Dust and molecules in extra-galactic planetary nebulae
银河系外行星状星云（PNe）允许研究银河系以外金属丰度环境中的尘埃和分子。它们的已知距离降低了观测与模型比较中的自由参数的数量，为气相和固态天体化学模型提供了强有力的约束。对银河系和其他本星系群星系（如麦哲伦云）中的PNe的观测提供了证据，证明金属丰度影响尘埃的产生以及在其周星包层中形成复杂的有机分子和无机固态化合物。特别是，较低的金属含量MC环境似乎是不太有利的粉尘生产和碳质粉尘功能和复杂的富勒烯分子的频率一般较高的金属含量降低。在这里，我提出了一个观测审查的尘埃和分子含量在河外PNE相比，其较高的金属量银河系同行。特别注意粉尘处理水平和复杂有机分子的形成（例如，多环芳烃、富勒烯和石墨烯前体）。
2015-11-19 astro-ph.SR
Dust production from sub-solar to super-solar metallicity in Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars
讨论了在不同初始质量和金属丰度（Z=0.001，0.008，0.02，0.04，0.06）下，用COLIBRI程序计算的TP-AGB星模型的星周包层（CSE）中尘埃的化学和生长.我们分析的一个相关结果涉及M星中硅酸盐的产生。我们表明，为了重现银河系M-巨星的终极速度和质量损失率之间的观察到的趋势，一个显着降低效率的化学溅射的H2分子，通常被认为是最有效的尘埃破坏机制。这一指示也与最近的实验室结果一致，该结果表明硅酸盐可能在T=1400 K时已经冷凝，而不是在Tcond=1000 K时冷凝，如通过包括化学溅射的模型获得的。通过对总尘埃喷出物的分析，我们发现中等质量恒星的总尘埃-气体喷出物对金属丰度的依赖程度比通常认为的要小得多。在更广泛的背景下，我们的研究结果是合适的研究尘埃富集的星际介质提供的TP-AGB恒星在附近和高红移星系。
2014-11-14 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
Dust formation around AGB and SAGB stars: a trend with metallicity?
我们计算了金属丰度Z=0.008的AGB和SAGB星周围形成的尘埃，通过遵循质量范围为1 M <M<8 M的模型在热脉冲阶段的演变，并假设尘埃是通过从恒星表面各向同性膨胀的风中的分子凝结形成的。我们发现，由于强烈的热底部燃烧（HBB）的经验，高质量的模型产生硅酸盐，而较低质量的对象被预测为碳质颗粒包围;两个制度之间的过渡发生在3.5 M的阈值质量。这些发现与以前的研究结果一致，Z=0.001。然而，在目前较高金属丰度的情况下，较大质量恒星中硅酸盐的产生在整个AGB阶段都在继续，因为所经历的HBB在Z=0.008处比在Z=0.001处更软，因此包层中的氧对于水分子的形成至关重要，永远不会被完全消耗。由于硅的丰度较高和六溴代二苯较软，对于一定质量的六溴代二苯，形成的粉尘总量随着金属量的增加而增加，这两个因素都有利于硅酸盐的产生率较高。这种行为在低质量恒星中没有发现，因为恒星表面层的碳富集，由于重复的第三次疏浚事件，几乎与金属丰度无关。关于中等质量恒星的宇宙尘埃富集，我们发现Z=0.008时的宇宙产额比Z=0.001时大5倍。在较低金属量的情况下，碳尘在大约3亿年后占主导地位，但在Z=0.008时，尘埃质量一直由硅酸盐占主导地位，在大约4亿年后迅速富集，与质量M =7.5 - 8 M的恒星的演化有关。
2012-05-28 astro-ph.SR
Carbon star wind models at solar and sub-solar metallicities: a comparative study. I. Mass loss and the properties of dust-driven winds
用一维球对称辐射流体动力学程序DARWIN模拟了C-型AGB星的大气和风。为了探索金属性依赖的质量损失，我们计算模型网格在三个不同的化学丰度。由于在AGB星演化的热脉冲过程中，碳可能会被疏浚出来，因此我们将碳丰度作为一个自由参数。这三个不同网格中的模型都有一个太阳质量的当前质量;有效温度为2600 K，2800 K，3000 K或3200 K;恒星光度等于log（L/Lsun）=3.70，3.85或4.00。这些模型表明，碳星的质量损失是由高光度，低有效温度和太阳和太阳下金属丰度的高碳过剩（C-O）促进的。类似的有效温度、光度和碳过剩的组合在太阳和太阳下的金属丰度都产生流出。这些风模型产生的质量损失率和风速在金属丰度方面没有大的系统差异，关于颗粒大小的分布或有多少碳凝结成尘埃也没有任何系统差异。与具有相同恒星参数和碳过剩的太阳金属丰度的DARWIN模型相比，太阳下金属丰度的DARWIN模型的质量损失率低约15%。对于太阳能和亚太阳能环境，典型的颗粒尺寸范围在0.1和0.5微米之间，凝聚碳的程度在5%和40%之间变化，气体与尘埃的比率在500和10000之间。此外，恒星演化模型可以使用的质量损失率从达尔文模型计算的太阳金属丰度时，模拟AGB阶段在太阳下的金属丰度，如果碳过剩作为临界丰度参数，而不是C/O比。
2019-02-14 astro-ph.SR
Spitzer spectra of evolved stars in omega Centauri and their low-metallicity dust production
利用新的Spitzer IRS光谱研究了银河系球状星团欧米茄半人马座14颗贫金属（[Fe/H] = -1.91 ~-0.98）巨星周围的尘埃产生。这个样本包括星团的后AGB和碳星，因此是第一个对贫金属（[Fe/H] < -1）星群中尘埃产生的代表性光谱研究。只有更多的金属丰富的恒星V6和V17（[Fe/H] =-1.08，-1.06）显示硅酸盐发射，而其他五颗中红外过量的恒星只显示出一个无特征的连续体，我们认为这是由金属铁尘埃颗粒造成的。我们对V42的金属丰度进行了研究，发现它可能是富金属族的一部分（[Fe/H] ~ -0.8）。除了AGB后的恒星V1，我们没有发现星团中大部分贫金属（[Fe/H] < -1.5）的恒星-包括碳星-产生可检测到的尘埃量。我们将尘埃产生与Las Campanas天文台的麦哲伦/克莱望远镜获得的恒星H-α线轮廓进行了比较，发现最强的散射器（V6，V17和V42）中的脉动令人震惊，但所有其他恒星都有外流的证据。我们的结论是，尘埃产生的开始并不意味着离开恒星的物质发生根本性变化。我们的数据增加了越来越多的证据表明，在贫金属、富氧的恒星中，金属铁主导着尘埃的产生，但尘埃可能不是这种质量金属度制度中风的主要加速剂。
2011-04-27 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
Relaxing the Small Particle Approximation for Dust-grain opacities in Carbon-star Wind Models
我们已经计算了具有随时间变化的尘埃形成和随颗粒大小变化的不透明度的风模型，其中（1）通过假设固定的尘埃颗粒大小来简化问题，并且其中（2）辐射压力效率近似使用基于实际颗粒大小分布的各种平均值的颗粒大小。结果表明，在临界情况下，晶粒尺寸的影响可能是显着的。然而，对于发展良好的风，对质量损失率和风速的影响很小。
2010-10-01 astro-ph.SR
The transition from carbon dust to silicates production in low-metallicity AGB and SAGB stars
我们计算了质量在1 Msun <M<8 Msun范围内，金属丰度Z=0.001的恒星在AGB和Super AGB阶段产生的尘埃的质量和成分。恒星演化从主序前阶段开始，使用ATON程序，在每个时间步提供风的热力学和化学结构。我们使用一个简单的模型来描述的时间无关的，球对称的恒星风的假设下的尘埃颗粒的生长。我们发现AGB星注入星际介质的尘埃总质量并不随恒星质量单调增加，其范围在1.5 Msun恒星模型的最小值10^{-6}Msun到6 Msun模型的2 × 10 ^{-4} Msun之间。尘埃的组成取决于恒星的质量：低质量恒星（M <3 Msun）产生富碳尘埃，而大质量恒星经历热底燃烧，永远不会达到碳星阶段，并产生硅酸盐和铁。这与文献中以前的研究部分不一致，这些研究基于合成AGB模型，并预测当初始金属丰度为Z=0.001时，在所有恒星质量下都会形成富C尘埃。这些差异是由于在超绝热制度的湍流对流的不同建模。在这种情况下，超绝热对流的处理也是影响粉尘形成过程的最相关问题。我们还研究了质量为6.5 Msun <M<8 Msun的超级AGB星，它们在一个核上演化，由于质量损失和热底燃烧的有利组合，这些恒星被预测为最有效的硅酸盐尘埃制造者，释放出[2 - 7]x 10^{-4} Msun质量的尘埃。我们讨论了这些预测的鲁棒性及其与早期宇宙时期尘埃的性质和演化的相关性。
