The Class of Jsolated Stars and Luminous Planetary Nebulae in old stellar populations
我们认为，恒星的角动量（J）不增加的伴星，恒星或行星，沿着他们的后主序星演化有低得多的质量损失率沿其巨大的分支。将它们分类到一个单独的组可以使人们了解它们的晚期进化阶段。我们把这些恒星称为孤立星。我们认为，孤立星的质量损失率是不好确定的，因为巨分支上的质量损失率表达式是基于经验的样本，这些样本包含经历强烈二元相互作用的恒星，与恒星或亚恒星同伴，例如，行星状星云（PN）的前身。我们使用我们的早期索赔的渐近巨星分支（AGB）的恒星，不旋转的恒星或亚恒星的同伴，以表明我们可以解释神秘的发现，最明亮的PNE在老恒星星族达到相同的光度在年轻的人口最明亮的PNE。很可能，在老的恒星星族中存在明亮PNe的最佳解决方案是结合更高的AGB光度，如在一些新的恒星模型中获得的，以及这里引用的较低的质量损失率。
2018-06-22 astro-ph.SR
The Dustiest Galactic S Stars: Mid-Infrared Spectra from SOFIA/FORCAST
利用SOFIA/FORCAST中红外光谱研究12颗尘埃最重的银河系S星，揭示其10–11 μm尘埃发射特征形态异常，并发现晶体氧化铝、水吸收带及偏红复杂碳氢化合物特征，表明其尘埃化学既不同于富氧也不同于富碳AGB星。
2024-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Post-Asymptotic Giant Branch Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars. Preliminary Results
一个正在进行的项目，计算网格后AGB模型的初步结果。我们的初步结果表明，恒星演化计算，包括更新的治疗的微观物理预测后AGB的时间尺度是几倍短的旧模型预测。此外，后AGB模型的质光关系偏离旧网格。此外，我们的研究结果表明，只有轻微的金属依赖后AGB的时间尺度。我们希望这些结果对行星状星云的形成及其光度函数的模型有重要的影响。
2014-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Infrared Photometric and Spectroscopic Study of Post-AGB Stars
我们在这里提出的$Spitzer$中红外（IR）光谱和建模的光谱能量分布（SED）的选择后渐近巨星分支（PAGB）的明星。大部分污染源的中红外光谱显示出多环芳烃（PAHs）和硅酸盐等的光谱特征。我们的结果从SED建模显示有趣的趋势之间的依赖性光球和拱星参数。多环芳烃的各种振动模式的等效宽度（EWs）和光球温度T $_{*}$和模型导出的恒星参数之间的依赖性的趋势也被注意到的样本星。从SED模型得到的PAGB质量损失率高于AGB星。在少数物体中，发现了低激发和高激发精细结构发射谱线，表明它们处于高级演化阶段。此外，在PAGB星IRAS 21546+4721中首次检测到富勒烯（C $_{60}$）的红外振动模式。
2017-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer detection of PAH and silicate features in post-AGB stars and young Planetary Nebulae
我们用斯皮策太空望远镜上的红外阵列照相机（IRAC）和红外光谱仪（IRS）观测了一小部分热的后AGB星。这些恒星是根据它们的远红外过量（即，后AGB候选）和B光谱类型（即，接近于包络的电离）。我们的IRAC观测与2 MASS和IRAS目录数据相结合，以及以前在厘米范围内的射电观测（如果可用），使我们能够模拟我们目标的SED，并发现几乎所有目标中至少存在两个不同温度的尘埃壳，热尘埃成分范围高达1000 K。在一些目标中，需要大于1微米的颗粒来匹配远红外数据点。特别地，在IRAS 17423-1755中，必须引入高达100微米的颗粒以匹配mm范围内的发射。我们获得了IRS光谱，以确定信封的化学成分，并发现我们的样品中超过1/3的来源具有混合化学成分，显示出归因于多环芳烃（PAH）和硅酸盐特征的中红外波段。对PAH特征的分析表明，这些分子位于远离中心恒星的外流中。我们认为混合化学目标的比例大于预期，这是对周围有圆盘或环面的恒星的选择偏差。我们的研究结果加强了目前的图片混合化学是由于不同的灰尘种群的信封中的空间隔离。
2009-08-05 astro-ph.SR
BD+14$^\circ$3061: A Luminous Yellow Post-AGB Star in the Galactic Halo
我报告的发现是，9等银河晕星BD+14 $^\circ$ 3061是一个罕见的发光贫金属“黄色后AGB”星的成员。它的盖亚DR 2视差意味着它的绝对星等为$M_V=-3.44\pm0.27$，它是一颗在逆行银河系轨道上运动的非常高速的恒星。BD+14 $^\circ$ 3061是银河系球状星团中已知的六颗黄色PAGB恒星的场模拟，它们具有非常相似的绝对星等。这些天体是古老的恒星星族中视觉上最明亮的成员;它们明显狭窄的光度函数使它们有可能作为星族II的标准烛光。从BD+14 $^\circ$ 3061到$22\,μ$ m的光谱能量分布来看，没有证据表明存在星周尘埃。这颗恒星是一颗低振幅的半规则脉动变星，典型的周期为30-32天。径向速度研究表明，它是一个周期为429.6天的光谱双星，与已知的黄色PAGB双星HD 46703和BD+39 $^\circ$ 4926相似。
2020-10-13 astro-ph.SR
Most "young" $α$-rich stars have high masses but are actually old
最近的观测揭示了一个人口的$α$ -元素丰度增强巨星与意想不到的高质量（$\gtrsim$ 1 $M_\odot$）从星震分析和光谱。假设是单星演化，它们的质量意味着年轻的年龄（$τ<6$ Gyr），与规范的银河系化学演化情景不相容。在这里，我们研究的化学和运动学的一个大的样本，这样的$α$丰富的，高质量的红巨星分支（RGB）恒星从LAMOST光谱调查。使用LAMOST和盖亚，我们发现这些恒星共享相同的运动学的规范高$α$老恒星星族在银河系厚盘。恒星丰度显示，这些高$α$质量恒星具有类似于高$α$年龄厚盘星的$α$ -和铁-峰值元素丰度。然而，它们中的一部分具有较高的[（N+C）/Fe]和[Ba/Fe]比值，这意味着它们从额外的来源获得了富C和富Ba的物质，可能是渐近巨星分支（AGB）伴星。这些结果支持了先前的建议，即这些RGB恒星是双星演化的产物。它们的高质量因此模仿“年轻”的单星，但事实上它们属于固有的老恒星星族。为了充分解释我们的样本星的恒星丰度模式，需要多种双星演化通道，如主序（MS）+ RGB，MS + AGB，RGB + RGB和RGB + AGB，指出这些重新焕发活力的食人族的不同形成机制。有了这个更大的样本，我们的结果证实了早期的发现，即银河系盘中大多数（如果不是全部的话）富含$α$的恒星似乎都很老。
