AGB stars and presolar grains
在陨石中发现的太阳前物质中，发现了丰富的AGB起源的SiC和Al $_{2}$ O $_{3}$颗粒，它们记录了C、N、O、$^{26}$、Al和s元素的同位素比值，这些比值在限制AGB星\cite{zin,gal}的核合成模型中被证明是非常有价值的。特别是，当这些比率在SiC颗粒中测量时，它们清楚地揭示了它们在冷却AGB拱星包层中的普遍起源，并提供了有关核合成位点（结构内部深处的H和He燃烧层）的局部物理和条件的信息。在为SiC数据的主要部分（所谓的{ \it主流}数据）确定的性质中，我们提到了大范围的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，延伸到太阳值\cite{mar}以下，以及$^{12}$ C/ $^{13}$ C比$\gtrsim$ 30。相反，其他类别的谷物显示出较低的碳同位素比（$\gtrsim 10$）和氮同位素的巨大分散，其中$^{15}$ N过量。在相同的颗粒中，目前由慢中子捕获提供的同位素揭示了这一过程的特征模式，其效率略低于解释太阳主要s过程成分所需的效率。在氧化物晶粒中，特别是Al $_{2}$ O $_{3}$晶体中可以发现互补约束。在这里，氧同位素和$^{26}$ Al的含量对于澄清已知影响演化的低质量恒星的部分混合过程具有特别重要的意义。成功的数据建模，以及在解释一些提到的同位素比率，通过目前的核合成模型的问题进行了简要概述。
2013-12-23 astro-ph.SR
Presolar Silicon Carbide Grains of Types Y and Z: Their Strontium and Barium Isotopic Compositions and Stellar Origins
我们报告了18个Y（11）和Z（7）型前太阳SiC颗粒的Sr和Ba同位素组成，这些罕见的类型通常被认为是在低于太阳金属丰度的渐近巨星分支（AGB）恒星中形成的。我们发现，Y和Z晶粒比主流（MS）晶粒显示出更高的88 Sr/87 Sr和更可变的138 Ba/136 Ba比值。根据FRANEC Torino AGB模型，我们的Y和Z颗粒的Si，Sr和Ba同位素组成可以一致地解释，如果颗粒来自0.15 Zsun <= Z < 1.00 Zsun的低质量AGB星，其中慢中子捕获过程的13 C中子暴露相对于1.0 Z 8 AGB星的MS颗粒所需的中子暴露大大减少。这种情况与以前基于Ti同位素的发现一致，但它无法解释MS，Y和Z晶粒的不可区分的Mo同位素组成。
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Deep Mixing Solution to the Aluminum and Oxygen Isotope Puzzles in Presolar Grains
我们在这里提出的应用模型之间的H-燃烧壳和低质量AGB星的对流信封的基地的质量循环机制，旨在研究的同位素组成的前太阳颗粒显示最极端的水平18 O耗尽和高浓度的26 Mg从衰变的26 Al。我们提出的混合方案是基于先前提出的磁浮力过程，已经证明足以说明在AGB星慢中子捕获的主要中子源的形成。我们发现，这种情况下也是第一次能够再现的极端值的17 O/16 O，18 O/16 O，和26 Al/27 Al同位素比值中发现的上述氧化物颗粒，包括最高量的26 Al有测量。
2017-01-16 astro-ph.SR
Presolar Silicon Carbide Grains of Types Y and Z: Their Molybdenum Isotopic Compositions and Stellar Origins
我们报告了37个Y（19）和Z（18）型前太阳SiC颗粒的Mo同位素组成，这些类型通常被认为是在低于太阳金属丰度的渐近巨星分支（AGB）恒星中形成的罕见类型。直接比较的Y和Z颗粒数据与数据的主流颗粒从AGB星接近太阳的金属丰度表明，这三种类型的颗粒具有难以区分的钼同位素组成。我们表明，钼同位素数据可以用来限制在AGB星的热脉冲期间的最高恒星温度（TMAX）。比较FRUITY Torino AGB核合成模型计算与Mo同位素的晶粒数据，结果表明起源于低质量（~1.5-3 Msun）而不是中等质量（>3-~9 Msun）AGB星。由于在低质量AGB星中，22 Ne（α，n）25 Mg在低TMAX值下的效率较低，模型计算无法解释中子俘获引起的Z颗粒中大量的30 Si过剩，因此这些过剩目前仍然是一个谜。
2019-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
TEM analyses of unusual presolar silicon carbide: Insights into the range of circumstellar dust condensation conditions
陨石样品中的前太阳碳化硅（SiC）颗粒可以帮助限制富碳恒星和核心坍缩超新星的星周凝聚过程和条件。这项研究介绍了我们对来自AGB星（四个主流和一个Y颗粒）和核心塌陷超新星（三个X颗粒）的八个前太阳SiC颗粒的研究结果，这些颗粒是根据μ-拉曼光谱特征选择的，这些特征表明它们具有不寻常的非3C多型体和/或高度的晶体无序。分析透射电子显微镜（TEM），它提供了元素组成和结构信息，显示了复杂的历史的晶粒的证据。我们的TEM结果证实了非3C，2 H晶畴的存在。微量元素的不均匀性和/或亚晶粒中观察到的所有颗粒分析其组成。母星的C/O比值从0.98到大于或等于1.03不等。我们的数据表明，SiC冷凝可以在广泛的条件下发生，其中温度以外的环境因素（例如，压力、气体组成、预凝聚相上的非均质成核）起重要作用。基于先前的μ-拉曼研究，约10%的SiC晶粒可能具有受晶体缺陷、孔隙度和/或亚晶粒影响的红外（IR）光谱特征。未来对复杂SiC颗粒的亚衍射极限红外测量可能会进一步揭示这些特征中的每一个对特征性IR 11 μm SiC特征的形状和位置的相对贡献，从而改善对AGB星（如产生前太阳SiC颗粒的那些）的红外光谱的解释。
2021-05-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthesis origin of PG 1159 stars, Sakurai's object and of rare subclasses of presolar grains
我们讨论的理论AGB预测缺氢PG 1159恒星和樱井的对象，这表明在他，C和O的奇特增强，以及如何这些增强可以理解的框架中的一个非常晚的热脉冲核合成事件。然后，我们讨论了从碳质陨石中提取的前太阳颗粒的稀有子类的核合成起源，SiC AB颗粒显示出低的12 C/13 C在2至10的范围内和非常少的高密度石墨颗粒与12 C/13 C约10。
2011-07-04 astro-ph.SR
J-type carbon stars: A dominant source of 14N-rich presolar SiC grains of type AB
我们报道了27个新的太阳前SiC颗粒的Mo同位素数据，包括12个富14 N的AB（14 N/15 N>440，AB 2）和15个主流（MS）颗粒，以及它们的相关Sr和Ba同位素比值。直接比较MS颗粒的数据，这来自低质量的渐近巨星分支（AGB）恒星与大的s-过程同位素增强，与AB 2颗粒的数据表明，AB 2颗粒显示近太阳的同位素组成，缺乏s-过程增强。AB 2颗粒的Sr、Mo和Ba同位素组成接近正常，这清楚地排除了AGB星的再次碰撞，因为在AGB星中发生了中间中子俘获过程（i-过程）。另一方面，低质量的CO新星和早期的R-和J-型碳星显示13 C和14 N过剩，但没有s-过程增强，因此是AB 2颗粒的潜在恒星源。由于早期的R型碳星和CO新星都是罕见的天体，因此大量的J型碳星（占所有碳星的10-15%）可能是AB 2颗粒的主要来源。
2017-07-01 astro-ph.SR
Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. II. Varied Shock Wave and Cloud Core Parameters
