Detached Shell Carbon Stars: Tracing Thermal Pulses on the Asymptotic Giant Branch
我们认为是否富碳的渐近巨星分支（AGB）的恒星，表现出分离，扩大拱壳的子集可能会揭示这些恒星经历了氦壳闪光（热脉冲）的AGB过去的历史。我们利用最新的盖亚星系和测光，以及档案红外测光，以获得所有（12）已知的分离壳碳星的光度的精确估计。我们研究这些光度和估计的动力学年龄（弹射时间）的分离壳与12颗恒星，范围从$\sim$ 1000到$\sim$ 30000年之间的关系。当安排根据脱壳动力学年龄，（隐含）光度演化的已知脱壳碳星密切遵循预测的“光变曲线”的个别热脉冲从模型的AGB星。数据和模型之间的比较表明，分离壳层碳星是$\sim$ 2.5-4.0 $M_\odot$祖先的后代。我们的结论是，分离壳层碳星可以作为AGB热脉冲的光度演化的有效示踪剂。
2021-10-01 astro-ph.SR
The First Fluorine Abundance Determinations in Extragalactic AGB Carbon Stars
根据高分辨光谱中2.3358 μ的HF（1-0）R9线，计算了6颗河外AGB碳星的氟（19 F）丰度（或上限）。这些恒星属于本星系群星系LMC、SMC和船底座矮球状体，金属丰度超过50倍。这是第一项探索河外富碳AGB星中F的金属丰度行为的研究。只有四颗目标恒星中可以测量到氟，显示出F-增强的范围很广。我们的F丰度测量与最近在银河系AGB碳星中得出的结果一起显示了与所观察到的碳和S-元素增强的相关性。然而，所观察到的相关性，显示不同的依赖恒星金属丰度相对于理论预测低质量，低金属丰度AGB模型。我们简要讨论了这种差异的可能原因。如果我们的发现在大量贫金属AGB中得到证实，那么AGB恒星中F的产生问题将需要重新考虑。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
First Detection of UV emission from a Detached Dust Shell: GALEX Observations of the Carbon AGB Star U Hya
我们提出了一个扩展环的紫外线发射周围的AGB星U海雅在档案观测星系演化探测器（GALEX）进行的发现。这是第三次发现碳AGB星的紫外线辐射，也是第一次发现有分离壳的AGB星。通过对FUV和NUV图像的成像和光度分析，我们确定紫外环的半径为$\sim 110^{\prime\prime}$，从而表明发射物质可能与红外线中看到的分离壳有关。我们发现尘埃壳对NUV和FUV辐射中心点源的散射可以忽略不计。此外，我们发现尘埃壳层对星际辐射场的散射最多可以贡献FUV通量的$\sim10%$。形态学和光度学的证据表明，恒星在空间中的运动所引起的冲击，以及可能的冲击激发的H $_2$分子，是紫外线通量最有可能的来源。与之前AGB星紫外线辐射的例子不同，U Hya的紫外线辐射并没有表现出类似弓形激波的结构，这与较低的空间速度和较低的星际介质密度是一致的。这表明分离的灰尘壳是紫外线发射材料的来源，可以用来更好地了解分离壳的形成。
2014-12-23 astro-ph.SR
AGB nucleosynthesis at low metallicity: what can we learn from carbon- and s-elements-enhanced metal-poor stars
CEMP-s恒星是非常贫金属的恒星，具有增强的碳和s过程元素丰度。它们在星系晕中的贫金属恒星中占有相当大的比例，并且大多在双星系统中被观测到。这表明，所观察到的化学异常是由于质量吸积在过去的渐近巨星分支（AGB）的明星。由于CEMP-s恒星自形成以来几乎没有演化，因此对其观测丰度的研究提供了一种方法来探索我们在低金属丰度下的AGB核合成模型。为此，我们在我们的双星演化模型中包括了AGB核合成的最新模型的结果，我们模拟了一个网格的100，000双星在金属丰度Z=0.0001在一个广泛的初始质量和分离。我们将我们的模型恒星与SAGA贫金属恒星数据库中的60颗CEMP-s恒星进行了比较。对于每个观测到的样本CEMP-s恒星，我们找到了最能再现观测到的丰度的模拟恒星。这种比较的结果是，我们能够同时再现样品中约60%的恒星中受AGB核合成影响的元素（例如C，Mg，s元素）的观测丰度。
2013-10-25 astro-ph.SR
Photodissociation and chemistry of N$_2$ in the circumstellar envelope of carbon-rich AGB stars
AGB星的包层受到紫外光子的外部照射，因此，其化学性质对N $_2$和CO的光解敏感，这两种物质分别是氮和碳的主要储存库。N $_2$的光解离最近已经通过实验室和理论研究进行了量化。对CO光解离也作了改进。首次，我们使用准确的N $_2$和CO的光解率和屏蔽功能的模型中的拱星信封的富碳AGB星，IRC +10216。我们使用一个国家的最先进的化学模型的AGB信封，最新的CO和N $_2$光解离数据，和一个新的方法实现分子屏蔽功能，在全球面几何与各向同性入射辐射。我们将计算出的分子柱密度和径向分布与观测结果进行了比较。N $_2$ $\to$ N（也称为CO $\to$ C $\to$ C $^+$）的跃迁相对于先前的模型向外包络移动。这导致不同的柱密度和含氮物质的径向分布，特别是那些形成/破坏过程在很大程度上取决于原子或分子氮的可用性的物质，例如C $_n$ N（$n$ =1，3，5），C $_n$ N $^-$（$n$ =1，3，5），HC $_n$ N（$n$ =1，3，5，7，9），H $_2$ CN和CH $_2$ CN。许多物质的化学性质直接或间接地受到N $_2$和CO的光解离的影响，特别是在光解离非常重要的AGB星的外壳中。因此，在AGB包层和其他辐照环境的天体化学模型中包括N $_2$和CO屏蔽是很重要的。在一般情况下，虽然我们的IRC +10216模型和观察到的分…
2014-06-28 astro-ph.SR
The transition from AGB to post-AGB evolution as observed by AKARI and Spitzer
AKARI和Spitzer卫星提供了一个独特的机会来观察各种恒星，这些恒星被认为是脱离了渐近巨星分支（AGB），最近开始了它们的后AGB演化。这些恒星中的大多数在光学上是不存在的，在中红外波长范围内是明亮的。已获得近200个物体的光谱。对于所有这些1-60微米的光谱能量分布已建成使用光度数据从各种调查。我们在这里报告的88个IRAS选定的后AGB候选人的斯皮策观测结果，并讨论他们在比较后AGB候选人的AKARI观测结果在这些程序中的其他地方报告。尘埃的成分大致可分为富氧型和富碳型，但也发现了多种中间类型。在富氧型恒星中，无定形尘埃占主导地位，但也有少数来源显示出结晶尘埃的发射特征。富碳壳的光谱可能完全没有特征，可能显示多环芳烃的发射特征或C2 H2的分子吸收线。我们还发现了在12.8微米处具有氖发射线的源。超过三分之一的来源显示出小于5微米的近红外过量，几乎所有的来源都显示出在其外壳中富含C的尘埃的证据。我们假设，新兴的后AGB风结束后的AGB演化总是包含富碳尘埃，无论前AGB星的化学。
