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
Coordinated Analyses of Presolar Grains in the Allan Hills 77307 and Queen Elizabeth Range 99177 Meteorites
我们报告了在Allan Hills（ALHA）77307球粒陨石中发现的前太阳硅酸盐（~177 ppm）、前太阳氧化物（~11 ppm）和一个前太阳SiO2颗粒。还鉴定了具有类似于SiC X和Z颗粒的Si同位素组成的三种颗粒，但矿物相未得到证实。在原始的CR球粒陨石伊丽莎白女王山脉（QUE）99177中也发现了类似的前太阳硅酸盐（~152 ppm）和氧化物（~8 ppm）丰度，以及13个前太阳SiC晶粒和一个前太阳氮化硅。前太阳的硅酸盐和氧化物的O同位素组成表明，大部分的颗粒凝聚在低质量的红巨星和渐近巨星分支星。有趣的是，与前太阳氧化物不同，很少有前太阳硅酸盐颗粒的同位素组成指向低金属量，低质量的恒星（第3组）。富含18 O的（第4族）硅酸盐，以及少数被发现的第3族硅酸盐，可能起源于超新星流出。这是由它们的O和Si同位素组成支持的。用扫描俄歇光谱法测定了74个前太阳系硅酸盐颗粒的元素组成。大多数的颗粒具有非化学计量的元素组成，与辉石或橄榄石不一致，这些相通常用于拟合天文光谱，并且具有可比的Mg和Fe含量。非平衡冷凝和/或次生蚀变作用可能产生高的Fe含量。三个硅酸盐颗粒的透射电子显微镜分析也揭示了非化学计量的组合物，归因于非平衡或多步冷凝，和非常精细的尺度元素的异质性，可能是由于随后的退火。到目前为止，在陨石中发现的太阳前硅酸盐矿物似乎与行星际尘埃颗粒中的矿物不同。
2010-08-02 astro-ph.EP 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
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
The effect of aqueous alteration and metamorphism in the survival of presolar silicate grains in chondrites
相对少量（通常在百万分之2-200之间）的前太阳颗粒被保存在南极陨石的基质中。不同类型的颗粒的测量丰度是高度可变的，从一个球粒陨石到另一个，但更高的不平衡球粒陨石经历了很少或没有水蚀变和/或变质加热比加工陨石。的丰度测量的前太阳粒（特别是最近确定的前太阳硅酸盐）包含在原始的方解石的一般概述。在这里，我们将重点放在最原始的球粒陨石群，因为通常最高的测量丰度的太阳前颗粒发生在原始球粒陨石经历了很少的热变质作用。在最含水蚀变球粒陨石群，我们发现一个明确的模式，减少丰富的前太阳硅酸盐颗粒的含水蚀变水平的增加。我们的结论是，测得的丰度的前太阳粒蚀变陨石强烈偏见，其独特的历史。量化的规模的强度，水蚀变和冲击变质的方解石可以与含量在太阳前硅酸盐。要做到这一点，就需要推断原始陨石基质中前太阳颗粒的破坏或均匀化程度。为了得到一个公正的图片的相对丰度的原行星盘的不同区域的第一个陨石合并，未来的专门研究原始陨石，国内流离失所者和收集的材料从样品返回任务（如计划马可波罗）是迫切需要的。
2009-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar origin of 15N-rich presolar SiC grains of type AB: supernovae with explosive hydrogen burning
我们报告了来自Murchison陨石的59个高度富集13 C的太阳前亚微米至微米尺寸的SiC颗粒的C、N和Si同位素数据，包括8个推定的新星颗粒（PNG）和29个富含15 N（14 N/15 N <=太阳）的AB颗粒，以及它们的Mg-Al、S和Ca-Ti同位素数据。这37个颗粒富含13 C、15 N和26 Al，PNGs显示出更极端的增强。富15 N的AB晶粒比富14 N的AB晶粒具有更高的26 Al和30 Si过剩。因此，我们建议将AB颗粒分为第1组（14 N/15 N <太阳）和第2组（14 N/15 N>=太阳）。我们首次获得了5个AB 1颗粒和1个PNG颗粒的S和Ti同位素数据，并发现了32 S和/或50 Ti的增强。有趣的是，一个AB 1粮食有最大的32 S和50 Ti过剩，强烈建议中子捕获核合成起源的32 S过剩，从而最初存在的放射性32 Si（t1/2=153年）。更重要的是，我们发现AB 1颗粒的15 N和26 Al过剩形成了一种趋势，延伸到C2颗粒所占据的N-Al同位素图中的区域，强烈表明AB 1和C2颗粒具有共同的恒星起源。超新星模型与AB 1和C2颗粒数据的比较表明，这些颗粒来自SNe，经历了H摄入到其祖先的He/C区。
2017-05-23 astro-ph.SR
Strontium-84 Enrichments in Presolar Grains Provide First Evidence of p-process Nucleosynthesis in Core-collapse Supernovae
University of Louisiana at Lafayette（路易斯安那大学拉斐特分校）；International Health Research Institute（国际健康研究所）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，匈牙利研究网络天文学与地球科学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；NuGrid Collaboration（NuGrid合作组织）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所南方实验室）；Institute of Physics and Astronomy, ELTE, Eötvös Loránd University（罗兰大学物理与天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Clemson University（克莱姆森大学）；Department of Geoscience, University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校地质科学系）；Washington University（华盛顿大学）
本研究通过检测前太阳颗粒中的84Sr富集，首次提供了核心坍缩超新星中p过程核合成的观测证据。
2026-01-29 astro-ph.SR
Coordinated Analysis of Two Graphite Grains from the CO3.0 LAP 031117 Meteorite: First Identification of a CO Nova Graphite and a Presolar Iron Sulfide Subgrain
太阳前颗粒是在太阳系形成之前就存在的恒星的残余物。除了提供太阳系形成物质的直接信息外，这些颗粒还为恒星演化和核合成模型提供了地面实况信息。在这里，我们报告的原始陨石拉巴斯冰原031117两个独特的前太阳石墨颗粒的原位鉴定。根据这两个石墨颗粒，我们估计这块陨石中的大量太阳前石墨丰度为5（-3）（+7）ppm。其中一个颗粒（141）的特点是富含12 C和33，34 S的耗尽，并含有一个小的硫化铁亚颗粒，代表了第一个明确的前太阳铁硫化物的鉴定。另一个颗粒（13 C-149）是非常丰富的13 C和15 N-穷人，与最低的12 C/13 C的比率在前太阳粒中观察。它的同位素组成与新的恒星核合成和尘埃凝聚模型的比较表明，起源于一个低质量的CO新星的喷出物。颗粒149是第一个推定的新星颗粒，定量最符合新星模型的预测，提供了第一个强有力的证据，石墨凝聚在新星喷出物。我们的发现证实了CO新星石墨和太阳前硫化铁对太阳系的原始构建块做出了贡献。
2016-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the mass and metallicity distribution of parent AGB stars of presolar SiC
