Silicate features in Galactic and extragalactic post-AGB discs
目标。在本文中，我们研究了斯皮策和TIMMI 2红外光谱后AGB盘源，无论是在银河系和大麦哲伦星云。使用所观察到的红外光谱，我们确定盘的矿物学和尘埃参数，并寻找银河系和河外来源之间可能存在的差异。方法.模拟观察到的全光谱范围使我们能够确定存在于光盘和不同的物理参数，如粒度，尘埃丰度比，尘埃和连续温度的尘埃种类。结果我们发现，所有的光盘是由结晶和无定形硅酸盐尘埃的发射功能为主。只有少数样品来源显示出由于CO2气体或碳质分子如多环芳烃和C60富勒烯的特征。我们的分析表明，在这些光盘尘埃颗粒加工是强大的，导致大的平均晶粒尺寸和非常高的结晶度分数。然而，我们没有发现任何衍生的尘埃参数和中心源的属性之间的相关性。在银河系和大麦哲伦星系的矿物学来源之间似乎也没有明显的区别。尽管观测到的光谱与年轻恒星周围的原行星盘非常相似，显示出相似的矿物学和强烈的颗粒加工，但我们确实找到了尘埃加工的物理和化学过程差异的证据。
2011-08-03 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 wind of the M-type AGB star RT Virginis probed by VLTI/MIDI
利用ESO-VLTI焦面仪的中红外高空间分辨率观测资料研究了M型AGB星RT Vir的星周环境。本研究的目的是提供理论预测的M型AGB对象的风可以由光子散射位于恒星的近环境（约2至3恒星半径）的无铁硅酸盐颗粒驱动的观测约束。我们解释光谱干涉数据，首先使用波长相关的几何模型。然后，我们使用了一个自洽的动态模型大气包含纯镁橄榄石尘埃颗粒的晶粒生长随时间变化的描述再现RT Vir的光度，光谱和干涉测量。由于流体动力学计算需要恒星参数作为输入，因此首先进行了相当大的努力来确定这些参数。微差相位揭示了恒星附近存在不对称性。几何模拟的结果为我们提供了在近距离环星环境（< ~5恒星半径）中存在铝和硅酸盐尘埃的线索。光谱干涉数据和自洽尘埃驱动风模型之间的比较表明，硅酸盐尘埃必须存在于2至3个恒星半径之间的区域，以重现约9.8微米的59和63米基线能见度测量。这提供了额外的观测证据，支持位于M型恒星附近的无铁硅酸盐颗粒上的光子散射驱动的风。然而，显然缺少其他不透明度来源，无法重现所有基线的10-13微米能见度测量值。这项研究是第一次尝试了解M型AGB星的风机制，通过比较光度，光谱和干涉测量与国家的最先进的，自洽的尘埃驱动的风模型。在8-10微米光谱区，动态模型大气与干涉测量的一致性提供了更多的观测证据，表明M型恒星的风可以由光子散射在无铁硅酸盐颗粒上驱动。最后，仍然需要更大的统计研究和先进的自洽三维…
2013-01-24 astro-ph.SR
New insights into the dust formation of oxygen-rich AGB stars
我们用VLTI的射电望远镜观测了AGB星S Ori、GX Mon和R Cnc。我们比较的数据，辐射转移模型的尘埃壳，其中的中央恒星强度分布所描述的无尘动力学模型大气。我们使用Al 2 O3和温暖的硅酸盐颗粒。我们的S Ori和R Cnc数据可以很好地描述了一个Al 2 O3尘埃壳单独，和我们的GX Mon数据的混合物的Al 2 O3和硅酸盐壳。S Ori和R Cnc的最佳拟合参数包括光球角直径Theta（Phot）分别为9.7+/-1.0mas和12.3+/-1.0mas，光学深度tau（V）（Al 2 O3）分别为1.5+/-0.5和1.35+/-0.2，内半径R（in）分别为1.9+/-0.3R（Phot）和2.2+/-0.3R（Phot）。GX Mon的最佳拟合参数为Theta（Phot）=8.7+/-1.3mas，tau（V）（Al 2 O3）=1.9+/-0.6，R（in）（Al 2 O3）=2.1+/-0.3R（Phot），tau（V）（硅酸盐）=3.2+/-0.5，R（in）（硅酸盐）=4.6+/-0.2R（Phot）。我们的模型适合约束的化学成分和内边界半径的尘埃壳，以及光球的角直径。我们的干涉测量结果与Al_2O_3颗粒在2个恒星半径附近凝聚，与扩展大气和SiO脉泽辐射共位，以及温暖的硅酸盐颗粒在4- 5个恒星半径的更大距离处的结果是一致的。我们证实，铝的数密度可…
2013-10-07 astro-ph.SR
Exploring the origin of clumpy dust clouds around cool giants. A global 3D RHD model of a dust-forming M-type AGB star
在AGB恒星的扩展大气中形成的尘埃颗粒对于这些冷发光巨星的严重质量损失至关重要，因为它们为恒星风提供了辐射加速。中红外光谱特征表明，这些颗粒主要由硅酸盐和硅酸盐组成。后一种物质似乎形成于约2个恒星半径内的狭窄区域，在硅酸盐尘埃凝结之前，这引发了外流。最近的高角分辨率观测显示，在这些距离上存在着云雾状的、多变的尘埃云。我们探索形成不均匀的尘埃层的可能原因，使用三维动力学模拟。用CO5BOLD辐射流体动力学程序模拟了M型AGB星的外对流层和尘埃形成层。该模拟占频率依赖性气体不透明度，并包括随时间变化的描述的晶粒生长和蒸发的钙钛矿和橄榄石型硅酸盐。由于大尺度对流和脉动产生的大气冲击波，在星周包层的内部、引力约束层和刚玉主导层中，自然会出现星尘的片状分布。硅酸盐尘埃在稍远的距离上形成，可能表明重力束缚层的外部界限。目前的模型没有描述风的加速，但云的形成机制也应该适用于有外流的恒星。大气动力学和晶粒生长的时间尺度与观测值相似。在尘埃密度的球形平均值中，可变的3D形态表现为周期到周期的变化。颗粒生长的大规模非球形冲击波，产生的对流和脉动，是一个可能的机制，产生所观察到的cloudic尘埃云，并解释其物理和动力学特性。
2019-02-11 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
Dust formation around AGB and SAGB stars: a trend with metallicity?
