Discovery of Fluorine in Cool Extreme Helium Stars
中性氟（F I）线在冷EHe星的光谱中被识别。这是第一次在恒星光谱中识别F I线，并首次测量EHe恒星中的氟丰度。结果表明，EHe星中氟含量过高。过量的氟提供了在这些恒星中合成氟的证据，这是根据渐近巨星分支（AGB）的演化，并从吸积的He白矮星的C-O白矮星的预期进行了讨论。
2006-08-11 astro-ph
Fluorine Abundances in the Milky Way Bulge
氟（19 F）丰度是从巴德窗中的6颗凸出红巨星样品中得出的。这些巨星的金属丰度是10倍，这是第一个定义19 F在凸起金属丰度的行为的研究。膨胀结果显示F/O随着氧的增加而增加。这一趋势与盘中发现的金属丰度相当的情况重叠，最富氧的凸起目标延伸了盘的趋势。盘中F/O的增加来自于渐近巨星分支（AGB）恒星和富金属沃尔夫-拉叶（WR）恒星通过恒星风的19 F合成。在这项研究中，最富氟的球巨星缺乏s-过程增强，这表明WR星比AGB星对球巨星中19 F的产生有更大的贡献。如果将氟的这一结果与先前发表的富含金属的球型恒星中O/Mg丰度比的总体下降相结合，则表明WR风在塑造球型恒星的化学演化中发挥了作用。本研究中的一颗恒星表现出非常低的F/O值，同时具有很大的O-丰度;这种化学混合物可以理解，如果这颗恒星是由贫金属的核心坍缩超新星富集的气体形成的，并且可能表明凸起的化学演化是不均匀的。
2008-04-08 astro-ph
Insight into AGB and post-AGB stellar evolution with FUSE
FUSE光谱学已经证明，极热的缺氢后AGB星（PG 1159星）在其表面上显示的物质通常隐藏在前AGB星的氢和氦燃烧壳层之间的区域。因此，光谱分析的PG 1159星允许直接研究这个壳层间区域的化学，这是复杂的燃烧和混合过程中的AGB演化的结果。详细的丰度测定为这些过程提供了限制，这些过程仍然知之甚少。通过FUSE，我们发现了高氖和氟的过量。也有一个显着的缺铁，这可能是由s过程中子捕获将铁转化为更重的元素。
2004-10-28 astro-ph
The effect of the 19F(alpha,p)22Ne reaction rate uncertainty on the yield of fluorine from Wolf-Rayet Stars
根据最近重新计算的\el{19}{F}（α，p）\el{22}{Ne}反应速率，我们目前的预期产量的\el{19}{F}从沃尔夫-拉叶（WR）星的结果。我们已经计算模型使用的上限和下限的速度，除了推荐的速度，因此我们限制了不确定性的产量与此反应。我们发现，在我们推荐的速率下，\el{19}{F}的产率为3.1 × 10 ^{-4}M_sol，并且在上限和下限下计算的产率之间相差两倍。在与以前的工作相比，我们发现一个差异的产量约4倍，连接到一个不同的选择的质量损失。模型的不确定性必须仔细评估，以获得一个可靠的估计产量的氟从WR星连同其不确定性。
2005-04-06 astro-ph
Fluorine production in intermediate-mass stars
在详细的恒星模型和15 N（a，g）19 F和18 O（a，g）22 Ne修正率的基础上，研究了（M=3，Z = 0.02），（M=6，Z=0.02）和（M=3，Z=0.001）AGB星在前12个热脉冲期间的19 F产生.这些计算证实了早期的预期，即19 F { \it是}产生于AGB热脉冲。他们还通过显示在演化过程中19 F产生水平的变化对脉冲底部达到的最高温度非常敏感，大大放大了这些先前的结果。这些变化进行了详细的分析，并显示从不同的核效应（主要是19 F生产或破坏脉冲，和15 N合成期间的脉冲间隔）之间的微妙平衡，可能叠加在稀释效应或多或少延长脉冲对流舌。我们的计算，和大多数其他人一样，不能自洽地预测第三次挖掘。当参数化时，我们的中等质量AGB星模型似乎只能解释在太阳金属丰度MS，S和C星中观察到的最低19 F过量。这一结论预计将适用于低质量恒星时，F生产的结果，从次要13 C只。另一方面，大质量的AGB星预计不会在表面积累大量的F丰度。因此，迄今为止，关于超级富锂恒星WZ Cas（HBB应该在那里运行）的大量F过量报告仍然无法解释。我们的研究结果（M=3，Z=0.001）的明星表明，F表面过丰也可以预期在低金属量的恒星提供的第三个dredge-ups发生后，早期的冷脉冲。然而，低金属量恒星表面19 F/12 C比值的相对增加低于太阳金属量恒星。没有观察结果
1996-02-27 astro-ph
Fluorine Abundances in the Large Magellanic Cloud and Omega Centauri: Evidence for Neutrino Nucleosynthesis?
