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
为了测量大麦云星云（LMC）中富氧尘埃演化恒星的质量损失，我们利用2Dust建立了一个恒星周围球对称尘埃壳层的网格模型，该模型具有恒定的质量损失率.这些模型将构成“红超巨星和渐近巨星分支星模型S网格”（GRAMS）的富氧模型部分。该模型网格研究了4个参数：恒星有效温度从2100 K到4700 K;光度从10^3 L太阳到10^6 L太阳;尘埃壳内径从3 R恒星到7 R恒星到11 R恒星和15 R恒星;光学厚度从10^-4到26 R恒星到10.0微米。从最初的约1200个2Dust模型网格，我们通过缩放创建了一个更大的约69，000个模型网格，以覆盖数据所需的光度范围。这些模型在网站上向公众提供。从SAGE和SAGE-Spec LMC样品以及少量OH/IR星样品中观测到的富氧渐近巨星支（AGB）和红超巨星（RSG）候选星的色-星等图和色-色图的匹配情况一般都很好。SAGE的极端AGB恒星候选者更符合富碳（富C）而不是富O尘埃成分。我们的模型网格建议下限的中红外颜色的尘埃最多的AGB星的化学可能是O-丰富。最后，GRAMS模型拟合其他研究拟合的源的SED提供了对我们的网格的额外验证，并预测了未来更广泛的努力。
2014-07-29 astro-ph.SR
Observed properties of red supergiant and massive AGB star populations
这篇简短的综述描述了在附近星系中发现的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星（RSG）种群的一些观测性质，重点是它们的光度函数，质量损失率和尘埃产生。我这样做的背景下，他们的作用作为潜在的超新星（SN）的祖先，和SNe及其残余物的演变。本文最后展望了不久的将来，其中詹姆斯韦伯太空望远镜等新设施为我们理解宇宙中最冷的大质量恒星的演化和命运提供了一个步骤。
2017-06-06 astro-ph.SR
High Resolution Optical Spectroscopy of a Newly Discovered Post-AGB Star with a Surprising Metallicity in the Globular Cluster M79
利用高分辨光谱对球状星团M79中一颗新发现的post-AGB星进行了丰度分析。令人惊讶的结果是，这颗恒星的铁丰度显然比该星团的红巨星低约0.6德克斯，这是包括Carretta及其同事最近的高分辨率光谱分析在内的已发表研究报告所报告的。后AGB恒星和红巨星的铁丰度似乎与15种常见元素相同。有人建议，后AGB星的低丰度的解释可能是，它的大气结构不同于经典大气，温度梯度可能比经典大气预测的更平坦。
2009-07-15 astro-ph.SR
The Second Data Release of the INT Photometric H-Alpha Survey of the Northern Galactic Plane (IPHAS DR2)
INT/WFC北银道面测光H-阿尔法巡天（IPHAS）是一个1800平方度的成像巡天，覆盖银道纬度|b| < 5度，并使用位于拉帕尔马的2.5米艾萨克·牛顿望远镜（INT）上的宽视场照相机（WFC）在r、i和H-阿尔法滤波器中覆盖l = 30至215度。我们提出了第一个质量控制和全球校准的来源目录来自调查，提供单历元测光的2.19亿个独特的来源在92%的足迹。这些观测是在2003年至2012年之间进行的，在织女星星等系统中，中位视宁度为1.1弧秒（以0.33弧秒/像素采样），平均5σ深度为21.2（r），20.0（i）和20.3（H-α）。我们解释的数据减少和质量控制程序，描述和测试的全球重新校准，并详细说明了新目录的建设。我们表明，新的校准是精确到0.03 mag（rms），并建议一系列的质量标准，以选择最可靠的数据从目录。最后，我们展示了目录独特的（r-H阿尔法，r-i）图的能力：（1）表征不同银河视线的恒星星族和灭绝状态，以及（2）选择H阿尔法发射线物体。IPHAS是第一次提供银河平面上可见光波长点源的全面CCD测光的调查，为最近的红外调查提供了急需的对应物。
2014-08-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Detection of Keplerian dynamics in a disk around the post-AGB star AC Her
到目前为止，通过高光谱和空间分辨率的观测，在AGB或后AGB物体中（在红色矩形中）只有一个旋转盘被清楚地识别和研究。然而，盘被认为在后期恒星演化中起着关键作用，并被怀疑围绕着许多演化的恒星。我们的目标是扩展我们对这些结构的知识。我们提出了干涉观测的CO J=2-1发射星云周围的后AGB星AC她，源属于一类的对象，共享属性与红色矩形和开普勒磁盘的提示。我们清楚地检测到开普勒动力学的第二个磁盘围绕一个进化的恒星。它的主要属性（大小，温度，中心质量）来自数据的直接解释和模型拟合。有了这一点，我们确认，有磁盘轨道的恒星，这相对广泛的类后AGB对象
2015-02-05 astro-ph.SR
Molecular dust precursors in envelopes of oxygen-rich AGB stars and red supergiants
星周尘埃的凝聚开始于靠近恒星光球层的分子团簇的形成。这些星团被预测在较低温度下充当凝结核，并允许在远离恒星的地方有效地形成尘埃。最近对金属氧化物，如AlO、AlOH、TiO和TiO $_2$的观测，使人们得以对富氧恒星的凝聚过程进行首次观测研究，这些氧化物的发射可以用ALMA以高角分辨率进行追踪。我们现在处于可以直接观察到气相物质耗尽成尘埃的时代。我回顾了最近的观测，使我们能够确定参与形成的无机尘埃的AGB星和红超巨星的气体物种。我还讨论了我们在解释观测结果时所面临的挑战，特别是那些与非平衡气体激发和尘埃形成区恒星大气的高度复杂性有关的挑战。
2018-09-27 astro-ph.SR
AKARI and Spitzer observations of heavily obscured C-rich AGB/post-AGB stars
我们目前AKARI/IRC和斯皮策/IRS观测选定的样本银河IRAS源被认为是严重模糊AGB/后AGB星的基础上，他们的特征IRAS颜色。它们在可见光范围内都是完全不可见的，但在红外线范围内非常明亮。基于AKARI和斯皮策光谱和使用DUSTY，我们能够确定它们的拱星壳的主要化学成分以及这些壳中所含尘埃颗粒的性质。大多数的来源被发现是富碳的（是迄今为止观测到的最红的富碳恒星）。我们发现只有分子的反射（和没有PAH功能），如乙炔（C2 H2）在13.7微米，表明早期后AGB阶段。我们简要地讨论了我们的研究结果的背景下，恒星演化在隐藏的“过渡阶段”从AGB恒星的行星状星云。
2009-10-07 astro-ph.SR
SiO Maser Line-width Diagnostics of AGB Stars and Red Supergiants: The RSG-adjacent Region in the FWZI--Luminosity Plane
