Mass-loss rates and dust-to-gas ratios for obscured Asymptotic Giant Branch stars of different metallicities
研究了小麦哲伦云和大麦云云（SMC & LMC）以及银河系中不同初始金属丰度的AGB星的质量损失率和尘埃气体比。它们的拱星包层的性质可以用一种一致的方式来解释，如果对于被遮蔽的M-型AGB星和被遮蔽的碳星，总的（气体+尘埃）质量损失率仅微弱地依赖于初始金属丰度，而尘埃-气体比近似线性地依赖于初始金属丰度。
1999-12-02 astro-ph
ISOCAM observations of Galactic Globular Clusters: mass loss along the Red Giant Branch
1997年，利用ISOCAM获得了人马座矮球面星系中的5个大质量银河系球状星团，NGC 104（=47 Tuc）、NGC 362、NGC 5139（= ω Cen）、NGC 6388、NGC 7078（=M15）和NGC 6715（=M54）在10微米光谱范围内的深像。一个重要的亮巨星样本有一个ISOCAM对应物，但只有< 20%的亮巨星有一个强烈的中红外线过量，表明有尘埃的拱星包层。从物理和统计分析相结合，我们得出质量损失率和频率。我们发现，i）显着的质量损失只发生在红巨星分支演化阶段的最后阶段，是偶发的，ii）调制的时间尺度必须大于几十年，小于一百万年，和iii）质量损失的发生并没有显示出关键的集群金属丰度的依赖。
2002-01-28 astro-ph
The mass loss of C-rich giants
（缩短版）：质量损失率，膨胀速度和尘埃气体密度比毫米观测的119富碳巨星进行比较，作为恒星参数的函数，最近的流体动力学模型的预测。距离和光度以前估计从HIPPARCOS数据，质量脉动和C/O丰度比光谱，有效温度从一个新的均匀的规模，被使用。预测和观察到的质量损失率相当一致，作为有效温度的函数。（缩短）。四颗有分离壳的恒星，即偶发的强烈质量损失，和五颗有光学厚度尘埃壳的冷红外富碳恒星，质量损失率比预测值大得多。（缩短）。最近的漂移模型可以有助于最大限度地减少差异，因为它们包括更多的灰尘。提出了简单的近似公式。
2006-01-17 astro-ph
Evolution of the dust mass loss with luminosity along the giant branch of the globular cluster 47 Tuc
本文利用ISOCAM和DENIS资料，研究了球状星团47 Tuc巨分支恒星尘埃质量损失的性质。光栅地图的5个领域，覆盖面积从4 × 4到15 × 15弧分2，在不同的距离从集群的中心已获得ISOCAM在11.5妈妈（LW 10过滤器）。覆盖的字段包括该集群中已知的大多数红色变量。实现了约0.2毫焦耳的检测阈值，允许检测巨星在11.5妈妈所有的方式下降到水平分支。与LMC/SMC球状星团中的情况相反，在观测场中没有发现尘埃遮蔽的渐近巨星分支星。颜色指数[12]-[2]（基于ISO 11.5 μ m通量和DENIS Ks量级）用作粉尘排放（以及粉尘质量损失）的诊断。它的光度沿巨星分支的演变表明，尘埃质量损失只存在于V3（本研究中观察到的唯一星团Mira变量）和V18中，这是一颗呈现间歇性变化的恒星。这一结论证实了恒星脉动在尘埃形成和随后的质量损失中的重要性。
2001-05-02 astro-ph
A critical test of empirical mass loss formulae applied to individual giants and supergiants
为了检验施罗德和坎茨在2005年给出的新的、改进的赖默斯型质量损失关系（ApJL 630，L73），我们来看看研究得最好的星系巨星和超巨星--特别是那些具有空间分辨的星周壳和风的星系巨星和超巨星，它们可以直接获得，也可以通过伴星作为探测光源获得。与众所周知的物理参数一起，选定的恒星提供了最强大和最关键的观测场所，用于评估非分子或尘埃驱动的冷风的参数化质量损失关系的有效性。在这项研究中，我们逐星比较了我们以前发表的关系与原始的Reimers关系（1975），Lamers关系（1981）以及de Jager和他的小组（1988，1990）的两个关系。输入的数据，特别是恒星质量，已被限制使用详细的恒星演化模型。我们发现只有Schroder & Cuntz的关系在误差范围内与所有巨星和超巨星的质量损失率一致。
2007-02-06 astro-ph
Mass loss in metal deficient Red Giants
我们调查的最终命运的金属缺乏（MD）H燃烧的红巨人在各种假设下的质量损失量。采用金属丰度Z= 10^（-8），根据质量损失的大小，我们跟踪了0.8 Mo模型从主序星阶段到He闪或最终冷却为He白矮星的演化过程。我们发现，MD红巨星需要特别大的富氢信封，以支持H-壳燃烧，并允许最后点火的他，从而有利于发生他退化的矮星无论是作为结果的单星演化或MD双星系统。简要地讨论了我们的模型沿氦燃烧阶段或作为冷却的白矮星的演化。
1995-09-04 astro-ph
Stellar structure and mass loss during the early post asymptotic giant branch
晚期渐近巨星分支（AGB）和早期后AGB恒星是行星状星云的祖先，它们以极高的速度失去质量，称为超级风。我们发现，这种超风的存在，在后AGB阶段不能解释的模型，其中恒星有效温度是唯一的主要物理参数，确定的质量损失率。相反，我们认为，信封结构，特别是熵和密度梯度，应该是其中的主要参数，确定质量损失率的尖端的AGB和早期后AGB的进化阶段。在后AGB阶段早期，随着恒星温度的升高，熵分布变得更陡，密度分布变得更浅，直到恒星温度升高到8000 K。我们没有提出一个新的质量损失机制，而是提到几种机制，这些配置文件可能会影响质量损失率的流行机制内的质量损失的AGB，其中脉动加上辐射压力的灰尘造成的高质量损失率。
