后AGB双星周围稳定盘中尘埃颗粒加工的SPITZER巡天

Spitzer红外光谱仪观测到的小麦哲伦星云中的一颗Post-AGB星

A Post-AGB Star in the Small Magellanic Cloud Observed with the Spitzer Infrared Spectrograph

利用斯皮策太空望远镜红外光谱仪的低分辨率组件，我们观测到了小麦哲伦星云中一颗具有罕见光谱特征组合的演化恒星MSX SMC 029。一个冷的尘埃连续体支配着MSX SMC 029的光谱。光谱还显示了多环芳烃（PAH）的发射和C2 H2在13.7微米处的吸收，这两种吸收只在另外两个来源AFGL 2688和IRAS 13416-6243中看到，这两个来源都是后渐近巨分支（AGB）天体。在这些来源中，PAH光谱具有不寻常的特征，即7-9微米复合物中的峰值发射超过8.0微米。此外，8.6微米特征具有与C-C模式一样强的强度，C-C模式通常在7.7微米和7.9微米之间达到峰值。在11.3微米的功能，在8微米的相对通量表明，在MSX SMC 029中的多环芳烃要么有一个低电离分数或在很大程度上未处理。13-16微米波长区域显示出与AGB后天体AFGL 618和SMP LMC 11中观察到的类似的强吸收特征。这种广泛的吸收可能来自于在这些来源中已鉴定的相同分子：C2 H2、C4 H2、HC 3 N和C6 H6。MSX SMC 029，AFGL 2688和AFGL 618之间的相似性使我们得出结论，MSX SMC 029在过去的几百年里从AGB演变而来，使其成为SMC中发现的第三个后AGB对象。

斯皮策在银河系中面观测到的内红源

Intrinsically Red Sources observed by Spitzer in the Galactic Mid-Plane

我们提出了一个高度可靠的通量有限的普查18,949点源在银河系中平面，具有固有的红色中红外颜色。这些源是从斯皮策太空望远镜GLIMPSE I和II对银河系中平面274度^[2]的巡天中选出的，主要由高质量和中等质量的年轻恒星天体（YSO）和渐近巨星分支（AGB）恒星组成。仔细选择选择标准，以尽量减少位置依赖性灵敏度、饱和度和混淆的影响。给出了源在天空中的分布及其在IRAC和MIPS 24微米色-星等空间和色-色空间中的位置。使用这个大的样本，我们发现，YSO和AGB星可以主要由简单的色星等选择标准分为大约50-70%的YSO和30-50%的AGB星。行星状星云和背景星系加起来最多只占所有红色源的2-3%。在GLIMPSE II区域的1，004个红色源，大多数是具有高质量损失率的AGB星，在4.5和/或8.0微米处显示出显著的（>0.3等）变化。有超过11，000颗可能的YSO和超过7，000颗可能的AGB恒星，这是迄今为止银河系中最大的AGB恒星和高质量和中等质量YSO的统一普查。

行星状星云高质量前体的Spitzer/IRS光谱学

Spitzer/IRS spectroscopy of high mass precursors to planetary nebulae

我们提出了斯皮策/IRS观测的一个小样本的严重模糊的IRAS源显示的红外和OH脉泽发射特性的OH/IR星的渐近巨星分支（AGB），但也无线电连续发射典型的电离行星状星云（PNE），所谓的OHPNE。我们的观测结果表明，它们的中红外光谱主要由同时存在的强而宽的无定形硅酸盐吸收功能连同结晶硅酸盐功能，起源于它们的富O拱壳。在观测到的五个源中，其中三个在红外波长处明显是不变的，证实了它们在AGB之后的状态，而剩下的两个仍然显示出强烈的光度波动，可能仍然没有离开AGB。样本中的一个不可变源IRAS 17393 - 2727在12.8微米处显示出强烈的[Ne II]星云发射，表明其中心区域的电离已经开始。这表明从AGB到PN阶段的快速演变。我们建议，这些严重模糊的OHPNe代表人口的高质量前体PNE在我们的银河系。

在Local Group矮星系中渐近巨分支种群的斯皮策IRAC普查。II。IC 1613

A Spitzer IRAC Census of the Asymptotic Giant Branch Populations in Local Group Dwarfs. II. IC 1613

本文介绍了斯皮策空间望远镜对本星系群矮不规则星系IC 1613的IRAC测光。我们比较了我们的3.6，4.5，5.8和8.0微米测光与宽带光学测光，发现光学数据没有检测到43%，并错误识别了另外11%的总AGB人口，可能是因为灭绝所造成的拱星材料。此外，我们发现，一个窄带光学碳星IC 1613的研究检测到总AGB人口的50%，只考虑了18%的人口在计算碳M型AGB的比例。我们得到了AGB星每年0.2-1.0 x 10^（-3）太阳质量的综合质量损失率，发现其辐射光度和质量损失率的分布与附近其他贫金属星系的分布一致。IC 1613的光学完整性分数和质量损失率与本星系群矮不规则星系WLM非常相似，这是因为它们具有相似的特征和演化历史。

小麦哲伦星云中碳星的Spitzer光谱

Spitzer spectroscopy of carbon stars in the Small Magellanic Cloud

我们目前斯皮策空间望远镜光谱观测的14个富碳AGB星的小麦哲伦云。SiC尘埃在大多数富碳恒星中可见，但与LMC恒星相比很弱。SiC特征仅在尘埃显著过剩的恒星中才很强，这与银河系恒星的观测结果相反。我们认为，在SMC中，SiC的形式在较低的温度比石墨粉尘，而相反的情况发生在银河系中，SiC冷凝在较高的温度和形式第一。由AGB星输入到星际介质的尘埃主要由碳质尘埃组成，很少有SiC或硅酸盐尘埃。只有两颗最冷的恒星显示出30微米的带，这是由于MgS尘埃。我们认为，这是由于这样一个事实，即在SMC中，质量损失AGB星一般具有低拱星（尘埃）的光学深度，因此有效加热尘埃的中心恒星不允许温度低于650 K必要的MgS作为固体存在。气相C $_2$ H $_2$带在SMC中比在LMC或银河系中强。这是由于在低金属丰度下增加的C/O比。我们提出了一个基于斯皮策IRAC和MIPS颜色的彩色图来区分O-和C-丰富的恒星。我们发现，AGB星在SMC成为碳星早期的热脉冲AGB的演变，并保持光学可见$\sim 6 \times 10^5$年。对于LMC，此寿命为$\sim 3 \times 10^5$年。用斯皮策跟踪的超强风相持续了$\sim 10^4$年。还给出了一个K超巨星和一个致密HII区的Spitzer谱。

