The Effect of Continuum Elimination in Identifying Circumstellar Dust around Mira
渐近巨星分支（AGB）恒星是宇宙尘埃的主要贡献者。通常，AGB恒星周围的尘埃是通过辐射转移（RT）建模，或通过简单的解构观察到的光谱。然而，所采用的方法各不相同。使用档案光谱，光度，和时间的原型尘埃星，米拉的数据，我们确定其星周硅酸盐尘埃颗粒。这是通过将观测到的光谱特征的位置和宽度与实验室数据相匹配来实现的。为了正确地进行这种比较，有必要考虑连续谱发射。在这里，我们调查的各种方式，在其中一个连续的观测光谱和它如何影响光谱特征的解释被淘汰。我们发现，虽然精确的连续体形状和温度不会对尘埃光谱特征的位置和形状产生关键影响，但重要的是要以特定的方式消除连续体。重要的是要了解什么有助于光谱，以消除连续的方式，允许与实验室光谱的候选尘埃物种进行比较。我们的方法适用于光学薄系统，如米拉。更高的光学深度将需要RT建模，这不能包括许多不同的潜在天体矿物，因为缺乏复杂的折射率。最后，我们发现，Mira所表现出的经典硅酸盐特征与真正的无定形硅酸盐本身并不一致，但可能最好用小的氧化铝贡献来解释，以匹配所观察到的10微米特征的FWHM。
2021-07-28 astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars III. Dust production at supersolar metallicities
我们扩展的形式主义，在我们最近的计算尘埃喷出物的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段，超太阳的金属丰度恒星的情况下。TP-AGB演化模型是使用COLIBRI代码计算的。我们采用我们的首选方案来控制粉尘的增长。对于M-巨星，我们忽略了H $_2$分子的化学溅射，对于C-恒星，我们假设一个均匀的生长方案，主要是由碳超过氧过剩控制。在超太阳的金属丰度下，尘埃形成的效率更高，硅酸盐倾向于在更接近光球层的地方（r~1.5 R $_*$）--因此温度和密度更高--比在太阳和亚太阳的金属丰度下（r~2-3 R $_*$）更容易凝结。在这种情况下，气体和尘埃之间的热解耦的假设变得可疑，而尘埃加热由于碰撞起着重要的作用。加热机制延迟了尘埃凝结到星周包层稍靠外的区域。我们发现，同样的机制是不显着的太阳和亚太阳的金属丰度。超太阳金属丰度的主要尘埃产物是硅酸盐。我们计算了总的尘埃喷出物和尘埃气体喷出物，恒星的初始质量和初始金属丰度Z=0.04，0.06的各种值。将这些新的计算与低金属丰度的计算相结合，结果表明，与通常假设的相反，中等质量恒星的尘埃到气体的总喷出物对初始金属含量的依赖性很弱。
2013-12-03 astro-ph.SR
Gas and dust from solar metallicity AGB stars
我们研究了质量在$1~M_{\odot} - 8.5~M_{\odot}$之间的恒星的渐近巨星分支（AGB）演化。我们专注于具有太阳化学成分的恒星，这使我们能够解释银河系中进化的恒星。我们提出了一个详细的比较与模型相同的化学，计算与不同的进化代码和基于不同的一套物理假设。我们发现质量为$\ge 3.5~M_{\odot}$的恒星在包层底部经历了热的底部燃烧。它们的AGB寿命短于$\sim 3\times 10^5$ yr，并在一定程度上对对流的处理敏感地将质子捕获核合成污染的气体喷射到周围环境中。具有$1.5~M_{\odot} \le M \le 3~M_{\odot}$的低质量恒星成为碳星。在最后阶段，C/O比增长到$\sim 3$。我们发现一个显着的协议之间的两个代码的低质量模型，并得出结论，这些恒星的物理和化学性质的预测，和AGB的寿命，是不是敏感的AGB阶段的建模。产生的尘埃也取决于质量：低质量恒星主要产生固体碳和碳化硅尘埃，而高质量恒星产生硅酸盐和氧化铝尘埃。未来可能的观测可能能够增加更多的鲁棒性，目前的结果进行了讨论。
2017-12-22 astro-ph.SR
Do evolved stars in the LMC show dual dust chemistry?
我们研究了大麦云星云中一组演化的M星，它们具有特殊的光谱能量分布。虽然$9.7~μ$ m特征来自硅酸盐颗粒，但整个红外数据似乎表明存在额外的无特征尘埃物种。我们建议，这些来源的拱星信封的特点是由双重尘埃化学，内部区域，窝藏碳质颗粒，和外部区域，由硅酸盐，铁和氧化铝尘埃颗粒填充。根据比较结果从恒星模型描述的尘埃形成过程中，我们推断，这些恒星下降低质量（$M < 2~M_{\odot}$）的对象，形成$1-4$陀螺前，目前正在发展无论是在后AGB阶段或通过后脉冲阶段，当壳CNO核活动暂时熄灭。可能的意见能够确认或忽略本假设进行了讨论。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust is forming along the red giant branch of 47 TUC
我们提供了额外的证据，证明尘埃确实是沿着47 Tuc的红巨星分支（RGB）形成的，亮度范围从水平分支到RGB尖端（Origlia et al. 2007）。尘埃的存在是从（K-8）颜色的红外过量推断出来的，K是从高空间分辨率地面近红外测光测量的，而“8”是指斯皮策-IRAC 8微米测光。我们展示了如何（K-8）是一个更敏感的诊断检测微小的拱星包层周围的温暖的巨人比颜色只使用斯皮策-IRAC波段，例如（3.6-8）的颜色由Boyer等人（2010）使用。此外，我们还给出了具有（K-8）色过剩的巨星的高分辨率HST-ACS I波段图像。这些图像清楚地证明了Boyer等人（2010）的声明，即我们检测到的与RGB尖端以下的恒星相关的颜色过剩是由混合物和伪影引起的，这是完全无效的。
2010-05-25 astro-ph.SR
Dust production from sub-solar to super-solar metallicity in Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars
讨论了在不同初始质量和金属丰度（Z=0.001，0.008，0.02，0.04，0.06）下，用COLIBRI程序计算的TP-AGB星模型的星周包层（CSE）中尘埃的化学和生长.我们分析的一个相关结果涉及M星中硅酸盐的产生。我们表明，为了重现银河系M-巨星的终极速度和质量损失率之间的观察到的趋势，一个显着降低效率的化学溅射的H2分子，通常被认为是最有效的尘埃破坏机制。这一指示也与最近的实验室结果一致，该结果表明硅酸盐可能在T=1400 K时已经冷凝，而不是在Tcond=1000 K时冷凝，如通过包括化学溅射的模型获得的。通过对总尘埃喷出物的分析，我们发现中等质量恒星的总尘埃-气体喷出物对金属丰度的依赖程度比通常认为的要小得多。在更广泛的背景下，我们的研究结果是合适的研究尘埃富集的星际介质提供的TP-AGB恒星在附近和高红移星系。
2014-11-14 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$3.4\times 10^{-3}~M_{\odot…
2017-02-13 astro-ph.SR
An empirical view of the extended atmosphere and inner envelope of the asymptotic giant branch star R Doradus. II. Constraining the dust properties with radiative transfer modelling