在原始陨石中发现的绝大多数（>=90%）太阳前SiC颗粒是古代渐近巨星分支（AGB）恒星的遗迹，其喷出物在太阳系形成期间被纳入太阳系。对这些古老星尘颗粒的详细描述揭示了AGB内部混合过程的宝贵信息。然而，其母星的质量和金属丰度分布仍然模糊不清，尽管这些信息对于研究慢中子捕获过程至关重要，其效率取决于质量和金属丰度。使用一个著名的银河系化学动力学模型，我们遵循的AGB恒星的演变，污染太阳系在4.57 Gyr前和加权的基础上，他们的SiC尘埃生产的恒星。我们发现太阳系中的太阳前SiC主要来源于M~2 Msun和Z~Zsun的AGB星。我们的发现很好地解释了原始陨石中原位发现的前太阳SiC的粒度分布。此外，它提供了补充的结果，最近的论文处理前太阳SiC的母星的特性。
2020-10-16 astro-ph.SR
A transmission electron microscopy study of presolar hibonite
我们报告的Krymka LL3.1普通球粒陨石的酸残留物中确定的五个presolar黑云母颗粒的同位素和显微结构数据。二次离子质谱法（SIMS）的同位素测量证实了这些颗粒的太阳系前拱星起源。通过用聚焦离子束扫描电子显微镜原位切片和剥离，能够对晶粒的晶体结构和化学进行透射电子显微镜（TEM）检查。同位素组成与模型的比较表明，五颗颗粒中有四颗形成于通过红巨星/渐近巨星分支演化的低质量恒星，而一颗颗粒形成于II型超新星的喷出物。选区电子衍射图表明，所有的晶粒是黑云母的单晶。一些晶粒包含堆垛层错和小的取向扩展，这可以归因于生长缺陷和通过晶粒-晶粒碰撞的机械加工的组合。超新星颗粒的结构与RGB/AGB星的结构相似，表明其形成条件相似。辐射损伤，如果存在的话，发生在我们的检测极限以下。在我们研究的五种颗粒中，只有一种具有CaAl 12 O 19的纯黑云母成分。所有其他的都含有少量的Mg、Si、Ti和Fe。微结构数据通常与理论预测一致，理论预测将拱星冷凝温度限制在1480 K至1743 K的范围内，假设相应的总气压在1 x 10-3和1 x 10-6 atm之间。TEM数据被用来开发一个校准SIMS测定氧化物颗粒中的Ti含量。与极端的18 O耗尽，表明深混合发生在其母星AGB恒星的颗粒，是轻微的钛富集相比，从没有深混合的恒星的颗粒，最有可能反映在颗粒凝聚条件的差异。
2011-02-04 astro-ph.SR
Stellar abundances and presolar grains trace the nucleosynthetic origin of molybdenum and ruthenium
这项工作提出了一个大的一致性研究钼（Mo）和钌（Ru）在银河系的丰度。这两个元素是重要的核合成诊断。在我们的71个银河系贫金属场星的样本中，我们在其中51个（59个包括上限）中检测到Ru和/或Mo。该样品由高分辨率、高信噪比的光谱组成，涵盖了从[Fe/H]=-0.63到-3.16的矮星和巨星。因此，我们提供信息的行为钼我和钌我在更高和更低的金属丰度比目前已知的。我们发现钼和钌的丰度分布很广，这是典型的重元素。这表明，除了高熵风之外，还有几种形成过程可以对Mo和Ru的形成负责。通过将Mo和Ru与具有已知形成过程的元素（Sr、Zr、Pd、Ag、Ba和Eu）进行比较来追踪形成过程。我们发现不同的形成渠道，即P-，慢（S-），快速（R-）中子捕获过程的贡献。钼是一种高度卷积的元素，它接受来自几个过程的贡献，而Ru主要由弱r过程形成，银也是如此。我们还比较了我们的绝对元素恒星丰度相对同位素丰度的前太阳颗粒从陨石中提取。它们的同位素丰度可以直接与形成过程（例如仅r同位素）联系起来，从而提供了观测得出的丰度与核形成过程之间的独特比较。与前太阳颗粒丰度的比较表明，前太阳颗粒的r-/s-过程比与贫金属晕星的总元素化学组成（[Fe/H]~ -1.5 ~-1.1 dex）相匹配。这表明在[Fe/H]=-1.5附近和以上的颗粒和恒星都是均匀（良好）混合的，因此不支持异质的太阳前星云。节录。
2014-06-25 astro-ph.SR
Presolar Grains from Novae: Evidence from Neon and Helium Isotopes in Comet Dust Collections
陨石和行星际尘埃粒子（IDP）中的前太阳颗粒携带非太阳同位素特征，指向超新星，巨星和可能的其他恒星来源。有人认为，这些颗粒中的一些凝聚在经典新星爆发的喷出物中，但证据是模糊的。我们报告的氖和氦的成分捕获的平流层收集器飞到样品材料从彗星26 P/格里格-Skelberup和55 P/Tempel-塔特尔，指向冷凝的气体载体在喷出物的氖（ONe）新星。在这些粒子中没有可检测到的3 He表明空间暴露于最多几十年的太阳风（SW）照射，与彗星尘埃流的起源一致。测定的~ 4 He/~（20）Ne、~（20）Ne/~（22）Ne、~（21）Ne/~（22）Ne和~（20）Ne/~（21）Ne同位素比值以及~ 3 He/~ 4 He比值的下限与氖新星爆发核合成的计算结果一致。其中，独特的低4 He/20 Ne和高20 Ne/22 Ne的比例是最诊断，反映了大预测20 Ne丰度在这样的新星喷出物。彗星物质中Ne和He成分的测量值与理论预测值的对应关系是早期太阳系中存在来自新星的太阳前颗粒的证据。
2012-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Presolar Grains in Primitive Ungrouped Carbonaceous Chondrite Northwest Africa 5958
我们报告了一个相关的NanoSIMS透射电子显微镜研究未分组的碳质球粒陨石西北非洲（NWA）5958。我们在NWA 5958中确定了10个前太阳SiC颗粒，2个可能的前太阳石墨颗粒和20个前太阳硅酸盐和/或氧化物颗粒。我们建议对通常使用的太阳前氧化物和硅酸盐的分类系统进行轻微的修改，以更好地反映颗粒可能的恒星起源。NWA 5958中的基质标准化前太阳SiC丰度为$18_{-10}^{+15}$ ppm（2 $σ$），与许多未变质方解石中所见相似。相比之下，前太阳富氧相（硅酸盐和氧化物）的基质标准化丰度为$30.9_{-13.1}^{+17.8}$ ppm（2 $σ$），远低于行星际尘埃颗粒和变化最小的CR，CO和未分组的C族，但接近CM族的报告。NanoSIMS图谱还揭示了围绕1.4 $μ$ m直径页硅酸盐颗粒的不寻常的富含$^{13}$ C的（$δ^{13}$ C $\sim$ 100- 200 permil）碳质边缘。TEM分析的两个前太阳粒与可能的起源在渐近巨星分支星确定一个顽火辉石和一个铝镁尖晶石与微量铬。顽火辉石颗粒在电子束下迅速非晶化，表明部分水化。NWA 5958基质的TEM数据证实它经历了水蚀变，并支持Jacquet等人的建议。
2019-09-16 astro-ph.EP 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
On the Mass and Metallicity Distributions of the Parent AGB Stars of O-rich Presolar Stardust Grains
陨石中的前太阳颗粒形成于AGB恒星的样本中，这些恒星在4.6 Gyr前的太阳系起源的~1 Gyr内结束了它们的生命。太阳前富氧星尘的氧同位素组成反映了其母星的质量和金属丰度。我们提出了简单的蒙特卡罗模拟的父AGB星的太阳前颗粒。将模型预测结果与颗粒数据进行比较，可以得出一些广泛的结论：1）太阳前富氧颗粒形成于质量约为1.15 - 2.2 MSun的AGB星。上质量截止值反映了更大质量的AGB星中C的疏浚，导致富含C的尘埃而不是富含O的尘埃，但缺乏中等质量AGB星（> 4 MSun）的颗粒是一个主要的难题。2)颗粒O-同位素数据再现良好，如果银河系在太阳系前的时间被假定为有一个温和的年龄-金属丰度的关系，但与显着的金属丰度分散在同一时间出生的恒星。3)太阳的金属量似乎相对于其年龄来说是偏低的，而17 O/16 O和18 O/16 O的金属量比值则是不寻常的。4)太阳的17 O/18 O比值，虽然相对于现今的分子云和原恒星来说是不寻常的，但对于前太阳盘来说并不是非典型的，并且不需要超新星喷出物对原太阳分子云的自污染。
2009-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for Radiogenic Sulfur-32 in Type AB Presolar Silicon Carbide Grains?
