Inner dusty envelope of the AGB stars W~Hydrae, SW\,Virginis, and R~Crateris using SPHERE/ZIMPOL
初始质量在$\sim0.8$和8~ $M_\odot$之间的恒星在其生命末期的渐近巨星分支（AGB）中存在大量的质量损失。公认的质量损失机制需要辐射压力作用于在扩展的AGB恒星大气中形成的尘埃颗粒。然而，这一过程的细节尚未得到很好的理解。使用极端自适应光学成像仪和偏振仪SPHERE/ZIMPOL，我们观察了W\，Hya，SW\，Vir和R\，Crt周围颗粒的偏振光，这些颗粒的质量损失率在10 $^{-7}$和10 $^{-6}~M_\odot~{\rm yr^{-1}}$之间。我们发现尘埃的分布是不对称的三个目标。一个双锥的形态被认为是R Crt，与位置角，这是非常相似的微波激射发射和中红外连续发射的干涉观测推断。双锥流出的原因不能直接从ZIMPOL数据推断。R1、Crt和SW 1、Vir的有效偏振光为0.6 5 ~ $μ$ m，W1、Hya的有效偏振光为0.82 ~ $μ$ m。这表明，在观测时，SW、Vir和R、Crt周围的颗粒大小为$< 0.1~μ$ m，而W、Hya周围的颗粒较大，大小为$\gtrsim 0.1~μ$ m。然而，R\，Crt周围尘埃的不对称分布使得对这颗恒星的解释更加不确定。我们发现，偏振光已经从W~Hya的可见光球层内产生，我们使用具有光学厚散射的内部尘埃壳的模型再现。在W\，Hya周围观察到的偏振光的径向分布揭示了陡峭的尘埃密度分布。我们发现W\，Hya…
2020-03-13 astro-ph.SR
Contemporaneous high-angular-resolution imaging of the AGB star W Hya in vibrationally excited H2O lines and visible polarized light with ALMA and VLT/SPHERE-ZIMPOL
本研究利用ALMA和VLT/SPHERE-ZIMPOL对AGB星W Hya进行同期高分辨率成像，发现268 GHz振动激发H2O谱线在恒星表面呈超热或脉泽发射，并伴随内落与外流，且与可见偏振揭示的尘埃云分布高度吻合，表明二者均源于恒星附近非均匀大气中的致密冷气袋。
2024-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER
我们提出了可见光偏振成像观测的研究AGB星W Hya采取VLT/SPHERE-ZIMPOL以及高光谱分辨率长基线干涉观测与琥珀仪器的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。我们观察到W Hya与VLT/SPHERE-ZIMPOL在三个波长的连续（645，748和820 nm），在Halpha线在656.3 nm，并在TiO带在717 nm。VLTI/AMBER观测是在CO第一泛音线波长区域进行的，光谱分辨率为12000。利用SPHERE-ZIMPOL的偏振成像能力，结合其优良的自适应光学性能，我们成功地空间分辨了3个距离中心恒星约50 mas（~2 R星）的尘埃云，揭示了尘埃云在非常靠近恒星的位置形成。CO谱线的AMBER数据表明，在~ 3R星范围内存在着分子外层大气.此外，在Halpha线上拍摄的SPHERE-ZIMPOL图像显示了半径高达~160 mas（~7 Rstar）的发射。我们发现，尘埃，分子气体，和α发射热气体共存的2- 3 R星。我们的模型表明，观察到的偏振强度图可以合理地解释为大（0.4--0.5微米）的Al_2 O_3或Mg_2SiO_4或MgSiO_3在一个光学薄壳中，内边界半径为1.9--2.0 Rstar。所观察到的团块状结构可以通过4 +/-1倍的密度增强来再现。来自我们的偏振图像的晶粒尺寸是一致的流体动力学模型的预测，由于微米级的颗粒的散射驱动的质量损失。在恒星…
2016-03-11 astro-ph.SR
The wind of W Hya as seen by Herschel. II. The molecular envelope of W Hya
渐近巨星分支（AGB）上的中低质量恒星的演化主要受这些恒星在恒星风中失去质量的速率控制。了解AGB星星风的驱动机制和强度以及核合成产物在其表面富集的过程对于约束AGB演化和预测星系的化学演化至关重要。在以前的论文中，我们已经限制了结构的流出包络的W Hya使用光谱线的$^{12}$ CO分子。在这里，我们扩大了这项研究的建模广泛的一组H $_{2}$ O和$^{28}$ SiO线观察到的三台仪器上赫歇尔使用国家的最先进的分子激发和辐射传输代码。氧同位素比值和$^{28}$ SiO丰度分布可以分别与初始恒星质量和恒星风底部尘埃形成的关键方面联系起来。H $_{2}$ O和$^{28}$ SiO的模拟证实了由$^{12}$ CO线导出的W Hya包络模型的性质。我们发现一个H $_2$ O ortho-to-para比为2.5\，$^{+2.5}_{-1.0}$，符合预期的AGB风。O $^{16}$ /O $^{17}$比表明W Hya的初始质量约为1.5 M $_\odot$。虽然HIFI观测到的邻位和对位H $_{2}$ O线似乎是物理性质略有不同的示踪气体，但$0.7\pm0.1$ km·s $^{-1}$的湍流速度与两种自旋异构体和$^{28}$ SiO的HIFI线吻合得很好。邻位和对位H $_2^{16}$ O和$^{28}$ SiO相对于H $_{2}$的丰度分别为$(6…
2014-09-01 astro-ph.SR
Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER II. Time variations between pre-maximum and minimum light
