Resolving the extended stellar atmospheres of Asymptotic Giant Branch stars at (sub-)millimetre wavelengths
在渐近巨星分支（AGB）阶段的质量损失的初始条件设置在其扩展的大气中，其中，对流和脉动驱动的冲击确定的物理条件。AGB星在（亚）毫米波长的高分辨率观测，现在可以直接确定的形态，活动，密度和温度接近恒星光球。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）高角分辨率观测，以解决四个最近的AGB恒星：W Hya，Mira A，R Dor和R Leo的扩展大气。我们用一个参数化的大气模型解释了观测结果。我们解决了所有四个AGB星，并确定亮度温度之间的结构$1$和$2$恒星半径。对于W Hya和R Dor，我们确认了亮温为$>3000$ ~ $10000$ ~K的热点的存在。所有四颗星都偏离了球面对称。我们发现的变化的时间尺度上的天到星期，并为R狮子座，我们直接测量的向外运动的毫米波长表面的速度至少为$10.6\pm1.4$ ~km~s $^{-1}$。对于所有的对象，但W Hya我们发现，温度半径和大小频率的关系需要存在一个（可能不均匀）层的增强不透明度。ALMA的观测提供了一个独特的探测扩展AGB大气的结构。我们发现热点和可能的对流细胞的高度可变的结构。在未来，这些观测结果可以直接与多维色球层和大气模型进行比较，这些模型可以确定恒星光球层和尘埃形成区域之间的温度，密度，速度和电离结构。然而，我们的研究结果表明，最好的解释，非常准确的通量校准和近同时观测是必不可少的。
2019-05-06 astro-ph.SR
AMBER observations of the AGB star RS Cap: extended atmosphere and comparison with stellar models
本文报道了在中等光谱分辨率（$\sim$ 1500）下对M6/M7 III半规则AGB星摩羯座RS的K波段VLTI/AMBER观测结果。从光谱色散的vibrants，我们测量的恒星直径作为观测波长从2.13到2.47微米的函数。我们推导出Rosseland角直径为$7.95 \pm 0.07$ mas，这对应于$3160 \pm 160$ K的有效温度。我们检测到的CO带头的大小变化约为10%，表明在恒星光球的CO强不透明度的影响。我们还检测到作为波长的函数的尺寸的线性增加，从2.29微米开始。恒星大气的模型，基于恒星的质量，从恒星演化模型估计，预测CO尺寸的影响约为观察到的一半，并且不能再现线性尺寸随波长的增加，红色的2.29微米。我们能够模拟这种线性的大小增加，增加了一个扩展的水蒸气信封周围的恒星。然而，我们无法将数据拟合在CO带头中。要么恒星的质量被恒星演化模型高估了，要么在大气层的外部有一个额外的扩展CO包层。在任何情况下，无论是水蒸气信封，也没有CO信封，可以解释使用当前的模型。
2011-03-24 astro-ph.SR
Instabilities of the kinematic state of the atmospheres of some single C-rich post-AGB stars
本文通过对七颗富碳后AGB星进行长期高分辨率光谱观测，研究了其大气不稳定性，发现了脉动、谱线轮廓变化及径向速度分层等现象，并基于氧三重线强度重新估算了光度，解决了IRAS 07430+1115的光度与初始质量悖论。
2025-02-04 astro-ph.SR
Extended atmospheres of AGB stars: modeling and measurement
编码在脉动AGB星的时间和波长相关的性质是质量，成分和演化状态的基本参数。然而，在HR图上放置恒星的标准技术，即使有脉动周期的帮助，对于扩展的AGB恒星也不容易做到，因为很难定义半径或温度。Mira变星的大气层是如此的广泛，以至于在光谱的能量重要区域内，光学深度单位半径可以变化~3倍。辐射转移中的许多重要成分远离局部热力学平衡，对于最冷的恒星，尘埃的形成和破坏过程需要依赖于时间的晶粒生长模型。我将描述模拟这些大气的挑战和一些解决方案，并描述不同类型的观测在帮助理解复杂AGB大气中的基本参数和混沌过程中的效用。
2010-11-08 astro-ph.CO astro-ph.IM astro-ph.SR
Dynamic atmospheres and winds of cool luminous giants, I. Al$_2$O$_3$ and silicate dust in the close vicinity of M-type AGB stars
高空间分辨率的技术提供了宝贵的见解AGB星的质量损失机制，这大概涉及到大气悬浮的脉冲诱导的冲击波和辐射压力尘埃的组合。观测结果表明，Al $_2$ O $_3$在形成硅酸盐之前，在大约2个恒星半径或更小的距离处凝聚。因此，Al $_2$ O $_3$颗粒是产生在几颗M型AGB星附近观测到的散射光的主要候选者，它们可能是硅酸盐在较低温度下凝聚的种子颗粒。我们基于隐式数值（DARWIN）构建了新一代动态大气和辐射驱动风模型，包括对Al $_2$ O $_3$和无铁硅酸盐（Mg $_2$ SiO $_4$）的颗粒生长和蒸发的时间相关处理。描述这些尘埃物种的方程求解的框架中的频率依赖的辐射流体动力学模型的大气和风结构，考虑到脉冲引起的冲击波和周期性的光度变化。Al $_2$ O $_3$在近距离和高浓度下的凝聚需要可见光和近红外区域的颗粒的高透明度，以避免辐射加热的破坏。对于太阳丰度，由于Al $_2$ O $_3$的辐射压力太低，无法驱动风。然而，这种尘埃种类可能对质量损失有间接影响。具有Al $_2$ O $_3$核心和硅酸盐地幔的复合颗粒的形成可以使颗粒生长领先，增加质量损失率和风速。此外，我们的实验核幔颗粒模型导致的变化的视觉和近红外颜色在脉动周期与观测非常一致。
2016-05-31 astro-ph.SR
Interferometric properties of pulsating C-rich AGB stars I. Intensity profiles and uniform disc diameters of dynamic model atmospheres
基于一组富C AGB星的动力学模型大气，首次对窄波段和宽波段滤波器的中心-边缘变化（CLV）特性和相对半径解释进行了理论研究.我们计算了能见度剖面和等效均匀圆盘半径（UD-半径），以研究这些量对波长和脉动相位的依赖性。在对窄波段和宽波段的可见度和强度廓线进行了精确的形态分析后，我们用模拟观测方法的UD函数拟合了我们的可见度廓线。用三种不同的拟合方法（单点、两点和最小二乘法）计算了UD半径，以研究能见度廓线采样的影响。以质量损失为特征的模式的强度和能见度剖面显示出与UD非常不同的行为。我们发现UD半径是波长依赖性的，如果存在质量损失，这种依赖性会更强。C2 H2的强不透明度贡献影响3微米处和N带中的所有半径测量，导致UD半径的值更高。UD-半径与相位的预测行为是复杂的模型的情况下，质量损失，而径向变化几乎是正弦的模型没有质量损失。与M型星相比，C型星没有测量纯连续谱的窗口。
