AGB yields and Galactic Chemical Evolution: last updated
我们研究的S-过程的丰度在时代的太阳系形成的结果发生在AGB恒星的各种质量和金属丰度的核合成。计算是用Travaglio等人（1999，2004）提出的银河系化学演化（GCE）模型进行的。相对于以前的工作，我们使用了更新的太阳陨石丰度，中子捕获截面网络，包括最近的测量，我们实施了$s$过程产量与扩展范围的AGB初始质量。新的AGB产率集包括对22 Ne（alpha，n）25 Mg速率的新评估，该评估考虑了最新的实验信息。
2013-11-21 astro-ph.SR
Photospheric Chemical Depletion in Post-AGB/Post-RGB Binaries with Second-Generation Protoplanetary Discs
本博士论文研究后AGB/后RGB双星中盘-双星相互作用驱动的光球化学损耗，通过对比原行星盘特征，间接探索第二代行星形成的可能性。
2025-10-24 astro-ph.SR
Asymptotic Giant Branch stars at low metallicity: the challenging interplay between mass loss and molecular opacities
我们调查的主要物理性质的低金属量渐近巨星分支恒星，目的是量化的不确定性，目前影响这些恒星的预测化学产率，与质量损失和分子不透明度的描述。我们发现，以上的阈值质量，M ~ 3.5Msun的Z=0.001，结果是很少依赖于不透明度的处理，只要热底燃烧防止表面的C/O比超过1，这些大质量的AGB星的产量预计将主要取决于对流的效率，与相对温和的依赖于质量损失的描述。一个更高程度的不确定性与产量较小的模型，这严重依赖于所采用的分子不透明度。存在一个质量区间，比如说2.0-3.0Msun（确切的范围取决于质量损失），其中六溴代二苯甚至可能在含碳分子的不透明性产生的冷却之后消失。这些恒星的产额是最不确定的，氮和钠产额的变化范围最大（高达~ 2dex）。对于非常低质量的模型，没有经历热底部燃烧（M< 1.5Msun），质量损失的描述和对流边界的处理对于第三次疏浚的发生是至关重要的，对CNO产量有相当大的影响。
2010-07-15 astro-ph.SR
Galactic Chemical Evolution of the s Process from AGB Stars
我们使用Travaglio等人（1999，2001，2004）已经讨论过的银河系化学演化（GCE）模型，使用完全更新的网络和改进的渐近巨星分支（AGB）模型，跟踪银河系s元素的化学演化。在太阳系形成时期，s对每个同位素的贡献的计算是通过仅遵循AGB星的GCE贡献来确定的。然后，使用的r-过程残差的方法，我们确定每个同位素的太阳系r-过程的分数，并重新计算GCE的重元素占的S和R过程的贡献。我们比较我们的结果与光谱丰度在不同的金属丰度的[Sr，Y，Zr/Fe]，[Ba，La/Fe]，[Pb/Fe]，典型的三个S-过程的峰值，以及[Eu/Fe]，这又是一个典型的R-过程的元素。这些计算中涉及的各种不确定性分析进行了讨论。
2009-09-30 astro-ph.SR
Chemical composition of A--F type post-AGB candidates
对9颗后AGB候选星的样本进行了丰度分析，其中8颗以前从未被探索过。我们在其中发现了HD 105262、HD 53300和CpD $-62^o5428$等四个非常有希望的天体。我们发现强有力的证据，尘埃气体分离，通过选择性耗尽的折射元素在HD 105262。在HD 53300、CpD $-62^o5428$和HD 114855中也观察到了同样的效应，尽管后两颗恒星的丰度特性相对较小。我们发现HD 725，HD 842，HD 1457，HD 9233和HD 61227的氮强烈富集，但没有进一步的证据支持它们的后AGB性质。我们比较了观测到的这些恒星的[N/C]比的演化模型，其中包括旋转诱导混合的预测。
2010-03-22 astro-ph.SR
Influence of the Outer Boundary Condition on models of AGB stars
目前恒星大气的实现通常从灰色平面平行大气或缩放的太阳大气中推导出内部模型的边界条件，这两种情况都不能被认为对热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）有适当的基本假设。本文讨论了在恒星演化程序中外边界条件的处理和影响，以及由此产生的对AGB演化的影响。控制TP-AGB的复杂的相互作用过程，如第三次疏浚和质量损失，可以通过改变该边界条件的处理来影响。这里介绍的是从改变的几何形状，不透明度和实施网格的MARCS/COMARCS模式的气氛，以改善这种治疗的结果。虽然TP-AGB演化过程中有变化，但可观测的量，如最终核心质量，并没有因为大气处理的变化而显著改变。在研究过程中，我们观察到了AGB模型中一个以前没有见过的现象，并进一步研究了这个现象。这被认为是物理性的，尽管是由特定的条件引起的，使其不太可能存在。如果它存在于恒星中，这种现象将使碳星的寿命增加到1000万年以上，并在观测到它的狭窄初始质量范围（$\sim2-2.3M_{\odot}$）内使最终核心质量增加$\sim0.1M_{\odot}$。
2018-07-10 astro-ph.SR
On the nature of the most obscured C-rich AGB stars in the Magellanic Clouds
麦哲伦星云中具有最大遮蔽度的恒星被用来探测处于渐近巨星分支（AGB）演化阶段的恒星的高度不确定物理。特别是碳星，提供了关于第三次疏浚（TDU）和质量损失的关键信息。我们使用两个独立的恒星演化程序来测试不同的物理处理如何影响AGB上的演化。这两个代码的输出被用来确定拱星包层中尘埃形成的速率，其中用于确定尘埃的方法对于每种情况都是相同的。在大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中具有最大遮蔽度的恒星分别被认为是初始质量为$2.5-3~M_{\odot}$和$\sim 1.5~M_{\odot}$的天体的后代。这种质量差异是由两个星系恒星形成历史的差异引起的，并为LMC中C星的红外颜色比SMC中的C星更红提供了一个简单的解释。与SMC中富C AGB星的斯皮策色比较表明，初始质量在$1.5~M_{\odot}$附近的恒星必须达到最小的表面碳质量分数$X(C) \sim 5\times 10^{-3}$。我们的结果证实了在AGB星演化模型中采用低温不透明度的必要性。这些不透明度使恒星获得足够高的质量损失率（$\gtrsim 10^{-4}M_{\odot}/yr$），以产生再现斯皮策颜色所需的尘埃量
2016-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas and dust from metal-rich AGB stars