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-sen University（中山大学粤港澳大湾区宇宙线科学中心）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿物理研究所）
该研究通过分析SiO脉的零强度全宽（FWZI）与光度，定义了FWZI-光度平面中邻近RSG的经验区域，筛选出10个待验证的高优先级天体，为区分AGB星与RSG提供了新的诊断依据。
2026-10-14 astro-ph.SR
An Infrared Census of DUST in Nearby Galaxies with Spitzer (DUSTiNGS). IV. Discovery of High-Redshift AGB Analogs
斯皮策望远镜对邻近星系尘埃的巡天（DUSTiNGS）在邻近的矮星系中发现了几颗候选的渐近巨星分支（AGB）星，并表明尘埃甚至可以在非常贫金属的系统（Z ~ 0.008 $Z_\odot$）中形成。在这里，我们在哈勃太空望远镜（HST）上使用WFC 3/IR进行了后续调查，使用能够区分富碳（C型）恒星和富氧（M型）恒星的过滤器：F127 M，F139 M和F153 M。我们包括六个恒星形成的DUSTiNGS星系（NGC 147，IC 10，飞马座dIrr，六分仪B，六分仪A和凹陷DIG），所有的金属比麦哲伦云更贫，金属量跨越1德克斯。我们将这些星系中已知的尘埃AGB恒星数量增加了一倍，发现大多数都富含碳。我们还发现了26颗尘埃M型恒星，大部分在IC 10中。考虑到这些M型恒星的大量尘埃过剩和紧密的空间分布，它们很可能位于AGB质量范围的上端（经历热底燃烧的恒星）。理论模型没有预测在贫金属的M型恒星中会产生大量的尘埃，但我们看到了M型恒星周围尘埃过剩的证据，即使在我们样本中最贫金属的星系中也是如此（12+log（O/H）= 7.26-7.50）。低金属丰度和推断的高恒星质量（高达~10 $M_\odot$）表明AGB星可以在星系演化的早期（形成后约3000万年）产生尘埃，并可能对高红移星系中的尘埃库做出重要贡献。
2017-11-06 astro-ph.SR
On the Need for Deep Mixing in AGB Stars of Low Mass
低质量红巨星的光球显示出CNO同位素丰度，这是不能令人满意的典型恒星模型。对这些同位素的测量以及对星周起源的前太阳颗粒中的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al比率的测量也是如此。在红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）阶段都发生的非对流混合是通常用来解释上述证据的解释。最近，人们对AGB上这种混合现象的必要性提出了质疑，并且认为通常归因于它们的化学异常是在早期阶段形成的。因此，我们重新计算了RGB和AGB阶段低质量恒星的额外混合效应，以验证上述说法。我们的研究结果与之相矛盾，我们实际上证实，缓慢的传输下面的对流信封也发生在AGB。这主要是由氧同位素混合物和前太阳氧化物颗粒的$^{26}$ Al含量所要求的。其他证据也存在，特别是银河系和大麦哲伦星系中N型或C（N）型碳星的同位素比率，以及AGB起源的SiC颗粒。我们进一步表明，当额外的混合发生在RGB阶段的人口I星以上约1.2 $M_{\odot}$，这消耗$^3$他的信封，可能防止发生的AGB上的热盐扩散。因此，我们认为，其他额外的混合机制应该是积极的，在这些最后的进化阶段。
2010-05-19 astro-ph.SR
The connection between missing AGB stars and extended horizontal branches
最近的观测证实了早期的结果，即球状星团（GCs）的渐近巨星分支（AGB）上缺乏或甚至没有CN-强星，尽管星团与星团之间的变化相当大。一般来说，这与CN带强度在第一个上升的红巨星分支（RGB）恒星之间的分布不一致。诺里斯等人提出，在某些星团中缺乏CN强恒星是因为这些恒星的质量较小，无法通过完整的AGB阶段演化。在这篇简短的论文中，我们发现AGB星的相对频率在不同的星团之间可以改变两倍。我们还发现，沿水平分支的恒星的最小质量（Gratton et al. 2010）与AGB恒星的相对频率之间存在非常好的相关性，并进一步依赖于金属丰度。我们的结论是，HB上质量最小的恒星确实不能通过完整的AGB阶段演化，是AGB manque。这些恒星可能有大量的He和N含量，以及大量的O-消耗。然后，我们认为，不应该有AGB星极端O耗尽，他们中的一些温和的。
2010-10-28 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
Uncertainties on near-core mixing in red-clump stars: effects on the period spacing and on the luminosity of the AGB bump
处于氦核燃烧阶段（HeCB）的低质量恒星在恒星、银河系和河外天体物理学中扮演着重要角色。然而，准确预测这些恒星性质的能力取决于我们对对流的理解，对流仍然是恒星建模中的关键开放问题之一。我们认为，在HeCB阶段的AGB凸点（AGBb）和重力模式（DP）的周期间隔的光度的组合，为我们提供了一个决定性的测试，以区分这些恒星的竞争模型。我们使用MESA、BaSTI和PARSEC恒星演化程序模拟开普勒观测到的一颗典型巨星。我们探讨了各种近核心混合方案如何影响上述约束的预测，我们发现DP强烈依赖于所采用的处方。此外，我们表明，DP的详细行为显示了布伦特-维萨拉频率急剧变化的签名，这可能会提供有关近核特征的额外信息。我们发现开普勒目标之间的AGBb的证据，并与观测结果的第一次比较表明，即使标准模型能够重现的光度分布，没有标准模型可以令人满意地说明HeCB星的周期间隔。我们的分析使我们能够勾勒出一个候选模型来描述同时观察到的两个分布：一个模型与一个温和的过冲区域，其特征在于绝热热分层。这一处方将在未来的星团恒星上进行测试，以限制可能的观测偏差。
2015-07-28 astro-ph.SR
The Abundance of Lithium in an AGB Star in the Globular Cluster M3 (NGC 5272)
用WIYN 3.5米望远镜上的Hydra多目标摄谱仪对球状星团M3中的红巨星进行了一次观测，发现红巨星vZ 1050中有一个突出的Li I 6707 $Å$特征。ARC 3.5米望远镜的后续光谱学证实了这一观测结果，并得出A（Li）$_{NLTE}$的丰度= 1.6 $\pm$ 0.05。此外，从同一光谱测量到的高氧和低钠丰度表明vZ 1050是第一代星团恒星。在星系团的色星等图中，位于红巨星水平分支上方和红巨星蓝色分支上方的位置vZ 1050将vZ 1050置于M3的渐近巨星分支上。锂丰度增加的可能来源是在vZ 1050中运行的Cameron-Fowler机制。
2016-08-03 astro-ph.SR
Surprising Metallicity of a Newly Discovered M79 Post-AGB Star