2009-04-27 astro-ph.SR
The transition from carbon dust to silicates production in low-metallicity AGB and SAGB stars
我们计算了质量在1 Msun <M<8 Msun范围内，金属丰度Z=0.001的恒星在AGB和Super AGB阶段产生的尘埃的质量和成分。恒星演化从主序前阶段开始，使用ATON程序，在每个时间步提供风的热力学和化学结构。我们使用一个简单的模型来描述的时间无关的，球对称的恒星风的假设下的尘埃颗粒的生长。我们发现AGB星注入星际介质的尘埃总质量并不随恒星质量单调增加，其范围在1.5 Msun恒星模型的最小值10^{-6}Msun到6 Msun模型的2 × 10 ^{-4} Msun之间。尘埃的组成取决于恒星的质量：低质量恒星（M <3 Msun）产生富碳尘埃，而大质量恒星经历热底燃烧，永远不会达到碳星阶段，并产生硅酸盐和铁。这与文献中以前的研究部分不一致，这些研究基于合成AGB模型，并预测当初始金属丰度为Z=0.001时，在所有恒星质量下都会形成富C尘埃。这些差异是由于在超绝热制度的湍流对流的不同建模。在这种情况下，超绝热对流的处理也是影响粉尘形成过程的最相关问题。我们还研究了质量为6.5 Msun <M<8 Msun的超级AGB星，它们在一个核上演化，由于质量损失和热底燃烧的有利组合，这些恒星被预测为最有效的硅酸盐尘埃制造者，释放出[2 - 7]x 10^{-4} Msun质量的尘埃。我们讨论了这些预测的鲁棒性及其与早期宇宙时期尘埃的性质和演化的相关性。
2011-11-08 astro-ph.SR
Carbonaceous molecules in the oxygen-rich circumstellar environment of binary post-AGB stars: C_{60} fullerenes and polycyclic aromatic hydrocarbons
上下文演化恒星的星周环境通常富含分子气体和尘埃。通常情况下，整个环境要么是富氧的，要么是富碳的，这取决于中央恒星的演化。目标。在本文中，我们讨论了三个演变的光盘源的证据，在其红外光谱的非典型发射线。这些恒星取自AGB后联星的更大样本，我们拥有斯皮策红外光谱，其特征是存在稳定的富氧环联星盘。我们以前的研究表明，后AGB盘源的红外光谱主要由硅酸盐尘埃排放，往往具有极高的结晶度分数。然而，选择这里描述的三个来源是因为它们显示出独特的分子化学。方法.利用斯皮策红外光谱仪，我们详细研究了这三颗样品星的特殊矿物学特征。使用观测到的发射特征，我们确定了不同的观测到的尘埃，分子和气体物种。结果红外光谱显示了由于各种富氧尘埃成分以及CO2气体的发射特征。所有三个来源都显示出通常归因于多环芳烃的强红外带。此外，两个样品源显示C60富勒烯带。结论.尽管大多数后AGB盘源在其拱星环境中以硅酸盐尘埃为主，但我们确实发现了证据，至少对于某些源，必须进行额外的处理才能解释大碳分子的存在。有证据表明，其中一些来源仍然富含氧气，这使得这些分子的检测更加令人惊讶。
2011-10-27 astro-ph.SR
AKARI/IRC observations of heavily obscured oxygen-rich AGB and post-AGB stars
我们目前AKARI/IRC的观测样本的6个极红的IRAS源，其中三个是可变的OH/IR星，其余的是早期后AGB星。OH/IR星显示出一个红色的连续谱，具有预期的10微米强硅酸盐吸收特征，而后AGB星显示出一个更红的连续谱，伴随着一个非常弱的硅酸盐吸收。我们用DUSTY模拟了光谱能量分布。对于OH/IR星来说，可以用几乎纯的硅酸盐尘埃获得合理的拟合，而后AGB星需要硅酸盐和富碳尘埃的混合物。我们假设，在后者的对象的内部尘埃壳是富碳，而外壳仍然是富氧。
2009-10-07 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
Herschel/HIFI observations of IRC+10216: water vapor in the inner envelope of a carbon-rich AGB star
我们报告的观测结果的10个旋转过渡的水蒸气向富碳AGB（渐近巨星分支）星IRC+10216（CW狮子座），进行了赫歇尔的HIFI仪器。通过使用HIFI的双光束开关模式的观测，安全地检测到每一次跃迁。测得的线比率意味着水蒸气存在于离恒星很小距离（几个x 1.E+14 cm）的内部流出物中，证实了Decin等人最近用Herschel的PACS和SPIRE仪器观测的结果。这一发现明确地排除了观测到的水是由圆形轨道上的小冰物体蒸发而成的假设。IRC+10216的致密富C包层中的水的起源仍然知之甚少。我们推导出H2- 17 O/H2- 16 O和H2- 18 O/H2- 16 O同位素丰度比的上限为~ 5.E-3（3 σ），为IRC+10216中水蒸气的起源模型提供了额外的约束。
2010-12-08 astro-ph.SR
The mass-loss rates and molecular abundances of S-type AGB stars
S型恒星的C/O比被认为接近于1（在百分之几以内）。它们被认为代表了AGB星从富氧M型星演化为碳星的中间演化阶段。作为可能的过渡天体，S型星可以为AGB的质量损失机制和化学演化提供重要线索。利用星周射电谱线的观测资料，结合详细的辐射转移分析，我们估算了40颗S型AGB星的质量损失率和重要化学分子（SiO，HCN）的丰度。结果将与以前的M型和碳星的结果进行比较。
2010-11-09 astro-ph.SR
IRAS 22272+5435 (V354 Lac): Multicolor Photometry of a Variable Carbon-rich post-AGB Star and a Dust Formation Episode
该研究通过30余年UBV及JHKLM多色测光，揭示了富碳后AGB星IRAS 22272+5435的双周期脉动及661天振荡，并首次分析长期红外测光，发现1996-2004年KLM波段增亮源于尘埃形成事件，探讨了其机制与观测特征。
2025-07-09 astro-ph.SR
Sulphur-bearing molecules in AGB stars II: Abundances and distributions of CS and SiS
我们调查了20个不同化学类型的AGB星使用APEX望远镜，并结合这与IRAM 30米和APEX调查CS和SiS的排放对30多个S型星。对于这些恒星的检测，我们进行了辐射传输建模，以确定丰度和丰度分布。我们检测CS对所有的调查碳星，一些S型星，和最高的质量损失率富氧星（$> 5\times 10^{-6}$ Msol yr $^{-1}$）。在所有化学类型中，在质量损失率最高的来源处检测到SiS（$> 8\times 10^{-7}$ Msol yr $^{-1}$）。我们发现碳星的CS峰丰度从~ $ 4\times 10^{-7}$到~ $2\times 10^{-5}$，富氧星的CS峰丰度从~ $ 3\times 10^{-8}$到~ $1\times 10^{-7}$，S型星的CS峰丰度从~ $ 1\times 10^{-7}$到~ $8\times 10^{-6}$。发现碳星的SiS峰值丰度从~ $ 9\times 10^{-6}$到~ $ 2\times 10^{-5}$，富氧星的SiS峰值丰度从~ $ 5\times 10^{-7}$到~ $ 2\times 10^{-6}$，S型星的SiS峰值丰度从~ $ 2\times 10^{-7}$到~ $ 2\times 10^{-6}$。我们推导出Si $^{32}$ S/Si $^{34}$ S = 11.4的Al，唯一的恒…