我们最近用VLT/SPHERE-ZIMPOL在最大光前（相位0.92）拍摄的AGB星W Hya的可见光偏振图像显示了在~2 R星附近的星团尘埃云。我们提出了第二个时代的SPHERE-ZIMPOL观测W Hya在最低光（第0.54段）（645、748和820 nm），在Halpha线中（656.3 nm），和TiO波段（717 nm）以及在甚大望远镜干涉仪上用AMBER仪器在2.3微米CO谱线上进行的高光谱分辨率长基线干涉观测（VLTI）。高空间分辨率的偏振图像使我们能够探测到距离恒星34 - 50 mas（1.4 - 2.0 Rstar）的尘埃云的清晰的时间变化。我们探测到了一个新的尘埃云的形成和第一个时期探测到的一个尘埃云的消失。Halpha和TiO的发射延伸到~150 mas（~6 Rstar），Halpha图像显示时间变化。线偏振度在最低光时（13 - 18%）比在前极大光时高。幂律型的临边暗化盘与连续光谱中的AMBER数据相吻合，得出临边暗化盘的直径为49.1 +/-1.5质量，临边暗化参数为1.16 +/-0.49，这表明与极大前的光相比，临边暗化更弱的大气更广泛。我们的Monte Carlo辐射转移模型表明，在最小光下，Al2O3、Mg2SiO4和MgSiO3的小晶粒（0.1微米）占优势，与在最大光前的大晶粒（0.5微米）占优势形成鲜明对比。的晶粒尺寸的可变性相位依赖性…
2016-11-14 astro-ph.SR
Dust and molecular shells in asymptotic giant branch stars - Mid-infrared interferometric observations of R Aql, R Aqr, R Hya, W Hya and V Hya
在2007年4月至2009年9月期间，我们利用射电望远镜/VLTI获得了四颗富氧AGB星（R Aql，R Aqr，R Hya和W Hya）和一颗富碳AGB星（V Hya）的中红外（8 - 13微米）干涉数据。通过拟合一个圆形的全边缘变暗圆盘（FDD），分析了光谱色散能见度数据。结果对于所有富氧恒星，FDD直径作为波长的函数是相似的。表观尺寸在8至10微米之间几乎是恒定的，并且在长于10微米的波长处逐渐增加。富碳恒星V Hya的表观FDD直径从8微米减小到12微米。FDD的直径是大约2.2倍大于光球直径估计K波段观测发现在文献中。R Aql、R Hya和W Hya的硅酸盐尘埃壳层距离恒星相当远，而R Aqr的硅酸盐尘埃壳层和V Hya的无定形碳（AMC）和SiC尘埃壳层距离恒星较近，约为8个光球半径。富氧恒星直径的相位到相位变化可以被测量，大约为15%，但有很大的不确定性。通过与RR Sco和S Ori的直径趋势的比较，可以得出结论，在富氧恒星中，总体较大的直径来自于温暖的H2O分子层，并且向长方向逐渐增加10微米，这很可能归因于紧密的Al 2 O3尘埃壳的贡献。V Hya中高斯半高宽的彩色趋势可以用AMC和SiC粉尘的存在来解释。观测结果表明，富氧星中无定形Al_2 O_3的形成主要发生在可见光极小期前后。然而，关于质量损失机制还不能得出确切的结论。
2012-07-12 astro-ph.SR
First detection of AlF line emission towards M-type AGB stars
氟（F）的核合成生产仍然是一个有争议的问题。渐近巨星分支（AGB）星是F产生的主要候选者之一。然而，由于缺乏观察，它们对F预算总额的贡献并不完全清楚。在本文中，我们报告的检测AlF线的发射，两个主要载体的F在气相中流出的演化恒星，对附近的五个富氧AGB星，$o$鲸鱼座，R狮子座，IK Tau，R多尔，和W Hya。从空间分辨的观测，我们估计的AlF发射区的半径$\sim11R_{\star}$的$o$鲸和$\sim9R_{\star}$的R狮子座。从人口图分析，我们报告的AlF柱密度$\sim 5.8\times10^{15}$ cm $^{-2}$和$\sim 3\times10^{15}$ cm $^{-2}$的$o$鲸和狮子座，分别在这些地区。对于$o$ Ceti，我们使用C $^{18}$ O（$v=0$，$J=3-2$）观测来估计发射区的H $_2$柱密度。我们发现了$f_{\rm AlF/H_2}\sim(2.5\pm1.7)\times10^{-8}$的丰度分数。这给出了$o$ Ceti中F预算的下限，并且与太阳F预算$f_{\rm F/H_2}=(5\pm2)\times10^{-8}$兼容。对于R狮子座，一个分数丰度$f_{\rm AlF/H_2}=(1.2\pm0.5)\times10^{-8}$估计。对于其他来源，我们无法根据现有数据精确确定发射区域。假设发射…
2022-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Evolution in Real Time II: R Hydrae and an Open-Source Grid of >3000 Seismic TP-AGB Models Computed with MESA
本研究利用MESA和GYRE构建含3000余个模型的开源TP-AGB星震模型网格，结合观测与近400年周期数据表征长蛇座R星，判定其大概率由基模驱动、处于中间脉冲功率下降阶段且周期将持续缩短。
2024-06-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Molecular Distributions and Abundances in the Binary-Shaped Outflow of V Hya
利用 ALMA 观测对双星富碳 AGB 恒星 V Hya 的动力学膨胀盘进行光谱研究，探测到 15+ 种分子，发现其子代物种分布比典型富碳 AGB 源更紧凑，碳链物种在 200 au 内仍保持高丰度。
2024-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA view of CS and SiS around oxygen-rich AGB stars
