SN 2008S: an electron capture SN from a super-AGB progenitor?
M. T. Botticella, A. Pastorello, S. J. Smartt, W. P. S. Meikle, S. Benetti, R. Kotak, E. Cappellaro, R. M. Crockett, S. Mattila, M. Sereno, F. Patat, D. Tsvetko… 展开作者
M. T. Botticella, A. Pastorello, S. J. Smartt, W. P. S. Meikle, S. Benetti, R. Kotak, E. Cappellaro, R. M. Crockett, S. Mattila, M. Sereno, F. Patat, D. Tsvetkov, J. Th. Van Loon, D. Abraham, I. Agnoletto, R. Arbour, C. Benn, G. Di Rico, N. Elias-Rosa, D. L. Gorshanov, A. Harutyunyan, D. Hunter, V. Lorenzi, F. P. Keenan, K. Maguire, J. Mendez, M. Mobberley, H. Navasardyan, C. Ries, V. Stanishev, S. Taubenberger, C. Trundle, M. Turatto, I. M. Volkov
We present comprehensive photometric and spectroscopic observations of the faint transient SN 2008S discovered in NGC 6946. SN 2008S exhibited slow photometric evolution and almost no spectral variability during the first nine months, implying a high density CS medium. The light curve is similar in shape to that of SN 1998S and SN 1979C, although significantly fainter at maximum light. Our quasi-bolometric lightcurve extends to 300 days and shows a tail phase decay rate consistent with that of ^{56}Co. We propose that this is evidence for an explosion and formation of ^{56}Ni (0.0015 +/- 0.0004 M_Sun). The large MIR flux detected shortly after explosion can be explained by a light echo from pre-exisiting dust. The late NIR flux excess is plausibly due to a combination of warm newly-formed ejecta dust together with shock-heated dust in the CS environment. We reassess the progenitor object detected previously in Spitzer archive images, supplementing this discussion with a model of the MIR spectral energy distribution. This supports the idea of a dusty, optically thick shell around SN 2008S with an inner radius of nearly 90AU and outer radius of 450AU, and an inferred heating source of 3000 K and luminosity of L ~ 10^{4.6} L_Sun. The combination of our monitoring data and the evidence from the progenitor analysis leads us to support the scenario of a weak electron capture supernova explosion in a super-AGB progenitor star (of initial mass 6-8 M_sun) embedded within a thick CS gaseous envelope. We suggest that all of main properties of the electron capture SN phenomenon are observed in SN 2008S and future observations may allow a definitive answer.
Metal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope I. Constraints on Progenitor Mass and Metallicity of AGB Stars Undergoing s-Process Nucleosynthesis
Evolution and final fate of solar metallicity stars in the mass range 7-15 Msun. I. The transition from AGB to SAGB stars, Electron Capture and Core Collapse Supernovae progenitors
The Last Gasps of a Dying Star: ALMA Observations of the Pre-Planetary Nebula IRAS 06530-0213
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Instituto de Física Fundamental (IFF-CSIC)（基础物理研究所（CSIC））；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）；Observatorio Astronómico Nacional (IGN/CNIG)（国家天文台（IGN/CNIG））；University of Washington（华盛顿大学）；University of Rochester（罗切斯特大学）；Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；Macquarie University（麦考瑞大学）
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。
The Mass-Loss Return from Evolved Stars to the Large Magellanic Cloud IV: Construction and Validation of a Grid of Models for Oxygen-Rich AGB Stars, Red Supergiants, and Extreme AGB Stars
The s process in rotating low-mass AGB stars. Nucleosynthesis calculations in models matching asteroseismic constraints
目标。我们调查的S-过程中的AGB阶段的恒星模型，其核心被强制旋转的速率与他们的祖先和继任者的星震学观测一致。方法.我们计算了新的2 M $_{\odot}$，Z=0.01模型，在主序开始时以0，125和250 km/s旋转。人为增加了一种额外的粘性，以增强角动量的传输，从而降低核心旋转速率，使之与星震学观测结果相一致。我们比较了我们的模型的旋转速率与观察到的旋转速率在MS的核心He燃烧结束，和白矮星阶段。结果我们目前的核合成计算这些旋转AGB模型，强制匹配的MS，RGB，He燃烧，和WD星的旋转速率的asteroseisic约束。特别是，我们计算了一个模型，该模型与观测到的核心氦燃烧恒星旋转速率的上限相匹配，我们还包括一个模型，该模型的旋转速度比观测值的上限快一个数量级。在这两个模型中的s-过程生产是可比的非旋转模型。结论.减慢恒星核心的自转速率以满足上述的星震约束，可以将旋转诱导的混合过程减少到对s过程核合成没有影响的程度。这一结果与恒星演化模型的初始自转速率无关。然而，在恒星演化中旋转的处理中仍然存在不确定性，需要减少这些不确定性以确认我们的结论，包括我们降低模型核心旋转速率的方法的物理性质，以及磁过程。
Dramatic infrared variability of WISE J1810-3305: catching early dust ejection during the thermal pulse of an AGB star?