2021-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution spectroscopy of the high velocity hot post-AGB star LS III +52 24 (IRAS 22023+5249)
给出了B型星LS III +52 24的第一个高分辨率（R~ 50，000）光谱，它被确认为AGB后候选星IRAS 22023+5249（I22023）的光学对应物。我们报告的详细识别观测到的吸收和发射功能在全波长范围内（4290-9015）以及大气参数和光球丰度（在本地热动力学平衡近似）的第一次。还导出了星云参数（Te，Ne）。我们估计Teff= 24，000 K，log g=3.0，xi=7 kms-1，导出的丰度表明这是一颗C/O<1的轻微缺金属演化恒星。观测到的P-Cygni氢和氦的分布清楚地表明了AGB后的质量损失。[N II]和[S II]线的存在以及[O III]的未检测表明光电离刚刚开始。观测到的光谱特征，大的日心径向速度，大气参数和化学成分表明，I22023是一个进化后的AGB星属于旧盘人口。星云参数（Te=7000 K，Ne= 1.2 × 104 cm-3）也表明I22023可能正在演化成一个紧凑的年轻低激发行星状星云。我们的光学光谱分析，加上最近斯皮策探测到的双尘埃化学（同时存在的碳质分子和无定形硅酸盐）在I22023和其他B型后AGB候选人可能指向一个二元系统的尘埃盘的恒星起源共同的热后AGB恒星与O-丰富的中心恒星。
2011-12-06 astro-ph.SR
Determining the forsterite abundance of the dust around Asymptotic Giant Branch stars
目标。我们提出了一个诊断工具，以确定丰富的结晶硅酸盐镁橄榄石AGB星包围的硅酸盐尘埃的厚壳。利用高质量损失富氧AGB星的六个红外光谱，我们得到了其尘埃壳层的镁橄榄石丰度。方法.我们用蒙特卡罗辐射转移程序计算了尘埃笼罩下AGB星的红外光谱。我们改变尘埃成分，质量损失率和外半径。我们关注11.3和33.6 μm的镁橄榄石带的强度，它们探测了恒星最近（11.3 μm）和更老（33.6 μm）的质量损失历史。简单的诊断图的推导，允许直接比较所观察到的频带强度。结果我们的分析表明，11.3 μm的镁橄榄石带是一个强大的指标，目前的质量损失期的AGB星与光学厚的尘埃壳的镁橄榄石丰度。镁橄榄石的33.6 μm波段对发射尘埃壳的密度和几何形状的变化很敏感，因此是一个不太可靠的指标。将我们的方法应用于六颗高质量损失率的AGB星表明，AGB星的镁橄榄石丰度可以达到12%或更高，这超过了以前发现的最大丰度5%。
2010-03-16 astro-ph.SR
Asymptotic Giant Branch Variables in Nearby Galaxies
某些类型的大振幅AGB变量被证明是强大的距离指示器，将在JWST时代的高精度红外测光中与造父变星相媲美。这些主要存在于老年人群中，并且具有低质量的祖细胞。在AGB质量尺度的另一端，大振幅变星，特别是那些经历热底部燃烧的变星，是它们总体中最明亮的代表。这些恒星的年龄不到一个Gyr，经常大量失去质量，对于我们理解遥远星系的综合光以及化学富集至关重要。然而，这种非常明亮的AGB变量的演变是迅速的，仍然知之甚少。在这里，我讨论了最近的红外观测的低质量和中等质量的米拉变量在本地集团和超越。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predictions from $s$-process AGB models of the isotopic variations of zirconium and neodymium for comparison to bulk meteorites
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院卓越研究中心）；ELTE Eötvös Loránd University, Institute of Physics（厄特沃什·罗兰大学物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Department of Experimental Physics, Institute of Physics, University of Szeged（塞格德大学物理研究所实验物理系）；Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Geochemistry and Petrology, ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院地球与行星科学系地球化学与岩石学研究所）
研究通过比较锆和钕数据与AGB星s过程丰度模型，发现超太阳金属licity的AGB星能解释陨石中锆和钕同位素变异差异，主要归因于强对流 overshoot 和13C核区质量变化。
2026-03-19 astro-ph.SR
A Luminous Yellow Post-AGB Star in the Galactic Globular Cluster M79
本文报道了在银河系球状星团（GC）M79（NGC 1904）中发现的一颗发光的F型后渐近巨支（PAGB）星。在视星等V=12.20，Mv=-3.46的绝对视星等下，这颗黄色的PAGB星是所有GC中最亮的恒星。它是使用CCD观测的uBVI测光系统，这是优化，以检测大的巴尔末不连续性，表明非常低的表面重力的恒星。用SMARTS 1.3米和1.5米望远镜进行的后续观测表明，这颗恒星的光速和径向速度都是不变的，而且它的速度与星团成员资格是一致的。用2 MASS和WISE进行的近红外和中红外观测没有发现星周尘埃的证据。我们认为，一个尖锐的上限存在的光度函数的黄色PAGB恒星在旧的人口，使他们很好的候选人人口II标准蜡烛，这是四个亮度比RR天琴座变量。它们的光度与处于PAGB演化阶段的恒星一致，核心质量约为0.53 Msun。我们还发现了四颗位于水平分支上方的非常热的恒星（“AGB-manqu 'e”星）;它们与PAGB星一起，是M79中近紫外线最亮的天体。在附录中，我们给出了M79中五颗变星的周期和光变曲线：三颗RR型天琴座星，一颗II型造父变星和一颗半规则变星。