2009-04-14 astro-ph.SR
Fluorine Abundances in Galactic AGB Stars
本文分析了银河系AGB碳星（24颗N型，5颗SC型和5颗J型）的氟丰度。本研究采用了最先进的富碳大气模型和改进的2.3 μm波段原子分子谱线表。F丰度显着较低，在文献中以前的研究相比。这种差异的主要原因是由于分子共混物。在SC型碳星的情况下，模型大气的差异也是相关的。新的F增强现在与最新的低质量AGB星的理论核合成模型一致，解决了银河系AGB星中长期存在的F问题。尽管如此，一些SC型碳星仍然显示出比恒星模型预测的更大的F丰度。简要讨论了这些恒星具有较大质量的可能性。
2010-04-26 astro-ph.SR
New Spectroscopic Observations of the Post-AGB Star V354Lac=IRAS22272+5435
在2007- 2008年拍摄的后AGB恒星V354 Lac的高分辨率光谱中，发现具有较低激发势$χ_{\rm low}<1$ eV的最强吸收特征被分裂。主要参数$_{eff}$ =5650 K，$\log g$ =0.2，$ξ_t$ = 5.0km/s，以及22种化学元素的丰度，其中Ba，La，Ce，Nd等$s$过程元素的过量部分是由于这些金属离子的强谱线分裂所致。在包含LiI $λ$ 6707谱线的波长区间中的光谱的特殊性可以通过考虑Ce II和Sm II重金属离子的过量来自然地解释。假设$ε$（LiI）=2.0、$ε$（CeII）=3.2和$ε$（SmII）=2.7，则可获得与合成光谱的最佳一致性。在我们过去15年的观测中，V354 Lac的大气层和星周包层中的速度场都保持不变。
2009-05-18 astro-ph.SR
Spatially resolving the atmosphere of the non-Mira-type AGB star SW Vir in near-infrared molecular and atomic lines with VLTI/AMBER
我们提出了一个近红外光谱干涉观测的非米拉型，半规则渐近巨星分支星SW Vir。我们的目标是探测外层大气的物理性质与空间分辨数据在个别分子和原子线。我们观察到SW Vir的光谱窗口之间的2.28和2.31微米的近红外干涉仪琥珀在ESO的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。由于AMBER的高空间分辨率和12000的高光谱分辨率，SW Vir的大气不仅在强CO第一泛音谱线上，而且在H2O，CN，HF，Ti，Fe，Mg和Ca的弱分子和原子谱线上都得到了空间分辨。与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比流体静力学模型预测的更大，不仅在CO线，甚至在弱分子和原子线。我们发现，这主要是由于H2O线（但也可能是由于HF和Ti线）起源于扩展的外层大气。虽然H2O线在空间分辨光谱中表现得很少，但在光谱干涉数据中可以识别出来自外大气的单个振转H2O线。我们的模拟表明，在延伸到~2 R星的外层大气中，H2O柱密度为10^{19}-10 ^{120} cm^{-2}。我们的研究表明，非光球层外层大气的影响不仅存在于CO的强第一泛音线，而且在弱的分子和原子线的光谱干涉数据。因此，空间未分辨光谱的分析，例如化学成分的分析，即使谱线看起来很弱，也应该小心进行。
2018-11-14 astro-ph.SR
Spectroscopy of supergiants with infrared excess: results of 1998-2018
总结了我们第二阶段（1998-2018）的结果，主要是在6米BTA望远镜上进行的用银河系红外源识别的奇特超巨星的详细光谱学。该计划的主要方面是寻找经过AGB阶段和TDU的恒星化学成分的演变变化，以及分析其扩展的，通常不稳定的大气层和包络中运动过程的光谱表现。最有意义的结果是在7颗单颗后AGB星中探测到了s过程元素过剩，证实了这类星的演化理论。在其中三颗恒星中，我们首次发现了s过程重金属向星周包层的喷射。在两颗奇特的超巨星V2324 Cyg和V4334 Sgr的大气中发现了锂过量。大气层和包层运动学状态的研究结果将阐明AGB和后AGB阶段恒星产生并输送到星际介质的物质的平衡。
2019-05-28 astro-ph.SR
Chemical equilibrium in AGB atmospheres: Successes, failures, and prospects for small molecules, clusters, and condensates
化学平衡已被证明对预测AGB大气的化学成分非常有用。在这里，我们使用最近开发的代码和更新的热化学数据库，包括涉及34个元素的气体和凝聚态物质，计算AGB大气的M-，S-和C-型恒星的化学平衡组成。我们包括第一次TixCy集群，与x = 1-4和y = 1-4，并选择较大的集群范围高达Ti 13 C22，热化学数据从量子化学计算。我们发现，在一般的化学平衡再现所观察到的丰度的母分子在拱星信封的AGB星。然而，对于某些母体分子，存在不同数量级的严重差异：M型恒星中的HCN、CS、NH3和SO2，S型恒星中的H2O和NH3，以及C型恒星中的H2O、NH3、SiH 4和PH 3。一些尚未在AGB大气中观测到的分子，如SiC 5、SiNH、SiCl、PS、HBO，以及含金属的分子MgS、CaS、CaOH、CaCl、CaF、ScO、ZrO、VO、FeS、CoH和NiS，是ALMA等天文台探测的良好候选者。预测的第一个冷凝物是碳，TiC和SiC在富C的气氛和Al 2 O 3在富O的流出。粉尘最可能的气相前体是乙炔、碳原子和/或碳粉尘的C3，SiC粉尘的SiC 2和Si 2C，以及Al 2 O3粉尘的原子Al和AlOH、AlO和Al 2 O。在TiC粉尘的情况下，原子Ti可能是钛的主要供应者。然而，化学平衡预测，集群，如Ti 8 C12和Ti 13 C22成为钛的主要水库，在该地区的原子Ti的代价…
2020-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet emission from main-sequence companions of AGB stars
虽然大多数已知的渐近巨星分支（AGB）联星都是共生系统（即WD是次要恒星），但AGB联星的主序星伴星可能更多，尽管它们更难找到，因为主序星的高光度阻碍了伴星在可见光波段的探测。而在紫外波段，Teff> 5500 ~ 6000 K的次级辐射通量可能优于初级辐射通量，从而可以用来寻找AGB双星的候选者。在这项工作中，理论大气模型被用来计算在GALEX近紫外和远紫外波段由于主序星同伴的紫外线过剩。在分析了一个已确认的AGB双星样本后，我们提出了一个判断双星的标准：（1）在GALEX远紫外波段探测到AGB星和/或（2）GALEX近紫外波段探测到的与预测的通量比> 20。这些标准已被应用到一个体积有限的样本的AGB恒星在500 pc的太阳; 34的样本的58 AGB恒星（~ 60%）满足他们，这意味着有一个MS伴星的光谱类型早于K 0。GALEX近紫外和远紫外波段的过量不能归因于一个单一的温度伴星，从而表明次级的紫外辐射可能被扩展的大气层和主星的拱星包络吸收，或者紫外辐射是在吸积流中产生的。
