The formation of barium giants via mass accretion in binary systems
我们研究的背景下，从一个渐近巨星分支（AGB）同伴的质量转移的钡星的组成。我们吸积之间的0.01和0.5 M $_\odot$的AGB喷出物上的低质量的同伴[Fe/H] = -0.25在预期的年龄为2.5，3和4 M $_\odot$的AGB恒星的寿命结束。在每种情况下，我们形成一个2.5 M $_\odot$的恒星，这被认为是一个典型的钡星质量。我们讨论的程度稀释的吸积物质的恒星的演变，并描述表面丰度的影响。对于从2.5 \ms \主吸积，如果次级的初始质量是2.45 M $_\odot$或更大，吸积发生时，次级正在经历核心氦燃烧。使用来自De Castro等人的样本的数据，我们试图用我们计算的模型来拟合74颗钡巨星的观测性质。我们发现，所有这些对象，但六个最适合使用喷出物从2.5 M $_\odot$（32个对象）或3 M $_\odot$（36个对象）AGB星。当从较低质量的伴星吸积时，通常需要较高的吸积质量。我们发现吸积群众，大致符合最近的流体动力学模拟风的质量转移，虽然吸积效率是对这些模拟中发现的上限。对于18颗恒星的轨道周期，我们发现没有很强的相关性周期和吸积质量。
2021-06-15 astro-ph.SR
The s process in AGB stars as constrained by a large sample of Barium stars
上下文钡星（Ba）是富含比铁重的元素的矮星和巨星，由缓慢的中子俘获过程（s过程）产生。它们属于双星系统，其中主星通过渐近巨星分支（AGB）阶段演化，在此期间它产生了s过程元素并将它们转移到现在被观察为Ba星的次级恒星上。目标。我们比较了最大的均匀的Ba巨星观测的S-过程元素Y，Zr，La，Ce和Nd与AGB核合成模型，以更好地理解AGB星的S过程。方法.通过单独考虑轻s（ls：Y和Zr）重s（hs：La，Ce和Nd）和元素，我们首次计算了不同hs元素/ls元素丰度比的定量误差条，以及每个样本星。我们将这些比率与低质量AGB核合成模型进行了比较。我们从我们的分析中排除了La，因为与其他观测到的HS型元素相比，一些样本恒星中的强La线会导致高估和不可靠的丰度测定。结果所有计算出的hs-型到ls-型元素比率都显示出随着金属丰度的降低而增加的明显趋势，并且具有较小的扩展（小于3倍）。这种趋势是由低质量AGB模型预测的，其中13 C是主要的中子源。与旋转AGB模型的比较表明，需要存在的角动量传输机制，不应该运输化学物种，但显着降低旋转速度的核心在先进的恒星演化阶段。这是一个独立的确认的星震学观测的减缓核心旋转的巨星，和旋转速度的白矮星低于预测的模型没有一个额外的角动量传输机制。
2018-10-03 astro-ph.SR
SALT reveals the barium central star of the planetary nebula Hen 2-39
经典钡星是由一颗富含碳和慢中子俘获（s-过程）元素的晚型巨星和一颗在可见光波段不可见的演化的白矮星（WD）组成的双星系统。观测到的最年轻的钡星被行星状星云（PNE）所包围，这些星云是在WD处于其之前的渐近巨星分支（AGB）阶段时，污染物质被风吸积后不久喷出的。这样的系统是研究AGB核合成的罕见但强大的实验室，因为我们可以测量污染恒星和污染者喷出的星云的化学丰度。在这里，我们提出了在PN Hen 2-39中存在钡星的证据。这颗被污染的巨行星与韦伯1号中发现的非常相似。它是一个冷的（Teff=4250 +/- 150 K）巨星，在碳（[C/H]=0.42 +/- 0.02 dex）和钡（[Ba/Fe]=1.50 +/- 0.25 dex）中增强。C-R3 C_24的光谱型使亨2-39成为早期特殊的R型碳星之一，然而钡的增强和可能的双星状态意味着它更可能是一颗具有类似性质的钡星，而不是这类恒星的真正成员。一个初始质量为1.8 Msun和一个相对较大的碳袋大小的AGB星模型可以很好地再现观测到的丰度，提供质量是在一个高度保守的方式从AGB星的污染星（例如风罗氏瓣溢出）。该星云呈现出明显的环形形态，与钡星（WeBo 1和A 70）周围的其他PNE保持一致，并显示出高度的电离，这意味着存在一个不可见的热的前WD伴星，这将需要用紫外线观测来确认。与A 70相反，星云的化学丰度模式与非I型PNE一…
2013-09-20 astro-ph.SR
The study of s-process nucleosynthesis based on barium stars, CEMP-s and CEMP-r/s stars
为了对s过程核合成有更广泛的认识，我们研究了35颗钡星和24颗CEMP星的重元素丰度分布，其中包括9颗CEMP-s星和15颗CEMP-r/s星。CEMP-s星和CEMP-r/s星的[Pb/hs]分布相似，表明CEMP-s星和CEMP-r/s星的s过程物质应该有一个统一的起源，即来自其主要伴星AGB的质量转移。对于CEMP-r/s星，我们发现r过程对第二个s峰和第三个s峰元素的贡献比例相似，也是导致重元素丰度高于CEMP-s星的原因.这暗示CEMP-r/s星的r过程起源应该与主r过程密切相关。钡星和CEMP-s星都存在一些小的$r$值，这一事实意味着在我们银河系很宽的金属丰度范围内，s过程核合成的单次曝光事件应该是普遍的。根据$C_{r}$和$C_{s}$之间的关系，我们认为CEMP-r/s星的r元素起源具有多源性。一种常见的情况是，双星系统的形成是由一颗或几颗超新星触发的。此外，吸积诱发坍缩（AIC）或SN 1.5应该是补充方案，特别是对于那些前AGB伴星质量更高、轨道半径更小的方案，这支持了$C_{r}$和$C_{s}$的更高值。
2013-05-08 astro-ph.SR
Three new barium dwarfs with WD companions: BD+68 1027, RE J0702+129 and BD+80 670
本文报道了三个新发现的钡矮星，它们位于类玻色子系统中，为钡矮星是白矮星的伴星提供了直接的证据。利用高分辨率、高信噪比的光谱资料，计算了大气参数、恒星质量和25种元素的化学丰度，包括光、$α$、Fe峰和s过程元素。增强的s-过程元素与[s/Fe]比值在0.4和0.6之间确认它们是温和的钡星。BD+68 $^\circ$ 1027、RE~ J 0702 +129和BD+80 $^\circ$ 670的金属丰度（$-$ 0.31、$-$ 0.06、0.13）均在已知Ba矮星和Ba巨星的范围内。[hs/ls]、[s/Fe]和[C/Fe]与金属丰度呈显著正相关。估算了RE~ J 0702 +129（1.47 $M_{\odot}$）和BD+80 $^\circ$ 670（3.59 $M_{\odot}$）的WD伴星的AGB祖星质量，证实了Ba矮星周围未观测到的WD的AGB祖星质量范围（1.5 $\sim$ 4 $M_{\odot}$）。将RE~ J 0702 +129和BD+80 $^\circ$ 670中s过程元素的表面丰度与AGB模型进行了比较，结果表明它们在Ba星的吸积效率和污染因子的预测范围内是一致的。这些结果支持了Ba矮星s-过程超丰度的起源类似于Ba巨星的McClure假说，即Ba星在AGB阶段通过质量转移积累s-过程元素。
2017-10-30 astro-ph.SR
