Formation and Evolution of the Dust in Galaxies. I. The Condensation Efficiencies
对高z宇宙的兴趣日益增长，其中存在强烈遮蔽的物体，已经决定努力改善星系中尘埃形成和演化的模拟。三个主要的基本成分进入的问题，影响总的尘埃预算和尘埃颗粒的混合物：类型和数量的尘埃注入AGB星和SNae和吸积/销毁过程中的ISM尘埃。它们控制着ISM中气体和尘埃的相对丰度。在这项研究中，我们专注于星尘，并提出了一个数据库的冷凝效率的难熔元素C，O，Mg，Si，S，Ca和Fe的AGB星和SNae，可以很容易地应用于气态喷出物，以确定的数量和种类的难熔元素本地嵌入尘埃和注入ISM。最好的理论配方，目前在文献中估计的尘埃产生的SNAE和AGB星的数量进行了讨论，并为SNAE相比，观察到的问题，以获得线索。凝聚效率已被分析的背景下，在太阳附近和银河系盘的尘埃形成和演化的经典化学模型。表的系数（i）AGB星在不同的金属丰度和（ii）SNae在不同的密度n_H的ISM的SNa爆炸发生。特别是，我们展示了如何有争议的CNT近似广泛采用形成尘埃在SNAE，仍然给出了很好的结果，并同意来自观测的一些线索。然而，需要新一代的尘埃形成模型在SNAE解决最近出现的一些矛盾。一个简单的数据库的冷凝效率被设置为用于化学模型，包括灰尘的影响，并意味着模拟星系从原始的原星系到目前在本地宇宙中看到的。
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The inner wind of IRC+10216 revisited: New exotic chemistry and diagnostic for dust condensation in carbon stars
目标。我们模拟了碳星IRC+10216的内风化学，并考虑了恒星脉动引起的周期性激波对气体的影响，以遵循激波气体层中的非平衡化学。我们考虑一个非常完整的化学家族，包括碳氢化合物和芳香族化合物，卤素和含磷物种。导出的丰度进行比较，从大型调查和赫歇尔的最新观测数据。结果冲击诱导的IRC+10216的尘埃形成区的非平衡化学碰撞破坏的CO在冲击后的气体触发形成的O-轴承物种（H2O，SiO）。大多数模拟丰度与IRC+10216上Herschel数据的最新值非常吻合。氢化物形成了一个家庭的丰富的物种，被驱逐到中间包层。特别地，HF将所有原子氟捕获在尘埃形成区中。卤素也很丰富，它们的化学性质与恒星的C/O比无关。因此，HCl和其他含Cl的物种也应该存在于富O AGB或超巨星的内风中。我们确定了一个特定的区域范围从2.5 R* 到4 R*，多环芳烃的形成和增长。根据芳烃质量估算的碳尘-气体质量比范围为1.2 x 10^（-3）至5.8 x 10^{-3}，与现有观测值吻合良好。芳族化合物形成区域位于热层的外部，其中SiC 2作为碳化硅粉尘合成的副产物产生。最后，我们预测一些分子线将显示通量随脉动相位和时间的变化（例如，H2O），而其他物种则不会（例如，CO）。这些变化仅仅反映了在尘埃形成区的冲击气体中在脉动周期内破坏和重整分子的非平衡化学。
2012-05-17 astro-ph.SR
Hidden metallic iron in amorphous silicate dust? Insights from condensation experiments and mid-infrared spectroscopy
The University of Tokyo（东京大学）；Osaka Sangyo University（大阪产业大学）
研究通过凝结实验和中红外光谱学，揭示非晶硅酸盐尘埃中可能存在的金属铁，探讨其对尘埃性质的影响。
2025-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars II. Dust production at varying metallicity
本文给出了用COLIBRI程序计算的新恒星模型的热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）相的尘埃喷出物。我们使用的M和C-星的尘埃生长加上固定风的形式主义。在这种形式主义的原始版本中，M-巨星中硅酸盐尘埃最有效的破坏过程是H2分子的化学溅射。对于这些恒星，我们发现，尘埃颗粒只能形成在相对较大的径向距离（r~5 R*），在那里他们不能有效地加速，与其他调查。根据最近的实验室结果，我们还考虑了另一种情况，即硅酸盐的冷凝温度仅由生长和自由蒸发过程（即无化学溅射）之间的竞争决定。与后一种方法，我们得到的灰尘冷凝温度显着高于（高达Tcond~1400 K）时发现，包括化学溅射（Tcond~900 K），并在更好的协议与冷凝实验。因此，硅酸盐颗粒可以在星周包层的内部区域（r~2 R*）保持稳定，在那里它们可以快速生长并可以有效地加速。通过这种修改，我们的模型很好地再现了银河系M巨星的终极速度和质量损失率之间的观测趋势。对于C-星的形式主义是基于均匀的增长计划，其中的关键作用是由碳超过氧过剩。这些模型相当好地再现了银河系恒星的终极速度，而且没有必要对标准假设进行修改。随着金属含量的降低，碳过剩变得更加明显，粉尘形成的效率增加。这一趋势可能与最近的观测证据相矛盾，这些证据有利于降低金属丰度的效率。
2013-06-26 astro-ph.SR
The Role of Dust Clouds in the Atmospheres of Brown Dwarfs
