Are extreme AGB stars post-common envelope binaries?
模拟尘埃形成的单星演变通过碳星阶段的渐近巨星分支（AGB）再现以及中红外的颜色和幅度的大多数的C-丰富的来源在大麦云（LMC），除了一小部分的极红物体（ERO）。EROS光谱能量分布的分析表明，存在大量的灰尘，这需要在流出的气体密度显着高于预期的理论建模。我们建议，二进制的相互作用机制，涉及共同的信封（CE）的演变可能是一个可能的解释，这些奇特的恒星CE阶段有利于恒星半径的快速增长后发生的C $/$ O克服统一。我们的尘埃模型提供的结果与观测质量损失率$\dot M \sim 5\times 10^{-4}~\dot M/$年，在CE阶段经历的信封的快速损失的下限一致。我们建议，ERO可能会隐藏双星的轨道周期$\sim$天，并有可能是负责大部分的尘埃生产率在星系。
2020-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spitzer Space Telescope survey of extreme Asymptotic Giant Branch stars in M32
我们调查人口的冷，在本集团矮椭圆星系M32的演化恒星，使用红外线阵列相机观测斯皮策太空望远镜。我们构建深中红外色星等图的解决恒星星族内3.5弧分的M32的中心，并确定这些恒星表现出红外过剩。我们的数据主要是由人口的发光，尘埃产生的恒星的渐近巨星分支（AGB），并延伸到约3等以下的AGB尖端。我们第一次检测到相当大的人口的“极端”AGB恒星，高度包围的拱星尘埃和可能完全模糊的光学波长。从极端AGB候选者的总粉尘喷射率被测量为$7.5 \times 10^{-7}$ ${\rm M}_{\odot} \, {\rm yr}^{-1}$，对应于$1.5 \times 10^{-4}$ ${\rm M}_{\odot} \, {\rm yr}^{-1}$的气体质量损失率。这些极端的恒星可能表明在0.2至5 Gyr前有一个延长的恒星形成时期。
2014-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of extremely reddened AGB stars in the Galactic bulge
上下文极度变红的AGB星以大于10^-5 Msun/年的高速率损失质量。这是AGB演化的最后阶段，质量范围在2.0- 4.0 Msun（太阳金属丰度）的恒星应该已经转化为C星。然而，在银河系核球中极度变红的AGB恒星主要富含O，这意味着它们可能是低质量恒星或AGB质量范围上端的恒星。目标。以确定银河系核球中最红的AGB恒星的质量范围。方法.使用虚拟天文台工具，我们构建了一个样本的37个进化的恒星在银河系的膨胀与极端红色的IRAS颜色的光谱能量分布。我们拟合DUSTY模型的观测数据来推断热通量。应用个别校正星际灭绝，并采用一个共同的距离，我们确定了光度和质量损失率，并推断与AGB进化模型的比较祖质量范围。结果观测到的光谱能量分布与红化AGB恒星的分类一致，除了两颗恒星，它们是原行星状星云候选者。我们发现AGB星的光度在3000--30,000 Lsun之间，质量损失率为10^-5--3x10 ^-4 Msun/年。相应的质量范围是1.1- 6.0 Msun假设太阳的金属丰度。结论.与演化模型的预测相反，光度分布是连续的，许多富含O的AGB星的质量范围应该已经转换为C星。我们怀疑，凸起AGB星的金属丰度高于太阳，因此可能会避免转换为富碳。低质量恒星的存在下，样品中表明，他们的终止AGB演化也发生在最后阶段的质量损失率非常高，导致光学厚的拱壳。
2015-06-16 astro-ph.SR
The meaning of WISE colours - I. The Galaxy and its satellites
通过与Sloan Digital Sky Survey（SDSS）目录的匹配，我们确定了WISE颜色空间中各种天文物体的位置。我们确定了可靠的指标，从河外来源分离银河/本地，并在这里集中在我们的银河系及其最近的卫星的对象。我们开发的颜色和大小的标准，仅基于WISE数据选择渐近巨星分支（AGB）星拱尘埃壳，并将它们分成O-丰富和C-丰富的类。有了这些标准，我们产生了一个全天地图的两个人口的计数比。这张地图揭示了银河系盘、麦哲伦云和人马座矮球状星系之间的差异，以及大麦云（LMC）盘的径向梯度。我们发现，尘埃AGB星的C：O数比增加与距离的LMC中心约两倍的速度为近红外选择样本的早期AGB星测量。详细的辐射转移模型表明，WISE的颜色很好地解释了中央加热的尘埃壳的尘埃具有标准属性的星际介质（ISM）颗粒的排放。在WISE色空间中不同类别的物体的分离是由于尘埃壳层的性质不同：年轻恒星周围的物体具有均匀的密度分布，而在演化的恒星中，它们具有陡峭的径向轮廓。
2014-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Other red dots: A possible GLIMPSE of normal AGB stars at Cosmic Noon through extreme lensing
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Ben-Gurion University of the Negev（内盖夫本-古里安大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
通过极端引力透镜效应，发现四个极弱红点源，可能揭示高红移时期低质量恒星的形成与演化。
2026-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolutionary timescales from the AGB to the CSPNe phase
从渐近巨星分支（AGB）到最终白矮星（WD）阶段的转变可以说是低质量和中等质量恒星（$0.8 \lesssim M_{\rm ZAMS}/M_\odot\lesssim 8...10$）演化中最不为人所知的阶段。在这里，我们简要回顾了过去50年的进展，在后AGB阶段的恒星建模。我们表明，虽然主要的功能，如极端的质量依赖性后AGB的时间尺度已经存在于最早的后AGB模型，计算后AGB的时间尺度的定量值改变每次新的物理被包括在建模后AGB恒星及其祖先。然后，我们讨论的预测和最新可用的模型关于后AGB星的演化时间尺度的不确定性。
2019-10-02 astro-ph.GA 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
High-resolution spectroscopy of the extremely iron-poor post-AGB star CC Lyr
对贫金属的后AGB恒星CC Lyr进行了高分辨率光谱学测量，以确定其化学丰度和谱线轮廓。我们的标准丰度分析证实了其极低的金属丰度（[Fe/H]<-3.5），以及11种元素的丰度比与冷凝温度之间的明显相关性，表明尘埃贫化是该物体丰度异常的原因。非常低的丰度的Sr和Ba，这是第一次检测到这个对象，表明重中子捕获元素没有显着增强在这个对象的s-过程中，通过AGB阶段的演变。这个物体的径向速度和一些原子吸收线的轮廓显示出依赖于脉动相位的变化，这可能是由大气动力学而不是由双星或星周吸收的贡献形成的。另一方面，具有双峰的H-α发射没有显示出明显的速度变化，这表明发射来自星周物质，可能是围绕物体旋转的圆盘。
2016-12-12 astro-ph.SR
Dissecting the Spitzer color-magnitude diagrams of extreme LMC AGB stars