Two barium stars in the Galactic bulge
钡星保存了中等质量恒星s过程和第三次疏浚的重要信息。因此，它们在不同环境中的发现对检验核合成和混合模型有很大帮助。我们的目标是分析两颗恒星与一个非常强大的钡线检测在一个大的调查红巨星在银河系的隆起。对基于COMARCS编码的合成模型光谱与我们的中等分辨率光谱进行了对比分析。测定了Ba、La、Y和Fe的丰度。除了这两个主要目标外，还对两颗比较星进行了分析。我们确认这两颗星都是钡星。它们是第一个在银河系核球中发现的这类天体。他们的钡过量是迄今为止发现的最大值之一。元素丰度与目前的核合成和混合模型进行了比较。此外，我们估计钡星在银河系核球中的频率约为1%，这与盘星的值相同。
2013-05-10 astro-ph.SR
When binaries keep track of recent nucleosynthesis: The Zr - Nb pair in extrinsic stars as an s-process diagnostic
钡星是富含s过程的巨星。它们的化学特性归功于过去的传质阶段。在此期间，它们被它们的双星伴星污染了，伴星当时是一颗AGB星，但现在是一颗灭绝的白矮星。钡星因此是理解和限制低质量和中等质量AGB星的s过程的理想目标。我们推导出大量的重元素的丰度，以阐明中子源的操作条件负责生产的s-元素的钡星的前同伴。采用最近使用的方法（Neyskens et al. 2015），我们分析了安装在MERCATOR望远镜（La Palma）上的高分辨率HERMES光谱仪观测到的18颗高度富集的钡星样本。我们使用MARCS模型大气确定恒星参数和丰度。特别是，我们推导出的Nb/Zr比，这是以前被证明是一个敏感的温度计的S-过程核合成。事实上，在钡星中，$^{93}Zr$已经完全衰变为单同位素$^{93}Nb$，因此Nb/Zr是温度敏感的$^{93}Zr/Zr$同位素比的量度。HD 28159，先前被分类为K5 III，最初被选为我们丰度分析的参考冷K星，结果富含s过程元素，因此是一颗新的钡星。四颗恒星的特征是氮丰度高，也往往有高的[Nb/Zr]和[hs/ls]比值。导出的Zr和Nb丰度提供了更准确的约束s过程中子源，确定为$^{13}C(alpha,n)^{16}O$的钡星。与恒星演化和核合成模型的比较表明，所研究的钡星被一颗低质量（2-3太阳质量）的AGB星污染。HD 100503可能是迄今发现的金属丰度最…
2018-07-17 astro-ph.SR
The stellar beta-decay rate of 134Cs and its impact on the Barium nucleosynthesis in the s process
我们已经计算了恒星$β$ -衰变率的重要的s-过程的分支点${}^{134}$ Cs的基础上，最先进的壳模型计算。在典型的$s$工艺温度（$T\sim$ 0.2-0.3 GK）下，我们的新速率比Takahashi和Yokoi广泛使用的速率（以下简称TY 87）低一个数量级。研究了不同质量和金属丰度对AGB星核合成的影响。我们的新衰变率导致${}^{134}$ Ba/ ${}^{136}$ Ba比率的总体降低，并且很好地解释了在不引入$i$过程的情况下测量的流星比率。根据${}^{135}$ Cs/ ${}^{133}$ Cs的比值，我们还推导出从最后一次污染早期太阳系的AGB核合成事件到$>$ 2800万年的时间，这与从${}^{107}$ Pd和${}^{182}$ Hf推导出的时间一致。发现${}^{135}$ Ba和${}^{135}$ Cs的$s$过程丰度之和增加，导致太阳系中${}^{135}$ Ba的$r$过程贡献变小。
2021-09-29 astro-ph.SR
Hot bottom burning and s-process nucleosynthesis in massive AGB stars at the beginning of the thermally-pulsing phase
我们报告的第一次光谱鉴定的大质量银河系渐近巨星分支（AGB）的恒星在开始的热脉冲（TP）阶段。这些恒星是迄今为止发现的最富锂的大质量AGB，logE（Li）~3-4的超级富锂AGB。高锂过剩伴随着弱或没有S-过程元素（即Rb和Zr）的增强。我们的观察结果与最近的热底部燃烧（HBB）和S-过程核合成模型的比较证实，HBB强烈激活在第一个TP，但22 Ne中子源需要更多的TP和第三个疏浚事件，以产生足够的Rb在恒星表面。我们还表明，短寿命的元素Tc，通常被用作AGB的指示剂，没有检测到大规模的AGB这是与理论预测一致时，22 Ne中子源占主导地位的s-过程核合成。
2013-06-11 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. I. Detailed analysis of 15 binary stars with known orbital periods
AGB星负责产生各种元素，包括碳、氮和在缓慢的中子捕获过程中产生的重元素（$s$ -元素）。在模拟AGB恒星的演化和核合成过程中存在许多不确定性，尤其是在低金属丰度的情况下，大多数质量足够大的恒星都演化成了白矮星，无法再被观测到。星系晕中的恒星星族是低质量的（$\lesssim 0.85M_{\odot}$），只有少数观测到的恒星演化到了第一个巨星分支之外。然而，我们有证据表明，低金属丰度的AGB星在双星系统中与他们的低质量的二级同伴在过去的相互作用。这项工作的目的是调查AGB核合成在低金属通过研究表面丰度的化学奇特的非常贫金属恒星的晕观察到的双星系统。为此，我们选择了15个样本的碳和$s$元素增强贫金属（CEMP- $s$）晕星，发现在测量轨道周期的双星系统。利用我们的二元演化和AGB核合成模型，我们确定了最能同时再现样本中每颗恒星观测到的轨道周期和表面丰度的二元配置。观测到的周期提供了严格的限制，我们的模型风质量转移的双星，而与观测到的丰度测试我们的模型AGB核合成的比较。
2015-02-26 astro-ph.SR
Possible discovery of the r-process characteristics in the abundances of metal-rich barium stars
我们研究了Pereira等人（2011）提供的富金属钡星样品的丰度分布，以探讨富金属环境中的s-和r-过程核合成。我们比较了由参数模型预测的理论结果与富金属钡星的观测丰度。发现6颗钡星具有明显的r过程特征，并将钡星分为两类：富r钡星（$C_r>5.0$，[La/Nd]\，$<0$）和正常钡星。富r钡星的行为似乎更像贫金属富r星和CEMP-r/s星。我们认为，这些恒星最可能的形成机制是s-过程污染，虽然他们的丰度模式可以很好地拟合时，前富集假设。我们无法单独使用s-过程核合成很好地解释它们的事实可能是由于我们对在富金属和超富金属环境中通过s-过程产生Nd，Eu和其他相关元素的知识不完整（参见Pereira等人的详细信息。2011）。
2014-05-16 astro-ph.SR
Abundance Patterns in S-type AGB stars : Setting Constraints on Nucleosynthesis and Stellar Evolution Models
