The Formation of the Double Gaussian Line Profiles of the Symbiotic Star AG Peg
我们分析了高色散发射线的共生新星AG Peg，在1998年，2001年和2002年观察到的。H $α$和H $β$谱线显示出三种成分，两种窄谱线成分和一种基础宽谱线成分，但大多数其他谱线，如HI、HeI和HeII谱线，仅显示出两种蓝移和红移成分。Lee & Hyung（2018）最近的一项研究表明，从双极圆锥壳发射的双高斯线可能形成1998年观察到的拉曼散射线。在这项研究中，我们表明，双极锥与74 $^{o}$，这在70公里的速度$^{-1}$沿极轴的白矮星的开口角，可以容纳在1998年，2001年和2002年观察到的双线轮廓。我们认为，由于吸积盘的准直作用，沿白矮星双极轴方向形成的双极锥壳层的发射区是产生双高斯分布的原因。
2020-02-16 astro-ph.SR
The symbiotic system AG Draconis. Soft X-ray bremsstrahlung from the nebulae
采用风的碰撞对共生系统AG Draconis发射的紫外和光学光谱进行建模，预测了来自反向激波下游星云的软X射线韧致辐射，其速度大于150 km/s，强度与白矮星黑体通量相当。在爆发时，碎片的包层，对应于伴随着冲击波的高速激波（700-1000 km/s）下游的星云，吸收了来自白矮星的黑体软X射线通量，解释了H和He线的宽分量，并导致低的光学-UV-X射线连续通量。在爆发时观察到的高光学紫外线通量是由恒星之间反向激波下游的韧致辐射解释的。C、N、O和Mg相对于H的贫化表明它们被捕获到尘埃颗粒和/或双原子分子中，这表明来自白矮星的风与红巨星以大约1年的周期喷出的尘埃壳层的碰撞导致了主要爆发期间的U带波动。
2010-09-16 astro-ph.SR
LAMOST J202629.80+423652.0 is not a symbiotic star
LAMOST J202629.80+423652.0最近被分类为一颗新的共生星，包含一颗长周期的Mira，被尘埃（D型）包围，在光谱中显示出高电离发射线，包括拉曼散射的OVI 6825 Ang。我们已经在BVRI波段和3500-8000 Ang范围内的光谱上观察到LAMOST J202629.80+423652.0。我们发现它是一颗正常的G8 IV亚巨星，光谱中没有任何发射线，变红了E（B-V）=0.35等。结合我们的测光和全天空巡天测量的数据，我们发现LAMOST J202629.80+423652.0是不变的，所以不像Mira那样脉动。我们从现有来源编译了它的光谱能量分布，延伸到中红外线，发现它完全由G8 IV光球恒星发射主导，没有任何星周尘埃的迹象。因此，我们得出结论，LAMOST J202629.80+423652.0不是一颗共生星，也不是脉动星或被尘埃笼罩。
2020-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A MultiWavelength Study of the Symbiotic Mira HM Sge with SOFIA and HST
本文利用SOFIA和HST等多波段观测研究共生米拉变星HM Sge在1975年爆发后的演化，首次在共生系统中探测到水分子转动-振动发射，并发现其尘埃输出近39年基本不变、星云存在低速外流且热成分温度升至25万K以上。
2024-01-16 astro-ph.SR
SU Lyncis, a hard X-ray bright M giant: Clues point to a large hidden population of symbiotic stars
共生星调查传统上几乎完全依赖于低分辨率的光学光谱学。然而，我们可以通过使用共生现象的所有可用特征来获得对银河系总人口的更可靠的估计。本文报道了在雨燕硬X射线全天巡天中发现的一个硬X射线源4PBC J0642.9+5528，并利用雨燕定点观测和地基光谱学将其与一颗研究不足的红巨星SU Lyn进行了鉴别。SU Lyn的X射线光谱、光学到紫外光谱和快速的紫外光变化都与我们的解释一致，即它是一颗含有吸积白矮星的共生星。SU Lyn的共生性质直到现在才被注意到，因为它没有表现出足够强的发射线，在低分辨率光谱中很明显。我们认为，共生星没有壳燃烧有微弱的发射线，目前的名单上的共生星偏向于壳燃烧系统。我们的结论是，共生恒星的真实数量被低估了，可能是一个很大的因素。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Spectral Index Analysis of Southern Hemisphere Symbiotic Stars
共生星在电磁波谱上显示出由一系列物理过程产生的辐射。在厘米波中，同步辐射和热辐射都可以看到，通常变化很大，并与光学和X射线的爆发有关。大多数射电辐射模型都包含了红巨星稠密风中的电离区域，该区域被白矮星伴星或其吸积盘的活动电离。在某些情况下，白矮星由于其高质量吸积率或先前的新星爆发而正在进行壳燃烧，在其他情况下，核聚变只是偶尔发生的复发性新星事件。在这项研究中，我们使用澳大利亚望远镜紧凑阵列测量了南半球共生系统样本的光谱指数。把我们的数据与其他调查的结果，我们得出了一些著名的共生星的光学深度和亮度温度。使用视差距离从盖亚数据发布3，我们确定的大小和特征电子密度的无线电发射区域。结果表明，射电光度的范围是10^4倍，线性尺寸是100倍。这些数字与白矮星外壳燃烧的速率决定无线电光度的图片是一致的。因此，我们的研究结果也表明，射电光度可以用来确定是否共生星是由吸积单独或壳燃烧。
2021-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The H$α$ and H$β$ Raman-scattering line profiles of the symbiotic star AG Peg
1998年9月观测到的共生星AG Peg的H $α$和H $β$谱线剖面（相位$ϕ$ = 10.24）显示出顶部窄的双高斯和底部宽的（半高宽为200 - 400 km $^{-1}$）分量。光电离模型表明，产生氢的巴耳末线和莱曼线的电离区是辐射束缚的，氢气数密度为$n_{\rm H} \sim 10^{9.85}$ cm $^{-3}$，气体温度为T $_e$ = 12 000 - 15 000 K.我们进行了Monte Carlo模拟，以适应拉曼散射宽翼，假设氢Ly $β$和Ly $γ$线发射的辐射范围内的HII区周围的白矮星具有相同的双高斯线轮廓形状的氢巴耳末线。模拟表明，散射HI区连接到（或位于外面）的内部HII壳。与所观察到的宽HI线轮廓的最佳拟合表明，散射中性区的柱密度为$N_{\rm H} \simeq $ 3 - 5 $\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。我们研究了所观察到的H $α$和H $β$线轮廓的几何结构是否是一个双极锥壳结构，由辐射约束的电离区和外部材料约束的中性区。膨胀的双极结构可能是热白矮星周围共同包层或罗氏瓣外壳的两个相对区域，通过来自巨星的质量流入形成，并被来自热白矮星的快风推出。
2018-02-01 astro-ph.SR
DeGaPe 35: Amateur discovery of a new southern symbiotic star
在这项工作中，我们提出了一个新的南S型共生星，DeGaPe 35的发现和表征。我们已经获得了低分辨率的光谱观测，并补充了来自盖亚DR 3和其他调查的测光。该目标的光谱显示出突出的发射线，包括高度电离的[Fe VII]和O VI线。这对共生双星的冷组分是一颗M4-5巨星，有效温度约为3380 - 3470 K，光度约为3000 L $_\odot$（采用的距离为3 kpc）。热的部分是一颗燃烧着外壳的白矮星。最近发表在盖亚DR 3上的盖亚卫星的光度观测表明，我们暂时归因于双星轨道运动的周期约为700 - 800天。
