Si Isotopic Ratios in Mainstream Presolar SiC Grains Revisited
虽然主流SiC颗粒，在陨石中发现的太阳前SiC颗粒的主要群体，被认为是起源于渐近巨星分支（AGB）恒星在其后期富碳阶段的膨胀信封，其Si同位素比率显示的分布，不能解释核合成在这类恒星。以前，这种分布被解释为来自许多不同年龄的AGB恒星的贡献的结果，这些恒星的初始Si同位素比率由于Si同位素的银河系化学演化而变化。本文提出了一种新的解释的基础上的本地不均匀性的星际介质的Si同位素的母星的主流颗粒诞生。最近，一些作者提出了不均匀的化学演化模型的银河系盘，以占众所周知的证据，F和G矮星的年龄相似，显示出内在的分散在其元素丰度。
1999-08-06 astro-ph
Oxygen isotopic ratios in galactic clouds along the line of sight towards Sagittarius B2
作为一个独立的检查以前的测量通过银河系的氧同位素丰度，我们提出了一个详细的分析基态旋转线的16 OH和18 OH的吸收对巨大的分子云复杂，人马座B2。我们已经模拟了线的形状，以分离沿视线的几个星系云的贡献，并计算每个特征的16 OH/18 OH比。最佳拟合值在320-540之间，与之前在银盘中的测量结果一致，但略高于银心的标准比率。他们没有显示出明确的证据，在同位素比率与银河系的距离梯度。个别的16 OH柱密度相对于水的比值为[H2O/OH]=0.6-1.2，在朝向W51和W 49的视线中与星系云的大小相似。与CH的比较表明[OH/CH]比高于以前在弥漫云中观察到的。我们估计在视线特征中OH的丰度为10^-7 - 10^-6。
2005-04-07 astro-ph
Aluminum-, Calcium- And Titanium-Rich Oxide Stardust In Ordinary Chondrite Meteorites
我们报告的同位素数据，共96 presolar氧化物颗粒中发现的几个不平衡的普通球粒陨石残留物。已确定的颗粒类型包括Al 2 O3、MgAl 2 O 4、黑云母（CaAl 12 O 19）和氧化钛。这一工作极大地增加了太阳前钛铝尖晶石数据库，也是首次报道太阳前钛氧化物。这些颗粒的氧同位素组成跨越了先前观测到的范围，表明大多数颗粒起源于低质量（<2.5 MSun）的红巨星和渐近巨星分支（AGB）恒星。要解释许多颗粒的同位素组成，需要对母AGB星进行冷底处理。黑云母颗粒中的钾-41富集可归因于现已灭绝的41 Ca的原位衰变。推断的初始41 Ca/40 Ca的比例与模型预测的低质量AGB星信封，电离抑制41 Ca衰变。稳定的镁和钙同位素比值的大多数灰榴石颗粒主要反映了母星的初始成分，一般与预期的银河系化学演化一致，但需要一些局部星际化学不均匀性。非常高的17 O/16 O或25 Mg/24 Mg比率表明联星系统中某些颗粒的起源，其中来自进化伴星的质量转移改变了母星的组成。迄今为止神秘的富含18 O的第4族颗粒的超新星起源得到了两种颗粒的多元素同位素数据的有力支持。第4组的数据是一致的起源在一个单一的超新星，其中变量的材料从深16 O丰富的内部混合与一个独特的端元混合物的外层。钛氧化物颗粒主要形成于低质量AGB星。他们是更小，更罕见的比presolar Al 2 O3，反映了较低的丰度钛比…
2008-04-17 astro-ph
Magnesium Isotopes in Metal-Poor Dwarfs, the Rise of AGB Stars and the Formation Timescale of the Galactic Halo
我们利用高信噪比（90-280）、高光谱分辨率（R = 10^5）的凯克HIRES光谱测定了贫金属晕矮星（-2.6 [Fe/H] -1.3）中的镁同位素比值（^{25，26}Mg/Mg）。与先前的低金属丰度的中等质量AGB星的重要贡献不同，我们发现AGB星在星系晕中的贡献的增加直到中等金属丰度（[Fe/H] ~> -1.5）才发生。
2007-02-24 astro-ph
Evolution of oxygen isotopic composition in the inner solar nebula
