Millimeter and far-IR study of the IRCD SDC 341.232-0.268
我们分析了与红外暗云SDC 341.232-0.268相关的分子气体和尘埃，以研究气体的特性和参数，确定四个嵌入式EGO候选者的演化状态，并建立可能的流入或流出气体运动。我们的研究基于APEX望远镜获得的$^{12}$ CO（2-1）、$^{13}$ CO（2-1）和C $^{18}$ O（2-1）数据、MALT 90巡天的高密度示踪剂分子数据以及斯皮策、赫歇尔和ATLASGAL的红外图像。该研究揭示了两个以-44 km/s的速度朝向IRDC的团块，其密度> 10 $^4$ cm $^{-3}$，这是IRDC的典型特征，而高密度示踪剂显示H $_2$密度> 10 $^5$。远红外图像揭示了与分子团和EGO相关的冷尘埃的存在。光谱的光学薄和光学厚的分子线对EGO的比较表明存在的流入和流出的运动。
2019-07-10 astro-ph.GA
IRC +10 216 in 3-D: morphology of a TP-AGB star envelope
在脉动阶段的后期，AGB恒星以大质量尘埃包层的形式排出大部分质量，这一事件在很大程度上控制了星际物质的组成。然而，这些包层距离遥远，对可见光和近红外辐射不透明：它们的结构仍然知之甚少，质量损失过程也知之甚少。毫米波干涉测量法是这方面的最佳调查工具。星周包层IRC +10 216和它的中心恒星，离太阳最近的富碳TP-AGB星，是进行这种研究的最佳对象。两年前，我们报道了IRAM 30米望远镜在该包层（HPBW 11”）中的CO（2-1）线发射观测。我们现在报告用SMA、PdB和ALMA干涉仪（合成半功率波束宽度分别为3”、1”和0.3”）对CO（2-1）、CO（1-0）、CN（2-1）和C $_4$ H（24-23）进行的高得多的角分辨率观测。虽然在高分辨率下，它的外壳看起来更加复杂，但它的主要结构仍然是薄的，几乎同心的外壳。在小的尘埃形成区（r<0.3”）之外，气体似乎以14.5 km/s的恒定速度径向膨胀，并伴有小的湍流运动。根据这一性质，我们重建了外包层的三维结构，导出了内包层（r<25”）气体温度和密度的径向分布。过密壳具有球形或略扁的形状，并且通常延伸超过几个球面度，这意味着各向同性的质量损失。外层包层中规则的壳层间距支持一个周期为700年的双星系统和一个近面对面的椭圆轨道模型。伴星的飞越触发了近星点附近质量损失的增强事件。在包层中心部分观察到的贝壳图案的致密化表明了过去几…
2017-09-14 astro-ph.GA
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 peculiar distribution of CH3CN in IRC+10216 seen by ALMA
IRC+10216是一个围绕着富碳恒星的星周包层，其中包含大量的分子。根据干涉仪观测，分子要么集中在中心恒星周围，要么作为半径为15”的空心壳分布。本文给出了IRC+10216中CH_3CN的J=14-13转动跃迁的ALMA第0周期第6波段观测结果，获得的角分辨率为0.76 × 0.61”。大部分的辐射分布在距离恒星仅2”的中空壳层中，在中心区域的辐射半径为1”。这种空间分布与迄今为止在该来源中发现的其他分子的空间分布明显不同。我们的分析表明，甲基氰既不是在恒星光球层中形成的，也不是在遥远的外壳中形成的，而是在径向距离短至1-2”处形成的，在距离恒星2”处达到最大丰度0.02分子cm-3。IRC+10216的标准化学模型预测，CH 3CN分子的大部分应该存在于半径为15”的地方，在那里观察到其他物种，如聚炔自由基和氰基聚炔，还有一个额外的内部成分，距离恒星1”。星周包层的非均匀结构和颗粒表面过程的IRC+10216中的特殊分布的乙腈的可能原因进行了讨论。
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A lambda 3mm and 1mm line survey toward the yellow hypergiant IRC +10420
