Lithium in the Symbiotic Mira V407 Cyg
我们报告的锂共振双峰LiI 6708 A的V407 Cyg，一个共生的米拉的脉动周期约为745天的光谱中的识别。所用光谱的分辨率为R~18500，测得的谱线等效宽度为~ 0.34 A。据认为，锂富集是由于热底部燃烧的中间质量AGB变量，虽然其他可能的起源不能完全排除。与麦哲伦星云中的富锂AGB星相比，V407 Cyg的光谱中没有发现ZrO 5551 A，6474 A的吸收带。这些波段用于在低分辨率下对S型恒星进行分类。虽然我们确定了弱ZrO 5718 A，6412 A，但这些在低分辨率光谱中不可见，因此我们将V407 Cyg中的Mira分类为M型。这与其他已发表的工作一起表明，锂富集可以先于银河系AGB星中s-过程富集物质的第三次挖掘。
2003-06-14 astro-ph
Link between Mass-loss and Variability Type for AGB Stars?
我们发现AGB星在25-12 vs. 12-K色图中根据它们的化学（O，S vs. C）和变率类型（Miras vs. SRb/Lb）而分离。虽然根据化学组成的歧视是不足为奇的，Miras从SRb/Lb变量的分离是出乎意料的。我们表明，“标准”的稳态辐射驱动模型提供了很好的适合所有化学类型的Miras的颜色分布。然而，这些模型无法解释富氧SRb/Lb星的尘埃排放。通过假设硅酸盐颗粒的不同光学性质，或者假设内包络半径处的尘埃温度（300-400 K）明显低于典型的冷凝温度（800-1000 K），可以改变模型以拟合数据，这一可能性也得到了LRS数据详细特征的支持。SRb/Lb星没有热尘埃可以解释为最近（100年的顺序）的质量损失率下降。富氧的SRb/Lb星在25-12与K-12色图中的分布显示，质量损失率可能会在类似的时间尺度上再次恢复。不能排除质量损失率在这样的时间尺度上周期性地变化，这意味着恒星可能在AGB演化过程中在Mira和SRb/Lb相位之间振荡，正如Kerschbaum等人（1996）所提出的那样。这种可能性似乎得到最近许多观察结果的支持。
1998-12-22 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
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
Near-IR variability properties of a selected sample of AGB stars
我们提出了一个选定的样本的恒星，最初被怀疑是Mira变量和OH/IR星，涵盖了十多年的观测近红外监测方案的结果。监测的对象涵盖了典型的范围内的红外天文卫星的颜色所示的富O星的渐近巨星分支，并显示出令人惊讶的大的多样性的变化特性。16个天体被确认为大振幅变星。其中9个周期在360 ~ 1800天之间，振幅在1 ~ 2级之间。在三条光变曲线中，我们发现平均亮度有系统的下降，两条光变曲线显示出明显的不对称性。其中一个来源，IRAS 07222-2005，显示了Mira变星的典型红外颜色，但脉动周期要长得多（约为2000年）。1200天）比一个正常的米拉。两个天体要么接近（IRAS 03293+6010），要么可能处于（IRAS 18299-1705）后AGB阶段。在IRAS 16029-3041中，我们发现H-K颜色系统性增加了约1等，我们将其解释为最近发生的增强质量损失的证据。IRAS 18576+0341，一个被严重遮蔽的亮蓝变星也被监测到。这颗恒星的亮度在7年（1995 - 2002）的时间里持续下降。
2006-08-02 astro-ph
Luminosities of AGB Variables
普遍的证据表明，大多数大振幅的AGB变量遵循的周期光度（PL）的关系，已建立的Miras在LMC和银河系球状星团。依巴谷的观测表明，太阳附近的大部分米拉星都符合这样的关系。有两组恒星的光度明显大于PL关系所预测的：（1）在LMC和SMC中存在大振幅的变量，周期长，P> 420天，可能正在发生热底燃烧;但显然比光致发光关系更明亮（这些恒星在视觉上很明亮，很可能是在更遥远的中间年龄人群中发现的第一批恒星之一）;（2）在太阳附近有短周期P<235天的红星，它们可能比PL关系更亮。在麦哲伦星云中还没有发现类似的高光度短周期红色恒星。
2002-07-08 astro-ph
Globular Clusters and the Mira Period-Luminosity Relation