随着时间的推移，太阳星云的化学和同位素组成的变化反映在保存在南极陨石中的不同成分的性质上。CR碳质球粒陨石是所有球粒陨石类型中最原始的，并且必须保留基本上未改变的太阳星云记录。我们分析了不同形成温度和年龄的CR成分范围内的氧和镁同位素，包括各种类型的耐火包裹体和球粒。结果提供了新的限制的时间变化的氧同位素组成的内部（<5 AU）太阳星云-该地区的耐火夹杂物和球粒最有可能形成。根据短寿命26 Al（t1/2 ~ 0.73Ma）的衰变年代学表明，当耐火包体形成时，内太阳星云气体富含16 O，但在不到0.8Ma之后，内太阳星云气体变得贫16 O，这种状态至少持续到约1- 200万年后CR球粒形成。我们认为，内太阳星云成为16 O-穷人，因为米大小的冰体，这是丰富的17，18 O由于同位素的自屏蔽过程中紫外线光解的CO在原太阳分子云或原行星盘，聚集在雪线外，迅速向太阳漂移，并在雪线蒸发。这导致了贫16 O水的显著富集，然后扩散到太阳系内部。对原行星盘中水丰度的空间和/或时间变化的天文学研究可以澄清这些过程。
2005-01-05 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
HI and CO in the circumstellar environment of the oxygen-rich AGB star RX Lep
AGB恒星周围的星周壳是在很长一段时间内形成的，可能达到几百万年。因此，它们可以扩展到大尺寸（~1 pc，可能更多），并且需要不同的互补示踪剂来描述它们的全局性质。在目前的工作中，我们结合了21厘米HI和CO旋转线数据上获得的富氧半经常性的变量，RX Lep，描述其拱星环境的全球性。用SEST探测到了RX Lep的CO（2-1）转动谱线。谱线轮廓呈抛物线状，意味着膨胀速度约为4.2 km/s，质量损失率约为1.7 × 10^-7 Msun/yr（d = 137 pc）。南凯射电望远镜在恒星位置和几个偏移位置探测到了21厘米的HI线。线性壳的大小相对较小，约为0.1 pc，但我们检测到向南延伸至约0.5 pc的踪迹。线轮廓近似高斯与FWHM ~3.8公里/秒和解释与模型开发的分离壳周围的富碳AGB星Y CVn。通过假设持续时间约为4 × 10 ^4年的恒定外流（Mloss = 1.65 × 10^-7 Msun/yr），我们可以很好地再现HI谱，而外流已被外部介质减慢。HI源的空间偏移与自行向北的方向一致，这支持了源通过ISM的运动所产生的踪迹的存在，正如已经建议的Mira，RS Cnc和HI中检测到的其他源。在SiO（3 mm）和OH（18 cm）中也观察到该源，但未检测到。AGB星周围的拱星壳的外部部分的属性应占主导地位的恒星外流和外部物质之间的相互作用的富氧，以及富碳，源，和2…
2008-09-18 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
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
An infrared study of galactic OH/IR stars. II. The `GLMP sample' of red oxygen-rich AGB stars
本文给出了从GLMP星表（Garc 'ıa-Lario 1992）中选出的94个IRAS源的DSS和2 MASS巡天的光学和近红外发现图，以及对其中大多数的精确天体测量（~0.2”）。选择的标准是非常红的IRAS颜色代表OH/IR星，具有光学厚的星周壳层，并且根据IRAS变化指数（VAR>50）存在变化。介绍、讨论了该“GLMP样本”中恒星的主要光度特性，并与Jiménez-Esteban等人（2005年a）研究的OH/IR恒星“Arecibo样本”的相应特性进行了比较。我们发现37%的样本（N=34）在2 MASS中没有对应物，这意味着它们的壳具有极高的光学深度。正如预期的那样，在2 MASS中识别的大多数源都是微弱的（K>~8），并且在近红外中具有非常红色的颜色。最亮的2 MASS对应天体（K= 5.3等）是IRAS 18299- 1705。它的蓝色H-K =1.3表明IRAS 8299- 1705是一颗后AGB星。一些GLMP源有微弱但相对蓝色的对应物。它们可能是被错误识别的场星，或者是最近经历了质量损失率下降的恒星。“GLMP样品”一般由富氧AGB星组成，这些星被其拱星壳高度遮蔽。它们与“阿雷西博样本”中最红的OH/IR星属于同一星群。