内容：通过渐近巨星分支（AGB）阶段演化的恒星向其宿主系统提供了重要的反馈，其形式包括富含核燃烧产物的气体和在其风中形成的尘埃，它们将其喷射到星际介质中。因此，AGB星是银河系和其他星系化学演化的重要组成部分。目的：我们研究了具有超太阳金属丰度的AGB模型，以完成我们的大型数据库，到目前为止，从金属贫乏到太阳化学成分。我们提供的化学产率的质量范围为1-8 Msun和金属度Z=0.03和Z=0.04。我们还研究了粉尘生产在这个金属丰度域。方法：计算了从主序前到AGB期的进化序列。我们遵循的表面化学成分的变化，计算各种物质的化学产率和模型尘埃形成的风，以确定尘埃生产率和总尘埃质量产生的每颗恒星在AGB阶段。结果如下：恒星的物理和化学演化对初始质量很敏感：M> 3 Msun的恒星经历了热的底部燃烧，而低质量恒星的表面化学只有在第三次疏浚时才发生变化。2.5-3.5Msun的金属量Z=0.03的恒星达到碳星阶段，而所有Z=0.04的恒星（除了2.5Msun）在整个AGB阶段都保持富O状态。富含金属的AGB产生的大多数尘埃都是硅酸盐颗粒。产生的尘埃总质量随恒星质量的增加而增加，在8 Msun恒星中达到~ 0.012 Msun。
2020-07-04 astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars I. The COLIBRI Code
我们提出的COLIBRI代码计算沿TP-AGB阶段的恒星演化。与纯合成的TP-AGB程序相比，COLIBRI放宽了他们的分析形式主义的重要部分，有利于应用于完整包络模型的详细物理学，其中恒星结构方程从大气层到氢燃烧壳层的底部都被整合。这允许自洽地预测：（i）有效温度，更一般地说，对流包络和大气结构，正确地耦合到表面化学丰度和气体不透明度的变化;（ii）大气中的球形效应;（iii）最大质量AGB星的核心质光关系及其由于热底燃烧（HBB）引起的破裂，（四）通过解决一个完整的核网络的HBB核合成（pp链和CNO、NeNa、MgAl循环），还包括通过Cameron-Fowler铍输运机制产生7 Li;（v）脉冲驱动对流区的化学组成;（vi）第三次疏浚的开始和终止，以及适当的温度标准。与此同时，COLIBRI开创了恒星内部物理处理的新技术。它是第一个使用精确的动态计算大约800个原子、离子、分子的状态方程以及整个深包层的Rosseland平均不透明度的进化代码。COLIBRI的另一个突出方面是它的高计算速度。这个功能是必要的校准不确定的参数和过程，特点的TP-AGB阶段，一个步骤的至关重要的生产可靠的恒星星族合成模型的星系高红移。（节略）
2013-05-20 astro-ph.SR
Super AGB and AGB evolution and the chemical inventory in NGC 2419
我们跟踪了大质量渐近巨星分支（AGB）星和超级AGB星（SAGB）中的热底燃烧（HBB）物质在球状星团中形成第二代星的情况。在星系团NGC 2419中，我们假设存在由AGB和SAGB喷出物直接形成的极端人口，因此我们可以直接将金属丰度Z=0.0003的产额与星系团NGC 2419的化学清单进行比较。在如此低的金属丰度下，HBB温度（远高于108 K）允许非常先进的核合成。约6 Mo的质量消耗Mg并合成Si，超过Al，因此后一种元素仅适度增强;钠不能增强。该模型与观测结果一致，尽管预测的Mg耗尽并不像观测到的恒星那样强烈。我们预测贫镁星的氧丰度必定是以一个巨大的因子被耗尽的。HBB的温度是接近该地区的其他p捕获反应较重的核成为可能。我们表明，高钾丰度发现在镁贫星可以实现在HBB期间，通过p捕获的氩核，如果相关的截面（S）是大于在文献中列出的，或者如果HBB温度较高。最后，我们推测，一些钙的生产是由于质子捕获钾。我们强调，必须大力测量这一集群中更大样本的丰度。
2012-11-16 astro-ph.SR
The abundance of HCN in circumstellar envelopes of AGB stars of different chemical types
本文报道了不同化学类型的AGB星大样本的HCN（亚）毫米谱线发射的多次跃迁观测。对这些数据进行了分析，并对星周HCN丰度进行了估计。样本恒星跨越了大范围的性质，如质量损失率和光球C/O比。对新数据的分析可以更准确地估计星周HCN丰度，并对化学模型提出新的限制。为了约束拱星HCN丰度分布的详细的非LTE激发分析，基于蒙特卡罗方法，进行。谱线重叠和尘埃粒子辐射激发的影响也包括在内。结果表明，碳星（25颗）、S型AGB星（19颗）和M型AGB星（25颗）的HCN丰度（相对于H_2）的中位数分别为3 × 10 ~（-5）、7 × 10 ~（-7）和10 ~（-7）。HCN信封的估计大小是类似的情况下，SiO的源相同的样本，并同意与以前的干涉观测结果，当这些是可用的。我们发现，有一个明确的依赖派生的拱星HCN丰度的C/O比的恒星，在碳星有大约两个数量级的丰度比M型AGB星，平均。S型AGB星的HCN丰度分布范围较大，通常介于其他两种类型之间，但略接近M型AGB星的值。对于M-型恒星，估计的丰度比HCN在热平衡下形成时所预期的要高得多。然而，这些结果也与最近的非LTE化学模型的预测相反，在非LTE化学模型中，各种类型的AGB恒星之间的HCN丰度预计差异很小。
2013-01-10 astro-ph.SR
A window on the efficiency of the s-process in AGB stars: chemical abundances of n-capture elements in the planetary nebula NGC 3918
利用深紫外可见光谱VLT分光光度数据研究了行星状星云NGC 3918的化学成分。我们识别并测量了750多条发射线，使我们的光谱成为行星状星云有史以来最深的光谱之一。在这些线中，我们检测到非常微弱的几个中子捕获元素（硒，氪，铷，和氘），这使我们能够计算其化学丰度与前所未有的准确性，从而限制了效率的S-过程和对流疏浚的祖星NGC 3918。
2015-10-15 astro-ph.SR
Super and massive AGB stars - III. Nucleosynthesis in metal-poor and very metal-poor stars - Z=0.001 and 0.0001
我们提出了一个新的网格的恒星模型和核合成产额的超AGB恒星的金属丰度Z=0.001和0.0001，适用于银河系内的化学演化模型。与更多富含金属的恒星相反，在这些低金属度模型中，热底部燃烧是表面成分的主要驱动力，第三次挖掘和腐蚀性第二次挖掘的效果也对产量产生了强烈的影响。这些贫金属和非常贫金属的超级AGB恒星产生大量的He 4，C13和N14，以及重镁同位素Mg 25和Mg 26。在金属丰度Z约为0.001时，产率趋势发生转变，低于此值时，我们发现C12、O 16、N15、Al 27和Si 28的产率为正，但对于较高的金属丰度，情况并非如此。我们探讨了来自于超级AGB星的风处方的大的不确定性，发现Ne 22，Na 23，Mg 24，25，26，Al 27和我们的s-过程代理同位素g的产额大约有2个数量级的差异。我们发现，包含可变成分的低温分子不透明度是唯一关键的超级AGB星的金属丰度低于Z约0.001。我们分析我们的结果，在文献中，解决这个问题：超级AGB星的污染负责极端人口的球状星团NGC 2808？我们的结果，以及以前的研究，似乎不能令人满意地匹配的极端人口在这个球状星团。
2014-03-20 astro-ph.SR
Characterizing the companion AGBs using surface chemical composition of barium stars
钡星是研究银河系中慢中子俘获过程元素起源和演化的重要探针之一。这些都是外在恒星，在那里观测到的s-过程元素丰度被认为是起源于现在看不见的同伴，这些同伴在它们的渐近巨分支演化阶段产生了这些元素。我们试图了解的S-过程核合成，以及伴星的物理性质，通过观察到的元素丰度的10个钡星的详细比较与预测从AGB核合成模型，FRUITY。对于这些恒星，我们提出了几个元素，C，N，O，Na，Al，$α$ -元素，Fe峰元素和中子捕获元素Rb，Sr，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm和Eu的丰度估计。丰度估计是基于高分辨率光谱分析。对其中四颗恒星中Rb的观测使我们能够对伴星AGB的质量加以限制。我们的分析清楚地表明，负责这些恒星表面丰度特性的前同伴是低质量AGB星。运动学分析表明，这些恒星是银河系盘族的成员。