基于依巴谷次矮星的距离尺度的球状星团的M_K值被用来估算Miras星团的M_K值，包括SMC球状星团NGC 121中的一个。这导致了Mira红外周期光度关系PL（K）的零点，与来自附近场Miras的依巴谷天体的结果吻合得很好。这两个估计值的平均值与LMC Miras上的数据一起得出LMC距离模量为18.60 +/- 0.10，与金属量校正的造父变星模量（18.59 +/- 0.10）明显一致。使用明亮的AGB星作为河外人口指标进行了讨论。
2001-11-06 astro-ph
Period-luminosity and period-luminosity-colour relations for Mira variables at maximum light
在本文中，我们证实了存在的周期光度（PL）和周期光度颜色（PLC）的关系，在最大的光O和C米拉变量的LMC。我们表明，在J和H波段的最大光PL关系有一个显着较小的色散比他们的同行在平均光，而K波段和热PL关系有一个色散相当于平均光。在J，H和K波段的拟合PL关系的O Miras被发现有较小的色散比C Miras的，在平均和最大光，而相反的是正确的关系的基础上测热星等。包含一个非零的日志周期项被发现是非常显着的，在所有情况下，除了在J波段的C Miras，其中的数据被发现是一致的，具有恒定的绝对星等。这表明采用C Miras作为标准蜡烛的可能性。我们提出了一个理论上的理由存在的米拉PL关系在最大的光和一个可能的解释，为什么这些关系应该有一个较小的色散比平均光。这种最大光关系的存在提供了扩大范围和提高银河系球状星团和其他星系的米拉距离尺度的准确性的可能性。
1997-04-14 astro-ph
Hipparcos period-luminosity relations for Miras and semiregular variables
本文通过周期-亮度关系研究Miras和半规则变量，发现两种序列分别对应标准Mira关系和半规则变量，揭示了半规则变量作为Mira前驱体的演化轨迹。
2026-02-18 astro-ph
Technetium and the third dredge up in AGB stars. I. Field stars
我们寻找Tc的样本中的长周期变量的恒星光度来自依巴谷天体。Tc作为一个不稳定的s过程元素，是渐近巨星分支（AGB）恒星演化状态的一个很好的指示。在本文中，我们研究的发生Tc作为光度的函数，以提供约束的最低光度的第三次疏通估计从最近的恒星演化模型。大量的AGB星以上的第三次挖掘估计的理论极限被发现不显示Tc。我们证实了以前的研究结果，只有一小部分的半正则变量显示Tc线在他们的光谱。与Little等人（1987）的早期结果相反，我们还发现了大量不含Tc的Miras。Tc的存在和不存在的AGB星的质量分布进行了讨论。我们发现，我们的样本中的大部分恒星的当前质量必须小于1.5 M_{\sun}。结合我们的研究结果与恒星演化的情况下，我们得出结论，一个恒星被观察到作为一个SRV或Mira的时间分数是依赖于它的质量。
2003-10-01 astro-ph
C- and O-Rich Miras and Galactic Structure
本文总结了对银河系中的变碳AGB星进行广泛研究的结论。发现银河系C-Miras的周期-M（bol）关系的零点与大麦哲伦星系的周期-M（bol）关系的零点接近。银河系C-Miras的平均年龄约为1.8 Gyr，它们的初始质量约为1.8太阳质量，有证据表明，随着脉动周期的增加，年龄减小，初始质量增加。银河系C-和O-米拉的运动学研究表明，这两个米拉类的相对频率取决于父母人口的年龄。在银河系隆起中缺乏碳星似乎是由于高氧丰度。O-Miras的速度分散性允许人们区分两种可能的银河系运动学模型。
2006-09-12 astro-ph
The period-luminosity relation of Mira variables in NGC 6388 and NGC 6441
本文报道了对NGC 6388和6441中的球状星团Mira变星的近红外重复观测结果。这两个星团被称为特殊星团，有蓝色水平支星和天琴座RR变星，这是因为它们相对较高的金属丰度而意想不到的。通过拟合Mira变星的周期光度关系，我们得到了它们的距离模。它们是这些星团的第一个距离估计，是以独立的方式从水平分支恒星观测获得的。结果表明，RR型Lyr变星的绝对星等与贫金属变星[Fe/H]=-2 dex相似。我们认为，我们发现的约束应复制的任何理论来解释这些奇特的集团的水平形态。
2006-10-27 astro-ph
