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
Morphology and kinematics of the gas envelope of Mira Ceti
本文分析了鲸鱼座Mira的环双星包层的~（12）CO（3-2）辐射观测。观测到的多普勒速度分布由三个部分组成：一个蓝移的东南弧形，可以描述为一个缓慢径向膨胀的环，约1.7公里/秒，与天空平面成约50度角，大约在2000年前诞生;一些弧，可能与蓝移弧诞生在同一个时代，所有共享多普勒速度红移约3 +/- 2公里/秒的相对于主星;第三，中央地区占主导地位的环联信封，显示两个流出在西南和东北半球。在距离恒星很近的地方，大约1.5”，这些半球显示出非常不同的形态：西南流出物覆盖了一个广阔的立体角，以5到10 km/s的速度径向扩张，并略有红移;东北流出物由两个臂组成，都是蓝移的，包围着一个广阔的黑暗区域，在那里发射被抑制。在距离约1.5”和约2.5”之间，两个半球之间的不对称性明显较小，并且存在分离的弧，特别是东北半球的壮观。在靠近恒星的地方，我们观察到环绕在Mira B周围的气体质量，其大小为几十个天文单位，相对于Mira B的多普勒速度达到+/-1.5 km/s，我们将其解释为气体从Mira A流向Mira B。
2016-04-25 astro-ph.SR
ATOMIUM: Halide molecules around the S-type AGB star W Aquilae
S型渐近巨星分支（AGB）星被认为是富氧AGB星演化的中间体。它们的拱星包层的化学成分也是中等的，但没有像它们富含碳和氧的对应物那样详细地研究过。我们的目标是确定丰度的AlCl和AlF的旋转线，这是第一次观察到的S型AGB星，W Aql。结合基于PACS观测的模型，我们的目标是根据这些结果更新我们的化学动力学网络。我们分析ALMA观测对WAQL的AlCl在地面和前两个振动激发态和AlF在地面振动态。利用辐射传输模型，我们确定了Al $^{35}$ Cl，Al $^{37}$ Cl和AlF的丰度和空间丰度分布。我们还模拟HCl和HF的排放，并将这些模型与PACS光谱进行比较，以限制这些物种的丰度。AlCl在非常靠近恒星的地方被发现，其发射被限制在恒星的0.1 $^{\prime\prime}$范围内。AlF发射更扩展，微弱发射从连续峰扩展0.2 $^{\prime\prime}$到0.6 $^{\prime\prime}$。我们发现相对于H $_2$，Al $^{35}$ Cl的$1.7\times 10^{-7}$、Al $^{37}$ Cl的$7\times 10^{-8}$和AlF的$1\times 10^{-7}$的峰丰度。从PACS光谱，我们发现相对于H $_2$，分别对于HCl和HF，$9.7\times 10^{-8}$和$\leq 10^{-8}$的丰度。AlF的丰度…
2021-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed modelling of the circumstellar molecular line emission of the S-type AGB star W Aquilae
S型AGB星的C/O比表明它们是富氧M型星和富碳C型星之间的过渡天体。因此，它们的气体和尘埃的星周成分被认为对它们精确的C/O比很敏感，因此研究它们的星周性质特别有意义。我们提出了新的Herschel HIFI和PACS亚毫米和远红外线观测的几个分子物种对S型AGB星W Aql。我们使用这些观测，探测范围广泛的气体温度，以约束拱星性质的W Aql，包括质量损失率和分子丰度。我们用辐射转移程序模拟星周尘埃和分子谱线发射，以确定星周性质和分子丰度。我们假设一个球对称的信封形成的恒定的质量损失率由加速风驱动。我们的模型包括完全集成的H2O管线冷却，作为能量平衡解决方案的一部分。我们检测到拱星分子线CO，H2O，SiO，HCN，并首次在S型AGB星，NH 3。辐射转移的计算结果在4.0 e-6 Msol yr-1的基础上的12 CO线的WAQL的质量损失率的估计。估计的12 CO/13 CO比值为29，这与之前推导的S型AGB星的比值一致。我们发现一个H2O丰度为1.5e-5，这是中间的丰度预期的M和C星，和一个ortho/para比H2O是一致的形成在温暖的温度。我们发现HCN丰度为3e-6，虽然没有CN线检测使用HIFI，我们能够把一些限制的丰度，6 e-6，CN在W Aql的拱星包络线的分布使用地面数据。我们发现SiO丰度为3e-6，NH3丰度为1.7e-5，局限于一个小信封。
2014-08-08 astro-ph.SR
Molecular line study of the S-type AGB star W Aquilae. ALMA observations of CS, SiS, SiO and HCN