人们提出了多种恒星来源来解释最早太阳系固体形成时存在的短寿命放射性同位素的起源，包括II型超新星、AGB和超级AGB星以及沃尔夫-拉叶星风。我们以前的自适应网格流体动力学模型与FLASH2.5代码已经表明，冲击波参数的组合能够同时触发目标致密云核的引力坍缩，并注入大量的冲击波气体和尘埃，表明薄超新星冲击可能是唯一适合的任务。然而，最近的陨石学研究削弱了直接超新星注入太阳前云的情况，促使我们重新研究更广泛的冲击波和云核参数，包括旋转，以便更好地估计各种恒星源的注入效率。我们发现，超新星冲击仍然是最有前途的恒星源，虽然行星状星云所造成的AGB恒星演化不能最终排除。然而，沃尔夫-拉叶星风很可能会导致云核粉碎，而不是崩溃。当云绕着与冲击波方向一致的轴旋转时，喷射效率可以增加$\sim 10$倍。从激波后的风中吸积的气体和尘埃的量可能超过从激波中注入的量，这对超新星源的同位素丰度有影响。
2013-05-01 astro-ph.SR
Presolar grain isotopic ratios as constraints to nuclear and stellar parameters of AGB nucleosynthesis
最近的演化低质量恒星（与$M \lesssim 3M_\odot$）的模型，经历AGB阶段的假设，磁通量管浮力驱动的形成$^{13}$ C水库在富氦层。我们说明了它们的重要性质，显示了对流包层下方产生的低丰度的$^{13}$ C如何阻碍初级$^{14}$ N的形成以及随后合成中等质量核，如$^{19}$ F和$^{22}$ Ne。因此，在上述模型中，它们的生产具有纯粹的次要性质。初级$^{22}$ Ne的短缺也对降低中子密度有重要影响。另一个属性涉及AGB风，这是可能保留富C的子组件，隔离的磁张力，即使当信封组成是O-丰富。因此，在比以前设想的更早的阶段中发现了形成富碳化合物的条件。这些问题，连同与几个核物理量的不确定性，讨论了在光的同位素混合物的S-过程元素的恒星起源的前太阳SiC颗粒，这提供了重要的和精确的约束，否则不确定的参数。通过比较核合成的结果与测量的SiC数据，有人认为，这样一个详细的一系列的约束表明，需要新的测量电离等离子体中的弱相互作用率，以及中子捕获截面，特别是附近的N = 50和N = 82的中子幻数。尽管如此，我们的模型的特殊性使我们能够实现适合到目前为止从未在以前发表的尝试中获得的质量的前太阳粒数据。
2021-07-26 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
s-Processing from MHD-induced mixing and isotopic abundances in presolar SiC grains
在过去的几年中，观测证据表明，从Sr到Pb的s过程元素是由所谓的渐近巨星分支（或AGB）上升的恒星产生的，不能用自洽模型来解释，迫使研究人员进行广泛的参数化。关键的一点是要了解质子如何从包层注入富氦层，形成13 C，然后激活13 C（a，n）16 O反应。直到最近，解决这个问题的尝试才开始考虑定量的基于物理的混合机制。其中，等离子体中的MHD过程被认为是通过磁浮力产生质量输运。在这个框架内，我们比较了低质量AGB星（M<= 3 Mo）的核合成模型的结果，从MHD方案，与前太阳SiC颗粒中的S-元素的同位素丰度比的记录，这被证明是提供精确的限制13 C水库。我们发现，由磁致混合驱动的n-捕获确实可以很好地解释SiC数据，这是由于我们的13 C分布相当准确地满足上述约束。我们建议现在应该使用不同的物理模型进行类似的测试。这样的比较确实会决定性地提高我们对中子源形成的理解。
2017-11-08 astro-ph.SR
Late formation of silicon carbide in type II supernovae
我们已经发现，个别太阳前碳化硅（SiC）尘埃颗粒从超新星显示出正相关之间的49 Ti和28 Si过剩，这是由于放射性衰变的短寿命（t1/2=330天）49 V到49 Ti在内部高度28 Si-丰富的Si/S区。49 V-49 Ti精密时计显示，这些超新星SiC尘埃颗粒至少是在其母星爆炸后两年形成的。这一结果支持了最近的尘埃凝结计算，预测在超新星中延迟形成碳和SiC颗粒。因此，天文学家观察到超新星中的尘埃在数年内持续积累，可以解释为超新星中的尘埃库中增加了富含C的尘埃。
2018-01-19 astro-ph.SR
The $^{13}C$-pockets in AGB Stars and Their Fingerprints in Mainstream SiC Grains
我们确定了三种同位素示踪剂，可用于限制的$^{13}C$口袋，并显示在单一的主流前太阳SiC颗粒的Sr和Ba的相关同位素比。这些新测得的数据可以解释的后处理AGB模型计算与大$^{13}C$口袋的范围内相对较低的$^{13}C$浓度，这可能表明，多个混合过程有助于$^{13}C$口袋的形成在父AGB星。
2015-02-09 astro-ph.SR
New NanoSIMS Multielement Isotope Data Reveal CO Novae As Key Sources Of 13C-rich Presolar Silicon Carbide Grains
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚空间研究所）；Boston University（波士顿大学）；Carnegie Science（卡内基科学）
通过新的纳诺SIMS多元素同位素测量重新评估了四个可能的新星SiC颗粒和79个AB SiC颗粒的恒星起源，发现CO新星是13C丰富的预太阳SiC颗粒的主要来源。
2026-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.geo-ph
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
Cluster analysis of presolar silicon carbide grains: evaluation of their classification and astrophysical implications
基于12 C/13 C、14 N/15 N、δ 30 Si/28 Si和δ 29 Si/28 Si的文献数据（包括或不包括推断的初始26 Al/27 Al数据）对太阳前碳化硅颗粒进行聚类分析，揭示了9个聚类与先前定义的颗粒类型一致，但也突出了新的划分。主流颗粒位于三个集群可能代表不同的母星金属丰度。其中一个星团有一个紧凑的核心，组成范围很窄，这表明在质量和金属丰度范围很窄的渐近巨星分支（AGB）恒星中SiC颗粒的产量增加。26 Al/27 Al数据的增加突出了一个富含15 N和26 Al的主流晶粒簇，这不能用当前的AGB模型来解释。我们定义了两个AB晶粒簇，一个与15 N和26 Al过剩，和其他14 N和较小的26 Al过剩，与最近的研究一致。他们的定义不使用太阳的N同位素比率作为分界线，在这项研究中确定的26 Al富AB集群的轮廓与核心坍缩超新星模型更一致。我们还发现了一个由新星和AB颗粒混合而成的星团，它可能是在超新星或新星环境中形成的。X颗粒组成两个集群，具有强烈相关的Si同位素比值或偏离2/3斜率线的Si 3-同位素图。最后，大多数Y和Z晶粒共同聚集，这表明以前使用12 C/13 C = 100作为Y晶粒的除法是任意的。我们的研究结果表明，聚类分析是一个强大的工具来解释数据的光恒星演化和核合成建模，并强调需要更多的多元素同位素数据更好的分类。
2020-12-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A transmission electron microscopy study of presolar hibonite