用斯皮策空间望远镜对M31进行点源观测

A point source survey of M31 with the Spitzer Space Telescope

我们利用IRAC和MIPS观测，在斯皮策太空望远镜巡天中研究了M31的恒星星族。红超巨星是红外线中最明亮的天体，它们是一个突出的演化阶段。由于它们的拱星包层，其中许多在IRAC波长下辐射出大部分的光度，并且在近红外或光学上并不突出。在逐渐变暗的情况下，我们看到大量发光的渐近巨星分支（AGB）恒星，其中许多是已知的长周期变星。相对于M33，M31的AGB碳星数量显得稀少，但这需要光谱学的证实。

NGC 650的Spitzer/MIPS成像：探索渐近巨分支的质量损失历史

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。

斯皮策空间望远镜对天炉座矮球状星系中AGB星的光谱观测

Spitzer Space Telescope spectral observations of AGB stars in the Fornax dwarf spheroidal galaxy

利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们观测到了天炉座矮球状（dSph）星系中的5颗富碳AGB星。这些恒星是从对天炉座的近红外线调查中选出的，其中包括该星系中三颗最红的恒星，据推测它们的质量损失率最高。这类碳星可能属于天炉座的中间年龄群体（年龄2-8 Gyr，金属丰度[Fe/H] -1）。本文的主要目的是通过比较几个不同金属丰度的星系中的AGB星，研究质量损失率与光度和金属丰度的关系。用辐射转移模型拟合了三颗恒星的光谱。我们发现这三颗恒星的质量损失率为4- 7 × 10 ^-6 Msun yr-1。另外两颗恒星的质量损失率低于1.3x10^-6 Msun yr-1。我们没有发现这些比率取决于金属丰度的证据，尽管我们确实认为气体与尘埃的比率可能高于太阳金属丰度，在240到800之间。C_2H_2谱带在金属丰度较低时较强，这是因为C/O比较高。相比之下，由于低硅丰度，SiC部分在低金属度下减少。所有已知的富碳AGB恒星进入该星系的星际介质的总质量损失率约为2 × 10 ^-5 Msun yr-1。这比矮不规则星系WLM低得多，后者具有相似的视觉光度和金属丰度。这种差异归因于WLM的年轻恒星星族。被抑制的气体返回率的ISM突出了相对丰富的气体矮不规则和气体贫乏的矮球状星系之间的差异。我们的研究将有助于限制气体和尘埃循环过程中的低金属丰度星系。

大麦云云中富碳AGB星乙炔带的斯皮策观测

Spitzer observations of acetylene bands in carbon-rich AGB stars in the Large Magellanic Cloud

我们利用斯皮策太空望远镜（SST）上的红外光谱仪（IRS）在5- 38微米范围内研究了大麦云（LMC）中富碳AGB星的分子谱带。所有26个低分辨率光谱显示乙炔（C2 H2）带在7和14微米。在这些波长处的氰化氢（HCN）带非常弱或不存在。这与LMC中的低氮丰度一致。所观察到的14微米C2 H2带在500 K的激发温度下合理地再现。14微米波段没有明显的被星周尘埃的排放所稀释。这个14微米的波段来源于这些高质量损失率恒星的星周包层中的分子气体，与之前对银河系恒星的发现一致。从13.7微米波段得到的C2 H2柱密度表明，气体质量损失率在3 × 10 ^-6到5 × 10 ^{-5} Msun yr-1之间。这与从光谱能量分布估计的这些恒星的总质量损失率相当。此外，我们比较了我们的LMC样品的13.7微米C2 H2带的线强度与银河系样品。尽管大麦哲伦星系的金属丰度很低，但大麦哲伦星系和银河系恒星之间的C2 H2丰度没有明显的差异。这反映了第三次疏浚的效果，将自产的碳带到表面，导致在低金属含量下的高C/O比。

SiC A+B颗粒可能起源于AGB后的热脉冲吗？

Could SiC A+B grains have originated in a post-AGB thermal pulse?

前太阳能SiC颗粒的A+B型的碳和氮同位素比值建议质子限制的核合成过程中遇到的，例如，在非常晚的热脉冲后AGB恒星。我们研究了这一阶段的核过程，发现碳和氮同位素比值可以重现的A+B颗粒。这些结果仍然是初步的，因为它们取决于不确定的因素，如混合的细节，在后AGB热脉冲，一些核反应的速率，和混合在祖AGB阶段的假设。

前太阳SiC颗粒重元素组成对AGB模型的限制

Constraints on AGB models from the heavy-element composition of presolar SiC grains

前太阳SiC颗粒在其富碳阶段形成于渐近巨星分支（AGB）恒星周围，并含有微量的重元素，显示出慢中子捕获过程（S过程）的特征。由于分析技术的最新进展，SiC数据现在提供了关于中子俘获截面和AGB模型的极其精确的信息。例如，高精度的数据，钼在单一的SiC颗粒表明，95钼中子俘获截面的修订是必要的，而Zr的数据表明，22 Ne（α，n）25 Mg反应不能在AGB星的s过程中占主导地位的中子源。我们提出的模型预测的组成铁峰元素在AGB星。这些元素可以在不久的将来进行分析，从而为我们对AGB星的理解提供进一步的严格限制。

大麦云云中8微米发光源的Spitzer IRS光谱图集

A Spitzer IRS Spectral Atlas of Luminous 8 micron Sources in the Large Magellanic Cloud

我们提出了一个地图集斯皮策太空望远镜红外光谱仪（IRS）光谱的高度发光，紧凑的中红外光源在大麦云。根据红外颜色和8微米（MSX）通量选择了来源，这些通量表明高度演化的中到高质量恒星目前或最近的质量损失率很大。我们从中红外连续谱和光谱特征确定了星周包层的化学组成，并对恒星的光谱类型进行了分类。在60个源的样本中，我们发现了21颗红超巨星（RSG），16颗富C渐近巨星分支（AGB）星，11颗HII区，4颗可能富O AGB星，4颗银河系富O AGB星，2颗OH/IR星和2颗具有特殊红外光谱的B[e]超巨星。我们发现绝大多数AGB星（典型的红外光度~ 1.0E4L_sun）都有富C包层，而富O天体主要是L_IR ~ 1.0E5L_sun的亮RSG。我们确定恒星K波段通量密度的平均辐射热修正，发现对于碳星，辐射热修正依赖于红外颜色，而对于RSG，辐射热修正是独立的红外颜色。我们的研究结果表明，以前分类为PNe的基础上的红外颜色的对象实际上是紧凑的HII区域非常红的IRS光谱，包括强原子复合线和PAH发射功能。我们表明，在我们的样品中的IRS光谱类分离清楚地在红外颜色-颜色图，使用2 MASS数据和合成IRAC/MIPS通量来自IRS光谱的组合。在此基础上，我们建议诊断识别和分类，具有高置信度，红外发光的演化恒星和HII地区在附近的星系使用斯皮策和近红外测光。

