First versus second generation planet formation in post common envelope binary (PCEB) planetary systems
我们从角动量演化的角度研究了绕后共包络双星（PCEBs）运行的行星，并得出结论，这些行星更有可能是第一代（FG）行星而不是第二代（SG）行星。FG行星是与母恒星一起诞生的，而SG行星则是由SG原行星盘形成的，SG原行星盘是在红巨星分支（RGB）阶段或渐近巨星分支（AGB）阶段由演化的主恒星的质量损失形成的。我们发现，在某些系统中，SG方案要求超过20%的SG原行星盘质量以行星为终点。虽然我们不能排除在这些系统中SG行星形成的可能性，但最终形成行星的质量比例远远高于行星形成理论中常用的值。另一方面，我们发现，对于每一个系统，我们可以建立一个祖先系统组成的主序星双星系统的轨道适当的行星。如果第二颗恒星与内行星发生共振，就可以做到这一点。为了解释祖星的性质，我们认为，在二级恒星的质量约为0.1- 0.2 Msun的情况下，它的形成方式与行星的形成方式相同，即，从一个磁盘。
2014-07-31 astro-ph.SR
Gaia DR 2 data and the evolutionary status of eight high velocity hot post-AGB candidates
从八个高速热后AGB候选者LS 3593，LSE 148，LS 5107，HD 172324，HD 214539，LS IV -12 111，LS III +52 24和LS 3099的Gaia DR 2数据中，我们发现其中六个具有精确的视差，这使得可以导出它们的距离，绝对视星等（M_V）和光度（log L/L_sun）。除LS 5107外，其余7颗星的有效温度（T_eff）在文献中都有准确的值。这些恒星中有些是贫金属的，有些没有星周尘埃壳。过去有些恒星的距离被估计为6~kpc，我们发现这是不正确的。精确的盖亚DR 2星云显示它们是相对较近的后AGB恒星。当与后AGB的演化轨迹相比，我们发现它们的初始质量在1M_sun到2M_sun的范围内。我们发现LSE 148的光度明显低于后AGB星，这表明它是一颗后水平分支星或后早期AGB星。LS 3593和LS 5107是来自盖亚DR 2的新的高速热AGB后恒星。
2020-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolutionary timescales from the AGB to the CSPNe phase
从渐近巨星分支（AGB）到最终白矮星（WD）阶段的转变可以说是低质量和中等质量恒星（$0.8 \lesssim M_{\rm ZAMS}/M_\odot\lesssim 8...10$）演化中最不为人所知的阶段。在这里，我们简要回顾了过去50年的进展，在后AGB阶段的恒星建模。我们表明，虽然主要的功能，如极端的质量依赖性后AGB的时间尺度已经存在于最早的后AGB模型，计算后AGB的时间尺度的定量值改变每次新的物理被包括在建模后AGB恒星及其祖先。然后，我们讨论的预测和最新可用的模型关于后AGB星的演化时间尺度的不确定性。
2019-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolutionary nature of RV Tauri stars in the SMC and LMC
根据它们的恒星参数和由于星周尘埃而存在的中红外过量，金牛座RV星被归类为后AGB星。然而，我们最近的研究揭示了金牛座RV恒星之间的不同SED，这表明它们可能也占据了其他进化通道。本文的目的是提出不同的SED RV金牛星的特点，并调查其演化性质作为其SED的功能。我们在SMC和LMC中对金牛座RV星进行了系统的研究，因为它们的距离和光度是已知的。他们的SED分为三类：灰尘（盘型），非灰尘（非IR）和不确定。周期光度颜色（PLC）的关系进行了校准。PLC的光度与使用SED发现的光度进行了补充，恒星被放置在HR图上。本研究的四个主要结果是：1）金牛座RV星具有明显的IR过剩，具有盘型SED，这表明尘埃被捕获在稳定的盘中。鉴于星系中圆盘型SED和双星之间的紧密联系，我们假设它们也是双星。这些涵盖了一系列的光度，我们认为，更明亮的是后AGB星，而较低的光度可能是后红巨星分支（后RGB）星。2)其中两个天体的平均亮度变化周期分别为916天和850天，这是由轨道运动期间的可变消光造成的。3)没有尘埃的金牛座RV星和具有不确定SED的天体的演化使得星周尘埃已经分散。如果它们是单星，它们是低初始质量的后AGB天体（$<$ 1.25 M $_\odot$），而如果它们是双星，样本中的低光度部分可能是后RGB恒星。4)我们发现带有尘埃的金牛座RV恒星平均比样本的其余部分更明亮。
2018-06-21 astro-ph.SR
Is 44 Tau in the post-MS contraction phase?
