Multi-dimensional models of circumstellar shells around evolved massive stars
大质量恒星通过其恒星风的力量塑造其周围的介质，恒星风与星周介质碰撞。由于这些恒星风的特征在恒星演化过程中会发生变化，星周物质成为恒星演化的反映，可以用来确定祖星的特征。特别是，当一个快风相位跟随着一个慢风相位时，快风会将它的前身扫到一个壳层中，这个壳层被观测为一个星周星云。我们做2-D和3-D的数值模拟快速恒星风扫了他们的缓慢的前辈，调查这些壳的数值模型是否必须是3-D的，或者2-D模型是否足以正确地再现壳。我们专注于这些情况下，快速沃尔夫-拉叶（WR）星风席卷了其前身，无论是一个红色的超巨星或发光的蓝色变量发出的较慢的风。当快速WR风膨胀时，它会产生一个由被冲击的WR风的高压驱动的向外膨胀的被扫起的物质的致密外壳。这些壳层受到各种各样的流体动力学辐射不稳定性的影响。如果WR风扩展成明亮的蓝色变相风，不稳定性将倾向于形成一个相当小的尺度，规则的连续晶格，细丝连接多节的特征。如果WR风扫过红超巨星风，不稳定性将形成更大的相互连接的结构，而规则性较低。我们的研究结果表明，3-D模型，当翻译到观察到的形态，给出了现实的结果，可以直接比较观察。星云的三维结构将有助于区分不同的祖先场景。
2012-10-03 astro-ph.SR
Numerical models of collisions between core-collapse supernovae and circumstellar shells
最近对发光的IIn型超新星（SNe）的观测提供了令人信服的证据，证明它们的祖先周围有巨大的拱星壳。在本文中，我们调查如何影响SN光变曲线的属性进行数值模拟的膨胀SN和拱壳弹出几年前核心崩溃之间的相互作用。我们的参数研究探讨了如何紧急光度取决于一系列的拱壳质量，速度，几何形状，风的质量损失率，以及在SN质量和能量的变化。我们发现壳层质量是最重要的参数，在这个意义上，更高的壳层质量（或更高的M-shell/M-SN比）导致更高的峰值亮度和更高的效率，在转换冲击能量到可见光。如果壳层速度慢或者SN喷出物速度非常快，则质量较低的壳层也可以导致高峰值亮度，但仅持续很短的时间。维持高光度持续时间超过100天，需要大量的拱壳数量级为10 M太阳或更高。这再次证实了以前SN前壳和发光蓝变星（LBV）巨大爆发产生的壳之间的比较，尽管这些爆发的物理机制仍然不确定。光变曲线的形状和观测到的壳层速度可以帮助诊断星周壳层的近似大小和密度，并且有可能区分具有多波长光变曲线的球形和双极壳层。这些模型仅仅是说明性的。当然，我们可以通过增加爆炸能量和壳层质量来获得更高的亮度和更长的光变曲线。
2010-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The circumstellar environment of pre-SN Ia systems
在这里，我们探讨可能预先存在的拱星超新星Ia型系统的碎片。经典的、共生的和周期性的新星都是从主序星或Mira型伴星上吸积到大约太阳质量的白矮星上，并导致热核逃逸和高速排出吸积的物质。喷出的物质形成一个快速移动的外壳，最终在几百年内减缓到行星状星云的膨胀速度。所有这些系统都是经常性的，成千上万的炮弹（每个约0.001钼）雪犁到环境中。由于这些系统涉及共同的包络双星的材料分布在一个非球形壳。这些系统可能是某些Ia型超新星的前身，因此会爆炸进入大量聚集的气体和尘埃分布在非球形薄壳中的环境。在超新星Ia事件发生后100年左右，当超新星Ia碎片与系统前身的抛射物质相遇时，这种壳层应该可以在射电闪光中观察到。
2016-08-17 astro-ph.SR
The Connection Between Pulsation, Mass Loss and Circumstellar Shells in Classical Cepheids
最近的观测造父变星使用红外干涉测量和斯皮策测光检测到存在的拱星信封（CSE）的灰尘，它已被假设，CSE的是由于尘埃形成的造父变星风。在这里，我们使用修改后的Castor，Abbott & Klein形式主义，以产生一个造父变星风，这是用来估计的造父变星质量差异的质量损失的贡献此外，我们测试OGLE-III经典造父变星使用SAGE调查的红外通量，以确定是否大麦云造父变星有CSE的。据发现，IR过剩是一种常见的现象，LMC造父变星和由此产生的质量损失率可以解释至少一小部分的造父变星质量差异，这取决于假定的灰尘气体比在风中。
2009-08-31 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
Optical spectroscopy of the blue supergiant Sk-69 279 and its circumstellar shell with SALT
本文报道了用南非大望远镜（SALT）对大麦云（LMC）中蓝超巨星Sk-69 279及其圆壳层的光谱学研究结果。我们将Sk-69 279归类为一颗O9.2 Iaf星，并利用恒星大气程序CMFGEN分析了它的光谱，得到它的温度为\approx 30 kK，光度log（L */Lsun）=5.54，质量损失率log（\dot{M} /（Msun/yr））=-5.26，风速为800 km/s。我们还发现，Sk-69 279拥有一个有效温度为\approx 24 kK的扩展大气，其表面氦和氮丰度分别增加了\approx 2和20- 30倍。这意味着Sk-69 279要么最初是一颗快速旋转（\ga 400 km/s）的恒星，只是最近才从主序星演化出来，要么它是近距离双星演化的产物。Sk-69 279周围壳层的长缝光谱显示，其氮丰度与恒星大气相同，这意味着壳层主要由恒星失去的CNO处理物质组成。我们的研究结果支持了以前的假设，即一些大质量恒星可以产生紧凑的拱星壳，并且可能在它们仍然在主序星上或最近才离开主序星时出现明亮的蓝色变星。
2017-11-02 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
An AGB Star with a Thick Circumstellar Shell
渐近巨星分支（AGB）是红巨星演化的终末阶段，其时间尺度为数百万年，恒星的总质量损失是初始质量的一个重要部分。对其中一颗恒星WISEA J173046.10-344455.5（距离银河系中心1千秒差距）的研究表明，它是一颗冷的富氧恒星，其尘埃壳的黑体温度为1305 K。
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of `columns crowns' by jets interacting with a circumstellar dense shell