我们计算了金属丰度Z=0.008的AGB和SAGB星周围形成的尘埃，通过遵循质量范围为1 M <M<8 M的模型在热脉冲阶段的演变，并假设尘埃是通过从恒星表面各向同性膨胀的风中的分子凝结形成的。我们发现，由于强烈的热底部燃烧（HBB）的经验，高质量的模型产生硅酸盐，而较低质量的对象被预测为碳质颗粒包围;两个制度之间的过渡发生在3.5 M的阈值质量。这些发现与以前的研究结果一致，Z=0.001。然而，在目前较高金属丰度的情况下，较大质量恒星中硅酸盐的产生在整个AGB阶段都在继续，因为所经历的HBB在Z=0.008处比在Z=0.001处更软，因此包层中的氧对于水分子的形成至关重要，永远不会被完全消耗。由于硅的丰度较高和六溴代二苯较软，对于一定质量的六溴代二苯，形成的粉尘总量随着金属量的增加而增加，这两个因素都有利于硅酸盐的产生率较高。这种行为在低质量恒星中没有发现，因为恒星表面层的碳富集，由于重复的第三次疏浚事件，几乎与金属丰度无关。关于中等质量恒星的宇宙尘埃富集，我们发现Z=0.008时的宇宙产额比Z=0.001时大5倍。在较低金属量的情况下，碳尘在大约3亿年后占主导地位，但在Z=0.008时，尘埃质量一直由硅酸盐占主导地位，在大约4亿年后迅速富集，与质量M =7.5 - 8 M的恒星的演化有关。
2012-05-28 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants III. Wind models for M-type AGB stars: dynamic and photometric properties
在渐近巨星支（AGB）恒星中观测到的星风通常归因于恒星脉动和尘埃上的辐射压力的组合。由脉动引发的冲击波在大气中传播，压缩气体并将其提升到较冷的区域，这为晶粒生长创造了有利条件。如果通过恒星光子的吸收或散射对新形成的颗粒施加足够的辐射加速，就可以触发外流。M型AGB星中强有力的风驱动尘埃物质是镁硅酸盐（Mg $_2$ SiO $_4$和MgSiO $_3$）。这些颗粒可以在靠近恒星表面的地方形成，它们由丰富的物质组成，如果它们的大小与恒星通量最大值的波长相当，它们就会通过光子散射而经历强烈的加速。我们使用频率相关的辐射流体动力学代码与Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长的详细描述计算的第一个广泛的M型AGB星的时间相关的风模型。结果表明，该模型可以在很宽的恒星参数范围内产生外流。我们还表明，他们重现观察到的质量损失率和风速，以及视觉和近红外测光。然而，目前的模式不显示在10和18 $μ$米的镁$_2$ SiO $_4$颗粒在风中的冷温度的结果的特征硅酸盐功能。在拱星包层的颗粒中加入少量的铁会增加颗粒温度，并导致明显的硅酸盐特征，而不会显著影响可见光和近红外波长区域的光度测定。
2015-01-30 astro-ph.SR
A study of oxygen-rich post-AGB stars in the Milky Way to understand the production of silicates from evolved stars
后渐近巨星分支（post-AGB）恒星的研究是一个有价值的工具，研究仍然鲜为人知的方面，通过AGB的恒星演化。这是由于它们表面化学成分的准确确定以及SED的特殊形状：中心恒星的发射可以很容易地与尘埃壳的贡献分离开来，然后可以对其进行表征。本研究的目标是重建尘埃的形成过程，更普遍的是富O星在AGB阶段演化的后期阶段。这是通过研究富含O的后AGB恒星来进行的，这些恒星在光度、Teff和红外过量方面进行了分析。我们研究来源分类为单一的，O-丰富的，后AGB星在银河系中，表现出双峰（壳型）SED。我们使用恒星演化模型结合尘埃形成和辐射转移模型的结果来重建晚期AGB阶段和后AGB阶段的初始收缩。我们还确定了不同质量和化学成分的恒星的质量损失和尘埃形成率。在这项研究中检查的后AGB，O-丰富的恒星的IR过量的分析概述了一个有趣的复杂性，在恒星周围的尘埃之间的相关性，进化状态和祖星的质量。来自大质量AGB（> 3 Msun，取决于金属丰度）的源通常比质量较低的源具有更高的IR过量，这是由于在AGB的最后阶段形成了更强烈的尘埃。从尘埃区的位置的测定，我们推断出的外流的膨胀速度变化显着从恒星到恒星。辐射压力的可能性是无法加速风在最微弱的对象也被评论。
2022-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamic atmospheres and winds of cool luminous giants, II. Gradual Fe enrichment of wind-driving silicate grains
在AGB星周围观测到的风通常归因于这些长周期变星的动力大气中形成的尘埃上的辐射压力。风驱动颗粒的组成受到其光学性质和恒星辐射导致的加热之间的反馈的影响。我们探讨了M型AGB星中风驱动硅酸盐颗粒逐渐富集Fe，以获得Fe/Mg的典型值，并测试风特性和合成光谱的影响。我们提出了新的DARWIN模型，允许硅酸盐晶粒的生长与可变的Fe/Mg比和预测质量损失率，风速和晶粒特性。合成光谱和其他可观的COMA代码计算。颗粒成分和辐射加热之间的自我调节反馈，再加上星风中密度的快速下降，导致Fe/Mg的值很低，通常只有几个百分点。然而，这些模型显示出10和18微米左右的明显硅酸盐特征。Fe富集对可见光和近红外光度测定的影响适中，新的DARWIN模型与（J-K）vs.（V-K）和Spitzer色图中的观测结果吻合得很好。硅酸盐尘埃富集铁是一个次级过程，发生在启动外流的大的无铁颗粒表面的星风中。因此，质量损失率基本上不受影响，而风速往往略高于相应的模型与无铁硅酸盐粉尘。内风区硅酸盐颗粒逐渐富集铁，应产生中红外光谱干涉测量可观察到的特征。质量损失率来自现有的DARWIN模型，基于不含铁的硅酸盐，可以应用于恒星演化模型，因为质量损失率没有显着的影响，包括铁的硅酸盐颗粒。
2021-10-29 astro-ph.SR
Determining the forsterite abundance of the dust around Asymptotic Giant Branch stars
目标。我们提出了一个诊断工具，以确定丰富的结晶硅酸盐镁橄榄石AGB星包围的硅酸盐尘埃的厚壳。利用高质量损失富氧AGB星的六个红外光谱，我们得到了其尘埃壳层的镁橄榄石丰度。方法.我们用蒙特卡罗辐射转移程序计算了尘埃笼罩下AGB星的红外光谱。我们改变尘埃成分，质量损失率和外半径。我们关注11.3和33.6 μm的镁橄榄石带的强度，它们探测了恒星最近（11.3 μm）和更老（33.6 μm）的质量损失历史。简单的诊断图的推导，允许直接比较所观察到的频带强度。结果我们的分析表明，11.3 μm的镁橄榄石带是一个强大的指标，目前的质量损失期的AGB星与光学厚的尘埃壳的镁橄榄石丰度。镁橄榄石的33.6 μm波段对发射尘埃壳的密度和几何形状的变化很敏感，因此是一个不太可靠的指标。将我们的方法应用于六颗高质量损失率的AGB星表明，AGB星的镁橄榄石丰度可以达到12%或更高，这超过了以前发现的最大丰度5%。
2010-03-16 astro-ph.SR
AGB and SAGB stars: modelling dust production at solar metallicity
我们目前的尘埃产量的渐近巨星分支（AGB）和超渐近巨星分支（SAGB）恒星的太阳金属丰度。初始质量为$1.5~M_{\odot} \leq M_{\rm ini} \leq 3~M_{\odot}$的恒星在AGB阶段达到碳星阶段，主要产生固体碳和SiC。形成的碳颗粒的大小和数量与恒星的质量呈正趋势;最大尺寸的碳颗粒（$a_{\rm C} \sim 0.2μ$ m）是由具有$M_{\rm ini} = 2.5-3~M_{\odot}$的AGB恒星产生的，因为这些恒星是在表面区域实现碳最大富集的恒星。SiC晶粒的尺寸对表面硅的丰度很敏感，基本保持在$a_{\rm SiC} \sim 0.1μ$ m左右。所形成的碳质粉尘的质量在$10^{-4} - 5\times 10^{-3}~M_{\odot}$范围内，而所产生的SiC的量为$2\times 10^{-4} - 10^{-3}~M_{\odot}$。具有$M_{\rm ini} > 3~M_{\odot}$的大质量AGB/SAGB星经历HBB，这抑制了碳星的形成。在这些恒星中形成的最相关的尘埃物质是硅酸盐和氧化铝尘埃，其颗粒大小分别在$0.1μm < a_{\rm ol} < 0.15μ$ m和$a_{\rm Al_2O_3} \sim 0.07μ$ m之间。硅酸盐的质量跨越间隔$3.4\times 10^{-3}~M_{\odot…