我们的目标是确定分子的SiS和CS的富氧渐近巨星分支恒星的拱星信封的分布，以及这些分布如何不同的恒星之间，以不同的速度失去质量。在这项研究中，我们分析了ALMA观测的SiS和CS发射线的三个富氧银河AGB星：IK Tau，具有中等高的质量损失率的$5\times10^{-6}$ M $_\odot$年$^{-1}$，和W Hya和R Dor与低质量损失率的$\sim1\times10^{-7}$ M $_\odot$年$^{-1}$。这些分子通常在碳星中更丰富，但ALMA的高灵敏度使我们能够在低质量损失率的AGB星中检测到它们的微弱发射。ALMA的高空间分辨率也使我们能够精确地确定这些分子在拱星包层中的空间分布。我们运行辐射传输模型来计算每颗恒星的分子丰度和丰度分布。我们发现，相对于H $_2$，R Dor的$\sim10^{-8}$、W Hya的$\sim10^{-7}$和IK Tau的$\sim3\times10^{-6}$的峰值SiS丰度的分布。我们发现较低的峰值CS丰度$\sim7\times10^{-9}$的R Dor，$\sim7\times10^{-8}$的W Hya和$\sim4\times10^{-7}$的IK Tau，与一些分层的丰度分布。对于IK Tau，我们还计算了检测到的同位素体的丰度：C $^{34}$ S、$^{29}$ SiS、$^{30}$ SiS…
2019-01-01 astro-ph.SR
Dusty wind of W Hya. Multi-wavelength modelling of the present-day and recent mass-loss
低质量和中等质量的恒星在生命的尽头会经历一段强烈的质量损失，这个阶段被称为渐近巨星分支（AGB）。在AGB期间，它们的初始质量的很大一部分被驱逐出恒星风。这个过程控制着它们演化的最后阶段，并有助于星系的化学演化。然而，AGB星的风驱动机制尚未得到很好的理解，特别是对于富氧源。表征当今的质量损失和风结构以及这些恒星的质量损失率的演变对于推进我们对这一过程的理解至关重要。我们使用先进的辐射转移代码模拟了W Hya的尘埃包络。尘埃模型进行了分析，在以前计算的气相风模型的光，并在文献中，如红外光谱，红外图像，光学散射光分数的测量进行比较。我们发现，W Hya的尘埃光谱可以部分地解释由一个引力约束的尘埃壳，可能是负责大部分的无定形铝$_2$ O $_3$发射。解释散射光所需的大颗粒（$\sim$\，0.3\，$μ$ m）的组成无法受到限制，但可能以硅酸盐为主。硅酸盐发射的热红外线被发现起源于超过40天文单位的恒星，我们发现，他们需要有大量的近红外不透明度，在这样大的距离可见。在这些距离的尘埃的近红外不透明度的增加大致符合膨胀速度的突然增加，从气相CO线推断。最后，W Hya最近的质量损失被证实是高度可变的，我们确定了一个强大的峰值，发生在大约3500年前，持续了几百年的质量损失率。
2015-03-16 astro-ph.SR
Interferometric imaging diagnostics of X Hya's circumstellar environment
光学干涉测量是研究AGB星近区环境的有力工具。利用几毫角秒的空间分辨率，甚至可以直接对角度大的物体表面成像。这是特别感兴趣的米拉星和红超巨星的尘埃风是从或非常接近光球的脉动和对流之间的相互作用。基于两个历元的米拉星X Hya的干涉观测，我们提出了如何变化的角度大小与波长的挑战脉动模型，以及如何重建图像可以揭示对象的形状和它的不对称结构的演变。
2015-03-04 astro-ph.SR
Correlation between technetium and lithium in a sample of oxygen-rich AGB variables
本文的目的是：1）重新审视富氧渐近巨星分支（AGB）变星样本的Tc含量和2）增加已测量Li丰度的此类恒星的数量，以提供额外混合过程的理论模型的约束。为此，我们分析了高分辨率光谱的18个样本星的吸收线的Tc和Li的存在。后者的丰度是通过比较观察到的光谱流体静力学MARCS模型光谱。测辐射热星等由近红外测光和脉动周期确定。我们将天鹅座V441重新归类为富TC星，而不寻常的Mira星R Hya和W Eri则是贫TC星。所有样本恒星的锂丰度或上限都已确定。在所有的恒星与Tc，我们也检测到李。其中大多数的锂含量略低于太阳光球层的值，除了V441 Cyg，它的丰度是太阳的1000倍。我们还发现，类似于Tc，一个较低的光度极限似乎存在的Li的存在。我们的结论是，较高的锂丰度发现在较冷和较高的光度对象可能源于锂生产机制上的AGB操作。恒星质量可能对这种（额外混合）产生机制有至关重要的影响。据推测，R Hya的脉动周期下降是由最近的热脉冲（TP）造成的。虽然没有检测到Tc并不排除TP，但它表明TP不足以在R Hya中驱动挖掘。另一方面，天鹅座V441可能是一颗低质量的本征S星，通过额外的混合过程产生大量的Li，或者是一颗中等质量的恒星（M>=M_sun），由于热的底部燃烧而产生Li。
2009-11-18 astro-ph.SR
Maser emission from the CO envelope of the asymptotic giant branch star W Hydrae
观测渐近巨星分支（AGB）恒星周围的CO辐射是确定气体质量损失率的主要方法。虽然辐射转移模型已经表明，CO的分子水平可以成为温和的反转，导致脉泽发射，CO脉泽发射还有待于证实的观测。高分辨率观测AGB星周围的CO辐射，现在有亮度温度的灵敏度，以检测可能的弱CO脉泽发射。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行的高角分辨率观测，观察富氧AGB恒星W Hya周围CO $J=3-2$发射的小尺度结构。我们发现CO脉泽辐射放大了恒星的连续光谱，其光学厚度为$τ\approx-0.55$。脉泽主要放大恒星的边缘，因为从扩展的恒星大气中吸收的CO $J=3-2$在恒星中心最强。CO脉泽速度对应于先前观察到的高频H $_2$ O脉泽和OH脉泽的可变分量，OH脉泽被确定为放大的恒星图像。这意味着脉泽起源于加速区域之外，并限制了速度分布，因为我们发现粒子数反转主要发生在星周包层内部。我们发现，反转可以解释的辐射场在4.6 $μ$ m和CO脉泽发射的存在是一致的估计质量损失率W Hya。然而，泵浦机制需要在扩展大气中吸收和发射谱线之间的复杂相互作用。在W Hya的拱星包层中的尘埃的过量不足以显著地贡献于4.6 $μ$ m处所需的辐射场。分子线之间的相互作用，导致泵送可以限制未来的多层次的CO观测。