2011-11-08 astro-ph.SR
The mass-loss return from evolved stars to the Large Magellanic Cloud V. The GRAMS carbon-star model grid
来自AGB和RSG恒星外流的总尘埃返回率是银河系化学演化模型的一个重要约束。然而，这需要对单个恒星进行详细的辐射转移（RT）建模，这对于大数据集来说变得不切实际。另一种方法是从尘埃壳模型的网格中选择最佳拟合的光谱能量分布（SED），从而更快地确定整个样品的光度和质量损失率。我们开发了RSG和AGB模型的网格（GRAMS）来测量演化恒星的质量损失返回。这些模型涵盖了与演化恒星相关的恒星、尘埃壳和颗粒性质的范围。在本文中，我们提出了碳星网格和比较我们的结果与大麦云（LMC）碳星的数据从SAGE和SAGE-Spec计划。我们生成球对称的尘埃壳模型使用2Dust代码，与流体静力学模型的中心恒星。我们探讨了尘埃壳层的内半径R_in的五个值（1.5，3，4.5，7和12 R_star）。我们使用无定形碳粉末与10%的碳化硅混合，按质量计。晶粒尺寸遵循KMH分布。该模型跨越26个值的11.3微米的光学深度，范围从0.001到4。对于每个型号，2Dust计算输出SED从0.2到200 um。超过12，000个模型的尘埃温度低于1800 K。GRAMS合成测光与SAGE测光对于LMC富碳和极端AGB恒星候选者以及SAGE-Spec研究中光谱证实的碳星具有良好的一致性。我们的模型再现了大多数极端AGB恒星候选者的IRAC颜色，这与大多数这些被遮蔽的恒星具有富含碳的尘埃的预期一致。最后，我们拟合了一些研…
2011-06-17 astro-ph.SR
AGB and SAGB stars: modelling dust production at solar metallicity
我们目前的尘埃产量的渐近巨星分支（AGB）和超渐近巨星分支（SAGB）恒星的太阳金属丰度。初始质量为$1.5~M_{\odot} \leq M_{\rm ini} \leq 3~M_{\odot}$的恒星在AGB阶段达到碳星阶段，主要产生固体碳和SiC。形成的碳颗粒的大小和数量与恒星的质量呈正趋势;最大尺寸的碳颗粒（$a_{\rm C} \sim 0.2μ$ m）是由具有$M_{\rm ini} = 2.5-3~M_{\odot}$的AGB恒星产生的，因为这些恒星是在表面区域实现碳最大富集的恒星。SiC晶粒的尺寸对表面硅的丰度很敏感，基本保持在$a_{\rm SiC} \sim 0.1μ$ m左右。所形成的碳质粉尘的质量在$10^{-4} - 5\times 10^{-3}~M_{\odot}$范围内，而所产生的SiC的量为$2\times 10^{-4} - 10^{-3}~M_{\odot}$。具有$M_{\rm ini} > 3~M_{\odot}$的大质量AGB/SAGB星经历HBB，这抑制了碳星的形成。在这些恒星中形成的最相关的尘埃物质是硅酸盐和氧化铝尘埃，其颗粒大小分别在$0.1μm < a_{\rm ol} < 0.15μ$ m和$a_{\rm Al_2O_3} \sim 0.07μ$ m之间。硅酸盐的质量跨越间隔$3.4\times 10^{-3}~M_{\odot…
2017-02-13 astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars II. Dust production at varying metallicity
本文给出了用COLIBRI程序计算的新恒星模型的热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）相的尘埃喷出物。我们使用的M和C-星的尘埃生长加上固定风的形式主义。在这种形式主义的原始版本中，M-巨星中硅酸盐尘埃最有效的破坏过程是H2分子的化学溅射。对于这些恒星，我们发现，尘埃颗粒只能形成在相对较大的径向距离（r~5 R*），在那里他们不能有效地加速，与其他调查。根据最近的实验室结果，我们还考虑了另一种情况，即硅酸盐的冷凝温度仅由生长和自由蒸发过程（即无化学溅射）之间的竞争决定。与后一种方法，我们得到的灰尘冷凝温度显着高于（高达Tcond~1400 K）时发现，包括化学溅射（Tcond~900 K），并在更好的协议与冷凝实验。因此，硅酸盐颗粒可以在星周包层的内部区域（r~2 R*）保持稳定，在那里它们可以快速生长并可以有效地加速。通过这种修改，我们的模型很好地再现了银河系M巨星的终极速度和质量损失率之间的观测趋势。对于C-星的形式主义是基于均匀的增长计划，其中的关键作用是由碳超过氧过剩。这些模型相当好地再现了银河系恒星的终极速度，而且没有必要对标准假设进行修改。随着金属含量的降低，碳过剩变得更加明显，粉尘形成的效率增加。这一趋势可能与最近的观测证据相矛盾，这些证据有利于降低金属丰度的效率。
2013-06-26 astro-ph.SR
Near Infrared studies of the carbon-monoxide and dust forming nova V5668 Sgr
我们提出了新星V5668 Sgr的近红外（NIR）观测，发现于2015年3月15.634 UT爆发，爆发后2天至107天。近红外光谱特征被用来将其归类为FeII类新星。的光谱遵循的谱线从天鹅座P阶段的纯发射阶段的形状的配置文件表明存在的双极流的演变。一个显着的特点是存在一氧化碳的第一泛音带，这是看到的排放。模拟CO排放以估计质量、温度和柱密度分别为（0.5--2.0）$\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$、4000 $\pm$ 300 K和（0.36--1.94）$\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。估计$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值为$\sim$ 1.5。V5668 Sgr是一个强尘埃产生者，在尘埃形成过程中，其光学光变曲线表现出经典的深度下降。分析的尘埃SED产生的尘埃质量为2.7 $\times$ 10 ${^{\rm -7}}$ $M_\odot $，一个42质量的尘埃壳的黑体角直径和距离估计的新星的1.54千秒差距，同意从MMRD关系的估计。
2015-10-16 astro-ph.SR
The effects of thermohaline mixing on low-metallicity asymptotic giant branch stars
我们研究了热盐混合对低金属量渐近巨星分支（AGB）恒星包络组成的影响。我们已经发展了1，1.5和2个太阳质量的模型，从主序前的热脉冲渐近巨分支的末端，在整个模拟中应用温盐混合。与其他作者一致，我们发现热盐混合大大减少了氦-3丰度的红巨星分支的上部在我们的最低质量模型。然而，剩余的少量氦-3足以驱动AGB上的热盐混合。我们发现，热盐混合是最有效的，在早期的热脉冲，其效率下降，从脉冲。氮在这个过程中没有受到实质性的影响，但我们确实看到了碳13的实质性变化。在早期热脉冲期间，碳-12与碳-13的比率显著降低，但可以看到该过程的功效迅速降低。当这个过程在几个脉冲后停止时，碳-12与碳-13的比率仍然能够达到10^3-10^4的值，这与在碳增强贫金属恒星中测量的值不一致。我们还注意到锂-7丰度的惊人增加，在1.5太阳质量模型中，锂-7的对数达到2.5以上。因此有可能得到同时富含C和Li的恒星。我们将我们的模型与尚未达到巨分支的碳增强贫金属恒星中的碳和锂的测量进行比较。这些模型可以同时再现碳增强的贫金属关闭恒星的碳和锂丰度，但观察到的氮丰度仍然无法匹配。
2009-12-04 astro-ph.SR
AGB nucleosynthesis at low metallicity: what can we learn from carbon- and s-elements-enhanced metal-poor stars
CEMP-s恒星是非常贫金属的恒星，具有增强的碳和s过程元素丰度。它们在星系晕中的贫金属恒星中占有相当大的比例，并且大多在双星系统中被观测到。这表明，所观察到的化学异常是由于质量吸积在过去的渐近巨星分支（AGB）的明星。由于CEMP-s恒星自形成以来几乎没有演化，因此对其观测丰度的研究提供了一种方法来探索我们在低金属丰度下的AGB核合成模型。为此，我们在我们的双星演化模型中包括了AGB核合成的最新模型的结果，我们模拟了一个网格的100，000双星在金属丰度Z=0.0001在一个广泛的初始质量和分离。我们将我们的模型恒星与SAGA贫金属恒星数据库中的60颗CEMP-s恒星进行了比较。对于每个观测到的样本CEMP-s恒星，我们找到了最能再现观测到的丰度的模拟恒星。这种比较的结果是，我们能够同时再现样品中约60%的恒星中受AGB核合成影响的元素（例如C，Mg，s元素）的观测丰度。