我们报告的Krymka LL3.1普通球粒陨石的酸残留物中确定的五个presolar黑云母颗粒的同位素和显微结构数据。二次离子质谱法（SIMS）的同位素测量证实了这些颗粒的太阳系前拱星起源。通过用聚焦离子束扫描电子显微镜原位切片和剥离，能够对晶粒的晶体结构和化学进行透射电子显微镜（TEM）检查。同位素组成与模型的比较表明，五颗颗粒中有四颗形成于通过红巨星/渐近巨星分支演化的低质量恒星，而一颗颗粒形成于II型超新星的喷出物。选区电子衍射图表明，所有的晶粒是黑云母的单晶。一些晶粒包含堆垛层错和小的取向扩展，这可以归因于生长缺陷和通过晶粒-晶粒碰撞的机械加工的组合。超新星颗粒的结构与RGB/AGB星的结构相似，表明其形成条件相似。辐射损伤，如果存在的话，发生在我们的检测极限以下。在我们研究的五种颗粒中，只有一种具有CaAl 12 O 19的纯黑云母成分。所有其他的都含有少量的Mg、Si、Ti和Fe。微结构数据通常与理论预测一致，理论预测将拱星冷凝温度限制在1480 K至1743 K的范围内，假设相应的总气压在1 x 10-3和1 x 10-6 atm之间。TEM数据被用来开发一个校准SIMS测定氧化物颗粒中的Ti含量。与极端的18 O耗尽，表明深混合发生在其母星AGB恒星的颗粒，是轻微的钛富集相比，从没有深混合的恒星的颗粒，最有可能反映在颗粒凝聚条件的差异。
2011-02-04 astro-ph.SR
Carbon and oxygen isotopic ratios for nearby miras
报道了46颗Mira和SRa型AGB变星的C和O同位素比值。测量了1.5 ~ 2.5 $μ$ m光谱中的振动-旋转第一和第二泛音CO线，以获得12 C/13 C、16 O/17 O和16 O/18 O的同位素比值。与以前的测量个别恒星和各种样本的演化恒星进行了讨论。不同初始质量的AGB星的太阳组成模型被用来解释我们的结果。我们发现，大多数M星的主序星质量< 2 Msun，并且没有经历过相当大的第三次挖掘事件。在我们的样本中，四颗S型恒星的祖先质量稍大。在样本中的6颗C星中，有三颗有明确的证据表明它们的起源与第三次挖掘的发生有关。与太阳系形成之前的AGB恒星中富含O的太阳前颗粒进行比较，揭示了星际介质化学成分的变化。这一代的低质量AGB星显示出一个大的16 O/17 O比的传播，类似于1组太阳前颗粒，并与理论预期的质量1.2至2 Msun星的组成后，第一次挖掘。与此相反，现今LPV的16 O/18 O比值明显小于第1组颗粒。这种现象很可能是由于银河系的化学演化导致星际介质中16 O/18 O比值随时间降低的结果。在我们的样本中的一个明星有一个O的组成类似于第2组的前太阳粒起源于AGB星经历extramixing。这种情况可能表明，extramixing过程是在高金属，或等价地，有利于在低金属的阻碍。与富含O的颗粒类似，在我们的样本中没有恒星显示出HBB的证据，这是大质量AGB恒星所期…
2016-06-27 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
Isotopic Compositions of Ruthenium Predicted from the NuGrid Project
钌（Ru）的同位素组成测量从前太阳能碳化硅（SiC）颗粒。在一个流行的场景中，太阳前SiC颗粒形成于渐近巨星分支（AGB）恒星的外围，以恒星风的形式离开恒星，并加入太阳前分子云，从而形成太阳系。Ru同位素在恒星内部形成，在AGB阶段移动到恒星表面，并被锁定在SiC颗粒中。在这种情况下，我们分析了NuGrid数据，该数据提供了一组初始质量和金属丰度范围广泛的恒星的Ru同位素在恒星风中的丰度。我们应用C>O（碳丰度大于氧丰度）条件，这是通常采用的SiC在恒星风中形成的条件。NuGrid的数据证实，SiC颗粒不会在大质量恒星的风中形成。低质量恒星风中Ru的同位素组成可以解释测量结果。我们发现低金属丰度（Z=0.0001）的低质量恒星（$1.65~M_\odot$和$2~M_\odot$）可以解释大部分Ru的同位素组成。我们确认，丰富的${^{99}}$ Ru内的前太阳晶粒包括从原位衰变的${^{99}}$ Tc的贡献。我们还验证了我们的结论，通过比较的同位素组成的Ru集成在所有的脉冲与计算在个别脉冲。
2021-11-05 astro-ph.SR
Barium Isotopic Composition of Mainstream Silicon Carbides from Murchison: Constraints for s-Process Nucleosynthesis in AGB Stars
我们提出了钡，碳，硅同位素组成的38个酸清洗presolar碳化硅颗粒从默奇森。与以前的数据比较表明，酸洗是非常有效的，在消除钡污染。发现$δ$（$^{138}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值强烈耗竭，低至$-$ 400 permil，这只能用$^{13}$ C袋内比通常使用的更平坦的$^{13}$ C曲线来建模。在AGB模型中，$δ$（$^{138}$ Ba/ $^{136}$ Ba）预测对口袋中$^{13}$ C分布的依赖性使我们能够探测$^{13}$ C口袋中的$^{13}$ C分布和渐近巨星分支（AGB）星的口袋质量.此外，我们提供的$^{22}$ Ne $(α,n)^{25}$镁率在恒星温度制度相关的AGB星，基于主流晶粒的$δ$（$^{134}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值的限制。我们发现了两个名义上的主流晶粒具有强烈的负$δ$（$^{134}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值，这不能用任何当前的AGB模型计算来解释。相反，这样的负值与中间中子俘获过程（$i$ -过程）一致，该过程在后AGB阶段期间由极晚期热脉冲（VLTP）激活，并且其特征在于中子密度远高于$s$ -过程。这两种颗粒可能是在后AGB恒星周围凝聚而成的。最后，我们报告了两个$p$过程同位素，$^{130}$ Ba和$^{132}$ Ba，在单个SiC颗粒的丰度。这些同位素在AGB星的$s…
2014-03-18 astro-ph.SR
The 13C-Pocket Structure in AGB Models: Constraints from Zirconium Isotope Abundances in Single Mainstream SiC Grains
我们提出了具有不同$^{13}$ C口袋内部结构的后处理AGB核合成模型，以更好地解释Nicolussi等人（1997）和Barzyk等人（2007）在主流前太阳SiC颗粒中的锆同位素测量结果。我们发现，高于太阳能$^{92}$锆/ $^{94}$锆的比例可以预测采用$^{13}$ C口袋与平坦的$^{13}$ C配置文件，而不是以前的深度递减$^{13}$ C配置文件。锆同位素和AGB模型的晶粒数据之间的一致性得到改善，为Liu等人（2014）最近提出的基于主流SiC晶粒中钡同位素的平坦$^{13}$ C分布提供了额外的支持。
2014-05-06 astro-ph.SR
Correlated Strontium and Barium Isotopic Compositions of Acid-Cleaned Single Silicon Carbides from Murchison
我们提出了锶，钡，碳，硅同位素组成的61酸清洗presolar碳化硅颗粒从默奇森。与以前的数据比较表明，酸洗在去除锶和钡污染方面非常有效。首次，通过使用相关的$^{88}Sr$ / $^{86}Sr$和主流SiC颗粒中的$^{138}Ba$ / $^{136}Ba$比，我们能够解决$^{13}C$浓度的影响，从$^{13}C$口袋质量的s-过程核合成，这指向存在大$^{13}C$口袋与低$^{13}C$浓度在AGB星。具有各种相对低的$^{13}C$浓度的这种大的$^{13}$ R-口袋的存在似乎需要在主流SiC晶粒的母AGB星中进行多次混合过程。
2015-01-23 astro-ph.SR
Do meteoritic silicon carbide grains originate from asymptotic giant branch stars of super-solar metallicity?