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Gothenburg University（哥德堡大学）
通过辐射传输建模研究R Doradus尘埃性质，发现光子散射不足以驱动风，需其他机制补充。
2025-11-25 astro-ph.SR
AGB dust and gas ejecta in extremely metal-poor environments
我们提出了渐近巨星分支（AGB）模型的金属丰度$Z=10^{-4}$和$Z=3\times 10^{-4}$，目的是了解如何气体富集和尘埃生产的变化，在非常贫金属的环境和评估的一般贡献的AGB星的宇宙尘埃产量。恒星产率和产生的尘埃是由表面化学成分的变化决定的，在$\sim 2.5~M_{\odot}$发生转变。质量为$M < 2.5~M_{\odot}$的恒星达到碳阶段并产生碳尘，而质量更高的恒星则主要产生硅酸盐和氧化铝尘;在这两种情况下，产生的尘埃量都随着金属量的降低而减少。$Z=10^{-4}$模型在这方面表现出复杂而有趣的行为，因为表面氧的有效破坏有利于C星阶段的实现，而与初始质量无关。目前的结果可能表明，从这类恒星的贡献，整体尘埃富集在贫金属环境中是可以忽略不计的红移$z>5$。
2019-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling polarized light from dust shells surrounding asymptotic giant branch stars
渐近巨星分支（AGB）恒星的风通常被认为是由尘埃颗粒的辐射加速驱动的。对于M-型AGB星来说，风驱动尘埃的性质一直是一个激烈争论的问题。一个建议的辐射压力的来源触发的外流是光子散射无铁硅酸盐颗粒。这种风驱动机制需要大约0.1 - 1微米的颗粒半径，以使尘埃粒子有效地散射恒星通量最大值周围的辐射。因此，颗粒大小是理解M型AGB星风背后的物理学的一个重要参数。我们试图调查的诊断潜力的散射偏振光确定尘埃颗粒大小。我们已经开发了一种新的工具，用于计算AGB恒星周围尘埃和气体壳层中散射光的合成图像，该图像可应用于动力学大气和尘埃驱动风的详细模型。我们目前的偏振光使用动态模型计算的DARWIN代码的地图。合成图像清晰地显示出偏振光的强度、尘埃壳内边缘的位置以及靠近内边缘的尘埃颗粒的大小都随光度相位的变化而变化。尘埃壳中的非球形结构也会对偏振光产生影响。我们通过在计算合成图像之前将不同的脉动相位组合成单个3D结构来模拟这种效果。星周包层的不对称性可以产生净偏振，这可以用作颗粒尺寸的诊断。散射粒子的尺寸与观察到的波长之间的比率决定了在什么波长处净偏振切换方向。如果观察到，这可用于限制平均粒度。
2017-05-24 astro-ph.SR
AGB stars in the LMC: evolution of dust in circumstellar envelopes
我们计算了渐近巨星分支（AGB）恒星的理论演化序列，包括其星周包层中尘埃颗粒的形成和演化。通过考虑大麦哲伦星云（LMC）的恒星种群，我们计算合成的颜色和颜色星等图，这是比较与斯皮策太空望远镜获得的。观测结果与理论预测之间的比较表明，经历热底燃烧（HBB）的极暗的碳星和富氧源占据了色-色（$[3.6]-[4.5]$，$[5.8]-[8.0]$）图中定义明确的不同区域。富碳恒星沿着一条对角线分布，我们将其解释为一个进化序列，随着恒星表面层富含碳，变得越来越模糊。它们的拱星包层中含有固体碳尘埃颗粒，其大小在$0.05 < a < 0.2 μm$范围内。SiC颗粒的存在预计只在金属含量更高的恒星中。最红的来源（$[3.6]-[4.5] > 2$）是AGB生命最新阶段初始质量为$M_{in} \sim 2.5 - 3 M_{\odot}$的恒星的后代。颜色最红的富氧恒星（$[5.8]-[8.0] > 0.6$）是那些经历HBB的恒星，它们是$\sim 5 M_{\odot}$天体的后代，在一年前形成了$10^{8}$;氧化铝和硅酸盐尘埃开始在距离中心恒星不同的距离形成。大麦哲伦星云的总尘埃产生率为$\sim 4.5 \times 10^{-5} M_{\odot}/yr$，C星和M星的相对百分比分别为85 $%$和15 $%$。
2014-12-03 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
The dusty envelopes of asymptotic giant branch stars with ultraviolet excesses
Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Escuela de Doctorado UAM, Centro de Estudios de Posgrado, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学博士学校，研究生教育中心）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（喷气推进实验室，加州理工学院）
研究通过分析29颗具有紫外过量的渐近巨星分支星的尘埃成分，探讨其尘埃-气体比与紫外发射的关系，发现尘埃对紫外辐射的衰减可能主导观测到的紫外发射。
2026-03-27 astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars II. Dust production at varying metallicity
本文给出了用COLIBRI程序计算的新恒星模型的热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）相的尘埃喷出物。我们使用的M和C-星的尘埃生长加上固定风的形式主义。在这种形式主义的原始版本中，M-巨星中硅酸盐尘埃最有效的破坏过程是H2分子的化学溅射。对于这些恒星，我们发现，尘埃颗粒只能形成在相对较大的径向距离（r~5 R*），在那里他们不能有效地加速，与其他调查。根据最近的实验室结果，我们还考虑了另一种情况，即硅酸盐的冷凝温度仅由生长和自由蒸发过程（即无化学溅射）之间的竞争决定。与后一种方法，我们得到的灰尘冷凝温度显着高于（高达Tcond~1400 K）时发现，包括化学溅射（Tcond~900 K），并在更好的协议与冷凝实验。因此，硅酸盐颗粒可以在星周包层的内部区域（r~2 R*）保持稳定，在那里它们可以快速生长并可以有效地加速。通过这种修改，我们的模型很好地再现了银河系M巨星的终极速度和质量损失率之间的观测趋势。对于C-星的形式主义是基于均匀的增长计划，其中的关键作用是由碳超过氧过剩。这些模型相当好地再现了银河系恒星的终极速度，而且没有必要对标准假设进行修改。随着金属含量的降低，碳过剩变得更加明显，粉尘形成的效率增加。这一趋势可能与最近的观测证据相矛盾，这些证据有利于降低金属丰度的效率。
2013-06-26 astro-ph.SR
VISTA variables in the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy: pulsation- vs. dust-driven winds on the giant branches