2017-02-13 astro-ph.SR
Carbonaceous molecules in the oxygen-rich circumstellar environment of binary post-AGB stars: C_{60} fullerenes and polycyclic aromatic hydrocarbons
上下文演化恒星的星周环境通常富含分子气体和尘埃。通常情况下，整个环境要么是富氧的，要么是富碳的，这取决于中央恒星的演化。目标。在本文中，我们讨论了三个演变的光盘源的证据，在其红外光谱的非典型发射线。这些恒星取自AGB后联星的更大样本，我们拥有斯皮策红外光谱，其特征是存在稳定的富氧环联星盘。我们以前的研究表明，后AGB盘源的红外光谱主要由硅酸盐尘埃排放，往往具有极高的结晶度分数。然而，选择这里描述的三个来源是因为它们显示出独特的分子化学。方法.利用斯皮策红外光谱仪，我们详细研究了这三颗样品星的特殊矿物学特征。使用观测到的发射特征，我们确定了不同的观测到的尘埃，分子和气体物种。结果红外光谱显示了由于各种富氧尘埃成分以及CO2气体的发射特征。所有三个来源都显示出通常归因于多环芳烃的强红外带。此外，两个样品源显示C60富勒烯带。结论.尽管大多数后AGB盘源在其拱星环境中以硅酸盐尘埃为主，但我们确实发现了证据，至少对于某些源，必须进行额外的处理才能解释大碳分子的存在。有证据表明，其中一些来源仍然富含氧气，这使得这些分子的检测更加令人惊讶。
2011-10-27 astro-ph.SR
Dust formation in the winds of AGBs: the contribution at low metallicities
我们提出了新的恒星演化模型，质量范围为1 Msun < M < 7.5Msun，从主序前到渐近巨星分支阶段。采用的金属丰度为$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
Infrared Two-Color Diagrams for AGB stars, post-AGB stars, and Planetary Nebulae
我们给出了AGB星、post-AGB星和行星状星云（PNE）的各种红外双色图（2CD），并研究了它们可能的演化轨迹。我们使用现有文献中的星表，对银河系中的4903颗AGB星（3373颗富O星; 1168颗富C星; 362颗S型星），660颗后AGB星（326颗后AGB星; 334颗前PNe星）和1510颗PNe星进行了采样。对于目录中的每个对象，我们交叉识别IRAS，AKARI，MSX和2 MASS对应物。红外2CD可以提供有关尘埃包层和中心恒星的结构和演化的有用信息。为了在2CD上找到从AGB星到PNe星的可能演化轨迹，我们通过对中心星和尘埃壳层演化的简单而合理的假设，研究了后AGB星的光谱演化.我们进行辐射转移模型计算的分离尘埃壳周围的演化中心恒星在后AGB阶段。我们发现，理论尘埃壳模型轨道使用尘埃不透明度功能的无定形硅酸盐和无定形碳大致符合人口稠密的观测点的AGB星，后AGB星，和PNe的各种IR 2CD。尽管有些差异是不可避免的，理论后AGB模型轨道的端点通常收敛到大多数2CD上的观测点的区域。
2019-12-29 astro-ph.SR
Luminosities and mass-loss rates of SMC and LMC AGB stars and Red Supergiants
本文给出了麦哲伦星云中101颗碳星和86颗富氧演化星的尘埃辐射转移模型，这些恒星有5-35个\mum \ { \it Spitzer} IRS谱。光谱与可用的光学和红外光度法互补以构建光谱能量分布。一个最小化的程序是用来适应光度，质量损失率和尘埃温度在内半径。还考虑了不同的有效温度和粉尘含量。期间从文献和新的OGLE-III数据进行汇编和推导。富O星被分为前景天体、AGB星和红超巨星。对于富氧恒星，基于实验室光学常数的硅酸盐被比作“天文硅酸盐”。总体而言，Volk & Kwok（1988）的颗粒类型最适合数据。然而，可以通过放弃小颗粒限制来改善基于实验室光学常数的晶粒拟合。探讨了晶粒尺寸、核幔颗粒和孔隙度的影响。给出了质量损失率与光度和脉动周期之间的关系，并与Vassiliadis和Wood（1993）的演化模型及其采用的质量损失公式的预测以及基于Reimers质量损失定律的预测进行了比较。Vassiliadis & Wood模型描述的数据更好，虽然也有一些不足之处，特别是最大采用的质量损失率。OGLE-III数据揭示了SMC中一颗富氧恒星的周期为1749天。它的绝对星等为$M_{\rm bol}= -8.0$，是超级AGB星的理想候选者。
2009-08-21 astro-ph.SR
A possible solution to the mass-loss problem in M-type AGB stars
质量损失是AGB星的一个基本的，观测上已经确定的特征，但这个过程的许多方面仍然有待了解。到目前为止，自洽动力学模型的尘埃驱动的风再现所观察到的质量损失率似乎只有可能的M型恒星，如果在密切的拱星环境中的颗粒生长到比以前假设的更大的尺寸。为了研究质量损失开始时的粒度分布，高空间分辨率的干涉测量观测是必要的。我们已经观测到两个M型星使用VLTI/VLBI仪器，以限制尘埃颗粒的大小，通过模拟的10微米的硅酸盐功能。计划进行补充观测，我们将提出初步结果。
2010-11-09 astro-ph.SR
Hidden metallic iron in amorphous silicate dust? Insights from condensation experiments and mid-infrared spectroscopy
The University of Tokyo（东京大学）；Osaka Sangyo University（大阪产业大学）
研究通过凝结实验和中红外光谱学，揭示非晶硅酸盐尘埃中可能存在的金属铁，探讨其对尘埃性质的影响。
2025-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A temporal study of oxygen-rich pulsating variable AGB star, T Cep: Investigation on dust formation and dust properties
脉动被认为是渐近巨星分支（AGB）恒星尘埃质量损失的主要原因。我们提出了一个时间的研究T Cep，一个长周期的米拉变量，使用七个ISO SWS光谱，涵盖了16个月的时间在一个单一的脉动周期。所观察到的光谱尘埃功能的变化，这米拉的脉动周期。一般来说，光谱特征的整体明显变化可以归因于尘埃温度的变化，这是由中心恒星的内在脉动周期造成的。然而，并不是所有的功能变化都很容易解释。根据与几种潜在矿物的实验室光谱的直接比较，尘埃最好用富含铁的硅酸盐晶体来解释。这些发现与目前流行的尘埃形成假说相矛盾。
2011-03-25 astro-ph.SR
Seed particle formation for silicate dust condensation by SiO nucleation
本文讨论了富氧元素混合物在恒星外流中形成硅酸盐尘埃种子粒子的一种可能机制，即大量SiO分子的聚集。以前的结果表明，基于这种机制的冷凝温度显着低于实际观察到的。这个否定的结果强烈依赖于SiO蒸气压的实验数据。新的测定表明旧的数据有严重的错误。在这里，我们的目标是检查改进的数据的可能性，SiO成核引发宇宙硅酸盐尘埃的形成。首先，我们提出了我们的测量结果的蒸汽压的固体SiO。其次，我们使用改进的蒸汽压数据重新校准现有的实验数据从文献中的SiO成核。第三，我们使用重新校准的数据SiO成核在一个简单的模型尘埃驱动的风，以确定硅酸盐的凝结温度从AGB星恒星流出。我们发现，在拱星条件下的成核开始在更高的温度比以前发现的。计算的冷凝温度仍然是由约100 K低于观察到的，但这可能是由于温室效应的硅酸盐尘埃温度。晚型M星中硅酸盐尘埃形成的开始是由SiO的团簇形成触发的假设与来自红外观测的尘埃凝结温度是一致的。
2013-05-13 astro-ph.SR
Can star cluster environment affect dust input from massive AGB stars?