2002-10-27 astro-ph
A Robust Test of Evolution near the Tip of the Red Giant Branch and Missing Giants in NGC 2808
我们描述了一种新的方法，用于强有力地测试红巨星演化的理论预测附近的巨星分支的尖端。当理论上的累积光度函数被移动到在I波段对准尖端，并在比红巨星凸起稍微亮一点的光度水平上归一化时，几乎所有对年龄和成分（重元素和氦丰度）的依赖都被消除了。虽然与观测结果进行重要的比较需要大量的巨星样本，但这样的样本可以用于一些质量最大的银河系球状星团。我们与NGC 2808和M5进行了比较，发现NGC 2808缺少亮巨星（巨星分布更极端的概率小于3%）。我们讨论的可能性，低估了中微子的损失或强大的质量损失可能是负责赤字的巨人。虽然我们不能排除中微子假说，但它不能解释M5观测和模型之间的明显一致性。另一方面，强烈的质量损失提供了巨星观测和NGC 2808异常蓝色水平分支之间的潜在联系。如果质量损失假说是正确的，那么通过对该星系团进行稍微深一点的紫外线观测，就可能发现大量的氦白矮星。
2006-11-09 astro-ph
The First Empirical Mass Loss Law for Population II Giants
利用Spitzer IRAC相机获得了银河系球状星团47 Tuc中红巨星分支星的中红外测光结果。大约有100颗恒星显示出超过预期的光球发射的中红外线。这可能是由于大量的尘埃从这些恒星中流出。这种质量损失向下延伸到水平分支的水平，并随着光度的增加而增加。质量损失是偶发性的，在给定的光度下，只发生在一小部分恒星中。使用一个简单的模型和我们的观察，我们得出这些恒星的质量损失率。最后，我们得到了第一个经验的质量损失公式与第二星族恒星的观测校准。我们的质量损失率对光度的依赖比广泛使用的赖默斯定律要浅得多。这里呈现的结果是我们对17个银河系球状星团精心挑选的样本进行斯皮策调查的第一个结果，这些星团涵盖了从大约百分之一到几乎太阳的整个金属丰度范围。
2007-09-20 astro-ph
Mass Loss on the Red Giant Branch and the Second-Parameter Phenomenon
“第二参数效应”的特征在于存在具有相似金属丰度[Fe/H]（“第一参数”）但不同水平分支（HB）形貌的球状星团（GC）。其中一个主要的第二个参数候选者是集群年龄。在本论文中，我们解决了以下问题：“是否年龄之间的差异，第二参数GC，从他们的主序列关闭属性，符合他们的相对HB类型？为了回答这个问题，我们分析并应用了红巨星分支上质量损失率的几个解析公式。具体讨论了M5与Palomar 4/Eridanus的情况。我们的研究结果表明，无论采用的质量损失公式，GC的相对关闭年龄是不足以解释的第二个参数的现象，除非GC是年轻的10 Gyr。
1999-09-21 astro-ph
On determining the mass-loss rates of red giants and red supergiants based on infrared data
我回顾了现有的方法来确定质量损失率的红巨星和红超巨星的红外数据的基础上。最简单的方法是基于尘埃的吸收和发射模型，这些尘埃形成于这些冷恒星的密集外流中。我讨论的参数和假设的方法依赖，审查之间的关系的质量损失率和红外颜色或远红外通量密度，并提出了一个新的公式的质量损失率作为视觉消光的函数。我还简要地讨论了在红外波长的原子和分子跃迁的使用。
2006-12-14 astro-ph
An empirical formula for the mass-loss rates of dust-enshrouded red supergiants and oxygen-rich Asymptotic Giant Branch stars
我们提出了一个经验确定的质量损失率作为恒星光度和有效温度的函数，富氧尘埃enshrouded渐近巨星分支星和红超巨星。为此，我们获得了一个样本的尘埃笼罩在大麦云，我们补充了光谱和红外光度数据从文献中的红巨星的光谱。其中两颗是热发射线星，其中一颗是确定的B[e]星。通过对光谱能量分布的建模来测量质量损失率。因此，我们得到质量损失率公式log Mdot = -5.65 + 1.05 log（L /10，000 Lsun）-6.3 log（Teff / 3500 K），适用于尘埃笼罩的红超巨星和富氧AGB星。尽管大麦哲伦星系的金属丰度很低，但AGB星和红超巨星都是在晚期光谱类型中发现的。与银河系AGB星和红超巨星的比较表明，我们的公式预测的质量损失率与尘埃笼罩的物体的60微米通量密度得出的质量损失率非常一致，但对于光学明亮的物体则不然。我们讨论了可能的影响，这对质量损失机制。
2005-04-18 astro-ph
Dust, pulsation, chromospheres and their role in driving mass loss from red giants in Galactic globular clusters
