Multi-wavelength diffraction-limited imaging of the evolved carbon star IRC +10216, II
给出了IRC +10216在近红外h、k和l波段不同带通下的高角分辨率图像。该地图具有最高的角分辨率尚未恢复，并重建干涉测量在凯克1望远镜在1997年12月和1998年4月，形成了一个子集的7历元监测计划提出了较早的[文件1]。系统的观测波长的变化，发现和讨论的背景下，目前的几何模型的拱星信封。利用这些新的高分辨率、多波长数据和同期测光，我们还重新审视了星云明亮致密的核心（组分“A”）标志着中心碳星位置的假设。我们发现，直接测量的核心属性（角大小，通量密度，色温）是一致的红碳星光球（视线τ =5.3）。
2005-03-09 astro-ph
The circumstellar envelope of IRC+10216 from milli-arcsecond to arcmin scales
目的：对富碳恒星IRC+10216的最内部区域及其星周包层的外层进行了分析，以限制其质量损失历史。研究方法：分析了近红外自适应光学的高动态范围和利用VLT/NACO和FORS 1高角分辨率采集的IRC+10216星周包络深V波段图像。结果：从近红外观测，我们提出了亚弧秒结构，或团块，在最里面的区域的地图。发现这些团块的形态从J-带到L-带有很大差异。它们的相对运动似乎比早期的研究中提出的要复杂：它们可以是弱加速的，有一个恒定的速度，甚至相对于彼此是静止的。从V波段成像，我们提出了一个高空间分辨率的IRC+10216外层的壳分布图。壳层在距离星云核心约90“的范围内被分辨得很好，其中大部分似乎是由较薄的细长壳层组成。最后，通过结合NACO和FORS 1的图像，一个全局视图，显示了星云的扩展层和双极核心以及内部团块的真实大小。结论：这项研究证实了IRC+10216星周环境的相当复杂的性质。特别是，在不同的空间尺度上共存的结构具有非常不同的形态（团块，双极性，几乎是球形的外层）是非常令人费解的。这证实了AGB风的形成远比当前模型中通常假设的要复杂得多。
2007-03-15 astro-ph
Submillimeter narrow emission lines from the inner envelope of IRC+10216
用亚毫米波天线阵对IRC+10216在345 GHz波段进行了谱线测量。虽然尚未完成，但它已经产生了相当大的窄分子发射谱线样本，其线宽表明膨胀速度为~4 km/s，不到外层包层众所周知的终端膨胀速度（14.5 km/s）的3倍。这些窄谱线中有五条已被确认为以前探测到的分子振动激发态的转动跃迁：Si 34 S和29 Si S的v=1，J=17- 16和J=19- 18谱线，CS的v=2，J=7- 6谱线。这些谱线的地图显示，辐射被限制在距离恒星约60天文单位的区域内，这表明窄线辐射正在探测恒星风仍在加速的尘埃形成区域。
2008-11-13 astro-ph
VLBI Observations of Water Masers in the Circumstellar Envelope of IRC+60169
利用日本VLBI观测网对AGB星IRC+60169周围的水脉泽进行了四个历元的观测。脉泽特征的分布仅限于厚壳层区域，在半径为25质量和120质量时，该区域的内、外膨胀速度分别为7 km/s和14 km/s。红移特征的分布呈现环状结构，其直径为30质量，对应于微波激射器壳层的内径。这意味着恒星周围的致密气体掩盖了红移的辐射。虽然脉泽特征的位置-径向速度图与球壳模型一致，但相对自行并不表明壳的膨胀运动。发现了水脉泽斑的一个显著性质，即可能存在着水脉泽斑的排列模式的周期性变化。
2002-08-21 astro-ph
The distribution of SiO in the circumstellar envelope around IRC+10216
本文介绍了利用亚毫米波天线阵对碳星IRC+10216周围SiOJ =5-4星周谱线辐射的新的干涉观测结果。通过多跃迁单碟观测，包括振转跃迁的红外观测，详细的辐射转移模型表明，在包层的内部，大约3-8个恒星半径之间，SiO的丰度分数高达1.5E-6。这比富碳环境中平衡恒星大气化学预测的高出一个数量级以上，表明了非LTE化学过程的重要性。除了紧凑的组成部分，空间上更广泛的（2.4E16厘米）低丰度（1.7E-7）的区域是必需的，以适应观测。这表明大多数SiO分子有效地吸积到内风中的尘埃颗粒上，而剩余的气相分子最终在更大的距离处被光解离。在观测到的vibrium中发现了偏离平稳风的证据，表明在对应于大约200年时间尺度的角尺度上密度变化为2至5倍。此外，约束的速度结构的风。
2006-05-19 astro-ph
Oxygen Chemistry in the Circumstellar Envelope of the Carbon-Rich Star IRC+10216
本文研究了IRC+10216星周壳层中富碳氧的化学性质。最近发现的含氧物种（水，羟基自由基和甲醛）对这个来源的挑战，我们目前的理解富碳拱星信封的化学。围绕恒星的冰彗星或铁颗粒表面的催化作用的存在被用来解释这种意想不到的物种的存在。这项详细的研究旨在评估的机会，生产含O的物种在富碳拱星信封只有气相化学反应。对于内部的热包层，它表明，虽然大部分的氧被锁定在CO附近的光球（如预期的C/O比大于1），一些恒星半径远的物种，如H2O和CO2的热化学平衡的假设下有很大的丰度。它还显示了如何非LTE化学非常困难的CO-->H2O，CO2转化预测LTE。关于化学在外部和较冷的信封，我们表明，甲醛可以通过气相反应形成。然而，为了形成水蒸气，必须包括具有相当高的速率常数的原子氧和分子氢之间的辐射缔合。化学模型解释了HCO+的存在，并预测了SO和H2 CS的存在（已在即将发表的3 mm线调查中检测到）。我们用非局域辐射转移模型模拟了H_2CO、H_2O、HCO+、SO和H_2CS的谱线分布，并用化学模型预测了它们的丰度分布。结果与观测结果进行了比较和讨论。
2006-05-25 astro-ph
Molecular shells in IRC+10216: Evidence for non-isotropic and episodic mass loss enhancement
我们报告了IRC+10216富碳拱星包层中氰基聚炔分子HC $_3$ N和HC $_5$ N的高角分辨率VLA观测结果。所观察到的低洼旋转过渡跟踪一个更广泛的发射区域比以前的观察在更高的频率过渡。我们解决了中空准球形分布的分子排放到一些cluquillary壳。这些分子壳在空间上与IRC+10216信封的深层光学图像中看到的尘埃弧相吻合，使我们能够首次研究这些特征的运动学。我们发现，分子和尘埃壳层代表了相同的密度增强的信封中分离的时间由$\sim$ 120至$\sim$ 360 yrs.From的角尺寸和速度传播的壳，我们估计，每个壳层通常覆盖约10%的恒星表面在喷射时。贝壳在空间上的分布似乎是随机的。HC $_3$ N和HC $_5$ N排放量之间的良好空间对应性与最近的化学模型定性一致，该模型考虑了密度增强壳层的存在。然而，氰基聚炔分子的广泛空间分布将需要对其形成进行进一步研究。
