s-Processing in AGB Stars Revisited. I. Does the Main Component Constrain the Neutron Source in the 13C-Pocket?
在AGB星中，A $\gtrsim$ 85的慢中子捕获主要由反应13 C（$α$，n）16 O保证，需要从包层注入质子。到目前为止，这些都被认为涉及一个小的质量（$\lesssim 10^{-3}$ M $_{\odot}$），但旋转模型表明，在这样的微小层过量的14 N阻碍s-处理。此外，镓中的s-元素丰度需要在质量上显著扩展的13 C富集层（$\gtrsim 4 \times 10^{-3}$ M $_{\odot}$）。因此，我们提出了新的计算，旨在澄清这些问题，并在了解太阳的组成有助于限制13 C的“口袋”的扩展。我们展示：i）“从下到上”混合（如磁浮力或其他强制机制）可以形成一个13 C水库大大大于假设到目前为止，覆盖了大部分的氦丰富的层; ii）恒星模型在一个固定的金属丰度，基于这一想法，重现的主要S-组件准确如前; iii）它们使得来自未知核合成过程（LEPP）的核贡献是不必要的，这与通常的假设相反。这些模型还避免了在包络边界混合的问题，并满足C星光度的要求。它们产生了大量低于A = 100的核，因此86，87 Sr可以被AGB星完全合成，而88 Sr，89 Y和94 Zr比以前更有效地贡献。最后，我们提出了适合于对13 C口袋的延伸做出最后决定的测试。
2014-03-25 astro-ph.SR
Europium s-process signature at close-to-solar metallicity in stardust SiC grains from AGB stars
个别主流星尘碳化硅（SiC）颗粒和富含SiC的Murchison碳质陨石的块状样品进行了分析的灵敏高分辨率离子微探针-反几何（SHRIMP-RG）的Eu同位素。主流颗粒被认为是在1.5至3 Msun的富碳渐近巨星分支（AGB）恒星的流出物中凝结的，其金属丰度接近太阳。从我们的测量得到的151 Eu分数[fr（151 Eu）= 151 Eu/（151 Eu +153 Eu）]与以前的天文观测的碳增强贫金属（CEMP）星的元素富集慢中子捕获（s-过程）进行了比较。尽管颗粒的母星和贫金属星之间的金属丰度存在差异，但从我们的测量中得出的fr（151 Eu）值与天文观测得出的fr（151 Eu）值吻合得很好。我们还比较了SiC的数据与理论预测的Eu同位素比值的演变在信封的AGB星。由于SiC颗粒中Eu丰度较低，因此从我们的测量中得出的fr（151 Eu）值显示出很大的不确定性，在大多数情况下大于太阳和预测fr（151 Eu）值之间的差异。SiC聚集体产生的fr（151 Eu）值在单个晶粒中观察到的范围内，并提供更精确的结果（fr（151 Eu）= 0.54 +/- 0.03，95%置信度），但比当前S过程预测高大约12%。在计算~（151）Sm（n，g）恒星反应速率时，如果我们采用改进的形式来估计激发核态的贡献，则AGB模型可以与SiC数据相匹配。
2013-03-24 astro-ph.SR
Partial mixing and the formation of 13C pockets in AGB stars: effects on the s-process elements
通过慢中子俘获（s过程）产生比铁重的元素是低质量（< 5 Msun）的渐近巨星分支（AGB）星对宇宙化学贡献的主要特征。然而，我们对主要的中子源--13 C（alpha，n）16 O反应的理解仍然是不完整的。通常认为，在AGB星中，对流边界以外的混合驱动了13 C口袋的形成。然而，没有协议的性质，这种混合和自由参数。通过一个参数模型，我们研究了不同的混合函数对低质量AGB模型中最终s过程丰度的影响。通常，改变混合函数的形状或受混合影响的区域的质量范围会产生相同的结果。三个S过程峰（Sr、Ba和Pb）的相对丰度分布的变化一般在+/-0.2 dex范围内，与观测误差线相似。我们的结论是，其他恒星的不确定性-旋转和过冲到C-O核心的影响-发挥更重要的作用比混合功能的细节。例外的是在低金属量，其中铅丰度受到显着影响。在从AGB星观察到的星尘SiC颗粒的组合物，模型是比较接近的数据，只有当假设最极端的混合配置文件的变化。
2017-06-19 astro-ph.SR
The Abundance of SiC$_2$ in Carbon Star Envelopes
碳化硅尘埃颗粒在富碳AGB星周围的星周包层中无处不在。然而，导致SiC粉尘形成的主要气相前体尚未确定。到目前为止，只有三个含有Si-C键的分子被确定在富C AGB星中具有显著丰度：SiC $_2$、SiC和Si $_2$ C。环状分子SiC $_2$已经在少数演化的恒星中被观测到，而SiC和Si $_2$ C只在C星的包层IRC +10216中被探测到。我们的目标是研究如何广泛和丰富的SiC $_2$，SiC和Si $_2$ C是在信封周围的富C AGB星，以及这些物种是否发挥积极的作用，作为气相前体的碳化硅尘埃在喷出物的碳星。
2017-08-02 astro-ph.SR
The Abundance of SiC2 in Carbon Star Envelopes: Evidence that SiC2 is a gas-phase precursor of SiC dust
碳化硅尘埃在富碳AGB星周围的星周包层中无处不在。然而，导致SiC粉尘形成的主要气相前体尚未确定。在富含C的AGB星中检测到的含有Si-C键的分子中，最明显的候选者是SiC 2，SiC和Si 2C。我们的目标是研究如何广泛和丰富的SiC 2，SiC和Si 2C是富C AGB星周围的信封，以及这些物种是否发挥积极的作用，作为碳星喷出物中的碳化硅尘埃的气相前体。我们用IRAM 30米望远镜对25颗富C AGB星的样品进行了灵敏的观测，以寻找SiC 2，SiC和Si 2C在2 mm波段的发射线。我们进行了非LTE的激发和辐射转移计算的基础上LVG方法模拟所观察到的线的SiC 2，并得出SiC 2的分数丰度在所观察到的信封。我们在大多数源中检测到SiC 2，其中大约一半是SiC，并且在IRC +10216之外的任何源中都没有检测到Si 2C。其中大多数是首次在这项工作中报告。我们发现SiC和SiC 2线发射之间的正相关性，这表明这两个物种是化学联系，SiC自由基可能是SiC 2在外层的信封的光解产物。我们发现了一个明显的趋势，其中信封越密，SiC 2越少。所观察到的趋势被解释为证据的有效结合的SiC 2上的灰尘颗粒，这是有利的，在高密度的过程中，由于粒子之间的碰撞发生的更高的速率。观察到的行为的下降，在SiC 2丰度与密度的增加，强烈表明，SiC 2是一个重要的气相前体的SiC粉尘在信封周…
2018-03-22 astro-ph.SR
Nitrogen isotopes in AGB carbon stars and presolar SiC grains: a challenge for stellar nucleosynthesis
碳，氮，硅，和微量重元素的同位素比前太阳碳化硅颗粒陨石提供了至关重要的限制核合成。一个长期争论的问题是所谓的A+B颗粒的起源，因为迄今为止还没有从观测的角度明确地确定它们的恒星祖先。我们报告的第一个光谱测量的14 N/15 N比在银河系碳星的不同光谱类型，并表明，J-和一些SC型恒星可能会产生A+B颗粒，即使是15 N富集以前归因于新星。我们还表明，大多数主流（MS）颗粒是兼容的N型恒星的组成，但也可能下降，在某些情况下，从SC星。从理论的角度来看，没有任何天体物理方案可以解释SC，J和N型碳星的C和N同位素比值，以及它们产生的许多颗粒。这对恒星物理学提出了迫切的问题。