我们报告了34个AB型前太阳碳化硅颗粒的C、Si和S同位素测量结果，其特征在于12 C/13 C < 10。氮，镁铝，钙钛同位素组成进行了测量，这些晶粒的一个子集。有三颗颗粒显示出大量的32 S过剩，这是以前在超新星（SNe）颗粒中观察到的特征。32 S的富集可能是由于Si/S区的贡献和未混合的SN喷出物中S分子化学的结果，或者是由于从富C爆炸性He壳喷出物中掺入放射性32 Si。然而，对于这里考虑的三种AB颗粒，SN起源仍然不太可能，因为缺少44 Ti的证据，相对较低的26 Al/27 Al比率（几倍于10-3），以及放射成因的32 S以及低的12 C/13 C比率。相反，我们表明，再次渐近巨星分支（AGB）的恒星，经历了一个非常晚的热脉冲（VLTP），已知有低的12 C/13 C比和增强的丰度轻s-过程元素，可以产生32 Si，这使得这样的恒星有吸引力的来源AB颗粒与32 S过剩。这支持了至少有一些AB颗粒起源于重覆AGB星的提议，尽管重覆AGB星模型的不确定性和AB颗粒母星初始S同位素组成的可能变化使得很难得出明确的结论。
2013-10-01 astro-ph.SR
Stellar Origins of Extremely $^{\text{13}}C$- and $^{15}N$-enriched Presolar SiC Grains: Novae or Supernovae?
在稀有的太阳前碳化硅颗粒中，极度过量的$^{13}C$（$^{12}C$ / $^{13}C$ <10）和$^{15}N$（$^{14}N$ / $^{15}N$ <20）被认为是经典新星的起源，尽管也有人提出了核心坍缩超新星（CCSNe）的起源。我们报告了Murchison的14个亚微米至微米尺寸的$^{13}C$和$^{15}N$富集的前太阳SiC颗粒（$^{12}C$ / $^{13}C$ <16和$^{14}N$ / $^{15}N$ <~100）的C、N和Si同位素数据，以及它们的相关Mg-Al、S和Ca-Ti同位素数据（如果可用）。这些颗粒富含$^{13}C$和$^{15}N$，但具有相当不同的Si同位素特征。具有类似于C型SiC颗粒的$^{29,30}Si$过量的四个颗粒可能来自CCSNe，其在爆炸期间经历了爆炸性H燃烧。质子和中子捕获同位素签名在这些颗粒中的独立共存强烈支持异质H摄入到他壳在前超新星。七颗可能的新星颗粒中，有两颗的$^{30}Si$过剩和$^{29}Si$耗尽，其$^{34}S$ / $^{32}S$比值低于太阳，这无法用经典的新星核合成模型来解释。我们将在CCSN场景中讨论这些签名。对于剩下的五个假定的新星颗粒，新星和超新星的起源都是可行的，因为两个恒星位置的爆炸性H燃烧可能导致非常相似的质子捕获同位素特征。其中三种颗粒是AB亚型颗粒，它们也富含$…
2016-03-02 astro-ph.SR
Isotopic ratios for C, N, Si, Al, and Ti in C-rich presolar grains from massive stars
某些类型的碳化硅（SiC）颗粒，例如，SiC-X颗粒和低密度（LD）石墨是富含C的太阳前颗粒，被认为是在核心坍缩超新星（CCSNe）的喷出物中凝结的。在这项工作中，我们比较C，N，Al，Si和Ti同位素丰度测量的前太阳颗粒与21 CCSN模型的预测。考虑了SN爆炸能量范围的影响，高能量模型有利于形成富含$^{12}$ C、$^{28}$ Si和$^{44}$ Ti的C/Si区。21个模型中有18个模型的H摄入到He-壳中，并且从这样的H-摄入中剩余不同丰度的H。CCSN模型与中低能量（不发展C/Si区）不能再现$^{28}$ Si和$^{44}$ Ti同位素丰度的颗粒，而不假设与富O CCSN喷出物混合。当来自C/Si区的材料与周围的富C材料混合时，最富$^{28}$ Si的晶粒由高能模型再现，并且观察到的$^{44}$ Ti/ $^{48}$ Ti和$^{49}$ Ti/ $^{48}$ Ti比率的趋势与富C/Si区一致。对于吸氢模型，高和中等爆炸能量允许产生足够的$^{26}$ Al，以再现大多数SiC-X和LD石墨的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al测量。在这两种情况下，最高的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al比获得与H仍然存在于$X_H \approx 0.0024$在氦壳材料时，SN冲击通过。前对流氦壳层中H的存在表明，在大质量恒星爆炸成为超新星之前的…
2022-12-13 astro-ph.SR
Presolar Stardust in Highly Pristine CM Chondrites Asuka 12169 and Asuka 12236
我们报告了一个NanoSIMS搜索的前太阳颗粒中的CM Apriotes Asuka（A）12169和A12236。我们在A12169中发现了90个前太阳富O颗粒和25个SiC颗粒，得到275（+55/-50，1 $σ$）ppm的基质标准化丰度，或者，排除异常大的颗粒，236（+37/-34）ppm的富O颗粒和62（+15/-12）ppm的SiC颗粒。对于A12236，18种太阳前硅酸盐和6种SiCs的丰度分别为58（+18/-12）和20（+12/-8）ppm。SiC的丰度在原始玄武岩的典型范围内。A12169中的前太阳富氧颗粒的丰度与CO3.0 Dominion Range 08006中的基本相同，高于任何其他的彗星，而A12236中的丰度高于其他CM中的丰度。这些丰度提供了进一步的强有力的支持，A12169和A12236是岩石学调查所示的蚀变最小的CM。相似的丰度，同位素分布，硅酸盐/氧化物的比例，和颗粒大小的前太阳富含O的颗粒在这里发现的前太阳颗粒在高度原始的CO，CR和未分组的碳质方解石（CC）表明，CM母体（一个或多个）增生类似的人口的前太阳氧化物和硅酸盐在其基质中的其他CC组的母体增生。因此，在其他一些CM中看到的较低丰度和较大的颗粒尺寸最有可能是母体蚀变的结果，而不是星云前体的异质性。从小行星Ryugu和Bennu返回的样品中不太可能存在高丰度的前太阳硅酸盐，因为遥…
2020-12-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Presolar Grains As Probes of Supernova Nucleosynthesis
本文综述含44Ti等前太阳超新星颗粒的同位素证据，讨论超新星核合成、混合机制及陨石同位素异常的成因与未来方向。
2024-10-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Presolar O- and C-anomalous grains in unequilibrated ordinary chondrite matrices
