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
AKARI/IRC observations of heavily obscured oxygen-rich AGB and post-AGB stars
我们目前AKARI/IRC的观测样本的6个极红的IRAS源，其中三个是可变的OH/IR星，其余的是早期后AGB星。OH/IR星显示出一个红色的连续谱，具有预期的10微米强硅酸盐吸收特征，而后AGB星显示出一个更红的连续谱，伴随着一个非常弱的硅酸盐吸收。我们用DUSTY模拟了光谱能量分布。对于OH/IR星来说，可以用几乎纯的硅酸盐尘埃获得合理的拟合，而后AGB星需要硅酸盐和富碳尘埃的混合物。我们假设，在后者的对象的内部尘埃壳是富碳，而外壳仍然是富氧。
2009-10-07 astro-ph.SR
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
An Infrared Census of DUST in Nearby Galaxies with Spitzer (DUSTiNGS). IV. Discovery of High-Redshift AGB Analogs
斯皮策望远镜对邻近星系尘埃的巡天（DUSTiNGS）在邻近的矮星系中发现了几颗候选的渐近巨星分支（AGB）星，并表明尘埃甚至可以在非常贫金属的系统（Z ~ 0.008 $Z_\odot$）中形成。在这里，我们在哈勃太空望远镜（HST）上使用WFC 3/IR进行了后续调查，使用能够区分富碳（C型）恒星和富氧（M型）恒星的过滤器：F127 M，F139 M和F153 M。我们包括六个恒星形成的DUSTiNGS星系（NGC 147，IC 10，飞马座dIrr，六分仪B，六分仪A和凹陷DIG），所有的金属比麦哲伦云更贫，金属量跨越1德克斯。我们将这些星系中已知的尘埃AGB恒星数量增加了一倍，发现大多数都富含碳。我们还发现了26颗尘埃M型恒星，大部分在IC 10中。考虑到这些M型恒星的大量尘埃过剩和紧密的空间分布，它们很可能位于AGB质量范围的上端（经历热底燃烧的恒星）。理论模型没有预测在贫金属的M型恒星中会产生大量的尘埃，但我们看到了M型恒星周围尘埃过剩的证据，即使在我们样本中最贫金属的星系中也是如此（12+log（O/H）= 7.26-7.50）。低金属丰度和推断的高恒星质量（高达~10 $M_\odot$）表明AGB星可以在星系演化的早期（形成后约3000万年）产生尘埃，并可能对高红移星系中的尘埃库做出重要贡献。
2017-11-06 astro-ph.SR
The transition from carbon dust to silicates production in low-metallicity AGB and SAGB stars
我们计算了质量在1 Msun <M<8 Msun范围内，金属丰度Z=0.001的恒星在AGB和Super AGB阶段产生的尘埃的质量和成分。恒星演化从主序前阶段开始，使用ATON程序，在每个时间步提供风的热力学和化学结构。我们使用一个简单的模型来描述的时间无关的，球对称的恒星风的假设下的尘埃颗粒的生长。我们发现AGB星注入星际介质的尘埃总质量并不随恒星质量单调增加，其范围在1.5 Msun恒星模型的最小值10^{-6}Msun到6 Msun模型的2 × 10 ^{-4} Msun之间。尘埃的组成取决于恒星的质量：低质量恒星（M <3 Msun）产生富碳尘埃，而大质量恒星经历热底燃烧，永远不会达到碳星阶段，并产生硅酸盐和铁。这与文献中以前的研究部分不一致，这些研究基于合成AGB模型，并预测当初始金属丰度为Z=0.001时，在所有恒星质量下都会形成富C尘埃。这些差异是由于在超绝热制度的湍流对流的不同建模。在这种情况下，超绝热对流的处理也是影响粉尘形成过程的最相关问题。我们还研究了质量为6.5 Msun <M<8 Msun的超级AGB星，它们在一个核上演化，由于质量损失和热底燃烧的有利组合，这些恒星被预测为最有效的硅酸盐尘埃制造者，释放出[2 - 7]x 10^{-4} Msun质量的尘埃。我们讨论了这些预测的鲁棒性及其与早期宇宙时期尘埃的性质和演化的相关性。
2011-11-08 astro-ph.SR
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
The transition from AGB to post-AGB evolution as observed by AKARI and Spitzer
AKARI和Spitzer卫星提供了一个独特的机会来观察各种恒星，这些恒星被认为是脱离了渐近巨星分支（AGB），最近开始了它们的后AGB演化。这些恒星中的大多数在光学上是不存在的，在中红外波长范围内是明亮的。已获得近200个物体的光谱。对于所有这些1-60微米的光谱能量分布已建成使用光度数据从各种调查。我们在这里报告的88个IRAS选定的后AGB候选人的斯皮策观测结果，并讨论他们在比较后AGB候选人的AKARI观测结果在这些程序中的其他地方报告。尘埃的成分大致可分为富氧型和富碳型，但也发现了多种中间类型。在富氧型恒星中，无定形尘埃占主导地位，但也有少数来源显示出结晶尘埃的发射特征。富碳壳的光谱可能完全没有特征，可能显示多环芳烃的发射特征或C2 H2的分子吸收线。我们还发现了在12.8微米处具有氖发射线的源。超过三分之一的来源显示出小于5微米的近红外过量，几乎所有的来源都显示出在其外壳中富含C的尘埃的证据。我们假设，新兴的后AGB风结束后的AGB演化总是包含富碳尘埃，无论前AGB星的化学。
2009-04-27 astro-ph.SR
Surprising detection of an equatorial dust lane on the AGB star IRC+10216
