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
The BaSTI Stellar Evolution Database: models for extremely metal-poor and super-metal-rich stellar populations
我们提出了一个扩展的BaSTI恒星演化数据库的极端金属贫（${\rm Z=10^{-5}}$）和超金属丰富（Z=0.05）的金属丰度，与标度太阳和$α$增强（[ $α$ /Fe]=0.4）的重元素分布。这些新的轨迹（从主序前到早期渐近巨分支阶段），水平分支模型和等时线，将使BaSTI数据库能够用于研究，即，在本星系群暗矮星系中发现的最贫金属的群体，以及银河系凸起的富金属成分。概述了几个基本的恒星演化的预测在整个金属丰度范围内的BaSTI，连同文献计算在${\rm Z=10^{-5}}$和Z=0.05的比较。
2013-08-18 astro-ph.SR
Li-rich AGB/RGB stars: Lithium abundances and mass loss
大多数富含金属的AGB/RGB恒星都呈现出强烈的锂丰度不足，因为这种元素很容易在恒星内部的高温下被破坏。尽管如此，这些恒星中有几颗是富锂的，其锂丰度为log（Li/H）+ 12 > 1.5。在目前的工作中，我们将我们以前对AGB/RGB星的研究扩展到这些恒星的预期质量损失率。具体来说，我们寻找锂丰度和质量损失率或相关参数之间的相关性，在锂丰富的AGB/RGB星。我们估计的质量损失率使用修改后的形式的赖默斯公式，并将其应用到一个大样本的104个富锂巨星可靠的恒星数据。我们提出的方法假设恒星亮度与Li丰度之间呈线性关系，因此可以根据Li丰度来估计亮度。恒星质量是由最近的演化轨迹得到的有效温度和光度。恒星的半径可以由恒星的重力来决定，因此质量损失率可以通过对AGB/RGB分支中的富锂恒星和贫锂恒星进行适当的校准来计算。结果表明，大多数富锂恒星的质量损失率低于富C或富O巨星，不存在锂增强。
2016-09-21 astro-ph.SR
Most Lithium-rich Low-mass Evolved Stars Revealed as Red Clump stars by Asteroseismology and Spectroscopy
几十年来，锂几乎在宇宙的每一个尺度上都让科学家感到困惑。富锂巨星是锂丰度超过模型预测的特殊恒星。传统上认为大部分富含锂的低质量演化恒星是红巨星分支（RGB）恒星。然而，最近的研究报告说，红色团块（RC）星比RGB更频繁。在这里，我们提出了一个独特的大型系统的研究相结合的直接asteroseismic分析与光谱的富锂恒星。大多数富锂恒星被证实是RCs，而RGB是次要的。我们发现，富锂的RGBs的分布急剧下降，随着锂丰度的增加，显示出约2.6 dex的上限，而锂丰度的RC延伸到更高的值。我们还发现RC星和RGB星的质量分布和氮丰度分布有明显的不同。这些发现表明，在低质量恒星演化过程中，仍然存在着未知的过程对表面化学成分有显著的影响。
2020-10-05 astro-ph.SR
Why the globular cluster NGC 6752 contains no sodium-rich second-generation AGB star
球状星团拥有多个恒星星族，显示出不同的钠富集度。这些不同的种群可以沿着主序列，红巨星和水平分支阶段观察到。然而，最近的研究表明，至少在球状星团NGC 6752中，沿着早期渐近巨星分支没有观测到富钠恒星，这对恒星演化提出了一个明显的问题。我们提出了一个解释，这种缺乏钠丰富的恒星在该地区的颜色星等图。
2013-09-09 astro-ph.SR
On the formation of single and binary helium-rich sdO stars
我们提出了一个以前无法解释的富氦亚矮星O（He-rich sdO）星的形成通道，其中后亚矮星B（sdB）星（即混合COHe白矮星）在从氦白矮星（WD）同伴获得物质后重新点燃壳层中的氦燃烧。这样的短周期双星包含后sdB WD和氦WD的sdB星的主要的二进制形成渠道之一的预测。在大多数情况下，质量转移预计将导致动态不稳定的合并事件，留下一个单一的恒星残余。对这些恒星演化的计算表明，它们的性质与观测到的富He sdO星一致。这些恒星的亮度比典型的sdB恒星高出大约一个数量级。我们还认为，像PG 1544+488（Ahmad et al. 2004）和HE 0301-3039（Lisker et al. 2004）这样的双星系统，每个都包含两个热的次矮星，可能是双核共包络相的结果。由于这有利于中等质量的祖先，这也可以解释为什么这些系统中的次矮星是富氦的。
2010-08-09 astro-ph.SR
The evolution of accretor stars in binary systems due to accretion of increasingly helium-rich material
研究揭示了双星系统中吸积富含氦物质导致恒星演化的新机制，表明该过程在大质量双星中较为常见，并对恒星质量测量和高红移星系建模有影响。
2025-11-09 astro-ph.SR
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. II. NGC1851