我们进行三维流体动力学模拟的两个相反的射流，相互作用的球形慢风，包括一个更密集的壳嵌入其中，并获得一个双极星云的两个叶是由两个连接的气泡和瑞利-泰勒不稳定的舌头，从外部气泡突出，形成“列冠”。这些喷气式飞机在17年的短暂时间内发射，并在缓慢的风中膨胀出一个双极星云。当双极结构遇到致密壳层时，相互作用导致两个叶中的每一个分裂成两个连接的气泡。这种相互作用容易产生瑞利-泰勒不稳定性，形成从外部气泡突出的舌状物。圆柱的底部在外部气泡的表面上形成一个环，该结构类似于我们称之为圆柱冠的皇冠。这个结构类似于，但不完全相同，从双极行星状星云门策尔~3的叶突出的许多细丝。我们讨论了我们的结果与Menzel~3结构的比较，以及可以调和差异的方法，并可能通过包含更多成分的喷流-壳层相互作用模拟来成功地再现Menzel~3的精确结构。
2018-09-06 astro-ph.SR
Imaging the circumstellar dust distribution around AGB stars
来自AGB恒星的星光被星周尘埃散射，并在垂直于光源的方向上偏振。因此，在偏振光中AGB恒星周围的拱星包层的图像可以追踪尘埃分布，并可以用来寻找不对称性，并更好地理解AGB恒星转变为行星状星云时的机制。PolCor仪器是一种组合成像仪、旋光仪和冠状记录仪，可提供角分辨率低至0.2”的图像。我们已经用它来映射周围的三个AGB星的尘埃分布：W Aql，和分离的壳源DR Ser和U Cam。W Aql是一个二进制和我们发现的迹象表明，双极尘埃分布在恒星周围。后两个来源的观测清楚地揭示了分离的壳层，这可能是这些恒星在后期演化过程中短暂的、强烈增强的质量损失率的结果。绘制分离壳的地图为我们提供了关于质量损失对称性和重要进化过程的线索。
2010-11-09 astro-ph.SR
The A-shell star Phi Leo revisited: its photospheric and circumstellar spectra
我们在以前的工作中已经提出，在朝向A型壳层恒星$ϕ$ Leo的Ca ii K线中观察到的可变的红移和蓝移吸收特征可能是由于在拱星（CS）环境中的固态彗星状天体。我们的目标是扩大我们的观测研究，这个对象的其他特征谱线的A型光球以及线产生的CS壳。我们已经获得了2015年12月至2019年1月在不同望远镜上收集的500多个高分辨率光谱。我们分析了一些光球谱线，特别是Ca i 4226和Mg ii 4481，以及拱壳层谱线Ca ii H\&K，Ca ii IR三重谱线Fe ii，Ti ii，和巴耳末谱线H $α$和H $β$。我们的观测研究表明，$ϕ$狮子座是一个可变的$δ$ Scuti星，其光谱显示显着的转储和颠簸叠加在光球线轮廓，这改变了他们的强度和锐度，传播从蓝移到更多的红移径向速度和持续数小时，可能产生的非径向脉动。与此同时，所有的壳线提出了一个发射$\sim$ 3公里/秒的核心的CS功能，和两个可变的吸收最小值在两侧的排放。在Ca Ⅱ H Ⅱ &K、Fe Ⅱ和Ti Ⅱ谱线中观察到的变化发生在从几分钟到几天的任何时间尺度上，并且观察运行，但在不同谱线之间没有任何明确的相关性或可识别的时间模式。在H $α$的情况下，CS贡献也仅在一次观测运行中是可变的。我们认为，$ϕ$狮子座是一个快速旋转的$δ$盾牌星包围着一个可变的，（几乎）边缘CS盘可能重新供应的$δ$盾牌脉动。
2021-06-30 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
WR 120bb and WR 120bc: a pair of WN9h stars with possibly interacting circumstellar shells
两颗光学遮蔽的沃尔夫-拉叶（WR）星最近被发现，通过他们的红外（IR）拱星壳，这表明相互作用的签名。根据WR星表的分类，这些恒星被命名为WR\，120 bb和WR\，120 bc。在本文中，我们提出和分析新的近红外，$J$，$H$，和$K$带，光谱使用波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）模式大气代码。为此，代码的原子数据库已被扩展，以包括近红外波段中的所有重要线。这两颗恒星的光谱都被归类为WN 9 h。由于它们的光谱非常相似，我们通过光谱分析获得的参数几乎没有差别。尽管它们的光谱亚型较晚，但我们发现相对较高的恒星温度为63 kK。风的成分主要是氦，而氢的质量则减少到25%。由于它们位于盾牌-半人马臂，WR 120 bb和WR 120 bc看起来非常红，$A_{K_{\rm s}} \approx 2$等。我们采用到两颗恒星的共同距离为5.8，kpc，这符合-6.5等的WN 9 h亚型的典型绝对$K$带星等，与基于与该区域其他大质量恒星的比较而观察到的消光一致，并考虑到它们的外壳相互作用的可能性。这导致$\log(L/L_\odot) = 5.66$的亮度和5.54的WR\，120 bb和WR\，120 bc，由于采用的距离有很大的不确定性。WR 120 bb和WR 120 bc的光度值表明，这两颗恒星的直接前身是红超巨星（RSG）。这意味着与WR 1，120 bb和WR 1，120 bc…
2012-12-15 astro-ph.SR
Investigating the Circumstellar Disk of the Be Shell Star 48 Librae
在粘性衰减盘（VDD）模型中实现的全局盘振荡被用来再现著名的Be星$ζ$ Tau的大部分观测性质。天秤座48与$ζ$ Tau有几个相似之处--它们都是早期型Be星，在光谱中显示出壳层特征，并且表现出周期性的$V/R$变化--但也有一些显著的差异，比如更致密和更延伸的盘，更长的$V/R$周期，以及没有所谓的三峰特征。我们的目标是再现的光度，偏振和光谱观测的48天秤座的自洽模型，并测试全球振荡的情况下，这个目标。我们的计算是用三维NLTE辐射转移程序HDUST进行的。我们采用旋转变形，重力变暗的中央恒星，周围的磁盘的未扰动状态是由VDD模型。然后用二维全局振荡程序计算了盘的扰动，并在未扰动盘上进行了数值计算。一个非常好的，自洽的适合磁盘的时间平均性能得到VDD。计算得到的扰动周期为$P = 12$ yr，与观测周期一致，扰动模型很好地再现了$V/R$循环的行为。扰动模型改善了光度数据的拟合，并再现了所观察到的光谱数据的一些特征。最后对今后的工作提出了改进建议。
2016-08-02 astro-ph.SR
Synthetic Spectra and Light Curves of Interacting Binaries and Exoplanets with Circumstellar Material: SHELLSPEC