在任何恒星星族中，氟的行为与金属丰度还没有被探测过。在这项工作中，我们提出了第一个氟丰度测量银河系以外的样本红巨星在大麦云（LMC），以及银河系球状星团欧米茄半人马座。氟的丰度来自HF的振动-旋转跃迁，使用Gemini South 8.1 m望远镜上的Phoenix摄谱仪获得的红外光谱。研究发现，随着氧丰度的降低，F/O丰度比下降。在两颗欧米茄Cen巨星中，F/O值特别低;这个非常低的F/O值可能表明，在渐近巨星分支（AGB）恒星中合成19 F并不是恒星星族中氟的主要来源。所观察到的下降F/O与较低的O丰度是在定性协议的预期，如果19 F是通过H-和He-燃烧序列在非常大质量的恒星，与此氟，然后在高质量损失率沃尔夫-拉叶风喷射。观测与这一过程的定量比较，等待更详细的化学演变模型，结合产量从沃尔夫-拉叶风的结果。也许更重要的是，银河系和LMC的结果与模型预测之间的定量一致性，其中19 F是在II型超新星的核心碰撞过程中由中微子核合成产生的。非常低的F/O值在欧米茄Cen也符合中微子核合成模型，如果欧米茄Cen的“特殊”的恒星形成历史，2-4个不同的恒星形成事件，被认为是。
2003-05-16 astro-ph
New reaction rate for 16O(p,gamma)17F and its influence on the oxygen isotopic ratios in massive AGB stars
16 O（p，gamma）17 F反应速率的重新审视，特别强调T=60-100 MK的恒星温度范围对渐近巨星分支（AGB）恒星的热底部燃烧非常重要。我们评估现有的横截面数据，自1958年以来获得的，并在适当的情况下，纠正发表的数据，以前没有注意到的系统误差，包括符合求和和更新的有效阻止功率的影响。用两种不同的核反应模型，即势模型和R矩阵理论解释了这些数据。提出了一个新的天体物理S因子和推荐的热核反应速率。作为我们工作的结果，16 O（p，γ）17 F反应在质量A >= 12的范围内具有最精确的已知速率，在天体物理学感兴趣的整个温度范围（T=0.01-2.5 GK）内，反应速率误差约为7%。本改进的反应速率，其显着降低的不确定性的影响，在AGB星的热底部燃烧进行了讨论。与早期的结果相反，我们现在发现，迄今为止还没有明确的证据表明任何恒星颗粒起源于大质量AGB星。
2008-03-19 astro-ph
Reaction Rate Uncertainties: NeNa and MgAl in AGB Stars
我们研究了在中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星中，由于热底燃烧（HBB）的操作，NeNa和MgAl链的质子捕获反应速率的不确定性对核合成的影响。六溴代二苯核合成与钠、放射性Al 26和重镁同位素的产生有关，可能是球状星团中观测到的O、Na、Mg和Al丰度异常的原因。我们用基于完整恒星演化模型的分析代码对HBB进行建模，因此我们可以快速覆盖大的参数空间。反应速率首先单独变化，然后一起变化。这产生了连锁效应，其中一个反应速率的增加影响反应链下游的同位素的产生。我们发现Ne22，Na23和Al26的产率是最容易受到当前核反应速率的不确定性。
2006-07-24 astro-ph
Reaction rate uncertainties and the operation of the NeNa and MgAl chains during HBB in intermediate-mass AGB stars
我们测试质子捕获反应速率的不确定性的影响的Ne，Na，Mg和Al同位素的丰度处理的NeNa和MgAl链在热的底部燃烧（HBB）在渐近巨星分支（AGB）恒星的中间质量之间的4和6太阳质量和金属丰度之间的Z=0.0001和0.02。我们提供的AGB恒星产量的不确定性范围内，包括在银河系化学演化模型，并表明反应速率是最重要的，应该更好地确定。我们使用一个快速的合成算法的基础上详细的AGB模型。我们运行了大量的恒星模型，每次改变一个反应，以获得非常精细的数值网格，以及同时进行所有反应。我们发现，有不确定性的产率的所有氖，钠，镁和铝同位素由于不确定的质子捕获反应速率。最不确定的产额是26 Al和23 Na（两个数量级的变化），24 Mg和27 Al（一个数量级以上的变化），20 Ne和22 Ne（2和7之间的变化）。为了从IM-AGB星获得更可靠的Ne、Na、Mg和Al产额，需要更精确测定的速率为：22 Ne（p，g）23 Na，23 Na（p，g）24 Mg，25 Mg（p，g）26 Al，26 Mg（p，g）27 Al和26 Al（p，g）27 Si。详细的银河系化学演化模型应该建立，以解决我们的不确定性范围的影响有关的HBB核合成，如球状星团化学异常的观测约束。
2007-03-05 astro-ph
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…
2007-12-21 astro-ph
Reaction Rates Uncertainties and the Production of F19 in AGB Stars