2013-03-26 astro-ph.SR
Barium Isotopic Composition of Mainstream Silicon Carbides from Murchison: Constraints for s-Process Nucleosynthesis in AGB Stars
我们提出了钡，碳，硅同位素组成的38个酸清洗presolar碳化硅颗粒从默奇森。与以前的数据比较表明，酸洗是非常有效的，在消除钡污染。发现$δ$（$^{138}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值强烈耗竭，低至$-$ 400 permil，这只能用$^{13}$ C袋内比通常使用的更平坦的$^{13}$ C曲线来建模。在AGB模型中，$δ$（$^{138}$ Ba/ $^{136}$ Ba）预测对口袋中$^{13}$ C分布的依赖性使我们能够探测$^{13}$ C口袋中的$^{13}$ C分布和渐近巨星分支（AGB）星的口袋质量.此外，我们提供的$^{22}$ Ne $(α,n)^{25}$镁率在恒星温度制度相关的AGB星，基于主流晶粒的$δ$（$^{134}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值的限制。我们发现了两个名义上的主流晶粒具有强烈的负$δ$（$^{134}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值，这不能用任何当前的AGB模型计算来解释。相反，这样的负值与中间中子俘获过程（$i$ -过程）一致，该过程在后AGB阶段期间由极晚期热脉冲（VLTP）激活，并且其特征在于中子密度远高于$s$ -过程。这两种颗粒可能是在后AGB恒星周围凝聚而成的。最后，我们报告了两个$p$过程同位素，$^{130}$ Ba和$^{132}$ Ba，在单个SiC颗粒的丰度。这些同位素在AGB星的$s…
2014-03-18 astro-ph.SR
Photochemical origin of SiC$_2$ in the circumstellar envelope of carbon-rich AGB stars revealed by ALMA
本研究通过ALMA观测三颗富碳AGB星的SiC$_2$谱线，发现其呈环状壳层分布，证明其为星周包层光化学反应生成的子分子，为相关化学模型提供参考。
2023-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Primary 16O as a Neutron Poison in AGB stars and Fluorine primary production at Halo Metallicities
Torino小组迄今为止在s-后处理AGB代码中发现的一个历史错误迫使我们重新考虑13 C（a，n）16 O反应产生的13 C口袋中的初级16 O的作用，作为Halo金属丰度的s-元素积累的重要中子毒物。该效应仅在最高13 C-囊袋效率（情况ST*2和ST）下是明显的。对于银河系盘金属丰度来说，bug效应可以忽略不计。对其它原生同位素（~（12）C、~（22）Ne及其子体）的中子毒性效应进行了比较分析。质子捕获的效果，14 N（n，p）14 C，提高了氟的Halo AGB星的初级生产，[F/Fe]与[C/Fe]相当，而不影响s-元素的生产。
2010-05-17 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$3.4\times 10^{-3}~M_{\odot…
2017-02-13 astro-ph.SR
Correlated Strontium and Barium Isotopic Compositions of Acid-Cleaned Single Silicon Carbides from Murchison
我们提出了锶，钡，碳，硅同位素组成的61酸清洗presolar碳化硅颗粒从默奇森。与以前的数据比较表明，酸洗在去除锶和钡污染方面非常有效。首次，通过使用相关的$^{88}Sr$ / $^{86}Sr$和主流SiC颗粒中的$^{138}Ba$ / $^{136}Ba$比，我们能够解决$^{13}C$浓度的影响，从$^{13}C$口袋质量的s-过程核合成，这指向存在大$^{13}C$口袋与低$^{13}C$浓度在AGB星。具有各种相对低的$^{13}C$浓度的这种大的$^{13}$ R-口袋的存在似乎需要在主流SiC晶粒的母AGB星中进行多次混合过程。
2015-01-23 astro-ph.SR
Magnetic-buoyancy-induced mixing in AGB Stars: fluorine nucleosynthesis at different metallicities
渐近巨星分支（AGB）恒星被认为是银河系氟收支的最重要贡献者之一。虽然在接近太阳的金属丰度观测和理论一致，在较低的金属丰度恒星模型高估了氟生产相对于重元素。我们目前的${}^{19}$ F核合成结果的一组AGB模型具有不同的质量和金属，其中磁浮力作为驱动过程的${}^{13}$ C中子源（所谓的${}^{13}$ C口袋）的形成。我们发现，${}^{19}$ F主要产生的结果，涉及二次${}^{14}$ N在对流热脉冲的核合成，从${}^{14}$ N存在于${}^{13}$ C口袋区域的贡献可以忽略不计。因此防止了大量${}^{19}$ F的产生，导致较低的氟表面丰度。因此，AGB恒星模型与磁浮力引起的混合在对流信封的基础上，以及同意与现有的氟光谱测量在低和接近太阳的金属丰度。
2021-06-15 astro-ph.SR
Discovery of SiC and Iron Dust Around AGB Stars in the very Metal-Poor Sextans A Dwarf Galaxy with JWST: Implications for Dust Production at High Redshift
本文利用 JWST 在极贫金属的六分仪座 A 矮星系中首次发现 AGB 星周围的 SiC 和金属铁尘埃，并通过拟合 M 型星红外超约束其铁尘埃产量，揭示高红移下 AGB 星可能早在形成后 30–50 Myr 即与超新星竞争尘埃产生。
2025-07-22 astro-ph.SR
Slow Neutron-Capture Process: Low-mass AGB stars and presolar silicon carbide grains
太阳前颗粒是在恒星风或太阳系形成前死亡的古老恒星爆炸中形成的微观尘埃颗粒。大部分（约90%）的太阳前碳化硅（SiC）颗粒，包括主流（MS），Y和Z型，来自低质量的富C渐近巨星分支（AGB）星，这是由AGB星的拱星信封中观察到的SiC尘埃的无处不在的存在和这些颗粒中保存的慢中子捕获过程的签名支持。在这里，我们回顾了太阳前AGB SiC颗粒的重元素同位素研究的重点和突出的重要性，太阳前颗粒的核天体物理研究的状态。我们讨论了不同类型的核的灵敏度不同的AGB恒星参数和它们的丰度在太阳前AGB SiC颗粒可以用来提供独立的，详细的恒星参数，包括13 C的形成，恒星温度和核反应率的限制。
2022-06-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Do meteoritic silicon carbide grains originate from asymptotic giant branch stars of super-solar metallicity?