新的光谱类别，L和T，是由尘埃云在其大气中的作用定义的，前者是由它们的存在而后者是由它们的去除和几乎不存在。此外，M到L和L到T的转变与硅酸盐和铁颗粒的凝聚和特征密切相关，相关的云在这些棕矮星的颜色和光谱中起着关键作用。这些天体的有效温度范围从$\sim$ 2200 K到$\sim$ 600 K，被大量发现，是一个新的领域，在这个领域中，凝聚化学和颗粒的光学性质具有天文学的重要性。在这篇简短的论文中，我总结了这种耐火材料在确定这些“恒星”的性质和理论处理的复杂性中所起的作用。
2009-02-10 astro-ph.SR
Analytic Expressions for the Inner-Rim Structure of Passively Heated Protoplanetary Disks
本文根据流体动力学模拟的结果，解析地导出了原行星盘内区结构的表达式。盘的内部可分为四个区域：气体温度在光学薄极限的无尘区、光学薄尘晕、光学厚凝聚锋和经典光学厚区。我们推导出尘埃晕中的尘埃-气体质量比轮廓使用的事实，部分尘埃冷凝调节温度的尘埃蒸发温度。在尘埃晕之外，有一个光学厚度的凝结锋，所有可用的硅酸盐气体都在那里凝结出来。冷凝表面的曲率由地面温度必须接近等于特征温度$\sim 1200{\,\rm K}$的条件决定。我们推导出中面温度在外部两个区域使用两层近似与附加加热的冷凝前的最外层区域。因此，整体温度分布是阶梯状的，在外部三个区域之间的边界处具有陡峭的梯度。边界可能充当行星陷阱，行星由于与气体盘的引力相互作用而停止向内迁移。两个最外层区域之间的边界温度与激活磁旋转不稳定性所需的温度相一致，这表明死区的内边缘必须位于该边界处。从我们的解决方案预测的死区内边缘的半径是$\sim$ 2-3倍，从经典的光学厚温度的预期。
2017-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Runaway growth of fractal dust grains
分形颗粒具有大的表面积，这导致更有效的冷凝。体积面积比恒定的特殊极限情况（对应于，例如，非常粗糙的颗粒表面或非致密的聚集体）从数学的观点来看是特别令人感兴趣的，也是方便的。如果尘埃颗粒从AGB星有“粗糙的表面”，它可能有重要的影响，我们了解尘埃和风的形成在AGB星。
2015-05-18 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants I. Basic criteria and dynamical models of M-type AGB stars
这项工作是正在进行的努力的一部分，旨在确定实际的风驱动器中观察到的尘埃物质在拱星信封。特别是，我们专注于一个强大的恒星辐射场和尘埃形成过程之间的相互作用。为了确定潜在的风驱动的尘埃物种的关键属性，我们使用详细的辐射流体动力学模型，其中包括一个参数化的尘埃描述，辅以简单的分析估计，以帮助物理解释的数值结果。所采用的尘埃描述的构造，以模仿不同的化学和光学尘埃特性，以系统地研究一个现实的辐射场的质量损失机制的第二阶段的影响。我们看到了不同的趋势，其中需要光学和化学尘埃特性的组合来触发外流。具有低凝结温度和近红外吸收系数随波长强烈降低的尘埃物质不会凝结到足够接近恒星表面的位置，从而被认为是潜在的风驱动者。我们的模型证实，金属铁和含铁硅酸盐是不可行的风驱动器，由于其近红外光学特性和由此产生的大冷凝距离。由于Ti的丰度低，TiO 2也被排除作为风驱动器。其他物种，如SiO2和Al 2 O3，是不太明确的情况下，由于光学和化学数据的不确定性，需要进一步的工作。一个强有力的候选者是Mg 2SiO 4，其晶粒尺寸为0.1-1微米，其中散射对辐射加速有显著贡献，如早期理论工作所建议的和最近的观测所支持的。
2012-09-10 astro-ph.SR
Tracing the phase transition of Al-bearing species from molecules to dust in AGB winds. Constraining the presence of gas-phase (Al2O3)n clusters
（略）我们的目标是限制尘埃形成的历史，在风的富氧AGB星。我们获得了空间分辨率为120 × 150质量的ALMA观测，追踪了低质量损失率和高质量损失率的AGB星R Dor和IK Tau的尘埃形成区。发射线配置文件的AlO，AlOH和AlCl的检测，并用于推导出下限的原子铝纳入分子。我们发现，气相铝化学是完全不同的两颗星，在AlO和AlOH丰度分层显着差异。这3个分子中的铝含量很小，<=1.1e-7，也就是说，这两颗恒星的铝含量仅<=2%。这为铝在晶粒中的结合留下了足够的空间。一个基本的结果是，AlO和AlOH，作为氧化铝颗粒的直接前体，被检测到远远超过粉尘冷凝的开始，证明氧化铝冷凝循环是不完全有效的。ALMA观测使我们能够定量评估当前一代的AGB风的理论动力化学模型。我们讨论了如何目前提出的方案铝尘埃凝聚低质量损失率AGB星在~1.5 Rstar的距离，特别是为明星R Dor和W Hya，提出了一个挑战，如果一个人希望解释的尘埃光谱特征的光谱能量分布（SED），在干涉数据，并在偏振光信号。特别地，估计的Al 2 O3的晶粒温度对于晶粒来说太高而不能保持它们的非晶结构。我们建议，大的气相（Al 2 O 3）n-集群（n>34）可以是在SED和干涉数据中的宽11微米功能的潜在代理商，我们解释了这些大集群可以形成。
2017-04-23 astro-ph.SR
Substellar-Mass Condensations in Prestellar Cores