Scuti delta恒星44 Tau的演化阶段一直不清楚。最近的脉动研究声称主序和主序后膨胀模型。一项新的光度研究将44 Tau中检测到的频率增加到49个，其中15个是独立的模式。我们现在发现，以前被忽略的第三种可能性，后主序收缩阶段，是在观察到的频率范围，以及所有个别的径向和非径向模式的频率值非常一致。这些结果解决了以前在文献中的分歧，并证明了星震学可以确定恒星的演化状态。
2009-09-25 astro-ph.SR
Evolution and pulsations of population I post-AGB stars
对初始质量为$M_0=1M_\odot$、$1.5M_\odot$和$2M_\odot$的星族I星进行了演化计算，直到原行星状星云阶段。选定的模型后AGB演化序列与有效温度$3.6\times 10^3\,\mathrm{K}\lesssim T_\mathrm{eff}\lesssim 2\times 10^4\,\mathrm{K}$被用作自激恒星振荡计算的初始条件。首次用辐射流体动力学方程和含时对流方程的自洽解计算了径向脉动后AGB星的流体动力学模型序列。在这个有效温度范围内，后AGB星是基模振荡器，其周期随着恒星从$Π\approx 300$天到几天的演化而减小。周期波动是由非线性效应引起的，在有效温度$T_\mathrm{eff} < 5000$ K处最为显著。在$T_\mathrm{eff} \lesssim 6000$ K下，测辐射热光变化的幅度为$ΔM_\mathrm{bol}\approx 1$，并随着$T_\mathrm{eff}$的增加而迅速减小。在研究中获得的脉动周期作为有效温度的函数的理论依赖性可以作为一个标准的脉动变量的演化状态被怀疑是post-AGB星。
2019-07-02 astro-ph.SR
Rotating Wolf-Rayet stars in a post RSG/LBV phase. An evolutionary channel towards long-duration GRBs?
我们研究了银河系WR星的性质及其环境，以确定可能导致LGRB形成的演化通道。为了这个目的，我们编译可用的信息的spectropolarimetric属性，CS喷出物的存在下，和CS的速度在银河系WR星的环境。我们使用线性线去极化作为旋转的指标，星云形态作为恒星喷出物的指标，和速度模式的紫外线吸收功能作为CS环境中的速度增加的指标。我们发现，约23%的WR星与“可能的喷出物星云”占主导地位的人口WR星的旋光光谱签名的旋转，而WR星没有这样的星云很少显示旋转的迹象。相应的天体很可能是在前一个RSG或LBV阶段之后的早期阶段，并且由于WR阶段的强烈质量损失而尚未失去它们的角动量。从他们的光度周期，我们估计旋转参数的范围Ω = 0.04. 0.25，相当于中等转速36…每秒120公里。这些值是非常不确定的，但符合特定的表面角动量要求的LGRB祖。我们的研究结果表明，在银河系中，主要是“年轻”WR星后不久，RSG/LBV阶段显示旋光光谱签名。因此，它们的自转速率可能比大多数银河系WR星都要高。根据他们估计的比表面角动量，在这个阶段爆炸的恒星的一个分组可能代表一个进化的通道，在高金属丰度的LGRB，相当于银河系。
2012-10-12 astro-ph.SR
Dynamical Masses for 23 Pre-Main Sequence Stars in Upper Scorpius: A Critical Test of Stellar Evolutionary Models
本研究基于CO盘气体开普勒运动测得23颗上天蝎主序前恒星的动力学质量，发现多数演化模型低估质量逾25%，而纳入磁场的模型表现最佳，并检验了尘埃质量–恒星质量关系。
2025-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precise Evolutionary Asteroseismology of High-Amplitude δ Scuti Star AE Ursae Majoris