2005-09-27 astro-ph
Mg isotopic ratios in giant stars of the globular cluster NGC 6752
利用VLT紫外可见光谱仪获得的高分辨率、高信噪比的光谱，测量了球状星团NGC 6752中20颗亮红巨星的Mg同位素丰度比。24 Mg：25 Mg：26 Mg的比例有相当大的差异，其值范围为53：9：39至83：10：7。我们测量了O，Na，Mg，Al和Fe的丰度，结合我们的样品和21颗RGB凸星（Grundahl等人，2002）。26 Mg与Al之间存在正相关关系，24 Mg与Al之间存在轻度负相关关系，25 Mg与Al之间不存在相关关系。甚至在主序星中也存在丰度变化。这强烈表明，恒星之间的丰度变化是不同程度的污染的结果，中等质量的AGB恒星可能是污染者。即使是污染最少的恒星，25Mg和26Mg相对于24Mg的丰度也比Z=0超新星喷出物的丰度高得多。零金属丰度AGB星可能是造成这些高丰度的原因。我们测量的镁同位素比值揭示了另一层的球状星团恒星到恒星的丰度变化，需要我们目前的理论知识的扩展恒星核合成巨星。
2003-03-03 astro-ph
The Isotopic Abundances of Magnesium in Stars
利用5140 AA处MgH A-X 0-0带的高分辨光谱，计算了20颗恒星的同位素丰度比24^Mg：25^Mg：26^Mg。除了弱g带巨星HR 1299外，其他恒星都是金属丰度范围为-1.8 < [Fe/H] <0.0的矮星。25^Mg和26^Mg相对于主要同位素24^Mg的丰度随着[Fe/H]的降低而降低，这与最近的星系化学演化模型的预测相当一致，该模型中Mg同位素是由大质量恒星合成的。有几颗恒星似乎特别富含较重的Mg同位素，这表明它们受到了中等质量AGB恒星外壳物质的污染。
1999-11-11 astro-ph
Obscured AGB stars in the Magellanic Clouds II. Near-infrared and mid-infrared counterparts
我们在麦哲伦星云中进行了一次红外搜索，寻找被遮蔽的AGB星。这次巡天发现了一些被遮蔽的AGB恒星，以及一些红外线过剩的超巨星。我们介绍了光源的测光并讨论了色图和热光度。大多数AGB星都是明亮的，通常接近$M_{\rm bol}=-7.1$的经典极限。为了确定恒星是否是富氧或富碳的，我们已经获得了窄带中红外测光与ESO TIMMI相机的几个来源。除一颗外，其他所有的都显示出硅酸盐的特征，因此具有富氧尘埃：其余来源的颜色与富氧或富碳的性质一致。提出了一种基于H $-$ K与K $-$ [12]颜色区分碳星和氧星的方法。我们讨论了几种计算质量损失率的方法：对于AGB星，质量损失率在每年大约5 × 10**-4和5 × 10**-6太阳质量之间变化，取决于假定的尘埃与气体的质量比。本文提出了一种从OH脉泽辐射计算质量损失率的新方法。我们没有发现证据的相关性的质量损失率与光度在这些被遮蔽的恒星。LMC和SMC恒星的质量损失率也没有任何明显的系统差异。大麦哲伦星系的膨胀速度似乎比银河系稍低。周期测定讨论了两个来源：周期是可比的较长周期的银河OH/IR星。所有有周期的亮星，其光度都比周期光度关系所预测的要高。
1995-10-13 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
Stellar evolution and the 'O-rich AGB sequence'
富氧AGB序列是IRAS双色图[12]-[25]与[25]-[60]中由富氧AGB星（OH/IR）占据的明确区域。这个序列被解释为演化阶段和/或祖星质量，目的是将观测到的AGB恒星和行星状星云（PNE）联系起来。
2005-08-12 astro-ph
Carbon stars in local group dwarf galaxies: C and O abundances