我们对最大质量的演化恒星的星周喷出物的化学性质的了解特别少。我们的目标是研究原型黄色超巨星IRC +10420的化学特征。为此，我们在1和3 mm的大气窗口获得了全线调查。我们从22种分子中鉴定了106条分子发射谱线。检测到的分子中约有一半是含氮物质，特别是HCN、HNC、CN、NO、NS、PN和N2 H+。我们使用旋转图来推导检测到的不同分子种类的密度和旋转温度。我们引入了一种迭代方法，使我们能够考虑到中等线不透明度。我们发现IRC +10420与富氧演化星相比，具有高丰度的含氮分子。这一结果支持了富含N的化学物质的存在，这是大质量恒星所期望的。我们的分析还表明，在过去的3800年中，12 C/13 C比值从\gtrsim 7下降到\sim 3.7，这可能与观测到的氮富集直接相关。此外，我们发现，SiO的发射呈现出显着的强度降低高J线相比，较旧的观测。辐射转移模型表明，这种变化可以解释为在尘埃的红外（IR）通量的减少。这种下降的原因可能是尘埃壳层的膨胀或恒星脉动导致的恒星温度降低。
2016-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
HIFI detection of HF in the carbon star envelope IRC +10216
本文报道了在碳星IRC +10216的包层中探测到氟化氢（HF）的J = 1-0转动跃迁的辐射，以及对H35 Cl和H37 Cl的J=1-0到J=3-2转动谱线的观测。高灵敏度，高光谱分辨率的观测已经与Herschel上的HIFI仪器进行，使我们能够解决线的轮廓，并提供对发射的空间分布的见解。我们的解释的意见，使用辐射转移计算，表明HF和HCl的形成在内部区域的信封接近AGB星。热化学平衡计算预测HF和HCl是AGB星大气中氟和氯的主要储存库。HF和HCl的相对于H2的丰度分别为8 e-9和1 e-7，明显低于热化学平衡预测的值，表明F和Cl可能受到尘埃颗粒显著消耗的影响，尽管一些氯可能以Cl原子的形式存在。H35 Cl/H37 Cl丰度比为3.3 +/- 0.3。IRC +10216中HF的低丰度表明，AGB星的核合成并没有使氟丰度增加到太阳值以上，尽管这一结论可能并不可靠，因为我们得出的HF丰度是F元素丰度的下限。这些观测结果表明，HF和HCl都应该通过其他演化恒星的低J旋转跃迁来检测。
2011-08-23 astro-ph.GA
SiS in the circumstellar envelope of IRC +10126: maser and quasi-thermal emission
我们提出了新的Effelsberg-100米，ATCA和VLA的IRC +10216的拱星包络（CSE）的旋转SiS过渡的观测。由于高角分辨率实现的ATCA观测，我们明确地证实，分子的J=1-0过渡表现出脉泽行动在这个CSE，作为第一次提出超过三十年前。脉泽辐射的径向速度峰值在当地标准的静止速度-39.862 $\pm$ 0.065 km/s处，表明它来自几乎完全加速的壳层。监测观测显示了SiS（1-0）脉泽的时间变化。两个最低的$J$硅准热发射线跟踪一个更广泛的发射区域比以前的高J硅观测。它们的分布表明，SiS准热辐射由两部分组成：一部分非常致密（半径<1.5”，对应于<3 $\times 10^{15}$ cm），另一部分向外延伸到半径>11”。在东北部发现了一个不完整的贝壳状结构，这表明存在SiS壳。在这个CSE中还显示了簇状结构。SiS（1-0）脉泽的增益（蓝移一侧的光学深度约为-5，假设在整个谱线速度范围内反转，则红移一侧的光学深度约为-2）表明它是不饱和的。SiS（1-0）脉泽可以用红外泵浦引起的振转激发来解释，并提出红外连续辐射是主要的泵浦源。