SHELLSPEC程序设计用于计算浸没在光学薄的移动星周环境中的相互作用双星和太阳系外行星的光变曲线、光谱和图像。它解决了简单的辐射转移沿视线在移动介质。假设包括LTE和可选的已知状态量和3D中的速度场。可选的（非）透明物体，如斑点，圆盘，溪流，射流，ufo，贝壳或星星可以在3D中定义（嵌入），并计算它们的合成光谱。Roche模型可以作为辐射转移的边界条件。最近，一个新的模型的反射效应，灰尘和米氏散射被纳入代码。御夫座$ε$是天空中最神秘的天体之一。先前对它的光变曲线的建模假设是黑暗的、倾斜的、中心有洞的尘埃盘，以解释月食中期急剧变亮的光变曲线。我们的模型由两个几何厚喇叭形的磁盘。内部光学厚盘和外部光学薄盘吸收和散射辐射。月食中的浅增亮可能是由近边缘的耀斑（尘埃或气体）盘造成的。日食中期变亮也可能是由于尘埃的强烈前向散射和光学特性，这对光变曲线有重要影响。相互作用的双星和凌日系外行星之间有许多相似之处。反射效应就是其中之一，本文对其进行了简要的评述.目前已知的所有凌日系外行星表面的精确罗氏形状和温度分布已经确定。在某些情况下（HAT-P-32 b、WASP-12 b、WASP-19 b），与球形的偏差可达到7- 15%。
2011-08-15 astro-ph.SR
Angular Expansion of Nova Shells
新星壳可以为我们提供关于它们的距离、它们与星周和星际介质的相互作用以及喷出物形态演化的重要信息。我们已经获得了五个新星壳样本的窄带图像，即DQHer，FHSer，TAur，V476 Cyg和V533 Her，年龄范围从50到130年。这些图像已经与合适的可用档案图像进行了比较，以得出它们的角膨胀率。我们发现样本中的所有新星壳层都仍处于自由膨胀阶段，这是可以预期的，因为喷出物的质量比被扫过的星周介质的质量大7-45倍。新星壳层将在长达几百年的时间内保持自由膨胀，减少它们在星际介质中的时间分散。
2020-03-13 astro-ph.SR
Against the Wind: Radio Light Curves of Type Ia Supernovae Interacting with Low-Density Circumstellar Shells
几十年来，从射电到光学再到X射线的各种观测都试图揭示Ia型超新星（SNe Ia）与星周介质（CSM）相互作用的迹象。这些研究的目的是限制假设的Ia型超新星大量供体伴侣的性质。在解释相互作用的观测结果时，通常假设连续CSM。然而，虽然这些模型已经成功地应用于核心坍缩的超新星，但对于超新星Ia来说，连续性的假设可能并不准确，因为CSM的外壳可能是由超新星爆发前（新星）形成的。在这项工作中，我们模拟了SNe与球形，低密度，有限范围CSM的相互作用，并创建了一套合成的无线电同步光变曲线。我们发现，CSM壳产生尖锐的峰值光变曲线，并确定一个基准集的模型，所有服从一个共同的演变，并可用于产生无线电光变曲线与任意壳的相互作用。服从的基准模型的关系可以用来推断CSM属性从无线电观测，我们证明了这一点，通过将它们应用到SN 2011fe和SN 2014J的非检测。最后，我们探讨了一个多壳层CSM配置和描述其更复杂的动力学和由此产生的射电光变曲线。
2016-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Compact Circumstellar Shell as the Source of High--velocity Features in SN 2011fe
高速特征（HVF），特别是Ca II，经常出现在B带极大值（Bmax）之前的Ia型超新星中。这些HVF的速度从第一次发光后的25，000 km/s以上发展到Bmax附近的18，000 km/s。为了重现SN 2011 fe中Ca II近红外三重态（CaNIR）HVF的演化，我们考虑了Ia型超新星模型与质量在0.003太阳质量和0.012太阳质量之间的致密拱星壳层之间的相互作用。我们使用syn++从模型生成的合成光谱拟合观察到的CaNIR特征。与没有壳层的超新星模型相比，与壳层相互作用的超新星模型更好地解释了CaNIR特征，质量为0.005太阳质量的壳层往往比其他壳层更适合。CaNIR的光学深度的演变表明，在喷出物和壳内的钙离子的电离状态是不恒定的。我们讨论了用于测量CaNIR和其他特征的观测速度的方法，并得出结论，HVF或其他成分可能被错误地识别。我们简要地讨论了壳的可能起源和超新星的祖先系统的影响。
2017-11-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Transverse Wind Velocity Recorded in Spiral-Shell Pattern
本研究指出各向同性风假设与双星起源假说在螺旋壳层图案中矛盾，通过流体动力学模型分析发现横向风速度变化可达平均值一半，强调运动学信息对星周形态观测建模的重要性。
2023-08-30 astro-ph.SR
Circumstellar Structure around Evolved Stars in the Cygnus-X Star Formation Region
我们目前的观测新发现的24微米拱星结构检测与斯皮策多波段成像光度计（MIPS）周围的天鹅座-X恒星形成区域的三个演变的恒星。其中一个天体，BD+43 3710，有一个双极星云，可能是由于物质流出或环面。第二个是HBHA 4202-22，沃尔夫-拉叶候选者，显示了一个24微米发射的圆形外壳，暗示着正面看到的边缘增亮的外壳或圆盘。在斯皮策3.6-8微米红外阵列相机（IRAC）波段中，在这两个物体周围都没有检测到漫射发射。第三个天体是明亮的蓝色变星候选者G79.29+0.46。我们解决了以前已知的内环在所有四个IRAC频带。来自内环的24微米发射超出较短波长发射约1.2弧分，远远超出MIPS和IRAC之间分辨率差异的范围。此外，我们还发现了一个24微米发射的外环，可能是由于早期的质量损失。对于两个壳层星，我们给出了限制恒星和尘埃壳层参数的辐射转移模型的结果。壳层由无定形碳颗粒组成，在G79.29+0.46的情况下，还有多环芳烃。G79.29+0.46和HBHA 4202-22都位于天鹅座X星云的后面。虽然G79.29+0.46可能只是位于星云的远端，但HBHA 4202-22与天鹅座X恒星形成区无关。
2010-03-11 astro-ph.SR
The Circumstellar Environment of R Coronae Borealis: White Dwarf Merger or Final Helium Shell Flash?