2018-08-01 astro-ph.SR
New Clues to the Evolution of Dwarf Carbon Stars From Their Variability and X-ray Emission
作为C $>$ O的主序星，矮碳（dC）星从不单独诞生，而是从前渐近巨星分支（AGB）伴星继承了富碳物质。与后质量转移双星中的M矮星相反，C $_2$和/或CN分子带允许用中等分辨率的光学光谱来识别dCs，即使在AGB残余物冷却到无法检测之后。来自AGB恒星的大量物质的吸积应该会使dCs旋转，这可能会导致X射线中可检测到的活动恢复。事实上，最近发现几十个dCs具有光度变化，周期小于一天。然而，其中大部分可能是后共包络双星（PCEBs），自旋轨道被潮汐力锁定，而不仅仅是吸积。在这里，我们研究的X射线性质的一个样本的五个最近的已知dCs与$Chandra$。两个是在X射线中检测到的，只有两个我们也检测到了短周期的光度变化。我们认为，到目前为止，在dCs中检测到的日冕活动是由于快速旋转，由于潮汐锁定在短的二元轨道后，一个共同的信封阶段，晚在热脉冲（TP）阶段的前C-AGB主要（TP-AGB）。
2022-01-28 astro-ph.SR
CO second overtone line variability in three carbon-rich early post-AGB stage stars
Laser Center, Faculty of Science and Technology, University of Latvia（拉脱维亚大学科学与技术学院激光中心）
研究三颗富碳早后渐近巨星阶段恒星中 CO 二次泛音线变化，通过高光谱分辨率观测，发现其强度、形状等在脉动周期有变化，线位置距系统速度不远，变化与恒星脉动联系或与激波有关。
2026-07-24 astro-ph.SR
The widespread occurence of water vapor in the circumstellar envelopes of carbon-rich AGB stars: first results from a survey with Herschel/HIFI
我们报告的初步调查结果的水蒸气在8个C星的样本与大的中红外连续通量：V384 Per，CIT 6，V Hya，Y CVn，IRAS 15194-5115，V Cyg，S Cep和IRC+40540。这项调查是使用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器进行的，需要观测邻水和对位水的最低跃迁：分别为556.936 GHz 1（10）-1（01）和1113.343 GHz 1（11）-0（00）跃迁。在所有八颗目标恒星中都明确地检测到了水蒸气。在这次调查之前，IRC+10216是唯一一颗富含碳的AGB恒星，在这种情况下，使用亚毫米波天文卫星（SWAS）发现了热水排放。我们的研究结果表明，IRC+10216并不罕见，除了它接近地球导致了一个大的线通量，可检测SWAS。水的谱线宽度通常与CO旋转谱线的宽度相似，这与柯伊伯带类似物的蒸发（Ford & Neufeld 2001）是富碳AGB星中水蒸气的一般解释不同。在我们的样本中，综合水线通量与6.3微米连续通量的比率（一个衡量水流出率的比率）和恒星的总质量损失率之间没有明显的相关性。
2010-12-15 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
A study of carbon-rich post-AGB stars in the Milky Way to understand the production of carbonaceous dust from evolved stars
本研究通过尘埃形成模型分析银河系富碳后AGB星的红外超额与SED，重建其演化与质量损失历史，发现低质量碳星的理论质量损失率需上调，以修正碳尘埃产量估算。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the H2O formation mechanism in the wind of carbon-rich AGB stars
上下文最近探测到的温暖H $_2$ O蒸汽排放的富碳渐近巨星分支（AGB）的恒星流出的挑战，目前的理解拱星化学。两种机制已被调用来解释温暖的H $_2$ O蒸汽的形成。在第一种情况下，周期性的冲击穿过恒星表面上方的介质，导致H $_2$ O的形成。在第二种情况下，紫外星际辐射穿过一个星云状的星周介质，导致在中间风中形成H $_2$ O分子。目标。我们的目标是确定18个富碳AGB星的H $_2$ O发射的性质，并随后限制上述机制中的哪一个提供了最有可能的温暖H $_2$ O形成途径。方法、结果和结论。见纸。
2016-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 12CO/13CO ratio in AGB stars of different chemical type-Connection to the 12C/13C ratio and the evolution along the AGB
本文的目的是通过星周12 CO/13 CO比值来研究12 C/13 C比值沿AGB的演化。这是第一次将包括大量M型和S型恒星的样本与同等大小的碳星样本一起进行分析，从而有可能调查不同类型之间的趋势并确定演化效应。星周12 CO/13 CO丰度比是通过对单碟射电谱线观测的详细辐射转移分析估算的。首先，12 CO的辐射转移求解，假设丰度（取决于恒星的化学类型），给出气体的物理参数，即质量损失率，气体膨胀速度，和气体温度分布。然后，13 CO辐射转移求解使用的12 CO模型的结果，给出了13 CO丰度。最后计算了12 CO/13 CO丰度比。星周12 CO/13 CO丰度比在三种光谱类型之间是不同的。这与恒星演化模型中假设光谱类型构成演化序列的预期是一致的;然而，这是第一次在观测上显示出涵盖所有三种光谱类型的相对较大的样本。内侧拱星包层中M型星、S型星和碳星的13 CO丰度中值分别为1.6x10^-5、2.3x10^-5和3.0x10^-5，对应的12 CO/13 CO丰度比分别为13、26和34。有趣的是，碳星的丰度比分布远大于M型和S型恒星，即使排除J型碳星，也符合AGB演化的预期。我们发现同位素比和质量损失率之间没有相关性，如果两者都随着恒星的演化而增加，这是可以预期的。
2014-05-25 astro-ph.SR
How important are metal-poor AGB stars as cosmic dust producers?