我们提出了组合的亚毫米阵列（SMA）+单碟图像的（亚）毫米尘埃连续排放向两个星前核心SM 1和B2-N5在最近的星团形成区，$ρ$蛇夫座。我们的综合图像表明，SM 1和B2-N5分别由三个和四个凝聚体组成，质量为$10^{-2}-10^{-1}M_\odot$，大小为几百AU。单个凝聚体的平均密度为$10^8-10^9$ cm $^{-3}$，质量接近或大于临界Bonner-Ebert质量，表明自引力在凝聚体的动力学演化中起着重要作用.这些凝聚的合并时间尺度估计约为$10^4$年，这是可比的本地引力坍缩的时间尺度，这表明合并的凝聚，而不是吸积，在恒星形成过程中起着至关重要的作用。这些结果挑战了恒星形成的标准理论，即一个单一的，而不是无特征的星前核心坍缩形成最多几个凝聚体，每个凝聚体都可能演变成一个原恒星，被一个旋转的圆盘包围，行星在那里产生。
2012-09-17 astro-ph.SR
Dust-driven winds of AGB stars: The critical interplay of atmospheric shocks and luminosity variations
AGB恒星的风被认为是由脉动引起的冲击波和尘埃上的辐射压力共同驱动的。在动力学大气和风模型中，恒星脉动通常通过在模型大气的内边界处规定一个简单的速度和光度的正弦变化来模拟。我们的实验与不同形式的光度变化，以评估风速和质量损失率的影响，从简单的正弦配方进展到更现实的描述。使用国家的最先进的动力学模型的富C AGB星，一系列不同的不对称形状的光度变化和一系列的相位变化的光度变化相对于径向变化进行了测试。这些测试是在两个恒星大气模型上进行的。第一个模型有尘埃凝结，因此引发了恒星风，而第二个模型既没有尘埃也没有风。第一个模型与尘埃和恒星风是非常敏感的光度变化的适度变化。光度最小值和尘埃凝结之间存在着复杂的关系：改变最小光度对应的相位可以增加或减少质量损失率和风速。最大亮度决定了尘埃的辐射压力，而这反过来又对驱动风很重要。这些亮度变化的影响与尘埃的形成相结合。相比之下，没有灰尘的模型的结构几乎没有变化。通过引入相移和修改形状来改变光度变化，会影响风速和质量损失率。为了改进风模型，可能需要从三维动力学内部模型或恒星脉动模型中提取边界条件。
2016-03-22 astro-ph.SR
The Temporal Development of Dust Formation and Destruction in Nova Sagittarii 2015#2 (V5668 Sgr): A Panchromatic Study
我们提出了5-28微米SOFIA预报光谱补充全色X射线通过红外观测的CO新星V5668 Sgr记录的形成和破坏的尘埃在500天后爆发。在1090 K的温度下，爆发后82天，尘埃开始凝结。冷凝温度表明冷凝物是无定形碳。有一个逐渐减少的粒度和粉尘质量在恢复阶段。这里给出的绝对参数值是针对1.2 kpc的假定距离。我们的结论是，如果尘埃是无定形碳，产生的尘埃的最大质量是1.2 x 10-7太阳质量。平均晶粒半径增长到最大值为2.9微米，在720 K的温度下约113天时，壳的视觉光学深度为Tau = 5.4。最大晶粒生长之后，随后是一段时间的晶粒破坏。从第95天到第500天以后，用Swift检测X射线。由热白矮星产生的雨燕X射线计数率在第220天左右达到峰值，当时它的光谱是kT = 35 eV的黑体。温度，加上超软X射线的开启和关闭时间，表明WD的质量为1.1太阳质量。我们表明，X射线通量足以摧毁尘埃。我们的数据表明，尘埃事件后的X射线增亮不是由于尘埃破坏，这肯定会发生，因为尘埃对X射线来说是光学薄的。
2018-04-24 astro-ph.SR
High-temperature dust formation in carbon-rich astrophysical environments
本文使用大体积三相交流等离子炬在富碳环境下获得高温凝聚序列，通过动力学抑制凝聚场景建模验证了热力学预测，并展示了该方法在定量表征天体物理环境中尘埃成分与形成的潜力。
2024-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Dust formation in the oxygen-rich AGB star IK Tau
我们模拟合成的分子和尘埃的内风的富氧米拉型恒星IK头，通过考虑周期性的冲击引起的恒星脉动的气体的影响，并通过以下的非平衡化学的冲击气体层之间的1和10 Rstar。我们考虑了一套完整的分子和尘埃团，并结合成核阶段的尘埃形成与这些集群的凝聚成尘埃颗粒。我们推导出的分子丰度和尘埃的性质进行比较，最近的观测数据。化学反应用化学动力学网络描述，缩合机理用布朗形式主义描述。的冲击驱动一个活跃的非平衡化学在IK头的尘埃形成区的碰撞破坏的CO在冲击后的气体触发形成的含碳物种，如HCN和CS。大多数模拟的分子丰度同意以及来自赫歇尔数据的最新值。氧化铝簇在2 Rstar内产生，并导致氧化铝颗粒靠近恒星表面。硅酸盐的团簇在较大半径（r > 3Rstar）处形成，其中它们的成核由HSiO和H2SiO的形成触发。它们有效地浓缩并达到其最终的粒度分布在~ 6和8 R星之间，其中主要的中等尺寸颗粒群在~ 0.02微米处达到峰值。这两个尘埃壳配置同意最近的干涉观测。导出的IK Tau的尘埃-气体质量比在1- 6x 10 ^-3之间，与富氧的Mira型恒星的观测值一致。我们的研究结果证实了周期性冲击的重要性，在化学上塑造的内部风的AGB星，并提供气体条件，有利于有效的合成分子和尘埃的非平衡过程。