我们比较文献数据的Zr，Sr和Ba的同位素比分析单陨石星尘碳化硅（SiC）颗粒的新预测的慢中子捕获过程（S过程）中富含金属的渐近巨星分支（AGB）恒星。模型具有初始金属丰度Z = 0.014（太阳）和Z = 0.03（两倍太阳）和初始质量2 - 4.5 Msun，选择为例如实现形成SiC的条件C/O>1。由于Fe丰度较高，两次太阳金属丰度模型导致13 C（α，n）16 O中子源释放的总自由中子数较低。此外，最高质量（4 - 4.5 Msun）的AGB星的金属丰度是太阳的两倍，其22 Ne（α，n）25 Mg中子源的激活比太阳的金属丰度更温和，这是由于更高的不透明度导致的温度更低。它们的13 C中子源也比低质量模型少，这是因为它们的富氦区较小。这些不同的影响的组合，使我们的AGB模型的两次太阳金属丰度，以提供一个匹配的SiC数据，而不需要考虑的13 C中子源的功能，也没有中子捕获过程的变化大的过程中不同的s过程。这就提出了一个问题，如果AGB的母星的陨石SiC颗粒实际上是平均太阳的两倍金属量。由于银河系的化学演化，同一颗粒中比太阳更大的Si和Ti同位素比值与超太阳金属量恒星的起源定性一致。此外，SiC尘埃质量从富C AGB星喷出的预测显着增加金属丰度。
2018-04-26 astro-ph.SR
New Multielement Isotopic Compositions of Presolar SiC Grains: Implications for Their Stellar Origins
我们报告NanoSIMS硅和镁铝同位素数据（和C，N，和Ti同位素数据时，可用）85亚微米至微米级的前太阳SiC颗粒从CM 2默奇森陨石，包括60 MS，8 AB 1，8 X，7 AB 2，和2 Y颗粒。MS和Y晶粒数据表明：（1）C和N污染主要表现为表面污染，需要充分的预溅射以暴露干净的晶粒表面以获得本征C和N信号;（2）Mg和Al污染表现为相邻的晶粒和边缘，高分辨率成像和在数据简化期间选择感兴趣的小区域一起有效地抑制了污染。我们的研究结果强烈表明，以前的研究前太阳能SiC颗粒可以采样不同程度的污染的C，N，Mg和Al。与文献数据相比，我们的新MS和Y颗粒更好地与碳星观测的C和N同位素比值。通过比较我们的新的，更紧密的12 C/13 C，14 N/15 N，和初始的26 Al/27 Al比MS和Y颗粒与FRUITY AGB恒星模型的分布，我们提供了更严格的约束发生冷底加工和生产的26 Al在N型碳星，经典的渐近巨星分支星。
2021-10-12 astro-ph.SR
Isotopic ratios for C, N, Si, Al, and Ti in C-rich presolar grains from massive stars
某些类型的碳化硅（SiC）颗粒，例如，SiC-X颗粒和低密度（LD）石墨是富含C的太阳前颗粒，被认为是在核心坍缩超新星（CCSNe）的喷出物中凝结的。在这项工作中，我们比较C，N，Al，Si和Ti同位素丰度测量的前太阳颗粒与21 CCSN模型的预测。考虑了SN爆炸能量范围的影响，高能量模型有利于形成富含$^{12}$ C、$^{28}$ Si和$^{44}$ Ti的C/Si区。21个模型中有18个模型的H摄入到He-壳中，并且从这样的H-摄入中剩余不同丰度的H。CCSN模型与中低能量（不发展C/Si区）不能再现$^{28}$ Si和$^{44}$ Ti同位素丰度的颗粒，而不假设与富O CCSN喷出物混合。当来自C/Si区的材料与周围的富C材料混合时，最富$^{28}$ Si的晶粒由高能模型再现，并且观察到的$^{44}$ Ti/ $^{48}$ Ti和$^{49}$ Ti/ $^{48}$ Ti比率的趋势与富C/Si区一致。对于吸氢模型，高和中等爆炸能量允许产生足够的$^{26}$ Al，以再现大多数SiC-X和LD石墨的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al测量。在这两种情况下，最高的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al比获得与H仍然存在于$X_H \approx 0.0024$在氦壳材料时，SN冲击通过。前对流氦壳层中H的存在表明，在大质量恒星爆炸成为超新星之前的…
2022-12-13 astro-ph.SR
Thermonuclear reaction rate of 18O(p,gamma)19F
对于0.8-8.0太阳质量的恒星，核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段进入最后阶段。在这一演化阶段，恒星大气中会发生颗粒凝聚，恒星会经历显著的质量损失。太阳前颗粒的产生通常可以归因于这种独特的恒星环境。太阳前氧化物颗粒的一个子集具有戏剧性的18 O耗尽，不能用标准的AGB恒星燃烧阶段和疏浚模型来解释。一个额外的混合过程，被称为“冷底处理”（CBP），提出了低质量AGB星。在某些恒星环境和太阳前颗粒样品中观察到的18 O耗尽可能是CBP期间18 O +p过程的结果。我们在这里报告的18 O（p，γ）19 F反应在低能量的研究。基于我们的新结果，我们发现，在Er = 95 keV（实验室）的共振在与CBP相关的温度下对反应速率的影响可以忽略不计。我们还确定，直接捕获的S-因子几乎是一个因子2低于以前建议的值在低能量。本文提出了一种改进的~（18）O（p，γ）~（19）F热核反应速率。
2012-12-05 astro-ph.SR nucl-ex
Tracing the history of an unusual compound presolar grain from progenitor star to asteroid parent body host
我们进行了一个不寻常的氧化物-硅酸盐复合前太阳粒（F2 - 8）从不平衡的普通球粒陨石Semarkona的TEM研究。太阳前复合颗粒较大，呈变形虫状，含有富镁橄榄石、镁铝尖晶石和富钙辉石。的形状和相组合是让人想起变形虫橄榄石聚集体，并添加到越来越多的TEM观察太阳前耐火夹杂物样（CAIs和AOAs）颗粒。除了主要成分外，F2 - 8还含有多个亚晶粒，包括橄榄石中的一个Alabandite-oldhamite复合晶粒和Mg-Al尖晶石中的几个磁铁矿亚晶粒。我们认为，橄榄石，镁铝尖晶石，和alabandite-oldhamite形成的平衡冷凝，而富钙辉石形成的非平衡冷凝，所有的M型AGB星信封。另一方面，磁铁矿亚颗粒可能是Semarkona小行星母体上的水蚀变的结果。二次加工的其他证据包括镁铝尖晶石和橄榄石中的铁富集、橄榄石中铝含量升高、橄榄石的束敏感性和调制结构。复合前太阳颗粒记录了在很宽的温度范围内的凝结条件。此外，在复合颗粒中存在几种不同的前太阳相可以提供有关在一系列环境中后冷凝处理的相对速率和影响的信息，包括星际介质，太阳星云和宿主小行星母体。F2 - 8的TEM观测提供了对该颗粒的整个寿命的见解，从它在M型AGB恒星包层中凝结形成，到它通过星际介质的过境，以及在Semarkona的小行星母体上居住期间的水蚀变。
2023-01-19 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Production of carbon-rich presolar grains from massive stars