在超过260万颗恒星覆盖11平方度的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的核心VISTA Z波段观测的变化进行了检查。一般来说，Sgr dSph巨分支上的脉动似乎是由内部kappa机制激发的。脉动振幅在红色和渐近（RGB/AGB）巨星之间，以及在相同光度下未红化的富碳和富氧恒星之间出现相同。富氧恒星之间的红外过量和变化之间缺乏相关性表明脉动对Sgr dSph中富氧恒星的风驱动没有显着贡献，尽管这些恒星的低振幅意味着这可能不适用于其他地方。在我们观测到的恒星中，被尘埃包裹的碳星具有最高的振幅。只有在这些恒星中，外部卡帕机制驱动的脉动似乎是可能的，这是由它们更不透明的富碳分子或尘埃的变化引起的。这可能使脉动驱动风在碳星中有效。可变性可以简化为幂律（振幅与L/T^2成比例），就像在其他系统中一样。总共，我们识别了3026颗变星（与r.m.s.δ Z的变化>~ 0.015等），其中176个是与Sgr dSph的上部巨分支有关的长周期变星。我们还在SgrdSph中确定了324个候选天琴座RR变星，在银河系外隆中确定了340个候选天琴座RR变星。
2014-01-15 astro-ph.SR
Dynamic atmosphere and wind models of C-type asymptotic giant branch stars. Influences of dust optical data on mass loss and observables
本研究通过DARWIN模型比较不同无定形碳尘埃光学数据对C型AGB恒星风和质量损失的影响，发现质量损失率差异可达约两倍，并影响颗粒大小与测光性质。
2025-04-24 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 Mass-Loss Return from Evolved Stars to the Large Magellanic Cloud II: Dust Properties for Oxygen-Rich Asymptotic Giant Branch Stars
我们使用恒星周围尘埃壳层的辐射转移模型，模拟了大麦云云（LMC）中两颗富氧渐近巨星分支（O-rich AGB）恒星的SAGE和SAGE-Spec观测计划中的多波长宽带UBVIJHKs和Spitzer IRAC和MIPS测光和IRS光谱。我们选择了一个明星，从每个明亮和暗淡的富O AGB人口发现的早期研究的SAGE样本，以获得一套基线的尘埃特性，用于建设一个广泛的网格的辐射转移模型中发现的富O AGB星的SAGE调查。从明亮的富O AGB群体中，我们选择HV 5715，从暗淡的富O AGB群体中，我们选择SSTISAGE 1C J052206.92-715017.6（SSTSAGE 052206）。我们发现Ossenkopf等人（1992）的缺氧硅酸盐的复杂折射率和“KMH”状粒度分布（γ为-3.5，a_min为0.01微米，a_0为0.1微米）是这些模型的合理尘埃性质。有一个轻微的迹象表明，在微弱的富O AGB周围的尘埃可能比明亮的富O AGB周围的尘埃更富含二氧化硅。简单的气体排放模型表明，一个相对较长的气体信封为微弱的富O AGB星建模，与相对较大的尘埃壳内半径相同的模型。模型计算出这两颗恒星的尘埃质量损失率分别为2.0 × 10 ^-9 M_Sun/yr和2.3 × 10 ^-9 M_Sun/yr。当假设SSTSAGE 052206和HV 5715的尘气质量比为0.002时，…
2014-07-25 astro-ph.SR
Tracing the phase transition of Al-bearing species from molecules to dust in AGB winds. Constraining the presence of gas-phase (Al2O3)n clusters
（略）我们的目标是限制尘埃形成的历史，在风的富氧AGB星。我们获得了空间分辨率为120 × 150质量的ALMA观测，追踪了低质量损失率和高质量损失率的AGB星R Dor和IK Tau的尘埃形成区。发射线配置文件的AlO，AlOH和AlCl的检测，并用于推导出下限的原子铝纳入分子。我们发现，气相铝化学是完全不同的两颗星，在AlO和AlOH丰度分层显着差异。这3个分子中的铝含量很小，<=1.1e-7，也就是说，这两颗恒星的铝含量仅<=2%。这为铝在晶粒中的结合留下了足够的空间。一个基本的结果是，AlO和AlOH，作为氧化铝颗粒的直接前体，被检测到远远超过粉尘冷凝的开始，证明氧化铝冷凝循环是不完全有效的。ALMA观测使我们能够定量评估当前一代的AGB风的理论动力化学模型。我们讨论了如何目前提出的方案铝尘埃凝聚低质量损失率AGB星在~1.5 Rstar的距离，特别是为明星R Dor和W Hya，提出了一个挑战，如果一个人希望解释的尘埃光谱特征的光谱能量分布（SED），在干涉数据，并在偏振光信号。特别地，估计的Al 2 O3的晶粒温度对于晶粒来说太高而不能保持它们的非晶结构。我们建议，大的气相（Al 2 O 3）n-集群（n>34）可以是在SED和干涉数据中的宽11微米功能的潜在代理商，我们解释了这些大集群可以形成。
2017-04-23 astro-ph.SR
Dust and molecular shells in asymptotic giant branch stars - Mid-infrared interferometric observations of R Aql, R Aqr, R Hya, W Hya and V Hya
在2007年4月至2009年9月期间，我们利用射电望远镜/VLTI获得了四颗富氧AGB星（R Aql，R Aqr，R Hya和W Hya）和一颗富碳AGB星（V Hya）的中红外（8 - 13微米）干涉数据。通过拟合一个圆形的全边缘变暗圆盘（FDD），分析了光谱色散能见度数据。结果对于所有富氧恒星，FDD直径作为波长的函数是相似的。表观尺寸在8至10微米之间几乎是恒定的，并且在长于10微米的波长处逐渐增加。富碳恒星V Hya的表观FDD直径从8微米减小到12微米。FDD的直径是大约2.2倍大于光球直径估计K波段观测发现在文献中。R Aql、R Hya和W Hya的硅酸盐尘埃壳层距离恒星相当远，而R Aqr的硅酸盐尘埃壳层和V Hya的无定形碳（AMC）和SiC尘埃壳层距离恒星较近，约为8个光球半径。富氧恒星直径的相位到相位变化可以被测量，大约为15%，但有很大的不确定性。通过与RR Sco和S Ori的直径趋势的比较，可以得出结论，在富氧恒星中，总体较大的直径来自于温暖的H2O分子层，并且向长方向逐渐增加10微米，这很可能归因于紧密的Al 2 O3尘埃壳的贡献。V Hya中高斯半高宽的彩色趋势可以用AMC和SiC粉尘的存在来解释。观测结果表明，富氧星中无定形Al_2 O_3的形成主要发生在可见光极小期前后。然而，关于质量损失机制还不能得出确切的结论。
2012-07-12 astro-ph.SR
Carbon-rich dust past the asymptotic giant branch: aliphatics, aromatics, and fullerenes in the Magellanic Clouds
从渐近巨星分支演化出来的富碳天体的红外光谱揭示了一系列尘埃性质，包括富勒烯、多环芳烃（PAH）、脂肪烃和几个未识别的特征，包括21微米的发射特征。为了测试富勒烯的存在，我们使用18.7-18.9 μ m的特征的位置和宽度，并检查17.4和6-9 μ m的其他特征。这种方法在已知样品中增加了三个新的富勒烯来源，但它也对之前的三个鉴定提出了质疑。我们确认，在某些来源中看到的强11微米的功能主要来自SiC，它可能存在于碳质核心周围的涂层，并从光处理的结果。显示21 μ m特征的光谱通常在7-9 μ m处显示新定义的D类PAH特征。这些光谱在11-14 μ m处表现出不寻常的PAH分布，在12.7 μ m处具有弱贡献，我们将其定义为D1类，或者显示出移动到~11.4、12.4和13.2 μ m的特征，我们将其定义为D2类。炔烃匹配与21 μ m发射相关的15.8 μ m特征。显示富勒烯排放但没有多环芳烃的来源在光学上是蓝色的，这表明中心源有一条清晰的视线。光谱与21微米的功能和D2类多环芳烃排放也显示了光度证据，一个相对清晰的视线到中央源。21 μ m特征与脂肪烃的多重关联表明载体以某种方式与该材料相关。