了解行星状星云的形成仍然是难以捉摸的，因为在之前的渐近巨星分支（AGB）阶段，这些恒星被严重笼罩在光学厚的尘埃外壳中。为了进一步了解AGB星的星周环境的形态，我们在散射光中观察了最近的富碳AGB星IRC+10216。当在光学波长的散射光中成像时，IRC+10216令人惊讶地显示出狭窄的赤道密度增强，与已经成像的大尺度球形环形成对比。我们使用辐射转移模型来解释这一结构的两个模型：首先，赤道密度增强，通常观察到的更先进的后AGB恒星，其次，在尘埃环模型，在当地增强的质量损失创建一个螺旋环作为恒星旋转。我们的结论是，这两种模型可以用来重现散射光图像中的暗巷，这是由密集的尘埃，而不是以前认为的双极外流形成的赤道密度增强。我们无法对双星系统赤道密度增强的形成加以限制。
2014-12-16 astro-ph.SR
On the alumina dust production in the winds of O-rich Asymptotic Giant Branch stars
富氧渐近巨星分支（AGB）恒星经历了强烈的质量损失和有效的尘埃凝聚，它们是星际介质中尘埃的主要来源。氧化铝尘埃（Al $_2$ O $_3$）是富氧拱壳层中的一种重要尘埃成分，在质量较大且富氧的AGB星的星风中含量相当丰富。通过耦合AGB恒星核合成和尘埃的形成，我们提出了一个自洽的探索AGB星的风与祖质量之间的$\sim$ 3和7 M $_{\odot}$和金属丰度范围内的0.0003 $\le$ Z $\le$ 0.018的Al $_2$ O $_3$生产。我们发现，Al $_2$ O $_3$粒子形成在径向距离中心之间的$\sim2$和4 R $_*$（取决于金属丰度），这是在最近的银河系富O AGB星的干涉观测。铝$_2$ O $_3$尘埃的质量几乎与金属丰度成线性关系，太阳金属丰度AGB产生的氧化铝尘埃量最高（约10 $^{-3}$ M $_{\odot}$）。Al $_2$ O $_3$晶粒尺寸随着金属丰度（和初始恒星质量）的减小而减小，对于太阳金属丰度模型，Al $_2$ O $_3$晶粒的最大尺寸为$\sim$ 0.075 $μm$。有趣的是，在低金属丰度的HBB AGB恒星HV 2576中观察到的气态Al的强烈耗尽似乎与我们的模型预测的Al $_2$ O $_3$尘埃的形成一致。我们建议，铝的含量可以作为一个质量（和演化阶段）的指标，在AGB星经历HBB。
2014-04-02 astro-ph.SR
Molecular dust precursors in envelopes of oxygen-rich AGB stars and red supergiants
星周尘埃的凝聚开始于靠近恒星光球层的分子团簇的形成。这些星团被预测在较低温度下充当凝结核，并允许在远离恒星的地方有效地形成尘埃。最近对金属氧化物，如AlO、AlOH、TiO和TiO $_2$的观测，使人们得以对富氧恒星的凝聚过程进行首次观测研究，这些氧化物的发射可以用ALMA以高角分辨率进行追踪。我们现在处于可以直接观察到气相物质耗尽成尘埃的时代。我回顾了最近的观测，使我们能够确定参与形成的无机尘埃的AGB星和红超巨星的气体物种。我还讨论了我们在解释观测结果时所面临的挑战，特别是那些与非平衡气体激发和尘埃形成区恒星大气的高度复杂性有关的挑战。
2018-09-27 astro-ph.SR
Why variable AGB stars with Long Secondary Periods aren't binaries, but are dusty
大约30%的变星AGB显示出长次级周期，或LSP。近年来，这些LSP带来了一些问题，其原因仍然是一个谜。通过将VLT导出的速度曲线与CASTO和OGLE光变曲线相结合，我们能够检查这些恒星的许多特性，并测试LSP是由双星引起的理论。我们展示了为什么我们得出结论，LSP的二进制模型是不可能的。对具有LSP的恒星进行中红外SAGE观测表明，这些恒星被大量非球形分布的冷尘埃所包围，例如圆盘或团块。在这些恒星中，双星的不相似性迫使我们得出这样的结论：尘埃不是在一个圆盘中。我们对AGB星的长次级周期没有一个可以接受的解释。
2012-01-05 astro-ph.SR
Nucleation studies under the conditions of carbon-rich AGB star envelopes: TiC
许多研究特别是在富含碳的AGB星风中的尘埃成核，主要考虑碳作为尘埃形成物质。但是，在这种拱星包层中形成的尘埃颗粒是几种化学元素的混合物，如钛或硅，以及主要成分碳，例如，许多对陨石中包裹的太阳前颗粒的研究证实了这一点。在这方面的贡献，我们专注于从气相中的碳化钛颗粒的成核的研究。因此，必要的性能的分子碳化钛集群内的密度泛函方法和TiC的均匀成核的第一个影响进行了研究的条件是代表周围的富碳AGB星拱尘埃壳的估计。
2011-02-08 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
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
Discovery of SiC and Iron Dust Around AGB Stars in the very Metal-Poor Sextans A Dwarf Galaxy with JWST: Implications for Dust Production at High Redshift
本文利用 JWST 在极贫金属的六分仪座 A 矮星系中首次发现 AGB 星周围的 SiC 和金属铁尘埃，并通过拟合 M 型星红外超约束其铁尘埃产量，揭示高红移下 AGB 星可能早在形成后 30–50 Myr 即与超新星竞争尘埃产生。
2025-07-22 astro-ph.SR
