Giant Planet Occurrence in the Stellar Mass-Metallicity Plane
恒星性质与系外行星出现率之间的相关性可用于为未来行星搜索工作的目标选择提供信息，并为行星形成过程提供有价值的线索。我们分析了1194颗恒星的样本从加州行星调查的目标，以确定经验的函数形式描述的可能性恒星窝藏一个巨大的行星作为其质量和金属丰度的函数。我们的恒星样本范围从质量低至0.2 Msun的M矮星到质量高达1.9 Msun的中等质量次巨星。与先前的研究一致，我们的样本在所有恒星质量下都表现出行星-金属丰度相关性;拥有巨行星的恒星比例为f \propto 10^{1.2 [Fe/H]}。我们可以排除演化恒星之间的平坦金属丰度关系（98%的置信度），这表明具有行星的恒星的高金属丰度不太可能是由于对流包层的污染。“我们的数据还排除了[Fe/H]< 0的恒定行星发生率，这表明巨行星在亚太阳金属丰度下继续变得更加罕见。我们还发现，行星的出现增加与恒星质量（f \propto Mstar），其特征是从3.5%左右的M矮星（0.5 Msun）到14%左右的A星（2 Msun），在太阳的金属丰度。我们认为，恒星性质和巨行星发生之间的相关性是行星形成的核心吸积模型的有力支持证据。
2010-05-24 astro-ph.EP 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
Co-spatial Long-slit UV/Optical Spectra of Ten Galactic Planetary Nebulae with HST/STIS II. Nebular Models, Central Star Properties and He+CNO Synthesis
本研究报告有两个目的。首先，我们采用新的HST/STIS光谱和光电离模拟技术，确定了八个行星状星云（IC 2165，IC 3568，NGC 2440，NGC 3242，NGC 5315，NGC 5882，NGC 7662和PB 6）的祖先质量。其次，我们第一次能够比较每个对象的观测星云的氦，碳和氮的丰度与这些相同的元素的丰度预测的恒星模型，是一致的每个对象的祖质量。重要结果包括：（1）我们的天体中心星的质量范围与其他PN中心星和白矮星的质量分布很好地匹配;（2）我们的天体中He/H都高于太阳，在大多数情况下可能是由于预测的第一次疏浚效应; 4）我们的天体的C/O与O/H似乎是负相关的，这可能与理论家的结论一致，即从第一次挖掘开始的大气碳富集程度对一个参数敏感，该参数的值随着金属丰度的下降而增加; 5）恒星模型对星云C和N富集的预测与观测到的祖星质量<=1.5 Msun的丰度一致。最后，我们给出了NGC 5315和NGC 5882的第一个光电离模型。
2015-10-05 astro-ph.SR
Lithium abundance in atmospheres of F- and G-type supergiants and bright giants
本文对55颗银河系F、G超巨星和亮巨星的6707.8A共振二重态Li I进行了非定域热力学平衡丰度分析。锂丰度log ε（Li）可以分为三组，即：（i）10颗富锂巨星，log ε（Li）= 2.0-3.2（所有10颗都是F-型或A9星）;（ii）13颗G-至K-型恒星，锂丰度在log ε（Li）= 1.1-1.8的窄范围内;（iii）所有其他恒星都提供锂丰度的上限。导出的Li丰度与2-15 Msun星的理论预测进行了比较。我们的结果与理论基本一致。特别是，大多数节目明星缺乏可检测的锂是可以解释的。比较结果显示，这些恒星可能以质量M分为两组，即M < 6 Msun and M >6 Msun。所有log ε（Li）> 2.0的富锂巨星和超巨星的质量M < 6 Msun; log ε（Li）= 1.1-1.8的13颗恒星中有11颗，特别是M < 6 Msun的恒星，与非旋转2-6 Msun恒星模型预测的第一次挖掘后表面丰度log ε（Li）= 1.4吻合得很好。在M > 6 Msun的范围内没有富锂的恒星，这与理论预测一致，即F和G超巨星以及M > 6 Msun的巨星不能显示出可探测的锂。我们注意到，目前的理论似乎无法解释某些恒星的Li丰度，即（i）一些相对低质量的富Li巨星（M < 6 Msun），其高Li丰度伴随着相当高的旋转速度或大量的氮过剩与…
2012-12-25 astro-ph.SR
Gravitational settling in pulsating subdwarf B stars and their progenitors
在恒星演化的静止阶段，原子的扩散是很重要的。特别是在亚矮星B星的非常薄的惰性包层中，扩散运动将在短时间尺度上显著改变包层结构和表面丰度。此外，次矮星将继承其直接祖先的扩散效应，即红巨星分支尖端附近的巨星。这将影响亚矮星B的整体演化和脉动性质。研究了引力沉降、热扩散和浓度扩散对亚矮星B演化和脉动的影响。我们的扩散恒星模型进行了比较，没有扩散的模型。我们从1和3兆太阳ZAMS祖先构建了质量为0.465兆太阳的亚矮星B模型。低质量恒星在高能闪光中点燃了氦，而中等质量恒星则温和地开始了氦聚变。对于每一种祖细胞类型，我们计算了一系列的原子扩散和不扩散。红巨星中的原子扩散导致氦点火开始时的氦核心质量更大。我们发现，增加0.0015 Msun为1 Msun模型和0.0036 Msun为3 Msun模型。第一次疏浚后，对红巨星表面丰度的影响很小。由于氢的向外扩散，扩散型亚矮星B模型的演化轨迹向低表面重力和低有效温度方向移动。这既影响激发模式的频率又影响整个频谱。特别是后非简并sdB星的结构和脉动发生了巨大的变化，证明了在这些恒星中原子扩散是不可忽略的。
2009-12-23 astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of low mass AGB stars at different metallicities (II): the FRUITY database
通过使用更新的恒星低质量恒星模型，我们可以系统地研究发生在AGB星的核合成过程中，当这些对象经历经常性的热脉冲和第三次疏浚事件。在本文中，我们提出了专门的AGB星的核合成数据库：FRUITY（更新的同位素表和产额的法国知识库）数据库。一个基于网络的交互式界面允许用户免费下载完整的（从H到Bi）同位素组成，因为它在每三次挖掘事件后都会发生变化，并且模型产生的恒星产量也会发生变化。这里讨论第一组AGB模型，其质量范围为1.5 <M/Msun <3.0，金属丰度为1e-3 <Z <2e-2。对于每个模型，提供了物理和化学演变的详细描述。特别是，我们说明的S-过程的细节，我们评估的理论不确定性，由于采用模型对流和质量损失的参数化。由此产生的核合成的情况下，检查比较理论[HS/LS]和[Pb/HS]的比率从现有的丰度分析的s-增强的恒星。平均而言，这些光谱指数的金属丰度的变化很好地再现了理论模型，虽然在一个给定的金属丰度的预测蔓延是远远小于观察到的。这种差异的可能解释进行了简要讨论。第三次挖掘效率的独立检查由C星光度函数提供。由此导出了银河系盘和麦哲伦云的理论C星光度函数。我们通常发现与观察结果很好的一致。
2011-09-06 astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of low mass AGB stars
经历周期性第三次挖掘事件的热脉冲AGB恒星的包络线富含轻元素和重元素，涉及p，α和n的复杂内部核合成的灰烬捕获了数百种稳定和不稳定的同位素。本文提出了低质量AGB星（2 Msun）的新模型，其金属丰度范围在Z=0.0138（太阳）和Z=0.0001之间。主要特点是：i）一个完整的核网络（从H到Bi）耦合到恒星演化代码，ii）质量损失-周期-光度关系，基于长周期变量的可用数据，ii）C-和/或N-增强的混合物的分子和原子不透明度，适合于第三次挖掘引起的包层的化学修改。对于每个模型的物理和化学演变的详细描述，此外，我们提出了一套统一的产量，全面的所有化学物种（从氢到铋）。主要的核合成位点是薄的13 C口袋，它形成于每三个疏浚事件后的核心-包膜过渡区。这13 C口袋的形成是引入一种新算法的主要副产品，该算法在对流包络的内边界处形成对流元素的速度分布：详细讨论了该算法的物理基础和校准。不同模型的最终表面组成反映了不同恒星星族的AGB星的初始铁种子含量和物理结构的差异。在不同的[Fe/H]条件下，本征C星的[hs/ls]指数与观测值基本一致。
2009-02-06 astro-ph.SR
Galactic planetary nebulae with precise nebular abundances as a tool to understand the evolution of asymptotic giant branch stars