2013-10-25 astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants II. The effects of pulsation and circumstellar dust
通过使用自洽动力学模型大气模拟脉动增强的尘埃驱动的风的AGB星，我们详细研究了（i）脉动的恒星内部，和（ii）的尘埃恒星风的发展的光谱外观与富碳的大气化学的长周期变量的影响。虽然脉动导致大幅度的光度变化，尘埃信封造成明显的拱星变红。基于一个选定的动力学模型，这是具有中等质量损失率的C型Mira变量的代表，我们计算了合成光谱和光度标准的宽带过滤器从视觉到近红外。我们的建模允许详细调查的实质性影响拱星尘埃对所得的测光。无定形碳尘埃颗粒的显着吸收导致显着红比相应的流体静力学无尘模型的基础上的颜色指数。只有当我们考虑到这种拱星变红，我们才能得到与演化的AGB星的观测相当的合成颜色。动力学模型的光度变化进行了比较，观察到的C型米拉RU_Vir的光变曲线，这似乎是非常相似的模型。我们发现很好的协议的主要行为的BVRIJHKL光变曲线和定量拟合的细节。分析模型能够再现整个光周期中RU_Vir和其他Miras在（J-H）与（H-K）图中的变化。将模型测光与各种银河系富C巨星的观测数据在这种颜色-颜色图中进行对比，证明所选的大气模型很好地适应了质量损失率不断增加的物体序列，即，红色指数。
2011-03-25 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
Dusty shells surrounding the carbon variables S Scuti and RT Capricorni
在演化恒星质量损失方案中，利用赫歇尔空间天文台机载PACS光度计前所未有的空间分辨率绘制了渐近巨星分支和红超巨星的尘埃环境图。在形态异质的样品中，一小部分的目标是封闭的球对称分离信封。基于70 μm和160 μm波段的观测，我们研究了两个碳半正则变量S Sct和RT Cap的周围环境，这两个变量都显示了高度可变的质量损失历史的证据。S Sct具有明亮的球对称分离壳，直径为138”，与已知的CO结构共空间。此外，微弱的发射被检测到的郊区，那里的形态似乎表明一个温和的塑造风与星际介质，这也是支持恒星空间运动的相互作用。在RT Cap周围发现了两个壳，这两个壳到目前为止在尘埃排放或分子线观测中都不为人知。直径为188”的内壳显示出几乎完美的球形对称性，而外壳的形状则更不规则。MoD是DUSTY辐射转移程序的一个修改版，用于模拟分离的壳体。尘埃温度，壳尘质量，和质量损失率推导出这两个目标。
2014-05-12 astro-ph.SR
Dust Production around Carbon-Rich Stars: The Role of Metallicity
背景资料：宇宙中的大多数恒星将在热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段失去它们的包层，从而结束它们的演化，使星系的星际介质富含重元素，部分凝结成尘埃颗粒，形成在它们扩展的拱星包层中。在这些恒星中，富碳的TP-AGB星（C星）与星系的化学富集特别相关。本文从理论上探讨了金属丰度在尘埃形成过程中的作用。研究方法：我们将尘埃生长和尘埃驱动风的最新描述（包括冲击的时间平均效应）与FRUITY恒星演化轨迹相结合。我们比较了我们的预测与观测的C-恒星在我们的银河系中，在麦哲伦云（LMC和SMC）和星系晕，其特征是金属丰度之间的太阳和1/10的太阳。结果：我们的模型解释了由IRS Spitzer光谱得到的C星周围气体和尘埃含量的变化。我们的描述很好地再现了C星在不同金属丰度下的风速。我们预测的风速在金属量下降到1/10的太阳在一个广泛的质量损失率。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of CS, SiO, and SiS abundances in carbon star envelopes: Assessing their role as gas-phase precursors of dust
目的：我们的目标是确定碳星信封覆盖范围广泛的质量损失率的大样本中的CS，SiO和SiS的丰度，以调查这些分子可能在中央AGB星周围的尘埃形成中发挥的潜在作用。方法：我们用IRAM 30 m望远镜在$λ$ 2 mm波段观测了25颗富碳AGB星。我们进行了激发和辐射转移计算的基础上LVG方法来模拟所观察到的线的分子，并推导出它们的分数丰度在所观察到的CSE。结果：我们在所有25个CSE中检测到CS，在其中24个CSE中检测到SiO，在17个源中检测到SiS。我们发现CS和SiS在碳星包层中的丰度相似，而SiO的丰度较低。我们还发现了一个很强的相关性，其中信封越密，CS和SiO的丰度越低。然而，这种趋势只是在高质量损失率的范围内暂时看到的硅。此外，我们发现了一个关系，其中的综合通量的MgS尘埃功能在30微米的CS的丰度分数减少而增加。结论：CS的丰度分数随着密度的增加而下降，这可能是由于内包层中的气相化学或吸附到尘埃颗粒上。后一种可能性是有利的CS分数丰度和30微米的功能，这表明CS是有效地纳入到周围的C-丰富的AGB恒星的MgS尘埃之间的相关性。在SiO的情况下，所观察到的丰度随着密度的增加而减少，最有可能是由于有效地掺入尘埃颗粒。我们的结论是CS，SiO（很有可能），和SiS（暂定）是很好的候选人作为气相前体的灰尘在富C AGB信封。
2019-07-09 astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants. V. Effects of grain-size-dependent dust opacities
本研究针对富碳AGB恒星，用粒径相关的Mie尘埃不透明度替代小粒子极限近似开展辐射流体动力学模拟，发现风的可变性增强、尘埃性质改变，且测光特性受显著影响，证实建模需采用详细尘埃光学数据。
2023-03-17 astro-ph.SR
Supernova dust yields: the role of metallicity, rotation, and fallback
超新星（SNe）被认为在高红移星系的尘埃富集中起着重要作用，并且由于星际颗粒的寿命很短，在本星系的尘埃补充中起着重要作用。在这里，我们将探讨如何SN尘埃产量取决于质量，金属丰度，和祖星的旋转速率，以及爆炸的属性。为此，假设喷出物内均匀混合，我们量化的尘埃质量与祖质量$13~M_{\odot} \leq M \leq 120~M_{\odot}$，金属度$\rm -3 \leq [Fe/H] \leq 0$，旋转速率$\rm v_{\rm rot} = 0$和$300$ ~km/s的SN模型的样本产生的，爆炸与固定的能量$1.2 \times 10^{51}$ ~erg（FE模型）或校准的爆炸属性，以重现从SN观测（CE模型）推断的$\rm ^{56}Ni$ - $M$关系。我们发现，旋转有利于更有效的尘埃生产，特别是对于更大的质量，低金属量的恒星，但金属量和爆炸性能对尘埃质量及其组成的影响最大。在FE模型中，带有$M \leq 20 - 25 ~M_{\odot}$的SNe在形成粉尘方面更有效：单次爆炸中形成的$M_\odot$在0.1到1之间，当使用$\rm [Fe/H] = 0$时，其成分主要由硅酸盐、碳和磁铁矿颗粒组成，当使用$\rm [Fe/H] < 0$时，其成分主要由碳和磁铁矿颗粒组成。在CE模型中，喷出物是大量的，富含金属，粉尘的产生效率更高。尘埃质量随着$M$的增加…
2018-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining dust properties in Circumstellar Envelopes of C-stars in the Small Magellanic Cloud: optical constants and grain size of Carbon dust
我们提出了一种新的方法，旨在限制典型的大小和光学性质的碳尘埃颗粒在拱星信封（CSE）的富碳恒星（C星）在小麦哲伦云（SMC）。为了实现这一目标，我们应用我们最近的尘埃生长的描述，再加上辐射转移代码的CSE的C-恒星沿TP-AGB的演变，我们计算光谱和颜色。然后，我们比较我们的建模颜色在近红外和中红外（NIR和MIR）波段与观察到的，测试不同的假设，在我们的尘埃计划，并采用几个数据集的光学常数的碳尘埃在文献中。在我们的尘埃方案中采用的不同假设改变了产生的碳颗粒的典型尺寸。我们通过选择粒度和光学常数的组合来约束碳粉的性质，该组合最好同时在NIR和MIR中再现几种颜色。在某些情况下，光学性质和粒度的不同选择导致NIR和MIR颜色的差异大于两个数量级。我们的结论是，所观察到的NIR和MIR颜色的完整集合最好由尺寸在$\sim$ 0.035和$\sim$ 0.12~ $μ$ m之间的小颗粒再现，而不是由尺寸在$\sim0.2$和$0.7$ ~ $μ$ m之间的大颗粒再现。大颗粒不能再现近红外和中红外颜色似乎与所采用的光学数据集无关。我们还发现了一个可能的趋势，这些恒星的CSE的质量损失和/或碳过剩的晶粒尺寸。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Role of Carbon in the Interstellar Ultraviolet Extinction