Dust formation and mass loss around intermediate-mass AGB stars with initial metallicity $Z_{\rm ini} \leq 10^{-4}$ in the early Universe I: Effect of surface opacity on the stellar evolution and dust-driven wind
通过沿AGB星演化轨迹的尘埃驱动风（DDW）流体动力学计算，研究了初始金属丰度在$0 \leq Z_{\rm ini} \leq 10^{-4}$和初始质量$2\leq M_{\rm ini}/M_{\odot} \leq 5$范围内的AGB星周围尘埃的形成及其质量损失.我们采用MESA程序模拟恒星的演化，假设在主序后阶段的经验质量损失率，并考虑三种类型的低温不透明度（定标太阳，CO增强，和HOC增强不透明度）阐明的恒星演化和DDW的效果。我们发现，低温不透明度的处理强烈影响尘埃的形成和产生的DDW;在富碳AGB阶段，最大的$\dot{M}$的$M_{\rm ini} \geq$ 3 $M_{\odot}$星与CO增强的不透明度是至少一个数量级小于与hoc增强的不透明度。一个广泛的恒星参数被覆盖，一个必要的条件，驱动有效DDW与$\dot{M} \ge 10^{-6}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$表示为有效温度$T_{\rm eff} \lesssim 3850$ K和$\log(δ_{\rm C}L/κ_{\rm R} M) \gtrsim 10.43\log T_{\rm eff}-32.33 $与碳过量$δ_{\rm C}$定义为$ε_{\rm C} - ε_{\rm O}$和Rosseland平均不透明度$κ_{\rm R}$的单位厘米$^2$ g $^{…
2016-12-08 astro-ph.SR
Characterizing AGB stars in Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) bands
由于渐近巨星分支（AGB）恒星是明亮的和扩展的红外天体，大多数银河系AGB恒星饱和的宽视场红外巡天探测器（WISE）的探测器，因此WISE的星等，恢复应用点扩展函数拟合需要进行验证。本文以WISE AGB星表为基础，讨论了AGB星拱星包的统计性质。我们将AGB星样本与WISE全天源目录和Two Mircon全天巡天目录进行了交叉匹配。还利用了WISE AGB星子样本的红外空间观测光谱。尘埃辐射传输程序DUSTY用于预测受饱和度影响最大的W1和W2波段的星等，并提供AGB样本星的物理参数。DUSTY是一个很好的工具来重现这些AGB星的光谱能量分布。利用饱和AGB星的WISEW 1和W2星等确定了系统的星等相关偏差，并在成功拟合DUSTY的1877（W1）和1558（W2）颗AGB星的基础上得到了它们的经验刻度公式。根据校准公式，W1在5 mag和W2在4 mag时的修正值分别为$-0.383$和0.217 mag。总的来说，我们校准了2390/2021 AGB星的W1/W2星等。利用DUSTY模型参数和WISEW_1、W_2星等讨论了AGB星WISE色图的行为。模型参数还表明，O-丰富的AGB星与不透明的拱星信封是罕见得多，比不透明的富C AGB星对反银河系中心方向，我们归因于我们的银河系的金属丰度梯度。
2014-03-03 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
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
First Detection of UV emission from a Detached Dust Shell: GALEX Observations of the Carbon AGB Star U Hya
我们提出了一个扩展环的紫外线发射周围的AGB星U海雅在档案观测星系演化探测器（GALEX）进行的发现。这是第三次发现碳AGB星的紫外线辐射，也是第一次发现有分离壳的AGB星。通过对FUV和NUV图像的成像和光度分析，我们确定紫外环的半径为$\sim 110^{\prime\prime}$，从而表明发射物质可能与红外线中看到的分离壳有关。我们发现尘埃壳对NUV和FUV辐射中心点源的散射可以忽略不计。此外，我们发现尘埃壳层对星际辐射场的散射最多可以贡献FUV通量的$\sim10%$。形态学和光度学的证据表明，恒星在空间中的运动所引起的冲击，以及可能的冲击激发的H $_2$分子，是紫外线通量最有可能的来源。与之前AGB星紫外线辐射的例子不同，U Hya的紫外线辐射并没有表现出类似弓形激波的结构，这与较低的空间速度和较低的星际介质密度是一致的。这表明分离的灰尘壳是紫外线发射材料的来源，可以用来更好地了解分离壳的形成。
2014-12-23 astro-ph.SR
Dust from evolved stars: a pilot analysis of the AGB to PN transition
该研究提出新方法，从AGB后与行星状星云阶段视角分析AGB到PN转变的产尘过程，发现PN阶段尘气比低于预期，推测尘埃可能在该阶段被破坏，可约束尘埃的加热存活能力。
2023-10-05 astro-ph.GA 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
An Infrared Census Of Dust In Nearby Galaxies With Spitzer (DUSTiNGS): V. The Period-luminosity Relation For Dusty Metal-Poor AGB Stars