我们提出了核合成预测（HehocCl）从渐近巨分支（AGB）模型，从所有的对流边界扩散超射，在金属丰度范围Z/4 < Z <2 Zsun。它们是比较最近精确的星云丰度在银河系行星状星云（PNe）的样本，分为双尘埃化学（DC）和氧尘埃化学（OC）根据红外尘埃功能。与我们最近分析的银河碳尘化学PNe的类似子样本不同，这里的个别丰度误差，较高的金属丰度分布，以及某些PNe中不确定的尘埃类型/亚型，无法明确确定两个PNe样本的AGB祖质量（和形成时期）;因此，比较更侧重于逐个对象的基础上。最低的金属丰度OC PNe演化自低质量（~1 Msun）O-丰富的AGB，而较高的金属丰度的（所有不确定的灰尘分类）显示类似的DC PNe的化学模式。与最近的文献一致，DC PNe主要来自经历热底部燃烧（HBB）的高质量（M > 3.5 Msun）太阳/超太阳金属丰度AGB，但在获得更准确的C/O比之前，不能忽视低质量AGB中的其他形成通道，如额外混合，恒星旋转，双星相互作用或He预富集。DC PNe中的两个物体显示了先进的CNO处理和深二次挖掘的印记，这表明祖先质量接近极限，可以演变为核心坍缩超新星（超过6 Msun）。如果得到证实，其实际C/O比率表明受到第三次挖掘的污染，从而否定了这种高金属丰度块状AGB的化学成分完全被六溴代二苯改变的假设。
2016-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution and formation of ultramassive white dwarf stars: The case for a 9Msun progenitor
Instituto de Física, Universidade Federal do Rio Grande do Sul（南里奥格兰德联邦大学物理研究所）
研究通过模拟9个太阳质量主序星演化出的超大质量白矮星，揭示其形成过程及冷却特性，首次完整计算了TP-SAGB和post-AGB阶段。
2026-03-11 astro-ph.SR
The s-Process in Low Metallicity Stars. II. Interpretation of High-Resolution Spectroscopic Observations with AGB models
本文将100颗贫金属碳星和富硫星（CEMP-s）的高分辨率光谱观测结果与文献Ⅰ提出的渐近巨星分支（AGB）核合成理论模型（M = 1.3，1.4，1.5，2 Msun，-3.6 < [Fe/H] <-1.5）进行了比较。在这些物体中检测到的s-过程增强与双星系统相关：更大质量的同伴通过热脉冲AGB阶段（TP-AGB）更快地进化，在内部He-intershell中合成s-元素，这些元素在第三次疏浚（TDU）事件期间部分疏浚到表面。第二个观测到的低质量的同伴成为CEMP-s的质量转移的C和S丰富的材料从初级AGB。我们分析了轻元素C、N、O、Na和Mg，以及两个s过程指标[hs/ls]（其中ls = <Y，Zr>是N = 50处的轻s峰，hs = <La，Nd，Sm>是N = 82处的重s峰）和[Pb/hs]。我们区分了具有高s-过程增强的CEMP-s，[hs/Fe] > 1.5（CEMP-sII）和轻度s-过程增强的恒星，[hs/Fe] < 1.5（CEMP-sI）。为了解释观察结果，... .对个别恒星的详细分析将在论文III中提供。
2011-08-02 astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of AGB stars at different metallicities (III): intermediate mass models, revised low mass models and the ph-FRUITY interface
我们提出了一组新的中等质量AGB星（4.0，5.0和6.0 Msun）在不同金属丰度（-2.15<=Fe/H]<=+0.15）下的模型。它整合了已经包含在FRUITY数据库中的低质量AGB星（1.3<=M/M<=3.0）的现有模型集。我们描述的物理和化学演化的计算模型从主序列的AGB阶段结束。由于效率较低的第三次疏浚事件，具有大核心质量的模型显示出适度的表面增强。后者是由于脉冲间相位短，热脉冲弱。此外，对流层底部的高温阻止了它深入辐射底层。根据初始恒星质量的不同，重元素核合成由不同的中子源控制。特别地，更大质量的模型的s-过程分布由\nean ~反应主导，该反应在热脉冲期间被有效地激活。在低金属丰度，我们的模型进行热底部燃烧和热三次疏浚。我们比较我们的理论最终的核心质量，以现有的白矮星的观测。此外，我们量化的权重，中间质量模型的碳星光度函数。最后，我们介绍了FRUITY网络界面的升级，现在还包括数据库（ph-FRUITY）中包含的所有模型的TP-AGB阶段的物理量。
2015-07-27 astro-ph.SR
The occurrence of Binary Evolution Pulsators in the classical instability strip of RR Lyrae and Cepheid variables
单恒星演化不允许极低质量的恒星在哈勃时间内穿过经典不稳定带（IS）。然而，在双星演化框架内，一旦考虑质量转移（MT），低质量恒星可以出现在IS内部。在双星系统OGLE-BLG-RRLYR-02792中发现了低质量0.26 Msun RR的类天琴座变星，由此触发了我们对IS中类似双星的发现，建立了一类新的低质量变星.它们被称为二元演化脉冲器（BEPs），以强调组件之间的相互作用，这对于进入IS之前的大量质量损失至关重要。我们模拟人口的500 000富含金属的二进制和报告，28 143组件的二进制系统经历严重的MT（损失高达90%的质量），其次是至少一个IS交叉的亮度范围内的RR天琴座（RRL）或造父变星。这些系统中有一半在4岁之前进入IS。BEP显示出各种物理和轨道参数，最重要的是BEP质量范围为0.2-0.8 Msun，轨道周期范围为10-2500 d。仅根据光变曲线，BEPs可能被错误地归类为真正的经典变星，因此它们会分别以0.8%和5%的水平污染真正的RRL和经典造父变星。我们指出，大多数的BEPs将保持未被检测到，我们讨论相关的检测限制。
2016-12-14 astro-ph.SR
Tc-rich M stars: platypuses of low-mass star evolution
文献报道的富锝M星（利特尔-马列宁和利特尔（1979年）; Uttenthaler等人（2013年））是令人费解的对象，因为没有锝的同位素的半衰期超过几百万年，而99 Tc是s过程路径上寿命最长的同位素，预计只有在富含其他s过程元素（如锆）的热脉冲恒星中才能检测到。碳也应该是富集的，因为它是在同一时间，在渐近巨星分支（AGB）上的每个热脉冲之后被疏浚出来的。然而，这些富含Tc的天体被归类为M星，这意味着它们既没有任何明显的锆增强（否则它们将被标记为S型星），也没有任何大的碳过剩（在这种情况下，它们将是碳星）。在这里，我们提出了第一个详细的化学分析的富Tc的M-型星，即S-Her。我们首先确认检测的Tc线，然后分析其碳和s-过程的丰度，并得出结论，它的演化状态。了解这些富Tc的M星是一个重要的步骤，以限制阈值光度的第三次疏浚和组成的s-过程喷出物在第一次热脉冲的AGB的第一次发生。
2022-01-08 astro-ph.SR
The 13C Pocket in Low Mass AGB Stars
众所周知，低质量的热脉冲渐近巨星分支星在化学演化中起着重要的作用。它们合成了银河系中约30%的碳，并对重元素（A>80）的核合成做出了重要贡献。相关的核合成位点是富氦中间区（小于10^{-2} Msun），在那里发生α（2 α，γ）12 C反应和种子核（主要是铁）上的慢中子捕获。一个关键因素是核过程和对流混合之间的相互作用。正是内部对流区和外部对流区的部分重叠，使得富含C和重元素的物质被挖掘出来。我们回顾了在过去的50年中所取得的进展，在AGB星的s过程的理解，特别注意的主要中子源的识别和特定的物理条件，使这一重要的核合成。
2009-04-27 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
Nucleosynthetic yields of intermediate-mass primordial to extremely metal-poor stars