通过研究尘埃[C/H]_dust中所需的碳量与2175埃消光凸点和远紫外消光上升之间的关系，根据对16条银河系视线的消光曲线的分析，相碳丰度是已知的，并且2175埃的消光凸块表现出可变的强度和宽度。我们从Kramers-Kronig关系导出[C/H]_dust，该关系将波长积分消光与总尘埃体积联系起来。这种方法不太依赖于模型，因为它不需要了解尘埃的详细光学特性和尺寸分布。我们还得到[C/H]_dust从拟合所观察到的UV/光学/近红外消光与无定形硅酸盐和石墨的混合物。我们发现，碳贫化[C/H]_dust与2175埃碰撞的强度有相关性，而硅贫化的丰度与2175埃碰撞的强度没有相关性。这支持石墨或多环芳烃（PAH）分子作为2175埃凸起的可能载体。[C/H]_dust与1/R_V（R_V是总消光与选择消光的比值）有相关的趋势，表明远紫外消光更可能是由小的碳尘埃而不是小的硅酸盐尘埃产生的。
2015-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon abundance in Small Magellanic Cloud planetary nebulae through Advanced Camera for Surveys prism spectroscopy: constraining stellar evolution at low metallicity
我们对11个小麦哲伦云行星状星云进行了近紫外ACS棱镜光谱分析，主要目的是获得碳的丰度。对ACS光谱的分析提供了除了几个目标之外的所有目标的可靠的原子碳丰度;计算了所有目标PNe的离子C^（2+）丰度。与本文件中，我们增加了一倍以上的SMC PNe与已知的碳丰度的数量，提供了一个很好的数据库，以研究在低金属丰度的低和中等质量的恒星的元素演化。在恒星演化模型框架下研究了麦哲伦云PNe的碳丰度和元素产额。通过计算的最终产额和观测到的CNO丰度的比较，约束SMC和LMC恒星演化模型现在是可能的。我们发现，SMC PNe几乎完全是富碳的，并且在大多数情况下，它们没有经历热底部燃烧阶段，与所研究的LMC PNe的一半相反。用LMC和SMC金属丰度模型计算的结果与观测结果基本一致。特别是，M $_{\rm to}<3.5 {\rm M}_{\odot}$的进化产量很好地涵盖了SMC中圆形和椭圆形PNe的丰度。我们发现，碳排放线是SMC PNe的主要冷却剂，比LMC对应物更重要，表明金属含量对PNe的物理性质有影响，正如Stanghellini等人（2003）所预测的那样。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Photometric Metallicity and Carbon Distributions of the Milky Way's Halo and Solar Neighborhood from S-PLUS Observations of SDSS Stripe 82
我们报告的光度估计的有效温度，$T_{\rm eff}$，金属，[Fe/H]，碳，[C/Fe]，和绝对碳丰度，$A{\rm (C)}$，超过70万颗恒星从南方光度本地宇宙巡天（S-PLUS）数据发布2，覆盖了相当大一部分的赤道斯隆数字巡天条纹82。本文分析了两类恒星：1）晕主序星的转折星和2）太阳邻域中质量为$0.58 < M/M_{\odot} <0.75$的K矮星。将恒星光度指数网络探测器（SPHINX）应用于S-PLUS的混合带宽（窄带加宽带）滤波光度测量，可以在很宽的温度范围内对恒星大气中的金属丰度和碳丰度进行可靠的估计，$4250 < T_{\rm eff} \textrm{(K)} < 7000$。使用多个窄带S-PLUS滤光片使SPHINX能够实现比以前使用单个金属丰度敏感窄带滤光片的工作更低水平的“灾难性故障”（金属丰度估计相对于光谱测定的大偏移）。我们限制银河系的K-矮星晕金属丰度分布函数（$λ_{10, \textrm{[Fe/H]}} = 0.85 \pm 0.21$）的指数斜率，在金属丰度范围$-2.5 < \textrm{[Fe/H]} < -1.0$ ;我们的本地体积K-矮星样本的指数是很好的代表与参数$α=2.8$和$β=4.2$的伽马分布。S-PLUS光度测定法获得了具有$T_{\rm eff} < 6500$ K的恒星的绝对碳丰度，精度为$\sim…
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust-depletion sequences in damped Lyman-α absorbers: a unified picture from low-metallicity systems to the Galaxy
我们研究了由于星际介质（ISM）中的尘埃导致的金属耗尽，以推断尘埃颗粒的性质并表征星系的金属和尘埃含量，直到低金属丰度和中等红移z。本文提供了利用甚大望远镜（VLT）紫外和可见中阶梯摄谱仪（UVES）高光谱分辨率观测到的70个阻尼莱曼α吸收体（DLAs）样品的金属柱密度和丰度。这是迄今为止在DLAs中测量的最大的磷丰度样本。我们使用文献测量银河云覆盖高金属丰度结束。我们发现[Zn/Fe]和观测到的相对丰度之间存在紧密的相关性（分散度<= 0.2 dex）。这意味着ISM中的晶粒长大是粉尘产生的重要过程。这些序列是连续的[Zn/Fe]从无尘到尘埃DLAs，以及银河系云，这表明ISM中难熔金属的可用性对尘埃生产至关重要，无论恒星形成的历史如何。我们观察到[S/Zn]高达~0.25 dex的DLAs，这与银河系恒星丰度大致一致。此外，我们发现星系晕星的核合成模式和我们观测到的尘埃最少的DLAs之间有很好的一致性。这支持了最近在低金属含量的DLAs中的恒星形成。Zn、O、P、S、Si、Mg、Mn、Cr和Fe的衍生贫化与[Zn/Fe]相关，对于更难熔的元素具有更陡的斜率。P大多不受粉尘损耗的影响。我们提出典型的消耗模式，作为参考，在未来的研究相对丰度和消耗。我们得出了总的（灰尘校正）金属丰度，通常为DLAs-2 <=[M/H] tot <= 0，并分散在银河ISM的太阳金属丰度。粉尘与金属的…
2016-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The mass-loss, expansion velocities and dust production rates of carbon stars in the Magellanic Clouds
通过在预先计算的尘埃再处理光谱网格上拟合碳星的光谱能量分布（SED），预测了麦哲伦云（MC）中碳星的性质及其总尘埃产生率。网格计算作为恒星参数的函数，通过始终遵循几个尘埃物种在其拱星信封的增长，再加上一个固定的风。尘埃辐射传输计算作为输入的尘埃生长计算的结果。选择无定形碳的光学常数是为了再现\textit{Gaia}数据发布2的红外和光学波段中的不同观测结果。我们在大麦哲伦星云（LMC）中发现了一个极端质量损失的碳星尾部，其气尘比低，这在小麦哲伦星云（SMC）中不存在。对于极端恒星，典型的气尘比在$700$左右，但对于SMC和LMC中的少数源，它们可以分别下降到$\sim160$ - $200$和$\sim100$。碳星群的总尘埃产生率为：大麦哲伦星云的$\sim 1.77\pm 0.45\times10^{-5}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$，小麦哲伦星云的$\sim 2.52\pm 0.96 \times 10^{-6}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$。详细研究了阿塔卡马大毫米波阵观测到的极端碳星及其风速。对于这个样本中最被尘埃遮蔽的恒星，估计的质量损失率为$\sim 6.3 \times 10^{-5}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$。光谱网格可在https://github.com/s-goldman/Dusty-Ev…
2019-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of carbon-rich post-AGB stars in the Milky Way to understand the production of carbonaceous dust from evolved stars