前太阳颗粒是球粒陨石基质中的微量成分。它们的丰度和组成已被系统地研究在碳质球粒陨石，但很少在其他主要球粒陨石类原位。我们已经进行了NanoSIMS同位素搜索的前太阳颗粒与O-和C-异常同位素组成的矩阵的不平衡的普通陨石Semarkona，陨石山00526，和西北非洲8276。即使是最原始的普通陨石的基质也被水蚀变和/或热变质，在不同程度上破坏了它们的前太阳颗粒群。除了随机放置的同位素地图，我们有针对性地最近报道，相对原始的Semarkona矩阵地区，以更好地探索原始库存的前太阳粒。在所有样品中，我们发现了122 O-异常颗粒（硅酸盐+氧化物），79 SiC颗粒，和22 C-异常碳质颗粒（有机物，石墨）。平均基质标准化丰度为151 ppm O-异常颗粒，53 ppm SiC颗粒和56 ppm碳质颗粒在Semarkona，55 ppm（O-异常），22 ppm（SiC）和3 ppm（碳水化合物）在MET 00526和12 ppm（O-异常）中，15 ppm（SiC）和1 ppm（碳水化合物）在NWA 8276。在相对原始的普通陨石和原始的碳质和C-ungrouped陨石中，前太阳颗粒的O和C同位素组成及其基质标准化丰度是相似的，尽管可能的差异陨石形成的时间和星云的位置。这些结果表明，在太阳星云中，太阳前尘埃在主要的陨石形成水库中分布相对均匀。次级小行星过程是造成陨石之间和陨石内部太阳前…
2022-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Presolar grain dynamics: creating nucleosynthetic variations through a combination of drag and viscous evolution
对太阳系天体的陨石学研究显示了核合成不均匀性的证据，这些不均匀性是从太阳前的小颗粒（< 10 $μ$ m）继承而来的，这些颗粒是在我们自己以外的恒星环境中形成的。这些颗粒的初始分布和随后的演变目前是不受约束的。使用3D，气体尘埃模拟，我们发现，同位素变化的顺序上观察到的太阳系可以产生和维持的阻力和粘度。小颗粒被拖径向向外没有大小/密度排序的粘性膨胀和逆反应，丰富的外盘与前太阳粒。同时，主要由硅酸盐组成的大聚集体由于阻力而径向向内漂移，进一步丰富了外盘中的前太阳粒的相对部分，并稀释了内盘。木星外的富集聚集体的晚期积累可以解释在太阳系天体中观察到的一些同位素变化，例如碳质陨石中超新星衍生物质的富集。我们还看到了内盘中同位素变化的证据，这可能意味着顽火辉石和普通的顽火辉石形成于更靠近太阳的地方。初始的不均匀性在前太阳能颗粒分布，不连续增强分散扩散，径向表面流动，和/或行星的相互作用在整个寿命的光盘。对于更年轻、更大质量的圆盘，我们预计湍流扩散会更加均匀，这表明尘埃演化在形成太阳系同位素异常方面发挥的作用比最初想象的更重要。
2022-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Production of carbon-rich presolar grains from massive stars
在超新星核心坍缩后大约一年，尘埃开始在喷出物中凝结。在陨石中，一小部分富含C的前太阳颗粒（例如，根据异常同位素丰度，X型碳化硅（SiC）颗粒和低密度石墨）被确定为这些事件的遗迹。这些丰度的一些特征仍然无法解释，并挑战了对核心坍缩超新星爆炸和核合成的理解。我们表明，第一次，大多数测得的富C颗粒丰度可以占在富C材料爆炸他燃烧的核心坍缩超新星与高冲击速度和随之而来的高温。$^{12}$ C（$α$，$γ$）$^{16}$ O反应相对于在$T > 3.5\times10^8 \mathrm{K}$处的$α$ -捕获链的其余部分的无效性导致最深的He壳材料是富碳和富硅的，并且贫氧。在这种材料的一部分，这里定义为C/Si区的同位素比的预测，是在与晶粒数据。我们的模型在He壳层底部达到的高温爆炸条件也可以代表超超新星中的核合成或不对称超新星中条件分布的高温尾部。最后，我们的预测是一致的观察大$^{44}$钙/ $^{40}$钙观察到的颗粒。这是由于在C/Si区中产生了$^{44}$ Ti和$^{40}$ Ca，和/或由于中子俘获强烈耗尽了$^{40}$ Ca。
2013-03-14 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
Oxygen and Aluminum-Magnesium Isotopic Systematics of Presolar Nanospinel Grains from CI Chondrite Orgueil
前太阳氧化物颗粒先前已根据其同位素组成分为几组（第1至第4组），这可以与几个恒星来源联系起来。大部分可用的数据是在大颗粒上获得的，这可能不能完全代表陨石中存在的太阳前颗粒群。在这里，我们提出了新的O同位素数据的74个小presolar氧化物颗粒（~200 nm的平均直径）从Orgueil和Al-Mg同位素系统的25个颗粒。基于数据模型的比较，我们发现（i）第1组和第2组颗粒更可能起源于低质量的首升（红巨星分支; RGB）和/或二次上升（渐近巨分支; AGB）红巨星和（ii）第1组颗粒与（26 Al/27 Al）0 >= 5x 10 ^-3和第2组晶粒，（26 Al/27 Al）0 <= 1x 10 ^-2的恒星都可能在其母星低质量恒星中经历了额外的循环过程，但条件不同，导致质子捕获反应在提高的温度下发生。我们没有发现任何大的25镁过剩的第1族氧化物颗粒与大17 O富集，这提供了证据表明，25镁是不丰富的低质量恒星生产。我们还发现，我们的样品中含有更大比例的第4组晶粒比迄今为止在文献中提出的更大的前太阳氧化物颗粒（~400 nm）。我们还讨论了我们的意见，根据恒星尘埃的生产机制。
2021-12-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Presolar grains
本文综述了利用太阳系前颗粒的同位素与结构组成，约束恒星物理混合与尘埃形成、恒星核合成、星际介质过程及太阳系起源演化的最新研究进展。
2024-06-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the lifetime estimate of large presolar grains in the interstellar medium
一些非常大（>0.1微米）的前太阳颗粒在陨石中取样。我们重新考虑了在星际介质中的超大颗粒（VLG）的寿命，重点是由湍流引起的大速度色散引起的星际破碎。这条道路从来没有被认为是一种主要的破坏机制。我们表明，如果星际粉碎的主要机制的破坏的VLG，他们的寿命估计为$\gtrsim 10^8$年，特别是，非常大的SiC颗粒可以生存宇宙射线曝光时间。然而，大多数前太阳能SiC颗粒显示停留时间显着短于1 Gyr，这可能表明，有一个更有效的机制比粉碎在破坏VLG，或VLG有更大的速度分散比10公里秒$^{-1}$。我们还认为，SiC相对于石墨的寿命增加可能是我们在$μ$ m大小的前太阳颗粒中发现SiC的原因，而SiC在正常星际颗粒中的丰度远低于石墨。
2016-02-23 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Presolar Silicon Carbide Grains of Types Y and Z: Their Strontium and Barium Isotopic Compositions and Stellar Origins