2017-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRC+10216 mass loss properties through the study of $λ$3mm emission: Large spatial scale distribution of SiO, SiS, and CS
通过在毫米波长范围内的观测，对渐近巨星分支（AGB）恒星周围的包层中的气体进行研究，提供了有关这些分子工厂的历史和性质的信息。在这里，我们提出了ALMA观测亚秒分辨率，补充IRAM-30米的数据，几条线的SiO，SiS和CS对最好的研究AGB拱星信封，IRC+10216。我们的目标是确定它们的空间分布，并主要通过辐射传输和化学建模来确定它们的丰度。这三个物种显示扩展发射与几个增强发射壳层。CS显示最广泛的分布，达到约20“的距离。SiS和SiO发射具有近似11“的类似尺寸，但是SiS发射稍微更紧凑。我们已经估计了相对于H $_2$的分数丰度，其平均等于f（SiO）$\sim$ 10 $^{-7}$、f（SiS）$\sim$ 10 $^{-6}$和f（CS）$\sim$ 10 $^{-6}$直到光解离区域。这里提出的观测和分析表明，拱星物质显示出明显的偏离均匀的球形风，团块和低密度壳层，可能允许来自星际介质（ISM）的紫外光子深入到包层中，向内移动光解半径。我们的化学模型预测的光解离半径与从观测中得出的半径一致，尽管它无法预测从计算的起始半径（$\sim$ 10 $R_{*}$）的丰度变化，这可能反映了模型的简单性。我们的结论是，气体的空间分布证明了IRC+10216的质量损失机制在数百年的时间尺度上的阶段性和可变性。
2019-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The External Heating of Dust in a Homogeneous Spherical Shell
本文给出一种计算球对称辐射源包围下均匀球壳内尘埃加热及红外发射的方法，可用于超新星抛射物、星周介质及均匀辐射场中的尘埃团块或云。
2024-09-10 astro-ph.GA
Dense molecular clumps in the envelope of the yellow hypergiant IRC+10420
超巨星IRC+10420的星周包层在SiO J=2-1和CO J = 1-0和CO J = 2-1的范围内都被追踪到，与巨星和超巨星的中心凝聚（热）SiO-但扩展的CO-发射包层形成鲜明对比。在这里，我们提出了一个观察的拱星信封在SiO J=1-0，当结合以前的观察{ \sioii }，提供更严格的限制的SiO发射气体的密度比迄今为止可能的。SiO中的发射峰在$\sim$ 2 \arcsec 1的半径处，而SiO J=2-1中的发射峰在$\sim$ 1 \arcsec的较小半径处，从而产生它们的环状外观。SiO J=1-0和SiO J=2-1之间的亮度温度比从最内侧可测量半径处的远高于1的值减小到$\sim$ 2 \arcsec半径处的约1，超过该值，该比保持近似恒定。将信封分为三个区域，在模型中的CO J = 1-0和CO J = 2-1排放，我们表明，SiO-排放气体的密度是可比的CO-排放气体在内部区域，但至少一个数量级高的比较，在中间和外部区域。因此，SiO-emitting气体来源于致密的团块，可能与散射光中看到的尘埃团块有关，周围是更弥散的CO-emitting interclumps气体。我们认为，SiO分子从尘埃颗粒中释放出来，由于密集的SiO发射团块和扩散的CO发射团块间气体之间的冲击相互作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular abundances in the inner layers of IRC +10216