内容：老球状星团中红巨星的质量损失影响了水平分支（HB）的形态和HB后的恒星演化，包括紫外亮恒星的产生、核合成产物的疏浚和星团内介质的补充。对球状星团质量损失的研究也使人们能够研究从冷的低质量恒星到非常低的金属丰度的质量损失对金属丰度的依赖性。目的：本文分析了银河系球状星团47 Tuc（NGC 104）、NGC 362、omega Cen（NGC 5139）、NGC 6388、M54（NGC 6715）和M15（NGC 7078）中47颗红巨星的VLT/UVES新谱。光谱覆盖波长范围6100- 9900 A，分辨率R = 110，000。这些恒星中的一些已知的表现出中红外线过量发射指示拱星尘埃。我们的目标是检测质量损失的签名，确定负责这种外流的机制，并测量质量损失率。方法：我们测定每颗恒星的有效温度、光度、半径和逃逸速度。我们分析了H-α和近红外钙三线外流，脉动和色球活动的证据，并提出了一个简单的模型，估计质量损失率从H-α线剖面。我们将我们的结果与其他各种独立的方法进行比较。结果如下：我们认为，色球层坚持在银河系球状星团巨人和控制的质量损失率晚K/早M光谱类型，脉动变得足够强大，以驱动冲击波在亮度以上的RGB提示。这种转变可能是金属性依赖的。我们发现，每年的质量损失率约为10^-7到10^-5太阳质量，这在很大程度上与金属丰度无关。
2007-10-08 astro-ph
Magnetic Activity of the Cool Companion in Symbiotic Systems
我认为，在大多数共生双星系统中的冷巨星同伴具有比孤立的或宽双星系统中的冷巨星高得多的水平上的磁活动。基于主序星的行为，我假设磁活动和X射线光度随着自转速度的增加而增加。然后，我表明，在共生系统中的冷同伴可能比孤立的，或在广泛的双系统，冷巨人更快地旋转。冷巨星的磁活动可以被观测为来自冷巨星的全球轴对称质量损失几何（在热伴星影响流出之前），一个随机质量损失过程，即，质量损失率随时间和巨星表面位置的变化，以及相对较强的X射线辐射。来自冷巨星的质量损失过程的变化可能会导致由热致密伴星吹出的喷流性质的变化。我的结论是共生系统应该是高优先级的X射线目标。
2002-04-21 astro-ph
Is mass loss along the red giant branch of globular clusters sharply peaked? The case of M3
越来越多的证据表明，几个球状星团必须包含多个恒星世代，氦含量不同。这一假说有助于解释其水平分支中无法解释的特殊特征。在这个框架中，我们模拟了M3中RR Lyr周期的峰值分布，这一点到目前为止还没有得到解释。同时，我们还试图再现M3水平支星的颜色分布。我们发现，只有一个非常小的分散在沿红巨星分支的质量损失再现了良好的精度的观测数据。星团恒星之间氦含量的增强和变化是水平分支颜色延伸的起源，而尖锐的峰值质量损失是必要的，以重现RR Lyr变量的尖锐峰值周期分布。质量损失的分散度必须<~ 0.003 Msun，以与通常假设的~0.02 Msun值进行比较。这一要求代表了对调节球状星团恒星演化的物理机制的解释的实质性变化。
2007-09-11 astro-ph
Effects of mass loss for highly-irradiated giant planets
我们目前的演化和生存质量的高度辐照太阳系外的巨行星（EGPs）的轨道半长轴范围从0.023至0.057 AU使用广义的缩放理论的质量损失，连同新的表面条件网格热EGPs和一致的治疗潮汐截断的计算。当我们保持行星的质量、成分和辐射不变时，对能量有限的氢从巨行星大气中逃逸的速率的理论估计相差两个数量级。Baraffe等人（2004，A&A 419，L13-L16）基于Lammer等人（2003，Astrophys. J. 598，L121-L124）。将Watson et al.（1981，Icarus 48，150-166）的理论换算为高辐射外行星的参数，我们发现逃逸率比Baraffe的低~102。与缩放沃森理论，我们发现适度的质量损失，发生在早期的历史上的热EGP。在这个理论中，质量损失，包括罗奇瓣溢出的影响变得显着，主要是质量低于土星质量，半长轴= 0.023 AU。这与巴拉菲模型形成对比，巴拉菲模型认为热EGPs是更大质量天体的残余物，最初是木星的几倍，目前仍在损失大量的质量分数。
2006-10-27 astro-ph
Mass loss and rotational CO emission from Asymptotic Giant Branch stars
我们对一颗渐近巨星分支星和红超巨星的一氧化碳从J = 2 -> 1到7 -> 6的转动跃迁进行了亚毫米波观测。这是第一次将J = 6 -> 5和7 -> 6的高跃迁包括在这样的研究中。线辐射转移计算，我们的目标是确定这些恒星的质量损失的历史拟合CO线强度。我们发现，高跃迁，包括J = 4 -> 3跃迁，观察到的线强度显着低于预测值。我们的结论是，流出的渐近巨星分支恒星的物理结构比以前认为的更复杂。为了了解所观察到的线强度和轮廓，需要具有可变质量损失率和/或随机气体速度梯度的物理结构。以AGB星WX Psc为例进行了研究。我们发现，CO线的强度可以解释的时间尺度上的质量损失的变化类似于在分离的弧状结构观察到的后AGB恒星。此外，随机速度中的梯度可能起作用。在这个问题得到完全解决之前，任何基于单个CO线的质量损失确定仍然是可疑的。
2003-05-12 astro-ph
Crystallinity versus mass-loss rate in Asymptotic Giant Branch stars
红外空间天文台（ISO）的观测表明，富氧渐近巨星分支（AGB）星只有在其质量损失率高于某一阈值时才会在光谱中显示出结晶硅酸盐特征。通常，这被解释为结晶硅酸盐不存在于低质量损失率物体的尘埃壳中的证据。在这项研究中，辐射转移计算已经进行了寻找一个替代的解释，缺乏结晶硅酸盐的功能，在低质量损失率AGB星的光谱。它示出，由于无定形和结晶硅酸盐之间的温度差，它是可能的，包括高达40%的结晶硅酸盐材料在拱星尘埃壳，没有显示的光谱特征的光谱。由于这意味着低质量损失率的AGB恒星也可能形成结晶硅酸盐并将其沉积到星际介质（ISM）中，所描述的观测选择效应可能会使AGB恒星周围的尘埃形成过程和星际介质中主要是无定形尘埃的组成发生变化。我们的模型计算结果的诊断工具，以确定一个已知的质量损失率的AGB星的结晶度。