2007-12-11 astro-ph
Arcsecond-resolution 12CO mapping of the yellow hypergiants IRC +10420 and AFGL 2343
IRC +10420和AFGL 2343是唯一的已知黄超巨星（YHG），具有较重的星周包层（CSE）。我们的目标是研究的形态，特殊的运动学，和激发条件的CSE，和质量损失过程的影响。我们用IRAM Plateau de Bure干涉仪和30米望远镜对这些YHG的~（12）CO J=2-1和1-0发射进行了测绘。我们开发LVG模型，以分析其拱星特性。地图显示，两个CSE的整体形状近似为球形，尽管它们也揭示了一些非球面特征。IRC +10420周围的CSE显示了围绕明亮内部区域的圆形扩展光晕，两个组件都呈现非球面特征。它在中心处呈现亮度最小值。AFGL 2343周围的包层是一个分离的壳层，呈球形对称，亮度约为最大亮度的15%。包层以每秒35公里的速度各向同性膨胀，比AGB恒星周围的典型CSE快两到三倍。IRC +10420中最内层区域的温度较高（~ 200 K），而AFGL 2343中的气体密度较高且温度较低（~ 30 K）。在这些YHG的质量损失过程已被发现是相似的。推导出的质量损失率（~ 10 E-4 - 10 E-3 Msun/yr）远高于AGB星的质量损失率，并且在~ 1000 yr的时间尺度上存在显著的变化。
2007-02-15 astro-ph
The chemical composition of the circumstellar envelopes around yellow hypergiant stars
黄色超巨星（YHG）是非常明亮和巨大的天体，其一般性质知之甚少。只有两颗这样的恒星显示出巨大的星周包层，IRC+10420和AFGL 2343。我们的目标是研究这两个源周围的拱星信封的化学，通过与著名的AGB星和原行星状星云。我们还估计了所观察到的分子物种的丰度。我们已经进行了单碟观察不同的转变为12个分子物种。我们比较了AFGL 2343和IRC+10420与富O和富C的AGB星和原行星状星云的分子跃迁强度和估计丰度的比值。YHG AFGL 2343和IRC+10420都被发现具有类似于富氧AGB星的富氧化学，尽管AFGL 2343的大多数分子的发射与13CO线相比相对较弱。当我们比较根据距离校正的谱线强度和YHG中分别非常强和非常宽的谱线宽度时，与其他演化源出现了明显的差异。IRC+10420的丰度与AGB星一致，但AFGL 2343的丰度一般都很低，除了13CO。AFGL 2343中这种明显低的分子丰度可能是由于这些分子仅存在于质量相对较低的壳的内部区域。
2007-06-12 astro-ph
VLA Observations of HI in the Circumstellar Envelopes of AGB Stars
我们提出了一个VLA搜索的结果HI发射的拱星信封附近的五个AGB星：RS Cnc，IRC+10216，EP Aqr，R Cas，和R Aqr。我们已经检测到发射符合RS Cnc的位置和速度，这意味着发射来自其扩展的信封。对于R Cas，我们检测到微弱的发射，峰值在恒星系统速度和重叠的位置，其拱星尘埃壳，因此可能是有关的恒星。对于IRC+10216和EP Aqr，我们检测到多个弧分尺度的HI发射特征，其速度与拱星包络一致，但在空间上偏离恒星位置;在这些情况下，我们无法明确确定发射是否与恒星有关。在IRC+10216的情况下，我们无法确认在Le Bertre和Gerard先前报告的宇宙背景下吸收HI的检测。我们在1.4 GHz连续谱中探测到了第五个目标，R Aqr（一个共生双星）。
2006-12-18 astro-ph
Water vapor emission from IRC+10216 and other carbon-rich stars: model predictions and prospects for multitransition observations
我们模拟了极端富碳恒星IRC+10216的H2O旋转线发射。我们的治疗的激发H2O排放考虑到H2O的激发都通过碰撞，并通过抽运的nu 2和nu 3振动状态的尘埃排放和随后的衰变到基态。无论水分子的空间分布如何，亚毫米波天文卫星（SWAS）观测到的557 GHz处的H2O 1_{10}-1_01}谱线主要是通过尘埃发射的nu 2波段6 $μ$ m处光子的吸收来泵浦的。正如之前的作者所指出的，辐射泵浦的加入降低了解释557 GHz发射所需的邻位H2O丰度，如果H2O的存在是轨道彗星蒸发或费托催化的结果，则其丰度为（0.5-1）x10^{-7}。预测的其他亚毫米H2O线，可以观察到的赫歇尔空间天文台（HSO）的报告。多重跃迁HSO观测有望揭示星周水蒸气的空间分布，区分IRC+10216包络中H2O蒸气起源的几种假设。对于HSO的观测，H2O 1_{10}-1_01} 557 GHz谱线在寻找其它富C AGB星中的H2O时具有最高的灵敏度。
2007-10-08 astro-ph
Diffraction-limited 76 mas speckle-masking interferometry of the carbon star IRC+10216 and related AGB objects with the SAO 6m telescope
我们提出了碳星IRC+10216的高分辨率J-，H-和K-波段观测。用散斑掩蔽双谱方法从6米望远镜散斑干涉图中重建图像。H图像具有前所未有的70 mas分辨率。H和K图像包括至少五个半径为0.21角秒的主要组成部分和一个较暗的不对称星云。J-、H-和K-波段图像似乎具有X形双极结构。比较我们1995、1996、1997和1998年的图像显示，两个最亮的分量A和B的分离从1995年的193 mas增加到1998年的246 mas。在H和J图像以及0.79微米和1.06微米的HST图像中，组件A的彗星形状表明，A的核心不是中央恒星，而是两极结构的南部（较近）叶。中心恒星的位置可能位于或接近分量B的位置，那里的H-K色值最大，为H-K = 4.2。如果恒星位于B处或附近，则A、C和D分量位于尘埃壳层的内边界附近，距离为150 pc，距离为200质量= 30 AU（投影距离）= 6个恒星半径，与我们的二维辐射转移模型一致。除了IRC+10216，我们还研究了几个相关天体的星盘和尘埃壳。在700 nm处的角分辨率为24 mas，在1.6微米处的角分辨率为57 mas。
1998-11-18 astro-ph
The dynamical evolution of the fragmented, bipolar dust shell around the carbon star IRC +10216: Rapid changes of a PPN-like structure?