2016-06-29 astro-ph.SR
Peculiarities of the atmosphere and envelope of a post-AGB star, the optical counterpart of IRAS 23304+6347
利用6米望远镜中阶梯光栅摄谱仪NES的高光谱分辨率观测，研究了红外源IRAS 23304+6347的光学对应体的光谱特性和大气及包层中的速度场。我们已经得出结论，没有显着的变化，径向速度Vr推断从大气反射和它的一致性与系统的速度推断从无线电数据。由C $_2$ Swan（0; 0）带的转动带线位置确定了包线膨胀速度Vexp=15.5 km/s。记录到了Swan（0; 1）5635 γ的复杂的发射-吸收曲线。对多分量NaI~D双线轮廓的分析揭示了星际分量V（IS）= $-61.6$和$-13.2$ km/s以及一个V（CS）= $-41.0$ km/s的星周分量，其位置与由C $_2$特征推断的速度相对应。在光谱中存在Vr= $-61.6$ km/s的星际成分，使得d=2.5 kpc可以被认为是到恒星距离的下限。首次在IRAS 23304 +6347的光谱中探测到电离金属（YII、BaII、LaII、SiII）强散射谱的分裂，这种分裂归因于起源于拱星包层的短波长成分的存在。
2015-01-12 astro-ph.SR
Pulsation-induced atmospheric dynamics in M-type AGB stars. Effects on wind properties, photometric variations and near-IR CO line profiles
渐近巨星分支（AGB）恒星的风驱动通常被认为是一个两步过程。首先，恒星大气中的物质被恒星脉动引起的冲击波悬浮，其次，这些物质被尘埃上的辐射压力加速，导致风。在动力学大气和风模型中，恒星脉动的影响通常是通过一个简单的内边界公式来模拟的。我们测试的M型AGB恒星的动力学模型的样本，我们保持恒星参数固定的值的一个典型的米拉变量的特征，但不同的内边界条件。目的是评估对由此产生的大气结构和风特性的影响。模型的结果进行了比较，观察到的质量损失率和风速，测光，径向速度曲线，并从一维径向脉动模型的结果。动力学大气模式的计算，使用DARWIN代码的光球速度和光度变化的不同组合。通过引入恒星表面的最大膨胀和光度之间的偏移和/或通过使用光度变化的非对称形状来改变内边界。与观测结果相比，得出真实风速和质量损失率的模型也产生了真实的光度变化。为了使模型也能再现Mira星的特征径向速度曲线（来自CO $Δv = 3$线），必须在光度和径向变化的最大值之间引入0.2的总相移。我们发现，一组模型与不同的边界条件（29个模型，包括模型与标准边界条件）的结果在现实的速度和质量损失率，并在光度变化。
2017-06-26 astro-ph.SR
Rubidium and zirconium abundances in massive Galactic asymptotic giant branch stars revisited
发光的银河OH/IR星已被确定为正在产生HBB和Li的大质量（>4-5 M_s）AGB星。它们的Rb丰度和[Rb/Zr]比值来自流体静力学模型大气，是显着高于预测从AGB核合成模型，提出了一个问题，我们的理解AGB的演变和核合成。我们报告新的Rb和Zr丰度的大规模银河系AGB星的完整样本，以前研究的流体静力学模型，通过使用更现实的扩展模型大气。我们使用的频谱合成代码Turbospectrum的修改版本，并考虑存在的拱星信封和径向风。Rb和Zr丰度分别从7800 A Rb I共振线和6474 A ZrO带头确定，并且我们探索导出的丰度对扩展模型中的恒星（Teff）和风（M_loss，beta和vexp）参数变化的敏感性。将从最佳光谱拟合得出的Rb和Zr丰度与最新的AGB核合成理论模型进行比较。新的Rb丰度远低于（甚至1-2 dex）与流体静力学模型得出的，而Zr丰度是相似的。Rb I线剖面和Rb丰度对M_2损失率非常敏感，但对风速律和vexp（OH）的变化不太敏感。我们证实了早期的初步结果的基础上，一个较小的样本的大质量富O AGB星，使用扩展的大气模型可以解决之间的差异AGB核合成理论模型和银河系的大质量AGB星的观测。然而，Rb丰度仍然强烈地依赖于M_loss，这在这些AGB星中是未知的。为了打破模型的简并性，得到这些大质量AGB星的Rb丰度，需要精确的M_损失率。
2017-06-07 astro-ph.SR
Dynamic atmosphere and wind models of C-type asymptotic giant branch stars. Influences of dust optical data on mass loss and observables
本研究通过DARWIN模型比较不同无定形碳尘埃光学数据对C型AGB恒星风和质量损失的影响，发现质量损失率差异可达约两倍，并影响颗粒大小与测光性质。
2025-04-24 astro-ph.SR
Global 3D radiation-hydrodynamics models of AGB stars. Effects of convection and radial pulsations on atmospheric structures
内容：随着空间分辨率的提高，对渐近巨星分支（AGB）恒星的观测揭示了各种尺度上大气过程复杂性的新层次。目的：为了分析导致观察到的图像中的不对称和表面结构的物理机制，我们使用详细的AGB星的3D动力学模拟;这些模拟自洽地描述对流和脉动。研究方法：我们使用的CO 5 BOLD辐射流体动力学代码，以产生一个探索性的网格的全球“星在一个盒子”模型的外部对流信封和AGB星的内部大气研究对流，脉动和冲击波及其对恒星和数值参数的依赖。结果如下：模型动力学是由长期的巨对流细胞，短寿命的表面颗粒，和强大的，径向，基模脉动的相互作用。径向脉动和较短波长的行波声波在大气中引起各种尺度的冲击。对流、波和冲击都对动力压力有贡献，因此，增加了恒星半径，并使物质悬浮到可以形成尘埃的层中。因此，由此产生的脉动周期和恒星半径的关系被转移到更大的半径相比，非线性的一维模型。脉动周期对光度的依赖关系与观测到的关系符合得很好。脉动模式与非定常对流的相互作用引起偶尔的振幅变化和相移。脉动的规律性随着重力的减小而减小，因为对流单体的相对尺寸增大。模型恒星没有明确的表面。相反，光是从一个非常广泛的不均匀的大气层发出的，具有复杂的动态图案的高对比度特征。
2017-02-17 astro-ph.SR
The Composition of RR Lyrae Stars: Start-line for the AGB
本文总结了我们之一（GW）与不同天文学家一起对天琴座RR型星丰度的研究。此外，我们还对24颗RR型天琴座星的C、Si、S和Fe丰度进行了初步分析。我们的模式大气分析，包括NLTE的影响，是基于在阿帕奇Poing天文台获得的分辨率为30，000的光谱。
2010-04-12 astro-ph.SR
Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER
我们提出了可见光偏振成像观测的研究AGB星W Hya采取VLT/SPHERE-ZIMPOL以及高光谱分辨率长基线干涉观测与琥珀仪器的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。我们观察到W Hya与VLT/SPHERE-ZIMPOL在三个波长的连续（645，748和820 nm），在Halpha线在656.3 nm，并在TiO带在717 nm。VLTI/AMBER观测是在CO第一泛音线波长区域进行的，光谱分辨率为12000。利用SPHERE-ZIMPOL的偏振成像能力，结合其优良的自适应光学性能，我们成功地空间分辨了3个距离中心恒星约50 mas（~2 R星）的尘埃云，揭示了尘埃云在非常靠近恒星的位置形成。CO谱线的AMBER数据表明，在~ 3R星范围内存在着分子外层大气.此外，在Halpha线上拍摄的SPHERE-ZIMPOL图像显示了半径高达~160 mas（~7 Rstar）的发射。我们发现，尘埃，分子气体，和α发射热气体共存的2- 3 R星。我们的模型表明，观察到的偏振强度图可以合理地解释为大（0.4--0.5微米）的Al_2 O_3或Mg_2SiO_4或MgSiO_3在一个光学薄壳中，内边界半径为1.9--2.0 Rstar。所观察到的团块状结构可以通过4 +/-1倍的密度增强来再现。来自我们的偏振图像的晶粒尺寸是一致的流体动力学模型的预测，由于微米级的颗粒的散射驱动的质量损失。在恒星…
2016-03-11 astro-ph.SR
Astro2020: Molecular Masers as Probes of the Dynamic Atmospheres of Dying Stars
星系中超过一半的尘埃和重元素富集来自于渐近巨星分支（AGB）上演化的中低质量恒星的风和外流。然而，对于后期恒星质量损失的物理学的许多细节仍然知之甚少，从风发射机制到质量损失的几何形状和时间尺度。理解AGB风的主要挑战之一是AGB演化阶段的特征在于高度复杂和动态过程之间的相互作用，包括径向脉动，冲击，磁场，由于尘埃和分子形成引起的不透明度变化以及大规模对流。总的来说，这些现象导致观测到的恒星性质在几天到几年的时间尺度上发生变化。因此，探测AGB恒星复杂的大气物理学需要精确的空间分辨率，再加上在短期和长期尺度上的时间监测。利用甚长基线干涉测量法（VLBI）对AGB星的风和外流中产生的分子脉泽谱线进行观测，提供了一种最强大的工具，可用于测量具有超高空间分辨率的大气动力学、物理条件和磁场（即，高达数十微弧秒，对应于d~ 150 pc时的~0.002R*），并具有在几天到几年的时间尺度上跟踪特征和现象的能力。未来十年的观测进展将使我们能够同时观测到数量空前的、波长从厘米到亚毫米的脉泽跃迁。在演化的恒星中，对风和外流中的脉泽的观测有望为大气物理和质量损失过程提供突破性的新见解。
2019-03-13 astro-ph.SR
Detection of highly excited OH towards AGB stars: A new probe of shocked gas in the extended atmospheres
报道了利用ALMA对三颗渐近巨星分支（AGB）星（W Hya，R Dor和IK Tau）的高激发氢氧（OH）的双谱线发射的探测和研究。OH线产生于非常靠近中心恒星的地方，在光学上看起来很薄，没有脉泽效应。我们分析的分子激发使用人口图，并找到旋转温度的$\sim 2500$ K和柱密度的$\sim 10^{19}$厘米$^{-2}$为W Hya和R Dor。对于W Hya，我们观察到从振动激发的H2O所产生的OH发射从同一区域的发射。此外，CO $v = 1; J = 3 - 2$发射也在同一区域显示亮度峰。考虑到光学薄发射和旋转温度推导出OH，我们发现一个CO柱密度$\sim 15$倍高于OH，（$92 \times 84$）质量$^2$集中在OH发射峰的区域内。由于所用方法简单，这些结果应被认为是试验性的。所观察到的OH线频率显着不同的文献中预测的跃迁频率，并提供了使用在AGB星中观察到的OH线，以提高用于OH分子的哈密顿量的准确性的可能性。我们预测在毫米波长处的OH-100倍增线比我们检测到的更强。这些谱线将是扩展大气中激波气体的一个很好的探测器，甚至可能通过塞曼效应适合作为附近AGB星大气中磁场的探测器。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of binaries in AGB, post-AGB stars and Planetary Nebulae
在过去的几年里，许多观测研究表明，双星在非球形行星状星云的形成中起着积极的作用。我们回顾了不同的工作，导致的直接或间接的证据，在渐近巨星分支，原行星状星云和行星状星云阶段的存在的二进制同伴。我们还讨论了这些双星如何影响恒星演化和该领域未来可能的发展方向。
2014-10-14 astro-ph.SR
Infrared interferometric three-dimensional diagnosis of the atmospheric dynamics of the AGB star R Dor with VLTI/AMBER
低质量和中等质量恒星在演化后期的质量损失机制还没有得到很好的理解。因此，研究在几个恒星半径内的区域的动力学是至关重要的，那里被认为是风加速发生的地方。我们提出了三维诊断的大气动力学的最近的渐近巨星分支（AGB）星R Dor从低光球层的扩展外大气-第一次为太阳以外的恒星。使用甚大望远镜干涉仪的琥珀仪器，以6.8质量的空间分辨率重建的图像-比连续体中51.2质量的恒星角直径精细7倍-显示了恒星表面和扩展大气层上方的大而明亮的区域。在恒星表面和大气层上的速度场图是从Mg和H2O线获得的，这些线形成于大气层高度低于~1.5恒星半径的2.3微米附近，在1.7 km/s的测量不确定度之外，几乎没有系统运动。与此形成鲜明对比的是，由CO第一泛音线得到的速度场图揭示了在~1.8恒星半径高度的扩展外层大气中以7- 15 km/s的速度系统向外运动。由于在~1.5恒星半径处检测到尘埃形成，在~1.5和1.8恒星半径之间的物质的强烈加速可能是由尘埃颗粒上的辐射压力引起的。然而，我们还不能排除向外运动可能是间歇性的，由对流和/或脉动引起的弹道运动引起。
2019-08-19 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
Abundance Patterns in S-type AGB stars : Setting Constraints on Nucleosynthesis and Stellar Evolution Models