2022-09-29 astro-ph.SR
DT Serpentis: neither a symbiotic star nor a planetary nebula associate
我们提出了一种替代的解释推定的共生星DT Serpentis，和它的建议行星状星云（PN），最近宣布的Munari等人。我们的分析是基于他们的数据结合额外的档案数据从虚拟天文台数据库拖网。我们表明，被称为DT Ser的恒星不是一个共生星，只是叠加在新发现的，但不相关的背景PN。没有证据表明DT Ser会像共生星那样有任何周期性的变化。我们进一步确定，DT Ser和PN之间没有物理联系，PN具有相当高的消光系数，与我们估计的较大距离相符。恒星和星云的径向速度明显不同，也可能排除任何联系。最后，我们表明，中红外源检测到的IRAS和WISE调查实际上是符合PN，所以没有证据表明DT Ser是一个充满灰尘的后AGB星。
2014-03-31 astro-ph.SR
Discovery of a planetary nebula surrounding the symbiotic star DT Serpentis
我们报告发现的行星状星云中心的研究不足的共生双星DT Ser。在其他几个共生星空间分辨星云已被发现：但是，只有其中一个可能是一个真正的行星状星云，而其他的可能起源于复杂的质量喷射事件从相互作用的二元中心恒星，可能与新星般的爆发。DT Ser周围的行星状星云边缘严重扭曲，朝向一颗更明亮的恒星，距离5角秒。在红外WISE数据中，这颗恒星显示存在一个分离的冷尘埃壳，就像在AGB后的恒星中观察到的那样。讨论了共生星及其行星状星云与附近可能的post-AGB天体的表观关联。我们还讨论了稀疏和相互矛盾的文献数据，可以支持观测到的行星状星云的表面亮度的变化。DT Ser所表现出的令人困惑和有趣的特征肯定值得进一步和更详细的研究。
2013-08-19 astro-ph.SR
CO observations of symbiotic stellar systems
我们用IRAM 30米望远镜对共生星R Aqr、CH Cyg和HM Sge的12 CO J=2 - 1和J = 1-0、13 CO J=2-1和J=1-0以及SiO J=5-4跃迁进行了毫米波观测。通过对冷恒星周围内壳层分子发射的一般性质进行简单的分析描述，对数据进行了分析。考虑到在这种条件下的能级布居和辐射转移，还对预期的谱线轮廓进行了数值计算。在R Aqr和CH Cyg中检测到12 CO J=2-1和J=1-0的弱发射，在R Aqr中获得了良好的12 CO J=2-1谱线轮廓。探测到的谱线的强度和轮廓形状与来自米拉型恒星周围非常小的壳层的发射相兼容，其半径相当于或略小于到热矮星伴星的距离，10 $^{14}$ - 2 10 $^{14}$ cm。我们认为其他可能的解释是不可能的。这个区域可能显示出与标准AGB星周围的内壳层相似的特性：向外膨胀速度约为5 ~ 25 km/s，气体加速显著，温度随半径在1000 ~ 500 K之间降低，密度约为10 $^9$ - 3 10 $^8$ cm $^{-3}$。我们的模型计算能够解释从R Aqr在12 CO J=2-1中观察到的不对称线形，其中相对较弱的红色部分的轮廓将导致由外层的自吸收（在存在的速度增加和温度随半径降低）。质量损失率比标准的AGB星稍大，这是共生系统经常发生的情况。在R Aqr中，我们发现CO排放区的总质量为~ 2 - …
2010-03-16 astro-ph.SR
NSV 11749: Symbiotic Nova, Not a Born-Again Red Giant
NSV 11749是一颗研究较少的变星，由W. J. Luyten，在1903年前后有一次长时间的爆发，最高达到12.5等的蓝色。在爆发之后，它显然在过去的一个世纪中一直处于蓝色17等的平静状态。最近有人提出，NSV 11749可能是一颗低质量或中等质量的恒星，经历了最后一次氦壳闪光，使它暂时成为一颗“再次闪烁”的红巨星。如果是这样的话，它将是这个类别的第四个已知成员，以及V605 Aql，FG Sge和V4334 Sgr。然而，我们新获得的物体的光学和近红外光谱表明，它是一个共生的双星，具有强烈的巴耳末和He I-II发射线，与光谱类型为M1-2 III的冷红巨星伴星相结合。1903年的爆发很可能是一个共生新星事件，目前已知的只有不到12个。
2012-10-23 astro-ph.SR
For optical flickering in symbiotic star MWC 560
这项研究是基于过去两个观测季节（2020/2021和2021/2022）的MWC 560观测结果。除了寻找闪烁，我们感兴趣的是在同一时期的亮度变化。寻找与其他类型恒星光谱的相似性也是我们非常感兴趣的，因为它可以帮助澄清这些物体的恒星配置。我们在MWC 560的最后两个观测季节的观测证实了闪烁的存在。从收集到的XX Oph和MWC 560的光谱的相似性，我们假设XX Oph的成分是一个红巨星和一个白矮星，它们也被一个共同的壳层所包围。
2022-12-11 astro-ph.SR
A remarkable sample of new symbiotic stars towards the Galactic Bulge
共生星是轨道周期最长的相互作用双星，其中新星样的爆发是由高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星伴星上产生的。长期光度监测调查，如OGLE和OOO是理想的平台，以确定在共生星新星样事件，但只有少数已知的系统在这些调查的小足迹。我们介绍了一个系统的H α发射线天体巡天，它结合了深2dF/AAOmega光谱学、OGLE和BAOO测光，对银河系隆起方向35 ° ^2范围内的新共生星进行了巡天。这个强大的组合已经发现了近24颗新的共生星，十几颗可能的共生星，以及其他几颗不寻常的阿尔法发射线星。虽然我们没有发现任何类似新星的活动，但光变曲线确实表现出半规则和Mira脉动，轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。在这里，我们介绍几种新的共生体，包括H1-45，这是已知的第四种碳共生体Mira。根据其周期光度关系距离为6.2+-1.4 kpc，这一引人注目的发现可能是属于银河系隆起的第一颗发光碳星，可能为隆起中令人困惑的发光碳星缺乏提供新的线索。我们还提出了两个老新星在星云阶段捕获，补充其他调查，以更好地了解老新星人口。
2013-05-21 astro-ph.SR
Characterization of the Most Luminous Star in M33: A Super Symbiotic Binary
我们提出了M33中最明亮的红外恒星的第一个光谱，并用它来证明该物体几乎可以肯定是由一颗大质量O星和一颗尘埃笼罩的红超巨星组成的双星。这是迄今为止发现的最明亮的共生双星。它的径向速度与M33盘中氢气的径向速度非常匹配，支持我们的解释，即它是一颗非常年轻和大质量的双星。
2015-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Highly bipolar planetary nebula Hen 2-57 and its possible symbiotic core
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）
本文通过多波段观测分析高度双极天体 Hen 2-57，发现其具有沙漏形态、中红外过剩及中心核共生星特征，提出其由尘埃包裹的D型共生中央引擎塑造双极星云，是M 2-9的类似体。
2026-09-18 astro-ph.SR
TCP J18224935-2408280: a symbiotic star identified during outburst
本文通过光谱与测光分析确认 TCP J18224935-2408280 为共生星，揭示其爆发属组合新星类型，并测定其轨道周期为 631.25 天及冷巨星参数。