2015-12-07 astro-ph.SR
SPITZER-IRS spectral fitting of discs around binary post-AGB stars - Corrigendum
最近，我们发现了一个错误，在我们的蒙特卡罗光谱拟合例程，更具体地说，在通量的错误被重新缩放，以获得一个减少的卡方1。重新调整的误差太大，导致我们的100步蒙特卡罗程序中的良好拟合范围太宽。这个问题影响到FIGs。7-9以及Gielen等人（2008年）的表A.1、A.2、Gielen等人（2009年a）的表3和Gielen等人（2009年b）的表4。我们纠正了这个错误，并在下表中列出了新的值和错误。新的值和误差几乎都落在旧的误差范围内。我们最好的chi 2值和整体以前的科学结果不受影响。利用这些新的误差，可以观察到尘埃参数中可能出现的一些新趋势。这些将在即将发表的论文中讨论，我们将Gielen等人（2008）提出的样本与新获得的SPITZER-IRS数据进行扩展。
2010-06-16 astro-ph.SR
The dwarf irregular galaxy NGC 6822. II. Young, intermediate and old stellar populations: comparison between theory and observations
本文通过将 BaSTI-IAC 和 PARSEC+COLIBRI 恒星演化模型与 NGC 6822 的多波段测光数据对比，揭示了其年轻、中年和老年恒星族的年龄与金属丰度分布，并验证了光学-近红外-中红外颜色-颜色图在识别中年 AGB 恒星族方面的可靠性。
2025-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
AGB stars in the SMC: evolution and dust properties based on Spitzer observations
利用质量为1 Msun < M <8 Msun的恒星的完整演化模型，研究了小麦哲伦星云（SMC）中的渐近巨星分支（AGB）星的星族。这些模型还考虑了拱星包层中的尘埃产生。我们比较斯皮策红外颜色与理论建模的结果。我们发现，SMC的AGB人口的约75%是由几乎不被遮挡的物体，主要是质量M <2.5 Msun在各种金属丰度的恒星，形成于7亿年和5 Gyr前;这些来源的约70%是富氧星，而约30%是C星。最模糊的AGB星样本，约占总样本的25%，几乎完全由碳星组成。这些富碳天体的色-色（[3.6]-[4.5]，[5.8]-[8.0]）和色-星等（[3.6]-[8.0]，[8.0]）图中的分布，有很大的红外辐射，根据其周围碳质尘埃的数量，可以追踪到一个模糊序列。富碳AGB星的总体数量来自于7亿年前至2亿年前形成的金属量Z=0.004的1.5- 2 Msun恒星，以及2-5亿年前形成的金属量低于1.5 Msun的低金属量天体。我们还识别出了正在经历热底部燃烧的被遮蔽的富氧恒星（M ~ 4- 6 Msun）。SMC和LMC的AGB群体之间的差异也进行了评论。
2015-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
PHAT XX. AGB stars and other cool giants in M31 star clusters
星团中AGB星的存在为恒星模型提供了关键的限制，正如麦哲伦云的历史数据所证明的那样。在这项工作中，我们寻找候选人AGB星M31星团的全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查。我们的光度标准选择了比红巨星分支尖端更亮的恒星，其中包括大部分的热脉冲AGB恒星以及早期AGB恒星和其他在年轻恒星星族中预期的发光冷巨星（例如大质量红超巨星和中等质量红氦燃烧恒星）。AGB星可以区分，后验，使用我们的集群样本已经估计的年龄。在星团孔径半径内发现了937个候选者，其中一半（450）很可能是星团成员。与其他数据库的交叉匹配揭示了其中的两个碳星和十个安全变量。经磁场校正的年龄分布显示，年轻的超巨星在小于1亿年的年龄达到峰值，随后是一条长长的AGB恒星的尾巴，延伸到最古老的可能年龄。这条长尾巴揭示了AGB恒星数量的普遍减少，从1亿年时的初始值50 e-6/Msun下降到10 Gyr时的5 e-6/Msun。近太阳金属丰度的理论模型再现了这一总体趋势，尽管在某些年龄段存在局部差异，但其起源尚未确定。整个目录连同调查结果图表一起发布，以方便后续研究。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the dwarf irregular galaxy NGC 6822. I. Young, intermediate and old stellar populations
对本星系群矮不规则星系NGC 6822进行了精确的深多波段测光。这些图像是用2米/4米的宽视场相机（INT，CTIO，CFHT）和8米级望远镜（SUBARU）收集的，覆盖了星系中心2平方度的FoV。我们对$\approx$ 7，000张CCD图像进行了PSF测光，最终目录包括超过100万个对象。我们开发了一种新的方法来识别候选场和星系恒星，并通过使用旧的恒星示踪剂发现它与以前的估计值相差1.15（RA）和1.53（DEC）arcmin，对星系中心进行了新的估计。我们还发现，年轻（主序星，红超巨星），中间（红团，渐近巨星分支[AGB]）和老年（红巨星分支[RGB]）恒星显示出不同的径向分布。老恒星星族是球形分布，并延伸到径向距离大于先前估计（$\sim$ 1度）。年轻的人口显示出一个明确的酒吧和盘状分布，无线电测量表明，这是偏离中心相比，老年人口。我们讨论了采用不同的诊断来识别AGB星的利弊，并开发了新的基于光学近红外-中红外颜色-颜色图（CCD）来表征富氧和富碳（C）的恒星。我们发现碳和M型（C/M）恒星之间的平均人口比为0.67 $\pm$ 0.08（光学/NIR/MIR），我们使用观察到的C/M比与经验C/M金属丰度关系来估计平均铁丰度[Fe/H] $\sim$ -1.25（$σ$ =0.04 dex），这与文献估计相当吻合。
2022-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rusty old stars: a source of the missing interstellar iron?