节录。我们的目标是更好地解释演化和命运，并确定原始和EMP金属丰度之间的中等质量恒星（Z = 1e-10，1e-8，1e-7，1e-6和1e-5）的更新核合成产额。我们还探讨了最古老的中等质量恒星的核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段的不确定性。我们使用Monash-Mount Stromlo恒星演化代码MONSTAR分析了模型从其主序列到热脉冲AGB（TP-AGB）到其演化的最新阶段的演化。结果用代码MONSOON进行后处理，该代码允许测定高达62Ni的77种物质的核合成产率。正如在以前的作品中报道的那样，我们在我们的最低质量最低Z模型中确定了质子摄入事件（PIEs）。Z = 1e-10和Z = 1e-8的模型，在一个狭窄的初始质量范围内，大约5 Msun，经历了热脉冲的停止，它们作为I1/2型超新星的最终命运不能被丢弃。所有初始质量约为6 - 7 Msun的模型都经历了腐蚀性的第二次疏浚，并在其外壳中经历了显着的金属富集。这使他们能够发展出类似太阳的TP-AGB或TP-super-AGB，最终成为白矮星。除了那些经历热脉冲的停止，我们所有的模型都显示出有效的第三次疏浚和热底燃烧的核合成签名，与激活的NeNa循环和MgAlSi链。这导致大量CNO的产生，典型的[N/Fe]> 4），以及特征丰度标记[N/Fe]>[C/Fe]>[O/Fe]。由于输入物理的差异（主要涉及对流和对流边界）…
2022-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the necessity of composition-dependent low-temperature opacity in metal-poor AGB stars
在金属丰度Z > 0.001的低质量（M <3 Msun）渐近巨星分支（AGB）恒星模型中，成分依赖的低温不透明度的重要性最近得到了证明（例如Marigo 2002; Ventura & Marigo 2010）。它对更多贫金属、中等质量（M > 2.5Msun）模型的意义还有待研究。我们表明，它包含在较低的金属丰度模型（[Fe/H] < -2）是必要的，不存在阈值金属丰度低于组成依赖的分子不透明度可以忽略。我们发现它是至关重要的，在所有中等质量的模型研究（[Fe/H] < -2和2.5 < M/Msun < 5），因为表面化学的演变，包括数量级的增加，在丰富的分子形成物种。它对这些模型的影响反映了以前报道的高金属丰度模型-半径增加，Teff减少，质量损失加快，热脉冲AGB寿命缩短，第三次疏浚产物浓缩减少（3至10倍），以及热底燃烧的质量限制增加。我们发现，低金属丰度模型的演变与成分相关的低温不透明度是相对独立的初始金属丰度，因为它的贡献的不透明度是远远超过了由于疏浚的变化。我们的研究结果意味着氮增强贫金属恒星的预期数量显着减少，这可能有助于解释它们的观测不足。我们注意到，这些发现部分是我们模型中采用的宏观物理学的产物，特别是Vassiliadis & Wood（1993）的质量损失率，它强烈依赖于半径。
2014-01-30 astro-ph.SR
Evolution and CNO yields of Z=10^-5 stars and possible effects on CEMP production
我们的主要目标是更深入地了解中等质量，极贫金属（EMP）恒星的演化和最终命运。我们还旨在研究它们的C，N和O产率。利用莫纳什大学的恒星演化程序，我们计算并分析了金属丰度Z = 10^-5、质量在4 ~ 9太阳质量之间的恒星从主序星到晚期热脉冲（超）渐近巨星分支TP-（S）AGB相的演化。我们的模型星经历了一个强大的C，N和O包层富集，无论是由于第二次dredge-up，dredge-out现象，或在TP-（S）AGB阶段早期的第三次dredge-up。因此，它们的晚期演化类似于金属丰度较高的天体。当使用TP-（S）AGB阶段质量损失率的标准公式时，计算出的恒星在其核心达到克拉塞卡质量之前就失去了大部分包层，因此我们的标准模型无法预测Z = 10^-5恒星发生SNI 1/2。然而，我们发现，质量损失率仅减少一个数量级，在这种金属丰度下特别不确定，将阻止包层的完全喷射，使恒星要么爆炸为SNI 1/2，要么成为电子捕获SN。我们的计算停止，由于不稳定的底部附近的对流信封，阻碍了进一步的收敛，并留下剩余的信封质量之间的0.25 M_太阳为我们的4 M_太阳模型和1.5 M_太阳为我们的9 M_太阳模型。我们提出了两套C，N和O产量来自我们的充分计算和计算下两个不同的假设，即，不稳定性导致几乎瞬间损失的残余信封或恒星恢复和进行进一步的热脉冲。我们的研究结果对宇宙的早期化学演化有影响。
2013-09-03 astro-ph.SR
Evolution of massive population III stars with rotation and magnetic fields
[摘要]我们提出了一个新的网格的大质量人口III星模型，包括旋转对恒星结构和化学混合的影响，以及角动量传输的磁矩。基于网格，我们还提出了一个相图旋转的大质量Pop III星的预期最终命运。我们的非旋转模型变得比以前的文献中的模型更红，在这项研究中采用了更大的超调参数。特别是，在我们的非旋转超大质量恒星模型（>~200 Msun）中观察到氦核心物质对流进入氢包层，这对化学产额可能很重要。另一方面，恒星的自转速度越高，其颜色就越蓝，亮度也越高。与没有磁场的模型相比，我们的模型具有足够高的初始旋转速度，可以更早地达到临界旋转，并因此失去更多的质量。最引人注目的旋转效果是发现与所谓的化学均匀演化（CHE），这是观察到有限的质量和旋转速度范围。CHE有几个重要的结果：1）初级氮和电离光子都大量产生。2)初始质量范围为13 - 84 Msun时，满足伽马射线暴祖先的条件。3)Ibc型的对不稳定超新星预计为84 - 190 Msun; 4）脉动对不稳定超新星和GRB可能发生在同一个约56 - 84 Msun的祖先，这可能会显著影响随后的GRB余辉。我们发现，对于质量非常大的恒星（> 190 Msun），CHE不会发生，在这种情况下，氢包层膨胀到红超巨星阶段，最终的角动量太低，无法产生任何由旋转驱动的爆炸事件。
2012-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Very low mass white dwarfs with a C-O core
具有C-O核的白矮星（WD）的质量下限通常被假定为大约0.5 Msun。因此，低质量的WD通常被认为是氦核残余。然而，当原始恒星的初始质量在1.8~3 Msun之间时，对应于所谓的红巨星（RGB）相变，在RGB顶端的氢耗尽核的质量为0.3 <M_H/Msun <0.5。在这个著名的恒星演化理论结果的支持下，我们研究了形成质量M <0.5 Msun的C-O WDs的可能性。计算了初始质量约为2.3 Msun的前WD演化恒星在RGB阶段发生异常质量损失事件，并导致形成富He或富CO核心的WD。还描述了所得WD的冷却顺序。我们表明，C-O WD的最小质量约为0.33 Msun，因此He和C-O核心WD都可以存在于0.33 - 0.5 Msun的质量范围。为本文计算的模型提供了理论工具，以确定观测对应的非常低质量的残余物与C-O核心之间的那些通常归因于He核心WD人口中的逐渐增长的样本中观察到的WD的低质量。此外，我们表明，中央氦燃烧阶段的剥离后代的2.3 Msun星持续时间越来越长，总质量减少。特别是，M = 0.33 Msun的模型需要大约8亿年才能耗尽其中心氦，这比标准的2.3 Msun恒星的值长三倍多：它是迄今为止最长的核心氦燃烧寿命。最后，我们发现在氦燃烧的壳阶段的引力不稳定性的发生。
2009-09-15 astro-ph.SR
Asymptotic Giant Branch models at very low metallicity
本文给出了一个金属含量很低（Z= 5 × 10 ~（-5），相当于[Fe/H]=-2.44）的低质量模型（初始质量M=1.5 Msun）的演化.我们发现，在开始的AGB阶段，质子被摄入的信封在底层的对流壳层所产生的第一个充分发展的热脉冲。这个特殊的阶段之后是第三次深层挖掘事件，它将新合成的13 C，14 N和7 Li带到表面。一个标准的TP-AGB进化，然后，如下。在质子摄取阶段，获得非常高的中子密度，并有效地激活s过程。因此，我们采用了一个由大约700种同位素组成的核网络，由1200多个反应连接起来，我们将它与模型的物理演化耦合起来。我们详细讨论了表面化学成分的演变，从质子摄取到TP-AGB阶段结束。
2009-04-27 astro-ph.SR
Study of the Thermal Pulsation of AGB Stars