2015-10-16 astro-ph.SR
A hybrid steady-state magnetohydrodynamic dust-driven stellar wind model for AGB stars
我们提出了一个磁化混合风模型的渐近巨星分支（AGB）星的计算。该模型采用了典型的韦伯-戴维斯（WD）恒星风与尘埃颗粒的信封中的AGB星。由此产生的混合图像保留了两种类型风的特征。可以看出，这种组合要求粉尘参数（$Γ_{d}$）小于1，以实现流出。风中临界点的出现改变了尘埃驱动外流的性质，同时，尘埃凝结半径的存在改变了风的磁流体动力学（MHD）解的形态。在这种情况下，我们还研究了AGB星赤道上的磁冷点的影响及其对尘埃形成的影响;这与以前的研究结果是一致的。
2012-02-07 astro-ph.SR
Evidence of fast pebble growth near condensation fronts in the HL Tau protoplanetary disk
水和简单的有机分子冰在水雪线以外的可用于星子和行星形成的固体物质中占主导地位。在这里，我们分析ALMA长基线2.9，1.3和0.87毫米的连续图像的年轻恒星HL头，并建议观察到的排放下降是由于快速卵石周围的凝结丰富的挥发性物质的前增长。具体来说，我们表明，突出的最内倾角在13 AU的空间分辨的0.87毫米的图像，其中心半径是一致的预期中面凝结水冰前。此外，另外两个突出的倾角，在32和63 AU的距离，覆盖纯氨或氨水合物和笼形水合物（特别是与CO和N $_2$）从无定形水冰形成的中面冷凝前线。HL Tau在1.3和0.87 mm之间的光谱指数图显示，在凹陷内的流量比在统计上大于在磁盘中的附近区域的流量比。这种变化可以用一个有两个尘埃种群的模型来解释，其中大部分固体物质驻留在一个已经在倾角内增长到分米大小尺度的组件中。这种增长是符合最近的数值模拟挥发物凝结，粉尘凝结和沉降。
2015-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
TEM analyses of unusual presolar silicon carbide: Insights into the range of circumstellar dust condensation conditions
陨石样品中的前太阳碳化硅（SiC）颗粒可以帮助限制富碳恒星和核心坍缩超新星的星周凝聚过程和条件。这项研究介绍了我们对来自AGB星（四个主流和一个Y颗粒）和核心塌陷超新星（三个X颗粒）的八个前太阳SiC颗粒的研究结果，这些颗粒是根据μ-拉曼光谱特征选择的，这些特征表明它们具有不寻常的非3C多型体和/或高度的晶体无序。分析透射电子显微镜（TEM），它提供了元素组成和结构信息，显示了复杂的历史的晶粒的证据。我们的TEM结果证实了非3C，2 H晶畴的存在。微量元素的不均匀性和/或亚晶粒中观察到的所有颗粒分析其组成。母星的C/O比值从0.98到大于或等于1.03不等。我们的数据表明，SiC冷凝可以在广泛的条件下发生，其中温度以外的环境因素（例如，压力、气体组成、预凝聚相上的非均质成核）起重要作用。基于先前的μ-拉曼研究，约10%的SiC晶粒可能具有受晶体缺陷、孔隙度和/或亚晶粒影响的红外（IR）光谱特征。未来对复杂SiC颗粒的亚衍射极限红外测量可能会进一步揭示这些特征中的每一个对特征性IR 11 μm SiC特征的形状和位置的相对贡献，从而改善对AGB星（如产生前太阳SiC颗粒的那些）的红外光谱的解释。
2021-05-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamic atmospheres and winds of cool luminous giants, I. Al$_2$O$_3$ and silicate dust in the close vicinity of M-type AGB stars
高空间分辨率的技术提供了宝贵的见解AGB星的质量损失机制，这大概涉及到大气悬浮的脉冲诱导的冲击波和辐射压力尘埃的组合。观测结果表明，Al $_2$ O $_3$在形成硅酸盐之前，在大约2个恒星半径或更小的距离处凝聚。因此，Al $_2$ O $_3$颗粒是产生在几颗M型AGB星附近观测到的散射光的主要候选者，它们可能是硅酸盐在较低温度下凝聚的种子颗粒。我们基于隐式数值（DARWIN）构建了新一代动态大气和辐射驱动风模型，包括对Al $_2$ O $_3$和无铁硅酸盐（Mg $_2$ SiO $_4$）的颗粒生长和蒸发的时间相关处理。描述这些尘埃物种的方程求解的框架中的频率依赖的辐射流体动力学模型的大气和风结构，考虑到脉冲引起的冲击波和周期性的光度变化。Al $_2$ O $_3$在近距离和高浓度下的凝聚需要可见光和近红外区域的颗粒的高透明度，以避免辐射加热的破坏。对于太阳丰度，由于Al $_2$ O $_3$的辐射压力太低，无法驱动风。然而，这种尘埃种类可能对质量损失有间接影响。具有Al $_2$ O $_3$核心和硅酸盐地幔的复合颗粒的形成可以使颗粒生长领先，增加质量损失率和风速。此外，我们的实验核幔颗粒模型导致的变化的视觉和近红外颜色在脉动周期与观测非常一致。
2016-05-31 astro-ph.SR
Formation of dust grains in the winds of cool giants, PhD thesis 1992
本文研究了红巨星风中尘埃的形成机制，通过理论分析和参数研究，探讨了尘埃生长及质量损失公式，揭示了辐射压力在驱动恒星风中的作用。