我们研究了NGC 1851的蓝HB（BHB）上的35颗恒星，一颗RR天琴座和红HB（RHB）上的55颗恒星的中等高分辨率光谱的Na-O反相关。我们还导出了BHB星中He和N的丰度，以及RHB星中N的Ba和上限。RHB星明显分为两组：绝大多数是富O和贫Na，而大约10-15%是富Na和中等贫O。大多数富钠的RHB星也富含钡，并且RHB内的钠和钡丰度之间存在总体相关性。富钡RHB星群位于较温暖的边缘，包括约10%的RHB星。我们认为它们是RGB序列上具有非常红的v-y颜色的恒星的后代。这个序列也被认为是由Ba和可能富含Hoc的恒星组成的。然而，我们获得的其中一颗富钡星的N上限（[N/Fe]<1.55）加上文献中RGB富钡星的低C丰度表明总CNO可能不是特别高（[（C+N+O）/Fe]<=0.15）。其他富钠的RHB星也在RHB的温暖边缘，唯一的RR天琴座是富钠和中等贫O。我们还发现BHB星之间的Na-O关系，部分重叠，发现RHB星之间，虽然一般BHB星更Na-丰富和O-穷人。然而，有没有明确的温度和Na和O丰度BHB内的相关性。BHB星的平均He丰度为Y=0.29+/-0.05。在BHB星中，N丰度相当均匀，[N/Fe]=1.16+/-0.14，随温度变化趋势较小。这个值与正常的CNO丰度一致，排除了BHB星非常富含hoc的可能性：这使得年龄差约为1.5 Gyr成为SGB分裂的唯一可行…
2012-01-09 astro-ph.SR
A Search for Candidate Li-Rich Giant Stars in SDSS DR10
我们报告了在SDSS DR 10数据集的569，738颗恒星中搜索候选富锂巨星的结果。在小的变化，我们的方法是基于在早期的搜索EMP/CEMP星，并使用相同的数据集。作为我们调查的一部分，我们展示了一种方法，用于分离后主序星和主序星的温度低于Teff ~ 5800 K，使用我们的Sr II 4078，Fe I 4072和Ca I 4227线的特征强度措施。通过在多维相空间中仔细选择切割，我们分离出一个潜在的富锂巨星样本。从这些，使用详细的比较与矮和巨大的英里星，和我们自己的个人光谱分类，我们确定了一组高可能性的候选人富锂巨星。我们提供这些进一步的研究，以促进对这些神秘物体的理解。
2018-06-27 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
Optical high-resolution spectroscopy of 14 young $α$-rich stars
我们报告了14个年轻的$α$富星的化学丰度，包括中子捕获元素的基础上高质量的光学光谱HIRES/凯克我和差分逐线分析。通过比较年轻的富含$α$的恒星与附近具有类似金属丰度范围的明亮红巨星（$-0.7<[\mathrm{Fe/H}]<-0.2$）的丰度模式，我们证实了它们的高$α$元素丰度，这是以前基于近红外光谱的研究报告的。我们首次揭示了低丰度的$s$ -过程元素和高丰度的$r$ -过程元素。所有的丰度都与银河系盘中典型的富含$α$的星族一致，除了先前报道的一个天体的Li增强和两颗恒星的Na轻度增强外，没有发现丰度异常。特别是，$s$过程增强的缺乏排除了这样的假设，即来自渐近巨星分支恒星的质量转移在年轻$α$富星的形成中起着重要作用。径向速度变化的高频（超过$50\%$）也得到了证实。我们认为，低质量红巨星的质量转移可能是年轻的$α$丰富的恒星的主要形成机制。
2018-04-24 astro-ph.SR
Heavy element abundances in P-rich stars: A new site for the s-process?
最近发现的富磷恒星对恒星演化和核合成理论提出了挑战，因为现有的模型都无法解释它们极其特殊的化学丰度模式。除了大的磷增强外，这类恒星还表现出其他轻（O，Mg，Si，Al）和重（例如，Ce）元素。我们获得了两颗光学明亮的富磷星（包括一颗新的富磷星）的高分辨率光谱，并测定了它们的大量元素丰度（从C到Pb）。我们证实了这两颗富P星的轻元素丰度分布异常，Mg、Si、Al和P的丰度有很大的增强，可能还有Cu的增强，但这两颗富P星的光谱是唯一一颗显示出C（+N）增强的星。与其他贫金属和中子俘获增强的星相比，这两颗富P星显示出类似于低中子密度s-过程核合成的重元素过剩，具有高的第一峰（Sr，Y，Zr）和第二峰（Ba，La，Ce，Nd）元素增强（甚至在一颗恒星中有一些Pb增强）和负的[Rb/Sr]比。然而，这个s-过程是不同于发生在渐近巨星分支（AGB）恒星。显着的区别包括较大的[Ba/La]和较低的Eu和Pb比AGB同行。我们的观察应指导恒星核合成理论家和观察者，以确定P-丰富的恒星祖，这代表了新的网站s-过程核合成，我们的银河系的化学演化的重要影响。
2020-11-01 astro-ph.SR
Optical properties of amorphous alumina dust in the envelopes around O-rich AGB stars
利用实验室测量的光学数据，研究了富氧渐近巨星支（AGB）星包层中无定形氧化铝（Al_2O_3）尘埃颗粒的光学性质。我们推导出了在宽波长范围内满足Kramers-Kronig关系的非晶氧化铝的光学常数，并重现了实验室测量数据。使用无定形氧化铝和硅酸盐粉尘，我们比较了辐射转移模型的结果与观测到的光谱能量分布。将理论模型与大样本富氧AGB星的各种红外双色图观测结果进行比较，我们发现，对于具有薄尘埃包层的富氧AGB星，掺有无定形硅酸盐的无定形氧化铝尘埃（约10- 40%）能再现更多的观测点。
2016-07-19 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
The discovery of a Li-Na-rich giant star in Omega Centauri: formed from the pure ejecta of super-AGB stars?