本文对3 M $_{\odot}$中的第三次发现进行了系统的研究。该模型从主序列发展到渐近巨分支（AGB）。中等质量恒星是重要的，因为它们通过慢中子捕获核合成做出了重要贡献。这项工作的目的是深入了解AGB星在热脉动过程中的行为。这项调查是基于扩展的数值模拟的演变阶段和完整的，一致的AGB模型计算。特别是，脉动过程中的对流结构将进行研究，特别强调史瓦西边界的稳定性分析，最终将确定第三次疏浚（以下简称TDUP）的发生。我们提供了一个简短的描述，我们更新的进化代码，并主要集中在14热脉冲后获得TDUP。我们详细说明了非标准的治疗对流称为“过冲”，其效率在实现TDUP事件与热脉动（氦壳闪光）。然而，我们对TDUP事件背后的物理知识以及对超调机制的理论描述存在令人尴尬的差距，因此在恒星建模中没有得到适当的处理。这并不奇怪，特别是对于恒星模型中对流等重要混合机制的过度简化描述。然而，由于这样的事件驱动的$^{13}$ C核合成的兴趣，以下的S-过程激活，我们提出了一个全面的评估，这个过程及其影响的计算将进一步进行不同的方向。
2014-10-07 astro-ph.SR
Dust and Chemical Abundances of the Sagittarius dwarf Galaxy Planetary Nebula Hen2-436
利用ESO/VLT FORS 2、Magellan/MMIRS和Spitzer/IRS谱估计了人马座（Sgr）矮球星系行星状星云Hen 2 -436的元素丰度。我们首次探测到了[F II] 4790 A、[Kr III] 6826 A和[P II] 7875 A的候选谱线，并成功地估算了这些元素的丰度（[F/H]=+1.23，[Kr/H]=+0.26，[P/H]=+0.26）。我们提出了PNE和富C星之间的C，F，P和Kr丰度之间的关系。F和Kr的检测支持了F和Kr与C一起在同一层中合成并通过第三次挖掘带到表面的想法。我们利用光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）估算了N^2+和O^2+的丰度。由O ORL和O CEL导出的丰度之间的差异>1 dex。为了研究PN中心星的状态、星云条件和尘埃性质，我们构造了一个有云的理论SED模型。通过比较中心恒星的光度和温度与理论演化轨迹，我们得出结论，祖星的初始质量可能是~1.5-2.0 Msun，年龄是AGB阶段后~3000年。观测到的元素丰度可以用初始质量为2.25 Msun，Z=0.008和LMC组成的恒星的理论核合成模型来解释。我们估计尘埃质量为2.9 × 10 ^-4兆太阳能（仅无定形碳）或4.0 × 10 ^-4兆太阳能（无定形碳和PAH）。假设大部分观测到的尘埃是在最后两次热脉冲期间形成的，尘埃与气体的质量比为5.58 × 1…
2010-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low metallicity AGB models: H profile in the 13C-pocket and the effect on the s-process
13 C（a，n）16 O反应是低质量渐近巨星支（AGB）星的主要中子源，主要的和强的s过程组分在这里合成。在第三次疏浚（TDU）事件后，13 C在He-intershell顶层形成的薄口袋中辐射燃烧，通过质子捕获丰富的12 C。因此，需要将一些质子从富氢包层混合到富氦区域中。然而，这种混合情节的起源和效率仍然是有争议的问题，因此，13 C口袋的形成代表了影响AGB模型的不确定性的一个重要来源。本文分析了M = 2 Msun，[Fe/H] =-2.3的AGB模型中13 C口袋形成区域氢分布的变化对s元素核合成的影响。特别是，我们集中在三个同位素（89 Y，139 La和208 Pb），选择作为代表的三个S-过程峰。
2010-05-17 astro-ph.SR
The impact of the revised $^{17}$O$(p,α)^{14}$N reaction rate on $^{17}$O stellar abundances and yields
上下文在恒星内部经过CNO循环处理的物质富含17 O。当来自恒星表面的混合过程到达这些层时，就像恒星变成红巨星并经历第一次疏浚时发生的那样，17 O的丰度增加。这种现象解释了在质量大于1.5 M_ \solar的RGB星中观测到的16 O/17 O的下降。因此，星际介质不断受到富含17 O的演化恒星风的污染。目的。最近，地下核天体物理实验室（LUNA）合作发布了17 O（p，alpha）14 N反应的改进速率。在本文中，我们讨论了修订率的影响，在恒星表面的16 O/17 O比和17 O恒星产额。方法.我们计算了初始质量为1 ~ 20 M_（\solar）的恒星模型，并将采用修正的~（17）O（p，alpha）~（14）N速率所得结果与采用以前的速率所得结果进行了比较。结果第一次疏浚后的16 O/17 O比比以前获得的大约20%。在第二次和第三次打捞的情况下，发现了可以忽略不计的变化。尽管较大的17 O（p，α）14 N率，我们证实了以前的说法，红巨星分支的额外混合过程，通常被用来解释在明亮的低质量巨星中观察到的低碳同位素比，轻微影响16 O/17 O比。AGB额外的混合事件可能的影响进行了讨论。总的来说，17 O的净产额比以前估计的要小15 ~ 40%，特别是质量在2 ~ 20 M_ \solar之间的恒星。结论. 17 O（p，alpha）14 N速率的修正对解释在演化巨星、星尘…
2016-11-02 astro-ph.SR
The origins of low-luminosity supernovae: the case of SN 2016bkv
本文研究了低光度超新星SN 2016 bnx及其早期特殊的相互作用。为此，我们使用CMFGEN代码计算辐射转移模型。由于SN 2016 bnc显示出与其祖先排出的物质相互作用的迹象，它提供了一个很好的机会来限制导致低光度超新星的不确定的演化通道。我们的模型表明，祖先的质量损失率为（6.0 +- 2.0）x 1 e-4 Msun/yr（假设速度为150 km/s）。表面的祖先丰度与太阳的He和CNO含量是一致的。如果SN 2016 b的前身是一颗恒星，那么它就是一颗奇怪的红超巨星，因为某种原因没有经历预期的挖掘。我们认为，祖先更有可能通过二元相互作用进化。一种可能性是主星吸积了伴星上未经处理的物质，避免了进一步的旋转和对流混合，直到超新星爆发。另一种可能性是与低质量恒星合并，主恒星保持低N丰度直到核心崩溃。考虑到现有的合并模型，我们只能对爆炸前的质量施加大约10-20 Msun的宽松约束，根据星云阶段以前的观测约束，更低的值更受欢迎。
2021-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
New PARSEC evolutionary tracks of massive stars at low metallicity: testing canonical stellar evolution in nearby star forming dwarf galaxies
通过计算新的大质量恒星模型，我们扩展了恒星演化轨迹的{ \sl \，PARSEC}库，从14 \Msun到350 \Msun。输入物理学与{ \sl \，PARSEC}~V1.1版本中使用的相同，但质量损失率考虑了文献中的最新更新。我们专注于低金属丰度，$Z$ =0.001和$Z$ =0.004，其中贫金属矮不规则星形成星系，六分仪A，WLM和NCG 6822，提供了简单而强大的工作台。模型再现相当好的观测到的CMD，但恒星的颜色分布表明，预测的蓝色环是不够热的典型程度的超调模型。在一个温和的扩展混合在中央氢燃烧的框架内，唯一的方法来调和的差异是，以提高在第一次疏浚-UP的对流信封（EO）的底部的过冲。重现所观察到的环路所需的混合尺度，EO=2 \HP或EO=4 \HP，肯定大于从例如，在低质量恒星中观察到的RGB隆起的位置。这种效应，如果得到证实，将意味着在正式史瓦西边界以下的混合尺度对恒星质量或光度的强烈依赖。用标准的包络超调值再现观测到的CMD特征，需要的金属丰度明显低于这些星系的测量值。其他量，如恒星形成率和初始质量函数，对这种效应只有轻微的敏感性。未来的研究将考虑其他金属丰度和不同的混合方案。
2014-10-07 astro-ph.SR
The mass-ratio and eccentricity distributions of barium and S stars, and red giants in open clusters
为了确定质量转移前后系统的区别，将钡星和S星的质量比分布和周期偏心率（P-e）图与Mermilliod等人（2007）的疏散星团中的红巨星样本进行比较。从对星团双星质量比分布的分析中，我们发现了一个伴星质量在0.58到0.87 Msun之间的系统，这是典型的白矮星。它们占样品的22%，因此是候选后质量转移系统。在（P-e）图中占据与钡星和S星相同轨迹的这些候选者中，只有33%（= 4/12）显示出以s-过程过量形式的质量转移的化学特征（从相当温和的-约0.3 dex -到更极端的-约1 dex）。这些富含s过程的星团星显示出明显的倾向，它们位于样本中金属丰度最低的星团中，证实了经典的预测，即s过程核合成在低金属丰度时更有效（我们样本中唯一的强钡星位于金属丰度最低的星团中，即，NGC 2420中173号恒星，[Fe/H] = -0.26）。s-过程过剩与簇关闭（TO）质量没有明显的相关性（这种相关性反而暗示了稀释因子的重要性）。我们还发现了一个温和的钡星在NGC 2335，一个大的TO质量为4.3 Msun的集群，这意味着中等质量的AGB星仍然运行的s-过程和第三个dredge-up。