2026-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin and evolution of the Galactic inventories of interstellar dust and its composition
星际尘埃是星系中物质的重要组成部分。尘埃在广泛的天体物理环境中拥有其起源和再加工。为了了解不同类型星际尘埃颗粒的起源和演化，我们尝试了不同恒星环境中尘埃颗粒热力学凝聚与银河系化学演化的综合关联研究。银河系的演化是由几代恒星的恒星核合成贡献所导致的元素演化。根据演变中的银河系的元素组成，星际尘埃的主要成分的相对丰度进行了评估。其主要目的是重新分配的各种可凝聚元素在任何时代的银河系演化成各种颗粒成分，并了解其丰度演化的基础上的质量平衡形式主义。我们还进行了热力学平衡凝聚计算，以了解各种颗粒成分的恒星起源，这些成分可能携带各种恒星核合成源的同位素特征。这也许是一个新的尝试，以估计大规模的尘埃质量预算在不断发展的银河系。银河系尘埃的归一化质量预计将随着距离银河系中心的距离的增加而减少。它会随着时间的推移而增加。超新星SN Ia被预测为铁尘埃质量的最主要来源，超新星SN II+Ib/c产生氧化物和硅酸盐尘埃质量，AGB星贡献碳质尘埃质量。
2020-04-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Efficient common-envelope ejection through dust-driven winds
共包层演化（英语：Common-envelope evolution，CEE）是一个相互作用的双星系统生命中的短暂阶段，在此期间，两颗恒星在一个共享的包层内运行。这样的演化被认为导致了双星的内旋，扩展包层的喷射和残余短周期双星的形成。然而，详细的流体动力学模型的中欧和东欧遇到重大困难。他们表明，在内旋之后，大部分的包层并没有被弹出;尽管它扩展到更大的分离，但它仍然与双星结合在一起。在这里，我们建议，灰尘驱动的风可以产生以下CEE。这些可以蒸发的信封以下类似的过程中运作的AGB星的信封喷射。AGB星的脉动驱动其外壳的膨胀，使材料冷却到低温，从而使尘埃凝结。尘埃上的辐射压力使其加速，并通过与气体的耦合驱动风，最终完全侵蚀外壳。我们发现，CE双星的inspiral阶段可以有效地取代恒星脉动的作用，并驱动CE膨胀到与AGB星相当的尺度，并通过尘埃驱动的风产生有效的质量损失。
2018-04-24 astro-ph.SR
Global 3D radiation-hydrodynamical models of AGB stars with dust-driven winds
恒星风的对流和质量损失是形成渐近巨星分支恒星及其演化的两个动力学过程。观测和早期的3D模型表明，巨大的对流单体导致了高对比度的表面强度模式，并有助于尘埃云的起源。我们研究的形成和由此产生的属性的尘埃驱动的风从AGB星，使用新的全球3D模拟。用CO 5 BOLD程序模拟了两颗M型AGB星的动力学内部结构、大气层和风加速区。这些第一个全球3D模拟是基于频率相关的气体不透明度，它们具有硅酸盐颗粒随时间变化的冷凝和蒸发。对流和脉动自洽地出现，使我们能够推导出风的特性（例如，质量损失率和流出速度），而不依赖于这些过程的参数化描述。与纯径向脉动的一维模型相比，三维模型中由对流和脉动引起的激波覆盖了大部分，但不是整个球体，导致大气层的斑块状非球形结构。由于尘埃的凝结主要取决于气体的密度，新的尘埃云主要形成在大气冲击的密集尾迹中，在那里尘埃可以有效地生长。由此产生的新形成的尘埃的cluerous分布导致了复杂的三维形态的扩展大气和风加速区，同时流入和流出区域接近恒星。高度非球形的等温线和恒星附近的短寿命冷气袋是突出的特征。有效的尘埃形成比温度的球形平均值更接近恒星，在密集的区域，晶粒生长速度高于平均水平。
2023-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars III. Dust production at supersolar metallicities
我们扩展的形式主义，在我们最近的计算尘埃喷出物的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段，超太阳的金属丰度恒星的情况下。TP-AGB演化模型是使用COLIBRI代码计算的。我们采用我们的首选方案来控制粉尘的增长。对于M-巨星，我们忽略了H $_2$分子的化学溅射，对于C-恒星，我们假设一个均匀的生长方案，主要是由碳超过氧过剩控制。在超太阳的金属丰度下，尘埃形成的效率更高，硅酸盐倾向于在更接近光球层的地方（r~1.5 R $_*$）--因此温度和密度更高--比在太阳和亚太阳的金属丰度下（r~2-3 R $_*$）更容易凝结。在这种情况下，气体和尘埃之间的热解耦的假设变得可疑，而尘埃加热由于碰撞起着重要的作用。加热机制延迟了尘埃凝结到星周包层稍靠外的区域。我们发现，同样的机制是不显着的太阳和亚太阳的金属丰度。超太阳金属丰度的主要尘埃产物是硅酸盐。我们计算了总的尘埃喷出物和尘埃气体喷出物，恒星的初始质量和初始金属丰度Z=0.04，0.06的各种值。将这些新的计算与低金属丰度的计算相结合，结果表明，与通常假设的相反，中等质量恒星的尘埃到气体的总喷出物对初始金属含量的依赖性很弱。
2013-12-03 astro-ph.SR
Dust in AGB stars: transparent or opaque?