2007年，北冕座R（R CrB）进入了历史性的深度和长期衰退。在这种状态下，尘埃在可见光波段就像一个天然的日冕，可以看到恒星周围微弱的星云。使用Gemini/GMOS、HST/WFPC 2、Spitzer/MIPS和Herschel/SPIRE获得了0.5至500微米的成像。R CrB周围的几个结构是彗星状的球状体，是由恒星的风流过致密的球状体造成的。估计的尘埃质量的结是一致的，他们负责的R CrB下降，如果他们形成沿视线的恒星。此外，还有一个大的扩散壳，距离恒星4 pc远，包含冷的25 K尘埃，一直探测到500微米。R CrB的SED可以很好地拟合一个150 AU的磁盘包围一个非常大的弥漫信封，对应于所观察到的星云的大小。假设气尘比为100，则盘和包层的总质量分别为10^-4和2 M（太阳）。指向白矮星合并或最终氦壳层闪光起源的R CrB的证据是矛盾的。外壳和彗星状的结与行星状星云的化石一致。再加上R CrB在其大气中显示出大量的锂，这支持了最后的氦壳闪光。然而，R CrB的相对高的推断质量和它的高氟丰度支持白矮星合并。
2011-10-18 astro-ph.SR
A double detached shell around a post-Red Supergiant:IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula
我们进行了中红外成像调查的演变恒星，以研究这些物体周围的星周信封的尘埃分布，并更好地了解负责这些信封的形成质量损失机制。在这次调查中，我们首次解决了IRAS 17163-3907（以下简称IRAS 17163）的星周环境，这是中红外天空中最明亮的物体之一，但令人惊讶的是没有得到很好的研究。我们的目标是确定IRAS 17163的演化状态，并研究其星周环境，以了解其质量损失历史。我们在VLT上使用VISIR获得了IRAS 17163在中红外的衍射极限图像。该物体的光谱使我们能够确定其光谱类型，并通过弥漫的星际带的存在来估计其距离。我们发现IRAS 17163是一颗后红超巨星，可能属于罕见的黄超巨星，并且与研究得很好的IRC +10420非常相似。IRAS 17163的中红外图像是这个明亮的中红外源的第一张直接图像。这些图像清楚地显示了在中央恒星周围存在一个双重尘埃分离壳，这是由于连续的物质喷射，时间尺度为400年，总的星周质量大于4 M $_{\odot}$。这表明在恒星演化的这一阶段中发生了非静态的质量损失。
2011-09-27 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
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Are C60 molecules detectable in circumstellar shells of R Coronae Borealis stars?
北冕座R星（RCB）周围气体的贫氢、富氦和富碳特征被认为是C60分子形成的场所。这一建议不支持的观测报告显示，红外线转换的C60是没有看到在一个大样本的RCB星观察与红外光谱仪上的斯皮策太空望远镜。然而，在DY Cen和可能的V854 Cen的光谱中，可以看到红外C60跃迁，并与PAH特征混合，这两颗RCB星的氢缺乏程度最低（氢缺乏程度仅为~10-100）。推测C60（和多环芳烃）在中度缺氢拱信封可能是由氢化的无定形碳的分解，但富勒烯的形成是低效的，在高度缺氢的环境中的大多数RCBs。
2011-01-12 astro-ph.SR physics.chem-ph physics.space-ph
Dust Production in a Thin Dense Shell in Supernovae with Early Circumstellar Interactions
在超新星（SNe）中，光变曲线显示出喷出物和星周物质（CSM）之间强烈和早期相互作用的证据，估计新尘埃的形成发生在前向（FS）和反向激波（RS）之间的致密气体壳层中。在这项研究中，首次模拟了这种致密壳层中粉尘形成的机制。考虑到喷出物质量的变化和爆炸前的质量损失率，一组9种情况下，考虑到不同的相互作用，在这样的SNe报告的性质。对于一个单一的主序星质量，喷出物质量的变化表现为恒星的H壳层质量的变化，由于爆炸前的质量损失而损失。我们发现，在致密壳层的尘埃质量范围在10 $^{-3}$ M $_{\odot}$和0.8 M $_{\odot}$，由富O和富C的颗粒，其相对比例由相互作用的性质决定。冲击波后气体中尘埃形成的特征是逐渐产生的速率，大部分在$^{-1}$每天10 $^{-6}$到10 $^{-3}$ M $_{\odot}$之间，这种速率可能在爆炸后持续十年。更高的质量损失率导致更大的尘埃质量，而较小的喷出物质量（较小的剩余H-壳层）增加了这种SNe中的尘埃生产效率。正如我们的计算所示，在RS后面形成的尘埃不受FS或RS的破坏，因此可能比喷出物中形成的尘埃有更大比例存活下来。
2022-05-17 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
A Parsec-scale Circumstellar Shell Around VX Sgr: Mass Loss and RSG/TŻO Nature
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
研究发现VX Sgr周围存在0.59秒差距的弧形星周壳层，排除其为弓激波产物，通过运动学年龄排除超AGB模型，估算质量损失率并探讨其超新星抛射物与星周物质的相互作用，以明确VX Sgr的RSG/TŻO性质。
2026-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The circumstellar dust of "Born-Again" stars
我们描述了在红外波段看到的甚晚热脉冲（VLTP）对象周围的碳尘埃壳的演变。这包括20年来樱井的对象周围的尘埃的演变概述（其中奥利维尔作出了开创性的贡献）和FG Sge。VLTP可能发生在多达25%的太阳质量恒星的终点，因此可以提供太阳可能命运的一瞥。
2015-07-24 astro-ph.SR
Spitzer observations of a circumstellar nebula around the candidate Luminous Blue Variable MWC 930