2014-06-26 astro-ph.SR
Formation of SiC Grains in Pulsation-Enhanced Dust-Driven Wind Around Carbon Rich Asymptotic Giant Branch Stars
我们调查的碳化硅（SiC）颗粒的形成的框架中的尘埃驱动的风周围脉动的富碳渐近巨支（富C AGB）的恒星，以揭示不仅数量，而且尺寸分布。两种情况下被认为是成核过程中，一个是LTE的情况下，其中的振动温度的SiC簇$T_{\rm v}$是等于气体温度像往常一样，另一个是非LTE的情况下，其中$T_{\rm v}$被假定为是相同的温度的小SiC晶粒。对质量$M_{\ast}$ =1.0 $M_{\odot}$，光度$L_{\ast}$ =10 $^{4}$ $L_{\odot}$，有效温度$T_{\rm eff}$ =2600 K，C/O比=1.4，脉动周期$P$ =650天的模型进行了流体动力学计算，结果表明：在LTE情况下，在碳颗粒形成之后，SiC颗粒在加速流出的气体中凝结，并且所得的$\sim$ 10 $^{-8}$的SiC与碳颗粒的平均质量比为太小而不能再现从辐射传输模型推断的0.01-0.3的值。另一方面，在非LTE情况下，由于所谓的逆温室效应，SiC颗粒的形成区域比碳颗粒的形成区域更内侧和/或几乎与碳颗粒的形成区域相同。当粘结概率$α_{\rm s}$ =0.1 ~ 1.0时，SiC颗粒与碳颗粒的外边界平均质量比为0.098 ~ 0.23。在$\sim$ 0.2-0.3 $\rmμ$ m半径处具有峰的尺寸分布覆盖了从前太阳级SiC颗粒分析得到的尺寸范围。因此，小团簇与气体的温…
2011-09-29 astro-ph.SR
A newly discovered stellar type: dusty post-red giant branch stars in the Magellanic Clouds
背景：我们提出了一个新发现的低光度类，尘埃，在麦哲伦云的演变对象。这些物体有尘埃过剩，恒星参数和光谱能量分布类似的尘埃后渐近巨星分支（后AGB）的恒星。然而，它们的光度较低，因此质量较低。我们认为，由于二元相互作用，它们是从红巨星分支（RGB）而不是AGB进化而来的。目的：在这项研究中，我们的目标是将这些对象放在一个进化的背景下，并建立一个RGB二进制（如序列E变量）和我们的新样本的对象之间的进化连接。研究方法：我们将RGB双星后代的理论预测出生率与新样本物体的观测出生率进行了比较。结果：我们发现后RGB恒星的观测和预测出生率之间存在数量级的一致性。出生率的不确定性的来源进行了讨论，最重要的来源可能是观测的不完整性因素和后RGB的进化率。我们还注意到，合并是相对常见的低的RGB和恒星低的RGB与中红外过度可能最近经历了合并。结论：我们的样本尘埃后RGB星最有可能提供了第一个观测证据的一个新发现的阶段，在二进制的演变：后RGB二进制星周尘埃。
2016-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Common Envelope Mass Ejection in Evolved Stars: Modeling the Dust Emission from post-RGB stars in the LMC
共包络系统是相互作用双星中洛希瓣溢出的结果。随后的演化CE，它的喷射和形成的尘埃在其喷出物，而主要是在红巨星分支（RGB），产生了一个最近确定的进化类-尘埃后RGB恒星。它们的光谱能量分布（SED）表明，它们的质量喷出物类似于尘埃后渐近巨分支（后AGB）恒星。我们模拟了选定样本的后RGB和后AGB星在大麦云（LMC）的SED，量化的总尘埃质量（和气体质量假设气体-尘埃比）的磁盘和外壳，并设置约束的尘埃颗粒的组成和大小。我们发现后RGBs的壳质量一般小于后AGB的壳质量，但需要注意的是，这两种类型的物体中的大量质量可能存在于冷的、延伸的壳中。我们的模型表明，拱星盘，当存在时，几何厚的结构与大量的开放角度，符合CE演化（CEE）的数值模拟。比较我们的模型尘埃质量的预测，在CEE的RGB上的灰尘生产表明，CEE发生在附近或在我们的后RGB源的RGB的尖端。一个令人惊讶的结果是，一些后RGB恒星拥有富含碳的尘埃，被认为是在C/O $>$ 1时形成的，例如在AGB恒星的三α核合成和第三次挖掘事件之后。这种异常强化了尘埃后RGB诞生于双星系统的假设。
2023-01-29 astro-ph.SR
Spitzer SAGE-Spec: Near Infrared Spectroscopy, Dust Shells, and Cool Envelopes in Extreme Large Magellanic Cloud AGB Stars
本文给出了大麦云云中39个Spitzer IRS SAGE-Spec源的K波段光谱。光谱表现出非常好的协议与他们的位置在近红外-斯皮策色-星等图和他们的属性推导出斯皮策IRS光谱的特点。具体来说，近红外光谱显示出强烈的原子和分子特征，分别代表富氧和富碳的渐近巨星分支星。一小部分恒星是从颜色星等图的发光和红色极端“尖端”中选出的。这些物体具有与尘埃包层一致的特性，但也具有凉爽、富含碳的“恒星”核心。适度的尘埃质量损失与恒星光谱能量分布相结合，使这些物体在近红外和中红外颜色中显得极端。在我们的样本中的一个对象，HV 915，一个已知的RV Tau型的后渐近巨星分支恒星表现出CO 2.3微米带头发射与以前的工作，证明该对象有一个拱星盘一致。
2014-08-05 astro-ph.SR
The close circumstellar environment of Betelgeuse - II. Diffraction-limited spectro-imaging from 7.76 to 19.50 microns with VLT/VISIR
背景：红超巨星（RSG）中发生的质量损失是星际介质中尘埃和分子富集的主要原因。然而，这种质量损失的物理机制相对知之甚少。参宿四是最近的RSG，因此是对其表面进行高角分辨率观测（通过干涉测量法）和近距离环星环境的主要天体。目的：我们计划的目标是了解从参宿四喷出的物质是如何从其表面输送到星际介质的，以及在这个过程中它是如何化学演变的。研究方法：我们获得了衍射限制的图像参宿四和PSF校准器（毕宿五）在六个过滤器在N波段（7.76至12.81 MIC）和两个过滤器在Q波段（17.65和19.50 MIC），使用VLT/VISIR仪器。结果：我们的图像显示了明亮，扩展和复杂的拱星信封在所有波长。它在9-10 mic的长度方向上特别突出，指向富O尘埃的存在，如硅酸盐或氧化铝。在距离恒星0.5至1.0”的地方观测到一个部分圆形的壳层，可能对应于尘埃包层的内半径。星云中有几个结和附属结构，其中一个结位于恒星以西0.9”处，特别明亮和紧凑。结论：参宿四周围的星周包层至少延伸到几十个恒星半径。它相对较高的块状度表明了恒星损失的物质的不均匀空间分布。它的扩展对应于一个重要的中间尺度，其中大部分的尘埃可能是形成的，在热和致密的气体信封之前在近红外和星际介质。
2011-06-24 astro-ph.SR
Dust Production and Mass Loss in the Galactic Globular Cluster NGC 362