我们报告发现的两个富锂巨星（比红巨星分支凸点暗淡）的恒星系统欧米茄半人马座使用GIRAFFE-FLAMES光谱。这两颗星的A（Li）=1.65和2.40 dex，属于该系统的主星族（[Fe/H]分别为-1.70和-1.82）。其中最富锂的（#25664）的[Na/Fe]=+0.87 dex，比半人马座欧米茄中最富Na的恒星的金属丰度高出约0.5 dex。#25664中Li和Na的化学丰度可以定性地解释为在其RGB演化过程中恒星内部的深层额外混合效率，或者质量在7到8 Msun之间的超渐近巨星分支（AGB）恒星。在后一种情况下，这颗富含锂钠的恒星可能是由超级AGB恒星的纯净喷出物形成的，然后被原始物质稀释，或者，作为一个双星系统的一部分，当后者通过超级AGB阶段演化时，经历了来自伴星的质量转移。在这两种情况下，这个独特物体的化学成分可以让我们第一次看到在超级AGB恒星内部处理的气体的化学成分。
2018-12-31 astro-ph.SR
Abundance analyses of helium-rich subluminous B stars
光谱类型为O型和B型（He-sdB）的富氦热次矮星之间的联系相对来说还没有被探索过，因为后者在20世纪80年代被大量发现。为了进一步探索这种联系，我们分析了六颗He-sdB恒星的表面组成，包括LB 1766，LB 3229，SB 21（= Ton-S 137 = BPS 29503-0009），BPS 22940-0009，BPS 29496-0010和BPS 22956-0094。不透明度采样线覆盖模式大气已被用于推导大气特性和元素丰度。与太阳相比，所有恒星都是中等贫金属的（[Fe/H] ~ -0.5）。四颗恒星富含氮，其中两颗富含碳，至少有四颗似乎富含碳。数据不足以排除任何样本中的二元性。表面成分和富含氮的He-sdBs的轨迹目前最好的解释是两个氦白矮星的合并，或者可能是一个氦白矮星和一个后sdB白矮星的合并。富C He-SDB需要进一步研究。
2010-08-04 astro-ph.SR
Origin of large meteoritic SiC stardust grains in metal-rich AGB stars
起源于古代恒星和超新星的星尘颗粒是从陨石中回收的，并携带着其天文起源地的详细成分。我们提出的证据表明，大多数大（$μ$ m大小）陨石碳化硅（SiC）颗粒形成的富C渐近巨星分支（AGB）比太阳更富含金属的恒星。在AGB星中发生的慢中子捕获（s过程）的框架下，在大SiC颗粒中测量到的低于太阳的88 Sr/86 Sr同位素比值只能伴随着Ce/Y元素比值，Ce/Y元素比值也低于太阳，并且主要在富含金属的钡星中观察到-AGB星的双星伴星。这种起源表明，这些大颗粒代表了高金属丰度AGB恒星的材料，需要解释在大块陨石中观察到的s过程核合成变化（Ek等人，2020）。在流出的金属丰富，富C AGB星SiC颗粒预计是小（$\simeq$ 0.2 $μ$米大小）;大（$\simeq$ $μ$米大小）SiC颗粒可以生长，如果尘埃种子的数量是两到三个数量级低于标准值的$10^{-13}$倍的H原子数。因此，我们预测，随着金属含量的增加，尘埃种子的数量可能会减少，从而导致更大的SiC颗粒的生产。
2020-06-19 astro-ph.SR
S stars and s-process in the Gaia era II. Constraining the luminosity of the third dredge-up with Tc-rich S stars
S星是晚型巨星，是渐近巨星分支（AGB）上M型星和碳星之间的过渡天体。它们被分为两种类型：内在的或外在的，基于锝（Tc）的存在或不存在。富Tc星或内禀S星是热脉冲（TP-）AGB星，内部产生s-过程元素（包括Tc），这些元素通过第三次疏浚（TDU）被带到它们的表面。贫Tc星或外生S星通过吸积AGB伴星的s过程富集物质获得了它们的s过程过量，AGB伴星后来变成了昏暗的白矮星。我们的目标是调查富Tc S星的演化状态，通过使用盖亚早期数据发布3（EDR 3）的结果将它们定位在赫兹-罗素（HR）图中。我们将当前的13颗富Tc恒星样本与我们先前对10颗富Tc恒星的研究相结合，以确定TDU在金属丰度范围[-0.7; 0]内的观测起始点。我们还比较了我们的丰度测定与专用AGB核合成预测。恒星参数的推导使用的迭代工具，它结合了HERMES高分辨率光谱，准确的盖亚EDR 3弛豫时间，恒星演化模型和定制的MARCS模型的S-型星的大气。利用这些恒星参数，我们通过线合成确定了重元素丰度。在HR图中，本征S星位于比预测的TDU起始点更高的光度处。这些发现与富Tc的S星是真正的TP-AGB星是一致的。我们的内在S星的核合成预测的派生的S-过程丰度配置文件的比较提供了一个整体良好的协议。具有最高[s/Fe]的恒星往往具有最高的C/O比。
2021-04-07 astro-ph.SR
Technetium-rich M Stars: Prime diagnostics of recent third dredge-up events on the Asymptotic Giant Branch
本研究通过高分辨率光谱分类、核合成模型与光谱指数分析富Tc M型恒星，揭示其TiO/ZrO特征及与S型恒星在质量、金属丰度上的差异，以探究AGB第三次掘取与Tc起源。
2025-07-28 astro-ph.SR
Are the silicate crystallinities of oxygen-rich evolved stars related to their mass loss rates?
