Do evolved stars in the LMC show dual dust chemistry?
我们研究了大麦云星云中一组演化的M星，它们具有特殊的光谱能量分布。虽然$9.7~μ$ m特征来自硅酸盐颗粒，但整个红外数据似乎表明存在额外的无特征尘埃物种。我们建议，这些来源的拱星信封的特点是由双重尘埃化学，内部区域，窝藏碳质颗粒，和外部区域，由硅酸盐，铁和氧化铝尘埃颗粒填充。根据比较结果从恒星模型描述的尘埃形成过程中，我们推断，这些恒星下降低质量（$M < 2~M_{\odot}$）的对象，形成$1-4$陀螺前，目前正在发展无论是在后AGB阶段或通过后脉冲阶段，当壳CNO核活动暂时熄灭。可能的意见能够确认或忽略本假设进行了讨论。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tomography of silicate dust around M-type AGB stars I. Diagnostics based on dynamical models
在演化的渐近巨星分支恒星中观察到的大量质量损失通常归因于两个步骤的过程：由脉冲诱导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。详细的风模型表明，M型AGB星的外流可能是由光子散射在无铁硅酸盐颗粒大小约为0.1 - 1 $μ$ m。由于晶粒温度较低，这些不含铁的硅酸盐可以在恒星附近凝聚，但它们不会产生在M型AGB恒星中经常观察到的中红外特征。然而，很可能硅酸盐颗粒在远离恒星的过程中逐渐富含铁，达到一定程度，颗粒温度保持在升华温度以下，但足够高以产生发射特征。我们调查是否在内部风区，这是相关的粮食成分的变化，粮食温度的差异，可以检测到与目前的干涉技术，以把约束风机制。为了研究这一点，我们使用径向结构的大气和风的M型AGB星，产生的一维辐射流体动力学代码达尔文。光谱能量分布被发现是一个穷人的指标不同的温度分布，因此是不是一个很好的工具，用于区分不同的情况下，不断变化的谷物成分。然而，空间分辨干涉观测具有很大的潜力。它们甚至显示了不含铁的硅酸盐（在2-3个恒星半径处发现）的特征，与光谱能量分布相反。观测基线探测的空间尺度约为4个恒星半径及以上，适合于追踪颗粒成分的变化，因为这是铁富集的影响应该被发现的地方。
2017-09-28 astro-ph.SR
Dust properties and disk structure of evolved protoplanetary disks in Cep OB2: Grain growth, settling, gas and dust mass, and inside-out evolution
本文给出了Cep OB 2区34颗中低质量恒星的31个TTS和IRAM/1.3mm观测的Spitzer/IRS光谱。包括我们以前发表的数据，我们分析了56个TTS和3个中等质量的恒星在Tr 37（~ 400万年）和NGC 7160（~ 1200万年）的硅酸盐特征。硅酸盐发射特征很好地再现与无定形（橄榄石，镁橄榄石，和二氧化硅化学计量）和结晶颗粒（镁橄榄石，顽火辉石）的混合物。我们探索晶粒尺寸和磁盘结构使用辐射转移磁盘模型，发现大多数对象遭受了重大的演变（晶粒生长，沉降）。大约有一半的磁盘显示由内而外的演变，要么灰尘清除内孔或径向依赖的灰尘分布，通常有较大的颗粒和更多的沉淀在最里面的磁盘。典型的强硅酸盐的功能，但需要存在的小灰尘颗粒，并可以解释为根据颗粒大小，异常的灰尘分布，和/或光学薄的尘埃种群内磁盘间隙的差异沉降。M型恒星往往比K型天体有更弱的硅酸盐发射和更陡的SED。推断出的低尘埃质量与相对较高的气体吸积率形成强烈对比，表明全球颗粒生长和/或异常的气尘比。过渡盘（TD）在Cep OB 2区域显示强烈的加工颗粒，这表明它们主要是由尘埃演化和沉降。最后，罕见但引人注目的在年老时具有强烈吸积作用的盘的存在揭示了一些非常巨大的盘可能仍然存在于颗粒生长，引力不稳定和行星形成中。
2011-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mid-infrared spectroscopy of SVS13: Silicates, quartz and SiC in a protoplanetary disc