上下文凭借阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）出色的空间分辨率和灵敏度，可以在演化恒星周围的星周包层（CSE）中观察和分辨除了丰富的CO之外的分子气体，例如双星S型渐近巨分支（AGB）星W Aquilae。目的。我们的目标是约束的CSE的化学成分，并确定径向丰度分布，光球峰值丰度，和同位素比值的选择化学上重要的分子物种在最里面的CSE的W Aql。推导出的参数的背景下，AGB星的化学演化，并与理论模型进行比较。方法.我们采用一维辐射转移建模-与加速λ迭代（ALI）辐射转移代码-的径向丰度分布的总共五个分子种类（CS，SiS，30 SiS，29 SiO和H13 CN），并确定最佳拟合模型参数的基础上，高分辨率ALMA观测以及存档单碟观测。空间分辨ALMA观测的另一个优点是，我们可以直接从观测中约束观测到的谱线跃迁的径向轮廓。结果我们推导出CS，SiS，30 SiS，29 SiO和H13 CN的丰度和e-折叠半径，并将其与以前的研究进行比较，这些研究仅基于未分辨的单碟光谱。我们的结果与以前的结果一致，并且由于发射区域的分辨率而更准确。
2018-06-05 astro-ph.SR
Detection of an asymmetry in the envelope of the carbon Mira R Fornacis using VLTI/MIDI
目标。我们提出了一个研究的信封形态的碳Mira R为VLTI/VLTI。这个天体是少数几个经历过尘埃遮蔽事件的渐近巨星分支（AGB）恒星之一。这类事件的起因仍在讨论之中。文献中提出了几种对称和非对称的方案。方法.中红外干涉观测间隔两年进行。观测探测大气的不同深度，覆盖不同的脉动阶段。使用GEM-FIND，一种用于在波长相关几何模型的帮助下拟合光谱分散干涉观测的工具，解释了振动和微分相位。结果我们报告的检测发现，通过非对称微分相位的结构。两年后，在相同的基线和位置角处观察到这种不对称性。观测结果最好用一个模型来模拟，该模型包括一个均匀圆盘加上一个高斯包络加上一个点源。该几何模型可以再现振动信号和微分相位信号。结论.我们的观测数据有利于基于非对称几何的R For遮蔽事件的解释。我们清楚地检测到恒星和强分辨尘埃成分之间的光心位移。这可能是由尘埃团或亚恒星伴星造成的。然而，现有的观察结果不允许我们区分这两种选择。这一发现对未来AGB星包络的几何学研究具有重要意义：如果这是一个双星，那么所有显示出遮蔽事件的AGB星都是双星吗？或者，我们是在寻找一个富含碳的米拉内部的不对称质量损失过程（即尘埃团块）？
2012-07-19 astro-ph.SR
The impact of third dredge-up on the mass loss of Mira variables
本文通过新光谱和红外数据研究第三次挖掘对 Mira 变星质量损失的影响，发现贫 Tc 与富 Tc 的 Mira 变星气体质量损失率无系统差异，但贫 Tc 者膨胀速度和中红外发射更高，表明两者尘埃性质不同。
2024-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mira Ceti, atypical archetype
为了揭示Mira Ceti星周包络（CSE）的形态运动学的复杂性，我们回顾，扩展并在某些情况下重新访问ALMA毫米观测SiO（5-4）和CO（3-2）分子线的发射。此外，我们提出了一个详细的分析光学薄$^{13}$ CO（3-2）的发射，这提供了几个重要的新结果。在红外和可见光波长的观测结果一致，我们给出了证据的限制和可能旋转的致密气体体积内$\sim$ 50 AU的恒星和一个大的SiO线宽内$\sim$ 15 AU。我们发现，质量损失过程是情节性的，并采取团块的形式具有非常低的SiO/CO丰度比相比，类似的富氧长周期变量，可能是由于耗尽尘埃颗粒和光解离。我们评估的质量损失率与主要的团块，并将其与从单碟观测获得的值进行比较。我们认为，在西南象限观察到的SiO排放是不相关的新生风的产生机制，但质量喷射发生在11年前的意见。我们注意到，Mira Ceti是不是一个很好的原型，在其风：模型旨在描述非常复杂的气体尘埃化学在行动中的CSE的富氧AGB星可能会发现很难占其特有的功能，小的变化参数决定何时何地质量损失可以进行显着。
2022-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of extended AGB star envelopes
尘埃形成于长周期变星和Miras的扩展的星周包层中，对包层动力学有很强的影响。由尘埃形成引起的辐射驱动的不稳定性导致了以一组不同频率为特征的自主动力学的发展。我们研究信封的内部动力学和外部激励的脉动星之间的相互作用。
2010-11-03 astro-ph.SR
