Discovery of relatively hydrogen-poor giants in the Galactic globular cluster Omega Centauri
本文报道了我们对球状星团欧米茄（Omega Cen）红巨星样品中缺氢星的低分辨率光谱测量结果。根据（0，0）MgH带和Mgb三重态的强度进行了光谱分析。在我们的样本中，四颗巨星在观测光谱中发现了弱/缺失的MgH带，这与其确定的恒星参数所预期的不同。的Mg丰度的程序星确定从从属线的MgH带的蓝色的Mg b三重态，使用光谱合成技术。除了四颗已确定的候选星外，程序星的镁丰度与欧米茄Cen红巨星的预期一样（诺里斯和达科斯塔1995）。这四个候选者的Mg丰度比欧米茄Cen红巨星的预期要低得多，并且根据它们观测到的光谱中Mg b三重态的强度是不可接受的。因此，在这些恒星的观测光谱中，MgH带的微弱/缺失的合理原因是它们的大气中氢的丰度相对较低。这些巨星可能属于欧米茄Cen的富氦红巨星群。
2014-08-06 astro-ph.SR
Titanium abundances in late-type stars I. 1D non-local thermodynamic equilibrium modelling in benchmark dwarfs and giants
晚型恒星的钛丰度是银河系形成历史的重要示踪物。然而，从Ti I和Ti II线推断的丰度在非常贫金属的巨星中可能存在明显的分歧。从本地热力学平衡（LTE）的apertures有很大的影响，少数中性物种，从而影响电离的不平衡，但令人满意的非LTE模型的矮星和巨星尚未实现在以前的文献。使用新的非LTE模型和一维（1D）模型大气，在基准矮星和巨星中重新评估钛丰度的可靠性。利用最新公布的Ti I与中性氢非弹性碰撞的数据，编制了一个较全面的模型原子。在1D LTE中，太阳、大角星和贫金属恒星HD 84937和HD 140283的Ti I和Ti II线在$0.06$ dex范围内。对于贫金属巨星HD 122563，Ti I线给出的丰度比Ti II低$0.47$ dex。1D非LTE校正可达到用于个别Ti I线的$+0.4$ dex及用于个别Ti II线的$+0.1$ dex，且将总体电离不平衡减少到用于HD 122563的$-0.17$ dex。然而，它也增加了非常贫金属的矮星和亚巨星的不平衡，大约在$0.2$ dex。使用一维非LTE减少了非常贫金属巨星的电离不平衡，但打破了其他非常贫金属恒星的平衡，与早期文献中的结论一致。为了取得进一步的进展，需要一致的3D非LTE模型。
2023-02-07 astro-ph.SR
Wind mass transfer in S-type symbiotic binaries II. Indication of wind focusing
上下文在共生双星中，从巨星到它的白矮星伴星的风质量转移还没有被很好地理解。例如，典型的Bondi-Hoyle吸积机制的风质量传递效率太低，无法为吸积体的典型光度提供动力。然而，最近的观测和模拟表明，在共生双星中，质量传递的效率要高得多。目标。我们确定了食S型共生双星EG And和SY Mus的近轨道平面区域的巨星风的速度分布，并推导出相应的质量损失率的球当量。用这种方法，我们表明高的传质比。方法.我们实现了这一目标，通过建模所观察到的柱密度考虑到电离的风的巨人，其速度分布是使用阿贝尔积分算子的氢柱密度函数的反演。结果我们的分析显示，这颗巨星的质量损失率的球当量是10^{-6} M_{Sun} /年的几倍，这比不依赖于视线的方法确定的速率高出10倍以上。这种差异排除了风是球对称的通常假设。由于我们的值是从近轨道面的柱密度得出的，这些值可能是将来自巨星的风集中到轨道面的结果。结论.我们的研究结果表明，在S型共生恒星的巨星风不是球对称的，因为它是在轨道平面增强，因此，更有效地吸积到热组件。
2016-02-15 astro-ph.SR
Granulation signatures in the spectrum of the very metal-poor red giant HD122563
我们在麦克唐纳天文台获得了一个非常贫金属（[Fe/H]=-2.6）的红巨星HD 122563的高分辨率（R= 200，000）、高信噪比（S/N=340）的蓝绿色光谱。我们测量的不对称性和核心波长的一组未混合的FeI线覆盖了广泛的线强度。线平分线表现出表面对流（粒化）的特征C形签名，它们的跨度从最强FeI特征的约100 m/s到最弱FeI特征的800 m/s。纤芯波长偏移范围约为-100至-900 m/s，取决于线路强度。一般来说，在较弱的线中观察到较大的蓝移，但随着剩余通量的增加，散射也会增加。假设当地的热力学平衡（LTE），我们合成了相同的一组谱线使用一个国家的最先进的三维流体动力学模拟的恒星大气的基本参数相似的HD 122563。我们发现模型预测和观察之间的良好协议。这使我们能够推断出线位移和径向速度的绝对零度点。此外，它表明模拟的结构和动力学是现实的，从而支持以前的索赔大3D-LTE修正，基于这里使用的流体动力学模型，元素丰度和基本参数的非常贫金属红巨星获得标准的1D-LTE光谱分析。
2010-11-17 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. V. Oxygen abundance in the metal-poor giant HD 122563 from OH UV lines
虽然氧是早期星系演化的重要示踪物，但在[Fe/H] <-2.5时，其丰度与金属丰度的趋势仍然相对知之甚少。这部分是由于缺乏可靠的贫金属恒星氧丰度指标，部分是由于一维LTE丰度分析的缺点。在这项研究中，我们确定了贫金属晕巨星HD 122563使用三维流体动力学CO 5 BOLD模式大气中的氧丰度。我们的主要目标是了解3D LTE分析是否有助于提高从OH UV线确定的氧丰度的可靠性，与使用标准1D LTE方法获得的氧丰度相比。使用位于308-330 nm波长范围内的71条OH UV线测定HD 122563中的氧丰度。分析是使用高分辨率VLT UVES光谱与一维LTE谱线合成使用SYNTHE包和经典的ATLAS 9模型大气。随后，一个三维流体动力CO 5 BOLD，和一维流体静力LHD模型的气氛中使用，以计算3D-1D丰度校正。为此，与一维LHD模式大气中使用的微湍流速度来自流体动力学CO 5 BOLD模式大气。在以前的研究中，我们发现的1D LTE氧丰度的趋势确定从OH UV线与线参数，如线激发电位和线强度。这些趋势在3D LTE中变得明显不那么明显。使用OH UV线，我们确定HD 122563中的3D LTE氧丰度为A（O）= 6.23 +/- 0.13。这与从OH IR线获得的氧丰度A（O）= 6.39 +/-0.11相当一致，但它明显低于使用禁[OI]线确定的氧丰度A（O）= 6…
2016-11-10 astro-ph.SR
The HARPS search for southern extrasolar planets XXI. Three new giant planets orbiting the metal-poor stars HD5388, HD181720, and HD190984
我们在三颗缺金属恒星周围发现了三颗新的巨行星：HD5388b（1.96M_Jup），HD181720b（0.37M_Jup）和HD190984b（3.1M_Jup）。所有的行星都有中等偏心率（从0.26到0.57）和长轨道周期（从777到4885天）。其中两颗恒星（HD 181720和HD 190984）是一个在大约100颗中等贫金属恒星周围寻找巨行星的计划的一部分，而HD 5388是HARPS GTO计划的体积有限样本的一部分。我们的发现表明，在长周期轨道上的巨行星在中等贫金属恒星周围并不罕见。
