ALMA observations of CO isotopologues towards six obscured post-AGB stars
本研究利用ALMA观测六颗遮蔽后AGB恒星的CO同位素$J=2-1$线，约束其初始质量、近期质量损失及高速外流性质，发现它们均为低质量恒星且质量损失率较高。
2025-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surprising detection of an equatorial dust lane on the AGB star IRC+10216
了解行星状星云的形成仍然是难以捉摸的，因为在之前的渐近巨星分支（AGB）阶段，这些恒星被严重笼罩在光学厚的尘埃外壳中。为了进一步了解AGB星的星周环境的形态，我们在散射光中观察了最近的富碳AGB星IRC+10216。当在光学波长的散射光中成像时，IRC+10216令人惊讶地显示出狭窄的赤道密度增强，与已经成像的大尺度球形环形成对比。我们使用辐射转移模型来解释这一结构的两个模型：首先，赤道密度增强，通常观察到的更先进的后AGB恒星，其次，在尘埃环模型，在当地增强的质量损失创建一个螺旋环作为恒星旋转。我们的结论是，这两种模型可以用来重现散射光图像中的暗巷，这是由密集的尘埃，而不是以前认为的双极外流形成的赤道密度增强。我们无法对双星系统赤道密度增强的形成加以限制。
2014-12-16 astro-ph.SR
A new HCN maser in IRAS 15082-4808
在AGB星IRAS 15082-4808中发现了一个新的89.087 GHz的HCN脉泽，它被认为是AGB星包层最内层的一个振动脉泽。给出了该脉泽三个时期的观测结果：两次正探测和一次零探测。谱线轮廓在正探测之间变化，脉泽的强度也是如此。由HCN的88.631GHz跃迁得到的脉泽主成分相对于包线的系统速度偏移了-2.0+/-0.9km/s。类似的蓝移测量在其他9个源，这个微波激射器已被检测到。利用现有的10颗星首次研究了脉泽脉动相位的变化。与AGB模型大气的比较限制脉泽的形成区域的位置之间的脉动冲击和尘埃加速的发病，2和4恒星半径之间的区域。
2014-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The galactic chemical evolution of carbon: Implications for stellar nucleosynthesis
University of Victoria（维多利亚大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）
通过银河化学演化模型研究碳的来源，发现核心坍缩超新星产量随金属丰度增加，而渐近巨星支星贡献占太阳金属丰度下碳的10-40%。
2026-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster formation with multiple stellar populations: self-enrichment in fractal massive molecular clouds
内部化学丰度分布是银河系中球状星团的基本性质之一。为了了解这样的丰度蔓延的起源，我们用我们新的流体动力学模拟的超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的形成和反馈效应的分形结构的大规模分子云（MCs）的GC形成进行了数值研究。我们特别研究了恒星形成的气体化学污染的SNe和AGB星内的MCs具有不同的初始条件和环境。主要结果如下。多代星的GC可能是由分形MC高密度区发展而来的等级星团复合体合并而成的。SNe星和AGB星的反馈效应可以控制MCs原始气体和AGB星喷出气体形成恒星的效率。模拟的GC在中央3 pc内具有氦丰度的径向梯度。对于一个标准的初始恒星质量函数（IMF），原始MC质量需要达到10^7 Msun，这样由AGB喷出物形成的恒星的最终质量就可以达到10^5 Msun。由于AGB喷出物的恒星形成时间相当长（10^8年），因此它们的形成可以被恒星本身的SNe强烈抑制。这一结果意味着，所谓的质量预算问题是更严重的比以往任何时候都认为在GC形成的自富集的情况下。因此，第二代恒星的IMF应该是“顶光”。
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spectral Energy Distribution of Post-Starburst Galaxies in the NEWFIRM Medium-Band Survey: A Low Contribution from TP-AGB Stars
恒星星族合成（SPS）模型是许多星系演化研究的重要组成部分。不幸的是，这些模型在某些恒星演化阶段的校准仍然很差。特别值得关注的是热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段的治疗，因为不同的实现导致系统的差异，派生星系的属性。星暴后星系是一个很有希望的校准样本，因为TP-AGB恒星被认为在这个阶段是最明显的。在这里，我们使用后星暴星系在NEWFIRM中波段调查，以评估不同的SPS模型。现有的测光允许选择一个均匀的和定义良好的样本的62个后星暴星系在0.7<z<2.0，从我们构建一个良好的采样复合光谱能量分布（SED）的范围1200-40 000埃。SED与Bruzual & Charlot SPS模型非常匹配，而Maraston模型不能同时再现SED的静止帧光学和近红外部分。当拟合限制在λ < 6000埃时，Maraston模型高估了近红外光度，这意味着这些模型对TP-AGB星给予了太多的权重。使用Conroy等人的灵活SPS模型，并假设太阳金属丰度，我们发现TP-AGB星对综合SED的贡献比最新的Padova TP-AGB模型预测的低~3倍。这是否是由于较低的热光度，较短的寿命，和/或沉重的尘埃遮蔽的TP-AGB恒星仍然有待解决。总而言之，我们的数据要求从TP-AGB星的后星爆星系的SED的低贡献。
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical composition of the post-AGB F-supergiant CRL 2688
我们分析了原行星状星云CRL 2688中心区域的高分辨率（R~ 50，000）光谱。这个物体被认为是最近离开了AGB，并显示了CNO和重元素的丰度模式，可以为我们提供重要的线索，以了解中央恒星在其AGB演化阶段所经历的核合成，疏浚和混合。分子特征的分析，推测起源于拱星物质提供了进一步的限制化学和膨胀壳的速度，驱逐作为一个结果，由中央恒星经历了强烈的质量损失。我们确认，中央的恒星显示了一个典型的F-型超巨星的光谱，Teff=7250 K，log g=0.5和[Fe/H]=-0.3 dex。我们发现，该天体的丰度模式的特点是碳（[C/Fe]=0.6），氮（[N/Fe]=1.0）和钠（[Na/Fe]=0.7）的增强，类似于其他以前已知的富碳后AGB星。当[Ba/Y]比非常低（~ 1.0）时，钇也被增强，表明仅轻s过程元素被增强。发现锌丰度是正常的，[Zn/Fe]=0.0，表明不存在难熔元素的贫化。H α、Na I和K I共振线显示出显著的辐射分量，其日心径向速度相对于光球金属吸收线偏移了-41 km/s。C_2和CN的分子特征也显示出发射分量，其速度与H α、Na I和K I线的发射分量一致。另一方面，它们的吸收分量比相应的发射分量蓝移更高，这表明发射和吸收分量出现的区域以不同的速度膨胀。
2012-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbital properties of binary post-AGB stars
双星后渐近巨星分支（post-AGB）被认为是在AGB阶段强烈但知之甚少的相互作用的产物。这一贡献的目的是更新在长期径向速度监测活动中观测到的银河系后AGB双星样本的轨道要素。径向速度计算从高信号噪声频谱通过使用互相关方法。径向速度曲线拟合使用最小二乘算法和Nelder-Mead单纯形算法。我们使用蒙特卡罗方法来计算轨道要素的不确定性。由此产生的质量函数被用来获得一个同伴的质量分布，通过优化预测到观察到的累积质量函数分布，校正观测偏差后。结果，我们得到并更新了33个星系后AGB双星的轨道根数，其中3个是新的轨道。这些系统的轨道周期从100天到大约3000天不等。超过70%（33个中的23个）的双星在所有时期都有显著的非零偏心率。它们的轨道是非圆形的，尽管事实上，罗氏瓣半径小于一个典型的AGB星的最大尺寸和潮汐循环应该是强大的，当物体在AGB上。我们推导出一个伴随质量的分布，峰值在1.09 $M_\odot$附近，标准差为0.62 $M_\odot$。伴星质量的巨大分布突出了后AGB双星系统的多样性。此外，我们发现，只有后AGB星与高有效温度（> 5500 K）在广泛的轨道是耗尽的难熔元素，这表明，再吸积的材料从环双星盘是一个持续的过程。然而，无论实际表面温度如何，化学消耗对于最近轨道来说似乎都是无效的。