2001-01-16 astro-ph
Observed Properties of Mass Loss in Symbiotic Binaries
在共生系统中，红巨星和米拉变星都比典型的银河巨星和米拉变星有更高的质量损失率，这表明只有非常进化的巨星，也就是那些质量损失率最高的巨星，才能在相距很远的双星系统中支持共生行为。它们通常表现出扁平的质量损失几何形状，由于本质上不均匀的质量损失和/或潮汐之间的二元组件的相互作用。因此，共生星云的主体是由巨风中丢失的物质形成的，而热的成分则负责其电离和激发。此外，无论何时，快速的风和/或从热的成分喷射出的喷流，都会产生复杂的，通常是双极的共生星云形状。解析星云的观测也表明双星的几何形状和星云结构是一致的，但双极流出可能不是在所有情况下都与轨道平面正交。
2000-01-03 astro-ph
Mass loss and yield uncertainty in low-mass asymptotic giant branch stars
我们调查的不确定性表面的丰度和产量的渐近巨星分支（AGB）星。我们应用三种不同的质量损失法的1.5太阳质量恒星的金属量Z=0.008开始的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段。有效的第三次挖掘发现，即使在非常低的包络质量，与其他进化代码与以前的模拟。我们发现，碳的产率是不确定的约15%，对于大多数其他轻元素的产率是不确定的，在20- 80%的水平。对于铁族元素，不确定性从丰度较高的物种的30%左右变化到丰度较低的放射性物种（如铁-60）的两倍以上。由于模型后期不同包层质量中疏浚物质的稀释，AGB后该质量和金属丰度的表面丰度更加不确定。我们的结果进行了比较，已知的行星状星云（PN）和后AGB丰度。我们发现，这些模型大多与观测结果一致，但我们无法重现某些同位素的观测结果。
2006-11-30 astro-ph
The contribution of halo red giant mass loss to the high-velocity gas falling onto the Milky Way disk
从晕向银河系盘下落的气体的起源在很大程度上仍然不清楚。这里估计了（较老的）晕状红巨星释放的气体量。红巨星（RGs）在晕中的分布尚不清楚，但在后RG阶段的恒星子集，水平分支（HB）的sdB恒星的分布是已知的。利用sdB星的中面密度和$z$ -分布、sdB星与所有HB星的比值以及RG星的质量损失，计算了所有晕RG星在$z>1$ kpc处的总质量损失引起的陨坑。对于扩展晕环成分$\dot{M}_{\rm halo RGs} \simeq 1.4 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，而厚盘成分RG贡献$\dot{M}_{\rm thick disk RGs} \simeq 5.4 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，每个不确定性因子为4。RG质量损失导致的总入流率为$\dot{M}_{{\rm RGs at\}z>1 {\rm kpc}} \simeq 7 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，这是观测到的同样不确定的物质入流率的相当大的一部分。由于扩展晕中的大多数RG星都很老，它们的质量损失主要是贫金属的，而盘状RG的质量损失则更富金属。银河喷泉流提供了额外的富含金属的下落，而被吸积的小星系也有助于气体的下落。
2004-02-26 astro-ph
Photospheric Opacity and Over-Expanded Envelopes of Asymptotic Giant Branch Stars
我认为，富氧（类似于太阳丰度）的上部渐近巨星分支恒星的光球不透明度的行为可能会导致这些恒星大幅膨胀几千年。我把这个过程称为过度扩张。这可能发生在光球（有效）温度下降到Tp~ 3000 K时，因为不透明度急剧增加，温度进一步下降到Tp~ 2000 K。高得多的不透明度意味着光球密度低得多，这使包层结构稳定。随着质量的减少，恒星最终会收缩成为一颗后渐近巨星分支星。讨论了超膨胀阶段的一些可能结果：（1）超膨胀阶段可能与半周期同心弧的形成有关（2）过膨胀阶段可能与质量损失速率和向轴对称质量损失几何转变之间的正相关有关;（3）过度膨胀的渐近巨星分支星，其半径加倍，更有可能吞下一个低质量的伴星。
2005-10-11 astro-ph
Giant Outbursts of the Eta Carinae-P Cygni Type
我讨论的作用，短时间爆发的质量损失非常巨大的恒星的演化。像19世纪的$η$船底座事件这样的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发几乎可以瞬间消除大量的质量，使它们在恒星演化中具有重要意义。它们可能比线驱动风从恒星上带走更多的质量，特别是如果风聚集在一起，O星的质量损失率需要向下修正。当在其他星系中被视为“超新星冒名顶替者”时，这些爆发通常持续不到十年，它们可以消除10 M $_{\odot}$的数量级，如LBV周围的大质量星云所示。这种极端的质量损失率不能由谱线上的辐射压力驱动。相反，这些爆发必须要么是连续驱动的超级爱丁顿风，要么是完全的流体动力爆炸，这两种爆炸对金属丰度都不敏感。因此，这种质量损失的爆发模式可能在早期宇宙中的大质量贫金属恒星中发挥关键作用。
2006-09-14 astro-ph
Eccentric Orbits of close Companions to Asymptotic Giant Branch Stars