2010-01-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hubble Space Telescope Constraints on the Winds and Astrospheres of Red Giant Stars
我们报告的紫外光谱调查观察到的红巨人哈勃太空望远镜，专注于光谱的Mg II H & K线2800 A附近，以研究恒星色球发射，风，和天体吸收。我们专注于K2 III和M5 III之间的光谱类型，这是一个光谱类型范围，其中恒星是非日冕的，但拥有强大的色球风。我们发现镁II表面通量和光球温度之间的关系非常紧密，支持的概念，所有的K2-M5 III型恒星发射的基础通量水平。风速（V_w）一般随谱型而减小，V_w从K2 III的~40 km/s减小到M5 III的~20 km/s。我们发现两个新的天体层吸收的检测，为Sigma Pup（K5 III）和Gamma Eri（M1 III）。这种吸收特征以前只在α Tau（K5 III）中检测到。对于这三个天体层探测，终止激波后的风温度与Vw相关，但低于Rankine-Hugoniot激波跳跃条件的预测值，这与红巨星终止激波是辐射激波而不是简单的流体动力激波的观点相一致。一个完整的流体动力学模拟的伽玛Eri天体层提供进一步探讨这一点。
2016-07-26 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. IV. Oxygen diagnostics in extremely metal-poor red giants with infrared OH lines
上下文虽然氧是银河系化学演化的重要示踪剂，但对最古老的银河系恒星大气中氧丰度的测量仍然很少，而且相当不精确。在金属丰度尺度的最低端，氧只能在巨星中测量，在大多数情况下，这种测量依赖于一个单一的禁止[O I] 630 nm线，这是非常弱的，经常与大地线混合。虽然位于紫外线和红外线的分子OH线也可用于诊断，但从OH线和[O I] 630 nm线获得的氧丰度通常相差约0.3-0.4 dex。目标。研究了对流对极端贫金属（EMP）红巨星大气中红外（IR）OH线和[O I] 630 nm禁戒线形成的影响。方法.我们使用高分辨率和高信噪比光谱的四个EMP红巨星获得的VLT CRIRES摄谱仪。对于每颗EMP星，使用位于1514-1548和1595-1632 nm光谱范围内的4-14条IR OH振动-旋转线，通过使用标准的1D LTE丰度分析方法来确定氧丰度。然后，我们校正了从每个单独的OH线获得的三维流体动力学效应的1D LTE丰度。结果我们发现对流对[O I] 630 nm谱线的形成影响很小，导致3D-1D丰度修正很小（< -0.01 dex）。相反，红外OH线受对流的影响很大，因此对这些线的丰度修正是显著的，3D-1D ~-0.2D ~-0.3D -0.3dex。这些丰度修正确实使使用IR OH线获得的EMP红巨星的1D LTE氧丰度与从[O I] 630 nm线确定的氧丰度更好地一致。
2015-02-23 astro-ph.SR
The effect of aspherical stellar wind of giant stars on the symbiotic channel of type Ia supernovae
解释Ia型超新星爆炸的祖先系统仍在争论中。共生通道是一种可能的祖先场景，在这些系统中的WD通过风吸积它们的红巨星同伴而增加质量。巨星在共生系统中的质量损失过程会产生大量的星周介质（CSM），探测SN喷出物与CSM之间的相互作用信号可以作为区分不同祖先模型的理想途径。然而，共生系统周围的CSM的密度分布和几何结构仍然是高度不确定的。通过假设双星相互作用产生的潮汐力矩能增加红巨星的质量损失率，并使星风向赤道面集中，我们给出了一种估算CSM密度和偏离球对称度的简化方法.利用恒星演化程序MESA对共生系统的双星演化进行了计算，得到了Ia型超新星产生的参数空间。我们发现，超新星Ia可能起源于与大质量碳氧白矮星（COWD）共生的系统，而红巨星向白矮星的星风半张角随双星演化而变化，导致周围CSM形成不同的几何结构。未来的旋光光谱观测可能会检验抛射物-CSM相互作用的相应性质，从中可能会发现Ia超新星与其祖先系统的星周环境之间的额外关系。
2021-02-18 astro-ph.SR
High resolution spectroscopy of the relatively hydrogen-poor metal rich giants in the globular cluster Omega Centauri
Hema和Pandey（2014）发现的四颗富金属、轻度贫氢或氦增强的巨星中的两颗，以及它们的比较正常（富氢）巨星欧米茄Cen的高分辨率光谱被分析。分析了程序星光谱中MgH带的强度，并由此导出了它们的恒星参数。样品（贫氢）恒星（LEID 39048和LEID 34225）的观测光谱显示出较弱的MgH带，这与正常的比较巨星（LEID 61067和LEID 32169）的光谱不同。LEID 39048和LEID 34225的MgH带的镁丰度比Mg I系的镁丰度低0.3倍或更多。这种差异不能通过在不确定性范围内改变恒星参数来调和。从Mg I谱线和MgH谱带得出的镁丰度的这种差异是不可接受的。这种差异归因于它们大气中的氢缺乏或氦增强。这些富含金属、贫氢或富氦的巨星为欧米茄Cen富含金属的子种群的进化提供了重要的联系。这些恒星提供了第一个直接的光谱证据，证明欧米茄Cen中富含金属的巨星中存在He增强。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
EU Del: exploring the onset of pulsation-driven winds in giant stars
我们通过近距离（117 pc）中等光度（$L \approx 1600$ L $_\odot$）恒星EU Del（HIP 101810，HD 196610）探索巨星的风驱动机制。利用对CO（3--2）和（2--1）跃迁的APEX观测，得到了9.51 $\pm$ 0.02 km s $^{-1}$的风速，$^{12}$ C/ $^{13}$ C的比值为14 $^{+9}_{-4}$，质量损失率为几个$\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。根据已发表的光谱，我们估计该恒星的金属丰度为[Fe/H] = --0.27 $\pm$ $\sim$ 0.30 dex。这颗恒星的尘埃外壳缺乏一个明确的10- $μ$ m硅酸盐特征，尽管恒星的富氧性质。辐射传输模型不能拟合风加速度模型，因为风加速度模型仅依赖于凝结灰尘上的辐射压力。我们将我们的结果与VY Leo（HIP 53449）进行比较，VY Leo是一颗具有相似温度和光度，但不同脉动特性的恒星。我们认为EU Del的更强质量损失可能是由长周期恒星脉动驱动的，因为它的潜在质量较低。我们探讨了其他恒星的质量损失率和风速的影响。
2015-12-15 astro-ph.SR
Integrated Mass Loss for Very Metal-poor Stars: Asterosesimic Red Giant Masses of K2 Globular Cluster NGC 5897
Konkoly Observatory, HUN-REN CSFK（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络科学中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院卓越研究中心）；Eötvös Loránd University, Institute of Physics and Astronomy（厄特沃什·罗兰大学物理与天文学研究所）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics (CCAPP), The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与高能粒子物理中心）；Princeton University（普林斯顿大学）
