Flickering in AGB stars: Probing the nature of accreting companions
渐近巨星分支（AGB）星的双星伴星是它们演化的一个重要方面。很少有AGB伴星被探测到，在大多数情况下，很难区分主序星和白矮星伴星。探测光度闪烁，一种在白矮星周围的致密吸积盘的示踪物，可以帮助确定这些伴星的性质。在这项工作中，我们寻找闪烁的四个AGB星建议有可能吸积的同伴。在两个目标R~Aqr和V1016 Cyg中没有发现闪烁信号。在另外两颗恒星：Mira和Y Gem中发现了闪烁。我们用三种不同的方法调查了米拉同伴的真实本性。我们对Mira的研究结果强烈表明它的伴星是一颗白矮星。
2018-03-12 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
Y Gem, a symbiotic star outshone by its asymptotic giant branch primary component
本研究通过多波段观测和光谱分析，揭示Y Gem实为S型共生星，其伴星为吸积白矮星，吸积率达2.3×10⁻⁷ M☉/年，处于稳定燃烧阶段，有助于识别误认的共生星群体。
2024-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A mid-infrared imaging catalogue of post-AGB stars
后AGB星是研究中低质量恒星从渐近巨星分支（AGB）到行星状星云阶段演化过程中形态变化的重要对象。越来越多的证据表明，二元相互作用过程可能在许多物体的形成过程中起着决定性的作用，但到目前为止，直接证据仍然很薄弱。我们的目标是系统地研究大样本的后AGB恒星周围的尘埃分布，作为这些系统周围星云对称性破缺的探测器。我们使用中红外成像来研究这些演化恒星的内部，以探测后AGB恒星核心尘埃结构的直接发射，以便更好地了解它们的形成机制。我们使用VISIR/VLT，T-Recs/Gemini South和Michelle/Gemini North拍摄了93个演化恒星和星云的中红外样本。我们发现，我们解析的所有原行星状星云都明显偏离了球形对称。在93个观察到的目标中，有59个似乎未解决。解决的目标可以分为两类。星云有一个致密的中央核心，可以是两极或多极的。没有中央核心的星云呈椭圆形，致密的中央环面可能是双星系统的宿主，它触发了快速的外流，形成了星云。
2011-02-25 astro-ph.SR
Constraints on the H2O formation mechanism in the wind of carbon-rich AGB stars
上下文最近探测到的温暖H $_2$ O蒸汽排放的富碳渐近巨星分支（AGB）的恒星流出的挑战，目前的理解拱星化学。两种机制已被调用来解释温暖的H $_2$ O蒸汽的形成。在第一种情况下，周期性的冲击穿过恒星表面上方的介质，导致H $_2$ O的形成。在第二种情况下，紫外星际辐射穿过一个星云状的星周介质，导致在中间风中形成H $_2$ O分子。目标。我们的目标是确定18个富碳AGB星的H $_2$ O发射的性质，并随后限制上述机制中的哪一个提供了最有可能的温暖H $_2$ O形成途径。方法、结果和结论。见纸。
2016-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Element Abundance Determination in Hot Evolved Stars
光谱类别为PG 1159的极热后AGB恒星的氢缺乏可能是由（非常）晚期的氦壳闪光或AGB最后的热脉冲消耗了氢包层，暴露了通常隐藏的壳层间区域。因此，这些恒星的光球元素丰度使我们能够得出结论，在前体AGB星的核燃烧和混合过程的细节。我们比较预测的元素丰度与先进的非LTE模型大气进行定量光谱分析所确定的。结果表明，AGB星的许多组分（He，C，N，O，Ne，F，Si，Ar）在定性和定量上有很好的一致性，而其它组分（P，S，Fe）的一致性表明AGB星的恒星演化模型存在缺陷。几乎所有这些热恒星中的化学微量元素都只能在紫外光谱范围内识别。远紫外线光谱探测器和哈勃太空望远镜在这项研究中发挥了至关重要的作用。
2010-01-13 astro-ph.SR
When an old star smolders: On the detection of hydrocarbon emission from S-type AGB stars
多环芳烃（PAHs）产生的特征红外发射波段，已被观察到在广泛的天体物理环境，其中碳质材料受到紫外线（UV）辐射。虽然多环芳烃预计会在富含碳的AGB恒星中形成，但到目前为止，它们只在热伴星提供硬辐射场的双星系统中被观察到。在这封信中，我们提出了四个S-型AGB星的低分辨率红外光谱，从90个S-型AGB星的样品上的斯皮策卫星上的红外光谱仪观测。这四颗恒星的光谱显示了PAH分子的典型红外特征。我们证实了中心恒星的温度与7.9 μm特征的质心波长之间的相关性，该特征存在于温度范围从3000到12000 K的各种恒星中。本文提出的四个来源中的三个将这种关系扩展到较低的温度。我们认为，碳氢化合物的混合物，我们看到在这些S-星具有丰富的脂肪族成分。第四颗星BZ CMa偏离了这种相关性。基于与演化双星TU Tau的相似性，我们预测BZ CMa也有一个热伴星。
2010-04-12 astro-ph.SR
Extended far-UV emission surrounding asymptotic giant branch stars as seen by GALEX
本文利用GALEX远紫外图像研究AGB星风与星际介质相互作用，在八个天体周围发现形态各异的延展FUV发射，并将其归因于激波激发分子氢，为追踪红外波段不可见的古老结构提供了新手段。
2023-10-13 astro-ph.SR