利用高分辨率（R= 35，000）CCD光谱，首次对球状星团M79中一颗新发现的post-AGB星进行了详细的化学成分分析。M79 Post-AGB星的元素丰度结果为：[C/Fe]=-0.7，[O/Fe]=+1.4，[α-过程/Fe]=0.5，[s-过程/Fe]=-0.1。令人惊讶的结果是，这颗恒星的铁丰度显然比该星团的红巨星低约0.6德克斯，这是包括Carretta及其同事最近的高分辨率光谱分析在内的已发表研究报告所报告的。
2009-10-29 astro-ph.SR
Alfvén wave-driven wind from RGB and AGB stars
建立了穿透红巨星支（RGB）和渐近巨星支（AGB）恒星表面的开放式磁通量管中Alfvén波驱动风的磁流体动力学模型，并研究了风的物理性质.模型模拟沿着恒星的演化轨道进行，初始质量在1.5至3.0 $M_{\odot}$和初始金属丰度$Z_{\rm ini}$ =0.02的范围内。当表面磁场强度为1G时，我们发现恒星演化过程中的风可分为四种类型：第一种是RGB相和早期AGB相（E-AGB）中速度大于80 km/s $^{-1}$的风，第二种是RGB相或E-AGB相中流出速度小于10 km/s $^{-1}$的风;第三类是E-AGB和热脉冲AGB（TP-AGB）相的不稳定风，第四类是TP-AGB相的稳定的大规模慢风，其质量损失率大于10 $^{-7} M_{\odot}$ yr $^{-1}$，出流速度小于20 km s $^{-1}$。在第一和第二类风的质量损失率是两个或三个数量级低于经验公式评估的值。第四类大规模缓慢风的存在表明，TP-AGB恒星中观察到的大规模外流可能归因于阿尔文波驱动风。
2019-05-22 astro-ph.SR
Characterising the AGB bump and its potential to constrain mixing processes in stellar interiors
在90年代，理论研究促使使用渐近巨星分支凸点（AGBb）作为标准烛光，因为它的光度和恒星金属丰度之间的依赖性很弱。由于观测到的渐近巨分支（AGB）样本的尺寸很小，检测AGBb不是一件容易的事情。然而，由于CoRoT，开普勒和TESS太空任务收集的大量数据，现在这是可能的。众所周知，AGB凸点提供了关于低质量恒星内部结构的有价值的信息，特别是关于混合过程，如核心氦燃烧阶段的核心过冲。在这方面，我们分析了开普勒和TESS观测到的约4，000颗演化巨星，包括红巨星分支星和AGB星，这些恒星的星震和光谱数据可用。通过使用统计混合模型，我们检测到的AGBb在最大振荡功率和有效温度的频率。然后，我们使用恒星天体物理学实验模块MESA恒星演化程序模拟AGB星，并将AGB星的出现与观测结果进行匹配。从观测中，我们可以得到AGBb的位置在15箱的质量和金属丰度。我们注意到，质量越大，AGBb在演化轨道上出现的时间越晚，这与理论工作一致。此外，我们发现当金属丰度增加时，AGBb的光度略有增加，这使得AGBb作为标准蜡烛的使用变得复杂。通过将这些观测结果与恒星模型进行拟合，我们注意到低质量恒星（M < 1.0 $M_{\odot}$）在核心He燃烧阶段需要一个小的核心过冲区域。这种核心过冲程度向高质量方向增加，但在M > 1.5 $M_{\odot}$以上，我们发现AGBb位置不能单独用真实的He核心过…
2022-07-28 astro-ph.SR
Infrared Period-Luminosity Relations of Evolved Variable Stars in the Large Magellanic Cloud
我们结合变化的信息，从大质量致密晕天体（MASSIVE O）调查的大麦云（LMC）与红外测光从斯皮策太空望远镜调查银河系的演化代理人（SAGE）调查创建一个数据集的~30 000个可变的红色源。我们在光度上将这些来源分类为红巨星分支（RGB）的第一个上升阶段，或者是沿着渐近巨星分支（AGB）的三个阶段之一：富氧，富碳或高度红化的不确定化学物质（“极端”AGB候选者）。我们提出的线性周期光度关系，这些来源使用8个独立的红外波段（J，H，K，3.6，4.5，5.8，8.0，和24微米）作为代理的光度。我们发现，波长依赖的周期光度关系的斜率是不同的光度测定类的AGB星。光度分类为O-丰富的恒星显示出最小的变化的斜率与波长，而尘埃笼罩极端AGB星显示出明显的趋势，随着波长的增加，陡峭的斜率。我们发现，富O的AGB星脉动的基本模式服从的周期-星等的关系，斜率为-3.41 +/- 0.04时，在3.6微米波段测量，在相反的富C的AGB星，它服从的关系的斜率-3.77 +/- 0.05。
2010-07-28 astro-ph.SR
Luminosities and mass-loss rates of SMC and LMC AGB stars and Red Supergiants
本文给出了麦哲伦星云中101颗碳星和86颗富氧演化星的尘埃辐射转移模型，这些恒星有5-35个\mum \ { \it Spitzer} IRS谱。光谱与可用的光学和红外光度法互补以构建光谱能量分布。一个最小化的程序是用来适应光度，质量损失率和尘埃温度在内半径。还考虑了不同的有效温度和粉尘含量。期间从文献和新的OGLE-III数据进行汇编和推导。富O星被分为前景天体、AGB星和红超巨星。对于富氧恒星，基于实验室光学常数的硅酸盐被比作“天文硅酸盐”。总体而言，Volk & Kwok（1988）的颗粒类型最适合数据。然而，可以通过放弃小颗粒限制来改善基于实验室光学常数的晶粒拟合。探讨了晶粒尺寸、核幔颗粒和孔隙度的影响。给出了质量损失率与光度和脉动周期之间的关系，并与Vassiliadis和Wood（1993）的演化模型及其采用的质量损失公式的预测以及基于Reimers质量损失定律的预测进行了比较。Vassiliadis & Wood模型描述的数据更好，虽然也有一些不足之处，特别是最大采用的质量损失率。OGLE-III数据揭示了SMC中一颗富氧恒星的周期为1749天。它的绝对星等为$M_{\rm bol}= -8.0$，是超级AGB星的理想候选者。
2009-08-21 astro-ph.SR
Why the globular cluster NGC 6752 contains no sodium-rich second-generation AGB star
球状星团拥有多个恒星星族，显示出不同的钠富集度。这些不同的种群可以沿着主序列，红巨星和水平分支阶段观察到。然而，最近的研究表明，至少在球状星团NGC 6752中，沿着早期渐近巨星分支没有观测到富钠恒星，这对恒星演化提出了一个明显的问题。我们提出了一个解释，这种缺乏钠丰富的恒星在该地区的颜色星等图。
2013-09-09 astro-ph.SR
Sodium abundances of AGB and RGB stars in galactic globular clusters I. Analysis and results of NGC 2808