本研究对K2观测的极贫金属球状星团NGC 5897的20颗RGB、6颗EAGB恒星开展星震学分析，推导其质量与总质量损失，更新I型球状星团质量损失-金属丰度关系，支持RGB总质量损失随金属丰度降低而减小的结论。
2026-09-02 astro-ph.SR
Infrared colours and inferred masses of metal-poor giant stars in the Kepler field
在银河系中，内部发光的巨星是遥远的盘、球和晕的唯一潜在的体积完整的示踪物。贫金属巨星的化学丰度也反映了最早恒星形成区的组成，为银河系的化学演化提供了初始条件。然而，贫金属巨星的内在稀有性，加上难以用宽带光学光度学有效地识别它们，使得很难利用它们来研究银河系。我们重新推导出一个巨星光度选择使用现有的公共g波段和窄带DDO 51光度在开普勒领域。我们的选择是简单的，并产生一个主序恒星的污染率$\lesssim$ 1%和一个完整的约80%的巨星与$T_{\rm eff} \lesssim 5250$ K -受光谱巡天的选择功能，用于估计这些率，和考虑的星等范围（$11\lesssim g\lesssim 15$）。虽然DDO 51过滤器是已知的恒星表面重力敏感，我们进一步表明，DDO 51选择巨人的中红外颜色与光谱金属丰度强烈相关。这扩展了Schlaufman和Casey开发的红外选择，表明选择中的主要污染物可以通过光度分离矮星和巨星来有效地去除。这意味着任何类似有效的侏儒/巨人判别式（例如，盖亚）可以与WISE颜色一起使用，以选择具有高完整性和低污染的巨星样本。我们采用我们的光度选择，以确定三个贫金属巨人的候选人在开普勒领域与全球asteroseismic参数，并发现推断这三颗恒星的质量使用标准asteroseismic标度关系系统高估了20- 175%。[删节]
2018-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in metal-poor giants: limitations imposed by the use of classical 1D stellar atmosphere models
在这项工作中，我们已经使用了三维流体动力学（CO 5 BOLD）和一维流体静力学（LHD）恒星大气模型研究对流和水平温度不均匀性的重要性，恒星丰度工作有关的晚型巨星。我们发现，对于一些关键元素，如Na，Mg，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，Zn，Ba，Eu，3D和1D模型预测的丰度差异通常很小（< 0.1 dex）。然而，在[M/H] = -3时，它们变得更大并达到-0.5. - 0.8德克斯在中性原子和固定的金属丰度的情况下，最大的丰度差异，得到的谱线具有最低的激发电位，而电离物种的最大的3D-1D丰度差异，发现线的最高激发电位。在低金属丰度的大的丰度差异是由大的水平温度波动和较低的平均温度在外层的三维流体动力学模型相比，其1D对应。
2011-05-02 astro-ph.SR
Wind mass transfer in S-type symbiotic binaries I. Focusing by the wind compression model
内容：在共生双星中，热组分的光度需要比标准的邦迪-霍伊尔吸积更高的吸积速率。这意味着共生双星中的风质量传递必须更有效。目的：我们认为，S型共生双星中的白矮星（WD）的吸积率可以通过将来自它们缓慢旋转的正常巨星的风聚焦到双星轨道平面上来充分提高。方法：将星风压缩模型应用于S-型共生双星中慢转红巨星的星风。结果如下：我们的分析表明，对于典型的终极速度的巨风，20至50公里/秒，和测量的旋转速度之间的6和10公里/秒，压缩风的密度在一个典型的距离的吸积体从其捐助者对应的质量损失率，这可能是一个$\sim$ 10倍高于球对称风。这使得WD能够以每年$10^{-8} - 10^{-7}$ M（太阳）的速度吸积，从而为其光度提供动力。结论：我们表明，高的风质量传递效率在S型共生星可以造成的风从他们的缓慢旋转的正常的巨星压缩，而在D型共生星，高的质量传递率可以实现通过引力聚焦，这是最近提出的非常慢的风在米拉型双星。
2014-10-28 astro-ph.SR
VISTA variables in the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy: pulsation- vs. dust-driven winds on the giant branches
在超过260万颗恒星覆盖11平方度的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的核心VISTA Z波段观测的变化进行了检查。一般来说，Sgr dSph巨分支上的脉动似乎是由内部kappa机制激发的。脉动振幅在红色和渐近（RGB/AGB）巨星之间，以及在相同光度下未红化的富碳和富氧恒星之间出现相同。富氧恒星之间的红外过量和变化之间缺乏相关性表明脉动对Sgr dSph中富氧恒星的风驱动没有显着贡献，尽管这些恒星的低振幅意味着这可能不适用于其他地方。在我们观测到的恒星中，被尘埃包裹的碳星具有最高的振幅。只有在这些恒星中，外部卡帕机制驱动的脉动似乎是可能的，这是由它们更不透明的富碳分子或尘埃的变化引起的。这可能使脉动驱动风在碳星中有效。可变性可以简化为幂律（振幅与L/T^2成比例），就像在其他系统中一样。总共，我们识别了3026颗变星（与r.m.s.δ Z的变化>~ 0.015等），其中176个是与Sgr dSph的上部巨分支有关的长周期变星。我们还在SgrdSph中确定了324个候选天琴座RR变星，在银河系外隆中确定了340个候选天琴座RR变星。
2014-01-15 astro-ph.SR
Potassium Abundances in Red Giants of Mildly to Very Metal-Poor Globular Clusters
本文对三个不同金属量的球状星团的15颗红巨星在7664.91和7698.97 A处的K I共振线进行了非LTE分析（M4，M13和M15）以及两个参考早期K巨星（rho Boo和alpha Boo），为了检查K丰度是否在团簇内是均匀的，并研究[K/Fe]的行为，在-2.5 <[Fe/H] <-1的相关金属量范围内，我们证实了[K/H]（以及[Fe/H]）在每个星团内几乎是均匀的，精确度< ~0.1 dex，尽管在两颗特殊的恒星中观察到异常大的偏差，显示出高层大气湍流显著增加的迹象。由此产生的[K/Fe]比对于三个星系团来说是轻微的超日的十分之几dex，趋于从[Fe/H] ~-1时的~+0.1-0.2逐渐增加到[Fe/H] ~-2.5时的~+0.3。这一结果与盘星的[K/Fe]趋势（-1 < [Fe/H]）和极端贫金属星的[K/Fe]趋势（-4 <[Fe/H] < -2.5）有相当好的联系。也就是说，[K/Fe]似乎从[Fe/H]~0向较低金属度区域逐渐增加，直到[Fe/H]~-3，在此达到[K/Fe]~+0.3-0.4的宽的最大值，可能随后在[Fe/H]<~-3时略有下降。
2009-02-26 astro-ph.SR
A companion star launching jets in the wind acceleration zone of a giant star