我们研究了银河系球状星团NGC 362中的尘埃产生和恒星质量损失。由于它非常接近小麦哲伦云（SMC），NGC 362是由斯皮策太空望远镜上的IRAC和MIPS相机拍摄的，作为斯皮策遗产计划的一部分。我们检测到几个集群成员附近的红巨星分支，表现出红外线过剩的星周尘埃指示的尖端，并发现尘埃是不存在的可测量的数量在恒星低于红巨星分支的尖端。我们模拟了红外过剩最强的恒星的光谱能量分布（SED），发现星团尘埃总质量损失率为每年3.0（+2.0/-1.2）x 10^-9太阳质量，对应的气体质量损失率为每年8.6（+5.6/-3.4）x 10^-6太阳质量，假设[Fe/H] =-1.16。这种质量损失是除了任何无尘质量损失，这是肯定发生在集群。两颗最极端的恒星，变星V2和V16，贡献了整个星团尘埃追踪质量损失的45%。中等恒星的SED表明硅酸盐尘埃的存在，正如对低质量、低金属量恒星的预期。令人惊讶的是，具有最强质量损失率的恒星的SED形状似乎需要无定形碳尘的存在，可能与硅酸盐尘埃结合，尽管它们富含氧。这些结果证实了我们以前在半人马座ω中的发现。
2009-09-28 astro-ph.SR
A temporal study of oxygen-rich pulsating variable AGB star, T Cep: Investigation on dust formation and dust properties
脉动被认为是渐近巨星分支（AGB）恒星尘埃质量损失的主要原因。我们提出了一个时间的研究T Cep，一个长周期的米拉变量，使用七个ISO SWS光谱，涵盖了16个月的时间在一个单一的脉动周期。所观察到的光谱尘埃功能的变化，这米拉的脉动周期。一般来说，光谱特征的整体明显变化可以归因于尘埃温度的变化，这是由中心恒星的内在脉动周期造成的。然而，并不是所有的功能变化都很容易解释。根据与几种潜在矿物的实验室光谱的直接比较，尘埃最好用富含铁的硅酸盐晶体来解释。这些发现与目前流行的尘埃形成假说相矛盾。
2011-03-25 astro-ph.SR
New Colour-Mass to Light Relations: the role of the Asymptotic Giant Branch phase and of interstellar dust
色-M/L（质量-光）关系是一种推导外星系恒星质量的常用方法。恒星质量的估计通常依赖于近红外测光，这被认为是最佳的示踪剂，因为它几乎不受尘埃和最近恒星形成事件的“结霜”效应的影响。然而，最近的文献强调，近红外M/L比的理论估计值强烈依赖于渐近巨分支（AGB）阶段的建模。我们使用最新的帕多瓦等时线，详细建模的热脉冲AGB阶段，更新理论的颜色M/L的关系，在光学和近红外光谱，并讨论的后果估计恒星质量在外部星系。我们还讨论了在大星系样本的统计情况下，星际尘埃的衰减对色M/L关系的影响。
2013-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymptotic Giant Branch Stars in the Nearby Dwarf Galaxy Leo P
我们已经进行了一个高度敏感的人口普查的演化恒星在贫金属矮星系狮子座P和检测四个渐近巨星分支（AGB）恒星候选人。狮子座P是附近类似高红移星系的最好例子之一，因为它的原始金属含量（太阳值的2%），接近和孤立的性质，确保了不那么复杂的历史。利用哈勃太空望远镜（HST）的中波段光学光度测量，我们已经根据它们的化学类型对AGB候选者进行了分类。我们已经确定了一个富氧的来源，似乎是尘土飞扬的HST和斯皮策观测。然而，它的亮度表明它可能是一个行星状星云或后AGB天体。我们还确定了三个富含碳的候选者，其中一个可能是尘埃。需要进行后续观测，以确认这些来源的性质，并研究它们产生的任何尘埃的成分。如果尘埃被证实，这些恒星可能是已知的产生尘埃的恒星中最缺乏金属的例子，并将为我们理解高红移的尘埃形成提供有价值的见解。
2019-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A hybrid steady-state magnetohydrodynamic dust-driven stellar wind model for AGB stars
我们提出了一个磁化混合风模型的渐近巨星分支（AGB）星的计算。该模型采用了典型的韦伯-戴维斯（WD）恒星风与尘埃颗粒的信封中的AGB星。由此产生的混合图像保留了两种类型风的特征。可以看出，这种组合要求粉尘参数（$Γ_{d}$）小于1，以实现流出。风中临界点的出现改变了尘埃驱动外流的性质，同时，尘埃凝结半径的存在改变了风的磁流体动力学（MHD）解的形态。在这种情况下，我们还研究了AGB星赤道上的磁冷点的影响及其对尘埃形成的影响;这与以前的研究结果是一致的。
2012-02-07 astro-ph.SR
Pulsation-triggered mass loss from AGB stars: the 60-day critical period
低质量和中等质量的恒星在演化的后期，红巨星分支（RGB）阶段喷射出大部分质量。它们强烈的恒星风的物理学仍然知之甚少。在标准模型中，恒星的脉动使大气层扩张，使得风能够通过对凝结的尘埃粒子的辐射压力而被驱动。在这里，我们调查风的开始，使用从依巴谷目录中提取的附近RGB恒星。我们发现，当恒星第一次达到60天的脉动周期时，尘埃的产生就急剧开始了。这大约与恒星过渡到第一泛音脉动模式的点重合。光谱能量分布的模型显示，此时恒星质量损失率突然增加，比现有的（色球驱动的）风增加约10倍。尘埃辐射与脉动周期和振幅都有很强的相关性，表明恒星脉动是强烈质量损失的主要触发因素，并决定了质量损失率。尘埃辐射与恒星光度没有很强的相关性，表明尘埃上的辐射压力对质量损失率的影响很小。RGB星通常不会产生尘埃，而由渐近巨星分支星产生的尘埃似乎很常见，并且可能在RGB尖端光度以上无处不在。我们的结论是强风开始于质量损失率的阶跃变化，并由恒星脉动触发。第二个快速的质量损失率增强建议当恒星过渡到基本的脉动模式，在一个周期约300天。
2016-05-09 astro-ph.SR
Mass Losing Asymptotic Giant Branch Stars and Supergiants
本文介绍了一个摘要的四个邀请和12个贡献的介绍渐近巨星分支星和红超巨星，在两个下午的分裂会议的过程中，在第19届酷星研讨会。它强调了最近的观测和最近的理论，在很宽的波长范围内强调了高空间分辨率。涵盖的主题包括三维模型，对流，二元相互作用，质量损失，尘埃形成和磁场。
2016-09-26 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
On the Origin of a Dusty Circumstellar Medium around Red Supergiants
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
本研究耦合时变质量损失与非平衡化学，模拟红超巨星的分子及尘埃形成，揭示加速星风可产生更多尘埃，且团块状星周介质能更好匹配观测通量，明确了相关因素对红超巨星前身星可观测性质的重要作用。
2026-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Identification of a Class of Low-Mass Asymptotic Giant Branch Stars Struggling to Become Carbon Stars in the Magellanic Clouds