在AGB的演化过程中，S型星是第一个经历S-过程核合成和第三次dredge-ups的天体，因此在其大气中表现出S-过程特征。它们显著的质量损失率（10^-7 ~ 10^-6 M*/年）使它们成为太阳金属丰度下AGB核合成产额的主要贡献者。S星的精确丰度测定对于限制第三次挖掘的光度和效率（到目前为止，在所有当前的核合成模型中只粗略地参数化）至关重要。在这里，专用的S-星模型大气被用来确定精确的丰度的关键S-过程元素，并设置约束核合成和恒星演化模型。锝是一种没有稳定同位素的元素（99 Tc是AGB星中唯一由s过程产生的同位素，半衰期为2.1 x 10^5年）。它的检测被认为是最好的签名，有效地填充恒星的热脉冲AGB阶段的演变。派生的Tc/Zr丰度进行了比较，作为派生的[Zr/Fe]过丰度的函数，与AGB恒星模型预测。[Zr/Fe]的超丰度与模型预测吻合良好，而Tc/Zr的丰度略有高估。这种差异有助于对AGB星的核合成和恒星演化模型设置更好的约束。
2010-11-09 astro-ph.SR
S stars and s-process in the Gaia era I. Stellar parameters and chemical abundances in a sub-sample of S stars with new MARCS model atmospheres
S星是渐近巨星分支（AGB）上介于M型巨星和碳星之间的过渡天体。它们的特征是s-过程元素的过剩。其中大约一半是增强的锝（Tc），一个没有稳定同位素的s过程元素，而另一半缺乏锝。这种二分法源于这样一个事实，即富Tc的S星本质上产生的S-过程元素，并经历了第三次疏浚（TDU）事件，而贫Tc的S星欠他们的S-过程过剩的过去污染的前AGB的同伴。我们的目标是分析S星的丰度，并深入了解它们的演化状态和在其内部发生的重S-过程元素的核合成。特别是，在HR图中的外在和内在的S星的位置将与热脉冲AGB上的TDU的理论起始进行比较。通过结合HERMES高分辨率光谱，精确的盖亚数据发布2（GDR 2）的视差，恒星演化模型和新设计的MARCS模型的S-型星的大气，分析了19个S-型星的样本。将导出的参数与GDR 2的视差相结合，可以对赫兹-罗素图中恒星的位置及其表面丰度进行联合分析。对于所有19颗恒星，Zr和Nb丰度的推导，补充的三个富TC的S星的其他S-过程元素的丰度。这些丰度同意在相应的质量，金属丰度和演化阶段的恒星的核合成预测的不确定性。大多数外生S星位于红巨星分支（RGB）的尖端，少数位于早期AGB。在HR图中，内禀S星的位置与它们是热脉冲AGB星是一致的。
2018-10-16 astro-ph.SR
The adventure of carbon stars - Observations and modelling of a set of C-rich AGB stars
模拟恒星大气是现代天文学中一项复杂而有趣的任务。系统地比较模型与多技术观测是约束它们的唯一有效方法。目的：我们进行了一个自洽的模拟大气中的六个富C AGB星：R Lep，R，Y Pav，AQ Sgr，U Hya和X TrA，目的是扩大知识的动态过程中发生的大气。方法.我们使用VLTI/VLBI干涉观测，结合分光光度数据，并将它们与自洽动力学模型大气进行比较。结果：该模型能较好地再现1μm波长范围内的SED数据和8 ~ 10μm波长范围内的干涉观测数据。差异可能是由于数据和模型相关效应的组合。最适合Miras的模型明显延长，具有突出的壳状结构，而最适合非Miras的模型更紧凑，显示出较低的平均质量损失。质量损失是情节或多周期的性质，但导致视觉振幅显着大于所观察到的。从模型拟合中得到恒星参数：T_eff，L_bol，M，C/O，$\dot{\text{M}}$。我们的研究结果与文献值的不确定性。T_eff和L_bol也与由角直径θ_{（V-K）}导出的T和由SED拟合导出的L_bol吻合良好，但AQ Sgr除外。最后，Miras模型的θ_Ross和θ_（V-K）的一致性要比非Miras模型的好，这可能与非Miras模型的情节性质有关。我们还在H-R图中定位了恒星，并将它们与进化轨迹进行了比较。我们发现从模型拟合得到的主要性质与碳星的TP-AGB演化计算（COLIBRI代码）符合得很好。
2017-01-16 astro-ph.SR
Abundance analysis for long period variables. Velocity effects studied with O-rich dynamic model atmospheres
测量AGB星的表面丰度是研究中低质量恒星在最后演化阶段内部核合成和混合效应的重要工具。然而，AGB星的大气层会受到恒星脉动和星风发展的强烈影响，因此这些天体的丰度测定应该基于动态模型大气层。我们调查恒星脉动和质量损失的影响，选定的光谱特征（线轮廓，线强度）的外观和派生的元素丰度进行系统的比较流体静力学和动力学模型大气。在近红外范围内的高分辨率合成光谱计算的基础上两个动态模型大气（在脉动周期的各个阶段），以及网格的流体静力学COMARCS模型。在这两种情况下，原子和分子线的选择的等效宽度，并相互比较。在动态模型的情况下，所有研究的特征的等效宽度在脉动周期内变化。用一套流体静力学模式一致地再现所导出的变化是不可能的，但在特定的流体静力学大气模式的帮助下，可以很好地再现几个单独的相位和光谱特征。此外，我们表明，在等效宽度的变化，我们发现的基础上采用的动力学模型大气同意定性与观测结果的Mira R Cas在其光周期。我们的建模结果形成了一个起点，以处理强动态AGB星（即，长期变量）。
2010-04-20 astro-ph.SR
Is the post-AGB star SAO 40039 mildly H-deficient?
我们对SAO 40039进行了LTE丰度分析，这是一颗温暖的后AGB恒星，已知其光谱在其有效温度下显示出令人惊讶的强He I线，并且被怀疑是缺H和富He的。高分辨率的光谱分析使用一个家庭的模型大气具有不同的He/H比。大气参数估计从中性和单电离物种的Fe和Mg，Fe I和Fe II线的激发和帕邢线的翅膀的电离平衡设置。在假设He I谱线起源于光球而非色球的情况下，通过施加一个条件，即所采用的模式大气的He/H比必须等于由观测到的He I在5876、4471和4713埃的三重谱线和在4922和5015埃的单重谱线导出的比，得到了近似为1的He/H比。使用具有针对该He/H比的最佳拟合大气参数的模型，证实SAO 40039表现出轻度尘气损耗，即，这颗恒星的大气层缺乏高冷凝温度的元素。这颗恒星似乎是中度缺金属，[Fe/H]=-0.4 dex。但由低凝聚温度的Na、S和Zn元素估算的恒星内禀金属量为[Fe/H]_o {[Fe/H]_o指恒星的内禀金属量} ~-0.2。这颗恒星富含N，可能也富含O，这些变化反映了这颗恒星的AGB过去以及导致He富集的事件。
2011-07-07 astro-ph.SR
The evolution of DARWIN: current status of wind models for AGB stars
在演化的渐近巨星分支（AGB）恒星中观察到的缓慢，密集的风通常归因于动态内部大气中的尘埃形成和恒星光子与新形成的尘埃粒子相互作用的动量转移的组合。风模型计算的DARWIN代码，使用这种质量损失的情况下，已成功地产生流出的动态和光度特性与观测兼容，为C型和M型AGB星。这里介绍的是目前可用的DARWIN模型的概述，以及这些模型产生的输出，以及未来的计划。
2019-06-21 astro-ph.SR
Dust in AGB stars: transparent or opaque?