铁是宇宙中最丰富的耐火元素，在星周和星际环境中都高度耗尽，这意味着它以固体形式存在。这种固体的性质是未知的。在这封信中，我们提供的证据表明，金属铁颗粒存在于富氧的AGB恒星周围，在那里它被观测为一个无特征的中红外线过剩。这一识别是利用斯皮策太空望远镜对演化的球状星团恒星的观测做出的，在这些恒星中，铁尘的产生似乎无处不在，在某些情况下可以被建模为唯一观测到的尘埃产物。在这种情况下，FeO被视为在这些恒星中观察到的20微米特征的可能载体。金属铁在低金属度的尘埃凝聚序列中起着重要的作用，并在星际介质中起着重要的作用。我们将探讨恒星的金属丰度和光度在铁的形成观察，以及如何铁的存在影响流出和它的化学。铁能提供足够的不透明度来驱动风的条件仍然不清楚。
2010-05-19 astro-ph.SR
Detection of Hydrocarbons in the Disk around an Actively-Accreting Planetary-Mass Object
本研究利用詹姆斯·韦伯空间望远镜观测，在6-10倍木星质量的自由漂浮天体Cha 1107-7626的星盘中探测到甲烷和乙烯等碳氢化合物，证实其为已知拥有含碳氢化合物星盘的最低质量天体，且内盘条件与低质量恒星的内盘具有相似性。
2025-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
New models for the evolution of Post-Asymptotic Giant Branch stars and Central Stars of Planetary Nebulae
后渐近巨星分支（AGB）阶段可以说是低质量和中等质量恒星演化中最不为人所知的阶段之一。目前可用的两种网格模型是基于过时的微观和宏观物理学，彼此不一致。我们研究的时间尺度后AGB和CSPNe的背景下，我们目前的理解恒星的微观和宏观物理。我们希望评估新的后AGB模型，在TP-AGB模型的后期改进的基础上，是否可以帮助理解观察和理论之间的差异，以及理论本身。我们计算了一个网格后AGB完整的进化序列，包括所有以前的进化阶段，从零年龄主序列的白矮星阶段。模型计算的初始质量在0.8和4之间$M_\odot$和广泛的初始金属丰度（$Z_0=$ 0.02，0.01，0.001，0.0001），这使我们能够提供后AGB的时间尺度和性质的H燃烧后AGB对象的质量在行星状星云的形成（$\sim$ 0.5 - 0.8，$M_\odot$）的相关范围。我们发现后AGB的时间尺度至少是$\sim 3$到$\sim 10$倍短于旧的后AGB恒星演化模型。对于整个质量和金属量范围都是如此。新的模型也是$\sim$ 0.1 - 0.3德克斯比以前的模型具有类似的残余质量。后AGB的时间尺度显示只有轻微的依赖金属丰度。较短的后AGB的时间尺度在本工作中得出的是在最近的半经验测定的后AGB的时间尺度从CSPNe在银河系隆起。由于AGB后穿越时间、初末质量关系和光度的差异，这些模型对行星状星云的形成和光度函数的预测将产生…
2016-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polycyclic aromatic hydrocarbon emission toward the Galactic bulge
我们研究多环芳烃（PAH），尘埃和原子/分子发射朝向银河系的隆起使用斯皮策空间望远镜观测的四个领域：C32，C35，OGLE和NGC 6522。这些场分别近似地以（l，b）=（0.0°，1.0°）、（0.0°，-1.0°）、（0.4°，-2.1°）和（1.0°，-3.8°）为中心。远红外测光观测补充了斯皮策/IRS光谱数据，并用于构建光谱能量分布。我们发现C32和C35之间的尘埃和PAH排放总体上非常相似，部分原因是它们的位置-它们位于700万年前银河系外流事件的边界或附近，部分是冲击加热的。在C32和C35区域内，我们发现了一个Hα发射升高的区域，该区域与精细结构和[O IV]线发射升高以及PAH特征强度较弱相一致。我们很可能正在追踪外流进入新生环境的过渡区。在这些领域的多环芳烃丰度略低于典型的ISM值。在OGLE和NGC 6522领域，我们观察到的黄道尘为主的连续弱功能。SED拟合表明，在C32和C35的热尘埃颗粒具有可比的温度扩散，高纬度卷云。在C32和C35之间的多环芳烃属性中检测到的变异性很小，这表明多环芳烃的稳定种群占主导地位的整体光谱外观。事实上，它们的PAH特征与M82超级风非常相似，这表明我们正在探索当地的银河系风环境。
2018-02-12 astro-ph.GA 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
Dusty Disks Around Central Stars of Planetary Nebulae
只有百分之几的冷老白矮星（WD）的红外线过量被解释为起源于小热盘，这是由于进入恒星的洛希极限内的单个小行星的坠落和破坏。在24微米的红外线也被发现来自附近的年轻，热的WD，其中大多数仍然是行星状星云（CSPN）的中心恒星。CSPN的发生率为18%。有24微米的Hubert CSPN，被认为是由柯伊伯带状物体（KBO）碰撞形成的圆盘。在本文中，我们分析了CSPN的一个额外的样本，以寻找类似的红外过量。这些CSPN都是PG 1159类的成员，之所以选择它们，是因为它们的直接祖先通常具有与大型尘埃盘一致的尘埃环境。我们发现，总体而言，PG 1159星不存在这样的磁盘更经常比其他CSPN，虽然统计数据（5对象）是穷人。然后，我们考虑整个样本的CSPN与红外线过剩，并比较它的红外线特性的老WD，以及较冷的后AGB星。我们得出结论的建议，CSPN的红外特性更合理地来自AGB形成的磁盘，而不是通过碰撞KBO形成的磁盘，虽然不能排除后一种情况。最后，我们注意到，似乎有一个CSPN与24微米的超额和确认或可能的双星中心之间的关联。
2014-03-23 astro-ph.SR
Near Infrared spectroscopy of post-starburst galaxies: a limited impact of TP-AGB stars on galaxy SEDs