2023-11-30 astro-ph.SR
Optical Time-Series Photometry of the Symbiotic Nova V1835 Aquilae
我们目前的时间序列CCD测光的$BVRI$通带的最近确定的共生新星V1835天鹰座（NSV 11749）的间隔为5.1年，7-14天的节奏，在其静止期观察。我们发现$V$的慢光变化范围为$\sim$ 0.9等，$I$的慢光变化范围为$\sim$ 0.3等。对这些数据的分析表明，在$419 \pm 10$天，我们解释为系统的轨道周期强的周期性。正弦相位光变曲线的下降表明，由于巨星的潮汐扭曲，V1835 Aql的椭球效应很弱，这反过来又打开了一种可能性，即V1835 Aql通过洛希瓣溢出而不是通过恒星风将其部分质量转移到热分量。我们还发现证据表明V1835 Aql是一颗S型共生星，相对没有星周尘埃，并将其列入共生体的核燃烧组。最后，我们提供测光，周期和光变曲线分类的22个变星在周围的V1835 Aql领域，其中约一半是新发现的。
2022-09-22 astro-ph.SR
The detached dust shells around the carbon AGB stars R Scl and V644 Sco
分离的壳层被认为是在热脉冲过程中产生的，并限制了晚期恒星演化的主要驱动力之一的时间尺度和物理性质。我们的目标是确定周围的碳AGB星R Scl和V644 Sco的分离的尘埃壳的形态，并比较这与观察分离的气体壳。我们使用安装在ESO 3.6米望远镜上的PolCor仪器观察这些恒星周围的偏振尘埃散射恒星光。观测是用日冕仪掩模来阻挡直射的恒星光。偏振图像清楚地显示了分离的贝壳。使用尘埃辐射转移代码来模拟尘埃散射偏振光，我们约束的半径和宽度的壳19.5弧秒和9.4弧秒的分离尘埃壳周围的R Scl和V644 Sco，分别。两个壳体具有整体球形对称性，并且宽度约为。2角秒。对于R Scl，我们可以直接将观测到的尘埃排放与ALMA观测到的壳层CO（3-2）排放的高空间分辨率地图进行比较。我们发现，尘埃和气体几乎完全一致，表明共同的演变。这里提供的R Scl的数据是迄今为止对整个尘埃分离壳的最详细的观测。对于V644 Sco，这些是分离髋臼杯的首次直接测量。在这里我们还发现尘埃很可能与气体壳层重合。这些观察结果与热脉冲过程中产生分离壳的情况一致。确定的半径和宽度将约束流体动力学模型描述的脉冲前质量损失，热脉冲，脉冲后的恒星演化。
2014-09-15 astro-ph.SR
SPHERE/ZIMPOL observations of the symbiotic system R Aquarii. II. Dynamics of the dust in the Mira wind and the Halpha gas in the jet
ETH Zurich, Institute for Particle Physics and Astrophysics（苏黎世联邦理工学院，粒子物理与天体物理研究所）；Laboratoire Lagrange, UMR7293, Université de Nice Sophia-Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur（拉格朗日实验室，尼斯索菲亚-安蒂波利斯大学，法国国家科学研究中心，蔚蓝海岸天文台）；Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille（艾克斯马赛大学，法国国家科学研究中心，LAM，马赛天体物理实验室）；LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité（LESIA，巴黎天文台，PSL研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，UPMC巴黎第六大学，巴黎第七大学，索邦巴黎城）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所，帕多瓦天文台）
本研究利用SPHERE/ZIMPOL高分辨率观测，分析共生Mira双星R Aqr中尘埃与Hα气体的动力学，揭示双星附近的相互作用、尘埃掩食效应及喷流加速机制。
2026-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The new carbon symbiotic star IPHAS J205836.43+503307.2
我们正在使用IPHAS、对北银河平面的INT Halalpha调查和后续观测来搜索共生星。候选共生星的基础上选择他们的IPHAS和近红外颜色，光谱和测光获得，以确定其性质。我们在这里提出的共生恒星候选人IPHAS J205836.43+503307.2的观测。光谱显示了许多发射线的组合，其中包括[OIII]，HeII，[Ca V]和[Fe VII]的高激发物质，以及具有碳星序列冷端恒星特征的红色连续谱。星云成分是空间分辨的：对光谱中[NII]6583线的空间轮廓的分析表明，沿东西方向的线性尺寸约为2.5角秒。它的速度结构表明一个非球面形态。在1999年特别强烈的近红外线辐射，显示该系统中也有厚厚的星周尘埃壳。在过去的十年里，碳星在红色和近红外波长处变亮了2到4个星等。从2010年11月到2011年1月的60天光度监测显示光度缓慢下降0.2等。从观测到的分光光度特性和变化，我们得出结论，来源是一个新的银河系共生星的D型，罕见的那种，包含一个碳星，可能是一个碳米拉。在银河系中，只有另外两个已知的这种类型的系统。
2011-04-07 astro-ph.SR
Hen 3-860: New southern eclipsing symbiotic star observed in the outburst
Hen 3-860的增亮，以前被归类为H $α$发射体，在2016年底被ASAS-SN调查发现。我们已经获得了第一次光谱观测的瞬变和补充他们的测光数据从DASCH档案的天文板，ASAS和ASAS-SN调查。根据我们的分析结果，我们可以将该天体归类为一颗经典的红外共生星，它由一颗M2-3巨星和一颗热而明亮的组分（$T_{\rm h}$ $\sim$ $1-2 \times 10^5$ K和$L_{\rm h} \sim 10^3 \rm L_\odot$）组成，巨星的$T_{\rm g}$ $\sim$为3 550 K，半径为$R_{\rm g}\sim$ 60 - 75 R $_{\odot}$，光度为$L_{\rm g}\sim$ 540 - 760 L $_{\odot}$。在过去的120年里，该系统至少经历了四次爆发。除了爆发之外，它的光变曲线还揭示了热分量及其周围（相对较冷）壳层的食的存在，这些食在爆发期间发展，并将热分量的一部分辐射重新分配到巨星的光学中，将该物体归类为一组食共生星的代表。日食使我们能够揭示该系统的轨道周期为602天。
2021-11-29 astro-ph.SR
Evidence for symbiotic nature of 2MASS J21012803+4555377
通过存档测光与低分辨率光谱中的高电离发射线、6825Å拉曼散射O VI线及红外尘埃超量，证明2MASS J21012803+4555377是D型共生星。
2025-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of the detached dust shell of U Antliae at mid-infrared wavelengths with AKARI/IRC