恒星结构与演化理论是现代天文学的基础之一。星震学将恒星内部的信息通过全球振荡波带到恒星表面，使其变得可观测，从而可以精确地检测恒星内部的结构和演化状态。对于恒星演化速度（即恒星在特定演化阶段停留的时间尺度），由于人类文明演化历史的时间尺度与恒星之间存在着不可逾越的鸿沟，因此在大多数情况下只能通过不同演化阶段的恒星集合来粗略检验，而这些恒星的快照构成了我们对恒星演化的整体看法。恒星演化对脉动星结构和相应的全球尺度的影响将导致脉动模的微小周期变化，这是脉动星演化状态最有价值的指标，可以用单个恒星而不是恒星系综来检验恒星演化理论。本文报道了一颗高振幅$δ$ Scuti星AE，它处于后主序演化阶段，观测到的线性周期变化率实际上可以归因于它的演化效应。这一结果以前所未有的精度通过单颗恒星检验了从前MS到后MS的恒星演化理论，并可将该框架推广到其他类型的脉动星，进行精确的演化星震学研究，旨在检验现有恒星演化理论在不同演化阶段的表现，发现理论与观测之间的差异，并最终建立一个完整而精确的恒星演化理论来回溯每一颗恒星的历史。
2022-08-19 astro-ph.SR
A search for Galactic post-asymptotic giant branch stars in Gaia DR3
本研究利用Gaia DR3数据，通过拟合光谱能量分布并分析HR图位置，从文献中筛选出69个可靠的银河系post-AGB候选星，并提供了它们的物理与演化性质，验证了其平均质量与演化时间符合理论预期。
2024-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
First models of s process in AGB stars of solar metallicity for the stellar evolutionary code ATON with a novel stable explicit numerical solver
目的。我们描述的第一个S-过程后处理模型的渐近巨星分支（AGB）恒星的质量为3，4和5 M在太阳金属丰度（Z=0.018）计算使用输入恒星演化代码aton。方法.该模型计算与新的代码snuppat（S-过程核合成后处理代码的aton），包括对流过冲，导致形成的主要中子源，13 C的平流计划。每个模型都使用3个不同的自由过冲参数值进行后处理。包括在代码snuppat是新颖的帕坦卡-欧拉-德夫哈德显式数值求解器，我们用来解决微分方程的核网络系统。结果的结果进行比较，从其他的S-过程核合成代码（莫纳什，水果，和NuGrid），以及在AGB星，行星状星云，钡星的S-过程增强的观测。这种比较表明，相对较高的丰度的12 C在富氦层间的aton的结果，在作为过程的丰度模式，有利于第二个超过第一个s-过程的峰值，为所有的群众探索。此外，我们选择的对流，而不是扩散的数值方案的对流过冲的结果在显着的过程核合成也为5 M模式，这可能是与观测相矛盾。
2021-10-15 astro-ph.SR
Numerical versus analytical accuracy of the formulas for light propagation
对史瓦西度规中光传播微分方程的数值积分表明，在某些与实际观测有关的情况下，著名的后牛顿光传播解的误差可达16微弧秒。这项工作的目的是证明这一事实，确定这一误差的原因，并推导出一个精确到1微弧秒水平的分析公式，以满足高精度天体测量项目的需要（例如，盖亚）。在PPN和后线性参数$β$、$γ$和$ε$增广的Schwarzschild度规下，给出了光传播柯西问题和边值问题的后后牛顿解析解.使用分析上估计的每一个术语，我们调查后后牛顿条款可能发挥作用的观察员在太阳系中的1微弧秒的水平，并得出结论，只有一个后后牛顿条款仍然是重要的数值精度。这样，光传播的边界问题的解析解推导。该解包含后牛顿和后后牛顿阶的项，但对给定的1微弧秒的数值水平有效。推导出的解析解已被验证使用的结果的高精度数值积分的微分方程的光传播和发现是正确的，在水平远低于1微弧秒的任意观察者位于太阳系内。此外，起源后后牛顿条款相关的微弧秒的精度进行了说明。我们证明，这些条款的结果从一个不适当的选择碰撞参量在标准的后牛顿公式。
2010-02-15 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
White dwarf evolutionary sequences for low-metallicity progenitors: The impact of third dredge-up
我们提出了新的白矮星低金属丰度祖先的进化序列。白矮星序列是从完整的演化计算中得出的，该计算考虑了祖星的整个历史，包括热脉冲和后渐近巨星分支阶段。我们发现，对于范围在0.00003- 0.001的祖先金属丰度，并在没有碳富集，由于发生的第三次疏浚插曲，由此产生的H信封的低质量白矮星是足够厚，使稳定的H燃烧的最重要的能源，即使在低光度。这对白矮星的冷却时间有重大影响。这个结果是独立的热脉冲和后AGB阶段，和行星状星云阶段采用的质量损失率。我们的结论是，在第三次挖掘情节的情况下，低质量白矮星的演化的一个重要组成部分是由低金属丰度的祖先是由稳定的H燃烧。我们的研究开启了利用观测到的低金属量球状星团的白矮星光度函数来限制低金属量前身星的热脉冲AGB阶段第三次挖掘事件的效率的可能性。