我们提出了VLT-ISAAC近红外分光光度观测的16 poststarburst（PSB）的星系，旨在限制有争议的影响TP-AGB恒星的SED的星系的恒星年龄为0.5-2 Gyr，高红移研究的关键。PSB星系的恒星形成过程可以忽略不计，而SED主要由最近（<2 Gyr）爆发中形成的恒星组成。通过光谱选择PSB星系的平均光度加权年龄在0.5和1.5 Gyr之间和广泛的金属丰度，我们探索TP-AGB星的相对能量输出的峰值周围的参数空间。至关重要的是，我们的目标星系z~0.2，因此TP-AGB星的两个主要光谱特征（C-分子带头下降在1.41和1.77 μ m），这是严重吸收我们的大气层为目标在z~0，移动内的H和K大气窗口，可以限制为第一次高精度。我们的研究结果提供了关键的限制恒星星族合成模型：i）近红外区域约1.41和1.77妈妈（休息框架）是没有特色的所有星系在我们的样本在整个范围内的相关年龄和金属丰度与Maraston（2005年）TP-AGB重模型的差异，表现出显着下降; ii）在近红外没有观察到通量提升。Bruzual & Charlot（2003）的模型可以一致地再现我们大多数PSB星系的光学-NIR SED，使用相应的轻重量年龄和金属丰度的简单恒星星族，或者更真实的爆发加上包含总恒星质量<~60%的旧恒星族。相比之下，基于Maraston（2005）模型的所有这类组合都无法…
2012-10-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
The evolution of Galactic planetary nebula progenitors through the comparison of their nebular abundances with AGB yields
我们研究了142个银河系行星状星云（PNe）的化学丰度，这些星云具有良好的观测质量，其丰度或多或少都是均匀的，从而可以与恒星模型进行合理的比较。其目的是确定质量，化学成分和形成时代的祖先，通过比较的数据与结果从AGB的演变。PNe的尘埃特性，当可用时，也被用来进一步支持我们的解释。我们发现，大多数（$\sim60\%$）的银河系PNE研究的太阳化学成分，而$\sim40\%$的来源调查有太阳下的金属丰度。大约一半的PNE有碳星的祖先，在$1.5~M_{\odot} < M < 3~M_{\odot}$质量范围内，形成于3亿年前到2亿年前。剩余的PNe几乎均匀地分布在富含氮的PNe中，我们将其解释为$M > 3.5~M_{\odot}$恒星的后代，年龄小于2.5亿年，以及一组富氧的PNe，来自从未成为C星的旧（$> 2$ Gyr）低质量（$M < 1.5~M_{\odot}$）恒星。这个分析证实了碳星表面可以积累的碳量存在上限，这可能是由于AGB后期质量损失的加速。本样本的化学成分表明，在太阳（或略低于太阳）金属丰度的大质量AGB恒星中，第三次疏浚的影响与热的底部燃烧相结合，导致富含氮-但不严重碳耗尽-气态物质被喷出。
2017-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Distribution of Blue Straggler Stars in the Color-Magnitude Diagrams of Old Open Clusters
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
研究六个老开放星团中蓝矮星(BSS)的色-光度图分布，发现50%的BSS位于主序星末期，主要由更高质量的BSS驱动，且BSS的形成与核心氦融合有关，表明氦富集导致BSS在TAMS附近普遍存在。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot UV-bright stars of galactic globular clusters
我们用宽视场紫外望远镜对78个球状星团的紫外亮星族进行了普查。这个星族包含了后水平分支（HB）演化的不同阶段，包括热的后渐近巨星分支（AGB）恒星和后早期AGB恒星。有迹象表明，像球状星团这样的老恒星系统产生的后（早期）AGB恒星比目前进化模型预测的要少，但观测仍然很少。我们获得了其中11个紫外选择物体的FORS 2光谱（覆盖范围为-2.3<[Fe/H]<-1.0），我们将其与之前观察到的数据一起（重新）分析。我们使用了不同金属丰度的模型大气，包括超级太阳大气。在可能的情况下，我们使用紫外分光光度法验证了我们的大气参数，并在光谱中搜索金属线。我们计算了四个金属丰度制度的演化序列，并使用它们与信息一起的HB形态的球状星团估计预期的数量后AGB星。在11颗新的明亮的紫外线亮恒星中，有7颗是后AGB或后早期AGB恒星，两颗正在远离HB演化，一颗是前景白矮星，一颗是白矮星合并。因此，光谱学显然需要识别热紫外亮恒星的演化状态。对于较热的恒星，需要富含金属的模型光谱来再现它们的光学和紫外光谱，这可能会影响热后AGB恒星对演化种群紫外光谱的通量贡献。加上已发表的关于球状星团中其他热紫外亮恒星的信息，我们发现观测到的热后AGB恒星的数量与预测值基本一致，尽管数量仍然很低。
2019-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
An analysis of the J-method from the perspective of the AGB evolution
Università degli Studi Roma Tre（罗马第三大学）；INAF, Observatory of Rome（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；ASI-Space Science Data Center（意大利航天局空间科学数据中心）
本文从AGB演化的角度分析了J方法，通过比较LMC和SMC的J区域恒星分布，揭示了恒星群体特征对J光度函数的影响。
2026-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The PNe and H II regions in NGC 6822 revisited. Clues to AGB nucleosynthesis