人们普遍认为，冷巨星在演化后期的风是由尘埃颗粒上的辐射压力驱动的，但实际上负责驱动M型AGB星风的颗粒种类仍然是一个争论的问题（参见Höfner，本卷）。尘埃粒子的光学性质对恒星光谱的影响有两种方式：（i）间接地，通过它们对大气层/包层的动力学结构和由此产生的分子特征的影响;（ii）直接地，通过尘埃颗粒的吸收和散射改变光谱能量分布。C型和M型AGB星在可见光区和近红外区能量分布的质的差异表明，富氧大气中的尘埃粒子对辐射是相对透明的。通过使用详细的动力学模型的气体和辐射结合一个简单的描述的尘埃不透明度（可以调整，以模仿不同的波长依赖性和冷凝温度），也通过调整被视为真正的吸收不透明度的分数，我们调查的尘埃属性产生合成光度与观察一致。这项研究的目的是缩小可能驱动M型AGB恒星风的尘埃种类。
2011-02-25 astro-ph.SR
Dust formation in massive stars and their explosive ends
我们回顾了沃尔夫-拉叶双星系统和II型超新星喷出物中尘埃形成的观测证据。现有的理论模型描述的凝聚固体在富碳的沃尔夫-拉叶星和超新星附近，并在高红移进行了讨论。我们描述了新的建模碳和氧为基础的晶粒成核化学动力学方法适用于喷出物的大规模对不稳定超新星在早期宇宙。最后讨论了WC双星碰撞风区的尘埃形成过程。
2009-09-01 astro-ph.CO astro-ph.SR
Exploring the origin of clumpy dust clouds around cool giants. A global 3D RHD model of a dust-forming M-type AGB star
在AGB恒星的扩展大气中形成的尘埃颗粒对于这些冷发光巨星的严重质量损失至关重要，因为它们为恒星风提供了辐射加速。中红外光谱特征表明，这些颗粒主要由硅酸盐和硅酸盐组成。后一种物质似乎形成于约2个恒星半径内的狭窄区域，在硅酸盐尘埃凝结之前，这引发了外流。最近的高角分辨率观测显示，在这些距离上存在着云雾状的、多变的尘埃云。我们探索形成不均匀的尘埃层的可能原因，使用三维动力学模拟。用CO5BOLD辐射流体动力学程序模拟了M型AGB星的外对流层和尘埃形成层。该模拟占频率依赖性气体不透明度，并包括随时间变化的描述的晶粒生长和蒸发的钙钛矿和橄榄石型硅酸盐。由于大尺度对流和脉动产生的大气冲击波，在星周包层的内部、引力约束层和刚玉主导层中，自然会出现星尘的片状分布。硅酸盐尘埃在稍远的距离上形成，可能表明重力束缚层的外部界限。目前的模型没有描述风的加速，但云的形成机制也应该适用于有外流的恒星。大气动力学和晶粒生长的时间尺度与观测值相似。在尘埃密度的球形平均值中，可变的3D形态表现为周期到周期的变化。颗粒生长的大规模非球形冲击波，产生的对流和脉动，是一个可能的机制，产生所观察到的cloudic尘埃云，并解释其物理和动力学特性。
2019-02-11 astro-ph.SR
IRIS Si IV Line Profiles at Flare Ribbons as Indications of Chromospheric Condensation
本文报道了用界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的三次太阳耀斑中耀斑带Si IV谱线的时间变化。在2014年9月6日的M1.1耀斑和2014年9月10日的X1.6耀斑中，Si IV线轮廓随着耀斑的发展从完全红移演变为红翼增强。然而，在2016年12月2日的B1.8耀斑中，Si IV线轮廓在整个耀斑演化过程中完全红移。我们用单高斯函数拟合全部红移的谱线轮廓，而用双高斯函数拟合红非对称谱线轮廓，从而推导出相应的多普勒速度。此外，我们发现，硬X射线发射超过25千电子伏显示在两个大耀斑，这意味着非热电子束加热。在微耀斑中，只有12 keV以下的弱硬X射线辐射，主要是热加热的指示。我们解释的红移或红色的不对称性的Si IV线在三个耀斑的色球凝聚的光谱表现。我们建议，无论是线似乎是完全红移或红不对称取决于加热机制，也对冷凝的传播。
2020-05-05 astro-ph.SR
On the alumina dust production in the winds of O-rich Asymptotic Giant Branch stars
富氧渐近巨星分支（AGB）恒星经历了强烈的质量损失和有效的尘埃凝聚，它们是星际介质中尘埃的主要来源。氧化铝尘埃（Al $_2$ O $_3$）是富氧拱壳层中的一种重要尘埃成分，在质量较大且富氧的AGB星的星风中含量相当丰富。通过耦合AGB恒星核合成和尘埃的形成，我们提出了一个自洽的探索AGB星的风与祖质量之间的$\sim$ 3和7 M $_{\odot}$和金属丰度范围内的0.0003 $\le$ Z $\le$ 0.018的Al $_2$ O $_3$生产。我们发现，Al $_2$ O $_3$粒子形成在径向距离中心之间的$\sim2$和4 R $_*$（取决于金属丰度），这是在最近的银河系富O AGB星的干涉观测。铝$_2$ O $_3$尘埃的质量几乎与金属丰度成线性关系，太阳金属丰度AGB产生的氧化铝尘埃量最高（约10 $^{-3}$ M $_{\odot}$）。Al $_2$ O $_3$晶粒尺寸随着金属丰度（和初始恒星质量）的减小而减小，对于太阳金属丰度模型，Al $_2$ O $_3$晶粒的最大尺寸为$\sim$ 0.075 $μm$。有趣的是，在低金属丰度的HBB AGB恒星HV 2576中观察到的气态Al的强烈耗尽似乎与我们的模型预测的Al $_2$ O $_3$尘埃的形成一致。我们建议，铝的含量可以作为一个质量（和演化阶段）的指标，在AGB星经历HBB。
2014-04-02 astro-ph.SR
Interferometric observations of SiO thermal emission in the inner wind of M-type AGB stars IK Tauri and IRC+10011