Post-AGB星的性质

Properties of Post-AGB stars

回顾了在过去几年中获得的最相关的结果，这一类罕见的天文来源。对越来越多的后AGB恒星的多波长分析表明，它们构成了比以前认为的更不均匀的恒星群体。现有的新数据使我们能够以前所未有的空间分辨率研究这些来源，并首次将我们的光谱知识系统地扩展到红外线，其中包含关于气体和尘埃化学成分的关键信息。来自ISO和斯皮策数据的整体红外特性可以用来追踪喷射物质的质量损失历史和化学演化。新的结果施加了严格的观测约束，目前的核合成模型，并建议的演变主要是由初始质量，但也由祖星的金属丰度。在不久的将来，随着来自斯皮策或Akari等空间设施的新数据的出现，后AGB样本可能会增加。对星系晕、麦哲伦云和本星系群其他星系中的post-AGB星的研究，必将进一步加深我们对AGB星和PNE之间演化联系的认识。

一组AGB和Post-AGB星的红外光谱研究

Infrared Spectroscopic Study of a Selection of AGB and Post-AGB Stars

本文介绍了近80颗AGB星的H和K波段的近红外光谱，它们属于不同的AGB类型，即S型、M型和SR型。该样本还包括16颗后AGB（PAGB）恒星。从这些光谱中，我们寻求一些重要的光谱特征的等效宽度和指示质量损失的红外颜色之间的相关性。对一些PAGB星进行了重复的光谱观测，以寻找光谱变化。我们还分析了档案SPITZER中红外光谱的几个PAGB星，以确定光谱特征，由于PAH分子提供确认其演化的高级阶段。此外，我们模拟了恒星的SED（从档案数据中编译），并比较了不同类型的星周尘埃参数和质量损失率。我们的近红外光谱表明，在M型和S型恒星的情况下，CO（3-0）带的等效宽度与红外颜色适度相关，这表明可能与质量损失过程的关系。一些PAGB星的光谱显示短期的变化，表明情节的质量损失：较冷的恒星显示在CO的第一泛音带和热的HI Brackett线。我们对IRAS 19399+2312的光谱表明它是一个过渡天体。从SPITZER光谱来看，PAGB星的光谱类型与PAH特征的强度之间似乎存在依赖关系。SEDs的建模显示，M和PAGB恒星的质量损失率越高，我们样本中的[K-12]颜色越高。

The effect of grain drift on the structure of (Post-) AGB winds

We have developed an implementation for the momentum transfer force in numerical two fluid hydrodynamics. This form of the frictional coupling between gas and grains is consistent with the microscopic interactions between the two components. The coupling force gives rise to a drift velocity of the grains with respect to the gas. We apply this mechanism to the outflow of (Post-) AGB objects. Our numerical hydrodynamics code calculates self consistently the dynamics of these outflows, as well as the nucleation and growth of grains and equilibrium chemistry of the gas. Grain nucleation and growth…

斯皮策SAGE对大麦云II的巡天：演化恒星和红外色星等图

Spitzer SAGE survey of the Large Magellanic Cloud II: Evolved Stars and Infrared Color Magnitude Diagrams

本文给出了斯皮策SAGE（Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution）对大麦云云（LMC）的观测的色星等图（CMD）。给出了IRAC和MIPS 24 μ m第一阶段的数据。这些数据代表了LMC有史以来生产的最深，最宽的中红外CMD。结合2 MASS巡天，这些图被用来描绘大麦云星云中演化的恒星星族以及银河系前景和河外背景种群。大约有32000颗演化恒星比红巨星分支的尖端更亮。其中，大约17500颗被归类为富氧，7000颗富碳，另外1200颗被归类为“极端”渐近巨星分支（AGB）恒星。后一组中较亮的成员在文献中被称为“模糊的”AGB星，因为它们的拱星外壳布满灰尘。大量（1200）的发光富氧AGB星/M超巨星也被确定。最后，有强有力的证据，从24微米的MIPS通道，以前未开发的，较低的光度富氧AGB星的大麦哲伦星云的质量损失预算（1200这样的来源被确定）作出了重大贡献。

来自AGB恒星的尘埃

Dust from AGB stars

尘埃是在恒星演化的后期阶段在膨胀的大气中形成的。尘埃通过其不透明度影响恒星大气的动力学和热力学。粉尘不透明度取决于颗粒材料的光学性质以及存在的粉尘量。AGB星尘埃矿物相的丰富信息来源来自于对陨石前太阳颗粒的研究。本文介绍了一个简短的概述太阳前颗粒的研究，并介绍了如何在实验室中获得的尘埃颗粒的光学特性。

关于特殊尖晶石颗粒OC2的渐近巨星分支起源

On the asymptotic giant branch star origin of peculiar spinel grain OC2

从原始陨石中提取的微观太阳前颗粒具有极其异常的同位素组成，揭示了这些颗粒的恒星起源。前太阳尖晶石颗粒OC 2的组成不同于所有其他前太阳尖晶石颗粒的组成。大过量的重镁同位素存在，因此起源于一个中等质量（IM）渐近巨星分支（AGB）星先前提出了这种颗粒。我们讨论了前太阳尖晶石晶粒OC 2的同位素组成，并将其与理论预测进行比较。我们表明，O，Mg和Al的同位素组成OC 2可能是一个AGB星IM和金属接近太阳经历热底部燃烧，或低质量（LM）和低金属AGB星遭受非常有效的冷底部加工的签名。Fe同位素组成的测量不确定性很大，使我们无法区分哪种模型更好地代表OC 2的母星。然而，铬同位素组成的粮食有利于起源于IM-AGB恒星的金属量接近太阳。我们的IM-AGB模型产生了一个自洽的解决方案，以匹配与反应速率相关的不确定性内的OC 2的组成。在这个解决方案中，我们预测，16 O（p，g）17 F和17 O（p，a）14 N反应速率应接近其下限和上限，分别。通过发现更多像OC 2这样的颗粒，并精确测量它们的Fe和Cr同位素组成，将来可能会从太阳前颗粒的研究中得出对大规模AGB模型的限制。