Oxygen-rich Mira variables: near-infrared luminosity calibrations. Populations and period-luminosity relations
利用依巴谷富氧Mira变星的天体测量和运动学数据，标定了近红外绝对星等和运动学参数。两套近红外星等汇编从不同的作者使用：宽带K和窄带测光测量在1.04微米（104过滤器）。三种不同的恒星具有不同的运动学和标度高度已被确定。这两个最重要的群体分别呈现出与通常分配给扩展/厚盘晕群体和老盘群体的特征接近的特征，因此它们可能在金属丰度上有所不同。他们表现出不同的周期分布，正如预期的那样，如果这两个群体实际上对应于不同的初始质量，年龄和金属丰度的人口。在K和104中发现了两个平行的周期光度关系，每个重要的人口。这些关系之间的转变被解释为金属丰度对光度的影响的结果。
1997-08-04 astro-ph
Stellar Evolution and Mass Loss on the Asymptotic Giant Branch
在渐近巨星分支上，质量损失主导着恒星演化。质量损失最大的阶段发生在AGB的最后1- 10\ %，包括所谓的Miras和OH/IR星。在这篇评论中，我将讨论特别是Miras的特征和演化，并讨论它们如何与质量损失联系起来。有迹象表明，只有相对年轻的恒星和大质量的祖先才能达到高质量损失率。质量损失率在长时间尺度和短时间尺度上都有变化：短期变化可能与热脉冲周期相关的光度变化有关。在后AGB阶段的质量损失的影响进行了讨论。
1994-11-07 astro-ph
Reprocessing the Hipparcos data for evolved stars III Revised Hipparcos period-luminosity relationship for galactic long-period variable stars
我们分析的K波段光度的样本的银河系长周期变量使用依巴谷任务测量的光。在大多数情况下，视差是使用改进的天体测量拟合和色度校正从依巴谷中间天体测量数据重新计算的。K波段的星等取自文献和COBE的测量，并对星际和星周消光进行了校正。样本包含几种光谱类型的恒星：M，S和C，以及几种变化类别：Mira，半规则SRa和SRb。我们发现，恒星在周期光度平面上的分布与星周化学无关，但不同的光变类型具有不同的P-L分布。Mira变星和SRb变星都有相当明确的周期光度关系，但斜率有很大的不同。SRa变星分布在这两类恒星之间，表明它们是Mira和SRb的混合体，而不是单独的一类恒星。新的周期光度关系的基础上，我们修订的依巴谷星表。Miras的周期光度关系与Feast等人（1989）在大麦云星云发现的相似。对于Miras和半规则星，样本的最大绝对K星等都是-8.2，只比预期的AGB极限稍暗。我们发现，具有最长周期（P> 400 d）的恒星有很高的质量损失率，几乎都是Mira变星。
2003-03-07 astro-ph
The Luminosities and Diameters of Mira Variables from Hipparcos Parallaxes
Mira型变星的依巴谷三角测量与地面角直径测量相结合，得出线性直径。在八颗有地面数据的恒星中，六颗的直径表明泛音脉动，而两颗的周期都超过400天，在基本上脉动。利用依巴谷11个Mira的星表，结合广泛的红外测光，确定了Mira周期光度关系的零点。采用在K（2.2微米）的关系，因为这是不太可能受到丰度的影响，比在Mbol，导致距离模量为18.6马格的LMC的不确定性略小于0.2马格。一个简短的讨论给出了一个更大的样本的Miras的初步分析。一些考虑可能出现的问题，在解释依巴谷数据，因为米拉变量的物理特性。最后，依巴谷实验结果所暗示的碳米拉（R Lep）的明显低光度导致了AGB演化中一个有趣的问题。
1997-06-10 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
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
Envelope burning over-luminosity: a challenge to synthetic TP-AGB models