利用光学-红外测光、光变曲线和光谱学方法，我们在小麦哲伦云和大麦云（SMC/LMC）中发现了一类新的渐近巨星分支（AGB）星。这些恒星强烈的尘埃产生和长周期的脉动表明它们正处于AGB演化的最后阶段。基模散射子的周期-质量-半径关系给出了LMC和SMC中恒星质量的中值分别为1.14 M_sun和0.94 M_sun（色散分别为0.21和0.18 M_sun），模型建议初始质量分别为<1.5 M_sun和<1.25 M_sun。这类新的恒星包括富O和富C的化学物质，这使得挖掘允许碳星产生低于这些质量的限制。其中最亮的部分应该表现出S星的特征，表明大气中的C/O ~ 1，许多将在富C阶段之前形成富O尘埃。这些恒星可以通过它们特有的红色J-[8]颜色与进化程度较低的恒星区分开来。
2015-07-24 astro-ph.SR
Circumbinary disc interactions and stochastic dust obscuration in the post-asymptotic-giant-branch binary HD 213985
本研究分析后 AGB 双星 HD 213985 的光学与 Na D 线变化，提出环双星盘内缘遮蔽及 L2 外流相互作用可解释其增强、偏斜且随机的尘埃掩食现象。
2025-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Formation and Winds around Evolved Stars: The Good, the Bad and the Ugly Cases
冷发光巨星，特别是渐近巨星分支星，是宇宙尘埃最重要的来源之一。它们扩展的动力大气层是颗粒形成的地方，并在辐射压力的驱动下引发外流，导致相当大的恒星质量损失和星际介质富含新产生的元素。这篇评论总结了目前对这些恒星中尘埃形成和风的理解，勾勒出一个在可能的冷凝物范围内识别关键类型尘埃颗粒的标准系统。首先概述了冷动力大气中尘埃形成的具体条件，详细讨论了颗粒作为风驱动器的作用，以及它们对冷巨星和星周环境的可观测性质的影响。关于文献，特别注意当前的发展，例如，关于M型AGB星中硅酸盐颗粒的Fe含量和尺寸的争论，这是风机制的关键问题，或者在空间分辨观测和巨星及其尘埃包层的3D建模方面的最新进展。
2009-03-30 astro-ph.SR
Infrared Properties of Asymptotic Giant Branch Stars in Our Galaxy and the Magellanic Clouds
我们利用各种红外观测数据和理论模型研究了银河系和麦哲伦星云中渐近巨星分支（AGB）星的红外特性。我们使用的目录的样本4996 AGB星在我们的银河系和大约39,000 AGB星在麦哲伦星云从现有的文献。对于样本中的每个对象，我们交叉识别2 MASS，WISE和Spitzer对应物。为了比较银河系和麦哲伦云中富O和富C AGB星的物理性质，我们利用各种光度数据给出了红外双色图（2CD）。我们使用各种可能的中心恒星和尘埃壳层参数对AGB星进行了辐射转移模型计算。利用无定形硅酸盐和无定形碳的尘埃不透明度函数，理论尘埃壳模型可以粗略地再现AGB星在各种红外2CD上的观测结果。与银河系相比，我们发现麦哲伦星云缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。与大麦云云（LMC）相比，小麦哲伦云（SMC）更缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。这可能是因为麦哲伦星云比我们的银河系更贫金属，而大麦哲伦星云比小麦哲伦星云更富金属。我们还介绍了已知脉动变星的红外光谱性质。通过对麦哲伦云中AGB星在MIR波段的星等分布的研究，发现与LMC相比，SMC在MIR波段的亮AGB星中更缺乏星等分布。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of stars surrounded by iron dust in the LMC
我们考虑了斯皮策太空望远镜观测到的大麦云星云中的一小部分富氧渐近巨星分支星，它们呈现出一种特殊的光谱能量分布，这很难用AGB星周围的尘埃主要由硅酸盐颗粒组成的普遍假设来解释。我们认为这类不常见的天体是金属丰度为$Z \sim 1-2\times 10^{-3}$的贫金属恒星的后代，形成于$\sim 100$ Myr ago。星周包层中的主要尘埃成分是固体铁。在这些恒星中，硅酸盐的形成很差，这是由于在包层底部经历了强烈的核合成，这引起了镁原子和水分子的缺乏，而镁原子和水分子是硅酸盐形成所必需的。本文还讨论了本研究结果对解释即将到来的詹姆斯·韦伯太空望远镜数据的重要性。
2019-01-11 astro-ph.SR
The Keck Aperture Masking Experiment: Dust Enshrouded Red Giants
虽然尘埃渐近巨星分支（AGB）恒星对银河系化学富集的重要性被广泛认可，但对尘埃形成和风驱动机制的复杂理解已被证明是难以捉摸的，部分原因是空间分辨尘埃形成区域本身的困难。作为凯克孔径掩蔽实验的一部分，我们已经观察到了20颗尘埃笼罩的AGB恒星，在1.5微米和3.1微米之间的多个近红外波段中分辨出所有这些恒星。我们发现45%的目标显示出可测量的伸长，当校正目标的更大距离时，将对应于与IRC+10216或CIT 6的著名案例相当的显著不对称的尘埃壳。使用辐射转移模型，我们发现硅酸盐和无定形碳的升华温度分别为1130 +- 90 K和1170 +- 60 K，两者都略低于实验室测量的预期，并且远低于从YSO盘内边缘推断的温度。富O和富C尘埃类型显示出相同的升华温度的事实也令人惊讶。对于最光学厚度的壳（τ> 2，在2.2微米），观察到的内部灰尘壳的温度分布发生了很大的变化，我们建议的效果可能会出现时，个别灰尘团成为光学厚在最高的质量损失率。
2012-08-04 astro-ph.SR
On the optical properties of Resonant Drag Instabilities: Variability of Asymptotic Giant Branch and R Coronae Borealis stars
在AGB或RCB类恒星周围的尘埃冷星流出或喷射事件中，尘埃被来自恒星的辐射加速，并通过碰撞拖曳力与气体耦合。但最近的研究表明，这种尘埃-气体混合物是不稳定的超级不稳定性称为共振阻力不稳定性（RDIs），这促进了尘埃聚集。因此，我们认为理想化的模拟的RDIs操作的尘埃颗粒尺寸的光谱辐射加速（允许不同的粮食光学性质），耦合到气体与现实的阻力定律，包括或排除磁场和带电颗粒的影响，并计算第一次如何RDIs可以有助于观察到的变化。我们表明，RDI自然产生显着的变化（$\sim 10-20\%$ $1σ$ -级别）的灭绝，对应于$\sim 0.1-1\,$等级别的恒星类型以上，时间尺度为数月至一年。波动是令人惊讶的强大有限源尺寸的影响，因为它们是由大尺度模式，这也意味着他们的空间结构可以解决在一些附近的系统。我们还量化了这是如何产生的视线粒度分布的变化。所有这些变化都与观察到的相似，这表明RDI可能在驱动冷恒星周围尘埃流出/喷出事件中观测到的尘埃消光变化中发挥关键作用。我们进一步建议，测量的晶粒尺寸的变化可以直接用于识别的RDI的存在，在密切的系统与观测。
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic planetary nebulae with precise nebular abundances as a tool to understand the evolution of asymptotic giant branch stars