MWC 930是一颗位于银道面上方约2°的恒星，其性质尚不清楚，迄今为止还没有详细的研究。虽然在过去提出了后渐近巨分支（AGB）分类，但对其光谱和光度学的研究指出了强可变性，因此该物体被重新分类为亮蓝变星（LBV）候选者。LBV通常会经历强烈的质量损失阶段，以喷发的形式在恒星周围产生喷射物外壳。我们的目标是在MWC 930中寻找这样一个拱星星云的存在，并研究它的性质。为此，我们利用了Spitzer活动中的天基红外数据，这些数据是用红外阵列相机（IRAC）和红外光谱仪（IRS）进行的，以及光学和红外（IR）调查的数据。在我们的斯皮策图像中，我们清楚地检测到MWC 930周围波长超过5 μ m的扩展壳。中红外光谱主要由中心恒星控制，主要显示[Fe II]的禁戒线，其基础连续性随波长降低至~15 μ m，然后反转其斜率，在60 μ m左右显示第二个峰值，这是过去爆发中形成的冷尘埃颗粒的证据。通过模拟SED，我们确定了两个中心组件，除了恒星和外壳。这些额外的辐射源被解释为靠近中心恒星的物质，可能是由于最近的喷射。未检测到含碳分子或颗粒的特征。
2013-12-26 astro-ph.SR
3-D simulations of shells around massive stars
随着大质量恒星的演化，它们的风也会发生变化。这导致周围介质中的一系列流体动力学相互作用。当一个快风跟随着一个慢风相位时，快风会把慢风扫到一个壳层中，这个壳层可以被观察到是一个星周星云。这种相互作用最显著的例子之一是当一颗大质量恒星从红超巨星变成沃尔夫-拉叶星时。在许多沃尔夫-拉叶星周围观测到了这种转变所产生的星云，由于上掠壳层的局部不稳定性，这些星云呈现出详细而复杂的结构。壳层也在大质量双星的情况下形成，两颗恒星的风相互碰撞。沿着碰撞前沿，气体堆积起来，形成一个随着双星轨道运动而旋转的壳。在这种情况下，壳体沿着两股碰撞风的冲压压力平衡的表面运动。使用MPI-AMRVAC流体动力学代码，我们已经做了多维模拟这些相互作用，以模拟这些拱星星云的形成和演变，并探讨是否有必要获得准确的模型，这样的星云全三维模拟。
2011-02-01 astro-ph.SR
Metamorphosis of SN 2014C: Delayed Interaction Between a Hydrogen Poor Core-collapse Supernova and a Nearby Circumstellar Shell
我们目前的超新星SN 2014 C，经历了前所未有的缓慢蜕变，从H-贫型Ib富型IIn在一年的过程中的光学观测。观测到的光谱演化与超新星在遇到祖先恒星剥离的氢包层的巨大外壳之前在空腔中爆炸是一致的。星周壳的可能起源包括短暂的沃尔夫-拉叶快风阶段，超过了较慢的红超巨星风，爆发性喷射，或由邻近恒星的外部影响对星周物质的限制。一个扩展的高速H α吸收功能，在近最大光谱中看到的意味着祖星没有完全剥离的氢在核心崩溃的时候。斯巴鲁望远镜Suprime-Cam和哈勃太空望远镜广角行星相机2在2009年获得的该地区的档案爆炸前图像显示了一个重合的来源，很可能是NGC 7331中的一个紧凑的大质量星团，它承载了祖先系统。通过比较源的发射特性与包含相互作用的双星的恒星星族模型，我们估计主星团的年龄为30 - 300万年，并且根据相对较强的H α发射，年龄更接近30万年。SN 2014 C是一类核心坍缩超新星中观测最好的成员，填补了爆炸后立即与密集的附近环境强烈相互作用的事件与从未显示相互作用迹象的事件之间的空白。更好地了解这种中间族群的频率和性质，可以为我们提供关于恒星演化最后阶段的有价值的信息。
2015-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thin shell morphology in the circumstellar medium of massive binaries
我们研究了两个长周期双星系统中双星组分之间的碰撞锋的形态，一个是富氢沃尔夫-拉叶星（WNL）和O星，另一个是亮蓝变星（LBV）和O星。具体来说，我们遵循的发展和演变的不稳定性，形成在这样的壳，如果它是充分压缩，由于风的相互作用和轨道运动。我们使用MPI-AMRVAC的流体动力学方程，结合光学薄辐射冷却，在一个自适应网格三维网格的时间积分。使用参数的通用的二进制系统，我们模拟的风的两颗恒星之间的相互作用。WNL+O双星是绝热风碰撞的典型例子。生成的壳厚而光滑，没有不稳定性。另一方面，O星风与LBV风碰撞产生的壳层，再加上双星的轨道运动，容易受到薄壳层不稳定性的影响，从而形成高度结构化的形态。我们确定的线性和非线性薄壳不稳定性的性质的不稳定性，具有明显的差异之间的领先和落后的部分碰撞前。我们还发现，对于包含一颗恒星（相对）慢风的双星，壳的全球形状更多地取决于慢风速和双星的轨道运动，而不是两种风之间的冲压压力平衡。大质量双星风之间的相互作用需要进一步的参数探索，以确定碰撞前沿多重不稳定性的作用和动力学重要性，如图所示的LBV+O恒星系统。
2010-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optically thin circumstellar medium in $β$ Lyr A system
天琴座β A是一个复杂的双星系统，拥有大量的观测数据集：光变曲线（从FUV到FIR）、干涉平方可见度、闭合相位、三重积测量、光谱能量分布（SED）、高分辨率光谱学、差分可见度振幅和差分相位。特别是，我们使用2013年至2015年Ondrejov 2 m望远镜的光谱来测量Halpha，HeI，SiII，NeI或CII线的发射，并使用2013年活动的CHARA/VEGA差分干涉测量来测量Halpha和HeI 6678的波长依赖性尺寸。这使我们不仅可以限制光学厚的物体（初级，次级，吸积盘），但也光学薄的对象（磁盘大气，射流，壳）。我们扩展了我们的建模工具Pyshellspec（基于Shellspec;一个一维LTE辐射转移代码），以包括所有新的可观测量，计算微分vibration/相位，执行多普勒层析成像，并确定联合chi ^2度量。优化后的38个自由参数，我们得到一个强大的模型的beta Lyr A系统。根据该模型，辐射是在圆盘的扩展大气中形成的，两股垂直的喷流以约700 km/s的速度膨胀，形成一个半径约为70 R_S的对称壳层。光谱显示，该行星的碳丰度很低，只有太阳值的10^-2。我们还量化了数据集之间的系统差异，并讨论了替代模型，具有更高的分辨率，额外的不对称性，或He丰富的丰度。
2020-10-12 astro-ph.SR