在超新星核心坍缩后大约一年，尘埃开始在喷出物中凝结。在陨石中，一小部分富含C的前太阳颗粒（例如，根据异常同位素丰度，X型碳化硅（SiC）颗粒和低密度石墨）被确定为这些事件的遗迹。这些丰度的一些特征仍然无法解释，并挑战了对核心坍缩超新星爆炸和核合成的理解。我们表明，第一次，大多数测得的富C颗粒丰度可以占在富C材料爆炸他燃烧的核心坍缩超新星与高冲击速度和随之而来的高温。$^{12}$ C（$α$，$γ$）$^{16}$ O反应相对于在$T > 3.5\times10^8 \mathrm{K}$处的$α$ -捕获链的其余部分的无效性导致最深的He壳材料是富碳和富硅的，并且贫氧。在这种材料的一部分，这里定义为C/Si区的同位素比的预测，是在与晶粒数据。我们的模型在He壳层底部达到的高温爆炸条件也可以代表超超新星中的核合成或不对称超新星中条件分布的高温尾部。最后，我们的预测是一致的观察大$^{44}$钙/ $^{40}$钙观察到的颗粒。这是由于在C/Si区中产生了$^{44}$ Ti和$^{40}$ Ca，和/或由于中子俘获强烈耗尽了$^{40}$ Ca。
2013-03-14 astro-ph.SR
Relics of ancient post-AGB stars in a primitive meteorite
石墨是在原始陨石中发现的许多太阳系前的星周冷凝物之一。虽然低密度石墨颗粒的同位素组成表明起源于核心坍缩超新星，但一些高密度颗粒在C，Ca和Ti中具有极端的同位素异常，这不能用渐近巨星分支（AGB）恒星或理论超新星模型的包络预测来解释。Ca和Ti同位素异常，然而，匹配的AGB星的He壳丰度的预测。在这项研究中，我们表明，C，Ca和Ti同位素异常是一致的核合成预测的H-摄入阶段在一个非常晚的热脉冲（VLTP）事件后AGB星。这些颗粒中的低$^{12}$ C/ $^{13}$ C同位素比是大量的$^{12}$ C有效捕获VLTP期间摄入的质子的结果。非常高的中子密度$\sim 10^{15}$ cm $^{-3}$，典型的$i$ -过程中，实现在此阶段的后AGB星。在某些石墨颗粒中大量的$^{42,43,44}$ Ca过量是VLTP期间中子俘获核合成的指示。VLTP核合成计算与石墨数据的比较还表明，Ti同位素比的明显异常是由于$^{46,48}$ Ca的巨大贡献造成的，而在测量过程中无法从同量异位素$^{46,48}$ Ti中分辨出来。我们的结论是，前太阳石墨颗粒与中度极端钙和钛同位素异常起源于后AGB恒星，遭受一个非常晚的热脉冲。
2013-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Production of Mo and Ru isotopes in neutrino-driven winds: implications for solar abundances and presolar grains
太阳系中所谓的$p$ -同位素$^{92,94}\mathrm{Mo}$和$^{96,98}\mathrm{Ru}$的起源仍然是一个谜，因为几个天体物理方案无法解释它们。此外，X型（SiC X）的前太阳碳化硅颗粒的数据表现出独特的钼图案，特别是对于$^{95,97}\mathrm{Mo}$。我们研究生产的Mo和Ru同位素在中微子驱动的风与核心坍缩超新星（CCSNe）在广泛的条件。我们发现，质子丰富的风可以作出主导贡献的太阳丰度的$^{98}\mathrm{Ru}$，显著的贡献$^{96}$ Ru（$\lesssim 40\%$）和$^{92}$ Mo（$\lesssim 27\%$），和相对较小的贡献$^{94}$ Mo（$\lesssim 14\%$）。相比之下，富含中子的风对太阳$^{92,94}$ Mo丰度的贡献可以忽略不计，并且不能产生$^{96,98}$ Ru。然而，我们发现，一些中子丰富的风可以解释在SiC X晶粒中的奇特的钼图案。我们的研究结果可以推广，如果类似的条件也得到了其他类型的喷出物在CCSNe或中子星合并。
2018-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon-rich presolar grains from massive stars. Subsolar 12C/13C and 14N/15N ratios and the mystery of 15N
在原始陨石中发现了与太阳相比同位素异常的富含碳的颗粒。它们是由恒星产生的，并带有原始的恒星核合成特征。X型和C型碳化硅颗粒，以及低密度石墨在核心坍缩超新星的喷出物中凝聚。我们提出了一套新的模型爆炸的He壳，并将它们与显示12 C/13 C和14 N/15 N比低于太阳的颗粒进行比较。在恒星起源中，H被吸入He壳层，在爆炸前没有完全摧毁。考虑不同的爆炸能量和H浓度。如果SN冲击波击中氦壳层区域，但仍有一些氢存在，则模型可以再现富碳颗粒中的C和N同位素特征。热CNO循环的同位素特征，包括大量生产的13 C和15 N。短寿命放射性核素22 Na和26 Al的数量级增加。22 Na在He壳层中衰变产生放射性成因的22 Ne可能解决低密度石墨颗粒中Ne-E（L）组分的难题。这种情况对于14 N/15 N比低于太阳能的AB型SiC晶粒是有吸引力的，并且为最初被分类为新星晶粒的SiC晶粒提供了替代解决方案。最后，这个过程可能有助于银河系中14 N和15 N的产生，有助于太阳系中14 N/15 N的比例。
2015-06-30 astro-ph.SR
Modeling the formation of the $^{13}$C neutron source in AGB stars
AGB模型中不确定性的一个主要来源是氢的部分混合过程，这是形成所谓的$^{13}$ C口袋所必需的。在试图获得这种物理过程的自洽处理中，有磁浮力的2D和3D模拟。由磁浮力引起的混合所产生的$^{13}$ C口袋在比迄今为止假设的更大的区域上延伸，显示出几乎平坦的$^{13}$ C分布和可忽略的$^{14}$ N量。最近，它已被证明是一个很好的候选人匹配的同位素丰度比记录的$s$ -元素在前太阳SiC颗粒。然而，到目前为止，这种磁混合只应用于后处理计算，从未在恒星演化代码中实现。在这里，我们提出了新的恒星模型，执行与1-D流体静力学FUNS进化代码，其中包括磁浮力。我们评论由此产生的$s$过程的分布和光谱观测和太阳前颗粒测量的初步比较。
2020-04-06 astro-ph.SR
The Abundance of SiC$_2$ in Carbon Star Envelopes
碳化硅尘埃颗粒在富碳AGB星周围的星周包层中无处不在。然而，导致SiC粉尘形成的主要气相前体尚未确定。到目前为止，只有三个含有Si-C键的分子被确定在富C AGB星中具有显著丰度：SiC $_2$、SiC和Si $_2$ C。环状分子SiC $_2$已经在少数演化的恒星中被观测到，而SiC和Si $_2$ C只在C星的包层IRC +10216中被探测到。我们的目标是研究如何广泛和丰富的SiC $_2$，SiC和Si $_2$ C是在信封周围的富C AGB星，以及这些物种是否发挥积极的作用，作为气相前体的碳化硅尘埃在喷出物的碳星。
2017-08-02 astro-ph.SR
Nucleation of small silicon carbide dust clusters in AGB stars