我们研究了大质量渐近巨星分支（AGB）恒星在其母星团中的束缚比例以及这些恒星受到团内紫外（UV）场照射的影响。我们采用了一套N-体模型的恒星集群的动力学演化在银河系的潜力，在太阳的银河中心半径。团模型相结合的恒星演化公式，恒星光谱库，和简单的模型在拱星环境（CSE）中的SiO光解。星团的初始恒星质量从$50\rm M_\odot$到$10^{5}\rm M_\odot$不等。得出的结果为个别集群相结合，使用质量分布函数的年轻星团。我们发现，大约30%的大质量AGB恒星最初出生在星团成为成员的领域人口，而其余的演变在星团。它们受到强烈的簇内紫外辐射的照射，导致SiO分子的光解半径减小，在许多恒星中下降到尘埃形成区。在没有尘埃屏蔽的情况下，紫外光子在CSE中的穿透深度超过$10R_*$的占64%，超过$2 R_*$的占42%。如果这抑制了随后的尘埃形成，那么来自本地银河系中AGB星的硅酸盐尘埃的当前注入速率最多从$2.2 \times 10^{-4}\rm M_\odot\,kpc^{-2}\,Gyr^{-1}$降低到$1.8 \times 10^{-4}\rm M_\odot\,kpc^{-2}\,Gyr^{-1}$。一个较低的修正值为40%的预期分数的太阳前硅酸盐颗粒从大规模的AGB恒星仍然很高，以解释未检测到这些颗粒在陨石。
2015-08-05 astro-ph.GA 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
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
Analysis of the infrared spectra of the peculiar post-AGB stars EPLyr and HD52961
目的：详细研究EPLyr和HD 52961这两颗后AGB双星的星周环境的特殊矿物学和结构。这两颗恒星都是从斯皮策观测到的更大的演化盘源样本中选出的，在红外光谱中显示出独特的固态和气体特征。此外，与其他样本恒星相比，它们显示出非常小的红外过量。方法：利用高分辨率Spitzer-IRS光谱对粉尘和气体进行分类。我们拟合全光谱以约束圆盘中的晶粒尺寸和温度分布。这一点，结合我们的宽带光谱能量分布和干涉测量，使我们能够研究光盘的物理结构，使用自洽的二维辐射传输光盘模型。结果如下：我们发现这两颗恒星都有很强的CO_2气体发射特征，主要成分是^{12}C^{16}O_2，但也有明显的^{13}C^{16}O_2和甚至是^{16}O^{12}C^{18}O同位素特征。结晶硅酸盐在这两种来源中都很明显，但证明很难建模。EP Lyr还显示了混合化学的证据，具有罕见的C类多环芳烃的排放特征。这些多环芳烃是存在于富氧圆盘中还是存在于富碳流出物中尚不清楚。由于强烈的硅酸盐、混合的化学成分和低的^{12}C/^{13}C比率，EP Lyr类似于一些硅酸盐J型恒星，尽管耗尽的光球层使得核合成信号难以探测。我们发现，光盘环境的两个来源是，第一近似，以及建模与被动光盘，但额外的物理，如颗粒沉降，径向尘埃分布，和外流组件必须包括在两个恒星中观察到的光谱能量分布的细节解释。
2009-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of Andromeda to improve our knowledge on the evolution and dust production by AGB stars
该研究结合HST和Spitzer数据，利用恒星演化模型与尘埃形成过程描述的群体合成方法，表征M31星系AGB恒星群体的前身星属性，推导尘埃产生率并区分成分，揭示其群体组成及尘埃贡献，为AGB建模可靠性提供启示。
2025-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ISO/SWS study of the dust composition around S stars
我们研究了S-型AGB星周围星风中固态物质的组成。S星在风中产生的尘埃与一些富含O的AGB星产生的尘埃相似。然而，报道的相似性主要是基于有限的光谱分辨率，灵敏度和波长覆盖范围的IRAS/LRS光谱。我们使用ISO/SWS数据研究了S星周围的尘埃成分，这些数据在光谱分辨率和波长覆盖范围方面超过了以前的研究。我们比较的尘埃光谱从9个来源的富O AGB光谱和一个子集的M超巨星。我们构建了不同类别的平均尘埃发射光谱。我们报告发现了一些以前未报道的尘埃排放功能的S星光谱。WAql和pi 1 Gru的长波长光谱显示出MgS的“30”微米特征。两个来源表现出一系列的发射带之间的20和40微米，我们暂时归因于透辉石。结果表明，S星的10-20 μ m光谱与富氧AGB星的光谱有很大的不同。富氧恒星呈现出结构化的发射特征，被认为是由无定形硅酸盐和氧化铝产生的。S星缺乏富O星的结构。相反，它们显示了一个平滑的峰值，从源到源具有不同的峰值位置。我们认为，这一功能是由一个家庭的相关材料，其确切的组成决定了峰的位置。观察到的趋势模拟了非化学计量硅酸盐的实验室趋势。在这种情况下，非化学计量的程度与Mg与SiO 4的比率有关，换句话说，与尘埃颗粒生长期间可用的游离O的量有关。
2009-05-07 astro-ph.SR
Gas and dust from metal-rich AGB stars
内容：通过渐近巨星分支（AGB）阶段演化的恒星向其宿主系统提供了重要的反馈，其形式包括富含核燃烧产物的气体和在其风中形成的尘埃，它们将其喷射到星际介质中。因此，AGB星是银河系和其他星系化学演化的重要组成部分。目的：我们研究了具有超太阳金属丰度的AGB模型，以完成我们的大型数据库，到目前为止，从金属贫乏到太阳化学成分。我们提供的化学产率的质量范围为1-8 Msun和金属度Z=0.03和Z=0.04。我们还研究了粉尘生产在这个金属丰度域。方法：计算了从主序前到AGB期的进化序列。我们遵循的表面化学成分的变化，计算各种物质的化学产率和模型尘埃形成的风，以确定尘埃生产率和总尘埃质量产生的每颗恒星在AGB阶段。结果如下：恒星的物理和化学演化对初始质量很敏感：M> 3 Msun的恒星经历了热的底部燃烧，而低质量恒星的表面化学只有在第三次疏浚时才发生变化。2.5-3.5Msun的金属量Z=0.03的恒星达到碳星阶段，而所有Z=0.04的恒星（除了2.5Msun）在整个AGB阶段都保持富O状态。富含金属的AGB产生的大多数尘埃都是硅酸盐颗粒。产生的尘埃总质量随恒星质量的增加而增加，在8 Msun恒星中达到~ 0.012 Msun。
2020-07-04 astro-ph.SR
The Effect of Continuum Elimination in Identifying Circumstellar Dust around Mira
渐近巨星分支（AGB）恒星是宇宙尘埃的主要贡献者。通常，AGB恒星周围的尘埃是通过辐射转移（RT）建模，或通过简单的解构观察到的光谱。然而，所采用的方法各不相同。使用档案光谱，光度，和时间的原型尘埃星，米拉的数据，我们确定其星周硅酸盐尘埃颗粒。这是通过将观测到的光谱特征的位置和宽度与实验室数据相匹配来实现的。为了正确地进行这种比较，有必要考虑连续谱发射。在这里，我们调查的各种方式，在其中一个连续的观测光谱和它如何影响光谱特征的解释被淘汰。我们发现，虽然精确的连续体形状和温度不会对尘埃光谱特征的位置和形状产生关键影响，但重要的是要以特定的方式消除连续体。重要的是要了解什么有助于光谱，以消除连续的方式，允许与实验室光谱的候选尘埃物种进行比较。我们的方法适用于光学薄系统，如米拉。更高的光学深度将需要RT建模，这不能包括许多不同的潜在天体矿物，因为缺乏复杂的折射率。最后，我们发现，Mira所表现出的经典硅酸盐特征与真正的无定形硅酸盐本身并不一致，但可能最好用小的氧化铝贡献来解释，以匹配所观察到的10微米特征的FWHM。
2021-07-28 astro-ph.SR
The mixed chemistry phenomenon in Galactic Bulge PNe