2015-02-13 astro-ph.SR
Evolutionary status of W Vir pulsating variables
对初始组成为$Y_0=0.25$、$Z_0=10^{-3}$和初始质量为$M_0 = 0.82M_\odot$的星族II恒星从主序星到白矮星的恒星演化进行了计算。用Blocker质量损失速率公式（$0.01\leη_B\le 0.12$）中的参数的不同值计算了12个AGB和post-AGB进化序列。选定的模型的演化序列的质量$M=0.536M_\odot$，$0.530M_\odot$和$0.526M_\odot$的经验，由于最后的氦闪光的Hertzsprung-Russel图中的环被用作初始条件的流体动力学方程的解描述径向恒星振荡。径向基模脉动的不稳定区域从渐近巨星分支延伸到有效温度高达$T_\mathrm{eff}\approx 6\times 10^3$ K。流体动力学模型的脉动周期在15 ~ 50天之间，与W~Vir脉动星的周期一致。周期为$Π> 50$天的中间谱型基模振荡器模型位于半正则脉动变星区域的Hertzsprung-Russel图的上部。我们的结论是，W~Vir脉动变星是低质量的后AGB星，经历了最后的氦闪光。
2020-11-18 astro-ph.SR
Infrared Two-Color Diagrams for AGB stars, post-AGB stars, and Planetary Nebulae
我们给出了AGB星、post-AGB星和行星状星云（PNE）的各种红外双色图（2CD），并研究了它们可能的演化轨迹。我们使用现有文献中的星表，对银河系中的4903颗AGB星（3373颗富O星; 1168颗富C星; 362颗S型星），660颗后AGB星（326颗后AGB星; 334颗前PNe星）和1510颗PNe星进行了采样。对于目录中的每个对象，我们交叉识别IRAS，AKARI，MSX和2 MASS对应物。红外2CD可以提供有关尘埃包层和中心恒星的结构和演化的有用信息。为了在2CD上找到从AGB星到PNe星的可能演化轨迹，我们通过对中心星和尘埃壳层演化的简单而合理的假设，研究了后AGB星的光谱演化.我们进行辐射转移模型计算的分离尘埃壳周围的演化中心恒星在后AGB阶段。我们发现，理论尘埃壳模型轨道使用尘埃不透明度功能的无定形硅酸盐和无定形碳大致符合人口稠密的观测点的AGB星，后AGB星，和PNe的各种IR 2CD。尽管有些差异是不可避免的，理论后AGB模型轨道的端点通常收敛到大多数2CD上的观测点的区域。
2019-12-29 astro-ph.SR
A delta Scuti star in the post-MS contraction phase: 44 Tauri
Scuti delta恒星44 Tau的演化阶段一直不清楚。最近的星震研究已经提出了主序以及主序后演化扩展阶段的模型。然而，这些模型不能同时再现所有观测到的频率，模式不稳定性范围和基本恒星参数。最近的一项测光研究将44 Tau中检测到的独立模式数量增加到15个，新发现的5.30 c/d重力模式扩展了观测到的频率范围。目标。44 Tau的一个可能的进化阶段尚未被考虑：主序列后的整体收缩阶段。我们计算了星震模型，以检验在这个演化阶段的模型是否能更好地拟合观测到的频谱。方法.我们使用Dziembowski的脉动代码来计算径向和非径向模式的非绝热频率。两个径向模式和避免交叉的偶极模式的观察提出了强有力的约束模型。一个双参数过冲例程被用来确定对流核心上方的过冲层中元素混合的效率。结果我们发现，在MS收缩阶段后的脉动模型成功地再现所观察到的频率范围，以及所有个别的径向和非径向模式的频率值。如果假定在小的过冲层中元素有效混合，则7.79 c/d和9.58 c/d混合模的理论频率与观测值更符合。
2009-11-23 astro-ph.SR
Water maser detections in southern candidates to post-AGB stars and Planetary Nebulae
