Understanding the evolution and dust formation of carbon stars in the LMC with a look at the JWST
碳星已经被广泛研究，由于其复杂的内部结构和独特的化学成分，使它们成为测试恒星结构和演化恒星演化理论的实验室。它们是最相关的尘埃制造者，因此在星系的演化中发挥着至关重要的作用。为了更好地了解C星在大麦云云（LMC）中的出流尘埃形成过程，我们对C星的星周包层（CE）进行了尘埃矿物学研究。我们调查的预期分布的C-恒星的观测平面与MIRI过滤器安装在詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），选择最好的飞机允许详尽的恒星的特性。我们比较合成的光谱能量分布，通过建模的渐近巨星分支恒星和尘埃形成过程中的风，与光谱的碳星在LMC，采取与红外光谱仪（IRS）板载斯皮策太空望远镜。从合成模型和观测之间的详细比较，我们确定了各个来源，并得出了详细的矿物学尘埃在CE。我们发现MgS在SiC种子上的沉淀是所有非贫金属碳星所共有的。固体碳是粉尘的主要成分，在所有情况下百分比都高于$80\%$;碳粉尘的百分比在$10\%$和$20\%$之间，以石墨形式存在，其余为无定形碳。关于基于MIRI滤光片的观测平面，色星等（[F770 W]-[F1800 W]，[F1800 W]）平面可以最好地理解恒星的遮蔽程度，而（[F1800 W]-[F2550 W]，[F1800 W]）图可以更好地区分不同金属量的恒星。
2020-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Archeology with the AEGIS Survey: The Evolution of Carbon and Iron in the Galactic Halo
了解银河系晕中碳和铁的演化非常重要，因为这两种元素在早期宇宙中约束恒星形成、银河系组装和化学演化方面发挥着至关重要的作用。在这里，我们探索碳的空间分布，[C/Fe]和金属，[Fe/H]，晕系统的基础上中分辨率（$R \sim$ 1，300）光谱的$\sim$ 58，000恒星在南半球的AAOmega银河系结构演化（AEGIS）调查。AEGIS的碳丰度图显示出正的梯度与距离，同样发现的斯隆数字巡天（SDSS）的碳丰度图的李等人。金属丰度图证实，[Fe/H]随着距离的减少，从内晕到外晕。我们还探讨了光环的形成和化学演化的历史，考虑人口的碳增强贫金属（CEMP）恒星中存在的AEGIS样本。CEMP-no恒星（根据其特征性的较低的绝对碳丰度水平进行分类，次巨星和巨星的$A$（C）$\leq$ 7.1）的累积和微分频率随着金属丰度的降低而增加，并且对于CEMP恒星整体来说是\textit{substantially higher than previous determinations}。相反，$s$型恒星（具有较高的$A$（C））几乎保持平坦，$\sim$值为10%，在$-\,4.0 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim-$ 2.0范围内. CEMP-no和CEMP- $s$星的明显不同的行为缓解了假设双星质量转移起源的人口合成模型的紧张局势，以前很难解释CEMP星的更高频…
2018-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the Impact of Dust Production from Carbon-Rich Wolf-Rayet Binaries
我们提出了一个尘埃光谱能量分布（SED）和二进制恒星的人口分析重新访问的尘埃生产率（DPRs）在风中的富碳沃尔夫-拉叶（WC）的二进制和它们对银河系尘埃预算的影响。19个银河系WC ``dustars”的DustEM SED模型揭示了$\dot{M}_d\sim10^{-10}-10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的DPR和介于$0.002 - 40\%$之间的碳尘凝结分数$χ_C$。大的（$0.1 - 1.0$ $μ$ m）粉尘粒度组成有利于有效的dustars，其中$χ_C\gtrsim1\%$。dustars与已知的轨道周期的结果验证之间的幂律关系$χ_C$，轨道周期，WC的质量损失率，和风速一致的理论模型的尘埃形成碰撞风双星的预测。我们将尘埃产生纳入双星布居和光谱合成（BPASS）模型中，分析WC dustars，渐近巨星分支星（AGB），红超巨星（RSG）和核心坍缩超新星（SNe）的尘埃产生率。BPASS模型假设恒星形成（SF）不变，并在低、大麦哲伦云（LMC）样和太阳金属丰度（Z = 0.001、0.008和0.020）下进行了$10^6$ M $_\odot$恒星种群的共演化。恒定SF和co-eval模型都表明，SNe是所有金属丰度的净尘埃破坏者。在LMC等金属丰度的恒定SF模型表明，AGB星稍微超过WC双星和RSG的$2-3$的因素，而在太阳…
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical properties of amorphous carbon dust around C-stars: new constraints from 2MASS and Gaia observations
通过比较2微米全天巡天（2 MASS）和盖亚数据发布2（DR 2）对大麦云云C星的观测，以及通过计算尘埃生长和环星包层辐射转移得到的合成测光，对凝聚在C星周围的无定形碳尘埃的光学性质进行了研究。所考虑的amC尘埃的光学常数集已根据它们在小麦哲伦云中再现红外色-色图的能力预先选定。只有光学数据集和颗粒大小的两种组合能够同时再现红外测光和盖亚观测。所提供的分析提供了有关amC尘埃颗粒特性的信息，这些尘埃颗粒的特征可能是类金刚石结构，而不是类石墨结构，至少在大多数尘埃包裹的C星周围，或者由尺寸小于0.04的“小”颗粒组成。$μ$ m。选定的数据集将被用来计算光谱网格，作为恒星参数的函数，将用于通过拟合C星的光谱能量分布来估计C星的尘埃返回和质量损失率，并研究附近物体的分辨恒星星族。
2018-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-Enhanced Dwarf Stars Are Predominantly a Halo Population
该研究通过分析1003颗主序碳星的运动学与动力学，发现约60%属于晕族，表明矮碳星以贫金属晕族为主，是恒星考古学的重要资源。
2025-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and properties of astrophysical carbonaceous dust