在AGB的演化过程中，S型星是第一个经历S-过程核合成和第三次dredge-ups的天体，因此在其大气中表现出S-过程特征。它们显著的质量损失率（10^-7 ~ 10^-6 M*/年）使它们成为太阳金属丰度下AGB核合成产额的主要贡献者。S星的精确丰度测定对于限制第三次挖掘的光度和效率（到目前为止，在所有当前的核合成模型中只粗略地参数化）至关重要。在这里，专用的S-星模型大气被用来确定精确的丰度的关键S-过程元素，并设置约束核合成和恒星演化模型。锝是一种没有稳定同位素的元素（99 Tc是AGB星中唯一由s过程产生的同位素，半衰期为2.1 x 10^5年）。它的检测被认为是最好的签名，有效地填充恒星的热脉冲AGB阶段的演变。派生的Tc/Zr丰度进行了比较，作为派生的[Zr/Fe]过丰度的函数，与AGB恒星模型预测。[Zr/Fe]的超丰度与模型预测吻合良好，而Tc/Zr的丰度略有高估。这种差异有助于对AGB星的核合成和恒星演化模型设置更好的约束。
2010-11-09 astro-ph.SR
Sensitivity study for s process nucleosynthesis in AGB stars
在本文中，我们提出了一个大规模的灵敏度研究的主要组成部分的$s$过程中的反应速率。本研究的目的是确定所有的利率，这对$s$过程的丰度分布和三个最重要的生产率的每种同位素的全球影响。我们已经进行了辐射$^{13}$ C口袋和对流热脉冲，在AGB星的$s$过程的网站的敏感性研究。我们确定了22个率，这对AGB星的$s$过程丰度的影响最大。
2016-02-15 astro-ph.SR
MONTAGE: AGB nucleosynthesis with full s-process calculations
我们提出了MONTAGE，后处理核合成代码，结合了传统的网络同位素轻于钙的快速算法计算的S-过程的较重的同位素的核合成。将网络中只有中子俘获和β衰变反应重要的部分分开，在计算效率上有很大的优势。我们提出了一套完整的S-过程同位素的3 Mo，Z = 0.02恒星模型的产量，作为演示的实用程序的方法。未来的工作将包括一个大的网格模型，适用于计算银河系的化学演化。
2009-06-09 astro-ph.SR
Magnetic-buoyancy-induced mixing in AGB Stars: fluorine nucleosynthesis at different metallicities
渐近巨星分支（AGB）恒星被认为是银河系氟收支的最重要贡献者之一。虽然在接近太阳的金属丰度观测和理论一致，在较低的金属丰度恒星模型高估了氟生产相对于重元素。我们目前的${}^{19}$ F核合成结果的一组AGB模型具有不同的质量和金属，其中磁浮力作为驱动过程的${}^{13}$ C中子源（所谓的${}^{13}$ C口袋）的形成。我们发现，${}^{19}$ F主要产生的结果，涉及二次${}^{14}$ N在对流热脉冲的核合成，从${}^{14}$ N存在于${}^{13}$ C口袋区域的贡献可以忽略不计。因此防止了大量${}^{19}$ F的产生，导致较低的氟表面丰度。因此，AGB恒星模型与磁浮力引起的混合在对流信封的基础上，以及同意与现有的氟光谱测量在低和接近太阳的金属丰度。
2021-06-15 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in massive AGB stars with delayed superwinds: implications for the abundance anomalies in Globular Clusters
我们提出了大规模（5-7太阳质量）的渐近巨星分支（AGB）恒星的太阳金属丰度的核合成预测，我们延迟的超风脉冲周期P =700-800天的发病。我们发现，延迟太阳金属丰度大质量AGB恒星中的超级风会导致更大的s过程元素的产生，这在较低的金属丰度下也是可以预期的。这些新的模型和现有的观测结果表明，在我们的银河系和麦哲伦星云中的大质量C-O核AGB星经历了相当大的第三次疏浚（TDU）。因此，如果在球状星团（GC）金属丰度的大质量AGB恒星也经历了深TDU，那么这些恒星将不是解释大多数GC中观察到的丰度异常的好候选者。然而，更大质量的AGB恒星（例如，接近C-O核产生的极限）或具有O-Ne核的超AGB星可能不会经历非常有效的TDU，从而产生解释在某些GC中观察到的多种群所需的高He丰度。
2013-01-08 astro-ph.SR
CNO and F abundances in the barium star HD 123396
钡星是一种较为罕见的化学性质奇特的天体，被认为是一颗正常恒星被渐近巨星分支（AGB）上一颗演化的伴星的物质污染的结果。我们的目标是从钡红巨星HD 123396的红外光谱中首次获得碳，氮，氧和氟的丰度，以定量测试AGB核合成模型通过质量吸积产生钡星。高分辨率和高信噪比的红外光谱是使用安装在双子座南望远镜的凤凰摄谱仪获得的。丰度是通过使用MOOG恒星谱线分析程序和库鲁茨的恒星大气模型对单个原子和分子谱线进行光谱合成而得到的。分析是经典的，使用1D恒星模型和光谱合成的假设下，当地的热力学平衡。我们确认HD 123396是一颗缺金属的钡星（[Fe/H] = -1.05），在对数标度上A（H）= 12，A（C）= 7.88，A（N）= 6.65，A（O）= 7.93，A（Na）= 5.28，导致[（C+N）/Fe] ~ 0.5。的A（CNO）组，以及A（Na）的丰度，是在很好的协议，与以前得出的这颗恒星使用高分辨率的光学数据。我们还发现A（F）= 4.16，这意味着[F/O] = 0.39，这个值大大高于在类似金属丰度的球状星团中测量到的F丰度，注意到在类似金属丰度的场星中没有F测量。观测到的丰度模式的轻元素（CNO，F和Na）在这里恢复以及重元素（S-过程）的研究表明，HD 123396的表面组成是很好地拟合的预测丰度模式的1.5Msun AGB模型星Z = 0.001。
2011-08-03 astro-ph.SR
Barium stars as tracers of s-process nucleosynthesis in AGB stars III. Systematic deviations from the AGB models
本研究通过机器学习分类器匹配180颗钡星的观测丰度与AGB模型，发现模型对Nb、Mo、Ru等元素欠产，暗示存在未包含的核合成过程，并确认污染源为低质量AGB星。
2024-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
AGB nucleosynthesis at low metallicity: what can we learn from carbon- and s-elements-enhanced metal-poor stars
CEMP-s恒星是非常贫金属的恒星，具有增强的碳和s过程元素丰度。它们在星系晕中的贫金属恒星中占有相当大的比例，并且大多在双星系统中被观测到。这表明，所观察到的化学异常是由于质量吸积在过去的渐近巨星分支（AGB）的明星。由于CEMP-s恒星自形成以来几乎没有演化，因此对其观测丰度的研究提供了一种方法来探索我们在低金属丰度下的AGB核合成模型。为此，我们在我们的双星演化模型中包括了AGB核合成的最新模型的结果，我们模拟了一个网格的100，000双星在金属丰度Z=0.0001在一个广泛的初始质量和分离。我们将我们的模型恒星与SAGA贫金属恒星数据库中的60颗CEMP-s恒星进行了比较。对于每个观测到的样本CEMP-s恒星，我们找到了最能再现观测到的丰度的模拟恒星。这种比较的结果是，我们能够同时再现样品中约60%的恒星中受AGB核合成影响的元素（例如C，Mg，s元素）的观测丰度。