我们报告了18个Y（11）和Z（7）型前太阳SiC颗粒的Sr和Ba同位素组成，这些罕见的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。我们发现，Y和Z晶粒比主流（MS）晶粒显示出更高的88 Sr/87 Sr和更可变的138 Ba/136 Ba比值。根据FRANEC Torino AGB模型，我们的Y和Z颗粒的Si，Sr和Ba同位素组成可以一致地解释，如果颗粒来自0.15 Zsun <= Z < 1.00 Zsun的低质量AGB星，其中慢中子捕获过程的13 C中子暴露相对于1.0 Z 8 AGB星的MS颗粒所需的中子暴露大大减少。这种情况与以前基于Ti同位素的发现一致，但它无法解释MS，Y和Z晶粒的不可区分的Mo同位素组成。
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-rich presolar grains from massive stars. Subsolar 12C/13C and 14N/15N ratios and the mystery of 15N
在原始陨石中发现了与太阳相比同位素异常的富含碳的颗粒。它们是由恒星产生的，并带有原始的恒星核合成特征。X型和C型碳化硅颗粒，以及低密度石墨在核心坍缩超新星的喷出物中凝聚。我们提出了一套新的模型爆炸的He壳，并将它们与显示12 C/13 C和14 N/15 N比低于太阳的颗粒进行比较。在恒星起源中，H被吸入He壳层，在爆炸前没有完全摧毁。考虑不同的爆炸能量和H浓度。如果SN冲击波击中氦壳层区域，但仍有一些氢存在，则模型可以再现富碳颗粒中的C和N同位素特征。热CNO循环的同位素特征，包括大量生产的13 C和15 N。短寿命放射性核素22 Na和26 Al的数量级增加。22 Na在He壳层中衰变产生放射性成因的22 Ne可能解决低密度石墨颗粒中Ne-E（L）组分的难题。这种情况对于14 N/15 N比低于太阳能的AB型SiC晶粒是有吸引力的，并且为最初被分类为新星晶粒的SiC晶粒提供了替代解决方案。最后，这个过程可能有助于银河系中14 N和15 N的产生，有助于太阳系中14 N/15 N的比例。
2015-06-30 astro-ph.SR
Condensation of SiC Stardust in CO Nova Outbursts
本研究的前太阳颗粒的高精度同位素组成的个别SiC颗粒与低12 C/13 C比，低14 N/15 N比，大30 Si过剩和高26 Al/27 Al比，可在前太阳颗粒数据库，新的CO新星模型与白矮星（WD）的质量从0.6- 1.35 M_sol。这些模型的设计旨在与新星V5668 Sgr获得的大双筒望远镜（LBT）高色散光谱相匹配（Starrfield等人，2018）。这些CO新星模型提供的元素丰度高达钙，并包括在几种情况下WD物质与双星系统中吸积物质的混合，其中包括只有在热核失控（TNR）期间达到> 7x10^7 K的温度后才发生混合。在0.8-1.35M_sol模拟中，25%的WD核心物质与TNR开始后来自其双星伴星的75%的吸积物质（假设太阳）混合，提供了四个前太阳颗粒中测量的同位素数据的最佳拟合。一个颗粒匹配50%吸积50%太阳1.35M_sol模拟。对于这五种太阳前颗粒，需要不到25%的太阳系物质与CO Nova喷出物混合才能解释颗粒的成分。因此，我们的研究报告的证据，纯CO新星喷出物的陨石材料。最后，我们推测SiC颗粒可以在冷而致密的CO新星的风中形成，其中C>O标准可能不会在局部施加，因此新星风可能是化学不均匀的。
2018-12-29 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
Tracing the history of an unusual compound presolar grain from progenitor star to asteroid parent body host
我们进行了一个不寻常的氧化物-硅酸盐复合前太阳粒（F2 - 8）从不平衡的普通球粒陨石Semarkona的TEM研究。太阳前复合颗粒较大，呈变形虫状，含有富镁橄榄石、镁铝尖晶石和富钙辉石。的形状和相组合是让人想起变形虫橄榄石聚集体，并添加到越来越多的TEM观察太阳前耐火夹杂物样（CAIs和AOAs）颗粒。除了主要成分外，F2 - 8还含有多个亚晶粒，包括橄榄石中的一个Alabandite-oldhamite复合晶粒和Mg-Al尖晶石中的几个磁铁矿亚晶粒。我们认为，橄榄石，镁铝尖晶石，和alabandite-oldhamite形成的平衡冷凝，而富钙辉石形成的非平衡冷凝，所有的M型AGB星信封。另一方面，磁铁矿亚颗粒可能是Semarkona小行星母体上的水蚀变的结果。二次加工的其他证据包括镁铝尖晶石和橄榄石中的铁富集、橄榄石中铝含量升高、橄榄石的束敏感性和调制结构。复合前太阳颗粒记录了在很宽的温度范围内的凝结条件。此外，在复合颗粒中存在几种不同的前太阳相可以提供有关在一系列环境中后冷凝处理的相对速率和影响的信息，包括星际介质，太阳星云和宿主小行星母体。F2 - 8的TEM观测提供了对该颗粒的整个寿命的见解，从它在M型AGB恒星包层中凝结形成，到它通过星际介质的过境，以及在Semarkona的小行星母体上居住期间的水蚀变。
2023-01-19 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Presolar stardust in asteroid Ryugu
我们已经进行了基于NanoSIMS的搜索，在最近从C型小行星Ryugu返回的样本中寻找太阳前物质，这是JAXA Hayabusa 2任务的一部分。我们报告的所有主要presolar颗粒类型的检测与O-和C-异常同位素组成通常确定在碳质球粒陨石：1硅酸盐，1氧化物，1 O-异常超新星颗粒的模糊相，38 SiC，和16碳质颗粒。至少有两个碳质颗粒是前太阳石墨，而几个颗粒与中度C同位素异常可能是有机物。presolar硅酸盐位于一个碎屑与较少改变的岩性比典型的广泛含水蚀变Ryugu矩阵。Ryugu的基质标准化前太阳颗粒丰度为4.8 $^{+4.7}_{-2.6}$ ppm的O-异常颗粒，25 $^{+6}_{-5}$ ppm的SiC颗粒和11 $^{+5}_{-3}$ ppm的碳质颗粒。Ryugu在同位素和岩石学上与碳质Ivuna型（CI）辉长岩相似。为了比较Ryugu的原位太阳前颗粒丰度与CI Alcantes，我们还绘制了Ivuna和Orgueil样品，并发现了SiC颗粒和6个碳质颗粒。未发现O-异常颗粒。CI陨石中的基质标准化前太阳颗粒丰度与Ryugu中的相似：23 $^{+7}_{-6}$ ppm SiC和9.0 $^{+5.3}_{-4.6}$ ppm碳质颗粒。因此，我们的研究结果提供了进一步的证据支持Ryugu-CI连接。它们还揭示了Ryugu样本中小规模异质性的有趣线索，例…