我们提出了$N$带（8 $-$ 13 $μ$ m）的光谱观测的低质量，嵌入前主序星密近双星系统SV 13。吸收特征被清楚地检测到，这是由于无定形硅酸盐，结晶镁橄榄石，结晶顽火辉石和退火SiO $_{2}$。最有趣的是，SVS 13周围的封套或圆盘中的尘埃的主要成分似乎是SiC，需要充分模拟总强度和偏振光谱。碳化硅是一种以前只在富碳恒星大气光谱中发现的物质，它是一种尘埃冷凝物。它在星际介质中还没有被明确地识别出来，以前也从未在分子云中被识别过，更不用说在靠近形成中的恒星的地方了。然而，在陨石中已经发现了太阳前的SiC颗粒，这可能表明SVS 13和我们自己的太阳系演化之间存在有趣的相似之处。光谱的独特性表明，我们要么是在一个短暂的进化阶段捕获SVS 13，要么是SVS 13本身有一些特殊之处，使其在年轻恒星中很罕见。我们推测各自的尘埃物种的物理起源，以及为什么他们都同时向SVS 13。提出了两种设想：一个磁盘不稳定性引起的碎片，随后的局部加热和轨道演化首先退火最初无定形硅酸盐，然后分散其结晶产品在整个拱星盘;和一个新发现的冲击加热机制之间的界面拱星和拱双星盘提供结晶过程。作用于富碳颗粒材料的这些机制中的一个或两个也可以可行地产生SiC特征。
2015-05-21 astro-ph.SR
Dust Formation and Winds around Evolved Stars: The Good, the Bad and the Ugly Cases
冷发光巨星，特别是渐近巨星分支星，是宇宙尘埃最重要的来源之一。它们扩展的动力大气层是颗粒形成的地方，并在辐射压力的驱动下引发外流，导致相当大的恒星质量损失和星际介质富含新产生的元素。这篇评论总结了目前对这些恒星中尘埃形成和风的理解，勾勒出一个在可能的冷凝物范围内识别关键类型尘埃颗粒的标准系统。首先概述了冷动力大气中尘埃形成的具体条件，详细讨论了颗粒作为风驱动器的作用，以及它们对冷巨星和星周环境的可观测性质的影响。关于文献，特别注意当前的发展，例如，关于M型AGB星中硅酸盐颗粒的Fe含量和尺寸的争论，这是风机制的关键问题，或者在空间分辨观测和巨星及其尘埃包层的3D建模方面的最新进展。
2009-03-30 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
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
On the metallicity dependence of crystalline silicates in oxygen-rich asymptotic giant branch stars and red supergiants
我们研究了富氧演化恒星中结晶硅酸盐的发生，研究范围包括金属丰度和质量损失率。有人建议，结晶硅酸盐特征强度随质量损失率的增加而增加，这意味着晶格结构和风密度之间的相关性。为了验证这一点，我们分析了斯皮策IRS和红外空间天文台SWS光谱的217富氧渐近巨星分支和98个红超巨星在银河系，大，小麦哲伦云和银河系球状星团。这些包括一系列的光谱形态，从光谱丰富的表现出丰富的结晶和无定形硅酸盐功能的“裸”（无尘）恒星。我们结合光谱和光度观测与GRAMS网格的辐射转移模型推导出（灰尘）的质量损失率和温度。然后，我们测量23、28和33微米处的结晶硅酸盐带的强度。我们在恒星中探测到了结晶硅酸盐，其尘埃质量损失率超过3 dex，下降到约10^-9太阳质量/年。在质量损失率较高的天体中，结晶硅酸盐的检测更为普遍，尽管质量损失率最高的天体没有显示出23微米的特征，这可能是由于镁橄榄石颗粒的低温，或者可能表明23微米的谱带由于高柱密度而被吸收。此外，我们检测到的结晶硅酸盐矿物学的变化与金属，顽火辉石越来越多地看到在低金属。
2012-08-24 astro-ph.GA 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
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
Spitzer spectra of evolved stars in omega Centauri and their low-metallicity dust production