我们报告了AKARI上的红外相机（IRC）对碳星U Ant的中红外（MIR）成像观测。通过减去中央恒星的伪影和扩展PSF，首次揭示了在MIR波长（15和24μm）下碳星周围分离的尘埃壳。观测到的MIR辐射的径向亮度分布很好地解释了光学散射光观测中检测到的距离中心恒星43”和50”的两个壳层。结合Herschel/PACS、AKARI/FIS和AKARI/IRC数据，得到了U Ant离体壳在15- 160 μm宽红外光谱范围内热辐射的红外光谱能量分布（SED）。单一温度的无定形碳颗粒的热发射不能解释从15到160 μm观察到的SED：它低估了15 μm处的发射。另外，所观察到的SED由两个壳中的无定形碳颗粒具有60和104 K的不同温度的模型拟合，该模型将大部分尘埃质量分配在50”处的壳中。这支持了先前的建议，即43”的外壳富含气体，50”的外壳富含灰尘。我们提出了一种可能性，即气体和尘埃的偏析造成的亚微米大小的尘埃颗粒相对于气体的漂移运动，并与富含气体的外壳相关联的热尘埃成分是由非常小的颗粒，强烈耦合的气体。
2011-02-02 astro-ph.SR
Discovery of multiple dust shells beyond 1 arcmin in the circumstellar envelope of IRC+10216 using Herschel/PACS
我们提出了新的赫歇尔/PACS图像在70，100和160微米的著名的，附近的，富碳的渐近巨星分支星IRC+10216揭示多个尘埃壳在其拱星信封。首次探测到尘埃壳（或电弧），直到320弧秒。几乎球形的壳体是非同心的，并且具有40度和200度之间的角度范围。壳层的典型宽度为5角秒至8角秒，壳层间距在10角秒至35角秒的范围内变化，相当于500-1700年。一个弧内的局部密度变化是可见的。壳层/壳层间的密度对比通常为4，弧形的尘埃质量比光滑的包层多50%。观测到的（嵌套）弧记录了过去16 000年的质量损失历史，但瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性的湍流天体顶和天体鞘将删除任何签名的质量损失历史至少在第一个20万年的质量损失。考虑到弓形激波结构，IRC+10216周围的包层质量包含> 2 Msun的气体和尘埃质量。据认为，壳的起源与各向异性的质量损失事件和尘埃形成。
2012-10-12 astro-ph.SR
Shock fronts in the symbiotic system BI Crucis
我们通过对60年代、70年代和80年代末三个不同时期的光谱进行全面和自洽的分析，研究了共生星BI Crucis。特别是，我们希望通过利用从无线电到紫外线的光度和光谱数据，找出受冲击星云和尘埃壳的物理条件，以及它们在共生系统中的位置。我们提出了一个模型，该模型的基础上，光学成像，发射线比和光谱能量分布剖面，是能够占碰撞的风，形成的叶片和喷气机的吸积到WD，以及从过去的冲击波的相互作用，未记录的爆发与ISM。我们发现，多年来观察到的光谱显示了BI Cru内部工作的不同过程的标记，可能是爆发后演变的标志。然后，我们呼吁新的红外和毫米观测，可能能够解决共生星云的内部结构。
2009-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identification of new Galactic symbiotic stars with SALT -- II. New discoveries and characterization of the sample
Charles University（查理大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）；Kleinkaroo Observatory（克莱因卡鲁天文台）；University of Warsaw（华沙大学）
利用SALT望远镜发现并表征了14个新确认的银河共生星，识别出6个候选系统，并发现8个可能爆发活动的天体。
2025-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The peculiar dust shell of Nova DZ Cru (2003)
我们介绍了斯皮策太空望远镜对“奇特变星”DZ Cru的观测，DZ Cru被Rushton等人（2008，MNRAS，386，289）确定为经典新星。火山爆发后约4年，在5- 35微米的范围内，一个尘埃壳，上面叠加了许多特征，是突出的。我们认为DZ Cru的尘埃主要是氢化的无定形碳，其中脂肪族带目前占主导地位，并且可能会成为主要的芳香族尘埃是由来自恒星残骸的紫外线辐射进行光处理，或更有可能被完全摧毁。
2010-05-26 astro-ph.SR
FG Sge: new multicolor photometry and short-term dust shell clearing in 2019
我们提出了一个新阶段的长期测光研究的FG Sge，这是一个快速发展的中心恒星的行星状星云母鸡1-5。我们在2008-2021年和2013-2021年分别在光学（$BVR_CI_C$）和红外（IR）（$JHKLM$）区域对SAI MSU望远镜进行的新观测使我们能够追踪近年来恒星亮度的演变。最重要的观测是在2019年进行的，当时这颗恒星经历了短暂的尘埃壳清理，并在$BVR_C$中可见。根据FG Sge在0.4-5 $μ$ m波长范围内的光谱能量分布，导出了尘埃壳层参数：尘埃颗粒尺寸$a=0.01μ$ m，内半径温度$T_{\text{dust}}=900$ K，光学厚度$τ(K)=0.5$（$τ(V)=4.5$），尘埃总质量$M_{\text{dust}}=7\cdot10^{-5} M_{\odot}$。在2019年尘埃壳的短期清理之后，另一个尘埃结构被喷射出来，导致恒星在所有观测到的波段中衰落。根据红外亮度和颜色曲线，我们估计了2019-2020年的尘埃深度增长。
2022-06-06 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
Extended view on the dust shells around two carbon stars
渐近巨星分支（AGB）上的恒星通过尘埃驱动的恒星风失去了大量的物质。Herschel/PACS已经对一些这样的来源进行了成像，揭示了不同形态类型的不同样本。其中有几个例子显示几何薄，球对称壳，可用于探测其宿主恒星的质量损失历史。我们的目标是确定两个碳星U Hya和W Ori周围的尘埃信封的物理性质。随着新的远红外地图的空间限制得到了很大的改进，我们的主要目标是测量壳中包含的尘埃质量，看看它们如何符合壳形成的拟议场景。我们用一维程序More of DUSTY（MoD）计算了星周尘埃包层的辐射转移。采用参数化的密度分布，我们得到了一个最佳拟合模型的光度和光谱数据，以及径向强度分布的基础上Herschel/PACS数据。对于U Hya的情况下，我们还计算了一个网格的拱星信封通过一个固定的风代码和比较两种建模方法的结果。Herschel/PACS地图显示U Hya被半径为$114''\ (0.12\,\mathrm{pc})$的分离壳包围，证实了以前太空任务的观测结果。通过这两种方法计算的壳的灰尘质量是一致的，相对于所采用的灰尘颗粒的属性。此外，围绕W Ori，我们首次检测到一个弱的球对称结构，半径为$92''\ (0.17\,\mathrm{pc})$和$(3.5\pm0.3)\times10^{-6}\,\mathrm{M_\odot}$的尘埃质量。
2020-10-28 astro-ph.SR
Photometric and Spectral Evolution of the Symbiotic Nova HM Sagittae since 2003
Sternberg Astronomical Institute, M.V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天体物理研究所）
研究了HM天蝎座共生双星自2003年以来的光度和光谱变化，揭示了其长期变化和高活动期的特征。
2026-03-12 astro-ph.SR
What is the Shell Around R Coronae Borealis?