碳化硅（SiC）颗粒是富碳AGB星的主要尘埃成分。然而，这些颗粒的形成途径尚未完全了解。我们通过模拟退火（SA）和Monte Carlo模拟种子结构以及随后的密度泛函量子力学计算，计算了（SiC）$_n$，$n=1,16$团簇的基态和能量低的结构.我们导出了这些星团的红外光谱，并将红外特征与观测和实验室数据进行了比较。根据能量方面的考虑，我们评估了SiC团簇在几种密度和温度下生长的可行性，表征了星周包层中的各种位置和演化状态。我们发现了Si $_{4}$ C $_{4}$、Si $_{5}$ C $_{5}$、Si $_{15}$ C $_{15}$和Si $_{16}$ C $_{16}$的新的能量低的结构，以及Si $_{10}$ C $_{10}$和Si $_{15}$ C $_{15}$的新的基态。具有碳分离子结构的团簇比具有交替Si-C键的块状异构体更稳定4-9 eV。然而，我们发现基态与笼（“巴基”样）的几何形状为Si $_{12}$ C $_{12}$和Si $_{16}$ C $_{16}$和低洼，稳定的笼结构n $\ge$ 12。后者的研究结果表明，因此，从小集群，以及从大规模的晶体不同的集群大小的制度。因此，由于它们的稳定性和几何形状，后者的集群可能标志着从量子限制集群制度的晶体，固体块状材料的过渡。计算的基态SiC团簇的振动红外光谱显示出明显的发射。它们包括1…
2017-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and Aluminum-Magnesium Isotopic Systematics of Presolar Nanospinel Grains from CI Chondrite Orgueil
前太阳氧化物颗粒先前已根据其同位素组成分为几组（第1至第4组），这可以与几个恒星来源联系起来。大部分可用的数据是在大颗粒上获得的，这可能不能完全代表陨石中存在的太阳前颗粒群。在这里，我们提出了新的O同位素数据的74个小presolar氧化物颗粒（~200 nm的平均直径）从Orgueil和Al-Mg同位素系统的25个颗粒。基于数据模型的比较，我们发现（i）第1组和第2组颗粒更可能起源于低质量的首升（红巨星分支; RGB）和/或二次上升（渐近巨分支; AGB）红巨星和（ii）第1组颗粒与（26 Al/27 Al）0 >= 5x 10 ^-3和第2组晶粒，（26 Al/27 Al）0 <= 1x 10 ^-2的恒星都可能在其母星低质量恒星中经历了额外的循环过程，但条件不同，导致质子捕获反应在提高的温度下发生。我们没有发现任何大的25镁过剩的第1族氧化物颗粒与大17 O富集，这提供了证据表明，25镁是不丰富的低质量恒星生产。我们还发现，我们的样品中含有更大比例的第4组晶粒比迄今为止在文献中提出的更大的前太阳氧化物颗粒（~400 nm）。我们还讨论了我们的意见，根据恒星尘埃的生产机制。
2021-12-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Silicon Isotopic Composition of Mainstream Presolar SiC Grains Revisited: The Impact of Nuclear Reaction Rate Uncertainties
针对主流前太阳SiC颗粒硅同位素组成与现有化学演化模型的不一致问题，本研究通过蒙特卡洛模型分析核反应速率不确定性的影响，发现其可解释差异，相关线斜率在不确定性范围内与模型一致，强调精确测量反应速率的重要性。
2024-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Core-Collapse Type II Supernovae: Insights from new C, N, Si, and Al-Mg isotopic compositions of presolar grains
本研究分析默奇森陨石中的前太阳X型SiC等颗粒，校正污染与SIMS标准偏差，揭示同位素负相关趋势并约束CCSNe爆炸核合成过程。
2023-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar yields and abundances: new directions from planetary nebulae
行星状星云保留了在前一个AGB阶段发生的核合成和混合事件的特征。观测特征补充了AGB和后AGB恒星及其双星伴星的观测。行星状星云中比铁重的元素Kr和Ba的丰度可以分别与AGB星中Sr/Y/Zr和Ba/La/Ce的丰度进行互补，从而确定AGB星中慢中子俘获过程（s过程）的运行情况。此外，对I型行星状星云中Rb丰度的观测可能使我们能够推断出中心恒星的初始质量。陨石星尘碳化硅（SiC）颗粒中存在的几种惰性气体成分与行星状星云阶段期间与来自中心恒星的快速风有关的高能环境中的尘埃颗粒中的注入有关。
2017-03-01 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
Origin of large meteoritic SiC stardust grains in metal-rich AGB stars
起源于古代恒星和超新星的星尘颗粒是从陨石中回收的，并携带着其天文起源地的详细成分。我们提出的证据表明，大多数大（$μ$ m大小）陨石碳化硅（SiC）颗粒形成的富C渐近巨星分支（AGB）比太阳更富含金属的恒星。在AGB星中发生的慢中子捕获（s过程）的框架下，在大SiC颗粒中测量到的低于太阳的88 Sr/86 Sr同位素比值只能伴随着Ce/Y元素比值，Ce/Y元素比值也低于太阳，并且主要在富含金属的钡星中观察到-AGB星的双星伴星。这种起源表明，这些大颗粒代表了高金属丰度AGB恒星的材料，需要解释在大块陨石中观察到的s过程核合成变化（Ek等人，2020）。在流出的金属丰富，富C AGB星SiC颗粒预计是小（$\simeq$ 0.2 $μ$米大小）;大（$\simeq$ $μ$米大小）SiC颗粒可以生长，如果尘埃种子的数量是两到三个数量级低于标准值的$10^{-13}$倍的H原子数。因此，我们预测，随着金属含量的增加，尘埃种子的数量可能会减少，从而导致更大的SiC颗粒的生产。
2020-06-19 astro-ph.SR
The Abundance of SiC2 in Carbon Star Envelopes: Evidence that SiC2 is a gas-phase precursor of SiC dust
碳化硅尘埃在富碳AGB星周围的星周包层中无处不在。然而，导致SiC粉尘形成的主要气相前体尚未确定。在富含C的AGB星中检测到的含有Si-C键的分子中，最明显的候选者是SiC 2，SiC和Si 2C。我们的目标是研究如何广泛和丰富的SiC 2，SiC和Si 2C是富C AGB星周围的信封，以及这些物种是否发挥积极的作用，作为碳星喷出物中的碳化硅尘埃的气相前体。我们用IRAM 30米望远镜对25颗富C AGB星的样品进行了灵敏的观测，以寻找SiC 2，SiC和Si 2C在2 mm波段的发射线。我们进行了非LTE的激发和辐射转移计算的基础上LVG方法模拟所观察到的线的SiC 2，并得出SiC 2的分数丰度在所观察到的信封。我们在大多数源中检测到SiC 2，其中大约一半是SiC，并且在IRC +10216之外的任何源中都没有检测到Si 2C。其中大多数是首次在这项工作中报告。我们发现SiC和SiC 2线发射之间的正相关性，这表明这两个物种是化学联系，SiC自由基可能是SiC 2在外层的信封的光解产物。我们发现了一个明显的趋势，其中信封越密，SiC 2越少。所观察到的趋势被解释为证据的有效结合的SiC 2上的灰尘颗粒，这是有利的，在高密度的过程中，由于粒子之间的碰撞发生的更高的速率。观察到的行为的下降，在SiC 2丰度与密度的增加，强烈表明，SiC 2是一个重要的气相前体的SiC粉尘在信封周…
2018-03-22 astro-ph.SR
Is Extra Mixing Really Needed in Asymptotic Giant Branch Stars?