我们提出了核合成计算和由此产生的19 F恒星产量为一个大的模型，具有不同的质量和金属丰度。我们发现，氟的生产取决于对流脉冲的温度，初级12 C的量混合到信封第三疏通和部分混合区的范围。然后，我们进行了详细的分析的反应速率参与生产的19 F和他们的不确定性的影响。我们发现，主要的不确定性与14 C（α，γ）18 O和19 F（α，p）22 Ne反应速率。对于这两个反应，我们提出了新的估计率和它们的不确定性。部分混合区的重要性降低时，使用我们的估计为14 C（α，γ）18 O率。考虑到与部分混合区有关的不确定性和与核反应有关的不确定性，在AGB星中观测到的19 F增强的最高值与模型不匹配。这是一个必须通过更好地理解部分混合区中的形成和核合成来修正的问题，也与减少14 C（α，γ）18 O反应速率的不确定性有关。同时，在AGB核合成的计算中应考虑对流包层底部冷底处理的可能影响。这个过程原则上可以通过降低恒星表面的C/O比来帮助匹配观测到的最高19 F丰度，同时保持19 F丰度不变。
2004-07-27 astro-ph
The circumstellar shell of the post-AGB star HD 56126: the $^{12}$CN/$^{13}$CN isotope ratio and fractionation
我们在AGB后恒星HD~56126的光谱中探测到了$^{12}$ CN和$^{13}$ CN紫红色系统的拱星吸收线。由合成谱分析，我们导出了一个多普勒展宽参数：$b=0.51\pm0.04$ km~s $^{-1}$，$^{12}$ CN/ $^{13}$ CN $=38\pm2$，以及$^{12}$ CN/ $^{14}$ CN和$^{12}$ C $^{14}$ N/ $^{12}$ C $^{15}$ N上的$2000$下限。本文计算了HD~56126星周壳层的一个简单化学模型，该模型考虑了CN和C-$^{+}$之间的气相离子-分子反应。由此我们推断，该反应导致CN的同位素分馏。考虑到同位素交换反应和观测到的$^{12}$ CN/ $^{13}$ CN，我们发现$^{12}$ C/ $^{13}$ C $\sim 67$（代表$T_{\rm kin}=25$ K）。我们的分析表明，$^{12}$ CN比$^{13}$ CN具有稍高的转动温度：分别为$T_{\rm rot}=11.5\pm0.6$和$8.0\pm0.6$ K。我们确定这种差异的激发温度，其中$N''$依赖的同位素交换反应的可能原因。
1997-11-15 astro-ph
The impact of the 18F(a,p)21Ne reaction on asymptotic giant branch nucleosynthesis
我们提出了详细的模型，低和中等质量的渐近巨星分支（AGB）的恒星和不包括在核网络中的18F（a，p）21 Ne反应，该反应的速率最近已被实验评估的第一次。该反应的较低和推荐的测量速率对恒星产额的影响可以忽略不计，而速率的上限影响19 F和21 Ne的产生。19 F的恒星产额增加了约50%，达到4.5倍，21 Ne增加了约2倍，达到9.6倍。虽然18}F（a，p）21 Ne反应与18 O反应竞争，但释放的额外质子被18 O捕获以促进18 O（p，a）15 N（a，g）19 F链。使用速率上限得到的19 F丰度较高，有助于匹配AGB星中观察到的[F/O]比，但仅适用于大的C/O比。提出了额外混合工艺来帮助解决这个问题。18F（a，p）21 Ne速率可能更接近其上限的一些证据是，He间壳层中较高的21 Ne/22 Ne比值为AGB星碳化硅颗粒的Ne同位素组成提供了解释。这需要通过18 F（a，p）21 Ne反应速率的未来实验来证实。从AGB恒星获得精确的氟产量将是解释碳增强贫金属恒星中该元素观测结果的基础。
2007-12-18 astro-ph
Self - consistent treatment of dynamics and chemistry in the winds from carbon-rich AGB stars. I. Tests of the equilibrium and kinetic chemical codes
本文的主要目的是执行测试我们的（化学和动力学）代码，这将是在自洽的动力学和化学建模风从富C AGB星。我们使用化学平衡程序来测试不同的解离常数数据库。我们还使用动力学代码计算了气体的平衡含量，该代码包括Willacy & Cherchneff（1998）研究的中性-中性反应的化学网络。测试了使用天体化学2005年UMIST数据库（UDFA 05）更新的反应速率的影响。局部化学平衡计算表明，NIST数据库相当好地再现了Willacy & Cherchneff（1998）的平衡浓度，而Tsuji（1973）解离常数的一致性要差得多。最重要的发现是，用Willacy & Cherchneff（1998）的反应网络动力学程序得到的稳态解与化学平衡解是不同的。特别是，CN和C2，这是重要的不透明度来源是相对于热力学平衡不足，而含O分子（如SiO，H2O和OH）是过剩的。在通过来自UDFA 05数据库的数据更新反应速率之后，含O物质的一致性变得更好，但是含C物质的不一致性仍然存在。
2007-02-24 astro-ph
Convective proton and He3 ingestion into helium burning: Nucleosynthesis during a post-AGB thermal pulse