用IRAM 30米望远镜在80-357.5 GHz频率范围内对IRC +10216进行了CS、SiO、SiS、NaCl、KCl、AlCl、AlF和NaCN的观测。大量的旋转跃迁，覆盖了广泛的能级，包括高度激发的振动状态，在发射中被检测到，并用于跟踪信封的不同区域。基于LVG形式主义的辐射转移计算已经被执行以获得从最内层到外层的分子丰度。激发计算包括红外泵浦激发振动态和非弹性碰撞，其中最新的速率系数旋转，在某些情况下，振转转换。我们发现，在内层CS，SiO和SiS的相对于H $_2$的丰度分别为4 e-6，1.8e-7和3e-6，CS和SiS在外层的丰度明显较低，这意味着它们积极地促进了尘埃的形成。此外，在内层中，气相分子中的硫和硅的量对于S仅为27%，对于Si仅为5.6%，这意味着这些元素已经凝聚到晶粒上，最有可能以MgS和SiC的形式。含金属的分子锁定了一个相对较小的部分的金属，虽然我们的研究结果表明，NaCl，KCl，AlCl，AlF和NaCN，尽管他们的耐火特性，并没有显着耗尽在寒冷的外层。在这些区域中，百分之几的金属Na、K和Al以原子或分子形式存在于气相中，因此可以参与外壳中的气相化学反应。
2012-04-20 astro-ph.GA
Supernovae within Pre-existing Wind-Blown Bubbles: Dust Injection vs. Ambient Dust Destruction
通过三维流体动力学模拟，在这里，我们评估的影响，超新星爆炸发生在风驱动的气泡上的生存或破坏的尘埃颗粒。我们考虑这两种情况，喷出物内产生的尘埃和尘埃最初存在于周围的气体中，后来锁定在周围的风驱动的外壳。超新星爆炸波与风驱动的壳层的碰撞导致一个传输的冲击波进入壳层，并将反射的冲击波带入喷出物。传递的冲击波能够摧毁大量的灰尘锁在壳，但只有当风驱动的壳的质量很小，小于几十个喷射的质量。相反地，质量数倍于喷出质量的大质量风驱动壳层，在相互作用时导致强烈的辐射冷却，这抑制了Sedov-Taylor相并削弱了传输的激波，使其无法穿过风驱动壳层。在这种情况下，环境灰尘的破坏/破坏在很大程度上被抑制。另一方面，在被恒星风挖掘的非常稀薄的区域中，SNR迅速增长，因此在喷出物中产生的大部分尘埃不能被超新星反向激波有效地破坏，也不能被反射激波破坏。我们的计算倾向于这样一种情况，即在足够大的风力驱动的外壳内的核心坍缩超新星向ISM提供的灰尘比它们能够摧毁的更多。
2019-11-12 astro-ph.GA
Carbon chemistry in IRC+10216: Infrared detection of diacetylene
我们提出的检测C4 H2的富C AGB星IRC+10216的包络线的基础上进行的高光谱分辨率中红外观测与德州Echelon-cross-Echelle光谱仪（TEXES）安装在红外望远镜设施（IRTF）。所获得的光谱包含24个高于检测限的窄吸收特征，其被识别为振转C4 H2带nu 6 + nu 8（sigma_u^+）的线。通过振转图对这些谱线的分析表明，C4 H2的柱密度为2.4（1.5）E+16 cm^（-2）。二乙炔分布在两个激发群体占总柱密度的20%和80%，旋转温度分别为47（7）和420（120）K。这种双重旋转温度表明，吸收气体位于距离恒星约0.4”~ 20 R * 以外，从约10”~ 500 R * 向外有明显的冷贡献。这个外壳与已知的氰基乙炔和碳链形成的地方相匹配，这是由于银河系离解辐射场对来自包层内层的中性气体的作用。
2017-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the Energetics and Evolution of Dust with Spitzer: a Chapter in the History of the Eagle Nebula