Phase-lag Distances of OH Masing AGB Stars
与具有光学厚壳层的AGB星的距离不能用光学视差来确定。然而，对于从拱壳发出OH 1612 MHz脉泽的恒星，距离可以用相位滞后法确定。该方法将从相位滞后测量获得的线性直径与从干涉测量获得的角直径相结合。本文测定了银盘中20颗OH/IR星的壳层前后面可变辐射的相位滞后。这些测量是基于南凯射电望远镜持续6年多的监测计划。干涉仪观测仍在继续。我们估计，距离测定的不确定性将为~ 20%。
2015-03-16 astro-ph.SR
From the atmosphere to the circumstellar environment in cool evolved stars
我们讨论和说明的贡献，光学干涉对我们目前的理解冷演化恒星。我们包括红巨星分支（RGB）恒星，渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星（RSG）。使用从可见光到中红外波长的光学干涉测量法的研究大大增加了我们对它们的大气，扩展分子壳，尘埃形成和风的了解。这些过程和星周环境的形态对于这些恒星进一步演化为行星状星云（PNE）和核心坍缩超新星（SNE），以及物质返回到星际介质是重要的。
2015-01-23 astro-ph.SR
The color dependent morphology of the post-AGB star HD161796
上下文许多原行星状星云在其周围的壳层中表现出强烈的不对称性，这表明在质量损失阶段是不对称的。关于起源和偏离球面对称的问题对于我们理解这些天体的演化是很重要的。在这里，我们专注于后AGB恒星HD 161796的拱星壳。目标。我们的目的是检测签名的非球面流出，以及推导出它的属性。我们使用成像偏振计ExPo（极端偏振计），威廉赫歇尔望远镜的访客仪器，在各种波长滤波器中准确成像HD 161796周围的尘埃壳。成像偏振测量法使我们能够将来自星周物质的微弱的偏振光与来自中央恒星的明亮的非偏振光分开。结果HD 161796周围的外壳是高度非球面的。可以看到赤道密度增强的清晰信号。这种结构在短波长下是光学厚的，并且在较长波长下将其外观改变为光学薄的。在HST影像上的两种不同行星状星云的分类中，它从短波长的DUPLEX变成了长波长的SOLE。这加强了这两种现象是同一物理结构的表现的解释。此外，我们发现中心恒星比通常假设的要热，并且观察到的相对较高的红化是由于拱星而不是星际灭绝。
2013-03-07 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
Cyclic variability of the circumstellar disk of the Be star zetaTau - I. Long-term monitoring observations
Be星的衰变盘中形成的发射线经常经历长期的周期性变化，特别是其主要成分的紫红比（V/R）。通过对明亮的Be壳层恒星zeta Tau的观测，我们从自己的观测和档案观测中汇编了可能最广泛和最长的数据集，说明了这种行为的原型。它包括光学和红外光谱、宽带偏振测量和干涉观测。从1997年至2008年的3个V/R周期中，推导出H α的平均周期长度为1400-1430天。在V/R的每个最小值之后，壳吸收减弱并分裂成两个分量，导致3个发射峰。这一阶段对周期长度的变化贡献最大。不同线路的V/R曲线在相位上移动。平均而言，靠近中心恒星的线条领先于其他线条。壳层吸收线分为2类，其线宽、电离/激发电位和等效宽度的可变性不同。干涉测量法已经分辨了溴γ和He I 2.06的连续谱和线发射。Br γ发射的定相表明，线发射区域的光心位于盘的平面内，但从连续源偏移。在整个观察到的V/R循环中，盘的平面是恒定的。自洽，单臂，磁盘振荡模型是在纸二。
2009-07-13 astro-ph.SR
Circumstellar properties of Type Ia supernovae from the helium star donor channel
我们研究了具有非简并氦恒星供体的Ia型超新星祖先系统的预测拱星性质。有人认为，由碳+氧白矮星和氦星组成的系统可能导致Ia型超新星爆炸。氦星施主通道的双星演化计算预测，在Ia型超新星爆炸时，这样的祖先系统要么处于稳定的氦壳燃烧阶段，要么处于弱的氦壳闪光阶段。通过从我们以前的研究中采取的二进制演化模型，我们表明，大部分的祖先系统与氦星供体有足够低的密度来解释目前未检测到的射电发射Ia型超新星。在Ia型超新星爆发时，大多数处于弱氦壳闪光阶段的祖星系统，可能主导了瞬时（短延迟时间）的Ia型超新星种群，它们的星周密度都很低，并且有一颗微弱的氦星施主，这是SN 2011 fe和SN 2014 J没有探测到射电辐射和爆炸前伴星的原因。我们还发现了一些祖先系统，这些系统与在Iax SN 2012 Z型爆炸位置确定的伴星候选者的性质一致。
2019-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dance to Demise -- How Massive Stars May Form Dense Circumstellar Shells Before Explosion
本文通过MESA模型研究12-20倍太阳质量红超巨星前身星的晚期质量损失过程，构建爆炸前星周介质，解释了II型超新星多波段观测特征。
2025-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Delayed Shock-induced Dust Formation in the Dense Circumstellar Shell Surrounding the Type IIn Supernova SN 2010jl
IIn型超新星的光变曲线主要由超新星激波与其致密的星周介质（CSM）相互作用释放的辐射能量决定。超新星SN 2010 jl在爆炸后的几周内就表现出红外辐射，超过了外推的紫外光谱。有些人认为这种辐射是在冷却的激波后CSM中迅速形成尘埃的证据。我们调查的物理过程，可能会抑制或促进粉尘的形成CSM。当只考虑辐射冷却时，致密的冲击气体的温度迅速下降到尘埃凝结温度以下。然而，通过考虑激波下游辐射对激波后气体的加热，我们发现，当激波传播到CSM较低密度的外部区域时，直到激波的辐射减弱，尘埃的形成才受到抑制。因此，SN 2010jl的尘埃形成只能在380天后开始。只有自那个时期以来的红外发射可以归因于新形成的CSM尘埃。第460天及之后的观测显示，红外线光度超过了紫外线光度。激波后的尘埃不能消除由膨胀的SN激波发出的辐射。因此，它的红外辐射必须由内部源提供动力，我们将其与通过SN喷出物传播的反向激波联系起来。因此，在380天之前的红外辐射必须是来自预先存在的CSM尘埃的红外回波。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