富氧AGB星的尘埃形成效率（理论上）应该取决于金属丰度，因为它们并不生产自己的尘埃生产原料。贫金属的碳星可能也不是非常有效的尘埃制造者，因为在它们的大气中形成的颗粒会受到更多的辐射加热。我们刚刚证实，在贫金属碳星的模拟中，低效率的尘埃和风的形成是一种真实的物理效应，尽管在我们模拟的范围内。从表面上看，这意味着由低金属丰度AGB星提供的尘埃量显然是有限的。因此，人们也可能会问，与最近对宇宙尘埃的观测相比，AGB星一般能做出多大的贡献，这表明其他来源的主要贡献？
2015-05-18 astro-ph.SR
Carbon- and Oxygen-rich Asymptotic Giant Branch (AGB) stars in the Bulge Asymmetries and Dynamical Evolution (BAaDE) survey
从膨胀不对称和动态演化（BAaDE）调查的SiO脉泽的检测更严格地定义了富氧（O）渐近巨星分支（AGB）恒星所在的区域在多个红外（IR）色-色图。利用MSX和2 MASS数据以及BAaDE巡天的射电光谱，我们发现在BAaDE巡天中观测到三个主要的星群：富O AGB星，其中大约$73\%$有SiO脉泽;富碳（C）AGB星，没有这些脉泽;以及一小部分可能的年轻恒星天体（YSO）。YSO和AGB星之间的区别可以只使用MSX数据，特别是$[D]-[E]$颜色，而2 MASS提供的较短波长是区分潜在的富C和富O AGB星所必需的。在多个早期IR研究中已经观察到类似的划分，但BAaDE目前提供了$\sim$ 15000个来源的样本，其样本量远远超过先前的研究，因此提供了更明显的划分。有了这些红外线的区别，我们讨论的来源是例外，无论是在他们的分子检测或红外线的颜色，以及分布的三个人口在银河系坐标。
2020-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of the "fresh" carbon-rich AGB star TX Piscium. The discovery of an elliptical detached shell
目的。富碳的渐近巨星分支（AGB）恒星TX Piscium（TX Psc）在多个时期内以不同的波长和分辨率被多次观测到，显示出复杂的分子CO线轮廓和热尘埃发射的环状结构。我们在高分辨率下研究了分子对应物，旨在解析环状结构并确定其来源。方法.利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）观测了TX Psc的星周包层（CSE），并研究了其与环状尘埃结构的对应关系。结果我们报告检测到一个薄的，不规则的，椭圆形的分离分子壳TX PSC，这与尘埃排放相吻合。这是第一次发现非球对称的分离壳，提出了关于分离壳形状的问题。结论.我们研究了椭圆形分离壳可能的成形机制，发现在TX Psc的情况下，2 km/s的恒星自转会导致从恒星极到赤道的非均匀质量损失率和速度分布，从而重现椭圆形CSE。我们讨论了可能的情况下增加恒星动量，使旋转速率需要重现我们的观察椭圆率，并得出结论，动量转移的轨道物体的质量的棕矮星将是足够的。
2018-11-19 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
Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: Mass-loss rates and SiO abundances
主要目的是获得可靠的质量损失率和星周SiO丰度的样本的40 S型AGB星的基础上新的多过渡CO和SiO无线电线观测。此外，将结果与M型AGB星和碳星的先前结果进行比较，以寻找化学类型的趋势。星周包层被假定为球对称的，并形成一个恒定的质量损失率。质量损失率估计拟合CO观测使用非本地，非LTE辐射转移代码。一旦拱星包层的物理性质被确定，相同的辐射转移代码被用来模拟所观察到的SiO线，以获得拱星丰度和SiO线发射区域的大小。我们已经估计了40 S型AGB星的质量损失率，并发现导出的质量损失率的分布类似于以前导出的类似样本的M型AGB星和碳星。估计的质量损失率也与相应的膨胀速度相关。总之，这表明在所有三种化学类型的AGB恒星中，质量损失是由相同的机制驱动的。此外，我们还估算了26颗S型AGB星的星周SiO相对于H2的丰度分数。推导出的SiO丰度，平均而言，约一个数量级高于恒星大气热平衡化学预测，表明非平衡化学过程决定了丰度的SiO在拱星信封。此外，与M型AGB星和碳星的结果的比较表明，对于一定的质量损失率，星周SiO丰度似乎独立（虽然有很大的分散）的C/O比。
2009-03-10 astro-ph.SR
Constraining stellar parameters and atmospheric dynamics of the carbon AGB star V Oph
由冷演化恒星的大气层产生的分子和尘埃贡献了星际介质中发现的大量物质。为了了解这些恒星质量损失背后的机制，研究其大气层的结构和动力学至关重要。我们的目标是验证富碳渐近巨星分支（AGB）恒星V Oph的扩展分子和尘埃层及其时间变化是否可以由恒星脉动单独触发的尘埃驱动风来解释，或者是否有其他机制在起作用。我们使用最新一代的富碳恒星自洽动力学大气模型DARWIN，模拟了V Oph中红外干涉VLTI-VLT数据（$8$ - $13~μ$ m），在相位$0.18$，$0.49$，$0.65$，以及文献测光数据。我们确定了恒星的基本参数：$T_\text{eff} = 2600~$ K，$L_\text{bol} = 3585~$ L $_{\odot}$，$M = 1.5~$ M $_{\odot}$，$C/O = 1.35$，$\dot{M} = 2.50\cdot10^{-6}$ M $_{\odot}$ /yr。本文计算了三个位相的恒星光球半径：$479$，$494$，$448$ R $_{\odot}$和尘埃半径：$780$，$853$，$787$ R $_{\odot}$。动力学模型能较好地解释观测到的$N$波段的可见度和光谱，但与实验数据存在一定的差异，本文对此进行了讨论。我们讨论了可能的原因的时间变化的外大气，推导出的磁场强度的估计，并计算上限的阿尔文波的速度。此外，使用周期光度…
2019-07-19 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 evolution of low-metallicity asymptotic giant branch stars and the formation of carbon-enhanced metal-poor stars