我认为，在一些潮汐强相互作用双星系统中发现的相对较高的离心率，其中质量损失的恒星是一个演化的巨星，例如，一个渐近巨星分支星，是由近星点通过期间增强的质量损失率引起的。潮汐相互作用本身将在相对较短的时间内使这些系统的轨道圆化，因此需要一种在较短时间尺度上增加偏心率的机制。提出的方案预测，星云形成的质量损失过程具有显着偏离轴对称结构。这样的偏离在红矩形中观察到，它有一个中心双星系统HD 44179，轨道周期为318天，离心率为e=0.38。
2000-02-06 astro-ph
Stellar Evolution in NGC 6791: Mass Loss on the Red Giant Branch and the Formation of Low Mass White Dwarfs
我们提出了第一个详细的研究性质（温度，重力和质量）的NGC 6791白矮星人口。这个独特的恒星系统是我们银河系中最古老（8 Gyr）和最富金属（[Fe/H] ~ 0. 4）的疏散星团之一，并且有一个色星等图（CMD），显示出一个红巨星团和一个更热的极端水平分支。用凯克/LRIS光谱拟合星团中白矮星的巴耳末线，表明这些恒星大多数质量不足，<M>= 0.43 +/- 0.06 Msun，因此不可能是由红巨星分支尖端的氦闪光引起的典型恒星演化形成的。我们发现，至少有40%的NGC 6791演化恒星必须在红巨星分支上失去足够的质量以避免闪光，因此在核心没有将氦转化为碳氧。这种增加的质量损失在这些恒星的祖先的演化是一致的存在极端水平分支的CMD。这个独特的恒星演化通道也自然地解释了最近从白矮星冷却理论中发现的NGC 6791非常年轻的年龄（2.4 Gyr）;该星团中的氦核白矮星冷却的速度比碳氧核恒星慢3倍，因此校正后的白矮星冷却年龄实际上是7 Gyr，与测量良好的主序星关闭年龄一致。这些结果提供了直接的经验证据表明，质量损失是更有效的高金属环境，因此可能是至关重要的解释紫外线在椭圆星系。
2007-10-04 astro-ph
Horizontal-Branch Models and the Second-Parameter Effect. III. The Impact of Mass Loss on the Red Giant Branch, and the Case of M5 and Palomar 4/Eridanus
外晕球状星团Palomar 4和Eridanus的深HST测光最近已被提出。这些球状星团的新的高精度色星等图使得我们可以测量它们相对于M5（NGC 5904）的年龄，M5是一个观测良好的、距离更近的星团。假设两个球状星团有相同的化学成分，根据水平分支（HB）和分叉（turnoff）之间的星等差异，以及分叉和下亚巨星分支之间的颜色差异，已经报道了M4/波江座比M5年轻1-2 Gyr。在本文中，我们解决了以下问题：假设年龄是“第二个参数”，需要什么年龄差异来解释M5和M14/波江座之间HB类型的差异？我们发现，除非所有这些集群（包括M5）都小于10 Gyr，这样的年龄差异是大大大于基于集群关闭的分析。为了得出这样的结论，六个不同的分析质量损失率公式（报告在附录中），都意味着红巨星分支的质量损失依赖于年龄，被采用。我们的结果似乎与年龄可能是银河系球状星团系统中唯一的第二个参数的说法相冲突。
1999-10-19 astro-ph
Mm/submm observations of symbiotic binary stars: implications for the mass loss and mass exchange
我们讨论了毫米/亚毫米光谱的共生二元系统的样本，并将它们与流行的模型提出来解释他们的无线电发射。我们发现，无线电发射从静止的S-型系统起源于一个圆锥形区域的红巨星风电离的热同伴（STB模型），而更复杂的模型，涉及风从两个组件和它们的相互作用，需要考虑无线电发射的活动系统。我们还发现，从我们的观测中得出的巨质量损失率系统地高于单个冷巨星。这一结果与IRAS观测的结论和模型对热分量的要求是一致的。
2001-02-12 astro-ph
100-year Mass Loss Modulations on the Asymptotic Giant Branch
我们分析了富氧的Mira星和非Mira星的红外星周尘埃辐射的差异，发现它们在统计上是显著的。特别是，我们发现这些恒星在K-[12] vs. [12]-[25]色图中分离，并且具有IRAS LRS光谱的独特特性，包括硅酸盐发射特征的峰值位置。我们发现，大多数非米拉恒星的红外辐射不能在标准的稳态外流模型的范围内解释。通过假设硅酸盐颗粒的非标准光学性质，或者假设内包络半径处的尘埃温度（300-400 K）明显低于典型的硅酸盐颗粒凝结温度（800-1000 K），可以改变模型以拟合非Mira恒星的数据。我们认为，后者是更可能的，并提供详细的模型适合342颗恒星的IRAS LRS光谱。这些拟合意味着2/3的非Mira恒星和1/3的Mira恒星在它们的外壳中没有热尘埃（$>$ 500 K）。热尘埃的缺乏可以解释为最近（100年的顺序）的质量损失率下降。最佳拟合模型参数的分布与这种解释一致，并强烈表明质量损失在类似的时间尺度上恢复。这种可能性似乎得到了一些空间分辨观测的支持（例如最近的蛋星云多壳层的HST图像），并且与渐近巨星分支上质量损失的新动力学模型一致。
2001-02-12 astro-ph
Spitzer/MIPS Imaging of NGC 650: Probing the History of Mass Loss on the Asymptotic Giant Branch