我们比较文献数据的Zr，Sr和Ba的同位素比分析单陨石星尘碳化硅（SiC）颗粒的新预测的慢中子捕获过程（S过程）中富含金属的渐近巨星分支（AGB）恒星。模型具有初始金属丰度Z = 0.014（太阳）和Z = 0.03（两倍太阳）和初始质量2 - 4.5 Msun，选择为例如实现形成SiC的条件C/O>1。由于Fe丰度较高，两次太阳金属丰度模型导致13 C（α，n）16 O中子源释放的总自由中子数较低。此外，最高质量（4 - 4.5 Msun）的AGB星的金属丰度是太阳的两倍，其22 Ne（α，n）25 Mg中子源的激活比太阳的金属丰度更温和，这是由于更高的不透明度导致的温度更低。它们的13 C中子源也比低质量模型少，这是因为它们的富氦区较小。这些不同的影响的组合，使我们的AGB模型的两次太阳金属丰度，以提供一个匹配的SiC数据，而不需要考虑的13 C中子源的功能，也没有中子捕获过程的变化大的过程中不同的s过程。这就提出了一个问题，如果AGB的母星的陨石SiC颗粒实际上是平均太阳的两倍金属量。由于银河系的化学演化，同一颗粒中比太阳更大的Si和Ti同位素比值与超太阳金属量恒星的起源定性一致。此外，SiC尘埃质量从富C AGB星喷出的预测显着增加金属丰度。
2018-04-26 astro-ph.SR
Modeling the formation of the $^{13}$C neutron source in AGB stars
AGB模型中不确定性的一个主要来源是氢的部分混合过程，这是形成所谓的$^{13}$ C口袋所必需的。在试图获得这种物理过程的自洽处理中，有磁浮力的2D和3D模拟。由磁浮力引起的混合所产生的$^{13}$ C口袋在比迄今为止假设的更大的区域上延伸，显示出几乎平坦的$^{13}$ C分布和可忽略的$^{14}$ N量。最近，它已被证明是一个很好的候选人匹配的同位素丰度比记录的$s$ -元素在前太阳SiC颗粒。然而，到目前为止，这种磁混合只应用于后处理计算，从未在恒星演化代码中实现。在这里，我们提出了新的恒星模型，执行与1-D流体静力学FUNS进化代码，其中包括磁浮力。我们评论由此产生的$s$过程的分布和光谱观测和太阳前颗粒测量的初步比较。
2020-04-06 astro-ph.SR
AGB stars and presolar grains
在陨石中发现的太阳前物质中，发现了丰富的AGB起源的SiC和Al $_{2}$ O $_{3}$颗粒，它们记录了C、N、O、$^{26}$、Al和s元素的同位素比值，这些比值在限制AGB星\cite{zin,gal}的核合成模型中被证明是非常有价值的。特别是，当这些比率在SiC颗粒中测量时，它们清楚地揭示了它们在冷却AGB拱星包层中的普遍起源，并提供了有关核合成位点（结构内部深处的H和He燃烧层）的局部物理和条件的信息。在为SiC数据的主要部分（所谓的{ \it主流}数据）确定的性质中，我们提到了大范围的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，延伸到太阳值\cite{mar}以下，以及$^{12}$ C/ $^{13}$ C比$\gtrsim$ 30。相反，其他类别的谷物显示出较低的碳同位素比（$\gtrsim 10$）和氮同位素的巨大分散，其中$^{15}$ N过量。在相同的颗粒中，目前由慢中子捕获提供的同位素揭示了这一过程的特征模式，其效率略低于解释太阳主要s过程成分所需的效率。在氧化物晶粒中，特别是Al $_{2}$ O $_{3}$晶体中可以发现互补约束。在这里，氧同位素和$^{26}$ Al的含量对于澄清已知影响演化的低质量恒星的部分混合过程具有特别重要的意义。成功的数据建模，以及在解释一些提到的同位素比率，通过目前的核合成模型的问题进行了简要概述。
2013-12-23 astro-ph.SR
Sensitivity study for s process nucleosynthesis in AGB stars
在本文中，我们提出了一个大规模的灵敏度研究的主要组成部分的$s$过程中的反应速率。本研究的目的是确定所有的利率，这对$s$过程的丰度分布和三个最重要的生产率的每种同位素的全球影响。我们已经进行了辐射$^{13}$ C口袋和对流热脉冲，在AGB星的$s$过程的网站的敏感性研究。我们确定了22个率，这对AGB星的$s$过程丰度的影响最大。
2016-02-15 astro-ph.SR
Application of a Theory and Simulation based Convective Boundary Mixing model for AGB Star Evolution and Nucleosynthesis
AGB星的$s$过程核合成依赖于对流边界的模拟。我们提出的模型和S-过程模拟，采用的对流边界的水动力学模拟的结果的基础上，由于在对流边界附近的重力波的混合理论的治疗。流体动力学模拟表明，在热脉冲驱动的对流区底部存在对流边界混合（CBM）。同样，对流诱导的混合过程中提出的混合低于对流信封在第三次疏浚，在AGB星的s过程的13 C口袋的形式。在这项工作中，我们应用CBM模型的模拟和理论的模型与初始质量$M = 2$和$M = 3M_\odot$，并与初始金属含量Z = 0.01和Z = 0.02。如前所述，在脉冲驱动对流区底部，CBM增加了12 C和16 O的He-壳层间丰度。这种混合影响$^{22}Ne(α,n)^{25}Mg$活化和13 C-袋中的s-过程效率。在我们的模型中，在第三次疏浚期间对流包络底部的CBM代表重力波混合。我们进一步考虑到，流体动力学模拟表明，混合效率下降已经从对流边界的压力标度高度，混合长度理论相比。我们获得了质量为$\approx 10^{-4}M_\odot$的13 C-口袋的形成。最终的$s$ -过程丰度的特征在于0.36 < [s=Fe] < 0.78，重-轻s-过程比为0.23 < [hs=ls] < 0.45。最后，我们比较了我们的结果与恒星观测，太阳前颗粒测量和以前的工作。
2016-05-19 astro-ph.SR
A comparative study on three modes of s-process nucleosynthesis in extremely metal-poor AGB stars
研究极贫金属AGB恒星中三种s-过程核合成模式，发现对流13C与22Ne模式结合可解释CEMP恒星观测到的s-过程元素增丰范围。
2023-10-23 astro-ph.SR
New constraints on the major neutron source in low-mass AGB stars
我们比较了更新的都灵后处理渐近巨星分支（AGB）核合成模型计算与同位素组成的主流SiC尘埃颗粒从低质量AGB星。在数据模型比较的基础上，我们对氦层间壳层的主要中子源13 C（α，n）16 O提出了新的约束条件。我们发现，文献镍，锶，钡晶粒数据只能一贯解释的托里诺模型计算，采用最近提出的磁浮力诱导的13 C-口袋。这一观察结果提供了强有力的支持的建议，深度混合的H到He intershell在低13 C浓度作为一个结果，有效的运输H通过磁管。
2018-08-10 astro-ph.SR
Chemical equilibrium in AGB atmospheres: Successes, failures, and prospects for small molecules, clusters, and condensates