2018-10-08 astro-ph.SR
s-process Enriched Evolved Binaries in the Galaxy and the Magellanic Clouds
本文研究银河系和麦哲伦云中化学性质特殊的双星post-AGB天体，通过SED拟合和PLC关系确定光度与初始质量，结合ATON模型揭示其碳和s-过程元素的内禀富集机制，并排除外源与继承富集解释，为理解盘-双星相互作用中的化学耗尽提供新线索。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
An analysis of the J-method from the perspective of the AGB evolution
Università degli Studi Roma Tre（罗马第三大学）；INAF, Observatory of Rome（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；ASI-Space Science Data Center（意大利航天局空间科学数据中心）
本文从AGB演化的角度分析了J方法，通过比较LMC和SMC的J区域恒星分布，揭示了恒星群体特征对J光度函数的影响。
2026-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The s-Process in Low Metallicity Stars. II. Interpretation of High-Resolution Spectroscopic Observations with AGB models
本文将100颗贫金属碳星和富硫星（CEMP-s）的高分辨率光谱观测结果与文献Ⅰ提出的渐近巨星分支（AGB）核合成理论模型（M = 1.3，1.4，1.5，2 Msun，-3.6 < [Fe/H] <-1.5）进行了比较。在这些物体中检测到的s-过程增强与双星系统相关：更大质量的同伴通过热脉冲AGB阶段（TP-AGB）更快地进化，在内部He-intershell中合成s-元素，这些元素在第三次疏浚（TDU）事件期间部分疏浚到表面。第二个观测到的低质量的同伴成为CEMP-s的质量转移的C和S丰富的材料从初级AGB。我们分析了轻元素C、N、O、Na和Mg，以及两个s过程指标[hs/ls]（其中ls = <Y，Zr>是N = 50处的轻s峰，hs = <La，Nd，Sm>是N = 82处的重s峰）和[Pb/hs]。我们区分了具有高s-过程增强的CEMP-s，[hs/Fe] > 1.5（CEMP-sII）和轻度s-过程增强的恒星，[hs/Fe] < 1.5（CEMP-sI）。为了解释观察结果，... .对个别恒星的详细分析将在论文III中提供。
2011-08-02 astro-ph.SR
The morpho-kinematics of the circumstellar envelope around the AGB star EP Aqr
报道了富氧AGB星EP Aqr星周包层CO（1-0）和CO（2-1）的ALMA观测结果。一个彻底的分析，他们的属性，提出了使用原始的方法的基础上分离的数据立方体成一个低速组件与赤道流出和一个更快的组件与双极流出。在有效发射率、温度、密度和物质通量的空间分布方面，获得了一些重要的新结果。测得每年的质量损失率为（1.6 $\pm$ 0.4）10 $^{-7}$太阳质量。定义的包络的形态和运动学的主要参数进行评估和固有的不确定性去投影进行了严格的讨论。赤道区域的信封的详细属性，包括测量的线宽和所观察到的形态和运动学的不均匀性的精确描述。特别是，除了在非常小的多普勒速度下存在先前观察到的形态的螺旋增强之外，还揭示了扩张速度的类似显著但不相关的圆形增强，两者都接近灵敏度的极限。分析结果对提出质量损失机制描述的模型参数施加了重大限制，但无法有信心地在其中进行选择。
2019-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A synchrotron jet from a post-AGB star
（节略）对渐近巨星分支（AGB）以外的中低初始质量恒星的演化仍然知之甚少。在AGB阶段后不久发射的高速外流被认为是双极和多极行星状星云（PNe）的主要形成机制。然而，人们对这些喷流的发射和驱动机制知之甚少，它们的动量和能量往往远远超过辐射压力单独提供的能量。在这里，我们报告的直接证据的磁准直射流塑造双极形态的后AGB星的拱星信封。我们提出了无线电连续观测的后AGB星IRAS 15445-5449，它有水脉泽跟踪快速双极流出。我们的观察证实了早期观察到的陡峭的负谱指数的频谱能量分布（SED）超过3 GHz，并解决，第一次，发射起源于无线电喷流，证明存在这样的喷流周围的post-AGB星。SED与嵌入在热电子鞘层中的同步加速器射流一致。我们发现同步加速器射流的范围和方向与在其他波长下观察到的物体的双极形状之间存在密切的对应关系，这表明射流是负责源形态的。喷流被一个mG量级的磁场准直，距离中心恒星大约7000 AU。我们从ATCA档案中恢复的观测结果表明，在1998年至2005年期间，热分量的排放量增加了三倍，此后一直保持不变。无线电发射的短时间尺度演化表明喷流的寿命很短。
2013-08-27 astro-ph.SR
The impact of stellar companion UV photons on the chemistry of the circumstellar environments of AGB stars
球形不对称性在AGB星的外流中很普遍。由于双星与恒星或行星伴星的相互作用被认为是大尺度结构背后的基本机制，我们在化学动力学模型中包括了来自恒星伴星的紫外辐射的影响。一维模型提供了一个第一近似的化学在整个流出的影响。附近恒星伴星的存在会强烈影响整个流出物的化学性质。它的影响取决于辐射的强度（由恒星半径和黑体温度决定）和紫外辐射的消光（由外流密度、密度结构和假设的尘埃形成半径决定）。母体物种可以被同伴光解，在外流的内部引发丰富的光子驱动的化学反应。结果取决于两体反应和光反应之间的平衡。如果两体反应占主导地位，流出物中的化学复杂性就会增加。这可以使女儿的丰度曲线看起来像父母的丰度曲线，具有更大的内部丰度和高斯下降。如果光反应占主导地位，流出物可能会出现分子贫乏。我们模拟了三个恒星伴星。红矮星伴星的影响是有限的。类太阳伴星的影响最大，其次是白矮星。一个恒星伴星也可能导致意想不到的物种的形成。流出物的分子含量，特别是与丰度分布相结合，可以表明恒星伴侣的存在。我们的研究结果铺平了道路，为进一步外流特定的（三维）模型的发展。
2021-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the missing second generation AGB stars in NGC6752
[摘要]近年来，银河系球状星团作为简单的恒星星族的观点发生了巨大的变化，因为现在认为基本上所有的GC都拥有多个恒星星族，每个都有自己的化学丰度模式和颜色星等图序列。最近对GC NGC 6752中的渐近巨星分支星的光谱观测揭示了整个样本的低[Na/Fe]丰度，这表明它们都是第一代恒星，并且所有的第二代恒星都无法到达该星团中的AGB。一个方案提出来解释这些意见调用强大的质量损失，在第二代水平分支恒星可能引起的金属增强辐射悬浮。这一增强的质量损失将阻止第二代星进入AGB相，从而同时解释了在NGC 6752中观测到的HB星与AGB星之比（R_2参数）的低值。我们已经批判性地讨论了这种情况，发现所需的质量损失率为10^{-9} Mo/年的数量级，明显高于当前的理论和经验限制。通过使用合成HB模拟，我们证明，我们的模型预测正确的R_2参数的NGC 6752，而不需要调用非常有效的质量损失期间的核心氦燃烧阶段。然而，我们对NGC 6752 HB的模拟预测，沿着星团AGB存在一个重要的部分-约50%的水平-第二代恒星。我们的结论是，没有简单的解释，缺乏第二代恒星的光谱调查样本，虽然质量损失（低速率）和辐射悬浮之间的相互作用可能会在解释这个难题中发挥作用。
2014-10-14 astro-ph.SR
The Carbon Giant Population Revealed by Gaia DR3
Clarkson University（克拉克森大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）
本研究基于盖亚DR3碳星星表，分析银河系及近邻星系的碳巨星，测得相关空间密度、标高，区分碳AGB星与低光度碳巨星的分布特征，为碳星的起源与应用提供关键观测依据。
2026-08-12 astro-ph.GA 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
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
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
CEN34 -- High-Mass YSO in M17 or Background Post-AGB Star?