利用新的Spitzer IRS光谱研究了银河系球状星团欧米茄半人马座14颗贫金属（[Fe/H] = -1.91 ~-0.98）巨星周围的尘埃产生。这个样本包括星团的后AGB和碳星，因此是第一个对贫金属（[Fe/H] < -1）星群中尘埃产生的代表性光谱研究。只有更多的金属丰富的恒星V6和V17（[Fe/H] =-1.08，-1.06）显示硅酸盐发射，而其他五颗中红外过量的恒星只显示出一个无特征的连续体，我们认为这是由金属铁尘埃颗粒造成的。我们对V42的金属丰度进行了研究，发现它可能是富金属族的一部分（[Fe/H] ~ -0.8）。除了AGB后的恒星V1，我们没有发现星团中大部分贫金属（[Fe/H] < -1.5）的恒星-包括碳星-产生可检测到的尘埃量。我们将尘埃产生与Las Campanas天文台的麦哲伦/克莱望远镜获得的恒星H-α线轮廓进行了比较，发现最强的散射器（V6，V17和V42）中的脉动令人震惊，但所有其他恒星都有外流的证据。我们的结论是，尘埃产生的开始并不意味着离开恒星的物质发生根本性变化。我们的数据增加了越来越多的证据表明，在贫金属、富氧的恒星中，金属铁主导着尘埃的产生，但尘埃可能不是这种质量金属度制度中风的主要加速剂。
2011-04-27 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
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
Characterizing the Population of Bright Infrared Sources in the Small Magellanic Cloud
我们使用斯皮策的红外光谱仪（IRS）观测恒星的小麦哲伦云（SMC）从中途空间实验（MSX）点源目录中选择。我们专注于富氧演化恒星的尘埃特性，它显示出比银河系恒星更少的氧化铝。这种差异可能是由于SMC的金属丰度较低，但也可能是一种选择效应：SMC样本中包含了更多更亮、质量更大的恒星。SMC星沿硅酸盐序列的分布看起来更像银河系红超巨星，而不是渐近巨星分支星（AGB）。虽然许多是绝对的AGB，但一些SMC恒星显示出热底部燃烧的证据。其他来源显示混合化学（富氧和富碳特征），包括具有PAH排放的超巨星。MSX SMC 134可能是SMC中第一个被确认的硅酸盐/碳星，而MSX SMC 049是后AGB候选者。MSX SMC 145，之前是一颗候选OH/IR星，实际上是一颗AGB星，其背景星系z=0.16，沿着同一视线。我们考虑的整体特性的所有{ \em MSX}源，最红外明亮的对象在SMC中，在光{ \em斯皮策}的较高的灵敏度和分辨率，并将它们与预期的对象类型从原来的选择标准。这个人口代表了詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）在更遥远的星系中看到的情况。使用IRS光谱和JWST中红外滤波器的色-色图显示了如何将演化恒星与年轻恒星物体（YSO）分开，并区分不同的YSO类别。
2016-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
ISM Dust Grains and N-band Spectral Variability in the Spatially Resolved Subarcsecond Binary UY Aur
10微米的硅酸盐特征是年轻的星周盘中尘埃颗粒生长和行星形成的基本诊断。斯皮策太空望远镜彻底改变了对这一特征的研究，但由于它的小口径（85厘米），它不能在最近的恒星形成区（~140 pc）的距离上空间分辨出小/中分离双星（<3”; <420 AU）。大型的6- 10米地面望远镜和中红外仪器可以分辨这些系统。本文利用MMTAO/BLINC-MIRAC 4中红外光谱仪对0.88”双星UY Aur进行了空间分辨。然后，我们将我们的光谱与斯皮策/IRS（未解析）光谱进行比较，并从IRTF/MIRAC 2，Keck/OSCIR和Gemini/Michelle中解析图像，这些图像是在过去十年中拍摄的。我们发现UY Aur A具有非常原始的ISM状颗粒，UY Aur B具有形状异常的硅酸盐特征，这可能是其盘中前景消光的混合发射和吸收的结果。我们还找到了证据，通过比较合成光度法从我们的光谱与解决成像从以前的时代在UY Aur A和UY Aur B的变化。UY Aur A的光度变化可能表明硅酸盐发射本身是可变的，就像最近在EX Lupi中发现的那样。否则，热连续性是可变的，要么像ISM一样的尘埃从未进化过，要么它正在被补充，也许是UY Aur的环双星盘。