通过进行三维（3D）流体动力学模拟，我们发现，喷气机的主序星同伴发射，因为它的轨道内的风加速区的渐近巨星分支（AGB）的明星可以有效地删除该区域的质量。我们假设在强风阶段，加速区的大部分气体没有达到逃逸速度。因此，在数值模拟中，我们以刚好低于逃逸速度的速度吹风。我们假设主序星伴星通过吸积盘吸积慢风中的质量，并垂直于赤道面发射两个相反的喷流。这种新颖的流动相互作用表明，通过发射喷流，在巨星外部的伴星，但足够接近，处于缓慢密集风的加速区，可以通过喷射一些气体来提高巨星的质量损失率，否则这些气体会落回巨星。喷流在风加速区内弯曲，在赤道面两侧形成一条带状喷射物质。喷流与风的相互作用包含了不稳定性，它将冲击喷流的气体与风混合，导致能量从喷流转移到风中。同样，我们的新模拟增加了进化恒星中喷射诱导外流形态的丰富多样性。
2020-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants III. Wind models for M-type AGB stars: dynamic and photometric properties
在渐近巨星支（AGB）恒星中观测到的星风通常归因于恒星脉动和尘埃上的辐射压力的组合。由脉动引发的冲击波在大气中传播，压缩气体并将其提升到较冷的区域，这为晶粒生长创造了有利条件。如果通过恒星光子的吸收或散射对新形成的颗粒施加足够的辐射加速，就可以触发外流。M型AGB星中强有力的风驱动尘埃物质是镁硅酸盐（Mg $_2$ SiO $_4$和MgSiO $_3$）。这些颗粒可以在靠近恒星表面的地方形成，它们由丰富的物质组成，如果它们的大小与恒星通量最大值的波长相当，它们就会通过光子散射而经历强烈的加速。我们使用频率相关的辐射流体动力学代码与Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长的详细描述计算的第一个广泛的M型AGB星的时间相关的风模型。结果表明，该模型可以在很宽的恒星参数范围内产生外流。我们还表明，他们重现观察到的质量损失率和风速，以及视觉和近红外测光。然而，目前的模式不显示在10和18 $μ$米的镁$_2$ SiO $_4$颗粒在风中的冷温度的结果的特征硅酸盐功能。在拱星包层的颗粒中加入少量的铁会增加颗粒温度，并导致明显的硅酸盐特征，而不会显著影响可见光和近红外波长区域的光度测定。
2015-01-30 astro-ph.SR
A MiMeS analysis of the magnetic field and circumstellar environment of the weak-wind O9 sub-giant star HD 57682
我将回顾我们最近对O 9 IV星HD 57682的磁特性的分析，使用在大质量恒星（MiMeS）大计划的背景下在加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDONS获得的分光偏振观测。我讨论我们最近的决定的旋转周期从纵向磁场测量和Halalpha的变化-后者获得了超过十年的专业和业余光谱观测的价值。最后，我将报告我们对磁场几何形状的研究以及磁场对星周环境的影响。
2010-09-16 astro-ph.SR
Oxygen in the early Galaxy: OH lines as tracers of oxygen abundance in extremely metal-poor giant stars
氧是银河系化学演化的强有力的示踪元素。不幸的是，在紫外-红外恒星光谱中只有少数氧谱线可用于可靠地确定其丰度。此外，使用不同的谱线获得的氧丰度通常显著不一致。因此，在这方面的贡献，我们调查是否在1D流体静力学模型大气中使用的丰度测定对流处理不当可能是造成这种分歧。为此，我们使用VLT CRIRES光谱的三个EMP巨星，以及三维流体动力学CO $^5$ BOLD和一维流体静力学LHD模型大气，研究对流的红外（IR）OH线的形成中的作用。我们的研究结果表明，对流的存在导致显着更强的IR OH线。结果表明，用3D流体动力学模型和经典的1D流体静力学模型大气，由IR OH线确定的氧丰度的差异可达-0.2 ~1.5。-0.3dex。对于所研究的三颗EMP巨星，我们用1514-1626 nm的振动-转动IR OH谱线测定的3DLTE氧丰度与以前用[O I] 630 nm禁戒谱线测定的氧丰度有很好的一致性。
2014-09-10 astro-ph.SR
Asteroseismology of Metal-Poor Red Giants Observed by TESS
本研究利用pySYD管道分析TESS观测数据，测定了506颗贫金属红巨星的质量和年龄，揭示了质量损失与金属丰度的关系，并发现部分双星相互作用产物及Gaia Enceladus/Sausage系统恒星，为星系形成历史提供依据。
2025-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants II. Constraints from photometry of M-type AGB stars
在演化的渐近巨星分支（AGB）恒星中观察到的大量质量损失通常归因于两个阶段的过程：由脉冲引起的冲击波引起的大气悬浮，然后是新形成的尘埃颗粒的辐射加速。尘埃通过碰撞将动量传递给周围的气体，从而引发了一般的外流。M型AGB星的辐射流体动力学模型表明，这些风可以由光子散射驱动-与吸收相反-在尺寸为0.1- 1\，$μ$ m的无铁硅酸盐颗粒上。在本文中，我们研究测光限制风驱动尘埃物种在M型AGB星，作为正在进行的努力，以确定可能的候选人之间的颗粒材料中观察到的拱星信封。为了研究由尘埃上的光子散射驱动的恒星风，并探索驱动风的尘埃物种的不同光学和化学性质如何影响测光，我们专注于两组动力学模型大气：（i）使用Mg $_2$ SiO $_4$颗粒生长的详细描述的模型，在计算辐射加速度时考虑散射和吸收截面，以及（ii）使用参数化尘埃描述的模型，其被构造成代表不同的化学和光学尘埃性质。通过比较这两套模型的合成测光的M型AGB星的观测，我们可以提供的风驱动的尘埃物种的属性的限制。光度计从风模型的详细描述的Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长再现以及M型AGB星的观测值和时间依赖的行为，提供进一步的支持，由尘埃上的光子散射驱动的风的情况。
2013-02-26 astro-ph.SR
Dust Formation and Winds around Evolved Stars: The Good, the Bad and the Ugly Cases
冷发光巨星，特别是渐近巨星分支星，是宇宙尘埃最重要的来源之一。它们扩展的动力大气层是颗粒形成的地方，并在辐射压力的驱动下引发外流，导致相当大的恒星质量损失和星际介质富含新产生的元素。这篇评论总结了目前对这些恒星中尘埃形成和风的理解，勾勒出一个在可能的冷凝物范围内识别关键类型尘埃颗粒的标准系统。首先概述了冷动力大气中尘埃形成的具体条件，详细讨论了颗粒作为风驱动器的作用，以及它们对冷巨星和星周环境的可观测性质的影响。关于文献，特别注意当前的发展，例如，关于M型AGB星中硅酸盐颗粒的Fe含量和尺寸的争论，这是风机制的关键问题，或者在空间分辨观测和巨星及其尘埃包层的3D建模方面的最新进展。
2009-03-30 astro-ph.SR
Two-wind interactions in binaries with two orbiting giant stars
一些红巨星的包层呈现螺旋结构（可以在尘埃散射的恒星连续体或分子线发射中看到），最引人注目的例子可能是AFGL 3068。这个物体已经被建模（分析和数值）在风喷射从一颗恒星在轨道上围绕一个双伴星。我们重新审视了分析模型和3D模拟风从一个轨道红巨星，并扩展的数值模拟的情况下，两个红巨星与强风。我们发现，大多数双风模型的轨道平面上显示的“双螺旋”结构接近的二进制源，这两个臂合并成一个单一的螺旋结构在更大的距离。然而，对于具有两个相同风的双星来说，两个旋臂仍然存在于距离双星源很远的地方。我们还发现，对于两个（不相同）动态重要的风模型，靠近轨道平面的区域有来自两个风的材料。此外，以轨道轴为中心的近似圆锥形区域仅由具有较大动量率的风填充。这两种结构导致的形态让人想起所谓的“沙漏”行星状星云。最后，我们发现风速差异的增加会导致沿著螺旋状气流的cluerous结构的形成。因此，观测到的“星团螺旋”很可能表明中央双星系统中存在两股来自恒星的强风。