我们研究了被认为与恒星形成区M17有关的高质量年轻恒星天体（YSO）候选者CEN 34。它的光学到近红外（550-2500 nm）光谱显示了几个光球吸收特征，如Hα，Ca三重态和CO带头，但没有任何发射线。8375- 8770 ° C的光谱特征被用来限制有效温度为5250 \pm 250（早/中G），表面重力为2.0 \pm 0.3（超巨星）。CEN 34的光谱能量分布类似于高质量YSO或演化恒星的SED。此外，观测到的温度和表面重力对于大质量YSO和演化恒星是相同的。从各种光球线得到的CEN 34相对于LSR的径向速度（V_LSR）为-60 km/s的量级，因此不同于星团中几颗OB星和相关分子云的+25 km/s。SED模型计算出的星周物质约为10^{-4} M太阳，对总的视消光（11等）贡献很小。在YSO的情况下，提出了一个动力学喷射过程来解释CEN 34和M17之间的VLSR差异。此外，为了与温度和光度相匹配，我们推测CEN 34在很短的时间内（约10^3年）以大于4 × 10 ^{-3} M太阳/年的吸积率积累了大部分质量，目前正在经历引力收缩阶段，没有任何进一步的质量增加。然而，CEN 34的所有上述特征都与一颗5-7 M_sun，年龄为50-100 Myrs的演化恒星相一致，很可能是一颗距离2.0 kpc和4.5 kpc之间的背景后AGB恒星。我们认为后一种分类是更可能…
2013-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The intermediate neutron capture process. I. Development of the i-process in low-metallicity low-mass AGB stars
观测结果表明，越来越多的贫金属恒星显示出介于s-和r-过程之间的丰度模式。这些所谓的r/s型恒星需要一个中间中子俘获过程（i过程），这被认为是由于在对流氦燃烧区摄入质子的结果，但其天体物理位置仍然存在很大争议。我们调查的i-过程中的渐近巨星分支（AGB）阶段的低金属丰度低质量的恒星可以发展，以及它是否可以解释观测到的r/s-星的丰度。在AGB阶段开始时，在第三热脉冲期间，氦驱动的对流区能够穿透富氢层。随后的质子摄入导致强烈的中子爆发，在i-过程元素合成的起源处具有$\approx 4.3 \times 10^{14}$ cm $^{-3}$的中子密度。质子在氦燃烧的对流壳层中燃烧释放的核能强烈影响了内部结构：热脉冲分裂，大约十年后，对流区的上部与对流包层合并。表面碳丰度提高了3倍以上。这导致不透明度的增加，从而引发强烈的质量损失并防止任何进一步的热脉冲。我们发现，特定的同位素比值的Ba，Nd，Sm和Eu可以代表良好的示踪剂的i-过程核合成。最后，与14个选定的r/s-星的扩展比较表明，我们的i-process AGB模型可以很好地再现所观察到的组成模式。
2022-06-07 astro-ph.SR
Multiple stellar populations of globular clusters from homogeneous Ca--CN photometry. III. NGC 6752
对球状星团NGC~6752进行了多恒星星族（MSP）研究.我们发现，我们的新的光度CN指数准确地跟踪CN和氮的丰度在冷巨星，找到离散的双红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）序列之间的CN-弱和CN-强人口的\nrgb\= 25：75（$\pm$ 3; RGB）和79：21（$\pm$ 13; AGB）。这些数量比的差异表明，有相当一部分低质量的\cns\恒星未能演化到AGB阶段。然而，与以前的研究不同，我们的研究结果表明，在NGC~6752中存在极端的\cns\AGB种群，这可能需要后续的光谱研究。与M5类似，NGC~6752中氮丰度的演化是离散和不连续的，而氧和钠的演化在两个群体之间是连续的，这意味着不同的天体物理来源负责这些元素的演化。此外，从RGB隆起星等推断的氦丰度表明，\cns\星群的氦增强程度略高。尽管两个种群之间的累积径向分布相同，但在单个种群中可以观察到结构-运动学耦合：\cnw\种群具有空间细长的形状，具有更快的旋转，而\cns\种群显示出弱的或没有净旋转，具有空间对称的形状，提出了关于GC长期动力学演化的重要问题。
2019-01-30 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
Deep Mixing in Evolved Stars. II. Interpreting Li Abundances in RGB and AGB Stars
我们重新分析了在接近太阳金属丰度的红巨星中锂丰度的问题。在概述了影响我们对低质量恒星（M<3 Mo）中Li含量的认识的问题之后，我们讨论了RGB阶段的深混合模型，该模型适合于解释观测到的趋势和碳同位素比的相关变化;我们发现，这些阶段中Li的破坏仅限于质量低于2.3Mo的恒星。随后，我们集中在O-丰富和C-丰富的AGB星的演化的最后阶段。在这里，对额外的混合现象的限制，以前来自较重的核（从C到Al），再加上最近更新的恒星结构模型（包括输入物理和一套反应速率使用），是适合的解释观察到的锂丰度低于A（Li）= log e（Li）= 1.5（有时更高）。也可以解释它们与AGB相的其他核合成特征（如F丰度、C/O和12 C/13 C比）的关系。对于非对流质量传输，这通常需要中等效率（\dot M <= 0.3 - 0.5 x 10^-6 Mo/年）。在这样的速度，缓慢的额外混合不修改显着的锂丰度在早期AGB阶段，另一方面，更快的混合遇到的物理限制，在破坏锂，混合速度。超过这个极限，Li开始产生，因此它对AGB的破坏是适度的。李显于是由第三次疏通而产生。我们还表明，有效的循环插曲，而不是摧毁李，很容易使12 C/13 C的比例达到平衡，相反的证据，在大多数AGB星，并会燃烧F超出了C（N）巨星所示的限制。因此，我们不能证实有效的额外混合会大幅降低C星相对于K-M巨星的Li含量的普遍观点。
2011-07-14 astro-ph.SR
The dust condensation sequence in red super-giant stars
红超巨星（RSG）通过缓慢而密集的风表现出显着的质量损失。它们通常被认为是渐近巨星分支（AGB）恒星的质量更大的对应部分。虽然AGB的质量损失与它们的强脉动有关，但RSG通常只有弱变化。目的：通过测定RSG样品中粉尘成分，研究风底条件。尘埃的成分被认为对风底的密度、温度和加速度很敏感。方法：我们编译了一个样本的27 RSG红外光谱（ISO-SWS），并补充这些光度测量，以获得完整的光谱能量分布（SED）。这些数据是使用尘埃辐射转移代码建模。这些结果被仔细检查了相关性。结果如下：我们发现：（1）尘埃成分，质量损失率和恒星光度之间的强相关性，大致与理论尘埃凝聚序列一致，（2）需要连续的（近）红外尘埃不透明度和暂时提出的无定形碳，（3）与AGB星风的显着差异：多环芳烃的存在，缺乏13微米波段，缺乏强大的水带。结论：RSG中的尘埃凝结被发现经历了类似于AGB星的冻结过程。再加上恒星光度对质量损失率的积极影响，这表明尘埃颗粒上的辐射压力是驱动机制的重要组成部分。尽管如此，与AGB星的差异是多方面的，因此RSG的风值得单独研究。