本研究通过尘埃形成模型分析银河系富碳后AGB星的红外超额与SED，重建其演化与质量损失历史，发现低质量碳星的理论质量损失率需上调，以修正碳尘埃产量估算。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can the Growth of Dust Grains in Low-Metallicity Star-Forming Clouds Affect the Formation of Metal-Poor Low-Mass Stars?
一颗金属丰度<4.5 × 10 ^{-5} Z_sun的低质量恒星的发现揭示了尘埃在极端贫金属恒星形成中的关键作用。在本文中，我们探讨的尘埃颗粒的增长，通过吸积的气体难熔元素在非常低的金属丰度的前星核的尘埃排放冷却引起的云碎裂的效果。利用一个简单的重力坍缩气体中的晶粒生长模型，我们证明了在金属丰度为-5 <~ [Fe，Si/H] <~-3的云中，当氢密度为~10^{10}-10 ^{14} cm^{-3}时，Fe和Si晶粒可以有效地生长。当晶粒生长超过临界金属数丰度时，若晶粒初始半径不大于1 μ m或粘附概率不大于0.01，则晶粒生长导致气云碎裂的临界金属数丰度约为A_{crit} ~ 10^{-9}-10 ^{-8}。我们发现，即使初始的尘埃与气体的质量比远低于尘埃引起的碎片所需的最小值，晶粒生长增加了尘埃质量足够高，导致气体碎片成亚太阳质量块。我们认为，只要满足临界金属丰度，晶粒长大对低至10^{-5} Z_sun的低质量恒星的形成起着重要作用.
2012-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the evolution and dust formation of carbon stars in the LMC with a look at the JWST
碳星已经被广泛研究，由于其复杂的内部结构和独特的化学成分，使它们成为测试恒星结构和演化恒星演化理论的实验室。它们是最相关的尘埃制造者，因此在星系的演化中发挥着至关重要的作用。为了更好地了解C星在大麦云云（LMC）中的出流尘埃形成过程，我们对C星的星周包层（CE）进行了尘埃矿物学研究。我们调查的预期分布的C-恒星的观测平面与MIRI过滤器安装在詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），选择最好的飞机允许详尽的恒星的特性。我们比较合成的光谱能量分布，通过建模的渐近巨星分支恒星和尘埃形成过程中的风，与光谱的碳星在LMC，采取与红外光谱仪（IRS）板载斯皮策太空望远镜。从合成模型和观测之间的详细比较，我们确定了各个来源，并得出了详细的矿物学尘埃在CE。我们发现MgS在SiC种子上的沉淀是所有非贫金属碳星所共有的。固体碳是粉尘的主要成分，在所有情况下百分比都高于$80\%$;碳粉尘的百分比在$10\%$和$20\%$之间，以石墨形式存在，其余为无定形碳。关于基于MIRI滤光片的观测平面，色星等（[F770 W]-[F1800 W]，[F1800 W]）平面可以最好地理解恒星的遮蔽程度，而（[F1800 W]-[F2550 W]，[F1800 W]）图可以更好地区分不同金属量的恒星。
2020-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dust and gas content of carbon stars toward the Galactic Halo
本文给出了位于星系晕和厚盘中的四颗碳星的Spitzer IRS光谱。光谱显示了碳星的典型特征，具有SiC尘埃发射和C $_2$ H $_2$分子吸收。尘埃辐射转移模型和红外颜色使我们能够确定这些恒星的尘埃生产率，而之前的CO测量产生膨胀速度和总质量损失率。气体的性质（低膨胀速度（约7 km/s）和强的C $_2$ H $_2$分子吸收带）与贫金属恒星相一致。然而，这些恒星的尘埃含量（强SiC发射带）与在富含金属的碳星中观察到的非常相似。强烈的SiC辐射可能表明碳星来自富含金属的族群，或者这些AGB星产生硅。晕碳星的起源尚不清楚。它们可能是属于晕族的外晕星，也可能是从人马座矮椭球星系这样的卫星星系吸积而来，或者是从银盘逃逸出来的。如果恒星本身就富含金属，那么最有可能的起源就是圆盘。如果$α$元素的增强可以被证实，那么它将被认为起源于光环（已知是$α$增强的）或银河系卫星。
2012-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon from massive binary-stripped stars over cosmic time: effect of metallicity
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Institute of Astronomy, KU Leuven（荷语鲁汶大学天文学研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Anton Pannekoek Institute of Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内库克天文学研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究双星剥离星在不同金属licity下的碳产量，发现金属licity是影响碳产量的主要因素，指出太阳金属licity下的产量不能直接外推到低金属licity环境。
2025-05-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing Efficient Dust-Formation at Low Metallicity in Extragalactic Carbon-Rich Wolf-Rayet Binaries
我们目前的斯皮策/IRAC观测尘埃形成的六个河外富碳沃尔夫-拉叶（WC）的候选人在低金属丰度（Z $\lesssim0.65$ Z $_\odot$）环境中使用多历元中红外（IR）成像数据从斯皮策红强瞬变巡天（SPIRITS）。SPIRITS~ 16 ln、19 q、16 df、18 hb和14 apu的光学跟踪光谱揭示了C IV $\lambda5801\text{-}12$ ~和/或C III-IV $\lambda4650$ He II $\lambda4686$ ~混合物的发射特征，这些特征与早期型WC星一致。我们确定SPIRITS~ 16 ln是最近发现的碰撞风WC 4 +O双星候选者N604-WRXc的可变中红外对应物，位于M33的亚太阳金属丰度NGC 604 H II~区域。我们解释中红外光谱的变化，从SPIRITS~ 16 ln作为一个尘埃形成的情节在偏心碰撞风WC二进制。SPIRITS~ 19 q、16 df、14 apu和18 hb的绝对星等[3.6]超过了已知的大多数红外发光尘埃形成WC系统WR~104（M $_\mathrm{[3.6]}\lesssim-12.3$）。对SPIRITS~ 19 q中红外爆发中尘埃形成的分析揭示了$\dot{M}_d\gtrsim2\times10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的高尘埃产生率，因此可能…
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The First Fluorine Abundance Determinations in Extragalactic AGB Carbon Stars
根据高分辨光谱中2.3358 μ的HF（1-0）R9线，计算了6颗河外AGB碳星的氟（19 F）丰度（或上限）。这些恒星属于本星系群星系LMC、SMC和船底座矮球状体，金属丰度超过50倍。这是第一项探索河外富碳AGB星中F的金属丰度行为的研究。只有四颗目标恒星中可以测量到氟，显示出F-增强的范围很广。我们的F丰度测量与最近在银河系AGB碳星中得出的结果一起显示了与所观察到的碳和S-元素增强的相关性。然而，所观察到的相关性，显示不同的依赖恒星金属丰度相对于理论预测低质量，低金属丰度AGB模型。我们简要讨论了这种差异的可能原因。如果我们的发现在大量贫金属AGB中得到证实，那么AGB恒星中F的产生问题将需要重新考虑。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
Supernova dust formation and the grain growth in the early universe: The critical metallicity for low-mass star formation