2022-08-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Extremely $^{54}$Cr- and $^{50}$Ti-rich presolar oxide grains in a primitive meteorite: Formation in rare types of supernovae and implications for the astrophysical context of solar system birth
我们报告了19个前太阳氧化物颗粒的Orgueil CI陨石与大量富集的$^{54}$铬，与$^{54}$铬/$^{52}$铬的比例范围从1.2到56倍的太阳值。最富集的晶粒在质量50时也表现出富集，很可能部分是由于$^{50}$ Ti，但接近正常或耗尽的$^{53}$ Cr/$^{52}$ Cr比。$^{54}$ Cr富集与晶粒尺寸之间有很强的反相关性;最极端的晶粒直径均<80 nm。同位素数据与核合成计算预测的比较表明，这些颗粒最有可能起源于稀有的高密度Ia型超新星（SNIa）或电子捕获超新星（ECSN），后者可能发生在质量为8 - 10 M $_\odot$的恒星演化的最后阶段。这是第一个证据，保存前太阳颗粒从任何类型的超新星。ECSN起源是有吸引力的，因为这些可能比高密度的SNIa发生得更频繁，它们的演化时间尺度（$\sim$ 2000万年）与分子云相当。来自ECSN的太阳母云的自污染可以解释行星材料中富含n的同位素异常的不均匀分布，包括最近报道的太阳系中Mo同位素的二分法。三种含有太阳$^{54}$ Cr/$^{52}$ Cr的颗粒，但$^{50}$ Cr或$^{53}$ Cr的异常，以及富含$^{57}$ Fe的颗粒的恒星起源尚不清楚。
2018-03-12 astro-ph.EP 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
Explosive Nucleosynthesis in Core-Collapse Type II Supernovae: Insights from new C, N, Si, and Al-Mg isotopic compositions of presolar grains
本研究分析默奇森陨石中的前太阳X型SiC等颗粒，校正污染与SIMS标准偏差，揭示同位素负相关趋势并约束CCSNe爆炸核合成过程。
2023-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Silicon isotopic abundance toward evolved stars and its application for presolar grains
银河系化学演化（GCE）对于理解当今星际介质（ISM）和太阳系的组成具有重要意义。在本文中，我们的目标是跟踪GCE使用的29 Si/30 Si比在演化的恒星，并尝试将其与太阳前的颗粒组成。我们使用APEX望远镜探测到热SiO同位素向四个富氧的M-型恒星的排放。结合从赫歇尔科学档案和文献中检索到的数据，我们能够获得总共15颗演化恒星的29 Si/30 Si比值，这些恒星是从它们的光学薄29 SiO和30 SiO发射推断出来的。这些恒星的质量和年龄范围很广，而且由于它们在寿命期间不会显著改变29 Si/30 Si，因此它们提供了ISM金属丰度（或29 Si/30 Si比率）作为时间函数的极好探针。从热SiO发射推断的29 Si/30 Si比率倾向于低质量富氧恒星（例如，对于W Hya，下降到大约1），对于更高质量的碳星IRC+10216和两颗红超巨星，接近星际或太阳值1.5。在29 Si/30 Si比值和演化恒星的质量损失率之间有一个初步的相关性，我们将质量损失率作为初始恒星质量或当前恒星年龄的代理。这与在前太阳粒中发现的不同丰度比是一致的。我们发现，在我们的样本中，较老的物体（可能高达10 Gyr）跟踪以前的29 Si/30 Si值约为1。具有这种同位素比率的物质存在于前太阳粒的两个子类中，提供了较低比率的独立证据。因此，29 Si/30 Si比值是研究GCE和太阳前颗粒的一个有用的…
2013-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of Mo and Ru isotopes in neutrino-driven winds: implications for solar abundances and presolar grains
太阳系中所谓的$p$ -同位素$^{92,94}\mathrm{Mo}$和$^{96,98}\mathrm{Ru}$的起源仍然是一个谜，因为几个天体物理方案无法解释它们。此外，X型（SiC X）的前太阳碳化硅颗粒的数据表现出独特的钼图案，特别是对于$^{95,97}\mathrm{Mo}$。我们研究生产的Mo和Ru同位素在中微子驱动的风与核心坍缩超新星（CCSNe）在广泛的条件。我们发现，质子丰富的风可以作出主导贡献的太阳丰度的$^{98}\mathrm{Ru}$，显著的贡献$^{96}$ Ru（$\lesssim 40\%$）和$^{92}$ Mo（$\lesssim 27\%$），和相对较小的贡献$^{94}$ Mo（$\lesssim 14\%$）。相比之下，富含中子的风对太阳$^{92,94}$ Mo丰度的贡献可以忽略不计，并且不能产生$^{96,98}$ Ru。然而，我们发现，一些中子丰富的风可以解释在SiC X晶粒中的奇特的钼图案。我们的研究结果可以推广，如果类似的条件也得到了其他类型的喷出物在CCSNe或中子星合并。
2018-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Automated NanoSIMS Measurements of Spinel Stardust from the Murray Meteorite
我们报告新的O同位素数据41 presolar氧化物颗粒，38 MgAl 2 O 4（尖晶石）和3 Al 2 O3从CM 2陨石默里，确定与最近开发的自动测量系统的NanoSIMS。我们还获得了29个相同的颗粒（26尖晶石和3 Al_2O_3）的Mg-Al同位素结果。大部分的颗粒具有O同位素组成的典型的大多数前太阳氧化物，落入之前定义的四个组，最有可能是从红巨星分支或渐近巨星分支恒星的凝聚物。我们还发现了几种具有更不寻常的O和Mg成分的颗粒，这表明它们是在极端的天体物理环境中形成的，例如新星和超新星。其中一颗颗粒富含17 O、25 Mg和26 Mg，这些同位素特征表明新星喷出物的凝结。另外还发现了两颗超新星起源的颗粒：一颗具有典型的第4族前氧化物的大18 O/16 O比;另一颗颗粒富含16 O，并且还含有来自44 Ti衰变的放射性44 Ca，这可能是来自II型超新星富O内部区域的物质的冷凝物。此外，一些第2族的前太阳尖晶石颗粒也有很大的25镁和26镁同位素异常，这是很难解释的标准核合成在低质量的恒星。俄歇元素光谱分析进行的颗粒和定性表明，前太阳尖晶石可能不具有高于化学计量比的Al/Mg比，在这里获得的SIMS结果和以前的报道相反。