直到最近，合成的AGB模型还没有考虑到核心质量-光度（Mc-L）关系的破裂，这是由于在质量最大（M > 3.5 Msun）和最亮（Mbol > -6）的恒星中发生了包层燃烧。Marigo等人（1998年）首次尝试在合成TP-AGB计算中始终包含相关的过光度效应（即高于Mc-L关系）。本文通过与一颗7 Msun AGB星的完全演化计算结果（例如Bloecker & Schoenberner 1991）的比较，检验了该解的可靠性。事实上，该方法被证明是有效的，因为它是能够重现显着的精度7 Msun星的几个进化特征。我们提出了广泛的合成TP-AGB计算的初始质量为3.5，4.0，4.5，和5.0 Msun的恒星，和三个选择的初始金属丰度，即Z=0.019，Z=0.008，和Z=0.004。使用混合长度参数的三个值，即α =1.68、2.0、2.5。我们调查的信封燃烧等恒星参数（M，Z和α）的依赖性。不同情况之间的比较提示信封燃烧过光度和质量损失之间的相互作用，以及对TP-AGB寿命的相关影响。
1998-05-25 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
4mu spectra of AGB stars I: Observations
我们提出了时间序列的高分辨率光谱的AGB变量在4 μ。本文研究了富氧星4 μ光谱的主要贡献者OH、H $_2$ O、HCl和SiO的谱线轮廓。这些配置文件的速度以及形状随时间的变化进行了讨论。线轮廓调查经常有发射和多个吸收组件。4 μ区域线随时间的变化并不总是遵循NIR光谱和光度光变曲线中所见的周期性变化。我们解释和讨论的结果定性考虑比较光谱的变化与表现良好的1.6亩地区和动力学模型大气。Miras和半正则变量进行了比较。非周期性行为的起源进行了讨论，包括恒星大气中的空间不均匀性的作用。
2001-07-25 astro-ph
Mass loss and AGB evolution in Galactic satellites
综述了金属丰度对AGB质量损失的影响。观测主要局限于麦哲伦云，但在整个本星系群都是可行的。膨胀速度预测强烈依赖于Z，但峰值质量损失率似乎不。Mira PL关系没有显示出Z依赖性的证据，给出了一个强大的潜在距离指标：我推导出LMC的距离模数为$m-M = 18.63 +/- 0.09，以及球状星团水平分支的明亮校准。最后，在低Z的预测的初始-最终质量关系示出产生更高的质量残留物。这将导致年轻的低Z人口中超新星的发生率增加，例如在早期宇宙中发现的。
1998-10-19 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
The evolution of the Mira variable R Hydrae
Mira变星长蛇座R以其衰退期而闻名，Wood & Zarro（1981）将其归因于最近可能的热脉冲。在这里，我们研究了长期的演变，涵盖340年，追溯到公元1662年的发现。波数用于确定周期和半振幅。我们发现，在1770年和1950年之间，周期线性下降;自1950年以来，周期稳定在385天。半振幅随周期的演化而变化。对最古老的数据的详细分析表明，在1770年之前，这一周期约为495天。我们没有发现任何证据表明，在这段时间内，伍德和扎罗发现。IRAS数据显示，质量损失在公元1750年左右急剧下降。下降与Vassiliadis & Wood的质量损失形式主义一致，但比Bloecker质量损失定律预测的要大得多。外部分离的IRAS壳表明R Hya以前经历过这种质量损失中断。周期演化可以用AD 1600附近发生的热脉冲来解释，也可以用导致恒星结构内部弛豫的非线性不稳定性来解释。质量损失下降引起的外部分离壳，最近的事件，约5000年之间的时间表明，这些事件中只有一个可能是由于热脉冲。建议对R Hya进行进一步监测，因为这两个模型都对未来时期的演变做出了强有力的预测。在10^2-10^3年的时间尺度上，R Hya型事件可以为一些AGB和后AGB恒星周围的光环提供部分解释。
2002-03-20 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
Mass-loss rates and luminosity functions of dust-enshrouded AGB stars and red supergiants in the LMC