2020-10-14 astro-ph.SR
The mass-loss rates and molecular abundances of S-type AGB stars
S型恒星的C/O比被认为接近于1（在百分之几以内）。它们被认为代表了AGB星从富氧M型星演化为碳星的中间演化阶段。作为可能的过渡天体，S型星可以为AGB的质量损失机制和化学演化提供重要线索。利用星周射电谱线的观测资料，结合详细的辐射转移分析，我们估算了40颗S型AGB星的质量损失率和重要化学分子（SiO，HCN）的丰度。结果将与以前的M型和碳星的结果进行比较。
2010-11-09 astro-ph.SR
The 12CO/13CO ratio in AGB stars of different chemical type-Connection to the 12C/13C ratio and the evolution along the AGB
本文的目的是通过星周12 CO/13 CO比值来研究12 C/13 C比值沿AGB的演化。这是第一次将包括大量M型和S型恒星的样本与同等大小的碳星样本一起进行分析，从而有可能调查不同类型之间的趋势并确定演化效应。星周12 CO/13 CO丰度比是通过对单碟射电谱线观测的详细辐射转移分析估算的。首先，12 CO的辐射转移求解，假设丰度（取决于恒星的化学类型），给出气体的物理参数，即质量损失率，气体膨胀速度，和气体温度分布。然后，13 CO辐射转移求解使用的12 CO模型的结果，给出了13 CO丰度。最后计算了12 CO/13 CO丰度比。星周12 CO/13 CO丰度比在三种光谱类型之间是不同的。这与恒星演化模型中假设光谱类型构成演化序列的预期是一致的;然而，这是第一次在观测上显示出涵盖所有三种光谱类型的相对较大的样本。内侧拱星包层中M型星、S型星和碳星的13 CO丰度中值分别为1.6x10^-5、2.3x10^-5和3.0x10^-5，对应的12 CO/13 CO丰度比分别为13、26和34。有趣的是，碳星的丰度比分布远大于M型和S型恒星，即使排除J型碳星，也符合AGB演化的预期。我们发现同位素比和质量损失率之间没有相关性，如果两者都随着恒星的演化而增加，这是可以预期的。
2014-05-25 astro-ph.SR
Modelling depletion by re-accretion of gas from a dusty disc in post-AGB stars
许多盘型后渐近巨星分支（post-AGB）恒星的化学性质是特殊的，在它们的光球层中显示出与凝结温度相关的耐火元素的丰度不足。本文的目的是研究如何吸积从环双星盘可以导致这种现象的耗尽，以及如何影响后AGB恒星的演化。我们使用的\texttt{MESA}代码演变成后AGB阶段的恒星，同时包括吸积的金属贫气体。我们比较了58个观察到的盘型后AGB星的化学丰度数据的样本模型。对于这些恒星中的每一个，我们使用盖亚距离估计了光度和质量。我们模拟的吸积率到二进制从一个粘性不断发展的光盘的初始吸积率和光盘质量的范围。我们发现，大的初始吸积率（$\gtrsim 3\times10^{-7}$ $M_\odot$ /yr）和大的初始盘质量（$\sim10^{-2}$ $M_\odot$）需要复制所观察到的耗尽后AGB星。基于这些高吸积率，后AGB恒星的演化时间尺度可以显著延长2到5倍。我们区分耗尽模式是不饱和的（高原剖面）从那些饱和，我们预计后红巨星分支（后RGB）的明星更有可能表现出不饱和的丰度模式相比，后AGB明星。最后，由于低质量后RGB恒星的演化较慢，我们发现这些系统可以在较低的有效温度（$< 5000$ K）下耗尽。我们的结论是，环联星盘的吸积成功地解释了后AGB恒星的化学特性。
2019-08-08 astro-ph.SR
Chemical tracers of a highly eccentric AGB-main sequence star binary
本研究首次结合化学与动力学分析，揭示了W Aquilae双星系统的高偏心率长周期轨道，提出基于天体化学的方法可严格约束含AGB恒星双星的轨道参数。
2024-07-24 astro-ph.SR
The discovery of a Li-Na-rich giant star in Omega Centauri: formed from the pure ejecta of super-AGB stars?
我们报告发现的两个富锂巨星（比红巨星分支凸点暗淡）的恒星系统欧米茄半人马座使用GIRAFFE-FLAMES光谱。这两颗星的A（Li）=1.65和2.40 dex，属于该系统的主星族（[Fe/H]分别为-1.70和-1.82）。其中最富锂的（#25664）的[Na/Fe]=+0.87 dex，比半人马座欧米茄中最富Na的恒星的金属丰度高出约0.5 dex。#25664中Li和Na的化学丰度可以定性地解释为在其RGB演化过程中恒星内部的深层额外混合效率，或者质量在7到8 Msun之间的超渐近巨星分支（AGB）恒星。在后一种情况下，这颗富含锂钠的恒星可能是由超级AGB恒星的纯净喷出物形成的，然后被原始物质稀释，或者，作为一个双星系统的一部分，当后者通过超级AGB阶段演化时，经历了来自伴星的质量转移。在这两种情况下，这个独特物体的化学成分可以让我们第一次看到在超级AGB恒星内部处理的气体的化学成分。
2018-12-31 astro-ph.SR
The NuGrid AGB Evolution and Nucleosynthesis Data Set
University of Hull（赫尔大学）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Eötvös Loránd Research Network (ELKH)（孔科利天文台，匈牙利科学院地球科学研究中心，厄特沃什·罗兰研究网络）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics, Center for the Evolution of the Elements, Michigan State University（密歇根州立大学核天体物理联合研究所元素演化中心）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
NuGrid数据集更新了AGB恒星演化和核合成模型，涵盖多种初始质量和金属度，用于研究星系化学演化。
2026-01-09 astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of low mass AGB stars
经历周期性第三次挖掘事件的热脉冲AGB恒星的包络线富含轻元素和重元素，涉及p，α和n的复杂内部核合成的灰烬捕获了数百种稳定和不稳定的同位素。本文提出了低质量AGB星（2 Msun）的新模型，其金属丰度范围在Z=0.0138（太阳）和Z=0.0001之间。主要特点是：i）一个完整的核网络（从H到Bi）耦合到恒星演化代码，ii）质量损失-周期-光度关系，基于长周期变量的可用数据，ii）C-和/或N-增强的混合物的分子和原子不透明度，适合于第三次挖掘引起的包层的化学修改。对于每个模型的物理和化学演变的详细描述，此外，我们提出了一套统一的产量，全面的所有化学物种（从氢到铋）。主要的核合成位点是薄的13 C口袋，它形成于每三个疏浚事件后的核心-包膜过渡区。这13 C口袋的形成是引入一种新算法的主要副产品，该算法在对流包络的内边界处形成对流元素的速度分布：详细讨论了该算法的物理基础和校准。不同模型的最终表面组成反映了不同恒星星族的AGB星的初始铁种子含量和物理结构的差异。在不同的[Fe/H]条件下，本征C星的[hs/ls]指数与观测值基本一致。