在{\it Spitzer}双色图和色星等图中，我们追踪了低质量和中等质量恒星（$1 M_{\odot} \leq M \leq 8M_{\odot}$）在渐近巨星分支（AGB）阶段的完整演化。我们遵循的形成和成长的尘埃粒子在拱星信封与各向同性膨胀风，其中气体分子撞击预先存在的种子核，有利于他们的成长。这些模型是第一个能够确定的主要区域，在{\it斯皮策}数据中的AGB星占据的大麦云（LMC）。LMC极端恒星在[3.6]-[4.5] vs.[5.8]-[8.0]和[3.6]-[8.0] vs.[8.0]平面上追踪到的主对角线序列与碳星模型很好地拟合;它的结果是一个演化序列，最红的天体处于AGB演化的最后阶段。最极端的恒星是[3.6]-[4.5] $>$ 1.5和[3.6]-[8.0] $>$ 3，是2.5 - 3 $M_{\odot}$星，被固体碳颗粒包围。在高质量（$>3 M_{\odot}$）模型中，尘埃的形成是由热底燃烧（HBB）的程度驱动的-形成的大多数尘埃是硅酸盐的形式，尘埃颗粒的最大遮蔽阶段发生在所经历的六溴代二苯最强烈的时候，在包层的质量大大减少之前。
2014-03-28 astro-ph.SR
A New Catalog of Asymptotic Giant Branch Stars in Our Galaxy
我们提出了一个新的目录，11,209富O AGB星和7172富C AGB星在我们的银河系中确定更多的AGB星的凸起组件，并考虑更多的视觉碳星。对于每个对象，我们交叉识别IRAS，AKARI，MSX，WISE，2 MASS和AAVSO对应物。我们提出了两个部分的新目录：一个是基于IRAS PSC的明亮或更孤立的对象;另一个是基于ALLWISE源目录的不太明亮的对象或对象在拥挤的区域。给出了样品星的各种红外双色图。我们发现，尘埃壳理论模型可以大致解释AGB星在各种红外2CD上的观测。我们研究了星表中SiO和OH脉泽发射源的红外特性。对于样本星中的Mira变星，我们发现红外颜色随着脉动周期的延长而变红。我们还使用过去12年的WISE测光数据研究了样本星的红外变化：ALLWISE多历元数据和近地天体WISE再激活（NEOWISE-R）2021数据发布。我们使用W1和W2波段的WISE数据生成光变曲线，并计算所有样本恒星的Lomb-Scargle周期图。从WISE光变曲线中，我们发现了目录中3710个天体的有用变化参数，这些天体的周期在以前的工作中是已知或未知的。
2021-08-30 astro-ph.SR
`Status update' for the AGB scenario for the formation of multiple populations
在最近的20年里，我们对多星族形成的渐近巨星分支（AGB）方案进行了定量研究，考察了第一代星团中心冷却流中的核合成和新星形成的动力学，以及随后的N{体演化。这些研究的复杂性在多个群体的性质中发现了许多验证。在这里，我简要地总结了最近的成就，在大规模的AGB和超级AGB的演化研究，包括异常高锂丰度的解释在“极端”的第二代恒星在wCen和NGC 2808。
2019-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and light element synthesis by neutron-capture reactions in metal-free and extremely metal-poor AGB stars
低质量和中等质量的无金属（Pop. III）和极贫金属（EMP）恒星在TP-AGB早期阶段经历了氢与氦对流的混合，与富含金属的恒星不同。本文用H到S的核网络研究了氦对流区中以混合质子生成的~（13）C为中子源的核合成。在缺乏或缺乏原始金属的情况下，中子再循环反应，12 C（n，g）13 C（a，n）16 O和16 O（n，g）17 O（a，n）20 Ne促进了O和轻元素的合成，包括它们的富中子同位素和奇数原子序数元素。基于这些结果，我们证明了三个最缺铁的富碳恒星所观察到的C到Al的特殊丰度模式可以在不同质量范围内的Pop. III，AGB恒星的核合成中重现。我们认为，这三颗恒星出生的低质量成员的Pop. III双星，后来受到表面污染的质量转移的双星系统。AGB核合成与氢混合解释了大多数碳增强EMP（CEMP）星，包括所有具有s过程元素的CEMP-s星的C，O，Na，Mg和Al丰度。此外，目前的结果被用来挑选出其他核合成签名的早期世代的恒星。
2009-06-24 astro-ph.SR
Infrared Properties of Asymptotic Giant Branch Stars in Our Galaxy and the Magellanic Clouds
我们利用各种红外观测数据和理论模型研究了银河系和麦哲伦星云中渐近巨星分支（AGB）星的红外特性。我们使用的目录的样本4996 AGB星在我们的银河系和大约39,000 AGB星在麦哲伦星云从现有的文献。对于样本中的每个对象，我们交叉识别2 MASS，WISE和Spitzer对应物。为了比较银河系和麦哲伦云中富O和富C AGB星的物理性质，我们利用各种光度数据给出了红外双色图（2CD）。我们使用各种可能的中心恒星和尘埃壳层参数对AGB星进行了辐射转移模型计算。利用无定形硅酸盐和无定形碳的尘埃不透明度函数，理论尘埃壳模型可以粗略地再现AGB星在各种红外2CD上的观测结果。与银河系相比，我们发现麦哲伦星云缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。与大麦云云（LMC）相比，小麦哲伦云（SMC）更缺乏具有厚尘埃壳的AGB星。这可能是因为麦哲伦星云比我们的银河系更贫金属，而大麦哲伦星云比小麦哲伦星云更富金属。我们还介绍了已知脉动变星的红外光谱性质。通过对麦哲伦云中AGB星在MIR波段的星等分布的研究，发现与LMC相比，SMC在MIR波段的亮AGB星中更缺乏星等分布。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthetic yields of intermediate-mass primordial to extremely metal-poor stars
节录。我们的目标是更好地解释演化和命运，并确定原始和EMP金属丰度之间的中等质量恒星（Z = 1e-10，1e-8，1e-7，1e-6和1e-5）的更新核合成产额。我们还探讨了最古老的中等质量恒星的核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段的不确定性。我们使用Monash-Mount Stromlo恒星演化代码MONSTAR分析了模型从其主序列到热脉冲AGB（TP-AGB）到其演化的最新阶段的演化。结果用代码MONSOON进行后处理，该代码允许测定高达62Ni的77种物质的核合成产率。正如在以前的作品中报道的那样，我们在我们的最低质量最低Z模型中确定了质子摄入事件（PIEs）。Z = 1e-10和Z = 1e-8的模型，在一个狭窄的初始质量范围内，大约5 Msun，经历了热脉冲的停止，它们作为I1/2型超新星的最终命运不能被丢弃。所有初始质量约为6 - 7 Msun的模型都经历了腐蚀性的第二次疏浚，并在其外壳中经历了显着的金属富集。这使他们能够发展出类似太阳的TP-AGB或TP-super-AGB，最终成为白矮星。除了那些经历热脉冲的停止，我们所有的模型都显示出有效的第三次疏浚和热底燃烧的核合成签名，与激活的NeNa循环和MgAlSi链。这导致大量CNO的产生，典型的[N/Fe]> 4），以及特征丰度标记[N/Fe]>[C/Fe]>[O/Fe]。由于输入物理的差异（主要涉及对流和对流边界）…
2022-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer SAGE-Spec: Near Infrared Spectroscopy, Dust Shells, and Cool Envelopes in Extreme Large Magellanic Cloud AGB Stars