我们提供了高分辨率的J-，H-和K-波段观测和碳星IRC +10216的第一张H-K彩色图像。用双谱散斑干涉法从6米望远镜散斑干涉图中重建了图像。H和K影像的解析度介于70 mas和92 mas之间，包含了几个半径为0.2”的致密成分和一个较暗的不对称星云。在1996年的图像中，最亮的四个分量以亮度递减的顺序用A到D表示。我们比较了1995、1996、1997和1998年的图像，就像一部五帧的电影，让我们深入了解了内部星云的动力学演化。例如，两个最亮的分量A和B的分离从1995年的191 mas增加到1998年的265 mas。与此同时，分量B正在褪色，分量C和D变得更亮。星云的X形双极结构，在J波段图像中最为突出，意味着不对称的质量损失。这种不对称性经常出现在原行星状星云中，但在AGB恒星中却出乎意料。IRC +10216因此可能在它的AGB演化中非常先进，在转变成原行星状星云之前不久。在H和J图像以及0.79微米和1.06微米的HST图像中，A的彗星形状表明A的核心不是中央恒星，而是双极结构的南叶。中心恒星的位置可能位于或接近分量B的位置，那里的H-K色值为4.2。如果这颗恒星位于或靠近B，那么A、C和D分量很可能位于尘埃壳的内边界。
2000-03-22 astro-ph
Hydrocarbon anions in interstellar clouds and circumstellar envelopes
最近在星际介质中发现的碳氢阴离子C6 H-使我们开始研究碳氢阴离子在各种星际和星周环境中的合成。我们发现，阴离子/中性丰度比可以是相当大的，在至少百分之几的顺序，一旦中性有超过五个碳原子。详细的模拟表明，IRC+10216和TMC-1中观察到的C6 H-柱密度可以重现。我们的计算还预测，其他碳氢化合物阴离子，如C4 H-和C8 H-，是可行的候选人在IRC+10216，TMC-1和光子为主的地区，如马头星云检测。
2007-05-07 astro-ph
Dust temperature and density profiles of AGB and post-AGB stars from mid-infrared observations
报道了在智利ESO的La Silla天文台获得的AGB和AGB后碳星（V Hya，IRC +10216，CIT 6和Roberts 22）样品的第一张中红外图像。CIT 6在9.7 $μ$ m的图像中清晰可见彗星状特征，Roberts 22显示在东北方向略微拉长的包络，而V Hya和IRC+10216的图像大致呈球对称。利用反演技术，尘埃的发射率是从观测到的强度轮廓，允许确定的颗粒温度和密度分布的信封内的这些恒星。对V Hya和IRC +10216的尘埃质量和质量损失率进行了估计。如果尘埃颗粒的尺寸在$\sim$ 0.01 - 0.2 $μ$ m的范围内，我们的结果与以前的研究结果相当。彩色地图表明，尘埃包层中心区域存在温度不均匀性。在V Hya的情况下，一个偏心的热点，其方向与以前在[SII]发射中看到的射流一致，表明我们正在观察在以前的质量损失事件中喷射的物质。在Roberts 22和IRC +10216的彩色图中可以清楚地看到双极叶。
2004-11-28 astro-ph
A Detailed Analysis of the Dust Formation Zone of IRC+10216 Derived from Mid-IR Bands of C2H2 and HCN
对IRC+10216进行了光谱测量，测量范围为11 ~ 14 μ m，光谱分辨率约为4 km/s。我们已经确定了森林线在六个波段的C2 H2涉及的振动状态从地面到3 nu 5和两个波段的HCN，涉及的振动状态从地面到2nu 2。在H13 CCH和H13 CN中也观察到这些跃迁中的一些。我们估计的动力学，振动，和旋转温度，和C2 H2和HCN的丰度和柱密度之间的1和300 R*（1.5E16厘米）通过拟合约300这些振转线。这个包层可以分为三个区域，其边界分别为0.019弧秒（恒星光球层）、0.1弧秒（内部尘埃形成区）和0.4弧秒（外部尘埃形成区）。大多数谱线可能需要大的微湍流加宽。导出的C2 H2和HCN的丰度增加的10倍和4倍，分别从最里面的信封向外。C2 H2和HCN的柱密度均为1.6E19 cm^-2。振动状态高达3000 K以上的地面填充，这表明泵浦近红外辐射从恒星和最内层的信封。在LTE下可以考虑低旋转水平，而J>20-30的那些旋转水平不热化。一些谱线需要特殊的分析来处理与其他分子谱线重叠的效应。
2007-10-09 astro-ph
Detection of Vibrationally Excited CO in IRC+10216
利用亚毫米波阵，我们探测到CO第一振动激发态到极端碳星IRC+10216（CW Leo）的J=3-2和2-1转动跃迁。辐射在空间上仍然是不可分辨的，角分辨率为~2”，并且考虑到这些谱线起源于基态以上~3100 K的能级，几乎可以肯定起源于靠近恒星光球的一个小得多的区域（~10^{14} cm）。谱线的热激发需要约10^{9} cm^{-3}的气体密度，这比基于IRC+10216内部尘埃壳的先前红外观测和模型的预期气体密度高出约一个数量级。
2008-11-28 astro-ph
Detection of the linear radical HC4N in IRC+10216
我们报告了IRC+10216的富C包络中的线性自由基HC 4 N的检测。HC_（2n）N是继HC_（2n）N之后在太空中观察到的第二个丙二烯链家族成员。测得HC_4 N的柱密度为1.5 × 10 ~（12）cm ~（-2）。HC_2N/HC_4 N的丰度比为9，比氰基多炔HC_（2n+1）N/HC_（2n+3）N的丰度比减小了一倍。线型HC_4 N具有3-σ电子基态，是该分子的3种低能异构体之一。我们已经寻找了弯曲和环状的HC 4 N异构体，但只能推导出它们的柱密度的上限约为3 × 10**（12）cm**（-2）。
2004-10-27 astro-ph
Optical spectrum of the IR-source IRC+10420 in 1992-1996