2009-01-09 astro-ph.SR
Dust-driven winds of AGB stars: The critical interplay of atmospheric shocks and luminosity variations
AGB恒星的风被认为是由脉动引起的冲击波和尘埃上的辐射压力共同驱动的。在动力学大气和风模型中，恒星脉动通常通过在模型大气的内边界处规定一个简单的速度和光度的正弦变化来模拟。我们的实验与不同形式的光度变化，以评估风速和质量损失率的影响，从简单的正弦配方进展到更现实的描述。使用国家的最先进的动力学模型的富C AGB星，一系列不同的不对称形状的光度变化和一系列的相位变化的光度变化相对于径向变化进行了测试。这些测试是在两个恒星大气模型上进行的。第一个模型有尘埃凝结，因此引发了恒星风，而第二个模型既没有尘埃也没有风。第一个模型与尘埃和恒星风是非常敏感的光度变化的适度变化。光度最小值和尘埃凝结之间存在着复杂的关系：改变最小光度对应的相位可以增加或减少质量损失率和风速。最大亮度决定了尘埃的辐射压力，而这反过来又对驱动风很重要。这些亮度变化的影响与尘埃的形成相结合。相比之下，没有灰尘的模型的结构几乎没有变化。通过引入相移和修改形状来改变光度变化，会影响风速和质量损失率。为了改进风模型，可能需要从三维动力学内部模型或恒星脉动模型中提取边界条件。
2016-03-22 astro-ph.SR
Atomium: A high-resolution view on the highly asymmetric wind of the AGB star Pi1 Gruis. I. First detection of a new companion and its effect on the inner wind
已知冷演化恒星的星云拱星环境在不同长度尺度上具有丰富的气体结构形态复杂性。这些密度结构的很大一部分被认为是由恒星风与近伴星的相互作用造成的。S-型渐近巨分支星Pi 1 Gruis有一颗已知的伴星，其距离约为440天文单位，并被认为有第二颗更近（<10天文单位）的伴星，是由阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列作为ATOMIUM大型计划的一部分观测到的。在这项工作中，最明亮的CO，SiO和HCN分子线跃迁进行了分析。连续谱图显示了两个极大值，相隔0.04“（6 au）。CO数据明确地揭示了Pi 1 Gru的星周环境具有倾斜的，径向流出的赤道密度增强。它包含一个与视线成38+/-3度角的螺旋结构。内风中HCN的辐射呈现出顺时针螺旋，旋臂的动力学交叉时间与距离渐近巨星分支星0.04“处的伴星一致，这与次级连续谱峰的位置一致。内部风动力学意味着一个大的加速度区域，符合β定律的~6次方。CO排放表明，螺旋在5“内近似为阿基米德，超过5”，这种趋势随着螺旋臂的连续变得不那么周期性而破裂。尺度小于0.5“的SiO辐射显示出气体旋转的特征，这被认为符合风伴相互作用区气体的预期行为。对SiO脉泽发射的研究揭示了可能是从AGB星表面加速到伴星的气体流。利用这些动力学，我们已经初步得出了一个上限的同伴质量为~1.1 Msol。
2020-10-12 astro-ph.SR
On the necessity of composition-dependent low-temperature opacity in metal-poor AGB stars
在金属丰度Z > 0.001的低质量（M <3 Msun）渐近巨星分支（AGB）恒星模型中，成分依赖的低温不透明度的重要性最近得到了证明（例如Marigo 2002; Ventura & Marigo 2010）。它对更多贫金属、中等质量（M > 2.5Msun）模型的意义还有待研究。我们表明，它包含在较低的金属丰度模型（[Fe/H] < -2）是必要的，不存在阈值金属丰度低于组成依赖的分子不透明度可以忽略。我们发现它是至关重要的，在所有中等质量的模型研究（[Fe/H] < -2和2.5 < M/Msun < 5），因为表面化学的演变，包括数量级的增加，在丰富的分子形成物种。它对这些模型的影响反映了以前报道的高金属丰度模型-半径增加，Teff减少，质量损失加快，热脉冲AGB寿命缩短，第三次疏浚产物浓缩减少（3至10倍），以及热底燃烧的质量限制增加。我们发现，低金属丰度模型的演变与成分相关的低温不透明度是相对独立的初始金属丰度，因为它的贡献的不透明度是远远超过了由于疏浚的变化。我们的研究结果意味着氮增强贫金属恒星的预期数量显着减少，这可能有助于解释它们的观测不足。我们注意到，这些发现部分是我们模型中采用的宏观物理学的产物，特别是Vassiliadis & Wood（1993）的质量损失率，它强烈依赖于半径。
2014-01-30 astro-ph.SR
Electron-capture supernovae exploding within their progenitor wind
渐近巨星分支（AGB）中质量最大的恒星，也就是所谓的超级AGB星，被认为是在其简并的O+Ne+Mg核中被电子俘获而产生超新星（SNe）的。超级AGB恒星被认为具有高质量损失率的慢风，因此它们的风密度很高。因此，超AGB恒星的爆炸被认为发生在这种密集的风中。我们提供了第一个合成的光变曲线（LC）的爆炸现实的电子捕获超新星（ecSN）的祖先在他们的超级AGB风这样的事件。我们发现，早期LC，即复合波到达底部的富氢信封SN喷出物（高原阶段）之前，不受密集风。然而，在平台阶段之后，当考虑到超级AGB风时，光度仍然较高。我们将我们的结果与蟹状星云的前身SN 1054的历史LC进行了比较，并表明在普通的超级AGB风中ecSN的爆炸可以解释LC特征。我们的结论是，SN 1054可能是一个没有任何额外的极端质量损失的I In型SN，这是以前提出的解释其早期高光度所必需的。我们还表明，我们的LC匹配类型IIn SNe与早期的高原阶段（“类型IIn-P”），并建议他们在超级AGB风ecSNe。虽然某些ecSNe由于其较大的祖核半径而在光谱范围内是明亮的，但它们的X射线光度并不一定会像其他IIn型SNe那样明亮，因为它们的光学光度也是由相互作用提供动力的。因此，我们认为，光学明亮的X射线微弱的IIn型SNe可以出现从ecSNe。光学暗淡的IIn型超新星，如SN 2008 S，如果它们的富氢包层质量很小，…
2014-07-17 astro-ph.HE 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
The formation of barium giants via mass accretion in binary systems