斯皮策GLIMPSE和MIPSGAL巡天揭示了银河系平面的大量细节。我们用它们来研究M16的能量学和尘埃性质，M16是最著名的SFR之一。我们提出MIPSGAL观测M16在24和70 $μ$ m，并结合他们与以前的IR数据。MIR图像显示了星云分子边界内的壳层。24和70 $μ$ m处的形态不同，其色比异常偏暖。远红外图像类似于8 $μ$ m处的图像，该图像增强了分子云。我们测量壳体和PDR内的IR SED。我们使用DUSTEM模型来拟合SED，并将尘埃温度、尘埃尺寸分布和ISRF强度相对于星团NGC6611提供的强度进行约束。在PDR中，尘埃温度，尘埃粒度分布，和ISRF强度与预期一致。在外壳内，灰尘更热，需要比NGC6611提供的ISRF更大的ISRF。我们量化了两种解决方案。(1)壳层中尘埃的粒度分布与星际尘埃的粒度分布不同。(2)尘埃排放来自热等离子体，其中紫外线和与电子的碰撞有助于加热。我们建议两种解释的外壳。(1)壳物质由暴露于电离辐射的致密气体产生的光蒸发流提供。当壳层物质被恒星风推动时，这些流动使壳层物质更新。在这种情况下，我们的结论是，大规模的SFR，如M16有一个重大的影响，碳尘的大小分布。碳尘的研磨可能是由风和外壳之间的相互作用驱动的冲击中的碰撞造成的。(2)我们考虑的情况下，外壳是一个SNR。我们将见证SNR演化的特定时间，在该时间，等离子体压力和温度将使得…
2011-03-13 astro-ph.GA
AKARI Infrared Observations of the Supernova Remnant G292.0+1.8: Unveiling Circumstellar Medium and Supernova Ejecta
本文介绍了AKARI对富氧超新星遗迹G292.0+1.8的六个IRC和四个FIS波段的观测结果，它们分别覆盖2.7-26.5 μ m和50-180 μ m。AKARI的图像显示了两个突出的结构：明亮的赤道环结构和外部椭圆壳结构。赤道环结构不完整，呈团块状，西端开放。外壳几乎完整，沿南北方向略有挤压。外壳的中心位置在嵌入脉冲星西北约1'处，与赤道环结构的中心重合。赤道环和椭圆壳结构在光学和/或X射线中部分可见，但在我们的AKARI图像中更清晰地显示出来。这两个突出结构的红外颜色没有明显的差异，这与先前的命题是一致的，这两个结构都是拱星起源。然而，我们已经检测到一个相当高的15至24微米的比率与超新星喷出物在东南部和西北部地区微弱的红外发射。我们的IRC光谱表明，高比率至少部分是由于超新星喷出物材料中Ne离子的发射线。此外，我们检测到一个狭窄的，细长的功能以外的SNR壳。本文导出了星周介质中红外辐射尘埃粒子的物理参数，并与SN激波破坏尘埃粒子的模型计算结果进行了比较。AKARI的结果表明，在红超巨星阶段，祖先是在红外星周壳的中心，在SN喷出物中观察到的不对称性可能是在赤道平面的致密星周介质和/或不对称爆炸的结果。
2009-10-06 astro-ph.GA
The Per-Tau Shell: A Giant Star-Forming Spherical Shell Revealed by 3D Dust Observations
恒星形成领域的一个主要问题是分子云是如何从弥漫的星际介质（ISM）中形成的。3D尘埃测绘的最新进展正在彻底改变我们对ISM结构的看法。使用迄今为止分辨率最高的3D尘埃图，我们探索了附近恒星形成区域的结构，其中包括着名的英仙座和金牛座分子云。我们揭示了一个扩展的近球形壳，直径156 pc，以下的“Per-Tau壳”，其中英仙座和金牛座的云嵌入。我们还在金牛座的位置发现了一个大的环形结构，以下称为“Tau Ring”。我们讨论了Per-Tau壳的形成情景，其中先前的恒星和超新星（SN）反馈事件形成了一个大的膨胀壳，在那里，掠起的ISM凝聚形成了壳以及其中的英仙座和金牛座分子云。我们提供了HI，H $α$，$^{26}$ Al和X射线的辅助观测，进一步支持了这一情景。估计佩尔-陶·谢尔的年龄是$\approx 6-22$迈尔斯。Per-Tau壳层提供了第一个三维观测视图，该视图是理论上长期假设的现象，即由先前的恒星和SN反馈触发的分子云形成和恒星形成。
2021-09-20 astro-ph.GA
Is Dust Cloud around $λ$ Orionis a Ring or a Shell, or Both?