已知银河系球状星团（GC）具有多个恒星星族，并具有相似的化学特征，例如O-Na反相关。虽然第二人口恒星，通过它们的钠过剩来识别，已经在各种银河系GC中发现了从主序星关闭到红巨星分支尖端的恒星，但渐近巨星分支（AGB）恒星很少被瞄准。最近发现NGC 6752缺少一颗富钠AGB星，因此引发了对GC中AGB星的新研究，因为这一结果质疑了我们对GC形成和恒星演化理论的基本理解。为了比较银河系GCs中AGB星和RGB星的Na丰度分布，并研究AGB星上富Na星的存在是否与金属度有关，我们利用ESO/VLT多目标高分辨率摄谱仪FLAMES获得了银河系GCs NGC 2808中AGB星和RGB星的高分辨率光谱。计算了31颗AGB星和40颗RGB星的Na丰度。我们发现NGC 2808的平均金属丰度为-1.11 $\pm$ 0.08 dex，与早期的分析结果一致。可比较的钠丰度分散来自我们的AGB和RGB样品，与AGB星比RGB星稍微更集中。在AGB样本中，贫钠第一星族与富钠第二星族的比例为45：55，在RGB样本中为48：52。NGC 2808拥有富钠的第二人口AGB星，相对而言，它们比贫钠的AGB星和RGB上的富钠星数量更多。我们的发现很好地再现了快速旋转的大质量恒星的情况下，他们不矛盾的最近的结果，在NGC 6752中没有一个富钠AGB星。因此，NGC 2808加入了最近在AGB上发现的富含Na…
2016-06-07 astro-ph.SR
Discovery of SiC and Iron Dust Around AGB Stars in the very Metal-Poor Sextans A Dwarf Galaxy with JWST: Implications for Dust Production at High Redshift
本文利用 JWST 在极贫金属的六分仪座 A 矮星系中首次发现 AGB 星周围的 SiC 和金属铁尘埃，并通过拟合 M 型星红外超约束其铁尘埃产量，揭示高红移下 AGB 星可能早在形成后 30–50 Myr 即与超新星竞争尘埃产生。
2025-07-22 astro-ph.SR
Post-AGB Binaries as Interacting Systems
本文综述了被稳定气体尘埃盘包围的后AGB及后RGB双星中物理相互作用机制的最新研究进展，指出这些系统虽处于洛希瓣内仍存在活跃相互作用，并展望了未来研究方向。
2025-07-03 astro-ph.SR
A machine learning approach for identification and classification of symbiotic stars using 2MASS and WISE
在这第二篇论文中的一系列论文的基础上最新的目录共生星（SySts），我们提出了一种新的方法来识别和区分SySts从其他Halalpha发射器在光度测量使用机器学习算法，如分类树，线性判别分析，K-最近邻。这项工作背后的动机是在2 MASS和WISE调查所涵盖的近红外和中红外区域内寻找可能的颜色指数。一些诊断色-色图生成的所有已知的银河系SySts和几类恒星的对象，模仿SySts，如行星状星云，后AGB，米拉，单K和M巨星，激变变量，Be，AeBe，YSO，弱和经典的金牛T星，沃尔夫-拉叶。分类树算法揭示，主要是J-H，W1-W 4和Ks-W3，其次是H-W2，W1-W2和W3-W 4是识别SySts的理想颜色指标。线性判别分析方法也适用于确定2 MASS和AllWISE幅度的线性组合，更好地区分SySts。使用LDA分量上的K-最近邻方法确定源是SySt的概率。通过将我们的分类树模型应用于候选SySts列表（论文I），候选SySts的IPHAS列表和DR 2 VPHAS+目录，我们找到了125个（72个新候选者）通过我们的标准的来源，同时我们还恢复了90%的已知银河系SySts。
2019-01-10 astro-ph.SR
Rubidium-rich Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds
麦哲伦云（MC）提供了一个独特的机会，研究恒星演化和核合成的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星在低金属丰度的环境中，距离是已知的。铷是区分高质量AGB星和低质量AGB星或其他类型的天体（如大质量红超巨星）的关键元素。理论上，高质量的AGB预计会产生大量的Rb。我们提出了在MC中发现大量富含Rb的AGB恒星，首次证实这些恒星也存在于其他星系中。我们的研究结果表明，这些恒星通常比AGB星的标准光度极限（Mbol ~ -7.1）更亮。利用现有的理论模型定性地预言了大质量MC AGB的观测结果。然而，这些理论模型与观测到的极高的Rb过丰度还相差甚远。这可能与目前对这些恒星大气层的不完全理解有关。
2011-01-18 astro-ph.SR
The evolutionary state of the red giant star L$_2$ Puppis
通过光谱分析锝元素及光度、脉动比较，发现L$_2$ Pup贫锝且亮度低于RGB顶端，判定其更可能处于红巨星分支而非渐近巨星分支阶段。
2024-11-20 astro-ph.SR
The lead discrepancy in intrinsically s-process enriched post-AGB stars in the Magellanic Clouds
背景：我们对渐近巨星分支（AGB）恒星的s-过程核合成的理解是不完整的。AGB模型预测，例如，大过剩的铅（Pb）相比，其他S-过程元素在金属贫乏的低质量AGB星。这确实在一些额外增强的贫金属恒星中观察到，但不是在所有恒星中。广泛的研究本质上的s-过程丰富的对象是必不可少的，以提高我们的知识的AGB第三次挖掘和相关的s-过程核合成。目的：我们比较了光谱丰度分析的SMC后AGB星J004441.04-732136.4与国家的最先进的AGB模型的预测，主要集中在铅。铅线区的低信噪比使我们以前的研究结果不确定。我们获得了覆盖最强Pb线区域的额外数据。研究方法：通过仔细补充重新减少以前的数据，与新获得的UVES光谱，我们提高了最强的铅线周围的光谱的S/N。因此，铅丰度的上限估计从合并的加权平均光谱使用合成光谱建模。然后，我们比较丰度的组合光谱的预测量身定制的AGB进化模型从两个独立的进化代码的结果。此外，我们确定了三个以前研究的LMC后AGB对象的铅丰度上限。结果如下：尽管J004441.04-732136.4的理论预测与钨（W）的s过程分布相匹配，但显然没有检测到预测的非常高的Pb丰度。另外三颗LMC后AGB恒星也显示出类似的缺乏非常高的Pb丰度。结论：从我们的研究中，我们得出结论，这些低质量，低金属丰度后AGB的LMC和SMC的恒星都不是强铅生产商。这与目前的理论预测相矛盾。
2014-02-13 astro-ph.SR
Dissecting the Spitzer color-magnitude diagrams of extreme LMC AGB stars