2021-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Velocity Bullets from V Hydrae, an AGB Star in Transition: Ejection History and Spatio-Kinematic Modeling
碳星V Hydrae（V Hya）提供了新的洞察力，使人们对喷射式外流的发射机制的性质有了新的认识，这种外流被认为是AGB恒星进入非球面行星状星云的过渡阶段的原因。V Hya已经被证明以高速度周期性地喷射准直气体团（“子弹”）。通过分析数据从HST/STIS 2-D光谱，在六个时代间隔超过十年，显示4个连续喷出的子弹的间距约8.5年，我们已经创建了一个特定的子弹（#1）的动态演化的前三个观测时代（2002年，2003年，2004年）使用三维空间运动学代码，SHAPE的运动学模型。使用这些模型，我们拟合了观察到的形态，视线速度，自行车和强度的扩展，气体子弹作为时间的函数超过2年，以限制其3D运动及其物理特性的演变在此期间。我们的研究结果表明，虽然子弹#1的运动主要是弹道的，有小，但显着的变化，在位置角和倾斜角的长（对称）轴的子弹，倾斜它逐渐向对称轴的双极分子星云V Hya周围。相比之下，子弹#3在射出后不久显示出强烈的加速度。我们讨论的可能性，子弹加速度是由一个非径向磁场和/或流体动力学与周围气体的相互作用，通过该子弹是旅行。
2018-11-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Resolving the extended stellar atmospheres of Asymptotic Giant Branch stars at (sub-)millimetre wavelengths
在渐近巨星分支（AGB）阶段的质量损失的初始条件设置在其扩展的大气中，其中，对流和脉动驱动的冲击确定的物理条件。AGB星在（亚）毫米波长的高分辨率观测，现在可以直接确定的形态，活动，密度和温度接近恒星光球。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）高角分辨率观测，以解决四个最近的AGB恒星：W Hya，Mira A，R Dor和R Leo的扩展大气。我们用一个参数化的大气模型解释了观测结果。我们解决了所有四个AGB星，并确定亮度温度之间的结构$1$和$2$恒星半径。对于W Hya和R Dor，我们确认了亮温为$>3000$ ~ $10000$ ~K的热点的存在。所有四颗星都偏离了球面对称。我们发现的变化的时间尺度上的天到星期，并为R狮子座，我们直接测量的向外运动的毫米波长表面的速度至少为$10.6\pm1.4$ ~km~s $^{-1}$。对于所有的对象，但W Hya我们发现，温度半径和大小频率的关系需要存在一个（可能不均匀）层的增强不透明度。ALMA的观测提供了一个独特的探测扩展AGB大气的结构。我们发现热点和可能的对流细胞的高度可变的结构。在未来，这些观测结果可以直接与多维色球层和大气模型进行比较，这些模型可以确定恒星光球层和尘埃形成区域之间的温度，密度，速度和电离结构。然而，我们的研究结果表明，最好的解释，非常准确的通量校准和近同时观测是必不可少的。
2019-05-06 astro-ph.SR
The wind of W Hya as seen by Herschel - I. The CO envelope
渐近巨星分支（AGB）恒星通过恒星风失去它们的包络，其驱动机制还不清楚。流出物的组成和热力学和动力学结构的特征提供了理解AGB演化所必需的约束条件，包括质量损失率和同位素比。我们模拟了CO排放的风的低质量损失率富氧AGB星W Hya使用的HIFI，PACS和SPIRE仪器机载赫歇尔空间天文台和地面望远镜获得的数据。使用$^{12}$ CO和$^{13}$ CO线来约束来自分辨的HIFI线的本征$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率。外流加速到大约5.5 km/s是相当缓慢的，可以用指数为5的β型速度定律来表示。超过这一点，加速到终极速度7 km/s会更快。利用J=10-9、9-8和6-5的跃迁，我们发现W Hya的本征$^{12}$ C/ $^{13}$ C比为$18\pm10$，其中误差棒主要是由于$^{12}$ CO丰度和4.6 $μ$ m附近恒星通量的不确定性。为了匹配低激发CO谱线，这些分子需要在大约500个恒星半径处进行光解离。在70 $μ$ m处由PACS图像测量的径向尘埃发射强度分布显示出比我们的模型预测的超过20弧秒更强的发射。风的初始缓慢加速意味着在包络线的下部中的低效的风驱动。风中动量的最后注入可能是由于尘埃物质的后期凝结而导致不透明度增加的结果。推导出的W Hya的固有同位素比与第一次挖掘所设定的值一致，并表明初始质量为2 M $_\odot$或更高。然…
2014-03-12 astro-ph.SR
ALMA Observations of W Hya: Impact of missing baselines