缺氢、富碳的北冕座R星（RCB）以大量产生尘埃而闻名，这导致了它们的亮度大幅下降。几颗RCB星，包括R CrB本身，在远红外线上都有很大的扩展尘埃壳。这些壳层的起源尚不确定，但它们可能为我们提供RCB恒星演化的线索。这些壳可以通过三种可能的方式形成。1)它们是行星状星云（PN）壳的化石，如果RCB星是最终氦壳闪光的结果，它们就会存在，2）它们是白矮星合并事件形成RCB星的遗留物质，或者3）它们是在RCB阶段从恒星丢失的物质。阿雷西博21厘米的观测建立了一个上限的柱密度的H I在R CrB壳，这意味着一个最大的壳质量为$\lesssim$ 0.3 M $_{\odot}$。一个低质量的化石PN壳仍然是一个可能的来源，但它可能没有足够的灰尘。在白矮星合并事件中损失的气体质量不会凝结足够的尘埃来产生观测到的壳层，假设合理的气尘比。在第三种情况下，围绕R CrB的壳层是在恒星的RCB阶段产生的，似乎最有可能产生观测到的尘埃质量和壳层的大小。但这意味着R CrB已经处于RCB阶段$\sim$ 10 $^{4}$年。
2015-05-15 astro-ph.SR
THA 15-31: Discovery with VLT/X-Shooter and Swift/UVOT of a new symbiotic star of the accreting-only variety
我们报告了一个新的共生星的发现和表征的accreting-only品种，我们观察到的光学/近红外（NIR）与VLT/X-Shooter和X射线/紫外与雨燕/UVOT+XRT。新的共生星THA 15-31以前被描述为属于狼3星协的前主序星。我们的观测、辅助数据和盖亚EDR 3视差表明，THA 15-31是一颗共生星，由一颗M6 III红巨星和一颗吸积伴星组成，E（B-V）=0.38变红，距离银河系约12 kpc，在银河系平面上方1.8 kpc，位于凸出部的外围。这颗吸积伴星的光度约为100 Lsun，使THA 15-31成为吸积速率很高的共生星之一（如果吸积发生在1 Msun的白矮星上，则为2.5 e-08 Msun/年）。所观察到的发射线主要来自HI，HeI和Fe II，没有HeII或其他高激发线观察到;一个尖锐的中心吸收叠加在巴耳末发射线观察到，而所有其他线有一个简单的高斯样的配置文件。来自伴星的辐射在M6 III红巨星的$U$和$B$波段波长处占主导地位，并且与主要在光学厚的吸积盘中的起源一致。在可见光或近红外波段没有观测到显著的光度变化，这表明红巨星的轨道方向是正面的，或者红巨星远离罗氏瓣填充条件。如果发射线主要形成在吸积盘中，那么它们的轮廓支持低轨道倾角。在AllWISE W3（12微米）和W 4（22微米）的数据中存在过量的发射，辐射的光度约为35 Lsun，与光学薄的星…
2022-03-10 astro-ph.SR
The detached dust and gas shells around the carbon star U Ant
背景：在少数碳星周围发现了几何上薄的、分离的气体壳。- 目标：以前对碳星U Ant周围星周介质中散射恒星光的观测是通过以K和Na的共振线为中心的滤波器进行的。这些观测无法将尘埃和原子的散射分开。本文的目的是纠正这种情况。--方法：我们已经获得了偏振数据的恒星光散射在拱星周围的介质U蚂蚁通过过滤器，其中不包含强线，使之有可能区分两个散射剂。通过KI和NaD线的高分辨率中阶梯光栅光谱仪观测，获得了气壳的运动学和空间信息。结果：我们证实了U Ant周围存在两个分离壳。内壳（半径约43”，宽度约2”）主要由气体组成，而外壳（半径约50”，宽度约7”）似乎完全由灰尘组成。两种髋臼杯似乎都具有整体球形几何形状。气体壳层的质量估计为2 × 10 ^-3 M（太阳），而尘埃壳层的质量估计为5 × 10 ^-5 M（太阳）。由KI线和NaD线得到的气壳膨胀速度为19.5 km/s，与CO射电线数据一致。推测的贝壳年龄为2700年。在气体壳层内部有结构，例如以弧形的形式，但不清楚这些是否是由于额外的壳层。--结论：我们的研究结果支持这样一个假设，即观察到的碳星周围的几何薄，分离壳是短暂的激烈的质量损失，可能与热脉冲，以及随后的风-风相互作用的结果。
2009-12-14 astro-ph.SR
The detached dust shells of AQ And, U Ant, and TT Cyg
使用Herschel-PACS在三个碳变星周围检测到分离的拱星尘埃壳。其中两个已经知道的基础上，他们的热CO排放和两个是可见的扩展在IRAS成像数据。通过模型拟合新的数据集，推导出物理尺寸，膨胀时间尺度，尘埃温度等。与现有的分子CO材料的比较表明TT Cyg和U Ant的高度相关性，但也发现了与其他观测值的一些明显差异。
2010-05-15 astro-ph.SR
First Detection of UV emission from a Detached Dust Shell: GALEX Observations of the Carbon AGB Star U Hya
我们提出了一个扩展环的紫外线发射周围的AGB星U海雅在档案观测星系演化探测器（GALEX）进行的发现。这是第三次发现碳AGB星的紫外线辐射，也是第一次发现有分离壳的AGB星。通过对FUV和NUV图像的成像和光度分析，我们确定紫外环的半径为$\sim 110^{\prime\prime}$，从而表明发射物质可能与红外线中看到的分离壳有关。我们发现尘埃壳对NUV和FUV辐射中心点源的散射可以忽略不计。此外，我们发现尘埃壳层对星际辐射场的散射最多可以贡献FUV通量的$\sim10%$。形态学和光度学的证据表明，恒星在空间中的运动所引起的冲击，以及可能的冲击激发的H $_2$分子，是紫外线通量最有可能的来源。与之前AGB星紫外线辐射的例子不同，U Hya的紫外线辐射并没有表现出类似弓形激波的结构，这与较低的空间速度和较低的星际介质密度是一致的。这表明分离的灰尘壳是紫外线发射材料的来源，可以用来更好地了解分离壳的形成。
2014-12-23 astro-ph.SR
Modelling polarized light from dust shells surrounding asymptotic giant branch stars
渐近巨星分支（AGB）恒星的风通常被认为是由尘埃颗粒的辐射加速驱动的。对于M-型AGB星来说，风驱动尘埃的性质一直是一个激烈争论的问题。一个建议的辐射压力的来源触发的外流是光子散射无铁硅酸盐颗粒。这种风驱动机制需要大约0.1 - 1微米的颗粒半径，以使尘埃粒子有效地散射恒星通量最大值周围的辐射。因此，颗粒大小是理解M型AGB星风背后的物理学的一个重要参数。我们试图调查的诊断潜力的散射偏振光确定尘埃颗粒大小。我们已经开发了一种新的工具，用于计算AGB恒星周围尘埃和气体壳层中散射光的合成图像，该图像可应用于动力学大气和尘埃驱动风的详细模型。我们目前的偏振光使用动态模型计算的DARWIN代码的地图。合成图像清晰地显示出偏振光的强度、尘埃壳内边缘的位置以及靠近内边缘的尘埃颗粒的大小都随光度相位的变化而变化。尘埃壳中的非球形结构也会对偏振光产生影响。我们通过在计算合成图像之前将不同的脉动相位组合成单个3D结构来模拟这种效果。星周包层的不对称性可以产生净偏振，这可以用作颗粒尺寸的诊断。散射粒子的尺寸与观察到的波长之间的比率决定了在什么波长处净偏振切换方向。如果观察到，这可用于限制平均粒度。
2017-05-24 astro-ph.SR