On the Relation between the Mysterious 21 Micrometer Emission Feature of Post-Asymptotic Giant Branch Stars and Their Mass Loss Rates
二十多年前，在四个行星前星云（PPNe;也被称为“原行星星云”）中偶然发现了一个突出的神秘发射带，峰值约为20.1微米。到目前为止，这一光谱特征，指定为“21微米”的功能，已被视为在18个富碳PPNe。虽然已经提出了许多候选材料，但这种特征的载体的性质仍然未知。21微米的光源也表现出同样神秘的，未识别的发射特征，峰值在30微米。虽然21微米的特征只出现在PPNe中，这是渐近巨星分支（AGB）和行星状星云（PN）阶段之间的一个短暂的演化阶段，但30微米的特征通常出现在恒星演化的所有阶段，从AGB阶段到PPN阶段。我们推导出恒星质量损失率（M_{loss}），这些21微米的来源，从他们的尘埃红外（IR）发射，使用“2-尘埃”辐射转移代码的轴对称尘埃系统，它允许一个区分的质量损失率的AGB阶段（\dot{M_{AGB}}）的超风（\dot_{M_{SW}}）阶段。我们研究了\dot{M_{AGB}}或\dot_{M_{SW}}与从21和30微米特征发射的通量之间的相关性。我们发现，这两个功能往往与\dot{M_{AGB}}，这表明他们的运营商可能是在AGB阶段形成。在AGB星中未探测到21微米的特征表明，与30微米的特征不同，21微米特征的载流子的激发可能需要紫外光子，这在PVNe中是可用的，但在AGB星中不是。
2016-05-10 astro-ph.SR
Multiple stellar populations in Asymptotic Giant Branch stars of Galactic Globular Clusters
多个恒星星族是球状星团的一个显著特征。它们的一般性质在主序星、红巨星支（RGB）星和水平支（HB）星中得到了广泛的研究，但在后来的演化阶段仍然缺乏一个共同的框架。我们研究了MP现象沿AGB序列在58 GC，观察与哈勃太空望远镜在紫外线（UV）和光学过滤器。通过使用紫外光色幅图，我们选择了每个集群的AGB成员，并确定了AGB候选人的金属增强的人口在II型GC。我们研究了AGB星的光度特性，并将它们与合成光谱分析得出的理论模型进行了比较。我们观察到以下特征：（1）AGB星的光度指数分布对轻元素和氦的变化敏感，通常比光度误差所预期的要大：（2）在大多数II型GC中，AGB星中金属增强星的比例低于RGB星; iii）1G星在15个GC中的比例大于RGB星; v）AGB/HB频率与最富氦星群的平均质量相关。这些发现代表了银河系GC的AGB中存在MP的明确证据，并表明在HB中具有较低质量的富氦恒星中有很大一部分没有演化到AGB阶段，使HB序列朝着更高的有效温度发展，正如AGB-manqué情景所预测的那样。
2021-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA reveals sunburn: CO dissociation around AGB stars in the globular cluster 47 Tucanae
ALMA的观测显示，在球状星团47 Tuccenda的四颗最明亮的渐近巨星分支（AGB）恒星周围没有检测到一氧化碳。恒星演化模型和恒星计数表明，这些恒星的质量损失率应该在每年1.2-3.5 x 10^-7太阳质量之间。我们天真地认为这样的恒星在这个距离（4.5 kpc）是可以探测到的。通过模拟后AGB星和白矮星在47 Tuc的紫外辐射场，我们得出结论，CO应该是异常分离的恒星附近。我们估计，CO信封将被截断在几百个恒星半径从他们的宿主恒星和线强度约两个数量级低于我们目前的检测极限。CO包层的截断对于稠密星团中的AGB星是重要的。观测CO（3-2）和更高的跃迁，并以远离星团中心的恒星为目标，应该会导致测量这些恒星外流速度所需的探测。
2015-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-wavelength study of the M dwarf binary YY Geminorum
我们回顾了1988年晚型食双星双子座YY的多波长活动的结果。观察结果包括：宽带光学和近红外测光、同时光学和紫外光谱学、X射线（Ginga）和射电（VLA）数据。从模型拟合的光学光变曲线，基本的物理参数已确定连同位于正交赤道附近和中纬度的瞬态斑（点）的证据。在可见光、紫外线和无线电波段观测到了彗星。在主食和次食的阶段附近，6厘米射电辐射的显著下降表明可能位于双星组件之间的相对紧凑的射电辐射量。在二次日食期间的IUE观测表明，一个均匀的色球饱和与镁II谱线型发射和扩展体积的赖氨酸$α$发射。高色散H α光谱的剖面拟合证实了色球层的饱和，并表明显着的H $α$不透明的光球半径的百分之几的高度。有证据表明，在相位0.25-0.35附近可见一个增强的H α发射区，这可能与主星上的一个大斑点和两个小的光学耀斑有关，这两个小的光学耀斑也在其他波长处观察到：一个在微波辐射中，另一个在X射线中。对于这两个耀斑，L_X/L_opt与闭合磁结构中的能量释放一致。
2015-01-16 astro-ph.SR
CGCS 6306, another X-ray-emitting asymptotic giant branch star confirmed to be a symbiotic binary
本文通过多波段观测证实X射线发射AGB恒星CGCS 6306是具有白矮星伴星的共生双星，其作为碳Mira丰富了银河系碳共生系统样本。
2025-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of CI line emission towards the oxygen-rich AGB star omi Cet