2021-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enormous Li-enhancement preceding red giant phases in low-mass stars in the Milky Way halo
采用恒定初始丰度的恒星演化模型很好地再现了大部分低质量贫金属恒星的Li丰度。然而，少数恒星具有非常高的锂丰度，没有令人信服的模型已经建立。我们报告发现了12颗非常贫金属的恒星，它们具有大量的锂，其中包括一个具有比普通物体高100多倍的锂丰度的物体，这是迄今为止已知的贫金属恒星中最大的过剩。样本分布在广泛的演化阶段，包括五个未演化的恒星，在其他元素中没有显示丰度异常。结果表明，在主序星或次巨星阶段，在一小部分低质量恒星中存在有效的Li富集过程。沿着红巨星分支的富锂恒星的广泛分布可以通过恒星演化为红巨星时发生的混合稀释表面锂来解释。我们的研究缩小了要解决的问题，以了解在低质量恒星中发现的锂过剩的起源，这表明存在未知的过程，影响红巨星阶段之前的表面丰度。
2017-12-30 astro-ph.SR
The evolution of low-metallicity asymptotic giant branch stars and the formation of carbon-enhanced metal-poor stars
我们研究了金属丰度Z = 10-4和Z = 10-8之间的渐近巨星分支（AGB）星的行为。我们确定哪些恒星经历了一个插曲的闪光驱动的混合，质子被摄入到壳层间对流区，因为它们进入热脉冲AGB阶段，并进行第三次疏浚。我们发现，闪光驱动的混合不会发生以上的Z = 10-5的任何质量的恒星的金属丰度和2 M以上的恒星不经历这种现象在任何金属丰度。我们发现碳摄入（CI），碳混合到氢燃烧区的尾部，发生在质量范围2 M到4 M左右。我们认为，CI可能是一个弱版本的闪光灯驱动的机制。我们还研究了对流过冲对这些对象的行为的影响。我们的模型很难解释具有显著碳和氮增强的CEMP恒星的频率。碳可以通过闪光驱动的混合，CI或只是第三次疏浚。氮可以通过热的底部燃烧而增加，并且热的疏浚的发生也将碳转化为氮。C/N比可能是一个很好的指标的质量的主要AGB星。
2009-03-13 astro-ph.SR
Wind-accelerated orbital evolution in binary systems with giant stars
利用3D辐射流体动力学模拟和解析理论，研究了不同初始轨道间距和质量比条件下渐近巨枝双星系统的轨道演化，从而得到不同的初始吸积模式.由平均质量损失率、吸积率和角动量损失率直接计算了双星分离和轨道周期的时间演化。我们分别考虑自旋轨道同步和零自旋AGB的情况。我们发现当吸积通过风-洛希瓣溢出发生时，质量损失带走的角动量与质量转移一起可以有效地收缩轨道。相比之下，在Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积系统中，较大比例的质量损失会扩大轨道。同步双星往往经历更强的轨道周期衰减在密切的双星。我们还发现，轨道周期衰减更快，当我们考虑到非线性演化的吸积模式作为二进制开始收紧。这可以增加双星的比例，导致共同的信封，发光的红新星，Ia型超新星和行星状星云与紧密的中央双星。这些结果也意味着在白矮星周围的宜居带中不太可能发现行星。
2017-08-31 astro-ph.SR
The Solar wind prevents re-accretion of debris after Mercury's giant impact
水星拥有一个巨大的铁核，以及相应的高体积密度。为了解释如此大的铁含量，已经提出了许多假设。一个长期存在的观点认为，水星曾经拥有一个更大的硅酸盐地幔，在太阳系历史早期的一次巨大撞击中被移除。这个想法的一个核心问题是，从水星喷出的物质通常会在很短的（~百万年）时间尺度后重新聚集到行星上。在这里，我们表明，原始的太阳风将提供足够的阻力后，喷射碎片，以消除他们从水星交叉轨道之前，重新影响行星的表面。具体来说，年轻的太阳可能拥有更强的风，快速旋转和强大的磁场。根据大撞击发生的时间，与这股风相关的冲压压力会将粒子向外推入太阳系，或者向内推向太阳，在亚百万年的时间尺度上，这取决于喷射碎片的大小。因此，巨型撞击假说仍然是一个可行的途径，以消除行星地幔，无论是在水星和太阳系外行星，特别是那些接近年轻恒星的强风。
2020-02-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi-wavelength Radio Continuum Emission Studies of Dust-free Red Giants
对无尘埃、无脉动K光谱型红巨星的多波长厘米连续观测直接采样它们的色球和风加速区。然而，这些恒星在这些波长下是微弱的发射体，以前的观测只提供了30年来缓慢积累的少量适度S/N测量。我们提出了多波长卡尔G。Jansky甚大阵列对两颗无尘红巨星大角星（Alpha Boo：K2 III）和毕宿五（Alpha Tau：K5 III）风加速区的热连续观测。重要的是，我们对每颗恒星的大部分观测都是在短短几天内进行的，因此我们获得了在不同波长下采样的不同恒星大气层的快照，与任何长期变化无关。我们报告的第一次检测在几个波长的每颗恒星，包括在10厘米（3.0 GHz：S波段）的检测两颗恒星和20厘米（1.5 GHz：L波段）的检测Alpha Boo。这是第一次在这些连续波长下探测到单个光度III类红巨星。我们的长波长数据采样阿尔法布的大气层外层，其风速接近其终端值和电离平衡正在成为冻结。然而，对于Alpha Tau，我们的长波长数据仍在对其内部大气进行采样，其中风仍在加速，可能是由于其较低的质量损失率。我们将我们的数据与基于紫外线数据的半经验模型进行了比较，显着的偏差突出了需要开发新的大气模型。光谱指数被用来讨论恒星大气的可能属性，我们发现证据的情况下，阿尔法布风迅速冷却。最后，我们开发了一个简单的分析风模型的基础上，我们的新的长波长通量测量的阿尔法布。
2013-09-03 astro-ph.SR
Effects of tidally enhanced stellar wind on the horizontal branch morphology of globular clusters
金属丰度是影响球状星团（GCs）水平分支（HB）形貌的首要参数。然而，已经发现，一些其他参数也可能在影响形态方面起重要作用。虽然这些重要参数的性质仍不清楚，但它们被认为可能与红巨星的风质量损失有关，因为这种质量损失决定了它们在HB上的后续位置。不幸的是，在恒星演化的红巨星阶段的质量损失目前知之甚少。红巨星的星风可能会被双星系统中的伴星潮汐增强。我们调查的红巨星双星的演化后果，包括潮汐增强恒星风，并研究对HB形态的GC的影响。我们发现，红色，蓝色，和极端的水平分支恒星的潮汐增强的恒星风的影响下产生的质量损失色散没有任何额外的假设。此外，发现水平分支形态对潮汐增强参数Bw不敏感。将我们的理论结果与观测到的球状星团NGC 2808的水平分支形态进行了比较，发现我们的理论结果可以很好地再现水平分支的基本形态。然而，在我们的计算中，蓝色水平分支恒星的数量低于NGC 2808。
2012-12-13 astro-ph.SR