28个富氧演化恒星的样本是根据其ISO/SWS光谱中结晶硅酸盐发射特征的存在而选择的。的结晶度，作为结晶硅酸盐功能的通量分数测量，被发现不相关的质量损失率，这是来自拟合的光谱能量分布。
2018-09-26 astro-ph.SR
Carbon-rich RR Lyr type stars
我们推导出了12颗天琴座RR型星的CNO丰度。四颗星显示[C/Fe]接近0.0，两颗星显示[C/Fe] = 0.52和0.65。红巨星分支星，被认为是天琴座RR型星的前身，在从主序星向巨星分支演化的过程中，由于质子捕获，通常表现出碳的缺乏。我们认为，碳的增强是由于生产过程中的氦闪光结合强烈的对流引起的闪光本身的表面混合。
2009-01-15 astro-ph.SR
Tracing the s-Process: Spectroscopic Insights into Chemical Abundances in O- and C-rich Evolved Stars
Université libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）
通过光谱学研究O-和C富的恒星化学丰度，探讨AGB星的核合成和混合过程，分析s元素丰度对AGB模型的约束作用。
2026-04-10 astro-ph.SR
Metal-rich or misclassified? The case of four RR Lyrae stars
我们分析了四个，显然是非常丰富的金属基模RR天琴座恒星的光变曲线。我们确定了两颗恒星，MT Tel和ASAS J 091803 -3022.6作为RRc（第一泛音）的反射器，在ASAS调查中被错误地归类为RRab。至于另外两颗恒星，V397 Gem和ASAS J 075127 -4136.3，我们无法下结论，因为它们在周期傅立叶系数空间中是两个类别的轨迹的异常值，但它们的光度金属丰度也支持RRc分类。
2016-07-12 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
Variability survey in NGC 6910, the open cluster rich in $β$ Cephei-type stars
NGC 6910是北半球的一个疏散星团，拥有丰富的$β$造父变星。利用波兰Biaków和中国兴隆天文台的四季测光资料，对NGC 6910进行了光变观测。结果，我们在星团中发现了100多颗变星，其中包括许多因脉动和双星而表现出变化的恒星。由于光谱观测，我们还发现了由脉动引起的$β$ Cep星谱线轮廓的变化。
2018-08-07 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
Rb-rich Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds
我们提出了高分辨率（R~60,000）的光学光谱的麦哲伦云（MC）中的一个精心挑选的样本，严重模糊和可能是大规模的富氧渐近巨星分支（AGB）的恒星。本文报道了在四颗富Rb的LMC星中发现的7800 A强Rb I谱线，其光度等于或大于AGB星的标准光度极限（Mbol~-7.1），证实了在质量较大的AGB星中，“热底燃烧”（HBB）可能产生过量的流量。在SMC的样本中，只有一颗Mbol<-7.1的恒星被发现在Rb中，其他的恒星可能是大质量的红超巨星。富Rb的LMC AGB星可能有至少~6-7 Msun的恒星质量。我们的丰度分析显示，这些富Rb恒星的Rb含量是太阳的10^3-10^5倍，但似乎只有轻微的Zr增强。高的Rb/Zr比率，如果是真的，代表了s-过程的严重问题，即使22 Ne源如预期的那样对大质量AGB星起作用;不可能合成大量的Rb而不过量产生Zr。这个问题的解决可能在于目前对发光AGB星的大气层的不完全理解。
2009-09-24 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
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
An evolutionary channel for CO-rich and pulsating He-rich subdwarfs
最近发现了一类新的热亚亮星（CO-sdOs），它们富含C和O。这些恒星的丰度与在PG 1159恒星中观察到的非常相似，但温度较低。此外，最近有人提出，C和O富集可能是驱动富氦热亚矮星（He-sdBV）脉动的关键成分。在这里，我们认为，这两种类型的罕见的恒星可以解释的一个主要渠道形成热亚矮星的变体。该方案涉及形成和合并的He-核心白矮星和质量较小的CO-核心白矮星。我们建立了一个简单的合并模型，并计算了它们的后续演化。合并产物与CO-sdO的表面参数和组成一致。此外，我们进行了模拟，包括元素扩散和激发的脉动的影响。这些模拟表明，质量较小的合并产物可以形成具有与He-sdBV相似的表面参数，丰度和脉动周期的恒星结构。我们的结论是，所提出的方案，或它的一些变体，提供了一个非常合理的解释形成的CO-sdOs，脉动He-sdBs和低光度PG 1159星。
2022-02-11 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
Discovery of extremely lead-rich subdwarfs: does heavy metal signal the formation of subdwarf B stars?