在恒星演化的后AGB阶段，热脉冲可能导致一种独特的轻元素核合成模式。该阶段是通过将未处理的包封材料摄入到下面的热氦闪对流区来设置的。如果温度足够高，C12丰度足够高，（例如T_8 > 0.8，X（C12）~ 0.4和X（H）~ 1 E-3）质子与C12反应并形成C13的速度比破坏Be 7的速度更快。后者是在通过ppI反应He 3（He 3，2p）He_4（T_8 ~ 1）。根据温度的不同，所有的He 3在几分钟到几周内燃烧殆尽。Be 7现在以大约先前提到的He 3的水平存在。其进一步的命运由反应Be 7（e-，nu）Li 7和Be 7与Li 7的α-捕获反应决定。这些捕获导致Be 11的产生，而Be 11最终被Be 11（alpha，n）N14$破坏。这种在真实恒星中产生轻元素的机制的细节预计将相当依赖于混合的描述。
2000-10-05 astro-ph
On the formation and abundance of CO in AGB envelopes
一般认为，根据经验，一氧化碳在AGB星的包层中很早就形成了，它消耗了大部分的碳或大部分的氧，这取决于光球层是富氧还是富碳。\rm这项工作集中在后一种情况下，与量化的剩余部分的气态碳，然后可用于形成碳质颗粒的目的。由于AGB星（可能）是宇宙碳颗粒的主要提供者，因此这一剩余部分对于建立当前颗粒模型的有效性至关重要。在这里，我们使用一个动力学处理，以遵循拱壳的化学演化走向稳定状态。它示出的残余分数基本上取决于原始的气态碳和氧的原子比，和CH形成的C和H原子碰撞的横截面。它位于每百万氢原子55至144个碳原子之间，取决于未知反应速率和宇宙碳丰度所采用的值。这比上面提到的经验法则所预测的要大得多。目前的结果强烈地依赖于反应C+H->CH的速率：远离热力学平衡（这是这里的情况），如果该速率像通常假设的那样低，则不能形成CO。因此，我们通过对反应进行化学建模来估计这一速率，发现它确实要高得多，并且高到足以产生与观测相符的CO丰度。精确的实验速率测定是非常需要的。
2008-08-20 astro-ph
Nucleosynthesis in intermediate mass AGB stars
本文总结了中等质量渐近巨星分支（AGB）星核合成的主要场所。然后，我们讨论了一些详细的进化模型，以及如何这些已被用来创建一个合成的进化代码，计算的核合成非常迅速，使我们能够调查在一些不确定的参数在AGB的演变，如质量损失和疏浚的变化。然后，我们提出的C，C/O，Mg和Al的结果。我们还讨论了由于最近的NACRE汇编的反应速率的变化。
1999-12-15 astro-ph
Astrophysical factor for the neutron generator 13C(alpha,n)16O reaction in the AGB stars
反应13 C（alpha，n）被认为是AGB星s-过程的主要中子源。在低能量的截面是占主导地位的1/2+ 6.356 MeV的亚阈值共振17 O的贡献是确定了一个非常大的不确定性~1000%，在恒星温度。在这项工作中，我们进行了最精确的测定低能量天体物理S因子使用的间接渐近归一化（ANC）技术。用亚库仑α转移反应（6Li，d）测量了亚阈态的α粒子ANC。使用确定的ANC，我们计算了S（0），其结果是比NACRE编译中小一个数量级。
2006-05-18 astro-ph nucl-ex
The Bipolar Engines of post-AGB stars: Transient Dynamos and Common Envelopes
从球形渐近巨星分支（AGB）恒星转变为不对称后AGB（pAGB）天体的物理机制还知之甚少。特别是，PAGB天体外流中的多余动量表明，可能需要一个双星来提供额外的能量和角动量。从发动机中提取旋转能量可能是基本的，并且如果发电机在内部运行，则可以促进旋转能量的提取。在这方面，人们提出了单星磁流出模型作为产生和塑造Pne的机制，但这些模型忽略了大尺度磁场对流动的反作用。在这里，我们提出了一个短暂的$α-Ω$发电机运行在一个AGB星的信封在（1）一个孤立的设置和（2）一个共同的信封中，次级是一个低质量的同伴在AGB内部的螺旋。场对剪切的反作用被包括在内，并且差分旋转和旋转通过湍流耗散和坡印亭通量被消耗。对于一颗孤立的恒星，必须重新补充剪切力，以充分维持发电机。我们评论的能量要求，对流必须满足实现这一点。对于共同包络的情况下，一个强大的发电机可以导致作为同伴提供了额外的能源和角动量。
2007-12-14 astro-ph
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。
2004-10-12 astro-ph
AGB evolution with overshoot: hot bottom burning and dredge up
我们计算了大质量AGB星的模型与时间相关的混合和核燃烧的30种同位素和74个反应的自洽耦合。过冲与指数下降的速度场被认为是适用于所有阶段的演变和在所有的对流区域。发现非常有效的第三次疏浚，甚至过度补偿的氢耗尽的核心的增长后，一些热脉冲。当M> 4 Msol时，在有过冲的序列中发生热底部燃烧。在这些更大质量的AGB恒星中，碳星的形成被推迟，甚至被热的底部燃烧所阻止，尽管这是非常有效的挖掘。在混合和燃烧的同时，富锂AGB星的形成遵循Cameron-Fowler机制。对于6 Msol模型，发现最大Li丰度为Li（Li 7）=4.4。