通过对40个银河系PNE（其中26个属于银河系隆起（GB））样品的Spitzer/IRS光谱分析，研究了PNE中的双尘埃化学（DDC）现象，并讨论了其产生的原因。混合化学是来自于同时检测的PAH功能在6-14微米的范围和结晶硅酸盐（CS）超过20微米的斯皮策/IRS光谱。在GB中观察到的26个PNe中，有21个显示DDC特征。我们的观测结果表明，同时存在的O-和C-丰富的尘埃功能的红外光谱中的[WC]型PNE不限于晚/冷[WC]型恒星，如以前在文献中所建议的，但与所有[WC]型PNE的一个共同特征。令人惊讶的是，我们发现DDC也出现在所有观测到的井中，以及其他中心恒星既不是[WC]也不是井的PNe中。观察到的大多数来源显示CS功能在其光谱中，只有少数PNe展出，此外，无定形硅酸盐带。我们似乎检测到最近的化学变化在年底的AGB演化中观察到的低质量，高金属含量的GB PNe人口。富碳AGB星在这种环境中的赤字表明，在PNE的PAH形成的过程中发生在AGB阶段的最后。此外，人口的低质量，O-丰富的AGB星在GB中，不表现出CS功能，在他们的光谱。因此，我们发现DDC的高检出率不能用长寿的富氧（原始或环二进制）磁盘来解释。我们最合理的情况是AGB上的最后一个热脉冲（或刚刚），这可能会产生增强的质量损失，能够去除/混合（有时完全）剩余的富氢包层，暴露内部富碳层，并产生冲击负责硅酸盐结晶。
2009-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting the Spitzer color-magnitude diagrams of extreme LMC AGB stars
在{\it Spitzer}双色图和色星等图中，我们追踪了低质量和中等质量恒星（$1 M_{\odot} \leq M \leq 8M_{\odot}$）在渐近巨星分支（AGB）阶段的完整演化。我们遵循的形成和成长的尘埃粒子在拱星信封与各向同性膨胀风，其中气体分子撞击预先存在的种子核，有利于他们的成长。这些模型是第一个能够确定的主要区域，在{\it斯皮策}数据中的AGB星占据的大麦云（LMC）。LMC极端恒星在[3.6]-[4.5] vs.[5.8]-[8.0]和[3.6]-[8.0] vs.[8.0]平面上追踪到的主对角线序列与碳星模型很好地拟合;它的结果是一个演化序列，最红的天体处于AGB演化的最后阶段。最极端的恒星是[3.6]-[4.5] $>$ 1.5和[3.6]-[8.0] $>$ 3，是2.5 - 3 $M_{\odot}$星，被固体碳颗粒包围。在高质量（$>3 M_{\odot}$）模型中，尘埃的形成是由热底燃烧（HBB）的程度驱动的-形成的大多数尘埃是硅酸盐的形式，尘埃颗粒的最大遮蔽阶段发生在所经历的六溴代二苯最强烈的时候，在包层的质量大大减少之前。
2014-03-28 astro-ph.SR
Dust production from sub-solar to super-solar metallicity in Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars
讨论了在不同初始质量和金属丰度（Z=0.001，0.008，0.02，0.04，0.06）下，用COLIBRI程序计算的TP-AGB星模型的星周包层（CSE）中尘埃的化学和生长.我们分析的一个相关结果涉及M星中硅酸盐的产生。我们表明，为了重现银河系M-巨星的终极速度和质量损失率之间的观察到的趋势，一个显着降低效率的化学溅射的H2分子，通常被认为是最有效的尘埃破坏机制。这一指示也与最近的实验室结果一致，该结果表明硅酸盐可能在T=1400 K时已经冷凝，而不是在Tcond=1000 K时冷凝，如通过包括化学溅射的模型获得的。通过对总尘埃喷出物的分析，我们发现中等质量恒星的总尘埃-气体喷出物对金属丰度的依赖程度比通常认为的要小得多。在更广泛的背景下，我们的研究结果是合适的研究尘埃富集的星际介质提供的TP-AGB恒星在附近和高红移星系。
2014-11-14 astro-ph.SR
Discovery of stars surrounded by iron dust in the LMC
我们考虑了斯皮策太空望远镜观测到的大麦云星云中的一小部分富氧渐近巨星分支星，它们呈现出一种特殊的光谱能量分布，这很难用AGB星周围的尘埃主要由硅酸盐颗粒组成的普遍假设来解释。我们认为这类不常见的天体是金属丰度为$Z \sim 1-2\times 10^{-3}$的贫金属恒星的后代，形成于$\sim 100$ Myr ago。星周包层中的主要尘埃成分是固体铁。在这些恒星中，硅酸盐的形成很差，这是由于在包层底部经历了强烈的核合成，这引起了镁原子和水分子的缺乏，而镁原子和水分子是硅酸盐形成所必需的。本文还讨论了本研究结果对解释即将到来的詹姆斯·韦伯太空望远镜数据的重要性。
2019-01-11 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants II. Constraints from photometry of M-type AGB stars
在演化的渐近巨星分支（AGB）恒星中观察到的大量质量损失通常归因于两个阶段的过程：由脉冲引起的冲击波引起的大气悬浮，然后是新形成的尘埃颗粒的辐射加速。尘埃通过碰撞将动量传递给周围的气体，从而引发了一般的外流。M型AGB星的辐射流体动力学模型表明，这些风可以由光子散射驱动-与吸收相反-在尺寸为0.1- 1\，$μ$ m的无铁硅酸盐颗粒上。在本文中，我们研究测光限制风驱动尘埃物种在M型AGB星，作为正在进行的努力，以确定可能的候选人之间的颗粒材料中观察到的拱星信封。为了研究由尘埃上的光子散射驱动的恒星风，并探索驱动风的尘埃物种的不同光学和化学性质如何影响测光，我们专注于两组动力学模型大气：（i）使用Mg $_2$ SiO $_4$颗粒生长的详细描述的模型，在计算辐射加速度时考虑散射和吸收截面，以及（ii）使用参数化尘埃描述的模型，其被构造成代表不同的化学和光学尘埃性质。通过比较这两套模型的合成测光的M型AGB星的观测，我们可以提供的风驱动的尘埃物种的属性的限制。光度计从风模型的详细描述的Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长再现以及M型AGB星的观测值和时间依赖的行为，提供进一步的支持，由尘埃上的光子散射驱动的风的情况。
2013-02-26 astro-ph.SR
High resolution spectroscopy of the high velocity hot post-AGB star LS III +52 24 (IRAS 22023+5249)
给出了B型星LS III +52 24的第一个高分辨率（R~ 50，000）光谱，它被确认为AGB后候选星IRAS 22023+5249（I22023）的光学对应物。我们报告的详细识别观测到的吸收和发射功能在全波长范围内（4290-9015）以及大气参数和光球丰度（在本地热动力学平衡近似）的第一次。还导出了星云参数（Te，Ne）。我们估计Teff= 24，000 K，log g=3.0，xi=7 kms-1，导出的丰度表明这是一颗C/O<1的轻微缺金属演化恒星。观测到的P-Cygni氢和氦的分布清楚地表明了AGB后的质量损失。[N II]和[S II]线的存在以及[O III]的未检测表明光电离刚刚开始。观测到的光谱特征，大的日心径向速度，大气参数和化学成分表明，I22023是一个进化后的AGB星属于旧盘人口。星云参数（Te=7000 K，Ne= 1.2 × 104 cm-3）也表明I22023可能正在演化成一个紧凑的年轻低激发行星状星云。我们的光学光谱分析，加上最近斯皮策探测到的双尘埃化学（同时存在的碳质分子和无定形硅酸盐）在I22023和其他B型后AGB候选人可能指向一个二元系统的尘埃盘的恒星起源共同的热后AGB恒星与O-丰富的中心恒星。
2011-12-06 astro-ph.SR
A SOFIA FORCAST Grism Study of the Mineralogy of Dust in the Winds of Proto-planetary Nebulae: RV Tauri Stars and SRd Variables
我们提出了一个SOFIA FORCAST棱镜光谱调查，以检查后渐近巨型分支黄色超巨星，被认为是行星状星云的前体样品中的星周尘埃的矿物学。我们对每颗恒星的矿物学模型表明，与简单的挖掘模型相反，富碳和富氧的尘埃物质都存在，大多数尘埃以无定形碳和石墨的形式存在。富氧粉尘主要以无定形硅酸盐的形式存在。光谱没有表现出任何突出的结晶硅酸盐发射特征。对于大多数系统，我们的分析表明，颗粒相对较大，并经历了显着的处理，支持尘埃被限制在开普勒磁盘的假设，我们正在从几乎面对面的方向观察大量处理，磁盘的中心区域。这些结果有助于确定后AGB拱星环境的物理性质，并限制后AGB质量损失和行星状星云形成的模型。