经典的晶粒形核理论存在理论和预测上的缺陷。我们努力减轻这些缺陷，在我们的理解尘埃的形成和增长，利用原子模型的成核。用一组全局极小化算法确定了碳团簇的几何构型。利用密度泛函理论计算了碳团簇从$n=2$到$n=99$的结合能。这些能量被用来计算碳团簇的临界尺寸和成核速率。我们发现临界团簇大小在很大程度上取决于团簇几何形状的变化。具有尺寸$n=27$和$n=8$的团簇，分别大致对应于从环到富勒烯几何形状和链到环几何形状的转变，是在成核显著的温度和饱和度范围内的临界尺寸。与经典理论相反，成核在低温下增强，在高温下抑制。这些结果将被应用到一个修改后的化学演化代码使用超新星模拟的结果。
2016-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Abundances in Compact Galactic Planetary Nebulae: An Ultraviolet spectroscopic study with the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)
我们用哈勃太空望远镜（HST/STIS）上的太空望远镜成像光谱仪测量了一个致密的银河系行星状星云（PNe）样本，以确定它们的气相碳丰度。PNe中的碳丰度限制了它们的渐近巨星分支（AGB）祖先的性质，以及宇宙循环。我们测量了11个紧凑的银河系PNe的碳丰度或其极限，显着增加了银河系PNe的样品，其碳丰度基于HST紫外光谱是可用的。大多数目标的尘埃含量已经在斯皮策光谱学的其他地方进行了研究;考虑到星云的紧凑性质，紫外和红外光谱可以直接比较，以研究气相和尘埃相的碳。我们发现，贫碳（C/O<1）致密的银河系PNE具有富氧尘埃类型（ORD），而碳增强的对应物（C/O>1）具有富碳尘埃（CRD），证实了麦哲伦云PNE中气相和尘埃相碳含量之间的相关性。基于AGB演化的预期最终产量模型，我们解释了本研究中的大多数贫碳PNe是~1.1-1.2 M $_{\odot}$恒星的后代，这些恒星在红巨星分支（RGB）上经历了一些额外的混合，它们经历了AGB阶段，但没有经历碳星阶段。这一群中的大多数PNe具有双极形态，可能是由于太阳下伴星的存在。我们样本中的碳增强PNe可能是1.5-2.5 M $_{\odot}$范围内恒星的后代，这取决于它们原始的金属丰度。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon dust in the evolved born-again planetary nebulae A30 and A78
本文利用红外图像和光谱对重行行星状星云A30和A78进行了红外表征。我们证明，在A30和A78的富碳尘埃是空间一致的H-贫喷出物和共存的热X射线发射气体的距离为50 $''$从中央恒星（CSPN）。尘埃形成后，立即再次事件和生存的1000年，在CSPN周围的恶劣环境，因为它被摧毁，被推离辐射压力和流体动力学效应拖动。斯皮策IRS光谱图显示，在6.4和8.0 $μ$ m处的宽光谱特征，归因于在缺氢环境中形成的无定形碳，与其CSPN周围的破裂盘有关，为产生这些源的软X射线发射的恒星风的电荷交换反应提供了最佳环境。星云和尘埃的性质是模拟A30与多云考虑到不同的碳质尘埃物种。我们的模型预测尘埃温度在40-230 K范围内，比以前的作品预测的低五倍。在A30中，再次喷发的气体和尘埃质量估计为$M_\mathrm{gas}=(4.41^{+0.55}_{-0.14})\times10^{-3}$ M $_\odot$和$M_\mathrm{dust}=(3.20^{+3.21}_{-2.06})\times10^{-3}$ M $_\odot$，这可以用来分别估计$(7.61^{+3.76}_{-2.20})\times10^{-3}$ M $_{\odot}$和$\dot{M}=[5-60]\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的再次喷发事件的总喷发质量…
2021-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Production around Carbon-Rich Stars: The Role of Metallicity
背景资料：宇宙中的大多数恒星将在热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段失去它们的包层，从而结束它们的演化，使星系的星际介质富含重元素，部分凝结成尘埃颗粒，形成在它们扩展的拱星包层中。在这些恒星中，富碳的TP-AGB星（C星）与星系的化学富集特别相关。本文从理论上探讨了金属丰度在尘埃形成过程中的作用。研究方法：我们将尘埃生长和尘埃驱动风的最新描述（包括冲击的时间平均效应）与FRUITY恒星演化轨迹相结合。我们比较了我们的预测与观测的C-恒星在我们的银河系中，在麦哲伦云（LMC和SMC）和星系晕，其特征是金属丰度之间的太阳和1/10的太阳。结果：我们的模型解释了由IRS Spitzer光谱得到的C星周围气体和尘埃含量的变化。我们的描述很好地再现了C星在不同金属丰度下的风速。我们预测的风速在金属量下降到1/10的太阳在一个广泛的质量损失率。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the tidal streams of the Sagittarius dSph, and halo Milky Way features, with carbon-rich long-period variables
我们组装121光谱确认的晕碳星，从文献中得出，表现出可测量的变化在卡特琳娜调查。我们提出了他们的周期和振幅，这是用来估计距离的周期光度关系。碳星的位置--以及它们的速度（如果有的话）--使我们能够追踪人马座（Sgr）矮球状星系的流。这些相比，一个典型的数值模拟的吸积的Sgr。我们发现，在日心距为15-50千秒差距的情况下，数据与这个模型吻合得很好，除了银道面以北的尾臂中几乎没有碳星，而且银道面以南的尾臂中只有初步的证据。大部分的样品可以归因于Sgr吸积。我们还发现了不属于Sgr的碳星群，其中大部分与已知的晕子结构有关。少数没有明显的归属，可能表明新的子结构。我们发现的证据表明，可能有一个结构背后的SGR领先的流远心，在~100千秒差距，和更遥远的延伸到双鱼座超密度也在~100千秒差距。我们研究了另外75个碳星，没有很好的周期数据可以获得，并为近红外的星等和颜色被用来估计距离。这些数据增加了对在100千秒差距以外发现的特征的支持。
2015-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lupus disks with faint CO isotopologues: low gas/dust or large carbon depletion?