本文给出了大麦云云中39个Spitzer IRS SAGE-Spec源的K波段光谱。光谱表现出非常好的协议与他们的位置在近红外-斯皮策色-星等图和他们的属性推导出斯皮策IRS光谱的特点。具体来说，近红外光谱显示出强烈的原子和分子特征，分别代表富氧和富碳的渐近巨星分支星。一小部分恒星是从颜色星等图的发光和红色极端“尖端”中选出的。这些物体具有与尘埃包层一致的特性，但也具有凉爽、富含碳的“恒星”核心。适度的尘埃质量损失与恒星光谱能量分布相结合，使这些物体在近红外和中红外颜色中显得极端。在我们的样本中的一个对象，HV 915，一个已知的RV Tau型的后渐近巨星分支恒星表现出CO 2.3微米带头发射与以前的工作，证明该对象有一个拱星盘一致。
2014-08-05 astro-ph.SR
Fates of the oldest intermediate-mass stars - Primordial to Extremely Metal-Poor AGB and Super-AGB Stars: White Dwarf or Supernova progenitors
摘要：更好地了解大多数贫金属恒星的演化和核合成产率。Z<=10^-5）是至关重要的，因为它们是原始宇宙历史大图景的一部分。然而，恒星演化的许多未知之处在于这些物体的诞生、生命和死亡。本文综述了现有文献中关于中等质量Z<=10-5的恒星演化模型，重点讨论了它们的最终命运问题。混合事件的深度和效率对于确定电子捕获超新星形成的质量极限至关重要，但我们对这些现象的了解并不完整，因为它们受到输入物理选择的强烈影响。我们还考虑了替代的SNI 1/2通道，以在最贫金属的IMS中形成SNe。在这种情况下，关键是要了解热脉冲AGB的演变，直到后期阶段。有效的第二次挖掘，以及后来的第三次挖掘，可能会污染恒星的外壳，足以让恒星以一种非常类似于较高初始Z物体的方式经历热脉冲。低效的第二次和/或第三次挖掘可能会留下一个几乎原始的包层，无法维持强烈的恒星风。这可能会让氢耗尽的核心在包层消失之前增长到M_Ch，从而让恒星爆炸为SNI 1/2。在回顾了关于这两种可能的SNe形成通道的现有信息之后，我们讨论了金属丰度Z<=10^-5的恒星的现有核合成产额，并给出了一个Z=10^-5的热脉冲超AGB星的核合成计算实例。我们将理论预测与检测到的最低[Fe/H]对象的观测进行比较。审查结束讨论目前的开放问题，以及可能富有成效的途径，为未来的研究。
2018-10-01 astro-ph.SR
AGB stars and the plate archives heritage
我们报告的AGB候选星的一些鉴定与客观棱镜板的Byurakan天文台的表征。数字化照相巡天底片和最近的CCD测光已被用于改进变星和非变星的选择和区分。还对已发表的星表星等进行了比较。阿西哥天文台和洛亚诺天文台的狭缝光谱学提供了一个可靠的光谱分类，将C型、N型和正常的M型巨星分开。使用WISE、AKARI和2 MASS J波段数据的颜色-颜色图可以有效区分光谱类型，这可以用于定义更大的统计样本。
2014-04-15 astro-ph.SR
Discovery of an Extremely Luminous Type II Cepheid in the Andromeda Giant Stellar Stream: Evidence for a Hierarchical Triple with an Inner Binary Merger
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
发现极亮II型造父变星，提出其源于分层三合星系统，通过双星合并形成
2026-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sodium abundances of AGB and RGB stars in Galactic globular clusters II. Analysis and results of NGC 104, NGC 6121 and NGC 6809
我们分析了银河系球状星团（GC）NGC 104、NGC 6121和NGC 6809中大量AGB和RGB星样本的高分辨率光谱，并确定了它们的Na丰度。这是NGC 6809中的AGB星首次被瞄准。此外，我们用同样的方法重新分析了NGC 6752的数据档案。为了研究AGB Na丰度分散对GC参数的依赖性，我们将我们获得的AGB [Na/H]分布（包括本系列第一篇论文中提出的NGC 2808）与其他四个GC的文献数据进行了比较，即，总共九个GC，涵盖广泛的GC参数。我们发现NGC 104和NGC 6809具有可比较的AGB和RGB Na丰度分布，而NGC 6121显示缺乏非常富Na的AGB星。通过分析所有9个GC，Na丰度和多个人口的AGB星显示了一个复杂的图片。在某些GC中，AGB星与RGB星具有相似的Na丰度和/或第二人口分数，而有些GC则没有富Na的第二人口AGB星，并且存在两个极端之间的各种情况。此外，AGB第二布居分数与GC全局参数的拟合关系表明，AGB第二布居分数与GC中心浓度有较弱的相关性，而与其他GC参数的相关性不强。目前的数据基本支持FRMS情景的预测。然而，考虑到微弱的观测和理论趋势，分散和例外的存在，第二人口AGB星的比例可以受到不止一个或两个因素的影响，甚至可能是随机性的结果。
2017-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-IR spectra of IPHAS extremely red Galactic AGB stars
我们提出了一个库的139个近红外光谱的冷渐近巨星分支恒星，这将是有用的比较与理论模型的大气计算和建模的综合排放从中间年龄的恒星星族。源列表是从INT光度H阿尔法巡天（IPHAS）的颜色平面的“极红”区域中选择的，该区域绝大多数由非常晚型的恒星主导。光谱库中还包括了大部分的S型和碳星。我们提出了一些光谱分类序列突出的各种分子特征，并讨论了一些罕见的功能与不确定的鉴定文献。它的重点是特别冷的光球这个目录作为一个同伴最近的光谱地图集MK标准在近红外。最后IPHAS（r '-i'）和（r '-H阿尔法）颜色和光谱测定的属性之间的关系进行了讨论和（r'-H阿尔法）颜色和C/O丰度指数的S型和碳星之间的强相关性。这种关系有可能单独根据它们的测光来分离银河系中的富O星、S型星和碳星。
2009-09-14 astro-ph.SR
Oxygen and Sodium Abundances in M13 (NGC 6205) Giants: Linking Globular Cluster Formation Scenarios, Deep Mixing, and Post-RGB Evolution
我们目前的O，Na和Fe的丰度，以及径向速度，为113红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星的球状星团M13。丰度和速度是基于WIYN-Hydra摄谱仪获得的光谱，观测范围从水平分支（HB）到RGB尖端。研究结果的背景下，最近的球状星团的形成方案。我们发现，M13具有许多关键特征，表明其形成和化学富集是由当前模型很好地描述。其中一些观测结果包括：贫氧星的中心浓度，[O/Fe]随光度增加而显著降低（但[Na/Fe]略有增加），主要影响“极端”的人口，一小部分恒星具有类似晕的成分，以及缺乏贫氧AGB星。与最近的工作一致，我们得出结论，最贫氧的M13巨星可能是He丰富的，大多数（所有？）O-贫RGB星演化成为极端HB和AGB-manqué星。相比之下，“原始”和“中间”人口恒星似乎经历了标准的HB和AGB演化。
2012-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
s-process Enriched Post-AGB Star J003643.94-723722.1 in the SMC with an Extreme C/O Ratio and the First Precise Detection of Lead