我们提出了中性碳Cl（3 P1 - 3 P0）线发射对omi Cet的检测。这是首次在富氧的M型渐近巨星分支（AGB）恒星周围的包层中发现CI。我们还证实了以前试探性的CI检测周围V Hya，富碳AGB星。CI是演化恒星周围星周包层中母体物质的主要光解产物之一，可以用来追踪星周包层中紫外辐射的来源。所观察到的通量密度朝向omi Cet可以重现的一个壳层的峰值原子丰度的$2.4 \times 10^{-5}$预测的基础上一个简单的化学模型，其中CO是由星际辐射场解离。然而，CI发射从恒星速度偏移了$\sim$ 4 km/s。基于这种速度的变化，我们认为，检测到的CI排放对奥米Cet可能产生从一个紧凑的区域附近的热的二进制同伴。因此，速度的变化可能是双星伴星围绕彗星omi的轨道速度的结果。在这种情况下，CI柱密度估计为$1.1 \times 10^{19}$ cm $^{-2}$。这意味着来自伴星的强烈紫外辐射和/或两颗恒星之间物质的吸积最有可能是CI增强的起源。然而，这一假设可以通过高角分辨率观测得到证实。
2018-04-26 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
Photodissociation and chemistry of N$_2$ in the circumstellar envelope of carbon-rich AGB stars
AGB星的包层受到紫外光子的外部照射，因此，其化学性质对N $_2$和CO的光解敏感，这两种物质分别是氮和碳的主要储存库。N $_2$的光解离最近已经通过实验室和理论研究进行了量化。对CO光解离也作了改进。首次，我们使用准确的N $_2$和CO的光解率和屏蔽功能的模型中的拱星信封的富碳AGB星，IRC +10216。我们使用一个国家的最先进的化学模型的AGB信封，最新的CO和N $_2$光解离数据，和一个新的方法实现分子屏蔽功能，在全球面几何与各向同性入射辐射。我们将计算出的分子柱密度和径向分布与观测结果进行了比较。N $_2$ $\to$ N（也称为CO $\to$ C $\to$ C $^+$）的跃迁相对于先前的模型向外包络移动。这导致不同的柱密度和含氮物质的径向分布，特别是那些形成/破坏过程在很大程度上取决于原子或分子氮的可用性的物质，例如C $_n$ N（$n$ =1，3，5），C $_n$ N $^-$（$n$ =1，3，5），HC $_n$ N（$n$ =1，3，5，7，9），H $_2$ CN和CH $_2$ CN。许多物质的化学性质直接或间接地受到N $_2$和CO的光解离的影响，特别是在光解离非常重要的AGB星的外壳中。因此，在AGB包层和其他辐照环境的天体化学模型中包括N $_2$和CO屏蔽是很重要的。在一般情况下，虽然我们的IRC +10216模型和观察到的分…
2014-06-28 astro-ph.SR
Imaging the transition between pre-planetary and planetary nebulae: Integral Field Spectroscopy of hot post-AGB stars with NIFS
我们提出了2至2.4微米的积分场光谱的样本热后AGB星早期B光谱类型，使用NIFS仪器北双子座。我们利用分子氢发射线和氢、氦复合线研究了这些恒星的分子和原子气体的分布以及电离区的发展范围。我们看到了一系列的演化阶段：IRAS 18062+2410和IRAS 18379-1707最近在轴对称分子包层内发展了紧凑和未解决的光电离H区域，前一个物体在14年内将其Br-γ通量增加了5.3倍; IRAS 22023+5249和IRAS 20462+3416具有扩展的Br-γ星云，在后者中只剩下微弱的H2发射; IRAS 19336- 0400是在一个更先进的阶段，PN的形成，其中H2大部分是解离，我们看到的结构，在这两个H和He的重组线星云。IRAS 19200+3457是唯一一个在2.058微米处没有显示He I线的天体，可能是我们样本中演化最少的天体; H2发射在恒星周围形成了一个环，我们认为这个天体可能是一个罕见的例子，从“圆形”前PN过渡到“圆形”PN。
2014-11-25 astro-ph.SR
Pulsation-triggered dust production by asymptotic giant branch stars
在CO J =（2-1）线上观测到11颗邻近的短周期（50-130天）渐近巨星分支（AGB）星。对有证据表明产生尘埃的物体进行了探测（Ks-[22] >~ 0.55等; AK Hya，V744 Cen，RU Crt，alpha Her）。没有发现低于这个极限的恒星（BQ Gem，eps Oct，NU Pav，II Hya，CL Hyi，ET Vir，SX Pav）。KS-[22]发现颜色跟踪质量损失率在一个数量级内。这证实了现有的结果，表明在脉动周期约60天的AGB恒星质量损失率增加了100倍，类似于已知的“超级风”触发在约300天。在~60 ~300天之间，发现质量损失率和风速近似恒定，约为每年3.7 x 10^-7太阳质量，约为8 km/s，虽然这还没有经过观测偏差的校正，但质量损失率的快速增加表明，有必要重新校准恒星演化模型中对AGB质量损失的处理。质量损失率和光度之间相对缺乏相关性（对于L <~ 6300太阳光度），这表明低光度AGB星风的质量损失率主要由脉动决定，而不是尘埃上的辐射压力，后者只决定外流速度。我们预测，质量损失率从低光度AGB星，表现出光学薄风，应该在很大程度上独立的金属丰度，但可能是强烈依赖于恒星质量。
2018-09-21 astro-ph.SR
The cooling-down central star of the planetary nebula SwSt\,1: a late thermal pulse in a massive post-AGB star?