2010-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Silicon Isotopic Composition of Mainstream Presolar SiC Grains Revisited: The Impact of Nuclear Reaction Rate Uncertainties
针对主流前太阳SiC颗粒硅同位素组成与现有化学演化模型的不一致问题，本研究通过蒙特卡洛模型分析核反应速率不确定性的影响，发现其可解释差异，相关线斜率在不确定性范围内与模型一致，强调精确测量反应速率的重要性。
2024-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
New NanoSIMS Multielement Isotope Data Reveal CO Novae As Key Sources Of 13C-rich Presolar Silicon Carbide Grains
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚空间研究所）；Boston University（波士顿大学）；Carnegie Science（卡内基科学）
通过新的纳诺SIMS多元素同位素测量重新评估了四个可能的新星SiC颗粒和79个AB SiC颗粒的恒星起源，发现CO新星是13C丰富的预太阳SiC颗粒的主要来源。
2026-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.geo-ph
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
Isotopic 32S/33S ratio as a diagnostic of presolar grains from novae
测量太阳前颗粒中的硫同位素有助于确定这些颗粒形成的天体物理学地点。然而，为了评估硫同位素比值的诊断能力，需要更精确的33 S（p，γ）34 Cl反应热核速率。用高分辨四极-偶极磁谱仪研究了25 MeV的~（33）S（~ 3 He，d）~（34）Cl质子转移反应。在10度和55度之间的10个散射角下测量氘光谱。在Ex = 4.6 - 5.9 MeV范围内观测到24个~（34）Cl能级，其中3个能级是首次观测到。质子光谱因子首次提取的水平以上的33 S +p阈值，跨越计算热核33 S（p，γ）34 Cl率在经典的新星爆炸所需的能量范围。我们已经确定了一个新的33 S（p，γ）34 Cl率使用Monte Carlo方法，并进行了新的流体动力学新星模拟，以确定剩余的核物理不确定性的反应速率对新星核合成的影响。我们发现，这些不确定性导致一个因素的33 S（p，伽马）34 Cl率在典型的新星峰值温度的变化小于5，并在弹出的新星产量的S-钙同位素的变化小于20%。特别是，对于所考虑的新星模型，预测的32 S/33 S比率为110 - 130，而之前的速率不确定性为110 - 440。由于最近的II型超新星模型预测的比值为130 - 200，32 S/33 S比值可以用来区分新星和超新星起源的颗粒。
2014-09-01 astro-ph.SR nucl-ex
Cluster analysis of presolar silicon carbide grains: evaluation of their classification and astrophysical implications
基于12 C/13 C、14 N/15 N、δ 30 Si/28 Si和δ 29 Si/28 Si的文献数据（包括或不包括推断的初始26 Al/27 Al数据）对太阳前碳化硅颗粒进行聚类分析，揭示了9个聚类与先前定义的颗粒类型一致，但也突出了新的划分。主流颗粒位于三个集群可能代表不同的母星金属丰度。其中一个星团有一个紧凑的核心，组成范围很窄，这表明在质量和金属丰度范围很窄的渐近巨星分支（AGB）恒星中SiC颗粒的产量增加。26 Al/27 Al数据的增加突出了一个富含15 N和26 Al的主流晶粒簇，这不能用当前的AGB模型来解释。我们定义了两个AB晶粒簇，一个与15 N和26 Al过剩，和其他14 N和较小的26 Al过剩，与最近的研究一致。他们的定义不使用太阳的N同位素比率作为分界线，在这项研究中确定的26 Al富AB集群的轮廓与核心坍缩超新星模型更一致。我们还发现了一个由新星和AB颗粒混合而成的星团，它可能是在超新星或新星环境中形成的。X颗粒组成两个集群，具有强烈相关的Si同位素比值或偏离2/3斜率线的Si 3-同位素图。最后，大多数Y和Z晶粒共同聚集，这表明以前使用12 C/13 C = 100作为Y晶粒的除法是任意的。我们的研究结果表明，聚类分析是一个强大的工具来解释数据的光恒星演化和核合成建模，并强调需要更多的多元素同位素数据更好的分类。
2020-12-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of radioactive $^{22}$Na in core-collapse supernovae: the Ne-E(L) component in presolar grains and its possible consequences on supernova observations
CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院卓越中心）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）；NuGrid Collaboration（NuGrid合作组织）；Washington University（华盛顿大学）；Max Planck Institute for Chemistry（马克斯·普朗克化学研究所）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；Duke University（杜克大学）；University of York（约克大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；HUN REN Konkoly Observatory（匈牙利研究网络孔科利天文台）；Monash University（蒙纳士大学）
本研究通过含H卷入He壳层的CCSN模型解释前太阳石墨Ne-E(L)异常，量化$^{22}$Na产生与抛射量，并指出其可影响晚期光变曲线、产生可探测γ射线及贡献银河系正电子湮灭。
2025-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Aggregation of SiC-X Grains in Supernova Ejecta
我们提出了一个模型的碳化硅聚集体内的膨胀和冷却超新星遗迹的形成。已经发现许多SiC-X颗粒是同位素均匀的较小晶体的聚集体。喷出物中SiC的初始冷凝发生在内部致密的材料壳内，该材料壳由从芯-包层界面反弹的反向冲击产生。随后的反向冲击使颗粒向前加速，但喷出物对快速移动的颗粒的气体阻力限制了它们的移动距离。通过观察气体阻力对颗粒传播距离的影响，我们提出超新星颗粒聚集体是由在高度局部化区域凝聚的物质形成的，这满足了SiC-X颗粒同位素均匀性的观测证据。