上下文AGB恒星经历了一个强烈的质量损失过程，这涉及到大气层的脉动，这延伸到一个条件足以形成尘埃颗粒的区域。辐射压力作用在这些颗粒上，这些颗粒与气体耦合，驱动大量的外流。这个过程的细节尚不清楚，包括哪些分子参与了尘埃颗粒的凝结。目的。研究SiO分子在M型AGB星尘埃形成和质量损失过程中的作用。方法.利用IRAM NOEMA干涉仪，我们观测到演化恒星IK Tau和IRC +10011的内周包层中的$^{28}$ SiO和$^{29}$ SiO $J=3-2$，$v=0$发射。我们计算了方位角平均的发射轮廓比较观察模型使用分子激发和射线跟踪代码SiO热发射。结果我们观察到发射分布的圆对称性。我们还发现，源的直径变化与径向速度，这是不是在一个几乎恒定的速度扩张的信封预期的行为只有轻微的。所采用的密度，速度和丰度的法律，连同质量损失率，这是最适合的观测，给我们的信息的SiO分子的化学行为及其在尘埃形成过程中的作用。结论.结果表明，内包层中气相SiO的贫化与气体加速之间存在强耦合。这可以用一氧化硅凝结成尘埃颗粒来解释。
2019-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The infrared spectral properties of Magellanic carbon stars
斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪观测到麦哲伦星云中的184颗碳星。这个样本揭示了碳星的尘埃产生率（DPR）通常随着恒星的脉动周期而增加。尘埃颗粒的组成遵循两个凝聚序列，在富含金属的恒星中，更多的SiC在无定形碳之前凝聚，而在贫金属的恒星中，顺序正好相反。MgS尘埃凝聚在光学上较厚的尘埃壳层中，并且在更多贫金属的恒星中其凝聚被延迟。贫金属碳星也倾向于在7.5 μ m处对C2H2有更强的吸收。DPR和脉动周期之间的关系显示出显着的明显的分散，这是由于恒星的初始质量，与更大质量的恒星占据一个序列平行于低质量的恒星，但转移到更长的周期。考虑到在小麦哲伦云和大麦云云中观测到的碳星之间质量分布的差异，揭示了在较低金属丰度下DPR微妙下降的暗示，但它在统计上并不显著。嵌入最深的碳星具有较低的变化幅度，并在吸收中显示SiC。在某些情况下，它们在较短的波长下具有更蓝的颜色，这表明中心恒星正在变得可见。这些深深嵌入的恒星可能是从AGB演化出来的，或者它们可能具有非球形的尘埃几何形状。
2016-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust cleansing of star-forming gas: II. Did late accretion flows change the chemical composition of the solar atmosphere?
太阳大气的化学成分已经受到辐射尘埃清洗的后期和弱吸积流的原太阳本身的可能性，进行了探讨。估计，使用半解析方法和数值模拟的尘埃颗粒的运动在一个崩溃的非磁性和非旋转的气体球与中心光源，以模拟可能的尘埃净化效果。我们的计算表明，清洁材料的数量可能与太阳与类太阳恒星相比所观察到的丰度差异以及这些差异与元素冷凝温度之间的关系相一致。如果确实发生了较晚且相对较弱的吸积作用，那么所提出的机制很可能产生了在太阳中观察到的显著的丰度效应。然而，净化的效果可能会受到太阳外流、磁场和吸积盘的存在和动力学以及早期太阳在丰富的星团中的可能存在和位置的影响。
2018-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dusty, Self-obscured Transients from Stellar Coalescence
本文研究恒星并合中尘埃凝聚对暂现源观测外观的影响，利用亮红新星约束抛射物热力学，预测30-50%的太阳质量恒星并合暂现源为尘埃红外亮源，并区分光学与红外暂现源对应的不同并合结果。
2023-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Pulsation and the Production of Dust and Molecules in Galactic Carbon Stars
来自SOFIA上FORCAST的33颗银河系碳星的新红外光谱揭示了恒星脉动与其周壳中的尘埃和分子化学之间的强烈联系。总尘埃含量中的一个尖锐的边界，主要测量无定形碳的量，将半正则和Mira变量分开，半正则在光谱中显示出很少的尘埃，Mira显示出更多。在半正规的，从SiC粉尘的贡献迅速增加，作为整体的粉尘含量的增长，但在Miras，SiC粉尘功能越来越弱，因为更多的灰尘被添加。发现CS在$\sim$ 7.3 $μ$ m处的吸收带具有类似的二分法，其通常限于半规则变量。在观测上，这些差异使得用光谱法区分半规则变星和米拉变星变得简单，而不需要长期的光度观测或对它们距离的了解。银河系碳星在半正则变星中快速出现强烈的SiC发射，这表明在强脉动发生之前，有一个不同的尘埃凝结过程。在银河系样本中看到的半规则星和Miras之间无定形碳的产生的中断在麦哲伦碳星中也很明显，将碳星中的强烈脉动与强烈的质量损失率联系起来，这将结束它们作为恒星的生命。
2019-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the Impact of Dust Production from Carbon-Rich Wolf-Rayet Binaries
我们提出了一个尘埃光谱能量分布（SED）和二进制恒星的人口分析重新访问的尘埃生产率（DPRs）在风中的富碳沃尔夫-拉叶（WC）的二进制和它们对银河系尘埃预算的影响。19个银河系WC ``dustars”的DustEM SED模型揭示了$\dot{M}_d\sim10^{-10}-10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的DPR和介于$0.002 - 40\%$之间的碳尘凝结分数$χ_C$。大的（$0.1 - 1.0$ $μ$ m）粉尘粒度组成有利于有效的dustars，其中$χ_C\gtrsim1\%$。dustars与已知的轨道周期的结果验证之间的幂律关系$χ_C$，轨道周期，WC的质量损失率，和风速一致的理论模型的尘埃形成碰撞风双星的预测。我们将尘埃产生纳入双星布居和光谱合成（BPASS）模型中，分析WC dustars，渐近巨星分支星（AGB），红超巨星（RSG）和核心坍缩超新星（SNe）的尘埃产生率。BPASS模型假设恒星形成（SF）不变，并在低、大麦哲伦云（LMC）样和太阳金属丰度（Z = 0.001、0.008和0.020）下进行了$10^6$ M $_\odot$恒星种群的共演化。恒定SF和co-eval模型都表明，SNe是所有金属丰度的净尘埃破坏者。在LMC等金属丰度的恒定SF模型表明，AGB星稍微超过WC双星和RSG的$2-3$的因素，而在太阳…