化学平衡已被证明对预测AGB大气的化学成分非常有用。在这里，我们使用最近开发的代码和更新的热化学数据库，包括涉及34个元素的气体和凝聚态物质，计算AGB大气的M-，S-和C-型恒星的化学平衡组成。我们包括第一次TixCy集群，与x = 1-4和y = 1-4，并选择较大的集群范围高达Ti 13 C22，热化学数据从量子化学计算。我们发现，在一般的化学平衡再现所观察到的丰度的母分子在拱星信封的AGB星。然而，对于某些母体分子，存在不同数量级的严重差异：M型恒星中的HCN、CS、NH3和SO2，S型恒星中的H2O和NH3，以及C型恒星中的H2O、NH3、SiH 4和PH 3。一些尚未在AGB大气中观测到的分子，如SiC 5、SiNH、SiCl、PS、HBO，以及含金属的分子MgS、CaS、CaOH、CaCl、CaF、ScO、ZrO、VO、FeS、CoH和NiS，是ALMA等天文台探测的良好候选者。预测的第一个冷凝物是碳，TiC和SiC在富C的气氛和Al 2 O 3在富O的流出。粉尘最可能的气相前体是乙炔、碳原子和/或碳粉尘的C3，SiC粉尘的SiC 2和Si 2C，以及Al 2 O3粉尘的原子Al和AlOH、AlO和Al 2 O。在TiC粉尘的情况下，原子Ti可能是钛的主要供应者。然而，化学平衡预测，集群，如Ti 8 C12和Ti 13 C22成为钛的主要水库，在该地区的原子Ti的代价…
2020-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
J-type carbon stars: A dominant source of 14N-rich presolar SiC grains of type AB
我们报道了27个新的太阳前SiC颗粒的Mo同位素数据，包括12个富14 N的AB（14 N/15 N>440，AB 2）和15个主流（MS）颗粒，以及它们的相关Sr和Ba同位素比值。直接比较MS颗粒的数据，这来自低质量的渐近巨星分支（AGB）恒星与大的s-过程同位素增强，与AB 2颗粒的数据表明，AB 2颗粒显示近太阳的同位素组成，缺乏s-过程增强。AB 2颗粒的Sr、Mo和Ba同位素组成接近正常，这清楚地排除了AGB星的再次碰撞，因为在AGB星中发生了中间中子俘获过程（i-过程）。另一方面，低质量的CO新星和早期的R-和J-型碳星显示13 C和14 N过剩，但没有s-过程增强，因此是AB 2颗粒的潜在恒星源。由于早期的R型碳星和CO新星都是罕见的天体，因此大量的J型碳星（占所有碳星的10-15%）可能是AB 2颗粒的主要来源。
2017-07-01 astro-ph.SR
Tungsten isotopic compositions in stardust SiC grains from the Murchison meteorite: Constraints on the s-process in the Hf-Ta-W-Re-Os region
我们报告的第一个钨同位素测量星尘碳化硅（SiC）颗粒回收默奇森碳质球粒陨石。同位素182 W、183 W、184 W、186 W和179 Hf、180 Hf在聚集体（KJB部分）和单个星尘SiC颗粒（LS+LU部分）上进行了测量，这些颗粒被认为是在低质量富碳渐近巨星分支（AGB）恒星的流出物中凝聚的，具有接近太阳的金属丰度。SiC聚集体在182 W/184 W和183 W/184 W比率中显示出与地球（=太阳）成分的小偏差，182 W和183 W相对于184 W存在不足。然而，186 W/184 W的比值与太阳值没有明显的偏差。在单一主流星尘SiC颗粒中的钨同位素测量显示低于太阳能的182 W/184 W、183 W/184 W和186 W/184 W比率。我们比较了SiC的数据与理论预测的W同位素比率的演化在信封的AGB星。这些比值受慢中子俘获过程的影响，并与SiC的182 W/184 W、183 W/184 W和179 Hf/180 Hf同位素组成数据相匹配，尽管需要对183 W的s-过程生产进行小幅调整，以使SiC数据与模型预测之间更好地一致。该模型不能解释在SiC颗粒中观察到的186 W/184 W比率，即使当前185 W中子俘获截面增加两倍。需要进一步研究，以更好地评估模型的不确定性（例如，13 C中子源的形成、质量损失定律、第三次挖掘的建模以及22 Ne中子源的效率）可…
2011-10-21 astro-ph.SR
s-Processing from MHD-induced mixing and isotopic abundances in presolar SiC grains
在过去的几年中，观测证据表明，从Sr到Pb的s过程元素是由所谓的渐近巨星分支（或AGB）上升的恒星产生的，不能用自洽模型来解释，迫使研究人员进行广泛的参数化。关键的一点是要了解质子如何从包层注入富氦层，形成13 C，然后激活13 C（a，n）16 O反应。直到最近，解决这个问题的尝试才开始考虑定量的基于物理的混合机制。其中，等离子体中的MHD过程被认为是通过磁浮力产生质量输运。在这个框架内，我们比较了低质量AGB星（M<= 3 Mo）的核合成模型的结果，从MHD方案，与前太阳SiC颗粒中的S-元素的同位素丰度比的记录，这被证明是提供精确的限制13 C水库。我们发现，由磁致混合驱动的n-捕获确实可以很好地解释SiC数据，这是由于我们的13 C分布相当准确地满足上述约束。我们建议现在应该使用不同的物理模型进行类似的测试。这样的比较确实会决定性地提高我们对中子源形成的理解。
2017-11-08 astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of low mass AGB stars
经历周期性第三次挖掘事件的热脉冲AGB恒星的包络线富含轻元素和重元素，涉及p，α和n的复杂内部核合成的灰烬捕获了数百种稳定和不稳定的同位素。本文提出了低质量AGB星（2 Msun）的新模型，其金属丰度范围在Z=0.0138（太阳）和Z=0.0001之间。主要特点是：i）一个完整的核网络（从H到Bi）耦合到恒星演化代码，ii）质量损失-周期-光度关系，基于长周期变量的可用数据，ii）C-和/或N-增强的混合物的分子和原子不透明度，适合于第三次挖掘引起的包层的化学修改。对于每个模型的物理和化学演变的详细描述，此外，我们提出了一套统一的产量，全面的所有化学物种（从氢到铋）。主要的核合成位点是薄的13 C口袋，它形成于每三个疏浚事件后的核心-包膜过渡区。这13 C口袋的形成是引入一种新算法的主要副产品，该算法在对流包络的内边界处形成对流元素的速度分布：详细讨论了该算法的物理基础和校准。不同模型的最终表面组成反映了不同恒星星族的AGB星的初始铁种子含量和物理结构的差异。在不同的[Fe/H]条件下，本征C星的[hs/ls]指数与观测值基本一致。
2009-02-06 astro-ph.SR
Dust from AGBs: relevant factors and modelling uncertainties
基于质量在$1$ M $_{\odot} \leq$ M $\leq 8$ M $_{\odot}$和金属丰度在$0.001 < Z <0.008$范围内的恒星的完整演化模型，讨论了渐近巨星分支恒星风中尘埃的形成过程.尘埃颗粒被认为是形成在一个各向同性膨胀风，通过增长的预先存在的种子核。对流，对流边界的处理和所采用的模式化的效率，原来是用于计算进化序列的物理成分，对所获得的结果的影响最大。低质量恒星M $\leq 3$ M $_{\odot}$产生碳型尘埃，也有碳化硅的痕迹。形成的固体碳的质量与金属丰度相当无关，从初始质量为$1-1.5$ M $_{\odot}$的恒星的几个$10^{-4}$ M $_{\odot}$到初始质量为M $\sim 2-2.5$ M $_{\odot}$的恒星的$\sim 10^{-2}$ M $_{\odot}$;尘埃粒子的大小在$0.1 μ$ m $\leq a_C \leq 0.2μ$ m之间。相反，碳化硅（SiC）的生产取决于金属度。对于$10^{-3} \leq Z \leq 8\times 10^{-3}$，SiC晶粒的尺寸在$0.05 μ{\rm m} < {\rm a_{SiC}} < 0.1 μ$ m范围内变化，而形成的SiC的质量为$10^{-5}{\rm M}_{\odot} < {\rm M_{SiC}} < 10^{-3}{\…