利用ISO光谱和光度数据，用辐射转移程序模拟了大麦云云（LMC）中57颗质量损失的渐近巨星支（AGB）星和红超巨星（RSG）的光谱能量分布。因此，我们得到的质量损失率和辐射热光度。在亮度分布中，在M_bol = -7.5等附近有一个间隙将AGB星和RSG星分开。光学亮碳星、尘埃笼罩的碳星和尘埃笼罩的M型星的光度分布只有很小的重叠，这表明尘埃笼罩的AGB星位于AGB的最顶端，在质量损失结束AGB演化之前，它们的光度不会发生显著的演化。导出的质量损失率范围为Mdot，约为10^-7至10^-3 M_sun/yr。更明亮和更冷的恒星被发现达到更高的质量损失率。最高的质量损失率超过经典的限制设置的恒星辐射场的动量，L/C，由几个因素，由于多次散射的光子在拱星尘埃信封。质量损失率低于核燃烧的质量消耗率，Mdot_nuc，对于大多数RSG。然而，有两个RSG的Mdot >> Mdot_nuc，这表明RSG在短时间内的强烈质量损失中脱落了大部分的恒星地幔。热脉冲AGB上的恒星也可能经历过强烈的质量损失，但它们的静态质量损失率通常已经高于Mdot_nuc。
1999-09-24 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
Period-Luminosity-Colour distribution and classification of Galactic oxygen-rich LPVs
本文用依巴谷星等、自行、视向速度以及周期和V-K色指数作为补充资料，用最新的最大似然法标定了约350颗富氧长周期变星的绝对K星等和运动学参数。发现了四个运动学和平均星等不同的星群，并给出了它们各自的星等、周期和基本星群的去偏色分布，以及去偏周期-光度-色关系和它们的二维投影。Sra半正规军似乎并不构成一个单独的LPV类别。SRb似乎属于两个不同年龄的人群。在PL图中，它们构成了朝向Mira阶段的两个演化序列。圆盘的Miras似乎以低阶模式脉动。发现它们的去偏置PL和PC关系的斜率与LMC的氧Miras的斜率非常不同。这表明LMC的大量所谓Miras被错误分类。这也表明大麦哲伦星系的Miras并不构成一个同质的星系群，而是包含了相当大比例的缺金属恒星，这意味着一个相对平滑的恒星形成历史。因此，我们不能轻易地将大麦哲伦星系的周期光度关系从一个星系转置到另一个星系。
1999-09-16 astro-ph
On the evolutionary connection between AGB stars and PNe
“富氧AGB序列”是描述富氧AGB恒星在IRAS双色图中位置的颜色序列[12]-[25] vs [25]-[60]。我们提出了一个进化的情况下，所有的恒星，独立于他们的祖先质量，开始AGB阶段的蓝色部分的“O-丰富的AGB序列”，然后向红色的颜色演变，虽然只有更大质量的恒星将达到最后的“O-丰富的AGB序列”。位于序列蓝色部分的源主要是Mira变星，其平均周期随着IRAS颜色的增加而增加。它们中的大多数将演变成富含O的II型（和III型）行星状星云。位于红区的部分恒星在AGB阶段的演化过程中，其化学成分会从富O变为富C，并可能演化为富C的II型行星状星云。炽热的底部燃烧可能会阻止位于序列红色部分的其余来源转化为碳星，它们最终将成为富含N的I型行星状星云。
2005-09-06 astro-ph
Period Measurement of AGB Stars in the Outer Galactic Disk
用I波段连续5年观测了银河系外盘47颗AGB候选星的光变。其中18个周期确定得很好，其他25个周期不太可靠。天体的平均周期是500天。根据周期-光度关系，样本星的平均光度为10000 $\LO$。根据由周期光度关系导出的绝对光度和观测的视光度，确定到天体的距离。计算出的距离略大于先前在8000 $\LO$的恒定光度的假设下获得的距离。此外，观测到的大多数天体都有SiO脉泽发射，因此可以准确地知道它们的径向速度。在银盘作圆自转的假设下，导出了银盘的自转曲线和奥尔特常数。
1999-11-09 astro-ph
X-rays from the Mira AB Binary System
我们给出了Mira AB双星系统的XMM-牛顿X射线观测结果，该双星系统由一个脉动的、渐近的巨分支主星和附近的（~ 0.6“分离）不确定性的次级星组成。Mira AB的EPIC CCD（MOS和pn）X射线光谱相对较软，峰值约为1 keV，只有能量> 3 keV时的发射非常微弱; Ne IX、Ne X和O VIII线很明显。光谱模拟表明，特征温度T_X约为10^7 K，固有光度L_X约为5 × 10^29 erg s^{-1}，并表明在X射线发射等离子体中O的丰度增加，可能还有Ne和Si。总的来说，米拉AB系统的X射线光谱和光度更接近于晚型、前主序星或晚型、磁活跃的主序星，而不是吸积中的白矮星。我们的结论是，米拉B是最有可能的晚型，磁活跃，主序星矮星，X射线从米拉AB系统产生的磁层吸积风材料从米拉A到米拉B，或从日冕活动与米拉B本身，作为吸积驱动的自旋的结果。这些机制之一（或两者）也可能是最近在行星状星云中发现的点状X射线源的原因。