2016-09-16 astro-ph.SR
Two-dimensional simulations of mixing in classical novae: the effect of the white dwarf composition and mass
上下文经典新星是发生在恒星双星系统中的爆炸现象。它们的动力来自低质量主序星向白矮星（CO或ONe）的质量转移。物质积累10+4 - 10+5年，直到在简并条件下点燃，导致热核失控。释放的核能产生约0.1 - 0.4 GK的峰值温度。在这些事件中，富含中等质量元素（相对于太阳丰度）的10-7 - 10-3 Msun被喷射到星际介质中。然而，大的金属丰度增强和不均匀分布的化学物种的高分辨率光谱中观察到的喷射新星壳的起源还没有完全理解。目标。最近的多维模拟表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性，在核心包层界面操作，可以自然地产生自富集的吸积包层的物质从底层的白矮星在符合观测的水平。然而，这样的多维模拟已经进行了少量的情况下，和大部分的参数空间仍然是未开发的。方法.在这里，我们调查的疏浚，驱动的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，白矮星质量在0.8-1.25 Msun和不同的核心组成（CO丰富和ONe丰富的基板）。我们提出了一套五个数值模拟进行了二维旨在分析可能的影响的白矮星质量（和组成）的金属丰度增强和爆炸特性。结果我们观察到更大的混合（在相同条件下测量时高出约30%），在我们停止模拟的时候，富含ONe的基底比富含CO的基底和更大质量的白矮星有更多的能量爆发。
2018-07-27 astro-ph.SR
s-Process in Low Metallicity Stars. I. Theoretical Predictions
在星系晕中观测到大量富含s过程元素的碳增强贫金属星（CEMP-s）。这些低质量恒星（M ~ 0.9 Msun）位于主序星或红巨星阶段，并且不经历第三次疏浚（TDU）事件。s-过程的增强最可能是由于在一个双星系统中，在渐近巨星分支（AGB）阶段（现在是一颗白矮星）时，一个更大质量的伴星吸积的结果。为了解释的光谱观测，更新的AGB模型需要详细遵循的s-过程核合成。我们目前的核合成计算的基础上获得的AGB恒星模型与FRANEC（弗拉斯卡蒂-拉夫森-牛顿演化代码）的低初始恒星质量和低金属丰度。对于一个给定的金属丰度，广泛传播的s-过程元素的丰度是通过改变13 C的量和它的配置文件中的口袋，其中13 C（a，n）16 O反应是主要的中子源，释放中子在辐射条件下，在脉冲间阶段。我们还占第二个中子源22 Ne（a，n）25 Mg，部分激活对流热脉冲。我们讨论了从碳到铋的元素的表面丰度，对于初始质量M = 1.3 - 2 Msun的AGB模型，低金属丰度（[Fe/H]从-1到-3.6）和不同的13 C-口袋效率。特别是，我们分析了三个S-过程峰的相对行为：轻-S（LS在幻中子数N = 50），重-S（HS在N = 82）和铅（N = 126）。需要两个s-过程指标[hs/ls]和[Pb/hs]来描述s-过程分布。在在线材料中，我们提供了一组带有表面预测的数据表。...
2010-02-11 astro-ph.SR
Thermohaline instability and rotation-induced mixing. I - Low- and intermediate-mass solar metallicity stars up to the end of the AGB
大量的光谱观测提供了令人信服的证据，证明非正则过程改变了低质量和中等质量恒星的表面丰度，超出了标准恒星理论的预测。我们研究了太阳金属丰度1-4兆太阳范围内热盐不稳定性和旋转诱导混合的影响。我们提出的演化模型，同时考虑热盐和旋转引起的混合在恒星内部。我们讨论了这些过程对恒星的化学性质的影响，从零年龄的主序列的第二个疏浚结束的早期AGB的中等质量的恒星和低质量的恒星的AGB尖端。模型的预测进行了比较，在银河系疏散星团和具有明确的演化状态的场星，以及在行星状星云中的锂，12 C/13 C，[N/C]，[Na/Fe]，16 O/17 O和16 O/18 O的观测数据。热盐混合同时解释了12 C/13 C，[N/C]和锂在比RGB凸起更明亮的低质量恒星中的观测行为，并且其效率随着初始恒星质量的降低而增加。在TP-AGB上，热盐混合导致锂的产生，尽管7 Li产率仍然为负值。虽然3 He恒星产量大大减少，由于这个过程中，我们发现，太阳金属丰度，低质量的恒星仍然净3 He生产商。旋转引起的混合被发现改变恒星的结构，使在质量范围之间的\sim 1.5和2.2 Msun的热盐不稳定性发生在红巨星分支比非旋转模型。最后，旋转占所观察到的恒星到恒星的丰度变化在一个给定的进化状态，是必要的，以解释CN处理的材料在中等质量的恒星的功能。
2010-06-28 astro-ph.SR
Retired A Stars: The Effect of Stellar Evolution on the Mass Estimates of Subgiants
多普勒巡天显示，质量为1000亿颗的行星出现的频率似乎随着恒星质量的增加而增加。然而，这一结果取决于精确测量演化恒星质量的能力。最近，Lloyd（2011）对多普勒巡天观测中的亚巨星质量提出了质疑。劳埃德认为，很少有可观测到的次巨星的质量大于1.5 Msun，而且大多数次巨星的质量在1.0-1.2 Msun之间。为了研究这一说法，我们使用银河系的恒星星族模型来产生一个全天的恒星分布。我们把使大质量次巨星数量减少的影响，如初始质量函数和恒星演化时间尺度的差异。我们发现，这些影响导致恒星质量估计的系统误差可以忽略不计，与劳埃德预测的大约50%的误差。此外，我们模拟的目标样本实际上包括了相当一部分质量大于1.5 Msun的恒星，主要是因为包含了一个视星等限制导致了一个类似于Malmquist的偏向更大质量的恒星，与劳埃德的体积有限模拟相反。星等的限制，我们的模拟分布的平均值向更高的质量，并导致在一个相对较少的演化恒星的质量范围在1.0-1.2 Msun。我们的结论是，在我们今天的背景下了解恒星的结构和演化，许多次巨星观测多普勒调查确实是作为主序星A的质量。
2013-01-01 astro-ph.SR
Evolution and chemical yields of AGB stars: effects of low-temperature opacities
集中于中低质量恒星所经历的热脉冲渐近巨星分支阶段的研究在许多天体物理学背景中是极其重要的。特别是，它们的化学产额的详细计算对于从星系的化学演化到球状星团形成背后的机制等几个问题至关重要。在影响这一阶段的理论模型的所有不确定性中，以及在文献中描述的，仍然需要充分澄清哪些结果受到使用不充分的低温不透明度的严重影响，在大多数情况下，这些不透明度是根据恒星的原始化学成分计算的，并且不考虑由于第三次挖掘和热底燃烧的发生而引起的表面化学变化。我们的调查就是要调查这一点。通过完整的进化模型，包括新的一套分子不透明度专门与AESOPUS工具计算，我们强调恒星模型，在那些目前在文献中，需要大幅修订，主要是在预测的化学产量。讨论了对流、热底燃烧和低温不透明处理之间的相互作用
2009-07-18 astro-ph.SR
Post-AGB stars in the Magellanic Clouds and neutron-capture processes in AGB stars
我们探索修改目前的情况下，慢中子捕获过程中的渐近巨星分支（AGB）的恒星，以解释铅缺乏后AGB星的低金属丰度（[Fe/H] ~ -1.2）和低初始质量（~ 1 - 1.5 Msun）在大，小麦哲伦云。我们计算了一颗[Fe/H]=-1.3的1.3 Msun恒星的恒星演化和核合成，并测试了导致13 C口袋和质子摄入方案中主要中子源产生的不同质子数量和分布。没有s过程模型可以完全再现在后AGB恒星中观察到的丰度模式。当Pb产量降低时，Eu和Pb之间的元素（例如Er、Yb、W和Hf）的丰度也降低至低于所观察到的丰度。中子俘获过程的中子密度介于s和快速中子俘获过程之间，这可能是解决这个问题的一种方法，并且在低质量、低金属丰度的AGB星中很常见。