我们研究了金属丰度Z = 10-4和Z = 10-8之间的渐近巨星分支（AGB）星的行为。我们确定哪些恒星经历了一个插曲的闪光驱动的混合，质子被摄入到壳层间对流区，因为它们进入热脉冲AGB阶段，并进行第三次疏浚。我们发现，闪光驱动的混合不会发生以上的Z = 10-5的任何质量的恒星的金属丰度和2 M以上的恒星不经历这种现象在任何金属丰度。我们发现碳摄入（CI），碳混合到氢燃烧区的尾部，发生在质量范围2 M到4 M左右。我们认为，CI可能是一个弱版本的闪光灯驱动的机制。我们还研究了对流过冲对这些对象的行为的影响。我们的模型很难解释具有显著碳和氮增强的CEMP恒星的频率。碳可以通过闪光驱动的混合，CI或只是第三次疏浚。氮可以通过热的底部燃烧而增加，并且热的疏浚的发生也将碳转化为氮。C/N比可能是一个很好的指标的质量的主要AGB星。
2009-03-13 astro-ph.SR
Oxygen- and carbon-rich variable red giant populations in the Magellanic Clouds from EROS, OGLE, MACHO, and 2MASS photometry
渐近巨星分支（AGB）星的碳氧比（C/O）是演化和环境/金属丰度因子的重要指标。本文提出了一种在光度测量中不使用周期对AGB进行质量C/O分类的方法。为此，我们依赖于颜色星等图中单个恒星轨道的斜率。我们证明，我们的方法可以分离的C-丰富和O-丰富的AGB星几乎没有混乱。对于麦哲伦云，我们证明了这种方法适用于几个光度测量和过滤器组合。由于我们依赖于没有周期识别，我们的结果是相对不敏感的相位覆盖，混叠，和时间采样的问题，困扰周期分析。对于我们的恒星的子样本，我们验证我们的C/O分类对公布的C/O目录。用我们的方法，我们能够产生整个麦哲伦星云的C/O图。我们的纯光度法分类的C-和O-丰富的AGB构成了一个方法的选择，大型，近红外光度调查。因为我们的方法依赖于颜色-星等变化的斜率，而不是星等零点，所以它仍然适用于距离未知的物体。
2011-04-01 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
High-Speed Bullet Ejections during the AGB to Planetary Nebula Transition: HST Observations of the Carbon Star, V Hydrae
经过充分研究的碳星V Hya，显示出高速、准直外流和密集赤道结构的证据，是研究AGB星向非球面行星状星云转变的关键天体。使用STIS仪器机载HST，我们已经获得了高空间分辨率的长缝光学光谱的V Hya显示高速发射的[SII]和[Fe II]线。我们的数据集跨越了两个时期（2002-2004年和2011-2013年）中相隔一年的三个时期，显示V Hya每8.5年发射一次高速（约200-250公里/秒）子弹。喷出物的轴在大致的东方方向上下翻转，既在天面内也垂直于天面，喷出物的径向速度也在低值和高值之间变化。我们提出了一个模型，在该模型中，子弹弹射与双星伴星的近星点通过在一个偏心轨道V Hya的轨道周期约8.5年。这种翻转现象可能是由一个吸积盘（由主星的物质被引力捕获而产生）的平行喷射造成的，这个吸积盘是扭曲和进动的，并且/或者它的磁场与伴星或主星的磁场不一致。我们展示了如何在我们的模型中也可以解释以前观察到的V Hya光周期的17年周期。此外，我们描述了如何在这里提出的模型可以扩展到多极星云。
2016-05-22 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
Starlight and Sandstorms: Mass Loss Mechanisms on the AGB
有强有力的观测迹象表明，冷发光AGB星的密集慢风是由尘埃颗粒上的辐射压力驱动的，这些尘埃颗粒是由脉冲引起的冲击在扩展的大气中形成的。对于碳星，无定形碳颗粒驱动的外流的详细模型与观测结果非常一致。一些仍然存在的差异可能是由于对激波冷却的简化处理、颗粒相对于气体的漂移、或巨大对流单体或尘埃诱导的斑图形成的影响。对于C/O < 1的恒星，最近的模型表明硅酸盐尘埃的吸收可能不足以驱动它们的风。一种可能的替代方法是通过半径为零点几微米的不含Fe的硅酸盐颗粒进行散射。在这种情况下，人们应该期望较少的拱星红化的M-和S-型AGB星比C-星具有可比的恒星参数和质量损失率。
2011-02-25 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
The detached dust shells around the carbon AGB stars R Scl and V644 Sco
分离的壳层被认为是在热脉冲过程中产生的，并限制了晚期恒星演化的主要驱动力之一的时间尺度和物理性质。我们的目标是确定周围的碳AGB星R Scl和V644 Sco的分离的尘埃壳的形态，并比较这与观察分离的气体壳。我们使用安装在ESO 3.6米望远镜上的PolCor仪器观察这些恒星周围的偏振尘埃散射恒星光。观测是用日冕仪掩模来阻挡直射的恒星光。偏振图像清楚地显示了分离的贝壳。使用尘埃辐射转移代码来模拟尘埃散射偏振光，我们约束的半径和宽度的壳19.5弧秒和9.4弧秒的分离尘埃壳周围的R Scl和V644 Sco，分别。两个壳体具有整体球形对称性，并且宽度约为。2角秒。对于R Scl，我们可以直接将观测到的尘埃排放与ALMA观测到的壳层CO（3-2）排放的高空间分辨率地图进行比较。我们发现，尘埃和气体几乎完全一致，表明共同的演变。这里提供的R Scl的数据是迄今为止对整个尘埃分离壳的最详细的观测。对于V644 Sco，这些是分离髋臼杯的首次直接测量。在这里我们还发现尘埃很可能与气体壳层重合。这些观察结果与热脉冲过程中产生分离壳的情况一致。确定的半径和宽度将约束流体动力学模型描述的脉冲前质量损失，热脉冲，脉冲后的恒星演化。
2014-09-15 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
The Chemical Abundances of Stars in the Halo (CASH) Project. III. A New Classification Scheme for Carbon-Enhanced Metal-poor Stars with S-process Element Enhancement