SwSt 1（PN G001.5-06.7）是一个明亮而紧凑的行星状星云，包含一颗晚期[WC]型中央恒星。以前的研究表明，星云和恒星的线条随着时间的推移而缓慢变化。我们研究了新的和档案的光学和紫外光谱的对象。[OIII] 4959和5007 A与$\mathrm{H}β$的线通量比在大约1976年至1997/2015年间下降。恒星光谱也显示了这些时期之间的变化。我们模拟了不同时期观测到的恒星和星云光谱。分析表明，在1976年至1993年期间，恒星温度从42 kK下降到40.5 kK。我们没有发现1993年至2015年之间的重大变化。观测结果表明，这颗恒星在H-R图中进行了一次循环。当壳源在其后AGB演化期间被激活时，这是可能的。我们推断，一个大质量的post-AGB恒星经历的晚期热脉冲（LTP）可以解释中央恒星的演化。这样的恒星不会因为LTP而显著膨胀，也不会成为一颗再次膨胀的红巨星。然而，释放的能量可以消除恒星的微小H包络。
2020-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope I. Constraints on Progenitor Mass and Metallicity of AGB Stars Undergoing s-Process Nucleosynthesis
我们提出了一个全面的丰度分析两个新发现的碳增强贫金属（CEMP）星。HE 2138 -3336是一颗富含s-过程的恒星，[Fe/H] =-2.79，并且有迄今为止测量到的最高[Pb/Fe]丰度比，如果包括NLTE修正的话（[Pb/Fe] = +3.84）。[Fe/H] =-2.67的HE 2258 -6358在s-和r-过程元素中均表现出富集。这些恒星是从汉堡/欧洲南方天文台物镜棱镜巡天的贫金属候选恒星样本中选出的，并使用GEMINI/GMOS进行了中等分辨率（R ~ 2，000）的光谱分析。我们在这里报告的衍生丰度（或限制），共34个元素在每颗恒星，根据高分辨率（R ~ 30,000）光谱获得麦哲伦粘土/MIKE。我们的结果进行了比较，从新的理论AGB核合成模型的预测1.3钼[Fe/H] = -2.5和-2.8，以及一组AGB模型的1.0至6.0钼[Fe/H] =-2.3。与模型预测的一致性表明，HE 2138 -3336中的中子捕获物质来自先前经历AGB阶段的双星伴星的质量转移，而对于HE 2258 -6358，必须考虑到一个额外的过程来解释其丰度模式。我们发现，一个狭窄的范围内的祖质量（1.0 < M（Mo）< 1.3）和金属丰度（-2.8 < [Fe/H] < -2.5）与我们观察到的元素丰度模式产生最好的协议。
2013-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resonances in the Photoionization Cross Sections of Atomic Nitrogen Shape the Far-Ultraviolet Spectrum of the Bright Star in 47 Tucanae
47 Tuc（NGC 104）中亮星（B8 III）的远紫外（FUV）光谱显示了一个显着的模式：它在比莱曼β更长的波长上与LTE模型很好地拟合，但在更短的波长上，它比模型暗两倍。远紫外光谱探测器（FUSE）获得的这颗恒星的光谱显示，在995和1010 A处有尖锐边缘的宽吸收槽，在1072 A处有深吸收特征，这些都不是模型预测的。我们发现这些特征是由氮原子第一和第二激发态（2s $^2$、2p $^3$、$^2$ D $^0$和$^2$ P $^0$）的光电离截面共振引起的。使用不透明度计划的截面，我们可以重现这些特征，但前提是我们使用全分辨率的截面，而不是通常用于模拟恒星大气的共振平均截面。这些共振在恒星大气中是最强的，具有增强的氮和耗尽的碳丰度，这是后AGB恒星的典型模式。
2013-07-05 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Probing Strong Binary Interactions and Accretion in AGB stars with the ngVLA
理解强双星相互作用具有广泛的天体物理学意义，宇宙中大多数在哈勃时间内演化的恒星的死亡可能从根本上受到这种相互作用的影响。这些恒星结束了它们的生命，从具有广泛质量损失的渐近巨星分支恒星演变成具有壮观形态阵列的行星状星云。双星，以及在AGB晚期或后AGB早期阶段形成的相关吸积盘（驱动准直的快速喷流）被认为是产生这种戏剧性形态转变的原因。但是由于观测的限制，在AGB阶段很难获得双星和吸积的证据。然而，最近在紫外和X射线波长的观测已经突破了观测障碍-我们使用GALEX的研究揭示了AGB恒星的候选群体，通常具有强可变的远紫外（FUV）发射（fuvAGB星），以及我们与XMM-牛顿，钱德拉，一些关键天体的HST支持了我们的假设，即这些天体有同伴，它们正在积极地从主星吸积物质。最突出的fuvAGB星已被VLA探测到，显示存在可变的非热发射。ngVLA具有前所未有的灵敏度，需要在~3-90 Ghz范围内调查fuvAGB星的统计样本，以搜索和表征fuvAGB星的无线电发射的性质，并测试我们的双星+吸积假设。这种巡天将区分与双星/吸积有关的射电发射和主星的单星色球层发射，前者预计具有热和非热成分，在短时间尺度（几分钟到几周）上显示出明显的时变，后者预计是热的，可能具有时变，但只在长时间尺度（数月到一年）上。
2018-10-19 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
A large bubble around the AGB star R Dor detected in the UV
研究利用GALEX存档远紫外图像搜索AGB恒星周围延展壳层，发现R Dor周围第四个紫外泡，并通过其尺度、质量、不对称性及冷尘埃填充特征分析其起源与探测限制。
2023-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Ultraviolet Photons in Circumstellar Astrochemistry
质量在1到8个太阳质量（M $_\odot$）之间的恒星在恒星演化的后期，在它们的渐近巨星分支阶段，会以气体和尘埃的形式失去大量的物质。这些恒星提供了星际介质中35%的尘埃，从而为我们太阳系的形成做出了贡献。此外，这些恒星的拱星包层是复杂的有机化学场所，其中检测到超过80种分子。我们发现，内部紫外光子，无论是由恒星本身或从一个近距离，轨道伴侣发射，可以显着改变发生在信封中的化学物质，特别是如果信封是cluerous的性质。至少在这里探讨的情况下，我们发现，恒星的同伴，如白矮星的存在下，高通量的紫外光子破坏H $_2$ O在内部区域的富碳AGB星的水平低于观察到的，并产生物种，如C $^+$在信封深处，与传统的描述拱星化学的预期。