2000-02-24 astro-ph
The Uncertainties in the 22Ne + alpha-capture Reaction Rates and the Production of the Heavy Magnesium Isotopes in Asymptotic Giant Branch Stars of Intermediate Mass
我们提出了新的速率为22 Ne（α，n）25镁和22 Ne（α，γ）26镁反应，与以前的估计相比，已大大减少了不确定性，我们研究这些新的速率如何影响生产的重镁同位素模型中的中间质量渐近巨分支（AGB）不同的初始组成的恒星。所有模型均存在深三次掏槽、热底燃烧和质量损失。计算使用了两种最常用的22 Ne + α率估计值以及新的推荐率，并结合了它们的上限和下限。本研究的主要结果是，与新的利率，从镁到P来自22 Ne + α-捕获率同位素生产的不确定性已大大降低。因此，我们已经删除了一个重要的不确定性来源的影响模型的AGB星。我们已经研究了不同的质量损失率对核合成的影响，并讨论了其他不确定性的物理计算恒星结构，如对流的建模，包括一个部分混合区和对流边界的定义。当使用我们的新估计时，发现这些不确定性比来自22 Ne + α捕获率的不确定性大得多。AGB模型的这种状况还有待进一步改善。
2006-01-27 astro-ph
Nucleosynthesis of s-elements in zero-metal AGB stars
与先前的预期相反，最近的零金属丰度恒星的演化模型表明，在AGB阶段开始时的混合情节的发展允许低质量和中等质量的恒星经历热脉冲。如果这些恒星，像他们的金属丰富的同行，也经历了部分混合质子从富H包层到富C层的时间，第三次疏浚，广泛的中子俘获核合成导致生产的s-过程核铅和铋。基于恒星AGB模型的核合成计算假设在第三次疏浚时对流包络线以下的参数化H-丰度分布。尽管不存在Fe族元素，但13 C（alpha，n）16 O反应产生的大中子通量导致从C-Ne同位素上的中子捕获开始有效地产生s过程元素。提供部分混合的质子发生，它表明，人口III AGB星应富集在S-过程elementand整体在铅和铋。
2001-09-06 astro-ph
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。
2006-10-16 astro-ph
Mg and Al Yields from Low and Intermediate Mass AGB stars
我们研究了在渐近巨枝模型中铝和重镁同位素的产生。我们发展的模型具有广泛的初始质量（1和6 Msun之间）和组成（Z=0.02，0.008，0.004）。我们发展的模型，从主序列前，通过所有中间阶段，包括核心氦闪光，接近年底的热脉冲AGB阶段。我们进行了详细的核合成计算，从中我们第一次确定，镁和铝同位素的生产作为恒星质量和组成的函数。从我们的模型，我们计算恒星产额适合银河系化学演化模型。最大质量的AGB模型产生富中子镁同位素，并通过热底部燃烧产生大量的Al-26。我们注意到，计算受到许多不确定性的影响，例如第三次疏浚、质量损失和核反应速率的模拟。
2003-05-01 astro-ph
The s-process in rotating AGB stars
讨论了旋转AGB星辐射脉冲间相的s过程。由于差异旋转，质子混合到富C12层热脉冲后，在所谓的第三疏浚插曲的过程中。我们遵循的时间演化的关键同位素丰度在相关层的后处理代码，其中包括时间依赖的混合和核合成。在旋转AGB模型中，由于在脉冲-核界面处的角速度的陡峭梯度，混合在整个脉冲间阶段持续。当以这种方式形成的含有质子和C12的层变得更热时，C13口袋以自然的方式形成。然而，在这种情况下，N14也形成并分布在整个C13袋上。我们在我们的网络中包括中子消耗N14（n，p）反应，并确定它在多大程度上减少了反式铁元素的产生。我们建议，旋转可能是负责传播的效率的C13中子源所需的观测。
2002-02-04 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
Full computation of massive AGB evolution. II. The role of mass loss and cross-sections
在系统的探索过程中的不确定性与输入的微观和宏观物理在建模的中等质量的恒星在其渐近巨分支（AGB）阶段的演变，我们专注于核反应率和质量损失的作用。我们考虑质量3<M/Msun<6.5的球状星团典型金属丰度，Z=0.001，并比较了用NACRE或Cameron & Fowler（1988）截面计算30个元素网络的热底部燃烧（HBB）的完整核合成所获得的结果。结果不同，特别是相对于Na 23核合成（这是更有效的NACRE的情况下）和镁同位素的比例。然而，对于这两种选择，CNO核合成表明，在我们的模型采用了非常有效的对流处理，C+N+O是恒定的两个因素。不同的质量损失率改变了六溴代二苯的物理条件和AGB相的长度，间接改变了化学产率。这些计算表明，我们的AGB模型的预测能力受到这些不确定性的破坏。特别是，目前似乎很难强烈地接受或否定这些来源在球状星团（GC）的污染中起着关键作用。