2009-07-29 astro-ph.SR
Thermonuclear reaction rate of 18O(p,gamma)19F
对于0.8-8.0太阳质量的恒星，核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段进入最后阶段。在这一演化阶段，恒星大气中会发生颗粒凝聚，恒星会经历显著的质量损失。太阳前颗粒的产生通常可以归因于这种独特的恒星环境。太阳前氧化物颗粒的一个子集具有戏剧性的18 O耗尽，不能用标准的AGB恒星燃烧阶段和疏浚模型来解释。一个额外的混合过程，被称为“冷底处理”（CBP），提出了低质量AGB星。在某些恒星环境和太阳前颗粒样品中观察到的18 O耗尽可能是CBP期间18 O +p过程的结果。我们在这里报告的18 O（p，γ）19 F反应在低能量的研究。基于我们的新结果，我们发现，在Er = 95 keV（实验室）的共振在与CBP相关的温度下对反应速率的影响可以忽略不计。我们还确定，直接捕获的S-因子几乎是一个因子2低于以前建议的值在低能量。本文提出了一种改进的~（18）O（p，γ）~（19）F热核反应速率。
2012-12-05 astro-ph.SR nucl-ex
Exploring the Neutrino Mass Hierarchy from Isotopic Ratios of Supernova Nucleosynthesis Products in Presolar Grains
本研究通过纳入新的中微子诱导反应速率与味振荡效应的超新星核合成模拟，发现前太阳X型碳化硅颗粒中特定同位素比值对可区分中微子正/倒质量层级，为中微子质量层级研究提供了新的天文探针。
2025-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Formation of Bimodal Dust Species in Nova Ejecta
新星喷发中双峰尘埃（即硅酸盐和无定形碳尘埃颗粒共存）的形成是一个悬而未决的问题。根据恒星天体物理学实验模块模拟的新星模型，假设新星喷出物为球形几何，分别采用膨胀模型和辐射激波模型计算了纯新星喷出物中碳（C）和镁橄榄石（Mg 2SiO 4）尘埃颗粒的形成和生长。在这些模型中，预先存在的星周介质的化学性质没有考虑在内。在自由膨胀模型中，新星喷出物不是尘埃成核的理想环境。然而，在辐射激波模型中，它可以有效地产生尘埃。我们估计每颗新星都能产生平均质量约为$10^{-9}$和$10^{-8}$ ${\rm M_\odot}$的C颗粒，以及平均质量约为$10^{-8}$和$10^{-7}$ ${\rm M_\odot}$的Mg $_2$ SiO $_4$颗粒。以喷出的气体质量计，粉尘与气体的比例约为1%. C颗粒首先在新星爆发后几天或几十天形成。之后，Mg $_2$ SiO $_4$颗粒在数十天内开始生长，这与观察结果一致。
2019-10-30 astro-ph.SR
Origin of Dust around V1309 Sco
星际介质中尘埃颗粒的起源仍然是一个悬而未决的问题。\cite{Nicholls2013}发现V1309 Sco周围存在大量尘埃，可能是由接触双星合并产生的。我们调查周围的尘埃V1309斯科的起源，并建议，这些尘埃颗粒有效地产生的二进制合并喷出物。利用\emph{AGBDUST}程序，我们估计尘埃粒子产生了$\sim 5.2\times10^{-4} M_\odot$，其半径为$\sim 10^{-5}$ cm。这些尘埃颗粒主要由硅酸盐和铁颗粒组成。由于双星合并喷出物的质量很小，双星合并喷出物产生的尘埃对星际介质中总尘埃产生的贡献可以忽略不计。然而，最重要的是，V1309 Sco周围大量尘埃的发现为这一想法提供了直接支持-共同的包层喷出物为尘埃的形成和生长提供了理想的环境。因此，我们确认共同包层喷出物可能是宇宙尘埃的重要来源。
2013-08-27 astro-ph.SR
Molecules and dust in Cassiopeia A: II - Dust sputtering and diagnosis of dust survival in supernova remnants
我们研究了超新星遗迹仙后座A的尘埃演化。我们通过模拟颗粒的溅射来跟踪II-b型超新星中形成的尘埃颗粒的处理过程。尘埃位于被反向冲击穿过的致密喷出物团块中。研究了反向激波破坏团簇后团簇间介质的进一步溅射。本文还研究了II-P型超新星及其残余物的致密喷出物团块中的尘埃演化。我们研究了描述喷出物氧核的富氧团块，以及对应于最外层富碳喷出物区的富碳团块。我们认为在超新星形成的尘埃成分，几个反向冲击波速度和团间气体温度，并得出尘埃粒度分布和质量作为时间的函数。我们发现，非热溅射在团块是重要的，占减少的颗粒人口的~ 40%至80%的质量，这取决于团块气体过密度和颗粒的类型和大小。II-b型超新星形成小颗粒，这些颗粒在团块内和团块间的介质中溅射。对于Cas A，硅酸盐颗粒在团间介质中不能经受热溅射。我们推导出的质量目前处理的硅酸盐，氧化铝和碳颗粒在Cas A同意以及从观察得出的值。II-P型超新星产生的颗粒更好地存活于残余阶段。对于密集的喷出物团块，尘埃的存活效率在质量的42%和98%之间。对于SN 1987 A模式，导出的幸存尘埃质量在~ 0.06-0.13 Msolar范围内。这种类型的致密超新星可以有效地为星系提供尘埃。具体地，超过0.1微米的硅酸盐颗粒和超过0.05微米的其他颗粒在残余物中经受住热溅射。因此，超新星起源的太阳前颗粒可能形成于II-P型超新星的密集喷出物团块中。
2016-03-02 astro-ph.SR
Formation of Dust in the Ejecta of Type Ia Supernovae
我们研究了Ia型超新星（SNe Ia）的喷出物中尘埃颗粒的形成，采用碳爆燃W7模型。在尘埃形成的计算中，我们应用成核和晶粒生长理论，并考虑两种情况下，有和没有形成CO和SiO分子。计算结果表明，在α_j=1的粘附概率下，C、硅酸盐、Si和FeS颗粒在爆炸后100--300天的早期就能凝聚，而Fe和SiC颗粒基本上不能形成。由于没有H包层的Ia型超新星中气体密度低，新形成晶粒的平均半径通常低于0.01微米，比II-P型超新星中的小得多。这支持了我们先前的结论，即在SNe中，喷出物中形成的尘埃半径较小，包层质量较小。当α j=0.1- 1时，尘埃总质量的范围为3 × 10 ^{-4} M_sun到0.2 M_sun，这取决于是否形成CO和SiO分子。我们还估计了新形成的尘埃的光学厚度和热辐射，并与Ia超新星的相关观测结果进行了比较。我们发现，在超新星Ia的C颗粒的形成被抑制，以符合观测的限制。这意味着高能光子和电子严重抑制了C晶粒的形成效率，或者Ia型超新星最外层的C-O层几乎完全燃烧。最后，我们计算了超新星遗迹中尘埃的破坏过程，发现Ia超新星喷出物中的尘埃颗粒在被注入星际介质之前，几乎完全被冲击气体破坏。这表明超新星Ia不太可能是星际尘埃的主要来源。
2011-05-05 astro-ph.SR