观测到猎户座$λ$周围的尘埃云呈圆形对称，角度范围很大（$\approx$ 8度）。然而，云的三维（3D）结构是壳状还是环状尚未完全解决。我们研究的3D结构，使用一种新的方法，结合了3D蒙特卡罗辐射转移模型的紫外（UV）散射光和逆阿贝尔变换，它给出了一个详细的3D径向密度分布从一个球对称云的二维柱密度图。通过比较球壳云和环状云的辐射转移模型，发现只有壳模型才能再现S2/68紫外观测所观测到的散射紫外光的径向廓线，表明尘埃的壳结构。然而，逆阿贝尔变换适用于列密度数据从泛星1尘埃红化地图的结果在一定半径范围内的密度分布的负值，表明存在额外的，非球形云附近的星云边界。额外的云成分被假定为环形的形状，我们从柱密度中减去，以获得一个积极的，径向密度分布使用逆阿贝尔变换。由此产生的密度结构，由一个环形的环和一个球壳，也被发现给一个很好的拟合的UV散射光分布。因此，我们得出结论，围绕$λ$ Ori的云是由环和壳结构。
2015-05-22 astro-ph.GA
IRC+10216's Innermost Envelope -- The eSMA's View
我们使用扩展亚毫米波阵列（eSMA）在其最扩展的配置，以调查IRC+10216的最里面（半径为290 R*）的拱星包络（CSE）。我们使用HCN和其他分子线对CSE进行成像，光束尺寸为0。“22x0。“46，深入到包层的最内边缘（15 R*），那里的膨胀速度只有3公里/秒。讨论了热HCN和KCl脉泽谱线的激发机制。HCN脉泽成分的空间分辨的第一次在一个天文物体上。我们确定了包络中的两个离散区域：半径为的区域。15 R*，其中分子种类刚刚形成并且气体已经开始加速（区域I），以及具有半径23 R* 和厚度15 R* 的壳区域（区域II），其膨胀速度已经达到高达13 km/s，接近15 km/s的终极速度。在I区探测到的Si $^{34}$ S线显示出由于强的机翼成分而产生的16 km/s的大膨胀速度，表明发射可能来自最内层包层的激波区。在区域II中，P.A.最大的质量损失方向是120 +/- 10度，这可能对应于恒星的赤道方向。区域II包含类似圆环的特征。这两个区域的出现可能是由于这两个区域中尘埃颗粒的尺寸分布存在显着差异。
2009-04-02 astro-ph.GA
[C I] and [C II] emission in the circumstellar envelope of IRC +10216 I. Observational data and NLTE modeling of the [C I] emission
本研究通过观测IRC +10216星周包层的[C I]与[C II]发射谱线，结合NLTE建模分析C⁰分布，限定了发射壳层内边界，验证了外部FUV辐射场下的碳元素分布预期。
2023-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Charting Circumstellar Chemistry of Carbon-rich AGB Stars: I. ALMA 3 mm spectral surveys
本研究利用ALMA Band 3对三颗碳星进行无偏谱线巡天，发现其星周化学在分子发射区位置和丰度上与原型星IRC+10216高度相似，证明针对IRC+10216的化学模型可广泛适用于富碳AGB包层。
2023-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust distribution in circumstellar shells
我们提出的流体动力学相互作用，产生拱壳的数值模拟。这些模拟包括几个场景，如风-风相互作用和风-ISM碰撞。在我们的计算中，我们已经考虑到了恒星风中尘埃的存在。我们的研究结果表明，虽然小的尘埃颗粒往往是强耦合的气体，大的尘埃颗粒只有弱耦合。因此，大尘埃颗粒的分布不能代表气体分布。将这些结果与观测结果相结合，可能会给我们提供一种新的方法来验证星周介质的流体动力学模型。
2011-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-stoichiometric amorphous magnesium-iron silicates in circumstellar dust shells. Dust growth in outflows from supergiants