由于ALMA最近的调查，一个可以在原行星盘中独立观察气体和尘埃的时代已经开始。第一个接近完整的高分辨率磁盘调查在一个单一的恒星形成区域的尘埃和气体已经在狼疮进行，发现令人惊讶的低气体/尘埃比。这项工作的目标是充分利用CO同位素观测狼疮，比较它们与物理化学模型的结果，以获得大量的磁盘的气体质量。我们采用物理化学模型来分析连续和CO同位素观测狼疮盘，包括同位素选择性过程和冻结。还使用ALMA 13 CO检测，计算了总共34个源的圆盘气体质量，扩大了Ansdell等人（2016）研究的10个圆盘的样本，其中也检测到C18 O。我们确认，整体气体质量是非常低的，往往小于1 $M_{\rm J}$，如果挥发性碳没有耗尽。因此，全球气体/尘埃比率主要在1至10之间。低的CO基气体质量和气体/粉尘比可能表明气体的快速损失，或者化学演变，例如通过将CO中的碳螯合到更复杂的分子中，或者碳锁定在更大的物体中。目前的ALMA观测无法区分这两种假设。我们已经模拟了这两种情况，但化学模型的结果不允许我们排除其中之一。假设所有狼疮盘在过去的几百万年中主要由于粘性过程而演化，Manara等人（2016）发现的当前质量吸积率和尘埃质量之间的观测相关性意味着恒定的气体-尘埃比，基于观测到的$M_{\rm disk}/\dot{M}_{\rm acc}$比，接近100。这反过来又指出了一种情况，其中碳消耗是负责低CO…
2016-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cool carbon stars in the halo and in dwarf galaxies: Halpha, colours, and variabiity
远离银道面的冷碳（C）星可能是由小星系的碎片组成的，如人马座矮球状星系（Sgr），它们被银河系的引力场破坏。我们的目标是通过光谱学，2 MASS光度颜色和可变性数据更好地了解这一人群。在可能的情况下，我们比较了晕的结果，在天炉座矮球状星系，Sgr，和太阳附近的C星人口。本文首先介绍了在晕和天炉座中发现的几颗C星。晕C星的光谱数量现在是125。百分之四十的放射出了阿尔法。晕C星在JHK图中的狭窄位置不同于上述星系中类似的C星。利用Catalina光变数据库和LINEAR光变数据库计算了66颗晕C星的脉动周期。用TAROT望远镜获得了一些补充周期。我们证实，晕的周期分布非常类似于天炉座，我们发现，它是非常不同的太阳附近的C星。在晕中Mira/SRa短周期变星的比例比Sgr大，但对该矮星系中C星的观测还不完全，需要继续研究它们的变率，以探讨Sgr与冷晕C星之间的联系。
2013-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of cosmic dust analogues from C, C$_2$, and C$_2$H$_2$ in C-rich circumstellar envelopes
星际碳尘主要形成于富碳渐近巨星支（AGB）星周围星周包层的最内层区域。在这些高度化学分层的地区，原子和双原子碳，以及乙炔是最丰富的物种后H $_2$和CO。在以前的研究中，我们解决了化学碳（C和C $_2$）与H $_2$表明，乙炔和脂肪族物种的形式有效地在粉尘形成区域的富碳AGB而芳烃不。尽管如此，乙炔是已知的线性聚乙炔链，苯和多环芳烃（PAH）的形成中的关键成分，如先前的实验所示。然而，这些实验没有考虑碳（C和C $_2$）与C $_2$ H $_2$的化学性质。在这项工作中，通过使用足够量的乙炔，我们研究了其与原子和双原子碳的气相相互作用。我们发现，所涉及的化学产生线性聚乙炔链，苯和其他多环芳烃，这是观察到的行星状星云的早期演化阶段的高丰度。更重要的是，我们已经发现了不可忽略的纯的和氢化的碳簇以及具有脂肪族取代基的芳族化合物的量，这两者都是原子碳的添加的直接结果。将烷基取代基并入芳族化合物中可以通过涉及氢提取接着甲基加成的机制来合理化。气相中检测到的所有物种都被纳入纳米尺寸的尘埃类似物中，该类似物由具有无定形形态的sp，sp $^2$和sp $^3$烃的复杂混合物组成。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimating the dust production rate of carbon stars in the Small Magellanic Cloud
我们采用新计算的网格的光谱再处理的灰尘估计总尘埃产生率（DPR）的碳星在小麦哲伦云（SMC）。对于第一次，网格的光谱计算作为一个函数的主要恒星参数，即质量损失率，光度，有效温度，目前的恒星质量和元素丰度在光球层，以下一致的，物理接地的计划，加上固定的风流出的尘埃增长。该模型解释了碳星拱星包层中形成的各种尘埃物质的尘埃生长，如碳尘、碳化硅和金属铁。特别是，我们采用了一些选定的组合的光学常数和粒度的碳尘已被证明是最相关的颜色-颜色图中的SMC同时再现。通过使用我们的模型网格，我们拟合了SMC中$\approx$ 3100碳星的光谱能量分布，一致地推导出一些重要的尘埃和恒星性质，即光度、质量损失率、气尘比、膨胀速度和尘埃化学。我们讨论这些属性，我们比较其中一些在银河系和LMC的意见。我们计算的DPR的碳星在SMC，发现我们的方法提供的估计可以显着不同，之间的一个因素$\approx2-5$，比文献中的。我们的模型网格，包括光谱和其他相关的尘埃和恒星数量，可以在http://starkey.astro.unipd.it/web/guest/dustymodels上公开获得。
2017-10-06 astro-ph.SR
Dust Production Factories in the Early Universe: Formation of Carbon Grains in Red-supergiant Winds of Very Massive Population III Stars
研究了一颗零龄主序星质量为500 M太阳的超大质量第三星族恒星在红超巨星（RSG）阶段星风中尘埃的形成。我们发现，在一个富含碳的风与恒定的速度，碳颗粒可以形成一个对数正态分布，所有的碳可用于尘埃形成最终凝结成尘埃的质量损失率（（0.1-3）× 10 ^{-3} M_sun yr^{-1}）和风速（1-100 km s^{-1}）的范围。我们还发现，由新形成的尘埃驱动的风的加速抑制了晶粒的生长，但仍然允许超过一半的气相碳最终被锁定在尘埃颗粒中。这些结果表明，在500颗太阳质量的第III星族恒星的RSG阶段，最多可以形成1.7太阳质量的碳颗粒。如果星族III恒星的初始质量函数是头重脚轻的，那么如此高的尘埃产量可以使非常大质量的原始恒星成为宇宙早期的重要尘埃来源。我们还简要讨论了一个新的形成方案的富碳超贫金属恒星考虑非常大质量的第三星族恒星的反馈。
2014-04-22 astro-ph.SR
The infrared spectral properties of Magellanic carbon stars
斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪观测到麦哲伦星云中的184颗碳星。这个样本揭示了碳星的尘埃产生率（DPR）通常随着恒星的脉动周期而增加。尘埃颗粒的组成遵循两个凝聚序列，在富含金属的恒星中，更多的SiC在无定形碳之前凝聚，而在贫金属的恒星中，顺序正好相反。MgS尘埃凝聚在光学上较厚的尘埃壳层中，并且在更多贫金属的恒星中其凝聚被延迟。贫金属碳星也倾向于在7.5 μ m处对C2H2有更强的吸收。DPR和脉动周期之间的关系显示出显着的明显的分散，这是由于恒星的初始质量，与更大质量的恒星占据一个序列平行于低质量的恒星，但转移到更长的周期。考虑到在小麦哲伦云和大麦云云中观测到的碳星之间质量分布的差异，揭示了在较低金属丰度下DPR微妙下降的暗示，但它在统计上并不显著。嵌入最深的碳星具有较低的变化幅度，并在吸收中显示SiC。在某些情况下，它们在较短的波长下具有更蓝的颜色，这表明中心恒星正在变得可见。这些深深嵌入的恒星可能是从AGB演化出来的，或者它们可能具有非球形的尘埃几何形状。