我们研究的背景下，从一个渐近巨星分支（AGB）同伴的质量转移的钡星的组成。我们吸积之间的0.01和0.5 M $_\odot$的AGB喷出物上的低质量的同伴[Fe/H] = -0.25在预期的年龄为2.5，3和4 M $_\odot$的AGB恒星的寿命结束。在每种情况下，我们形成一个2.5 M $_\odot$的恒星，这被认为是一个典型的钡星质量。我们讨论的程度稀释的吸积物质的恒星的演变，并描述表面丰度的影响。对于从2.5 \ms \主吸积，如果次级的初始质量是2.45 M $_\odot$或更大，吸积发生时，次级正在经历核心氦燃烧。使用来自De Castro等人的样本的数据，我们试图用我们计算的模型来拟合74颗钡巨星的观测性质。我们发现，所有这些对象，但六个最适合使用喷出物从2.5 M $_\odot$（32个对象）或3 M $_\odot$（36个对象）AGB星。当从较低质量的伴星吸积时，通常需要较高的吸积质量。我们发现吸积群众，大致符合最近的流体动力学模拟风的质量转移，虽然吸积效率是对这些模拟中发现的上限。对于18颗恒星的轨道周期，我们发现没有很强的相关性周期和吸积质量。
2021-06-15 astro-ph.SR
Models of the Mass-Ejection Histories of pre Planetary Nebulae, III. The Shaping of Lobes by post-AGB Winds
我们开发了一个物理框架，解释高分辨率图像的前行星状星云（“prePNe”）与蜡烛形的叶片对。我们使用流体动力学模型来推断从核注入的流的历史属性，这些流将瓣形成为标准形式。首先，我们找到一个合适的一组参数的快速，准直，锥形流，积极重塑由外部慢AGB风，很好地适合的基本形状，运动学，质量和动量这一类的prePNe。接下来，我们改变这个“基线”模型的最有影响力的参数，如密度，速度和几何形状，看看如何在流动参数的变化影响900年后的星云观测。几个通用的结论出现，如注入流，创造中空蜡烛形的波瓣必须是轻的，“锥形”，并注入速度大大超过波瓣扩张速度。多极和海星prePNe可能演变从广角流中，薄壳不稳定性包围其前缘。我们展示了如何共同的线性关系的多普勒频移和位置沿波瓣是一个强大的结果，锥形发散流线与波瓣的弯曲壁的相互作用。最后，我们探讨如何磁场影响基线模型，通过添加一个环形场注入基线流。列出了可能已经磁性成形的prePNe和PNe的实例。我们的结论是光，无场，锥形基线流模型是一个成功的和普遍的范式解开的历史波瓣形成prePNE。
2019-01-03 astro-ph.SR
Common-envelope evolution with an asymptotic giant branch star
共包络相位对于许多二元系统的演化是决定性的。特别令人感兴趣的是渐近巨星分支（AGB）恒星的情况，因为它们被认为是各种天体物理瞬变的祖先。在三维流体动力学模拟中，采用动网格程序AREPO，研究了$1.0\,M_{\odot}$早期AGB星与不同质量伴星的共包络演化。虽然AGB星的恒星包层没有红巨星那么紧密，但我们发现核心双星的轨道能量释放不足以喷射出超过20%的包层质量。然而，膨胀包层中释放的电离能可导致包层完全弹出。由于在我们的模拟中，复合主要在高光学深度下进行，因此这种效应很可能在所考虑的系统中确实起着重要作用。核心双星系统的质量损失效率和最终的轨道分离取决于伴星和主星的质量比。我们的研究结果表明，最终初始轨道分离的比例和这个参数之间的线性关系。
2020-11-02 astro-ph.SR
The eccentric behaviour of windy binary stars
碳增强贫金属星、CH星和钡星以及其他类型的化学奇特星被认为是低质量和中等质量联星相互作用的产物，这些联星发生在演化最严重的恒星处于渐近巨星分支（AGB）阶段。双星演化模型预测，如果这类系统的初始轨道周期短于几千天，它们的轨道应该由于潮汐效应而圆化。然而，对AGB双星后代的观测表明，其中许多天体都有相当大的偏心率，高达约0.9。在这项工作中，我们探讨风的质量转移对AGB双星轨道的影响进行数值模拟，其中AGB风是使用流体动力学代码和恒星动力学演变使用N体代码。我们发现，在大多数模型中，风的质量转移有助于循环的轨道，但在较长的时间尺度比潮汐循环，如果偏心率小于约0.4。对于低的初始风速和伪同步的施主星，我们发现一个结构类似风罗奇瓣溢出附近的近星点。在这种情况下，气体和恒星之间的相互作用比高初始风速时更强，轨道收缩，偏心率降低。在我们的一个模型中，风的相互作用被发现泵的偏心率在一个类似的时间尺度作为潮汐循环。虽然我们的研究是基于一个小样本的模型，它提供了一些深入了解的轨道演变的偏心双星通过风相互作用。一个更大的网格不同的二进制参数的数值模型需要测试是否存在一个政权的流体动力偏心泵可以有效地抵消潮汐循环，如果这可以解释令人费解的偏心率的AGB二进制的后代。
2019-06-05 astro-ph.SR
The s process in rotating low-mass AGB stars. Nucleosynthesis calculations in models matching asteroseismic constraints
目标。我们调查的S-过程中的AGB阶段的恒星模型，其核心被强制旋转的速率与他们的祖先和继任者的星震学观测一致。方法.我们计算了新的2 M $_{\odot}$，Z=0.01模型，在主序开始时以0，125和250 km/s旋转。人为增加了一种额外的粘性，以增强角动量的传输，从而降低核心旋转速率，使之与星震学观测结果相一致。我们比较了我们的模型的旋转速率与观察到的旋转速率在MS的核心He燃烧结束，和白矮星阶段。结果我们目前的核合成计算这些旋转AGB模型，强制匹配的MS，RGB，He燃烧，和WD星的旋转速率的asteroseisic约束。特别是，我们计算了一个模型，该模型与观测到的核心氦燃烧恒星旋转速率的上限相匹配，我们还包括一个模型，该模型的旋转速度比观测值的上限快一个数量级。在这两个模型中的s-过程生产是可比的非旋转模型。结论.减慢恒星核心的自转速率以满足上述的星震约束，可以将旋转诱导的混合过程减少到对s过程核合成没有影响的程度。这一结果与恒星演化模型的初始自转速率无关。然而，在恒星演化中旋转的处理中仍然存在不确定性，需要减少这些不确定性以确认我们的结论，包括我们降低模型核心旋转速率的方法的物理性质，以及磁过程。
2019-08-24 astro-ph.SR
Atomium: The astounding complexity of the near circumstellar environment of the M-type AGB star R Hydrae. I. Morpho-kinematical interpretation of CO and SiO emission
已知演化的低到中等质量的恒星会将其气体外壳脱落成一个大的、充满尘埃的、富含分子的星周星云，这通常会发展出高度的结构复杂性。星云中大多数大尺度的空间相关结构被认为是来自恒星风与伴星的相互作用。作为原子大计划的一部分，我们用ALMA观测了M型渐近巨星分支（AGB）恒星R Hydrae。R Hya的内部风的形态，它有一个已知的同伴在~3500 AU，确定从高角分辨率获得的CO和SiO的地图。一氧化碳排放图揭示了一个多层结构，该结构由一个角标度为~ 10英寸的大椭圆特征组成，该特征沿南北轴取向。椭圆特征内的风形态主要由两个空心气泡控制。这些气泡位于AGB星的两侧，并沿着一个位置角约为115度的轴。这两个气泡都偏离了中心恒星，它们在SiO通道图中的出现表明它们可能是通过AGB风传播的冲击波。对气泡的动力学年龄的估计产生了100年的年龄，这与先前提出的恒星上次经历热脉冲以来的流逝时间一致。当CO和SiO的排放检查亚弧秒角尺度上，有证据表明，倾斜，差分旋转赤道密度增强，强烈建议存在第二个附近的同伴。这个圆盘的长轴在天空平面上的位置角约为70度。我们初步估计，附近的伴星的质量的下限是~0.65 Msol的基础上，在光盘中的最高测量速度和它的内边缘的位置在~6 au的AGB星。