Circumstellar dust shells around long-period variables. X. Dynamics of envelopes around standard luminous, C-rich AGB stars
长周期变星（LPV）和Miras是在渐近巨星分支上部区域的高度演化的恒星。它们表现出明显的光度变化，或多或少有明确的周期，并以恒星风的形式遭受大量的质量损失。由于这种大规模的质量损失，LPV和Miras被扩展的拱星尘埃壳（CDS）包围。这些包层的动力学是一个复杂的相互作用的结果，通过脉动的中心恒星，尘埃形成和辐射转移的外部激发。我们的研究旨在了解CDS在富碳、标准发光LPV和Miras周围的动态。这些壳层通常表现出多周期性，在主周期约为10^2-10^3 d的基础上叠加了高达几个10^4 d的次周期。这种次级周期至少部分地可能是由灰尘的存在引起的。我们认为，无论是由一个谐波力，由中央恒星的振荡，或由一个随机力与连续的功率谱的激励的CDS。由此产生的数值计算的动力学行为的外壳进行了分析与傅立叶分析和频闪图的帮助。CDS可以被描述为由脉动星驱动的多振荡系统。可以识别一组正常模式。得到的这些模式的周期约为10^3 d，这是尘埃成核、生长和尘埃形成区元素富集的特征时间尺度。根据中心恒星的振荡周期和强度，包层会周期性、多周期性或不规则地反应。
2010-11-03 astro-ph.SR
The wonderful complexity of the Mira AB system
我们利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）以0.5的分辨率绘制了MiraAB系统周围的CO（3-2）线发射图。CO地图显示了惊人的复杂性。在系统演化过程中，星周气体被不同的动力学因素塑造，可以识别出几种形态成分。伴星在连续发射中勉强分辨，目前距离为0.487 $\pm$ 0.006。在以恒星速度为中心的主线分量中，发现了环绕Mira A的螺旋弧，螺旋弧看起来相对平坦，并且在轨道平面上取向。伴星后面的吸积尾流清晰可见，投影的弧距为5“。在发射线的蓝翼中，偏离主线，发现了几个大的（$\sim$ 5- 10“），相反的弧。我们初步认为，这种结构是由Mira B的风在Mira A的膨胀包层中吹出一个气泡造成的。
2014-10-06 astro-ph.SR
The radio continuum spectrum of Mira A and Mira B up to submillimeter wavelengths
我们提出了新的测量的流量密度在亚毫米波长的ALMA波段7（338 GHz）和波段9（679 GHz）的观测的基础上，以更好地约束米拉AB二进制系统的连续发射的起源，并检查其轨道。我们在ALMA波段7测量了Mira A和Mira B连续谱，分辨率为~0 - 31，并首次在ALMA波段9测量了Mira A和Mira B连续谱，分辨率为~0 - 18。我们在两个波段上对双星系统进行了分辨，并导出了恒星的连续光谱指数和它们的相对位置。我们还分析了在波段6和3中获得的ALMA SciVer数据。在厘米波长的测量得到的其他作者已经包括在我们的研究的光谱能量分布的米拉组件。Mira A的连续辐射具有1.98 ± 0.04的光谱指数，从亚毫米延伸到厘米波长。Mira B连续辐射的光谱指数在亚毫米到~3.1 mm波长范围内为1.93 ± 0.06，在较长波长处为1.22 ± 0.09。Mira A的连续发射可达亚毫米波长，这与围绕演化恒星的射电光球一致，模型预测光谱指数接近2。Mira B的连续辐射不能用单一的电离成分来描述。恒星周围的一个非常紧凑和密集的区域可以产生在0.4-3.1毫米波长范围内测量的近热连续谱，而一个不均匀的，密度较小的，稍大的电离包层可能是造成更长波长的发射的原因。我们的结果说明了ALMA在双星系统高精度天体测量中的潜力。我们发现ALMA的测量值和预测的轨道位置之间存在约14毫…
2015-12-29 astro-ph.SR
The Radio Light Curve of the Gamma-Ray Nova in V407 Cyg: Thermal Emission from the Ionized Symbiotic Envelope, Devoured from Within by the Nova Blast
我们提出了多频无线电观测的2010年新星事件的共生二进制V407天鹅座，获得与卡尔G。Jansky超大型阵列，覆盖1-45 GHz，发现后17-770天。这颗新星-第一次在伽马射线中被探测到-显示了一条由米拉巨伴的风主导的射电光变曲线，而不是新星喷出物本身。当风被新星爆发电离时，射电光度增加，当风被新星激波从内部猛烈加热时，射电光度减弱。这项研究标志着这种物理机制首次被证明主导了天体物理瞬变的射电光变曲线。我们没有观察到新星喷出物的热信号或激波的同步辐射，因为这些成分隐藏在米拉风的吸收屏后面。我们估计Mira风的质量损失率为Mdot_w ~ 10^-6 M_sun/yr。我们还介绍了在2010年新星之前唯一对天鹅座V407的无线电探测，这是从未发表的1993年VLA档案数据中收集的，它表明即使在平静期，米拉风的无线电光度也会变化>~20倍。虽然天鹅座V407可能拥有一颗巨大的吸积白矮星，使其成为Ia型超新星的候选祖先系统，但围绕着天鹅座V407的致密且径向连续的环双星物质与大多数Ia型超新星的观测环境不一致。