斯皮策巡天计划（DUSTiNGS）在几个邻近的贫金属星系中发现了数百颗产生尘埃的渐近巨分支（AGB）恒星。我们已经获得了多个历元的后续观察这些候选人与斯皮策太空望远镜和测量其红外（IR）光变曲线。这使我们能够确认它们的AGB性质，并在非常低的金属丰度下研究脉动行为。我们获得了七个星系中88个源的高置信度脉动周期。我们已经以20%的成功率确认了DUSTiNGS变星候选星，并确定了19个已被确定为热脉冲AGB（TP-AGB）星的脉动特性。我们发现，在这里调查的所有星系中，AGB脉动特性都是相似的，DUSTiNGS星系（低至1.4%的太阳金属丰度; [Fe/H]=-1.85）和金属丰富得多的麦哲伦云（高达50%的太阳金属丰度; [Fe/H]=-0.38）之间没有明显的差异。这些结果加强了尘埃产生和AGB星脉动之间的联系，并建立了红外周期-亮度（PL）关系作为确定星系距离的可靠工具（+/- 4%），无论金属丰度如何。
2019-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust-gas chemistry in AGB outflows: Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows I. Effect on the gas-phase chemistry
AGB流出的化学建模通常集中在内部区域的非热力学平衡化学或外部区域的光子驱动化学。我们包括，为第一次，全面的灰尘气体化学在我们的AGB流出化学动力学模型，包括灰尘气体相互作用和颗粒表面化学。尘埃被认为是在内部区域形成的，并遵循类似星际尘埃的大小分布。使用辐射转移模型，我们获得了富O和富C流出中不同尘埃类型的尘埃温度分布。我们计算了一个网格模型，采样不同的外流密度，漂移速度之间的灰尘和气体，和灰尘类型。粉尘-气体化学可显著影响气相组成，耗尽母种和子种，并通过颗粒表面形成随后解吸/溅射增加某些子种的丰度。它的影响取决于四个因素：外流密度，尘埃温度，初始成分，和漂移速度。最大的影响是较高密度的流出冷尘埃和O-丰富的母体物种，因为这些物种通常有一个较大的结合能。当漂移速度大于$\sim 10$ km s $^{-1}$时，冰幔会发生溅射，但是它们不会被完全破坏。尘气化学模型可以更好地再现所观察到的物种在O丰富的外流枯竭。当包括较冷的灰尘在富C流出和调整CS的结合能，在富C流出的耗尽也更好地再现。为了最好地解释高分辨率的分子线观测从AGB流出，灰尘-气体相互作用的化学动力学模型。
2019-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Census of Thermally-Pulsing AGB stars in the Andromeda Galaxy and a First Estimate of their Contribution to the Global Dust Budget
我们提出了一个接近完整的目录的富金属人口的热脉冲渐近巨星分支恒星在西北象限的M31。这个富含金属的样本补充了同样完整的贫金属麦哲伦云AGB目录由SAGE计划产生。我们的目录包括HST宽波段测光从全色哈勃仙女座宝藏调查，HST中波段测光用于化学分类的一个子集的样品，和斯皮策中，远红外测光，我们已经用来隔离尘埃生产AGB星。我们已经探测到346，623颗AGB恒星，其中包括4，802颗产生大量尘埃的AGB候选恒星，以及1，356颗位于星团内的AGB候选恒星，这些恒星具有测量的年龄，在某些情况下具有金属丰度。使用斯皮策数据和化学分类的中波段数据，我们已经确定了富碳和富氧的AGB候选人产生显着的灰尘。我们已经应用的颜色-质量损失关系的基础上，尘埃AGB星从LMC估计的尘埃注入AGB星的PHAT足迹。将我们的颜色关系应用于产生大量尘埃的化学分类恒星的子集，我们发现~97.8%的尘埃是富氧的。使用几个场景的尘埃寿命，我们估计的AGB星的贡献，全球尘埃预算的M31为0.9- 35.5%，这是符合以前的估计在麦哲伦云。使用JWST对M31 AGB候选者的后续观测将使我们能够进一步限制恒星和化学演化模型，以及富含金属的演化恒星的反馈和尘埃产生。
2021-12-28 astro-ph.GA 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
Post-AGB nebular studies
本文综述了后AGB天体星云研究的最新进展。后AGB星是检验中低质量恒星核合成和演化模型以及恶劣环境下尘埃演化的重要工具。我将介绍新发现的一类后RGB恒星，通过RGB上的二元相互作用形成。双星系统也可以导致两类非球面后AGB的形成，原行星状星云和裸露的后AGB（尘埃RV Taus，a.k.a.）。Van Winckel's stars）。
2017-01-17 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
AKARI and Spitzer observations of heavily obscured C-rich AGB/post-AGB stars
我们目前AKARI/IRC和斯皮策/IRS观测选定的样本银河IRAS源被认为是严重模糊AGB/后AGB星的基础上，他们的特征IRAS颜色。它们在可见光范围内都是完全不可见的，但在红外线范围内非常明亮。基于AKARI和斯皮策光谱和使用DUSTY，我们能够确定它们的拱星壳的主要化学成分以及这些壳中所含尘埃颗粒的性质。大多数的来源被发现是富碳的（是迄今为止观测到的最红的富碳恒星）。我们发现只有分子的反射（和没有PAH功能），如乙炔（C2 H2）在13.7微米，表明早期后AGB阶段。我们简要地讨论了我们的研究结果的背景下，恒星演化在隐藏的“过渡阶段”从AGB恒星的行星状星云。
2009-10-07 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
The Dust Budget of the SMC: Are AGB Stars the Primary Dust Source at Low Metallicity?