我们研究了一组9个观测良好的大质量超巨星的富氧恒星外流的尘埃生长光学薄的尘埃壳。从他们的拱星尘埃壳的红外发射模型进行比较，以获得的基本参数，这些恒星的扩展信封中管理的尘埃形成的红外光谱。从比较研究中获得的结果也进行了比较与硅酸盐尘埃凝聚模型的预测完全基于实验室数据和基本的恒星性质。在6和25 μ之间的波长范围内的红外发射可以再现相当不错的混合物的非化学计量的含铁硅酸盐，氧化铝，和金属铁尘埃粒子的所有九个对象。从三个对象，亩Cep，RW Cyg，和RS每，所观察到的光谱，可以复制一个固定的和（基本上）球对称的流出，使直接比较从理论尘埃生长模型的预测。大量的硅酸盐尘埃生长的开始的温度是920 K的顺序和相应的流出速度的顺序的声速为这些对象。冷凝温度表明，硅酸盐尘埃生长在硅酸盐尘埃壳内部形成的尘埃颗粒上，温度高得多。我们的研究结果表明，关于恒星外流中尘埃形成的两个主要问题：（i）种子核的形成;（ii）它们向宏观尘埃颗粒的生长，我们逐渐接近于对第二项的定量理解。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmospheric molecular blobs shape up circumstellar envelopes of AGB stars
针对AGB碳星大气和尘埃形成区分子气体分布及抛射方式不明的问题，本文以1个恒星半径分辨率观测IRC+10216，发现HCN等分子谱线对应光球大对流胞，其与脉动及伴星共同塑造星周包层。
2024-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-driven acceleration in the expanding WR140 dust shell
沃尔夫-拉叶（WR）双星系统WR 140是一个近距离（0.9-16.7质量）双星，由一颗O 5主星和一颗WC 7伴星组成，被认为是幕式产生尘埃的WR的原型。WR双星中的尘埃形成于两个恒星风碰撞产生的受限气流中，双星的轨道运动将大规模的尘埃结构雕刻成弧形，因为尘埃被径向向外扫过。据了解，WR 140中尘埃产生所需的敏感条件只有在两颗恒星足够接近时才能在近星点附近得到满足。在这里，我们提出了多历元图像的拱星尘埃壳的WR 140。我们构建了几何模型，密切跟踪复杂结构的尘埃羽的扩张，表明轨道调制引起的复杂效应可能会导致在一个'金发区'的尘埃生产。我们发现，尘埃羽流的膨胀不能在一个简单的匀速外流的假设下重现，而是发现尘埃正在加速。这构成了一个直接的运动学记录的尘埃运动加速下的辐射压力，并进一步突出了复杂的物理条件碰撞风双星。
2022-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of dust in the detached shells around U Ant, DR Ser, and V644 Sco
了解恒星演化渐近巨分支阶段产生的尘埃的性质对于理解恒星和星系的演化具有重要意义。最近对碳AGB星R Scl的观测表明，远红外和亚毫米波长的观测可以有效地限制壳层中的颗粒大小，而总质量取决于颗粒的结构（固体与中空或蓬松）。我们的目标是约束的尘埃在三个碳AGB星U Ant，DR Ser和V644 Sco周围的分离壳中观察到的亚毫米级的属性，并调查由远红外和亚毫米观测提供的尘埃质量和粒度的约束。我们使用APEX上的LABOCA在870微米处观测了碳AGB星U Ant、DR Ser和V644 Sco。结合从光学到远红外的观测，我们建立了尘埃辐射转移模型的光谱能量分布（SED）的贡献，从恒星，现在的质量损失和分离壳。我们测试了不同的总粉尘质量和粒度的SED的效果，并试图一致地再现SED从光学submm。我们推导出尘埃质量的外壳中的几个10 e-5 Msun，假设球形，固体颗粒。最佳拟合晶粒半径相对较大，并且表明存在0.1微米-2微米之间的晶粒。LABOCA观测受到12 CO（3-2）的污染，因此在亚毫米波长处给出的通量高于预测的尘埃排放。我们调查的最佳拟合模型的影响，通过假设不同程度的污染，并表明，远红外和亚毫米观测是重要的，以约束壳中的尘埃质量和粒度。
2018-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Production in a Thin Dense Shell in Supernovae with Early Circumstellar Interactions