我们研究了早期宇宙中低质量第二代恒星的形成条件。有人提出，尘埃热辐射导致的气体冷却可以触发低金属量恒星形成气体云的碎裂。为了确定尘埃冷却导致低质量恒星形成的临界条件，我们用单区半解析坍缩模型跟踪坍缩云的热演化。早期的研究假设了局部宇宙中的尘埃量，其中所有的耐火元素都耗尽到晶粒上，和/或假设气体坍缩期间的尘埃量恒定。在本文中，我们采用早期超新星尘埃形成和破坏的模型，推导出现实的尘埃成分和大小分布的多个物种作为我们的崩溃计算的初始条件。我们还跟踪了气相中重元素在尘埃颗粒上的吸积，即，在气体收缩期间的晶粒生长。我们发现，晶粒生长很好地改变了云的碎裂属性，这仍然没有接近本地宇宙中的值。临界条件可由气相金属丰度Zcr和气相金属在颗粒上的初始消耗效率fdep，0或粉尘与金属的质量比表示为（Zcr/10^{-5.5} Zsun）=（fdep，0/0.18）^{-0.44}，在Zcr = [0.06--3.2 x10 ^{-5} Zsun范围内具有小的分散。我们还表明，初始粉尘成分和粒度分布是重要的，以确定Zcr。
2014-10-30 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
Formation and properties of astrophysical carbonaceous dust. I: ab-initio calculations of the configuration and binding energies of small carbon clusters
用量子Espresso从头计算密度泛函理论计算了n < 100个碳原子团簇的结合能。碳原子团簇的几何结构是使用几个层次的经典技术和进一步完善使用密度泛函理论。所得能量用于计算团簇形成的功和在饱和贫氢碳气体中的成核速率。与采用毛细管近似的经典计算相比，我们发现碳团簇的成核在低温下增强，在高温下抑制。这种差异归因于临界团簇尺寸的不同行为。我们发现，临界集群大小是在n = 27或n = 8的温度和饱和度的广泛范围内，而不是这样的参数的平滑函数。我们的计算结果可以用来跟踪碳质团簇/颗粒的形成，稳定性和生长在贫氢环境中，如核心坍缩超新星和超新星遗迹的内层。
2014-11-22 astro-ph.SR physics.chem-ph
Optical properties of amorphous carbon dust around C-stars: new constraints from 2MASS and Gaia observations
通过比较2微米全天巡天（2 MASS）和盖亚数据发布2（DR 2）对大麦云云C星的观测，以及通过计算尘埃生长和环星包层辐射转移得到的合成测光，对凝聚在C星周围的无定形碳尘埃的光学性质进行了研究。所考虑的amC尘埃的光学常数集已根据它们在小麦哲伦云中再现红外色-色图的能力预先选定。只有光学数据集和颗粒大小的两种组合能够同时再现红外测光和盖亚观测。所提供的分析提供了有关amC尘埃颗粒特性的信息，这些尘埃颗粒的特征可能是类金刚石结构，而不是类石墨结构，至少在大多数尘埃包裹的C星周围，或者由尺寸小于0.04的“小”颗粒组成。$μ$ m。选定的数据集将被用来计算光谱网格，作为恒星参数的函数，将用于通过拟合C星的光谱能量分布来估计C星的尘埃返回和质量损失率，并研究附近物体的分辨恒星星族。
2018-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Infrared Census Of Dust In Nearby Galaxies With Spitzer (DUSTiNGS): V. The Period-luminosity Relation For Dusty Metal-Poor AGB Stars
斯皮策巡天计划（DUSTiNGS）在几个邻近的贫金属星系中发现了数百颗产生尘埃的渐近巨分支（AGB）恒星。我们已经获得了多个历元的后续观察这些候选人与斯皮策太空望远镜和测量其红外（IR）光变曲线。这使我们能够确认它们的AGB性质，并在非常低的金属丰度下研究脉动行为。我们获得了七个星系中88个源的高置信度脉动周期。我们已经以20%的成功率确认了DUSTiNGS变星候选星，并确定了19个已被确定为热脉冲AGB（TP-AGB）星的脉动特性。我们发现，在这里调查的所有星系中，AGB脉动特性都是相似的，DUSTiNGS星系（低至1.4%的太阳金属丰度; [Fe/H]=-1.85）和金属丰富得多的麦哲伦云（高达50%的太阳金属丰度; [Fe/H]=-0.38）之间没有明显的差异。这些结果加强了尘埃产生和AGB星脉动之间的联系，并建立了红外周期-亮度（PL）关系作为确定星系距离的可靠工具（+/- 4%），无论金属丰度如何。
2019-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and properties of astrophysical carbonaceous dust
经典的晶粒形核理论存在理论和预测上的缺陷。我们努力减轻这些缺陷，在我们的理解尘埃的形成和增长，利用原子模型的成核。用一组全局极小化算法确定了碳团簇的几何构型。利用密度泛函理论计算了碳团簇从$n=2$到$n=99$的结合能。这些能量被用来计算碳团簇的临界尺寸和成核速率。我们发现临界团簇大小在很大程度上取决于团簇几何形状的变化。具有尺寸$n=27$和$n=8$的团簇，分别大致对应于从环到富勒烯几何形状和链到环几何形状的转变，是在成核显著的温度和饱和度范围内的临界尺寸。与经典理论相反，成核在低温下增强，在高温下抑制。这些结果将被应用到一个修改后的化学演化代码使用超新星模拟的结果。
2016-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Abundances in Compact Galactic Planetary Nebulae: An Ultraviolet spectroscopic study with the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)
我们用哈勃太空望远镜（HST/STIS）上的太空望远镜成像光谱仪测量了一个致密的银河系行星状星云（PNe）样本，以确定它们的气相碳丰度。PNe中的碳丰度限制了它们的渐近巨星分支（AGB）祖先的性质，以及宇宙循环。我们测量了11个紧凑的银河系PNe的碳丰度或其极限，显着增加了银河系PNe的样品，其碳丰度基于HST紫外光谱是可用的。大多数目标的尘埃含量已经在斯皮策光谱学的其他地方进行了研究;考虑到星云的紧凑性质，紫外和红外光谱可以直接比较，以研究气相和尘埃相的碳。我们发现，贫碳（C/O<1）致密的银河系PNE具有富氧尘埃类型（ORD），而碳增强的对应物（C/O>1）具有富碳尘埃（CRD），证实了麦哲伦云PNE中气相和尘埃相碳含量之间的相关性。基于AGB演化的预期最终产量模型，我们解释了本研究中的大多数贫碳PNe是~1.1-1.2 M $_{\odot}$恒星的后代，这些恒星在红巨星分支（RGB）上经历了一些额外的混合，它们经历了AGB阶段，但没有经历碳星阶段。这一群中的大多数PNe具有双极形态，可能是由于太阳下伴星的存在。我们样本中的碳增强PNe可能是1.5-2.5 M $_{\odot}$范围内恒星的后代，这取决于它们原始的金属丰度。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon dust in the evolved born-again planetary nebulae A30 and A78
本文利用红外图像和光谱对重行行星状星云A30和A78进行了红外表征。我们证明，在A30和A78的富碳尘埃是空间一致的H-贫喷出物和共存的热X射线发射气体的距离为50 $''$从中央恒星（CSPN）。尘埃形成后，立即再次事件和生存的1000年，在CSPN周围的恶劣环境，因为它被摧毁，被推离辐射压力和流体动力学效应拖动。斯皮策IRS光谱图显示，在6.4和8.0 $μ$ m处的宽光谱特征，归因于在缺氢环境中形成的无定形碳，与其CSPN周围的破裂盘有关，为产生这些源的软X射线发射的恒星风的电荷交换反应提供了最佳环境。星云和尘埃的性质是模拟A30与多云考虑到不同的碳质尘埃物种。我们的模型预测尘埃温度在40-230 K范围内，比以前的作品预测的低五倍。在A30中，再次喷发的气体和尘埃质量估计为$M_\mathrm{gas}=(4.41^{+0.55}_{-0.14})\times10^{-3}$ M $_\odot$和$M_\mathrm{dust}=(3.20^{+3.21}_{-2.06})\times10^{-3}$ M $_\odot$，这可以用来分别估计$(7.61^{+3.76}_{-2.20})\times10^{-3}$ M $_{\odot}$和$\dot{M}=[5-60]\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的再次喷发事件的总喷发质量…
2021-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dust Budget of the SMC: Are AGB Stars the Primary Dust Source at Low Metallicity?