我们估计总的尘埃输入从小麦哲伦星云（SMC）的冷演化恒星，使用8微米的过量排放作为代理的尘埃生产率。我们发现渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG）每年产生（8.6-9.5）x 10^7太阳质量的尘埃，这取决于属于演化恒星群体的远红外源的比例（单个尘埃产生率的不确定性为10%-50%）。RSG贡献最小（<4%），而富碳AGB星（特别是所谓的“极端”AGB星）占冷演化恒星总尘埃输入的87%-89%。我们还估算了来自热恒星和超新星（SNe）的尘埃输入，发现如果SNe产生10^-3太阳质量的尘埃，那么总的SN尘埃输入和AGB输入大致相当。我们认为几种情况下的SNe尘埃的生产和破坏，并发现，星际介质（ISM）的尘埃可以单独占恒星源，如果所有的SNe产生的尘埃的数量周围看到的尘埃的例子，如果大多数SNe爆炸密集的地区，大部分的ISM尘埃屏蔽的冲击。我们发现AGB星只贡献了ISM尘埃的2.1%。如果没有SNe对尘埃收支的净正贡献，这表明尘埃必须在ISM中生长或由另一种未知机制形成。
2012-01-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Mass-Loss Return from Evolved Stars to the Large Magellanic Cloud IV: Construction and Validation of a Grid of Models for Oxygen-Rich AGB Stars, Red Supergiants, and Extreme AGB Stars
为了测量大麦云星云（LMC）中富氧尘埃演化恒星的质量损失，我们利用2Dust建立了一个恒星周围球对称尘埃壳层的网格模型，该模型具有恒定的质量损失率.这些模型将构成“红超巨星和渐近巨星分支星模型S网格”（GRAMS）的富氧模型部分。该模型网格研究了4个参数：恒星有效温度从2100 K到4700 K;光度从10^3 L太阳到10^6 L太阳;尘埃壳内径从3 R恒星到7 R恒星到11 R恒星和15 R恒星;光学厚度从10^-4到26 R恒星到10.0微米。从最初的约1200个2Dust模型网格，我们通过缩放创建了一个更大的约69，000个模型网格，以覆盖数据所需的光度范围。这些模型在网站上向公众提供。从SAGE和SAGE-Spec LMC样品以及少量OH/IR星样品中观测到的富氧渐近巨星支（AGB）和红超巨星（RSG）候选星的色-星等图和色-色图的匹配情况一般都很好。SAGE的极端AGB恒星候选者更符合富碳（富C）而不是富O尘埃成分。我们的模型网格建议下限的中红外颜色的尘埃最多的AGB星的化学可能是O-丰富。最后，GRAMS模型拟合其他研究拟合的源的SED提供了对我们的网格的额外验证，并预测了未来更广泛的努力。
2014-07-29 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
Determining the forsterite abundance of the dust around AGB stars
我们提出了一个诊断工具，以确定镁橄榄石丰度的尘埃喷出的AGB星。我们的方法是基于观察到的镁橄榄石和模型计算的光谱带的强度之间的比较。我们发现，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。我们将这种方法应用于六个高质量损失率的AGB星，表明AGB星可以有镁橄榄石丰度的12%的质量和更高，这是超过以前发现的最大丰度的5%。
2010-11-04 astro-ph.EP 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
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
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
The dust condensation sequence in red super-giant stars
红超巨星（RSG）通过缓慢而密集的风表现出显着的质量损失。它们通常被认为是渐近巨星分支（AGB）恒星的质量更大的对应部分。虽然AGB的质量损失与它们的强脉动有关，但RSG通常只有弱变化。目的：通过测定RSG样品中粉尘成分，研究风底条件。尘埃的成分被认为对风底的密度、温度和加速度很敏感。方法：我们编译了一个样本的27 RSG红外光谱（ISO-SWS），并补充这些光度测量，以获得完整的光谱能量分布（SED）。这些数据是使用尘埃辐射转移代码建模。这些结果被仔细检查了相关性。结果如下：我们发现：（1）尘埃成分，质量损失率和恒星光度之间的强相关性，大致与理论尘埃凝聚序列一致，（2）需要连续的（近）红外尘埃不透明度和暂时提出的无定形碳，（3）与AGB星风的显着差异：多环芳烃的存在，缺乏13微米波段，缺乏强大的水带。结论：RSG中的尘埃凝结被发现经历了类似于AGB星的冻结过程。再加上恒星光度对质量损失率的积极影响，这表明尘埃颗粒上的辐射压力是驱动机制的重要组成部分。尽管如此，与AGB星的差异是多方面的，因此RSG的风值得单独研究。
2009-01-09 astro-ph.SR