2005-05-13 astro-ph
What we do and do not know about the s-process
AGB星是$s$ -过程主要成分的来源。在这里，我们讨论的性质，这是合理的众所周知的和那些仍然遭受很大的不确定性。在前一种情况下，我们相当肯定AGB星的$s$过程贡献来自质量在1到3之间的$\msun$，主要的中子源是$^{13}$ C $(α$，n）$^{16}$ O反应.在后一类中，仍然是$^{13}$ C-口袋的形成机制。试图包括旋转似乎抑制中子俘获反应。解释这些观测结果似乎需要一个$^{13}$ C口袋大小的分布，因此必须涉及一些随机过程，如旋转。
2005-05-19 astro-ph
Discovery of Interstellar CF+
本研究借助IRAM 30米和APEX 12米望远镜，首次在猎户座Bar区域探测到星际CF+离子，其观测柱密度与理论预测相符，验证了星际氟化学理论，支持HF是星际氟主要储库的观点。
2006-03-08 astro-ph
s Process in low-mass Asymptotic Giant Branch Stars
s过程的主要成分是由低质量恒星（1.5到3 Mo之间）产生的，当它们第二次爬上红巨星分支并经历一系列被称为热脉冲的He壳闪光时。在两个后续热脉冲之间相对较长的时间（10^5年）内，缓慢的中子通量是由13 C（a，n）16 O反应提供的，该反应发生在这些恒星富氦和富碳地幔中的薄13 C口袋中。第二个临界中子爆发发生在热脉冲期间，它由22 Ne（a，n）25 Mg反应提供动力。本文综述了低质量AGB星核合成模型的研究现状。对流混合和核过程之间的复杂耦合的知识的进展，这使得表面富集的C和S-过程元素，连同有关的物理机制驱动的13 C口袋的形成的假设。为了说明的能力和限制的理论，更新的计算2 Mo恒星结构与太阳化学成分的报告。这个模型是通过在恒星演化程序中加入一个完整的核网络（从H到Bi，在s-过程路径的终点）而得到的。预测的表面组合物的修改过程中发生的AGB的演变示出。讨论了AGB模拟的新挑战，即富C和富S极贫金属星的研究。
2005-01-19 astro-ph
Nucleosynthesis in evolved stars with the NACRE compilation
根据NACRE汇编（Angulo et al. 1999）中推荐的反应速率，对演化的（RGB和AGB）低质量恒星的核合成进行了综述。我们使用恒星核合成的参数模型来研究目前仍然存在的核数据的不确定性，并给出了一个关键的角度来看，由此产生的化学丰度的演变。我们讨论特别是（i）NeNa和MgAl模式的氢燃烧的背景下观察到的化学异常的RGB球状星团星，（ii）氦燃烧的热脉冲的AGB星。
1999-10-15 astro-ph
Nucleosynthesis and mixing on the Asymptotic Giant Branch. III. Predicted and observed s-process abundances
本文给出了不同金属丰度和初始质量的AGB星s过程核合成的计算结果。这些计算是基于先前发表的恒星演化模型，该模型解释了AGB后期发生的III疏浚现象。中子的产生是由13 C（α，n）16 O反应在脉冲间隔期间在一个微小的层在顶部的He和C丰富的壳辐射平衡。富集硫的物质随后通过III挖掘与包层混合，并且在每个热脉冲之后计算包层成分。我们遵循的Ba-峰元素（重S，或'HS'）和Zr-峰的（轻S，或'LS'），其对数比[HS/LS]的光球丰度的变化通常被采用作为S-过程效率的指标。的理论预测进行比较与发表的丰度的S元素的银河系AGB巨星类MS，S，SC，后AGB超巨星，并为各类双星。一般的意见证实了复杂的依赖关系的n捕获金属丰度。他们认为，在不同恒星中燃烧的13 C丰度存在适度的差异。虽然需要额外的观察，一个很好的理解已经实现了在AGB的s-过程操作。研究了几颗富硫星在不同金属丰度下的详细丰度分布，包括轻元素（CNO）。
2001-04-26 astro-ph
s-Process Nucleosynthesis in Carbon Stars
本文首次对银河系N型碳星中S元素含量进行了详细的均匀分析。Sr，Y，Zr（低质量S-元素，或ls）和Ba，La，Nd，Sm和Ce（高质量S-元素，hs）的丰度是使用光谱合成技术从高分辨率光谱导出的。分析的N星的金属丰度接近太阳，并且显示出适度的S元素增强，类似于S星，但小于之前唯一的类似研究（Utsumi 1985），也小于超巨星后AGB星。这与目前对巨星中包层s元素丰度的理解一致，在AGB阶段，s元素丰度沿着光谱序列M-->MS-->S-->SC-->C增加。我们比较了观测数据与最近的$s$过程核合成模型不同的金属丰度和恒星质量。低质量AGB星模型（M < 3 M_o）与s-元素观测结果符合得很好。在低质量的AGB星中，13 C（alpha，n）16 O反应是s-过程中子的主要来源;然而，在不同的恒星中燃烧的13 C丰度必须存在适度的扩散。通过结合来自Tc检测、红外颜色以及恒星质量、金属丰度和最终C/O比之间的理论关系的信息，我们得出结论，这项工作中研究的大多数（或者可能所有）N星都是本征的热脉冲AGB星;它们的丰度是第三次疏浚操作的结果，而不是归因于二元系统中的质量转移。