在{\it Spitzer}双色图和色星等图中，我们追踪了低质量和中等质量恒星（$1 M_{\odot} \leq M \leq 8M_{\odot}$）在渐近巨星分支（AGB）阶段的完整演化。我们遵循的形成和成长的尘埃粒子在拱星信封与各向同性膨胀风，其中气体分子撞击预先存在的种子核，有利于他们的成长。这些模型是第一个能够确定的主要区域，在{\it斯皮策}数据中的AGB星占据的大麦云（LMC）。LMC极端恒星在[3.6]-[4.5] vs.[5.8]-[8.0]和[3.6]-[8.0] vs.[8.0]平面上追踪到的主对角线序列与碳星模型很好地拟合;它的结果是一个演化序列，最红的天体处于AGB演化的最后阶段。最极端的恒星是[3.6]-[4.5] $>$ 1.5和[3.6]-[8.0] $>$ 3，是2.5 - 3 $M_{\odot}$星，被固体碳颗粒包围。在高质量（$>3 M_{\odot}$）模型中，尘埃的形成是由热底燃烧（HBB）的程度驱动的-形成的大多数尘埃是硅酸盐的形式，尘埃颗粒的最大遮蔽阶段发生在所经历的六溴代二苯最强烈的时候，在包层的质量大大减少之前。
2014-03-28 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
AGB Sodium Abundances in the Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104)
最近的一项分析比较了银河系球状星团NGC 6752中红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星的[Na/Fe]分布，发现贫钠和富钠恒星的比例从RGB上的30：70变化到AGB上的100：0。在NGC 6752中，AGB上的富钠恒星令人惊讶地稀少，这需要进一步的研究来确定是否有相当一部分恒星未能上升到AGB是所有球状星团的共同属性。因此，我们目前的径向速度，[Fe/H]，和[Na/Fe]丰度的35 AGB恒星在银河系球状星团47 Tuccus（47 Tuc; NGC 104），并比较AGB [Na/Fe]分布与以前发表的类似RGB样本。丰度和速度来自高分辨率光谱获得的密歇根/麦哲伦光纤系统（M2 FS）和MSpec摄谱仪上的麦哲伦粘土6.5米望远镜。我们发现，平均日心径向速度和[Fe/H]值分别为<RV_helio.>=-18.56 km s^-1（σ =10.21 km s^-1）和<[Fe/H]>=-0.68（σ =0.08），与先前文献的估计值一致。与RGB样本相比，47 Tuc AGB样本的平均[Na/Fe]丰度低0.12 dex，AGB上贫Na星与富Na星的比例为63：37，RGB上为45：55。然而，与NGC 6752相反，这两个47 Tuc种群具有几乎相同的[Na/Fe]分散度和四分位距值。这里提供的数据表明，在47 Tuc中只有一小部分<20%…
2014-12-12 astro-ph.SR
Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles - II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae
我们的目标是（1）建立简单和通用的解析表达式来估计演化恒星的质量损失率，（2）从这些计算我们的银河系样本中的渐近巨星分支（AGB），红超巨星（RSG）和黄超巨星的质量损失率的估计。CO的转动激发谱线是研究星周包层的一种强有力的诊断方法。当对CSE的不同层进行采样时，对这些分子线的观测导致了动力学温度、膨胀速度和密度的详细分布。一个国家的最先进的，非本地热平衡，并共同移动的框架辐射转移代码，预测CO线强度在CSE的晚型恒星是用来推导恒星和分子线参数之间的关系，一方面，和质量损失率，另一方面。我们提出的解析表达式估计的质量损失率的演化恒星物体的CO分子的8个旋转跃迁，将它们应用到我们广泛的CO数据集，涵盖47颗恒星，并比较我们的结果与以前的研究。我们的表达式占线饱和和解决的信封，从而允许非常高的质量损失率的准确测定。我们认为，基于一个单一的旋转线的估计，CO（2 - 1）过渡提供了最可靠的质量损失率。计算出的AGB星的质量损失率范围从4 × 10 ^-8 Msun/yr到8 × 10 ^-5 Msun/yr。对于RSG，它们的值在2 × 10 ^-7 Msun/yr和3 × 10 ^-4 Msun/yr之间。CO转换的集合的估计允许在质量损失率中识别时间可变性。可能的质量损失率的变化被跟踪的7个样本星。我们发现AGB星的脉动周期和它们导出的质量损失率之间有着明确的关系，在大约100 °…
2010-08-05 astro-ph.SR
Properties of self-excited pulsations in 3D simulations of AGB stars and red supergiants
本研究利用CO5BOLD三维辐射流体动力学“盒中恒星”模拟，分析AGB星和红超巨星的自激脉动周期及其与恒星参数的关系，并提出质量估算公式。
2024-07-04 astro-ph.SR
Deep Mixing in Evolved Stars. II. Interpreting Li Abundances in RGB and AGB Stars
我们重新分析了在接近太阳金属丰度的红巨星中锂丰度的问题。在概述了影响我们对低质量恒星（M<3 Mo）中Li含量的认识的问题之后，我们讨论了RGB阶段的深混合模型，该模型适合于解释观测到的趋势和碳同位素比的相关变化;我们发现，这些阶段中Li的破坏仅限于质量低于2.3Mo的恒星。随后，我们集中在O-丰富和C-丰富的AGB星的演化的最后阶段。在这里，对额外的混合现象的限制，以前来自较重的核（从C到Al），再加上最近更新的恒星结构模型（包括输入物理和一套反应速率使用），是适合的解释观察到的锂丰度低于A（Li）= log e（Li）= 1.5（有时更高）。也可以解释它们与AGB相的其他核合成特征（如F丰度、C/O和12 C/13 C比）的关系。对于非对流质量传输，这通常需要中等效率（\dot M <= 0.3 - 0.5 x 10^-6 Mo/年）。在这样的速度，缓慢的额外混合不修改显着的锂丰度在早期AGB阶段，另一方面，更快的混合遇到的物理限制，在破坏锂，混合速度。超过这个极限，Li开始产生，因此它对AGB的破坏是适度的。李显于是由第三次疏通而产生。我们还表明，有效的循环插曲，而不是摧毁李，很容易使12 C/13 C的比例达到平衡，相反的证据，在大多数AGB星，并会燃烧F超出了C（N）巨星所示的限制。因此，我们不能证实有效的额外混合会大幅降低C星相对于K-M巨星的Li含量的普遍观点。
2011-07-14 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
Starlight and Sandstorms: Mass Loss Mechanisms on the AGB
有强有力的观测迹象表明，冷发光AGB星的密集慢风是由尘埃颗粒上的辐射压力驱动的，这些尘埃颗粒是由脉冲引起的冲击在扩展的大气中形成的。对于碳星，无定形碳颗粒驱动的外流的详细模型与观测结果非常一致。一些仍然存在的差异可能是由于对激波冷却的简化处理、颗粒相对于气体的漂移、或巨大对流单体或尘埃诱导的斑图形成的影响。对于C/O < 1的恒星，最近的模型表明硅酸盐尘埃的吸收可能不足以驱动它们的风。一种可能的替代方法是通过半径为零点几微米的不含Fe的硅酸盐颗粒进行散射。在这种情况下，人们应该期望较少的拱星红化的M-和S-型AGB星比C-星具有可比的恒星参数和质量损失率。
2011-02-25 astro-ph.SR
Binarity and Accretion in AGB Stars: HST/STIS Observations of UV Flickering in Y Gem