2013-10-25 astro-ph.SR
The NuGrid AGB Evolution and Nucleosynthesis Data Set
University of Hull（赫尔大学）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Eötvös Loránd Research Network (ELKH)（孔科利天文台，匈牙利科学院地球科学研究中心，厄特沃什·罗兰研究网络）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics, Center for the Evolution of the Elements, Michigan State University（密歇根州立大学核天体物理联合研究所元素演化中心）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
NuGrid数据集更新了AGB恒星演化和核合成模型，涵盖多种初始质量和金属度，用于研究星系化学演化。
2026-01-09 astro-ph.SR
Tungsten in barium stars
本研究通过对180颗钡星的高分辨率光谱分析，测定了94颗恒星的钨丰度，发现[W/Fe]随金属丰度降低而增大，且高[W/hs]比值恒星为近太阳金属丰度下中间中子俘获过程提供了证据。
2024-01-17 astro-ph.SR
Presolar Silicon Carbide Grains of Types Y and Z: Their Strontium and Barium Isotopic Compositions and Stellar Origins
我们报告了18个Y（11）和Z（7）型前太阳SiC颗粒的Sr和Ba同位素组成，这些罕见的类型通常被认为是在低于太阳金属丰度的渐近巨星分支（AGB）恒星中形成的。我们发现，Y和Z晶粒比主流（MS）晶粒显示出更高的88 Sr/87 Sr和更可变的138 Ba/136 Ba比值。根据FRANEC Torino AGB模型，我们的Y和Z颗粒的Si，Sr和Ba同位素组成可以一致地解释，如果颗粒来自0.15 Zsun <= Z < 1.00 Zsun的低质量AGB星，其中慢中子捕获过程的13 C中子暴露相对于1.0 Z 8 AGB星的MS颗粒所需的中子暴露大大减少。这种情况与以前基于Ti同位素的发现一致，但它无法解释MS，Y和Z晶粒的不可区分的Mo同位素组成。
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A barium central star binary in the Type-I diamond ring planetary nebula Abell 70
阿贝尔70（PN G038.1-25.4，以下简称A 70）是一个行星状星云（PN），因其与背景星系的叠加而以钻石环外观而闻名。先前未被研究的中心恒星被发现是一个双星，由光学波长的G8 IV-V次级恒星和紫外波长的热白矮星（WD）组成。次级图显示Ba II和Sr II的光谱类型增强，结合色球层的H α发射和可能的20-30 km/s径向速度幅度，将该双星系统确定为钡星。钡星的起源与PNE密切相关，当主星在渐近巨星分支（AGB）上经历热脉冲时，风吸积污染了富含碳和s过程元素的物质。A 70与其他极少数钡中心恒星的例子一起为这种情况提供了进一步的证据。该星云被发现具有I型化学丰度，氦和氮富集，当与未来对中心恒星的丰度研究相结合时，将建立A 70作为研究s-过程AGB核合成的独特实验室。我们还讨论了指导方针，以发现更多的二元中心星与冷secondaries在大轨道上，需要平衡我们的知识，在PNe对目前更好地研究后共同信封二元中心星。
2011-08-19 astro-ph.SR
NuGrid stellar data set - III. Updated low-mass AGB models and s-process nucleosynthesis with metallicities Z=0.01, Z=0.02 and Z=0.03
我们今天在太阳系中观察到的铁以外的中子俘获同位素的产生是r过程、s过程和可能的i过程共同作用的结果。低质量AGB（2 < M/Msun < 3）和大质量（M >10 Msun）星被认为是s-过程的发生地。在这项工作中，我们考虑了低质量AGB星的演化和核合成。我们提供了一个更新的NuGrid集模型，采用相同的一般物理假设，但使用更新的对流边界混合模型占内部重力波的贡献。组合数据集包括初始质量Mzams/Msun = 2、3，Z = 0.03、0.02、0.01。这些模型计算与MESA恒星代码和演化是后续的AGB阶段结束。在后处理中用NuGrid mppnp代码计算所有同位素的核合成。对流边界混合模型导致形成的13 C-口袋的三倍宽相比，在以前的一组模型中获得的，使现在的模拟结果与观测更接近一致。我们还讨论了其他过程的潜在影响，诱导混合，如旋转，采用与理论和观测兼容的参数模型。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。
2019-06-05 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
Spectroscopic binaries among Hipparcos M giants III. The eccentricity-period diagram and mass-transfer signatures
本文是研究M巨星双星性质系列文章的第三篇。我们使用一组新的轨道来构建第一个（e-logP）图的一个广泛的样本M巨双星，以获得他们的质量函数分布，并推导出这一类的二进制和相关系统的进化约束。分析了M巨星双星的轨道性质，并与相关的双星族（K巨星、后AGB星、钡星、贫Tc S星）的轨道性质进行了比较。后AGB星和M巨星的轨道根数没有不同，这可能非常表明，对于所考虑的后AGB双星样本，后AGB星在相当早期的阶段（M4左右）离开了AGB。质量转移后的双星（如钡星）的轨道要素与M巨星的轨道要素也没有很大的不同，这表明质量转移并没有改变轨道要素，这与目前的看法相反。最后，我们证明了e < 0.4 log P - 1（周期以天表示）的双星系统主要是后质量转移系统，因为（i）绝大多数钡和S系统都符合这个条件，（ii）这些系统的伴星质量峰值约为0.6太阳质量，正如对白矮星的预期。后一种性质已经被证明对于包含K巨星的疏散星团双星也是成立的，对于K巨星，伴星质量的下限可以很容易地设定。
2009-02-09 astro-ph.SR
Evolution and Nucleosynthesis of AGB stars in Three Magellanic Cloud Clusters