2002-07-11 astro-ph
Evolution and Yields of Extremely Metal Poor Intermediate Mass Stars
计算了5种初始质量（2 ~ 6 Msun）、金属丰度Z=0.0001的中等质量恒星从主序星到AGB尖端的演化恒星演化轨迹。详细的一维结构和演化模型包括指数超调，质量损失和一个详细的核合成网络与更新的核反应率。该网络包括一个两粒子重中子汇近似中子密度在He壳闪光。它示出了如何中子捕获核合成是重要的，在非常低的金属丰度的模型中形成轻中子重的物种，如钠或重氖和镁同位素。模型具有高分辨率，这是第三次挖掘建模所需的。当所有包膜质量丢失时，从主序列前到AGB结束，遵循所有序列。详细的结构和化学模型的属性以及产量。这组恒星模型是基于标准假设和更新的输入物理。它可以面对极端贫金属星的观测，并可用于评估AGB星在相应低金属量的某些球状星团成员丰度异常起源中的作用。
2004-07-28 astro-ph
The formation and evolution of hydrogen-deficient post-AGB white dwarfs: the emerging chemical profile and the expectations for the PG1159-DB-DQ evolutionary connection
本文旨在探索缺氢后AGB白矮星的形成和演化。为此，我们计算了一个初始2.7 M太阳恒星从零龄主序星经过热脉冲和质量损失阶段到白矮星阶段的完整演化过程。特别注意的是在整个演化过程中的化学丰度的变化。考虑了同时处理由核反应、扩散过冲、盐指和对流引起的丰度变化的时间依赖性方案。我们采用了双扩散混合长度对流理论的流体成分梯度（Grossman & Taam 1996）。因此，这项研究可以被认为是对其在低质量恒星中性能的测试。此外，在白矮星演化过程中，考虑了多组分气体随时间变化的元素扩散。详细探讨了白矮星早期冷却分支上最后一次氦热脉冲和随后的再一次氦热脉冲所对应的演化阶段。在这些考虑了白矮星祖先演化历史的新的演化模型框架下，研究了PG 1159星和DB白矮星演化的相关问题。计算的范围扩展到富氦、碳污染的DQ白矮星，目的是探索PG 1159-DB-DQ演化联系的可解释性。在这方面，在脉动DB白矮星的双层化学结构的影响进行了研究。研究的另一个方面涉及PG 1159阶段质量损失事件对DB和DQ白矮星外层化学分层的影响。
2005-01-31 astro-ph
Rubidium-Rich Asymptotic Giant Branch Stars
关于AGB星中丰中子元素核合成的一个长期争论的问题是中子源的确定。我们报告了银河系中的中等质量（4到8个太阳质量）AGB恒星，它们富含铷，这是由于长寿命放射性同位素87 Rb的过量生产，正如40年前理论上预测的那样。这是一个直接的观测证据，证明22 Ne（alpha，n）25 Mg反应是这些恒星的主要中子源。这些恒星挑战了我们对中等质量恒星演化后期阶段的理解，并将促进早期太阳星云中高度可变的Rb/Sr环境。
2006-11-09 astro-ph
Evolution and Nucleosynthesis of Zero Metal Intermediate Mass Stars
提出了质量在4 ~ 8 Mo，Z=0，Y=0.23的新恒星模型。这些模型从主序前一直发展到渐近巨分支（AGB）。与以前的说法不同，我们发现这些更新的恒星模型在AGB阶段确实经历了热脉冲。特别是，我们表明：a）在质量大于6 Mo的模型中，第二次疏浚能够提高包层中的CNO丰度，足以允许“正常”AGB演化，在这个意义上，热脉冲和第三次疏浚停留在; b）在较低质量的模型中，氢燃烧壳层中CNO循环的效率由3alpha反应局部产生的碳控制。然而，氦燃烧壳层在早期AGB之后变得热不稳定。这些弱氦壳闪光引起的上覆层的膨胀本身不足以深度穿透对流包层。然而，紧接着，达到最大亮度的He闪光和对流壳系统地形成在富H信封的基础。这个对流壳层的最里面的部分可能重叠的底层富碳区域留下的壳间对流在热脉冲，使新鲜的碳被疏浚在一个“热”的富氢环境和H闪光发生。这种闪光有利于已经由弱热脉冲开始的最外层的膨胀，并且发生对流包层的更深穿透。然后，包层中的碳丰度上升到一个足够高的水平，这些模型的进一步演化非常类似于更富含金属的AGB星。这些恒星是原生碳和氮的重要来源。
2001-03-07 astro-ph
Circumstellar water vapour in M-type AGB stars: Radiative transfer models, abundances and predictions for HIFI