我们的目的是研究后AGB和PN演化阶段恒星包层中水脉泽的发生率和特征。我们已经使用了64米的天线在帕克斯（澳大利亚）寻找水脉泽发射在22 GHz，对一个样本的74个源的IRAS颜色特征的后AGB星和PNE，在10月$< -32 °$。在我们的样本中，39%的来源是PNe或PNe候选者，50%是后AGB恒星或后AGB候选者。我们已经探测到了四个新的水脉泽，它们都是光学遮蔽源：三个在PNe候选者中（IRAS 12405-6219，IRAS 15103-5754和IRAS 16333-4807）;一个在后AGB候选者中（IRAS 13500-6106）。PN候选者IRAS 15103-5754具有喷泉特征，它可能是这类PN中发现的第一个。我们证实了论文I中提出的趋势，即在AGB后阶段水脉泽的存在有利于具有大规模包络的遮蔽源。我们提出了水脉泽在后AGB和PN阶段的演化方案，其中“喷泉”脉泽可以在后AGB和早期PN阶段发展。后来的PNe将显示出低速脉泽发射，无论是沿着喷流还是靠近中心物体，只有中心脉泽留在更进化的PNe中。
2009-06-21 astro-ph.SR
The study of massive stars with 50 Msun initial mass at different evolutionary stages
我们将介绍几个大质量恒星在不同的演化阶段的研究结果，但具有相似的初始质量值：O-超巨星属于协会天鹅座OB 2，独特的LBV/后LBV-罗马诺的明星和两个沃尔夫-拉叶星-WR 156和FSZ 35。所有这些恒星都有类似的初始质量，约为50 Msun。它使我们能够在生命的不同时刻将它们视为一颗恒星，并有机会跟踪大质量恒星生命期间物理参数（如有效温度，光度，质量损失率，风速）和化学丰度的变化。重要的是要测试这些物体的当前进化理论。
2016-12-04 astro-ph.SR
Fundamental stellar parameters and age-metallicity relation of Kepler red giants in comparison with theoretical evolutionary tracks
光谱参数（有效温度、金属丰度等）是针对开普勒视野中约100颗红巨星的大样本确定的，这些红巨星的质量、半径和演化状态已经在星震学上得到了确定。这两种光谱和地震信息足以确定“光度与有效温度”图上的位置，并为每颗恒星分配适当的理论演化轨迹。利用这一优势，我们检验了这张图上的恒星位置是否真的与指定的轨道相匹配，这将在理论和观测之间进行有趣的一致性检查。结果表明，在大多数情况下（约90%，尽管在一些恒星如高质量红团巨星中发现了明显的差异），令人满意的一致性得到了证实，这表明最近的恒星演化计算实际上是可靠的。由于相关的恒星年龄也可以通过这种比较得到，我们推导出这些开普勒巨星的年龄-金属丰度关系，并发现以下特点：（1）所得的分布与以前对FGK矮星的结论非常相似。(2)随着年龄的增长，金属丰度的离散度逐渐增加。(3)然而，任何恒星年龄的最大金属丰度几乎保持平坦，这意味着超/近太阳金属丰度恒星存在于一个相当宽的年龄范围内，从~（2--3）x 10^8~yr到~10^10~yr。
2016-01-26 astro-ph.SR
AGB and Post-AGB Stars versus Planetary Nebulae and Young Stellar Objects: Properties in Visual and IR Bands
本研究利用IRAS、2MASS、AllWISE、Gaia DR3等数据集，通过颜色-星等图和双色图结合理论辐射转移模型，有效区分了银河系中AGB、post-AGB恒星、行星状星云和年轻恒星天体，并发现AGB和post-AGB恒星在可见光和红外波段最为明亮。
2024-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Post-AGB evolution much faster than previously thought
对于32个中心恒星的PNe，我们提出了他们的参数之间的新的演化序列内插。导出的恒星最终质量被限制在0.53和0.58 $M_\odot$之间，与白矮星质量分布的峰值非常一致。因此，推断的银河系隆起的恒星形成历史被很好地限制在3和11 Gyr之间，并与其他已发表的研究兼容。新的演化轨迹被证明是分析恒星生命后期阶段的一个非常好的工具。结果提供了一个令人信服的确认加速后AGB的演变。
2016-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eclipsing binary V658 Carinae (HD 92406) containing a shell star and a hot low-mass star in the post-Algol stage