2015-09-11 astro-ph.SR
Chemical abundance study of two strongly s-process enriched post-AGB stars in the LMC: J051213.81-693537.1 and J051848.86-700246.9
内容：本文是一个更大的项目的一部分，在该项目中，我们研究了河外后AGB恒星的化学丰度，最终目标是提高我们对AGB第三次挖掘混合过程和S-过程核合成的了解。目的：在本文中，我们研究了两个精心挑选的后AGB星在大麦哲伦星系。有利的大气参数的详细丰度研究和已知的距离相结合，使这些对象的内部AGB的第三次疏浚和s-过程核合成的理想探针，因为它们提供了理论AGB模型的观测约束。方法：我们使用高分辨率光学UVES光谱来确定准确的恒星参数，并进行详细的元素丰度研究。此外，我们使用现有的光度数据来构建红化和光度测定的SED。然后，我们估计从理论后AGB轨道的初始质量。结果：这两颗恒星都显示出与相对较低的C/O比（约1.3）相关的极端s过程富集。我们只能得出上限的铅（Pb）的丰度，这表明没有强大的铅相对于其他S-元素的过剩。与HR图中的理论后AGB演化轨道比较，发现这两颗恒星的初始质量都很低，在1.0到1.5 Msun之间。结论：这项研究增加了迄今为止在麦哲伦星云中数量非常有限的s-过程富集后AGB星上获得的结果。我们发现观测到的和预测的铅丰度之间的差异越来越大，对低金属丰度的所有研究麦哲伦云后AGB星发现到目前为止，以及温和的C/O比。我们发现，所有的s-过程丰富的后AGB星在LMC和SMC研究到目前为止，集群在同一地区的HR图，并与低质量的恒星平均金属丰度低。
2015-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The California Planet Survey II. A Saturn-Mass Planet Orbiting the M Dwarf Gl649
我们报告附近（d = 10.34 pc）M矮星G1649的精确多普勒测量，揭示了一个行星的存在，最小质量Msini = 0.328 Mjup在偏心（e = 0.30），598.3天的轨道。我们的光度监测显示，G1 649是一个新的变星，亮度变化的旋转和十年的时间尺度。然而，这两个时间尺度都与600天的多普勒信号不一致，因此为行星反射运动提供了强有力的支持，作为观测到的径向速度变化的最佳解释。Gl649b是第七颗被多普勒探测到的环绕M矮星的巨行星。因此，行星和主星的性质为我们了解低质量恒星周围的行星形成提供了重要信息。我们根据加州行星巡天的低质量恒星样本（M *<0.6 Msun），修正和改进了M矮星周围巨行星的出现率。我们发现，在M * 0.3 $Mjup和a <2.5 AU的恒星中，f = 3.4 ^{+2.2}-0.9}%.< 0.6 Msun harbor planets with Msini >当我们把分析限制在[Fe/H]>+0.2的富金属星时，我们发现它的出现率为10.7 ^{+5.9}_{-4.2}%。
2009-12-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
CNO enrichment by rotating AGB stars in globular clusters
长期以来，AGB星一直被认为是银河系球状星团中观测到的重要的星与星之间轻元素变化的原因。我们分析了第一代旋转中等质量恒星对第二代球状星团恒星化学性质的主要影响。旋转模型的计算没有磁场和内部重力波的影响。它们解释了纬向流和湍流的输送。我们计算了银河系球状星团所覆盖的金属丰度范围内的初始质量在2.5和8 Msun之间的标准和旋转恒星模型的演化。在中心氦燃烧，旋转混合运输新鲜的CO丰富的材料从核心向氢燃烧的外壳，导致初级14 N的生产。在质量大于M > 4 Msun的恒星中，对流包层在第二次疏浚期间到达这个水库，导致恒星表面和恒星风中的总C+N+O含量大幅增加。相应的污染取决于初始金属丰度。在中低金属丰度时，它与在球状星团低质量恒星中观察到的C+N+O的恒定性不一致。与给定的输入物理，我们的模型表明，大质量旋转AGB星没有塑造在低和中等金属丰度球状星团中观察到的丰度模式。另一方面，我们的非旋转模型不能预测表面C+N+O的增强，因此更适合作为球状星团化学异常的来源，显示出C+N+O的恒定性。然而，目前没有理由认为中等质量的恒星没有旋转。
2009-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Red-Giant Branch Bump Revisited: Constraints on Envelope Overshooting in a Wide Range of Masses and Metallicities
红巨星分支凸起为研究低质量恒星的内部结构提供了有价值的信息。由于目前的模式无法准确地预测混合过程的发生和效率超出对流边界，人们可以使用隆起的光度-诊断的最大扩展的对流信封在第一次疏浚-作为校准器，这样的过程。通过结合小行星地震和光谱限制，我们将对撞击的分析扩展到质量和金属丰度，超出了以前使用球状星团可以获得的分析范围。我们的数据集包括近3000颗由{ \it Kepler}观测到的红巨星和APOGEE光谱。使用统计混合模型，我们能够检测到平均地震参数$ν_{\rm max}$和$\langle Δν\rangle$中的凸起，并表明其观测位置揭示了与模型预期一致的质量和金属丰度的一般趋势。此外，我们的分析表明，标准恒星模型低估了有效混合信封的深度。包括显着的过冲从底部的对流信封，随着金属丰度降低的效率增加，允许再现所观察到的位置的凸块。有趣的是，这种趋势在以前对球状星团的研究中也有报道。
2018-04-18 astro-ph.SR
On the incidence of planet candidates in open clusters and a planet confirmation
在不同年龄的星系团中探测系外行星是一个强大的工具，可以用来理解一些悬而未决的问题，比如行星的出现率如何取决于恒星的金属丰度、质量或恒星环境。我们提出了我们的HARPS长期径向速度（RV）的调查，旨在发现外行星周围的中等质量（2和6 Msun之间）演化恒星的疏散星团的第一个结果。我们从29个疏散星团的初始列表中选择了114个巨星的826个真正的HARPS观测结果，并计算了每个目标的HARPS RV测量值的半峰-峰变化率，即DeltaRV/2，以寻找最佳的行星宿主候选者。我们还进行了时间序列分析的几个目标有足够的观测，以寻找轨道的解决方案。虽然我们试图排除存在的二进制的基础上，以前的调查，我们发现了14个新的二进制候选人在我们的样本，其中大部分是从HARPS和CORAVEL数据之间的比较确定。我们还建议11个新的行星主机候选人之间的关系的基础上，恒星表面重力和DeltaRV/2。其中10个候选者的质量小于3 Msun，显示出大质量恒星的行星出现率很低的证据。其中一颗候选行星和一颗候选双星显示出非常清晰的RV周期变化，使我们能够确认发现了一颗新行星，并计算出双星的轨道解。这颗行星编号为IC 4651 9122 b，最小质量为msini = 6.3 MJ，半长轴a = 2.0 AU。伴星是NGC 5822 201 B，最小质量为msini = 0.11 Msun，半长轴a = 6.5 AU…
2018-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asymptotic Giant Branch stars at low metallicity: the challenging interplay between mass loss and molecular opacities
我们调查的主要物理性质的低金属量渐近巨星分支恒星，目的是量化的不确定性，目前影响这些恒星的预测化学产率，与质量损失和分子不透明度的描述。我们发现，以上的阈值质量，M ~ 3.5Msun的Z=0.001，结果是很少依赖于不透明度的处理，只要热底燃烧防止表面的C/O比超过1，这些大质量的AGB星的产量预计将主要取决于对流的效率，与相对温和的依赖于质量损失的描述。一个更高程度的不确定性与产量较小的模型，这严重依赖于所采用的分子不透明度。存在一个质量区间，比如说2.0-3.0Msun（确切的范围取决于质量损失），其中六溴代二苯甚至可能在含碳分子的不透明性产生的冷却之后消失。这些恒星的产额是最不确定的，氮和钠产额的变化范围最大（高达~ 2dex）。对于非常低质量的模型，没有经历热底部燃烧（M< 1.5Msun），质量损失的描述和对流边界的处理对于第三次疏浚的发生是至关重要的，对CNO产量有相当大的影响。
2010-07-15 astro-ph.SR