为了了解奇特的超巨星IRC+10420的演化阶段，我们已经在6米望远镜上拍摄了几年的光谱。从1992年到1996年IRC+10420的光谱表明温度升高：光谱类别A5而不是以前的F8，正如Humpreys等人所指出的那样，（1973年）。现在它类似于晚型B[e]星的光谱。光谱中包含光球层中形成的反射（主要是离子），相对于恒星的质心而言，它显然是静止的，也包含辐射，这些辐射既可以在膨胀的包层中形成，也可以在其压缩区域中形成。利用我们的光谱和Oudmaijer（1995）获得的光谱数据，我们估算了大气参数Teff=8500 K，logg=1.0，Vt= 12 km/s，并得出结论：IRC+10420的金属丰度是太阳的：平均值[（V，Cr，Fe）/H]=-0.03。结合这些结果，我们可以认为IRC+10420是一颗巨大的超巨星，正在向WR阶段演化。
1997-09-17 astro-ph
Tentative detection of phosphine in IRC+10216
用IRAM 30-m望远镜在C星包层IRC+10216中观测到的T_MB = 40 mK的谱线，初步确认了267 GHz的磷化氢（PH 3）的J，K = 1，0 - 0，0转动跃迁。一个辐射转移模型已被用来拟合所观察到的线轮廓。推导出的PH 3相对于H2的丰度为6 x 10^（-9），尽管由于缺乏关于该物种空间分布的知识，它可能具有很大的不确定性。如果我们的鉴定是正确的，这意味着PH 3与该来源中HCP报告的丰度相似，并且这两种分子（HCP和PH 3）共同占据IRC+10216中约5%的磷。PH 3的丰度，因为在这个源中的其他杂质，是不能很好地解释传统的气相LTE和非LTE化学模型，并可能意味着在晶粒表面上形成。
2008-05-28 astro-ph
A Submillimeter HCN Laser in IRC+10216
我们报告了一个强大的亚毫米波长HCN激光线的检测频率接近805 GHz的碳星IRC+10216。这条谱线是（04（0）0）振动激发态内的J=9-8转动跃迁，是激光光谱学早期在实验室中首次检测到的一系列HCN激光谱线之一。由于它的低能级比基态高出4200 K，所以激光辐射一定是从IRC+10216的拱星包层内部产生的。为了更好地描述这种环境，我们观察到其他热发射，振动激发HCN线，并发现它们，像激光线，出现在一个区域的温度约1000 K，位于尘埃形成半径内;这一结论是支持的激光线宽。（04（0）0），J=9-8的激光器可能是化学泵浦的，并且可能是唯一已知的在实验室和太空中通过类似机制激发的激光器（或微波激射器）。
1999-11-19 astro-ph
A Molecular Line Survey of the Highly Evolved Carbon Star CIT 6
本文介绍了用亚利桑那射电天文台（ARO）12米望远镜和海因里希赫兹亚毫米望远镜（SMT）在2 mm和1.3mm波段对CIT 6的富C包线进行的谱线测量。观测频率范围为131- 160 GHz，219- 244 GHz和252- 268 GHz，典型灵敏度极限T_R<10 mK。共检测到74个单独的发射特征，其中69个被确定为来自21个分子物种和同位素体，5个微弱的线仍未被确定。在该天体中首次发现了两个新分子（C_4H和CH_3CN）和七个新同位素体（C_17O、29SiC_2、29 SiO、30 SiO、13 CS、C_33S和CS）。柱密度，激发温度，和检测到的分子的丰度分数使用旋转图分析确定。CIT 6与IRC+10216的光谱比较表明，CIT 6的光谱特性与IRC+10216的光谱特性基本一致。对于大多数的分子种类，在两个对象中检测到的线的强度比是在良好的协议彼此。然而，有证据表明CIT 6中的CN和HC 3 N排放增加，HCN、SiS和C4 H排放减少。基于它们的远红外光谱，我们发现CIT 6的尘埃与分子气体比可能比IRC+10216低。为了研究演化恒星的化学演化，我们比较了AGB包层CIT 6和IRC+10216以及明亮的原行星状星云CRL 618中的分子丰度。对星周化学的影响进行了讨论。
2008-08-24 astro-ph
Submillimeter Array Observations of CS J=14--13 Emission from the Evolved Star IRC+10216
本文介绍了演化星IRC+10216在685.4GHz的CS J=14- 13谱线上的成像观测结果，以及用部分建成的亚毫米波阵在约2“分辨率下对相关亚毫米波连续谱的成像观测结果。恒星包层的CS J=14- 13线辐射在空间和光谱上都有很好的分辨。强的中心浓度的线发射提供了直接的证据，CS是一个母分子，形成接近恒星光球，符合以前的图像较低的激发CS J=2- 1线和推论，从未解决的观察振动激发转换。连续发射主要由一个紧凑的，未解决的组件，与光球发射一致，占约20%的宽带450微米通量。这是在半透明的450微米大气窗口中进行的第一次干涉仪成像观测。
2004-03-17 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
The abundance of 36S in IRC+10216 and its production in the Galaxy
在碳星IRC+10216（CW Leo）中探测到稀有同位素C36 S的J=2-1和3-2转动线以及Si 36 S的J=5-4和6-5跃迁。这是第一次在恒星中探测到含有36 S的分子，也是第一次在光谱上探测到Si 36 S。从含34 S和36 S同位素异构体的比较，34 S/36 S同位素比值为107（± 15）。这个值与银河内盘的星际介质的值（115）相当，但小于太阳的值288（Ding et al. 2001）。相对于34 S，36 S丰度的增加只是定性地遵循低质量AGB星的模型预测。如果考虑IRC+10216的年龄和银河系的化学演化，观测到的34 S/36 S比值与恒星模型的定量一致。其他不太可能的可能性是星际介质中存在相当大的不均匀性，IRC+10216或太阳都是以特殊的36 S丰度开始的。其他生产机制可能能够提高银河系星际介质进行了讨论。从IRC+10216和银河系恒星形成区的观测线密度，我们估计了这些源的混淆极限。