本文给出了麦哲伦星系团NGC 1978、NGC 1846和NGC 419中渐近巨星分支（AGB）恒星的演化序列。这三个星团的新恒星模型与观测到的巨分支的有效温度、富氧到富碳的过渡光度和AGB尖端光度相匹配。一个主要的发现是，大量的对流过冲（高达3个压力标度高度），需要在第三次疏浚期间的对流信封的基础上，以获得正确的富氧富碳过渡光度。恒星演化序列被用作详细的核合成计算的输入。对于NGC 1978和NGC 1846，我们将我们的模型结果与观测得出的碳和氧丰度进行了比较。我们发现，需要额外的混合过程（额外的混合）来解释所观察到的丰度模式。对于NGC 1846，我们得出结论，非对流额外混合过程中所需的RGB和AGB，与以前的研究一致。对于NGC 1978，通过假设壳层间区域的物质同时含有高丰度的C和O，可以解释富O和富C AGB星的C/O和12 C/13 C丰度。这可能发生在热脉冲期间，当在闪光驱动的对流袋的内边缘处的对流过冲将C和O从核心疏通到中间壳层时。对于NGC 419，我们提供了我们预测的模型丰度值，虽然目前还没有发表的观测到的丰度在这个集群中的AGB星的研究。
2011-11-09 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
Duplicity: its part in the AGB's downfall
在双星系统中，一半或一半以上质量比太阳大的恒星都有伴星围绕。许多联星的轨道都很短，以至于两颗恒星的演化会因恒星之间的质量和角动量交换而大大改变。这种质量转移很可能发生在渐近巨星分支（AGB），因为这是恒星非常大并且有强风质量损失的时候。与单个恒星相比，直接的质量转移过早地截断了AGB及其相关的核合成。在宽双星中，我们可以通过今天观察它最初质量较低的伴星来探测死了很久的AGB主星的核合成。我们现在看到的恒星可能是被主恒星的喷出物污染的，这些喷出物可能是通过风或罗奇瓣溢出产生的。我们强调最近的定量工作核合成（前）AGB质量转移系统，如碳和钡星，双星和行星状星云之间的联系，并建议AGB星作为一个可能的来源的神秘元素，锂。
2014-10-24 astro-ph.SR
[Rb/Zr] ratio in Ba stars as diagnostics of the companion AGB stellar mass
了解渐近巨星分支（AGB）恒星的核合成和演化至关重要，因为它们是宇宙中一些关键元素的主要生产者。它们是慢中子俘获核合成的主要场所。AGB星内部发生的确切物理条件和核合成过程尚不清楚，这阻碍了更好地了解这些恒星对银河系化学富集的贡献。外在的恒星，这是已知的已经收到的产品AGB阶段的演变通过二进制质量转移机制，形成重要的工具，以跟踪AGB核合成。[Rb/Zr]比是一个重要的诊断，以了解在s-过程网站的平均中子密度，并提供重要的线索，伴星AGB的质量。在这项工作中，我们基于对Ba星样本的高分辨率光谱分析提出了[Rb/Zr]比的估计，并讨论了如何利用它来了解AGB星的特征。从参数模型的基础上进行分析，以确认同伴AGB星的质量的结果也被提出。
2020-10-15 astro-ph.SR
Gaia Barium Dwarfs and Their Ostensibly Ordinary Counterparts
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内克天文研究所）
Gaia发现的主序-白矮星双星系统与钡星之间的联系，揭示了s过程元素富集的形成机制及双星相互作用的影响。
2026-01-12 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
A deep insight into the Mg-Al nucleosynthesis in massive AGBs and SAGB stars
已知球状星团中的恒星在表面化学上存在差异：过去几十年的光谱研究概述了恒星与恒星之间轻元素丰度的差异，直到铝（可能还有硅），这表明一些恒星受到先进的质子捕获核合成的污染。AGB星是最有前途的候选者之一，通过热底燃烧处理的气体喷射，形成新的恒星世代，从而产生星团内介质的污染。这项工作的重点是核合成的程度，涉及镁，铝和硅，这些来源可能会遇到。决定镁消耗程度和可以产生的铝量的关键因素是质子捕获在Mg 25上形成Al 26的速率;该横截面相对于NACRE汇编所允许的最高值增加2倍允许再现所观察到的Mg耗尽的程度，并且与在少数团簇中观察到的正Al-Si相关定性一致。讨论和评论了与宏观和微观物理输入有关的主要不确定性，并与最近的球状星团的光谱结果进行了比较，显示出一定程度的Mg-Al关联和Al-Si关联。
2011-05-03 astro-ph.SR
Nitrogen isotopes in AGB carbon stars and presolar SiC grains: a challenge for stellar nucleosynthesis
碳，氮，硅，和微量重元素的同位素比前太阳碳化硅颗粒陨石提供了至关重要的限制核合成。一个长期争论的问题是所谓的A+B颗粒的起源，因为迄今为止还没有从观测的角度明确地确定它们的恒星祖先。我们报告的第一个光谱测量的14 N/15 N比在银河系碳星的不同光谱类型，并表明，J-和一些SC型恒星可能会产生A+B颗粒，即使是15 N富集以前归因于新星。我们还表明，大多数主流（MS）颗粒是兼容的N型恒星的组成，但也可能下降，在某些情况下，从SC星。从理论的角度来看，没有任何天体物理方案可以解释SC，J和N型碳星的C和N同位素比值，以及它们产生的许多颗粒。这对恒星物理学提出了迫切的问题。
2013-03-26 astro-ph.SR
Super and Massive AGB Stars: II - Nucleosynthesis and Yields - Z=0.02, 0.008 and 0.004
我们已经计算了详细的演化和核合成模型的超大质量AGB恒星的质量范围为6.5-9.0 Msun在0.5 Msun的划分与金属丰度Z=0.02，0.008和0.004。这些计算，我们发现第三次挖掘和热底部燃烧，填补了现有的低和中等质量的AGB恒星模型和高质量的恒星模型，成为超新星之间的差距。对于所考虑的金属丰度，产量的组成在很大程度上是由热动力条件在对流信封的基础上，而不是由第三次疏浚所产生的污染。我们调查的各种不确定性的影响，有关的质量损失率，混合长度参数，和治疗后的信封不稳定性，发展接近年底的（超级）AGB阶段的演变。改变这些参数会改变产率，主要是因为它们会影响第三次疏浚富集的数量，并在较小程度上影响热的底部燃烧条件。我们的模型产生了大量的He 4，Li 7（取决于质量损失公式）C13，N14，O 17，Na 23，Mg 25，以及放射性同位素Al 26与以前的调查一致。此外，我们的研究结果表明，丰富的Ne 22，Mg 26和Fe 60，以及我们的代理中子捕获物种的大幅增加，代表所有物种比铁重。这些恒星可能对银河系中较重的Mg同位素N14、Li 7和Al 27的库存做出了重要贡献。
2013-10-09 astro-ph.SR
Isotope Anomalies in the Fe-group Elements in Meteorites and Connection to Nucleosynthesis in AGB Stars