2020-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST observations of chromospheric UV lines in the AGB star R Leo
University of Oslo（奥斯陆大学）；East Tennessee State University（东田纳西州立大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
利用HST/STIS高分辨率紫外光谱和NLTE辐射传输模型，研究了Mira型AGB星R Leo中Mg II h&k线和C II]多重线的形成机制，发现脉动驱动激波塑造了其色球紫外发射线。
2026-06-05 astro-ph.SR
Search for binarity in Asymptotic Giant Branch stars utilizing the future Chinese Space Station Telescope (CSST)
本文利用中国空间站望远镜的紫外-可见光多波段协同能力，通过构建色-色诊断网格评估其探测AGB星紫外超量发射的能力，为识别AGB双星候选体提供了新框架。
2025-06-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Continuum and molecular emission from the inner regions of the symbiotic system R Aquarii
本研究利用 ALMA 观测 R Aqr 的 H30α、1.3 mm 连续谱及多种分子发射，揭示喷流、物质转移结构及低丰度分子在轨道内区域的受限分布。
2024-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of the Bright Star in the Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104)
球状星团47 Tuccino（NGC 104）中的亮星是一颗光谱型为B8 III的后AGB星。晚B型恒星的紫外光谱表现出无数的吸收特征，其中许多是由于从地面无法观测到的物种。因此，明亮的星星代表了一个独特的窗口，进入47图克的化学。我们分析了远紫外光谱探测器（FUSE），宇宙起源光谱仪（COS）搭载的哈勃太空望远镜，和麦哲伦望远镜的MIKE光谱仪获得的观测。用合成光谱拟合这些数据，我们确定了该星团的各种恒星参数（T_eff = 10，850 +/- 250 K，log g = 2.20 +/- 0.13）和包括Ne，P，Cl，Ga，Pd，In，Sn，Hg和Pb在内的26种元素的光球丰度。中等质量元素（Mg到Ga）的丰度一般与Fe成比例，而最重的元素（Pd到Pb）的丰度大致与太阳的丰度相同。它的低C/O比表明这颗恒星没有经历第三次的挖掘，并表明它的重元素是由上一代恒星制造的。如果是这样的话，这种模式应该存在于整个星团中，而不仅仅是这颗恒星。恒星演化模型表明，亮星是由一个燃烧氦的外壳提供动力的，在热脉冲期间或之后立即离开了AGB。它的质量（0.54 +/- 0.16 M_sun）意味着47 Tuc中的单个恒星在AGB上损失0.1- 0.2 M_sun，仅略低于它们在RGB上的损失。
2021-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia Catalogue of Galactic AGB Stars
本文通过将 OH 脉泽源与 Gaia DR3 交叉匹配并构建和拟合光谱能量分布，编制了包含 1172 颗 AGB 星的 Gaia OH/IR 星样本，为检验太阳邻域 AGB 星族演化模型奠定了基础。
2025-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
On helium-dominated stellar evolution: the mysterious role of the O(He)-type stars
大约四分之一的后渐近巨星分支（AGB）恒星是缺氢的。恒星演化模型解释了碳占主导地位的H-缺乏恒星的（非常）晚的热脉冲的情况下，富氢的信封是混合与富氦的壳层间层。根据最终闪光发生的特定时间，整个氢包层可能会燃烧。相比之下，氦主导的后AGB恒星及其演化尚未被理解。一小群非常热的氦占主导地位的恒星由O（He）型恒星形成。我们进行了详细的光谱分析的紫外光谱和光学光谱的四个O（He）星的国家的最先进的非LTE模型大气技术的手段。我们确定了有效温度，表面重力，和H，He，C，N，O，F，Ne，Si，P，S，Ar和Fe的丰度。通过推导O（He）星质量损失率的上限，我们发现它们没有表现出增强的质量损失。与演化模型的比较表明，O（He）星的地位仍然不确定。它们的丰度与双氦白矮星合并的预测相匹配，这表明它们可能是致密恒星和明亮的富氦sdO型恒星的后代。行星状星云的存在并没有在每一颗O（He）恒星周围显示出氦的富集，排除了这些恒星的合并起源。这些恒星必须以不同的方式形成，例如在AGB后的演化过程中通过增强的质量损失或在CO-WD和红巨星或AGB恒星的共同包层（CE）内合并。氦主导的恒星演化序列存在，这可能是由不同类型的合并或CE方案。看起来很可能，所有这些都在成为白矮星之前通过了O（He）相。
2014-05-07 astro-ph.SR
Ultraviolet emission lines of Si II in cool star and solar spectra
最近对Si II的原子物理学计算在多云建模代码中被用来分析哈勃空间望远镜（HST）STIS三颗冷星（双子座β星、半人马座α星A和B）的紫外光谱，以及先前发表的HST/GHRS对α-Tau的观测，加上来自高分辨率望远镜和摄谱仪的太阳宁静太阳数据。先前在2335 Angs处发现的涉及Si II的3s $^{2}$ 3 p $^{2}$ P $_{J}$ -3s 3 p $^{2}$ $^{4}$ P $_{J^{\prime}}$相互组合多重峰的线强度比的理论和观测之间的不一致性显著减小，1816 Angs处包含3s $^{2}$ 3 p $^{2}$ P $_{J}$ -3s 3 p $^{2}$ $^{2}$ D $_{J^{\prime}}$跃迁的线强度比也是如此。这主要是由于新的Si II跃迁几率的影响。然而，这些原子数据不仅与以前的计算结果有很大的不同，而且与测量结果也存在很大的分歧，特别是与Calamai等人的测量结果。（1993），为一条直线。因此，迫切需要对Si II的跃迁几率进行新的测量，以确认（或以其他方式）最近计算值的准确性。如果新的计算得到证实，那么理论和观测之间长期存在的差异将最终得到解决。然而，如果旧的测量被发现是正确的，那么理论和观测之间的一致性只是一个巧合，现有的差异仍然存在。