短基线的缺乏，称为短间距问题（SSP），是无线电干涉仪性能的一个众所周知的限制，导致从大规模源结构检测到的通量减少。在阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）中运行的大量天线产生的情况下，SSP的影响采取复杂的形式，而不是简单地通过单个数字（如最大可恢复规模）来测量。特别是，扩展天线配置，再加上在阵列中心的一小组邻近天线，可能会导致双峰基线分布，两组天线之间有很大的差距。在这种情况下，应该采用与扩展阵列相关的有效最大可恢复尺度，并且只使用中心阵列来恢复丢失的通量，就像使用单碟或ACA（Atacama Compact Array）观测一样。缺失基线的影响可能非常重要，而且很容易被低估，甚至被忽视。本研究使用ALMA档案数据的$^{29}$ SiO（8-7）线发射的AGB星W Hya作为一个例子。一个关键的讨论的可靠性的意见远离恒星一起提出了更广泛的范围内的评论。性能的拱星信封W Hya内$\sim$ 15 AU的明星，其中许多是没有提到的出版的文献中，简要介绍和比较R多尔，AGB星具有非常相似的性能W Hya。
2021-11-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
ATOMIUM: Inner circumstellar envelopes of oxygen-rich AGB stars as revealed by highly excited SiO lines
National Astronomical Research Institute of Thailand (Public Organization)（泰国国家天文研究所）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, The University of Manchester（曼彻斯特大学乔德雷尔银行天体物理学中心）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多大学CNRS波尔多天体物理实验室）；School of Physics & Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Institute of Astronomy, KU Leuven（荷鲁汶大学天文研究所）；School of Chemistry, University of Leeds（利兹大学化学学院）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱登天文台）；Departament de Física, EEBE, Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学EEBE物理系）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Universität zu Köln, Astrophysik/I. Physikalisches Institut（科隆大学天体物理/第一物理研究所）；California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory（加州理工学院喷气推进实验室）；Theoretical Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文学院理论天体物理）；Department of Computer Science, University College London（伦敦大学学院计算机科学系）
通过高分辨率 ALMA 观测，研究氧丰富晚生星的内 circumstellar 包层，发现高激发 SiO 线的分布特征及与质量损失的关系。
2026-05-07 astro-ph.SR
Probing sulfur chemistry in oxygen-rich AGB stars with ALMA
University of Oslo（奥斯陆大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Monash University（蒙纳士大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过ALMA观测，研究了五颗富含氧的AGB恒星中硫物种的分布及同位素比，揭示了恒星风中硫的物理条件和化学演化特征。
2025-10-09 astro-ph.SR
Pulsation-triggered dust production by asymptotic giant branch stars
在CO J =（2-1）线上观测到11颗邻近的短周期（50-130天）渐近巨星分支（AGB）星。对有证据表明产生尘埃的物体进行了探测（Ks-[22] >~ 0.55等; AK Hya，V744 Cen，RU Crt，alpha Her）。没有发现低于这个极限的恒星（BQ Gem，eps Oct，NU Pav，II Hya，CL Hyi，ET Vir，SX Pav）。KS-[22]发现颜色跟踪质量损失率在一个数量级内。这证实了现有的结果，表明在脉动周期约60天的AGB恒星质量损失率增加了100倍，类似于已知的“超级风”触发在约300天。在~60 ~300天之间，发现质量损失率和风速近似恒定，约为每年3.7 x 10^-7太阳质量，约为8 km/s，虽然这还没有经过观测偏差的校正，但质量损失率的快速增加表明，有必要重新校准恒星演化模型中对AGB质量损失的处理。质量损失率和光度之间相对缺乏相关性（对于L <~ 6300太阳光度），这表明低光度AGB星风的质量损失率主要由脉动决定，而不是尘埃上的辐射压力，后者只决定外流速度。我们预测，质量损失率从低光度AGB星，表现出光学薄风，应该在很大程度上独立的金属丰度，但可能是强烈依赖于恒星质量。
2018-09-21 astro-ph.SR
A large bubble around the AGB star R Dor detected in the UV