我们研究了中子捕获在AGB星\oq铁组\cqb元素的影响，重点是铬，铁，镍。这些元素在太阳系物质中显示出$^{54}$ Cr、$^{58}$ Fe和$^{64}$ Ni的异常，通常归因于SNe。然而，当大部分的星际介质（ISM）在AGB星中被再加工时，这些元素也被再加工。我们通过1.5 \msb和3 \msb AGB模型，采用太阳和1/3太阳金属丰度计算了这种后处理对Cr，Fe和Ni的影响。所有情况下都产生过量的$^{54}$ Cr、$^{58}$ Fe和$^{64}$ Ni，而其他同位素几乎没有改变;因此，观察结果可以用AGB处理来解释。结果是稳健的，不依赖于详细的初始同位素组成。其他\oq Fe组\cqb元素的后果，然后探讨。包括$^{50}$ Ti过量，以及部分生产的$^{46,47,49}$ Ti。在许多拱星凝聚体中，Ti定量地反映了AGB中子捕获的这些影响。数据的分散是由于局部ISM同位素组成的微小变化（粒度）造成的。对于Si，主要影响是由于不同SNe源的局部ISM的变化。讨论了钙的问题，特别是关于$^{48}$钙。测量数据通常以假设$^{42}$ Ca/ $^{44}$ Ca的地面值来表示。在AGB星或具有可变初始$^{42}$ Ca/ $^{44}$ Ca比率的源中处理的材料可以给出明显的$^{48}$ Ca过量/不足，归因于SNe。银河系化学演化的更广泛的问题也讨论…
2015-03-08 astro-ph.SR
Chemical Signatures of AGB Mass Transfer in Gaia White Dwarf Companions
California Institute of Technology（加州理工学院）；Gemini Observatory, NSF’s NOIRLab（双子座天文台，美国国家光学-红外天文研究实验室）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
通过分析Gaia DR3中的WD+MS双星系统，发现主序星中的s过程增强是AGB质量转移的特征，揭示了质量转移过程中供体质量、金属度及热脉冲次数的影响。
2026-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. II. Statistical analysis of a sample of 67 CEMP-$s$ stars
许多观测到的CEMP星都是在双星系统中发现的，并显示出$s$ -元素的丰度增加。这些CEMP-$s$星的化学丰度的起源被认为是在过去从AGB阶段的主恒星富集的物质的吸积。我们通过模拟观测到的CEMP-$s$星形成的双星系统，研究了低金属丰度AGB星的质量传递机制和核合成过程。为了这个目的，我们比较了一个$67$ CEMP-$s$星的样本与我们的双星演化和核合成模型产生的双星网格。根据铕的丰度，我们将CEMP-$s$恒星分为三类.在CEMP $-s/r$恒星中，铕与铁的比率比太阳高出十倍以上，而在CEMP $-s/nr$恒星中，铕与铁的比率低于这个阈值。CEMP- $s/ur$星目前还没有铕的测量数据。平均而言，我们的模型很好地再现了$s/nr$星中观测到的丰度，而在$s/r$星和$s/ur$星中，我们的模型系统地高估了轻$s$元素的丰度，在$s/r$星中，低估了重$s$元素的丰度。在所有恒星中，我们模拟的钠丰度高估了观测结果。只有在低估了大多数$s$元素丰度的模型中，这种差异才会减小。此外，在我们的大多数模型恒星中，铅的丰度都被低估了。这些结果指出了我们的AGB核合成模型的局限性，特别是在元素与元素的比例的预测。最后，在我们的模型中，CEMP-$s$恒星通常形成于周期超过10000天的宽系统中，而大多数观测到的CEMP-$s$恒星都位于周期低于5000天的相对较近的轨道上。
2015-07-16 astro-ph.SR
Super and massive AGB stars - III. Nucleosynthesis in metal-poor and very metal-poor stars - Z=0.001 and 0.0001
我们提出了一个新的网格的恒星模型和核合成产额的超AGB恒星的金属丰度Z=0.001和0.0001，适用于银河系内的化学演化模型。与更多富含金属的恒星相反，在这些低金属度模型中，热底部燃烧是表面成分的主要驱动力，第三次挖掘和腐蚀性第二次挖掘的效果也对产量产生了强烈的影响。这些贫金属和非常贫金属的超级AGB恒星产生大量的He 4，C13和N14，以及重镁同位素Mg 25和Mg 26。在金属丰度Z约为0.001时，产率趋势发生转变，低于此值时，我们发现C12、O 16、N15、Al 27和Si 28的产率为正，但对于较高的金属丰度，情况并非如此。我们探讨了来自于超级AGB星的风处方的大的不确定性，发现Ne 22，Na 23，Mg 24，25，26，Al 27和我们的s-过程代理同位素g的产额大约有2个数量级的差异。我们发现，包含可变成分的低温分子不透明度是唯一关键的超级AGB星的金属丰度低于Z约0.001。我们分析我们的结果，在文献中，解决这个问题：超级AGB星的污染负责极端人口的球状星团NGC 2808？我们的结果，以及以前的研究，似乎不能令人满意地匹配的极端人口在这个球状星团。
2014-03-20 astro-ph.SR
Evolution and nucleosynthesis of asymptotic giant branch stellar models of low metallicity
我们提出了恒星演化轨迹和核合成预测网格的低和中等质量的渐近巨星分支（AGB）恒星模型在$Z=0.001$（[Fe/H] $=-1.2$）。模型涵盖的初始质量范围为1 M $_{\odot}$至7 M $_{\odot}$。最终的表面丰度和恒星产额计算所有元素从氢铋以及同位素到铁组。我们提出的第一个研究中子俘获核合成的中等质量AGB模型，包括超AGB模型，[Fe/H] = $-1.2$。我们详细研究了一个低质量的2 M $_{\odot}$ AGB模型，其中$^{13}$ C（$α$，$n$）$^{16}$ O反应是中子的主要来源。我们还研究了一个中等质量的AGB模型5 M $_{\odot}$的壳层间温度足够高，以激活$^{22}$ Ne中子源，产生高中子密度高达$\sim 10^{14}$ n cm $^{-3}$。使用$M \geq 3$ M $_{\odot}$的型号可激活热底部燃烧。与3 M $_{\odot}$模型，我们调查的影响，在质量的不同程度的区域，质子从信封混合到intershell在最深的程度，每三个疏浚。我们比较的低质量模型的结果，三个后AGB星的金属丰度[Fe/H] $\simeq -1.2$。的组合物是一个很好的匹配，预测的中子捕获丰度，除了铅，我们确认，所观察到的铅丰度低于AGB模型计算。
2014-11-17 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
The 13C-Pocket Structure in AGB Models: Constraints from Zirconium Isotope Abundances in Single Mainstream SiC Grains
我们提出了具有不同$^{13}$ C口袋内部结构的后处理AGB核合成模型，以更好地解释Nicolussi等人（1997）和Barzyk等人（2007）在主流前太阳SiC颗粒中的锆同位素测量结果。我们发现，高于太阳能$^{92}$锆/ $^{94}$锆的比例可以预测采用$^{13}$ C口袋与平坦的$^{13}$ C配置文件，而不是以前的深度递减$^{13}$ C配置文件。锆同位素和AGB模型的晶粒数据之间的一致性得到改善，为Liu等人（2014）最近提出的基于主流SiC晶粒中钡同位素的平坦$^{13}$ C分布提供了额外的支持。