人们普遍认为，冷巨星在演化后期的风是由尘埃颗粒上的辐射压力驱动的，但实际上负责驱动M型AGB星风的颗粒种类仍然是一个争论的问题（参见Höfner，本卷）。尘埃粒子的光学性质对恒星光谱的影响有两种方式：（i）间接地，通过它们对大气层/包层的动力学结构和由此产生的分子特征的影响;（ii）直接地，通过尘埃颗粒的吸收和散射改变光谱能量分布。C型和M型AGB星在可见光区和近红外区能量分布的质的差异表明，富氧大气中的尘埃粒子对辐射是相对透明的。通过使用详细的动力学模型的气体和辐射结合一个简单的描述的尘埃不透明度（可以调整，以模仿不同的波长依赖性和冷凝温度），也通过调整被视为真正的吸收不透明度的分数，我们调查的尘埃属性产生合成光度与观察一致。这项研究的目的是缩小可能驱动M型AGB恒星风的尘埃种类。
2011-02-25 astro-ph.SR
Observing Compact Disks Inside Pre-Planetary Nebulae with the Very Large Telescope Interferometer
AGB星看起来是球形的质量损失，但许多由AGB质量损失产生的PNe具有非球形的形态。在一些双极PNe中发现了光盘，但它们在成形过程中的作用仍然未知。紧凑的开普勒盘在后AGB双星周围很常见，然而，这些天体可能永远不会发展成PNe。另一组后AGB恒星，被称为前PNe，被准直星云包围，这些星云通过反射光或冲击电离而发光。我们正在用VLTI以高角分辨率观测前PNe的内周区域。我们试图比较前PNE磁盘周围的其他后AGB明星和PNE。对前PN的新观测，IRAS 16279-4757，显示了类似于年轻PNe的圆盘的证据。
2011-09-23 astro-ph.SR
Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER II. Time variations between pre-maximum and minimum light
我们最近用VLT/SPHERE-ZIMPOL在最大光前（相位0.92）拍摄的AGB星W Hya的可见光偏振图像显示了在~2 R星附近的星团尘埃云。我们提出了第二个时代的SPHERE-ZIMPOL观测W Hya在最低光（第0.54段）（645、748和820 nm），在Halpha线中（656.3 nm），和TiO波段（717 nm）以及在甚大望远镜干涉仪上用AMBER仪器在2.3微米CO谱线上进行的高光谱分辨率长基线干涉观测（VLTI）。高空间分辨率的偏振图像使我们能够探测到距离恒星34 - 50 mas（1.4 - 2.0 Rstar）的尘埃云的清晰的时间变化。我们探测到了一个新的尘埃云的形成和第一个时期探测到的一个尘埃云的消失。Halpha和TiO的发射延伸到~150 mas（~6 Rstar），Halpha图像显示时间变化。线偏振度在最低光时（13 - 18%）比在前极大光时高。幂律型的临边暗化盘与连续光谱中的AMBER数据相吻合，得出临边暗化盘的直径为49.1 +/-1.5质量，临边暗化参数为1.16 +/-0.49，这表明与极大前的光相比，临边暗化更弱的大气更广泛。我们的Monte Carlo辐射转移模型表明，在最小光下，Al2O3、Mg2SiO4和MgSiO3的小晶粒（0.1微米）占优势，与在最大光前的大晶粒（0.5微米）占优势形成鲜明对比。的晶粒尺寸的可变性相位依赖性…
2016-11-14 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
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
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
Detection of heavy-metal lines in the spectrum of the circumstellar envelope of a post-AGB star
在6米望远镜BTA上以R=60000的光谱分辨率获得的后AGB星V354 Lac的光谱中，首次发现了低激发势$χ<$ 1 eV的最强吸收线的分裂。对运动学的分析表明，分裂线的短波长成分起源于恒星厚厚的气体尘埃包层。在计算化学成分时，忽略强谱线的分裂会导致高估恒星大气中的s过程元素（Ba，La，Ce，Nd）。强吸收线的轮廓已被发现是可变的。现有的径向速度数据表明，在15年的观测中，V354 Lac的大气和星周包络中的速度场没有任何趋势。
2009-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
COSMIC-LAB: Unexpected Results from High-resolution Spectra of AGB Stars in Globular Clusters
本论文旨在阐明恒星演化中研究最少的阶段之一：渐近巨星分支（AGB）。最近对银河系球状星团（GC）的研究结果表明，AGB阶段可能包含了关于母星团中奇异星（Beccari et al. 2006）和多种群（Campbell et al. 2013）演化历史的重要信息。本论文分析了由甚大望远镜（ESO）和2.2米望远镜（MPG）获得的四个银河系GC中AGB星的大样本高分辨率光谱。所获得的结果提供了一个以前未知的物理机制的证据，影响大多数AGB星的大气中的一些化学元素的中性物种：因为它，来自中性线的丰度被系统地低估，而那些从电离线测量保持不受影响。这样的行为完全对应于恒星大气中非局部热力学平衡（NLTE）条件下的预期。出于这个原因，在这项工作中，我们将其称为“NLTE效应”，但要注意的是，情况可能并非如此。事实上，目前的NLTE模型无法解释观测到的效应，这表明我们对NLTE的理解还不够，或者AGB大气中发生了一些更复杂的物理现象。在所有研究的GC中都发现了这种效应。它影响大多数（但不是全部）AGB星，在某些情况下，也影响一些RGB星。对于铁和钛线（即，提供最大数量的中性线和电离线的元素）。对检测到的现象的深入理解至关重要，因为它对正确确定GC化学和富集历史具有巨大影响（例如，它可以模拟虚假的铁扩散）。
2016-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spherically symmetric NLTE model atmospheres of hot hydrogen-helium first stars
我们提出了我们的NLTE模型恒星大气的热族III恒星组成的氢和氦的计算结果。我们使用自己的计算机程序计算的球对称NLTE模式大气中的流体静力学和辐射平衡。然后，模式大气用于计算出射通量。这些通量用于评估能量高于氢和氦的电离能的高能光子流，即所谓的电离光子通量。我们还提出了电离光子通量的时间演化。
2012-09-28 astro-ph.SR
An empirical view of the extended atmosphere and inner envelope of the AGB star R Doradus I. Physical model based on CO lines
本文利用ALMA观测和LIME三维辐射转移模型刻画AGB星R Dor的扩展大气与内包层，揭示其复杂速度场及大气向外流的过渡，并发现两个高密度发射团块，为理解尘埃形成和质量损失过程提供经验约束。
2024-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar effects on the Rb abundances in O-rich AGB stars