Super-AGB Stars and their role as Electron Capture Supernova progenitors
我们审查的生活，死亡和核合成签名的中间质量恒星的范围约为6.5-12 Msun，形成超级AGB恒星接近他们的生命结束。我们研究了不同类型的大质量白矮星（CO，CO-Ne，ONe）之间的临界质量边界和白矮星和超新星之间的临界质量边界，并讨论了在经历电子捕获超新星之后，作为ONe白矮星或中子星（或ONeFe白矮星）结束生命的超级AGB星的相对比例。我们还讨论了其他潜在的单星通道的电子捕获超新星，失败的大质量恒星的贡献。我们描述的因素，影响这些不同的最终命运和质量限制，如成分，对流，旋转，核反应率，质量损失率，和第三次疏浚效率的效率。我们强调的重要性，生产电子捕获超新星的双演化通道。我们讨论了最近的核合成计算和元素产额的结果，并提出了一套新的s-过程重元素产额的预测。我们从银河系的角度评估超AGB恒星核合成的贡献，并考虑在球状星团中看到的多个恒星星族的背景下的（超）AGB方案。包括粉尘生产的最新工作的简要总结。最后，我们结束了讨论的观测限制和潜在的未来进展，研究这些恒星的低质量/高质量的恒星边界。
2017-03-20 astro-ph.SR
NuGrid Stellar Data Set. II. Stellar Yields from H to Bi for Stellar Models with Mzams = 1 to 25Msun and Z = 0.0001 to 0.02
我们在这里提供了一个显着的扩展NuGrid集1模型在质量覆盖率和低金属丰度，采用相同的物理假设。合并后的数据集现在包括初始质量M/Msun = 1，1.65，2，3，4，5，6，7，12，15，20，25，Z = 0.02，0.01，0.006，0.001，0.0001，最低三种金属丰度的α增强成分。这些模型是用MESA的恒星演化程序计算的，并演化到AGB、白矮星阶段或直到核心坍缩。在后处理中用NuGrid mppnp代码计算所有同位素的核合成。爆炸核合成是基于半解析的一维激波模型。金属依赖的质量损失，对流边界混合在低和中等质量模型和H和He核心燃烧大质量恒星模型。在某些恒星模型中对流O-C壳层合并导致奇Z元素P、Cl、K和Sc的大量产生，而在AGB模型中，对流边界混合效率降低以适应其能量反馈。在低质量和大质量恒星模型中，在最低的金属丰度下观察到H-摄入事件，并导致i-过程核合成和大量的N-15生产。提供完整的产量数据表、衍生数据产品和在线分析数据访问。
2018-08-31 astro-ph.SR
The extremely low metallicity star SDSS J102915+172927: a subgiant scenario
对星系晕星SDSS J102915+172927的光谱分析表明，它的重元素丰度非常低，Z < 7.4 10-7，[Fe/H] = -4.89 ± 0.10，C丰度上限[C/H] <-4.5。低的C/Fe比将这个天体与大多数其他极端贫金属的恒星区分开来。有效温度和表面重力已被确定为Teff = 5811 +/-150 K和log g = 4.0 +/-0.5。表面重力的估计是有问题的，因为它把恒星放在赫罗图的主序星和次巨星之间。如果假设这颗恒星位于主序星上，则它的质量和估计值分别为M = 0.72 +/-0.06 Msun和L = 0.45 +/-0.10 Lsun，距离为1.35 +/-0.16 kpc。锂丰度的上限是A（Li）< 0.9，这与恒星是矮星的假设不一致，假设混合只是由于对流。在本文中，我们提出SJ 102915是一个亚巨星，它的Z值比目前观测到的要高得多，这与理论预测的低质量恒星形成所需的最低C和/或O丰度一致。在这种情况下，极低的Z和低锂丰度的结果，重力沉降的主序列，其次是不完全对流疏浚在亚巨星演化。所观察到的铁丰度需要初始铁丰度相比，C和O，我们解释为形成SJ 102915发生在附近的Ia型超新星增强。
2013-02-12 astro-ph.SR
Super and massive AGB stars - IV. Final fates - Initial to final mass relation
我们探索大质量中等质量恒星的最终命运计算详细的恒星模型从零年龄的主序列，直到接近年底的热脉冲阶段。这些超级AGB和大质量AGB恒星模型的质量范围在5.0和10.0 Msun之间，金属丰度范围为Z=0.02-0.0001。我们分别探讨了质量极限M_up，M_n和M_mass，碳燃烧开始时的最小质量，中子星形成时的最小质量，以及铁核坍缩超新星的最小质量，以此来约束白矮星/电子俘获超新星的边界。我们给出了大质量和超大质量白矮星的理论初终质量关系，并确定了混合CO（Ne）白矮星的质量范围。我们预测的电子捕获超新星（EC-SN）率较低的金属丰度显着低于现有的值，从文献中的参数研究。我们得出结论的EC-SN通道（单星和关键的假设是质量损失率的选择）是非常狭窄的初始质量，最多约0.2兆太阳。这意味着在所有引力坍缩超新星中，约有2- 5%是金属丰度范围Z=0.02 - 0.0001的EC-SNe。随着我们选择的质量损失处方和计算核心增长率，我们发现，在我们的金属丰度范围内，CO核心不能增长到足够大的规模进行1.5型SN爆炸。
2014-10-20 astro-ph.SR
$s$-Processing in AGB Stars Revisited. II. Enhanced $^{13}$C Production Through MHD-Induced Mixing
慢中子俘获是产生大约$50\%$的比铁重的元素的原因，主要发生在低质量恒星的渐近巨星分支阶段（$1$ $\lesssim M$ /M $_{\odot}$ $\lesssim$ $3$），其中主要的中子源是$^{13}$ C（$α$，n）$^{16}$ O反应。后者由局部产生的$^{13}$ C激活，通过将氢部分混合到富氦层中形成。在这里，我们提出了第一次尝试描述的物理机制形成的$^{13}$ C水库，研究磁浮力引起的质量循环，而不增加新的自由参数已经参与恒星建模。我们的方法代表的应用程序，恒星层相关的$s$处理，最近的精确，分析的2D和3D模型的磁流体动力学过程中的对流信封在进化的恒星的基础上，以促进下行流的信封材料的质量守恒，在发生的疏浚现象。我们发现，质子渗透的特点是小浓度，但扩展到一个大的分数质量的氦层，从而产生$^{13}$ C水库的几个$10^{-3}$ M $_{\odot}$。随后的$^{13}$ C富集区具有几乎平坦的轮廓，而仅发生有限的$^{14}$ N产生。为了验证我们的新发现的影响，我们展示了如何占太阳的比例，我们的大型$^{13}$ C-水库的主要$s$组件核的丰度允许我们解决一些迄今无法解释的功能后AGB对象的丰度分布。
2015-12-21 astro-ph.SR
On the Mass and Metallicity Distributions of the Parent AGB Stars of O-rich Presolar Stardust Grains
陨石中的前太阳颗粒形成于AGB恒星的样本中，这些恒星在4.6 Gyr前的太阳系起源的~1 Gyr内结束了它们的生命。太阳前富氧星尘的氧同位素组成反映了其母星的质量和金属丰度。我们提出了简单的蒙特卡罗模拟的父AGB星的太阳前颗粒。将模型预测结果与颗粒数据进行比较，可以得出一些广泛的结论：1）太阳前富氧颗粒形成于质量约为1.15 - 2.2 MSun的AGB星。上质量截止值反映了更大质量的AGB星中C的疏浚，导致富含C的尘埃而不是富含O的尘埃，但缺乏中等质量AGB星（> 4 MSun）的颗粒是一个主要的难题。2)颗粒O-同位素数据再现良好，如果银河系在太阳系前的时间被假定为有一个温和的年龄-金属丰度的关系，但与显着的金属丰度分散在同一时间出生的恒星。3)太阳的金属量似乎相对于其年龄来说是偏低的，而17 O/16 O和18 O/16 O的金属量比值则是不寻常的。4)太阳的17 O/18 O比值，虽然相对于现今的分子云和原恒星来说是不寻常的，但对于前太阳盘来说并不是非典型的，并且不需要超新星喷出物对原太阳分子云的自污染。
2009-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rubidium, zirconium, and lithium production in intermediate-mass asymptotic giant branch stars