2017-06-01 astro-ph.SR
Dust composition and mass-loss return from the luminous blue variable R71 in the LMC
本文分析了大麦哲伦星云LBV R71的中远红外光谱和光谱能量分布，旨在了解大麦哲伦星云中大质量LBV对星际介质总尘埃质量收支的贡献，并与小质量渐近巨星支（AGB）星的贡献进行比较。作为一个案例研究，我们分析了R71的SED。我们收集了各种望远镜在宽波长范围（0.36 - 250 μ m，$μ$ m）的所有可用的测光和分光观测通量。我们确定了尘埃成分的光谱数据，并推导出喷出的尘埃质量，尘埃质量损失率，和其他尘埃壳的属性通过建模的SED的R71。通过对斯皮策光谱数据的分析，我们注意到R71尘埃壳层的9个光谱特征。其中，我们确定了三个新的结晶硅酸盐功能。我们使用三维辐射传输程序MCMax计算了我们的模型光谱。我们的模型计算表明，尘埃是由无定形硅酸盐为主，与一些结晶硅酸盐，金属铁，和非常微量的多环芳烃（PAH）分子。硅酸盐和多环芳烃的存在表明尘埃具有混合化学性质。我们推导出了0.01 M $_\odot$的尘埃质量，由此得出总喷射质量为$\approx$ 5 M $_\odot$。这意味着时间平均的尘埃质量损失率为2.5 $\times$ 10 $^{-6}$ M $_\odot$ \，年$^{-1}$与爆炸约4000年前。我们假设，其他五个已证实的尘埃LBV在LMC松散的质量在一个类似的速度，并估计总的贡献，LMC的质量预算为$\approx$ 10 $^{-5}$ M $_\odot$…
2014-09-10 astro-ph.SR
A New Dust Budget In The Large Magellanic Cloud
星系中尘埃的起源知之甚少。近年来，对大麦云云（LMC）的观测为尘埃研究提供了天体物理实验室。利用星族综合的方法，研究了渐近巨星分支（AGB）星、共包络（CE）喷出物和II型超新星（SNe II）产生的尘埃对大麦哲伦星云尘埃总收支的贡献.根据我们的模型，AGB星在大麦哲伦星云的尘埃产生率（DPR）大约在$2.5\times10^{-5}$和$4.0\times10^{-6}M_\odot{\rm yr^{-1}}$之间。这种不确定性主要是由于AGB星尘埃产额的不同模型造成的。CE喷出物的DPR约为$6.3\times10^{-6}$（初始二元分数为50%）。这些结果在几个观测估计的大范围内。AGB星主要产生碳颗粒，这与观测结果一致。CE喷出物产生的尘埃颗粒主要是硅酸盐和铁颗粒。SNe II的贡献非常不确定。与没有反向激波的SNe II相比，AGB星和CE喷出物的DPR可以忽略不计。然而，如果SNe Ⅱ产生的尘埃颗粒在反向冲击后只有2%能够存活，那么SNe Ⅱ的贡献就很小了。AGB星在大麦哲伦星云中产生的尘埃总质量介于$2.8\times10^4$和$3.2\times10^5M_\odot$之间，CE喷出物产生的尘埃总质量约为$6.3\times10^4$。它们远低于观测估计的值。因此，LMC中应该有其他粉尘源。
2015-05-11 astro-ph.SR
Circumstellar CO J = 3-2 detected around the evolving metal-poor ([Fe/H] ~ -1.15 dex) AGB star RU Vulpeculae
我们报告的第一个检测CO J = 3 - 2周围的一个真正的贫金属演化恒星。RU Vulpeculae被建模为具有Teff~3620 K，L~3128 +/-516 L_Sun，log（g）= 0.0~0.2 dex和[Fe/H]=-1.3至-1.0 dex，并且被建模为最近经历了热脉冲。它的红外线通量在35年中大约翻了一番。ALMA观测表明3 - 2线是窄的（半宽度~1.8 - 3.5 km/s）。2 - 1线要弱得多：它不能被可靠地检测到。光谱能量分布拟合表明，尽管它有大量的中红外辐射，但星周吸收很少。VISIR的中红外光谱显示了以前观察到的贫金属恒星的典型特征，主要是大量的红外过剩，但有微弱的硅酸盐和（可能）Al2O3发射。一个缺乏解决发射，结合弱2! 1发射，表明致密的星周物质在大半径处被截断。我们认为快速的尘埃凝结正在发生，但具有非球面几何形状（例如，一个圆盘或团块），它不会遮蔽恒星。我们与T UMi进行比较，T UMi是一颗类似的恒星，目前正在失去尘埃。
2019-10-23 astro-ph.SR
Dust from AGBs: relevant factors and modelling uncertainties
基于质量在$1$ M $_{\odot} \leq$ M $\leq 8$ M $_{\odot}$和金属丰度在$0.001 < Z <0.008$范围内的恒星的完整演化模型，讨论了渐近巨星分支恒星风中尘埃的形成过程.尘埃颗粒被认为是形成在一个各向同性膨胀风，通过增长的预先存在的种子核。对流，对流边界的处理和所采用的模式化的效率，原来是用于计算进化序列的物理成分，对所获得的结果的影响最大。低质量恒星M $\leq 3$ M $_{\odot}$产生碳型尘埃，也有碳化硅的痕迹。形成的固体碳的质量与金属丰度相当无关，从初始质量为$1-1.5$ M $_{\odot}$的恒星的几个$10^{-4}$ M $_{\odot}$到初始质量为M $\sim 2-2.5$ M $_{\odot}$的恒星的$\sim 10^{-2}$ M $_{\odot}$;尘埃粒子的大小在$0.1 μ$ m $\leq a_C \leq 0.2μ$ m之间。相反，碳化硅（SiC）的生产取决于金属度。对于$10^{-3} \leq Z \leq 8\times 10^{-3}$，SiC晶粒的尺寸在$0.05 μ{\rm m} < {\rm a_{SiC}} < 0.1 μ$ m范围内变化，而形成的SiC的质量为$10^{-5}{\rm M}_{\odot} < {\rm M_{SiC}} < 10^{-3}{\…
2014-01-07 astro-ph.SR
Modelling the alumina abundance of oxygen-rich evolved stars in the Large Magellanic Cloud
为了确定富氧渐近巨星分支（AGB）星的拱星信封中的尘埃的组成，我们计算了一个网格的modust辐射传输模型的尘埃成分，质量损失率，尘埃壳内半径和恒星参数的范围。我们比较由此产生的颜色与观察到的富氧AGB恒星从SAGE规范大麦云（LMC）样本，发现良好的整体协议的恒星中红外过剩。我们使用这些模型，以适应一个样本的37富O AGB星在LMC光学薄拱星信封，其中5 $-$ 35- $μ$ m斯皮策红外光谱仪（IRS）光谱和宽带测光从光学到中红外。从建模，我们发现在$\sim 8\times10^{-8}$的范围内的质量损失率$5\times10^{-6}$ M $_{\odot}\ \mathrm{yr}^{-1}$，我们表明，主要由无定形硅酸盐的颗粒混合物，与无定形氧化铝和金属铁的贡献提供了一个很好的拟合所观察到的光谱。此外，我们从尘埃模型中表明，AKARI [11] $-$ [15]与[3.2] $-$ [7]的颜色-颜色图，能够确定富O AGB星中氧化铝的丰度分数。
2014-02-11 astro-ph.SR
An Infrared Photometric and Spectroscopic Study of Post-AGB Stars
我们在这里提出的$Spitzer$中红外（IR）光谱和建模的光谱能量分布（SED）的选择后渐近巨星分支（PAGB）的明星。大部分污染源的中红外光谱显示出多环芳烃（PAHs）和硅酸盐等的光谱特征。我们的结果从SED建模显示有趣的趋势之间的依赖性光球和拱星参数。多环芳烃的各种振动模式的等效宽度（EWs）和光球温度T $_{*}$和模型导出的恒星参数之间的依赖性的趋势也被注意到的样本星。从SED模型得到的PAGB质量损失率高于AGB星。在少数物体中，发现了低激发和高激发精细结构发射谱线，表明它们处于高级演化阶段。此外，在PAGB星IRAS 21546+4721中首次检测到富勒烯（C $_{60}$）的红外振动模式。
2017-05-19 astro-ph.GA 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