2012-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Submillimetre water masers at 437, 439, 471, and 474 GHz towards evolved stars. APEX observations and radiative transfer modelling
在这里，我们的目标是将437，439，471和474 GHz的亚毫米水脉泽对准演化恒星的样本。我们使用阿塔卡马探路者实验（APEX）观察亚毫米水的过渡和CO（4-3）线对11个演变的恒星。样本包括半正则和Mira变星，以及一颗红超巨星。我们对水脉泽进行了辐射转移模拟。我们还使用CO观测来确定恒星的质量损失率。在11颗演化恒星的样本中，有7颗在437、439、471和474 GHz处显示出一个或多个脉泽。因此，我们发现这些脉泽是常见的演化恒星拱星信封。在恒星速度附近探测到脉泽谱线的事实表明，它们很可能起源于我们目标的内部星周包层。我们尝试性地将脉泽的存在与目标恒星的变异程度联系起来，也就是说，脉泽更有可能出现在米拉变星中，而不是半规则变星中。我们认为，这表明强冲击的重要性，创造必要的条件，脉泽。通常，437 GHz线是这里所研究的脉泽线中观察到的最强脉泽线。我们不能在我们的辐射转移模型中重现上述发现。在一般情况下，我们发现脉泽发射是非常敏感的尘埃温度在这里研究的线。为了产生强的脉泽辐射，尘埃温度必须明显低于气体动力学温度。除了运行网格的模型，以确定最佳的物理条件，强脉泽在这些线，我们进行了平滑的风建模，我们不能重现所观察到的线条形状。这也表明脉泽必须主要来自内包层。
2020-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
An observational study of dust nucleation in Mira ($o$ Ceti): II. Titanium oxides are negligible for nucleation at high temperatures
演化恒星富氧包层中硅酸盐尘埃的形成被认为是由种子粒子的形成引发的，种子粒子可以承受恒星光球层附近的高温，并在远离恒星的地方充当凝结核。被认为是第一缩合物的候选物种是TiO和TiO $_2$。我们的目标是确定和表征的钛的拱星气相化学，导致形成固体钛化合物的信封中的$o$ Cet，原型米拉，并寻求一个观察验证钛氧化物是否发挥了主要作用的尘埃形成的M型AGB星的发病。我们提出了高角分辨率ALMA观测亚毫米（submm）波长补充的APEX和赫歇尔光谱的旋转功能的TiO和TiO $_2$。此外，在覆盖$o$ Cet的多个脉动周期的光谱中，确定了TiO和TiI的星周特征。亚毫米ALMA数据揭示了在扩展的米拉大气中含有TiO和TiO $_2$的气体。虽然TiO可追踪到4.0 R $_{\star}$的半径（FWHM/2），但TiO $_2$延伸远至5.5 R $_{\star}$，并且与TiO不同，TiO似乎是各向异性分布的。光谱显示TiI和TiO从扩展大气（<3 R $_{\star}$）内部的可变发射。包括冲击的化学模型与气相含钛分子的观测结果基本一致。由于气态钛物质的丰度非常高，因此不太可能将大量的钛锁定在固体中。特别是，热的富钛冷凝物的形成是非常不可能的，因为我们发现在气相中没有热的前体物质的痕迹。因此，Mira和其他M型AGB星的尘埃不太可能是由氧化钛引发的。
2016-10-04 astro-ph.SR
Pre-maximum spectro-imaging of the Mira star T Lep with AMBER/VLTI
Mira变星周围的扩散包层是影响星系化学演化的最重要的来源之一。然而，由于其复杂的光谱特征和快速的时间变化，它们是一个观测挑战。我们约束的确切亮度分布的米拉星TLep与模型无关的分析。我们获得了单历元干涉观测数据集连续的光谱域（1.5-2.4mum）和空间域（基线范围从11到96米）。我们使用MIRA软件对每个光谱箱进行了模型独立的图像重建。我们通过使用一个简单的星+层模型对数据进行建模来完成分析，该模型的灵感来自图像。重建的图像证实了一个中心恒星的总体图像，它被周围不透明度不断变化的分子壳部分遮蔽。在1.7 μ m时，壳层变得光学上很薄，相应的辐射呈现为环绕恒星的环。这是第一个直接证据的球形形态的分子壳。模型拟合证实了一个恒定大小的球形层，并在波长上改变不透明度。粗略的建模指出，除了CO和H2O特征之外，壳内还有连续不透明度。因此，似乎不可能在任何光谱箱中单独用光球模拟数据。