2009-02-06 astro-ph.SR
Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: Mass-loss rates and SiO abundances
主要目的是获得可靠的质量损失率和星周SiO丰度的样本的40 S型AGB星的基础上新的多过渡CO和SiO无线电线观测。此外，将结果与M型AGB星和碳星的先前结果进行比较，以寻找化学类型的趋势。星周包层被假定为球对称的，并形成一个恒定的质量损失率。质量损失率估计拟合CO观测使用非本地，非LTE辐射转移代码。一旦拱星包层的物理性质被确定，相同的辐射转移代码被用来模拟所观察到的SiO线，以获得拱星丰度和SiO线发射区域的大小。我们已经估计了40 S型AGB星的质量损失率，并发现导出的质量损失率的分布类似于以前导出的类似样本的M型AGB星和碳星。估计的质量损失率也与相应的膨胀速度相关。总之，这表明在所有三种化学类型的AGB恒星中，质量损失是由相同的机制驱动的。此外，我们还估算了26颗S型AGB星的星周SiO相对于H2的丰度分数。推导出的SiO丰度，平均而言，约一个数量级高于恒星大气热平衡化学预测，表明非平衡化学过程决定了丰度的SiO在拱星信封。此外，与M型AGB星和碳星的结果的比较表明，对于一定的质量损失率，星周SiO丰度似乎独立（虽然有很大的分散）的C/O比。
2009-03-10 astro-ph.SR
Modelling the impact of circumbinary disk accretion on post-AGB binary evolution and surface chemistry
本研究通过MESA模拟，发现高吸积率和大盘质量可解释post-AGB双星的化学耗损，快速吸积延长恒星寿命，但不足以解释电离行星状星云的缺乏。
2025-04-29 astro-ph.SR
Why Galaxies Care about Post-AGB stars
后AGB恒星演化非常快，因此已知的并不多。原则上，它们的光谱特性使它们成为检验我们关于恒星演化晚期理论的理想对象。然而，事实证明这比预期的要困难得多，主要是因为银河系后AGB恒星的形态，动力学和化学多样性确实非常大。在这里，我专注于最近的结果和触摸后AGB研究的光明的未来。
2011-05-03 astro-ph.SR
Chemical Compositions of a sample of candidate post-AGB stars
我们已经推导出元素丰度的样本9红外光谱源的颜色类似的后AGB星。对于IRAS 01259+6823、IRAS 05208-2035、IRAS 04535+3747和IRAS 08187-1905，这是首次基于高分辨率光谱的详细丰度分析。已经发现IRAS 01259+6823、IRAS 05208-2035和IRAS 08187-1905的s-处理的轻度指示，并且已经对s-处理增强对象IRAS 17279-1119和IRAS 22223+4327进行了更全面的研究。我们还对高银纬超巨星BD+39 4926和HD 107369进行了当代丰度分析。前者的耐火材料严重缺乏，估计[Zn/H]为-0.7 dex，很可能是恒星的初始金属丰度。对于HD 107369，α和Fe峰元素的丰度与晕天体相似，并且可以看到s过程元素的中度缺乏。IRAS 07140-2321虽然是一颗短周期的星周双星，但并没有表现出耐火元素的选择性贫化。我们已经编制了恒星参数和丰度后AGB星与s-过程增强，那些显示出显着的可凝聚元素的耗尽，那些既不显示。编译表明，s-过程增强组包含非常少量的双星，观测到的[alpha/Fe]通常与厚盘值相似。这可能代表了单星的AGB演化。贫化群的汇编包含了更大比例的双星，并基本上支持了通过SED和中红外干涉的形状推断的后AGB双星周围有尘埃盘的假设。IRAS 07140-2321和BD+39…
2011-09-08 astro-ph.SR
A view of the H-band light-element chemical patterns in Globular Clusters under the AGB self-enrichment scenario
通过分析9个银河系球状星团（GCs）中的巨星数据，讨论了AGB星在球状星团（GCs）中形成多星族的自富集过程，这些巨星覆盖了广泛的金属丰度范围，并同时获得了C、N、O、Mg、Al、Si等元素的测量数据。为此，我们计算了6组AGB模型，与属于每个GC的第一代的恒星具有相同的化学成分。我们发现，AGB产量可以重现一组可用的观测，不仅在每个GC中的恒星所示的污染程度，但更重要的是，还观察到的趋势与金属丰度，这与AGB演化模型的预测吻合得很好。虽然需要进一步的观测证据来明确确定新一代恒星在GC中形成的星际介质污染的主要参与者，但目前的结果证实，在AGB阶段期间，质量在$4~\rm M_{\odot} \leq \rm M \leq 8~\rm M_{\odot}$范围内的恒星喷出的气体具有与GC中恒星相同的化学模式。
2017-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Differential chemical abundance analysis of a 47 Tuc AGB star with respect to Arcturus
这项研究解决了在47 Tuccenda渐近巨星分支恒星Lee 2525中Zr丰度的差异。这颗恒星是用赛丁泉天文台2.3米望远镜的中阶梯摄谱仪观测到的。分析是通过校准Lee 2525相对于标准巨星大角星进行的。这项工作强调了使用标准恒星的重要性，其恒星参数与分析中的恒星相当，而不是相对于太阳进行校准（Koch & McWilliam 2008）。由于标准星和程序星之间大气结构的相似性，分析过程中的系统误差被最小化。除Zr外，Lee 2525的丰度与Brown & Wallerstein（1992）的值基本一致。在这项研究中，Zr与另一种轻s-过程元素Y（[Y/Fe]=+0.53 dex）具有类似的增强（[Zr/Fe] =+0.51 dex），这反映了当前关于AGB星内核过程富集s-过程元素的理论（Busso et al. 2001）。这与Brown & Wallerstein（1992）的结果相反，其中相对于Fe，Zr是不充足的（[Zr/Fe] = +0.51 dex），而Y是过量的（[Y/Fe] = +0.50 dex）。
2009-10-06 astro-ph.SR
Dust-gas chemistry in AGB outflows: Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows I. Effect on the gas-phase chemistry