本研究对小麦哲伦星系中s过程增丰的后AGB星J003643开展光谱分析，首次在该类天体中精确探测到铅，发现其极高C/O比源于氧亏损，且现有AGB核合成模型难以解释铅的高丰度。
2025-09-05 astro-ph.SR
Chemical abundance study of two strongly s-process enriched post-AGB stars in the LMC: J051213.81-693537.1 and J051848.86-700246.9
内容：本文是一个更大的项目的一部分，在该项目中，我们研究了河外后AGB恒星的化学丰度，最终目标是提高我们对AGB第三次挖掘混合过程和S-过程核合成的了解。目的：在本文中，我们研究了两个精心挑选的后AGB星在大麦哲伦星系。有利的大气参数的详细丰度研究和已知的距离相结合，使这些对象的内部AGB的第三次疏浚和s-过程核合成的理想探针，因为它们提供了理论AGB模型的观测约束。方法：我们使用高分辨率光学UVES光谱来确定准确的恒星参数，并进行详细的元素丰度研究。此外，我们使用现有的光度数据来构建红化和光度测定的SED。然后，我们估计从理论后AGB轨道的初始质量。结果：这两颗恒星都显示出与相对较低的C/O比（约1.3）相关的极端s过程富集。我们只能得出上限的铅（Pb）的丰度，这表明没有强大的铅相对于其他S-元素的过剩。与HR图中的理论后AGB演化轨道比较，发现这两颗恒星的初始质量都很低，在1.0到1.5 Msun之间。结论：这项研究增加了迄今为止在麦哲伦星云中数量非常有限的s-过程富集后AGB星上获得的结果。我们发现观测到的和预测的铅丰度之间的差异越来越大，对低金属丰度的所有研究麦哲伦云后AGB星发现到目前为止，以及温和的C/O比。我们发现，所有的s-过程丰富的后AGB星在LMC和SMC研究到目前为止，集群在同一地区的HR图，并与低质量的恒星平均金属丰度低。
2015-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometry and spectroscopy of multiple populations along the AGB of NGC2808 and NGC6121 (M4)
对中等金属量球状星团NGC 2808和NGC 6121（M4）的渐近巨星分支（AGB）上的多个星族进行了光度和光谱研究。通过高分辨率FLAMES+UVES@VLT光谱对AGB星中O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Fe、Co、Ni、Zn、Y和Ce的化学丰度进行了研究。我们的光谱结果已经结合了多波长光度法从HST紫外线调查银河GC和地面测光，加上自行得出的恒星位置从地面图像和盖亚DR 1。我们的分析表明，这两个集群的AGB主机多个种群具有不同的化学成分。在M4中，我们发现了两个主要的Na/O含量不同的星族，它们分别位于mF 438 W和C_F275W、F336 W、F438 W以及V和C_U、B、I伪CMD的不同AGB上。在更大质量和复杂的GC NGC 2808中，三组具有不同化学丰度的恒星在所谓的“染色体图”光度图上占据不同的位置。沿AGB和这个GC的红巨星的恒星星族的光谱+光度比较表明，AGB主机恒星星族的范围内的氦丰度跨越从原始到高含量的Y~0.32。另一方面，从我们的数据集来看，没有证据表明AGB上有极端氦丰度（Y~0.38）的恒星，这表明NGC 2808中最富氦的恒星没有达到这个阶段。
2017-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Post-AGB stars in the SMC as tracers of stellar evolution: the extreme s-process enrichment of the 21 micrometer star J004441.04-732136.4
凭借其光谱类型，有利的热校正，以及它们的约束距离，在外部星系的后AGB星提供了前所未有的测试AGB核合成和挖掘的预测。我们在这里集中在一个对象J004441.04-732136.4，这是唯一已知的21微米的SMC源。光谱丰度结果显示，J004441.04-732136.4是迄今为止发现的s-过程最丰富的天体之一，而光球的C/O比为1.9 +- 0.7，表明该恒星的C-含量只有适度的丰富。J004441.04-732136.4还显示出较低的[Fe/H] = -1.34 +-0.32，显着低于SMC的平均金属丰度。根据SED，发现7600 +- 200太阳光度的光度，以及E（B-V）= 0.64 +- 0.02。根据后AGB的演化轨迹，初始质量应该是大约1.3个太阳质量。光度变化显示了97.6 ± 0.3天的清晰周期。检测到的C/O以及高的s-过程过丰度（例如[Y/Fe] = 2.15，[La/Fe] = 2.84）很难与预测相一致。化学模型还预测了高铅丰度，这与检测到的光谱不兼容，以及非常高的12 C/13 C，这还没有受到观测的限制。预测仅略微依赖于所使用的演化代码。我们表明，我们的理论预测相匹配的S-过程分布，但未能再现检测到的高过剩和预测的高铅丰度，这是没有检测到。此外，在解释观测到的这个源的脉动特性方面仍然存在严重的问题。
2012-03-20 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
A comparative study on three modes of s-process nucleosynthesis in extremely metal-poor AGB stars
研究极贫金属AGB恒星中三种s-过程核合成模式，发现对流13C与22Ne模式结合可解释CEMP恒星观测到的s-过程元素增丰范围。
2023-10-23 astro-ph.SR
The WISE View of RV Tauri Stars
本文对银河系变星总表（GCVS）中的所有金牛座RV星进行了详细的红外测光研究。金牛座RV星是星族II造父变星中最亮的。它们被认为是从渐近巨星分支（AGB）向白矮星域演化。IRAS探测到了几颗RV Tauri星，因为它们有很大的红外过量，并且发现它们占据了IRAS双色图中的特定区域[12] - [25]，[25] - [60]。我们使用了WISE的全天巡天来扩展这些研究，并将GCVS中所有RV金牛星的红外特性与选定的后AGB对象样本进行比较，目的是将RV金牛星的红外特性置于后AGB演化的背景下。此外，我们还将金牛座RV恒星和比较样本的红外特性与其他可观测量（如双星和称为耗尽的光球化学异常的存在）相关联。我们发现，银河RV金牛星显示一系列的红外特性，我们区分盘源，对象没有IR过剩和对象的光谱能量分布（SED）是不确定的。我们得到一个明确的相关性之间的光盘源和二进制。金牛座RV星具有可变的平均星等是唯一发现的光盘源。我们还发现了双星之间的光盘进化的证据。此外，我们的研究表明，光盘的存在似乎是一个必要的，但不是充分的条件耗尽过程变得有效。
2015-08-24 astro-ph.SR
Observational evidence for composite grains in an AGB outflow: MgS in the extreme carbon star LL Peg
碳星中宽30 μm的特征通常归因于MgS尘埃颗粒。然而，用均匀的MgS颗粒复制30 μm的特征将需要相对于太阳丰度更多的硫。MgS的直接气相冷凝以低效率发生。MgS在SiC前体晶粒上的沉淀提供了更有效的形成机制，使得均匀MgS晶粒的假设可能不正确。利用基于Monte Carlo的辐射转移程序，我们的目标是模拟含有MgS尘埃颗粒的极端碳星LL Peg的30 μm特征。我们发现，对于LL Peg，该模型对λ< 10 μm处未知的MgS光学性质不敏感。当MgS被允许与无定形碳和SiC热接触时，再现30 μm特征强度所需的MgS量与太阳的硫丰度一致，从而解决了报道的MgS质量问题。我们的结论是，MgS是一个有效的候选人是载体的30 μm功能时，它是一个复合颗粒人口的一部分，具有光学性能代表的合奏颗粒形状。