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comprehensive Study of the Dust Declines in R Coronae Borealis Stars
本文基于全天测光数据对162颗北冕座R型星进行最大规模衰减研究，证实低温星衰减更频繁，并发现随机对流与脉动激波两种尘埃产生机制，同时揭示DY Per型变星与RCB星演化状态不同。
2025-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical equilibrium in AGB atmospheres: Successes, failures, and prospects for small molecules, clusters, and condensates
化学平衡已被证明对预测AGB大气的化学成分非常有用。在这里，我们使用最近开发的代码和更新的热化学数据库，包括涉及34个元素的气体和凝聚态物质，计算AGB大气的M-，S-和C-型恒星的化学平衡组成。我们包括第一次TixCy集群，与x = 1-4和y = 1-4，并选择较大的集群范围高达Ti 13 C22，热化学数据从量子化学计算。我们发现，在一般的化学平衡再现所观察到的丰度的母分子在拱星信封的AGB星。然而，对于某些母体分子，存在不同数量级的严重差异：M型恒星中的HCN、CS、NH3和SO2，S型恒星中的H2O和NH3，以及C型恒星中的H2O、NH3、SiH 4和PH 3。一些尚未在AGB大气中观测到的分子，如SiC 5、SiNH、SiCl、PS、HBO，以及含金属的分子MgS、CaS、CaOH、CaCl、CaF、ScO、ZrO、VO、FeS、CoH和NiS，是ALMA等天文台探测的良好候选者。预测的第一个冷凝物是碳，TiC和SiC在富C的气氛和Al 2 O 3在富O的流出。粉尘最可能的气相前体是乙炔、碳原子和/或碳粉尘的C3，SiC粉尘的SiC 2和Si 2C，以及Al 2 O3粉尘的原子Al和AlOH、AlO和Al 2 O。在TiC粉尘的情况下，原子Ti可能是钛的主要供应者。然而，化学平衡预测，集群，如Ti 8 C12和Ti 13 C22成为钛的主要水库，在该地区的原子Ti的代价…
2020-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust grain growth and the formation of the extremely primitive star SDSS J102915+172927
低金属量恒星形成区的尘埃颗粒可能是第一批低质量恒星形成的原因。激活粉尘诱导碎裂的最低条件要求气体预先富集到临界粉尘-气体质量比Dcr=[2.6--6.3 x10 ^-9]以上，扩散反映了对颗粒特性的依赖性。最近发现的星系晕星SDSS J102915+172927的恒星质量为0.8 Msun，金属丰度为Z= 4.5 x10 ^-5 Zsun，是尘埃诱导的低质量恒星形成的最佳候选者。事实上，对于两个最有可能的III族超新星祖先，20 Msun和35 Msun，只要至少有0.4 Msun的尘埃凝结在喷出物中，就可以克服临界尘埃与气体质量比，允许反向冲击适度破坏。在这里，我们表明，即使在第一次超新星尘埃形成的效率较低，或强烈的尘埃破坏确实发生，在母气体云的崩溃过程中，颗粒的生长是足够快的激活尘埃冷却和可能的碎片成低质量和长寿的恒星。硅酸盐和磁铁矿颗粒在10^9 /cc < nH<10^12 /cc的密度范围内，通过增加气相物质（SiO、SiO2和Fe），可以经历显著的颗粒生长，直到它们的气相丰度下降到零，达到冷凝效率=1。尘埃与气体质量比的相应增加使得尘埃诱导的冷却和碎裂在10^12 /cc < nH < 10^14 /cc时被激活，在坍缩云变得光学厚到连续辐射之前。我们发现，对于SDSS J102915+172927母云的所有初始条件，尘埃驱动的碎片能够解释恒星的形成。
2014-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Processing and Mineralogy in Protoplanetary Accretion Disks
我们讨论了不同的尘埃成分的原行星盘，特别强调颗粒组成，大小和结构。本文将强调尘埃颗粒在原行星盘中的作用，以及支持这一知识的观测结果。首先，描述了尘埃从星际介质进入CS盘的路径。然后，尘埃冷凝序列从气体中引入，以确定最有可能发生在磁盘中的物种。硅酸盐的特性进行了详细的处理：组成，晶格结构，镁铁比和光谱特征。星际介质中另一种主要的尘埃形成成分是碳，它有多种形式，从分子到更复杂的颗粒。多环芳烃的观测证据给出了年轻的恒星和太阳系的材料。我们展示了如何光散射理论和实验室数据可以用来提供尘埃颗粒的光学特性。从观测者的角度，我们讨论了如何红外光谱可以用来获得灰尘的属性，目前使用的主要光谱分析方法和它们的局限性。观测结果，确定尘埃的性质，在原行星盘，给出：首先是明亮的中等质量的Herbig Ae/Be星，然后为低质量的金牛星和褐矮星。在这里，我们提出的结果，从空间天文台ISO和斯皮策，以及从中红外干涉仪VLTI，并总结了主要的发现。我们讨论了赫比格Ae/Be和金牛T星的颗粒生长的观测证据，以及它与光谱类型和尘埃沉降的关系。最后，我们展望了未来的太空任务，这将为更长波长甚至更暗的物体打开新的窗口。
2009-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