2015-10-29 astro-ph.SR
Observations of the Ultraviolet-Bright Star Y453 in the Globular Cluster M4 (NGC 6121)
我们对M4中的紫外亮星Y 453进行了光谱分析。模型拟合恒星的光谱，产生T_eff ~ 56，000 K。与哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪（COS）获得的恒星的FUV光谱相吻合，显示它相当热，T_eff约为72，000 K。我们采用T_eff = 72，000 +/- 2000 K和log g = 5.7 +/- 0.2作为我们的最佳拟合参数。通过对模型光谱进行标度，使之与恒星的光学和近红外星等相匹配，得到质量M * = 0.53 +/- 0.24 Msun，光度log L/Lsun = 2.84 +/- 0.05，与球状星团中演化恒星的预期值一致。比较恒星与后水平分支的演化轨迹，我们得出结论，它最有可能是从蓝色水平分支演化而来，在第三次挖掘之前离开AGB。因此，它应该表现出M4中第二代（SG）恒星的丰度模式（贫O和富Na）。我们推导出恒星的光球的He，C，N，O，Si，S，Ti，Cr，Fe和Ni的丰度。CNO丰度大约比星团的SG星高0.25 dex，而Si和S丰度与星团值一致。铁峰元素（铁本身除外）的丰度增加1至3倍。这种模式并没有揭示恒星的起源和演化，而是反映了恒星大气中扩散和机械过程的综合效应。
2017-08-03 astro-ph.SR
Detection of an asymmetry in the envelope of the carbon Mira R Fornacis using VLTI/MIDI
目标。我们提出了一个研究的信封形态的碳Mira R为VLTI/VLTI。这个天体是少数几个经历过尘埃遮蔽事件的渐近巨星分支（AGB）恒星之一。这类事件的起因仍在讨论之中。文献中提出了几种对称和非对称的方案。方法.中红外干涉观测间隔两年进行。观测探测大气的不同深度，覆盖不同的脉动阶段。使用GEM-FIND，一种用于在波长相关几何模型的帮助下拟合光谱分散干涉观测的工具，解释了振动和微分相位。结果我们报告的检测发现，通过非对称微分相位的结构。两年后，在相同的基线和位置角处观察到这种不对称性。观测结果最好用一个模型来模拟，该模型包括一个均匀圆盘加上一个高斯包络加上一个点源。该几何模型可以再现振动信号和微分相位信号。结论.我们的观测数据有利于基于非对称几何的R For遮蔽事件的解释。我们清楚地检测到恒星和强分辨尘埃成分之间的光心位移。这可能是由尘埃团或亚恒星伴星造成的。然而，现有的观察结果不允许我们区分这两种选择。这一发现对未来AGB星包络的几何学研究具有重要意义：如果这是一个双星，那么所有显示出遮蔽事件的AGB星都是双星吗？或者，我们是在寻找一个富含碳的米拉内部的不对称质量损失过程（即尘埃团块）？
2012-07-19 astro-ph.SR
A Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of High Declination Dwarf Novae
我们提出了一个分析的FUSE光谱的八个高deceival矮新星从第7周期FUSE调查。这些DN系统以前没有研究过的紫外线和很少有人知道他们的白矮星（WD）或吸积盘。我们使用代码TLUSTY和SYNSPEC生成的合成光谱对FUSE数据进行光谱分析。对于两个微弱的物体（AQ Men，V433 Ara），我们只能评估WD温度或质量吸积率的下限。NSV 10934处于静止状态，其光谱与低质量吸积速率盘一致。对于5个对象（HP Nor，DT Aps，AM Cas，FO Per和ES Dra），我们得到WD温度在34，000 K和40，000 K之间和/或质量吸积率与中间到爆发状态一致。这些温度反映了由于持续的吸积而对WD的加热，并且与在上升到爆发和从爆发下降时观察到的其他DN的温度相似。因此，我们获得的WD温度应该被认为是上限，在静止期间，AM Cas，FO Per和ES Dra可能接近于周期间隙（30，000 K）以上的催化变量的平均WD Teff，类似于U Gem，SS Aur和RX And。
2009-06-15 astro-ph.SR
CNO and F abundances in the barium star HD 123396
钡星是一种较为罕见的化学性质奇特的天体，被认为是一颗正常恒星被渐近巨星分支（AGB）上一颗演化的伴星的物质污染的结果。我们的目标是从钡红巨星HD 123396的红外光谱中首次获得碳，氮，氧和氟的丰度，以定量测试AGB核合成模型通过质量吸积产生钡星。高分辨率和高信噪比的红外光谱是使用安装在双子座南望远镜的凤凰摄谱仪获得的。丰度是通过使用MOOG恒星谱线分析程序和库鲁茨的恒星大气模型对单个原子和分子谱线进行光谱合成而得到的。分析是经典的，使用1D恒星模型和光谱合成的假设下，当地的热力学平衡。我们确认HD 123396是一颗缺金属的钡星（[Fe/H] = -1.05），在对数标度上A（H）= 12，A（C）= 7.88，A（N）= 6.65，A（O）= 7.93，A（Na）= 5.28，导致[（C+N）/Fe] ~ 0.5。的A（CNO）组，以及A（Na）的丰度，是在很好的协议，与以前得出的这颗恒星使用高分辨率的光学数据。我们还发现A（F）= 4.16，这意味着[F/O] = 0.39，这个值大大高于在类似金属丰度的球状星团中测量到的F丰度，注意到在类似金属丰度的场星中没有F测量。观测到的丰度模式的轻元素（CNO，F和Na）在这里恢复以及重元素（S-过程）的研究表明，HD 123396的表面组成是很好地拟合的预测丰度模式的1.5Msun AGB模型星Z = 0.001。
2011-08-03 astro-ph.SR
Modifying the Standard Disk Model for the Ultraviolet Spectral Analysis of Disk-dominated Cataclysmic Variables. I. The Novalikes MV Lyrae, BZ Camelopardalis, and V592 Cassiopeiae