AGB星富碳拱星包层中的SiO：非LTE化学和颗粒吸附的影响

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。

高红移星系中存在TP-AGB星的证据及其对推导恒星星族参数的影响

Evidence for TP-AGB stars in high redshift galaxies, and their effect on deriving stellar population parameters

我们探讨了恒星星族模型对估算高红移星系的恒星形成历史、年龄和质量的影响。重点讨论了恒星演化的热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）阶段，这一阶段的处理是不同演化布居合成方法之间主要差异的来源。特别是，除了在文献中通常采用的模型，我们使用的模型（由Maraston 2005年），其中的TP-AGB阶段的贡献是观测校准，是近红外能量的主要来源恒星星族的年龄范围为0.2至2 Gyr。我们使用一个样本的高z星系的HUDF，光谱红移，斯皮策IRAC和MIPS测光从GOODS。我们发现，TP-AGB相位起着关键的作用，在解释斯皮策数据的高z星系，当静止帧近红外采样。当拟合没有尘埃红化时，具有经校准的TP-AGB相位的模型总是更好地再现观测到的光谱能量分布（SED）。在某些情况下，允许粉尘变红改善了与文献模型的拟合。在这两种情况下，马拉斯顿模型的结果都意味着年轻的年龄高达6倍，恒星质量更低（平均约60%）。观察到的强度的MgUV光谱特征比较好的情况下，Maraston模型的预测，这意味着更好的整体一致性的SED拟合。最后，我们发现，光度红移显着改善使用这些模型的SED扩展到IRAC波段。这项工作提供了TP-AGB恒星在原始宇宙中存在的第一个直接证据。

R Hya周围远红外弓形激波星云的探测：第一批MIRIAD结果

Detection of a Far-Infrared Bow-Shock Nebula Around R Hya: the First MIRIAD Results

我们提出了MIRIAD（MIPS [斯皮策多波段成像光度计] AGB [渐近巨星分支]尘埃壳的红光成像）项目使用斯皮策太空望远镜的第一个结果。该项目的主要目的是探测演化恒星扩展的星周包层（CSE）中的物质分布，并恢复其质量损失历史的化石记录。因此，我们必须映射整个CSE加上周围的天空进行背景减除，同时避免中心恒星比探测器饱和极限更亮。通过我们独特的映射策略，我们在三个小时的积分中实现了超过1 MJy/sr的灵敏度，并成功地探测到了AGB恒星R Hya周围的一个微弱（< 5 MJy/sr），扩展（~400角秒）的远红外星云。基于星云的抛物线结构，恒星相对于星云形状的空间运动方向，以及与星云同空间的扩展H α发射的存在，我们认为，探测到的远红外星云是由于在星际介质和AGB风的界面处的弓形激波。这是第一次探测到AGB星的星风弓激波相互作用，并证实了斯皮策作为一种工具来研究明亮中心源周围扩展远红外星云的详细结构的潜力。\

LMC的前250名：大麦云云中最明亮的紧凑型8微米源的分类

The LMC's Top 250: Classification of the Most Luminous Compact 8 micron Sources in the Large Magellanic Cloud

为了确定大麦云（LMC）中最明亮的紧凑型中红外源的性质，我们将Buchanan等人（2006）2 MASS-MSX颜色分类系统的更新版本应用于250个LMC天体的中红外（8微米）通量限制样本，该系统基于斯皮策空间望远镜光谱学的结果，其中2 MASS和MSX测光可用。由此产生的2 MASS-MSX（“JHK 8”）基于颜色的分类，这些来源构成了LMC中最中红外发光的物体，通过各种独立的手段进行了必要的补充，交叉检查和校正，只有47个来源保持暂定分类，只有10个来源根本无法分类。样本主要由富碳的AGB星（~35%）、红超巨星（~18%）和致密的H II区（~30%）组成，另外还有少量富氧的AGB星（~4%）、尘埃、早期型发射线星（~3%）和银河系中前景的富氧AGB星（~3%）。在我们的LMC红外源样本中，明亮且尘埃笼罩的AGB星中富C和富O天体的比例非常大，这与碳星在低金属量环境中容易形成的假设一致。我们证明，非常明亮的富C和富O的AGB星和红超巨星，这里主要是根据他们的JHK 8颜色，也出现在斯皮策IRAC/MIPS色-色图作为不同的集群。因此，原则上，基于红外光谱的红外光度分类技术在这里适用于大麦哲伦星系可以适用于任何外部星系的最明亮的红外点源是可检测和可分辨的2 MASS和斯皮策。

M-和S-型AGB星的风：驱动机制的非正统建议

Winds of M- and S-type AGB stars: an unorthodox suggestion for the driving mechanism

目前的知识表明，尘埃驱动的风的情况下，提供了一个现实的框架，了解从富C AGB星的质量损失。然而，对于M型天体，最近的详细模型表明，硅酸盐颗粒上的辐射压力不足以驱动观测到的风，这与以前的预期相反。在本文中，我们提出了一种替代机制的质量损失的M型AGB星，涉及形成的碳和硅酸盐颗粒由于非平衡效应，我们研究了这种情况下的可行性。我们的动态大气和风的AGB星通过解决耦合系统的频率依赖的辐射流体动力学和时间依赖的尘埃形成，使用参数化的描述在气相中的非平衡效应。这种方法使我们能够评估在何种情况下可以用少量的碳尘驱动风，并同时在这些流出物中形成硅酸盐颗粒。由此产生的风模型的属性，如质量损失率和外流速度，是很好的M-型AGB星的观测范围内。此外，根据我们的研究结果，大量的硅酸盐颗粒不太可能在与尘埃形成完全无关的力驱动的风中凝结，因为高层大气和风加速区域的条件对颗粒生长有很强的限制。所提出的方案提供了一个自然的解释所观察到的相似性风的M型和C型AGB星，并意味着一个平稳的过渡，恒星的碳丰度增加，从太阳的组成，富C AGB星，可能解决长期存在的问题的驱动机制的恒星与C/O接近1。

追踪演化恒星周围尘埃的发展：47 Tuc的情况

Tracing the development of dust around evolved stars: The case of 47 Tuc

我们观察中红外（7.5-22妈妈）光谱的AGB星的球状星团47 Tuc与斯皮策望远镜，并发现各种类型的显着的尘埃功能。比较尘埃光谱特征与恒星在logP-K图上的位置，表明尘埃矿物学与其在AGB上的位置有关。一个13妈妈的功能被认为是低光度AGB星的光谱。更明亮的AGB星在11.5 μ m处显示出广泛的特征。最明亮的恒星的光谱主要由无定形硅酸盐弯曲振动中心在9.7妈妈。对于47 Tuc AGB星，我们得出结论，早期的AGB尘埃主要由镁，铝和铁的氧化物形成。随着AGB的进一步演化，无定形硅酸盐成为主要物种。

AGB星大气中尘埃颗粒的性质

Dust grain properties in atmospheres of AGB stars

我们提出了自洽的动力学模型的尘埃驱动的富碳AGB星的风。该模型是基于耦合系统的频率相关的辐射流体动力学和时间相关的粉尘形成。我们详细研究了模型的风特性如何受到作为参数进入的尘埃颗粒的微物理特性的影响。模型现在处于这样一个水平，即在选择作为模型输入的灰尘属性时，必须在数量上保持一致。在我们目前的复杂程度的尘埃参数的选择是显着的导出的外流速度，冷凝的程度和模型的估计质量损失率。在有质量损失和无质量损失模型之间的转换中，微物理参数的选择对于一组特定的恒星参数是否会引起尘埃驱动的质量损失是非常重要的.