2016-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing Efficient Dust-Formation at Low Metallicity in Extragalactic Carbon-Rich Wolf-Rayet Binaries
我们目前的斯皮策/IRAC观测尘埃形成的六个河外富碳沃尔夫-拉叶（WC）的候选人在低金属丰度（Z $\lesssim0.65$ Z $_\odot$）环境中使用多历元中红外（IR）成像数据从斯皮策红强瞬变巡天（SPIRITS）。SPIRITS~ 16 ln、19 q、16 df、18 hb和14 apu的光学跟踪光谱揭示了C IV $\lambda5801\text{-}12$ ~和/或C III-IV $\lambda4650$ He II $\lambda4686$ ~混合物的发射特征，这些特征与早期型WC星一致。我们确定SPIRITS~ 16 ln是最近发现的碰撞风WC 4 +O双星候选者N604-WRXc的可变中红外对应物，位于M33的亚太阳金属丰度NGC 604 H II~区域。我们解释中红外光谱的变化，从SPIRITS~ 16 ln作为一个尘埃形成的情节在偏心碰撞风WC二进制。SPIRITS~ 19 q、16 df、14 apu和18 hb的绝对星等[3.6]超过了已知的大多数红外发光尘埃形成WC系统WR~104（M $_\mathrm{[3.6]}\lesssim-12.3$）。对SPIRITS~ 19 q中红外爆发中尘埃形成的分析揭示了$\dot{M}_d\gtrsim2\times10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的高尘埃产生率，因此可能…
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of binaries in the enrichment of the early Galactic halo. III. Carbon-enhanced metal-poor stars -- CEMP-s stars
对贫金属晕星的详细光谱研究突出了碳增强贫金属（CEMP）星在理解银河系早期碳的产生和喷射以及在大爆炸后形成的第一批恒星中识别CEMP星的祖先方面的重要作用。最近的工作也根据绝对碳丰度A（C）将CEMP恒星分为高C带和低C带，主要分别由双星和单星组成。我们的目标是确定的频率和轨道参数的CEMP-s的恒星，表现出强烈的增强与S-过程中的中子捕获元素之间的二进制系统。这使我们能够测试是否有必要和足够的地方质量转移从一个双伴侣来解释他们的戏剧性的碳过剩。22颗恒星中有18颗呈现清晰的轨道运动，产生82+-10%的双星频率，而4颗恒星似乎是单星（18+-10%）。因此，我们确认CEMP-s恒星的双星频率比正常的贫金属巨星高得多，但不是以前声称的100%。确定了11个双星的安全轨道和6个长周期系统（P > 3,000天）的临时轨道，并讨论了轨道循环时间尺度。传统的情况下，从一个前AGB双星伴星的局部质量转移似乎占大多数CEMP-s恒星的化学成分。然而，在一些单一的CEMP-s恒星中，多余的C和s-过程元素显然是通过外部（遥远的）来源转移到它们的出生云中的。这一发现对于我们理解早期星系晕和一些高红移DLA系统中的碳富集，以及极端贫金属AGB星的质量损失具有重要意义。节录。
2016-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of Dust Mass in the Ejecta of SN1987A
我们提出了一个新的分析的红外（IR）发射从SN 1987 A喷出物覆盖天615，775，1144，8515，和9090爆炸后。我们发现，观测结果与快速形成约0.4 Msun的尘埃一致，主要由硅酸盐组成，接近615天，并在~8500天后演变为约0.45 Msun的复合尘埃颗粒，由~0.4 Msun的硅酸盐和~ 0.05 Msun的无定形碳组成。提出的设想挑战了以前的说法，即SN喷出物中的尘埃主要是碳，并且它通过冷吸积从初始质量约1 e-3 Msun增长到超过0.5 Msun。它指出了以前对数据解释的几个问题：（1）它使硅、镁和碳的丰度与核合成计算所强加的上限相一致;（2）它消除了以前推断的爆炸后615天和775天的大部分尘埃在9000天左右通过冷吸积到1 e-3 Msun尘埃上而生长的要求;（3）确定了SN喷出物中硅酸盐相对于碳尘的优势。在早期，尘埃的红外光度是由56 Co的放射性衰变提供动力，而在晚期，至少有（1.3-1.6）e-4 Msun 44 Ti。即使只有一小部分大于~10%的硅酸盐尘埃在注入ISM后幸存下来，观测结果也坚定地确立了核心坍缩SNe作为宇宙中热凝聚硅酸盐尘埃的主要来源的作用。
2015-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk in the circumstellar envelope of carbon Mira V Cygni
本研究针对碳AGB星V Cyg，结合多波段观测与建模，解析其星周尘埃包层结构，发现存在倾斜赤道盘/环面结构，提升了恒星光度测量精度，并探讨了盘与包层水含量的关联。
2025-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Photometric Metallicity and Carbon Distributions of the Milky Way's Halo and Solar Neighborhood from S-PLUS Observations of SDSS Stripe 82
我们报告的光度估计的有效温度，$T_{\rm eff}$，金属，[Fe/H]，碳，[C/Fe]，和绝对碳丰度，$A{\rm (C)}$，超过70万颗恒星从南方光度本地宇宙巡天（S-PLUS）数据发布2，覆盖了相当大一部分的赤道斯隆数字巡天条纹82。本文分析了两类恒星：1）晕主序星的转折星和2）太阳邻域中质量为$0.58 < M/M_{\odot} <0.75$的K矮星。将恒星光度指数网络探测器（SPHINX）应用于S-PLUS的混合带宽（窄带加宽带）滤波光度测量，可以在很宽的温度范围内对恒星大气中的金属丰度和碳丰度进行可靠的估计，$4250 < T_{\rm eff} \textrm{(K)} < 7000$。使用多个窄带S-PLUS滤光片使SPHINX能够实现比以前使用单个金属丰度敏感窄带滤光片的工作更低水平的“灾难性故障”（金属丰度估计相对于光谱测定的大偏移）。我们限制银河系的K-矮星晕金属丰度分布函数（$λ_{10, \textrm{[Fe/H]}} = 0.85 \pm 0.21$）的指数斜率，在金属丰度范围$-2.5 < \textrm{[Fe/H]} < -1.0$ ;我们的本地体积K-矮星样本的指数是很好的代表与参数$α=2.8$和$β=4.2$的伽马分布。S-PLUS光度测定法获得了具有$T_{\rm eff} < 6500$ K的恒星的绝对碳丰度，精度为$\sim…
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-rich dust injected into the interstellar medium by Galactic WC binaries survives for hundreds of years