我们提出了一个新发现的碳增强贫金属（CEMP）恒星，HE 0414-0343，从恒星的化学丰度在晕（CASH）项目的23个元素的详细丰度分析。它的光谱恒星参数为Teff = 4863 K，log g = 1.25，vmic = 2.20 km/s，[Fe/H] =-2.24。七年的径向速度测量表明HE 0414-0343是一颗双星。HE 0414-0343的[C/Fe] = 1.44，中子俘获元素的丰度大大增强，但它的丰度不能单独由太阳型s过程模式再现。传统上，它可以被归类为“CEMP-r/s”星。基于与AGB星核合成模型的丰度比较，我们提出了一个新的物理动机CEMP-s星和仍然知之甚少的CEMP-r/s的起源和分类方案。新的方案描述了这两个迄今为止不同处理的子群之间的连续过渡：CEMP-sA，CEMP-sB，和CEMP-sC。连续过渡的可能原因包括AGB伴星经历的热脉冲的数量，不同AGB恒星质量对其核合成产额的影响，以及在1-D恒星模型中没有很好近似的物理，如质子摄入事件和旋转。基于一组详细的AGB模型，我们认为HE 0414-0343的丰度特征来自于一颗质量大于1.3 Msun的AGB星和一次晚期的质量转移，这将HE 0414-0343转变为CEMP-sC星。我们还发现[Y/Ba]比很好地参数化了分类，因此可以用来很容易地对任何未来的此类恒星进行分类。
2015-10-23 astro-ph.SR
New Asymptotic Giant Branch models for a range of metallicities
我们提出了一个新的网格的恒星模型计算的恒星的渐近巨星分支之间的1.0和6.0 M_太阳。我们的网格由Z=0.0005和Z=0.04之间的5种化学混合物组成，具有类似太阳的和$α$元素增强的金属比率。我们对待一贯的碳增强恒星信封通过使用不透明度表与不同的C/O比，并采用理论质量损失率的碳星。低温不透明度是专门为该项目计算的。对于氧星，我们使用经验的质量损失形式主义。第三个疏通自然是通过包括对流过冲而获得的。我们的模型达到有效的温度与早期的合成模型，其中包括近似的碳富集的分子不透明度，并显示出良好的协议与经验确定的碳星寿命。一小部分模型可以被跟踪到后AGB阶段，为此我们提供了一个质量范围内的模型，补充了以前的后AGB计算。我们的网格构成了最广泛的一组AGB模型，使用最新的物理输入数据进行计算，并以最一致的方式处理第三次疏浚引起的碳增加。
2009-08-05 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. II. Statistical analysis of a sample of 67 CEMP-$s$ stars
许多观测到的CEMP星都是在双星系统中发现的，并显示出$s$ -元素的丰度增加。这些CEMP-$s$星的化学丰度的起源被认为是在过去从AGB阶段的主恒星富集的物质的吸积。我们通过模拟观测到的CEMP-$s$星形成的双星系统，研究了低金属丰度AGB星的质量传递机制和核合成过程。为了这个目的，我们比较了一个$67$ CEMP-$s$星的样本与我们的双星演化和核合成模型产生的双星网格。根据铕的丰度，我们将CEMP-$s$恒星分为三类.在CEMP $-s/r$恒星中，铕与铁的比率比太阳高出十倍以上，而在CEMP $-s/nr$恒星中，铕与铁的比率低于这个阈值。CEMP- $s/ur$星目前还没有铕的测量数据。平均而言，我们的模型很好地再现了$s/nr$星中观测到的丰度，而在$s/r$星和$s/ur$星中，我们的模型系统地高估了轻$s$元素的丰度，在$s/r$星中，低估了重$s$元素的丰度。在所有恒星中，我们模拟的钠丰度高估了观测结果。只有在低估了大多数$s$元素丰度的模型中，这种差异才会减小。此外，在我们的大多数模型恒星中，铅的丰度都被低估了。这些结果指出了我们的AGB核合成模型的局限性，特别是在元素与元素的比例的预测。最后，在我们的模型中，CEMP-$s$恒星通常形成于周期超过10000天的宽系统中，而大多数观测到的CEMP-$s$恒星都位于周期低于5000天的相对较近的轨道上。
2015-07-16 astro-ph.SR
Infrared color separation between thin-shelled oxygen-rich and carbon-rich AGB stars
我们提出了43 GHz的VLA光谱的51 AGB源的目标验证红外（IR）的颜色切割旨在分离富碳（C）和富氧（O）AGB源在整个银河系。颜色切割是基于2 MASS和MSX光度测定的$[K_s]-[A]$与$[A]-[E]$颜色-颜色图中的一条简单线，最初是从膨胀不对称和动态演化（BAaDE）样品中的SiO检测率得出的。该划分是完全支持的光谱，这表明，SiO脉泽检测位于富O侧，SiO nondetectors和一个单一的HC $_3$ N检测发现富C侧的划分。我们进一步比较的颜色切割与分类的源的基础上低分辨率光谱（LRS）从红外天文卫星（IRAS），并找到良好的协议，验证了该部门是一个可靠的和有效的方法来区分O-和C-丰富的AGB源。这些观测还表明，BAaDE勘测中在42.9 GHz附近检测到的单线几乎肯定是$^{29}$ SiO v=0线。这种罕见的同位素跃迁比占主导地位的$^{28}$ SiO线更亮的SiO脉泽源以前没有报道过，我们的观察表明，这些源可以逆转它们的行为，使$^{28}$ SiO和$^{29}$ SiO的典型比例在几年内恢复。
2020-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations and Radiative Transfer Simulations of the Carbon-rich AGB star V Oph with VLTI/MATISSE
本研究利用VLTI/MATISSE的L波段干涉观测和RADMC-3D辐射转移模拟，分析了富碳AGB恒星V Oph的星周尘埃壳层，确定了不同光变相位下的恒星与尘埃半径，并拟合了含C2H2和HCN气体的可见度光谱。
2025-02-25 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
Rings and arcs around evolved stars. II. The Carbon Star AFGL 3068 and the Planetary Nebulae NGC 6543, NGC 7009 and NGC 7027