2014-05-06 astro-ph.SR
Impact of Nuclear Reaction Uncertainties on AGB Nucleosynthesis Models
具有低初始质量（1 - 3 Msun）的渐近巨星分支（AGB）星负责通过主慢中子俘获过程（主慢中子俘获过程）产生中子俘获元素。主要的中子源是13 C（α，n）16 O，它在脉冲间隔期间以大约8 keV的辐射燃烧，产生相当低的中子密度（10^7 n/cm^3）。第二个中子源22 Ne（α，n）25 Mg在对流热脉冲期间当能量达到约23 keV时被部分激活，产生小的中子照射，但中子密度达到峰值（Nn（峰值）> 10^11 n/cm^3）。在接近太阳的金属丰度下，它不会显著改变最终的s过程丰度，但主要影响对中子密度敏感的s路径分支附近的同位素比值。我们研究目前的不确定性的影响，在AGB星的两个中子源的操作，以及与22 Ne（α，γ）26 Mg反应的竞争。使用一套更新的核合成模型，对主要的s过程成分AGB进行了分析（在半太阳金属丰度下，通过M（AGB; ini）= 1.5和3 Msun之间的平均值重现，见Arlandini等人，1999年）。主要影响出现在分支点附近。特别是，13 C（α，n）16 O主要影响86 Kr和87 Rb，由于在85 Kr处的分支，而对于重同位素，通过减少或增加我们的采用率2 - 3倍，显示出小的变化。通过改变我们的22 Ne（α，n）25 Mg率在一个因子2内，一个合理的复制太阳的s-唯一的同位素仍然获得。我们提供了这些变化对s路径的主要影响的一般概述。Bist…
2012-11-21 astro-ph.SR
Barium stars as tracers of s-process nucleosynthesis in AGB stars II. Using machine learning techniques on 169 stars
本研究利用神经网络和最近邻两种机器学习算法，基于169颗钡星的丰度模式对其AGB伴星的初始质量和金属丰度进行分类，并通过筛选关键s过程元素优化分类效果，揭示了钡星丰度差异的可能成因。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are There Any Stars Lacking Neutron-Capture Elements? Evidence from Strontium and Barium
晕星中重元素锶和钡丰度的宇宙分散性是众所周知的。在大多数低温、贫金属的巨星中都能检测到锶和钡，但这些元素总是可以检测到吗？为了确定可能缺乏这些元素的恒星，我研究了文献中1148颗场星和226颗矮星系恒星的恒星丰度数据，其中776颗的金属丰度低于[Fe/H]<-2.0。锶或钡已被检测到在所有领域，球状星团，矮星系环境研究。所有上限均与[Sr/H]和[Ba/H]的最低检出比值一致。这些元素的频繁出现提出了一个有趣的前景，即至少有一种中子俘获反应与产生较轻元素（如镁、钙或铁）的核合成机制一样频繁，尽管重元素的产率可能更易变。
2012-11-14 astro-ph.SR
The s process in rotating low-mass AGB stars. Nucleosynthesis calculations in models matching asteroseismic constraints
目标。我们调查的S-过程中的AGB阶段的恒星模型，其核心被强制旋转的速率与他们的祖先和继任者的星震学观测一致。方法.我们计算了新的2 M $_{\odot}$，Z=0.01模型，在主序开始时以0，125和250 km/s旋转。人为增加了一种额外的粘性，以增强角动量的传输，从而降低核心旋转速率，使之与星震学观测结果相一致。我们比较了我们的模型的旋转速率与观察到的旋转速率在MS的核心He燃烧结束，和白矮星阶段。结果我们目前的核合成计算这些旋转AGB模型，强制匹配的MS，RGB，He燃烧，和WD星的旋转速率的asteroseisic约束。特别是，我们计算了一个模型，该模型与观测到的核心氦燃烧恒星旋转速率的上限相匹配，我们还包括一个模型，该模型的旋转速度比观测值的上限快一个数量级。在这两个模型中的s-过程生产是可比的非旋转模型。结论.减慢恒星核心的自转速率以满足上述的星震约束，可以将旋转诱导的混合过程减少到对s过程核合成没有影响的程度。这一结果与恒星演化模型的初始自转速率无关。然而，在恒星演化中旋转的处理中仍然存在不确定性，需要减少这些不确定性以确认我们的结论，包括我们降低模型核心旋转速率的方法的物理性质，以及磁过程。
2019-08-24 astro-ph.SR
New Post-AGB star models as tools to understand AGB evolution and nucleosynthesis
我们研究了一个样本的后AGB星在银河系中，已知的表面化学成分和S-过程富集。最近确定的这些来源的光度，基于盖亚星系，允许第一次深入调查银河系后AGB恒星，有可能根据质量，化学成分和祖先的年龄来描述单个物体的特征。为此，我们使用了现有的AGB恒星的进化序列，扩展到后AGB阶段，补充新的模型，专门为本研究计算。表面碳和光度的综合知识证明了恒星以前历史的最有价值的指标，特别是关于能够改变表面化学成分和核心质量增长的各种机制的效率。这种分析允许解剖不同类别的恒星，例如低质量物体，在整个AGB寿命中演化为M型恒星，碳星，经历热底部燃烧的大质量AGB恒星。这种方法的潜力，以揭示新的光仍然有争议的问题有关的AGB的演变也进行了评论。
2021-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enhanced production of barium in low-mass stars: evidence from open clusters
我们报告发现的趋势，增加钡丰度减少年龄的大样本的银河系疏散星团。观测到的[Ba/Fe]与年龄的关系可以用银河系化学演化模型再现，但前提是低质量恒星中$s$过程的Ba产额要高于中子俘获核合成参数化模型所建议的平均值。我们表明，这是可能的情况下，额外的混合过程产生的中子源$^{13}$ C的效率是反相关的初始质量，具有更大的效率为较低的质量。这是类似于已知的趋势，延长混合情节在富氢层的作用，并可能提出一个共同的物理机制。
2009-01-18 astro-ph.SR
Barium and related stars, and their white-dwarf companions. III. The masses of the white dwarfs
质量是最难测量的恒星属性之一。在钡星的白矮星伴星的情况下，情况更糟。这些恒星昏暗，凉爽，难以通过直接方法观察。然而，Ba星被污染的渐近巨分支祖先的这些WD富含重元素的物质，和他们的WD同伴的属性包含的关键信息，涉及AGB星的二元相互作用过程和慢中子捕获（S）核合成过程。我们的目标是确定准确的和无折射的质量WD同伴尽可能多的Ba星。我们希望提供新的观测约束，可以帮助我们了解这些相互作用后的二元系统的形成和演化，以及发生在其AGB祖先内部的核合成过程。我们使用软件包orvara将存档的径向速度数据与依巴谷和盖亚天体测量相结合，该软件包是一种旨在使用并行回火马尔可夫链蒙特卡罗方法同时将单个开普勒模型拟合到这些类型数据的任何组合的代码。我们采用了高斯先验的Ba星质量和的fallaxes，并假设无信息的轨道要素和WD质量的先验。我们为60个Ba恒星系统确定了新的轨道倾角和伴星质量，包括几个新的轨道和几个最长周期系统的改进轨道。我们还解开了一个以前不知道的三重系统，并限制了两个同伴的轨道和质量。（接稿）