分析了NGC 6822中PNe的化学行为。11个PNe和两个H II区域的分光光度数据与OSIRIS光谱仪连接到大加那利望远镜获得。其他13个PNE和三个H II区的数据从文献中检索。导出了19个PNe区和4个H II区的物理条件和O、N、Ne、Ar和S的化学丰度。PNe样品的丰度分布广泛，显示12+log（O/H）为7.4至8.2，12+log（Ar/H）为4.97至5.80。PNe可分为两组：一组古老，金属丰度低（12+log（O/H）<8.0和12+log（Ar/H）<5.7），另一组较年轻，金属丰度与H II区的值相似。老的对象比年轻的对象分布在更大的体积中。发现Pne的一个重要部分（>30%）富含N（I型Pne）。这种PNe在任何金属丰度下都存在。此外，约60%的样品呈现高电离（He++/He >= 0.1），具有有效温度大于10^6 K的中心星。在样品中可能的偏见进行了讨论。通过与A.根据Karakas等人的观测N/O丰度比，我们的PNe的初始质量应小于4 Msun，但如果与Ne和O丰度进行比较，则初始质量应小于2 Msun。这些2-3 M太阳的恒星模型在AGB末端的恒星表面产生了过多的~（22）Ne。另一方面，与P. Ventura等人的另一套恒星演化模型的比较表明，如果大质量恒星的初始质量约为4 M_sun，则观测到的N/O和Ne/H比与预测值之间的关系是合理的。
2015-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury I: Bright UV Stars in the Bulge of M31
作为全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）多周期计划的一部分，我们用WFC 3/UVIS滤光片F275 W和F336 W观测了M31凸起的12' \times 6.5'区域。从这些数据中，我们收集了一个\sim 4000紫外线明亮的老恒星的样本，比以前可用的大得多。我们使用更新的Padova恒星演化轨迹将这些热星分为三类：后AGB星（P-AGB），后早期AGB星（PE-AGB）和AGB-manqué星。P-AGB星是渐近巨星分支（AGB）阶段的最终结果，预计在广泛的恒星星族中，而PE-AGB和AGB-manque（以下统称热后横支; HP-HB）星是由于包层质量不足以形成完整的AGB阶段，并且当RGB上的质量损失高时，预计在高氦或α丰度下特别突出。我们的数据支持以前的说法，即大多数在隆起的紫外线明亮的来源可能是热（极端）水平分支恒星（EHB）和他们的后代。我们构建了这些恒星星族的第一径向配置文件，并表明它们是高度集中的，甚至比集成的紫外线或可见光。然而，我们发现，这个紫外线明亮的人口并不占主导地位的总紫外线光度在任何半径，因为我们只检测的后代的EHB星的紫外线X的可能来源。我们计算出，只有百分之几的MS星在中央隆起可以通过HP-HB阶段，这一百分比强烈降低与中心的距离。我们还发现，热的紫外亮星的表面密度有相同的径向变化的低质量的X射线双星。我们讨论了年龄，金属丰度，和丰度的变化可能的解释所…
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.SR
Is the semi-regular variable RU Vulpeculae undergoing a helium-shell flash?
半规则变星狐狸座RU（RU Vul）自1935年以来一直被观测到。自$\sim1954$以来，其脉动周期和振幅都在下降。一个解释渐近巨星分支（AGB）恒星（如RU Vul）周期减少的主要假设是恒星内部持续的氦燃烧壳闪光，也称为热脉冲（TP）。本文给出了RU Vul的CCD测光光变曲线，推导了它的基本参数，并检验了TP假设是否能描述观测周期的下降。我们用CCD测光法测定了三个测光波段的现今脉动周期和振幅，用高分辨光谱法求出了基本参数。RU Vul的时期演变相比，预测的AGB阶段的演变模型。我们发现RU Vul是一颗贫金属星，金属丰度为$[{\rm M}/{\rm H}]=-1.59\pm0.05$，有效表面温度为$T_{\rm eff}=3634\pm20$ K。RU Vul的低金属量和它的运动学表明它是厚盘或晕群中一个古老的低质量成员。从我们的测光测定的今天的脉动周期是$\sim108$ d，在V波段的半振幅是$0.39\pm0.03$ MAG。观察到的周期下降被发现是很好地匹配的演化AGB模型与恒星参数相媲美的RU Vul。我们的结论是TP假设是在很好的协议与所观察到的周期演变的RU Vul。
2015-11-10 astro-ph.SR
The Spitzer Spectroscopic Survey of S-type Stars
S型AGB星被认为是处于M型和C型AGB星之间的过渡阶段。由于其特殊的化学成分，人们可以预期恒星的C/O比对星周尘埃的分子化学和矿物学有很大的影响。在本文中，我们提出了一个大样本的87个内禀银河系S型AGB星，在红外波段观测的斯皮策太空望远镜，并辅以地面光学数据。一方面，我们从光谱学和光度学的角度出发，利用模型大气的网格来计算恒星的参数。另一方面，我们分解的红外光谱量化的通量贡献，从不同的尘埃物种。最后，我们比较了独立确定的恒星参数和尘埃的性质。对于没有显着的尘埃排放的恒星，我们检测到的斯皮策光谱中的SiS吸收的存在和恒星大气的C/O比之间的严格关系。因此，这些吸收带可以用作C/O比的附加诊断。对于具有显著尘埃发射的恒星，我们根据某些尘埃种类对红外通量的相对贡献定义了三组。我们发现一个强有力的联系组成员和C/O比。我们表明，这些基团可以解释为假设粉尘冷凝可以缩短硅酸盐产生之前，而剩余的自由原子和分子，然后可以形成观察到的硫化镁或载体的身份不明的13和20微米的功能。最后，我们提出了探测的分子和尘埃特征的C型星，如分子硅，碳氢化合物和硫化镁颗粒的发射功能。我们发现，我们经常检测到镁硫化物与分子SiS，我们提出，它是由SiS分子与Mg反应形成的。
2012-02-21 astro-ph.SR
Charting Circumstellar Chemistry of Carbon-rich AGB Stars: I. ALMA 3 mm spectral surveys
本研究利用ALMA Band 3对三颗碳星进行无偏谱线巡天，发现其星周化学在分子发射区位置和丰度上与原型星IRC+10216高度相似，证明针对IRC+10216的化学模型可广泛适用于富碳AGB包层。
2023-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
An AGB star as the source of the abundance pattern of hyper-metal-poor star HE 1327-2326
本研究提出超贫金属星HE 1327-2326的丰度模式起源于第一代AGB星，构建的3倍太阳质量AGB模型可匹配其绝大多数元素丰度，为早期宇宙恒星演化与星际介质混合提供了新证据。