热脉冲AGB上的冷底过程和星周尘埃颗粒的同位素组成

Cool bottom processes on the thermally-pulsing AGB and the isotopic composition of circumstellar dust grains

本文研究了冷底处理（CBP）对一颗初始质量为1.5M太阳的恒星在TP-AGB演化阶段对流包层中几种同位素比值的影响。我们使用一个参数模型，通过引入对流包络和底层辐射区之间的质量流来处理额外的混合。该模型的参数是循环物料的质量循环速率（Mdot）和循环物料所经历的最高温度（T_P）。流动物质中的核反应的影响是使用从完整的恒星演化计算中选择的一组辐射区结构来计算的。获得了流动物质的成分，并确定了包络线的变化。当log T_P > 7.65时，CBP产生了丰富的^26 Al。CNO元素中^26 Al/^27 Al比值主要取决于T_P，而CNO元素中的同位素比值主要取决于循环速率。CBP模型之间的对应关系示出的参数化扩散形式主义内的恒星演化模型和那些使用的质量流形式主义在这里。的同位素比值进行了比较，与拱星尘埃颗粒的数据。我们发现，在C/O < 1的条件下形成的氧化物晶粒中观察到的^{18}O/^{16} O、^{17}O/^{16}O和^26 Al/^27 Al的比值是合理的。然而，碳化物颗粒（C/O > 1）中的^15 N/^14 N、^12 C/^13 C和^26 Al/^27 Al需要许多^14 N/^15 N至少比太阳低4倍的恒星源。^12 C/^13 C < 10的稀有颗粒不能由任何红巨星或AGB源产生。

斯皮策探测到红色矩形流出物中的新尘埃成分

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。

碟形碟形盘的深斯皮策光谱学：大于50 AU的大晶粒

Deep Spitzer spectroscopy of the `Flying Saucer' edge-on disk: Large grains beyond 50 AU

我们提出了深斯皮策-IRS低分辨率（λ/Δ λ ~ 100）5-35微米光谱的边缘上的磁盘“飞碟”（2 MASS J16281370-2431391）在蛇夫座分子云。光谱能量分布呈现出典型的双峰形状，这是在非常接近边缘的位置观察时预测的，短波长的峰值完全是由于光子从盘表面散射而产生的，而长波长的峰值是由于盘本身的热辐射。斯皮策光谱代表了第一次光谱检测散射光出15微米从一个真正的，孤立的边缘对磁盘周围的金牛座T星。SED的中红外“谷”的深度和波长对盘中大颗粒的尺寸分布有直接的约束。使用二维连续辐射转移模型，我们发现，大量的5-10微米大小的晶粒是需要在表面层的磁盘在半径为50-300 AU。在上层中检测到相对较大的颗粒意味着垂直混合是有效的，因为颗粒生长模型预测颗粒将在短时间尺度上以其他方式在盘中深处沉降。此外，我们尝试性地探测到H2的9.66微米S（3）线和由于多环芳烃的11.2微米发射特征。

AGB明星：应该怎么做？

AGB Stars: What Should Be Done ?

本文综述了AGB星的演化，重点介绍了这些星的核合成过程。特别是，我们讨论了热和冷的底部燃烧，观测的限制，和分析的陨石颗粒。这篇论文是在第32届列日学术讨论会“恒星演化：应该做什么？"

后AGB双星及其开普勒盘

Binary post-AGB stars and their Keplerian discs

在这篇文章中，我们给出了一个大样本的后AGB星的系统研究的进展报告。样本星是根据它们的红外颜色选择的，选择标准经过调整，以发现系统中有热尘的物体。我们开始了一个非常广泛的多波长方案，其中包括分析我们的径向速度监测;我们的光学高分辨率光谱;我们的地基N波段光谱数据以及斯皮策全光谱扫描;宽带SED和VLTI的高空间分辨率干涉实验。在这篇文章中，我们强调了迄今为止所获得的主要结果，并认为我们样本中的所有系统都是双星，它们被尘埃开普勒环双星盘所包围。圆盘在系统的演化中起着主导作用。

普通球粒陨石中富含铝、钙和钛的氧化物星尘

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…

碳颗粒的光学性质：对AGB星动力学模型的影响

Optical properties of carbon grains: Influence on dynamical models of AGB stars

对于无定形碳，几个实验室消光数据是可用的，由于这种材料的结构复杂性，这些数据显示出相当广泛的差异。我们已经计算了自洽的动力学模型的拱星尘埃壳周围的富碳渐近巨星分支星，根据这些数据集的数量。不同类型的无定形碳直接影响着动力学模型的结构和风的性质。在我们的试验模型中，质量损失并不严重依赖于尘埃的光学性质的差异，但对冷凝程度和最终流出速度的影响是相当大的。此外，不同数据产生的光谱能量分布和颜色显示出比模型内的变化更广泛的分布，这是由于恒星的可变性。碳化硅也被认为是在辐射转移计算测试其对光谱能量分布的影响。

作为AGB-ISM弓形激波示踪剂的分离壳体

Detached shells as tracers of AGB-ISM bow shocks

新的斯皮策成像观测揭示了Mira变星R Hya周围的结构是一个从北到南向西延伸100弧秒的单边抛物线弧。我们成功地模拟R Hya及其周围的恒星风的相互作用，从一个渐近巨星分支（AGB）的恒星与星际介质（ISM）的恒星移动通过。我们的三维流体动力学模拟再现的结构作为一个弓冲击到迎面而来的ISM。我们建议这作为另一种解释的分离壳围绕这样的恒星，应考虑与目前的内部起源的理论。模拟预测存在的尾部冲压压力剥离AGB材料向下游延伸。在IRAS地图上可以看到这样一个尾巴在R Hya后面的迹象。