2021-04-15 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamic simulations of L2 Puppis
最近对船尾座L2系统的观测表明，这个类似于Mira的变星可能正处于形成双极行星状星云（PN）的早期阶段。船尾座L2是距离地球最近、亮度最高的AGB星之一，被认为是双星，是研究恒星演化后期的基准天体。我们进行全球性的，三维的，自适应网格细化的L2船尾座系统与AstroBEAR的流体动力学模拟。我们使用辐射转移程序RADMC-3D从我们的模拟中构造宽带光谱能量分布（SED）和合成观测图像。鉴于报告的二进制参数，我们能够重现当前的观测数据，如果短脉冲的致密材料是从AGB星释放的速度足以逃脱的主要，但不是二进制。这种情况可能是由热脉冲引起的，也可能是由第二颗行星的近星点通过引起的，或者是在第一颗行星吞噬行星时发射的。
2016-10-04 astro-ph.SR
28 SiO v=0 J=1-0 emission from evolved stars
对AGB星的28 SiO v=0 J=1-0线发射（7毫米波长）的观测表明，在某些情况下，由一个中心强度分量加上一个较宽的平台组成。在一些AGB星和大多数后AGB星云的CO谱线中观察到了非常相似的轮廓，在这些情况下，它们显然与明显的轴对称性和双极动力学的存在有关。利用西班牙Yebes天文台的40米射电望远镜对28颗演化恒星的28 SiOv =0 J=1-0辐射进行了系统观测。我们发现，复合核心加高原配置文件几乎总是存在于富O的Miras，OH/IR星，红超巨星。它们也存在于一个S型Mira（$χ$ Cyg）中，以及两个已知具有轴对称性的半正则变星（X Her和RS Cnc）中。在其他物体中，轮廓更简单，与其他分子线的轮廓相似。复合结构出现在物体中，其中SiO发射被认为是来自非常内部的星周层，在尘埃形成之前。中心的光谱特征被发现是系统地由一些狭窄的尖峰，除了X Her和RS Cnc，其中它显示出一个光滑的形状，这是非常相似的CO排放中观察到的。这些尖峰显示出显著的（并且大多是混沌的）时间变化，而在所有情况下，平滑分量在不确定性内保持恒定。谱线的形状可能是标准宽谱线和一组弱脉泽尖峰的叠加。或者，我们推测，在轴对称的物体中检测到的非常相似的配置文件可能是系统存在的一个显着的轴对称性在AGB恒星周围的非常内部的拱星壳，这种对称性的存在将是独立的可能的弱脉泽效应的中央尖峰。
2016-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution observations of IRAS 08544-4431. Detection of a disk orbiting a post-AGB star and of a slow disk wind
我们正在研究一类后AGB双星，它们似乎被赤道盘和缓慢的外流系统地包围着。虽然旋转动力学只在三个案例中得到了很好的识别，但对这种结构的研究被认为是理解演化恒星周围星云形成的基础。我们目前的ALMA地图的12 CO和13 CO J=3-2线在这些来源之一，IRAS 08544 -4431。我们通过星云模型对数据进行了分析，这些模型可以解释星云的复合源，并可以重现数据。从我们的建模，我们估计了主要的星云参数，包括结构和动力学以及密度和温度分布。我们讨论的不确定性的派生值，特别是，它们的依赖的距离。我们的观测揭示了一个旋转的赤道盘的存在;还发现了一个低速外流，可能是由从盘中排出的气体形成的。我们对IRAS 08544 -4431的观测和建模的主要特征与更好研究的对象相似，证实了我们的解释。圆盘的旋转表明总的中心质量约为1.8 Mo，距离为1100 pc。圆盘被发现相对较长，典型直径约为4 × 10^16 cm。星云的总质量约为2 10^-2 Mo，其中约90%与盘相对应。假设外流是由于从磁盘的质量损失，我们得出一个磁盘的寿命约10000年。发现盘的角动量与目前双星系统的角动量相当。假设盘的角动量是从双星系统转移过来的，正如预期的那样，在这个盘和其他类似的盘中，盘的角动量的高值表明恒星轨道的大小由于盘的形成而显著减小。
2018-02-12 astro-ph.SR
Constraints on metal oxide and metal hydroxide abundances in the winds of AGB stars - Potential detection of FeO in R Dor
使用ALMA，我们观察到两颗富氧渐进巨分支（AGB）恒星IK Tau和R Dor的恒星风，频率在335 GHz至362 GHz之间。目的之一是检测金属氧化物和金属氢氧化物（AlO，AlOH，FeO，MgO，MgOH），其中一些被认为是粉尘成核和生长的直接前体。我们报告了在RDor（质量损失率，Mdot，~ 1 e-7 Msun/yr）中潜在的FeO（v=0，Omega=4，J=11-10）首次检测。由于与29 SiS的共混物，在IK Tau（Mdot~5e-6 Msun/yr）中FeO的存在无法得到证实，29 SiS是在R Dor中不存在的分子。Decin等人（2017）早些时候报告了在R Dor中检测到AlO和在IK Tau中检测到AlOH。所有其他金属氧化物和氢氧化物以及MgS仍然未被检测到。我们推导出R Dor中的柱密度N（FeO）为1.1+/-0.9e15 cm^{-2}，或考虑非LTE效应的丰度分数[FeO/H]~1.5e-8。导出的分数丰度[FeO/H]是一个因素~20比传统的气相化学动力学预测。这种差异可能是部分占振动激发OH氧化铁的作用，或可能是其他目前未被认可的化学途径产生FeO的证据。假设丰度分数w.r.t. H_2，其它金属的上限为[MgO/H_2] <5.5e-10（R Dor）和<7 e-11（IK Tau），[MgOH/H_2] <9 e-9（R Dor…
2018-01-28 astro-ph.SR
Searching for OH maser emission towards the MIPSGAL compact Galactic bubbles
我们进行了无线电观测，从169个未分类的MIPSGAL紧凑的银河系气泡的样本中寻找OH 18厘米脉泽发射。这些来源被认为是不同类型的演化恒星的星周包层。我们的观测旨在揭示MIPSGAL气泡的性质，因为它们的特性是恒星和星系演化精确物理模型发展的基本帮助。微波激射器的发射与低质量和中等质量恒星生命的最后阶段有关，这些恒星可能构成MIPSGAL气泡的一个重要部分。特别是OH脉泽通常被观测到朝向后AGB星。我们的观测是用绿岸望远镜进行的，对于每个源，产生了围绕四个OH 18-cm跃迁的光谱。将观测结果与档案干涉仪数据进行了比较，以排除附近来源的可能污染。主要结果是，OH脉泽发射是不是一个共同的特点之间的MIPSGAL泡，只有一个确定的检测。我们的结论是，在MIPSGAL泡沫的后AGB星可能是非常罕见的。