2014-01-07 astro-ph.SR
Formation of SiC Grains in Pulsation-Enhanced Dust-Driven Wind Around Carbon Rich Asymptotic Giant Branch Stars
我们调查的碳化硅（SiC）颗粒的形成的框架中的尘埃驱动的风周围脉动的富碳渐近巨支（富C AGB）的恒星，以揭示不仅数量，而且尺寸分布。两种情况下被认为是成核过程中，一个是LTE的情况下，其中的振动温度的SiC簇$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
Post-AGB stars in the Magellanic Clouds and neutron-capture processes in AGB stars
我们探索修改目前的情况下，慢中子捕获过程中的渐近巨星分支（AGB）的恒星，以解释铅缺乏后AGB星的低金属丰度（[Fe/H] ~ -1.2）和低初始质量（~ 1 - 1.5 Msun）在大，小麦哲伦云。我们计算了一颗[Fe/H]=-1.3的1.3 Msun恒星的恒星演化和核合成，并测试了导致13 C口袋和质子摄入方案中主要中子源产生的不同质子数量和分布。没有s过程模型可以完全再现在后AGB恒星中观察到的丰度模式。当Pb产量降低时，Eu和Pb之间的元素（例如Er、Yb、W和Hf）的丰度也降低至低于所观察到的丰度。中子俘获过程的中子密度介于s和快速中子俘获过程之间，这可能是解决这个问题的一种方法，并且在低质量、低金属丰度的AGB星中很常见。
2015-09-11 astro-ph.SR
The complex dust formation zone of the AGB star IRC+10216 probed with CARMA 0.25 arcsec angular resolution molecular observations
我们目前的低光谱分辨率分子干涉观测在1.2毫米获得的毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）对富C AGB星IRC+10216。我们绘制了几条线的发射的SiS，H13 CN，SiO，和SiC 2的基态和第一激发振动态的高角分辨率为0.25 arcsec。这些观测使我们能够部分地分辨出距离恒星小于50恒星半径（R*）的包层的辐射，在那里恒星风主要是加速的。分子发射的结构已被建模与三维辐射传输代码。用一组排列在5 ~ 20 R* 之间的脉泽发射弧最好地再现了SiS（v=0，J=14-13）线的发射。H13 CN相对于H2的丰度从1-5 R* 下的8 e-7降低到20 R* 下的3e-7。在1 ~ 5 R* 之间的壳状区域中，SiO的观测值用丰度<2 e-8来解释。此时，SiO丰度急剧增加，直至（2-3）e-7。在20 ~ 50 R* 之间，SiO的振动温度在正东北方向增加2倍。SiC 2在恒星表面形成，其丰度为8 e-7，在20 R* 时下降到8 e-8，可能是由于尘埃颗粒的耗尽。在H13 CN，SiO和SiC 2的丰度分布中发现了几种不对称性，它们在信封的探索区域中定义了三个显着的方向（东北，西南偏南和东南）。这些分子的红移和蓝移发射之间存在一些差异，表明它们的丰度分布沿视线存在额外的不对称性。
2014-09-19 astro-ph.SR
Isotopic Compositions of Ruthenium Predicted from the NuGrid Project
钌（Ru）的同位素组成测量从前太阳能碳化硅（SiC）颗粒。在一个流行的场景中，太阳前SiC颗粒形成于渐近巨星分支（AGB）恒星的外围，以恒星风的形式离开恒星，并加入太阳前分子云，从而形成太阳系。Ru同位素在恒星内部形成，在AGB阶段移动到恒星表面，并被锁定在SiC颗粒中。在这种情况下，我们分析了NuGrid数据，该数据提供了一组初始质量和金属丰度范围广泛的恒星的Ru同位素在恒星风中的丰度。我们应用C>O（碳丰度大于氧丰度）条件，这是通常采用的SiC在恒星风中形成的条件。NuGrid的数据证实，SiC颗粒不会在大质量恒星的风中形成。低质量恒星风中Ru的同位素组成可以解释测量结果。我们发现低金属丰度（Z=0.0001）的低质量恒星（$1.65~M_\odot$和$2~M_\odot$）可以解释大部分Ru的同位素组成。我们确认，丰富的${^{99}}$ Ru内的前太阳晶粒包括从原位衰变的${^{99}}$ Tc的贡献。我们还验证了我们的结论，通过比较的同位素组成的Ru集成在所有的脉冲与计算在个别脉冲。
2021-11-05 astro-ph.SR
Interpretation of CEMP(s) and CEMP(s + r) Stars with AGB Models
渐近巨星分支（AGB）星在其热脉冲阶段的s-过程核合成中起着重要的作用。通过AGB模型在不同质量、s-过程效率、稀释因子和初始r-富集度下获得的理论预测，与从文献中收集的富含s-过程元素的碳增强贫金属星CEMP（s）的光谱观测进行了比较。我们在这里讨论五颗恒星作为例子，CS 22880-074，CS 22942-019，CS 29526-110，HE 0202-2204和LP 625-44。所有这些物体都位于主序星或巨相上，显然在TP-AGB阶段之前：来自AGB伴星的质量转移假设可以解释所观察到的s过程增强。CS 29526-110和LP 625-44是CEMP（s+r）天体，并假设形成双星系统的分子云已经因SNII污染而富含r过程元素。在几种情况下，所观察到的s-过程分布可以解释为AGB模型的不同初始质量与适当的13 C-口袋效率和稀释因子。Na（和Mg），通过中子捕获链从22 Ne开始产生，可以提供初始AGB质量的指标。
2009-09-18 astro-ph.SR
Observational evidence for composite grains in an AGB outflow: MgS in the extreme carbon star LL Peg
碳星中宽30 μm的特征通常归因于MgS尘埃颗粒。然而，用均匀的MgS颗粒复制30 μm的特征将需要相对于太阳丰度更多的硫。MgS的直接气相冷凝以低效率发生。MgS在SiC前体晶粒上的沉淀提供了更有效的形成机制，使得均匀MgS晶粒的假设可能不正确。利用基于Monte Carlo的辐射转移程序，我们的目标是模拟含有MgS尘埃颗粒的极端碳星LL Peg的30 μm特征。我们发现，对于LL Peg，该模型对λ< 10 μm处未知的MgS光学性质不敏感。当MgS被允许与无定形碳和SiC热接触时，再现30 μm特征强度所需的MgS量与太阳的硫丰度一致，从而解决了报道的MgS质量问题。我们的结论是，MgS是一个有效的候选人是载体的30 μm功能时，它是一个复合颗粒人口的一部分，具有光学性能代表的合奏颗粒形状。
2012-07-06 astro-ph.SR