对双星V658 Car（HD 92406）的进一步研究现在已经证实了它独特的主要特征，即一颗壳星的主要成分被一颗热的低质量恒星所遮蔽。很明显，这对双星系统处于大陵五之后的演化阶段，包含一颗快速旋转的主星和一颗收缩的热伴星。对旧的径向速度数据的分析表明，一颗较低质量的主星现在已经导致了对双星参数的修正。根据恒星模型，主星的质量应该是2.16 +/- 0.14 Msun，半径应该是1.64 +/- 0.04 Rsun，Teff应该是9700 +/- 500 K，基于已知的光谱类型A0 p。对于第二颗恒星1.46 +/- 0.04 Rsun和12750 +/- 700 K Teff已经被推导出来，并且与0.28 Msun的收缩白矮星前体的现有演化轨迹很好地拟合。我们的测光结果证实了凹的形状的大decretion盘周围的主星，现有的模型预测。
2018-05-11 astro-ph.SR
Population of post-nova supersoft X-ray sources
新星在光学爆发后会经历一个持续时间不等的超软X射线阶段。这种瞬变的超新星后超软X射线源（SSS）是M31中观测到的SSS的大多数。在本文中，我们使用Wolf等人的后新星演化模型来计算M31中的后新星SSS的预期人口。我们预测，根据关于新星WD质量分布的假设，在任何时刻，M31中都有大约250-600个（未吸收）0.2-1.0 keV光度L_x>10^36 erg/s的新星后SSS。它们的总未吸收光度约为10^39 erg/s。它们的光度分布在log（L_x）~37.7-38附近明显变陡，在L_x~2x10^38 erg/s处变为零，这是新星演化轨迹中达到的最大值。它们的有效温度分布大致呈幂律形状，微分斜率约为4-6，最高温度T_eff约为1.5 × 10^6 K。我们将我们的预测与2006年至2009年期间XMM-牛顿监测M31中心场的结果进行了比较。预测的超新星后SSSs的数量超过了观测到的数量的2-5倍，这取决于假设的WD质量分布在新星。这是很好的协议，考虑到数量和规模的不确定性所涉及的计算的后新星演化模型和它们的X射线输出。此外，只有在氢柱密度约为10^21 cm^-2的情况下，适度的星周吸收才能消除这种差异。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapid evolution of [WC] stars in the Magellanic Clouds
我们用南非大望远镜获得了14个麦哲伦星云行星状星云的新光谱，以确定其中心恒星的加热速率，并验证后渐近巨分支星的演化模型。我们将新光谱与前几年的观测结果进行了比较。五个行星状星云显示出随着时间的推移，兴奋程度有所增加。它们的四颗中心恒星在光谱中表现出[WC]特征，包括三个新的探测。这使得麦哲伦星云中PNE的[WC]中心恒星总数增加到10颗。我们比较了四个[WC]中心恒星与He燃烧后渐近巨星分支演化轨道和剩余的恒星与H燃烧轨道的加热速率。确定的加热速率是一致的H和He燃烧后渐近巨星分支星的演化模型。PNe的中心恒星显示出最快的激发增加，也是样本中最明亮的。这表明麦哲伦星云中的[WC]中心恒星比燃烧H的中心恒星演化得更快，并且它们起源于更大质量的祖先。
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot UV-bright stars of galactic globular clusters
我们用宽视场紫外望远镜对78个球状星团的紫外亮星族进行了普查。这个星族包含了后水平分支（HB）演化的不同阶段，包括热的后渐近巨星分支（AGB）恒星和后早期AGB恒星。有迹象表明，像球状星团这样的老恒星系统产生的后（早期）AGB恒星比目前进化模型预测的要少，但观测仍然很少。我们获得了其中11个紫外选择物体的FORS 2光谱（覆盖范围为-2.3<[Fe/H]<-1.0），我们将其与之前观察到的数据一起（重新）分析。我们使用了不同金属丰度的模型大气，包括超级太阳大气。在可能的情况下，我们使用紫外分光光度法验证了我们的大气参数，并在光谱中搜索金属线。我们计算了四个金属丰度制度的演化序列，并使用它们与信息一起的HB形态的球状星团估计预期的数量后AGB星。在11颗新的明亮的紫外线亮恒星中，有7颗是后AGB或后早期AGB恒星，两颗正在远离HB演化，一颗是前景白矮星，一颗是白矮星合并。因此，光谱学显然需要识别热紫外亮恒星的演化状态。对于较热的恒星，需要富含金属的模型光谱来再现它们的光学和紫外光谱，这可能会影响热后AGB恒星对演化种群紫外光谱的通量贡献。加上已发表的关于球状星团中其他热紫外亮恒星的信息，我们发现观测到的热后AGB恒星的数量与预测值基本一致，尽管数量仍然很低。