本研究利用JWST对多个WCd双星系统成像，发现富碳尘埃寿命超130年甚至300年，证实其周期性形成并高速传至星际介质，应在星系尘埃收支中予以考虑。
2025-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The low wind expansion velocity of metal-poor carbon stars in the Halo and the Sagittarius stream
我们报告的检测，从观测使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜，CO J $=$ 3 $\to$ 2过渡线在六个碳星，被选为成员的星系晕和具有类似的红外线的颜色。在这项工作之前，在CO中只发现了一颗Halo星。红外线观测显示，这些恒星是红色的（J-K $>$ 3），这是由于存在着巨大的尘埃拱星包层。辐射转移模型表明，这些恒星正在失去质量与相当大的尘埃质量损失率范围1- 3.3 $\times$ $10^{-8}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，类似于可以观察到的银河系光盘。我们发现，这些恒星中的两个是有效的晕，一个可能是与流的人马座矮椭球星系（Sgr dSph），和其他三颗恒星肯定属于厚盘。所观察到的恒星的风膨胀速度是低的碳星相比，在薄盘和低的恒星在晕和Sgr dSph流比厚盘。我们讨论了低膨胀速度是由于Halo碳星的低金属丰度造成的可能性。这意味着贫金属碳星的质量损失率与富金属碳星相似，但膨胀速度较低，正如最近的理论模型所预测的那样。这一结果意味着目前对本星系群中碳星质量损失率的估计将不得不重新考虑。
2009-11-23 astro-ph.SR
Nucleation studies under the conditions of carbon-rich AGB star envelopes: TiC
许多研究特别是在富含碳的AGB星风中的尘埃成核，主要考虑碳作为尘埃形成物质。但是，在这种拱星包层中形成的尘埃颗粒是几种化学元素的混合物，如钛或硅，以及主要成分碳，例如，许多对陨石中包裹的太阳前颗粒的研究证实了这一点。在这方面的贡献，我们专注于从气相中的碳化钛颗粒的成核的研究。因此，必要的性能的分子碳化钛集群内的密度泛函方法和TiC的均匀成核的第一个影响进行了研究的条件是代表周围的富碳AGB星拱尘埃壳的估计。
2011-02-08 astro-ph.SR
The dry and carbon poor inner disk of TW Hya: evidence for a massive icy dust trap
气体巨星从原行星盘的气体和尘埃中吸积它们的外壳，因此确定内部少数AU的组成是很重要的，大多数巨行星预计会在那里形成。我们的目标是限制元素碳和氧的丰度在内部磁盘（$R<$ 2.3 AU）的TW Hya和比较与外部磁盘（$R>2.3$ AU）的碳和氧出现不足的一个因素$\sim$ 50。TW Hya的档案红外观测进行了比较详细的热化学模型，DALI。内盘气体质量和元素C和O丰度的变化，以适应红外CO，H $_2$和H $_2$ O线通量。最佳拟合模型的内盘具有气体质量为$ 2 \times 10^{-4} M_\odot$的C/H $\approx 3 \times 10^{-6}$和O/H $\approx 6 \times 10^{-6}$。元素氧和碳丰度的内盘是$\sim 50$倍不足相比，ISM和那些发现在外盘是一致的。一致的低挥发分丰度意味着内盘并没有被蒸发的漂流体上的冰富集。这表明漂流的颗粒被阻止在水冰线外的尘埃陷阱中。这样的尘埃陷阱也会形成一个空腔，就像在高分辨率亚毫米连续观测中看到的那样。如果CO是冰中的主要碳载体，则需要在$\sim$ 20 AU的CO冰线之外有效地捕获尘埃。这意味着TW Hya盘中20 AU以外的浅亚毫米环对应于非常有效的尘埃陷阱。更可能的情况是，超过98%的CO已转化为挥发性较低的物质，例如CO $_2$和CH $_3$ OH。在内盘中形成的巨行星…
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Relaxing the Small Particle Approximation for Dust-grain opacities in Carbon-star Wind Models
我们已经计算了具有随时间变化的尘埃形成和随颗粒大小变化的不透明度的风模型，其中（1）通过假设固定的尘埃颗粒大小来简化问题，并且其中（2）辐射压力效率近似使用基于实际颗粒大小分布的各种平均值的颗粒大小。结果表明，在临界情况下，晶粒尺寸的影响可能是显着的。然而，对于发展良好的风，对质量损失率和风速的影响很小。
2010-10-01 astro-ph.SR
Evidence for Halo Kinematics among Cool Carbon-Rich Dwarfs
本文报道了对N ~ 600颗富碳矮星的初步但令人信服的运动学推断，表明约30%至60%是星系晕的成员。该研究使用了从SDSS中选择的光谱和非运动学恒星样本，并将这些数据与基于Gaia DR 1天体测量的三个自行目录进行交叉相关，以生成其三维空间速度的估计。根据有限数量的视差测量，具有晕状运动学的恒星比例约为30%，其余的主要是厚盘，但接近60%的样本位于旧的，缺乏金属的盘等时线下方，自行减少。一个古老的种群与冷矮星中C/O >1的外在起源是一致的，在冷矮星中，固定质量的碳污染更容易克服较低的氧丰度，并且缺乏来自年轻白矮星同伴的可检测的紫外-蓝色通量。对于一个初始恒星质量函数，有利于低质量的恒星，如在银河系盘，dC星可能是主要来源的碳增强，金属贫恒星在银河系中。
2018-04-05 astro-ph.SR
Dust driven mass loss from carbon stars as a function of stellar parameters - I. A grid of Solar-metallicity wind models (Corrigendum)
本勘误表的目的是指出，原始论文中的少数模型是用错误的初始结构计算的。使用完全相同的建模方法，我们重新计算了具有新初始结构的故障模型。新的结果略微改变了恒星参数风特性的一些趋势，但总体影响很小。结论不受影响。
2012-09-20 astro-ph.SR
The mass-loss return from evolved stars to the Large Magellanic Cloud V. The GRAMS carbon-star model grid
来自AGB和RSG恒星外流的总尘埃返回率是银河系化学演化模型的一个重要约束。然而，这需要对单个恒星进行详细的辐射转移（RT）建模，这对于大数据集来说变得不切实际。另一种方法是从尘埃壳模型的网格中选择最佳拟合的光谱能量分布（SED），从而更快地确定整个样品的光度和质量损失率。我们开发了RSG和AGB模型的网格（GRAMS）来测量演化恒星的质量损失返回。这些模型涵盖了与演化恒星相关的恒星、尘埃壳和颗粒性质的范围。在本文中，我们提出了碳星网格和比较我们的结果与大麦云（LMC）碳星的数据从SAGE和SAGE-Spec计划。我们生成球对称的尘埃壳模型使用2Dust代码，与流体静力学模型的中心恒星。我们探讨了尘埃壳层的内半径R_in的五个值（1.5，3，4.5，7和12 R_star）。我们使用无定形碳粉末与10%的碳化硅混合，按质量计。晶粒尺寸遵循KMH分布。该模型跨越26个值的11.3微米的光学深度，范围从0.001到4。对于每个型号，2Dust计算输出SED从0.2到200 um。超过12，000个模型的尘埃温度低于1800 K。GRAMS合成测光与SAGE测光对于LMC富碳和极端AGB恒星候选者以及SAGE-Spec研究中光谱证实的碳星具有良好的一致性。我们的模型再现了大多数极端AGB恒星候选者的IRAC颜色，这与大多数这些被遮蔽的恒星具有富含碳的尘埃的预期一致。最后，我们拟合了一些研…
