层和光学薄尘埃壳。我们的模型表明，V Oph周围的C2 H2层在相位0.18和0.65比相位0.49（~1.4 Rstar）更扩展（~1.7-1.8 Rstar），并且C2 H2柱密度似乎在相位0.49时最小。我们还发现，尘埃壳层由无定形碳和SiC组成，其内径为~2.5 Rstar，并且在相位0.18和0.65处的总光学深度大于相位0.49处的总光学深度。我们的观测和建模表明，富碳的Miras也有扩展层的多原子分子，如先前在富氧的Miras中证实的那样。
2007-02-08 astro-ph
The Binary Frequency Among Carbon-Enhanced, s-Process Rich, Metal-Poor Stars
我们讨论的径向速度的碳增强，s-过程丰富，非常金属贫星（CEMP-s以下），分析了高分辨率光谱多个时期。我们发现样本中约68%的恒星显示出径向速度变化的证据。这些恒星的预期检测分数，采用现场测量的双星分数（~60%），并假设它们具有相同的周期和偏心率分布，是~ 22%。即使假设这些恒星的双星比例是100%，预期的探测百分比也只有36%。这些数值表明CEMP-s恒星中的双星比例高于场双星比例，表明所有这些天体都处于双（或多）系统中。在假定双星比例为100%的情况下，观测到的速度变化频率超过预期的探测比例，这一事实可能是由于与正常场双星相比，这些物体的轨道周期分布更为有限。我们的研究结果表明，CEMP-s星是经典CH-星的贫金属类似物。
2004-12-16 astro-ph
Reconsidering the origin of the 21 micron feature: Oxides in carbon-rich PPNe?
所谓的“21微米”特征在某些富碳原行星状星云（PPNe）的光谱中尤为突出，其起源是一个激烈争论的问题。在过去的十年里，大量潜在的频带载波被提出和丢弃。本文概述了迄今提出的特征识别，包括最近提出的候选载体碳化硅相关的问题。我们还讨论了光谱前景的氧化物的情况下。SiC被示出，如果被二氧化硅层涂覆，则在20-21微米处产生强共振带。在低温下，由SiC和无定形SiO $_2$组成的核-幔颗粒确实在20.1微米的位置处具有其最强的光谱特征，这与“21微米”发射带的位置一致。的光学常数的另一个候选人载体，已被相对忽视到目前为止-一氧化二铁-被证明允许相当准确的再现的“21微米”的功能配置文件，以及，特别是当低温测量的红外特性的FeO被考虑在内。作为“21微米”发射带的候选载体，FeO的优点是仅在很窄的化学和物理条件范围内对进一步氧化和还原保持稳定，这与该特征也仅在一小部分物体中被检测到的事实相吻合。然而，目前还不清楚FeO如何形成或存活，特别是在富含碳的PPNe中。
2004-08-24 astro-ph
Spitzer detections of new dust components in the outflow of the Red Rectangle
我们目前斯皮策高光谱分辨率IRS光谱的三个位置的富碳流出的后AGB星HD 44179，更好地称为红色矩形。令人惊讶的是，光谱显示出一些强烈的未知中红外共振，在13-20微米范围内。这些共振的形状和位置随星云中的位置而变化，并且与PAH特征无关。我们得出结论，这些功能是由于富氧矿物，位于一个地区，被认为是主要是富碳。我们提供了可能的解释富氧尘埃的存在下，在富碳的流出。简单的Mg-Fe氧化物被认为是这些未识别特征的载体。
2005-06-20 astro-ph
Imaging the oxygen-rich disk toward the silicate carbon star EU And
本文报道了对硅酸盐碳星EU的22 GHz H_2O脉泽的多历元高角分辨率观测，并探讨了富氧物质的空间运动学分布。使用甚长基线阵列（VLBA）在三个时期（最长时间间隔为14个月）观察到EU和。我们对22 GHz水脉泽的VLBA观测表明，脉泽斑沿直线分布，直径约为20 mas，并有轻微的S形结构。观测到的光谱显示出三个显著的速度分量，分别位于V_LSR =-42、-38和-34 km·s^-1，西南方向的脉泽发生红移，东北方向的脉泽发生蓝移。位于总体分布中间的脉泽斑点对应于V_LSR = -38 km s^-1处的分量，该分量与系统速度大致一致。这些观测结果可以被解释为一个新兴的螺旋喷流或一个几乎从侧面观察的盘（环双星或环伴星盘）。然而，在相隔14个月拍摄的VLBA图像中测量到的向外运动远小于喷气情景的预期。此外，用斯皮策太空望远镜获得的中红外光谱表明，10微米的硅酸盐发射是光学薄的，硅酸盐颗粒是亚微米级的。这支持了环绕伴星盘的存在，因为由如此小的颗粒组成的光学薄的环绕双星盘会被主星（富碳）的强烈辐射压吹走。如果我们假定环绕伴星的圆盘为开普勒旋转，伴星的质量估计为0.5- 0.8 M_sun。我们还确定了在欧盟的斯皮策光谱中13- 16微米处的CO2排放特征，这是硅酸盐碳星中首次明确检测到CO2。
2007-12-14 astro-ph
Detection of Lead in the Carbon-Rich, Very Metal-Poor Star LP625-44: A Strong Constraint on s-Process Nucleosynthesis at Low Metallicity