AGB流出的化学建模通常集中在内部区域的非热力学平衡化学或外部区域的光子驱动化学。我们包括，为第一次，全面的灰尘气体化学在我们的AGB流出化学动力学模型，包括灰尘气体相互作用和颗粒表面化学。尘埃被认为是在内部区域形成的，并遵循类似星际尘埃的大小分布。使用辐射转移模型，我们获得了富O和富C流出中不同尘埃类型的尘埃温度分布。我们计算了一个网格模型，采样不同的外流密度，漂移速度之间的灰尘和气体，和灰尘类型。粉尘-气体化学可显著影响气相组成，耗尽母种和子种，并通过颗粒表面形成随后解吸/溅射增加某些子种的丰度。它的影响取决于四个因素：外流密度，尘埃温度，初始成分，和漂移速度。最大的影响是较高密度的流出冷尘埃和O-丰富的母体物种，因为这些物种通常有一个较大的结合能。当漂移速度大于$\sim 10$ km s $^{-1}$时，冰幔会发生溅射，但是它们不会被完全破坏。尘气化学模型可以更好地再现所观察到的物种在O丰富的外流枯竭。当包括较冷的灰尘在富C流出和调整CS的结合能，在富C流出的耗尽也更好地再现。为了最好地解释高分辨率的分子线观测从AGB流出，灰尘-气体相互作用的化学动力学模型。
2019-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
(Re)solving Mysteries of Convection and Mass Loss of AGB Stars: What New Models and Observations Tell Us About Long-Standing Problems
最近的进展，在高空间分辨率的技术，跨越波长从视觉到无线电制度，导致新的有价值的见解复杂的动力学大气的渐近巨星分支（AGB）的恒星和他们的风形成的地区。引人注目的例子是光球层和尘埃形成层的不对称和不均匀性的图像，这些图像在几个月的时间尺度上变化。这些特征可能与3D星箱模型预测的大尺度对流有关。此外，高分辨率的观测使测量尘埃凝结距离成为可能，它们提供了关于冷巨星附近尘埃颗粒的化学成分和大小的信息。这些都是建立风加速的现实模型和发展AGB恒星质量损失的预测理论的基本约束，这是恒星和星系化学演化模型的关键组成部分。
2016-10-27 astro-ph.SR
New Post-AGB star models as tools to understand AGB evolution and nucleosynthesis
我们研究了一个样本的后AGB星在银河系中，已知的表面化学成分和S-过程富集。最近确定的这些来源的光度，基于盖亚星系，允许第一次深入调查银河系后AGB恒星，有可能根据质量，化学成分和祖先的年龄来描述单个物体的特征。为此，我们使用了现有的AGB恒星的进化序列，扩展到后AGB阶段，补充新的模型，专门为本研究计算。表面碳和光度的综合知识证明了恒星以前历史的最有价值的指标，特别是关于能够改变表面化学成分和核心质量增长的各种机制的效率。这种分析允许解剖不同类别的恒星，例如低质量物体，在整个AGB寿命中演化为M型恒星，碳星，经历热底部燃烧的大质量AGB恒星。这种方法的潜力，以揭示新的光仍然有争议的问题有关的AGB的演变也进行了评论。
2021-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismology of ZZ Ceti stars with full evolutionary white dwarf models. II. The impact of AGB thermal pulses on the asteroseismic inferences of ZZ Ceti stars
渐近巨星分支（TP-AGB）上的热脉冲阶段是大多数中低质量恒星经历的最后一个核燃烧阶段。在这一阶段，新兴的白矮星的C/O核心上方的外部化学分层被建立起来。由祖先演化产生的化学结构强烈地影响了鲸鱼座ZZ星的整个脉动光谱，鲸鱼座ZZ星是位于T eff \sim 12000 K的狭窄不稳定带上的脉动C/O核心白矮星。在祖先演化过程中发生的几个物理过程强烈地影响着这些恒星的化学结构，在TP-AGB阶段发现的那些与鲸鱼座ZZ恒星的脉动性质最相关的过程。我们提出了一个研究的化学结构的影响建立在TP-AGB演化的恒星参数推断从星震拟合的鲸鱼座ZZ星。我们的分析是基于一组碳氧核心白矮星模型的质量从0.534到0.6463 M_{\odot}来自完整的进化计算从ZAMS到ZZ Ceti域。我们计算进化序列，经历不同数量的热脉冲。我们发现，在AGB演化过程中，热脉冲的出现与否，意味着鲸鱼座ZZ星的地震学有效温度的平均偏差不超过8%，恒星质量的偏差小于5%。然而，对于氢包层的质量，我们发现在冷的鲸鱼座ZZ星的情况下，偏差高达2个数量级。对于高温和中温的ZZCeti星，在大多数情况下氢包层质量没有差异。我们的研究结果表明，在一般情况下，在祖星的热脉冲的发生与否的影响是不可忽略的，必须考虑到在ZZ鲸鱼座恒星的星震学研究。
2018-01-31 astro-ph.SR
Tracing the s-Process: Spectroscopic Insights into Chemical Abundances in O- and C-rich Evolved Stars
Université libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）
通过光谱学研究O-和C富的恒星化学丰度，探讨AGB星的核合成和混合过程，分析s元素丰度对AGB模型的约束作用。
2026-04-10 astro-ph.SR
Sulphur-bearing molecules in AGB stars I: The occurrence of hydrogen sulfide
通过对各种含硫分子的（亚）毫米发射谱线的调查，我们的目标是确定哪些分子是不同类型AGB星中硫的主要载体。在本文中，第一个系列，我们调查的发生H $_2$ S AGB拱星信封，并确定其丰度，在可能的情况下。我们用APEX望远镜观测了20颗具有不同质量损失率和不同化学类型的AGB星，寻找了5种关键含硫分子CS、SiS、SO、SO $_2$和H $_2$ S的转动跃迁线。在这里，我们提出了我们的结果H $_2$ S，包括检测，非检测和详细的辐射转移模型的检测线。我们比较结果的基础上不同的描述H $_2$ S的分子激发和不同的丰度分布，包括那些来自化学建模结果。我们检测到H $_2$ S对五个AGB星，所有这些都有高质量损失率的$\dot{M}\geq 5\times 10^{-6}M_\odot$年$^{-1}$和富氧。H $_2$ S在碳或S型恒星中没有被探测到，这些恒星的质量损失范围相似。对于我们的样本中的恒星与检测，我们发现峰值o-H $_2$ S丰度相对于H $_2$之间的$4\times 10^{-7}$和$2.5\times 10^{-5}$。总的来说，我们的结论是H $_2$ S可以发挥重要作用，在富氧AGB星具有较高的质量损失率，但不太可能发挥关键作用，在其他化学类型的恒星或较低的质量损失率的富氧星。对于V1300 Aql和GX Mon这两个源，H $_2$ S很可能是拱…
2017-07-19 astro-ph.SR
Developing a self-consistent AGB wind model: I. Chemical, thermal, and dynamical coupling
AGB星通过星风损失的物质是星系化学富集的主要贡献者之一。AGB风的质量损失机制的一般假设是恒星脉动和尘埃颗粒上的辐射压力的组合，但目前的模型仍然受到限制。除其他外，他们假设气体的化学平衡，这可能是不合理的，由于风的快速局部动态变化。这一点很重要，因为它是调节风的热结构，风中尘埃颗粒的产生以及最终风的质量损失的化学成分。使用自洽水化学模型，我们研究了非平衡化学如何影响风的动力学。本文比较了流体动力和水化学无尘风，重点是化学加热和冷却过程。在具有物理上合理的脉动的纯流体动力学模型中，不会产生可持续的风。此外，温度太高，尘埃形成不可能发生，从而使谷物不可能受到辐射压力。由于有效的化学冷却，水化学风甚至更难启动。然而，密集区域的温度足够低，可以形成粉尘。这些区域靠近恒星，这是尘埃上的辐射压力所必需的，足以帮助产生风。扩展这个模型与尘埃的形成和演化自洽，并包括辐射压力，将有助于理解AGB风的质量损失。