2015-10-01 astro-ph.SR
The WISE View of RV Tauri Stars
本文对银河系变星总表（GCVS）中的所有金牛座RV星进行了详细的红外测光研究。金牛座RV星是星族II造父变星中最亮的。它们被认为是从渐近巨星分支（AGB）向白矮星域演化。IRAS探测到了几颗RV Tauri星，因为它们有很大的红外过量，并且发现它们占据了IRAS双色图中的特定区域[12] - [25]，[25] - [60]。我们使用了WISE的全天巡天来扩展这些研究，并将GCVS中所有RV金牛星的红外特性与选定的后AGB对象样本进行比较，目的是将RV金牛星的红外特性置于后AGB演化的背景下。此外，我们还将金牛座RV恒星和比较样本的红外特性与其他可观测量（如双星和称为耗尽的光球化学异常的存在）相关联。我们发现，银河RV金牛星显示一系列的红外特性，我们区分盘源，对象没有IR过剩和对象的光谱能量分布（SED）是不确定的。我们得到一个明确的相关性之间的光盘源和二进制。金牛座RV星具有可变的平均星等是唯一发现的光盘源。我们还发现了双星之间的光盘进化的证据。此外，我们的研究表明，光盘的存在似乎是一个必要的，但不是充分的条件耗尽过程变得有效。
2015-08-24 astro-ph.SR
Rotation of the asymptotic giant branch star R Doradus
对渐近巨星分支（AGB）恒星扩展大气的高分辨率观测现在可以直接对抗描述恒星质量损失的理论。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）高角分辨率（$30\times42$ ~mas）观测，我们首次分辨了AGB星R~Dor的自转。我们测量了$ω_R\sin{i}=(3.5\pm0.3)\times10^{-9}$ ~rad~s $^{-1}$的角旋转速度，这表明恒星表面的旋转速度为$|\upsilon_{\rm rot}\sin{i}|=1.0\pm0.1$ ~km~s $^{-1}$（$R_*=31.2$ ~mas，$214$ ~GHz）。投影在天空平面上的旋转轴具有位置角$Φ=7\pm6^\circ$。我们发现，R Dor的旋转速度比AGB星的预期速度快两个数量级，AGB星将失去大部分角动量。它的自转速度与来自近伴星的角动量转移是一致的。由于没有直接探测到伴星，因此我们认为R~Dor有一个低质量的近距离伴星。旋转速度接近由扩展包络中的局部声速设定的临界速度，并且因此预计将影响R~Dor的质量损失特性。
2018-04-12 astro-ph.SR
The mass-loss return from evolved stars to the Large Magellanic Cloud V. The GRAMS carbon-star model grid
来自AGB和RSG恒星外流的总尘埃返回率是银河系化学演化模型的一个重要约束。然而，这需要对单个恒星进行详细的辐射转移（RT）建模，这对于大数据集来说变得不切实际。另一种方法是从尘埃壳模型的网格中选择最佳拟合的光谱能量分布（SED），从而更快地确定整个样品的光度和质量损失率。我们开发了RSG和AGB模型的网格（GRAMS）来测量演化恒星的质量损失返回。这些模型涵盖了与演化恒星相关的恒星、尘埃壳和颗粒性质的范围。在本文中，我们提出了碳星网格和比较我们的结果与大麦云（LMC）碳星的数据从SAGE和SAGE-Spec计划。我们生成球对称的尘埃壳模型使用2Dust代码，与流体静力学模型的中心恒星。我们探讨了尘埃壳层的内半径R_in的五个值（1.5，3，4.5，7和12 R_star）。我们使用无定形碳粉末与10%的碳化硅混合，按质量计。晶粒尺寸遵循KMH分布。该模型跨越26个值的11.3微米的光学深度，范围从0.001到4。对于每个型号，2Dust计算输出SED从0.2到200 um。超过12，000个模型的尘埃温度低于1800 K。GRAMS合成测光与SAGE测光对于LMC富碳和极端AGB恒星候选者以及SAGE-Spec研究中光谱证实的碳星具有良好的一致性。我们的模型再现了大多数极端AGB恒星候选者的IRAC颜色，这与大多数这些被遮蔽的恒星具有富含碳的尘埃的预期一致。最后，我们拟合了一些研…
2011-06-17 astro-ph.SR
Abundances of carbon-enhanced metal-poor stars as constraints on their formation
碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例越来越大，因为它们的铁丰度[Fe/H]降低到[Fe/H] =-2.0以下。CEMP-s星具有最高的绝对碳丰度[C/H]，并被认为是由于它们的碳和慢中子捕获（s-process）元素的富集，从前渐近巨星分支（AGB）双星伴星的质量转移。大多数贫Fe CEMP星通常是单颗的，其[C/H]比CEMP-s星稍低，但没有s过程元素增强（CEMP-no星）。CNO丰度的测定为它们的形成地点提供了线索。C，N，Sr和Ba丰度（或极限）和12 C/13 C的比例，在可能的情况下，来自27个微弱的贫金属星的X-射手光谱有足够的S/N比的样本。这些中等分辨率、低信噪比（~10-40）的光谱足以进行有限的化学标记，并将这些恒星分配到CEMP子类（CEMP-s和CEMP-no）。根据丰度计算结果，我们的样本星中有17颗是CEMP-s，3颗是CEMP-no，其余7颗是碳正常的。对于四颗CEMP星，子分类仍然不确定，其中两颗可能是脉动AGB星。导出的恒星丰度跟踪我们的样本恒星的形成过程和网站。[C/N]丰度比有助于识别化学成分不受内部混合影响的恒星，[Sr/Ba]丰度比使我们能够区分具有AGB祖先的CEMP-s恒星和CEMP-no恒星。后者的建议形成地点包括混合和后退的微弱超新星和/或原始的快速旋转的大质量恒星（自旋星）。因此，X射线光谱已被证明是继续寻找其起源的宝贵工具。节…
2015-11-24 astro-ph.SR
Wind-accelerated orbital evolution in binary systems with giant stars
利用3D辐射流体动力学模拟和解析理论，研究了不同初始轨道间距和质量比条件下渐近巨枝双星系统的轨道演化，从而得到不同的初始吸积模式.由平均质量损失率、吸积率和角动量损失率直接计算了双星分离和轨道周期的时间演化。我们分别考虑自旋轨道同步和零自旋AGB的情况。我们发现当吸积通过风-洛希瓣溢出发生时，质量损失带走的角动量与质量转移一起可以有效地收缩轨道。相比之下，在Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积系统中，较大比例的质量损失会扩大轨道。同步双星往往经历更强的轨道周期衰减在密切的双星。我们还发现，轨道周期衰减更快，当我们考虑到非线性演化的吸积模式作为二进制开始收紧。这可以增加双星的比例，导致共同的信封，发光的红新星，Ia型超新星和行星状星云与紧密的中央双星。这些结果也意味着在白矮星周围的宜居带中不太可能发现行星。