2010-01-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
A breath of fresh air: Oxygen enhancement from silicate sublimation during early protostellar evolution
Leiden University（莱顿大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Purdue University（普渡大学）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
本研究通过JWST和ALMA观测证实，I型原恒星HOPS-68正处于类似太阳系行星形成t=0时刻的阶段，其内部硅酸盐升华使氧含量增强，或表明原恒星演化存在持续氧增强阶段。
2026-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polycyclic aromatic hydrocarbons and molecular hydrogen in oxygen-rich planetary nebulae: the case of NGC6720
演化的恒星是多环芳烃（PAH）和尘埃颗粒形成的主要来源。它们的星周化学通常被称为富氧或富碳，尽管双尘埃化学物体，其红外光谱显示硅酸盐和碳尘埃特征，也是已知的。这种双重尘埃化学的确切起源和性质尚不清楚。斯皮策-IRS对附近富氧行星状星云NGC 6720的中红外光谱成像显示了11.3微米芳香族（PAH）发射带的存在。这归因于中性多环芳烃的排放，因为在7至8微米范围内没有观察到条带。多环芳烃的空间分布与暖团分子氢的空间分布密切相关。从中性多环芳烃和温暖的H2的排放很可能产生与密集的结，位于主环内的光解区域。多环芳烃的存在与先前获得的高丰度的游离碳（相对于CO）表明，在富氧环境中的局部条件也可以成为有利于原位形成的大碳质分子，如多环芳烃，通过自下而上的化学途径。在这种情况下，同一个恒星源可以使星际介质富含富氧尘埃和大的碳分子。
2015-11-27 astro-ph.SR
Numerical modeling of thermal dust polarization from aligned grains in the envelope of evolved stars with updated POLARIS
该研究用更新版 POLARIS 与 MRAT 机制模拟 IK Tau 包层热尘埃偏振，量化颗粒漂移、磁场、颗粒成分及 RAT-D 对偏振度的影响。
2024-12-04 astro-ph.GA 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
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
Red supergiants in M31 and M33 II. The Mass Loss Rate
质量损失是红超巨星的一个重要活动，它影响着红超巨星的演化和最终命运。由于方法上的差异和样本的不完全性，以往的RSG质量损失率（MLR）估计结果存在显著的离散性。随着UKIRT/WFCAM近红外观测、LGGS和PS1光学观测质量和深度的提高，M31和M33中的RSG根据亮度和颜色得到了较完整的识别。从这个有史以来最大的样本中的两个星系中的约2000个物体，MLR是通过拟合观测的光学到中红外光谱能量分布（SED）与1-D尘埃辐射转移模型的DUSTY代码而得出的。发现RSG的平均MLR约为$2.0\times10^{-5}{\text{M}_\odot}/\text{yr}$，气尘比为100，这使得RSG对星际尘埃的总贡献在M31中约为$1.1\times10^{-3}{\text{M}_\odot}/\text{yr}$，在M33中约为$6.0 \times10^{-4}{\text{M}_\odot}/\text{yr}$，与演化的低质量恒星相比，这是一个不可忽略的来源。根据尘埃的性质将MLR分为无定形硅酸盐尘埃、无定形碳尘埃和光学薄尘埃3类，讨论了MLR与恒星参数、红外辐射通量和颜色的关系，并分别与硅酸盐尘埃和碳尘埃的MLR进行了比较。