2012-07-06 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
Evidence of AGB pollution in Galactic globular clusters from the Mg-Al anticorrelations observed by the APOGEE survey
我们研究了球状星团（GC）中多个种群的形成，假设第二代恒星是由中等质量恒星的风形成的，在渐近巨星分支（AGB）阶段喷出，可能被原始气体稀释，共享第一代恒星相同的化学成分。为此，我们使用最近的APOGEE数据，它提供了一个大样本的巨星，属于集群，跨越了广泛的金属丰度范围的表面化学。APOGEE数据集特别适合于区分迄今提出的各种污染情景，因为它提供了Mg和Al的表面丰度，这两种元素参与了对温度极其敏感的核通道，因此对污染物的金属含量极其敏感。目前的分析表明，从大质量AGB星的观测和理论产量之间的显着协议。特别是，所观察到的扩展的镁和O的耗尽和铝的增加是很好地再现的模型和金属丰度的趋势也充分占。这项研究进一步支持了这样一种观点，即AGB恒星是集群内介质污染的关键参与者，由此在GC中形成了额外的几代恒星。
2016-10-11 astro-ph.GA 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
Lost and found: evidence of Second Generation stars along the Asymptotic Giant Branch of the globular cluster NGC 6752
计算了球状星团NGC 6752中20颗AGB星的C、N、O、Na、Mg和Al的化学丰度。所有这些元素（镁除外）都表现出内在的星与星的变化和统计学上显著的相关性，或类似于通常在拥有多个种群的球状星团红巨星中观察到的相关性。这表明，与以前的发现不同，第一代和第二代恒星都居住在NGC 6752的AGB中。与同一星团中红巨星分支星的Na丰度比较表明，第二代星（Na和He丰度较低）确实达到了AGB相。在NGC 6752的AGB中，唯一没有观测到的天体是钠离子浓度极高的恒星。这也与标准的恒星演化模型一致，表明高Na和He富集的恒星占据水平分支的最蓝部分，并且由于它们的恒星质量较低，直接演化到白矮星冷却序列，跳过AGB阶段。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRAS\,11472-0800: an extremely depleted pulsating binary post-AGB star
我们在这里集中在一个特定的和缺乏研究的对象，IRAS 11472 -0800。它是一颗高度演化的后渐近巨星分支（post-AGB）恒星，光谱类型为F，具有大量的红外线过剩，是由星周尘埃的热辐射产生的。我们部署了一个多波长的研究，其中包括光学和红外光谱的分析，以及基于光度和光谱时间序列的变异性研究。光谱能量分布（SED）的属性以及高度加工的硅酸盐N-波段的发射表明，在IRAS 11472 -0800尘埃可能被困在一个稳定的磁盘。能量学的SED和颜色的变化表明，我们的视角是接近边缘上，光通量是由散射光占主导地位。光球丰度[Fe/H] = -2.7和[Sc/H]=-4.2，我们发现IRAS 11472 -0800是迄今为止已知的化学物质最贫乏的天体之一。此外，IRAS 11472 -0800是一个脉动的恒星，周期为31.16天，峰-峰振幅为0.6等V的径向速度的变化是强烈的脉动的影响，但显着的周期到周期的变化是系统的一个较长的时间尺度上，我们解释为证据的二进制运动。我们的结论是IRAS 11472 -0800是一颗被环双星盘包围的脉动双星。朝向物体的视线靠近轨道平面，使得可见光由散射光主导。IRAS 11472 -0800是迄今为止已知的化学物质最贫乏的天体之一，它将尘埃状的RV\，Tauri星与非脉动类的强烈贫化天体联系起来。
2012-03-15 astro-ph.SR
Relation of Observable Stellar Parameters to Mass-Loss Rate of AGB Stars in the LMC
使用Riebel等人（2012）在大麦哲伦星云中6,889颗脉动AGB星的数据集，我们从三个方面推导出了质量损失率作为光度和脉动周期或光度和质量的函数的公式，分别针对五个数据子集：基本模式富氧星，第一泛音模式富氧星，基本模式碳星，第一泛音模式碳星，和极端碳星利用恒星的周期与光度和质量与光度的分布，我们能够推导出质量损失率对这些量的依赖关系的幂律拟合。这导致公式再现观察到的质量损失率，并与质量损失模型的预期一致，即质量损失率对光度，质量和脉动周期高度敏感。在进行这一分析的过程中，我们发现了半径质量光度和检查脉动质量半径的关系，使用出版的演化和脉动模型。这使我们能够从观测到的光度和脉动周期中导出质量和半径。我们还得到了新的质量损失率与颜色的关系。
2022-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Period-Luminosity Relations of Evolved Variable Stars in the Large Magellanic Cloud
我们结合变化的信息，从大质量致密晕天体（MASSIVE O）调查的大麦云（LMC）与红外测光从斯皮策太空望远镜调查银河系的演化代理人（SAGE）调查创建一个数据集的~30 000个可变的红色源。我们在光度上将这些来源分类为红巨星分支（RGB）的第一个上升阶段，或者是沿着渐近巨星分支（AGB）的三个阶段之一：富氧，富碳或高度红化的不确定化学物质（“极端”AGB候选者）。我们提出的线性周期光度关系，这些来源使用8个独立的红外波段（J，H，K，3.6，4.5，5.8，8.0，和24微米）作为代理的光度。我们发现，波长依赖的周期光度关系的斜率是不同的光度测定类的AGB星。光度分类为O-丰富的恒星显示出最小的变化的斜率与波长，而尘埃笼罩极端AGB星显示出明显的趋势，随着波长的增加，陡峭的斜率。我们发现，富O的AGB星脉动的基本模式服从的周期-星等的关系，斜率为-3.41 +/- 0.04时，在3.6微米波段测量，在相反的富C的AGB星，它服从的关系的斜率-3.77 +/- 0.05。
2010-07-28 astro-ph.SR
The connection between missing AGB stars and extended horizontal branches
最近的观测证实了早期的结果，即球状星团（GCs）的渐近巨星分支（AGB）上缺乏或甚至没有CN-强星，尽管星团与星团之间的变化相当大。一般来说，这与CN带强度在第一个上升的红巨星分支（RGB）恒星之间的分布不一致。诺里斯等人提出，在某些星团中缺乏CN强恒星是因为这些恒星的质量较小，无法通过完整的AGB阶段演化。在这篇简短的论文中，我们发现AGB星的相对频率在不同的星团之间可以改变两倍。我们还发现，沿水平分支的恒星的最小质量（Gratton et al. 2010）与AGB恒星的相对频率之间存在非常好的相关性，并进一步依赖于金属丰度。我们的结论是，HB上质量最小的恒星确实不能通过完整的AGB阶段演化，是AGB manque。这些恒星可能有大量的He和N含量，以及大量的O-消耗。然后，我们认为，不应该有AGB星极端O耗尽，他们中的一些温和的。
2010-10-28 astro-ph.SR
On the nature of VX Sagitarii: Is it a TZO, a RSG or a high-mass AGB star?