2009-02-23 astro-ph.SR
HI envelope around the carbon star V420 Vul
Guizhou University（贵州大学）；Sun Yat-sen University（中山大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究利用阿雷西博巡天数据探测到碳星V420 Vul周围秒差距尺度的HI结构，揭示其为恒星风与星际介质相互作用的产物，证实晚期恒星质量损失的运动学记录可在大尺度和长时间标上保留。
2026-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of the Interaction between an AGB Star and a Main Sequence Companion in Eccentric Orbits
烂蛋星云的核心是一个由一颗Mira星和一颗A型伴星组成的双星系统，它们之间的距离大于10 au。据推测，它是在大约800年前的近星点通过期间，由米拉和一个偏心轨道上的伴星之间的强烈双星相互作用形成的。我们已经进行了流体动力学模拟的一个渐进的巨大的分支星与同伴的质量范围内的轨道与一系列的初始偏心率和近星点分离。对于合理的偏心率值，我们发现只有当周期<<100年时，才能发生洛希瓣溢出。此外，质量传递导致系统在几个轨道内进入共同的包络相。由于烂蛋星云的中心恒星是一颗AGB星，我们得出结论，这样一个共同的包络相一定导致了合并，所以观察到的伴星一定是在星云喷出时合并的双星的第三伴星。基于质量和时间尺度的模拟盘周围形成的共同包络相之前，我们分析估计的喷气机，可以发射的属性。考虑到超爱丁顿吸积率，我们发现，类似于观察到的喷流是合理的，假设假定失去的同伴是相对巨大的。
2015-10-28 astro-ph.SR
Atmospheric molecular blobs shape up circumstellar envelopes of AGB stars
针对AGB碳星大气和尘埃形成区分子气体分布及抛射方式不明的问题，本文以1个恒星半径分辨率观测IRC+10216，发现HCN等分子谱线对应光球大对流胞，其与脉动及伴星共同塑造星周包层。
2024-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for localized onset of episodic mass loss in Mira
我们报告多望远镜干涉测量的干涉光学望远镜阵列（IOTA），以提供图像的LPV米拉在H波段。这个波长区域非常适合研究质量损失，因为连续不透明度很低，可以在恒星大气层和包层中的很长路径上观察到发射。所观察到的vibrium是一致的一个简单的核心晕模型来代表中心对象和扩展的分子层，但此外，他们表现出实质性的不对称性。用图像重建软件分析表明，这种不对称性与局部吸收斑一致。观测到的不透明度暂时与小尘埃颗粒有关，这些小尘埃颗粒将在多年的喷射过程中大幅增长。空间信息以及推断的尘埃含量的云，已知的质量损失率，和喷射速度提供证据的脉动泵的扩展分子层。云可以被理解为一个空间上的局部区域的增强尘埃形成，非常接近脉动晕。观测到的质量损失可以由恒星周围的几个这样的活跃区域提供。这一结果为更好地理解AGB星大气中尘埃产生的团块提供了额外的线索。它与脉动和对流的组合在质量损失过程中起关键作用的场景兼容。
2020-08-22 astro-ph.SR
Search for surface magnetic fields in Mira stars. First detection in chi Cyg
为了完成知识的磁场和它的影响在过渡期间从渐近巨星分支的行星状星云的阶段，我们进行了搜索磁场在Mira星的表面。我们使用分光偏振观测，收集与Narval仪器在TBL，为了检测-与最小二乘反卷积方法-塞曼签名在可见光部分的光谱。我们提出了第一次spectropolarimetric观测的S型米拉星智天鹅座，在其最大的光。我们已经检测到偏振信号的斯托克斯V光谱，我们已经建立了塞曼起源。我们认为这可能与光球层和恒星大气层下部存在的弱磁场有关。我们估计其纵向分量的强度约为2-3高斯。这一结果有利于1/r律的变化的磁场强度的拱星包络的天鹅座。这是第一次检测到一个弱的磁场在恒星表面的米拉星，我们讨论其起源的框架中的冲击波周期性地传播在整个大气中的这些径向脉动的恒星。在我们观测天鹅座chi的时候，冲击波达到了最大强度，很可能是冲击波在穿过大气层的过程中放大了微弱的恒星磁场。如果没有这样一个由冲击放大，磁场强度会太低而无法检测到。对于第一次，我们还报告了强斯托克斯Q和U签名（线性偏振）集中在零速度（即，在冲击前位置）。它们似乎表明，径向方向将有利于在其整个大气传播的冲击。