双星被认为会极大地影响AGB和后AGB恒星质量损失的历史和几何形状，但双星的观测证据非常缺乏。作为一个项目的一部分，寻找热的双星同伴冷却AGB星使用GALEX档案，我们发现了一个晚M星，Y宝石，是一个强大的和可变的紫外线和X射线发射源。在这里，我们报告的Y宝石的紫外光谱观测与哈勃太空望远镜，显示强烈的闪烁在紫外连续时间尺度<~20秒，一个活跃的吸积盘的特点。还观察到来自Si IV和C IV等物种的几条具有P-Cygni型轮廓的紫外线，其发射和吸收特征从系统速度红移和蓝移约500 km/s。我们对这些（和以前的）观测的模型是，来自主星的物质被伴星的引力捕获，产生一个热的吸积盘。后者提供动力的快速流出，产生蓝移的功能，由于吸收紫外线连续发出的磁盘，而红移的发射功能出现在加热的下落材料从主要的。外流速度支持了Sahai等人（2015）先前的推论，即宝石Y的伴星是一颗低质量主序星。黑体拟合的紫外连续意味着吸积光度约为13 Lsun，因此质量吸积率>5e-7 Msun/yr;我们推断罗氏瓣溢出是Y宝石最有可能的二元吸积模式。
2018-05-08 astro-ph.SR
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。
2019-08-24 astro-ph.SR
NLTE effects on AGB stars in 47 Tucanae
利用MPG/ESO-2.2 m望远镜的FEROS摄谱仪获得了球状星团47 Tuccino的24颗渐近巨星分支（AGB）恒星的铁丰度。结果表明，中性线的铁丰度（平均值[Fe I/H] = -0.94 +/-0.01，σ = 0.08dex）系统地低于单电离线的铁丰度（[Fe II/H] = -0.83 +/-0.01，σ = 0.05dex）。只有后者与红巨星分支（RGB）星团恒星的样本一致，其中Fe I和Fe II线提供相同的铁丰度。这一发现表明，非本地热力学平衡（NLTE）效应驱动的过电离机制存在于AGB星的大气中，显着影响Fe I线，而留下Fe II功能不变。另一方面，RGB星的电离平衡非常好，表明这些NLTE效应可能取决于演化阶段。我们讨论了这一发现的影响，既对AGB星的化学分析，并在搜索进化的蓝离散星。
2014-10-14 astro-ph.SR
Lithium destruction and production observed in red giant stars
根据标准的恒星演化，锂元素在大部分中低质量恒星的演化过程中被破坏。然而，红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）上的一些演化恒星已知含有大量的Li，其起源并不总是很好地理解。在这里，我们提出了观测方面的最新进展，以更好地了解富锂K巨星（RGB），AGB上适度富锂的低质量恒星，以及可能经历标准热底部燃烧阶段的非常富锂的中等质量AGB恒星。这些最后的可能也丰富了星际介质与新鲜产生的锂。
2012-06-13 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
Submillimeter-wave emission of three Galactic red novae: cool molecular outflows produced by stellar mergers
红新星是光学瞬变爆发的光度通常高于经典新星。它们的爆发被认为是由恒星合并引起的。我们目前的毫米/亚毫米波观测与ALMA和SMA的三个最著名的银河系红新星，V4332 Sgr，V1309 Sco，和V838 Mon。这些观测是在它们各自爆发后22年、8年和14年进行的，并揭示了在35-200 K的激发温度下分子气体的存在。该气体在旋转跃迁中显示分子发射，具有非常宽的谱线（全宽$\sim$ 400 km \s）。我们发现了CO、SiO、SO、SO $_2$（在所有三颗红新星中）、H $_2$ S（仅在V838 Mon中）和AlO（存在于V4332 Sgr和V1309 Sco中）的发射。没有发现异常的同位素组成的分子物质和化学（分子）组成的三个红新星出现类似的富氧信封的经典演化恒星（RSG，AGB，后AGB）。最有可能分散在红新星爆发中的分子物质的最小质量分别为V838 Mon、V4332 Sgr和V1309 Sco的0.1、0.01和10 $^{-4}$ M $_{\odot}$。V4332 Sgr和V1309 Sco中的分子流出是空间分辨的，并且呈现双极性。到V1309 Sco和V4332 Sgr的运动学距离分别为2.1和4.2 kpc。储存在喷出物中的两个老的红新星残留的V838 Mon和V4332 Sgr的顺序为$10^{46}$尔格，类似的值为一些后AGB（前PN）对象的双极喷…
2018-05-23 astro-ph.SR
ALMA observations of the nearby AGB star L2 Puppis - I. Mass of the central star and detection of a candidate planet
60亿年后，当太阳在渐近巨星分支（AGB）上演化时，它将从红巨星蜕变成一个美丽的行星状星云。这一壮观的演化将影响太阳系行星，但演化模型预测的观测证实仍然难以捉摸，因为尚未发现围绕AGB恒星运行的行星。附近的AGB红巨星船尾座L2（d = 64 pc）被一个几乎是边对边的拱星尘埃盘所包围。我们报告新的观测与ALMA在非常高的角分辨率（18 × 15质量）在频带7（f ~ 350 GHz），使我们能够解决的速度分布的分子盘。我们确定了尘埃盘中央空腔内的气体速度分布是开普勒型的，这使我们能够推导出中心恒星L2 Pup A的质量，mA = 0.659 +/- 0.011 +/- 0.041 Msun（+/- 6.6%）。从演化模型中，我们确定L2 Pup A具有接近太阳的主序星质量，因此是未来5至6 Gyr的太阳的密切类似物。连续谱图显示了一个半径为2天文单位的次级源（B）的存在，它贡献了AGB星的流量的fB/ fA = 1.3 +/- 0.1%。在CO发射谱线中也探测到了L2 Pup B，径向速度为vB = 12.2 +/- 1.0 km/s。气体盘的旋转中心与AGB星连续辐射的位置非常接近，这使得我们可以将伴星的质量限制在mB = 12 +/- 16 MJup。L2 Pup B很可能是一颗行星或低质量棕矮星，轨道周期约为5年。它的连续亮度和分子发射表明它可能被扩展的分子大气或吸积盘包围…
2016-11-18 astro-ph.SR
The puzzle of the CNO isotope ratios in AGB carbon stars