Nucleation of small silicon carbide dust clusters in AGB stars
碳化硅（SiC）颗粒是富碳AGB星的主要尘埃成分。然而，这些颗粒的形成途径尚未完全了解。我们通过模拟退火（SA）和Monte Carlo模拟种子结构以及随后的密度泛函量子力学计算，计算了（SiC）$_n$，$n=1,16$团簇的基态和能量低的结构.我们导出了这些星团的红外光谱，并将红外特征与观测和实验室数据进行了比较。根据能量方面的考虑，我们评估了SiC团簇在几种密度和温度下生长的可行性，表征了星周包层中的各种位置和演化状态。我们发现了Si $_{4}$ C $_{4}$、Si $_{5}$ C $_{5}$、Si $_{15}$ C $_{15}$和Si $_{16}$ C $_{16}$的新的能量低的结构，以及Si $_{10}$ C $_{10}$和Si $_{15}$ C $_{15}$的新的基态。具有碳分离子结构的团簇比具有交替Si-C键的块状异构体更稳定4-9 eV。然而，我们发现基态与笼（“巴基”样）的几何形状为Si $_{12}$ C $_{12}$和Si $_{16}$ C $_{16}$和低洼，稳定的笼结构n $\ge$ 12。后者的研究结果表明，因此，从小集群，以及从大规模的晶体不同的集群大小的制度。因此，由于它们的稳定性和几何形状，后者的集群可能标志着从量子限制集群制度的晶体，固体块状材料的过渡。计算的基态SiC团簇的振动红外光谱显示出明显的发射。它们包括1…
2017-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar yields and abundances: new directions from planetary nebulae
行星状星云保留了在前一个AGB阶段发生的核合成和混合事件的特征。观测特征补充了AGB和后AGB恒星及其双星伴星的观测。行星状星云中比铁重的元素Kr和Ba的丰度可以分别与AGB星中Sr/Y/Zr和Ba/La/Ce的丰度进行互补，从而确定AGB星中慢中子俘获过程（s过程）的运行情况。此外，对I型行星状星云中Rb丰度的观测可能使我们能够推断出中心恒星的初始质量。陨石星尘碳化硅（SiC）颗粒中存在的几种惰性气体成分与行星状星云阶段期间与来自中心恒星的快速风有关的高能环境中的尘埃颗粒中的注入有关。
2017-03-01 astro-ph.SR
Metal-rich carbon stars in the Sagittarius Dwarf Spheroidal galaxy
本文介绍了用\it斯皮策太空望远镜对人马座矮球状星系（Sgr dSph）中六颗富碳AGB星和两颗前景银河系碳星的光谱观测结果。观测到的C $_2$ H $_2$和SiC特征的能带强度与在银河系AGB星中观测到的非常相似。的金属度估计从乙炔光学深度和SiC功能的强度之间的经验关系。金属丰度高于大麦哲伦星云，接近银河系。虽然高金属丰度可能意味着大约1 Gyr的年龄，但对于尘埃AGB恒星，脉动周期表明年龄超过2或3 Gyr。我们用DUSTY辐射转移模型拟合了观测到的恒星的光谱，并确定它们的尘埃质量损失率在1.0- 3.3 $\times 10^{-8} $ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的范围内。银河系前景的两颗富碳AGB恒星位于太阳圈的远端，在银河系中心之外。这两颗星中的一颗在我们目前的本星系群样本中显示出最强的SiC特征。
2009-03-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
Infrared two-colour diagrams for AGB stars using AKARI, MSX, IRAS and NIR data
利用Suh & Kwon（2009）修订的AGB星表，我们给出了银河系中3003颗富O星、1168颗富C星、362颗S型星和35颗硅酸盐碳星的各种红外双色图（2CD）。对于新目录中的每个对象，我们通过从IRAS PSC中的位置信息中找到最近的一个来交叉识别AKARI，MSX和2 MASS对应物。对于大样本的AGB星，我们提出了红外双色图使用IRAS（PSC），AKARI（PSC和BSC），MSX（PSC）和近红外（K和L波段，包括2 MASS数据在KS波段）数据的基础上的尘埃壳和/或中央星的化学不同类别的AGB星。AGB星的红外2CD光谱可以提供有关尘埃包层和中心星的结构和演化的有用信息。在2CD上，我们绘制了理论辐射转移模型结果随尘埃壳光学厚度增加的轨迹。将新的2CD上的观测与理论模型进行比较，我们发现基本模型的轨迹与密集的观测点大致吻合。一般来说，我们可以用无定形硅酸盐、无定形碳、SiC和SiO2的尘埃不透明度函数的理论模型来解释各种2CD上的富O和富C AGB星的观测。对于富氧AGB星，我们发现，使用的模型，以及硅酸盐可以提高与观测的拟合。
2011-07-20 astro-ph.SR
Barium Stars: Theoretical Interpretation
钡星是外生的渐近巨星分支（AGB）星。它们呈现出AGB星和后AGB星的s-增强特征，但处于较早的演化阶段（主序星矮星、次巨星、红巨星）。它们被认为是在双星系统中形成的，在双星系统中，一个质量更大的伴星演化得更快，在它的AGB阶段产生了s元素，通过恒星风污染了现在的钡星，成为一颗白矮星。这里分析了Allen & Barbuy（2006）和Smiljanic等人（2007）的钡星样本。在高分辨率和高S/N下获得两种样品的光谱。我们将这些观察结果与使用不同初始质量和13 C口袋效率分布的AGB核合成模型进行了比较。一旦找到整个元素丰度分布的一致解决方案，就应用适当的稀释因子。这种稀释的解释是，从AGB转移到现在观察到的恒星的富S物质与吸积体的信封混合。我们还分析了质量转移过程，得到了已知轨道周期的巨星和亚巨星的风速。我们发现的证据表明，温盐混合作用的内部主序星矮星，我们提出了一种方法来估计其深度。
2009-09-30 astro-ph.SR
s-Process in Low Metallicity Stars. I. Theoretical Predictions
在星系晕中观测到大量富含s过程元素的碳增强贫金属星（CEMP-s）。这些低质量恒星（M ~ 0.9 Msun）位于主序星或红巨星阶段，并且不经历第三次疏浚（TDU）事件。s-过程的增强最可能是由于在一个双星系统中，在渐近巨星分支（AGB）阶段（现在是一颗白矮星）时，一个更大质量的伴星吸积的结果。为了解释的光谱观测，更新的AGB模型需要详细遵循的s-过程核合成。我们目前的核合成计算的基础上获得的AGB恒星模型与FRANEC（弗拉斯卡蒂-拉夫森-牛顿演化代码）的低初始恒星质量和低金属丰度。对于一个给定的金属丰度，广泛传播的s-过程元素的丰度是通过改变13 C的量和它的配置文件中的口袋，其中13 C（a，n）16 O反应是主要的中子源，释放中子在辐射条件下，在脉冲间阶段。我们还占第二个中子源22 Ne（a，n）25 Mg，部分激活对流热脉冲。我们讨论了从碳到铋的元素的表面丰度，对于初始质量M = 1.3 - 2 Msun的AGB模型，低金属丰度（[Fe/H]从-1到-3.6）和不同的13 C-口袋效率。特别是，我们分析了三个S-过程峰的相对行为：轻-S（LS在幻中子数N = 50），重-S（HS在N = 82）和铅（N = 126）。需要两个s-过程指标[hs/ls]和[Pb/hs]来描述s-过程分布。在在线材料中，我们提供了一组带有表面预测的数据表。...