2025-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The UK Infrared Telescope M33 monitoring project. II. The star formation history in the central square kiloparsec
我们已经在英国天文台红望远镜（UKIRT）对本星系群螺旋星系M33（三角座）进行了近红外监测活动。其主要目的是识别处于演化最后阶段的恒星，这些恒星的光度与其诞生质量的关系比数量更多但光度持续增加的低演化巨星更直接。在本系列的第二篇论文中，我们构造了诞生质量函数，从而推导出恒星的形成历史。恒星形成速率在~0.002和0.007 M $_\odot$ yr^-1 kpc^-2之间变化。我们给出了两个时代的恒星形成率提高了几个因素的证据-一个发生在\geq 6 Gyr前，并产生了\geq 80%的恒星总质量，和一个大约250万年前，持续约200万年，并形成\leq 6%的质量的恒星。我们构建径向和方位角分布在图像平面和星系平面的人口与老的第一次上升红巨星分支（RGB）的恒星，中年渐近巨星分支（AGB）的恒星和年轻的（大规模）蓝，红超巨星。我们发现，RGB星遵循球状分布，而年轻的恒星遵循一个扁平的磁盘分布。中年人口显示出假膨胀或可能是一个酒吧的迹象。19世纪中期绘画中记录的内旋臂图案得到了证实。我们解释我们的发现作为证据的一个老的，压力支持的组件和一个年轻的光盘形成6 Gyr前，与吸积事件发生250万年前产生的致密核M33。我们的研究为最近的帕多瓦恒星演化模型提供了支持，除了超级AGB恒星可能达到低温，因此质量损失率高，支持超级AGB性质的尘埃笼罩的超新星，如SN 2008 S的祖先。
2011-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Rapidly Evolving AGB Star, V Hya: ALMA finds a Multi-Ring Circus with High-Velocity Outflows
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）以前所未有的角分辨率~0”.4-0”.6观测到了质量损失的碳星V Hya，它显然正在从AGB星过渡到双极行星状星云。我们的13 CO和12 CO（J=3-2和J=2-1）图像导致发现了一组显着的六个膨胀环，这些膨胀环位于系统赤道平面上的一个张开的，扭曲的动力膨胀盘结构（DUDE）中。我们还发现，第一次，几个双极，高速流出，其中一些具有抛物线形态，这意味着宽的开角，而一个（以前发现）是cluerous和高度准直。后者可能与V Hya的高速子弹状电离气体喷射有关;在12 CO图像中可以看到4颗子弹中最古老的一颗的可能分子对应物。我们发现了一个明亮的、无法分辨的中心连续辐射源（半高宽尺寸<~165 au）;大约40%的这种辐射可以在标准的射电光球中产生，而剩下的60%可能是由于质量>~10^{-5} Msun的非常大（mm尺寸）的颗粒的热辐射。我们已经使用了一个辐射转移模型来拟合DUDE的13 CO和12 CO排放的显著特征，半径为8”（3200 au），质量为1.7 x 10^{-3} Msun的耀斑盘，其膨胀速度随着半径的增加而迅速增加，在大约200 au的中心区域内，然后在其外部缓慢增加，从9.5到11.5公里/秒。DUDE的潜在密度呈放射状下降，并穿插着局部的增加，这代表了观测上特征良好的最里面的三个环。
2022-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthetic yields of intermediate-mass primordial to extremely metal-poor stars
节录。我们的目标是更好地解释演化和命运，并确定原始和EMP金属丰度之间的中等质量恒星（Z = 1e-10，1e-8，1e-7，1e-6和1e-5）的更新核合成产额。我们还探讨了最古老的中等质量恒星的核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段的不确定性。我们使用Monash-Mount Stromlo恒星演化代码MONSTAR分析了模型从其主序列到热脉冲AGB（TP-AGB）到其演化的最新阶段的演化。结果用代码MONSOON进行后处理，该代码允许测定高达62Ni的77种物质的核合成产率。正如在以前的作品中报道的那样，我们在我们的最低质量最低Z模型中确定了质子摄入事件（PIEs）。Z = 1e-10和Z = 1e-8的模型，在一个狭窄的初始质量范围内，大约5 Msun，经历了热脉冲的停止，它们作为I1/2型超新星的最终命运不能被丢弃。所有初始质量约为6 - 7 Msun的模型都经历了腐蚀性的第二次疏浚，并在其外壳中经历了显着的金属富集。这使他们能够发展出类似太阳的TP-AGB或TP-super-AGB，最终成为白矮星。除了那些经历热脉冲的停止，我们所有的模型都显示出有效的第三次疏浚和热底燃烧的核合成签名，与激活的NeNa循环和MgAlSi链。这导致大量CNO的产生，典型的[N/Fe]> 4），以及特征丰度标记[N/Fe]>[C/Fe]>[O/Fe]。由于输入物理的差异（主要涉及对流和对流边界）…
2022-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Single and Double Photoionization and Photodissociation of Toluene by Soft X-rays in Circumstellar Environment
多环芳烃（PAHs）及其甲基衍生物的形成主要发生在渐近巨星支（AGB）星的尘埃壳层中。在3.3和3.4 $μ$ m处的谱带，在几个物体的红外发射光谱中观察到，分别归因于芳香族和脂肪族结构中的C-H振动模式。通常，3.3 $μ$ m处的特征比3.4 $μ$ m处的特征更强烈。利用同步辐射和飞行时间质谱研究了甲基化多环芳烃的前体甲苯在碳K边附近的光电离和光解过程。大量的离子片段的部分离子产率提取的单和二维光谱，其中电子-离子符合揭示了双电荷的母分子和几个双电荷的片段含有7个碳原子具有相当大的丰度。基于密度泛函理论的\textit{Ab initio}计算被用来阐明这些稳定的双阳离子物种的化学结构。经受硬内壳电离的dications的生存表明，它们可以在星际介质中观察到，特别是在检测到多环芳烃的区域。在富碳的AGB星T Dra条件下，研究了X射线引起的甲苯电离和破坏。在这种情况下，最小的光解半径和甲苯的半衰期受到软X射线通量从同伴白矮星发射的入射确定。