本文给出了LMC、SMC、船底座、玉夫座和天炉座矮星系中碳星的碳、氧丰度以及12 C/13 C丰度比。这些矮星系的金属丰度总体上低于银盘。观测覆盖了大部分的AGB，我们讨论了沿AGB的不同区域的丰度模式。丰度由VLT上的ISAAC光谱仪（R=1500）和Gemini South上的Phoenix光谱仪（R=50000）获得的红外光谱确定。分析中使用的合成光谱是用MARCS模式大气计算的。我们发现，氧的丰度是随着降低的整体金属的系统，而在一个给定的演化阶段的C/O比是随着降低的氧丰度增加。关键词恒星：丰度--恒星：碳--恒星：AGB和后AGB--Galerkin：矮星--本星系群--红外线：恒星
2006-05-10 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
Oxygen isotopic ratios in first dredge-up red giant stars and nuclear reaction rate uncertainties revisited
我们描述了一个一般而简单的方法来分析传播的核反应速率的不确定性在恒星核合成和混合的背景下。该方法结合了后处理核合成和混合计算的Monte Carlo计划。用这种方法，我们重新分析的依赖性理论氧同位素比预测在第一次挖掘红巨星分支恒星系统的方式。这些预测对于解释陨石中的日前Al_2O_3颗粒具有重要意义。具有不确定性的反应速率取自NACRE汇编（Angulo等人，1999年）。在我们对初始质量从1到3 M_sun的恒星模型的系统分析中，我们包括了七个反应速率。我们发现O 18（p，alpha）N 15反应的反应速率的不确定性通常会导致O 16/O 18理论比值的误差约为+20/-5%. O 16/O 17预测的误差为+-10%至40%，取决于恒星质量，并持续受到O 16（p，gamma）F 17反应相对较小的不确定性的支配。利用NACRE汇编对反应速率不确定性的新估计，p-俘获反应O 17（p，alpha）N 14和O 17（p，gamma）F 18对恒星质量≤ 1.5 M_sun的理论预测几乎没有影响。然而，对于质量> 1.5 M_sun的情况并非如此，其中核心混合和随后的包络混合相互作用。在这些情况下，核心混合复杂后疏浚表面丰度，在其他反应的不确定性有一个次要的，但明显的影响表面丰度。
2002-12-05 astro-ph
High-resolution speckle masking interferometry and radiative transfer modeling of the oxygen-rich AGB star AFGL 2290
我们提出了第一个衍射限制斑点掩蔽观测富氧AGB星AFGL 2290。这些数据是由俄罗斯6米SAO望远镜获得的。在2.11 μ m波长处，分辨率达到75 mas。重建图像显示AFGL 2290的CDS略微非球形。2.11 μ m总通量的恒星贡献小于40%。2D高斯可见度拟合产生AFGL 2290在2.11um处的直径为43 mas x 51 mas，对应于42 AU x 50 AU，采用的距离为0.98kpc。我们的研究结果提供了额外的限制CDS的AFGL 2290，这补充了SED的信息。我们对球对称尘埃壳层模型进行了辐射转移计算。当Teff= 2000 K，尘埃内边界温度为800 K，光学厚度τ_V=100，单颗粒半径为0.1 μ m时，可以很好地再现观测到的~0.2相的SED。然而，模型的2.11um可见度与观测结果不符。我们发现，晶粒尺寸是实现所观察到的可见性的拟合的关键参数，同时至少部分地保留SED的匹配。可见度的斜率和曲率都强烈地限制了可能的晶粒半径。另一方面，SED在较长的波长，特别是硅酸盐的功能，决定了灰尘的质量损失率，从而限制了可能的光学深度的模型。在0.16 μ m的较大晶粒尺寸和较高τ_V=150的情况下，可以再现所观察到的可见度，从而保持SED在较长波长处的匹配。
1999-04-16 astro-ph
A multi-wavelength study of the oxygen-rich AGB star CIT 3: Bispectrum speckle interferometry and dust-shell modelling