研究利用GALEX存档远紫外图像搜索AGB恒星周围延展壳层，发现R Dor周围第四个紫外泡，并通过其尺度、质量、不对称性及冷尘埃填充特征分析其起源与探测限制。
2023-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water isotopologues in the circumstellar envelopes of M-type AGB stars
目的：研究水的两种同位素H-$_2$ $^{17}$ O和H-$_2$ $^{18}$ O的转动发射谱线。通过确定这些分子的丰度，我们的目标是使用衍生的同位素-因此氧同位素-比率，把限制的质量的M型AGB星的样本，还没有被归类为OH/IR星。方法：采用正交设计法我们使用详细的辐射转移分析的基础上的加速lambda迭代方法来模拟H $_2$ $^{17}$ O和H $_2$ $^{18}$ O的IK Tau，R Dor，W Hya和R Cas的拱星分子线发射。用于约束我们的模型的发射线来自Herschel/HIFI和Herschel/PACS观测，并且都是光学厚的，这意味着完整的辐射转移分析是估计分子丰度比的唯一可行方法。结果：我们发现我们样品的$^{17}$ O/ $^{18}$ O比值通常较低，范围为0.15至0.69。这与相对较低的初始质量，在范围$\sim1.0$至1.5 M $_\odot$的每个源，基于恒星演化模型。我们还发现邻-对位比接近3，这是预计从温暖的形成预测。结论：该样品的$^{17}$ O/ $^{18}$ O比值处于恒星演化模型预测范围的低端，表明所选样品的初始质量相对较低。
2017-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmospheric molecular blobs shape up circumstellar envelopes of AGB stars
针对AGB碳星大气和尘埃形成区分子气体分布及抛射方式不明的问题，本文以1个恒星半径分辨率观测IRC+10216，发现HCN等分子谱线对应光球大对流胞，其与脉动及伴星共同塑造星周包层。
2024-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulphur molecules in the circumstellar envelopes of M-type AGB stars
硫化合物SO和SO $_2$在渐近巨星支（AGB）星的星周包层中还没有得到广泛的研究。通过对低质量损失率M型AGB星R Dor中大量的SO和SO $_2$谱线的描述和建模，以及对另外四颗M型AGB星中这些分子的谱线的建模，我们的目标是确定它们的星周丰度和分布。我们使用一个详细的辐射转移分析的基础上，加速λ迭代方法来模拟拱星SO和SO $_2$线发射和分子数据文件的SO和SO $_2$是更广泛的比以前提供的。使用17条SO线和98条SO 2线来约束我们的R Dor模型，我们发现SO丰度为6.7x10 $^{-6}$，SO $_2$丰度为5x 10 $^{-6}$，这两个物种在恒星附近都有高丰度。我们还对$^{34}$ SO进行了建模，发现$^{-7}$的丰度为3.1 × 10 6，$^{32}$ SO/ $^{34}$ SO的比值为21.6。我们得到类似的结果，拱星SO和SO $_2$丰度和它们的分布低质量损失率对象W Hya。对于这些恒星，星周SO和SO $_2$丰度比化学模型预测的要高得多，这两个物种可能占所有可用的硫。对于较高的质量损失率的恒星，我们发现壳状SO分布的峰值丰度，减少和峰值丰度半径增加，增加质量损失率。SO丰度峰的位置与H $_2$ O的光解半径非常一致。我们发现的证据表明，SO是最有可能通过光解离的H $_2$ O和随后的S和OH之间的反应。含S母体分子似乎不是…
2016-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for aluminium monoxide in the winds of oxygen-rich AGB stars
一氧化铝（AlO）很可能从富氧恒星周围的气体中有效地耗尽，形成氧化铝簇和尘埃种子。它存在于演化恒星的扩展大气层中是由光学光谱学推导出来的。最近，在超巨星VY CMa和富氧渐近巨星分支（AGB）恒星o Cet（Mira A）周围的长波长处也发现了AlO气体。为了寻找AlO，我们挖掘了APEX，IRAM 30米望远镜，Herschel/HIFI，SMA和ALMA获得的数据，这些数据主要用于研究其他分子物种。我们在这里报告的观测AlO对样本的八个富氧AGB星在不同的旋转过渡，一些恒星高达7。我们提出了明确的检测到的一个旋转过渡的AlO O O Cet和R Aqr，和试探性的检测一个过渡的R Dor和O Cet，和两个IK Tau和W Hya。所呈现的WX Psc、R Cas和TX Cam的光谱没有显示出AlO的特征。对于o Cet，R Aqr和IK Tau，我们发现AlO（N=9-8）的发射可能跟踪风的内部，只有几十个AU，那里的气体还没有达到它的终极速度。在o Cet和R Aqr的情况下，对AlO发射的结论性探测证实了AGB星流出物中存在AlO气体。初步检测进一步证实了这一点。由于本研究中提出的大多数观测结果都是在考虑到其他物种比AlO发射更强的情况下获得的，因此结合高角分辨率的高灵敏度观测将提高我们对AlO存在和行为的理解。从目前的数据集，我们不能肯定地得出结论，是否有一个直接的相关…
2016-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of CI line emission towards the oxygen-rich AGB star omi Cet