形成AGB风的尘埃中准周期壳层的起源

Origin of quasi-periodic shells in dust forming AGB winds

我们结合时间依赖的流体动力学与双流体模型驱动的尘埃AGB风。我们的计算包括自洽的气体化学，晶粒的形成和生长，以及一个新的实施颗粒和气体之间的粘性动量转移。这使我们能够进行计算，其中没有关于动量耦合的完整性的假设。我们推导出新的表达式来处理时间相关和非平衡漂移的水力代码。以IRC +10216的定态计算为初始模型，在考虑尘埃漂移的情况下，时间相关积分导致准周期质量损失。这种变化的时间尺度大约是几百年，这与解释IRC +10216和其他AGB和post-AGB恒星的壳层结构所需的时间尺度相对应，这是自发现以来的一个谜。在没有尘埃和气体之间漂移的比较模型中，没有观察到这种周期性。

根据中红外观测得到的AGB和post-AGB星的尘埃温度和密度廓线

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。

AGB碳化硅星尘中的反应速率不确定性和~（26）Al

Reaction rate uncertainties and 26Al in AGB silicon carbide stardust

星尘是一种前太阳颗粒，每一种都是理想的未受污染的恒星样本。主流碳化硅（SiC）星尘形成于富碳渐近巨星分支（AGB）恒星的扩展包层中，并包含放射性核26 Al作为微量元素。本文的目的是详细分析核不确定性的影响，特别是高达四个数量级的大不确定性有关的26 Al_g+（p，γ）27 Si反应速率，在AGB星的生产26铝和比较模型预测的SiC星尘颗粒的实验室分析获得的数据。还简要讨论了恒星的不确定性。我们使用一个详细的核合成后处理程序来计算不同质量（M = 1.75，3和5 Msun）和金属丰度（Z = 0.02，0.012和0.008）的AGB星表面的26 Al/27 Al比值。对于26 Al_g（p，gamma）27 Si反应速率的下限和推荐值，预测的26 Al/27 Al比复制了在SiC晶粒中测量的26 Al/27 Al比范围的上限值。相反，对于26 Al_g（p，γ）27 Si反应速率的上限，预测的26 Al/27 Al比低约100倍，并且低于在SiC晶粒中观察到的范围。当考虑不同的质量和金属丰度的模型时，在恒星SiC晶粒中测量的26 Al/27 Al比率的一个数量级以上的扩展是不可复制的。我们提出了两种方案来解释在主流SiC中观察到的26 Al/27 Al比率的扩散，这取决于26 Al_g +p反应速率的选择。一个涉及不同的星尘形成时间，另一个涉及额外的混合过程。在未来的核实验中…

AGB超级风的触发因素：碳的重要性

The trigger of the AGB superwind: the importance of carbon

近年来，AGB超级风的驱动机制引起了争议。粉尘导致的质量损失的有效性受到质疑。斯皮策对本星系群中AGB星的观测显示了一个令人惊讶的结果，即在低金属丰度下，AGB星的质量损失发生在低光度下，可能比银河系中的低，但仅限于富碳星。银河系中的富氧恒星和低金属量星系中的富氧恒星只有在高光度时才有类似的质量损失率。为了解释这种二分法，我们提出，超级风有一个双重触发。超级风要么是在足够多的碳积累起来有效地形成碳质尘埃（我们认为发生在$X_{\rm CO} = \rm (C - O)/ O_\odot = 0.1$），要么是当光度达到足够的值时，硅酸盐尘埃驱动的风（$L = 10^4 Z^{-4/3} \rm L_\odot)$提出）。我们表明，这种双重触发符合目前的观测约束：光度在超风开始，和碳超风星在低金属丰度的优势。我们使用恒星演化模型来检查我们的解释的一致性，并提出了详细的预测的光度在不同的金属丰度和初始恒星质量的超风被触发。

天炉座和人马座矮球状星系中AGB星的尘埃质量损失率

Dust mass-loss rates from AGB stars in the Fornax and Sagittarius dwarf Spheroidal galaxies

为了研究金属丰度对渐近巨星分支（AGB）恒星质量损失率的影响，我们在VLT用10- $μ$ m照相机VISIR对人马座（Sgr dSph）和天炉座矮球状星系中的AGB恒星进行了中红外光度测量。我们推导出29 AGB星在Sgr dSph和2在天炉座的质量损失率。根据$K-[9]$和$K-[11]$的颜色估计尘埃质量损失率。辐射传输模型被用来检查该方法的一致性。已发表的IRAS和Spitzer数据证实，对于来自不同金属丰度星系（即银河系、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云）的AGB星，观测到$K-[12]$颜色和尘埃质量损失率之间存在同样紧密的相关性。导出的尘埃质量损失率的范围为5 $\times10^{-10}$ 3 $\times10^{-8}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$观测到的AGB星在Sgr dSph和周围的5 $\times10^{-9}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$天炉座的恒星;而用两种不同的方法获得的值是相同的数量级。这些恒星的质量损失率高于核燃烧率，因此它们将在核心显著增长之前通过耗尽恒星地幔来终止AGB阶段。一些观测到的恒星的质量损失率低于理论模型预测的最小值。

AGB恒星包层的中红外成像。II。观测源建模

Mid-infrared imaging of AGB star envelopes. II. Modelling of observed sources

AGB拱星包层的辐射转移模型被应用于先前用中红外成像相机TIRCAM观测到的AGB星样本（Busso等，1996：论文I）。我们提出了我们的模拟结果，旨在推导出的信封的物理参数，如光学深度和径向热结构，质量损失和灰尘气体的质量比。讨论了观测到的信封中的灰尘的化学成分。不同的尘埃不透明度，以适应中红外光谱的能力进行了评估。尘埃颗粒老化和退火的假设被认为是为了解释一个明显的不足availabe opacities来描述各种观测到的光谱，如以前所指出的其他作者。各种可能的起源的差异进行了讨论，连同其后果的尘埃颗粒的形成过程。

AGB包层中CO的形成和丰度

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。

富氧AGB恒星风中尘埃的辐射压力太小

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。

尘埃性质对脉动AGB星质量损失的影响

The influence of dust properties on the mass loss in pulsating AGB stars

我们目前正在研究与富碳AGB星相关的碳基尘埃类型，以更好地了解颗粒的光学和化学性质对恒星质量损失的影响。对流体力学、辐射转移和化学之间复杂的相互作用的研究必须以更好地了解有关尘埃种类的微观物理学为基础。