利用高质量的多历元HST图像，对行星状星云NGC 6543、NGC 7009和NGC 7027的晕中的弧和破碎的环状特征以及碳星AFGL 3068周围的螺旋图案进行了详细的比较研究。这种比较使我们能够研究AGB星周围的规则图案和PNe周围的不规则同心图案之间的联系和可能的演化。这些特征的径向自行约为15 km/s，与AGB风一致，其线性大小和间隔时间（500 - 1900年）也与AGB星周围的一致，表明它们有共同的起源。我们发现使用辐射流体动力学模拟的证据表明，在AGB阶段结束时产生的规则图案变得高度扭曲的相互作用与扩大PN和各向异性照明和电离模式所造成的阴影不稳定性。这些过程将破坏AGB恒星周围的规则（主要是螺旋形）图案，可能成为在PNe晕中观察到的弧形和破碎的环。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of CI line emission from the detached CO shell of the AGB star R Sculptoris
渐近巨星分支（AGB）上的恒星会失去大量的物质，以至于它们对宇宙的化学演化和尘埃的产生都很重要。AGB的质量损失被认为是随着年龄的增长而逐渐增加，但它也可能以爆发的形式发生，可能与热脉冲现象有关。碳星周围分离的几何薄的CO壳层是短暂而强烈的物质喷射的良好标志。我们的目标是把进一步的限制AGB星周围分离的CO壳层的物理性质。壳层中CO和其他含碳物质的光解导致了检测中性碳谱线的可能性。因此，我们一直在寻找CI（$^3P_1-\,^3P_0$）线在492 GHz的两个碳星，S Sct和R Scl，分离的CO壳层的不同年龄，约8000和2300年，分别。检测到CI（$^3P_1-\,^3P_0$）线朝向R Scl。谱线强度主要由脱离壳层的发射决定。检测是在一个水平一致的中性碳来自除CO的所有物种的充分的光解离，只有有限的光电离的碳。最好的拟合所观察到的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO线强度，假设一个均匀的壳，得到的壳质量约为0.002 $M_\odot$，温度约为100 K，和CO丰度相对于H $_2$为10 $^{-3}$。对于最佳拟合模型，估计的Cl/CO丰度比约为0.3。然而，一些参数指向cluberous介质的方向，并提供了一个可行的解释，在这样的背景下的数据。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon star wind models at solar and sub-solar metallicities: a comparative study. I. Mass loss and the properties of dust-driven winds
用一维球对称辐射流体动力学程序DARWIN模拟了C-型AGB星的大气和风。为了探索金属性依赖的质量损失，我们计算模型网格在三个不同的化学丰度。由于在AGB星演化的热脉冲过程中，碳可能会被疏浚出来，因此我们将碳丰度作为一个自由参数。这三个不同网格中的模型都有一个太阳质量的当前质量;有效温度为2600 K，2800 K，3000 K或3200 K;恒星光度等于log（L/Lsun）=3.70，3.85或4.00。这些模型表明，碳星的质量损失是由高光度，低有效温度和太阳和太阳下金属丰度的高碳过剩（C-O）促进的。类似的有效温度、光度和碳过剩的组合在太阳和太阳下的金属丰度都产生流出。这些风模型产生的质量损失率和风速在金属丰度方面没有大的系统差异，关于颗粒大小的分布或有多少碳凝结成尘埃也没有任何系统差异。与具有相同恒星参数和碳过剩的太阳金属丰度的DARWIN模型相比，太阳下金属丰度的DARWIN模型的质量损失率低约15%。对于太阳能和亚太阳能环境，典型的颗粒尺寸范围在0.1和0.5微米之间，凝聚碳的程度在5%和40%之间变化，气体与尘埃的比率在500和10000之间。此外，恒星演化模型可以使用的质量损失率从达尔文模型计算的太阳金属丰度时，模拟AGB阶段在太阳下的金属丰度，如果碳过剩作为临界丰度参数，而不是C/O比。
2019-02-14 astro-ph.SR
A Spitzer/IRAC Characterization of Galactic AGB and RSG Stars
我们提出了新的斯皮策/IRAC观测的55个尘埃长周期变星（LPVs，48 AGB和6 RSG星）在银河系中，有不同的化学，变异类型，和质量损失率。富氧AGB星（包括内禀S型）的[3.6]-[8.0]颜色比碳星的[3.6]-[4.5]颜色更红，这是因为硅酸盐特征增加了8.0 μm IRAC波段的通量。对于包括5.8 μm波段的颜色，碳星分成两个不同的序列，可能是由于一个可变的光球C $_3$特征，只有在相对清晰，低质量损失率的来源中才能看到。半规则变星在[3.6]-[8.0]颜色上比Miras有更小的IR过量，这与半规则变星不连续地失去质量的假设一致。Miras在更长的时间内有更红的颜色，而半正则变星则没有。银河系的AGB星遵循麦哲伦云的周期光度序列。米拉变星沿基本脉动序列分布，而半正则变星则主要分布在泛音序列上。我们还导出了质量损失率与[3.6]-[8.0]颜色之间的关系。拟合的形状与其他作者在LMC中发现的AGB相似，但在整体归一化方面存在差异，这可能是由于用于推导质量损失率的模型中的不同假设。我们发现，IR颜色不是唯一的化学类型的鉴别器，建议谨慎使用颜色选择技术来推断返回ISM的AGB灰尘的化学成分时。
2015-01-12 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
Carbon and oxygen isotopic ratios for nearby miras
报道了46颗Mira和SRa型AGB变星的C和O同位素比值。测量了1.5 ~ 2.5 $μ$ m光谱中的振动-旋转第一和第二泛音CO线，以获得12 C/13 C、16 O/17 O和16 O/18 O的同位素比值。与以前的测量个别恒星和各种样本的演化恒星进行了讨论。不同初始质量的AGB星的太阳组成模型被用来解释我们的结果。我们发现，大多数M星的主序星质量< 2 Msun，并且没有经历过相当大的第三次挖掘事件。在我们的样本中，四颗S型恒星的祖先质量稍大。在样本中的6颗C星中，有三颗有明确的证据表明它们的起源与第三次挖掘的发生有关。与太阳系形成之前的AGB恒星中富含O的太阳前颗粒进行比较，揭示了星际介质化学成分的变化。这一代的低质量AGB星显示出一个大的16 O/17 O比的传播，类似于1组太阳前颗粒，并与理论预期的质量1.2至2 Msun星的组成后，第一次挖掘。与此相反，现今LPV的16 O/18 O比值明显小于第1组颗粒。这种现象很可能是由于银河系的化学演化导致星际介质中16 O/18 O比值随时间降低的结果。在我们的样本中的一个明星有一个O的组成类似于第2组的前太阳粒起源于AGB星经历extramixing。这种情况可能表明，extramixing过程是在高金属，或等价地，有利于在低金属的阻碍。与富含O的颗粒类似，在我们的样本中没有恒星显示出HBB的证据，这是大质量AGB恒星所期…