Mid-infrared interferometric monitoring of evolved stars - The dust shell around the Mira variable RR Aql at 13 epochs
2004年4月至2007年7月期间，我们在VLTI的VLTI仪器上获得了13个中红外干涉仪，涵盖了四个周期内的脉动相位0.45-0.85。数据建模与辐射转移模型的尘埃壳的中央恒星强度分布描述了一系列的无尘动力学模型大气的基础上自激脉动模型。我们研究了两种尘埃，硅酸盐和氧化铝颗粒。我们进行了模型模拟，使用模型相位和尘埃壳参数的变化，以调查我们的光度和干涉数据的预期变化。观测到的可见度光谱没有显示出任何变化的迹象，作为脉动相位和周期的函数。所观察到的光度测定光谱可以指示在1-2个标准偏差水平下的周期内和周期间变化。我们的平均脉动相位为0.64+/-0.15的最佳拟合模型包括动力学模型大气M21 n（T_model=2550 K），光球角直径为7.6+/-0.6质量，硅酸盐尘埃壳层光学厚度为2.8+/-0.8，内半径为4.1+/-0.7 R_Phot，密度分布的幂律指数为2.6 ± 0.3。添加Al 2 O3防尘壳并没有改善模型拟合。光球的角直径对应于半径520^+230_-140 R_sun和有效温度~ 2420+/-200 K。我们的建模模拟证实，在我们的不确定性范围内，预计RR Aql在中红外波长处的可见度不会发生显著变化。我们的结论是，我们的RR Aql数据可以描述由硅酸盐尘埃壳包围的脉动大气。脉动对中红外通量和能见度值的影响预计分别小于约25%和20%，并且在我们的测量不确定度…
2011-07-05 astro-ph.SR
The inner dust shell of Betelgeuse detected by polarimetric aperture-masking interferometry
围绕着充满尘埃的恒星风起源于演化的恒星的理论仍然陷入争议之中。在表面上方大约第一个恒星半径范围内描述形成轨迹和尘埃分布对于理解质量损失现象背后的物理学至关重要。利用干涉偏振测量，我们得到的基本参数，支配尘埃结构的风基地的红超巨星。我们提出了近红外孔径掩蔽观测参宿四偏振模式获得的NACO/SAMPol仪器。我们使用参数模型和辐射转移模拟来预测偏振差分能见度数据，并将其与SPHERE/ZIMPOL测量结果进行比较。使用薄的尘埃壳模型，我们报告的尘埃晕，位于只有0.5 R $_{\star}$以上的光球（即1.5 R $_{\star}$的尘埃晕的内半径）的发现。在米氏散射假设下，通过拟合数据，我们估计了各种尘埃的粒度和密度。通过使用辐射转移模拟外推到可见光波长，我们将我们的模型与SPHERE/ZIMPOL数据进行比较，发现基于以镁橄榄石为主的尘埃混合物的模型最受欢迎。如此紧密的尘埃大气层对红超巨星周围的尘埃形成机制有着深远的影响。
2019-07-19 astro-ph.SR
The Astrophysical Implications of Dust Formation During The Eruptions of Hot, Massive Stars
热恒星风中尘埃的形成与亮蓝变星（LBV）的典型爆发状态密不可分，因为它需要非常高的质量损失率，Mdot>10^（-2.5）Msun/年，才能使尘埃颗粒生长，并使风的非尘埃光学厚度将尘埃形成区与真正的恒星光球屏蔽。因此，围绕热恒星的尘埃壳层可以追溯到“大”爆发的历史，而银河系中这类壳层的统计数据表明，这些爆发很可能是M> 40 Msun恒星演化的主要质量损失机制。在如此高的Mdot下形成的尘埃也解释了为什么在这些贝壳中经常发现非常大的颗粒（amax>1微米），因为amax \propto Mdot。这些贝壳的统计数据（数量、年龄、质量和颗粒性质，如amax）提供了这种质量损失过程的考古记录。特别是，速度v，瞬变持续时间（已知）和喷射质量M的银河壳和超新星“冒名顶替者”提出作为他们的河外同行是非常不同的。虽然大部分的差异是由壳层寿命~1/（v sqrt（M））产生的选择效应，但需要更完整的银河系和河外星系调查来证明这两种现象有共同的起源，因为它们的观测属性基本上是不相交的。如果像目前所认为的那样，即使只有一小部分（1%）的超新星与如此致密的喷出物壳层发生了相互作用，那么爆发的驱动机制就一定与恒星演化的最后阶段有关，暗示着某种潜在的核燃烧不稳定性。
2011-09-12 astro-ph.SR
The influence of binarity on dust obscuration events in the planetary nebula M 2-29 and its analogues
行星状星云（CSPN）M2 -29的中心恒星在其光学光变曲线中显示出一个非凡的北冕座R衰落事件。显示这些事件的唯一其他CSPN是CPD-568032（母鸡3-1333）和V651 Mon（NGC 2346）。在视线范围内形成的尘埃云似乎是负责的，但确切的触发机制还不清楚。了解行星状星云（PNe）如何触发尘埃遮蔽事件可能有助于了解广泛的物体中的相同过程，包括第一星族WC 9恒星，共生恒星，也许还有具有长次级周期（LSP）的渐近巨星分支（AGB）恒星。一个二进制的情况下，涉及一个偏心的，广泛的同伴，触发尘埃形成通过相互作用在近星点是一个潜在的解释，已建议LSP变量。CPD-568032和M 2-29的光变曲线模型拟合表明，在尘埃盘的内边缘，尘埃形式超过70 AU。在CPD-568032的情况下，这个半径太大，不可能与伴星触发器相吻合，尽管双星可能是尘埃盘形成的原因。我们没有发现直接的证据来支持先前的索赔的二进制M2 -29无论是从OGLE光变曲线或深中分辨率VLT火焰光谱的CSPN。我们将CSPN分类为具有T_eff=50 ± 10 kK和log g=4.0 ± 0.3的Of（H）。我们发现M2 -29的平均距离为7.4 ± 1.8千秒差距，在这个距离上，M_V=-0.9等的CSPN可能隐藏着一个光度较暗的次巨星或伴星。一个伴星将有助于解释与D '型共生星的多重相似之处，其外层星云被认…
2011-01-25 astro-ph.SR
High-resolution HST/ACS images of detached shells around carbon stars
目的：分离的壳层携带着它们形成过程的信息，以及由于没有明显的视线混淆而导致的AGB恒星周围星周介质的小尺度结构。研究方法：最年轻的分离壳，那些围绕碳星R Scl和U Cam的壳，在这里用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机在散射的恒星光中进行了非常详细的研究。定量结果推导出假设光学薄尘埃散射。结果：发现R Scl和U Cam周围的分离尘埃壳与整体球形对称一致。它们的半径分别为19.2”（对应于8x10^16厘米）和7.7”（5x10^16厘米），宽度分别为1.2”（5x10^15厘米）和0.6”（4x10^15厘米），尘埃质量分别为3x 10 ^-6和3x 10 ^-7 M（太阳）。的R Scl和U凸轮壳的动力学年龄估计分别为1700年和700年，壳宽对应的时间尺度分别为100年和50年。在R Scl壳层的图像中可以清楚地看到小于角秒大小的团块形式的小尺度结构。团状尘埃的平均质量估计约为2x 10 ^-9 M（太阳）。与CO线干涉仪数据的比较表明，尘埃和气体壳层在空间上一致，误差范围（U凸轮<=1”，约为1“）。R Scl为2”）。结论：结果是一致的几何薄的气体和尘埃壳的解释形成的质量损失喷发在He壳闪光，并在与以前的风的相互作用发挥了作用。星团结构存在于R Scl壳层中，可能是质量损失本身的结果，但更可能是膨胀壳层中不稳定性的结果。