2004-06-30 astro-ph
Mid-infrared interferometry on spectral lines: II. Continuum (dust) emission around IRC+10216 and VY CMa
联合C.伯克利红外空间干涉仪测量了碳星IRC+10216和红超巨星VY CMa的中红外光谱。这些源周围的尘埃壳先前已被证明是随时间变化的，这些新数据用于探测十年时间尺度上尘埃壳的演变，补充了其他波长的同期研究。自洽的，球对称模型在最大和最小的光都显示的IRC+10216尘埃壳的内半径要大得多（150质量）比预期的尘埃凝结温度，这意味着尘埃生产已经放缓或停止在最近几年。显然，尘埃并不是每个脉动周期（638天）都形成，这些中红外结果与最近的近红外成像一致，近红外成像表明过去三年很少或没有新的尘埃产生（Tuthill等人，2000年）。球对称模型未能拟合最近的VY CMa数据，这意味着从内部尘埃壳的排放是高度不对称和/或随时间变化的。
2000-07-26 astro-ph
Mid-infrared interferometry on spectral lines: III. Ammonia and Silane around IRC+10216 and VY CMa
利用卧底。利用Berkeley红外空间干涉仪，首次对氨（NH_3）和硅烷（SiH_4）的中红外分子吸收特性进行了高光谱分辨率（R ~ 100000）的干涉观测。在球对称和均匀外流的假设下，这些新的数据允许研究碳星IRC+10216和红超巨星VY CMa周围的分子分层。对于IRC+10216，氨和硅烷都被发现在尘埃流出物中形成，明显超出尘埃形成和气体加速区。具体地，发现氨在硅烷之前在衰减气体湍流的区域（>~ 20 R_star）中形成，而硅烷在远离恒星的相对平稳的气流的区域（>~ 80 R_star）中产生。粉尘形成后不久，气相SiS在晶粒上的耗尽可能会在晶粒表面上引发硅烷生成反应。对于VY CMa，干涉和光谱观测的组合表明，NH_3是在高气体湍流区（~ 40 R_星）的气体加速相的终止附近形成的。
2000-07-27 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
Modeling of C stars with core/mantle grains: Amorphous carbon + SiC
一组45个碳星的尘埃包层已经被模拟出来。其中，34颗是根据尘埃包层分类（如Sloan，Little-Marenin & Price，1998）选出的，11颗是极端碳星。该模型使用描述尘埃包层中的辐射转移的代码来执行，该代码考虑由α-SiC核心和无定形碳（A.C.）地幔此外，我们还计算了模型的代码，考虑两种晶粒-α-SiC和AC。- 同步核幔颗粒似乎适合演化碳星的尘埃封套，而两个均匀的颗粒更能够复制更薄的尘埃封套。我们的结果表明，在碳星序列中存在着尘埃颗粒的演化。在沉积初期，颗粒主要由SiC和无定形碳组成，随着尘壳的演化，碳颗粒被SiC包裹。这种现象也许可以解释在星际介质中观察到的少量SiC颗粒。然而，在这项工作中，我们只考虑α-SiC颗粒，β-SiC颗粒的加入可能会改变一些结果。
2000-12-08 astro-ph
IRC+10216 in Action: Present Episode of Intense Mass-Loss Reconstructed by Two-Dimensional Radiative Transfer Modeling
我们提出了二维（2D）的辐射转移模型的IRC+10216在1995年至2001年的演变，这对应于我们的一系列8个近红外斑点图像（Osterbart等2000年，Weigelt等2002年）的三个时代的选择时刻。在过去5.4年中获得的高分辨率图像揭示了IRC+10216的亚弧秒尘埃环境的动态演化，我们最近的时间无关的二维辐射转移模型重建了其在1997年1月的单历元的物理特性（Men'shchikov等人，2001年）。在记录了碳星最内层双极壳层的复杂变化之后，我们将进化约束纳入到我们的新模型中，以了解观察到的变化的物理原因。新的计算结果表明，在过去的50年里，我们一直在见证中心恒星质量损失的稳步增加，从Mdot ~ 10^-5 Msun/年增加到2001年的Mdot ~ 3x 10 ^-4 Msun/年。IRC+10216质量损失的迅速增加和持续的随时间变化的尘埃形成和破坏导致了最初暗淡的C和D成分以及明亮的空腔A从我们在2001年的图像中几乎消失的恒星中观察到的位移。尘埃光学厚度的增加引起强烈的回温，导致尘埃形成区温度升高，由于最近形成的尘埃颗粒的蒸发，后者以v_T ~ 27 km/s的速度向外移动。双极壳层中尘埃密度峰值的这种移动模拟了快速的径向膨胀，而实际的外流可能具有较低的速度v < v_inf ~ 15 km/s。该模型预测，这颗恒星将保持模糊状态，直到Mdot开始回落到尘…
2002-06-24 astro-ph
Molecular abundances in carbon-rich circumstellar envelopes
我们提出了一个毫米分子线调查的七个高质量损失率的碳星在北部和南部的天空。共检测到来自24种分子的196条发射线（47个跃迁）。观测到的CO排放量被用来确定质量损失率和拱星包络的物理结构，如密度和温度结构，使用详细的辐射转移分析。这使得能够确定剩余分子种类的丰度。衍生的丰度一般不超过5倍的来源之间的变化，表明碳星周围的拱星信封具有高质量损失率具有相似的化学成分。然而，也有一些值得注意的例外。丰度之间最显着的差异反映了样本恒星之间12 C/13 C比率的差异，主要反映了核合成的结果。一氧化硅的丰度也显示了不同来源之间的一个数量级以上的变化，并且平均来说比在热平衡时从光球化学中预测的要丰富一个数量级以上。SiO的过剩是一致的恒星大气和内部的风的脉动驱动的冲击已经通过的动力学模型。这种情况可能进一步证实了相对较低的量的CS存在于信封。外层的化学反应与目前的光化学模型一致。