2013-12-06 astro-ph.SR
CO envelope of the symbiotic star R Aqr seen by ALMA
共生星R Aqr是ALMA观测到的小样本AGB双星的一部分。样本恒星是：R Aqr，Mira，W Aql和pi 1 Gru。样本涵盖了二元分离和风特性的范围，其中R Aqr是具有最小分离的源。R Aqr双星对由一颗M型AGB星和一颗白矮星组成，它们之间的距离为45质量，相当于218 pc时的10天文单位。的ALMA研究的目的是调查的依赖性的风塑造的二进制分离，并提供约束的流体动力学的二进制相互作用模型。R Aqr是特别有趣的，因为它是最小的分离源和复杂的星周环境，受到两颗恒星之间的相互作用以及这种相互作用和热白矮星伴星产生的高能辐射的强烈影响。在0.5 ″空间分辨率下观测到CO（J=3-2）谱线发射。在双星对周围的一氧化碳包络线被边缘化，显示出一个相当复杂的分布。的CO排放区域的外半径估计从数据，发现是约10倍，比以前认为的。这意味着过去100年的平均质量损失率为2x 10 -7 Msun/年，比以前的估计少45倍。通道地图和分子气体的分布进行了讨论，并设置到什么是以前已知的系统的上下文中。另外还介绍了在ALMA观测所覆盖的带宽内检测到的分子谱线发射。由于辐射的范围有限，关于该系统动力学演化的确切结论将不得不等待更高的空间分辨率观测。然而，这里提供的数据支持这样的假设，即米拉星的质量损失率变化很大，并且集中在轨道平面上。
2018-06-13 astro-ph.SR
Near-infrared spectro-interferometry of three OH/IR Stars with the VLTI/AMBER instrument
我们调查的OH/IR星的分子和尘埃环境，以表征在tip-AGB超风阶段的质量损失过程。在VLT干涉仪上使用AMBER仪器，我们获得了三颗OH/IR星IRAS 13479-5436、IRAS 14086-6907和IRAS 17020-5254的近红外H-和K-波段光谱干涉观测，光谱分辨率约为35。我们使用一个两个组件的几何模型，由一个均匀的磁盘和高斯磁盘，获得特征角的大小的中央恒星源和他们的尘埃信封，以及这些组件之间的流量比。上述天体的三个中心部分的均匀圆盘角直径值在3.2质量和5.4质量之间。对于它们的尘埃包层，我们发现FWHM值在17.1 mas和25.2 mas之间。根据文献中的距离估计，中心恒星的半径在900 R_sun和1400 R_sun之间，而它们的尘埃包层的半高宽值在9000 R_sun和13000 R_sun之间。所有三个源的可见度函数表现出类似于那些早期VLTI/琥珀观测半定期和Mira可变AGB星的波长变化。这些被解释为大气分子层位于光球层的特征。我们还发现，尘埃信封有一个明显更大的光学深度比那些已知的米拉星。我们将其解释为“超级风”阶段的预期结果，即AGB演化的最后10000至30000年，当质量损失率增加10-100倍时。由于光学厚度的不同，这里研究的三个尘埃壳层可能代表了“超级风”的不同阶段和不同的初始质量。
2011-10-24 astro-ph.SR
Chemical content of the circumstellar envelope of the oxygen-rich AGB star R Dor: Non-LTE abundance analysis of CO, SiO, and HCN
我们的目标是确定R Dor恒星外流中SiO和HCN的径向丰度分布，R Dor是一颗富氧的AGB星，具有低质量损失率。我们分析了CO，SiO和HCN的分子跃迁测量的APEX望远镜和所有三个仪器上的赫歇尔空间天文台，连同文献数据。测光数据和红外光谱测量的ISO-SWS被用来约束流出的灰尘成分。采用连续辐射传输法和线辐射传输法，建立了气体和粉尘的物理包络模型。我们已经进行了分析的SiO和HCN的分子跃迁，以计算其丰度。我们已经得到了一个信封模型，描述的尘埃和气体的流出，并确定了丰富的SiO和HCN的整个区域的流出探测我们的分子数据。SiO的初始丰度介于$5.5 \times 10^{-5}$和$6.0 \times 10^{-5}$之间。H $_2$。丰度曲线在$60\ \pm 10\ R_*$之前是恒定的，之后它遵循具有$3.5 \pm 0.5 \times 10^{13}$ cm的$e$ -折叠半径的高斯曲线下降。对于HCN，我们发现$5.0 \times 10^{-7}$的初始丰度w.r.t. H $_2$。描述下降的高斯分布从恒星表面开始，其$e$折叠半径$r_e$为$1.85 \pm 0.05 \times 10^{15}$ cm。我们不能明确地确定SiO在$60\ \pm 10\ R_*$中被破坏的机制。发现的初始丰度大于先前确定的（除了先前对SiO的一项研究），这可能是由于…