2010-03-01 astro-ph.SR
Dust shell model of the water fountain source IRAS 16342--3814
我们研究了喷泉源IRAS 16342-3814的星周尘埃壳。我们进行了二维辐射转移模型的尘埃壳，考虑到以前观察到的光谱能量分布（SED）和我们的新的$J$ -波段成像和$H$ -和$K_S$ -波段成像偏振使用VLT/NACO仪器。先前的观测预期在赤道平面上有一个光学厚的环面，因为它有一个引人注目的双极外观和一个30 - 40 $\degr$的大视角。然而，具有这样的环面以及双极叶和AGB壳的模型不能同时拟合SED和图像。我们发现，一个额外的光学和几何厚盘位于一个巨大的环面解决了这个问题。在$a_\mathrm{max}=100 μ$ m尘埃和$a_\mathrm{max}=10 μ$ m尘埃中，盘和环面的质量分别估计为0.01 $M_{\sun}$和1 $M_{\sun}$。我们讨论了一个可能的形成方案的磁盘和环面的基础上类似的机制，赤道回流。IRAS 16342-3814预计将以高速率进行质量损失。来自中心恒星的辐射被随后的质量损失事件中喷出的尘埃所屏蔽。因此，尘埃粒子上的辐射压力不再控制粒子的运动。质量损失流可以在相互作用的帮助下集中在赤道平面上，如果它存在于IRAS 16342-3814中，则可能是伴星的引力吸引。一小部分喷出物被捕获在环绕伴星或环绕双星盘中，剩余的物质从中心恒星逃逸，形成大质量的环面。
2012-07-20 astro-ph.SR
Detection of non-radial pulsation and faint companion in the symbiotic star CH Cyg
在IOTA干涉仪上，我们通过使用IONIC光束组合器测量精密闭合相位，检测到了共生星CH Cyg中的不对称性。不对称的位置随时间而变化，并与该恒星径向速度测量中发现的2.1年周期的相位相关。我们可以将时间相关的不对称性建模为围绕M巨星的低质量伴星的轨道，或者是M巨星上亮度变化20%的不对称性。在3年的监测期内，我们没有发现恒星大小的变化，无论是时间还是波长。我们发现在M巨星周围有一个发射尺寸为2.2+/-0.1 D* FWHM的球形尘埃壳层。恒星与尘埃的流量比估计为11.63+/-0.3。虽然最可能的解释是20%的亮度变化是非径向脉动，我们认为，一个低质量的同伴在近轨道可能是脉动的物理原因。脉动和低质量伴星的综合效应可以解释径向速度曲线和闭合相数据中检测到的随时间变化的不对称性所揭示的行为。如果天鹅座CH是一个典型的长次级周期变星，那么这些变化可以用主星上低质量伴星的轨道效应来解释。
2009-05-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
Rise and fall of the dust shell of the classical nova V339 Delphini
我们提出了红外光谱的经典新星V339 Delphini，获得了超过$\sim2$年的时间。红外线发射线最初是对称的，具有525 km s $^{-1}$的HWHM速度。然而，在稍后的（$t\gtrsim77$天，其中$t$是爆发的时间）光谱中，谱线显示出明显的不对称性，具有更强的蓝色翼，可能是由于尘埃遮蔽了后退的成分。尘埃形成开始于$\sim$第34.75天，冷凝温度为$1480\pm20$ K，与石墨碳一致。此后，粉尘温度随时间下降为$T_{\rm d}\propto{t}^{-0.346}$，也与石墨碳一致。由于颗粒大小和/或数量的增加，粉尘质量最初上升，在$\sim$ 100天达到峰值，然后急剧下降。这种下降很可能是由于灰尘暴露于X射线辐射后静电应力引起的颗粒破碎造成的。附录总结了碳的普朗克平均值，以及碳尘壳的颗粒质量和半径的测定。
2016-12-19 astro-ph.SR
Photometry and spectroscopy of the new symbiotic star 2SXPS J173508.4-292958
我们介绍并讨论了2020年4月至8月对2SXPS J173508.4-292958进行的光度和光谱监测的结果。这个X射线源位于银河系中心的前景，在2020年期间在X射线中变亮，促使我们进行后续的光学观测。我们发现这颗恒星包含一颗K4 III巨星，它有一个适度但高度可变的H α发射，由一个约470 km/s宽的分量组成，叠加了一个狭窄的吸收，相对于巨星被一个正速度抵消。K4 III没有探测到轨道运动，显示出稳定在-12（+/-1）km/s的日心径向速度。在2SXPS J173508.4-292958的三次单独访视中，未观察到B波段超过0.005 mag的闪烁。虽然在2016年至2018年光度稳定，但在2019年，这颗恒星发展出有限的光度变化，在2020年采取了正弦调制的形式，周期为38天，振幅为0.12等。我们认为，这种变化不能归因于罗奇叶填充的K4 III星。没有相关性之间的光度变化和H α的排放量，后者可能直接来自周围的吸积伴星的吸积盘。虽然在中红外波段没有探测到尘埃的辐射，但U波段可能存在过量辐射，这是由吸积盘的直接辐射造成的。我们认为2SXPS J173508.4-292958是一颗新的共生星，属于只吸收型变星（AO-SySt）。
2020-12-21 astro-ph.SR
Circumstellar dust shells around long-period variables. X. Dynamics of envelopes around standard luminous, C-rich AGB stars
长周期变星（LPV）和Miras是在渐近巨星分支上部区域的高度演化的恒星。它们表现出明显的光度变化，或多或少有明确的周期，并以恒星风的形式遭受大量的质量损失。由于这种大规模的质量损失，LPV和Miras被扩展的拱星尘埃壳（CDS）包围。这些包层的动力学是一个复杂的相互作用的结果，通过脉动的中心恒星，尘埃形成和辐射转移的外部激发。我们的研究旨在了解CDS在富碳、标准发光LPV和Miras周围的动态。这些壳层通常表现出多周期性，在主周期约为10^2-10^3 d的基础上叠加了高达几个10^4 d的次周期。这种次级周期至少部分地可能是由灰尘的存在引起的。我们认为，无论是由一个谐波力，由中央恒星的振荡，或由一个随机力与连续的功率谱的激励的CDS。由此产生的数值计算的动力学行为的外壳进行了分析与傅立叶分析和频闪图的帮助。CDS可以被描述为由脉动星驱动的多振荡系统。可以识别一组正常模式。得到的这些模式的周期约为10^3 d，这是尘埃成核、生长和尘埃形成区元素富集的特征时间尺度。根据中心恒星的振荡周期和强度，包层会周期性、多周期性或不规则地反应。
2010-11-03 astro-ph.SR
AKARI Mission Program: Excavating Mass Loss History in Extended Dust Shells of Evolved Stars (MLHES) I. Far-IR Photometry