2004-08-27 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
Field #3 of the Palomar-Groningen Survey II. Near-infrared photometry of semiregular variables
对Palomar-Groningen巡天第3号观测区（PG 3，l=0，b=-10）的78个半规则变星（SRVs）进行了近红外测光（JHKL ′ M）。连同Miras在该领域的一个样本进行了比较，与现场SRV和Miras的样本。PG 3的SRVs与PG 3的Miras形成了一个序列（周期-光度和周期-颜色），其中SRVs是Miras的短周期延伸。场和PG 3 Miras遵循相同的P/（J-K）0关系，而场和PG 3 SRV的情况并非如此。PG 3 SRV和Miras都遵循Glass等人（1995，MNRAS 273，383）采用的SgrI周期-光度关系。它们可能以基本模式脉动，金属丰度从中间到近似太阳能的范围。
1998-08-20 astro-ph
On the validity of the core-mass luminosity relation for TP-AGB stars with efficient dredge-up
本文研究了Paczynski（1970）提出的核质光关系（CMLR）在第三次挖掘事件存在下对渐近巨星分支星的有效性。我们发现，与热底部燃烧（Bloecker和Schoenberner 1991）相比，具有有效的第三次疏浚的模型不遵守线性CMLR。根据指数扩散算法对考虑过冲的热脉冲恒星模型进行了完整的演化计算，结果表明，对于较低的核质量（0.55 Msol <MH < 0.8 Msol），系统地显示出比现有的任何模型都大的第三次上挖。我们提出并讨论了这些模型的光度演化。
1998-11-04 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Miras and Semiregular Variables in the Large Magellanic Cloud
我们使用OGLE-II和OGLE-III数据，结合2 MASS近红外（NIR）测光来识别和研究大麦云云中的Miras和半规则变星（SRVs）。我们发现，在总共3221变量的两种类型，填充两个系列的近红外周期光度（PL）序列。这些天体中的大多数是双周期的双周期变星，其周期属于两个PL脊。我们指出，在周期-韦森指数平面上，富氧和富碳的AGB星从近红外光致发光序列C，C'和D分裂成分离良好的脊。因此，我们发现了一种利用V和I波段测光区分富O和富C的Miras、SRV和长次级周期恒星的有效方法。本文提出了一种利用单历元K_s测量和I波段全光变曲线估算长周期变星K_s平均星等的经验方法。我们利用这些修正的幅度表明，富O和富C的Miras和SRVs遵循略有不同的K_s带PL关系。
2005-12-31 astro-ph
On the Luminosity and Mass Loss of Galactic AGB Stars
作为银河系渐近巨星分支星（以下简称AGB星）在红外波长的再分析的一部分，我们在这里讨论两个样本（富碳星的第一个，第二个S星）的测光在近，中红外和距离估计。只要有可能，我们还搜索质量损失率。在所有情况下，观测到的光谱能量分布可达20 $μ$ m，观测最好的源可达45 $μ$ m。宽的波长覆盖范围使我们能够获得可靠的热辐射校正，从而获得热辐射量值。我们发现，中红外线通量是至关重要的估计恒星的辐射热星等与尘埃信封和所谓的C星的光度问题（即建议，他们比预测的亮度模型）似乎并不存在。
2008-02-06 astro-ph
The Galactic Kinematics of Mira Variables
评述了由视向速度、依巴谷自行和红外周期光度关系导出的米拉变星的银河系运动学。在145- 200天周期范围内的本地Miras显示了银河系中大的不对称漂移和高的净向外运动。这种现象的解释被认为是（以下盛宴和Whitelock 2000年），它建议，他们是外围成员的膨胀酒吧人口，并表明，这酒吧延伸到太阳圈之外。
2002-07-09 astro-ph