我们提出了中性碳Cl（3 P1 - 3 P0）线发射对omi Cet的检测。这是首次在富氧的M型渐近巨星分支（AGB）恒星周围的包层中发现CI。我们还证实了以前试探性的CI检测周围V Hya，富碳AGB星。CI是演化恒星周围星周包层中母体物质的主要光解产物之一，可以用来追踪星周包层中紫外辐射的来源。所观察到的通量密度朝向omi Cet可以重现的一个壳层的峰值原子丰度的$2.4 \times 10^{-5}$预测的基础上一个简单的化学模型，其中CO是由星际辐射场解离。然而，CI发射从恒星速度偏移了$\sim$ 4 km/s。基于这种速度的变化，我们认为，检测到的CI排放对奥米Cet可能产生从一个紧凑的区域附近的热的二进制同伴。因此，速度的变化可能是双星伴星围绕彗星omi的轨道速度的结果。在这种情况下，CI柱密度估计为$1.1 \times 10^{19}$ cm $^{-2}$。这意味着来自伴星的强烈紫外辐射和/或两颗恒星之间物质的吸积最有可能是CI增强的起源。然而，这一假设可以通过高角分辨率观测得到证实。
2018-04-26 astro-ph.SR
An impressionist view of V Hydrae. When MATISSE paints Asymmetric Giant Blobs
本研究利用 VLTI/MATISSE 仪器观测碳星 V Hydrae，通过图像重建发现其伴星位置存在尘埃增强，揭示了双星与 AGB 组分的相互作用。
2024-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The widespread occurence of water vapor in the circumstellar envelopes of carbon-rich AGB stars: first results from a survey with Herschel/HIFI
我们报告的初步调查结果的水蒸气在8个C星的样本与大的中红外连续通量：V384 Per，CIT 6，V Hya，Y CVn，IRAS 15194-5115，V Cyg，S Cep和IRC+40540。这项调查是使用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器进行的，需要观测邻水和对位水的最低跃迁：分别为556.936 GHz 1（10）-1（01）和1113.343 GHz 1（11）-0（00）跃迁。在所有八颗目标恒星中都明确地检测到了水蒸气。在这次调查之前，IRC+10216是唯一一颗富含碳的AGB恒星，在这种情况下，使用亚毫米波天文卫星（SWAS）发现了热水排放。我们的研究结果表明，IRC+10216并不罕见，除了它接近地球导致了一个大的线通量，可检测SWAS。水的谱线宽度通常与CO旋转谱线的宽度相似，这与柯伊伯带类似物的蒸发（Ford & Neufeld 2001）是富碳AGB星中水蒸气的一般解释不同。在我们的样本中，综合水线通量与6.3微米连续通量的比率（一个衡量水流出率的比率）和恒星的总质量损失率之间没有明显的相关性。
2010-12-15 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 $_{2…
2019-07-12 astro-ph.SR
Faint but not forgotten. I. First results from a search for astrospheres around AGB stars in the far-ultraviolet
利用GALEX远紫外数据，在92颗AGB星中发现10颗具有天体层结构，结合质量损失率与星风速度估算总质量与持续时间，为星风-ISM相互作用理论提供独特数据库。
2023-05-12 astro-ph.SR
Tracing the phase transition of Al-bearing species from molecules to dust in AGB winds. Constraining the presence of gas-phase (Al2O3)n clusters
（略）我们的目标是限制尘埃形成的历史，在风的富氧AGB星。我们获得了空间分辨率为120 × 150质量的ALMA观测，追踪了低质量损失率和高质量损失率的AGB星R Dor和IK Tau的尘埃形成区。发射线配置文件的AlO，AlOH和AlCl的检测，并用于推导出下限的原子铝纳入分子。我们发现，气相铝化学是完全不同的两颗星，在AlO和AlOH丰度分层显着差异。这3个分子中的铝含量很小，<=1.1e-7，也就是说，这两颗恒星的铝含量仅<=2%。这为铝在晶粒中的结合留下了足够的空间。一个基本的结果是，AlO和AlOH，作为氧化铝颗粒的直接前体，被检测到远远超过粉尘冷凝的开始，证明氧化铝冷凝循环是不完全有效的。ALMA观测使我们能够定量评估当前一代的AGB风的理论动力化学模型。我们讨论了如何目前提出的方案铝尘埃凝聚低质量损失率AGB星在~1.5 Rstar的距离，特别是为明星R Dor和W Hya，提出了一个挑战，如果一个人希望解释的尘埃光谱特征的光谱能量分布（SED），在干涉数据，并在偏振光信号。特别地，估计的Al 2 O3的晶粒温度对于晶粒来说太高而不能保持它们的非晶结构。我们建议，大的气相（Al 2 O 3）n-集群（n>34）可以是在SED和干涉数据中的宽11微米功能的潜在代理商，我们解释了这些大集群可以形成。
2017-04-23 astro-ph.SR
The adventure of carbon stars - Observations and modelling of a set of C-rich AGB stars