2017-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dicke's Superradiance in Astrophysics. II -- The OH 1612 MHz Line
我们将Dicke在1954年提出的超辐射概念应用于OH分子1612 MHz谱线，该谱线常用于探测演化恒星的星周包层中的脉泽。由于1612 MHz OH脉泽在这些恒星的外壳的检测意味着存在的粒子数反转和高水平的速度相干性，这是两个必要的要求超辐射，我们调查是否超辐射也可以发生在这些地区。超辐射的特点是高强度，空间紧凑，爆发式的功能发生在时间尺度上的几秒钟到几年的顺序，这取决于大小和物理条件的地区窝藏这种辐射源。我们的分析表明，超辐射提供了一个有效的解释，以前的观测强度耀斑检测到的谱线的猎户座U Mira恒星和IRAS 18276 -1431行星前星云。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR quant-ph
Theoretical period-radius and period-luminosity relations for Mira variables with solar metallicity
本研究计算了太阳金属丰度下不同初始质量AGB星的演化与非线性脉动，得到理论周期-半径和周期-光度关系，明确了质量、脉动模式与振荡规则性的关联。
2023-12-13 astro-ph.SR
Millimetre observations of the S-type AGB star $χ$ Cygni: variability of the emission of the inner envelope
研究利用升级后的NOEMA观测S型Mira变星$χ$ Cygni内包层毫米波发射，发现H$^{12}$CN延展变化、异常同位素比值及近期抛射和偶发外流证据，并首次探测到SiO（$ν$=1，$J$=6-5）脉泽。
2024-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsations along the Asymptotic Giant Branch (AGB): a global view
Viet Nam National Space Center, Vietnam Academy of Science and Technology（越南国家航天中心，越南科学技术院）
本文针对AGB恒星脉动研究仅局限于米拉变星的缺陷，分析大样本半规则与不规则变星，揭示两类不同演化路径的AGB恒星及其后代特征，探讨其富氧到富碳的转变及质量等影响因素。
2026-08-03 astro-ph.SR
Discovery of Time Variation of the Intensity of Molecular Lines in IRC+10216 in The Submillimeter and Far Infrared Domains
我们报告的IRC+10216的原型拱星信封的丰富的分子物种的高旋转线的强强度变化的发现。观测是用\textit{Herschel} \thanks{\textit{Herschel} is an ESA space observatory with science instruments provided by European-led Principal Investigator consortia and with important participation from NASA}上的高强度红外线成像仪和IRAM \thanks{This work was based on observations carried out with the IRAM 30-meter telescope. IRAM is supported by INSU/CNRS (France), MPG (Germany) and IGN (Spain)} 30米望远镜进行的。它们涵盖了三年多的几个观察期。线强度的变化产生的分子在外层的信封最可能的结果从时间变化的红外泵浦速率。我们分析了这一发现的主要影响的解释分子线发射的信封的米拉型恒星。辐射转移计算必须考虑红外泵浦的时间变化和尘埃和气体温度随恒星相位的可能变化，以便再现不同时期的分子谱线观测。气体温度随恒星相位变化的影响对于在包层最里面区域产生的谱…
2014-10-21 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
HI Observations of the Asymptotic Giant Branch Star X Herculis: Discovery of an Extended Circumstellar Wake Superposed on a Compact High-Velocity Cloud