炽热的次矮星代表了一组低质量的氦燃烧恒星，它们是通过双星相互作用形成的，其中包括银河系中一些化学性质最奇特的恒星。恒星演化理论认为，它们应该有富含氦的大气层，但是，由于辐射导致氢向上扩散，大多数都非常缺乏氦。所提出的问题包括：大气层在什么时候变得化学分层，以什么速度分层？几个富氦次矮星的存在提出了进一步的问题;是否有不同的热次矮星亚群，或者热次矮星在演化过程中改变了它们的表面成分？最近的分析揭示了显着的表面化学之间的富氦亚组。本文分析了九颗中等富氦热次矮星的高分辨光谱。我们报告的发现，两颗恒星，HE 2359-2844和HE 1256-2738，显示大气中铅的丰度是太阳中的近一万倍。这是从以前从未在任何恒星中看到的光学Pb IV吸收线测量的。铅的丰度是紫外光谱法在正常热亚矮星大气中测量的10到100倍。HE 2359-2844也显示了类似于锆星LS IV-14 116的锆和钇丰度。这些新发现被解释为从新生的富氦亚矮星过渡到正常的贫氦亚矮星的严重分层大气和表面化学的一般图片。
2014-07-29 astro-ph.SR
Peculiar Hydrogen-deficient Carbon Stars: Strontium-Rich Stars and the s-Process
内容：无尘的缺氢碳星（dLHdC）是北冕座R（RCB）变星和不变星，已知它们的表面有增强的s处理物质，特别是Sr、Y和Ba。没有全面的工作已经完成，以探索这些类型的恒星的s-过程，但一个特定的RCB星，U Aqr，一直受到审查，其非凡的Sr增强。目的：我们的目标是确定RCB和dLHdC的明星，有显着增强的Sr丰度，如U Aqr，并使用恒星演化模型开始估计的类型的中子暴露发生在一个典型的HdC星。方法：我们比较Sr II 4077 $Å$谱线与Ca II H的强度，以鉴定新的富Sr HdCs亚类。我们还使用现有的RCB MESA模型的结构和丰度信息来计算中子暴露参数，$τ$结果：我们确定了六颗恒星中的Sr丰富的类。两个是RCB，四个是dLHdCs。我们还发现，优选的RCB MESA模型有一个中子暴露$τ$ ~ 0.1 MB $^{-1}$，这是低于估计的$τ$之间的0.15和0.6 MB $^{-1}$富锶星U Aqr在文献中发现。我们发现的中子暴露的趋势对应于他燃烧壳温度，金属丰度，并假定S-处理网站。结论：我们已经发现了一个子类的6 HdCs称为Sr丰富的类，这往往是在晕，RCB和dLHdCs的典型分布之外。我们发现dLHdC星比RCB星更可能是富Sr的，dLHdC星的出现率约为13%，RCB星的出现率约为2%.这是RCB和dLHdC之间的第一个潜在光谱差异之一，以及具有更强表面…
2021-12-14 astro-ph.SR
Analysis of old very metal rich stars in the solar neighbourhood
已经确定了一个大多是老的富金属矮星和关闭星的样本，它们具有高离心率和银河平面以上低的最大高度。从它们的运动学来看，内盘是它们最有可能的诞生地。因此，它们的化学印记可能揭示了关于仍然知之甚少的内盘的形成和演化的重要信息。为了探索这些恒星星族的形成历史，我们对富含金属的恒星样本进行了详细的分析。我们得到了金属丰度、α元素丰度、年龄和银河系轨道。对71颗富金属恒星的分析是基于智利拉西拉ESO 1.52米望远镜的FEROS摄谱仪获得的光学高分辨率埃歇尔光谱。C、O、Mg、Si、Ca和Ti的金属丰度和丰度是基于LTE详细分析，采用MARCS模式大气得出的。我们确认这些恒星的高金属丰度达到[Fe I/H]~0.58，并且富金属矮星的样品可以在运动学上分为厚盘、薄盘和中间恒星星族样品。所有样本恒星都显示出太阳α-Fe比率，其中大多数都很老，仍然富含金属。这些轨道表明薄盘、厚盘和中间星群分别形成于距银河中心约8 kpc、6 kpc和7 kpc的位置。厚盘子样本的平均最大高度Z_max~380 pc，低于典型的厚盘星。比较样品星和核球星的α-元素丰度表明，氧与核球或内部厚盘起源相一致。我们的研究结果表明，模型的径向混合和动力学效应的酒吧和酒吧/螺旋臂可能解释这些老的富含金属的矮星在太阳附近的存在。
2011-09-28 astro-ph.SR
Heavy elements in old very metal-rich stars
我们研究了从NLTT目录中选出的一个高自行、古老和富含金属的矮星样本。这些太阳邻居星的低近心距离和偏心轨道表明它们可能起源于银河系内部。化学标记可以探测恒星星族的形成历史。为了确定71个富含金属的矮星样本的起源，我们导出了中子捕获元素Y，Ba，La和Eu的丰度。光谱分析的基础上获得的光学高分辨率阶梯光谱与FEROS摄谱仪在ESO 1.52米望远镜在拉西拉，智利。Y，Ba，La和Eu的丰度通过LTE分析得出，采用MARCS模型大气。Y，Ba，La和Eu的丰度与Fe和Mg作为参考元素的丰度表明我们的富含金属的古老矮星样本和薄盘之间的相似性。另一方面，使用O作为参考元素的丰度比，以及它们的运动学，表明我们的样品明显不同于薄盘星。它们可能是旧的内部薄盘恒星，如前所述，或隆起恒星。在这两种情况下，它们都是从银河系内部迁移到太阳附近的。
2014-09-11 astro-ph.SR
NSCC -- A New Scheme of Classification of C-rich Stars Devised from Optical and Infrared Observations