标准圆盘通常不足以对圆盘主导的激变变量（CV）进行建模，并产生比观察到的紫外光谱更蓝的光谱[Puebla et al 2007]。这些系统的X射线观测揭示了一个光学薄的边界层（BL），预计将出现在磁盘中的内孔。因此，我们截断了内盘。然而，而不是删除内部磁盘，我们施加的截断半径的无剪切边界条件，从而降低磁盘温度和产生的光谱，更好地适合紫外线数据。与我们修改后的磁盘，我们分析档案紫外光谱的三个novalikes，不能与标准磁盘。对于VY Scl系统MV Lyr和BZ Cam，我们将热膨胀的白矮星WD与冷修改的盘（$\dot{M} \sim $几个$10^{-9}M_{\odot}$ /年）安装在一起。对于V592 Cas，略微改变的圆盘（$\dot{M} \sim 6 \times 10^{-9}M_{\odot}$ /年）完全主导UV。这些结果与这些系统的Swift X射线观测结果一致[Balman et al 2014]，揭示了与ADAF样流动和/或热日冕合并的BL，其中能量的平流可能会引发外流并加热WD，从而解释了VY Scl系统中的高WD温度。这是进一步支持的事实，即X射线硬度比增加与浅的UV斜率在一个小的CV样品，我们检查。此外，对于105个盘主导的系统，国际紫外探测器（IUE）光谱UV斜率以与X射线通量与光学/UV通量的比率相同的顺序减小：从SU UMa的，到U Gem的，…
2017-08-01 astro-ph.SR
The Hidden Life of Stars: Embedded Beginnings to AGB Endings in the PHANGS-JWST Sample. I. Catalog of Mid-IR Sources
University of Alberta（阿尔伯塔大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics (CCAPP)（宇宙学与亚原子物理中心）；UCSD（加州大学圣地亚哥分校）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS, Laboratoire Lagrange（法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
本文通过多波段观测数据，构建了19个邻近星系中红外选源的目录，揭示了不同波段下恒星群体的分布特征及演化阶段。
2026-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet Detection of the Binary Companion to the Type IIb SN 2001ig
我们目前的HST/WFC 3紫外成像在F275 W和F336 W波段的IIb型SN 2001 ig在年龄超过14岁。一个明确的点源被检测到在现场的爆炸有$m_{\rm F275W}=25.39 \pm 0.10$和$m_{\rm F336W}=25.88 \pm 0.13$马格。尽管弱约束的距离上的宿主星系NGC 7424和视线变红的超新星，这个源相匹配的早期B型主序星有$19,000 < T_{\rm eff} < 22,000$ K和$\log (L_{\rm bol}/L_{\odot})=3.92 \pm 0.14$的特点。一个BPASS v2.1的二进制演化模型，与13 M $_{\odot}$和9 M $_{\odot}$的主要和次要的质量分别，被发现同时类似于在赫兹斯普朗-罗素图中的观察到的位置，这幸存的同伴，和其他IIb型超新星的主要恒星演化终点。这同一模型表现出高度可变的后期质量损失，从无线电光变曲线的行为预期。双子座/GMOS光谱在6年的年龄揭示了一个狭窄的He II发射线，在大半径的祖先与致密的星周介质的持续相互作用的指示。我们回顾我们的研究结果SN 2001 ig的背景下，剥离信封超新星的二进制演化通道。由于其在紫外线环境中的不拥挤性质，SN 2001 ig的这项研究是迄今为止对IIb型超新星幸存的双星伴星的最干净的探测之一。
2018-01-16 astro-ph.HE 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
Planetary Nebulae of the Large Magellanic Cloud I: A multiwavelength analysis
本研究对九个大麦哲伦星云的行星状星云进行多波段分析，通过光电离建模和演化轨迹比较，表征中心恒星与星云，重建质量损失和尘埃产生历史，并发现五个天体存在近红外凸起，指示热尘埃。
2024-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a White Dwarf companion to a Blue Straggler Star in the outskirts of globular cluster NGC 5466 with the Ultraviolet Imaging Telescope (UVIT)
我们报告的发现一个热白矮星（WD）的伴星的蓝色离散星（BSS）的球状星团（GC）NGC 5466，从紫外成像望远镜（UVIT）的观测的基础上，船上AstroSat。利用UVIT的4个滤光片的通量测量数据，结合GALEX、GAIA等地面观测数据，构造了远紫外探测BSS NH 84的光谱能量分布（SED）。NH 84的SED揭示了BSS的热伴星的存在。由Gemini谱和Kurucz模式拟合得到的BSS温度和半径（T $_{\mathrm{eff}} = 8000^{+1000}_{-250}$ K，R/R $_\odot = 1.44 \pm 0.05$）是一致的。通过拟合Koester WD模型得到NH 84较热伴星的温度和半径（T $_{\mathrm{eff}} = 32,000 \pm 2000$ K，R/R $_\odot = 0.021 \pm 0.007$），表明它可能是一个热WD。从光谱中得到的径向速度以及来自GAIA DR 2的自行确认NH 84是星团的运动学成员。这是在GC中第二次检测到BSS-WD候选者，并且是在低密度GC的外围的第一次检测。这个BSS在NGC 5466中的位置以及它的动力学年龄支持BSS在低密度环境中形成的质量传递途径。
2019-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 astro-ph.SR
The hot white dwarf in the peculiar binary nucleus of the planetary nebula EGB6