2019-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolutionary and pulsation properties of Type II Cepheids
我们讨论了在银河系和麦哲伦云中观测到的II型造父变星（TIICs）的脉动特性。武仙座BL [BLH，P<5天]、室女座W [WV，5<P<20天]、金牛座RV [RVT，P>20天]三个不同的亚群在不同的恒星系统中的周期（P）分布、光度振幅和星族比非常相似，表明它们有着共同的演化通道，对金属丰度和环境的依赖性也较弱。我们提出了一个均匀的理论框架的基础上水平分支（HB）的演化模型，设想TIIC主要是老（t<10陀螺仪），低质量的恒星。BLH被预测为后早期渐近巨星分支（PEAGB）恒星（双壳燃烧），即将到达它们的AGB轨道（第一次穿越不稳定带），而WV是PEAGB和后AGB恒星（氢壳燃烧）的混合，从冷到热（第二次穿越）。这表明它们是一组单独的变星。RVT被预测为后AGB星沿其第二次交叉（短周期尾）和热脉冲AGB星（长周期尾）的混合物，朝着它们的白矮星冷却序列发展。我们还提出了几套合成HB模型，假设沿HB的双峰质量分布。理论表明，与观测结果一致，TIIC脉动特性略微依赖于金属丰度。预测的周期分布和人口比例的BLHs同意相当好的观测，而WVs和RVT的几乎是一个因素的两个小和大的比观测，分别。此外，预测的周期分布的WVs峰值的周期短于观察到的，而RVT显示一个长周期的尾巴不支持的意见。我们研究了几种方法来解释这些差异，但需要更详细的计算来解决这些问题。
2020-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A newly discovered stellar type: dusty post-red giant branch stars in the Magellanic Clouds
背景：我们提出了一个新发现的低光度类，尘埃，在麦哲伦云的演变对象。这些物体有尘埃过剩，恒星参数和光谱能量分布类似的尘埃后渐近巨星分支（后AGB）的恒星。然而，它们的光度较低，因此质量较低。我们认为，由于二元相互作用，它们是从红巨星分支（RGB）而不是AGB进化而来的。目的：在这项研究中，我们的目标是将这些对象放在一个进化的背景下，并建立一个RGB二进制（如序列E变量）和我们的新样本的对象之间的进化连接。研究方法：我们将RGB双星后代的理论预测出生率与新样本物体的观测出生率进行了比较。结果：我们发现后RGB恒星的观测和预测出生率之间存在数量级的一致性。出生率的不确定性的来源进行了讨论，最重要的来源可能是观测的不完整性因素和后RGB的进化率。我们还注意到，合并是相对常见的低的RGB和恒星低的RGB与中红外过度可能最近经历了合并。结论：我们的样本尘埃后RGB星最有可能提供了第一个观测证据的一个新发现的阶段，在二进制的演变：后RGB二进制星周尘埃。
2016-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolutionary models for R Coronae Borealis stars
我们使用恒星天体物理学实验模块（MESA）来构建恒星演化模型，该模型可以达到像北冕座R（R CrB）恒星那样的缺氢富碳巨相。这些模型使用来自OPAL和AESOPUS的不透明度，这些不透明度涵盖了这些恒星的冷却，H缺乏，hoc增强的信封中的条件。我们比较模型，开始从同质的He星与模型构建后不久，他和CO白矮星（WD）合并复制的残余结构。我们强调，源自合并场景的模型有一个热重构阶段，可以持续到合并后的$\approx$ 1 kyr，这表明一些银河系物体应该处于这个阶段。我们说明了重要的作用，质量损失在设置寿命的R CrB星。使用类似AGB的质量损失处方，具有CO WD主成分$\lesssim 0.7\,M_\odot$的模型通常使R CrB相具有总质量$\approx 0.6-0.7\,M_\odot$，大致独立于合并后即刻的总质量。这意味着R CrB星的后代可能有一个相对狭窄的质量和光度范围作为极端的He星和一个相对狭窄的质量范围作为单一的WD。
2019-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