Simulations of massive star atmospheres and winds during giant eruptive and quiescent luminous blue variable phases
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）
本文通过时间依赖的辐射-水动力学模拟研究了大质量恒星的大气和风特性，揭示了蓝变量星和黄巨星在不同阶段的特征参数。
2026-03-23 astro-ph.SR
Dynamic atmospheres and winds of cool luminous giants, II. Gradual Fe enrichment of wind-driving silicate grains
在AGB星周围观测到的风通常归因于这些长周期变星的动力大气中形成的尘埃上的辐射压力。风驱动颗粒的组成受到其光学性质和恒星辐射导致的加热之间的反馈的影响。我们探讨了M型AGB星中风驱动硅酸盐颗粒逐渐富集Fe，以获得Fe/Mg的典型值，并测试风特性和合成光谱的影响。我们提出了新的DARWIN模型，允许硅酸盐晶粒的生长与可变的Fe/Mg比和预测质量损失率，风速和晶粒特性。合成光谱和其他可观的COMA代码计算。颗粒成分和辐射加热之间的自我调节反馈，再加上星风中密度的快速下降，导致Fe/Mg的值很低，通常只有几个百分点。然而，这些模型显示出10和18微米左右的明显硅酸盐特征。Fe富集对可见光和近红外光度测定的影响适中，新的DARWIN模型与（J-K）vs.（V-K）和Spitzer色图中的观测结果吻合得很好。硅酸盐尘埃富集铁是一个次级过程，发生在启动外流的大的无铁颗粒表面的星风中。因此，质量损失率基本上不受影响，而风速往往略高于相应的模型与无铁硅酸盐粉尘。内风区硅酸盐颗粒逐渐富集铁，应产生中红外光谱干涉测量可观察到的特征。质量损失率来自现有的DARWIN模型，基于不含铁的硅酸盐，可以应用于恒星演化模型，因为质量损失率没有显着的影响，包括铁的硅酸盐颗粒。
2021-10-29 astro-ph.SR
The elusive origin of Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
碳增强贫金属（CEMP）星占晕内所有贫金属星的9-25%。至少在某些CEMP恒星中，化学富集被认为是由于过去从AGB供体恒星到低质量伴星的风质量转移。然而，二进制人口合成模型预测低得多的CEMP分数。作为一种替代的典型的邦迪-霍伊尔-Lyttleton（BHL）风吸积模型，最近的流体动力学模拟表明，一个有效的风质量转移模式，称为风罗什瓣溢出（WRLOF），可以重现观测的二元系统中的AGB风。我们使用我们的人口合成模型来测试人口CEMP星WRLOF的后果。与以前基于BHL模型的预测相比，我们发现CEMP星的比例略有增加，并且CEMP星的碳分布和周期分布存在很大差异。
2013-04-09 astro-ph.SR
Spectral line asymmetries in the metal-poor red giant HD 122563: CO5BOLD predictions versus observations
研究了对流对贫金属红巨星HD 122563中Fe I谱线的不对称性和多普勒频移的影响。为此，我们使用三维流体动力学模型计算HD 122563的CO 5 BOLD代码计算的理论Fe I线位移和线平分线。然后，我们进行了详细的比较，理论线位移和平分线与来自高品质的HARPS光谱的HD 122563从ESO科学档案设施（R = 115 000，平均信噪比，S/N = 310）。在一般情况下，我们发现理论预测和观测到的Fe I线芯的多普勒频移之间有很好的一致性，在较弱（等效宽度W < 5 μ m）和较强（W > 11 μ m）的情况下，可以看到稍大的差异。观测到的和理论上的核移都覆盖了0到-1 km/s的范围，较弱的谱线的蓝移越来越强，并且轻微地暗示了核移对波长的依赖。理论平分线也能很好地再现观测结果，然而，弱红色（λ> 600 nm）Fe I线的理论平分线的蓝移比观测值大200 m/s。因此，所获得的结果表明，目前的CO 5 BOLD模式能够再现大尺度的速度场HD 122563的大气足够好。然而，需要进一步的努力，以了解理论预测和观察到的最弱和最强的Fe I线的属性的差异背后的物理原因。
2013-03-27 astro-ph.SR
Mining the GALAH data I: Study of five Super lithium-rich metal-poor giants
本研究分析了GALAH DR3中五颗贫金属超富锂巨星，发现其处于核心氦燃烧阶段，部分位于早期AGB阶段，丰度正常且无双星或尘埃证据，有助于揭示巨星中锂的演化机制。
2024-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
First stars XII. Abundances in extremely metal-poor turnoff stars,and comparison with the giants
极贫金属（EMP）恒星的详细化学丰度是理解银河系早期化学演化的关键指南。然而，大多数现有的数据都是关于巨星的，这些巨星可能在后来经历了内部混合。目标：我们的目标是比较结果的巨人与新的，准确的丰度为所有可观察到的元素在18个EMP关闭恒星。方法：使用OSMARCS模型大气和TURBOSPECTRUM代码分析R ~ 45，000和S/N~ 130/像素（330-1000 nm）的VLT/UVES光谱，以推导C、Mg、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Co、Ni、Zn、Sr和Ba的丰度。结果：对于Ca，Ni，Sr和Ba，我们发现在所有金属丰度下，与我们早期的EMP巨星样品具有很好的一致性。然而，我们的C，Sc，Ti，Cr，Mn和Co的丰度比类似金属丰度的巨星大0.2倍。Mg和Si的丰度比类似[Fe/H]的巨星低约0.2 dex（巨星[Mg/Fe]值略有修正），而Zn的丰度比类似[Fe/H]的巨星高约0.4 dex（仅6颗星）。结论：对于C，矮/巨的差异可能有天体物理学的原因，但对于其他元素，它一定是由分析中的缺陷引起的。近似计算的颗粒效应（3D）对巨星的修正比对矮星的修正小，但这表明这是一个不太可能的解释，也许除了C，Cr和Mn。NLTE对Na和Al的计算提供了矮星和巨星之间一致的丰度，这与LTE的结果不同，并且对于其他差异元素也是非常可取的。同时，我们建议将巨丰度作为银河系化学演化模…
2009-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Distances for Metal-poor Giants and a Search for Hypervelocity Stars with LAMOST DR13 and Gaia DR3
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
本研究结合LAMOST DR13光谱与Gaia DR3天体测量数据，校准贫金属巨星测光距离关系，据此搜寻到9颗贫金属超高速星候选体，其中1颗或起源于银盘，3颗或与人马座星流相关。
2026-08-07 astro-ph.GA 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
Coronal Inflows and Giant Polar Plumes
我们提出的第一个结果的模拟巨大的极地羽流和日冕流。我们使用一个2.5维轴对称磁流体数值模型的等温日冕和缓慢的太阳风。一个羽状物是在一个小的磁偶极上方产生的，该磁偶极嵌入在一个单极通量区域中，该单极通量区域被从日冕底部注入的阿尔文波扰动。边界条件透明。的结果进行了比较，以前获得的一维风模型，其中羽流产生的加热和磁通管膨胀参数的变化的结果。