通过对51颗AGB碳星的分析，提出了一个新的富碳星分类系统。扩展纳入，这也代表了这个新系统的主要优点，是通常的光学指数的组合，描述的光球的对象，与新的红外线，允许解释的拱星环境的富碳恒星。这个新系统包括通常的光谱子类和$C_2$ -，j-，MS-和温度指数，以及新的SiC-（SiC/C. A.丰度估计）和$τ$ -（不透明度）指数。红外指数的数值是通过对恒星拱星包层中的辐射转移进行蒙特卡罗模拟得到的。当应用于我们的样本时，全套指数导致了一个更有效的分类系统，因为在宽光谱范围内的检查使我们能够获得碳星的完整场景。
2009-10-22 astro-ph.SR
Tidal interactions between binary stars drives lithium production in low-mass red giants
恒星演化的理论模型预测，当恒星变成红巨星时，恒星内部的大部分锂都被破坏了。然而，观测显示，大约1%的红巨星特别富含锂，通常超过星际介质或大爆炸预测的数量。在过去的40年里，只发现了大约150颗富锂巨星，除了锂的增强之外，没有其他独特的性质，富锂巨星的起源是恒星天体物理学中最古老的问题之一。在这里，我们报告了2,330个低质量（1到3 $\,M_\odot$）富锂巨星的发现，我们认为这与由双星伴星潮汐自旋驱动的内部锂生产是一致的。我们的样本显示，大多数富锂巨星都有燃烧氦的核心（$80^{+7}_{-6}\%$），富锂巨星的频率随着恒星金属丰度的增加而增加。我们发现，虽然行星吸积可以解释一些富含锂的巨星，但它不能解释大多数具有氦燃烧核心的巨星。我们排除了大多数其他提出的解释作为富锂巨星的主要机制，包括与单星演化有关的所有阶段。我们的分析表明，巨行星富含锂的时间只有大约200万年。根据这个锂耗尽时间尺度的预测，大多数具有氦燃烧核心的富锂巨星都有一个双星伴星。
2019-10-22 astro-ph.SR
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. IV. M22
我们用FLAMES获得了94颗属于M22 HB的候选星的高分辨率光谱。我们观察到的HB星跨越了一个有限的温度范围（7，800 <Teff<11，000 K），其中大约60%的M22 HB星都是这样。在我们的样本中，我们可以区分三组颜色分离的恒星（虽然相邻）：第1组（49颗恒星）是贫金属，N-正常，Na-贫和O-丰富的丰度与先前研究中确定的原始RGB恒星组相匹配。第2组（23颗恒星）仍然是贫金属的，但富含N和Na，尽管O只是非常轻微的贫化。我们可以确定这个中间组是贫金属RGB星的后代，它们占据了Na-O反相关的中间位置。第三组（20颗恒星）富含金属、Na和O，可能是之前发现的富含金属的RGB星族中O最丰富的组成部分。我们没有观察到任何严重的O-耗尽的恒星，我们认为这些恒星的后代落在HB较热的部分。富含金属的人口也过于丰富的Sr，与相应的RGB和SGB星的结果一致。然而，我们没有发现任何显着的变化之间的比例的N和O丰度的总和Fe。有一些证据表明，第2和第3组恒星的He含量增加（Y=0.338 \pm 0.014 \pm 0.05）。我们的研究结果同意的命题，即化学成分驱动器的位置，恒星沿HB的GC。此外，我们还发现了一些快速旋转子。它们集中在沿着M22的HB的有限温度范围内。
2014-01-28 astro-ph.SR
A super lithium-rich red-clump star in the open cluster Trumpler 5
上下文富锂低质量红巨星的存在仍然是对恒星演化模型的挑战。星团是进行这种研究的特殊环境。目的。为了研究古老的疏散星团Trumpler的化学丰度模式，我们用高分辨率光谱仪观测了一个由四颗红团星组成的样本。其中之一（#3416）在其光谱中显示出极强的锂线。方法.对观测到的恒星光谱进行了一维局部热力学平衡分析。进行了3D-NLTE分析，以得出恒星#3416的锂丰度。结果恒星#3416是超级富锂的，A（Li）= 3.751.dex。缺乏$^6$ Li富集（$^6$ Li/ $^7$ Li $<$ 2%），低碳同位素比（$^{12}$ C/ $^{13}$ C=14 $\pm$ 3），以及缺乏径向速度变化或旋转速度增强的证据（$v\sin i = 2.8\,$ \kms），都表明锂的产生是通过卡梅隆和福勒机制发生的。结论.我们在一个疏散星团中发现了一颗超级富锂核心燃烧氦的红团恒星。内部生产是所观察到的浓缩的最可能原因。由于恒星富锂阶段的预期持续时间很短，富集很可能发生在红团或紧接在前的阶段，即在红巨星分支（RGB）尖端的氦闪光期间或在上升到RGB最亮的部分时。
2014-03-25 astro-ph.SR
The lithium-rich giant stars puzzle: New observational trends for a general-mass-loss scenario
本研究合并富锂巨星与红外源星表，发现红外超、质量损失与锂增丰相关，并提出低质量巨星普遍经历快速锂增丰与物质抛射的统一情景。
2024-12-05 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