CIT 3是一颗沿AGB演化的富氧长周期变星，也是最远红外AGB天体之一。我们提出了第一个双谱散斑干涉观测CIT 3在J-，H-和K '-波段（分辨率：48 mas，56 mas和73 mas）。干涉图是用俄罗斯SAO 6米望远镜获得的。虽然CIT 3在H-和K '-带中呈现几乎球对称，但它在J-带中沿着位置角为-28 °的对称轴明显伸长。可以识别出两种结构：一个紧凑的椭圆形核心（偏心率~0.8）和一个较暗的西北扇形结构（全开角~40度）。我们进行了广泛的辐射转移计算，并与光谱能量分布，我们的1.24，1.65和2.12微米可见度函数和11微米ISI干涉法进行了比较。最好的模型是一颗冷的中心恒星（Teff= 2250 K），周围环绕着光学厚度的尘埃壳（τ_V = 30）。中心恒星直径为10.9质量，内部尘埃壳直径为71.9质量。尘埃壳内缘位于r_1= 6.6Rstar处，温度T_1= 900 K。一个包含内部均匀外流壳层区域（rho~1/r^2; r < 20.5 r_1）和外部区域（rho ~ 1/r^1.5）的双分量模型被证明能给出与观测值最佳的总体匹配。在流出速度保持恒定的情况下，外壳中较浅的密度分布表明，在CIT 3过去，质量损失随着时间的推移而减少。采用vexp= 20 km/s，则质量损失减少的终止和均匀流出阶段的开始发生在87年前。现在的质量损失率可以确定为Mdot …
2001-10-04 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
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
The mid- and far-infrared colours of AGB and post-AGB stars
随着空间飞行任务的出现，如SPITZER和ASTRO-F，其近红外和中红外敏感探测器覆盖了合理的视场并具有良好的空间分辨率，将有可能探测到本星系群中的单个AGB星。这些特派团使用的过滤器是非标准的，各特派团的过滤器不同。在本文中，质量损失的AGB和post-AGB星的颜色计算的宽带滤波器的SPITZER和ASTRO-F任务，以及Bessell V，I和2 MASS J，H，K连接这些结果到现有的地面数据。这些模型是为富碳和富氧化学计算的，涵盖了不同的有效温度和尘埃成分。
2005-11-16 astro-ph
AGB Stars: Summary and Warning
渐近巨枝（AGB）阶段非常短，但它的重要性是在它的核合成。在过去的20年里，恒星模型发生了一场革命，受到这种丰富的核合成以及部分新数据的启发。例如，来自前太阳颗粒的同位素数据（见本卷）迫使理论学家包括以前被忽视的物种，这些物种在能量上不重要（即它们在决定恒星结构方面没有作用），但可以用来限制模型。核合成现在作为温度和混合的示踪剂是重要的，而不仅仅是能量产生的副产品。但伴随着这些进步而来的是更多的量化需求。现在越来越重要的是要知道什么是众所周知的，什么是不太确定的。这就是本文的目的。
2002-01-20 astro-ph
AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846 II. Dredge up along the AGB
目的：我们研究了$^{12}$ C在沿AGB演化过程中表面丰度的变化，旨在约束第三次疏浚模型。方法：获得了LMC星团NGC 1846中AGB星样本的高分辨率近红外光谱。集群样本确保了在年龄、金属丰度和距离方面的高度同质性。测量了C/O比值和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值，并与我们的进化模型进行了比较。结果：首次给出了C/O和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值沿簇AGB的演化。我们的研究结果使我们能够检查进化模型的可靠性，特别是第三次挖掘的效率。模型很好地再现了观测到的富氧星中C/O和$^{12}$ C/ $^{13}$ C的增加。然而，在我们的样本中的两个C-星的碳同位素比值较低，表明适度的额外混合的后期发生。额外的混合影响了最明亮的AGB星，并能够增加$^{13}$ C的丰度，而保持不变的C/O比，这已经被几个第三次挖掘事件的累积作用所固定。我们发现的迹象表明，F丰度也增加沿AGB，支持在原地生产的这种元素。
2008-05-21 astro-ph
Evolution of the Solar Nebula. VIII. Spatial and Temporal Heterogeneity of Short-Lived Radioisotopes and Stable Oxygen Isotopes