2017-08-31 astro-ph.SR
The evolutionary state of Miras with changing pulsation periods
背景：Miras是长周期的变量，被认为是在渐近巨分支（AGB）阶段的演变。在大约百分之一的已知Miras中，脉动周期正在变化。据推测，这种变化周期是这些恒星最近热脉冲的结果。目的：我们的目标是澄清这些恒星的演化状态，特别是确定它们是否处于热脉冲（TP-）AGB阶段。研究方法：一个重要的信息，一直被忽视，迄今为止，当确定的演化状态是放射性的s-过程元素锝（Tc）的存在。我们获得了高分辨率，高信噪比的光学光谱的十几个突出的米拉变量与变化的脉动周期，以寻找这个指标的TP和疏浚。我们还使用光谱来测量锂（Li）丰度。此外，我们建立了我们的样本恒星的演化状态，通过他们的现代周期和光度。结果：在该计划观测的12颗样本星中，发现5颗显示出Tc的吸收线。BH Cru被发现是一颗碳星，它的周期在过去几十年中可能已经停止增长。我们报告了一个可能的开关在脉动模式的T UMi从米拉半定期的变化，在过去的两年。另一方面，R Nor可能是一颗质量相当大的AGB星，这对所有蜿蜒的Miras来说都是如此。最后，我们将RU Vul分配给贫金属厚盘，其性质与短周期贫金属Miras非常相似。结论：我们的结论是，有没有明确的相关性之间的周期变化类和Tc的存在。最有可能经历过最近TP的恒星是BH Cru和R Hya，尽管它们的周期变化率相当不同。
2011-05-30 astro-ph.SR
Dust formation in common envelope binary interactions -- II: 3D simulations with self-consistent dust formation
对热脉冲 AGB 星与致密伴星的公共包层相互作用进行了 3D 数值模拟，首次自洽计算了尘埃形成，发现 CE 事件中尘埃在数十年内快速生成，可能解释明亮红新星的红外偏移及极端碳星等天体起源。
2024-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new route to massive hot subdwarfs: common envelope ejection from asymptotic giant branch stars
提出AGB星公共包层抛射形成大质量sdO/B的新通道，构建演化模型并解释SMSS J1920的关键观测参数及富氦热亚矮星特征。
2024-01-23 astro-ph.SR
The Spitzer Spectroscopic Survey of S-type Stars
S型AGB星被认为是处于M型和C型AGB星之间的过渡阶段。由于其特殊的化学成分，人们可以预期恒星的C/O比对星周尘埃的分子化学和矿物学有很大的影响。在本文中，我们提出了一个大样本的87个内禀银河系S型AGB星，在红外波段观测的斯皮策太空望远镜，并辅以地面光学数据。一方面，我们从光谱学和光度学的角度出发，利用模型大气的网格来计算恒星的参数。另一方面，我们分解的红外光谱量化的通量贡献，从不同的尘埃物种。最后，我们比较了独立确定的恒星参数和尘埃的性质。对于没有显着的尘埃排放的恒星，我们检测到的斯皮策光谱中的SiS吸收的存在和恒星大气的C/O比之间的严格关系。因此，这些吸收带可以用作C/O比的附加诊断。对于具有显著尘埃发射的恒星，我们根据某些尘埃种类对红外通量的相对贡献定义了三组。我们发现一个强有力的联系组成员和C/O比。我们表明，这些基团可以解释为假设粉尘冷凝可以缩短硅酸盐产生之前，而剩余的自由原子和分子，然后可以形成观察到的硫化镁或载体的身份不明的13和20微米的功能。最后，我们提出了探测的分子和尘埃特征的C型星，如分子硅，碳氢化合物和硫化镁颗粒的发射功能。我们发现，我们经常检测到镁硫化物与分子SiS，我们提出，它是由SiS分子与Mg反应形成的。
2012-02-21 astro-ph.SR
Herschel observations of extreme OH/IR stars - the isotopic ratios of oxygen as a sign-post for the stellar mass
目的：恒星演化的后期阶段主要受恒星质量的控制。低质量和中等质量恒星在渐近巨星分支（AGB）期间失去大量的质量，这使得中心恒星变得模糊，从而难以研究恒星光谱和确定恒星质量。在这项研究中，我们提出的观测数据，可用于确定下限的恒星质量。方法：赫歇尔空间天文台拍摄的9颗严重变红的AGB星的光谱显示出许多分子发射线。最强的发射线是由于H2O。我们寻找在这些对象中的H2O的同位素体的存在。结果：在这些恒星中探测到了水的16 O和17 O同位素，但没有H2^{18}O的同位素谱线。缺乏18 O是由恒星经历了热底燃烧的情况预测的，相对于16 O和17 O，它优先破坏18 O。根据恒星演化的计算，这一过程被认为发生在恒星质量超过5 Msun的太阳金属丰度时。因此，观测不同的H2O同位素可以用来帮助确定初始恒星质量的下限。结论：根据我们的观测，我们推断这些极端OH/IR星是质量>= 5 Msun的中等质量恒星。它们的高质量损失率约为1.0 e-4 Msun/yr，可能会影响星际介质的富集和银河系的整体化学演化。
2015-06-02 astro-ph.SR
Low- and high-velocity `water fountains': different evolutionary stages
本研究通过K波段光谱将水喷泉分为低速冷巨星型与高速高温/激发型，表明二者代表不同post-AGB演化阶段，且喷流速度随演化增加。
2025-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass loss on the red giant branch: the value and metallicity dependence of Reimers' η in globular clusters
通过金属丰度对水平分支星参数的影响，研究了金属丰度对红巨星分支星质量损失率的影响。根据Reimers（1975）和Schroder & Cuntz（2005）的研究结果，我们对56个已被充分研究的银河系球状星团（GC）进行了标度因子的测定。聚类中的中值分别为η_R = 0.477 +/- 0.070（+0.050/-0.062）和η_SC = 0.172 +/- 0.024（+0.018/-0.023）（分别为标准差和系统不确定度）。RGB上的质量损失机制对金属丰度的依赖性很小：在铁丰度的200倍以上，η变化<~ 30%，在目前星系团年龄和演化模型的系统不确定性范围内。由于η包含了聚类年龄，聚类之间η的低标准差（~ 14%）表明年龄几乎可以完全解释“第二参数问题”。η的剩余扩展与团簇质量和密度相关，表明氦富集提供了解释GC HB形态的第三个参数。如果球状星团比通常认为的更同时代，金属丰度的变化会进一步减少。这也将更好地再现所观察到的AGB尖端光度，这是不能很好地通过外推RGB η到后来的进化时期来建模的。
2015-01-05 astro-ph.SR