最近对银河系中等质量（>3 Msun）渐近巨星分支（AGB）恒星的大样本的调查表明，它们表现出高达100- 1000倍太阳的铷（Rb）过剩。这些观测结果限制了我们对中等质量AGB星内部发生的慢中子捕获过程（S过程）的理论概念。这些恒星的锂（Li）丰度也有报道。在中等质量的AGB星中，Li可以通过发生在对流包层底部的质子捕获产生。由于这个原因，Rb、Zr和Li的观测结果对发生在同一颗恒星上的不同过程设置了互补的约束。我们提出的Rb，Zr和Li的丰度的预测计算的第一次同时在中等质量的AGB星模型，并比较它们目前的观测约束。我们发现Rb丰度随着恒星质量的增加而增加，这是从观测中推断的，但我们无法与观测到的最高[Rb/Fe]丰度相匹配。包括部分混合区（PMZ）激活13 C（a，n）16 O反应作为一个额外的中子源产生显着的增强Rb丰度。然而，这导致锆丰度超过目前的观测限制的上限。如果第三次疏浚（TDU）的效率保持在AGB演化的最后阶段，在早期阶段一样高，我们可以匹配所观察到的Rb丰度范围的最低值。我们预测的锂丰度，这是观察到的大的变化。最后，预测的Rb生产量随着金属丰度的降低而增加，与麦哲伦云AGB星的观测结果定性一致。然而，Z=0.008和Z=0.004的中等质量AGB星的恒星模型没有产生足够的Rb来匹配观测到的丰度。
2012-02-13 astro-ph.SR
Oxygen isotopic ratios in intermediate-mass red giants
上下文氧的三种主要同位素的丰度在氧循环过程中发生变化。当第一次挖掘将燃烧产物混合到表面时，核合成过程可以通过测量氧同位素比率来探测。目标。通过测量已知质量的红巨星中的16 O/17 O和16 O/18 O，我们将同位素比与恒星和星系演化模型的预测进行了比较。方法.氧同位素比值是从六颗红巨星的K带光谱中推导出来的。样本红巨星是疏散星团成员，已知质量在1.8到4.5 Msun之间。丰度测定采用用COMARCS代码计算的合成光谱。核反应速率、混合长度和氧同位素初始丰度变化的不确定性的影响由一组使用FUNS代码的核合成和混合模型确定。结果观测到的16 O/17 O比值与模型结果吻合得很好，即使测量值并没有提出明确的证据表明恒星质量的变化。观测到的16 O/18 O比值明显低于我们参考模型的预测。核反应速率和混合长度参数的变化对预测值的影响很小。K巨星的12 C/13 C比值意味着这些天体中没有额外的混合。结论.与银河系化学演化模型的比较表明，16 O/18 O丰度比经历了比预测更快的下降。为了解释所观察到的比率，最可能的情况是一个较高的初始18 O丰度与较低的初始16 O丰度相结合。将测得的18 O/17 O比值与ISM点的相应值进行比较，结果显示初始增强也为17 O。由于观测的局限性，这一结论不能成为定论。
2015-04-21 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
The most metal-rich stars in the universe: chemical contributions of low and intermediate mass asymptotic giant branch stars with metallicities between $0.04 \leq Z \leq 0.10.$
本文首次给出金属丰度 $Z=0.04-0.10$ 的低中质量 AGB 恒星产率，发现高金属丰度显著抑制第三次挖掘和 s-过程重元素产生，化学贡献主要由早期挖掘混合至表面的质子俘获核合成主导。
2021-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicted incidence of Jupiter-like planets around white dwarfs
Universidad Técnica Federico Santa María（弗雷德里科·圣玛丽亚技术大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（瓦尔帕莱索天主教 Pontificia 大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, CCT La Plata-CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，拉普拉塔CCT-CONICET-UNLP）；São Paulo State University (UNESP)（圣保罗州立大学（UNESP））；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究通过群体合成预测白矮星周围类木行星的发生率，发现其比例低于3%，但年轻低质量系统中发生率较高，且金属licity影响显著。
2026-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The VLT/NaCo Large program to probe the occurrence of exoplanets and brown dwarfs in wide orbits: I- Sample definition and characterization
年轻的邻近恒星是使用直接成像技术搜索行星的理想目标。恒星参数的确定是至关重要的成像调查结果的解释，特别是因为星下物体的光度有很强的依赖系统的年龄。我们已经在VLT进行了一个大型的NaCo计划，以便在86颗恒星周围的宽轨道上寻找行星和褐矮星。在文献中，用NaCo观察到的大部分靶点研究得很差。我们进行了一项研究，以表征我们样本中恒星的基本属性（年龄，距离，质量）。为了提高目标年龄的确定，我们编译和分析了一套完整的年龄诊断。我们测量光谱参数和年龄诊断使用专门的观测获得的FEROS和CORALIE光谱仪在拉西拉天文台。我们还广泛使用了档案光谱数据和文献中的结果。此外，我们还利用ASAS和Super-WASP档案中的光度时间序列，推导出我们大部分计划恒星的旋转周期。我们提供了VLT NaCo大型计划中观察到的所有目标的最新特征，该计划旨在探测宽轨道上系外行星和褐矮星的发生。我们的节目明星的中位数距离和年龄分别为64 pc和1亿年。几乎所有恒星的质量都在0.70到1.50太阳之间，中值为1.01 Msun。典型的金属丰度接近太阳，分散度小于径向速度调查中通常观察到的样本。有几颗恒星被证实或被认为是附近年轻运动星系团的成员。八个光谱联星被确定。
2014-05-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Inhibited extra mixing in two giants of the open cluster Trumpler 20?
我们在对疏散星团Trumpler 20的40颗巨星（关闭质量~ 1.8 Msun）的分析中发现了两颗富锂巨星，A（Li）~ 1.50。在Gaia-ESO调查的背景下观察到了该集群。大气参数和锂丰度推导出使用高分辨率UVES光谱。对Li丰度进行了非局部热力学平衡（non-LTE）效应校正。对于大多数样品，只能确定Li丰度的上限。两个检测到Li的巨人被证明是Li丰富的：明星MG 340具有A（Li）non-LTE = 1.54 \pm 0.21 dex，明星MG 591具有A（Li）non-LTE = 1.60 \pm 0.21 dex。恒星MG 340的锂含量平均比类似温度的恒星高出约0.30 dex，而恒星MG 591的锂含量平均相差约0.80 dex。碳和氮的丰度表明，样本中的所有恒星都完成了第一次疏浚。在这个疏散星团中有40颗巨星的独特样本中，锂的丰度清楚地表明，在这个质量范围内，额外的混合是常态。而锂丰度与标准模型预测一致的巨星则是例外。为了解释这两颗富锂巨星，我们认为所有额外混合的事件都被抑制了。这包括主序期间的旋转引起的混合和红巨星分支光度凸起处的额外混合。这种抑制在文献中被认为是由于红巨星中的化石磁场，红巨星是主序星AP型恒星的后代。
2016-05-06 astro-ph.SR
Rotating Massive Main-Sequence Stars I: Grids of Evolutionary Models and Isochrones
我们提出了一个密集的网格旋转大质量主序星的演化轨迹和等时线。我们提供了三个网格与不同的初始组成量身定制的比较早期OB星在小和大麦云云和银河系。每个网格覆盖的质量范围从5到60 Msun，初始旋转速率在0到大约600 km/s之间。为了校准我们的模型，我们使用了VLT-FLAMES大质量恒星巡天的结果。我们利用观测到的表面重力log g < 3.2的恒星自转速率下降来确定对流过冲的量，以确定主序的宽度。我们利用大麦云星云中B星的氮丰度测定校准了旋转诱导混合的效率。我们描述和提供的演变轨迹和中央和表面丰度的演变。特别是，我们讨论了准化学均匀演化的发生，即最大质量的快速旋转恒星内部有效混合的严重影响。我们提供了一组详细的旋转恒星等时线。自转作为一个初始参数，导致大质量主序星的年龄和质量之间的简并，如果确定从它的观测位置在赫兹-罗素图。我们表明，考虑表面丰度可以解决这种简并。
2011-04-19 astro-ph.SR