以前对AGB碳星氧同位素比率的测定与现有的理论预测不一致。我们的目标是使用新的光谱分析工具重新确定这些恒星中的氧比，并进一步发展对碳和氮同位素比值的讨论，以阐明这个问题。氧同位素比值来自于不同光谱类型和接近太阳金属丰度的银河系AGB碳星样本的K波段光谱。合成光谱计算LTE与球形富碳大气模型和更新的分子线列表。在RGB和AGB相都有额外混合的情况下，用FUNS程序计算了低质量（1.5-3 M_o）AGB星的CNO同位素比值，并与理论计算值进行了比较。对于大多数恒星的16 O/17 O/18 O的比例推导出的是在良好的协议与理论预测确认，AGB星，建立使用FDU后达到的值根据初始恒星质量。就氧同位素比而言，这一事实几乎没有为AGB阶段期间任何额外混合机制的操作留下空间。然而，对于少数具有大的16 O/17 O/18 O的恒星，可能需要这种机制的运作，尽管它们观测到的12 C/13 C和14 N/15 N比值在这种情况下很难调和。此外，J型恒星的16 O/17 O比值往往比正常碳星低，这在以前的研究中已经指出。除了这些特殊的恒星，AGB碳星在17 O/16 O与18 O/16 O图中占据了与太阳前I型氧化物颗粒相同的区域，显示出很小的扩散。这加强了这样一种观点，即这些颗粒可能是在之前的富O阶段在低质量恒星中形成的。
2016-11-19 astro-ph.SR
The Origin of Fluorine: Abundances in AGB Carbon Stars Revisited
修订后的光谱参数的HF分子和一个新的CN线列表中的2.3亩地区最近已提供，允许修订的F含量在AGB星。AGB碳星是唯一经观测证实的氟源。目前，关于AGB星在银河系化学演化中的相关性还没有达成共识。这篇文章的目的是更好地限制这些恒星的贡献，更准确地估计它们的氟丰度。使用新的光谱工具和LTE光谱合成，我们重新确定氟丰度从几个HF线在K波段的银河系和河外AGB碳恒星的光谱类型N，J和SC跨越广泛的金属丰度的样本。平均而言，新衍生的氟丰度系统地降低了0.33德克斯相对于以前的测定。这可能是由于HF谱线的较低激发能和此处使用的较大宏观湍流参数的组合以及新采用的CN谱线列表。然而，AGB星的理论核合成模型与太阳金属丰度的新氟测定一致。在低金属丰度，理论和观测之间的协议，可以通过以不同的方式处理的辐射/对流界面的对流信封的基础上找到。新的氟光谱测量同意在低和太阳金属丰度的理论模型。尽管如此，需要补充来源来解释在太阳附近观测到的丰度。
2015-07-13 astro-ph.SR
Circumbinary disk formation through AGB star winds
University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Nevada Center for Astrophysics（内华达天体物理中心）
研究通过对不同风速、双星偏心率和质量比的渐近巨星分支恒星风-双星相互作用进行平滑粒子流体动力学模拟，探讨环绕双星盘形成过程，发现风-双星相互作用可自然产生多样形态的环绕双星盘。
2026-07-07 astro-ph.SR
Optically visible post-AGB/RGB stars and young stellar objects in the Small Magellanic Cloud: candidate selection, spectral energy distributions and spectroscopic examination
我们已经进行了一个搜索的光学可见的后AGB的候选人在小麦哲伦云（SMC）。我们使用斯皮策太空望远镜的中红外观测来选择具有中红外过量的光学可见候选者。我们获得了801个候选者的低分辨率光谱。在去除污染物和质量差的光谱之后，最终样品由63个A-F光谱类型的后AGB/RGB候选者组成。利用这些光谱，我们估算了恒星的有效温度、表面重力和[Fe/H]等参数。利用恒星参数结合测光方法估算了红化和光度。基于亮度标准，这63个源中的42个被分类为后RGB候选者，其余的被分类为后AGB候选者。从光谱能量分布中，我们发现63个后AGB/RGB候选者中有6个具有拱星壳，表明它们是单星，而其中27个具有环绕盘，表明它们是双星。对于其余的候选者来说，星周环境的性质还不清楚。38颗AGB/RGB后的候选星显示出了变星，常见的变星类型是星族II造父变星（包括RV-金牛星）和半规则变星。这项研究还揭示了一个新的s-过程富集的金牛座RV星（J005107.19-734133.3）。从SMC中的后AGB/RGB恒星的数量，我们能够估计的演化速率是在很好的协议与恒星演化模型的质量损失后AGB阶段和再吸积后RGB阶段。这项研究还产生了40个A-F光谱类型的发光年轻恒星天体（YSO）的新样本。此外，我们还确定了一组63个物体，其光谱主要由发射线和在某些情况下，紫外线连续谱。这些物体可能是热的后AGB/RGB或发光的YSO。
2014-03-03 astro-ph.SR
Evidence of Third Dredge-Up in Post-AGB Stars in Galactic Globular Clusters
本文汇总17颗银河系球状星团后AGB恒星的CNO与s过程丰度，发现其中5颗具有第三次掘取证据，并划分出三类后AGB恒星群体。
2023-11-08 astro-ph.SR
Oxygen- and carbon-rich variable red giant populations in the Magellanic Clouds from EROS, OGLE, MACHO, and 2MASS photometry
渐近巨星分支（AGB）星的碳氧比（C/O）是演化和环境/金属丰度因子的重要指标。本文提出了一种在光度测量中不使用周期对AGB进行质量C/O分类的方法。为此，我们依赖于颜色星等图中单个恒星轨道的斜率。我们证明，我们的方法可以分离的C-丰富和O-丰富的AGB星几乎没有混乱。对于麦哲伦云，我们证明了这种方法适用于几个光度测量和过滤器组合。由于我们依赖于没有周期识别，我们的结果是相对不敏感的相位覆盖，混叠，和时间采样的问题，困扰周期分析。对于我们的恒星的子样本，我们验证我们的C/O分类对公布的C/O目录。用我们的方法，我们能够产生整个麦哲伦星云的C/O图。我们的纯光度法分类的C-和O-丰富的AGB构成了一个方法的选择，大型，近红外光度调查。因为我们的方法依赖于颜色-星等变化的斜率，而不是星等零点，所以它仍然适用于距离未知的物体。
2011-04-01 astro-ph.SR
The puzzling high velocity G5 supergiant star HD 179821 : new insight from Gaia DR2 data
HD 179821是一颗G5 Ia型恒星。根据IRAS的颜色和光谱能量分布，它被归类为后AGB星。但一些研究将其归类为大质量（30至19 Msun）的后红超巨星，正在演变为II型超新星。它的质量和进化状态仍然是一个激烈争论的问题，即使在几次详细的光谱研究之后，因为距离未知。我们使用第二次盖亚数据发布的HD 179821的视差，推导出它的距离为2959 +/- 409 pc，绝对星等MV = -5.7 +/- 0.3。利用本文测定的绝对星等，我们证明HD 179821与AGB后的轨道在H-R图上非常吻合。我们的结果清楚地证实HD 179821是一颗质量在0.8 Msun范围内的后AGB恒星。它不是30 M太阳的红超巨星。这颗后AGB恒星的前身质量可能在4 Msun的范围内，但可能会更大一些。
2019-01-25 astro-ph.SR
Abundance analysis for long-period variables II. RGB and AGB stars in the globular cluster 47\,Tuc