在超新星（SNe）中，光变曲线显示出喷出物和星周物质（CSM）之间强烈和早期相互作用的证据，估计新尘埃的形成发生在前向（FS）和反向激波（RS）之间的致密气体壳层中。在这项研究中，首次模拟了这种致密壳层中粉尘形成的机制。考虑到喷出物质量的变化和爆炸前的质量损失率，一组9种情况下，考虑到不同的相互作用，在这样的SNe报告的性质。对于一个单一的主序星质量，喷出物质量的变化表现为恒星的H壳层质量的变化，由于爆炸前的质量损失而损失。我们发现，在致密壳层的尘埃质量范围在10 $^{-3}$ M $_{\odot}$和0.8 M $_{\odot}$，由富O和富C的颗粒，其相对比例由相互作用的性质决定。冲击波后气体中尘埃形成的特征是逐渐产生的速率，大部分在$^{-1}$每天10 $^{-6}$到10 $^{-3}$ M $_{\odot}$之间，这种速率可能在爆炸后持续十年。更高的质量损失率导致更大的尘埃质量，而较小的喷出物质量（较小的剩余H-壳层）增加了这种SNe中的尘埃生产效率。正如我们的计算所示，在RS后面形成的尘埃不受FS或RS的破坏，因此可能比喷出物中形成的尘埃有更大比例存活下来。
2022-05-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared and X-Ray Spectroscopy of the Kes 75 Supernova Remnant Shell: Characterizing the Dust and Gas Properties
我们提出了深钱德拉观测和斯皮策空间望远镜红外光谱（IR）的复合超新星遗迹（SNR）Kes 75（G29.7-0.3）的外壳。残骸由中央的脉冲星风星云和南部的明亮部分壳层组成，在无线电，红外和X射线波长处可见。X射线发射可以通过具有~ 1.5 keV的温度的单个热分量或具有1.5和0.2 keV的温度的两个热分量来建模。以往的研究表明，热成分可能来自反冲击SN喷出物。然而，我们的新分析没有显示出明确的证据表明超新星（SN）喷出物中Si、S、Ar、Mg和Fe的丰度增加，也没有显示出已确认的SN凝聚尘埃的红外光谱特征，因此有利于星周或星际起源的X射线和红外发射。壳层中的X射线和红外辐射在空间上是相关的，这表明尘埃粒子被发射X射线的气体碰撞加热。壳层的红外光谱主要由尘埃的连续辐射组成，很少或没有线辐射。模拟的红外光谱表明，尘埃被加热到一个相对密集的，热等离子体的温度约为140 K，这也引起了热X射线发射组件。从IR发射推断出的密度显著高于从X射线模型推断出的密度，表明该X射线发射气体的填充因子低。假设壳层中没有发生重大的尘埃破坏，暖尘埃成分的总质量至少为0.013太阳质量。IR数据还揭示了存在额外的等离子体组分，其具有较低的温度，与0.2 keV气体组分一致。因此，我们的IR分析提供了X射线发射的较冷成分的独立验证。
2011-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Nested Dust Shells around the Wolf-Rayet Binary WR 140 observed with JWST
拥有沃尔夫-拉叶（WR）星的大质量碰撞风双星是星际介质（ISM）中尘埃和化学富集的潜在重要来源。然而，从这样的系统形成的粉尘的化学成分和生存还没有得到很好的理解。富碳的WR（WC）双星WR~140是研究这些问题的理想天体物理实验室，因为它有明确的轨道周期和可预测的尘埃形成事件，每7.93年围绕近星点通过。我们目前的观测从我们的早期释放科学计划（ERS 1349）与詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）中红外仪器（MIRI）中分辨率光谱仪（MRS）和成像仪，揭示了嵌套拱星尘埃壳周围WR~140的光谱和空间特征。第二个尘埃壳层的MIRI MRS光谱和成像仪对过去$\gtrsim130$年中形成的超过17个壳层的探测证实了WR~140中的碳质尘埃颗粒的存活，这些尘埃颗粒可能是6.4和7.7 $μ$ m处“未识别红外”（UIR）波段特征的载体。观测结果表明，尘埃形成的WC双星可以丰富ISM与有机化合物和碳质尘埃。
2022-10-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