2002-11-28 astro-ph
High velocity bipolar outflow and disk-like envelope in the carbon star V Hya
利用部分完成的亚毫米波天线阵，我们观测到了碳星VHya周围包层的CO J=2-1和3-2辐射。高角分辨率（2”-4”）图显示V Hya正在为一个极端速度为70-185 km/s的双极分子喷流提供动力。这种高速射流的轴线垂直于扁平盘状包络的主轴，其以约16 km/s的速度膨胀。还有第三个运动分量，即沿盘平面移动的具有40-120 km/s的分解速度的中速风。高速急流和中速风的动力学时间尺度都是几百年。在V Hya中观察到的扁平结构和准直喷流表明，当中心恒星仍处于AGB阶段时，
2004-07-16 astro-ph
Tracing the asymmetry in the envelope around the carbon star CIT 6
本文报道了极碳星CIT 6的HC $_3$ NJ =5- 4谱线和7 mm连续谱线的高角分辨率观测结果。我们发现，7毫米的连续发射是未解决的，并具有一致的黑体热辐射从中央恒星的通量。HC $_3$ N J=5- 4线发射起源于一个不对称的、团状的膨胀包层，它包括两个分离的HC $_3$ N J=5- 4发射壳层：（i）一个半径为8 \arcsec的近球形暗外壳层;及（ii）一个厚而不完整的内壳，而该内壳类似─臂螺旋从中心星或靠近中心星开始并向外延伸到大约5 \arcsec的半径。因此，我们的观察结果表明，CIT 6的质量损失是强烈调制的时间和高度各向异性。此外，数据和我们的激发建模结果之间的比较表明，HC $_3$ N在其包络线中的丰度异常高。我们讨论的可能性，信封可能是由先前建议的可能的二进制伴侣的存在下形成的。HC $_3$ N的丰度可能在CIT 6星周包层与其伴星相互作用产生的螺旋激波中增强。
2008-12-17 astro-ph
Carbon Monoxide in the Type Ic SN 2000ew
本文介绍了在斯巴鲁望远镜上用IRCS观测到的Ic型SN 2000 ew的K波段（1.9 - 2.5微米）光谱。这些数据显示了在Ic型超新星中首次检测到一氧化碳（CO）排放。SN 2000 ew中CO的检测进一步证明了分子形成可能是核心塌陷超新星喷出物中常见的现象。光谱还包含[Fe II]和He I的窄发射线，可能来自SN 2000 ew周围的贫氢星周气体的致密团块。我们的SN 2000 ew光谱显示，在SN 1987 A光谱中，在2.26微米附近没有发现任何不明特征的痕迹，只是CO发射的蓝色部分，我们讨论了在其他II型超新星中探测到这一特征的建议。
2002-07-22 astro-ph
AKARI IRC survey of the Large Magellanic Cloud: Outline of the survey and initial results
我们使用AKARI上的红外照相机观测了大麦云云的10度^2的区域。使用配备在IRC中的五个成像滤光器（3、7、11、15和24微米）和色散棱镜（2 - 5微米，$λ/ Δλ$ $\sim$ 20）进行观察。本文描述了我们的调查项目的大纲，并提出了一些初步的结果，使用成像数据，检测超过5.9x10^5近红外和6.4x10^4中红外点源。我们调查的10个$σ$的检测限分别为16.5、14.0、12.3、10.8和9.2，在3、7、11、15和24微米的织女星星等上。11和15微米的数据，这是唯一的AKARI IRC，使我们能够构建颜色星等图，是有用的，以确定恒星与拱星尘埃。我们在色星等图中发现了一个新的序列，这是由于红巨星的光度比第一红巨星分支的尖端更暗。我们认为，这一序列很可能是有关的氧化铝在11.5微米的广泛的发射功能。11和15微米的数据还表明，富氧和富碳红巨星的（[11] - [15]）微米颜色在它们的演化过程中曾经变成蓝色，然后再次变成红色，这可能是由于硅酸盐或碳化硅发射特征在10或11.3微米与15微米通量的通量比变化。
2008-08-22 astro-ph
On the formation and abundance of CO in AGB envelopes
一般认为，根据经验，一氧化碳在AGB星的包层中很早就形成了，它消耗了大部分的碳或大部分的氧，这取决于光球层是富氧还是富碳。\rm这项工作集中在后一种情况下，与量化的剩余部分的气态碳，然后可用于形成碳质颗粒的目的。由于AGB星（可能）是宇宙碳颗粒的主要提供者，因此这一剩余部分对于建立当前颗粒模型的有效性至关重要。在这里，我们使用一个动力学处理，以遵循拱壳的化学演化走向稳定状态。它示出的残余分数基本上取决于原始的气态碳和氧的原子比，和CH形成的C和H原子碰撞的横截面。它位于每百万氢原子55至144个碳原子之间，取决于未知反应速率和宇宙碳丰度所采用的值。这比上面提到的经验法则所预测的要大得多。目前的结果强烈地依赖于反应C+H->CH的速率：远离热力学平衡（这是这里的情况），如果该速率像通常假设的那样低，则不能形成CO。因此，我们通过对反应进行化学建模来估计这一速率，发现它确实要高得多，并且高到足以产生与观测相符的CO丰度。精确的实验速率测定是非常需要的。
2008-08-20 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
SiO in C-rich circumstellar envelopes of AGB stars: effects of non-LTE chemistry and grain adsorption
利用对碳星样品的新的SiO多跃迁毫米线观测，包括APEX望远镜的J=8-7观测，来探测非平衡化学的作用和碳星星周包层中颗粒的影响。一个详细的辐射转移建模，包括灰尘排放的影响，在激发分析，所观察到的SiO线发射。低能量和高能量谱线的组合在限制丰度分布方面很重要。据发现，在这些富C环境中的SiO的丰度分数可以比平衡恒星大气化学预测的高几个数量级。事实上，碳星的SiO丰度分布与M型（富O）AGB星非常相似。这种行为的一个可能的解释是冲击引起的化学反应，但尘埃颗粒的影响，无论是作为一个源耗尽以及生产的SiO，需要进一步研究。与M-型AGB星的观测结果一样，碳星的SiO丰度随质量损失率的增大而减小。这表明SiO是被吸积在星周包层的尘埃颗粒上的。