我们证明了在第一巨星分支（FGB）恒星中所观察到的低C/N和12 C/13 C比值所需的额外混合量也足以解释银河系AGB恒星的C和N丰度。我们模拟的FGB上的额外的混合的效果，通过设置的信封的组成，在低质量的FGB恒星中观察到的，然后演变的模型的AGB的尖端。包含FGB额外的混合成分的变化有很强的影响，在我们的AGB模型的C和N丰度，导致在银河系富C星的测量一致的组成。模型的组成也与主流碳化硅晶粒中测得的C丰度一致。虽然我们的模型涵盖了NGC 1846中C星测量的C丰度范围，但我们无法同时匹配O和C富星的组成。我们的模型只匹配了K和一些M、MS巨星的O同位素组成，而不能匹配富C AGB星的O同位素组成。通过增加壳层间的16 O丰度（基于观测证据），有可能再现观察到的16 O/18 O和16 O/17 O比值随演化阶段而增加的趋势。我们的结论是：1）如果在AGB期间发生额外的混合，它可能只发生在低金属量的物体中，或者当恒星被严重遮蔽而难以进行光谱观测时，以及2）AGB恒星的壳层间成分需要进一步研究。
2010-02-26 astro-ph.SR
Can star cluster environment affect dust input from massive AGB stars?
我们研究了大质量渐近巨星分支（AGB）恒星在其母星团中的束缚比例以及这些恒星受到团内紫外（UV）场照射的影响。我们采用了一套N-体模型的恒星集群的动力学演化在银河系的潜力，在太阳的银河中心半径。团模型相结合的恒星演化公式，恒星光谱库，和简单的模型在拱星环境（CSE）中的SiO光解。星团的初始恒星质量从$50\rm M_\odot$到$10^{5}\rm M_\odot$不等。得出的结果为个别集群相结合，使用质量分布函数的年轻星团。我们发现，大约30%的大质量AGB恒星最初出生在星团成为成员的领域人口，而其余的演变在星团。它们受到强烈的簇内紫外辐射的照射，导致SiO分子的光解半径减小，在许多恒星中下降到尘埃形成区。在没有尘埃屏蔽的情况下，紫外光子在CSE中的穿透深度超过$10R_*$的占64%，超过$2 R_*$的占42%。如果这抑制了随后的尘埃形成，那么来自本地银河系中AGB星的硅酸盐尘埃的当前注入速率最多从$2.2 \times 10^{-4}\rm M_\odot\,kpc^{-2}\,Gyr^{-1}$降低到$1.8 \times 10^{-4}\rm M_\odot\,kpc^{-2}\,Gyr^{-1}$。一个较低的修正值为40%的预期分数的太阳前硅酸盐颗粒从大规模的AGB恒星仍然很高，以解释未检测到这些颗粒在陨石。
2015-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Europium s-process signature at close-to-solar metallicity in stardust SiC grains from AGB stars
个别主流星尘碳化硅（SiC）颗粒和富含SiC的Murchison碳质陨石的块状样品进行了分析的灵敏高分辨率离子微探针-反几何（SHRIMP-RG）的Eu同位素。主流颗粒被认为是在1.5至3 Msun的富碳渐近巨星分支（AGB）恒星的流出物中凝结的，其金属丰度接近太阳。从我们的测量得到的151 Eu分数[fr（151 Eu）= 151 Eu/（151 Eu +153 Eu）]与以前的天文观测的碳增强贫金属（CEMP）星的元素富集慢中子捕获（s-过程）进行了比较。尽管颗粒的母星和贫金属星之间的金属丰度存在差异，但从我们的测量中得出的fr（151 Eu）值与天文观测得出的fr（151 Eu）值吻合得很好。我们还比较了SiC的数据与理论预测的Eu同位素比值的演变在信封的AGB星。由于SiC颗粒中Eu丰度较低，因此从我们的测量中得出的fr（151 Eu）值显示出很大的不确定性，在大多数情况下大于太阳和预测fr（151 Eu）值之间的差异。SiC聚集体产生的fr（151 Eu）值在单个晶粒中观察到的范围内，并提供更精确的结果（fr（151 Eu）= 0.54 +/- 0.03，95%置信度），但比当前S过程预测高大约12%。在计算~（151）Sm（n，g）恒星反应速率时，如果我们采用改进的形式来估计激发核态的贡献，则AGB模型可以与SiC数据相匹配。
2013-03-24 astro-ph.SR
Exploring the Neutrino Mass Hierarchy from Isotopic Ratios of Supernova Nucleosynthesis Products in Presolar Grains
本研究通过纳入新的中微子诱导反应速率与味振荡效应的超新星核合成模拟，发现前太阳X型碳化硅颗粒中特定同位素比值对可区分中微子正/倒质量层级，为中微子质量层级研究提供了新的天文探针。
2025-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Impact of $\textit{T}$- and $ρ$-dependent decay rates and new (n,$γ$) cross sections on the $\textit{s}$ process in low-mass AGB stars
本文通过更新弱衰变率和中子俘获截面，利用 Monash 模型研究低质量 AGB 星中 s 过程核合成，并首次提供铁以上同位素表面丰度与恒星产率数据库，改进的核输入使多项同位素比值预言与星尘观测更加一致。
2025-03-11 astro-ph.SR
s-Processing in AGB Stars Revisited. III. Neutron captures from MHD mixing at different metallicities and observational constraints
我们提出后处理中子捕获计算的渐近巨星分支星的1.5至3钼和金属丰度-1.3至0.1。参考恒星模型计算与FRANEC代码，使用史瓦西对流准则。这种选择的动机概述。我们假设，MHD过程引起的质子穿透对流边界以下，当第三次疏通发生。在那里，13 C（α，n）16 O中子源可以随后操作，将其效应与在表征AGB阶段的温度峰值处激活的22 Ne（α，n）25 Mg反应的效应合并。这项工作有三个主要范围。i）我们提供了一个丰度产量网格，通过我们的MHD混合方案产生，在质量和金属丰度上均匀采样。从它，我们推断，太阳s过程的分布，以及在最近的恒星星族的丰度，可以占，而不需要额外的主要的贡献，在过去的建议。ii）我们为所产生的13 C口袋的质量制定了分析表达式，以便易于验证我们的发现。iii）我们将我们的结果与演化恒星的观测结果进行比较，并与前太阳SiC颗粒中的同位素比率进行比较，还注意到一些通量管应该如何在湍流破坏中幸存下来，即使当信封富含O时，也会携带富含C的材料进入风中。该风相位通过AGB s处理的G分量来近似。我们的结论是，MHD诱导的混合是足够的驱动慢中子俘获现象占观察。我们的处方应该允许它包含在当前的恒星进化代码中。
2020-11-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Developing a self-consistent AGB wind model: II. Non-classical, non-equilibrium polymer nucleation in a chemical mixture
揭开渐近巨星分支（AGB）恒星丢失的气体和尘埃的组成和特征是重要的，因为这些恒星在星系的化学生命周期中起着至关重要的作用。它们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。然而，目前的模型简化了尘埃的形成，它开始于一个微观的相变，称为成核。存在各种成核理论，但所有假设化学平衡，生长受到单体的限制，通常使用宏观性质的微观过程。初始粉尘形成的这种简化可能对粉尘的类型、量和形成时间产生很大影响。通过放弃平衡假设，放弃增长限制，并使用量子力学性质，我们已经建立和研究了一个改进的成核理论在AGB风条件下的四个尘埃候选人，TiO $_2$，MgO，SiO和Al $_2$ O $_3$。本文报道的可行性，这些候选人作为第一尘埃前体，并揭示了简化的成核理论的影响。在低温下，MSTO限制生长低估了大的团簇，高估了形成时间。假设存在候选物，Al $_2$ O $_3$是有利的前体，因为其在最高考虑温度下快速生长。然而，当考虑初始原子化学混合物时，仅形成TiO $_2$ -簇。尽管如此，我们仍然相信Al $_2$ O $_3$是主要的候选者，因为前太阳颗粒中有大量的物理证据，在高温下对AGB星周围尘埃的观测，以及它在高温下形成的能力，并期望缺失的环节是Al反应的定量数据不足。