短寿命放射性核素（如26 Al）的同位素丰度提供了早期太阳系事件最精确的计时器，前提是它们最初均匀分布。另一方面，原始陨石中氧的三种稳定同位素的丰度显示出与质量无关的分馏，这种分馏在太阳星云中的均匀化中幸存下来。由于这一点和其他宇宙化学证据，太阳星云中同位素的空间异质性程度长期以来一直是一个谜。我们在这里表明，基于流体动力学模型的混合和运输的同位素异常形成的，或注入到太阳星云的表面，最初的高水平的同位素空间异质性预计下降到稳定状态的水平（~10%）低到足以验证使用26铝测时，但足够高，以保存证据的质量无关分馏的氧同位素。这个谜团的解决方案依赖于在一个引力不稳定的边缘盘中的混沌流体运动所完成的混合，这似乎是形成气体巨行星所必需的，并且无法通过其他物理过程来驱动太阳星云中形成行星的中平面的大规模混合和运输。这样的圆盘也能够大规模向外输送彗星中发现的热退火尘埃颗粒，并驱动冲击波阵面，这些冲击波阵面似乎是原始陨石成分热处理的主要原因，创造了形成早期太阳星云的基本物理过程的自洽图像。
2007-02-02 astro-ph
Presolar grains from meteorites: Remnants from the early times of the solar system
这篇评论介绍了太阳前颗粒-从我们的太阳系形成的星际分子云中保存下来的星尘-在原始陨石中发现。我们描述了对太阳前组分的搜索，目前已知的太阳前矿物种群，以及颗粒和尘埃形成恒星的化学和同位素特征，以确定颗粒最可能的恒星来源。关键词：太阳前颗粒，星际尘埃，渐近巨星分支（AGB）恒星，新星，超新星，核合成，同位素比，陨石
2005-03-31 astro-ph
The circumstellar shell of the post-AGB star HD 56126: the 12C12C/12C13C isotope ratio and 12C16O column density
我们首次探测到了AGB后恒星HD 56126（IRAS 07134 +1005）光谱中的~（12）C ~（13）C（Phillips）系统1-0带和~（12）C ~（16）O第一泛音2-0带的星周吸收线。具有较高永久偶极矩的分子的转动温度较低。导出的相对柱密度比为12 C12 C/12 C13 C =36 ± 13，12 C16 O/（12 C12 C +12 C13 C）=606 ± 230，12 C16 O/（12 C14 N +13 C14 N）=475 ± 175。12 C12 C的同位素交换反应太慢而不能显著改变12 C12 C/12 C13 C比率，并且12 C12 C与12 C13 C比率是碳同位素比率的一半的良好量度：12 C/13 C =2 X 12 C12 C/12 C13 C =72+-26。将van Dishoeck和Black（1982）的12 C12 C激发模型与12 C12 C的相对布居分布拟合，得到n σ/ I = 3.3 +- 1.0 X 1 e-14。在r= 1 e16 cm时，这转化为n=1.7e7cm-3和dM/dt=2.5e-4 Msol/年。
1998-04-22 astro-ph
Cool luminous stars: the hybrid nature of their infrared spectra -- Carbon, oxygen, and their isotopic abundances in 23 K - M giant stars
我们确定了冷发光恒星丰度分析困难的一个可能来源。我们纯粹凭经验发现，存在logW/nu = -4.75（W：等效宽度，nu：波数）的极限，在该极限以上，观察到的谱线不遵循基于经典微观湍流模型的谱线形成理论，并且丰度分析只能用logW/nu <-4.75的谱线进行。由23颗K-M巨星的CO和OH弱谱线确定的C、O及其同位素丰度与演化模型的预测大致一致。然而，logW/nu > -4.75的较强谱线根本不能用经典谱线形成理论分析。从这些谱线的行为和其他观测结果，如H_2O谱线的探测，我们发现这些谱线不仅在晚期M巨星中，而且在早期M巨星和K巨星中，都受到来自额外分子层的污染的严重干扰。我们已经知道，logW/nu > -4.4的强谱线受到来自超热分子层的贡献的污染，但我们现在证明，这种污染不仅在强的低激发谱线中普遍存在，而且在中等强度谱线（-4.75 < logW/nu > -4.4）中也普遍存在。这些谱线不能用于确定光球丰度的原因很简单，因为它们包含了非光球源的污染。相反，它们可能是目前所知甚少的温暖分子包层的新证据。一个重要的结论是，K - M巨星的红外光谱是至少两个起源于光球层和温暖分子包层的成分的混合。在解释和分析冷亮星的红外光谱时，必须记住它们的混合性质。