An Attempt to Pin Down the Instability Domain of Long-Period Variables
利用大麦云云和银河系中的Miras和半正则变星的周期光度关系，确定了它们在Hertzsprung-Russell图中的不稳定区域。我们利用相当大的宽度，在给定的周期光度的关系分配质量的观测到的长周期变量使用恒星模型的渐近巨星分支和非绝热脉动计算。我们研究了Hertzsprung-Russell图上不稳定区位置对化学丰度的敏感性。对银河系和大麦哲伦星系变星，讨论了沿AGB长周期变星的质量函数。最后，我们有助于争议的脉动模式的米拉和贷款支持的观点，即大多数的米拉变量，脉动的基本模式更有可能。
1999-07-21 astro-ph
Secular Evolution in Mira Variable Pulsations
恒星演化理论预测，渐近巨星分支恒星经历了一系列短的热脉冲，在数百至数千年的时间尺度上显着改变其光度和质量。这些恒星的长期变化所造成的热脉冲，可以检测到可测量的变化周期，如果恒星正在经历米拉脉动。美国变星观测者协会（AAVSO）国际数据库目前包含超过1500个Mira变星的可视数据。在某些情况下，这些恒星的光变曲线跨越近一个世纪，这使得研究这些时间尺度上脉动行为的长期演化成为可能。在本文中，我们提出了我们的研究结果的周期变化的547米拉变量使用的数据从AAVSO。我们发现非零率的周期变化，dlnP/dt，在2西格玛的显着性水平的57 547颗星，在3西格玛水平的21颗星，并在6西格玛或更大的水平在8的547。后八颗恒星以前在文献中已经提到过，我们得出的周期变化率与公布的值基本一致。最大和最具统计学意义的dlnP/dt与AGB上热脉冲期间预期的周期变化率一致。其他一些恒星在数十年的时间尺度上表现出非单调的周期变化，其原因尚不清楚。
2005-04-24 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
UV excess and AGB evolution in elliptical-galaxy stellar populations
在一些椭圆星系中观察到的“紫外线上升”现象的令人困惑的起源，最近已经通过确定热HB星为星系紫外线光度过剩的主要贡献者而得到解决。虽然蓝色的HB形态似乎是金属贫乏的恒星星族的自然特征，但它在富含金属的系统中的出现，往往伴随着每单位星系光度行星状星云的比率较低，可能需要在早期类型星系中紫外线过量和AGB属性之间建立密切联系。在这项工作中，我们想简要地评估这个问题，依靠红外表面亮度波动作为一个强大的工具来跟踪AGB属性与未解决的恒星星族的外部星系。
2007-08-01 astro-ph
A study of bright Southern Long Period Variables
在本文中，我们提出了径向速度曲线的AGB变量，表现出各种异常：半正规变量（SRVs）与典型的米拉周期，SRVs超过米拉2.5等振幅限制，米拉与第二个最大值在其光变曲线，和一个SRVs与一个长的第二周期。从这个和以前的研究中得到的具有可靠依巴谷星表的恒星被绘制在logP- $M_{K}$ -图中。我们的对象很好地遵循为LMC确定的logP- $M_{K}$ -关系。这允许识别脉动模式。虽然所有米拉都落在基模序列上，但SRV落在第一泛音和基模序列两者上。基模序列上的SRVs出现在高亮度和低亮度下，其中一些比振幅较大的镜像更明亮。这表明观测上，一些参数以外的光度影响的稳定性的长周期变量，可能是质量。第一泛音振荡器都显示出约4 km/s的速度振幅。对于基模振荡器，速度振幅与光振幅相关。两个以双峰光变曲线闻名的米拉R Cen和R Nor，其速度曲线完全不同。R Nor速度曲线没有显示出双峰的证据，这意味着真正的脉动周期是交替的最小值或最大值之间的时间。在R-Cen速度曲线中有轻微的双凸点迹象。这表明这些恒星的质量相对较大（3-5 Msun）。
2004-11-22 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
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
Carbon-Rich Mira Variables: Kinematics and Absolute Magnitudes