2006-04-10 astro-ph
Bispectrum speckle interferometry of IRC+10216: the dynamic evolution of the innermost circumstellar environment from 1995 to 2001
我们提出了新的近红外（JHK）双谱散斑干涉监测碳星IRC+10216之间获得的1999年和2001年与SAO 6米望远镜。J-、H-和K-波段分辨率分别为50 mas、56 mas和73 mas。K波段观测的总序列涵盖了1995年至2001年的8个时期，显示了内部尘埃壳层的动态演化。目前的观测表明，与1995年至1998年的时期相比，尘埃壳的外观发生了很大变化。在K波段图像中可以识别出0.2”半径内的四个主要分量。最初最亮的两个分量A和B的视间距从1995年的约191 mas增加到2001年的约351 mas。与此同时，B分量在2000年逐渐减弱并几乎消失，而最初微弱的C和D分量变得更亮（相对于峰值强度）。这些变化可能与光学深度的变化有关，例如，质量损失变化或新的灰尘在风中凝结。我们的二维辐射转移模型表明，观测到的A和B的相对运动与已知的终端风速15 km/s不一致。平均速度为19 km/s，最近为27 km/s的视运动似乎是由于光学较厚和较热环境中的尘埃蒸发引起的尘埃密度峰值的位移造成的。我们对三个以上脉动周期的观测表明，结构变化与恒星脉动周期之间并没有简单的联系。这是一致的流体动力学模型的预测，增强灰尘的形成发生在几个脉动周期的时间尺度。B分量衰减的时间尺度可以很好地解释为在星周包层中形成了新的尘埃。
2002-06-18 astro-ph
High resolution observations of SiO masers: comparing the spatial distribution at 43 and 86 GHz
本文报道了晚型星IRC +10011和Chi Cyg中SiO脉泽的亚毫角秒观测结果。我们利用NRAO甚长基线列阵（VLBA）对43 GHz（v=1，2 J=1-0）和86 GHz（v=1，2 J=2-1）SiO脉泽进行了标测。除了IRC +10011中的v=2 J=2-1外，所有跃迁都已成像。本文报道了IRC +10011中v=1 J=2-1 28 SiO脉泽的第一幅VLBI图和S型Mira变星Chi Cyg中SiO脉泽的第一幅VLBA图。在本文中，我们重点研究了不同的观测线的相对空间分布。我们发现，在某些情况下，观测结果不能再现目前的理论泵浦模型，无论是辐射或碰撞。特别地，对于IRC +10011，v=1 J=1-0和J=2-1 28 SiO线具有不同的空间分布和发射区域尺寸，J=2-1发射位于包络的外部区域。对于Chi Cyg，分布也不同，但激射区的大小是可比的。我们认为，两个丰富的分子种类，H2O和28 SiO的振转跃迁之间的线重叠，是一个可能的解释之间的观测和理论预测的差异。我们在计算SiO分子的激发态时引入了这种重叠过程。我们的结论是，线重叠可以强烈影响SiO的激发，并可能重现意想不到的观测结果的两个源研究。
2004-09-20 astro-ph
The Light Curve and Evolutionary Status of the Carbon Star V Hya
V Hya是一颗演化的碳星，具有复杂的星周包层，有两个变化周期，530 d和6000 d（17年）。我们分析了最近的光变曲线数据，并表明这两种变化已经存在了至少100年，并且在这段时间内一直是有规律的。530 d周期和1.5 - 2等振幅表明VHya是一颗Mira变星。我们认为这颗恒星是在一个双星系统中（从星周包层的结构也怀疑），17年的变化是由于与伴星一起轨道运行的星周尘埃的灭绝。从分子线观测发现的信封的属性：快速的分子风，相对较小的尺寸密集的拱星信封，和高质量损失率，都表明V Hya已经进入了它的“超风”阶段。然而，它的光谱类型，周期，颜色和缺乏电离辐射表明它仍然在AGB上。这些性质进一步证明，许多行星状星云的复杂结构，包括快速的恒星风，都起源于AGB质量损失的最后阶段。
1999-07-16 astro-ph
Probing the mass loss history of carbon stars using CO line and dust continuum emission
一个广泛的模拟CO线的排放量从拱星的信封周围的碳星。结合射电观测和红外观测，研究了大径向范围内的星周包络特征。在辐射转移分析中，观测数据一致地再现，假设球对称和平滑的风以恒定速度扩展。合并后的数据集给出了更好的确定包络参数，并对这些碳星的质量损失历史提出了限制。尘埃中的CO激发的重要性是解决使用所观察到的连续发射的辐射转移分析，它被发现只有轻微的影响，派生线强度。粉尘排放的分析也进一步限制了质量损失率的历史。在过去的几千年里，这里展示的恒星不太可能经历过任何剧烈的长期质量损失率调制，至少不到5倍。在ISO观测到的九颗碳星中，只有三颗被观测到足够长的时间，可以探测到CO的远红外旋转线。
2002-06-05 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
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
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
On the origin of white dwarfs with carbon-dominated atmospheres: the case of H1504+65