2021-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of SiO band emission from Galactic B[e] supergiants
B[e]超巨星（B[e] SG）是在短暂的过渡阶段演化的大质量恒星。在这一阶段，这些物体喷射出大量的物质，这些物质积累在一个星周盘状结构中。排出的物质通常是致密和凉爽的，为分子和尘埃冷凝以及丰富的持续化学提供了摇篮。除了在开普勒轨道上围绕恒星旋转的尘埃和CO的排放外，人们对这些盘的化学成分知之甚少。由于大质量恒星在其整个生命周期中都保持着富氧的表面成分，因此可以预期会形成其他氧基分子。由于SiO是第二稳定的氧化合物，我们开始了一项观测活动，以寻找第一泛音SiO发射带。我们获得了高分辨率的近红外L-波段光谱的银河系B[e] SG的样品与报告CO带发射。我们清楚地检测到CPD-52 9243中的SiO第一泛音带的发射，以及HD 62623，HD 327083和CPD-57 2874中微弱发射的指示。从模型拟合，我们发现，在所有这些恒星的SiO带旋转加宽的速度低于观察到的CO带形成区域，这表明SiO形式在更大的距离从恒星。因此，寻找和分析这些带对于研究星周盘的结构和运动学是至关重要的，因为它们跟踪CO带形成区的互补区域。此外，由于SiO分子是硅酸盐尘埃的组成部分，他们的研究可能会在尘埃形成的早期阶段提供见解。
2015-01-28 astro-ph.SR
Three planets transiting the evolved star EPIC 249893012: a hot 8.8-M$_\oplus$ super-Earth and two warm 14.7 and 10.2-M$_\oplus$ sub-Neptunes
我们发现了一个新的行星系统，其中有三颗凌日行星，一颗超级地球和两颗次海王星，它们围绕G8\，IV-V演化恒星EPIC\，249893012运行（$M_\star$ \，=\，1.05\，$\pm$\，0.05\，$M_\odot$，$R_\star$ \，=\，1.71\，$\pm$\，0.04\，$R_\odot$，$T_\mathrm{eff}$ \，=5430\，$\pm$\，85\，K）.恒星刚刚离开主序星。我们将\ktwo \测光与IRCS自适应光学成像和HARPS，HARPS-N和CARMENES高精度径向速度测量相结合，以确认行星系统，确定恒星参数，并测量三颗行星的半径，质量和密度。内行星b的轨道周期为$3.5949^{+0.0007}_{-0.0007}$天，质量为$8.75^{+1.09}_{-1.08}\ M_{\oplus}$，半径为$1.95^{+0.09}_{-0.08}\ R_{\oplus}$，内核为镍铁合金，地幔为硅酸盐（$ρ_b= 6.39^{+1.19}_{-1.04}$ g cm $^{-3}$）。轨道周期分别为$15.624^{+0.001}_{-0.001}$和$35.747^{+0.005}_{-0.005}$天的行星c和d，质量和半径分别为$14.67^{+1,84}_{-1.89}\ M_{\oplus}$和$3.67^{+0.17}…
2020-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Witnessing the Emergence of a Carbon Star
在演化的后期，类太阳恒星将核燃烧的产物带到表面。宇宙中的大多数碳被认为来自质量高达几个太阳质量的恒星。虽然富氧和富碳的演化恒星之间存在着化学上的二分法，但挖掘本身从未被直接观察到。然而，在过去的30年里，一些恒星被证明在其拱星包层中显示出富含碳和氧的物质。有两种模型可以解释这种双重化学：一种假设是，在渐近巨星分支期间，恒星内部核合成产生的碳最近被挖掘出来，改变了恒星的表面化学。另一个模型假设富氧物质存在于围绕中心恒星的稳定开普勒旋转中。这两个模型对富氧物质的位置做出了矛盾的、可检验的预测，要么比富碳气体离恒星更远，要么在稳定的圆盘中离恒星非常近。使用红外天文同温层观测台（SOFIA）望远镜上的微弱物体红色CAmera（FORCAST）仪器，我们获得了富含碳的行星状星云（PN）BD+30 3639的图像，其中既有富含碳的多环芳烃（PAH），也有富含氧的硅酸盐尘埃。利用SOFIA优越的光谱覆盖范围，并利用三维光电离和尘埃辐射转移模型，我们证明了富O物质分布在星云外部的壳层中，而富C物质分布在星云内部。这些观测结果与模型相结合，表明该天体中双重化学物质的恒星表面成分最近发生了变化。这是距今约1000年前发生的挖掘的证据。