2016-06-27 astro-ph.SR
Gas and dust from solar metallicity AGB stars
我们研究了质量在$1~M_{\odot} - 8.5~M_{\odot}$之间的恒星的渐近巨星分支（AGB）演化。我们专注于具有太阳化学成分的恒星，这使我们能够解释银河系中进化的恒星。我们提出了一个详细的比较与模型相同的化学，计算与不同的进化代码和基于不同的一套物理假设。我们发现质量为$\ge 3.5~M_{\odot}$的恒星在包层底部经历了热的底部燃烧。它们的AGB寿命短于$\sim 3\times 10^5$ yr，并在一定程度上对对流的处理敏感地将质子捕获核合成污染的气体喷射到周围环境中。具有$1.5~M_{\odot} \le M \le 3~M_{\odot}$的低质量恒星成为碳星。在最后阶段，C/O比增长到$\sim 3$。我们发现一个显着的协议之间的两个代码的低质量模型，并得出结论，这些恒星的物理和化学性质的预测，和AGB的寿命，是不是敏感的AGB阶段的建模。产生的尘埃也取决于质量：低质量恒星主要产生固体碳和碳化硅尘埃，而高质量恒星产生硅酸盐和氧化铝尘埃。未来可能的观测可能能够增加更多的鲁棒性，目前的结果进行了讨论。
2017-12-22 astro-ph.SR
Dust formation in the winds of AGBs: the contribution at low metallicities
我们提出了新的恒星演化模型，质量范围为1 Msun < M < 7.5Msun，从主序前到渐近巨星分支阶段。采用的金属丰度为$Z=3*10^{-4}（α增强为+0.4，相当于[Fe/H]=-2）。尘埃的形成是由风从恒星表面扩张时各种类型的尘埃颗粒的生长来描述的。质量M> 3 Msun的模型经历热底部燃烧，从而保持表面C/O低于1。与高Z模型不同，包层中硅的稀缺性阻止了有意义数量的硅酸盐的形成，足以通过对形成的尘埃颗粒的辐射压力引发风的加速。在低于Z=10^{-3}的阈值金属丰度时，不会形成硅酸盐。M< 2.5Msun的低质量恒星成为碳星，在周围形成固体碳尘。形成的总尘埃质量取决于不确定的程度向内渗透的对流信封在第三次疏浚-向上情节后的热脉冲。碳颗粒的尺寸为0.08微米< a_C < 0.12微米，形成的尘埃总量（随恒星质量的增加而增加）为M_C=（2-6）*10^{-4}Msun。我们的研究结果表明，Z=3*10^{-4}的AGB星只能对星际介质的碳尘富集做出贡献，其时间尺度相对较长，大于300 Myr，相当于3 Msun星的演化时间。在较低的金属丰度下，硅的稀缺性和热底燃烧的存在，即使在M<2 Msun，也会阻止硅酸盐和碳颗粒的形成。我们将我们的结论外推到更贫金属的环境中，并推断在Z < 10^{-4}处尘埃的富集主要是由于超新星喷出物中的金属凝聚。
2013-04-26 astro-ph.SR
Near-IR spectra of IPHAS extremely red Galactic AGB stars
我们提出了一个库的139个近红外光谱的冷渐近巨星分支恒星，这将是有用的比较与理论模型的大气计算和建模的综合排放从中间年龄的恒星星族。源列表是从INT光度H阿尔法巡天（IPHAS）的颜色平面的“极红”区域中选择的，该区域绝大多数由非常晚型的恒星主导。光谱库中还包括了大部分的S型和碳星。我们提出了一些光谱分类序列突出的各种分子特征，并讨论了一些罕见的功能与不确定的鉴定文献。它的重点是特别冷的光球这个目录作为一个同伴最近的光谱地图集MK标准在近红外。最后IPHAS（r '-i'）和（r '-H阿尔法）颜色和光谱测定的属性之间的关系进行了讨论和（r'-H阿尔法）颜色和C/O丰度指数的S型和碳星之间的强相关性。这种关系有可能单独根据它们的测光来分离银河系中的富O星、S型星和碳星。
2009-09-14 astro-ph.SR
AGB stars in the LMC: evolution of dust in circumstellar envelopes
我们计算了渐近巨星分支（AGB）恒星的理论演化序列，包括其星周包层中尘埃颗粒的形成和演化。通过考虑大麦哲伦星云（LMC）的恒星种群，我们计算合成的颜色和颜色星等图，这是比较与斯皮策太空望远镜获得的。观测结果与理论预测之间的比较表明，经历热底燃烧（HBB）的极暗的碳星和富氧源占据了色-色（$[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
Study of CS, SiO, and SiS abundances in carbon star envelopes: Assessing their role as gas-phase precursors of dust
目的：我们的目标是确定碳星信封覆盖范围广泛的质量损失率的大样本中的CS，SiO和SiS的丰度，以调查这些分子可能在中央AGB星周围的尘埃形成中发挥的潜在作用。方法：我们用IRAM 30 m望远镜在$λ$ 2 mm波段观测了25颗富碳AGB星。我们进行了激发和辐射转移计算的基础上LVG方法来模拟所观察到的线的分子，并推导出它们的分数丰度在所观察到的CSE。结果：我们在所有25个CSE中检测到CS，在其中24个CSE中检测到SiO，在17个源中检测到SiS。我们发现CS和SiS在碳星包层中的丰度相似，而SiO的丰度较低。我们还发现了一个很强的相关性，其中信封越密，CS和SiO的丰度越低。然而，这种趋势只是在高质量损失率的范围内暂时看到的硅。此外，我们发现了一个关系，其中的综合通量的MgS尘埃功能在30微米的CS的丰度分数减少而增加。结论：CS的丰度分数随着密度的增加而下降，这可能是由于内包层中的气相化学或吸附到尘埃颗粒上。后一种可能性是有利的CS分数丰度和30微米的功能，这表明CS是有效地纳入到周围的C-丰富的AGB恒星的MgS尘埃之间的相关性。在SiO的情况下，所观察到的丰度随着密度的增加而减少，最有可能是由于有效地掺入尘埃颗粒。我们的结论是CS，SiO（很有可能），和SiS（暂定）是很好的候选人作为气相前体的灰尘在富C AGB信封。
2019-07-09 astro-ph.SR