目标。我们提出了一个光谱分析的基础上，结合AAVSO光变曲线数据的高分辨率观测的非常明亮的红色恒星VX Sgr。鉴于VX Sgr令人困惑的特点，我们探讨了三种情况下，它的性质：一个巨大的红超巨星（RSG）或超巨星（RHG），索恩Zytkow对象（TZO），和极端的渐近巨星分支（AGB）的明星。方法.采样一个以上的整个周期的光度变化，我们得出恒星大气参数使用国家的最先进的PHOENIX大气模型。我们将它们与光学和近红外光谱类型进行比较。我们报告的一些关键功能，由于中性元素原子物种，如Li I，Ca I和Rb I。结果我们提供了新的见解，其亮度，演化阶段以及脉动周期。基于所有的数据，有两个强有力的理由相信VX Sgr是某种极端的AGB星。首先，它在活跃阶段的类似Mira的行为。VX Sgr显示光的变化，其幅度比任何已知的RSG都大得多，并且明显大于所有的RHG。此外，它显示巴耳末线发射，并在这里显示的第一次，线加倍的金属光谱在最大的光，这两个特点典型的Miras。其次，与任何已知的RSG或RHG不同，VX Sgr显示强Rb I线。除了有时可以看到的光球线，它总是显示拱星组件的膨胀速度是兼容的包层中的OH脉泽，证明了一个连续的丰富的外层大气与s-过程元素，一个行为，只能解释为第三疏浚在热脉冲阶段。
2020-11-18 astro-ph.SR
Relics of ancient post-AGB stars in a primitive meteorite
石墨是在原始陨石中发现的许多太阳系前的星周冷凝物之一。虽然低密度石墨颗粒的同位素组成表明起源于核心坍缩超新星，但一些高密度颗粒在C，Ca和Ti中具有极端的同位素异常，这不能用渐近巨星分支（AGB）恒星或理论超新星模型的包络预测来解释。Ca和Ti同位素异常，然而，匹配的AGB星的He壳丰度的预测。在这项研究中，我们表明，C，Ca和Ti同位素异常是一致的核合成预测的H-摄入阶段在一个非常晚的热脉冲（VLTP）事件后AGB星。这些颗粒中的低$^{12}$ C/ $^{13}$ C同位素比是大量的$^{12}$ C有效捕获VLTP期间摄入的质子的结果。非常高的中子密度$\sim 10^{15}$ cm $^{-3}$，典型的$i$ -过程中，实现在此阶段的后AGB星。在某些石墨颗粒中大量的$^{42,43,44}$ Ca过量是VLTP期间中子俘获核合成的指示。VLTP核合成计算与石墨数据的比较还表明，Ti同位素比的明显异常是由于$^{46,48}$ Ca的巨大贡献造成的，而在测量过程中无法从同量异位素$^{46,48}$ Ti中分辨出来。我们的结论是，前太阳石墨颗粒与中度极端钙和钛同位素异常起源于后AGB恒星，遭受一个非常晚的热脉冲。
2013-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
SPIRITS Catalog of Infrared Variables: Identification of Extremely Luminous Long Period Variables
我们提供了一个包含417颗周期超过250天的亮红外变星的星表。这些是通过斯皮策太空望远镜正在进行的SPIRITS调查在20个附近星系中发现的。其中，359个变星的相位加权平均星等（$M_{[4.5]}$）比$-12$更暗，其周期和光度与之前报道的大麦云变星一致。然而，有58颗变星比$M_{[4.5]} = -12$更亮，其中11颗比$M_{[4.5]} = -13$更亮，最亮的是$M_{[4.5]} = -15.51$。这些明亮的变星源中，大多数的准周期超过1000天，其中有4个超过2000天。我们认为，基本的周期光度关系，以前测量的大麦云云，扩展到更高的光度和更长的周期，在这个大的星系样本。我们认为这些变量包括大质量的AGB星（可能是超级AGB星），经历异常高质量损失率的红超巨星和相互作用的双星。我们还提出了3.6，4.5，5.8和8.0 $μ$ m光度表的所有来源，在这20个星系。
2019-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical analysis of Asymptotic Giant Branch stars in M62
我们收集了银河系球状星团M62（NGC 6266）中6颗渐近巨星支（AGB）和13颗红巨星支（RGB）恒星的紫外火焰高分辨率光谱。在这里，我们提出了详细的丰度分析的铁，钛和轻元素（O，Na，Al和Mg）。对于大多数（5出6）的AGB目标，我们发现，从中性线确定的铁和钛的丰度显着低估相对于那些从电离功能，后者是，相反，在协议与测量的RGB目标。这与最近在其他星系团中的发现类似，可能表明存在非局部热力学平衡（NLTE）效应。在O-Na、Al-Mg和Na-Al三个平面上，RGB星显示出典型的球状星团星的相关性。相反，所有的AGB目标都聚集在第一代恒星所在的区域，类似于最近发现的NGC 6752的AGB人口。虽然钠和铝的丰度可能被低估，因为NLTE偏置影响铁和钛，但使用的氧线不会受到同样的影响，因此缺乏贫氧AGB星是可靠的。因此，我们可以得出结论，没有被调查的AGB星属于M62的第二代恒星。我们还发现了一颗钠丰度极高的RGB星（[Na/Fe] = +1.08 dex）。
2015-09-29 astro-ph.GA 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
Chemical equilibrium in AGB atmospheres: Successes, failures, and prospects for small molecules, clusters, and condensates
化学平衡已被证明对预测AGB大气的化学成分非常有用。在这里，我们使用最近开发的代码和更新的热化学数据库，包括涉及34个元素的气体和凝聚态物质，计算AGB大气的M-，S-和C-型恒星的化学平衡组成。我们包括第一次TixCy集群，与x = 1-4和y = 1-4，并选择较大的集群范围高达Ti 13 C22，热化学数据从量子化学计算。我们发现，在一般的化学平衡再现所观察到的丰度的母分子在拱星信封的AGB星。然而，对于某些母体分子，存在不同数量级的严重差异：M型恒星中的HCN、CS、NH3和SO2，S型恒星中的H2O和NH3，以及C型恒星中的H2O、NH3、SiH 4和PH 3。一些尚未在AGB大气中观测到的分子，如SiC 5、SiNH、SiCl、PS、HBO，以及含金属的分子MgS、CaS、CaOH、CaCl、CaF、ScO、ZrO、VO、FeS、CoH和NiS，是ALMA等天文台探测的良好候选者。预测的第一个冷凝物是碳，TiC和SiC在富C的气氛和Al 2 O 3在富O的流出。粉尘最可能的气相前体是乙炔、碳原子和/或碳粉尘的C3，SiC粉尘的SiC 2和Si 2C，以及Al 2 O3粉尘的原子Al和AlOH、AlO和Al 2 O。在TiC粉尘的情况下，原子Ti可能是钛的主要供应者。然而，化学平衡预测，集群，如Ti 8 C12和Ti 13 C22成为钛的主要水库，在该地区的原子Ti的代价…
2020-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Double white dwarf mergers and elemental surface abundances in extreme helium and R Coronae Borealis stars
从碳氧白矮星与氦白矮星合并的角度讨论了极端氦星（EHe）和北冕座R星（RCB）的表面丰度。该模型表示为两个组成白矮星的各个层的线性混合，考虑到每个恒星的特定演化。在从以前的版本发展这个配方的过程中，特别注意了渐进巨星分支恒星的壳层间丰度，该恒星演化为碳氧白矮星。因此，合并恒星的表面组成估计为初始质量和其祖先金属丰度的函数。在白矮星合并过程中是否发生了额外的核合成的问题已经被研究过了。观测到的碳和氧的高丰度要么是由碳-氧白矮星在冷合并过程中的核心被挖掘出来的，要么是由热合并过程中的α燃烧直接产生的。大量的O 18的存在可能与这两种情况是一致的，因为在我们的一些后AGB模型中，在碳/氦边界处形成了一个重要的O 18口袋。在AGB中间壳层中产生的氟、氖和磷在合并恒星的表面产生了过量的n，但通常数量不足。然而，这些元素的AGB起源的证据指向初始质量在1.9 - 3太阳质量范围内的祖星。目前还没有足够的信息来区分起源（化石或提示）的EHe和RCB恒星中观察到的所有丰度异常。进一步的工作是需要在氩和s-过程中的AGB intershell的元素，并从一个热合并的所有元素的预测产量。