2018-09-20 astro-ph.IM 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
Chemical abundance study of two strongly s-process enriched post-AGB stars in the LMC: J051213.81-693537.1 and J051848.86-700246.9
内容：本文是一个更大的项目的一部分，在该项目中，我们研究了河外后AGB恒星的化学丰度，最终目标是提高我们对AGB第三次挖掘混合过程和S-过程核合成的了解。目的：在本文中，我们研究了两个精心挑选的后AGB星在大麦哲伦星系。有利的大气参数的详细丰度研究和已知的距离相结合，使这些对象的内部AGB的第三次疏浚和s-过程核合成的理想探针，因为它们提供了理论AGB模型的观测约束。方法：我们使用高分辨率光学UVES光谱来确定准确的恒星参数，并进行详细的元素丰度研究。此外，我们使用现有的光度数据来构建红化和光度测定的SED。然后，我们估计从理论后AGB轨道的初始质量。结果：这两颗恒星都显示出与相对较低的C/O比（约1.3）相关的极端s过程富集。我们只能得出上限的铅（Pb）的丰度，这表明没有强大的铅相对于其他S-元素的过剩。与HR图中的理论后AGB演化轨道比较，发现这两颗恒星的初始质量都很低，在1.0到1.5 Msun之间。结论：这项研究增加了迄今为止在麦哲伦星云中数量非常有限的s-过程富集后AGB星上获得的结果。我们发现观测到的和预测的铅丰度之间的差异越来越大，对低金属丰度的所有研究麦哲伦云后AGB星发现到目前为止，以及温和的C/O比。我们发现，所有的s-过程丰富的后AGB星在LMC和SMC研究到目前为止，集群在同一地区的HR图，并与低质量的恒星平均金属丰度低。
2015-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-Temperature Gas Opacities with AESOPUS 2.0
这项工作介绍了新的低温气体不透明度，在3.2 <= log（T/K）<= 4.5的范围内，在热力学平衡的假设下使用AESOPUS代码计算（Marigo &_Aringer_2009）。与之前的版本AESOPUS 1.0相比，我们更新并扩展了分子吸收，以包括80种物质，主要使用目前可从ExoMol和HITRAN数据库获得的推荐行列表。此外，根据最近的研究，我们修改了H-光剥离截面，增加了原子和分子的其他负离子的自由-自由吸收，并更新了由于H2/H2，H2/H，H2/He和H/He对的碰撞诱导吸收。使用新的输入物理，我们计算了几种定标太阳化学成分的Rosseland平均不透明度表，包括Magg等人（2022）的最新一种，以及α增强的混合物。讨论了新AESOPUS 2.0和原始AESOPUS 1.0版本之间的不透明度差异以及其他计算集。新的不透明度通过一个专门的网页发布给社区，该网页包括广泛使用的化学成分的预先计算的表格，以及用于计算任何丰度分布的不透明度的网络界面。
2022-10-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spitzer/IRAC Characterization of Galactic AGB and RSG Stars
我们提出了新的斯皮策/IRAC观测的55个尘埃长周期变星（LPVs，48 AGB和6 RSG星）在银河系中，有不同的化学，变异类型，和质量损失率。富氧AGB星（包括内禀S型）的[3.6]-[8.0]颜色比碳星的[3.6]-[4.5]颜色更红，这是因为硅酸盐特征增加了8.0 μm IRAC波段的通量。对于包括5.8 μm波段的颜色，碳星分成两个不同的序列，可能是由于一个可变的光球C $_3$特征，只有在相对清晰，低质量损失率的来源中才能看到。半规则变星在[3.6]-[8.0]颜色上比Miras有更小的IR过量，这与半规则变星不连续地失去质量的假设一致。Miras在更长的时间内有更红的颜色，而半正则变星则没有。银河系的AGB星遵循麦哲伦云的周期光度序列。米拉变星沿基本脉动序列分布，而半正则变星则主要分布在泛音序列上。我们还导出了质量损失率与[3.6]-[8.0]颜色之间的关系。拟合的形状与其他作者在LMC中发现的AGB相似，但在整体归一化方面存在差异，这可能是由于用于推导质量损失率的模型中的不同假设。我们发现，IR颜色不是唯一的化学类型的鉴别器，建议谨慎使用颜色选择技术来推断返回ISM的AGB灰尘的化学成分时。
2015-01-12 astro-ph.SR
The intermediate neutron capture process. V. The i-process in AGB stars with overshoot
本文研究AGB星中过冲混合对i过程核合成触发与发展的影响，发现脉冲顶部过冲量主导质子摄入事件的发生率，并解释了观测到的r/s星化学丰度特征。
2024-02-21 astro-ph.SR
Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows -- II. Effect of the dust-grain size distribution
AGB星和超新星是构成星际介质的主要物质。AGB星形成的尘埃颗粒被认为很大。然而，由于尘埃在其流出物中的成核和生长仍然不清楚，尘埃粒度分布（GSD）是未知的。这是一个重要的不确定性，我们的知识的化学和物理历史的星际尘埃，作为AGB尘埃形式的$\sim$ 70%的起点，其演变。我们扩展了我们的化学动力学模型，其中包括一个全面的粉尘-气体化学。现在允许GSD偏离通常假设的标准Mathis et al.（1977）分布。我们发现，特定的GSD可以显着影响内流出的粉尘-气体化学。我们的研究结果表明，耗尽的气相物种的水平取决于平均晶粒表面积的GSD。当使用一系列跃迁时，可以从分子发射线的观测中检索气相丰度分布及其可能的耗尽。由于GSD处方内的简并性，无法检索特定参数，仅检索平均晶粒表面积（下限）。尽管如此，这可以区分主要由大颗粒或小颗粒组成的灰尘。我们表明，当结合其他可观测的，如光谱能量分布和偏振光，耗尽水平从分子气相丰度分布可以限制难以捉摸的GSD的尘埃AGB流出到ISM。
2020-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas and dust from solar metallicity AGB stars
我们研究了质量在$1~M_{\odot} - 8.5~M_{\odot}$之间的恒星的渐近巨星分支（AGB）演化。我们专注于具有太阳化学成分的恒星，这使我们能够解释银河系中进化的恒星。我们提出了一个详细的比较与模型相同的化学，计算与不同的进化代码和基于不同的一套物理假设。我们发现质量为$\ge 3.5~M_{\odot}$的恒星在包层底部经历了热的底部燃烧。它们的AGB寿命短于$\sim 3\times 10^5$ yr，并在一定程度上对对流的处理敏感地将质子捕获核合成污染的气体喷射到周围环境中。具有$1.5~M_{\odot} \le M \le 3~M_{\odot}$的低质量恒星成为碳星。在最后阶段，C/O比增长到$\sim 3$。我们发现一个显着的协议之间的两个代码的低质量模型，并得出结论，这些恒星的物理和化学性质的预测，和AGB的寿命，是不是敏感的AGB阶段的建模。产生的尘埃也取决于质量：低质量恒星主要产生固体碳和碳化硅尘埃，而高质量恒星产生硅酸盐和氧化铝尘埃。未来可能的观测可能能够增加更多的鲁棒性，目前的结果进行了讨论。