2011-06-17 astro-ph.SR
AGB and SAGB stars: modelling dust production at solar metallicity
我们目前的尘埃产量的渐近巨星分支（AGB）和超渐近巨星分支（SAGB）恒星的太阳金属丰度。初始质量为$1.5~M_{\odot} \leq M_{\rm ini} \leq 3~M_{\odot}$的恒星在AGB阶段达到碳星阶段，主要产生固体碳和SiC。形成的碳颗粒的大小和数量与恒星的质量呈正趋势;最大尺寸的碳颗粒（$a_{\rm C} \sim 0.2μ$ m）是由具有$M_{\rm ini} = 2.5-3~M_{\odot}$的AGB恒星产生的，因为这些恒星是在表面区域实现碳最大富集的恒星。SiC晶粒的尺寸对表面硅的丰度很敏感，基本保持在$a_{\rm SiC} \sim 0.1μ$ m左右。所形成的碳质粉尘的质量在$10^{-4} - 5\times 10^{-3}~M_{\odot}$范围内，而所产生的SiC的量为$2\times 10^{-4} - 10^{-3}~M_{\odot}$。具有$M_{\rm ini} > 3~M_{\odot}$的大质量AGB/SAGB星经历HBB，这抑制了碳星的形成。在这些恒星中形成的最相关的尘埃物质是硅酸盐和氧化铝尘埃，其颗粒大小分别在$0.1μm < a_{\rm ol} < 0.15μ$ m和$a_{\rm Al_2O_3} \sim 0.07μ$ m之间。硅酸盐的质量跨越间隔$3.4\times 10^{-3}~M_{\odot…
2017-02-13 astro-ph.SR
Near Infrared studies of the carbon-monoxide and dust forming nova V5668 Sgr
我们提出了新星V5668 Sgr的近红外（NIR）观测，发现于2015年3月15.634 UT爆发，爆发后2天至107天。近红外光谱特征被用来将其归类为FeII类新星。的光谱遵循的谱线从天鹅座P阶段的纯发射阶段的形状的配置文件表明存在的双极流的演变。一个显着的特点是存在一氧化碳的第一泛音带，这是看到的排放。模拟CO排放以估计质量、温度和柱密度分别为（0.5--2.0）$\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$、4000 $\pm$ 300 K和（0.36--1.94）$\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。估计$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值为$\sim$ 1.5。V5668 Sgr是一个强尘埃产生者，在尘埃形成过程中，其光学光变曲线表现出经典的深度下降。分析的尘埃SED产生的尘埃质量为2.7 $\times$ 10 ${^{\rm -7}}$ $M_\odot $，一个42质量的尘埃壳的黑体角直径和距离估计的新星的1.54千秒差距，同意从MMRD关系的估计。
2015-10-16 astro-ph.SR
Interstellar carbonaceous dust erosion induced by X-ray irradiation of water ice in star-forming regions
本文首次系统研究恒星形成区中水冰的X射线辐照对星际碳质尘埃的侵蚀机制，通过超高真空实验和同位素标记动力学分析揭示CO₂和CO的生成路径及产率与碳层厚度的关系。
2023-10-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Stirring up the dust: A dynamical model for halo-like dust clouds in transitional disks
少数年轻的恒星物体显示出光学薄尘埃的晕状结构的迹象。这个光环或圆环位于恒星的几个天文单位内，但其起源尚未被理解。一个动力激发的微行星云碰撞最终形成尘埃可能会产生这样的结构。动力学激发的原因可能是一个或多个行星。这项工作调查了一个向内迁移的行星，动态散射星子作为观察到的结构的可能原因。如果这种机制是负责的，那么观察到的类似光环的结构可以用来推断这些系统中行星的存在。我们目前的最大倾角达到由于微行星和迁移行星之间的动力学相互作用的分析估计。一个辛积分器被用来模拟一个迁移的行星上的星子人口的影响。研究发现，向内迁移的行星只有在物质位于偏心轨道上时，才能将其遇到的物质分散到高倾斜轨道上。这种偏心轨道可能是共振捕获和偏心泵送的结果。模拟结果表明，在一定的迁移率和行星质量范围内，共振捕获结合行星迁移确实会导致微行星到达偏心轨道，随后分散到高倾斜轨道。由此产生的尘埃的尺寸分布计算确定找到总质量和光学深度，这被发现比较合理，以及与观察到的结构。由行星迁移引起的微行星的动力散射，随后将这些微行星研磨成尘埃颗粒，似乎是推断出的星周尘埃云的一个有希望的解释。还需要进一步的研究，看看光环是否可以用来推断行星的存在。
2011-05-26 astro-ph.SR
Formation and properties of astrophysical carbonaceous dust. I: ab-initio calculations of the configuration and binding energies of small carbon clusters
用量子Espresso从头计算密度泛函理论计算了n < 100个碳原子团簇的结合能。碳原子团簇的几何结构是使用几个层次的经典技术和进一步完善使用密度泛函理论。所得能量用于计算团簇形成的功和在饱和贫氢碳气体中的成核速率。与采用毛细管近似的经典计算相比，我们发现碳团簇的成核在低温下增强，在高温下抑制。这种差异归因于临界团簇尺寸的不同行为。我们发现，临界集群大小是在n = 27或n = 8的温度和饱和度的广泛范围内，而不是这样的参数的平滑函数。我们的计算结果可以用来跟踪碳质团簇/颗粒的形成，稳定性和生长在贫氢环境中，如核心坍缩超新星和超新星遗迹的内层。
2014-11-22 astro-ph.SR physics.chem-ph
Carbon and oxygen in metal-poor halo stars
碳和氧是银河系化学演化的关键示踪物;特别是，在贫金属晕星中，[C/O]向[O/H]下降的报告可能是大质量第三星族恒星核合成的标志。我们重新分析了39颗贫金属关闭恒星的碳、氧和铁丰度。在确定恒星参数和元素丰度时，我们首次考虑了三维（3D）流体动力学效应以及对局部热力学平衡（LTE）的偏离，方法是从3D非LTE H $β$轮廓中推导出有效温度，盖亚视差的表面重力，3D LTE Feii等效宽度的铁丰度，以及来自3D非LTE Ci和Oi等效宽度的碳和氧丰度。我们发现[C/Fe]与[Fe/H]保持平稳，而[O/Fe]线性增加到$0.75$ dex，[Fe/H]下降到$-3.0$ dex。因此，与先前的发现相反，[C/O]单调地朝向减小的[O/H]减小，这主要是由于我们改进的计算在低[Fe/H]下对Oi的非LTE效应不太严重。