2015-04-13 astro-ph.SR
Seimei KOOLS-IFU mapping of the gas and dust distributions in Galactic PNe: the origin and evolution of DdDm1
本研究通过多波段观测与数据驱动分析，精确测量了银河系最贫碳行星状星云 DdDm1 的物理参数，证实其由约 1 倍太阳质量、低金属丰度单星演化而来且未经历第三次 dredge-up，为低质量贫金属恒星演化及银河系化学增丰提供了新见解。
2025-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two examples of how to use observations of terrestrial planets orbiting in temperate orbits around low mass stars to test key concepts of planetary habitability
在围绕质量非常低的恒星的温和轨道上的类地行星可能以与太阳系行星，特别是地球非常不同的方式演化。然而，由于这些行星是第一批能够并将能够利用现有和即将推出的望远镜进行深入大气层，云层和表面表征的行星，因此我们需要制定最佳的观测策略，以最大限度地提高这些表征的科学回报。在这里，我讨论并扩展了Bean et al.（2017）和Turbet al.（2019）的最新工作，以表明在非常低质量恒星周围的温带轨道上运行的类地行星可能是一个很好的行星样本，可以测试被认为控制太阳系行星（特别是地球）可居住性的过程的普遍性。精确测量位于宜居带内外的行星的密度或大气CO2浓度，可以用来统计测试可居住性概念，如硅酸盐风化反馈，CO2冷凝或失控的温室，这些已被确定为控制金星，火星和地球现在和过去可居住性的关键过程。
2020-05-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
SRGA J181414.6-225604: A new Galactic symbiotic X-ray binary outburst triggered by an intense mass loss episode of a heavily obscured Mira variable
我们提出了SRGA J181414.6-225604的发现和多波长表征，这是一个在SRG/ART-XC巡天期间发现的银河系硬X射线瞬变。利用Palomar Gattini-IR巡天的数据，我们确定了一个时空一致的可变红外（IR）源，IRAS 18111-2257，并将其归类为一个非常晚型（M7-M8），长周期（$1502 \pm 24$天）和发光（$M_K\approx -9.9 \pm 0.2$）富O的Mira施主星，位于$\approx 14.6^{+2.9}_{-2.3}$ kpc的距离。结合多色测光数据在过去的$\approx 25$年，我们表明，红外对应物经历了最近（开始$\approx 800$天前的X射线耀斑）增强质量损失（达到$\approx 2.1 \times 10^{-5}$ M $_\odot$年$^{-1}$）插曲导致在一个不断扩大的尘埃壳模糊的基础恒星。来自Swift、NICER和NuSTAR的多历元后续观测揭示了一个$\approx 200$长达一天的X射线爆发，达到了$L_X \approx 2.5 \times 10^{36}$ erg s $^{-1}$的峰值亮度，其特征在于与光学厚康普顿化等离子体一致的重吸收（$N_{\rm H} \approx 6\times 10^{22}$ cm $^{-2}$）X射线光谱。X射线的光谱和时间行为表明，在…
2022-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