2017-12-22 astro-ph.SR
Molecular line study of the S-type AGB star W Aquilae. ALMA observations of CS, SiS, SiO and HCN
上下文凭借阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）出色的空间分辨率和灵敏度，可以在演化恒星周围的星周包层（CSE）中观察和分辨除了丰富的CO之外的分子气体，例如双星S型渐近巨分支（AGB）星W Aquilae。目的。我们的目标是约束的CSE的化学成分，并确定径向丰度分布，光球峰值丰度，和同位素比值的选择化学上重要的分子物种在最里面的CSE的W Aql。推导出的参数的背景下，AGB星的化学演化，并与理论模型进行比较。方法.我们采用一维辐射转移建模-与加速λ迭代（ALI）辐射转移代码-的径向丰度分布的总共五个分子种类（CS，SiS，30 SiS，29 SiO和H13 CN），并确定最佳拟合模型参数的基础上，高分辨率ALMA观测以及存档单碟观测。空间分辨ALMA观测的另一个优点是，我们可以直接从观测中约束观测到的谱线跃迁的径向轮廓。结果我们推导出CS，SiS，30 SiS，29 SiO和H13 CN的丰度和e-折叠半径，并将其与以前的研究进行比较，这些研究仅基于未分辨的单碟光谱。我们的结果与以前的结果一致，并且由于发射区域的分辨率而更准确。
2018-06-05 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
Sensitivity study of chemistry in AGB outflows using chemical kinetics
本文利用化学动力学模型首次系统研究了AGB星外流密度和温度分布变化对化学丰度的影响，量化了物理参数不确定性导致的丰度不确定性，并分析了母体分子包层范围以辅助观测研究。
2023-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Abundances of Stars in the Halo (CASH) Project. III. A New Classification Scheme for Carbon-Enhanced Metal-poor Stars with S-process Element Enhancement
我们提出了一个新发现的碳增强贫金属（CEMP）恒星，HE 0414-0343，从恒星的化学丰度在晕（CASH）项目的23个元素的详细丰度分析。它的光谱恒星参数为Teff = 4863 K，log g = 1.25，vmic = 2.20 km/s，[Fe/H] =-2.24。七年的径向速度测量表明HE 0414-0343是一颗双星。HE 0414-0343的[C/Fe] = 1.44，中子俘获元素的丰度大大增强，但它的丰度不能单独由太阳型s过程模式再现。传统上，它可以被归类为“CEMP-r/s”星。基于与AGB星核合成模型的丰度比较，我们提出了一个新的物理动机CEMP-s星和仍然知之甚少的CEMP-r/s的起源和分类方案。新的方案描述了这两个迄今为止不同处理的子群之间的连续过渡：CEMP-sA，CEMP-sB，和CEMP-sC。连续过渡的可能原因包括AGB伴星经历的热脉冲的数量，不同AGB恒星质量对其核合成产额的影响，以及在1-D恒星模型中没有很好近似的物理，如质子摄入事件和旋转。基于一组详细的AGB模型，我们认为HE 0414-0343的丰度特征来自于一颗质量大于1.3 Msun的AGB星和一次晚期的质量转移，这将HE 0414-0343转变为CEMP-sC星。我们还发现[Y/Ba]比很好地参数化了分类，因此可以用来很容易地对任何未来的此类恒星进行分类。
2015-10-23 astro-ph.SR
PO and PN in the wind of the oxygen-rich AGB star IK Tau
含磷化合物只在渐近巨星分支（AGB）星IRC +10216和原行星星云CRL 2688的星周环境（CSE）中被研究过，这两个天体都是富碳天体，以及富氧的红超巨星VY CMa。目前的化学模式不能再现高丰度的PO和PN的观测VY CMa。在富氧AGB星的CSE中，还没有磷的观测报告。我们的目标是设置观测限制的磷化学在CSE的富O AGB星，通过集中在米拉型变星IK头。利用IRAM 30 m望远镜和亚毫米波天线阵（SMA），我们观测到PN（J=2- 1，3 - 2，6 - 5，7 -6）和PO（J=5/2-3/2，7/2-5/2，13/2-11/2，15/2-13/2）的四个转动跃迁。IRAM 30 m观测是专用线观测，而SMA数据来自279-355 GHz频率范围内的无偏频谱调查。我们首次在富氧AGB星中探测到PN和PO，并估计其丰度X（PN/H2）约为3 × 10 ^-7，X（PO/H2）在0.5- 6.0 × 10 ^-7之间。这比富含C的AGB星IRC +10216高出几个数量级。干涉测量数据中测量的PN和PO发射分布的直径（<=0.7英寸）对应于约40个恒星半径的最大径向范围。的丰度和空间发生的分子是在非常好的协议与VY CMa报告的结果。我们在调查中没有检测到PS或PH 3。我们认为PN和PO是气相中磷的主要载体，丰度可能高达几十个10^-7。目前的化学模型不能解释这一点，强…
2013-09-20 astro-ph.SR
A Census of Thermally-Pulsing AGB stars in the Andromeda Galaxy and a First Estimate of their Contribution to the Global Dust Budget
我们提出了一个接近完整的目录的富金属人口的热脉冲渐近巨星分支恒星在西北象限的M31。这个富含金属的样本补充了同样完整的贫金属麦哲伦云AGB目录由SAGE计划产生。我们的目录包括HST宽波段测光从全色哈勃仙女座宝藏调查，HST中波段测光用于化学分类的一个子集的样品，和斯皮策中，远红外测光，我们已经用来隔离尘埃生产AGB星。我们已经探测到346，623颗AGB恒星，其中包括4，802颗产生大量尘埃的AGB候选恒星，以及1，356颗位于星团内的AGB候选恒星，这些恒星具有测量的年龄，在某些情况下具有金属丰度。使用斯皮策数据和化学分类的中波段数据，我们已经确定了富碳和富氧的AGB候选人产生显着的灰尘。我们已经应用的颜色-质量损失关系的基础上，尘埃AGB星从LMC估计的尘埃注入AGB星的PHAT足迹。将我们的颜色关系应用于产生大量尘埃的化学分类恒星的子集，我们发现~97.8%的尘埃是富氧的。使用几个场景的尘埃寿命，我们估计的AGB星的贡献，全球尘埃预算的M31为0.9- 35.5%，这是符合以前的估计在麦哲伦云。使用JWST对M31 AGB候选者的后续观测将使我们能够进一步限制恒星和化学演化模型，以及富含金属的演化恒星的反馈和尘埃产生。
2021-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebulae in the Small Magellanic Cloud