2008-10-20 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
Mid-infrared studies of the AGB star populations in the Local Group galaxies : the Magellanic Clouds
本文简要介绍了麦哲伦云8个人口稠密的中间年龄星团中AGB星的ISO巡天结果。在4.5、6.7和12 $μ$ m处总共观测到100多颗AGB和RGB星。我们介绍了一种新的方法来估计富氧AGB星的有效温度，并获得精确的测辐射热星等和有效温度的大量人口的AGB对象在LMC和SMC。导出的恒星参数被用来构建观测的HR图，进一步使用等时线拟合估计星团年龄。我们表明，所提出的方法提供了一个强大的工具来研究本星系群星系内的AGB星群，特别是当与即将到来的中红外天文空间设施（IRIS，SIRTF）和大型地面望远镜（SUBARU，VLT等）的观测支持。
2000-12-08 astro-ph
Evolution on the AGB and beyond: On the formation of H-deficient post-AGB stars
回顾了AGB及以后的演化，讨论了Wolf-Rayet中心星的起源。我们专注于热脉冲，因为它们对氢缺乏恒星的演化特别重要。研究表明，应用于所有对流区域的过冲是模拟这些物体的关键因素，导致壳间丰度已经接近沃尔夫-拉叶中心星的表面丰度。与标准的进化计算相反，超调模型确实显示了非常低的包络质量和有效的疏浚，即使在后AGB阶段。沃尔夫-拉叶中心恒星的三种热脉冲场景现在可以区分：AGB最终热脉冲（AFTP）发生在AGB演化的最后阶段，晚期热脉冲（LTP）发生在后AGB演化期间，氢燃烧仍然存在，以及甚晚期热脉冲（VLTP）发生在冷却分支时，氢燃烧已经停止。所有的情况下导致氢缺乏后AGB恒星的碳和氧丰度观察沃尔夫-拉叶星。氢气可以通过疏浚（AFTP，LTP）或完全燃烧（VLTP）来稀释。
2001-02-08 astro-ph
AGB and post-AGB stars
中等质量恒星（1-8个太阳质量）在氢和氦核心燃烧完成后沿着渐近巨星分支演化。在顶端，它们会在几万到几十万年的时间里失去大量的质量，并表现出各种形式的变化，例如周期为1到5年的大幅度变化。在富氧的星周包层中，可能存在强有力的OH、H_2O和SiO脉泽。部分AGB星族转化为碳星。在AGB演化的最后阶段，质量损失率接近10 e-5太阳质量/年，因此恒星在光学和部分近红外线中变得不可见。在离开AGB的质量损失过程中的一个基本的过渡发生改变从AGB上的球对称流出轴对称或点对称的几何形状。当质量损失率下降到~ 10 e-8太阳质量/年时，速度却在大幅增加。恒星现在正处于“后AGB”阶段。越来越多的证据表明，在AGB演化的最新阶段和后AGB阶段，演化的时间尺度非常短，在极端情况下，这相当于天文学家的工作寿命。
2005-08-12 astro-ph
Europium, Samarium, and Neodymium Isotopic Fractions in Metal-Poor Stars
我们推导出了两颗贫金属巨星中铕、钐和钕的同位素分数，它们具有不同的中子俘获核合成历史。这些同位素分数是从麦克唐纳天文台2.7米史密斯望远镜的2d Coude摄谱仪获得的新的高分辨率（R ~ 120，000），高信噪比（S/N ~ 160-1000）光谱中测量的。合成光谱是使用最近的高精度实验室测量这些元素的几个过渡的超精细和同位素子成分，并定量匹配所观察到的光谱。我们解释我们的同位素分数的恒星模型，再现S-过程核合成的物理条件下，预期在低质量，热脉冲星的AGB的核合成预测，和经典的方法，它近似S-过程核合成的稳定中子通量撞击在Fe峰种子核。我们在HD 175305中的Eu同位素分数与经典方法的r-过程起源一致，并且与恒星模型的r-或s-过程起源一致。我们的Sm同位素馏分HD 175305建议一个主要的r-过程的起源，和我们的Sm同位素馏分HD 196944是一致的S-过程的起源。钕同位素分数，而符合r-过程或s-过程的起源，有非常小的能力来区分任何物理值的同位素分数在任何恒星。这项研究首次将贫金属恒星中多种稀土元素的n-捕获起源从元素丰度扩展到同位素水平，加强了HD 175305的r-过程解释和HD 196944的s-过程解释。