2010-02-11 astro-ph.SR
Evolution and Nucleosynthesis of AGB stars in Three Magellanic Cloud Clusters
本文给出了麦哲伦星系团NGC 1978、NGC 1846和NGC 419中渐近巨星分支（AGB）恒星的演化序列。这三个星团的新恒星模型与观测到的巨分支的有效温度、富氧到富碳的过渡光度和AGB尖端光度相匹配。一个主要的发现是，大量的对流过冲（高达3个压力标度高度），需要在第三次疏浚期间的对流信封的基础上，以获得正确的富氧富碳过渡光度。恒星演化序列被用作详细的核合成计算的输入。对于NGC 1978和NGC 1846，我们将我们的模型结果与观测得出的碳和氧丰度进行了比较。我们发现，需要额外的混合过程（额外的混合）来解释所观察到的丰度模式。对于NGC 1846，我们得出结论，非对流额外混合过程中所需的RGB和AGB，与以前的研究一致。对于NGC 1978，通过假设壳层间区域的物质同时含有高丰度的C和O，可以解释富O和富C AGB星的C/O和12 C/13 C丰度。这可能发生在热脉冲期间，当在闪光驱动的对流袋的内边缘处的对流过冲将C和O从核心疏通到中间壳层时。对于NGC 419，我们提供了我们预测的模型丰度值，虽然目前还没有发表的观测到的丰度在这个集群中的AGB星的研究。
2011-11-09 astro-ph.SR
Heavy Element Abundances in Presolar Silicon Carbide Grains from Low-Metallicity AGB Stars
原始陨石含有少量的太阳前矿物质，这些矿物质形成于演化恒星的风中或恒星爆炸的喷出物中。碳化硅是研究得最好的太阳前矿物。根据其同位素组成，它被分为不同的群体，具有不同的起源：最丰富的是主流颗粒，被认为来自1.5-3 Msun AGB恒星，大致太阳金属性。稀有的Y和Z颗粒也可能来自1.5-3 Msun的AGB恒星，但金属丰度为太阳系的0.3- 0.5倍。在这里，我们报告的C和Si同位素和微量元素（Zr，Ba）的个人，亚微米尺寸的SiC颗粒的研究。最引人注目的结果是：（1）Y和Z晶粒中的Zr和Ba浓度高于主流晶粒中的Zr和Ba浓度，相对于Si和太阳的富集分别高达70 x（Zr）和170 x（Ba）。(2)对于Y和Z晶粒，Ba浓度与s过程Si的量之间存在正相关性。这种相关性很好地解释了2-3 Msun AGB星的预测，金属丰度为0.3-0.5x太阳。这证实了低金属量恒星是Y和Z颗粒最有可能的恒星来源。
2009-09-18 astro-ph.SR
On the Need for Deep Mixing in AGB Stars of Low Mass
低质量红巨星的光球显示出CNO同位素丰度，这是不能令人满意的典型恒星模型。对这些同位素的测量以及对星周起源的前太阳颗粒中的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al比率的测量也是如此。在红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）阶段都发生的非对流混合是通常用来解释上述证据的解释。最近，人们对AGB上这种混合现象的必要性提出了质疑，并且认为通常归因于它们的化学异常是在早期阶段形成的。因此，我们重新计算了RGB和AGB阶段低质量恒星的额外混合效应，以验证上述说法。我们的研究结果与之相矛盾，我们实际上证实，缓慢的传输下面的对流信封也发生在AGB。这主要是由氧同位素混合物和前太阳氧化物颗粒的$^{26}$ Al含量所要求的。其他证据也存在，特别是银河系和大麦哲伦星系中N型或C（N）型碳星的同位素比率，以及AGB起源的SiC颗粒。我们进一步表明，当额外的混合发生在RGB阶段的人口I星以上约1.2 $M_{\odot}$，这消耗$^3$他的信封，可能防止发生的AGB上的热盐扩散。因此，我们认为，其他额外的混合机制应该是积极的，在这些最后的进化阶段。
2010-05-19 astro-ph.SR
The surprisingly carbon-rich environment of the S-type star W Aql
W Aql是一颗渐近巨星分支（AGB）星，大气元素丰度比C/O $\approx$ 0.98，星周分子丰度介于M型（C/O $<$ 1）和C型（C/O $>$ 1）AGB星之间。这种中间状态被认为是典型的S-型恒星，虽然我们的理解，其拱星包层（CSE）的化学成分目前相当有限。我们在159-268 GHz的频率范围内进行了观测与APEX望远镜，并通过比较现有的光谱对一些研究良好的AGB星和旋转图分析的基础上的情况下，SiC 2的丰度估计。我们的结论是，W Aql的CSE似乎相当接近的C型AGB星比M型AGB星。特别是，我们检测到C2 H，SiC 2，SiN和HC 3 N的发射，这些分子以前只检测到C型恒星的CSE。这一结论，基于化学的气体成分的CSE，进一步支持在文献中的报告存在的大气分子带和光谱特征的尘埃物种典型的C型AGB星。虽然我们的观测主要是在CSE的外部区域跟踪物种，我们的结论与最近的S型恒星内部风的化学平衡模型密切相关：S型恒星的大气和星周化学可能更接近于C型AGB恒星，而不是M型AGB恒星。需要对S型星的星周气体化学进行进一步的观测研究，以确定其对大气C/O的依赖性。AGB星的CSE的非平衡化学模型需要解决特定类型的S型星和由大气C/O的范围引起的化学变化。
2020-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Multielement Isotopic Compositions of Presolar SiC Grains: Implications for Their Stellar Origins
我们报告NanoSIMS硅和镁铝同位素数据（和C，N，和Ti同位素数据时，可用）85亚微米至微米级的前太阳SiC颗粒从CM 2默奇森陨石，包括60 MS，8 AB 1，8 X，7 AB 2，和2 Y颗粒。MS和Y晶粒数据表明：（1）C和N污染主要表现为表面污染，需要充分的预溅射以暴露干净的晶粒表面以获得本征C和N信号;（2）Mg和Al污染表现为相邻的晶粒和边缘，高分辨率成像和在数据简化期间选择感兴趣的小区域一起有效地抑制了污染。我们的研究结果强烈表明，以前的研究前太阳能SiC颗粒可以采样不同程度的污染的C，N，Mg和Al。与文献数据相比，我们的新MS和Y颗粒更好地与碳星观测的C和N同位素比值。通过比较我们的新的，更紧密的12 C/13 C，14 N/15 N，和初始的26 Al/27 Al比MS和Y颗粒与FRUITY AGB恒星模型的分布，我们提供了更严格的约束发生冷底加工和生产的26 Al在N型碳星，经典的渐近巨星分支星。
2021-10-12 astro-ph.SR
The intermediate neutron capture process. III. The i-process in AGB stars of different masses and metallicities without overshoot
除了慢中子俘获过程（s）和快中子俘获过程（r）之外，还存在一个中间中子俘获过程（i-过程）。它发生在质子在对流氦燃烧区混合时，被称为质子摄入事件（PIE）。一个可能的天体物理位置是低质量低金属量恒星的渐近巨星分支（AGB）阶段。我们提供了一个网格的AGB星经历PIEs的i-过程收益率。我们计算了12个模型，初始质量为1，2和3 $M_{\odot}$和金属丰度的[Fe/H] $=-3.0$，$-2.5$ $-2.3,$和$-2.0, $与恒星演化代码STAREVOL。我们使用了最多1160个物种的核网络，再加上化学输运方程。这些模拟不包括任何额外的混合过程。质子摄入发生在我们的12个AGB模型中的6个。这些模型经历i-过程核合成，其特征在于$\simeq 10^{14} -10^{15}$ cm $^{-3}$的中子密度。根据PIE的性质，有两种不同的演化路径：要么恒星包层很快消失，不再产生热脉冲，要么AGB阶段随着额外的热脉冲而恢复。这种行为关键取决于脉冲数时，PIE发生，摄入的质子的质量，以及在何种程度上的脉冲材料被稀释的对流信封。PIE后的表面富集是我们的模式的一个强大的功能，它持续在各种对流假设。我们的模型可以合成重元素Pb没有任何参数化的额外的混合过程，如过冲或列入一个$^{13}$ C-口袋。然而，它仍然有待探讨如何i过程取决于混合过程，如过冲，温盐，或旋转。
2022-09-21 astro-ph.SR