我们估计总的尘埃输入从小麦哲伦星云（SMC）的冷演化恒星，使用8微米的过量排放作为代理的尘埃生产率。我们发现渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG）每年产生（8.6-9.5）x 10^7太阳质量的尘埃，这取决于属于演化恒星群体的远红外源的比例（单个尘埃产生率的不确定性为10%-50%）。RSG贡献最小（<4%），而富碳AGB星（特别是所谓的“极端”AGB星）占冷演化恒星总尘埃输入的87%-89%。我们还估算了来自热恒星和超新星（SNe）的尘埃输入，发现如果SNe产生10^-3太阳质量的尘埃，那么总的SN尘埃输入和AGB输入大致相当。我们认为几种情况下的SNe尘埃的生产和破坏，并发现，星际介质（ISM）的尘埃可以单独占恒星源，如果所有的SNe产生的尘埃的数量周围看到的尘埃的例子，如果大多数SNe爆炸密集的地区，大部分的ISM尘埃屏蔽的冲击。我们发现AGB星只贡献了ISM尘埃的2.1%。如果没有SNe对尘埃收支的净正贡献，这表明尘埃必须在ISM中生长或由另一种未知机制形成。
2012-01-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
Condition for dust evacuation from the first galaxies
尘埃使低质量恒星能够从低金属含量的气体中形成，通过其热辐射冷却引起云的碎片。然而，由于来自大质量恒星的辐射力，尘埃可能会从恒星形成云中疏散。在这里，我们通过比较尘埃疏散时间与由于HII区或超新星的膨胀而导致的云破坏时间来研究尘埃疏散的条件。云的破坏时间对云半径的依赖性较弱，而云半径越小，尘埃的疏散时间越短。因此，尘埃疏散发生在致密的恒星形成云中，其柱密度为$N_{\rm H} \simeq 10^{24} - 10^{26} ~{\rm cm^{-2}}$。当地层红移越高时，发生尘埃排空的临界晕质量越低，例如，$\sim 10^{9}~M_{\odot}$在红移$z \sim 3$，$\sim 10^{7}~M_{\odot}$在$z \sim 9$。此外，气体的金属含量应小于$\sim 10^{-2} ~ Z_{\odot}$。否则，灰尘衰减会显著降低辐射力。从尘埃抽空的气体中，即使金属丰度高于$\sim 10^{-5}~Z_{\odot}$（由于尘埃冷却而形成低质量恒星的临界值），也可能形成大质量恒星。这可以解释金属丰度低于$\sim 10^{-4}~Z_{\odot}$的超贫金属星的缺乏。
2018-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Dramatic Decrease in Carbon Star Formation in M31
我们分析了M31中21个HST场的恒星近红外测光，以限制金属丰度对碳星形成的影响。对附近星系的观测表明，碳星在更高的金属丰度下越来越罕见。模型表明，碳星的形成效率下降，由于在富含金属的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）恒星的疏浚效率下降，加上较高的初始丰度的氧。然而，虽然模型预测了碳星不能形成的金属丰度上限，但以前的观测尚未确定这一限制。我们的新观测使用HST WFC 3/IR中带滤波器可靠地将碳星与M型TP-AGB星分离，跨越M31富金属盘的2.6-13.7 kpc。我们发现，C与M星的比率（C/M）比外推的更少金属的星系中的观测结果下降得更快，导致C/M太低，在最里面的领域超过10倍，并表明在金属丰度高于[M/H] $\approx$ -0.1 dex的C星形成效率急剧下降。金属丰度上限仍然未被发现，但一定是在金属丰度高于M31的内盘测量值（[M/H] $\gtrsim$ +0.06 dex）时出现的。
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing O-enrichment in C-rich dust planetary nebulae
行星状星云（PNe）中O的丰度历来被用作它们起源的星际介质（ISM）的金属丰度指标;例如，它已被广泛用于研究银河系内外的金属丰度梯度。然而，明确的观测证据O自我富集在低金属量银河系PNE与富C尘埃最近已被报道。在这里，我们报告的渐近巨分支（AGB）核合成预测的丰度的CNO元素和氦的金属丰度范围Zsun/4 < Z <2 Zsun。我们的AGB模型，从所有的对流边界的扩散过冲，预测O是过度生产的低Z低质量（~1-3 Msun）AGB星和很好地再现最近的O过剩观察到的富C尘埃PNe。这证实了O并不总是原始ISM金属丰度的良好代表，而应使用其他化学元素，如Cl或Ar。因此，在银河演化模型中应该考虑低质量恒星产生氧气的情况。
2016-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lupus disks with faint CO isotopologues: low gas/dust or large carbon depletion?