2019-02-01 astro-ph.SR
Carbon star wind models at solar and sub-solar metallicities: a comparative study. I. Mass loss and the properties of dust-driven winds
用一维球对称辐射流体动力学程序DARWIN模拟了C-型AGB星的大气和风。为了探索金属性依赖的质量损失，我们计算模型网格在三个不同的化学丰度。由于在AGB星演化的热脉冲过程中，碳可能会被疏浚出来，因此我们将碳丰度作为一个自由参数。这三个不同网格中的模型都有一个太阳质量的当前质量;有效温度为2600 K，2800 K，3000 K或3200 K;恒星光度等于log（L/Lsun）=3.70，3.85或4.00。这些模型表明，碳星的质量损失是由高光度，低有效温度和太阳和太阳下金属丰度的高碳过剩（C-O）促进的。类似的有效温度、光度和碳过剩的组合在太阳和太阳下的金属丰度都产生流出。这些风模型产生的质量损失率和风速在金属丰度方面没有大的系统差异，关于颗粒大小的分布或有多少碳凝结成尘埃也没有任何系统差异。与具有相同恒星参数和碳过剩的太阳金属丰度的DARWIN模型相比，太阳下金属丰度的DARWIN模型的质量损失率低约15%。对于太阳能和亚太阳能环境，典型的颗粒尺寸范围在0.1和0.5微米之间，凝聚碳的程度在5%和40%之间变化，气体与尘埃的比率在500和10000之间。此外，恒星演化模型可以使用的质量损失率从达尔文模型计算的太阳金属丰度时，模拟AGB阶段在太阳下的金属丰度，如果碳过剩作为临界丰度参数，而不是C/O比。
2019-02-14 astro-ph.SR
The transition from carbon dust to silicates production in low-metallicity AGB and SAGB stars
我们计算了质量在1 Msun <M<8 Msun范围内，金属丰度Z=0.001的恒星在AGB和Super AGB阶段产生的尘埃的质量和成分。恒星演化从主序前阶段开始，使用ATON程序，在每个时间步提供风的热力学和化学结构。我们使用一个简单的模型来描述的时间无关的，球对称的恒星风的假设下的尘埃颗粒的生长。我们发现AGB星注入星际介质的尘埃总质量并不随恒星质量单调增加，其范围在1.5 Msun恒星模型的最小值10^{-6}Msun到6 Msun模型的2 × 10 ^{-4} Msun之间。尘埃的组成取决于恒星的质量：低质量恒星（M <3 Msun）产生富碳尘埃，而大质量恒星经历热底燃烧，永远不会达到碳星阶段，并产生硅酸盐和铁。这与文献中以前的研究部分不一致，这些研究基于合成AGB模型，并预测当初始金属丰度为Z=0.001时，在所有恒星质量下都会形成富C尘埃。这些差异是由于在超绝热制度的湍流对流的不同建模。在这种情况下，超绝热对流的处理也是影响粉尘形成过程的最相关问题。我们还研究了质量为6.5 Msun <M<8 Msun的超级AGB星，它们在一个核上演化，由于质量损失和热底燃烧的有利组合，这些恒星被预测为最有效的硅酸盐尘埃制造者，释放出[2 - 7]x 10^{-4} Msun质量的尘埃。我们讨论了这些预测的鲁棒性及其与早期宇宙时期尘埃的性质和演化的相关性。
2011-11-08 astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants II. The effects of pulsation and circumstellar dust
通过使用自洽动力学模型大气模拟脉动增强的尘埃驱动的风的AGB星，我们详细研究了（i）脉动的恒星内部，和（ii）的尘埃恒星风的发展的光谱外观与富碳的大气化学的长周期变量的影响。虽然脉动导致大幅度的光度变化，尘埃信封造成明显的拱星变红。基于一个选定的动力学模型，这是具有中等质量损失率的C型Mira变量的代表，我们计算了合成光谱和光度标准的宽带过滤器从视觉到近红外。我们的建模允许详细调查的实质性影响拱星尘埃对所得的测光。无定形碳尘埃颗粒的显着吸收导致显着红比相应的流体静力学无尘模型的基础上的颜色指数。只有当我们考虑到这种拱星变红，我们才能得到与演化的AGB星的观测相当的合成颜色。动力学模型的光度变化进行了比较，观察到的C型米拉RU_Vir的光变曲线，这似乎是非常相似的模型。我们发现很好的协议的主要行为的BVRIJHKL光变曲线和定量拟合的细节。分析模型能够再现整个光周期中RU_Vir和其他Miras在（J-H）与（H-K）图中的变化。将模型测光与各种银河系富C巨星的观测数据在这种颜色-颜色图中进行对比，证明所选的大气模型很好地适应了质量损失率不断增加的物体序列，即，红色指数。
2011-03-25 astro-ph.SR
High-temperature dust formation in carbon-rich astrophysical environments
本文使用大体积三相交流等离子炬在富碳环境下获得高温凝聚序列，通过动力学抑制凝聚场景建模验证了热力学预测，并展示了该方法在定量表征天体物理环境中尘埃成分与形成的潜力。
2024-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Study of CS, SiO, and SiS abundances in carbon star envelopes: Assessing their role as gas-phase precursors of dust
目的：我们的目标是确定碳星信封覆盖范围广泛的质量损失率的大样本中的CS，SiO和SiS的丰度，以调查这些分子可能在中央AGB星周围的尘埃形成中发挥的潜在作用。方法：我们用IRAM 30 m望远镜在$λ$ 2 mm波段观测了25颗富碳AGB星。我们进行了激发和辐射转移计算的基础上LVG方法来模拟所观察到的线的分子，并推导出它们的分数丰度在所观察到的CSE。结果：我们在所有25个CSE中检测到CS，在其中24个CSE中检测到SiO，在17个源中检测到SiS。我们发现CS和SiS在碳星包层中的丰度相似，而SiO的丰度较低。我们还发现了一个很强的相关性，其中信封越密，CS和SiO的丰度越低。然而，这种趋势只是在高质量损失率的范围内暂时看到的硅。此外，我们发现了一个关系，其中的综合通量的MgS尘埃功能在30微米的CS的丰度分数减少而增加。结论：CS的丰度分数随着密度的增加而下降，这可能是由于内包层中的气相化学或吸附到尘埃颗粒上。后一种可能性是有利的CS分数丰度和30微米的功能，这表明CS是有效地纳入到周围的C-丰富的AGB恒星的MgS尘埃之间的相关性。在SiO的情况下，所观察到的丰度随着密度的增加而减少，最有可能是由于有效地掺入尘埃颗粒。我们的结论是CS，SiO（很有可能），和SiS（暂定）是很好的候选人作为气相前体的灰尘在富C AGB信封。
2019-07-09 astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants. V. Effects of grain-size-dependent dust opacities
本研究针对富碳AGB恒星，用粒径相关的Mie尘埃不透明度替代小粒子极限近似开展辐射流体动力学模拟，发现风的可变性增强、尘埃性质改变，且测光特性受显著影响，证实建模需采用详细尘埃光学数据。
2023-03-17 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
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