我们提出的远红外（IR）地图的双极行星状星云（PN），NGC 650，在24，70和160微米采取的多波段成像光度计斯皮策（MIPS）的斯皮策太空望远镜。虽然在所有MIPS波段中看到的双峰发射结构表明存在一个近边缘的尘埃环面，但24微米图和70/160微米图之间的不同发射结构表明在中央环面中存在两个不同的发射成分。基于这两个远红外发射分量相对于各种光学线发射的空间相关性，我们得出结论，24微米发射主要是由于电离前沿后面的高度电离区域产生的25.9微米处的[O IV]线，而70和160微米的辐射是由于残留的渐近巨分支（AGB）风壳层中的低温尘埃产生的尘埃连续体。远红外星云结构还表明，在AGB阶段结束时，质量损失的增强各向同性地发生，但仅在赤道方向发生，而在极地方向停止。目前的数据还显示了该双极PN中物质呈扁长球形分布的证据。因此，在这个PN中重建的AGB质量损失历史与以前提出的基于过去的光学和中红外成像调查的后AGB壳一致。
2006-06-21 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
Magnetospheric Radio Emission from Extrasolar Giant Planets: The Role of the Host Stars
我们提出了一个新的分析预期磁层无线电发射的太阳系外巨行星的距离有限的样本最近的已知太阳系外行星。利用最近的结果恒星X射线通量和质量损失率从附近的恒星之间的相关性，我们估计的预期质量损失率的太阳系外行星的宿主恒星位于地球的20 pc。我们发现，一些宿主恒星的质量损失率是太阳的100倍以上，并考虑到行星磁层射电通量对恒星风特性的预期依赖性，这具有非常重大的影响。利用这些结果和太阳系外行星可能的磁性外推，我们推断出它们可能的无线电特性。我们编制了一份最有希望的射电目标列表，并得出结论，围绕Tau Bootes，Gliese 86，Uppermandromeda和HD 1237（以及HD 179949）的行星是最有希望的候选者，预期的通量水平应该在不久的将来可以用即将到来的望远镜阵列检测到。这些候选射电发射行星的预期发射峰值通常为40-50 MHz。我们还讨论了一系列的观测注意事项检测太阳系外的巨行星。
2004-10-25 astro-ph
Red giant variables: OGLE--II and MACHO
我们回顾了最近的微透镜项目对我们理解脉动红巨星的影响。讨论了红巨星的脉动性质（周期-光度关系、周期变化、模式转换）、红巨星分支脉动、金属量效应以及利用红巨星变星探索星系结构。
2005-09-21 astro-ph
Episodic lithium production by extra-mixing in red giants
最近在银河系低金属丰度星团中发现了低质量红巨星，其大气锂丰度增加，增加了富锂巨星的神秘现象。我们提出了一个组合方案的锂富集：吞噬一个巨大的行星（或褐矮星）的红巨星（外部源）激活内部的“7Be机制”生产锂的巨人。这种偶发性的锂产生可以在红巨星分支的任何时候发生，并且自然地伴随着观察到的锂耗尽。我们的场景的局限性进行了讨论。
2000-05-17 astro-ph
Dust-enshrouded giants in clusters in the Magellanic Clouds
我们提出的主要序列后的质量损失的调查结果，从恒星在麦哲伦星云的集群，在L '波段（3.8微米）的成像调查的基础上进行的VLT在ESO。这些数据与JHK和中红外光度法补充。目的是确定初始金属丰度和初始质量对恒星演化最后阶段质量损失和演化的影响。被尘埃笼罩的巨星可以通过它们变红的近红外颜色和热红外尘埃过量发射来识别。这些天体中的大多数都是在中龄星团中的渐近巨星分支（AGB）碳星，其前身质量在1.3到5 Msun之间。红超巨星在年轻的星团中被发现有星周尘埃包层，其前身质量在13到20 Msun之间。后AGB对象（例如，行星状星云）和大质量恒星与分离的信封和/或热中心恒星被发现在几个集群。我们的光谱能量分布的集群红外对象的模型来估计他们的热光度和质量损失率。红外线天体是最明亮的星团天体，其光度与其初始质量和金属丰度相同。它们经历的质量损失率范围从几个1 e-6到1 e-4 Msun/年（或更多），大部分的传播是由于进化的影响，只有一个弱依赖于祖质量和/或初始金属丰度。1.3- 3 Msun星的质量损失约有一半是在持续1 e5年量级的超级风阶段脱落的。有分离外壳的物体被发现经历了最高的质量损失率，因此被解释为后超风物体。我们还提出了一个简单的方法来测量集群质量从L '波段图像。
2005-07-25 astro-ph
Metallicity of Red Clump Giants in Baade's Window
红团巨星作为标准烛光可能非常有用。关于它们的I带绝对星等的稳定性存在一些争议，但似乎并不严重。对于它们的颜色没有任何争议，富金属巨星会比贫金属巨星更红更冷。本文的目的是指出，[Fe/H]与用华盛顿CCD测光法测定的巴德窗巨星的有效温度之间没有明显的相关性。对于这个令人惊讶的结果，没有任何解释。也不知道为什么银河系凸出的红团巨星比太阳附近的团巨星红0.2等（V-I）色。
1998-07-16 astro-ph
The distance to the Fornax dwarf galaxy using red clump stars, and the discrepancy between red clump and tip of the red giant branch distances
我用红星团和红巨星分支尖端的恒星来确定到天炉座矮星系的距离。他们与$μ_0 = 20.66 mag$非常一致。比较红巨星分支的尖端和天炉座，船底座和麦哲伦云的红团的星等，我提出了一个可能的解决方案，这两种类型的距离测量之间的差异的问题。
2000-09-12 astro-ph
Spitzer Space Telescope evidence in NGC 6791: no super-mass-loss at super-solar metallicity to explain helium white dwarfs?