2011-03-08 astro-ph.SR
Spectroscopic Confirmation of Two Luminous Post-AGB Stars in the Globular Cluster M19
球状星团（GC）中视觉上最亮的恒星是那些从渐近巨星分支（AGB）演化出来并穿过光谱类型F和A的恒星--"黄色"后AGB（yPAGB）恒星。yPAGB星是测量河外星系距离的潜在优秀的“星族II”标准烛光。最近一次对银河系GC系统的巡天，使用uBVI测光来识别具有大的巴耳末不连续性的低表面重力恒星，在GC M19（NGC 6273）中发现了一颗候选的明亮yPAGB恒星，命名为ZNG 4。同一次调查还发现了一颗明亮、较热的蓝色PAGB候选星ZNG 2，位于白矮星冷却序列的顶部附近。在最近的盖亚早期数据发布3中，两个PAGB候选者都有自行和松弛，与星系团成员一致，但它们仍然缺乏光谱验证。在这里，我们呈现了这两颗恒星的中等分辨率光谱，确认它们是极有可能是星团成员的低重力物体。通过与合成光谱库的比较，我们对恒星的大气参数进行了近似估计。我们发现yPAGB星ZNG 4的有效温度Teff~6500 K，表面重力log g~1，金属丰度[Fe/H]~-1.5，与主星团相似。蓝色PAGB星ZNG 2的Teff约为18000 K，log g~3，金属丰度明显较低，在[Fe/H]~-2.0~-2.5之间。这两颗恒星都很明亮（V分别为12.5和13.3）。我们敦促高色散光谱后续行动，以确定详细的大气参数和化学成分，并监测径向速度。
2022-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A HIFI view on circumstellar H2O in M-type AGB stars: radiative transfer, velocity profiles, and H2O line cooling
我们的目标是约束的温度和速度结构，和H2O丰度的风的一个样本的M型AGB星。我们进一步的目的是确定水线冷却的影响，在内部拱星信封的能量平衡。我们使用两个辐射转移代码模型的CO和H2O的分子发射线对四个M型AGB星。我们专注于从HIFI的CO和H2O的光谱分辨观测。观测得到了地面CO观测和PAC光谱未分辨CO和H2O观测的补充。观测到的线轮廓约束整个拱星包络（CSE）的速度结构，而CO强度约束的温度结构中的CSE。H2O观测结果限制了o-H2O和p-H2O相对于H2的丰度。最后，辐射传递建模允许解决CSE中的能量平衡，原则上还包括H2O管线冷却。线配置文件的拟合只设置适度的速度配置文件的约束，表明浅的加速度配置文件中的风的M型AGB星比动力学模型预测的，而CO观测有效地约束温度结构。在能量平衡中包括H2O管线冷却仅可能用于样品中的低质量损失率物体，并且需要对粉尘速度分布进行特别调整，以抵消内部CSE中的极端冷却。因此，模型中排除了H2O管线冷却。然而，CO线对温度分布的限制使我们能够推导出H2O丰度。推导出的H2O丰度证实了以前的估计，并与化学模型相一致。然而，推导出的丰度的不确定性相对较大，特别是p-H2O，因此推导出的o/p-H2O比没有得到很好的约束。
2016-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
How to disentangle geometry and mass-loss rate from AGB-star spectral energy distributions -- The case of EP Aqr
对渐近巨星分支（AGB）恒星的高角分辨率观测经常揭示出气体和尘埃包层的非球形形态。我们的目标是进行试点研究，以量化不同的几何形状（球对称，螺旋形，圆盘形）的尘埃成分的AGB信封上的光谱能量分布（SED），质量估计，随后的质量损失率（MLR）估计的影响。我们还估计误差的MLR，如果SED是由一个不适当的几何模型拟合。我们使用三维蒙特卡罗为基础的辐射传输代码RADMC-3D模拟不同的几何形状（但固定的空间扩展）的尘埃信封的排放。我们比较这些预测彼此，并与SED的AGB星EP Aqr，我们使用作为基准，因为它的信封是盘状的，并已知港口的螺旋臂，如在CO。涉及最大规模的信封的SED是那些不同的几何形状有最大的影响，主要是在10和18微米的硅酸盐功能。这些不同的形状源于光学深度的巨大差异。巨大的螺旋和圆盘看起来类似于黑体。光学厚的边缘上的螺旋和光盘（与1 e-4和1 e-5 Msun的尘埃质量）表现出黑体SED，似乎比那些从面对的结构和相同质量的球体更冷，而光学厚的面对的分布似乎是温暖的排放。我们发现，我们更现实的模型，结合球形和螺旋形分布，是0.1至0.5倍，比具有类似的SED球体少。更极端的，不太现实的情况是，螺旋和圆盘的质量比相应的球体小0.01到0.05倍。这意味着，采用错误的几何AGB拱星包络可能会导致MLR是不正确的多达1至2个数量级时，从SED拟合。
2020-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Super AGB and AGB evolution and the chemical inventory in NGC 2419
我们跟踪了大质量渐近巨星分支（AGB）星和超级AGB星（SAGB）中的热底燃烧（HBB）物质在球状星团中形成第二代星的情况。在星系团NGC 2419中，我们假设存在由AGB和SAGB喷出物直接形成的极端人口，因此我们可以直接将金属丰度Z=0.0003的产额与星系团NGC 2419的化学清单进行比较。在如此低的金属丰度下，HBB温度（远高于108 K）允许非常先进的核合成。约6 Mo的质量消耗Mg并合成Si，超过Al，因此后一种元素仅适度增强;钠不能增强。该模型与观测结果一致，尽管预测的Mg耗尽并不像观测到的恒星那样强烈。我们预测贫镁星的氧丰度必定是以一个巨大的因子被耗尽的。HBB的温度是接近该地区的其他p捕获反应较重的核成为可能。我们表明，高钾丰度发现在镁贫星可以实现在HBB期间，通过p捕获的氩核，如果相关的截面（S）是大于在文献中列出的，或者如果HBB温度较高。最后，我们推测，一些钙的生产是由于质子捕获钾。我们强调，必须大力测量这一集群中更大样本的丰度。
2012-11-16 astro-ph.SR
From the CMD of Omega Centauri and (super-)AGB stellar models to a Galactic plane passage gas purging chemical evolution scenario
我们研究了半人马座欧米茄的色星等图，发现蓝色主序（bMS）只能由氦丰度在Y=0.35- $0.40. To explain the faint subgiant branch of the reddest stars ("MS-a/RG-a" sequence), isochrones for the observed metallicity ([Fe/H]\approx0.7) appear to require both a high age (~13Gyr) and enhanced CNO abundances ([CNO/Fe]\approx0.9$范围内的模型再现。还必须假设Y~0.35，以抵消高CNO对关闭颜色的影响，从而获得与该恒星星族的相对蓝色关闭的良好拟合。这表明Omega Cen的化学演化时间较短（<1 Gyr）。我们的中等质量（超）AGB模型能够再现高氦丰度，以及[N/Fe]~2和大量的O贫化，如果充分考虑对流处理的不确定性。这些丰度特征将bMS星与占主导地位的[Fe/H] $\approx1.7$星族区分开来。最大质量的超AGB恒星模型（M_zams>=6.8M_sun，M_He，核心>=1.245M_sun）预测的N增强太大，这限制了它们对极端人口的贡献。我们定量地表明，高度He和N-富集AGB喷出物具有特别有效的冷却性能。基于这些结果和重建的轨道欧米茄…