2016-01-26 astro-ph.SR physics.chem-ph
Evolutionary and pulsation properties of Type II Cepheids
我们讨论了在银河系和麦哲伦云中观测到的II型造父变星（TIICs）的脉动特性。武仙座BL [BLH，P<5天]、室女座W [WV，5<P<20天]、金牛座RV [RVT，P>20天]三个不同的亚群在不同的恒星系统中的周期（P）分布、光度振幅和星族比非常相似，表明它们有着共同的演化通道，对金属丰度和环境的依赖性也较弱。我们提出了一个均匀的理论框架的基础上水平分支（HB）的演化模型，设想TIIC主要是老（t<10陀螺仪），低质量的恒星。BLH被预测为后早期渐近巨星分支（PEAGB）恒星（双壳燃烧），即将到达它们的AGB轨道（第一次穿越不稳定带），而WV是PEAGB和后AGB恒星（氢壳燃烧）的混合，从冷到热（第二次穿越）。这表明它们是一组单独的变星。RVT被预测为后AGB星沿其第二次交叉（短周期尾）和热脉冲AGB星（长周期尾）的混合物，朝着它们的白矮星冷却序列发展。我们还提出了几套合成HB模型，假设沿HB的双峰质量分布。理论表明，与观测结果一致，TIIC脉动特性略微依赖于金属丰度。预测的周期分布和人口比例的BLHs同意相当好的观测，而WVs和RVT的几乎是一个因素的两个小和大的比观测，分别。此外，预测的周期分布的WVs峰值的周期短于观察到的，而RVT显示一个长周期的尾巴不支持的意见。我们研究了几种方法来解释这些差异，但需要更详细的计算来解决这些问题。
2020-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon- and Oxygen-rich stars in MaStar: identification and classification
本研究利用MaStar恒星库的大样本光谱，通过校准的光学颜色选择方法识别富碳、富氧AGB恒星，设计拟合流程完成光谱分类，所得样本与模型可支持大巡天应用及演化星族合成研究。
2024-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population II Post-AGB Stars. I. Methodology, Initial Results, and the First Luminosity Function
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Georgia State University（佐治亚州立大学）
针对星族II后渐近巨星分支星，构建39个银晕球状星团的多波段星表，经成员星认证与光谱能量分布拟合，证实其光度范围窄、可作为可靠距离指示器，还明确其与金属贫星团及水平分支的关联。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study. XC. Barium Surface Abundances of Blue Straggler Stars in the Open Clusters NGC 7789 and M67
研究疏散星团NGC 7789和M67中蓝离散星的钡丰度，发现富钡比例与星团年龄反相关，表明AGB物质转移是老于1 Gyr星团中蓝离散星形成的主导机制。
2024-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope imaging of the compact elliptical galaxy M32 reveals a dearth of carbon stars
本文利用哈勃望远镜测光数据研究致密椭圆星系M32的热脉冲渐近巨星支恒星，发现其碳星极度匮乏，并归因于星族年龄而非金属丰度，同时将M32的尘埃产生率下限提升至1.20 × 10⁻⁵ M⊙ yr⁻¹。
2023-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Tale of Three Mysterious Spectral Features in Carbon-Rich Evolved Stars: The 21 Micrometer, 30 Micrometer, and "Unidentified Infrared" Emission Features
神秘的“21微米”发射特征几乎只出现在恒星演化的短命原行星状星云（PPN）阶段，自20年前发现以来一直没有得到确认。这个特征总是伴随着同样神秘的、未识别的“30微米”特征和通常归因于多环芳烃（PAH）分子的在3.3、6.2、7.7、8.6和11.3微米处的所谓“未识别红外”（UIR）特征。30微米的特征通常在恒星演化的所有阶段都可以观察到，从渐近巨星分支（AGB）到PPN到行星状星云阶段。我们探索神秘的21微米，30微米，和UIR功能之间的相互关系，在银河系和麦哲伦云的21微米来源。我们推导出在所观察到的UIR，21微米，和30微米的功能从公布的ISO或斯皮策/IRS光谱发射的通量。我们发现，这些光谱特征没有相互关联。这与公共承运人（例如，硫脲）用于21微米特征和30微米特征（否则这两个特征应该相关）。这也不支持大PAH簇作为21微米特征的可能载体。
2015-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
PAH Spectral Diversity in NGC 7027 and the Evolution of Aromatic Carriers
The University of Western Ontario（韦仕兰大学）；Leiden University（莱顿大学）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
研究NGC 7027行星状星云中PAH光谱多样性，揭示其与周围环境的关联，发现不同PAH类别的空间分布变化及与分子结构的关系，挑战现有PAH光谱演化理论。
2025-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