FAST search for circumstellar atomic hydrogen--I: the young planetary nebula IC 4997
利用中国贵州的500米口径球面射电望远镜（FAST）观测到年轻行星状星云IC 4997中21厘米的中性氢原子吸收。吸收来自也与Na I D线相关的壳层。H I壳的质量为$1.46\times10^{-2}$ M $_\odot$，动态年龄为990年。H I的柱密度估计为$7.1\times10^{20}$ cm $^{-2}$，这可以很好地解释为电离星云周围的光解离区域，受到H $_2$自屏蔽的限制。我们发现，原子电离氢的比例为0.6，这表明H I大大有助于整体星云质量。
2022-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a Shell of Neutral Atomic Hydrogen Surrounding the Carbon Star IRC+10216
我们使用了罗伯特C。Byrd Green Bank望远镜将对碳星IRC+10216的拱星包层（CSE）中的中性氢原子（HI）进行迄今为止最灵敏的搜索。我们的观测发现了一个低表面亮度的HI壳层，直径约为1300”（约0.8 pc），中心位于IRC+10216。HI壳的角范围与以前用GALEX卫星探测到的IRC+10216的远紫外线发射天体层相当，其运动学与被当地星际介质减速的星周物质一致。壳似乎完全包围恒星，但最高的HI柱密度是沿着壳的前缘测量的，靠近先前确定的弓形激波的位置。我们估计了与IRC+10216 CSE M_HI~ 3x 10 e-3 M_sun相关的原子氢的总质量。这只是CSE预期总质量的一小部分（<1%），并且与大部分恒星风以分子而不是原子形式起源相一致，正如有效温度T_eff<~2200 K的冷恒星所预期的那样。HI对IRC+10216周围2度x 2度区域的测绘也使我们能够表征该区域的视线星际发射，并揭示了IRC+10216西南部的漫射FUV发射与本地狮子座冷云之间的联系。
2015-02-06 astro-ph.SR
Supernova explosions interacting with aspherical circumstellar material: implications for light curves, spectral line profiles, and polarization
一些超新星爆发在其光变曲线、谱线轮廓和偏振特征中显示出与预先存在的非球对称星周介质（CSM）相互作用的证据。为了更好地理解与双星的连接，并帮助解释的意见，我们进行二维轴对称流体动力学模拟，其中一个不断扩大的球形SN喷出物初始化与现实的密度和速度分布碰撞各种非球面CSM分布。我们认为CSM的形式是一个拱星盘，碰撞的风壳在双星与不同的方向和距离的SN祖，和双极叶代表缩小版本的侏儒星云的$η$ ~车。我们研究我们的模拟映射到可观的，包括近似的光变曲线，指示性谱线配置文件在晚些时候，和估计的偏振签名。我们发现，SN-CSM碰撞层是由正激波和斜激波，反射波，以及其他流体动力学现象，导致加速和剪切不稳定性。因此，总的冲击加热功率随时间波动，虽然新兴的光变曲线可能是平滑的，如果冲击相互作用区深深地嵌入在SN包络。具有拱星盘或双极瓣的SNe表现出相对于静止速度对称的晚期谱线轮廓和相对高的偏振。相比之下，SNe与碰撞的风壳自然会导致线剖面与不对称和时间演变的蓝色和红色的翅膀和低偏振。由于大质量恒星之间的双星频率很高，SN喷出物与预先存在的碰撞风壳的相互作用必须发生，观测到的签名可以用来描述双星伴星。
2020-09-21 astro-ph.HE 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
Thirty Years of Radio Observations of Type Ia SN 1972E and SN 1895B: Constraints on Circumstellar Shells
我们已经拍摄了超过35年的档案甚大阵列（VLA）观测附近（d $_{\rm{L}}$ $=$ 3.15 Mpc）Ia型超新星SN\，1972 E和SN\，1895 B爆炸后9年至121年。没有检测到无线电发射，限制了SN 1，1972 E和SN 1的8.5 GHz亮度，1895 B to be L $_{ν,8.5\rm{GHz}}$ $<$ 6.0 $\times$ 10 $^{23}$ erg s @ MATHABMS Hz $^{-1}$爆炸后45年和L $_{ν,8.5\rm{GHz}}$ $<$ 8.9 $\times$ ABMQ 10 $^{23}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$爆炸后121年。这些限制意味着一个干净的拱星介质（CSM），$n$ $<$ 0.9 cm $^{-3}$到几个$\times$ 10 $^{18}$ cm的半径，如果SN爆炸波扩展到均匀密度的材料。由于我们的观测覆盖了广泛的时间，我们也限制了围绕SN 1，1972 E的祖先的CSM壳层的存在。我们基本上排除了在$\sim$ 10 $^{17}$和10 $^{18}$ cm之间半径处质量为0.05 $-$ 0.3 M $_\odot$的所有中厚壳，以及质量低至$\lesssim$ 0.01 M $_\odot$的特定半径处的薄壳。这些限制排除了一系列单和双退化祖先场景的参数空间…
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The galactic unclassified B[e] star HD 50138. II. Interferometric constraints on the close circumstellar environment