The dusty envelopes of asymptotic giant branch stars with ultraviolet excesses
Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Escuela de Doctorado UAM, Centro de Estudios de Posgrado, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学博士学校，研究生教育中心）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（喷气推进实验室，加州理工学院）
研究通过分析29颗具有紫外过量的渐近巨星分支星的尘埃成分，探讨其尘埃-气体比与紫外发射的关系，发现尘埃对紫外辐射的衰减可能主导观测到的紫外发射。
2026-03-27 astro-ph.SR
The perturbed sublimation rim of the dust disk around the post-AGB binary IRAS08544-4431
内容：后渐近巨星分支（AGB）双星被稳定的尘埃和气体盘包围，类似于年轻恒星周围的盘。而显着的努力是花在模拟观测磁盘周围的年轻恒星的对象，磁盘周围的后AGB双星收到显着较少的关注，即使它们构成了显着的限制理论的磁盘物理和二进制的演变。目的：我们想研究后AGB恒星周围的环双星盘的结构和现象。我们继续分析我们的近红外干涉仪图像的内缘周围的环双星盘IRAS 08544 -4431。我们想了解这个内部盘边缘的物理规律。研究方法：我们使用一个尘埃盘的辐射转移模型来同时再现测光以及IRAS 08544 -4431上的近红外干涉数据集。该模型假设流体静力平衡，并考虑粉尘沉降自洽。结果如下：最佳拟合的辐射转移模型显示出极好的协议的光谱能量分布毫米波长，以及与PIONIER能见度数据。它需要一个圆形的内缘结构，从8.25 au的半径开始。然而，该模型不能完全再现检测到的过分辨通量，也不能再现内边缘的方位角通量分布。虽然不对称的内盘边缘结构可能是盘-双星相互作用的结果，但额外的过分辨通量的来源仍然不清楚。结论：在年轻的恒星天体中，IRAS 08544 -4431的盘内缘是由尘埃升华物理所控制的。需要额外的观测来了解扩展通量的起源和圆盘内缘的方位角扰动。
2018-05-11 astro-ph.SR
H2O vapor excitation in dusty AGB envelopes. A PACS view of OH 127.8+0.0
背景：AGB恒星在尘埃驱动的风中失去了很大一部分质量。这就形成了一个环绕恒星的包层，可以通过热尘埃发射和分子发射线来研究。在高质量损失率的情况下，这项研究是复杂的高光学深度和气体和尘埃之间的复杂耦合辐射转移特性。气体-尘埃相互作用物理学的一个重要方面是尘埃对包括H2O在内的几种分子的激发的强烈影响。目的：研究了由Herschel观测追踪的高质量损失率OH/IR星OH 127.8+0.0周围包层的尘埃和气体含量，重点是H2O含量和尘埃气体比。我们报告检测到大量的H2O蒸气发射线J = 9的赫歇尔数据，我们目前测得的线强度。方法：采用两种辐射转移数值计算程序，对气体和粉尘两种组分进行联合处理。该方法被示出为低和高质量损失率源。具体来说，我们讨论了不同的方法来评估的灰尘与气体的比例：1）从灰尘的热发射光谱和CO分子气体线强度; 2）从尘埃到气体的动量转移和测量的气体终极速度;和3）从所需的灰尘量的确定再现H2O线为一个给定的H2O蒸汽丰度。这三个诊断探头不同区域的流出，第一次允许调查的可能的径向依赖的灰尘-气体比。结果：.在文章中继续。
2015-05-28 astro-ph.SR
Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows -- II. Effect of the dust-grain size distribution
AGB星和超新星是构成星际介质的主要物质。AGB星形成的尘埃颗粒被认为很大。然而，由于尘埃在其流出物中的成核和生长仍然不清楚，尘埃粒度分布（GSD）是未知的。这是一个重要的不确定性，我们的知识的化学和物理历史的星际尘埃，作为AGB尘埃形式的$\sim$ 70%的起点，其演变。我们扩展了我们的化学动力学模型，其中包括一个全面的粉尘-气体化学。现在允许GSD偏离通常假设的标准Mathis et al.（1977）分布。我们发现，特定的GSD可以显着影响内流出的粉尘-气体化学。我们的研究结果表明，耗尽的气相物种的水平取决于平均晶粒表面积的GSD。当使用一系列跃迁时，可以从分子发射线的观测中检索气相丰度分布及其可能的耗尽。由于GSD处方内的简并性，无法检索特定参数，仅检索平均晶粒表面积（下限）。尽管如此，这可以区分主要由大颗粒或小颗粒组成的灰尘。我们表明，当结合其他可观测的，如光谱能量分布和偏振光，耗尽水平从分子气相丰度分布可以限制难以捉摸的GSD的尘埃AGB流出到ISM。
2020-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Explaining the winds of AGB stars: Recent progress