2009-12-16 astro-ph.SR
Mixed modes in red giants: a window on stellar evolution
在亚巨星和红巨星中探测到混合性质的振荡使我们能够探测它们核心的物理条件。利用这些混合模式，我们的目标是确定恒星演化的地震标志。开普勒星震数据被用来绘制不同演化阶段和恒星质量的地图。结合频率和周期间距，绘制了地震演化轨迹。我们测量了1170多颗恒星在不同演化阶段的渐近周期间距。这使我们能够监测从主序星到渐近巨星分支的恒星演化，并绘制地震演化轨迹。我们提出了明确的量化的定义，描述了演化阶段的变化，特别是从亚巨星阶段到早期红巨星分支的过渡，以及水平分支的结束。地震信息是如此精确，可以独立于演化模型得出明确的结论。定量的地震信息现在可以用于恒星建模，特别是用于研究氦燃烧核心的能量传输或指定进入红色或渐近巨星分支的恒星的内部性质。建模还将使我们能够研究被确定为处于氦次闪光阶段的恒星，到达或退出次级团的大质量恒星，或者可能处于蓝环阶段的恒星。
2014-11-04 astro-ph.SR
The Spectral Temperature of Optically Thick Outflows with Application to Light Echo Spectra from $η$~Carinae's Giant Eruption
Rest等人（2012年）对$η$海脊光回波的探测为19世纪40年代巨大喷发的性质提供了重要的新观测约束。回波的光谱表明，相对较冷的光谱温度约为5500 K，低于Davidson（1987）光学厚风外流分析中提出的7000 K的下限。这导致了一场关于这种稳定的风模型相对于替代的爆炸性场景的可行性的辩论。在这里，我们提出了一个更新的分析风外流模型，使用较新的低温不透明度表和占更强的质量损失暗示的$>$ 10 Msun质量现在推断的侏儒。一个主要的结论是，由于$T<$ 6500 K的自由电子复合导致不透明度急剧下降，大约5000 K的低温与火山爆发推断的极端质量损失的风是相容的，并且确实是预期的。在辐射平衡的球形灰色模型内，我们推导出风的不透明度变化的各种假设下的光谱能量分布，为与观测到的光回波光谱进行比较提供了基础。这里的缩放结果也可能与其他高度光学厚的外流，包括那些从经典新星，巨大的爆发LBV和SN型IIn前体。因此，一个更广泛的问题仍然是，从这种爆发中观察到的复杂多变的特征是否可以从稳定或爆炸的范式中得到更好的理解，或者也许是这些理想化的平衡。
2016-06-12 astro-ph.SR
The s process in asymptotic giant branch stars of low metallicity and the composition of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的模型慢中子捕获过程（S过程）在渐近巨星分支（AGB）恒星的金属丰度[Fe/H]=-2.3和0.9 Msun到6 Msun。我们遇到了不同的制度，中子捕获核合成的重要性增加的恒星质量减少：22 Ne（α，n）25 Mg反应在热脉冲期间激活，13 C（α，n）16 O反应在辐射条件下激活脉冲间隔期间，和13 C（α，n）16 O反应在热脉冲期间激活，也是由于温和的质子摄入事件。13 C辐射燃烧（质量约为2 Msun）的模型与碳增强贫金属（CEMP）星表现出s过程增强（CEMP-s）的整体匹配良好，除了它们产生太多的Na和F。另一方面，我们的模型都不能提供与CEMP恒星的组成相匹配的结果，这些恒星也显示出快速过程增强（CEMP-s/r）。该模型未能再现所观察到的Eu丰度，他们也未能再现Eu和Ba丰度之间的相关性。它们也无法与在许多CEMP-s/r恒星中观察到的轻重s过程元素的比例相匹配，这可能是太阳系的十倍以上。为了解释CEMP-s/r星的组成，我们需要援引一个不同的“s/r”中子俘获过程的存在，或者具有介于s和r过程之间的特征，或者是由同一天体物理位置或相互连接的位置（例如，在多个恒星系统中）的不同中子俘获过程的叠加产生的。
2011-12-13 astro-ph.SR
Winds from Luminous Late-Type Stars: II. Broadband Frequency Distribution of Alfvén Waves
我们提出了一个完全非线性的，时间相关的2.5维磁流体动力学（MHD）程序的数值模拟的风从演化的巨星。这项研究扩展了我们以前的完全非线性MHD风模拟，包括一个宽带频谱的阿尔文波驱动风从红巨星。我们计算了四个覆盖整个阿尔文波频谱范围的阿尔文风模型，以表征自由传播和反射的阿尔文波在晚型巨星引力层结大气中的作用。我们的模拟表明，不同于线性阿尔文波驱动的风模型，基于宽带非线性阿尔文波的等离子体加速的恒星风模型，可以一致地再现广泛的观测到的风的径向速度分布，它们的终极速度和观测到的质量损失率。计算出的质量损失率与经验确定的质量损失率的比较表明，从进化的巨人的恒星风的各向异性和时间依赖性。
2010-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Super-Li Rich Red Giants in Dwarf Spheroidal Galaxies
恒星在其正常演化过程中会破坏锂（Li）。演化的红巨星的对流包层达到数百万K的温度，足以让7 Li（p，alpha）4 He反应有效地燃烧Li。在红巨星分支中，只有约1%的第一颗红巨星比光度函数凸点更亮，表现出A（Li）> 1.5。尽管如此，富锂红巨星确实存在。我们提出了15富锂红巨星-其中14个是新发现的-在银河系矮卫星星系的2054红巨星样本。我们的样本是低质量、贫金属（[Fe/H] <~ -0.7）富锂红巨星数量的两倍多，它包括已知最贫金属的锂增强型恒星（[Fe/H] =-2.82，A（Li）_NLTE = 3.15）。由于这些恒星中的大多数都具有比宇宙的原始值更大的Li丰度，因此这些恒星中的Li一定是被创造出来的，而不是被保存下来的。这些富含锂的恒星在除了锂丰度之外的所有可测量方面都与同一星系中的其他恒星相似。我们认为，锂的富集是一个普遍的演化阶段，影响到所有的恒星，它似乎罕见，只是因为它是短暂的。
2012-05-22 astro-ph.SR
Investigating the origin of cyclical wind variability in hot, massive stars - II. Hydrodynamical simulations of co-rotating interaction regions using realistic spot parameters for the O giant $ξ$ Persei
OB星表现出各种类型的光谱变化与风的结构，包括显然无处不在的离散吸收组件（DAC）的历史。这些特征被认为是由磁场或非径向脉动引起的。在本系列的第二篇论文中，我们重新审视了用于解释DAC形成的规范唯象流体动力学模型，并考虑了现代观测和更现实的理论预测。使用的约束假定的亮点位于O巨星$ξ$英仙座的表面上来自高精度的天基宽带光学光度与恒星的微变和振荡（MOST）空间望远镜获得的约束，我们产生的二维流体动力学模拟的同向旋转的相互作用区域的风。然后，我们计算合成的紫外线（UV）共振线轮廓使用Sobolev精确积分，并将其与历史时间序列的国际紫外线探测器（IUE），以评估所观察到的行为的$ξ$英仙座的DAC再现。测试三种不同的模型的斑点大小和强度，我们发现，经典的模式的变化，可以成功地复制其中两个：最小的斑点模型产生的吸收功能，是不兼容的观测。此外，我们测试的径向依赖性的电离水平线驱动的效果，但不能最终评估这个因素的重要性。总之，本研究自洽地将光学光度学和紫外光谱学联系起来，为更好地理解大质量恒星中亮斑范例背景下的周期性风变铺平了道路。
2017-06-12 astro-ph.SR