The production of proton-rich isotopes beyond iron: The $γ$ process in stars
除了铁，太阳系总丰度的一小部分是由富含质子的同位素组成的，即p核。清楚地了解它们的产生是核天体物理学的一个根本挑战。在核心坍缩和热核超新星中，p核制约着核合成。$γ$过程是产生p核的最确定的方案，p核是通过从较重的核开始的不同的光致蜕变路径产生的。需要核物理学的大量努力来获得远离稳定谷的相关核反应速率。本文介绍了恒星中重丰质子同位素的$γ$过程的产生，并探讨了最新的实验核物理技术，为恒星核合成提供核数据。
2016-05-12 astro-ph.SR
The SALT survey of helium-rich hot subdwarfs: methods, classification, and coarse analysis
目前正在利用南部非洲大型望远镜对富氦热次矮星进行中高分辨率光谱测量。目标包括发现奇异的热次矮星和连接不同类型的化学特殊次矮星的序列。第一阶段包括从低分辨率巡天中选出的100多颗恒星的中等分辨率光谱。本文介绍了选择标准、观察方法、分类方法和分析方法。它提出了107个光谱分类的MK类钻井系统和106个粗略的分析（$T_{\rm eff}, \log g, \log y$）的基础上的混合网格的零金属非LTE和线覆盖LTE模型大气。对75颗恒星，首次导出了大气参数。样品可分为6个不同的组，包括光谱类型为（Sp）sdO 6.5-sdB 1（74）的经典“富氦”sdO星，包括富碳星（35）和弱碳星（39），非常热的He-sdO星，光谱类型为Sp $\lesssim$ sdO 6（13），极端氦星，光度类别为$\lesssim 5$（5），氦类25 - 35的中间富氦亚矮星（8）和氦类$10 - 25$的中间富氦亚矮星（6）。最后一个涵盖了一个狭窄的光谱范围（sdB 0-sdB 1），包括两个已知的和四个候选的重金属次矮星。在其他的星系群中，有几颗个别感兴趣的恒星，包括一颗极贫金属的氦星、候选的双氦亚矮星联星和一颗候选的低重力氦-sdO星。
2020-11-18 astro-ph.SR
Metal-Rich SX Phe stars in the Kepler Field
对开普勒场中的32颗候选SX_Phe变星进行了光谱和光度分析（Balona & Nemec 2012）。径向速度（RV）、空间运动（U、V、W）、投影旋转速度（v sin i）、光谱类型和大气特征（T_eff、log g、[Fe/H]、xi_t、zeta_RT等）是32颗星中的30颗虽然有几颗恒星是金属弱的，具有极端的晕轨道，但样本的平均值[Fe/H]接近太阳，因此这些恒星比典型的Pop.II恒星样本更富含金属，更像晕金属丰富的A型恒星（Perry 1969）。三分之二的恒星是v sin i > 50 km/s的快速自转恒星，其中包括4颗v sin i > 200 km/s的恒星。其中三颗星的（负）RV> 250 km/s，五颗星有逆行的空间运动，21颗星的总速度（相对于LSR）> 400 km/s。这30颗恒星中，除了一颗以外，所有的恒星在图姆雷图中的位置都与真正的晕星的运动学相一致（除了一颗厚盘星）。观测到的罗默时间延迟、脉动频率调制和光变曲线表明，至少有三分之一的恒星是双星系统，轨道周期从2.3天到4年多不等。
2016-11-30 astro-ph.SR
Abundances in the atmosphere of the metal-rich planet-host star HD 77338
本文测定并讨论了K矮星HD 77338大气中Fe、Si、Ni、Ti、Na、Mg、Cu、Zn、Mn、Cr和Ca的丰度。HD 77338拥有一颗热的类天王星行星，是目前拥有任何行星的最富金属的单颗恒星。在Pavlenko等人（2012年）开发的自洽方法框架内进行丰度测定。通过程序ABEL 8迭代计算丰度，并且该过程在4次迭代后收敛。我们发现，大多数元素遵循铁丰度，但一些铁峰元素被发现在这颗恒星中过于丰富。
2015-05-21 astro-ph.SR
Oxygen rich cool stars in the Cepheus region, New observations. III
本文给出了KP 2001星的中分辨率CCD光谱和R测光。我们修正了3900 - 8500 A范围内恒星的光谱分类。根据NSVS（Northern Sky Variability Survey）数据库中的光变曲线，我们将KP 2001 -18，KP 2001 -176分别归类为半正则型和Mira型变星。对于所有观测对象，使用VStar软件进行NSVS相位依赖光变曲线分析和变异类型分类。利用周期光度关系计算了MK星等和到变星的距离。
2015-09-06 astro-ph.SR
Modeling Hydrogen-Rich Wolf-Rayet Stars in M33
我们提出的光谱变化的研究结果的两个非常明亮的恒星在M33星系- LBV V532和晚WN星（可能，休眠LBV）FSZ 35。我们研究了V532的光谱变化，推导出它的大气参数，并表明，热光度变化之间的两个国家的一个因素的$\sim$ 1.5。使用非LTE辐射转移代码CMFGEN，我们确定了这两个对象的风参数。由于这两颗恒星距离最近的星协约100 pc，我们假设它们可能是速度为100 km/s的大质量逃逸星。