在渐近巨星分支（AGB）恒星周围观察到的风通常归因于尘埃上的辐射压力，这些尘埃形成于这些脉动的强对流恒星的扩展动力学大气中。目前的辐射流体动力学模型可以解释许多观测到的特征，并且它们即将提供质量损失的预测理论。本文综述了AGB星风的最新结果和正在进行的工作，讨论了驱动机制的关键成分，以及全球3D RHD星和风箱模拟的第一个结果。有了这样的模型，就有可能在完整的3D几何形状中跟踪物质的流动，从AGB恒星的湍流，脉动的内部，通过其大气和尘埃形成区进入风被尘埃上的辐射压力加速的区域。先进的仪器，可以解决恒星大气，那里的风起源，提供必要的数据，测试模型。
2022-04-20 astro-ph.SR
Binary post-AGB stars as tracers of stellar evolution
在这一章中的重点是后渐近巨星分支（后AGB）星的性质在二进制系统。它们的光谱能量分布（SED）非常有特色：它们显示出近红外线的过剩，表明存在温暖的尘埃，而中央恒星太热，不可能处于尘埃产生的演化阶段。这允许有效检测二进制后AGB候选。现在已经确定的是，近红外过量是由围绕双星系统的稳定尘埃盘的内缘产生的。这些圆盘是原行星圆盘的放大版本，形成第二代稳定的开普勒圆盘。它们很可能是在一个二元互动过程中形成的，当时主要是在提升AGB。我将总结我们从这些后AGB双星的观测特性中学到的东西。环联星盘的产生、寿命和演变对系统演变的影响尚未完全了解。
2018-09-04 astro-ph.SR
Modelling depletion by re-accretion of gas from a dusty disc in post-AGB stars
许多盘型后渐近巨星分支（post-AGB）恒星的化学性质是特殊的，在它们的光球层中显示出与凝结温度相关的耐火元素的丰度不足。本文的目的是研究如何吸积从环双星盘可以导致这种现象的耗尽，以及如何影响后AGB恒星的演化。我们使用的\texttt{MESA}代码演变成后AGB阶段的恒星，同时包括吸积的金属贫气体。我们比较了58个观察到的盘型后AGB星的化学丰度数据的样本模型。对于这些恒星中的每一个，我们使用盖亚距离估计了光度和质量。我们模拟的吸积率到二进制从一个粘性不断发展的光盘的初始吸积率和光盘质量的范围。我们发现，大的初始吸积率（$\gtrsim 3\times10^{-7}$ $M_\odot$ /yr）和大的初始盘质量（$\sim10^{-2}$ $M_\odot$）需要复制所观察到的耗尽后AGB星。基于这些高吸积率，后AGB恒星的演化时间尺度可以显著延长2到5倍。我们区分耗尽模式是不饱和的（高原剖面）从那些饱和，我们预计后红巨星分支（后RGB）的明星更有可能表现出不饱和的丰度模式相比，后AGB明星。最后，由于低质量后RGB恒星的演化较慢，我们发现这些系统可以在较低的有效温度（$< 5000$ K）下耗尽。我们的结论是，环联星盘的吸积成功地解释了后AGB恒星的化学特性。
2019-08-08 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
Circumstellar Dust Around AGB Stars and Implications for Infrared Emission from Galaxies
恒星星族合成（SPS）模型被用来推断许多星系的性质，包括恒星形成历史，金属丰度，恒星和尘埃质量。然而，大多数SPS模型忽略了演化恒星周围的拱星尘埃壳的影响，目前还不清楚它们在多大程度上影响了SED的分析。为了克服这一缺点，我们已经创建了一套新的拱星尘埃模型，使用辐射转移代码DUSTY Ivezic等人。1999年，渐近巨星分支（AGB）恒星，并将其纳入灵活的恒星星族合成代码。星周尘埃模型提供了一个很好的适合个别AGB恒星以及大麦哲伦云和小麦哲伦云的红外色星等图。大麦哲伦云和小麦哲伦云的红外光度函数与2008年的帕多瓦等时线结合到我们的拱星尘埃模型中时并不吻合，因此我们调整了模型中AGB恒星的寿命以提供与数据的匹配。我们表明，在与以前的工作，AGB星的拱星尘埃可以作出显着的贡献，从星系的红外（$\gtrsim4μm$）发射，包含相对较少的弥漫尘埃，包括低金属和/或非恒星形成的星系。我们的模型提供了一个很好的适合早期型星系的中红外光谱。AGB恒星周围的星周尘埃似乎对富含金属的恒星形成星系的IR SED有很小的影响（即，当A $_{\rm V}$ $\gtrsim$ ~0.1时）。需要包括星周尘埃的恒星星族模型来准确解释詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）和其他红外设施的数据。
2015-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRAS 22272+5435 (V354 Lac): Multicolor Photometry of a Variable Carbon-rich post-AGB Star and a Dust Formation Episode
该研究通过30余年UBV及JHKLM多色测光，揭示了富碳后AGB星IRAS 22272+5435的双周期脉动及661天振荡，并首次分析长期红外测光，发现1996-2004年KLM波段增亮源于尘埃形成事件，探讨了其机制与观测特征。