我们提出了一个源的宽带红外测光特性类似樱井的对象的发现。WISE J180956.27-330500.2（以下简称J1810-3305）显示非常红的WISE颜色，但显示非常蓝的2 MASS [K]与WISE [W1（3.4微米）]颜色。它在IRAS时代是不可见的，但现在有12微米的通量，远高于IRAS点源目录的检测极限。历史上的光学照相底片以及多时期AKARI中红外测量也有变化的迹象。宽带红外光谱能量分布，后IRAS增亮和多波长可变性都是樱井的对象所共有的特征-一个后渐近巨星分支（后AGB）恒星，经历了后期的热脉冲，最近喷出了大量的尘埃，目前正在膨胀和冷却。光学祖先的颜色表明，J1810-3305可能是晚期光谱类。它的戏剧性的红外增亮，并检测到一个晚型光学对应物是一致的情况下，我们已经抓住了一个极其巨大的尘埃喷射事件（在1998年或不久之前）在热脉冲的AGB星，从而提供了一个独特的机会，观察恒星演化在这一阶段。J1810-3305是整个WISE初步数据发布中唯一具有类似红外SED和可变性的源，强调了此类源的稀有性。确认其性质是非常重要的。
Cool, Luminous, and Highly Variable Stars in the Magellanic Clouds. II: Spectroscopic and Environmental Analysis of Thorne-Żytkow Object and Super-AGB Star Candidates
在以前的工作中，我们在麦哲伦星云中发现了38颗冷而明亮的变星，并对其中11颗进行了详细的研究，以便将它们归类为索恩-迪特科天体（TdoOs，具有中子星核心的红超巨星）或超级AGB星（最大质量的恒星，不会发生核心坍缩）。这个星族包括HV\，2112，一颗在其他研究中被认为是TtoO或高质量AGB星的特殊恒星。在这里，我们继续这项调查，使用这些恒星的运动学和无线电环境和当地的恒星形成历史的祖先系统的年龄和过去的超新星的存在的限制。这些恒星与最近恒星形成的区域无关，我们在它们的位置没有发现过去超新星的证据。最后，我们还评估了与红超巨星相比，它们光谱中重元素和锂的存在。我们发现，与大多数样品中的RSG相比，Li和s-过程元素的吸收较强，与超AGB核合成一致，而HV 1，2112显示出与TdOO核合成相关的额外强线。再加上我们以前的质量估计，结果是一致的恒星是大质量（~4- 6.5 M $_{\odot}$）或超级AGB（~6.5- 12 M $_{\odot}$）恒星在热脉冲阶段，提供低质量和高质量恒星星族之间的过渡的重要观察。HV\，2112则更加模糊，它可能是一颗最大质量的sAGB星，或者是一颗Tdo O，如果稳定的最小质量延伸到<13 M $_\odot$。
Dust in the very metal-poor galaxy Sextans A with JWST. I: Characterizing the evolved stellar population of Sextans A based on JWST observations and stellar evolution models
Università degli Studi Roma Tre（罗马第三大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台（意大利国家天体物理研究所））；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Open University（开放大学）；Keele University（基尔大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Koninklijke Sterrenwacht van België（比利时皇家天文台）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）