2013-03-10 astro-ph.SR
KP Cyg: an Unusual Metal-rich RR Lyr Type Star of Long Period
我们提出了一个详细的光谱研究的结果，长周期（$P=0.856$天）RR天琴座恒星，KP天鹅座。计算了轻组分、铁族元素和s过程元素的丰度。大部分周期大于0.7天的天琴座RR型恒星都是缺乏金属的天体。令人惊讶的是，我们的结果显示KP Cyg非常富含金属（[Fe/H] $= +0.18\pm 0.23$）。通过与一些短周期（$P=1\sim 6$天）、富金属CWB星的比较，我们认为天鹅座KP星可能是一颗非常短周期的CWB星（BL Her星），而不是一颗天琴座RR星。正如在一些CWB恒星中所看到的那样，KP Cyg在其大气中显示出强烈的碳和氮过剩。这表明KP Cyg的表面已经被经历氦燃烧（以增加碳）和质子捕获（将碳转化为氮）的材料污染。周期为0.929天的UY CrB也显示出C和N的增加，而两颗短周期的碳造父变星V553 Cen和RT TrA也显示出类似的C和N过量。
2010-06-04 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
Unveiling the chemical fingerprint of phosphorus-rich stars II. Heavy-element abundances from UVES/VLT spectra
本研究通过分析四颗富磷星的UVES光谱获取了广泛的重元素丰度，发现其s-过程峰值元素过丰且Ba极高，比较三种核合成情景后指出s-与i-过程组合模型差异最少但因缺乏模拟仍具高度不确定性。
2024-08-23 astro-ph.SR
Metal-Rich RRc stars in the Carnegie RR Lyrae Survey
我们描述并采用叠加程序来研究从卡内基RR Lyrics Survey（CARRS; Kollmeier et al. 2013）中获得的低S/N光谱得出的丰度。在274个光谱的CARRS RRc数据集中，我们发现铁的金属丰度从[Fe/H] ~ -2.5到至少[Fe/H] ~ -0.5。我们认为RRc样本污染的高振幅太阳金属丰度三角洲盾牌星（HADS）的周期小于0.3天，RRc和三角洲盾牌星之间的光度歧视已被证明是有问题的。我们提供了一个光谱判别，以及显着的过剩的重元素，主要是[Ba/H]，这是一个共同的，如果不是普遍的，特点的HADS的所有周期和轴向旋转。我们所知的真正的RRc恒星都没有证实过重元素的过剩。在[Fe/H] > -0.7的34颗恒星中，有3颗显示出强烈的Sr、Y、Zr、Ba和许多稀土元素的特征。然而，在这三颗恒星中，碳并没有增强，我们得出结论，它们升高的n-捕获丰度并没有在内部中子捕获核合成中产生。HADS的污染似乎并不重要，富含金属的RRc星在银河系中的比例与富含金属的RRab星大致相同。富含金属的RRc的明显缺乏可能是统计上的侥幸。最后，我们表明，RRc星有一个类似的逆周期金属丰度关系已被发现RRab星。
2017-12-01 astro-ph.SR
Discovery of Super-Li Rich Red Giants in Dwarf Spheroidal Galaxies
恒星在其正常演化过程中会破坏锂（Li）。演化的红巨星的对流包层达到数百万K的温度，足以让7 Li（p，alpha）4 He反应有效地燃烧Li。在红巨星分支中，只有约1%的第一颗红巨星比光度函数凸点更亮，表现出A（Li）> 1.5。尽管如此，富锂红巨星确实存在。我们提出了15富锂红巨星-其中14个是新发现的-在银河系矮卫星星系的2054红巨星样本。我们的样本是低质量、贫金属（[Fe/H] <~ -0.7）富锂红巨星数量的两倍多，它包括已知最贫金属的锂增强型恒星（[Fe/H] =-2.82，A（Li）_NLTE = 3.15）。由于这些恒星中的大多数都具有比宇宙的原始值更大的Li丰度，因此这些恒星中的Li一定是被创造出来的，而不是被保存下来的。这些富含锂的恒星在除了锂丰度之外的所有可测量方面都与同一星系中的其他恒星相似。我们认为，锂的富集是一个普遍的演化阶段，影响到所有的恒星，它似乎罕见，只是因为它是短暂的。
2012-05-22 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
Population synthesis of helium white dwarf--red giant star mergers and the formation of lithium-rich giants and carbon stars
富锂红巨星和富碳红巨星的形成历史至今仍不清楚。有人提出，氦核白矮星与红巨星分支恒星的合并可能会提供一个解决方案。我们已经计算了一个扩展的网格合并后的演化模型，并结合这些预测的双星人口合成。这些结果有力地支持了氦白矮星与红巨星分支星的合并可以提供富锂红团星和早R碳星的祖先的假设。合并后模型在$T_{\rm eff}$、$\log g$、$\log L$中的分布、锂和碳的表面丰度以及预测的空间密度与银河系中富锂星和早R星这些参数的观测分布一致。
2020-01-16 astro-ph.SR nucl-th