我们提出了核合成预测（HehocCl）从渐近巨分支（AGB）模型，从所有的对流边界扩散超射，在金属丰度范围Z/4 < Z <2 Zsun。它们是比较最近精确的星云丰度在银河系行星状星云（PNe）的样本，分为双尘埃化学（DC）和氧尘埃化学（OC）根据红外尘埃功能。与我们最近分析的银河碳尘化学PNe的类似子样本不同，这里的个别丰度误差，较高的金属丰度分布，以及某些PNe中不确定的尘埃类型/亚型，无法明确确定两个PNe样本的AGB祖质量（和形成时期）;因此，比较更侧重于逐个对象的基础上。最低的金属丰度OC PNe演化自低质量（~1 Msun）O-丰富的AGB，而较高的金属丰度的（所有不确定的灰尘分类）显示类似的DC PNe的化学模式。与最近的文献一致，DC PNe主要来自经历热底部燃烧（HBB）的高质量（M > 3.5 Msun）太阳/超太阳金属丰度AGB，但在获得更准确的C/O比之前，不能忽视低质量AGB中的其他形成通道，如额外混合，恒星旋转，双星相互作用或He预富集。DC PNe中的两个物体显示了先进的CNO处理和深二次挖掘的印记，这表明祖先质量接近极限，可以演变为核心坍缩超新星（超过6 Msun）。如果得到证实，其实际C/O比率表明受到第三次挖掘的污染，从而否定了这种高金属丰度块状AGB的化学成分完全被六溴代二苯改变的假设。
2016-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A SOFIA FORCAST Grism Study of the Mineralogy of Dust in the Winds of Proto-planetary Nebulae: RV Tauri Stars and SRd Variables
我们提出了一个SOFIA FORCAST棱镜光谱调查，以检查后渐近巨型分支黄色超巨星，被认为是行星状星云的前体样品中的星周尘埃的矿物学。我们对每颗恒星的矿物学模型表明，与简单的挖掘模型相反，富碳和富氧的尘埃物质都存在，大多数尘埃以无定形碳和石墨的形式存在。富氧粉尘主要以无定形硅酸盐的形式存在。光谱没有表现出任何突出的结晶硅酸盐发射特征。对于大多数系统，我们的分析表明，颗粒相对较大，并经历了显着的处理，支持尘埃被限制在开普勒磁盘的假设，我们正在从几乎面对面的方向观察大量处理，磁盘的中心区域。这些结果有助于确定后AGB拱星环境的物理性质，并限制后AGB质量损失和行星状星云形成的模型。
2017-06-01 astro-ph.SR
A New Dust Budget In The Large Magellanic Cloud
星系中尘埃的起源知之甚少。近年来，对大麦云云（LMC）的观测为尘埃研究提供了天体物理实验室。利用星族综合的方法，研究了渐近巨星分支（AGB）星、共包络（CE）喷出物和II型超新星（SNe II）产生的尘埃对大麦哲伦星云尘埃总收支的贡献.根据我们的模型，AGB星在大麦哲伦星云的尘埃产生率（DPR）大约在$2.5\times10^{-5}$和$4.0\times10^{-6}M_\odot{\rm yr^{-1}}$之间。这种不确定性主要是由于AGB星尘埃产额的不同模型造成的。CE喷出物的DPR约为$6.3\times10^{-6}$（初始二元分数为50%）。这些结果在几个观测估计的大范围内。AGB星主要产生碳颗粒，这与观测结果一致。CE喷出物产生的尘埃颗粒主要是硅酸盐和铁颗粒。SNe II的贡献非常不确定。与没有反向激波的SNe II相比，AGB星和CE喷出物的DPR可以忽略不计。然而，如果SNe Ⅱ产生的尘埃颗粒在反向冲击后只有2%能够存活，那么SNe Ⅱ的贡献就很小了。AGB星在大麦哲伦星云中产生的尘埃总质量介于$2.8\times10^4$和$3.2\times10^5M_\odot$之间，CE喷出物产生的尘埃总质量约为$6.3\times10^4$。它们远低于观测估计的值。因此，LMC中应该有其他粉尘源。
2015-05-11 astro-ph.SR
An Infrared Census of DUST in Nearby Galaxies with Spitzer (DUSTiNGS). IV. Discovery of High-Redshift AGB Analogs
斯皮策望远镜对邻近星系尘埃的巡天（DUSTiNGS）在邻近的矮星系中发现了几颗候选的渐近巨星分支（AGB）星，并表明尘埃甚至可以在非常贫金属的系统（Z ~ 0.008 $Z_\odot$）中形成。在这里，我们在哈勃太空望远镜（HST）上使用WFC 3/IR进行了后续调查，使用能够区分富碳（C型）恒星和富氧（M型）恒星的过滤器：F127 M，F139 M和F153 M。我们包括六个恒星形成的DUSTiNGS星系（NGC 147，IC 10，飞马座dIrr，六分仪B，六分仪A和凹陷DIG），所有的金属比麦哲伦云更贫，金属量跨越1德克斯。我们将这些星系中已知的尘埃AGB恒星数量增加了一倍，发现大多数都富含碳。我们还发现了26颗尘埃M型恒星，大部分在IC 10中。考虑到这些M型恒星的大量尘埃过剩和紧密的空间分布，它们很可能位于AGB质量范围的上端（经历热底燃烧的恒星）。理论模型没有预测在贫金属的M型恒星中会产生大量的尘埃，但我们看到了M型恒星周围尘埃过剩的证据，即使在我们样本中最贫金属的星系中也是如此（12+log（O/H）= 7.26-7.50）。低金属丰度和推断的高恒星质量（高达~10 $M_\odot$）表明AGB星可以在星系演化的早期（形成后约3000万年）产生尘埃，并可能对高红移星系中的尘埃库做出重要贡献。
2017-11-06 astro-ph.SR
The mass-loss return from evolved stars to the Large Magellanic Cloud III. Dust properties for carbon-rich asymptotic giant branch stars
我们提出了一个2Dust模型的尘埃壳周围的LMC长周期变量（LPV）以前研究的OGLE调查的一部分。OGLE LMC LPV 28579（SAGE J051306.40-690946.3）是一颗富碳的渐近巨星分支（AGB）星，我们有它的光度学和光谱来自斯皮策SAGE和SAGE-Spec程序以及UBVIJHK_s光度学。通过对这个源进行建模，我们获得了一组用于构建碳星模型网格的尘埃特性基线。我们再现其光谱能量分布使用的混合物的AmC和SiC（15%的质量）。晶粒尺寸分布符合KMH模型。最佳拟合模型在SiC特征的峰值处具有0.28的壳的光学深度，其中R_in~1430 R_sun或4.4 R_star。这个内半径的温度是1310 K。假设膨胀速度为10 km·s^-1，我们得到的尘埃质量损失率为2.5 × 10 ^-9 M_sun·yr-1。我们通过测试拟合灵敏度对输入参数变化的影响，计算出该速率的15%变化。我们还提出了一个扩展大气中分子气体的简单模型，该模型可以产生光谱中看到的13.7 μm特征。我们发现，在激发温度约为1000 K、柱密度分别为3 × 10^21 cm^-2和10^19 cm^-2的条件下，CO和C_2H_2气体的组合能够重现观测结果。考虑到激发温度接近T_dust（R_in），大部分分子贡献可能来自内壳层区域。SAGE观测的第一个历元对应的光度为6580 L_s…
2010-09-14 astro-ph.CO astro-ph.SR
A Spitzer Space Telescope survey of extreme Asymptotic Giant Branch stars in M32