渐近巨星分支（AGB）星在星系重元素富集过程中起着关键作用。由于其大幅度的变化，元素丰度的测量是一个非常具有挑战性的任务，尚未以令人满意的方式解决。在我们以前的工作之后，我们使用流体静力学和动力学模型大气模拟观测到的高分辨率近红外光谱的12个可变和不变的红巨星在球状星团47 Tuc。47颗Tuc红巨星在重要参数（质量、金属丰度、光度）上都有独立的特征。主要目的是比较合成光谱的动力学模型与观测光谱的47 Tuc变量。假设这些低质量恒星的上巨星分支的丰度不变，我们的目标是估计大气动力学对丰度测定的影响。我们对47 Tuc中5颗不变红巨星的C/O和12 C/13 C比值进行了新的测量。我们测量的7颗变星的等效宽度与非变星有很大的不同，并且不能用流体静力学或动力学模型大气再现。尽管如此，动力学模型比任何流体静力学模型更适合观测到的长周期变量谱。对于某些光谱特征，在脉动周期内由动力学模型预测的线强度的变化给出了与具有变化的温度和恒定的表面重力的流体静力学模型序列相似的值。
2014-06-25 astro-ph.SR
Thermohaline instability and rotation-induced mixing. I - Low- and intermediate-mass solar metallicity stars up to the end of the AGB
大量的光谱观测提供了令人信服的证据，证明非正则过程改变了低质量和中等质量恒星的表面丰度，超出了标准恒星理论的预测。我们研究了太阳金属丰度1-4兆太阳范围内热盐不稳定性和旋转诱导混合的影响。我们提出的演化模型，同时考虑热盐和旋转引起的混合在恒星内部。我们讨论了这些过程对恒星的化学性质的影响，从零年龄的主序列的第二个疏浚结束的早期AGB的中等质量的恒星和低质量的恒星的AGB尖端。模型的预测进行了比较，在银河系疏散星团和具有明确的演化状态的场星，以及在行星状星云中的锂，12 C/13 C，[N/C]，[Na/Fe]，16 O/17 O和16 O/18 O的观测数据。热盐混合同时解释了12 C/13 C，[N/C]和锂在比RGB凸起更明亮的低质量恒星中的观测行为，并且其效率随着初始恒星质量的降低而增加。在TP-AGB上，热盐混合导致锂的产生，尽管7 Li产率仍然为负值。虽然3 He恒星产量大大减少，由于这个过程中，我们发现，太阳金属丰度，低质量的恒星仍然净3 He生产商。旋转引起的混合被发现改变恒星的结构，使在质量范围之间的\sim 1.5和2.2 Msun的热盐不稳定性发生在红巨星分支比非旋转模型。最后，旋转占所观察到的恒星到恒星的丰度变化在一个给定的进化状态，是必要的，以解释CN处理的材料在中等质量的恒星的功能。
2010-06-28 astro-ph.SR
AGB stars in the LMC: evolution of dust in circumstellar envelopes
我们计算了渐近巨星分支（AGB）恒星的理论演化序列，包括其星周包层中尘埃颗粒的形成和演化。通过考虑大麦哲伦星云（LMC）的恒星种群，我们计算合成的颜色和颜色星等图，这是比较与斯皮策太空望远镜获得的。观测结果与理论预测之间的比较表明，经历热底燃烧（HBB）的极暗的碳星和富氧源占据了色-色（$[3.6]-[4.5]$，$[5.8]-[8.0]$）图中定义明确的不同区域。富碳恒星沿着一条对角线分布，我们将其解释为一个进化序列，随着恒星表面层富含碳，变得越来越模糊。它们的拱星包层中含有固体碳尘埃颗粒，其大小在$0.05 < a < 0.2 μm$范围内。SiC颗粒的存在预计只在金属含量更高的恒星中。最红的来源（$[3.6]-[4.5] > 2$）是AGB生命最新阶段初始质量为$M_{in} \sim 2.5 - 3 M_{\odot}$的恒星的后代。颜色最红的富氧恒星（$[5.8]-[8.0] > 0.6$）是那些经历HBB的恒星，它们是$\sim 5 M_{\odot}$天体的后代，在一年前形成了$10^{8}$;氧化铝和硅酸盐尘埃开始在距离中心恒星不同的距离形成。大麦哲伦星云的总尘埃产生率为$\sim 4.5 \times 10^{-5} M_{\odot}/yr$，C星和M星的相对百分比分别为85 $%$和15 $%$。
2014-12-03 astro-ph.SR
Infrared Properties of OGLE4 Mira variables in our Galaxy
我们研究了银河系中OGLE 4 Mira变星的红外特性。对于每个对象，我们交叉识别AllWISE，2 MASS，Gaia和IRAS对应物。我们给出了Mira变星的各种红外双色图（2CD）和周期-星等和周期-颜色关系。一般来说，周期较长的Mira变星的红外通量较亮，红外颜色较红。在这项工作中，我们还修订和更新以前的目录中的AGB星在我们的银河系使用新的OGLE 4米拉变量的样本。现在，我们提出了一个新的目录74，093（64，609富O和9484富C）AGB星在我们的银河系。一组23，314颗（19，196颗富O星和4118颗富C星）AGB星是基于IRAS PSC识别的，另一组50，779颗（45，413颗富O星和5366颗富C星）AGB星是基于AllWISE源表识别的。对于所有的AGB星，我们交叉识别IRAS，AKARI，MSX，AllWISE，2 MASS，OGLE 4，Gaia和AAVSO对应物，并呈现各种红外2CD。比较观测结果和理论，我们发现基本的尘埃壳理论模型可以很好地解释大多数AGB星的红外观测结果。
2022-12-09 astro-ph.SR
The Mass-Loss Return From Evolved Stars to The Large Magellanic Cloud VI: Luminosities and Mass-Loss Rates on Population Scales
本文介绍了红超巨星和渐近巨星分支模型（GRAMS）网格首次应用于大麦云（LMC）整个演化恒星星族的结果。GRAMS是一个预先计算的网格，包含80，843个辐射转移（RT）模型，这些模型是由硅酸盐或碳质尘埃组成的演化恒星和星周尘埃壳。我们使用从光学到中红外的12个测光波段，将GRAMS模型拟合到LMC中的约30，000颗渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG）。我们公布的数据集由数千颗演化的恒星组成，这些恒星具有单独确定的演化参数，如光度和质量损失率。GRAMS网格在富氧和富碳化学之间的区分准确率大于80%。从RSG和AGB星向大麦哲伦星云的星际介质（ISM）的全球尘埃注入速率约为1.5 × 10 ^（-5）太阳质量/年，相当于向ISM的总质量注入速率（包括气体）约为5 × 10 ^（-3）太阳质量/年。碳星注入ISM的尘埃是富O AGB星的2.5倍，但质量相同。我们确定了K波段富C AGB星的热辐射校正因子，它是J-K颜色的函数，BC（K）= -0.40（J-K）^2 + 1.83（J-K）+ 1.29。确定了几个富C AGB星尘埃质量损失率的红外颜色代用指标，如log（MLR）=（-18.90）/（（K-[8.0]）+3.37）-5.93。我们发现，一个更大的分数的AGB星表现出的“长二次周期”的现象是O-丰富的径向脉动为主的恒星，和AGB星没有检测到的质量损失不出现在第一泛音…
2012-05-01 astro-ph.SR