2012-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mass-Loss Return From Evolved Stars to the LMC: Empirical Relations for Excess Emission at 8 and 24 μm
利用SAGE（Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution）巡天的数据（包括IRAC 3.6、4.5、5.8和8.0 μm波段以及MIPS 24、70和160 μm波段），给出了描述大麦云（LMC）中演化恒星过量辐射的经验关系式。我们将SAGE数据与2微米全天巡天（2 MASS; J，H和Ks）和光学麦哲伦云测光巡天（MCPS; U，B，V和I）点源目录相结合，以创建完整的光谱能量分布（SED）的渐近巨星分支（AGB）恒星候选人在LMC。AGB恒星外流是星系中尘埃的主要制造者之一，这种质量损失导致在8和24 \mic m波段观察到的通量过量。我们在我们的样本中根据它们的2 MASS和IRAC颜色识别富氧，富碳和极端的AGB恒星种群。我们通过比较模型光球的SED计算了中红外波段的过量通量。我们发现大约16，000个富O源、6300个富C源和1000个极端源具有可靠的8 μm过量值，大约4500个富O源、5300个富C源和960个极端源具有可靠的24 \mic m过量值。过量值在0.1 mJy-5 Jy范围内。8和24 \mic m的所有三种类型的AGB候选人的过剩显示出一个总体的增加趋势与光度。从8和24 \mic m过量的比率导出的尘埃色温随着过量的增加而减小，而24 \mic m光学深度随着过量而增加。极端的AGB候选者是质量损失的主要…
2009-03-09 astro-ph.CO astro-ph.SR
The low Sr/Ba ratio on some extremely metal-poor stars
人们注意到，在经典的极贫金属（EMP）星中，Sr和Ba的丰度比总是高于[Sr/Ba] =-0.5，这是太阳仅有r过程的值;然而，最近发现了少数EMP星具有非常低的Sr/Ba比。我们试图通过比较这些恒星和经典EMP恒星中元素的丰度模式来理解这种异常的起源。在LTE近似下，通过一维（流体静力学）模型大气，观测和分析了四颗Sr/Ba比值非常低的恒星，提供了9种中子捕获元素的均匀丰度。在CS 22950-173中，这颗恒星是样本中唯一的关闭恒星，其Sr/Ba比值实际上高于仅r的太阳比值，因此这颗恒星被丢弃。其余的恒星（CS 29493-090，CS 30322-023，HE 305-4520）是冷演化的巨星。它们没有明显的碳富集。这三颗恒星中中子俘获元素的丰度模式与理论上的s过程模式惊人地相似。这种模式最初可能归因于附近AGB的污染，但没有一颗恒星的径向速度出现明显的变化，表明存在伴星。恒星参数似乎排除了TP-AGB阶段的任何内部污染，至少有两个这样的恒星。这些恒星是在核心He闪光期间被污染的早期AGB恒星的可能性似乎与理论不相容。
2014-10-03 astro-ph.SR
The Identification of Extreme Asymptotic Giant Branch Stars and Red Supergiants in M33 by 24 μm Variability
我们首次探测到本星系群M33中24个源的24 μm光变。这些结果是基于MIPS的4个时期的观测，这些观测不规则地间隔超过750天。我们发现，这些源仅限于星系的Holmberg半径，这增加了它们成为M33成员的机会。我们已经构建了光谱能量分布（SED）范围从光学的亚毫米调查这些对象的性质。我们发现其中23个天体很可能是严重自遮蔽的演化恒星;而剩下的来源是巨大的HII区域，NGC 604。我们认为，所观察到的变化是内在的变化的中央恒星再加工通过其拱星尘埃壳。进行了辐射转移建模，以确定其可能的化学成分，光度和粉尘产生率（DPR）。作为一个样本，我们的模型已经确定了平均光度为（3.8 $\pm$ 0.9）x 10 $^4$ L $_\odot$和总DPR为（2.3 $\pm$ 0.1）x 10 $^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。大多数的来源，考虑到高的DPR和短波长的遮蔽，可能是“极端”AGB（XAGB）恒星。其中五颗的光度超过了经典的AGB极限（M $_{\rm bol}$ <-7.1，L > 54，000 L $_\odot$），因此它们可能被归类为红超巨星（RSG）。几乎所有的来源都被归类为富氧。正如在大麦哲伦星云中所看到的，M33中相当一部分尘埃是由少数XAGB和RSG恒星产生的。
2014-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical compositions of multiple stellar populations in the globular cluster NGC 2808
伪双色图或染色体图（ChM）表明NGC 2808拥有五个不同的恒星星族。现有的ChM是由哈勃太空望远镜的光度测量得出的，由星团中心周围一个小视场内的恒星组成。为了克服这些限制，我们建立了一个ChM与U，B，I测光从地面设施，解开NGC 2808的多个恒星星族在更广泛的视野。我们利用GIRAFFE@VLT收集的70颗红巨星支（RGB）和7颗渐近巨星支（AGB）恒星的光谱数据，结合文献中其他元素的数据，推断了C、N、O、Al、Fe和Ni的丰度（Li、Na、Mg、Si、Ca、Sc、Ti、Cr和Mn），并且与经典的和新的基于地面的ChM一起，提供了迄今为止NGC 2808中恒星星族最完整的化学特征。作为球状星团中典型的多重星族现象，轻元素在不同的恒星星族之间存在差异;而铁峰元素在不同星族之间的差异可以忽略不计（在$\lesssim0.10$ ~dex的水平上）。我们的AGB恒星的特征还在于与多种群存在相关的化学变化，这证实了恒星演化的这一阶段也受到了这种现象的影响。有趣的是，我们发现了一个极端的O-贫AGB星（与高He丰度一致），挑战了恒星演化模型，该模型表明，高He富集的恒星应该避免AGB阶段，并演化为AGB-manqué星。
2022-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Strong Variable Ultraviolet Emission from Y Gem: Accretion Activity in an AGB Star with a Binary Companion?
双星被认为会极大地影响AGB和后AGB恒星质量损失的历史和几何形状，但双星的观测证据非常缺乏。作为一个项目的一部分，寻找热的双同伴冷却AGB星使用GALEX档案，我们发现了一个晚M星，Y宝石，是一个强大的和可变的紫外线发射源。Y宝石是一个最好的例子，我们的技术成功的紫外成像的AGB星，以寻找双同伴。Y宝石的大而多变的紫外线通量使它成为具有质量吸积双星伴星的晚期AGB星的最突出的例子之一。紫外线辐射最有可能是由于与吸积活动和围绕主序星的圆盘有关的辐射。产生紫外线辐射的物理机制是非常有活力的，在其峰值时具有几L（太阳）的积分亮度。我们还发现弱CO J=2-1发射从Y宝石具有非常窄的线轮廓（FWHM为3.4公里/秒）。这样窄的谱线不太可能出现在外流中，并且与半径为300天文单位的轨道分子库的发射一致。Y宝石可能是后AGB星的祖先，这是一个双星系统，拥有盘，但没有流出。
2011-08-17 astro-ph.SR physics.space-ph