金牛T星周围盘的C2D Spitzer-IRS光谱：I.硅酸盐析出与晶粒长大

C2D Spitzer-IRS spectra of disks around T Tauri stars: I. Silicate emission and grain growth

作为c2 d IRS巡天的一部分，利用斯皮策空间望远镜获得了40颗太阳质量的金牛T星和7颗中等质量的Herbig Ae星的5 - 35 μ m红外光谱。这项工作补充了以前的光谱研究的硅酸盐红外线发射磁盘，这是集中在中等质量的恒星，与太阳质量的恒星的观测主要限于10微米的区域。所观察到的10和20微米硅酸盐特征强度/形状与晶粒尺寸的源到源变化一致。大部分特征是弱的和平坦的，与μ m尺寸的晶粒一致，表明快速晶粒生长（半径从0.1- 1.0 μ m）。此外，大约有一半的金牛座T恒星光谱在28和33微米附近显示出结晶硅酸盐特征，这表明与星际颗粒相比，这是一个重要的加工过程。一些源显示出大的10-20 μ m比率，并且需要在20 μ m处发射比在10 μ m处发射更大的颗粒。这种尺寸差异可能是由于尘埃沉降发生时，尘埃盘中两个硅酸盐发射带探测到的尘埃盘深度的差异。10 μ m特征强度与形状趋势与年龄或Halpha等效宽度无关，表明发生了一定量的湍流混合和小颗粒再生。强度与形状的趋势与光谱类型有关，然而，M星显示出比A/B星更平坦的10 μ m特征（更大的晶粒尺寸）。光谱类型和粒度之间的联系被解释为硅酸盐发射半径的变化作为恒星光度的函数，但也可以表示其他光谱类型的相关因素（例如，X射线，紫外线辐射，恒星/盘风等）。

BD +30 3639：后AGB恒星演化期间的红外光谱

BD+30 3639: The Infrared Spectrum During Post-AGB Stellar Evolution

本文给出了行星状星云BD~+30 $^{\circ}$ 3639的红外光谱的辐射传输计算。计算了球对称多颗粒尘埃壳层中通过吸收和散射的传输过程。瞬态加热颗粒的排放被考虑在内，以及多环芳烃。我们获得了一个可接受的适合大部分的光谱，包括PAH红外波段。在亚毫米波长处，观测到的发射比模型预测的要大，这表明可能需要大的尘埃团块（"f{}luffy grains“）作为额外的成分。拟合结果显示距离为$\ge 2 \,$ kpc，这意味着BD~+30 $^\circ$ 3639是由几个太阳质量的大质量祖先演化而来的。在电离区发现一个低的粉尘-气体质量比。计算结果表明，在渐近巨分支上，初始质量损失率为$2\times10^{-4} \msolar \peryr$。使用这个质量损失率，我们计算如何在后AGB演化的红外光谱已经演变。我们显示，特别是在前面的后AGB的演变过程中的IRAS颜色的演变。

IRAS发现碎片的Spitzer IRS光谱学

Spitzer IRS Spectroscopy of IRAS-Discovered Debris Disks

我们已经获得了斯皮策空间望远镜IRS5.5 - 35微米光谱的59个主序星，拥有IRAS 60微米过剩。五个天体的光谱具有光谱特征，这些光谱特征使用微米级颗粒和硅酸盐进行了很好的建模，晶体质量分数为0% -80%，与T-Tauri和Herbig AeBe星一致。除eta Crv外，这些天体都很年轻，年龄小于5000万年。大多数天体的光谱都没有特征，这表明发射粒子的半径可能大于10微米。我们已经模拟了多余的连续使用一个连续的磁盘具有均匀的表面密度分布，预计如果坡印廷-罗伯逊和恒星风阻力是占主导地位的颗粒去除过程，并使用一个单一的温度黑体，预计如果尘埃位于一个狭窄的环周围的恒星。许多物体的IRS光谱更好地用单温黑体来模拟，这表明圆盘具有内孔。基于黑体拟合的晶粒温度分布在Tgr = 110 - 130 K处达到峰值。由于Tgr > 110 K的微米级颗粒的冰升华的时间尺度是百万年的一小部分，如果颗粒是冰的，则可以解释缺乏较温暖的材料。如果行星动态地清除碎片盘的中心部分，那么行星围绕其他恒星的频率可能很高。我们估计，大多数碎片盘系统具有母体质量，MPB < 1 Mearth。低推断母体质量表明，行星形成是一个有效的过程。（摘要摘录）

原始陨石主流SiC颗粒Si、Ti同位素组成的新天体物理解释

A New Astrophysical Interpretation of the Si and Ti Isotopic Compositions of Mainstream SiC Grains from Primitive Meteorites

来自原始陨石的主流前太阳SiC颗粒在重微量元素的同位素组成中显示出明确的S-过程签名。这些颗粒很可能是在各种AGB恒星的风中凝结的。然而，非太阳和相关的Si和Ti同位素组成测量这些颗粒是不一致的纯S-签名。我们提出了一个可能的解决方案，这个备受讨论的问题，通过假设传播的原始组成的父AGB星由于小的化学不均匀性在星际介质在他们的诞生。这些不均匀性可能自然地产生于相关恒星核合成位点、SNII和SNIa的不同亚型对每个核素对星际介质的贡献的变化。

对大麦云云中质量损失碳星的斯皮策中红外光谱巡天

A Spitzer mid-infrared spectral survey of mass-losing carbon stars in the Large Magellanic Cloud

我们提出了一个斯皮策太空望远镜光谱调查的质量损失碳星（和一个富氧星）在大麦云云。光谱覆盖5- 38微米的波长范围。它们表现出不同的组合的灰尘连续，灰尘排放功能（SiC，MgS）和分子吸收带（C2 H2，HCN）。一组四个窄带，被称为曼彻斯特系统，用于定义尘埃碳星的红外连续谱。研究了连续色与尘埃强度和分子特征之间的关系，并与类似颜色的银河系恒星进行了比较。星周7微米的C2 H2带被发现在较低的金属丰度更强，从银河系中的恒星，LMC和SMC的比较。这是由碳的疏浚，导致较高的C/O比在低金属（少O）。在我们的光谱中看到的一个可能的10微米吸收特征可能是由于C3。这个波段也被星际硅酸盐或硅-亚硝酸盐尘埃识别。的线连续比theSiC和MgS带显示出一些迹象，在低金属丰度较低。MgS谱带仅在尘埃温度低于600 K时出现。我们讨论了选择的碳与富氧AGB星使用的J-K与K-A的颜色，并表明，这些颜色是相对不敏感的化学类型。贫金属的碳星从自身产生的碳形成无定形碳尘。富氧尘埃的形成效率更强烈地依赖于金属丰度。我们认为，在较低的金属丰度的环境中，尘埃输入到星际介质的AGB星是有效的，但可能强烈偏向于碳质尘埃，相比银河系。