我们使用档案斯皮策太空望远镜测光的老，超太阳的金属丰度大规模疏散星团NGC 6791寻找证据的增强质量损失，这已被假定为解释光学光度函数和低白矮星质量在这个基准集群。我们发现一个明显缺乏证据的多产的拱星尘埃生产，本来预计伴随着这样的质量损失。我们还构造了光学和红外光度函数，并证明这些完全符合理论预期。因此，我们的结论是，没有证据表明超太阳金属量红巨星的质量损失足够高，以至于它们可以避免红巨星分支尖端的氦闪光。
2008-04-29 astro-ph
Giant Outbursts of Luminous Blue Variables and the Formation of the Homunculus Nebula Around eta Carinae
当这些大质量恒星接近它们的爱丁顿极限时，观测到的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发可能会发生。当这种情况发生时，它们必须达到离心力和辐射加速度在赤道处抵消重力的点。我们称之为欧米茄极限。当恒星接近Ω极限时，会发生强烈的非球形质量损失。这表明一种情况，即一个缓慢和非常密集的风，强烈限制在赤道平面，其次是一个快速和几乎球形的风。我们计算从这种相互作用的风形成的星云的演化的二维流体动力学模型，使用的参数与上个世纪的船底座η星的爆发一致。这次爆发产生了侏儒星云，一个高度结构化的星周星云的沙漏状内部。假设恒星在爆发期间非常接近欧米茄极限，我们的模型产生的气体分布在大小尺度上都与侏儒非常相似。这支持了一般的猜想，即当它们接近爱丁顿极限时，在LBV中发生巨大的爆发。我们的模型约束的平均质量损失率，因为爆发的值小于现今的质量损失率，并建议eta车正在接近另一个爆发。我们的模型意味着巨大的LBV爆发的发生取决于初始恒星自转速率，并且初始角动量对于超大质量恒星的演化与它们的初始质量或金属丰度一样重要。
1999-05-04 astro-ph
Solar-Like Cycle in Asymptotic Giant Branch Stars
我建议，在几个行星状星云（PNs）和原PNs，并围绕一个渐近巨星分支（AGB）恒星的同心半周期壳形成的机制，是一个类似太阳的磁场活动周期的祖先AGB恒星。连续喷射事件之间的时间间隔约为200- 1000年，这被认为是周期（完整的磁周期可以是太阳22年周期的两倍）。磁场没有动力学效应;它通过形成磁冷点来调节质量损失率。在循环极大值时，磁活动的增强导致更多的磁冷点，这有利于尘埃的形成，从而增加了质量损失率。强烈的磁场活动意味着AGB星是由伴星通过潮汐或共同的包络相互作用旋转起来的。与伴星的强相互作用解释了同心半周期壳层主要存在于双极PN中的观测结果。
2000-01-16 astro-ph
A Spitzer/IRAC Census of the Asymptotic Giant Branch Populations in Local Group Dwarfs. I. WLM
我们目前的斯皮策/IRAC的观测在3.6和4.5微米的光学数据，从本地组星系巡天调查的本地组矮不规则星系WLM的演变恒星星族。这些观测提供了一个几乎完整的渐近巨星分支（AGB）恒星的普查。我们发现39%的红外探测AGB恒星在光学数据中没有被探测到，尽管我们的50%完整性极限比红巨星分支尖端暗3个星等。另外4%的红外线探测到的AGB在光学上被错误识别，可能是由于星周尘埃的变红。我们还比较了我们的研究结果与窄带光学碳星调查的WLM，并发现后者的研究敏感，只有18%的总AGB人口。我们探测到的红外线通量与AGB星的质量损失相一致，并得出AGB星目前的总质量损失率为每年0.7-2.4 x 10^（-3）太阳质量。AGB和红超巨星的质量损失率和辐射热光度的分布与LMC和SMC非常相似，在LMC和SMC中观察到的经验最大质量损失率与我们的WLM数据非常一致。
2006-11-02 astro-ph
Giants in the globular cluster omega Centauri: dust production, mass loss and distance
我们目前的光谱能量分布建模的6875颗恒星在半人马座欧米茄，获得恒星的光度和温度，通过拟合文献测光到最先进的MARCS恒星模型。通过与四组不同的等时线的比较，我们提供了一个新的距离估计，即4850 +/- 200（随机）+/- 120（系统误差）pc，红化值E（B-V）= 0.08 +/-0.02 +/- 0.02等，以及年龄为12 Gyr的Δ [E（B-V）] < 0.02等。我们还发现了几个新的后早期AGB候选者，并利用恒星的超红部分测量了单个恒星的总质量损失率，损失率低至约7 x 10^-8 Msun/yr。我们发现该星团的总尘埃质量损失率为1.3（+0.8/-0.5）x 10^-9 Msun/yr，总气体质量损失率大于1.2（+0.6/-0.5）x 10^-6 Msun/yr。该星团一半的尘埃生产和30%的气体生产来自两个最极端的恒星- V6和V42 -我们提出了新的双子座/T-ReCS中红外光谱，可能表明V42有富含碳的尘埃。星团的尘埃温度通常>~550 K。质量损失显然不会随星团内的金属丰度而显著变化，但与钡增强有一定的相关性，这似乎发生在较冷的恒星中，特别是在异常的RGB上。在低金属量恒星质量损失的背景下，还讨论了流出速度的限制、尘埃物体的尘埃-气体比以及短时间尺度质量损失变化的可能性。在RGB尖端附近的恒星周围普遍存在的尘埃表明RGB上有显著的尘埃质量损失;我们估计…
2008-12-01 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Small Amplitude Variable Red Giants in the Magellanic Clouds
本文分析了光学引力透镜实验（OGLE-Ⅱ）第二阶段期间从大麦哲伦云和小麦哲伦云中探测到的大量可变红巨星，并补充了OGLE-Ⅲ测光。比较被检测物体的脉动特性，我们发现它们构成了两组特征明显不同的物体。在本文中，我们详细分析了小振幅变化的红巨星（约15400和3000对象的LMC和SMC，分别）。这些天体中的绝大多数是多周期的。其中至少有30%在功率谱中表现出两种紧密间隔的模式，这可能表明非径向振荡。大约50%的人表现出额外的所谓的长次级周期。为了区分AGB和RGB红巨星，我们比较了位于红巨星分支（TRGB）顶端上方和下方的多周期红巨星的PL图。TRGB上方的巨星在PL图中形成了四条平行的脊。在TRGB以下更多的巨星样本中，我们发现了位于这些脊的低光度延伸部分的物体，但大多数恒星位于logP稍微偏移的脊上。我们将前者解释为第二次上升的AGB红巨星，后者解释为第一次上升的RGB天体。因此，我们的经验表明，脉动红巨星暗于TRGB是RGB和AGB巨星的混合物。最后，我们比较了LMC、SMC和银河系核球变星的Petersen图，发现它们基本上是一致的，这表明在所有这些不同恒星环境中的变星都具有相似的脉动性质。