AGB dust and gas ejecta in extremely metal-poor environments
我们提出了渐近巨星分支（AGB）模型的金属丰度$Z=10^{-4}$和$Z=3\times 10^{-4}$，目的是了解如何气体富集和尘埃生产的变化，在非常贫金属的环境和评估的一般贡献的AGB星的宇宙尘埃产量。恒星产率和产生的尘埃是由表面化学成分的变化决定的，在$\sim 2.5~M_{\odot}$发生转变。质量为$M < 2.5~M_{\odot}$的恒星达到碳阶段并产生碳尘，而质量更高的恒星则主要产生硅酸盐和氧化铝尘;在这两种情况下，产生的尘埃量都随着金属量的降低而减少。$Z=10^{-4}$模型在这方面表现出复杂而有趣的行为，因为表面氧的有效破坏有利于C星阶段的实现，而与初始质量无关。目前的结果可能表明，从这类恒星的贡献，整体尘埃富集在贫金属环境中是可以忽略不计的红移$z>5$。
2019-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars III. Dust production at supersolar metallicities
我们扩展的形式主义，在我们最近的计算尘埃喷出物的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段，超太阳的金属丰度恒星的情况下。TP-AGB演化模型是使用COLIBRI代码计算的。我们采用我们的首选方案来控制粉尘的增长。对于M-巨星，我们忽略了H $_2$分子的化学溅射，对于C-恒星，我们假设一个均匀的生长方案，主要是由碳超过氧过剩控制。在超太阳的金属丰度下，尘埃形成的效率更高，硅酸盐倾向于在更接近光球层的地方（r~1.5 R $_*$）--因此温度和密度更高--比在太阳和亚太阳的金属丰度下（r~2-3 R $_*$）更容易凝结。在这种情况下，气体和尘埃之间的热解耦的假设变得可疑，而尘埃加热由于碰撞起着重要的作用。加热机制延迟了尘埃凝结到星周包层稍靠外的区域。我们发现，同样的机制是不显着的太阳和亚太阳的金属丰度。超太阳金属丰度的主要尘埃产物是硅酸盐。我们计算了总的尘埃喷出物和尘埃气体喷出物，恒星的初始质量和初始金属丰度Z=0.04，0.06的各种值。将这些新的计算与低金属丰度的计算相结合，结果表明，与通常假设的相反，中等质量恒星的尘埃到气体的总喷出物对初始金属含量的依赖性很弱。
2013-12-03 astro-ph.SR
The Mass-Loss Return From Evolved Stars to The Large Magellanic Cloud VI: Luminosities and Mass-Loss Rates on Population Scales
本文介绍了红超巨星和渐近巨星分支模型（GRAMS）网格首次应用于大麦云（LMC）整个演化恒星星族的结果。GRAMS是一个预先计算的网格，包含80，843个辐射转移（RT）模型，这些模型是由硅酸盐或碳质尘埃组成的演化恒星和星周尘埃壳。我们使用从光学到中红外的12个测光波段，将GRAMS模型拟合到LMC中的约30，000颗渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG）。我们公布的数据集由数千颗演化的恒星组成，这些恒星具有单独确定的演化参数，如光度和质量损失率。GRAMS网格在富氧和富碳化学之间的区分准确率大于80%。从RSG和AGB星向大麦哲伦星云的星际介质（ISM）的全球尘埃注入速率约为1.5 × 10 ^（-5）太阳质量/年，相当于向ISM的总质量注入速率（包括气体）约为5 × 10 ^（-3）太阳质量/年。碳星注入ISM的尘埃是富O AGB星的2.5倍，但质量相同。我们确定了K波段富C AGB星的热辐射校正因子，它是J-K颜色的函数，BC（K）= -0.40（J-K）^2 + 1.83（J-K）+ 1.29。确定了几个富C AGB星尘埃质量损失率的红外颜色代用指标，如log（MLR）=（-18.90）/（（K-[8.0]）+3.37）-5.93。我们发现，一个更大的分数的AGB星表现出的“长二次周期”的现象是O-丰富的径向脉动为主的恒星，和AGB星没有检测到的质量损失不出现在第一泛音…
2012-05-01 astro-ph.SR
Infrared Properties of Asymptotic Giant Branch Stars in Our Galaxy and the Magellanic Clouds
我们利用各种红外观测数据和理论模型研究了银河系和麦哲伦星云中渐近巨星分支（AGB）星的红外特性。我们使用的目录的样本4996 AGB星在我们的银河系和大约39,000 AGB星在麦哲伦星云从现有的文献。对于样本中的每个对象，我们交叉识别2 MASS，WISE和Spitzer对应物。为了比较银河系和麦哲伦云中富O和富C AGB星的物理性质，我们利用各种光度数据给出了红外双色图（2CD）。我们使用各种可能的中心恒星和尘埃壳层参数对AGB星进行了辐射转移模型计算。利用无定形硅酸盐和无定形碳的尘埃不透明度函数，理论尘埃壳模型可以粗略地再现AGB星在各种红外2CD上的观测结果。与银河系相比，我们发现麦哲伦星云缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。与大麦云云（LMC）相比，小麦哲伦云（SMC）更缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。这可能是因为麦哲伦星云比我们的银河系更贫金属，而大麦哲伦星云比小麦哲伦星云更富金属。我们还介绍了已知脉动变星的红外光谱性质。通过对麦哲伦云中AGB星在MIR波段的星等分布的研究，发现与LMC相比，SMC在MIR波段的亮AGB星中更缺乏星等分布。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A spatio-kinematic model for jets in post-AGB stars
目的。我们的目标是确定几何形状，密度梯度和速度结构的喷流在后渐近巨分支（后AGB）的二进制文件。方法.我们的高节奏的时间序列的高分辨率光学光谱的射流创建后AGB的二元系统为我们提供了一个独特的断层扫描的射流。我们确定的空间运动学结构的喷流的基础上，这些数据通过拟合的合成谱线轮廓创建我们的模型所观察到的，轨道相位分辨，Hα线轮廓这些系统。拟合例程提供了一个初始的频谱，并允许测试三种配置，来自三个特定的喷气发动机模型：恒星喷气发动机的恒星，X风，和磁盘风配置。我们应用马尔可夫链蒙特卡罗程序，以适应我们的模型的观察。我们的拟合代码在post-AGB二进制IRAS 19135 +3937上进行了测试。结果我们发现，一个模型使用恒星喷流配置提供了一个稍微更好地适合我们的观察。喷流具有约76度的宽半开角，速度高达870 km/s。结论.我们的方法是成功的，在确定一些参数的喷气机后AGB的二进制文件。IRAS 19135 +3937的模型包括透明的低密度内部区域（半开角< 40度）。供给伴星周围吸积盘的源极有可能是环双星盘。我们将把这个喷流拟合程序应用到其他喷流产生的后AGB恒星上，以便对这些天体提供更完整的描述。
2019-09-21 astro-ph.SR
Understanding dust production and mass loss on the AGB phase using post-AGB stars in the Magellanic Clouds
目的：我们的目标是了解在AGB阶段发生的表面化学的变化，通过分析结果，从观察单一的后AGB恒星在麦哲伦星云。我们还旨在重建尘埃的形成过程，这是活跃在AGB星的拱星信封。研究方法：我们研究可能的单一后AGB源的麦哲伦云，表现出双峰（壳型）的光谱能量分布（SED）。通过与辐射转移计算结果的比较，我们解释了它们的SED，从而推导出各个源的光度和尘埃含量。此外，我们比较观测导出的恒星参数和光球化学丰度的目标样品的AGB和后AGB恒星的恒星演化建模的结果。这允许在初始质量和祖细胞的形成时期方面表征各个源。结果如下：我们发现，在我们的目标样本的13个可能的单一后AGB星壳型SED，8个对象是碳星从~1 - 2.5 Msun的祖先下降。13个天体中有5个质量较低，来自M <1 Msun的恒星。基于尘埃矿物学，我们发现这5颗恒星被硅酸盐尘埃所包围，因此未能成为碳星。尘埃光学厚度和恒星的光度是相关的，这是由于更快的演化时间尺度更亮的恒星，这使得尘埃层更接近中心物体。从我们对SED的详细分析中，我们推断，目前在后AGB恒星周围观察到的尘埃是在中心恒星收缩开始后释放的，有效温度增加到~3500 - 4000 K。