我们调查人口的冷，在本集团矮椭圆星系M32的演化恒星，使用红外线阵列相机观测斯皮策太空望远镜。我们构建深中红外色星等图的解决恒星星族内3.5弧分的M32的中心，并确定这些恒星表现出红外过剩。我们的数据主要是由人口的发光，尘埃产生的恒星的渐近巨星分支（AGB），并延伸到约3等以下的AGB尖端。我们第一次检测到相当大的人口的“极端”AGB恒星，高度包围的拱星尘埃和可能完全模糊的光学波长。从极端AGB候选者的总粉尘喷射率被测量为$7.5 \times 10^{-7}$ ${\rm M}_{\odot} \, {\rm yr}^{-1}$，对应于$1.5 \times 10^{-4}$ ${\rm M}_{\odot} \, {\rm yr}^{-1}$的气体质量损失率。这些极端的恒星可能表明在0.2至5 Gyr前有一个延长的恒星形成时期。
2014-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars IV. Constraining Mass-Loss & Lifetimes of Low Mass, Low Metallicity AGB Stars
热脉动渐近巨星分支（TP-AGB）恒星的演化和寿命存在很大的不确定性。在这项工作中，我们分析了6个静态，低金属量（[Fe/H] $\lesssim -0.86$）星系的TP-AGB星的数量和光度函数从ANGST样本，使用HST测光在光学和近红外滤波器。该星系包含超过1000颗TP-AGB恒星（每个视场至少60颗）。我们比较观察到的TP-AGB光度函数和TP-AGB和RGB恒星的相对数量，从不同套件的TP-AGB演化轨迹后，采用恒星形成历史（SFH）来自HST深光学观测产生的模型。我们测试了各种质量损失的处方，不同的治疗质量损失之前，灰尘驱动的风（前灰尘）的发作。这些比较证实了尘埃前的质量损失是重要的，因为忽略尘埃前质量损失的模型无法解释观测到的TP-AGB/RGB比率或光度函数。相比之下，具有更有效的前灰尘质量损失的模型产生的结果与观测一致。我们发现，对于[Fe/H] $\lesssim-0.86$，低质量TP-AGB星（$M\lesssim1M_\odot$）的寿命必须为$\sim0.5$ Myr，而高质量TP-AGB星（$M\lesssim 3M_\odot$）的寿命必须为$\lesssim 1.2$ Myr.此外，假设我们的最佳拟合质量损失处方，我们表明，第三次疏浚没有显着影响TP-AGB寿命在这个质量和金属丰度范围内。
2014-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fundamental parameters, integrated RGB mass loss and dust production in the Galactic globular cluster 47 Tucanae
本文研究了银河系球状星团47 Tuccino（NGC 104）中后主序星的基本参数和质量损失的时间演化。这是通过将光谱能量分布（SED）拟合到现有的光学和红外光度学和光谱学来实现的，以产生真正的Hertzsprung-Russell图。我们确认星团的距离为4611（+213，-200）pc，年龄为12 +/- 1 Gyr。水平分支模型似乎证实，在47 Tuc中发生的RGB质量损失并不比在更贫金属的欧米茄半人马座中发生的更多，尽管由于模型之间的不一致而出现了困难。使用我们的SEDs，我们确定了那些表现出红外过剩的恒星，只在最亮的巨星中发现过剩：尘埃质量损失开始于~ 1000 Lsun的光度，在2000 Lsun以上变得无处不在。尽管使用了同样的斯皮策档案图像，但最近关于低光度巨星周围产生尘埃的说法无法重现。
2011-01-05 astro-ph.SR
A giant magnetic eruption from the asymptotic giant branch star Mira A
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Masaryk University（马萨里克大学）
本研究通过ALMA偏振观测证实，米拉A的巨型质量抛射由磁驱动而非尘埃辐射压，表明磁爆发可主导演化恒星的质量损失，需纳入AGB星风模型。
2026-10-20 astro-ph.SR
A Spitzer Study of Asymptotic Giant Branch Stars. III. Dust Production and Gas Return in Local Group Dwarf Irregular Galaxies
我们提出了第三次和最后一部分的人口普查的渐近巨星分支（AGB）恒星在本群矮不规则星系。论文I和II给出了WLM和IC 1613的结果。其中包括Phoenix、LGS 3、DDO 210、Leo A、Pegasus dIrr和Sextans A。斯皮策测光在3.6，4.5，5.8，和8，随着一个更彻底的治疗背景星系污染比论文I和II。我们发现，至少有一个小的人口完全光学遮挡AGB恒星存在于每个星系中，无论星系的金属丰度，但较高的金属丰度星系往往有更多的恒星轻微的红外线过剩。对于较红的AGB星，光学不完整性增加，这与由于与原位尘埃产生相关的大量消光而导致一些AGB星在光学中未被检测到的预期一致。总的来说，在我们样本中所有星系的光学AGB在1 σ误差内的代表性不足30% - 40%。这个未被发现的人口是足够大的影响恒星形成的历史来自光学色星等图。从[3.6] - [4.5]色过量测量，我们发现恒星的平均质量损失率范围为每年3.1E-7 - 6.6E-6太阳质量，星系的综合质量损失率范围为每年4.4E-5 - 1.4E-3太阳质量。综合的质量损失率足以维持目前的恒星形成率，只有LGS 3和DDO 210，需要显着的非尘埃质量损失或气体吸积在凤凰，狮子座A，飞马座dIrr，六分仪A，WLM和IC 1613，如果他们要保持其作为富气体星系的地位。
2009-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust production in the harsh environment of Sgr A* - MIRI/JWST observation of the O-rich asymptotic giant branch star IRS~3
I.Physikalisches Institut der Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；European Space Agency (ESA), ESA Office, Space Telescope Science Institute（欧洲空间局（ESA），ESA办公室，太空望远镜科学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；UK Astronomy Technology Centre, Royal Observatory（英国天文学技术中心，皇家天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（LIRA，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞尔吉巴黎大学，法国国家科学研究中心）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）；Department of Physics and Astronomy, Universiteit Gent（根特大学物理与天文学系）
本研究利用JWST/MIRI观测银心内秒差距区域的AGB星IRS 3，开展光谱分析以探究Sgr A*极端辐射环境对尘埃成分及银心物质循环的影响。
2026-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