2004-07-02 astro-ph
Parameterising the third dredge-up in asymptotic giant branch stars
我们给出了低质量恒星和中等质量恒星在三种不同金属丰度（Z = 0.02，0.008和0.004）下的新的演化序列。我们发展的模型，从主序的热脉冲渐近巨分支阶段。对于每个质量，我们有两个模型序列，一个包含质量损失，一个没有质量损失。通常，每个模型都有20个或更多的脉冲，使我们能够计算每种情况下的第三个疏浚参数。使用从这个大的和均匀的一组模型的结果，我们提出了一个近似的适合的核心质量在第一个热脉冲，以及第三次疏浚效率参数，和核心质量在第一个第三次疏浚情节作为金属丰度和总质量的函数。我们还研究了一个减少的信封质量上的第三个挖掘效率参数的值的影响。
2002-10-02 astro-ph
Distant future of the Sun and Earth revisited
我们重新审视太阳和太阳系的遥远未来，基于经过彻底测试的进化代码计算的恒星模型。对于太阳巨星阶段，冷（但不是尘埃驱动）风的质量损失被详细考虑。使用Schroder & Cuntz（2005，2007）的新的和校准良好的质量损失公式，我们发现太阳作为RGB巨星的质量损失（0.332 M_Sun，从现在开始为7.59 Gy）可能会使地球轨道显著膨胀，与剩余的太阳质量成反比。根据这些太阳演化模型，行星地球与太阳冷巨光球最接近的相遇将发生在tip-RGB阶段。在这一关键事件中，对于演化模型的每个时间步，我们考虑了地球与巨太阳潮汐相互作用所造成的轨道角动量损失，以及低色球层的动力学阻力。我们发现，地球将无法逃脱吞噬，尽管太阳质量损失的积极影响。为了在太阳尖-RGB阶段存活下来，任何假设的行星都需要大约1.15 AU的最小轨道半径。此外，我们的太阳演化模型与详细的质量损失的描述预测，由此产生的tip-AGB巨星将不会达到其tip-RGB大小。主要原因是在太阳的RGB阶段已经损失了更大量的质量。因此，尖端AGB的光度将无法驱动最终的尘埃驱动的超级风，并且不会有规则的太阳行星状星云（PN）。但是最后一个热脉冲可能会产生一个类似于，但比特殊的PN IC 2149小得多的拱星壳，估计总的拱星壳质量只有太阳质量的百分之几。
2008-01-25 astro-ph
A Mass Function Constraint on Extrasolar Giant Planet Evaporation Rates
所有已知的太阳系外巨行星（EGP）的观测质量函数在0.2木星质量（MJ）和5 MJ之间变化，近似为M^{-1}。为了研究这一质量范围内高辐射EGP的蒸发效应，我们构造了一个轨道半径小于0.07 AU的相同质量范围EGP子集的观测质量函数。令人惊讶的是，这种高度辐照的EGPs的质量函数与M^{-1}定律在数量上一致，这意味着EGPs的质量函数尽管迁移到小的轨道半径，但仍然保持不变。除非有一个显着的补偿质量依赖的轨道迁移的质量依赖的蒸发，这一结果的地方对轨道迁移模型的约束，并排除了文献中最极端的质量损失率。一个理论，预测更温和的质量损失给出了一个质量函数，更接近观察到的统计，但仍然不同意M < 1 M_J。
2007-02-09 astro-ph
Red Giant Branch stars: the theoretical framework
红巨星分支星的有效温度、颜色、光度和表面化学丰度的理论预测是天体物理解释未分辨恒星星族可见-近红外积分光、分辨星团和星系的色-星等图以及红巨星化学丰度光谱测定的必要工具。另一方面，与经验约束的比较为当前几代红巨星模型的准确性提供了严格的测试。我们回顾了红巨星建模的现状，详细讨论了仍然存在的影响模型输入物理的不确定性（例如，电子传导不透明性，超绝热对流的处理），以及模型计算中建立的物理假设的充分性。我们比较理论与银河系球状星团中红巨星分支的几个观测特征，如光度函数凸块，红巨星分支尖端的光度和包络化学丰度模式，以显示当前恒星模型与有关恒星光度，恒星计数和表面化学丰度的经验数据之间的一致性水平。
2002-01-23 astro-ph
Fluorine Abundance Variations as a Signature of Enhanced Extra Mixing in Red Giants of the Globular Cluster M4
我们发现，在低质量红巨星增强额外的混合可以导致氟丰度与其他元素的丰度变化参与H燃烧，如C，N，O和Na。这一发现被用来解释最近在球状星团M4的亮红巨星中发现的氟丰度变化。
2006-04-24 astro-ph
Revised Stroemgren metallicity calibration for red giants
本文提出了一种新的红巨星铁丰度Stroemgren（b-y），m_1图刻度。这个校准是基于半人马座球状星团omega、M22和M55中的巨星以及Anthony-Twarog & Twarog（1998）列表中的场巨星的均匀样本。对于高金属丰度，新的校准与Grebel & Richtler（1992年）的先前校准有关，该校准对低于-1.0 dex的铁丰度不满意。修正后的刻度适用于丰度范围为-2.0 < [Fe/H]r $< 0.0 dex, and a color range of 0.5 < (b-y) < 1.1 mag. As shown for red giants in $ ω$半人马座的CN-弱/正常红巨星，在（b-y），m_1图上不能将Stroemgren金属丰度大于-1.0 dex的CN-弱星与铁丰度较低但CN带强度较高的星区分开来。
1999-11-19 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to the Near the Main Sequence Turn Off in M71: III. O, Na, Si, Ca, Ti, Cr, & Ni
这篇论文被大量修改并重新提交为astro-ph/0111572。
2002-03-21 astro-ph