我们探索不同的演化方案来解释在H1504+65中观察到的氦缺乏，H1504 +65是已知质量最大的PG 1159恒星。我们主要集中在这种可能性，这颗恒星可能是质量损失后不久，再次通过[WCL]阶段的后续演变。这种可能性是由樱井的对象中广泛的质量损失事件的最新观测证据支持，并且与最近的发现一致，即这种质量损失导致PG 1159模型具有薄的富氦包层和大的周期变化率，正如脉动恒星PG 1159 -035所要求的那样。我们通过考虑不同的质量损失率的历史计算后出生的大规模序列的再次演变。我们的研究结果表明，在再生后的演化过程中，静止风不能完全消除富氦包层，从而解释在H1504+65中观察到的氦缺乏。在樱井和[WCL]阶段的定常风最多只能去除一半的包层，这些包层在再次燃烧阶段的剧烈氢燃烧中幸存下来。根据我们的研究结果，最近提出的进化联系再次恒星--> H1504+65 -->白矮星与富碳大气是难以维持的，除非整个富氦的信封可以在樱井阶段的非静止质量损失事件喷出。
2008-11-25 astro-ph
Carbon in the N159/N160 Complex of the Large Magellanic Cloud
本文对低金属丰度大麦云云中的HII区复合体N159/N160中的碳进行了研究。我们已经绘制了这个区域，它包括四个不同的分子云，跨越了广泛的恒星形成活动，在四个过渡：13 CO（1-0）CO（2-1）和（4-3），和[CI]（1-0）。将这些数据与现有的[CII]观测相结合，提供了ISM气相中碳的主要形式的完整图像。新的CO（2-1）数据显示，复合体沉浸在一个扩展的，低水平的排放，以前的（1-0）映射工作未检测到的信封。该包层中的CO（2-1）/（1-0）比>~3，该值与光学薄的CO发射一致。在[CI]和[CII]中，包层也相对明亮，计算表明它主要是光解的：它看起来是半透明的（Av<1）。复合体中的中性碳排放意外地在静止的南部云（N159 S）处达到峰值。在地图的北部（N160星云），[CII]中突出的HII区域对应于[CI]分布中的空洞。总的来说，我们发现，虽然[CII]/CO比增强相对于银河系中类似的复合物，[CI]/CO比似乎是相似的或减少。
2000-07-11 astro-ph
The circumstellar envelope of the C-rich post-AGB star HD 56126
我们提出了一个详细的研究后渐近巨型分支“21微米对象”HD 56126的拱星包络。我们建立了一个详细的尘埃辐射转移模型的拱星信封，以获得尘埃的成分和质量，以及质量损失的历史。为了模拟粉尘的排放，我们使用无定形碳、氢化无定形碳、硫化镁和碳化钛。我们给出了氢化非晶碳光学性质随H/C含量变化的详细参数。中红外成像和光谱学最好由围绕中心恒星的半径为1.2至2.6弧秒的单个尘埃壳复制。这一壳层起源于一个短时期内的质量损失率超过10^（-4）M_sun/yr。我们发现，“21”微米特征的强度为TiC识别带来了问题。Ti的低丰度要求在紫外和可见波长范围内具有非常高的吸收截面，以解释该特征的强度。也应该考虑其他纳米晶体金属碳化物。我们发现，氢化的无定形碳在与局部辐射场的辐射平衡中没有达到足够高的温度来解释相对于11-17微米烃特征的3.3-3.4和6-9微米烃特征的强度。我们建议，这些碳氢化合物功能的载体是不是在辐射平衡，但被短暂加热到高温。我们发现，需要2%的尘埃质量来解释“30”微米特征的强度，这与测量的Mg和S的大气丰度非常吻合。这进一步加强了"30“微米特征的MgS识别。
2003-02-21 astro-ph
Neutral atomic carbon in the globules of the Helix
我们报告的609 u线的中性碳原子的球状星云的检测。测量朝向CO排放峰值的位置进行。在同一位置，我们获得了高质量的CO（2-1）和13 CO（2-1）光谱和CO（2-1）的135”x 135”图。CI的速度分布显示出6个窄的（1 -> 2 km/sec）分量，它们与CO中追踪到的单个球状体有关。CI柱密度为0.5 -> 1.2 x 10^16/cm ^2。CI被发现是一个因素的~6更丰富的比CO。我们的估计的中性信封的质量是一个数量级大于以前的估计。可以理解的是，赫敏星中大量的氯离子是由中心恒星辐射场逐渐光电离分子包层的结果。
1997-03-18 astro-ph
Chemical Evolution of the Circumstellar Envelopes of Carbon-rich Post-AGB objects
我们用30米IRAM望远镜、CSO望远镜和ISO卫星进行了观测（红外空间天文台）在不同演化阶段的富碳恒星物体方向上的毫米、亚毫米和远红外波长的CO旋转线：CRL 2688（非常年轻的原行星状星云）、CRL 618（原行星状星云）和NGC 7027（年轻的行星状星云）。本文讨论了CO和其它分子长波辐射的几种变化与天体演化程度的关系。在以CRL 2688为代表的早期阶段，长波辐射以CO线为主。在中间阶段，CRL 618，存在非常快的外流，与来自中央恒星的强紫外线场一起，解离CO。释放的原子氧通过其原子线被看到，并允许形成新的含O物质，如水和OH。相对于HCN，HNC的丰度由于在光解离区域（PDR）中发生的化学过程而增强。在此阶段，CO线和[OI]线是主要的冷却剂，而[CII]的冷却效果正在上升。在行星状星云阶段，NGC 7027，大部分旧的CO AGB物质已经被重新加工。然后，光谱由原子线和离子线主导。CH+等新物种出现。水可能已经在俄亥俄州进行了再处理。
2002-06-11 astro-ph
First VLBI mapping of a rare SiO isotopic substitution
本文首次报道了长周期变星IRC+10011的7 mm v=0 J=1-0脉泽线的VLBI图。我们已经发现，这个脉泽发射是由多个功能分布在一个不完整的环，这表明这个脉泽也被放大切向已经提出在其他SiO拱星脉泽。文中还给出了一些28-SiO 7毫米和3毫米脉泽谱线的结果.我们确认，在这个时代的86 GHz脉泽V=1 J=2-1 IRC+10011是形成在拱星包络的外部区域相比，其他SiO脉泽研究。29-SiO激射区似乎位于28-SiO v=1 J=1-0和28-SiO v=1 J=2-1线之间的层中。最后，我们讨论了观测结果在SiO脉泽抽运理论中的可能意义。
2004-12-17 astro-ph