Impact of $\textit{T}$- and $ρ$-dependent decay rates and new (n,$γ$) cross sections on the $\textit{s}$ process in low-mass AGB stars
本文通过更新弱衰变率和中子俘获截面，利用 Monash 模型研究低质量 AGB 星中 s 过程核合成，并首次提供铁以上同位素表面丰度与恒星产率数据库，改进的核输入使多项同位素比值预言与星尘观测更加一致。
2025-03-11 astro-ph.SR
The intermediate neutron capture process. V. The i-process in AGB stars with overshoot
本文研究AGB星中过冲混合对i过程核合成触发与发展的影响，发现脉冲顶部过冲量主导质子摄入事件的发生率，并解释了观测到的r/s星化学丰度特征。
2024-02-21 astro-ph.SR
Chemical tracers of a highly eccentric AGB-main sequence star binary
本研究首次结合化学与动力学分析，揭示了W Aquilae双星系统的高偏心率长周期轨道，提出基于天体化学的方法可严格约束含AGB恒星双星的轨道参数。
2024-07-24 astro-ph.SR
s-Process in Low Metallicity Stars. III. Individual analysis of CEMP-s and CEMP-s/r with AGB models
我们提供了一个单独的分析94碳增强贫金属星显示的S-过程富集（CEMP-S）从文献中收集。在这些恒星中观察到的s-过程增强归因于质量转移的恒星风在一个二元系统从一个更大的同伴进化更快的渐近巨星分支（AGB）阶段。AGB核合成的理论模型已在论文Ⅰ中提出。几颗CEMP-s型恒星在s和r-过程元素（CEMP-s/r）中都表现出增强。为了解释在CEMP-s/r星中观察到的特殊丰度，我们假设CEMP-s形成的分子云先前因超新星污染而富含r元素。一般性讨论和解释观察结果所采用的方法载于文件II。本文对单个恒星的光谱观测进行了详细的研究。我们考虑从碳到铋的所有元素，特别注意三个s过程峰，ls（Y，Zr），hs（La，Nd，Sm）和Pb，以及它们的比率[hs/ls]和[Pb/hs]。初始r过程贡献的存在通常可以通过[La/Eu]比来评估。我们发现理论预测和光谱数据之间可能存在一致性。一般而言，观测到的[Na/Fe]（和[Mg/Fe]）提供了AGB初始质量的信息，而[hs/ls]和[Pb/hs]主要是s-过程效率的指标。需要一系列13 C-囊袋强度来解释观察结果。然而，模型和观测之间存在重大差异。我们强调明星的协议和遇到的主要问题，并在可能的情况下，我们建议进一步研究的潜在迹象。这些差异为尚未解决的问题提供了辩论的起点。
2012-01-30 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
Presolar grain isotopic ratios as constraints to nuclear and stellar parameters of AGB nucleosynthesis
最近的演化低质量恒星（与$M \lesssim 3M_\odot$）的模型，经历AGB阶段的假设，磁通量管浮力驱动的形成$^{13}$ C水库在富氦层。我们说明了它们的重要性质，显示了对流包层下方产生的低丰度的$^{13}$ C如何阻碍初级$^{14}$ N的形成以及随后合成中等质量核，如$^{19}$ F和$^{22}$ Ne。因此，在上述模型中，它们的生产具有纯粹的次要性质。初级$^{22}$ Ne的短缺也对降低中子密度有重要影响。另一个属性涉及AGB风，这是可能保留富C的子组件，隔离的磁张力，即使当信封组成是O-丰富。因此，在比以前设想的更早的阶段中发现了形成富碳化合物的条件。这些问题，连同与几个核物理量的不确定性，讨论了在光的同位素混合物的S-过程元素的恒星起源的前太阳SiC颗粒，这提供了重要的和精确的约束，否则不确定的参数。通过比较核合成的结果与测量的SiC数据，有人认为，这样一个详细的一系列的约束表明，需要新的测量电离等离子体中的弱相互作用率，以及中子捕获截面，特别是附近的N = 50和N = 82的中子幻数。尽管如此，我们的模型的特殊性使我们能够实现适合到目前为止从未在以前发表的尝试中获得的质量的前太阳粒数据。
2021-07-26 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
TEM analyses of unusual presolar silicon carbide: Insights into the range of circumstellar dust condensation conditions
陨石样品中的前太阳碳化硅（SiC）颗粒可以帮助限制富碳恒星和核心坍缩超新星的星周凝聚过程和条件。这项研究介绍了我们对来自AGB星（四个主流和一个Y颗粒）和核心塌陷超新星（三个X颗粒）的八个前太阳SiC颗粒的研究结果，这些颗粒是根据μ-拉曼光谱特征选择的，这些特征表明它们具有不寻常的非3C多型体和/或高度的晶体无序。分析透射电子显微镜（TEM），它提供了元素组成和结构信息，显示了复杂的历史的晶粒的证据。我们的TEM结果证实了非3C，2 H晶畴的存在。微量元素的不均匀性和/或亚晶粒中观察到的所有颗粒分析其组成。母星的C/O比值从0.98到大于或等于1.03不等。我们的数据表明，SiC冷凝可以在广泛的条件下发生，其中温度以外的环境因素（例如，压力、气体组成、预凝聚相上的非均质成核）起重要作用。基于先前的μ-拉曼研究，约10%的SiC晶粒可能具有受晶体缺陷、孔隙度和/或亚晶粒影响的红外（IR）光谱特征。未来对复杂SiC颗粒的亚衍射极限红外测量可能会进一步揭示这些特征中的每一个对特征性IR 11 μm SiC特征的形状和位置的相对贡献，从而改善对AGB星（如产生前太阳SiC颗粒的那些）的红外光谱的解释。
2021-05-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The variable V381 Lac and its possible connection with the R CrB phenomenon
我们进行了新的中分辨率光谱学，光学和近红外测光监测AGB碳星V 381 Lac的变化。我们的观测揭示了光谱的快速而深刻的变化以及光学和近红外波段的极端变化。最值得注意的是，我们观察到的变化，从深吸收到发射的NaI D线，和逐步增长的[N II]双峰6548-6584 A的发射，强烈相关的同时光度衰落。V381 Lac占据了2 MASS和WISE彩色图的区域，这是典型的恒星，在包层中有尘埃形成。从V381 Lac的观测中出现的一般框架是，一个凉爽的AGB碳星经历高质量喷射和严重掩星的恒星光球让人想起那些特征的RCB现象。将得到的光谱能量分布与AGB星周包层尘埃演化的理论模型相比较，我们可以确认V381 Lac是一颗初始质量为2M_sun的恒星在AGB星末阶段经过多次第三次疏浚事件演化为碳星的后代。根据我们的模型，这颗恒星被尘埃适度遮蔽（τ_10 ~0.22），尘埃主要由无定形碳（~80%）和SiC（~20%）组成，尘埃颗粒尺寸分别约为0.2微米和0.08微米。
2015-12-01 astro-ph.SR
Presolar Silicon Carbide Grains of Types Y and Z: Their Molybdenum Isotopic Compositions and Stellar Origins
我们报告了37个Y（19）和Z（18）型前太阳SiC颗粒的Mo同位素组成，这些类型通常被认为是在低于太阳金属丰度的渐近巨星分支（AGB）恒星中形成的罕见类型。直接比较的Y和Z颗粒数据与数据的主流颗粒从AGB星接近太阳的金属丰度表明，这三种类型的颗粒具有难以区分的钼同位素组成。我们表明，钼同位素数据可以用来限制在AGB星的热脉冲期间的最高恒星温度（TMAX）。比较FRUITY Torino AGB核合成模型计算与Mo同位素的晶粒数据，结果表明起源于低质量（~1.5-3 Msun）而不是中等质量（>3-~9 Msun）AGB星。由于在低质量AGB星中，22 Ne（α，n）25 Mg在低TMAX值下的效率较低，模型计算无法解释中子俘获引起的Z颗粒中大量的30 Si过剩，因此这些过剩目前仍然是一个谜。
2019-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