我们分析了行星状星云（PNe）人口的小麦哲伦星云（SMC），根据恒星的演化模型的金属丰度范围$10^{-3} \leq Z \leq 4\times 10^{-3}$和质量$0.9 M\odot < M < 8M\odot$，通过渐近巨星分支（AGB）阶段演变。所使用的模型占尘埃形成的拱星信封。为了验证SMC的PNE样本，我们将观察到的各种物种的丰度与AGB模型的最终化学组成进行了比较：这项研究使我们能够识别观察到的PNE的祖先，在质量和化学组成方面。根据我们的解释，大部分的PNE下降，低质量（$M < 2 M\odot$）的恒星，成为富碳，经历了反复的第三次疏浚插曲，在AGB阶段。一小部分的PNe显示出先进的CNO处理的签名被解释为大质量AGB星的后代，质量高于$\sim 6 M\odot$，经历强烈的热底部燃烧。根据两个星系不同的恒星形成历史和年龄-金属丰度关系，解释了大麦云（LMC）星系PNe粒子数化学组成的差异。本研究的影响，一些仍然高度争论的点，AGB的演变也进行了评论。
2016-05-30 astro-ph.SR
Sulphur-bearing molecules in AGB stars II: Abundances and distributions of CS and SiS
我们调查了20个不同化学类型的AGB星使用APEX望远镜，并结合这与IRAM 30米和APEX调查CS和SiS的排放对30多个S型星。对于这些恒星的检测，我们进行了辐射传输建模，以确定丰度和丰度分布。我们检测CS对所有的调查碳星，一些S型星，和最高的质量损失率富氧星（$> 5\times 10^{-6}$ Msol yr $^{-1}$）。在所有化学类型中，在质量损失率最高的来源处检测到SiS（$> 8\times 10^{-7}$ Msol yr $^{-1}$）。我们发现碳星的CS峰丰度从~ $ 4\times 10^{-7}$到~ $2\times 10^{-5}$，富氧星的CS峰丰度从~ $ 3\times 10^{-8}$到~ $1\times 10^{-7}$，S型星的CS峰丰度从~ $ 1\times 10^{-7}$到~ $8\times 10^{-6}$。发现碳星的SiS峰值丰度从~ $ 9\times 10^{-6}$到~ $ 2\times 10^{-5}$，富氧星的SiS峰值丰度从~ $ 5\times 10^{-7}$到~ $ 2\times 10^{-6}$，S型星的SiS峰值丰度从~ $ 2\times 10^{-7}$到~ $ 2\times 10^{-6}$。我们推导出Si $^{32}$ S/Si $^{34}$ S = 11.4的Al，唯一的恒…
2018-08-01 astro-ph.SR
Chemical composition of post-AGB star candidates
我们提出了一个高分辨率的详细丰度分析的样本，六个后AGB候选星，其中五个还没有被研究光谱的光学区域。所有分析的对象都是IRAS源，在双色IRAS图上被识别为可能的AGB后。我们发现了三个具有明显演化恒星迹象的天体：IRAS 05338-3051显示出类似于RV Tauri V453 Oph的丰度;低光度恒星IRAS 18025 - 3906富含O，没有s过程富集，IRAS 18386 - 1253显示出通常在后AGB恒星中看到的中等选择性耐火元素耗尽，显示出中红外过剩;它们可能是后RGB天体，在这种情况下，它们将是在大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中观察到的后RGB天体的第一个银河系对应物（Kamath等人，2014，2015）。另一方面，IRAS 02528 + 4350似乎是一个中等贫金属的年轻天体，IRAS 20259 + 4206似乎也是一个显示碳缺乏的年轻天体;然而，更好的光谱分析可能是为了澄清它的演化状态。最后，我们对后AGB双星IRAS 17279 - 1119的丰度计算与De Smedt等人（2016）的结果非常一致。
2019-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleation studies under the conditions of carbon-rich AGB star envelopes: TiC
许多研究特别是在富含碳的AGB星风中的尘埃成核，主要考虑碳作为尘埃形成物质。但是，在这种拱星包层中形成的尘埃颗粒是几种化学元素的混合物，如钛或硅，以及主要成分碳，例如，许多对陨石中包裹的太阳前颗粒的研究证实了这一点。在这方面的贡献，我们专注于从气相中的碳化钛颗粒的成核的研究。因此，必要的性能的分子碳化钛集群内的密度泛函方法和TiC的均匀成核的第一个影响进行了研究的条件是代表周围的富碳AGB星拱尘埃壳的估计。
2011-02-08 astro-ph.SR
Tracing Chemical Depletion in Evolved Binaries Hosting Second-Generation Transition Discs
本研究通过高分辨率光谱分析后AGB/后RGB双星及其候选体中的化学丰度，证实带过渡盘的双星损耗更强，其损耗模式与星际介质相似，为环双星盘损耗机制提供间接约束。
2025-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Spectroscopic Observations of the Post-AGB Star V354Lac=IRAS22272+5435
在2007- 2008年拍摄的后AGB恒星V354 Lac的高分辨率光谱中，发现具有较低激发势$χ_{\rm low}<1$ eV的最强吸收特征被分裂。主要参数$_{eff}$ =5650 K，$\log g$ =0.2，$ξ_t$ = 5.0km/s，以及22种化学元素的丰度，其中Ba，La，Ce，Nd等$s$过程元素的过量部分是由于这些金属离子的强谱线分裂所致。在包含LiI $λ$ 6707谱线的波长区间中的光谱的特殊性可以通过考虑Ce II和Sm II重金属离子的过量来自然地解释。假设$ε$（LiI）=2.0、$ε$（CeII）=3.2和$ε$（SmII）=2.7，则可获得与合成光谱的最佳一致性。在我们过去15年的观测中，V354 Lac的大气层和星周包层中的速度场都保持不变。
2009-05-18 astro-ph.SR
Discovery of a Metal-poor, Luminous Post-AGB Star that Failed the Third Dredge-up
后渐近巨星分支（post-AGB）恒星是已知的化学多样性。在本文中，我们提出了第一个观测证据的恒星，已失败的第三次挖掘（TDU）。J005252.87-722842.9是一颗A型（$T_{\rm eff}$ = 8250 $\pm$ 250 K）发光（8200 $\pm$ 700 $\rm L_{\odot}$）、贫金属（$\textrm{[Fe/H]}$ = $- 1.18 \pm$ 0.10）、低质量（M $_{\rm initial}$ $\approx$ 1.5 $-$ 2.0 $\rm M_{\odot}$）的AGB后恒星，位于小麦哲伦星云。通过系统的丰度研究，使用UVES的高分辨率光谱，我们发现这个可能的后AGB天体显示出一种有趣的光球成分，没有确认的碳增强（[C/Fe] $<$ 0.50的上限），也没有$s$过程元素的富集。我们推导出氧丰度为[O/Fe] = 0.29 $\pm$ 0.1。对于Fe和O，我们考虑了非局部热力学平衡（NLTE）的影响。我们无法得出氮丰度的上限，因为在我们的光谱覆盖范围内没有有用的氮线。这个物体所显示的化学模式在单一或二元后AGB中没有观察到。基于其衍生的恒星参数和推断的演化状态，单星核合成模型预测，这颗恒星应该经历了TDU事件，而在AGB和富碳。然而，我们的观察结果与这些预测相反。我们确定了两个可能的银河系类似物，这可能是后AGB恒星，但…
2017-10-12 astro-ph.SR