EGB 6是一个扩展的、暗淡的古老行星状星云（PN），拥有一个神秘的核心。中心恒星（PG 0950 +139）是一颗热的DAOZ型白矮星（WD）。在距离WD 0.166”处发现了一个未解的致密发射结，它被证明是围绕着一颗被尘埃笼罩的低光度恒星。有人认为，伴星周围的尘埃盘和蒸发气体（被热WD光电离）是WD前身星作为渐近巨星分支（AGB）恒星时捕获的风物质形成的盘的残余。在本文中，我们评估热WD，以确定其大气和恒星参数。我们进行了一个模型大气分析的紫外线（UV）和光学光谱。我们发现Teff = 105，000 +/- 5000 K，log g = 7.4 +/- 0.4，太阳氦丰度（He = 0.25 +/- 0.1，质量分数）。我们测量了另外10种物质（C、N、O、F、Si、P、S、Ar、Fe、Ni）的丰度，发现基本上是太阳的丰度值，表明辐射驱动的风质量损失，理论速率为log（dot-M/M_sun/yr）= -11.0（+1.1）（-0.8），阻止了光球中元素的引力分离。WD的质量为M/M_sun = 0.58（+0.12）（-0.04），其AGB后年龄（log（t_evol/yr）= 3.60（+1.26）（-0.09））与PN运动学年龄log（t_PN}/yr）= 4.2一致。此外，我们检查了具有紧凑发射区的类似物体TOL 26（PN G298.0+34.8）的热核的紫外光谱，…
2018-07-31 astro-ph.SR
An accreting dwarf star orbiting the S-type giant star pi1 Gru
本研究通过ALMA和VLT/SPHERE观测并结合贝叶斯推断，确定了S型AGB星pi1 Gru的内伴星性质，发现其可能为K1V星或白矮星，且周围存在吸积盘，但质量吸积率过低不足以引发Ia型超新星。
2025-07-01 astro-ph.SR
A Pilot Deep Survey for X-Ray Emission from fuvAGB Stars
本文报道了利用XMM-Newton和Chandra对新发现的一类具有远紫外超区的AGB星（fuvAGB星）的X射线发射进行的初步观测结果。我们检测到X射线发射在3 6 fuvAGB恒星观察-X射线通量被发现以随机或准周期性的方式变化，大约一小时长的时间尺度上，同时紫外线观测使用光学监视器对这些来源显示出类似的变化，在紫外线通量。这些数据，加上以前的研究，表明X射线发射只在fuvAGB星中发现。通过对光谱的模拟，我们发现观测到的X射线亮度为~（0.002-0.2）Lsun，发射X射线的等离子体温度为~（35-160）× 10^6 K。高的X射线温度反对恒星日冕中产生的辐射，或者直接在吸积激波中产生的辐射，除非它发生在WD伴星上。然而，没有一个被探测到的天体是已知的WD共生星，这表明如果存在WD伴星，它们的温度相对较低（<20，000 K）。此外，高X射线光度特别反对发射起源于主序星的日冕。我们讨论了几种模型的X射线发射及其变化，并发现最有可能的情况下的起源的X射线（和FUV）发射涉及吸积活动周围的伴星，与约束强磁场与同伴和/或周围的吸积盘。
2015-07-27 astro-ph.SR
Formation and Evolution of Blue Stragglers in 47 Tucanae
蓝离散星（英语：Blue stragglers，BSS）是在色星等图（英语：Color-Magnitude Diagram，CMD）中位于星团主序星关闭点（英语：Main Sequence turn-off point）上方的恒星。利用47 Tuc核的紫外（UV）观测数据，识别了CMD中的各种恒星星族，并利用它们的径向分布研究了BSS的演化和起源，得到了BSS系统质量的动力学估计。当我们将BSS按星等分为两个样本时，我们发现明亮的BSS显示出更集中的径向分布，因此质量估计更高（这些BSS系统的TO质量超过两倍），这表明起源涉及三重或多重恒星系统。相比之下，微弱的BSS不太集中，具有类似于主序（MS）双星的径向分布，这表明MS双星可能是这些BSS的祖先。将我们的数据与可见光中的可用光度数据结合起来，并使用MESA演化模型，我们计算了恒星正常演化的每个演化阶段的预期恒星数量和来自BSS演化的恒星数量。结果表明，BSS有一个后MS的演化与一个正常的恒星相同的质量和MS BSS的寿命约为200-300万年。我们还发现，在47 Tuc的渐近巨星分支（AGB）恒星的人口过剩是由于进化的BSS。
2016-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ba-enhanced dwarf and subgiant stars in the LAMOST Galactic surveys
本文基于LAMOST大样本研究钡增强矮星和亚巨星的化学与运动学性质，揭示其来源于恒星内部过程与双星物质交换，并发现高α钡增强恒星缺失的“高α沙漠”现象。
2023-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability of Central Stars of Planetary Nebulae with the Zwicky Transient Facility. II. Long-Timescale Variables including Wide Binary and Late Thermal Pulse Candidates
本文利用ZTF巡天数据报告了11颗行星状星云中心星长时标变星，通过光谱与测光分析发现多个宽双星和晚期热脉冲候选星，并验证了von Neumann统计量搜寻长时标变星的有效性。
2025-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
No Transition Disk? Infrared Excess, PAH, H2, and X-rays from the Weak-Lined T Tauri Star DoAr 21
我们提出了新的高分辨率中红外成像，高分辨率光学光谱，和钱德拉光栅X射线光谱的弱线金牛座T星DoAr 21。DoAr 21（年龄< 10^6年，质量约2.2太阳质量）是一个强X射线发射体，在文献中关于其盘属性的证据相互矛盾。它显示了微弱但广泛的H-α发射;偏振变化; PAH和H2发射;和一个强大的，空间分辨24微米的档案斯皮策测光过剩。双子座亚弧秒分辨率9- 18微米的图像显示，有很少或没有多余的中红外辐射内100天文单位的恒星;多余的排放是延长了几个弧秒，是相当不对称的，是明亮的紫外线激发11.3微米PAH排放功能。来自钱德拉的一个新的高分辨率X射线光栅光谱显示，恒星的X射线发射非常硬，并且以连续发射为主;它与多温度热模型非常吻合，并且没有显示出异常高密度的证据。我们认为，从恒星的过渡区的远紫外线发射是足够的激发所观察到的扩展PAH和连续发射，和H2的发射可能会类似地扩展和激发。这种扩展的辐射可能更类似于一个小尺度的光解离区域，而不是一个原行星盘，这突出了一些没有盘的恒星的非常年轻的年龄（< 10^6年），以及甚至晚型前主序星周围的极端辐射环境。
2009-07-28 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