The dust condensation sequence in red super-giant stars
红超巨星（RSG）通过缓慢而密集的风表现出显着的质量损失。它们通常被认为是渐近巨星分支（AGB）恒星的质量更大的对应部分。虽然AGB的质量损失与它们的强脉动有关，但RSG通常只有弱变化。目的：通过测定RSG样品中粉尘成分，研究风底条件。尘埃的成分被认为对风底的密度、温度和加速度很敏感。方法：我们编译了一个样本的27 RSG红外光谱（ISO-SWS），并补充这些光度测量，以获得完整的光谱能量分布（SED）。这些数据是使用尘埃辐射转移代码建模。这些结果被仔细检查了相关性。结果如下：我们发现：（1）尘埃成分，质量损失率和恒星光度之间的强相关性，大致与理论尘埃凝聚序列一致，（2）需要连续的（近）红外尘埃不透明度和暂时提出的无定形碳，（3）与AGB星风的显着差异：多环芳烃的存在，缺乏13微米波段，缺乏强大的水带。结论：RSG中的尘埃凝结被发现经历了类似于AGB星的冻结过程。再加上恒星光度对质量损失率的积极影响，这表明尘埃颗粒上的辐射压力是驱动机制的重要组成部分。尽管如此，与AGB星的差异是多方面的，因此RSG的风值得单独研究。
2009-01-09 astro-ph.SR
Probing the weak wind phenomenon in Galactic O-type giants
对银河系晚O型矮星（O 8-O 9. 5 V）的分析提出了“弱风问题”：光谱质量损失率（$\dot{M}$）比理论值低两个数量级。我们研究了银河系晚O型巨星（O 8-O9.5III）的恒星和风性质。我们进行了光谱分析的9个O 8-O9.5III星在紫外线（UV）和光学区域使用模型大气代码CMFGEN。从紫外区，我们发现$\dot{M}$ $\sim$ $10^{-8}-10^{-9}$ $\mathrm{M_\odot}$ $\mathrm{yr^{-1}}$整体。这比基于风中的（全局）能量能量守恒的预测值低$\sim 0.9 - 2.3$ dex。根据第一性原理预测的质量损失率与我们的研究结果吻合得更好，但它不能与最明亮的OB星的光谱$\dot{M}$相匹配。与光谱质量损失率相比，$\log(L_\star/L_\odot) \sim 5.2$的区域对于两组预测都是至关重要的。CMFGEN模型与预测的$\dot{M}$（前一个）未能再现紫外线风线为我们的样本中的所有恒星。我们用我们的$\dot{M}$再现了四个天体的H $α$谱。因此，低$\dot{M}$值（弱风）有利于拟合观测（UV +光学），但UV和H $α$诊断之间的差异仍然存在一些对象。我们的结果表明，弱风超过O 8 -9.5V级，因为该地区的$\log(L_\star/L_\odot) \sim 5.2$确实是关键的弱…
2019-06-19 astro-ph.SR
Chemo-dynamics and asteroseismic ages of seven metal-poor red giants from the Kepler field
在这项工作中，我们结合了来自太阳振荡，高分辨率光谱和盖亚天体测量的信息，推导出恒星年龄，化学丰度和运动学的一组七个贫金属的红巨人，并在多维的计时化学动力学空间中将它们重新排列。化学丰度比是通过经典的光谱分析，采用一维LTE大气的凯克/HIRES光谱。恒星的年龄、质量和半径是利用开普勒提供的小行星地震信息，通过网格建模计算出来的。动力学性质用Gaia EDR 3天体测量解用Galpy确定。我们的研究结果表明，低估的视差误差使盖亚的影响比不同的选择模型网格或-在恒星上升的RGB -质量损失处方更重要。这项研究中的两颗恒星被确定为可能进化的晕蓝离散星。四个对象可能是吸积银河系晕的成员，他们可能与已知的吸积事件进行了讨论。
2021-12-03 astro-ph.GA 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
[O/Fe] Estimates for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from Near-IR Spectroscopy
我们报告的氧丰度确定从中等分辨率近红外光谱的样本的57个碳增强贫金属（CEMP）从汉堡/ESO调查的明星。我们的大多数程序恒星的氧铁比在+0.5 < [O/Fe]<+2.0的范围内。该样本的[O/Fe]值与已知CEMP恒星的高分辨率估计值以及一组碳正常贫金属恒星的高分辨率估计值进行了统计比较。碳，氮，氧丰度模式的子样本，这些恒星相比，在最近的文献中产生非常贫金属渐近巨分支丰度的预测。我们发现，我们的大多数样品表现出的模式是一致的，与以前研究的CEMP星具有s-过程元素增强，因此很可能被污染的碳和氧增强的材料从金属贫渐近巨分支同伴。
2011-01-12 astro-ph.SR
Extended far-UV emission surrounding asymptotic giant branch stars as seen by GALEX
本文利用GALEX远紫外图像研究AGB星风与星际介质相互作用，在八个天体周围发现形态各异的延展FUV发射，并将其归因于激波激发分子氢，为追踪红外波段不可见的古老结构提供了新手段。
2023-10-13 astro-ph.SR
Multiple populations along the asymptotic giant branch of the globular cluster M 4
几乎所有的银河系球状星团的恒星都显示出特征性的丰度反相关，就像典型的场晕星的富O/贫Na模式，以及贫O/富Na的额外成分。最近的一项光谱研究质疑在星团M4的渐近巨星分支恒星样本中存在贫氧/富钠星，这与沿着星团红巨星分支和水平分支的贫氧/富钠成分的光谱检测不同。这与星团水平分支形态学和水平分支恒星演化模型的预期相反。在这里，我们研究了这个问题，采用CUBI=（U-B）-（B-I）指数，以前的研究已经证明是非常有效的分离多个人口沿红巨星和渐近巨星分支序列。我们证实了以前的结果，RGB是本质上广泛的V-CUBI图，与存在的两个组件，很好地对应于两个人口确定的高分辨率光谱。我们发现，AGB星分布在广泛的CUBI值，在密切的类比观察到的RGB，表明M4的AGB也主机多个恒星星族。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clear evidence for the presence of second-generation asymptotic giant branch stars in metal-poor Galactic globular clusters
已知银河系球状星团（GC）拥有多个恒星星族：第一代具有典型的晕场星化学模式，第二代（SG）富含Na和Al，贫含O和Mg。这两代恒星都处于不同的进化阶段（例如，主序星断层、次巨星分支和红巨星分支）。在几个贫金属（[Fe/H] < -1）的GC中没有检测到SG渐近巨星分支（AGB）星，这表明并非所有的SG星都上升到AGB相，并且失败的AGB星在贫金属GC中可能很常见。这一观测结果对于恒星演化和GC形成/演化理论来说是一个严重的问题。我们在4个贫金属星系（M13，M5，M3和M2）中发现了14颗SG-AGB星，它们具有不同的观测性质：水平支（HB）形态、金属丰度和年龄。通过结合APOGEE巡天获得的H波段Al丰度和地基光学光度测量，我们在这四个GC中识别出SG富Al AGB星，并表明富Al RGB/AGB GC星应该是富Na的。我们的观测结果为目前的标准恒星模型提供了强有力的支持，即，不包括一个强大的质量损失效率，低质量HB星。事实上，目前的经验证据是一致的FG和SG星的预测分布在氦燃烧阶段的基础上，这些标准的恒星模型。
2015-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