我们报告了在非常贫金属（[Fe/H]=-2.7），富碳的恒星LP 625 -44中检测到Pb I 4057.8A线。我们确定了Pb（[Pb/Fe] = 2.65）和其他15个中子俘获元素的丰度。Ba和Pb之间的丰度模式与一个缩放的太阳系S-过程组件一致，而较轻的元素（Sr-Zr）的丰度低于Ba。增强的S-过程元素被解释为质量转移的结果，在一个二元系统从以前的AGB同伴，解释强烈支持径向速度变化的这个系统。铅的检测使得有可能，第一次，比较模型预测的S-过程核合成在AGB星与Sr和Pb之间的元素的观测。Pb丰度明显低于最近模型的预测（例如，Gallino et al. 1998），成功地解释了在先前观测到的s-过程增强恒星中发现的轻s-元素（Sr-Zr）与重元素（Ba-Dy）丰度比的金属丰度依赖性。这表明，人们应该（a）重新考虑现有模型中关于富含13 C的s-加工位点（13 C-口袋）的基本假设，或者（b）在非常贫金属的AGB星中研究s-过程核合成的替代位点。
2000-05-17 astro-ph
The surface carbon and nitrogen abundances in models of ultra metal-poor stars
我们调查是否可以解释所观察到的高数量的碳和氮增强的极端贫金属恒星在红巨星分支的尖端的核心他闪光期间的特殊的演化特性。为此，我们计算一系列详细的恒星模型扩展我们以前的工作，特别是，我们调查，如果在主要的他闪光的氦对流区的渗透到覆盖的富氢层可以产生碳和氮丰富的丰度与当前的光谱观测。这种现象的依赖选定的模型输入参数，如初始金属丰度和治疗对流的详细检查。
2002-05-20 astro-ph
Isotopic Abundances of Carbon and Oxygen in Oxygen-Rich Giant Stars
用KPNO FTS高分辨红外光谱测定了23 M巨星的~（16）O/~（17）O和~（12）C/~（13）C比值。我们的样本质量是使用Claret（2004）的进化轨迹估计的，这可能只占我们样本的一半左右。低质量恒星中16 O/17 O比值的较大变化与演化模型的预测相一致，但在一些高质量恒星中观测到的16 O/17 O比值很低，不能用演化模型的预测来解释。观测到的12 C/13 C比值大多在10左右，与预测的12 C/13 C比值约为20相矛盾。因此，我们确认了一个长期存在的12 C/13 C难题，似乎这个困境可能还没有得到解决，即使有额外的混合，如“冷底处理”预期只有在低质量的恒星。
2006-10-06 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
Carbon-Rich Mira Variables: Radial Velocities and Distances
测量了38颗C型Mira变星的视向速度。这些数据与其他文献中被用来研究光学和CO毫米观测C-Miras之间的差异和必要的修正，以获得真正的径向速度的变量。吸收和发射线速度之间的差异也检查。在H-α发射谱线的情况下发现了特别大的差异（+30 km \s）。给出了177个C-Miras的目录，并估计了距离和径向速度。这些距离是基于论文I中使用SAAO观测或（对于60颗恒星）使用非SAAO测光得出的热星等。在后一种情况下，导出了到SAAO系统的必要变换。这些数据将被用于论文III研究的运动学的C-米拉。
2006-03-18 astro-ph
Cool carbon stars in the halo II. A study of 25 new objects
我们提出了新的结果，从一个正在进行的调查富碳渐近巨星（AGB）在我们的银河系的晕。在主要通过它们的2 MASS颜色选择候选者之后，ESO NTT望远镜实现了狭缝光谱学。发现了21颗新的AGB碳星，使目前已知的类似AGB C星总数增加到约120颗。另外四个被再次观察，以确认它们的富碳性质和测量径向速度。这项工作有两个主要发现。首先，我们发现了一颗距离太阳约130 kpc的C星，b = -62度。这颗遥远的恒星非常接近人马座矮星系流的主平面（5 kpc），很可能是人马座矮星系流遥远的人口稀少的南部弯曲的示踪物。etc etc
2005-06-22 astro-ph
Atmospheric dynamics in carbon-rich Miras. I. Model atmospheres and synthetic line profiles
演化的AGB星的大气层受到脉动、尘埃形成和质量损失的严重影响，它们可以变得非常延伸。观测到的高分辨率光谱的时间序列被证明是研究这些脉动红巨星外层大气动力学的有用工具。起源于不同的深度，不同的分子谱线观察到的近红外线可以用来探测气体的速度有不同的阶段，在光周期。动力学模式大气需要正确地表示Mira变量的复杂结构。一个重要的方面，应再现的模型是由于气体速度的影响线轮廓的变化。基于动力学模型，使用包括速度效应的LTE辐射转移代码计算合成光谱（包含CO和CN线）。它示出，不同深度的采样线的配置文件定性地再现从观测预期的行为。
2005-03-30 astro-ph