我们首次探讨了富氧渐近巨星分支（AGB）恒星的Rb（和Zr）丰度测定的拱星效应，考虑存在的气体拱星信封与径向风。谱合成代码Turbospectrum的一个修改版本被用来处理扩展的大气模型和速度场。分别利用共振7800 A Rb I谱线和6474 A ZrO谱线，测定了5颗具有代表性的、具有不同膨胀速度和金属丰度的富氧AGB星的Rb和Zr丰度。通过使用我们的新的动力学模型，Rb I线轮廓（光球和拱星组件）是非常好的再现。有趣的是，导出的Rb丰度低得多（1-2 dex），在那些富O的AGB星显示出较高的星周膨胀速度。然而，Zr丰度仍然接近太阳值。Rb丰度和Rb/Zr比值的导出显着缓解了目前的问题之间的不匹配的中等质量（4-8太阳质量）的富Rb AGB星的观测和AGB核合成的理论预测。
2014-03-12 astro-ph.SR
Rubidium-rich Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds
麦哲伦云（MC）提供了一个独特的机会，研究恒星演化和核合成的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星在低金属丰度的环境中，距离是已知的。铷是区分高质量AGB星和低质量AGB星或其他类型的天体（如大质量红超巨星）的关键元素。理论上，高质量的AGB预计会产生大量的Rb。我们提出了在MC中发现大量富含Rb的AGB恒星，首次证实这些恒星也存在于其他星系中。我们的研究结果表明，这些恒星通常比AGB星的标准光度极限（Mbol ~ -7.1）更亮。利用现有的理论模型定性地预言了大质量MC AGB的观测结果。然而，这些理论模型与观测到的极高的Rb过丰度还相差甚远。这可能与目前对这些恒星大气层的不完全理解有关。
2011-01-18 astro-ph.SR
Spherically-symmetric model stellar atmospheres and limb darkening I: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for red giant stars
模型恒星大气是理解恒星干涉测量、微透镜、食双星和行星凌日观测的基本工具。然而，计算还包括假设，例如模型的几何形状。我们使用的强度分布计算的平面平行和球对称模型的大气，以确定拟合系数在BVRIHK，CoRot和开普勒波段的临边昏暗使用几种不同的拟合法律，重力暗化和干涉角直径校正。比较每种几何结构的预测变量，我们发现球对称模型几何结构导致对表面重力log g < 3的不同预测。特别是，最常用的临边暗化法律产生的球对称模型大气，这表明需要更复杂的法律的强度分布拟合差。球对称模型的角直径校正范围为0.67至1，而平面平行模型的范围为0.95至1。
2013-05-06 astro-ph.SR
To the problem of spectral mimicry of supergiants
光谱拟态现象指的是超巨星和后AGB超巨星--不同质量的恒星在其演化的不同阶段有着相似的光谱，并且还具有某些其他特征（不稳定和扩展的大气层，膨胀的气体-尘埃包层，高红外过量）。因此，并不总是能够根据光学范围内的单个光谱观测来区分后AGB恒星和超巨星。光谱模拟的例子介绍了在长期监测高光度恒星的过程中，使用特殊天体物理观测台6米望远镜获得的均匀、高质量的光谱材料。它表明，明确地解决单个恒星的拟态问题，需要确定一整套参数：光度，风参数，光谱能量分布，光谱特征，在大气和星周介质中的速度场，随时间的参数的行为，和大气中的化学元素的丰度。
2017-11-30 astro-ph.SR
Exploring the innermost dust formation region of the oxygen-rich AGB star IK~Tau with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER
众所周知，渐近巨星分支（AGB）中的低质量和中等质量恒星是星系普遍的尘埃提供者。然而，在AGB星的低温扩展大气中，尘埃的形成和加速机制仍然存在争议。我们提出了可见光偏振成像观测的富氧AGB星IK头与SPHERE-ZIMPOL（相位0.27），以及与琥珀干涉观测。用ZIMPOL在伪连续谱中的三个波长（645、748和820 nm）、在656.3 nm的H $α$线和在717 nm的TiO带中观察到IK Tau。在CO第一泛音谱线2.3PDMATHABMN m（R= 12000）附近的波长范围内进行了AMBER观测。SPHERE-ZIMPOL的偏振成像能力使我们能够在空间上分辨距离中心恒星20- 50质量的尘埃云，当与AMBER测量的中心恒星角直径20.7 $\pm$ 1.53质量相结合时，这相当于2- 5 $R_{\star}$。扩散的、不对称的尘埃排放延伸到$\sim$ 73 $R_{\star}$。我们发现，TiO的发射扩展到150质量（15 $R_{\star}$）。CO谱线中的AMBER数据也表明，分子外层大气延伸到$\sim$ 1.5 $R_{\star}$。尘埃团的二维Monte Carlo辐射传输模拟结果表明，尘埃团的偏振强度和线偏振度可以用小尺度的散射粒子来合理解释。（0.1 $μ$ m）Al $_{2}$ O $_{3}$、MgSiO $_{3}$、或Mg $_{2…
2019-07-12 astro-ph.SR
Indicators of Mass in Spherical Stellar Atmospheres
质量是最重要的恒星参数，但它不能直接观测到一颗恒星。球形模型恒星大气的特征是光度（$L_\star$）、质量（$M_\star$）和半径（$R_\star$），现在观测可以直接确定$L_\star$和$R_\star$。我们计算了红巨星和红超巨星的球形模型大气，这些红巨星和红超巨星的$L_\star$和$R_\star$在每种类型的恒星的特征值上保持不变，但$M_\star$是变化的，我们搜索了预测的通量谱和表面亮度分布，以寻找随质量变化的特征。对于这两类恒星，我们发现在表面亮度分布和通量谱中恒星质量的相似特征。光谱特征以前已经被用来确定$\log_{10} (g)$，现在可以观察到非二元红巨星或红超巨星的光度和半径，球形模型恒星大气可以用来从目前可实现的光谱确定恒星的质量。表面亮度随质量的变化比目前的恒星成像所能分辨的要小一些，但它们的优点是对大气的详细化学成分不太敏感。
2013-02-20 astro-ph.SR
High-resolution optical spectroscopy of the post-AGB supergiant V340 Ser (=IRAS 17279$-$1119)
在超巨星V340 Ser（=IRAS 17279 $-$ 1119）的光谱中发现了扩展大气中风变率和速度分层的一些证据，这些光谱是由6米BTA望远镜以R $\ge$ 60000的光谱分辨率拍摄的。H $α$线有一个P Cyg剖面，其吸收分量（V=+34 km/s）形成于靠近星周环境的膨胀大气的上层。根据300-550个对称金属粒子的位置，计算了四个日期的平均速度，其精度优于$\pm0.1$ km/s：Vr=59.30、60.09、58.46和55.78 km/s。许多低激发金属线具有反P Cyg轮廓。它们的发射分量的平均位置Vr=46.3 $\pm$ 0.4 km/s，与由对称散射推断的速度有系统的差异，表明在超巨星扩展大气中存在速度梯度。NaI D线的多分量剖面包含星际分量Vr=-11.2 km/s、星周分量Vr=+10 km/s和在大气上层形成的分量Vr=+34.0 km/s。在光谱中确定的20-30个弥散星际带（DIBs）的平均速度Vr（DIBs）=-11.6 $\pm0.2$ km/s，与星际NaI和KI分量的速度一致。氧三重态的等效宽度W（7774）=1.25 A对应于恒星Mv $\approx-4.6^m$的绝对星等，考虑到总的（星际+星周）消光，导致到恒星d $\approx$的距离为2.3 kpc。