Dust driven mass loss from carbon stars as function of stellar parameters - II. Effects of grain size on wind properties
[摘要]在本文中，我们探讨碳星的风特性的粒度效应，使用辐射截面的广义描述适用于任意大小的粒子。本研究的目的是调查在何种情况下小颗粒限度（SPL）可以给出可接受的结果，并量化当它不成立时可能发生的错误。在我们详细的辐射流体动力学模型中，随时间变化的晶粒生长描述给出了每一层中每一时刻尘埃粒子半径的信息。这些颗粒半径用于计算不透明度和确定尘埃气体混合物的辐射加速度。结果表明，在关键的情况下，灰尘不透明的广义描述的效果可以是显着的，导致更激烈的质量损失和更高的风速相比，使用SPL不透明的模型。对于发达的风，然而，粒度对质量损失率和风速的影响被发现是小的。这两组模型倾向于较低程度的灰尘冷凝相比，相应的SPL模型，由于晶粒生长和辐射加速之间的自我调节反馈。因此，“降尘率”是较低的模式与粮食混浊的广义处理。我们的结论是，我们以前的结果与SPL不透明度获得的质量损失率是可靠的恒星参数空间的广泛区域内，除了关键的情况下，接近阈值的灰尘驱动的外流，SPL模型往往会低估质量损失率和风速。
2011-07-25 astro-ph.SR
IRAS 22272+5435 (V354 Lac): Multicolor Photometry of a Variable Carbon-rich post-AGB Star and a Dust Formation Episode
该研究通过30余年UBV及JHKLM多色测光，揭示了富碳后AGB星IRAS 22272+5435的双周期脉动及661天振荡，并首次分析长期红外测光，发现1996-2004年KLM波段增亮源于尘埃形成事件，探讨了其机制与观测特征。
2025-07-09 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
Dust characterization of halos: The extended emission in protoplanetary disks
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）
研究通过多波段观测分析原行星盘外区尘埃发射特性，确定盘状物的尘埃性质及来源，揭示其在尘埃预算问题中的重要作用。
2026-05-12 astro-ph.EP 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
Dust formation in the winds of AGBs: the contribution at low metallicities
我们提出了新的恒星演化模型，质量范围为1 Msun < M < 7.5Msun，从主序前到渐近巨星分支阶段。采用的金属丰度为$Z=3*10^{-4}（α增强为+0.4，相当于[Fe/H]=-2）。尘埃的形成是由风从恒星表面扩张时各种类型的尘埃颗粒的生长来描述的。质量M> 3 Msun的模型经历热底部燃烧，从而保持表面C/O低于1。与高Z模型不同，包层中硅的稀缺性阻止了有意义数量的硅酸盐的形成，足以通过对形成的尘埃颗粒的辐射压力引发风的加速。在低于Z=10^{-3}的阈值金属丰度时，不会形成硅酸盐。M< 2.5Msun的低质量恒星成为碳星，在周围形成固体碳尘。形成的总尘埃质量取决于不确定的程度向内渗透的对流信封在第三次疏浚-向上情节后的热脉冲。碳颗粒的尺寸为0.08微米< a_C < 0.12微米，形成的尘埃总量（随恒星质量的增加而增加）为M_C=（2-6）*10^{-4}Msun。我们的研究结果表明，Z=3*10^{-4}的AGB星只能对星际介质的碳尘富集做出贡献，其时间尺度相对较长，大于300 Myr，相当于3 Msun星的演化时间。在较低的金属丰度下，硅的稀缺性和热底燃烧的存在，即使在M<2 Msun，也会阻止硅酸盐和碳颗粒的形成。我们将我们的结论外推到更贫金属的环境中，并推断在Z < 10^{-4}处尘埃的富集主要是由于超新星喷出物中的金属凝聚。
2013-04-26 astro-ph.SR
Near infrared spectroscopy of M dwarfs. III. Carbon and oxygen abundances in late M dwarfs including the dusty rapid rotator 2MASSI J1835379+325954
利用中等分辨率的近红外光谱测定了8颗晚M矮星的碳、氧丰度。用无尘模型分析了T_eff在2600 K以上的7个物体。用尘埃模型对Teff = 2275 K的M8.5矮星2 MASSI J1835379+325954进行了分析，由于尘埃的覆盖效应，其表面温度比无尘模型高出约600 K，C和O丰度分别比无尘模型高出0.25和0.15dex。一旦尘埃在光球层中形成，尘埃就像一种恒温器，表面层的温度几乎与尘埃颗粒的冷凝温度保持相同。因此，尘埃矮星表面层的温度对包括T_eff在内的基本参数不敏感。此外，2 MASS J1835379 + 325954是一个快速旋转体，它的EW被认为是保持不变的旋转加宽。然而，只有当真正的连续统一体被很好地定义时，这才是真的。否则，伪连续能级取决于旋转速度，因此也取决于EW。由于这个原因，导出的丰度取决于假设的旋转速度：对于文献中可用的V_rot*sin（i）=37.6和44.0km/s的值，导出的C和O丰度分别相差0.23和0.14dex，并且我们发现，较高的值提供了更好的观测光谱。由此产生的C和O的丰度在我们的后期M矮星没有系统的差异，从我们的结果为早期和中期的M矮星，并确认较高的O/C比在较低的金属丰度。在晚M矮星中，CO和H2O仍然分别是C和O的极好丰度指标，除了由于与最新M矮星中尘埃形成相关的复杂性而产生的额外不确定性。
2015-11-15 astro-ph.SR
Dust driven mass loss from carbon stars as a function of stellar parameters - I. A grid of Solar-metallicity wind models
[摘要]我们使用经过良好测试的计算机代码计算了900个数值动态模型大气（DMA）的网格。这个模型网格涵盖了大多数恒星参数的预期组合，这些参数包括恒星温度、恒星光度、恒星质量、可凝聚碳的丰度和脉动的速度振幅。由此产生的质量损失率和风速显然受到恒星温度、质量、光度和可用碳丰度的影响。在参数空间的某些部分，也有一个不可避免的质量损失阈值，低于该阈值，灰尘驱动的风是不可能的。与以前的一些研究相反，我们发现一个强烈的依赖于丰富的游离碳，这原来是一个关键参数。此外，我们发现，在大气中形成的尘埃颗粒可能会变得太大，以至于通常使用的尘埃不透明度的小颗粒近似是严格有效的。这可能与风的特性有关，尽管在得出定量结论之前需要对这个问题进行进一步研究。风的性质显示出相对简单的依赖于恒星参数以上的质量损失阈值，而阈值本身是一个更复杂的性质。因此，我们选择不导出任何简单的质量损失公式，而是以易于使用的FORTRAN例程的形式提供质量损失处方。由于这个质量损失程序是基于来自一个基本上自洽的质量损失模型的数据，因此，它可以作为一个更好的质量损失处方恒星演化计算比经验公式。此外，我们得出结论，仍然有一些问题需要调查，如晶粒尺寸的作用。
2009-12-11 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
The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