2007-12-16 astro-ph
Nucleosynthesis of light elements inside thermally pulsing AGB stars I: the case of intermediate-mass stars
详细计算了具有两种金属丰度（$Z = 0.005$和0.02）的3，4，5，6和\mass{7}星从主序前早期阶段到热脉冲（TP）AGB阶段或偏离中心碳燃烧开始的结构和核合成演化。通常对每个TP-AGB物体跟踪10至20个热脉冲。这种均匀的和相当大的一组模型使我们能够提出一个概述的热脉冲特性以及伴随着TP-AGB阶段的中等质量恒星的核合成。更具体地说，在简要描述了以前的演化阶段，预测的同位素比例，包括C，N，O，Ne，Mg，Al和Si。还报道了~ 7 Li、~（19）F和~（23）Na的表面丰度。作为渐近阶段的热脉冲已达到每颗恒星，我们还表明这些丰度可能会演变，直到恒星完全松散的信封，包括核合成本身的演变。这篇文章，在其论文形式，已被缩短了约60%的水平，要求来自A\&A编辑的指令。全文（50页，包含37幅图）仅以电子形式提供，网址为http://gag.observ-gr.fr/liens/starevol/evol.html
1996-08-23 astro-ph
Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds III. New IRAS counterparts
我们已经在大麦云云（LMC）中寻找了IRAS点源的近红外恒星对应物，在J和K波段。结果发现了21个对应物，其中19个是新发现的。使用颜色星等和颜色颜色图，我们确定了13个渐近巨星分支（AGB）恒星厚拱尘埃信封，7个可能的早期后AGB恒星或恒星从热脉冲恢复，和1个红超巨星或前景星。对于10个IRAS目标，我们没有成功地检测和/或识别近红外对应物。我们偶然发现了另外14个红色源，其中2个是已知的长周期变星，还有一些星系。星系的近红外和光学颜色可能表明通过大麦哲伦星系的星际消光相当大，A_V约为2-4等。AGB碳星相对于氧星的相对数量随着光度的增加而减少。然而，在最微弱的质量损失的AGB恒星中，富氧恒星仍然存在，这限制了当前预测第三次疏浚和热底燃烧发生的对流理论。我们调查的性质，一些大麦哲伦星云的恒星，有红外线性质非常相似，怀疑银河后AGB的明星。
1997-04-21 astro-ph
The Role of Massive Agb Stars in the Early Solar System Composition
我们证明，一个巨大的渐近巨星分支（AGB）的明星是一个很好的候选人作为短寿命的放射性核素在早期太阳系的主要来源。最近在银河系中发现了大质量（4-8个太阳质量）的AGB恒星，它们都富含锂和铷，表明这些恒星在对流包层的底部经历了质子捕获（热底部燃烧），以及高中子密度的核合成，其中22 Ne作为氦壳中的中子源，并有效地将处理过的材料挖出来。一个6.5太阳质量的太阳金属量恒星模型可以同时匹配26 Al，41 Ca，60 Fe和107 Pd的丰度，通过使用每300份原始太阳星云材料1份AGB材料的稀释因子，推断出太阳星云中存在的26 Al，41 Ca，60 Fe和107 Pd，并考虑到短寿命核素注入和第一颗陨石固结之间的时间间隔等于5.3百万年。这样的污染源不会像超新星模型那样过量产生53 Mn，并且只会轻微影响稳定元素的同位素比率。通常认为，早期太阳系中的短寿命放射性核素不太可能来自AGB星，因为这些恒星很少在恒星形成区发现，然而，我们认为需要进一步的跨学科研究来解决太阳系诞生的根本问题。
2008-12-23 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
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