2025-07-09 astro-ph.SR
Tracing the phase transition of Al-bearing species from molecules to dust in AGB winds. Constraining the presence of gas-phase (Al2O3)n clusters
（略）我们的目标是限制尘埃形成的历史，在风的富氧AGB星。我们获得了空间分辨率为120 × 150质量的ALMA观测，追踪了低质量损失率和高质量损失率的AGB星R Dor和IK Tau的尘埃形成区。发射线配置文件的AlO，AlOH和AlCl的检测，并用于推导出下限的原子铝纳入分子。我们发现，气相铝化学是完全不同的两颗星，在AlO和AlOH丰度分层显着差异。这3个分子中的铝含量很小，<=1.1e-7，也就是说，这两颗恒星的铝含量仅<=2%。这为铝在晶粒中的结合留下了足够的空间。一个基本的结果是，AlO和AlOH，作为氧化铝颗粒的直接前体，被检测到远远超过粉尘冷凝的开始，证明氧化铝冷凝循环是不完全有效的。ALMA观测使我们能够定量评估当前一代的AGB风的理论动力化学模型。我们讨论了如何目前提出的方案铝尘埃凝聚低质量损失率AGB星在~1.5 Rstar的距离，特别是为明星R Dor和W Hya，提出了一个挑战，如果一个人希望解释的尘埃光谱特征的光谱能量分布（SED），在干涉数据，并在偏振光信号。特别地，估计的Al 2 O3的晶粒温度对于晶粒来说太高而不能保持它们的非晶结构。我们建议，大的气相（Al 2 O 3）n-集群（n>34）可以是在SED和干涉数据中的宽11微米功能的潜在代理商，我们解释了这些大集群可以形成。
2017-04-23 astro-ph.SR
Mass Loss Rates of Li-rich AGB/RGB Stars
一个样本的AGB/RGB星与过剩的锂丰度被认为是为了估计其质量损失率。我们的方法是基于锂丰度和恒星光度之间的相关性，使用修改版本的赖默斯公式。我们采用了一个校准的基础上的经验相关的质量损失率和一些恒星参数。我们的结论是，大多数富锂星有较低的质量损失率相比，大多数的AGB/RGB星，这表明没有证据的锂增强，使锂富集过程显然是不相关的质量损失率增加。
2018-05-14 astro-ph.SR
Radiation-pressure-driven sub-Keplerian rotation of the disc around the AGB star L2 Pup
研究了渐近巨星分支L $_2$船尾座星周围的亚开普勒自转和星周物质的尘埃含量。我们发现，单独的热压梯度不能解释所观察到的旋转轮廓。我们发现，有一个家庭的可能的尘埃人口的辐射压力可以驱动所观察到的子开普勒旋转。这组解决方案是进一步约束的光谱能量分布（SED）的系统，我们发现，粉尘-气体的质量比$\sim10^{-3}$和最大晶粒尺寸径向向外减少可以满足旋转曲线和SED。这些尘埃人口动态紧密耦合到气体的方位角。然而，大于$\sim0.5μ$ m的颗粒被辐射压力以速度$\sim5$ kms $^{-1}$径向向外驱动，这意味着尘埃补充率为$\sim3\times10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。这一补充率在不确定性范围内与观测估计数一致。尘埃和气体的径向运动之间的耦合很弱，因此气体不参与这种快速向外的运动。总体而言，我们得出结论，辐射压力是一个有能力和必要的机制来解释所观察到的旋转配置文件的L $_2$小狗，并提供了其他额外的限制灰尘的属性。
2017-09-08 astro-ph.SR
The detached dust shells around the carbon AGB stars R Scl and V644 Sco
分离的壳层被认为是在热脉冲过程中产生的，并限制了晚期恒星演化的主要驱动力之一的时间尺度和物理性质。我们的目标是确定周围的碳AGB星R Scl和V644 Sco的分离的尘埃壳的形态，并比较这与观察分离的气体壳。我们使用安装在ESO 3.6米望远镜上的PolCor仪器观察这些恒星周围的偏振尘埃散射恒星光。观测是用日冕仪掩模来阻挡直射的恒星光。偏振图像清楚地显示了分离的贝壳。使用尘埃辐射转移代码来模拟尘埃散射偏振光，我们约束的半径和宽度的壳19.5弧秒和9.4弧秒的分离尘埃壳周围的R Scl和V644 Sco，分别。两个壳体具有整体球形对称性，并且宽度约为。2角秒。对于R Scl，我们可以直接将观测到的尘埃排放与ALMA观测到的壳层CO（3-2）排放的高空间分辨率地图进行比较。我们发现，尘埃和气体几乎完全一致，表明共同的演变。这里提供的R Scl的数据是迄今为止对整个尘埃分离壳的最详细的观测。对于V644 Sco，这些是分离髋臼杯的首次直接测量。在这里我们还发现尘埃很可能与气体壳层重合。这些观察结果与热脉冲过程中产生分离壳的情况一致。确定的半径和宽度将约束流体动力学模型描述的脉冲前质量损失，热脉冲，脉冲后的恒星演化。
2014-09-15 astro-ph.SR
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
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