我们报告了用绿岸望远镜（GBT）和甚大天线阵（VLA）对AGB星X Her进行的HI 21厘米线观测。我们探测到了与星周包层有关的HI辐射，其总量为M_HI=2.1e-03 M_sun。HI分布呈现出头尾形态，与先前在Mira和RS Cnc周围观察到的形态相似。尾巴在天空平面上延伸约6.0'（0.24 pc），沿着恒星的空间运动方向。我们还检测到一个速度梯度的~6.5公里/秒的整个信封，与HI跟踪湍流尾流，从运动中产生的质量损失的恒星通过ISM一致。GBT映射的2x2 deg区域周围的X Her显示，恒星谎言（在投影）附近的一个更大的HI云，也表现出签名的ISM相互作用的外围。云的性质与致密高速云的性质一致。通过对CO的观测，我们将其分子气体含量的上限定为N_H2<1.3e20 cm^-2。虽然到云的距离没有受到很好的限制，但X Her和云之间空间运动的位置、速度和视位置角的偶然巧合的概率非常小，这表明可能存在物理关联。然而，云的大HI质量（~>2.4~M_sun）及其相对于X Her的平均速度的蓝移与直接与恒星抛射有关的起源不一致。（节略）
2010-11-29 astro-ph.SR
Dissecting the central regions of OH 231.8 + 4.2 with ALMA: a salty rotating disk at the base of a young bipolar outflow
我们目前的ALMA连续谱和分子线发射图在$\sim$ 1毫米的OH 231.8，一个很好的研究双极星云周围的AGB星。我们的地图（$\sim$ 20 mas）具有出色的角分辨率，使我们能够仔细观察OH 231.8的中央星云区域，这些区域拥有解开这个标志性物体如何组装其复杂星云结构的线索。我们报告，第一次在这个对象和其他同类，发现一个旋转的circumbinary磁盘选择性跟踪NaCl，KCl，和H $_2$ O发射线。这是第一次在富氧的AGB拱星包层中探测到KCl。旋转盘，半径$\sim$ 30 AU，位于一个年轻的双极风的基础上跟踪SiO和SiS的排放，这也提出了在其基地旋转的迹象。NaCl赤道结构的特点是由一个平均旋转速度$\sim$ 4公里秒$^{-1}$和极低的膨胀速度，$\sim$ 3公里秒$^{-1}$。外流具有显著的扩张运动学特征，其特征在于其底部的恒定径向速度梯度为$\sim$ 65 km s $^{-1}$ arcsec $^{-1}$。在$r$ $\sim$ 350 au之外，流出物中的气体继续以$\sim$ 16 km s $^{-1}$的恒定终端速度径向流动。我们的连续地图揭示了空间分辨尘埃盘状结构垂直于外流，与NaCl，KCl和H $_2$ O排放所产生的磁盘的表面层。在盘中，我们还确定了一个未解决的点连续源，这可能代表中央米拉型恒星QX Pup被一个$\…
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
KVN Monitoring Obsevations toward the Recent Outburst Symbiotic Star V407 Cygni
利用韩国VLBI网络单碟射电望远镜对D型共生双星V407 Cyg进行了H $_{2}$ O和SiO脉泽谱线的同步时间监测观测。这些监测观测是从2010年3月2日（光学相位$ϕ$ = 0.0），即2010年3月10日新星爆发前8天到2014年6月5日（$ϕ$ = 2.13）进行的。在爆发前8天，我们探测到SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0脉泽谱线，其值为0.51 K（$\sim$ 6.70 Jy）和0.71 K（$\sim$ 9.30 Jy），而在爆发后，我们无法在4月2日检测到它们（$ϕ$ = 0.04），5月5日（$ϕ$ = 0.09），5月8日（$ϕ$ = 0.09），或2010年6月5日（$ϕ$ = 0.13）在我们的KVN观测上限内。在重新开始我们的监测观测后，我们从2011年1--0月20日开始探测到SiO $v$ = 2，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.83），并从2011年12月22日开始探测到SiO $v$ = 1，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.92）。这些结果提供了清晰的证据，从新星爆发的冲击和SiO脉泽区的米拉信封之间的相互作用。除SiO $v$ = 1的峰值出现在一个历元外，SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0的峰值都出现在相对于恒星速度的蓝移速度上.这些现象可能与爆发后SiO脉泽区的重新分布有关。与恒星脉动相位…
2015-11-10 astro-ph.SR