2022-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dusty wind of W Hya. Multi-wavelength modelling of the present-day and recent mass-loss
低质量和中等质量的恒星在生命的尽头会经历一段强烈的质量损失，这个阶段被称为渐近巨星分支（AGB）。在AGB期间，它们的初始质量的很大一部分被驱逐出恒星风。这个过程控制着它们演化的最后阶段，并有助于星系的化学演化。然而，AGB星的风驱动机制尚未得到很好的理解，特别是对于富氧源。表征当今的质量损失和风结构以及这些恒星的质量损失率的演变对于推进我们对这一过程的理解至关重要。我们使用先进的辐射转移代码模拟了W Hya的尘埃包络。尘埃模型进行了分析，在以前计算的气相风模型的光，并在文献中，如红外光谱，红外图像，光学散射光分数的测量进行比较。我们发现，W Hya的尘埃光谱可以部分地解释由一个引力约束的尘埃壳，可能是负责大部分的无定形铝$_2$ O $_3$发射。解释散射光所需的大颗粒（$\sim$\，0.3\，$μ$ m）的组成无法受到限制，但可能以硅酸盐为主。硅酸盐发射的热红外线被发现起源于超过40天文单位的恒星，我们发现，他们需要有大量的近红外不透明度，在这样大的距离可见。在这些距离的尘埃的近红外不透明度的增加大致符合膨胀速度的突然增加，从气相CO线推断。最后，W Hya最近的质量损失被证实是高度可变的，我们确定了一个强大的峰值，发生在大约3500年前，持续了几百年的质量损失率。
2015-03-16 astro-ph.SR
IRAS\,11472-0800: an extremely depleted pulsating binary post-AGB star
我们在这里集中在一个特定的和缺乏研究的对象，IRAS 11472 -0800。它是一颗高度演化的后渐近巨星分支（post-AGB）恒星，光谱类型为F，具有大量的红外线过剩，是由星周尘埃的热辐射产生的。我们部署了一个多波长的研究，其中包括光学和红外光谱的分析，以及基于光度和光谱时间序列的变异性研究。光谱能量分布（SED）的属性以及高度加工的硅酸盐N-波段的发射表明，在IRAS 11472 -0800尘埃可能被困在一个稳定的磁盘。能量学的SED和颜色的变化表明，我们的视角是接近边缘上，光通量是由散射光占主导地位。光球丰度[Fe/H] = -2.7和[Sc/H]=-4.2，我们发现IRAS 11472 -0800是迄今为止已知的化学物质最贫乏的天体之一。此外，IRAS 11472 -0800是一个脉动的恒星，周期为31.16天，峰-峰振幅为0.6等V的径向速度的变化是强烈的脉动的影响，但显着的周期到周期的变化是系统的一个较长的时间尺度上，我们解释为证据的二进制运动。我们的结论是IRAS 11472 -0800是一颗被环双星盘包围的脉动双星。朝向物体的视线靠近轨道平面，使得可见光由散射光主导。IRAS 11472 -0800是迄今为止已知的化学物质最贫乏的天体之一，它将尘埃状的RV\，Tauri星与非脉动类的强烈贫化天体联系起来。
2012-03-15 astro-ph.SR
The Mass-Loss Return from Evolved Stars to the Large Magellanic Cloud II: Dust Properties for Oxygen-Rich Asymptotic Giant Branch Stars
我们使用恒星周围尘埃壳层的辐射转移模型，模拟了大麦云云（LMC）中两颗富氧渐近巨星分支（O-rich AGB）恒星的SAGE和SAGE-Spec观测计划中的多波长宽带UBVIJHKs和Spitzer IRAC和MIPS测光和IRS光谱。我们选择了一个明星，从每个明亮和暗淡的富O AGB人口发现的早期研究的SAGE样本，以获得一套基线的尘埃特性，用于建设一个广泛的网格的辐射转移模型中发现的富O AGB星的SAGE调查。从明亮的富O AGB群体中，我们选择HV 5715，从暗淡的富O AGB群体中，我们选择SSTISAGE 1C J052206.92-715017.6（SSTSAGE 052206）。我们发现Ossenkopf等人（1992）的缺氧硅酸盐的复杂折射率和“KMH”状粒度分布（γ为-3.5，a_min为0.01微米，a_0为0.1微米）是这些模型的合理尘埃性质。有一个轻微的迹象表明，在微弱的富O AGB周围的尘埃可能比明亮的富O AGB周围的尘埃更富含二氧化硅。简单的气体排放模型表明，一个相对较长的气体信封为微弱的富O AGB星建模，与相对较大的尘埃壳内半径相同的模型。模型计算出这两颗恒星的尘埃质量损失率分别为2.0 × 10 ^-9 M_Sun/yr和2.3 × 10 ^-9 M_Sun/yr。当假设SSTSAGE 052206和HV 5715的尘气质量比为0.002时，…
2014-07-25 astro-ph.SR
Infrared interferometric imaging of the compact dust disk around the AGB star HR3126 with the bipolar Toby Jug Nebula
渐近巨星分支（AGB）恒星HR 3126，与弧分尺度的双极托比壶星云有关，提供了一个难得的机会来研究AGB阶段结束时双极结构的出现。我们在甚大望远镜干涉仪上用AMBER和GRAVITY（2- 2.45微米）进行了长基线干涉观测，用VLT/NACO（2.24微米）进行了散斑干涉观测，用SPHERE-ZIMPOL（0.55微米）和VISIR（7.9- 19.5微米）进行了成象。在2.1- 2.29微米的连续光谱中，从AMBER+GRAVITY数据中重建的图像显示，中心恒星被一个椭圆环状结构所包围，其半长轴和半短轴分别为5.3和3.5质量。这个环被解释为赤道尘埃盘的内缘，从大约50度的倾角看去，它的轴大约与双极星云对齐。该盘令人惊讶地紧凑，内半径仅为3.5 Rstar（2 au）。我们的2-D辐射转移模型表明，光学厚的耀斑光盘与硅酸盐颗粒大至~4微米，可以重现所观察到的连续图像和光谱能量分布。在CO第一泛音带中获得的图像揭示了中心恒星周围的细长延伸发射，表明恒星大气的扁率或尘埃腔内存在CO气体盘。使用SPHERE-ZIMPOL、NACO和VISIR无法解析该对象。如果这个圆盘是和双极星云一起形成的，那么颗粒从亚微米到几微米的增长应该发生在星云的动力学年龄~3900年。在重建的图像中没有检测到伴星意味着它的2.2微米亮度比红巨星低30倍以上，或者它可能是由于双星相互作用而被撕碎的。
2020-12-01 astro-ph.SR
Composite Circumstellar Dust Grains
本文计算了含石墨和碳化硅的复合硅酸盐颗粒在5- 25 $\rm μm$光谱范围内的吸收效率。我们研究了吸收曲线随夹杂物体积分数的变化。特别是，我们研究了在10和18 $\rm μm$的峰值吸收波长的变化。我们还研究了多孔硅酸盐颗粒的吸收的变化。利用吸收效率计算了不同尘埃温度下的红外辐射通量，并与IRAS和Spitzer卫星观测到的一些M型AGB星周围星周尘埃的红外辐射通量进行了比较。我们解释观测数据的拱星尘埃颗粒大小，形状，成分和尘埃温度。
2016-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
An empirical view of the extended atmosphere and inner envelope of the asymptotic giant branch star R Doradus. II. Constraining the dust properties with radiative transfer modelling
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Gothenburg University（哥德堡大学）
通过辐射传输建模研究R Doradus尘埃性质，发现光子散射不足以驱动风，需其他机制补充。
2025-11-25 astro-ph.SR