作为AKARI红外天文卫星的一项任务计划，我们使用远红外探测器（FIS）仪器对144颗演化恒星的星周尘埃壳进行了远红外成像探测。通过这次调查，我们在65，90，140和160微米的四个FIS波段中提供了目标演化恒星周围大约10' x 40'或10' x 20'天空区域的远红外表面亮度分布。我们的目标是表征远红外表面亮度分布的冷尘埃成分在拱星尘埃壳，从中我们得到的冷尘埃颗粒的量低至20 K和经验建立的早期质量损失的历史。在本系列的第一部分中，我们介绍了该项目及其目标，描述了观测，数据简化和表面亮度校正过程，并展示了整个数据集以及综合测光测量的结果（即，中央源和拱星尘埃壳一起）。我们发现：（1）除了一个物体外，所有物体的远红外辐射都能在相应波段的空间分辨率约为30”- 50”处被探测到，（2）大约60 - 70%的目标源显示出一定的延伸，（3）以前未分辨的远红外附近物体现在被分辨为28个目标源左右，（4）尽管在计算星表通量密度时假定目标为点源，但对AKARI/FIS亮源星表中的条目进行测光测量的结果是合理的，（5）红外双色图将把目标源放置在一个大致线性的分布中，这个分布可能与星周尘埃壳层的年龄相关，并且可以潜在地用于识别哪些目标比其他目标更延伸。
2018-10-25 astro-ph.SR
Imaging the circumstellar dust around AGB stars with PolCor
本文的目的是研究如何在北欧光学望远镜（NOT）的新的成像偏振计和日冕仪（PolCor）可以用于AGB星周围的星周结构的研究，为更大的样本的研究做准备。我们利用NOT上的PolCor仪器观测了两类AGB星：S型双星W Aql和两颗分离壳的碳星U Cam和DR Ser，用偏振光跟踪了它们周围的尘埃分布。从偏振计图像计算图像上的偏振强度、偏振度和偏振角。尘埃结构的位置和范围在图像中进行了检查。还计算了分离壳的总尘量和尘气比。W Aql的拱星包层的图像显示了西南方向似乎是一个细长的结构。U Cam和DR Ser的分离髋臼杯在图像中清晰可见。这是第一次对DR Ser周围分离的髋臼杯进行成像。U Cam和DR Ser髋臼杯的半径和宽度分别为7.9”和7.6”以及0.9”和1.2”。这与以前的结果是一致的。在W Aql西南方，U Cam和DR Ser壳层中的尘埃质量也被估算出来，分别为1x 10 ^-6、5x 10 ^-7和2x 10 ^-6 Msun。W Aql是一颗已知的双星，其拱星包络的形状似乎与这些尺度上的双星相互作用所预期的一致。对于壳体，结果与以前的调查一致。年龄和形成的时间尺度也估计分离壳，并发现是一致的热脉冲形成的情况。
2011-05-26 astro-ph.SR
Dust cloud lifetimes of Scallop-shell stars
School of Mathematics and Statistics, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学数学与统计学院）；School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学院）；Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）
研究快速旋转M型星周围尘埃在磁约束冷却气体云中的生存，通过二维磁流体动力学模拟，探讨尘埃和气体的动态循环对尘埃寿命的影响，揭示尘埃寿命与光变特征的关系。
2026-04-29 astro-ph.SR
Dust distribution in circumstellar shells
我们提出的流体动力学相互作用，产生拱壳的数值模拟。这些模拟包括几个场景，如风-风相互作用和风-ISM碰撞。在我们的计算中，我们已经考虑到了恒星风中尘埃的存在。我们的研究结果表明，虽然小的尘埃颗粒往往是强耦合的气体，大的尘埃颗粒只有弱耦合。因此，大尘埃颗粒的分布不能代表气体分布。将这些结果与观测结果相结合，可能会给我们提供一种新的方法来验证星周介质的流体动力学模型。
2011-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-stoichiometric amorphous magnesium-iron silicates in circumstellar dust shells. Dust growth in outflows from supergiants
我们研究了一组9个观测良好的大质量超巨星的富氧恒星外流的尘埃生长光学薄的尘埃壳。从他们的拱星尘埃壳的红外发射模型进行比较，以获得的基本参数，这些恒星的扩展信封中管理的尘埃形成的红外光谱。从比较研究中获得的结果也进行了比较与硅酸盐尘埃凝聚模型的预测完全基于实验室数据和基本的恒星性质。在6和25 μ之间的波长范围内的红外发射可以再现相当不错的混合物的非化学计量的含铁硅酸盐，氧化铝，和金属铁尘埃粒子的所有九个对象。从三个对象，亩Cep，RW Cyg，和RS每，所观察到的光谱，可以复制一个固定的和（基本上）球对称的流出，使直接比较从理论尘埃生长模型的预测。大量的硅酸盐尘埃生长的开始的温度是920 K的顺序和相应的流出速度的顺序的声速为这些对象。冷凝温度表明，硅酸盐尘埃生长在硅酸盐尘埃壳内部形成的尘埃颗粒上，温度高得多。我们的研究结果表明，关于恒星外流中尘埃形成的两个主要问题：（i）种子核的形成;（ii）它们向宏观尘埃颗粒的生长，我们逐渐接近于对第二项的定量理解。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Symbiotic stars and other Halpha emission line stars towards the Galactic Bulge
共生星是具有最长轨道周期的相互作用双星，其多组分结构使其成为丰富的天体物理实验室。高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星（WD）上，使它们成为有希望的Ia型超新星（SNe Ia）祖先。对新的银河系共生星进行系统的调查对于识别新的有希望的超新星Ia祖先（例如RS Oph）以及更好地估计总人口规模以与超新星Ia比率进行比较至关重要。后一个目标的核心是建立一个完整的人口普查的共生恒星对银河系隆起。在这里，我们报告了对覆盖35度^[2]的H α发射线恒星进行系统观测的结果。它的区别在于深层光谱学和长期光变曲线的结合，这提高了我们分类的确定性。共发现了20颗真正的共生星（13颗S型，6颗D型和1颗D '型），其中35%的共生星具有特定的拉曼散射OVI发射带，还有15颗可能的共生星（6颗S型和9颗D型）需要进一步研究。光变曲线显示了各种各样的变化，包括恒星脉动（半规则和Mira），轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。确定了5个S型的轨道周期和3个D型的脉动周期。最显著的D型是H1-45和它的Mira碳星，脉动周期为408.6天，对应的距离为6.2 ± 1.4kpc，M_K=-8.06 ± 0.12mag.如果H1-45属于银河系膨胀区，那么它将是第一颗真正发光的银河系膨胀区碳星.突出部缺乏发光的碳星是一个长期未解决的问题。对H1-45的一个可能的解释可能是碳增强是从WD伴星的祖先吸积而来的。还发现了…
2013-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