2020-10-15 astro-ph.SR
Global 3D radiation-hydrodynamical models of AGB stars with dust-driven winds
恒星风的对流和质量损失是形成渐近巨星分支恒星及其演化的两个动力学过程。观测和早期的3D模型表明，巨大的对流单体导致了高对比度的表面强度模式，并有助于尘埃云的起源。我们研究的形成和由此产生的属性的尘埃驱动的风从AGB星，使用新的全球3D模拟。用CO 5 BOLD程序模拟了两颗M型AGB星的动力学内部结构、大气层和风加速区。这些第一个全球3D模拟是基于频率相关的气体不透明度，它们具有硅酸盐颗粒随时间变化的冷凝和蒸发。对流和脉动自洽地出现，使我们能够推导出风的特性（例如，质量损失率和流出速度），而不依赖于这些过程的参数化描述。与纯径向脉动的一维模型相比，三维模型中由对流和脉动引起的激波覆盖了大部分，但不是整个球体，导致大气层的斑块状非球形结构。由于尘埃的凝结主要取决于气体的密度，新的尘埃云主要形成在大气冲击的密集尾迹中，在那里尘埃可以有效地生长。由此产生的新形成的尘埃的cluerous分布导致了复杂的三维形态的扩展大气和风加速区，同时流入和流出区域接近恒星。高度非球形的等温线和恒星附近的短寿命冷气袋是突出的特征。有效的尘埃形成比温度的球形平均值更接近恒星，在密集的区域，晶粒生长速度高于平均水平。
2023-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wind acceleration in AGB stars: Solid ground and loose ends
冷的发光AGB星的风通常被认为是由尘埃颗粒的辐射加速驱动的，这些尘埃颗粒形成于由脉冲诱导的冲击波产生的扩展大气中。尘埃粒子通过吸收或散射恒星光子获得动量，并通过碰撞拖动周围的气体粒子，引发外流。这种情况下，在这里被称为脉冲增强粉尘驱动外流（PEDDRO），已经通过了一系列关键的观测测试，模型已经从经验和定性发展到越来越自我一致和定量。一个可靠的质量损失理论是恒星和星系化学演化大图景中的一个重要组成部分，也是确定AGB恒星对星系尘埃预算贡献的核心。在这篇综述中，我讨论了目前对风加速度的理解，并指出了理论家和观察家需要进一步努力的领域。
2015-05-27 astro-ph.SR
Spherically symmetric model stellar atmospheres and limb darkening II: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for FGK dwarf stars
临边昏暗是解释行星凌日、食双星、光学/红外干涉测量和微透镜事件观测的基本成分。然而，这种建模传统上表示由一个简单的法律，有一个或两个系数，已来自平面平行模型恒星大气，这已经做了许多研究人员的临边暗化。最近，研究人员已经超越了平面平行模型，并考虑了其他几何形状。我们以前研究了冷巨星和超巨星的球对称和平面平行模型恒星大气的边缘变暗系数，在这次调查中，我们将同样的技术应用于FGK矮星。我们提出了边缘暗化系数，重力暗化系数和干涉角直径校正从阿特拉斯和SAtlas模型恒星大气。我们发现，球度是很重要的，即使是矮模型大气，导致显着差异的预测系数。
2013-06-27 astro-ph.SR
(Re)solving Mysteries of Convection and Mass Loss of AGB Stars: What New Models and Observations Tell Us About Long-Standing Problems
最近的进展，在高空间分辨率的技术，跨越波长从视觉到无线电制度，导致新的有价值的见解复杂的动力学大气的渐近巨星分支（AGB）的恒星和他们的风形成的地区。引人注目的例子是光球层和尘埃形成层的不对称和不均匀性的图像，这些图像在几个月的时间尺度上变化。这些特征可能与3D星箱模型预测的大尺度对流有关。此外，高分辨率的观测使测量尘埃凝结距离成为可能，它们提供了关于冷巨星附近尘埃颗粒的化学成分和大小的信息。这些都是建立风加速的现实模型和发展AGB恒星质量损失的预测理论的基本约束，这是恒星和星系化学演化模型的关键组成部分。
2016-10-27 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
Abundance analysis for long-period variables II. RGB and AGB stars in the globular cluster 47\,Tuc
渐近巨星分支（AGB）星在星系重元素富集过程中起着关键作用。由于其大幅度的变化，元素丰度的测量是一个非常具有挑战性的任务，尚未以令人满意的方式解决。在我们以前的工作之后，我们使用流体静力学和动力学模型大气模拟观测到的高分辨率近红外光谱的12个可变和不变的红巨星在球状星团47 Tuc。47颗Tuc红巨星在重要参数（质量、金属丰度、光度）上都有独立的特征。主要目的是比较合成光谱的动力学模型与观测光谱的47 Tuc变量。假设这些低质量恒星的上巨星分支的丰度不变，我们的目标是估计大气动力学对丰度测定的影响。我们对47 Tuc中5颗不变红巨星的C/O和12 C/13 C比值进行了新的测量。我们测量的7颗变星的等效宽度与非变星有很大的不同，并且不能用流体静力学或动力学模型大气再现。尽管如此，动力学模型比任何流体静力学模型更适合观测到的长周期变量谱。对于某些光谱特征，在脉动周期内由动力学模型预测的线强度的变化给出了与具有变化的温度和恒定的表面重力的流体静力学模型序列相似的值。
2014-06-25 astro-ph.SR
Evolution from Spherical AGB Wind to Multipolar Outflow in Pre-Planetary Nebula IRAS 17150-3224
我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵在350 GHz连续谱和CO J=3-2谱线上绘制了行星前星云IRAS 17150-3224的图，角分辨率约为0”.09。在星云的中心探测到一个连续源，沿着赤道平面拉长，很可能是围绕着中心源的尘埃环。在赤道面中央连续谱源的两侧也检测到连续谱发射，这可能是由于准直快风与赤道包络材料的相互作用。沿着光学波瓣检测CO发射。虽然视叶呈双极型，但CO图显示它实际上是由两个重叠的双极流出组成的四极流出。另外两个年轻的双极外流也检测到CO，一个在低纬度和其他沿赤道平面。在CO的位置-速度图，蓝移的吸收条纹检测流出的排放量，由于吸收一系列的壳产生的一系列渐近巨分支（AGB）风喷射。通过模拟AGB风和外流的形态学和运动学，我们发现，AGB风可以结束约1300年前，四极外流喷出约350年前，和两个额外的双极外流喷出约280和200年前，分别。外流可以由来自爆炸的子弹产生，也可以由具有随时间变化的喷射速度的旋进准直快风产生。
2019-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