由于ALMA最近的调查，一个可以在原行星盘中独立观察气体和尘埃的时代已经开始。第一个接近完整的高分辨率磁盘调查在一个单一的恒星形成区域的尘埃和气体已经在狼疮进行，发现令人惊讶的低气体/尘埃比。这项工作的目标是充分利用CO同位素观测狼疮，比较它们与物理化学模型的结果，以获得大量的磁盘的气体质量。我们采用物理化学模型来分析连续和CO同位素观测狼疮盘，包括同位素选择性过程和冻结。还使用ALMA 13 CO检测，计算了总共34个源的圆盘气体质量，扩大了Ansdell等人（2016）研究的10个圆盘的样本，其中也检测到C18 O。我们确认，整体气体质量是非常低的，往往小于1 $M_{\rm J}$，如果挥发性碳没有耗尽。因此，全球气体/尘埃比率主要在1至10之间。低的CO基气体质量和气体/粉尘比可能表明气体的快速损失，或者化学演变，例如通过将CO中的碳螯合到更复杂的分子中，或者碳锁定在更大的物体中。目前的ALMA观测无法区分这两种假设。我们已经模拟了这两种情况，但化学模型的结果不允许我们排除其中之一。假设所有狼疮盘在过去的几百万年中主要由于粘性过程而演化，Manara等人（2016）发现的当前质量吸积率和尘埃质量之间的观测相关性意味着恒定的气体-尘埃比，基于观测到的$M_{\rm disk}/\dot{M}_{\rm acc}$比，接近100。这反过来又指出了一种情况，其中碳消耗是负责低CO…
2016-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of cosmic dust analogues from C, C$_2$, and C$_2$H$_2$ in C-rich circumstellar envelopes
星际碳尘主要形成于富碳渐近巨星支（AGB）星周围星周包层的最内层区域。在这些高度化学分层的地区，原子和双原子碳，以及乙炔是最丰富的物种后H $_2$和CO。在以前的研究中，我们解决了化学碳（C和C $_2$）与H $_2$表明，乙炔和脂肪族物种的形式有效地在粉尘形成区域的富碳AGB而芳烃不。尽管如此，乙炔是已知的线性聚乙炔链，苯和多环芳烃（PAH）的形成中的关键成分，如先前的实验所示。然而，这些实验没有考虑碳（C和C $_2$）与C $_2$ H $_2$的化学性质。在这项工作中，通过使用足够量的乙炔，我们研究了其与原子和双原子碳的气相相互作用。我们发现，所涉及的化学产生线性聚乙炔链，苯和其他多环芳烃，这是观察到的行星状星云的早期演化阶段的高丰度。更重要的是，我们已经发现了不可忽略的纯的和氢化的碳簇以及具有脂肪族取代基的芳族化合物的量，这两者都是原子碳的添加的直接结果。将烷基取代基并入芳族化合物中可以通过涉及氢提取接着甲基加成的机制来合理化。气相中检测到的所有物种都被纳入纳米尺寸的尘埃类似物中，该类似物由具有无定形形态的sp，sp $^2$和sp $^3$烃的复杂混合物组成。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Is there a metallicity ceiling to form carbon stars? - A novel technique reveals a scarcity of C stars in the inner M31 disk
我们使用中波近红外（NIR）哈勃空间望远镜WFC 3测光与模型近红外光谱的渐近巨分支（AGB）星开发一个新的工具，有效地区分富碳（C型）AGB星富氧（M型）AGB星的边缘和外部的本星系群。我们展示了这种方法在M31内盘区域的测试结果，我们发现该区域令人惊讶地缺乏C星，这与之前在M31其他区域进行C星搜索的结果相反。我们只发现了1颗C星候选星（加上6颗其他不太确定的C星候选星），导致C星与M星的比例非常低（C/M =（3.3（+20，-0.1））x10^-4），比M31中其他C/M估计值低1-2个数量级。低的C/M比可能是由于该区域的高金属丰度阻碍了恒星在大气中达到C/O > 1。这些意见提供了严格的限制富金属AGB星的演化模型，并建议有一个金属丰度阈值以上的M星是无法过渡到C星，显着影响AGB的质量损失和尘埃生产，因此，所观察到的全球性的富金属星系。
2013-07-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Spectral Evidence for an Inner Carbon-Rich Circumstellar Dust Belt in the Young HD36546 A-Star System
使用NASA/IRTF SpeX和BASS光谱仪，我们获得了新成像的HD 36546碎片盘系统的0.7 - 13微米的新观测。SpeX光谱是最一致的光球发射预计从Lstar ~ 20 Lsun，太阳丰度A1.5V的恒星很少/没有消光和过量的排放从4.5微米以上的星周尘埃检测。未探测到的CO发射线和吸积签名指向一个非常古老的过渡盘的气体贫乏的星周环境。将SpeX和BASS光谱与WISE/AKARI/IRAS/Herschel光度计资料相结合，我们发现了一个距离主星20 - 40 AU，温度约为135 K的外冷尘埃带，可能与Subaru拍摄的星盘相一致（Currie等人，2017年），以及一个新的第二内带，温度约为570 K，在6 - 9 um区域内有一个不寻常的广泛SED最大值，示踪尘埃在1.1 - 2.2AU。仅在另外两个A星系统（HD 131488和HD 121191）中报告了6 - 9 μ m的SED最大值，这两个系统的年龄都约为1000万年（Melis等人，2013）。根据Spitzer，我们还确定了约1200万年前的A7 V HD 148567系统具有类似的5 - 35 um过量光谱特征（Mittal等人，2015）。斯皮策的数据使我们能够排除水的排放，并将碳质材料-有机物，碳酸盐，SiC -作为6 - 9 um过量的来源。假设4个年轻的Astar系统的圆盘有一个共同的起源…
2017-04-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Galactic Archeology with the AEGIS Survey: The Evolution of Carbon and Iron in the Galactic Halo
了解银河系晕中碳和铁的演化非常重要，因为这两种元素在早期宇宙中约束恒星形成、银河系组装和化学演化方面发挥着至关重要的作用。在这里，我们探索碳的空间分布，[C/Fe]和金属，[Fe/H]，晕系统的基础上中分辨率（$R \sim$ 1，300）光谱的$\sim$ 58，000恒星在南半球的AAOmega银河系结构演化（AEGIS）调查。AEGIS的碳丰度图显示出正的梯度与距离，同样发现的斯隆数字巡天（SDSS）的碳丰度图的李等人。金属丰度图证实，[Fe/H]随着距离的减少，从内晕到外晕。我们还探讨了光环的形成和化学演化的历史，考虑人口的碳增强贫金属（CEMP）恒星中存在的AEGIS样本。CEMP-no恒星（根据其特征性的较低的绝对碳丰度水平进行分类，次巨星和巨星的$A$（C）$\leq$ 7.1）的累积和微分频率随着金属丰度的降低而增加，并且对于CEMP恒星整体来说是\textit{substantially higher than previous determinations}。相反，$s$型恒星（具有较高的$A$（C））几乎保持平坦，$\sim$值为10%，在$-\,4.0 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim-$ 2.0范围内. CEMP-no和CEMP- $s$星的明显不同的行为缓解了假设双星质量转移起源的人口合成模型的紧张局势，以前很难解释CEMP星的更高频…
2018-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dry and carbon poor inner disk of TW Hya: evidence for a massive icy dust trap
气体巨星从原行星盘的气体和尘埃中吸积它们的外壳，因此确定内部少数AU的组成是很重要的，大多数巨行星预计会在那里形成。我们的目标是限制元素碳和氧的丰度在内部磁盘（$R<$ 2.3 AU）的TW Hya和比较与外部磁盘（$R>2.3$ AU）的碳和氧出现不足的一个因素$\sim$ 50。TW Hya的档案红外观测进行了比较详细的热化学模型，DALI。内盘气体质量和元素C和O丰度的变化，以适应红外CO，H $_2$和H $_2$ O线通量。最佳拟合模型的内盘具有气体质量为$ 2 \times 10^{-4} M_\odot$的C/H $\approx 3 \times 10^{-6}$和O/H $\approx 6 \times 10^{-6}$。元素氧和碳丰度的内盘是$\sim 50$倍不足相比，ISM和那些发现在外盘是一致的。一致的低挥发分丰度意味着内盘并没有被蒸发的漂流体上的冰富集。这表明漂流的颗粒被阻止在水冰线外的尘埃陷阱中。这样的尘埃陷阱也会形成一个空腔，就像在高分辨率亚毫米连续观测中看到的那样。如果CO是冰中的主要碳载体，则需要在$\sim$ 20 AU的CO冰线之外有效地捕获尘埃。这意味着TW Hya盘中20 AU以外的浅亚毫米环对应于非常有效的尘埃陷阱。更可能的情况是，超过98%的CO已转化为挥发性较低的物质，例如CO $_2$和CH $_3$ OH。在内盘中形成的巨行星…
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