2023-01-18 astro-ph.SR
Rubidium and zirconium abundances in massive Galactic asymptotic giant branch stars revisited
发光的银河OH/IR星已被确定为正在产生HBB和Li的大质量（>4-5 M_s）AGB星。它们的Rb丰度和[Rb/Zr]比值来自流体静力学模型大气，是显着高于预测从AGB核合成模型，提出了一个问题，我们的理解AGB的演变和核合成。我们报告新的Rb和Zr丰度的大规模银河系AGB星的完整样本，以前研究的流体静力学模型，通过使用更现实的扩展模型大气。我们使用的频谱合成代码Turbospectrum的修改版本，并考虑存在的拱星信封和径向风。Rb和Zr丰度分别从7800 A Rb I共振线和6474 A ZrO带头确定，并且我们探索导出的丰度对扩展模型中的恒星（Teff）和风（M_loss，beta和vexp）参数变化的敏感性。将从最佳光谱拟合得出的Rb和Zr丰度与最新的AGB核合成理论模型进行比较。新的Rb丰度远低于（甚至1-2 dex）与流体静力学模型得出的，而Zr丰度是相似的。Rb I线剖面和Rb丰度对M_2损失率非常敏感，但对风速律和vexp（OH）的变化不太敏感。我们证实了早期的初步结果的基础上，一个较小的样本的大质量富O AGB星，使用扩展的大气模型可以解决之间的差异AGB核合成理论模型和银河系的大质量AGB星的观测。然而，Rb丰度仍然强烈地依赖于M_loss，这在这些AGB星中是未知的。为了打破模型的简并性，得到这些大质量AGB星的Rb丰度，需要精确的M_损失率。
2017-06-07 astro-ph.SR
Barium Stars Across the Milky Way: Probing Their Origins via the GALAH Survey
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Utah（犹他大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Indiana University（印第安纳大学）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
通过GALAH调查发现银河系中钡星的起源，揭示其通过伴星物质转移和辐射抬升形成，且多星性在其中起重要作用。
2026-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
H ingestion into He-burning convection zones in super-AGB stellar models as a potential site for intermediate neutron-density nucleosynthesis
我们研究了超AGB热脉冲（TP）星在一系列金属丰度（Z）下的演化，并探讨了对流边界混合（CBM）的影响。随着金属丰度的降低和TP阶段的演化，氦壳闪光和第三次疏浚（TDU）发生在时间上更接近。一段时间后（取决于CBM参数化），有效的TDU开始，而脉冲驱动对流区（PDCZ）仍然存在，导致PDCZ和对流包络之间的物质对流交换。这导致质子被摄入对流氦燃烧脉冲中。即使是少量的煤层气鼓励对流区的相互作用，导致质子从对流信封到他层的运输。氢燃烧光度超过$10^9$（在某些情况下$10^{10}$）$\mathrm{L}_\odot$。我们还计算了最大质量的超AGB星的dredge-out模型，并表明dredge-out现象是对流反应H- $^{12}$ C燃烧的另一个可能的位置。我们讨论了在这些条件下恒星演化模型的实质不确定性。然而，模拟表明，在对流反应H-燃烧制度的H摄入的恒星可能会遇到的中间中子捕获过程（i过程）的条件。我们推测，一些CEMP-s/r星可能起源于低Z SAGB星的H-摄入阶段的i-过程条件。然而，这种情况表明超级AGB恒星的电子捕获超新星速率非常低。我们还模拟了潜在的爆发引发这样的H-摄入事件，目前他们的光变曲线，并简要讨论了他们的瞬态特性。
2015-10-26 astro-ph.SR
The odd-isotope fractions of Barium in CEMP-r/s star HE 0338-3945 and r-II star CS 31082-001
我们报告了在两颗极度贫金属的恒星中首次测量到的钡的奇同位素分数\fodd \：一颗CEMP-r/s恒星\he \（\feh \，$=-2.42\pm0.11$）和一颗r-II恒星\cs \（\feh \，$=-2.90\pm0.13$）。测得的\fodd \值为$0.23\pm0.12$，对应于\he\r-过程贡献的$34.3\pm34.3$ \%，以及$0.43\pm0.09$，对应于\cs Ba生产r-过程贡献的$91.4\pm25.7$ \%。\cs \（$91.4\pm25.7\%$）中钡的高r过程特征表明，该恒星中的大多数重元素是通过r过程路径合成的，而在\he \中发现的较低r过程值（$34.3\pm34.3\%$）表明，该恒星中的重元素是通过s过程和r过程合成的混合形成的。这些结论与基于AGB模型计算拟合其丰度分布的研究结果一致。
2016-06-30 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in AGB stars traced by oxygen isotopic ratios. I - Determining the stellar initial mass by means of the $^{17}$O/$^{18}$O ratio
本文的目的是研究AGB星样本的$^{17}$ O/ $^{18}$ O比值，包括M-、S-和C-型星。这些比率的评估关系到基本的恒星演化参数：恒星的初始质量和脉动周期。用各种单碟长波设备对9颗恒星的样本进行了星周$^{13}$ C $^{16}$ O、$^{12}$ C $^{17}$ O和$^{12}$ C $^{18}$ O谱线观测。线强度比示出直接相关的表面$^{17}$ O/ $^{18}$ O丰度比。恒星演化模型预测$^{17}$ O/ $^{18}$ O比值是初始质量的敏感函数，对于初始质量小于5\，$M_{\odot}$的恒星，在整个TP-AGB阶段保持恒定。这使得测量的比率成为初始恒星质量的探针。观测到的$^{17}$ O/ $^{18}$ O的比值被发现是很好的预测范围内的恒星演化模型，不考虑对流过冲。由此，计算出七个源的准确初始质量估计值。对于剩下的两个源，两个质量的解决方案的结果，虽然有更大的概率，低质量的解决方案是正确的。最后，暗示在M/S-和C-型恒星之间可能的分离时，比较的$^{17}$ O/ $^{18}$ O比的恒星脉动周期。
2016-12-14 astro-ph.SR