富碳AGB星风III的三分量模拟。与漂移有关的尘埃形成的微观物理学

Three-component modeling of C-rich AGB star winds III. Micro-physics of drift-dependent dust formation

在AGB星风模型中，对非平衡尘埃形成过程的适当处理是至关重要的。在本文中，这个过程的微观物理处理的细节，重点是漂移（漂移模型）的影响。我们总结了尘埃形成过程的描述，并对以前的工作做了一些补充。详细的研究表明，在不同的漂移速度下，不同的生长物种控制着晶粒的生长速率。新的模型表明，漂移的净效应是显着增加灰尘的数量，似乎不影响平均风的属性，例如，质量损失率。在某些情况下，与相应的非漂移模型中的值相比，漂移模型中的灰尘多几倍。我们研究了风内部尘埃壳层的形成，发现漂移在将尘埃聚集到某些狭窄区域中起着积极的作用。鉴于这里给出的结果，在目前的假设下，是否可以忽略晶粒生长速率中的漂移是值得怀疑的。

主流前太阳SiC颗粒中Si同位素比值的再研究

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。

富氧AGB星AFGL 2290的高分辨率斑点掩模干涉测量和辐射转移模拟

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。

AGB星作为M33金属丰度和平均年龄的示踪剂

AGB stars as tracers of metallicity and mean age across M33

JHKs宽视场近红外观测覆盖面积为1.8x1.8平方米。°的以M33为中心，在UKIRT使用WFCAM获得。这些数据显示了大量的中等年龄的渐近巨星分支星（AGB）。我们已经使用了C型和M型AGB星，以确定整个星系的金属丰度和平均年龄的空间变化。我们从它们在色星等图（J-Ks，Ks）中的位置来区分C型和M型AGB星。这些恒星的分布得到了我们的样本和光学确认的长周期变星目录之间的交叉识别的支持，以及斯皮策在中红外探测到的源列表。我们计算了C/M比和星系在天空中的方向，并将Ks星等分布与跨越一系列金属丰度和恒星形成率（SFR）的理论分布进行了比较。的C/M比表面图证实了金属丰度梯度在星系中对应的传播[Fe/H]=0.6德克斯与内部和外部星系的子结构。星等和颜色的变化表明了星系盘上的方向和消光效应。从KS方法得到的平均年龄和金属丰度分布图表明：外星系盘/晕比核区域金属贫乏，内星系中富含金属的团块随时间改变位置。外环和核恒星星族的平均年龄约为6 Gyr，而中心区域则年轻几Gyr。

对VV系列I的斯皮策观测进行模拟。猎户座UX星的拱星盘

Modeling Spitzer observations of VV Ser. I. The circumstellar disk of a UX Orionis star

我们提出了中红外斯皮策-IRS光谱的著名UX猎户座恒星VV系列。我们结合斯皮策数据与干涉和光谱数据从文献中涵盖紫外线到亚毫米波长。用二维轴对称蒙特卡罗辐射转移程序模拟了全部数据。该模型被用来测试预测（Dullemond et al. 2003），即围绕UX Orionis恒星的盘必须具有自阴影形状，并且这些盘几乎是从边缘上看的，正好在一个膨胀的内缘的边缘上方，大致在尘埃升华半径处形成。我们发现，一个单一的，相对简单的模型是一致的，所有可用的观测约束跨越4个数量级的波长和空间尺度，这种解释的UX猎户座恒星提供了强有力的支持。膨胀内缘上层的颗粒必须很小（0.01-0.4微米）才能再现灭绝事件的颜色（RV ~ 3.6），而中红外硅酸盐发射特征的形状和强度表明，外盘（> 1-2 AU）的颗粒稍大（0.3-3.0微米）。从模型拟合，膨胀的内缘的位置估计是在尘埃温度为1500 K或在0.7-0.8 AU的小颗粒。这几乎是近红外干涉测量法估计的边缘半径的两倍。一个最佳的内缘拟合模型，其中大颗粒在盘中平面达到恒星的0.25天文单位，而小颗粒在盘表面创造了一个膨胀的内缘约0.7-0.8天文单位，能够重现所有的数据，包括近红外线。[摘要删节]

渐近巨星分支星II的演化。用改进的TP-AGB模型计算光学到远红外等时线

Evolution of asymptotic giant branch stars II. Optical to far-infrared isochrones with improved TP-AGB models

我们提出了一个大的理论等时线，其显着的特点主要在于大大改善热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）阶段的治疗。从本质上讲，我们已经把论文I中描述的TP-AGB轨迹，在闪前静止H壳层燃烧的阶段，与Girardi等人（2000）以前演化阶段的演化轨迹结合起来。任何年龄和金属丰度的中间值的理论等时线，然后在网格中的插值推导。我们注意到，等时线保持了良好的细节水平，在这些TP-AGB轨迹中存在的几个特点。然后将理论等时线转换为大约20种不同的测光系统--包括传统的地基系统，以及最近主要的宽场测量系统，如SDSS、OGLE、DENIS、2 MASS、UKIDSS等，--通过应用于更新的恒星光谱库的合成测光，适当地扩展到包括C型恒星。最后，我们校正预测测光的拱星尘埃的质量损失阶段的AGB演化，这使我们能够改善的结果为光学到红外系统，并模拟中，远红外系统，如斯皮策和AKARI的。通过静态表格的网络储存库（http：//www.example.com和CDS）和交互式网络界面（http：//stev.oapd.inaf.it/cmd）提供数据访问，该界面提供了年龄和金属丰度的任何中间值、若干测光系统和尘埃性质的不同选择的表格。stev.oapd.inaf.it/dustyAGB07

AGB星中磁诱导额外混合产生$^{26}$ Al

$^{26}$Al production from magnetically induced extramixing in AGB Stars

我们讨论核合成的结果，最近的建议，红巨星的extramixing现象可能是由磁浮力。我们探讨这个模型的生产短寿命的放射性同位素$^{26}$铝和稳定的轻核，考虑的情况下，一般浮力的通量管和磁化不稳定结构的间歇性释放。我们发现，丰富的$^{26}$铝可以产生，高达和以上，在前太阳粒测量的最高水平。这个水平也足以解释早期太阳系$^{26}$ Al来自附近的低质量AGB恒星。快速移动的不稳定性的情况下是最有效的，达到几乎相同的效果热底部燃烧（HBB）。