目的：通过详细的辐射转移分析，我们确定了6颗M-型渐近巨星支星包层中的星周水丰度。该模型还用于预测H2O谱线发射即将到来的赫歇尔/HIFI任务。研究方法：我们使用红外空间天文台长波长光谱仪光谱来约束ortho-H2O的星周分数丰度分布，使用非本地的热平衡，和非本地的，辐射转移代码的基础上的加速lambda迭代形式主义。通过基于Monte-Carlo方法的CO谱线发射辐射转移模拟，确定了样本星的质量损失率和动力学温度结构。星周尘埃颗粒的密度和温度分布是通过光谱能量分布模型使用公开可用的代码Dusty确定的。结果如下：除WX Psc外，其它测得的正H_2O相对于H_2的丰度介于1 e ~（-4）~ 1.5e ~（-3）之间，它的正H_2O丰度估计值较低，仅为2 e ~（-6），可能表明H_2O吸附在尘埃颗粒上或最近的质量损失率调制。估计丰度的不确定性最多只有几个因素。结论：在大多数来源中发现的高水丰度表明，要么“正常”化学过程在产生H2O方面非常有效，要么非局部热平衡大气化学、谷物表面反应或H_2O的释放（例如，从像柯伊伯带物体这样的冰体）发挥作用。我们提供的预测ortho-H2O线的Herschel/HIFI的光谱窗口。
2010-04-14 astro-ph
Chemical analysis of carbon stars in the Local Group: I. The Small Magellanic Cloud and the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
我们提出了我们正在进行的化学研究的碳星在本星系群的第一个结果。我们使用光谱UVES在8.2米Kueyen-VLT望远镜和一个新的网格的球形模型的冷富碳星，其中包括多原子不透明度的气氛，进行了全面的化学分析的一个碳星，BMB-B~30，在小麦哲伦云（SMC）和两个，IGI 95-C1和IGI 95-C3，在人马座矮椭球（Sgr dSph）星系。我们的主要目标是测试依赖于恒星的金属丰度的S-过程核合成和混合机制发生在AGB星。对于这三颗恒星，我们发现重要的s-元素的增强相对于平均金属丰度（[M/H]），即[s/M] $\approx$ +1.0，类似于银河系AGB星中发现的数字类似的金属丰度。属于第一和第二s过程丰度峰的元素之间的丰度比，对应于中子幻数N=50的核（88Sr，89Y，90Zr）和N=82（138 Ba，139 La，140 Ce，141 Pr），与低质量的理论预测非常吻合（M $<3$ ~M $\_\odot$）贫金属AGB核合成模型，其中中子的主要来源是在长脉冲间期激活的$^{13}$ C $(α,n)^{16}$ O反应，该反应位于富He中间壳层的一个小口袋中。然而，推导出的C/O和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值更难与理论预期相一致。可能的解释，如这些碳星的组成或在AGB阶段的非标准混合过程（如{ \it冷底过程}）的操作的外在起源，讨论了收集的观测约…
2005-10-05 astro-ph
Nuclear Reaction Rate Uncertainties and Astrophysical Modeling. II. Carbon Yields from Low-mass Giants
计算了三个关键的核反应速率对渐近巨星分支星演化的影响。我们研究的情况下，一个恒星的初始质量为2Msun和Z=0.01的金属丰度，略低于太阳的金属丰度。从恒星内部挖出的核处理物质，以及碳的产量预测，对N14（p，gamma）O15和三α反应的速率很敏感。这些反应在演化后期的恒星氢和氦燃烧壳层中占主导地位。通过恒星演化计算传播的这两种速率的不确定性估计，导致碳富集和产量预测的不确定性约为两倍。另一个重要的氦燃烧反应C12（α，γ）O16，虽然在我们的研究中与最大的不确定性，并没有显着的影响丰度演变相比，其他建模的不确定性。这一发现仍然有效时，从主序列的AGB的尖端的整个演变被认为是。我们讨论了这里解决的速率不确定性的实验来源，并对未来的工作进行了展望。
2005-11-14 astro-ph nucl-ex
Astrophysical reaction rate for $α(αn,γ)$$^{9}$Be by photodisintegration
我们通过三体反应$α(αn,γ)$研究了形成$^{9}$ Be的天体物理反应速率。这个反应是一个关键的反应，它可以在A = 8的核系统中弥合质量差距，在α和中子丰富的环境中产生中到重质量的元素，例如超新星爆炸中的r-过程核合成，渐近巨星分支（AGB）星中的s-过程核合成，以及重子非均匀宇宙学模型中的原始核合成。为了计算热核反应速率在很宽的温度范围内，我们数值积分的热平均截面假设通过亚稳态$^{8}$ Be的两步形成。考虑了$^{8}$ Be基态的非共振和共振贡献。作为输入截面，我们采用了最新的实验数据的$^{9}$ Be与激光-电子光子束的光致衰变，其中涵盖了所有相关的共振$^{9}$ Be。我们以表格形式和分析形式提供了$α(αn,γ)^{9}$ Be在T $_{9}$ =10 $^{-3}$至T $_{9}$ =10 $^{1}$温度范围内的反应速率。将计算的反应速率与CF 88和NACRE汇编的反应速率进行比较。由于缺少非共振贡献，CF 88速率在$T_{9} > 0.028$下有效。在$T_{9} \geq 0.1$的温度范围内，CF 88的速率与目前的速率相差两倍。采用不同来源的$^{9}$ Be共振态实验信息得到的NACRE速率比$T_{9} \leq 0.028$的现有速率大4- 12倍，但与$T_{9} \geq 0.1$的$\pm 20 %$内的现有速率一致。
2002-10-21 astro-ph nucl-th