模拟恒星大气是现代天文学中一项复杂而有趣的任务。系统地比较模型与多技术观测是约束它们的唯一有效方法。目的：我们进行了一个自洽的模拟大气中的六个富C AGB星：R Lep，R，Y Pav，AQ Sgr，U Hya和X TrA，目的是扩大知识的动态过程中发生的大气。方法.我们使用VLTI/VLBI干涉观测，结合分光光度数据，并将它们与自洽动力学模型大气进行比较。结果：该模型能较好地再现1μm波长范围内的SED数据和8 ~ 10μm波长范围内的干涉观测数据。差异可能是由于数据和模型相关效应的组合。最适合Miras的模型明显延长，具有突出的壳状结构，而最适合非Miras的模型更紧凑，显示出较低的平均质量损失。质量损失是情节或多周期的性质，但导致视觉振幅显着大于所观察到的。从模型拟合中得到恒星参数：T_eff，L_bol，M，C/O，$\dot{\text{M}}$。我们的研究结果与文献值的不确定性。T_eff和L_bol也与由角直径θ_{（V-K）}导出的T和由SED拟合导出的L_bol吻合良好，但AQ Sgr除外。最后，Miras模型的θ_Ross和θ_（V-K）的一致性要比非Miras模型的好，这可能与非Miras模型的情节性质有关。我们还在H-R图中定位了恒星，并将它们与进化轨迹进行了比较。我们发现从模型拟合得到的主要性质与碳星的TP-AGB演化计算（COLIBRI代码）符合得很好。
2017-01-16 astro-ph.SR
Theoretical mass estimates for the Mira-type variable R Hydrae
本文通过恒星演化模型模拟长蛇座R近两个世纪的脉动周期缩短现象，将其归因于氦闪后辐射扩散波耗散导致的半径减小，并估计其质量为4.44至4.63倍太阳质量。
2023-05-31 astro-ph.SR
Atomium: The astounding complexity of the near circumstellar environment of the M-type AGB star R Hydrae. I. Morpho-kinematical interpretation of CO and SiO emission
已知演化的低到中等质量的恒星会将其气体外壳脱落成一个大的、充满尘埃的、富含分子的星周星云，这通常会发展出高度的结构复杂性。星云中大多数大尺度的空间相关结构被认为是来自恒星风与伴星的相互作用。作为原子大计划的一部分，我们用ALMA观测了M型渐近巨星分支（AGB）恒星R Hydrae。R Hya的内部风的形态，它有一个已知的同伴在~3500 AU，确定从高角分辨率获得的CO和SiO的地图。一氧化碳排放图揭示了一个多层结构，该结构由一个角标度为~ 10英寸的大椭圆特征组成，该特征沿南北轴取向。椭圆特征内的风形态主要由两个空心气泡控制。这些气泡位于AGB星的两侧，并沿着一个位置角约为115度的轴。这两个气泡都偏离了中心恒星，它们在SiO通道图中的出现表明它们可能是通过AGB风传播的冲击波。对气泡的动力学年龄的估计产生了100年的年龄，这与先前提出的恒星上次经历热脉冲以来的流逝时间一致。当CO和SiO的排放检查亚弧秒角尺度上，有证据表明，倾斜，差分旋转赤道密度增强，强烈建议存在第二个附近的同伴。这个圆盘的长轴在天空平面上的位置角约为70度。我们初步估计，附近的伴星的质量的下限是~0.65 Msol的基础上，在光盘中的最高测量速度和它的内边缘的位置在~6 au的AGB星。
2021-04-15 astro-ph.SR
Extended view on the dust shells around two carbon stars
渐近巨星分支（AGB）上的恒星通过尘埃驱动的恒星风失去了大量的物质。Herschel/PACS已经对一些这样的来源进行了成像，揭示了不同形态类型的不同样本。其中有几个例子显示几何薄，球对称壳，可用于探测其宿主恒星的质量损失历史。我们的目标是确定两个碳星U Hya和W Ori周围的尘埃信封的物理性质。随着新的远红外地图的空间限制得到了很大的改进，我们的主要目标是测量壳中包含的尘埃质量，看看它们如何符合壳形成的拟议场景。我们用一维程序More of DUSTY（MoD）计算了星周尘埃包层的辐射转移。采用参数化的密度分布，我们得到了一个最佳拟合模型的光度和光谱数据，以及径向强度分布的基础上Herschel/PACS数据。对于U Hya的情况下，我们还计算了一个网格的拱星信封通过一个固定的风代码和比较两种建模方法的结果。Herschel/PACS地图显示U Hya被半径为$114''\ (0.12\,\mathrm{pc})$的分离壳包围，证实了以前太空任务的观测结果。通过这两种方法计算的壳的灰尘质量是一致的，相对于所采用的灰尘颗粒的属性。此外，围绕W Ori，我们首次检测到一个弱的球对称结构，半径为$92''\ (0.17\,\mathrm{pc})$和$(3.5\pm0.3)\times10^{-6}\,\mathrm{M_\odot}$的尘埃质量。
2020-10-28 astro-ph.SR
The evolutionary state of Miras with changing pulsation periods
背景：Miras是长周期的变量，被认为是在渐近巨分支（AGB）阶段的演变。在大约百分之一的已知Miras中，脉动周期正在变化。据推测，这种变化周期是这些恒星最近热脉冲的结果。目的：我们的目标是澄清这些恒星的演化状态，特别是确定它们是否处于热脉冲（TP-）AGB阶段。研究方法：一个重要的信息，一直被忽视，迄今为止，当确定的演化状态是放射性的s-过程元素锝（Tc）的存在。我们获得了高分辨率，高信噪比的光学光谱的十几个突出的米拉变量与变化的脉动周期，以寻找这个指标的TP和疏浚。我们还使用光谱来测量锂（Li）丰度。此外，我们建立了我们的样本恒星的演化状态，通过他们的现代周期和光度。结果：在该计划观测的12颗样本星中，发现5颗显示出Tc的吸收线。BH Cru被发现是一颗碳星，它的周期在过去几十年中可能已经停止增长。我们报告了一个可能的开关在脉动模式的T UMi从米拉半定期的变化，在过去的两年。另一方面，R Nor可能是一颗质量相当大的AGB星，这对所有蜿蜒的Miras来说都是如此。最后，我们将RU Vul分配给贫金属厚盘，其性质与短周期贫金属Miras非常相似。结论：我们的结论是，有没有明确的相关性之间的周期变化类和Tc的存在。最有可能经历过最近TP的恒星是BH Cru和R Hya，尽管它们的周期变化率相当不同。
2011-05-30 astro-ph.SR