本文根据本系列第一、二篇论文中的辐射热星等和视向速度讨论了银河系C-Miras的运动学。用差分星系自转导出了测辐射热周期光度关系的零点，这与从LMC C-Miras推知的结果吻合得很好。我们发现银河系的Miras，Mbol = -2.54logP +2.06（+/-0.24），其中斜率取自LMC。根据平均速度的色散，再加上Nordstroem等人和Padova模型的数据，我们得到的C-Miras样本的平均年龄为1.8 +/-0.4 Gyr，平均初始质量为1.8 +/-0.2太阳质量。发现速度色散随周期变化的证据，表明周期依赖于年龄和初始质量，较长周期的恒星更年轻。我们讨论了O-和C-镜像之间的关系，以及它们在不同系统中的相对数量。
2006-03-18 astro-ph
Three aspects of red giant studies in the Magellanic Clouds
有三个重要方面的研究红巨星，特别是渐近巨星分支（AGB）恒星在麦哲伦星云。它们是：表面分布，光度函数和可变性。AGB星的空间分布是通过分析富碳和富氧AGB星之间的比例来研究星系结构和金属性的有效工具。光度函数的形状携带着关于星云中恒星形成率的信息，它可以在数学上与它们的历史联系起来。大多数AGB星的星等在几年到几百年的时间内变化;大麦哲伦云和小麦哲伦云AGB星的一个历元DENIS星等都概述了作为周期函数的相同关系。
2002-07-29 astro-ph
Mode switching in the nearby Mira-like variable R Doradus
我们讨论了近70年来的视觉观测附近的半正则变量R剑鱼座。利用小波分析，我们表明，恒星之间来回切换的两个脉动模式的周期为332天和约175天，后者与小得多的振幅。与模型计算的比较表明，这两种模式是第一和第三径向泛音，恒星的物理直径使基模脉动不太可能。模式的变化发生在约1000天的时间尺度上，这是太快的恒星的整体热结构的变化，而可能是与弱混沌。依巴谷到R Dor的距离是62.4 +/- 2.8 pc，加上它的332天的主周期，使它正好处于大麦云星云中的Miras的周期光度关系上。我们的结果意味着所有Miras的第一泛音脉动落在P-L关系。我们认为，半定期变量与长期可能在很大程度上是米拉的一个子集，并应包括在米拉行为的研究。半规则星可能包含直接进化的米拉祖先，或者恒星可能在半规则和米拉行为之间交替。
1998-08-28 astro-ph
The distance to the giant elliptical galaxy NGC 5128
NGC 5128是半人马座星系群的中心星系，也是离我们最近的巨型椭圆星系，它的距离是用两个独立的距离指标确定的：Mira周期光度（PL）关系和红巨星分支顶端的光度（RGB）。这些数据是用ESO VLT上的ISAAC近红外阵列在NGC 5128晕中的两个不同位置拍摄的。从超过20个小时的观测与ISAAC一个非常深的KS波段光度函数的构建。RGB的尖端在Ks=21.24 \pm 0.05 mag.使用K波段RGB尖端幅度的经验校准，并假设平均金属丰度为[M/H]=-0.4 dex和红化E（B-V）=0.11，导出NGC 5128的距离模数为（m-M）_0=27.87 \pm 0.16。NGC 5128的H波段RGB尖端星等与银河系隆起的比较表明，NGC 5128的距离模为（m-M）_0=27.9 \pm 0.2，与K波段RGB尖端的测量结果一致。RGB顶端以上的恒星总数为2176颗，位于外晕区，6072颗位于内晕区。这些源的绝大多数属于NGC 5128中的渐近巨星分支（AGB）人口与许多长周期变量。米拉变量被用来确定NGC 5128的距离，从周期-光度关系校准使用依巴谷天体和LMC米拉周期-光度关系在K波段。这是第一个在本星系群之外的米拉周期光度关系。采用18.50 \pm 0.04的LMC距离模量，推导出27.96 \pm 0.11的距离模量。这两种方法的平均值得出与NGC 5128…
2003-10-22 astro-ph
A weakly non-adiabatic one-zone model of stellar pulsations: application to Mira stars
越来越多的观测证据表明，某些变星的光变曲线的不规则变化可能是由于确定性混沌。支持这些结论，几个简单的非线性振荡器模型已被证明是能够重现所观察到的复杂行为。在这项工作中，我们介绍了一个非线性，非绝热的单区模型，旨在揭示的因素，导致不规则的光度变化，在一些脉动星。我们已经研究和特征的动力学行为的振荡器作为输入参数的变化。参数研究暗示了长周期变星家族中恒星模型的对应值，特别是米拉型恒星。我们提请注意某些解决方案，再现与合理的精度观察到的行为，一些奇特的米拉变量。
2003-01-27 astro-ph nlin.CD