2019-08-26 astro-ph.IM astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Identifying the chemistry of the dust around AGB stars in nearby galaxies
渐近巨星分支（AGB）星是星系星际介质化学富集的重要贡献者。因此，必须限制AGB对星系尘埃收支的贡献。最近对大麦哲伦云和小麦哲伦云的总尘埃注入率的估计（LMC和SMC; Riebel et al. 2012，Boyer et al. 2012，Srinivasan et al. in prep）使用了斯皮策太空望远镜SAGE（Surveying the Agents of Galaxy Evolution; Meixner et al. 2006）和SAGE-SMC（Gordon et al. 2011）调查的数据。当按粉尘化学分类时，这些数据可以比较富氧粉尘和含碳粉尘的产生率。例如，在大麦哲伦星系中，碳星产生尘埃的速度大约是富氧AGB的2.5倍。可靠地确定这两种尘埃的贡献率将作为化学演化模型的输入。然而，斯皮策IRAC测光带并不足以探测到中红外光谱特征，这些特征可以将富氧AGB与碳星区分开来，即9.7 $μ$ m硅酸盐特征和11.3 $μ$ m碳化硅特征。SPICA在4 - 30 $μ$ m范围内具有连续的光谱覆盖范围，因此有可能区分这两种类型的化学物质。在这篇文章中，来自AGB星模型网格的合成测光，GRAMS（Sargent et al. 2011; Srinivasan et al. 2011）将被用来讨论SPICA可能提供这项研究的科学可能性。
2016-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthesis of light element isotopes in evolved stars experiencing extended mixing
我们目前的红巨星核合成的计算和渐近巨星分支星的人口我经历扩展混合。根据最近的建议，物质传输的假设物理原因是磁化结构的浮力。这种机制的特殊性质是允许快速和缓慢的混合现象，这是再现红巨星所显示的锂丰度扩散所必需的，并在随附的论文中进行了讨论。我们在这里探索这种质量运输的影响CNO和intermediatemass核和比较的结果与现有的证据从进化红巨星和AGB起源的前太阳颗粒的同位素组成。它被发现，一个很好的一般协议之间存在的预测和测量，在这个框架内，我们还显示了哪种类型的观测数据最好的约束的各种参数。我们的结论是，磁浮力，允许在相当不同的速度混合，可以是一个有趣的情况下，探索一起解释CNO核和锂的丰度。
2009-05-27 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
Deep Mixing in Evolved Stars: I. The Effect of Reaction Rate Revisions from C to Al
我们目前的计算核合成在低质量红巨星分支和渐近巨星分支恒星的人口我经历扩展混合。我们采用更新版本的FRANEC演化模型，一个新的后处理代码的非对流混合和太阳丰度的最新修订。在这个框架内，我们讨论了最近的改进有关的反应速率质子捕获的影响，在中等质量的核（从碳到铝）。对于每个核心，我们简要讨论了新的选择及其动机。然后在参数化环流的基础上进行计算，与以前的工作相比，新的核输入的效果最好。我们发现，新的速率（特别是14 N（p，g）15 O反应）意味着相当大的修改后的主序星的组成。特别是，轻微的温度变化，由于质子捕获14 N的效率降低诱导丰度的变化在第一次疏浚（特别是17 O，其平衡比16 O是非常敏感的温度）。在这个新的假设中，AGB起源的前太阳氧化物颗粒几乎完全是由质量很低的恒星（M<=1.5- 1.7 Msun）产生的，永远不会变得富含C。现在解释18 O/16 O低于0.0015（第一次打捞允许的极限）的全部颗粒。此外，与以前的研究结果相反，现在没有非常低的17 O/16 O值（低于0.0005）的禁区。一个相当浅的类型的运输似乎是足够的CNO的变化在RGB阶段。温盐扩散和磁浮力引起的混合可能提供了一个合适的物理机制。热盐混合在任何情况下都不足以解释AGB上26 Al的产生。因此，其他运输机制肯定也在发挥作用。
2010-12-20 astro-ph.SR
A WISE view on extreme AGB stars
变率是渐近巨星分支（AGB）上恒星的一个重要性质。它们的脉动周期与恒星的光度和质量损失率（MLR）有关。长周期变星（LPV）和米拉变星是演化恒星中最突出的变星类型。然而，最红，最模糊的AGB恒星在光学上太暗，逃避了大的变化调查。我们的目标是通过分析WISE W1和W2光变曲线（LC）约2000个来源，光度选择，包括已知的C-恒星与11.3亩碳化硅尘埃功能的吸收，银河系O-恒星周期长于1000天，以获得一个样本的LPV与大型MLRs。从AllWISE和NEOWISE数据库中检索历元光度测定，并拟合正弦曲线。还下载并拟合了其他变异性调查的测光结果。对于316颗最红的恒星的一个子集，光谱能量分布（SED）被构建，并与中红外（MIR）光谱（如果有的话）一起，与尘埃辐射转移程序相匹配，以获得MLR。基于WISE的LC和拟合数据为所有恒星。受最近一篇论文的启发，确定了一些不可变的OH/IR。基于对振幅的选择，选择了约750个（候选）LPV的样本，其中145个具有超过1000天的周期，其中许多是新的。对于具有富C极红天体（ERO）颜色的恒星子集，SED（和可用的MIR光谱）的拟合将它们分为富C和富O天体。银河ERO的数量似乎是完整的，达到约5~kpc，并确定了这类恒星在太阳邻域的总尘埃返回率。根据麦哲伦云的ERO，导出了一个测热周期光度。
2022-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of SiC Grains in Pulsation-Enhanced Dust-Driven Wind Around Carbon Rich Asymptotic Giant Branch Stars
我们调查的碳化硅（SiC）颗粒的形成的框架中的尘埃驱动的风周围脉动的富碳渐近巨支（富C AGB）的恒星，以揭示不仅数量，而且尺寸分布。两种情况下被认为是成核过程中，一个是LTE的情况下，其中的振动温度的SiC簇$T_{\rm v}$是等于气体温度像往常一样，另一个是非LTE的情况下，其中$T_{\rm v}$被假定为是相同的温度的小SiC晶粒。对质量$M_{\ast}$ =1.0 $M_{\odot}$，光度$L_{\ast}$ =10 $^{4}$ $L_{\odot}$，有效温度$T_{\rm eff}$ =2600 K，C/O比=1.4，脉动周期$P$ =650天的模型进行了流体动力学计算，结果表明：在LTE情况下，在碳颗粒形成之后，SiC颗粒在加速流出的气体中凝结，并且所得的$\sim$ 10 $^{-8}$的SiC与碳颗粒的平均质量比为太小而不能再现从辐射传输模型推断的0.01-0.3的值。另一方面，在非LTE情况下，由于所谓的逆温室效应，SiC颗粒的形成区域比碳颗粒的形成区域更内侧和/或几乎与碳颗粒的形成区域相同。当粘结概率$α_{\rm s}$ =0.1 ~ 1.0时，SiC颗粒与碳颗粒的外边界平均质量比为0.098 ~ 0.23。在$\sim$ 0.2-0.3 $\rmμ$ m半径处具有峰的尺寸分布覆盖了从前太阳级SiC颗粒分析得到的尺寸范围。因此，小团簇与气体的温…
2011-09-29 astro-ph.SR