HD 50138是一颗呈现B[e]现象的南恒星，但其演化阶段仍然不为人所知。该天体呈现光谱可变性，这可以通过爆发或壳相来解释，并且分光偏振观测表明存在非球对称的星周环境，这是造成B[e]现象的原因。基于最近VLTI/ESTA和VLTI/AMBER的光学长基线干涉观测，以及Keck段倾斜实验，利用LITpro软件，通过几何分析模型，考虑大量参数，研究了HD 50138星周环境的结构。我们解决和描述其拱星几何的第一次详细。本文导出了星周尘埃盘的存在，它与天球平面成71+-7度角，与文献中的偏振测量垂直。我们还推导出HD 50138是在与视线相关的中间角度56 ± 4度下看到的。此外，还讨论了盘的结构以及气体和尘埃成分的通量贡献。
2011-01-25 astro-ph.SR
Discovery of a new Wolf-Rayet star using SAGE-LMC
我们报告了史匹哲望远镜首次发现的河外沃尔夫-拉叶星。利用斯皮策大麦云云巡天（SAGE-LMC）的24 μm图像，通过探测其拱星壳层，发现了大麦云云中的一颗新WR星。随后的双子座南的光谱观测将中心恒星分解为两个部分，其中一个是WN 3b +abs星，而另一个是B 0 V星。我们认为不平衡的亮度分布在拱壳作为一个迹象表明，WR星是一个失控，并使用这种解释，以确定一个可能的母星团的恒星。
2011-10-04 astro-ph.SR
HI emission from the red giant Y CVn with the VLA and FAST
VLA的成像研究揭示了HI辐射与红巨星扩展的星周壳层有关。分析了AGB上J型碳星Y CVn的光谱图。HI线剖面可以用恒星外流与本地星际介质相互作用产生的分离壳层模型来解释。我们通过引入沿着对应于恒星在空间中的运动方向的失真来重现光谱图。然后，我们使用这种拟合来模拟FAST射电望远镜预期的观测结果，并讨论其改善我们对星周壳外部区域描述的潜力。
2017-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The bright, dusty aftermath of giant eruptions & H-rich supernovae. Late interaction of supernova shocks & dusty circumstellar shells
本研究通过三维流体动力学模拟，探讨了45-60 M$_\odot$前身星富氢超新星爆炸对喷发后尘埃的影响，发现CSM几何形状和激波辐射阶段显著决定尘埃存续，且喷发后短期内爆炸反而利于尘埃存活。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
SN 2018ijp: the explosion of a stripped-envelope star within a dense H-rich shell?
在本文中，我们讨论了SN 2018ijp后续活动的结果，这是Zwicky瞬态设施光学瞬态调查的一部分。它的第一个光谱显示出与最大光附近的宽线Ic型超新星的相似性，而后来的光谱显示出快速膨胀的喷出物和致密的富含H的星周介质之间相互作用的强烈特征，与瞬态光度演化的第二个峰值相吻合。这种演化，以及第一个光变曲线峰值的模拟结果，表明了一种情况，即一颗剥离的恒星在致密的星周介质中爆炸。瞬态演化的两个主要阶段可以解释为第一阶段主要是放射性衰变，而后来的相互作用主导阶段，喷出物与预先存在的壳碰撞。因此，我们讨论SN 2018jp的背景下，一个大质量的恒星耗尽其外层爆炸在一个密集的富H星周介质。
2021-04-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Nearby Evolved Stars Survey: I. JCMT/SCUBA-2 Sub-millimetre detection of the detached shell of U Antliae
我们提出了最高分辨率的单碟亚毫米观测的分离壳源U Antliae的日期。这些观测是在$450~\micron$和$850~\micron$用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的SCUBA-2仪器获得的，作为邻近演化恒星巡天的一部分。在$850~\micron$处的发射在$40\arcsec$处达到峰值，在$\sim 20\arcsec$处观察到第二个峰的迹象。发射可以在$3σ$水平上追踪到$56\arcsec$的半径。在$850~\micron$处观察到的外峰与在Herschel/PACS波长处观察到的峰对齐良好。通过对星周包层的光谱能量分布拟合和多壳层模型辐射传输计算，探讨了星周包层中不同的壳层结构和晶粒尺寸的沿程变化。我们确定的总壳尘质量为$(2.0 \pm 0.3) \times 10^{-5}$ M $_{\odot}$，并建立了热脉冲引起的分离壳发生在3500 $\pm$ 500年前。
2019-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Four Decades of IRC +10216: Evolution of a Carbon Rich Dust Shell Resolved at 10 microns with MMT Adaptive Optics and MIRAC4
演化出的富含碳的AGB恒星IRC +10216（CW Leo）是太阳系外最明亮的中红外光源，也是最接近演化恒星失去质量的例子之一。它在近红外波段的小尺度上具有复杂多变的星周结构，而中红外波段的干涉测量则揭示了一个动态尘埃形成区。我们已经获得了IRC +10216在6.5m MMT的N波段（~8-13微米）的衍射极限成像和棱镜光谱。这些新的观测结果表明，在过去的二十年里，IRC +10216周围的尘埃壳层发生了变化，这可以通过在11微米处的SiC光谱特征的表观形状的变化和在13微米处的连续体的减少来说明。正如预期的那样，我们的衍射有限的空间信息显示了一个扩展的拱星包络。我们还证明，灰尘信封似乎是约30%的SiC功能的波长，可能是由于增加SiC的不透明度。物体的去卷积FWHM从波长< 10微米的0.43”（~56 AU）增加到11.8微米处的0.58”（~75 AU），然后在12.7微米处减小到0.5”（~65 AU）。我们对IRC +10216大小的估计使我们能够将过去12.5年光谱的变化与尘埃拱星包层以12-17公里/秒的速度演化联系起来。
2011-11-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
